rpプロセス

rp過程（急速陽子捕獲過程）は、陽子が種核に連続的に捕獲され、より重い元素が生成される過程である。^[1] これは元素合成過程であり、 s過程およびr過程とともに、宇宙に存在する多くの重元素の生成に関与している可能性がある。しかし、この過程は、中性子過剰側ではなく、陽子過剰側の安定性で発生するという点で、前述の他の過程とは著しく異なる。

rp過程の終点（生成できる最も質量の大きい元素）はまだ十分に確立されていないが、最近の研究では、中性子星ではテルルを超えて進行できないことが示唆されている。^[2] rp過程はアルファ崩壊によって阻害され、終点の上限は観測されている最も軽いアルファ崩壊核種である¹⁰⁴ Te ^[3]と軽いアンチモン同位体の陽子ドリップラインとなる。この時点で、さらなる陽子捕獲は即座の陽子放出またはアルファ放出をもたらし、したがって陽子流はより重い元素を生成せずに消費される。この終点プロセスはスズ・アンチモン・テルルサイクルとして知られている。^[4]

このプロセスは、陽子が荷電粒子反応の大きなクーロン障壁を乗り越えることができるように、非常に高温の環境（10 ⁹ ケルビン以上）で発生する必要があります。大量の陽子流が必要となるため、水素に富んだ環境も前提条件です。このプロセスの発生に必要な種核は、高温のCNO サイクルからのブレイクアウト反応中に形成されると考えられています。通常、rp プロセスでの陽子捕獲は (α,p) 反応と競合します。これは、水素流の多い環境のほとんどがヘリウムにも富んでいるためです。rp プロセスの時間スケールは、陽子ドリップ ラインまたはその近くでのβ ⁺崩壊によって設定されます。これは、これらの高温では 弱い相互作用が強い相互作用や電磁力よりも非常に遅いことで知られているためです。

rp 過程が起こるとされる場所は、一方の星が中性子星である降着連星系である。これらの系では、ドナー星がコンパクトなパートナー星に物質を降着させている。降着物質はドナー星の表面層に由来するため、通常は水素とヘリウムに富んでいる。このようなコンパクトな星は重力場が強いため、物質はコンパクトな星に向かって高速で落下し、通常は途中で他の降着物質と衝突して降着円盤を形成する。中性子星への降着の場合、この物質がゆっくりと表面に蓄積されるにつれて、温度は 10 ⁸  K 程度に達する。

最終的には、この高温の大気中で熱核不安定性が発生し、温度が上昇し続け、水素とヘリウムの暴走熱核爆発につながると考えられています。閃光の間、温度は急速に上昇し、rp プロセスが発生するのに十分な高さになります。水素とヘリウムの最初の閃光はわずか 1 秒しか続きませんが、rp プロセスは通常最大 100 秒かかります。したがって、rp プロセスは、結果として生じるX 線バーストの尾として観測されます。

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