Processus rp
Le processus rp est un ensemble de processus astrophysiques conduisant à la nucléosynthèse d'éléments chimiques lourds par capture rapide de protons — rp signifie rapid proton capture en anglais. Il s'agit d'un mode de nucléosynthèse stellaire qui serait, avec le processus r et le processus s, à l'origine de la plupart des éléments chimiques les plus lourds. Néanmoins, alors que les processus r et s conduisent à des noyaux riches en neutrons, le processus rp conduit au contraire à des noyaux riches en protons. L'élément de masse le plus élevé susceptible d'être généré par ce type de réactions n'est pas connu avec certitude, mais des analyses tendent à établir que, dans les étoiles à neutrons, le processus rp ne pourrait se poursuivre au-delà du tellure (Z = 52). Il est en effet arrêté par la désintégration α au niveau du tellure 104, le nucléide le plus léger pour lequel la désintégration α a été observée, bien que des isotopes plus légers du tellure soient également susceptibles de connaître une désintégration α, ainsi que des isotopes légers de l'antimoine. À ce stade, toute capture de proton supplémentaire déclenche une émission de proton ou une émission α. Ce processus terminal est appelé cycle étain-antimoine-tellure.
(Annoté en anglais.)
Le processus rp est un ensemble de processus astrophysiques conduisant à la nucléosynthèse d'éléments chimiques lourds par capture rapide de protons[1] — rp signifie rapid proton capture en anglais. Il s'agit d'un mode de nucléosynthèse stellaire qui serait, avec le processus r et le processus s, à l'origine de la plupart des éléments chimiques les plus lourds. Néanmoins, alors que les processus r et s conduisent à des noyaux riches en neutrons, le processus rp conduit au contraire à des noyaux riches en protons. L'élément de masse le plus élevé susceptible d'être généré par ce type de réactions n'est pas connu avec certitude, mais des analyses tendent à établir que, dans les étoiles à neutrons, le processus rp ne pourrait se poursuivre au-delà du tellure (Z = 52)[2]. Il est en effet arrêté par la désintégration α au niveau du tellure 104, le nucléide le plus léger pour lequel la désintégration α a été observée[3], bien que des isotopes plus légers du tellure soient également susceptibles de connaître une désintégration α, ainsi que des isotopes légers de l'antimoine. À ce stade, toute capture de proton supplémentaire déclenche une émission de proton ou une émission α. Ce processus terminal est appelé cycle étain-antimoine-tellure[4].
Conditions
[modifier | modifier le code]Le processus rp se déroule en milieu riche en hydrogène et à très haute température (au-delà du milliard de kelvins) pour qu'un flux important de protons puisse franchir la barrière coulombienne entourant les noyaux auxquels ils s'incorporent. Ces derniers proviendraient des réactions du cycle CNO. La capture de protons du processus rp est généralement en compétition avec des réactions (α, p), car les environnements riches en hydrogène qui sont le siège de réactions CNO sont également riches en hélium. La vitesse du processus rp est limitée par la désintégration β+ à l'approche de la limite de stabilité des protons, car l'interaction faible intervient de façon notoirement plus lente que l'interaction forte et l'interaction électromagnétique.
Sites possibles
[modifier | modifier le code]Les sites envisagés comme siège des processus rp sont les systèmes binaires comportant une étoile à neutrons, qu'il s'agisse de novae ou de sursauteurs X de type I[5]. Dans de tels systèmes, la matière de l'étoile conventionnelle est aspirée par le champ gravitationnel intense de l'étoile à neutrons, pour former un disque d'accrétion, précisément constitué de matière riche en hydrogène chauffée à très haute température par sa vitesse élevée, qui s'accumule sur l'étoile à neutrons jusqu'à y déclencher un flash thermonucléaire d'hydrogène et d'hélium ; au cours de ce flash, la température serait suffisante pour déclencher les réactions du processus rp.
Alors que la durée d'un flash thermonucléaire n'excède pas une seconde, le processus rp qu'il déclenche peut persister plusieurs dizaines de secondes : ces réactions apparaissent comme un phénomène rémanent à la suite des sursauts de rayons X.
Références
[modifier | modifier le code]- ↑ (en) Lars Bildsten, « Thermonuclear Burning on Rapidly Accreting Neutron Stars » dans The Many Faces of Neutron Stars, édité par R. Buccheri, J. van Paradijs et M. A. Alpar, vol. 515, Kluwer Academic Publishers, 1998, p. 419.
- ↑ (en) H. Schatz, A. Aprahamian, V. Barnard, L. Bildsten, A. Cumming, M. Ouellette, T. Rauscher, F.-K. Thielemann et M. Wiescher, « End Point of the rp Process on Accreting Neutron Stars », Physical Review Letters, vol. 688, nos 1-2, mai 2001, p. 150-153 (PMID 11328001, DOI 10.1103/PhysRevLett.86.3471, Bibcode 2001NuPhA.688..150S, arXiv astro-ph/0102418, lire en ligne)
- ↑ (en) K. Auranen, D. Seweryniak, M. Albers, A. D. Ayangeakaa, S. Bottoni, M. P. Carpenter, C. J. Chiara, P. Copp, H. M. David, D. T. Doherty, J. Harker, C. R. Hoffman, R. V. F. Janssens, T. L. Khoo, S. A. Kuvin, T. Lauritsen, G. Lotay, A. M. Rogers, J. Sethi, C. Scholey, R. Talwar, W. B. Walters, P. J. Woods et S. Zhu, « Superallowed α Decay to Doubly Magic 100Sn », Physical Review Letters, vol. 121, no 18, 2 novembre 2018, article no 182501 (PMID 30444390, DOI 10.1103/PhysRevLett.121.182501, Bibcode 2018PhRvL.121r2501A, lire en ligne)
- ↑ (en) Chirashree Lahiri et G. Gangopadhyay, « Endpoint of rp process using relativistic mean field approach and a new mass formula », International Journal of Modern Physics E, vol. 21, no 8, août 2012, p. 1250074 (DOI 10.1142/S0218301312500747, Bibcode 2012IJMPE..2150074L, arXiv 1207.2924, lire en ligne)
- ↑ (en) Y. Togano, « Measurement of proton capture cross sections relevant to rp process with Coulomb dissociation », AIP Conference Proceedings, vol. 1269, août 2010, p. 160-165 (DOI 10.1063/1.3485129, Bibcode 2010AIPC.1269..160T, lire en ligne)
