Processo rp
O processo rp (captura rápida de prótons) consiste em uma série de capturas protônicas por núcleos atômicos que dão origem a núcleos de elementos mais pesados. É uma forma de nucleossíntese, junto aos processos r e s, e é responsável pela formação de uma grande maioria dos elementos pesados (acima do 56Fe) presentes no Universo. O ponto final do processo rp (o elemento mais pesado que pode obter-se mediante estas reações) não se conhece com precisão, mas se crê que nas estrelas de nêutrons não podem obter-se elementos além do telúrio. O processo rp se dá em condições de temperatura muito alta, de forma que os prótons podem vencer a barreira de potencial que é necessária para que sejam capturados pelo núcleo. Além disso é necessária uma vizinhança rica em hidrogênio (prótons livres) para que o elevado fluxo protônico necessário seja possível. Os núcleos iniciais, necessários para que ocorra o processo rp, se formam a partir de reações de ruptura durante o ciclo CNO. Este processo se crê que se dê em sistemas binários formados por anãs brancas ou estrelas de nêutrons e gigantes vermelhas. Neste cenário, a gigante vermelha injeta grande quantidade de hidrogênio em sua companheira massiva, aumentando a temperatura desta e criando as condições necessárias para que se dê este processo.
O processo rp (captura rápida de prótons) consiste em uma série de capturas protônicas por núcleos atômicos que dão origem a núcleos de elementos mais pesados.[1] É uma forma de nucleossíntese, junto aos processos r e s, e é responsável pela formação de uma grande maioria dos elementos pesados (acima do 56Fe) presentes no Universo. O ponto final do processo rp (o elemento mais pesado que pode obter-se mediante estas reações) não se conhece com precisão, mas se crê que nas estrelas de nêutrons não podem obter-se elementos além do telúrio.[2]
O processo rp se dá em condições de temperatura muito alta, de forma que os prótons podem vencer a barreira de potencial que é necessária para que sejam capturados pelo núcleo. Além disso é necessária uma vizinhança rica em hidrogênio (prótons livres) para que o elevado fluxo protônico necessário seja possível. Os núcleos iniciais, necessários para que ocorra o processo rp, se formam a partir de reações de ruptura durante o ciclo CNO.
Este processo se crê que se dê em sistemas binários formados por anãs brancas ou estrelas de nêutrons e gigantes vermelhas. Neste cenário, a gigante vermelha injeta grande quantidade de hidrogênio em sua companheira massiva, aumentando a temperatura desta e criando as condições necessárias para que se dê este processo.
Referências
- ↑ Lars Bildsten, "Thermonuclear Burning on Rapidly Accreting Neutron Stars" in The Many Faces of Neutron Stars, ed. R. Buccheri, J. van Paradijs, & M. A. Alpar (Kluwer), 419 (1998)
- ↑ Schatz, H.; A. Aprahamian, V. Barnard, L. Bildsten, A. Cumming, M. Ouellette, T. Rauscher, F.-K. Thielemann, and M. Wiescher (2001). «End Point of the rp Process on Accreting Neutron Stars» (subscription required). Physical Review Letters. 86 (16): 3471–3474. doi:10.1103/PhysRevLett.86.3471. Consultado em 24 de agosto de 2006