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| doi= 10.1103/RevModPhys.29.547}}</ref><ref name="cameron">[[Alastair Cameron|A. G. W. Cameron]]: ''Nuclear Reactions in Stars and Nucleogenesis.'' In: ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific'', Vol. 69, 1957, S. | | doi= 10.1103/RevModPhys.29.547}}</ref><ref name="cameron">[[Alastair Cameron|A. G. W. Cameron]]: ''Nuclear Reactions in Stars and Nucleogenesis.'' In: ''Publications of the Astronomical Society of the Pacific'', Vol. 69, 1957, S. 201–222. ({{bibcode|1957PASP...69..201C}})</ref> Diese [[Nuklid]]e werden [[p-Kerne]] genannt. | ||
* Obwohl gezeigt wurde, dass der ursprünglich vorgeschlagene p-Prozess die p-Kerne nicht erzeugen kann, wurde der Begriff später manchmal ganz allgemein als [[Oberbegriff]] für ''jeden'' Nukleosyntheseprozess verwendet, der p-Kerne erzeugt.<ref name="arnould">M. Arnould, S. Goriely: ''The p-process of stellar nucleosynthesis: astrophysics and nuclear physics status.'' In: ''Physics Reports'' 384, 2003, S. | * Obwohl gezeigt wurde, dass der ursprünglich vorgeschlagene p-Prozess die p-Kerne nicht erzeugen kann, wurde der Begriff später manchmal ganz allgemein als [[Oberbegriff]] für ''jeden'' Nukleosyntheseprozess verwendet, der p-Kerne erzeugt.<ref name="arnould">M. Arnould, S. Goriely: ''The p-process of stellar nucleosynthesis: astrophysics and nuclear physics status.'' In: ''Physics Reports'' 384, 2003, S. 1–84.</ref> | ||
Die Vermischung der zwei Bedeutungen führt oft zu Verwirrung. Daher wird in der neueren wissenschaftlichen Literatur angeregt, den Begriff ''p-Prozess'' nur für den eigentlichen astrophysikalischen Nukleosyntheseprozess zu verwenden (wie es bei anderen Prozessen ebenfalls üblich ist), also für Protonenanlagerung bei bestimmten Bedingungen.<ref name="posnic2010">T. Rauscher: ''Origin of p-Nuclei in Explosive Nucleosynthesis.'' In: ''Proceedings of Science'' PoS(NIC XI)059, 2010; {{arXiv|1012.2213}}</ref> | Die Vermischung der zwei Bedeutungen führt oft zu Verwirrung. Daher wird in der neueren wissenschaftlichen Literatur angeregt, den Begriff ''p-Prozess'' nur für den eigentlichen astrophysikalischen Nukleosyntheseprozess zu verwenden (wie es bei anderen Prozessen ebenfalls üblich ist), also für Protonenanlagerung bei bestimmten Bedingungen.<ref name="posnic2010">T. Rauscher: ''Origin of p-Nuclei in Explosive Nucleosynthesis.'' In: ''Proceedings of Science'' PoS(NIC XI)059, 2010; {{arXiv|1012.2213}}</ref> | ||
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Die mittlere Energie der Protonen ist durch die [[Temperatur]] des stellaren [[Plasma (Physik)|Plasmas]] bestimmt. Wird die Temperatur jedoch zu hoch, werden Protonen durch [[Photodesintegration]] schneller aus den Atomkernen geschlagen als sie angelagert werden können. | Die mittlere Energie der Protonen ist durch die [[Temperatur]] des stellaren [[Plasma (Physik)|Plasmas]] bestimmt. Wird die Temperatur jedoch zu hoch, werden Protonen durch [[Photodesintegration]] schneller aus den Atomkernen geschlagen als sie angelagert werden können. | ||
Als Ausweg böte sich das Vorhandensein einer großen Zahl von Protonen an, sodass die effektive Zahl der Einfänge pro Sekunde groß ist, selbst wenn die Temperatur nicht stark erhöht wird. Diese Bedingungen werden in den relevanten astrophysikalischen Umgebungen (z. B. [[Supernova#Kernkollaps- oder hydrodynamische | Als Ausweg böte sich das Vorhandensein einer großen Zahl von Protonen an, sodass die effektive Zahl der Einfänge pro Sekunde groß ist, selbst wenn die Temperatur nicht stark erhöht wird. Diese Bedingungen werden in den relevanten astrophysikalischen Umgebungen (z. B. [[Supernova#Kernkollaps- oder hydrodynamische Supernova|Kernkollaps-Supernovae]]) jedoch ''nicht'' vorgefunden.<ref name="arnould" /><ref name="posnic2010" /> | ||
== Historisches == | == Historisches == | ||
Der p-Prozess wurde ursprünglich als Syntheseprozess der p-Kerne vorgeschlagen, und man nahm an, er laufe in der [[Wasserstoff]]-Hülle von massereichen Sternen ab, die als [[Supernova #Kernkollaps- oder hydrodynamische Supernovae|Kernkollaps-Supernovae]] explodieren.<ref name="b2fh" /><ref name="cameron" /> Später wurde jedoch gezeigt, dass dort die benötigten Bedingungen nicht erreicht werden.<ref name="truran">J. Audouze, J. W. Truran: ''P-process nucleosynthesis in postshock supernova envelope environments.'' In: ''The Astrophysical Journal'', Vol. 202, 1975, S. | Der p-Prozess wurde ursprünglich als Syntheseprozess der p-Kerne vorgeschlagen, und man nahm an, er laufe in der [[Wasserstoff]]-Hülle von massereichen Sternen ab, die als [[Supernova #Kernkollaps- oder hydrodynamische Supernovae|Kernkollaps-Supernovae]] explodieren.<ref name="b2fh" /><ref name="cameron" /> Später wurde jedoch gezeigt, dass dort die benötigten Bedingungen nicht erreicht werden.<ref name="truran">J. Audouze, J. W. Truran: ''P-process nucleosynthesis in postshock supernova envelope environments.'' In: ''The Astrophysical Journal'', Vol. 202, 1975, S. 204–213. ({{DOI|10.1086/153965}})</ref> | ||
Auch in den damaligen Arbeiten wurden bereits Alternativen zum reinen Protoneneinfang überlegt, z. B. ein reiner [[Photodesintegration]]s<nowiki/>prozess (heute [[Gamma-Prozess|γ-Prozess]] genannt) oder eine Kombination aus p-Prozess und Photodesintegration.<ref name="cameron" /> | Auch in den damaligen Arbeiten wurden bereits Alternativen zum reinen Protoneneinfang überlegt, z. B. ein reiner [[Photodesintegration]]s<nowiki/>prozess (heute [[Gamma-Prozess|γ-Prozess]] genannt) oder eine Kombination aus p-Prozess und Photodesintegration.<ref name="cameron" /> | ||
Der Begriff p-Prozess (p für Proton) wird in der wissenschaftlichen Literatur zur Erforschung des astrophysikalischen Ursprungs der Elemente (Nukleosynthese) auf zwei Arten gebraucht:
Die Vermischung der zwei Bedeutungen führt oft zu Verwirrung. Daher wird in der neueren wissenschaftlichen Literatur angeregt, den Begriff p-Prozess nur für den eigentlichen astrophysikalischen Nukleosyntheseprozess zu verwenden (wie es bei anderen Prozessen ebenfalls üblich ist), also für Protonenanlagerung bei bestimmten Bedingungen.[4]
Um protonenreiche Kerne zu erzeugen, können Protonen vom Atomkern eines anderen Elements mit geringerer Protonenzahl (dem Saatkern) eingefangen werden. Die ursprüngliche Idee zur Erzeugung der p-Kerne war daher, dass solche Protonenanlagerungen auf in Sternen bereits vorhandenen schweren Elementen stattfinden, die vorher im s- und/oder r-Prozess erzeugt wurden.[1][2]
Jedoch kann ein solcher Protoneneinfang kaum p-Kerne erzeugen, weil mit zunehmender Protonenzahl im Atomkern der Coulombwall höher wird, den jedes neu hinzuzufügende Proton überwinden muss: je höher der Coulombwall, desto mehr Energie braucht ein Proton, damit es in den Atomkern eindringen und dort eingefangen werden kann.
Die mittlere Energie der Protonen ist durch die Temperatur des stellaren Plasmas bestimmt. Wird die Temperatur jedoch zu hoch, werden Protonen durch Photodesintegration schneller aus den Atomkernen geschlagen als sie angelagert werden können.
Als Ausweg böte sich das Vorhandensein einer großen Zahl von Protonen an, sodass die effektive Zahl der Einfänge pro Sekunde groß ist, selbst wenn die Temperatur nicht stark erhöht wird. Diese Bedingungen werden in den relevanten astrophysikalischen Umgebungen (z. B. Kernkollaps-Supernovae) jedoch nicht vorgefunden.[3][4]
Der p-Prozess wurde ursprünglich als Syntheseprozess der p-Kerne vorgeschlagen, und man nahm an, er laufe in der Wasserstoff-Hülle von massereichen Sternen ab, die als Kernkollaps-Supernovae explodieren.[1][2] Später wurde jedoch gezeigt, dass dort die benötigten Bedingungen nicht erreicht werden.[5]
Auch in den damaligen Arbeiten wurden bereits Alternativen zum reinen Protoneneinfang überlegt, z. B. ein reiner Photodesintegrationsprozess (heute γ-Prozess genannt) oder eine Kombination aus p-Prozess und Photodesintegration.[2]