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Concept
Processus p
Résumé
Le processus p est un ensemble de processus astrophysiques conduisant à la nucléosynthèse stellaire d'éléments chimiques par capture de protons (d'où la lettre p) pour donner des isotopes pauvres en neutrons typiquement situés entre le sélénium et le mercure . Ces nucléides sont appelés et leur origine n'est pas encore complètement comprise. Bien que le processus proposé initialement ne soit pas en mesure de produire tous ces noyaux, le terme a par la suite été parfois employé pour désigner n'importe quel processus de nucléosynthèse susceptible de produire de tels noyaux. Ces deux significations sont souvent confondues. La littérature la plus récente suggère de réserver le terme de pour le processus de capture de protons de manière analogue à ce qui est observé pour les autres processus de nucléosynthèse en astrophysique.
Les nucléides riches en protons peuvent être produits en ajoutant des protons l'un après l'autre à des noyaux préexistants. Une telle réaction, de type (p, γ), est appelée capture de proton. Ajouter un proton à un noyau atomique conduit à une transmutation d'un élément chimique à un autre, car le numéro atomique est incrémenté d'une unité. Le rapport entre le nombre de neutrons et le nombre de protons du noyau diminue par la même occasion, ce qui donne un atome appauvri en neutrons. Ces observations sont à la base des premières théories relatives à ces isotopes pauvres en neutrons formulées dans les années 1950.
De telles captures de protons sur des isotopes stables ou quasistables ne sont cependant pas très efficaces pour produire des , surtout les plus lourds d'entre eux, car la charge électrique de ces noyaux augmente à chaque proton ajouté, ce qui accroît la répulsion électrostatique entre protons incidents et noyaux cibles selon la loi de Coulomb, d'où une barrière coulombienne croissante. Plus celle-ci est élevée, plus est grande l'énergie cinétique nécessaire aux protons pour être capturés par les noyaux cibles. Cette énergie cinétique est déterminée par la température du plasma de l'étoile.
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