Núcleos p
Los núcleos p (p significa ricos en protones) son ciertos isótopos ricos en protones, de origen natural, de algunos elementos comprendidos en la tabla periódica entre el selenio y el mercurio inclusive, que no se pueden producir ni en un proceso S ni en un proceso R. Los trabajos clásicos e innovadores de Burbidge, Burbidge, Fowler and Hoyle (1957)[1] y de A. G. W. Cameron (1957)[2] mostraron cómo la mayoría de los nucleidos que se generan naturalmente más allá del elemento hierro se pueden generar en dos tipos de procesos de captura neutrónica, el proceso S y el proceso R. Pero algunos nucleidos ricos en protones que se encuentran en la naturaleza no pueden generarse mediante estos dos procesos y, por lo tanto, se requiere al menos un proceso adicional para sintetizarlos.
Por ejemplo, a comienzos del siglo XXI se sabía que las abundancias de 152Gd y 164Er contienen al menos fuertes contribuciones procedentes del proceso S.[3] Esto también parece aplicarse a los isótopos 113In y 115Sn, que además podrían aparecer durante el proceso R en pequeñas cantidades.
Sin embargo, según la definición anterior, también son núcleos p porque no pueden formarse ni en el proceso S ni en el R. Del descubrimiento de sus productos de decaimiento en granos presolares se puede inferir que al menos el 92Nb y el 146Sm estaban presentes en la formación y evolución del sistema solar.
Los isótopos de un elemento que son núcleos p son normalmente menos abundantes en factores de diez a mil que los otros isótopos del mismo elemento.
[6] La producción astrofísica de núcleos p aún no se comprende completamente.
También es concebible que no exista un solo proceso responsable de todos los núcleos p, sino que diferentes procesos en varios entornos astrofísicos produzcan ciertos rangos de núcleos p.[8] La búsqueda de los procesos relevantes que crean los núcleos p habitualmente se centra en identificar los posibles mecanismos (procesos) de producción y luego investigar su posible materialización en distintos entornos astrofísicos.
La energía media disponible de los protones está determinada por la temperatura del plasma estelar.
[9] Según su significado histórico, el término proceso p se utiliza a veces para cualquier proceso que sintetice núcleos p, incluso cuando no hay capturas de protones involucradas, pero se desaconseja este uso.
[11] En un proceso p, los protones se agregan a núcleos atómicos radioactivos débilmente estables.
Estos nucleidos tienen semividas relativamente largas (en comparación con la escala de tiempo del proceso) y solo pueden incorporar lentamente otro protón (es decir, su sección eficaz para las reacciones (p,γ) es pequeña).
[13] Por lo tanto, un proceso rp solo podría producir núcleos p con números másicos menores o iguales a 104.
Esto da como resultado una reducción considerable del tiempo necesario para generar elementos pesados y permite una producción eficiente en segundos.
[6] Pero para ello se requiere un suministro (pequeño) de neutrones libres que normalmente no están presentes en estos plasmas ricos en protones.
Una forma de obtenerlos es liberarlos mediante otras reacciones que ocurren simultáneamente a la rápida captura del protón.
Esto se denomina captura rápida de protones en medios con neutrones o proceso pn.
Se sabe desde hace décadas que los núcleos p con números másicos A < 100 no pueden producirse en un proceso γ.
Los neutrinos interactúan también con las capas exteriores de la estrella en explosión y provocan reacciones nucleares que crean 138La, entre otros núcleos.
El frente que se mueve hacia afuera calienta las capas exteriores de la enana blanca y las expulsa.
[6][14] Aquellos núcleos p ligeros que no se producen lo suficiente en el proceso γ, pueden generarse de manera tan eficiente en el proceso pn que incluso muestran abundancias mucho mayores que los otros núcleos p. Para obtener las abundancias relativas observadas en el Sol, se debería suponer una semilla con una capacidad para desarrollar el proceso S mucho mayor de lo que se estima (por factores entre 100 y 1000 o más), lo que aumentaría el rendimiento de generación de núcleos p pesados del proceso γ.
[19] Sin embargo, no estaba claro si la materia (y en caso afirmativo, cuánta materia) puede ser expulsada y escapar del campo gravitatorio de la estrella de neutrones.
Solo si este es el caso, dichos objetos podrán considerarse como posibles fuentes de núcleos p. Incluso si esto se corrobora, el punto final demostrado del proceso rp limita la producción a los núcleos p ligeros (que están subproducidos en los colapsos del núcleo de las supernovas).
