р-ядра
p-ядра ( p означает « богатые протонами ») — это определенные богатые протонами, встречающиеся в природе изотопы некоторых элементов от селена до ртути включительно, которые не могут быть получены ни в s- , ни в r-процессе .
Определение
[ редактировать ]
Классические новаторские произведения Бербиджа, Бербиджа, Фаулера и Хойла (1957). [1] и AGW Кэмерон (1957) [2] показал, как большинство встречающихся в природе нуклидов , помимо элемента железа, могут быть получены в двух видах процессов захвата нейтронов : s- и r-процессе. Некоторые богатые протонами нуклиды, встречающиеся в природе, не достигаются в этих процессах, и поэтому для их синтеза требуется как минимум один дополнительный процесс. Эти ядра называются p-ядрами .
Поскольку определение p-ядер зависит от текущих знаний о s- и r-процессах (см. также нуклеосинтез ), первоначальный список из 35 p-ядер может меняться с годами, как указано в таблице ниже.Например, сегодня признано, обилие что 152 Б-г и 164 Er содержат, по крайней мере, сильные вклады от s-процесса . [3] Это также, по-видимому, применимо к тем, кто 113 В и 115 Sn, который дополнительно мог быть получен в r-процессе в небольших количествах. [4]
Естественное явление
[ редактировать ]Долгоживущие радионуклиды 92 Нб, 97 Тс, 98 Тс и 146 Sm не входят в число классически определяемых p-ядер, поскольку они больше не встречаются на Земле в природе. Однако согласно приведенному выше определению они также являются p-ядрами, поскольку не могут быть созданы ни в s-, ни в r-процессе. Из открытия продуктов их распада в пресолнечных зернах можно сделать вывод, что, по крайней мере, 92 Нб и 146 См присутствовали в солнечной туманности . Это дает возможность оценить время с момента последнего образования этих p-ядер до образования Солнечной системы . [5]
p-ядра встречаются очень редко. Те изотопы элемента, которые являются p-ядрами, обычно менее распространены в десять-тысячу раз, чем другие изотопы того же элемента. Численность р-ядер можно определить только в геохимических исследованиях и на основе анализа метеоритного материала и пресолнечных зерен . Их невозможно идентифицировать в звездных спектрах . Следовательно, знания о p-содержании ограничены данными Солнечной системы, и неизвестно, типично ли солнечное содержание p-ядер для Млечного Пути . [6]
Список p-ядер
[ редактировать ]| Нуклид | Избыток | Комментарий |
|---|---|---|
| 74 Се | 0.86% | Стабильный нуклид |
| 78 НОК | 0.36% | долгоживущий радионуклид (период полураспада 9,2 × 10 21 и) |
| 84 старший | 0.56% | Стабильный нуклид |
| 92 Нб | след | долгоживущий радионуклид (период полураспада 3,47 × 10 7 у); не классическое p-ядро, но не может быть получено в s- и r-процессах |
| 92 Мо | 14.65% | Стабильный нуклид |
| 94 Мо | 9.19% | Стабильный нуклид |
| 97 Тс | его | долгоживущий радионуклид (4,21 × 10 6 у); не классическое p-ядро, но не может быть получено в s- и r-процессах |
| 98 Тс | его | долгоживущий радионуклид (4,2 × 10 6 у); не классическое p-ядро, но не может быть получено в s- и r-процессах |
| 96 Ру | 5.54% | Стабильный нуклид |
| 98 Ру | 1.87% | Стабильный нуклид |
| 102 ПД | 1.02% | Стабильный нуклид |
| 106 компакт-диск | 1.25% | Стабильный нуклид |
| 108 компакт-диск | 0.89% | Стабильный нуклид |
| 113 В | 4.28% | Стабильный нуклид; (частично) изготовлено в s-процессе? Вклад r-процесса? |
| 112 Сн | 0.97% | Стабильный нуклид |
| 114 Сн | 0.66% | Стабильный нуклид |
| 115 Сн | 0.34% | Стабильный нуклид; (частично) изготовлено в s-процессе? Вклад r-процесса? |
| 120 Te | 0.09% | Стабильный нуклид |
| 124 Машина | 0.095% | долгоживущий радионуклид (период полураспада 1,8 × 10 22 и) |
| 126 Машина | 0.089% | Стабильный нуклид |
| 130 Нет | 0.11% | долгоживущий радионуклид (период полураспада 1,6 × 10 21 и) |
| 132 Нет | 0.10% | Стабильный нуклид |
| 138 La | 0.089% | долгоживущий радионуклид (период полураспада 1,05 × 10 11 у); изготовленные в ν-процессе |
| 136 Этот | 0.186% | Стабильный нуклид |
| 138 Этот | 0.251% | Стабильный нуклид |
| 144 см | 3.08% | Стабильный нуклид |
| 146 см | след | долгоживущий радионуклид (период полураспада 1,03 × 10 8 у); не классическое p-ядро, но не может быть получено в s- и r-процессах |
| 152 Б-г | 0.20% | долгоживущий радионуклид (период полураспада 1,08 × 10 14 у); (частично) изготовлено в s-процессе? |
| 156 Те | 0.056% | Стабильный нуклид |
| 158 Те | 0.095% | Стабильный нуклид |
| 162 Является | 0.139% | Стабильный нуклид |
| 164 Является | 1.601% | Стабильный нуклид; (частично) изготовлено в s-процессе? |
| 168 Ыб | 0.126% | Стабильный нуклид |
| 174 хф | 0.16% | долгоживущий радионуклид (период полураспада 7,0 × 10 16 и) |
| 180 м Облицовка | 0.012% | Стабильный нуклид; наиболее стабильный ядерный изомер , встречающийся в природе; (частично) изготовленные в ν-процессе; вклады от s-процесса? |
| 180 В | 0.12% | долгоживущий радионуклид (период полураспада 1,8 × 10 18 и) |
| 184 Ты | 0.02% | долгоживущий радионуклид (период полураспада 1,12 × 10 13 и) |
| 190 Пт | 0.012% | долгоживущий радионуклид (период полураспада 4,83 × 10 11 и [7] ) |
| 196 ртуть | 0.15% | Стабильный нуклид |
Происхождение p-ядер
[ редактировать ]Астрофизическое образование p-ядер еще полностью не изучено. Предпочтительный γ-процесс (см. ниже) в сверхновых с коллапсом ядра не может произвестисогласно текущему компьютерному моделированию , все p-ядра в достаточных количествах . Вот почему исследуются дополнительные механизмы образования и астрофизические места, как описано ниже. Также возможно, что существует не один-единственный процесс, ответственный за все p-ядра, но что разные процессы в ряде астрофизических мест производят определенные диапазоны p-ядер. [8]
При поиске соответствующих процессов, создающих p-ядра, обычным способом является выявление возможных механизмов образования (процессов) и затем исследование их возможной реализации в различных астрофизических точках. Та же логика применяется и в обсуждении ниже.
Основы производства p-нуклидов
[ редактировать ]В принципе, существует два пути получения богатых протонами нуклидов : путем последовательного присоединения протонов к нуклиду (это ядерные реакции типа (p,γ)) или путем удаления нейтронов из ядра посредством последовательностей фотораспадов типа (γ, н). [6] [8]
В условиях, встречающихся в астрофизических средах, трудно получить p-ядра путем захвата протонов, поскольку кулоновский барьер ядра увеличивается с увеличением числа протонов . Протону требуется больше энергии для включения ( захвата ) в атомное ядро, когда кулоновский барьер выше. Доступная средняя энергия протонов определяется температурой звездной плазмы . Однако повышение температуры также ускоряет фотораспад (γ,p), который противодействует (p,γ)-захвату. Единственной альтернативой, позволяющей избежать этого, было бы иметь очень большое количество доступных протонов, чтобы эффективное количество захватов в секунду было большим даже при низкой температуре. В крайних случаях (как обсуждается ниже) это приводит к синтезу чрезвычайно короткоживущих радионуклидов , которые распадаются до стабильных нуклидов только после прекращения захвата. [6] [8]
Соответствующие комбинации температуры и плотности протонов звездной плазмы необходимо изучить в поисках возможных механизмов образования p-ядер. Дальнейшими параметрами являются время, доступное для ядерных процессов, а также количество и тип первоначально присутствующих нуклидов ( зародышевых ядер ).
Возможные процессы
[ редактировать ]p-процесс
[ редактировать ]Предполагается, что в p-процессе p-ядра образовались в результате захвата нескольких протонов стабильными нуклидами. Зародышевые ядра возникают в результате s- и r-процессов и уже присутствуют в звездной плазме. Как отмечалось выше, существуют серьезные трудности с объяснением всех p-ядер с помощью такого процесса, хотя первоначально предполагалось добиться именно этого. [1] [2] [6] Позже было показано, что необходимые условия не достигаются ни в звездах , ни в звездных взрывах. [9]
Исходя из своего исторического значения, термин p-процесс иногда используется для обозначения любого процесса, синтезирующего p-ядра, даже если захват протона не происходит, но такое использование не рекомендуется.
γ-процесс
[ редактировать ]p-ядра также могут быть получены путем фоторасщепления ядер s -процесса и r -процесса . При температурах около 2–3 гигакельвинов (ГК) и коротком времени процесса в несколько секунд (для этого требуется взрывной процесс) фотораспад ранее существовавших ядер будет оставаться небольшим, достаточным для образования необходимого крошечного количества p-ядер. [6] [10] Это называется γ-процессом (гамма-процессом), поскольку фотораспад протекает за счет ядерных реакций типов (γ,n), (γ,α) и (γ,p), которые вызываются высокоэнергетическими фотонами ( гамма-лучами ). . [10]
ν-процесс (ню-процесс)
[ редактировать ]Если доступен достаточно интенсивный источник нейтрино, ядерные реакции могут непосредственно производить определенные нуклиды, например 7 Что, 11 Б, 19 Ф, 138 La в сверхновых с коллапсом ядра . [11]
Быстрые процессы захвата протонов
[ редактировать ]В p-процессе протоны присоединяются к стабильным или слаборадиоактивным атомным ядрам . Если в звездной плазме высокая плотность протонов, даже короткоживущие радионуклиды могут захватить один или несколько протонов до того, как они начнут бета-распад . Это быстро перемещает путь нуклеосинтеза из области стабильных ядер на очень богатую протонами сторону таблицы нуклидов . Это называется быстрым захватом протона . [8]
Здесь серия (p,γ)-реакций протекает до тех пор, пока либо бета-распад ядра не произойдет быстрее, чем дальнейший захват протона, либо не будет достигнута линия стекания протонов . Оба случая приводят к одному или нескольким последовательным бета-распадам, пока не образуется ядро, которое снова может захватывать протоны до его бета-распада. Затем последовательность захвата протона продолжается.
Можно охватить область легчайших ядер вплоть до 56 Ni в течение секунды, потому что и захват протона, и бета-распад происходят быстро. Начиная с 56 ряд точек ожидания Однако на пути реакции встречается . Это нуклиды, которые имеют относительно длительный период полураспада (по сравнению с временными рамками процесса) и могут лишь медленно присоединять еще один протон (т. е. их сечение реакций (p, γ) мало). Примеры таких точек ожидания: 56 В, 60 Зн, 64 Ге, 68 Се. Дальнейшие точки ожидания могут иметь важное значение в зависимости от конкретных условий и местоположения пути реакции. Для таких точек ожидания период полураспада обычно составляет от минут до дней. Таким образом, они значительно увеличивают время, необходимое для продолжения последовательности реакций. Если условия, необходимые для такого быстрого захвата протона, существуют лишь в течение короткого времени (время взрывных астрофизических событий порядка секунд), точки ожидания ограничивают или затрудняют продолжение реакций на более тяжелые ядра. [12]
Чтобы произвести p-ядра, путь процесса должен включать нуклиды, имеющие то же массовое число (но обычно содержащие больше протонов), что и желаемые p-ядра. Эти нуклиды затем превращаются в p-ядра посредством последовательностей бета-распадов после прекращения быстрого захвата протонов.
Разновидностями основной категории быстрых захватов протонов являются rp-, pn- и νp-процессы, которые будут кратко изложены ниже.
rp-процесс
[ редактировать ]Так называемый rp-процесс ( rp — быстрый захват протона ) — это самая чистая форма описанного выше процесса быстрого захвата протона. При плотности протонов более 10 28 протонов/см 3 и температура около 2 × 10 9 K , путь реакции близок к линии стекания протонов . [12] Точки ожидания можно соединить при условии, что время процесса составляет 10–600 с. Нуклиды точки ожидания производятся в больших количествах, в то время как производство ядер «за» каждой точкой ожидания все больше подавляется.
Окончательная конечная точка достигается почти 104 Потому что путь реакции попадает в область нуклидов, которые распадаются предпочтительно путем альфа-распада и, таким образом, зацикливаются на самом себе. [13] Следовательно, rp-процесс сможет производить только p-ядра с массовыми числами, меньшими или равными 104.
pn-процесс
[ редактировать ]Точек ожидания в процессах быстрого захвата протонов можно избежать с помощью (n,p) реакций, которые происходят намного быстрее, чем захват протонов или бета-распады ядер точек ожидания. Это приводит к значительному сокращению времени, необходимого для изготовления тяжелых элементов, и обеспечивает эффективное производство за считанные секунды. [6] Однако для этого требуется (небольшой) запас свободных нейтронов , которых обычно нет в такой богатой протонами плазме. Один из способов их получения — высвободить их посредством других реакций, протекающих одновременно с быстрым захватом протона. Это называется быстрым нейтронным захватом протонов или pn-процессом . [14]
νp-процесс
[ редактировать ]Другой возможностью получить нейтроны, необходимые для ускоряющих (n,p) реакций в богатых протонами средах, является использование захвата антинейтрино на протонах (
н
и +
п
→
и +
+
н
), превращая протон и антинейтрино в позитрон и нейтрон. Поскольку (анти)нейтрино очень слабо взаимодействуют с протонами, высокий поток антинейтрино должен воздействовать на плазму с высокой плотностью протонов. Это называется νp -процесс (nu p-процесс). [15]
Возможные места синтеза
[ редактировать ]Сверхновые с коллапсом ядра
[ редактировать ]Массивные звезды заканчивают свою жизнь в результате коллапса ядра сверхновой . В такой сверхновой ударный фронт взрыва проходит от центра звезды через ее внешние слои и выбрасывает их. Когда ударный фронт достигает O/Ne-оболочки звезды (см. также звездная эволюция ), условия для 𝛾-процесса достигаются за 1-2 с.
Хотя большинство p-ядер можно получить таким способом, некоторые области масс p-ядер оказываются проблематичными в модельных расчетах. Уже несколько десятилетий известно, что p-ядра с массовыми числами A < 100 не могут образовываться в 𝛾-процессе. [6] [10] Современные симуляции также показывают проблемы в диапазоне 150 ≤ A ≤ 165 . [8] [16]
р-ядро 138 La не производится в 𝛾-процессе, но может быть получена в ν -процессе. горячая нейтронная звезда В центре такой сверхновой с коллапсом ядра образуется , которая излучает нейтрино с высокой интенсивностью. Нейтрино взаимодействуют также с внешними слоями взрывающейся звезды и вызывают ядерные реакции, которые создают 138 La, среди других ядер. [11] [16] Также 180 м Ta может получить вклад от этого ν -процесса.
Было предложено [15] дополнить γ-процесс во внешних слоях звезды другим процессом, происходящим в самых глубоких слоях звезды, близких к нейтронной звезде, но все же выбрасываемых, а не падающих на поверхность нейтронной звезды. Из-за изначально высокого потока нейтрино от формирующейся нейтронной звезды эти слои становятся чрезвычайно богатыми протонами в результате реакции
н
и +
н
→
и −
+
п
. Хотя поток антинейтрино изначально слабее, тем не менее, из-за большого количества протонов будет создано несколько нейтронов. Это позволяет -процесс в этих глубоких слоях. Из-за короткого времени взрыва и высокого кулоновского барьера более тяжелых ядер такой νp-процесс мог привести только к образованию самых легких p-ядер. Какие ядра образуются и сколько их, зависит от многих деталей моделирования, а также от фактического механизма взрыва сверхновой с коллапсом ядра, который до сих пор не до конца понятен. [15] [17]
Термоядерные сверхновые
[ редактировать ]Термоядерная сверхновая — это взрыв белого карлика в двойной звездной системе, вызванный термоядерными реакциями в веществе звезды-компаньона, аккрецированной на поверхности белого карлика. Аккрецированная материя богата водородом (протонами) и гелием ( α-частицами ) и становится достаточно горячей, чтобы обеспечить возможность ядерных реакций .
В литературе обсуждается ряд моделей таких взрывов, две из которых исследовались на перспективу образования p-ядер. Ни один из этих взрывов не выделяет нейтрино, что делает ν- и νp-процессы невозможными. Условия, необходимые для rp-процесса, также не достигаются.
Детали возможного образования p-ядер в таких сверхновых сильно зависят от состава вещества, аккрецированного из звезды-компаньона ( зародышевых ядер для всех последующих процессов). Поскольку это может значительно меняться от звезды к звезде, все утверждения и модели p-рождения в термоядерных сверхновых подвержены большим неопределенностям. [6]
Сверхновые типа Ia
[ редактировать ]Согласованная модель термоядерных сверхновых постулирует, что белый карлик взрывается после превышения предела Чандрасекара в результате аккреции материи, поскольку сжатие и нагрев вызывают взрывное горение углерода в ухудшенных условиях. Фронт ядерного горения пронизывает белого карлика изнутри и разрывает его на части. Тогда самые внешние слои, расположенные близко к поверхности белого карлика (содержащие 0,05 солнечной массы вещества), демонстрируют подходящие условия для γ-процесса. [18]
p-ядра образуются так же, как и в γ-процессе в сверхновых с коллапсом ядра, и также встречаются те же трудности. Кроме того, 138 Ла и 180 м Та не производятся. Изменение содержания затравки, исходя из предположения об увеличении содержания s-процесса , только масштабирует содержание образующихся p-ядер, не решая проблемы относительного недопроизводства в диапазонах ядерных масс, указанных выше. [6]
сверхновая субЧандрасекара
[ редактировать ]В подклассе сверхновых типа Ia , так называемой сверхновой субЧандрасекара , белый карлик может взорваться задолго до того, как достигнет предела Чандрасекара, поскольку ядерные реакции в аккрецированной материи уже могут нагреть белого карлика во время фазы аккреции и вызвать преждевременное взрывное горение углерода. . Богатая гелием аккреция благоприятствует такому типу взрыва. Горение гелия приводит к дегенеративному воспламенению на дне аккрецированного слоя гелия и вызывает два фронта ударной волны. Тот, кто бежит внутрь, вызывает углеродный взрыв. Движущийся наружу фронт нагревает внешние слои белого карлика и выбрасывает их. Опять же, эти внешние слои являются местом γ-процесса при температуре 2-3 ГК. Однако из-за присутствия α-частиц (ядер гелия) становятся возможными дополнительные ядерные реакции. Среди них есть такие, которые выделяют большое количество нейтронов, такие как 18 О (а, п) 21 Ne, 22 Ne(α,n) 25 мг и 26 Мг (а, n) 29 Си. Это позволяет осуществлять pn-процесс в той части внешних слоев, которая испытывает температуры выше 3 ГК. [6] [14]
Те легкие p-ядра, которые недостаточно образуются в γ-процессе, могут быть настолько эффективно созданы в pn-процессе, что их содержание даже гораздо больше, чем у других p-ядер. Чтобы получить наблюдаемое солнечное относительное содержание, s-процесса (в 100-1000 раз или более), которая увеличивает выход тяжелых p-ядер из γ-процесса. необходимо предположить сильно усиленную затравку [6] [14]
Нейтронные звезды в двойных звездных системах
[ редактировать ]Нейтронная звезда в двойной звездной системе также может аккрецировать вещество от звезды-компаньона на своей поверхности. Совместное горение водорода и гелия загорается, когда сросшийся слой вырожденного вещества достигает плотности 10 5 – 10 6 г/см 3 и температуре более 0,2 ГК . Это приводит к термоядерному горению, сравнимому с тем, что происходит в движущемся наружу ударном фронте субЧандрасекара сверхновых. Сама нейтронная звезда не пострадала от взрыва и поэтому ядерные реакции в аккрецированном слое могут протекать дольше, чем при взрыве. Это позволяет установить rp-процесс. Это будет продолжаться до тех пор, пока либо все свободные протоны не будут израсходованы, либо слой горения не расширится за счет повышения температуры и его плотность не упадет ниже необходимой для ядерных реакций. [12]
Было показано, что свойства рентгеновских всплесков в Млечном Пути можно объяснить rp-процессом на поверхности аккрецирующих нейтронных звезд. [19] Однако остается неясным, может ли материя (и если да, то сколько материи) быть выброшена и покинуть гравитационное поле нейтронной звезды. Только в этом случае такие объекты можно рассматривать как возможные источники p-ядер. Даже если это подтвердится, продемонстрированный конечный результат rp-процесса ограничивает образование легких p-ядер (которые недостаточно производятся в сверхновых с коллапсом ядра). [13]
См. также
[ редактировать ]Ссылки
[ редактировать ]- ^ Перейти обратно: а б Э. М. Бербидж ; Г. Р. Бербидж ; В.А. Фаулер ; Фред Хойл (1957). «Синтез элементов в звездах» . Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Бибкод : 1957РвМП...29..547Б . дои : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
- ^ Перейти обратно: а б Кэмерон, AGW (1957). «Ядерные реакции в звездах и нуклеогенез». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 69 (408). Издательство ИОП: 201-222. Бибкод : 1957PASP...69..201C . дои : 10.1086/127051 . hdl : 2027/mdp.39015086541474 . ISSN 0004-6280 . S2CID 122371100 .
- ^ Арландини, Клаудио; Каппелер, Франц; Висшак, Клаус; Галлино, Роберто; Лугаро, Мария ; и др. (10 ноября 1999 г.). «Захват нейтрона в асимптотических звездах ветви гигантов малой массы: поперечные сечения и признаки изобилия». Астрофизический журнал . 525 (2). Американское астрономическое общество: 886–900. arXiv : astro-ph/9906266 . Бибкод : 1999ApJ...525..886A . дои : 10.1086/307938 . ISSN 0004-637X . S2CID 10847307 .
- ^ Немет, Зс.; Кеппелер, Ф.; Тайс, К.; Бельгия, Т.; Йейтс, SW (1994). «Нуклеосинтез в области Cd-In-Sn». Астрофизический журнал . 426 . Американское астрономическое общество: 357-365. Бибкод : 1994ApJ...426..357N . дои : 10.1086/174071 . ISSN 0004-637X .
- ^ Дауфас, Н.; Раушер, Т.; Марти, Б.; Рейсберг, Л. (2003). «Короткоживущие p-нуклиды в ранней Солнечной системе и значение нуклеосинтетической роли рентгеновских двойных систем». Ядерная физика А . 719 . Эльзевир Б.В.: C287–C295. arXiv : astro-ph/0211452 . Бибкод : 2003NuPhA.719..287D . дои : 10.1016/s0375-9474(03)00934-5 . ISSN 0375-9474 . S2CID 2328905 .
- ^ Перейти обратно: а б с д и ж г час я дж к Арнульд, М.; Гориели, С. (2003). «П-процесс звездного нуклеосинтеза: состояние астрофизики и ядерной физики». Отчеты по физике . 384 (1–2). Эльзевир Б.В.: 1–84. Бибкод : 2003ФР...384....1А . дои : 10.1016/s0370-1573(03)00242-4 . ISSN 0370-1573 .
- ^ Кондев, ФГ; Ван, М.; Хуанг, WJ; Наими, С.; Ауди, Г. (2021). «Оценка ядерных свойств NUBASE2020» (PDF) . Китайская физика C . 45 (3): 030001. doi : 10.1088/1674-1137/abddae .
- ^ Перейти обратно: а б с д и Т. Раушер: Происхождение p-ядер при взрывном нуклеосинтезе. В: Proceedings of Science XI_059.pdf PoS(NIC XI)059. [ постоянная мертвая ссылка ] , 2010 ( arXiv.org:1012.2213 )
- ^ Одуз, Ж.; Труран, JW (1975). «Нуклеосинтез P-процесса в постшоковой оболочке сверхновой». Астрофизический журнал . 202 . Американское астрономическое общество: 204-213. Бибкод : 1975ApJ...202..204A . дои : 10.1086/153965 . ISSN 0004-637X .
- ^ Перейти обратно: а б с Вусли, ЮВ; Ховард, WM (1978). «Р-процесс в сверхновых». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 36 . Американское астрономическое общество: 285-304. Бибкод : 1978ApJS...36..285W . дои : 10.1086/190501 . ISSN 0067-0049 .
- ^ Перейти обратно: а б Вусли, ЮВ; Хартманн, Д.Х.; Хоффман, РД; Хэкстон, WC (1990). «Ню-процесс». Астрофизический журнал . 356 . Американское астрономическое общество: 272-301. Бибкод : 1990ApJ...356..272W . дои : 10.1086/168839 . ISSN 0004-637X .
- ^ Перейти обратно: а б с Шац, Х.; Апраамян А.; Гёррес, Дж.; Вишер, М.; Раушер, Т.; и др. (1998). «rp-процесс нуклеосинтеза в экстремальных температурно-плотностных условиях» . Отчеты по физике . 294 (4). Эльзевир Б.В.: 167–263. Бибкод : 1998PhR...294..167S . дои : 10.1016/s0370-1573(97)00048-3 . ISSN 0370-1573 .
- ^ Перейти обратно: а б Шац, Х.; Апраамян А.; Барнард, В.; Билдстен, Л.; Камминг, А.; и др. (16 апреля 2001 г.). «Конечная точка RP-процесса аккреции нейтронных звезд». Письма о физических отзывах . 86 (16). Американское физическое общество (APS): 3471–3474. arXiv : astro-ph/0102418 . Бибкод : 2001PhRvL..86.3471S . дои : 10.1103/physrevlett.86.3471 . ISSN 0031-9007 . ПМИД 11328001 . S2CID 46148449 .
- ^ Перейти обратно: а б с Гориели, С.; Хосе, Дж.; Эрнанц, М.; Райе, М.; Арну, М. (2002). «He-детонация в белых карликах CO к югу от Чандрасекара: новый взгляд на энергетику и p-процесс нуклеосинтеза» . Астрономия и астрофизика . 383 (3). EDP Sciences: L27–L30. arXiv : astro-ph/0201199 . Бибкод : 2002A&A...383L..27G . дои : 10.1051/0004-6361:20020088 . ISSN 0004-6361 . S2CID 15894836 .
- ^ Перейти обратно: а б с Фрелих, К .; Мартинес-Пинедо, Г.; Либендорфер, М.; Тилеманн, Ф.-К.; Браво, Э.; Хикс, WR; Ланганке, К.; Зиннер, Северная Каролина (10 апреля 2006 г.). «Нейтрино-индуцированный нуклеосинтез ядер A>64: процесс νp». Письма о физических отзывах . 96 (14). Американское физическое общество (APS): 142502. arXiv : astro-ph/0511376 . Бибкод : 2006PhRvL..96n2502F . дои : 10.1103/physrevlett.96.142502 . HDL : 2117/19199 . ISSN 0031-9007 . ПМИД 16712066 . S2CID 248401225 .
- ^ Перейти обратно: а б Раушер, Т.; Хегер, А.; Хоффман, РД; Вусли, SE (2002). «Нуклеосинтез в массивных звездах с улучшенной ядерной и звездной физикой». Астрофизический журнал . 576 (1). Американское астрономическое общество: 323–348. arXiv : astro-ph/0112478 . Бибкод : 2002ApJ...576..323R . дои : 10.1086/341728 . ISSN 0004-637X . S2CID 59039933 .
- ^ Фрелих, К .; Хаузер, П.; Либендорфер, М.; Мартинес-Пинедо, Г.; Тилеманн, Ф.-К.; и др. (20 января 2006 г.). «Состав самого внутреннего выброса сверхновой, коллапсирующего ядра». Астрофизический журнал . 637 (1). Американское астрономическое общество: 415–426. arXiv : astro-ph/0410208 . Бибкод : 2006ApJ...637..415F . дои : 10.1086/498224 . ISSN 0004-637X . S2CID 15902080 .
- ^ Ховард, В. Майкл; Мейер, Брэдли С.; Вусли, SE (1991). «Новая площадка астрофизического гамма-процесса» . Астрофизический журнал . 373 . Американское астрономическое общество: L5-L8. Бибкод : 1991ApJ...373L...5H . дои : 10.1086/186038 . ISSN 0004-637X .
- ^ Вусли, ЮВ; Хегер, А.; Камминг, А.; Хоффман, РД; Пруэт, Дж.; и др. (2004). «Модели рентгеновских всплесков типа I с улучшенной ядерной физикой». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 151 (1). Американское астрономическое общество: 75–102. arXiv : astro-ph/0307425 . Бибкод : 2004ApJS..151...75W . дои : 10.1086/381533 . ISSN 0067-0049 . S2CID 15179049 .
