Als p-Kerne („p“ für protonenreich) werden gewisse protonenreiche Isotope der Elemente von Selen bis Quecksilber bezeichnet, deren natürliches Vorkommen im Universum nicht durch s- oder r-Prozess im Rahmen der Nukleosynthese erklärt werden kann.
Definition mini|Ausschnitt aus der Nuklidkarte mit stabilen p-Kernen (gelb), r-Kernen (rot) und s-Kernen (grün) Nach der gängigen Theorie der Elemententstehung können von den im Universum vorkommenden Atomkernen nur die leichten (mit Ordnungszahlen bis zu der des Eisens) durch Kernfusion entstanden sein. Nach Burbidge, Burbidge, Fowler und Hoyle sowie A. G. W. CameronA. G. W. Cameron: Nuclear Reactions in Stars and Nucleogenesis. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. Vol. 69, 1957, S. 201–222, . (beide 1957) kann das Vorhandensein der meisten natürlich vorkommenden Nuklide jenseits des Elements Eisen durch zwei Arten von astrophysikalischen Neutroneneinfangprozessen, den s-Prozess und den r-Prozess, erklärt werden. Von diesen beiden Prozessen werden aber einige natürlich vorkommende, protonenreiche Nuklide nicht gebildet. Daher muss es (mindestens) einen weiteren Prozess geben, durch den diese sogenannten p-Kerne entstehen.
Da die Definition der p-Kerne von unserem Wissensstand bezüglich der s- und r-Prozesse abhängt, kann sich die ursprüngliche Liste von 35 p-Kernen im Laufe der Zeit ändern, wie auch in untenstehender Tabelle angedeutet. So geht man heute davon aus, dass die Häufigkeiten von 152Gd und 164Er zumindest starke Beiträge aus dem s-Prozess enthalten könnten.C. Arlandini, F. Käppeler, K. Wisshak, R. Gallino, M. Lugaro, M. Busso, O. Straniero: Neutron Capture in Low-Mass Asymptotic Giant Branch Stars: Cross Sections and Abundance Signatures. In: The Astrophysical Journal. Vol. 525, 1999, S. 886–900. doi:10.1086/307938. Dies trifft auch auf jene der Isotope 113In und 115Sn zu, welche außerdem noch in kleinen Mengen im r-Prozess gebildet werden könnten.Zs. Nemeth, F. Käppeler, C. Theis, T. Belgya, S. W. Yates: Nucleosynthesis in the Cd-In-Sn region. In: The Astrophysical Journal. Vol. 426, 1994, S. 357–365. doi:10.1086/174071.
Die langlebigen Radionuklide 92Nb, 97Tc, 98Tc und 146Sm gehören nicht zu den klassischen p-Kernen, da sie auf der Erde nicht vorkommen. Sie sind jedoch der Definition nach p-Kerne, da sie im s- und r-Prozess nicht erzeugt werden. Durch Nachweis ihrer Zerfallsprodukte in präsolaren Körnern kann erschlossen werden, dass zumindest 92Nb und 146Sm in der Urwolke des Sonnensystems in Spuren vorhanden waren. Dies lässt Rückschlüsse auf die Zeitspanne seit der letzten Produktion von p-Kernen vor der Bildung des Sonnensystems zu.N. Dauphas, T. Rauscher, B. Marty, L. Reisberg: Short-lived p-nuclides in the early solar system and implications on the nucleosynthetic role of X-ray binaries. In: Nuclear Physics. Vol. A719, 2003, S. C287–C295, doi:10.1016/S0375-9474(03)00934-5, .
Die p-Kerne sind sehr selten. Isotope eines Elements, die p-Kerne sind, sind 10 bis 1000 Mal seltener als die übrigen Isotope des Elements. Die Häufigkeiten der p-Kerne können nur durch geochemische Untersuchungen und durch Analysen von Meteoriten und präsolaren Körnern bestimmt werden. Sie können in Sternspektren nicht isoliert identifiziert werden. Deshalb beschränkt sich die Kenntnis der Häufigkeiten auf jene im Sonnensystem.M. Arnould, S. Goriely: The p-process of stellar nucleosynthesis: astrophysics and nuclear physics status. In: Physics Reports. 384, 2003, S. 1–84. Somit ist es unklar, ob die solaren Häufigkeiten der p-Kerne typisch für die Milchstraße sind.
+ Liste der p-Kerne Nuklid Kommentar 74Se 78Kr 84Sr 92Nb langlebiges Radionuklid; kein klassischer p-Kern, aber kann nicht in s- oder r-Prozess erzeugt werden 92Mo 94Mo 97Tc langlebiges Radionuklid; kein klassischer p-Kern, aber kann nicht in s- oder r-Prozess erzeugt werden 98Tc langlebiges Radionuklid; kein klassischer p-Kern, aber kann nicht in s- oder r-Prozess erzeugt werden 96Ru 98Ru 102Pd 106Cd 108Cd 113In Ganz oder teilweise im s-Prozess erzeugt? Auch Beiträge vom r-Prozess? 112Sn 114Sn 115Sn Ganz oder teilweise im s-Prozess erzeugt? Auch Beiträge vom r-Prozess? 120Te 124Xe 126Xe 130Ba 132Ba 138La Durch ν-Prozess erzeugt 136Ce 138Ce 144Sm 146Sm langlebiges Radionuklid; kein klassischer p-Kern, aber kann nicht in s- oder r-Prozess erzeugt werden 152Gd ganz oder teilweise im s-Prozess erzeugt? 156Dy 158Dy 162Er 164Er ganz oder teilweise im s-Prozess erzeugt? 168Yb 174Hf 180Ta teilweise im ν-Prozess erzeugt; auch Beitrag vom s-Prozess? 180W 184Os 190Pt 196Hg
Ursprung der p-Kerne Der Erzeugungsmechanismus der p-Kerne ist noch nicht vollständig geklärt. Der bisher favorisierte γ-Prozess in Kernkollaps-Supernovae kann in astrophysikalischen Modellrechnungen nicht alle p-Kerne in ausreichendem Maß erzeugen. Daher untersucht man auch weitere Möglichkeiten, wie unten ausgeführt. Es ist auch möglich, dass es nicht nur einen einzigen verantwortlichen Nukleosyntheseprozess gibt, sondern die verschiedenen p-Kerne durch unterschiedliche Prozesse in diversen astrophysikalischen Umgebungen erzeugt werden.T. Rauscher: Origin of p-Nuclei in Explosive Nucleosynthesis. In: Proceedings of Science. .
Prinzipielle Mechanismen Protonenreiche Nuklide kann man prinzipiell auf zwei Arten erzeugen: durch Sequenzen von Protoneneinfängen (das sind (p,γ)-Reaktionen) auf Atomkernen mit niedrigerer Protonenzahl oder durch Sequenzen von Photodesintegrationen neutronenreicherer Atomkerne, die mittels (γ,n)-Kernreaktionen ebenfalls Atomkerne mit höherem Anteil an Protonen erzeugen.
p-Kerne sind durch Protoneneinfänge nur schwer zu erhalten, weil mit zunehmender Protonenzahl im Atomkern der Coulombwall höher wird, den jedes neu hinzuzufügende Proton überwinden muss. Je höher der Coulombwall ist, 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 höher, werden auch die Photodesintegrationen schneller und Protonen schneller über (γ,p)-Kernreaktionen aus den Atomkernen geschlagen, als sie über (p,γ) 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. Dies führt im Extremfall zur Bildung sehr kurzlebiger Radionuklide, die erst nach Abschluss des Prozesses zu stabilen Nukliden zerfallen.
Auf der Suche nach Produktionsmöglichkeiten für p-Kerne muss man daher geeignete Kombinationen aus Temperatur und Protonendichte des stellaren Plasmas untersuchen. Weitere Parameter sind die Zeitspanne, in der die Kernreaktionen ablaufen können, sowie die Anzahl und Art der Nuklide, von denen man ausgeht (Saatkerne).
Mögliche Prozesse Der p-Prozess
Im p-Prozess versucht man p-Kerne durch einige wenige Protoneneinfänge an den entsprechenden Nukliden aus dem s- und r-Prozess, die sich bereits von vornherein im stellaren Plasmas befinden müssen, zu produzieren. Wie oben erklärt, eignet sich dieser Prozess nicht für die Erzeugung von p-Kernen, obwohl er ursprünglich dafür vorgeschlagen wurde. Manchmal wird der Begriff p-Prozess ganz allgemein für jeden Prozess gebraucht, der p-Kerne erzeugt.
Der γ-Prozess
p-Kerne können auch durch Photodesintegration von Nukliden aus dem s- und r-Prozess erhalten werden. Bei Temperaturen von 2 bis 3 Gigakelvin und kurzer Zeitspanne (was einen explosiven Prozess erfordert) erfolgt die Photodesintegration nur sehr unvollständig, gerade genug, um die benötigten geringen Mengen an p-Kernen zu erzeugen.S. E. Woosley, W. M. Howard: The p-process in supernovae. In: The Astrophysical Journal Supplement. Vol. 36, 1978, S. 285–304. doi:10.1086/190501. Da die Photodesintegration über von hochenergetischen Photonen (Gammastrahlung) ausgelöste Kernreaktionen der Typen (γ,n), (γ,α) und (γ,p) abläuft, wird dies γ-Prozess genannt.
Der ν-Prozess
Neutrino-induzierte Kernreaktionen können direkt gewisse Nuklide produzieren, zum Beispiel in Kernkollaps-Supernovae 7Li, 11B, 19F, 138La.S. E. Woosley, D. H. Hartmann, R. D. Hoffman, W. C. Haxton: The ν-process. In: The Astrophysical Journal. Vol. 356, 1990, S. 272–301. doi:10.1086/168839. Dies wird Neutrino- oder ν-Prozess genannt und setzt die Existenz einer Neutrinoquelle von ausreichender Intensität voraus.
Schnelle Protoneneinfänge Im p-Prozess werden Protonen an stabile oder schwach radioaktive Atomkerne angelagert. Steht jedoch eine hohe Protonendichte zur Verfügung, werden auch sehr kurzlebige Atomkerne noch ein oder mehrere Protonen einfangen, bevor sie zerfallen. Dadurch bewegt sich der Nukleosyntheseprozess rasch weg von den stabilen Kernen auf die protonenreiche Seite der Nuklidkarte. Dies nennt man schnellen Protoneneinfang.
Eine Sequenz von (p,γ)-Kernreaktionen setzt sich fort, bis entweder der β-Zerfall eines Nuklids schneller ist als ein Protoneneinfang daran oder es energetisch nicht mehr günstig ist, ein weiteres Proton anzufügen (siehe die durch die Bindungsenergien definierten Grenzen der Nuklidkarte). In beiden Fällen kommt es nun zu einem oder mehreren β-Zerfällen, bis ein Kern erzeugt wird, der unter den gegebenen Bedingungen wieder schneller Protonen einfängt als er zerfällt. Dann setzt sich der Reaktionspfad fort.
Da unter ausreichend protonenreichen Bedingungen sowohl die Protoneneinfänge als auch die Zerfälle schnell sind, kann man innerhalb einer Sekunde von den leichtesten Kernen bis zu 56Ni kommen. Ab dort gibt es eine Reihe von Wartepunkten im Reaktionspfad, d. h. Nuklide, die sowohl eine lange Halbwertszeit haben als auch nur langsam ein zusätzliches Proton anlagern (d. h., ihr Wirkungsquerschnitt für (p,γ)-Reaktionen ist ebenfalls klein). Beispiele solcher Wartepunkte sind: 56Ni, 60Zn, 64Ge, 68Se. Je nach Lage des Reaktionspfads können auch noch andere Wartepunkte eine Rolle spielen. Typisch für Wartepunkte ist, dass sie Halbwertszeiten von Minuten bis Tagen haben und somit die Zeitdauer zur Fortsetzung der Reaktionssequenzen drastisch erhöhen. Sind die für den schnellen Protoneinfang benötigten Bedingungen nur kurze Zeit vorhanden (in explosiven Szenarien ist die Zeitdauer typischerweise im Bereich von wenigen Sekunden), so limitieren oder bremsen die Wartepunkte die Fortsetzung der Reaktionen zu schwereren Kernen (die aber mit einer gewissen Wahrscheinlichkeit immer noch gebildet werden können, wenn dann auch in geringem Ausmaß).H. Schatz u. a.: rp-Process Nucleosynthesis at Extreme Temperature and Density Conditions. In: Physics Reports. Vol. 294, 1998, 167–263. doi:10.1016/S0370-1573(97)00048-3.
Um p-Kerne zu erzeugen, muss der Prozesspfad soweit fortgesetzt werden, dass Nuklide mit den Massenzahlen der entsprechenden p-Kerne (aber mehr Protonen enthaltend) gebildet werden. Über Sequenzen von β-Zerfällen nach dem Abklingen der schnellen Protoneinfänge wandeln sich diese schließlich in die p-Kerne um.
Zur Kategorie der schnellen Protoneneinfänge gehören der rp-, pn- und νp-Prozess, die nachfolgend besprochen werden.
Der rp-Prozess Der sogenannte rp-Prozess (rp für , dt. „schneller Protoneneinfang“) ist ein reiner, schneller Protoneinfangprozess, wie oben beschrieben. Bei Protonendichten von mehr als 1028 Protonen/cm³ und Temperaturen um die 2 Gigakelvin bewegt sich der Reaktionspfad nahe der protonenreichen Grenze der Nuklidkarte. Die Wartepunkte können bei entsprechend langer Zeitdauer von 10 bis 600 s überwunden werden. Die Wartepunktnuklide werden dabei in größerer Häufigkeit erzeugt, während die Bildung von Kernen hinter jedem Wartepunkt immer mehr unterdrückt ist.