vignette|upright=1.5|Classification des atomes en fonction de leur nombre de protons et de neutrons. Les noyaux p se situent entre les numéros 34 (sélénium) et 80 (mercure) de l'axe horizontal, dans une zone délimitée par la partie orange et l'« escalier noir » du graphique.
Un noyau p (p indiquant un nucléide inhabituellement riche en protons), ou noyau déficient en neutrons, est un noyau atomique correspondant à un isotope d'un élément chimique compris entre le sélénium Se et le mercure Hg produit naturellement au sein des étoiles mais qui ne peut être issu ni d'un processus s par nucléosynthèse stellaire au sein de la branche asymptotique des géantes, ni d'un processus r par nucléosynthèse explosive au sein d'une supernova.
Définition thumb|500px|Partie de la carte des nucléides montrant quelques noyaux stables produits lors des processus s (vert), r (rouge) et p (jaune).
Les travaux de Burbidge, Burbidge, Fowler and Hoyle (1957) et de A. G. W. Cameron (1957) ont montré comment la majorité des nucléides présents naturellement au-delà du fer peuvent être créés dans deux sortes de processus de capture neutronique, le processus s et le processus r. Certains noyaux déficients en neutrons trouvés dans la nature ne sont pas atteints au cours de ces processus et donc au moins un processus supplémentaire est nécessaire pour les synthétiser. Ces noyaux sont appelés « noyaux p ».
Puisque la définition des noyaux p dépend des connaissances actuelles sur les processus s et r (voir aussi nucléosynthèse), la liste originale des 35 noyaux p, proposée par Burbidge, Burbidge, Fowler et Hoyle, peut être modifiée avec le temps, comme indiqué dans le tableau ci-dessous. Il est ainsi admis aujourd’hui que les abondances de Gd et de Er soient en partie dues aux fortes contributions du processus s. Cela semble aussi être le cas pour celles de In et Sn qui pourraient être créés, de manière additionnelle, à travers le processus r en petites quantités.
Les radioisotopes de longues demi-vies Nb, Tc, Tc et Sm ne font pas partie des noyaux p définis habituellement étant donné qu’ils ne sont pas naturellement présents sur Terre. En s’appuyant sur la définition donnée précédemment cependant, ce sont néanmoins des noyaux p puisqu’ils ne peuvent pas être créés par les ou r. Depuis la découverte de leurs produits de désintégration dans les grains présolaires, on peut supposer qu’au moins Nb et Sm étaient présents dans la nébuleuse pré-solaire. Cela permet notamment d’estimer le temps depuis la dernière production de ces noyaux p avant la formation du Système solaire.
Les noyaux p sont très rares : de tels isotopes sont moins abondants typiquement d’un facteur 10 à par rapport aux autres isotopes du même élément. Les abondances des noyaux p peuvent seulement être déterminées par des études géochimiques et par analyse des matériaux météoritiques et des grains présolaires. Ils ne peuvent pas être identifiés dans les spectres stellaires. Ainsi, la connaissance des abondances des noyaux p est-elle réduite à ceux du système solaire et on ignore si les abondances des noyaux p du système solaire sont typiques pour la Voie lactée.
+ Liste des noyaux p Nucléide Commentaire Se Kr Sr Nb radionucléide de longue demi-vie ; pas un noyau p classique mais ne peut pas être créé lors des et r Mo Mo Tc radionucléide de longue demi-vie ; pas un noyau p classique mais ne peut pas être créé lors des et r Tc radionucléide de longue demi-vie ; pas un noyau p classique mais ne peut pas être créé lors des et r Ru Ru Pd Cd Cd In (Partiellement) créé au cours du processus s ? Contributions depuis le processus r ? Sn Sn Sn (Partiellement) créé au cours du processus s ? Contributions depuis le processus r ? Te Xe Xe Ba Ba La créé dans le processus ν Ce Ce Sm Sm radionucléide de longue demi-vie ; pas un noyau p classique mais ne peut pas être créé lors des et r Gd (Partiellement) créé au cours du processus s ? Dy Dy Er Er (Partiellement) créé au cours du processus s ? Yb Hf Ta (Partiellement) créé au cours du processus ν ; contributions depuis le processus s ? W Os Pt Hg
Origine des noyaux p
La production astrophysique des noyaux p n’est pas encore complètement comprise. Le processus γ (voir ci-dessous) favorisé dans les supernovas à effondrement de cœur ne peut pas produire tous les noyaux p en quantité suffisante, selon les simulations informatiques récentes. C’est pourquoi des mécanismes de production supplémentaires et des sites astrophysiques sont étudiés, comme décrit ci-dessous. Il est aussi concevable qu’il n’y ait pas juste un seul processus responsable de tous les noyaux p mais que différents processus dans un certain nombre de sites astrophysiques produisent les noyaux p dans certaines régions.
Dans la recherche de processus pertinents créant des noyaux p, le moyen habituel est d’identifier les mécanismes de productions possible (processus) et alors d’étudier leur réalisation possible dans divers sites astrophysiques. La même logique est utilisée dans la discussion ci-dessous.
Base de la production de nucléide p En principe, il existe plusieurs moyens de produire des nucléides déficients en neutrons : par ajouts successifs de protons aux noyaux impliqués (il existe des réactions nucléaires du type (p,γ)) ou par retraits successifs de neutrons à partir d’un noyau au travers de séquences de photodésintégrations du type (γ,n).
Sous certaines conditions rencontrées dans des environnements astrophysiques, il est difficile d’obtenir des noyaux p via des captures de protons du fait que la barrière coulombienne d’un noyau s’accroît lorsque le numéro atomique augmente. Un proton nécessite plus d’énergie pour être incorporé (capturé) dans un noyau atomique lorsque la barrière coulombienne est grande. L’énergie moyenne disponible des protons est déterminée par la température du plasma stellaire. Cependant, augmenter la température accélère aussi les photodésintégrations (γ,p) qui empêchent les captures (p,γ). La seule alternative évitant cela serait d’avoir un très grand nombre de protons disponibles de sorte que le nombre effectif de captures par seconde soit important même à faible température. Dans les cas extrêmes (comme discuté ci-dessous), cela conduit à la synthèse de radionucléides avec des demi-vies extrêmement courtes qui décroissent vers des nucléides stables une fois que les captures ont cessé.
Des combinaisons appropriées de température et de densité de protons dans le plasma stellaire doivent être étudiées dans la recherche de mécanismes de production possible des noyaux p. D’autres paramètres tels que le temps disponible pour les processus nucléaires et le nombre et le type des nucléides initialement présents (noyaux pères) sont aussi à prendre en compte.
Processus possibles Le processus p
Dans le processus p, il est suggéré que les noyaux p sont créés via quelques captures de protons sur des nucléides stables, les noyaux-pères tirant leur origine des et r et étant déjà présents dans le plasma stellaire. Comme indiqué précédemment, cette théorie initialement proposée selon laquelle tous les noyaux p sont produits par de tels processus s’est vue réfutée. Il a été montré plus tard que les conditions nécessaires ne sont pas satisfaites dans les étoiles ou les explosions stellaires.
En s’appuyant sur sa signification historique, le terme « processus p » est parfois négligemment utilisé pour désigner n’importe quel processus synthétisant des noyaux p, même lorsque aucune capture de protons n’a lieu.
Le processus γ Les noyaux p peuvent aussi être créés par photodésintégration des noyaux issus des processus s et r. À des températures de l’ordre de (GK) et des temps de processus de quelques secondes (cela nécessite un processus explosif), la photodésintégration des noyaux préexistants restera faible, mais juste assez pour produire les faibles abondances requises des noyaux p. On l’appelle le dans la mesure où la photodésintégration consiste en une réaction nucléaire des types (γ,n), (γ,α) et (γ,p), qui est provoquée par un photon de grande énergie (rayon γ).
Le processus ν Des réactions nucléaires déclenchées par des neutrinos peuvent aussi directement produire certains nucléides, comme Li, B, F, La dans les supernovas à effondrement de cœur . On l’appelle « » et il nécessite un flux suffisamment intense de neutrinos.
Les processus de capture rapide de protons Dans le processus p, les protons sont ajoutés à un noyau atomique stable ou faiblement radioactif. S’il y a une densité importante de protons dans le plasma stellaire, même les radionucléides de faible demi-vie peuvent capturer un ou plusieurs protons avant leur désintégration β. Cela modifie rapidement la voie de la nucléosynthèse de la région des noyaux stables vers le côté très déficient en neutrons de la carte des nucléides. On l’appelle capture rapide de proton.
Ici, une série de réactions (p,γ) a lieu jusqu’à que soit la décroissance du noyau par radioactivité β soit plus rapide que la capture de proton suivante ou que la drip line des protons soit atteinte. Les deux cas conduisent à une ou plusieurs décroissances β séquentielles jusqu’à ce que le noyau qui est produit puisse de nouveau capturer des protons avant sa décroissance β. Ensuite, les séquences de capture de protons continuent.
Il est possible de couvrir la région des noyaux les plus légers jusqu’au Ni dans l’intervalle d’une seconde car les captures de protons et les sont rapides. En partant du Ni, cependant, un certain nombre de points d’attente sont rencontrés dans la voie de réaction. Ils désignent les nucléides qui ont des demi-vies relativement longues (comparé à l’échelle de temps du processus) et qui peuvent seulement ajouter un proton lentement (c’est-à-dire que leur section efficace pour les réactions (p,γ) est petite). Des exemples de tels points d’attente sont : Ni, Zn, Ge et Se. D’autres points d’attente peuvent être importants, en fonction des conditions détaillées et de la voie de réaction. Pour de tels points d’attente, il est typique de voir des demi-vies allant de la minute à plusieurs jours. Ils augmentent ainsi considérablement le temps nécessaire pour continuer les séquences de réaction. Si les conditions nécessaires pour cette capture rapide de protons sont seulement présentes durant un court temps (l’échelle de temps des événements astrophysiques explosifs est de l’ordre de la seconde), les points d’attente limitent ou gênent la continuité des réactions vers des noyaux plus lourds.
Afin de produire les noyaux p, le chemin du processus doit inclure les nucléides disposant du même nombre de masse (mais contenant habituellement plus de protons) que les noyaux p désirés. Ces nucléides sont alors convertis en noyaux p via des séquences de après que les captures rapides de protons aient cessé.
Les variations de la catégorie principale de « captures rapide de protons » sont les processus rp, pn et νp qui sont brièvement discutés ci-dessous.
Le processus rp
Le processus rp (rp pour capture rapide de protons) est la forme la plus pure de processus de capture rapide de protons comme décrit ci-dessus. Pour des densités de protons de plus de et des températures aux alentours de , le chemin de réaction est proche de la drip line des protons. Les points d’attente peuvent être comblés à condition que le temps du processus soit compris entre 10 et . Les nucléides aux points d’attente sont produits avec des abondances plus grandes tandis que les noyaux « derrière » chaque point d’attente sont de plus en plus supprimés.
Un point final est atteint aux alentours du Te parce que la voie de réaction continue dans une région où les nucléides décroissent préférentiellement par décroissance α et ainsi boucle le chemin sur lui-même. Un sera donc seulement capable de produire les noyaux p avec un nombre de masse inférieur ou égal à 107.
Le processus pn