thumb|300px|Parte de la tabla de nucleidos mostrando algunos núcleos s, r y p estables o casi estables
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.
Definición Los trabajos clásicos e innovadores de Burbidge, Burbidge, Fowler and Hoyle (1957) y de A. G. W. Cameron (1957) 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. Estos núcleos se denominan núcleos p.
Dado que la definición de los núcleos p depende del conocimiento actual de los procesos S y R (véase también el artículo dedicado a la nucleosíntesis), la lista original de 35 núcleos p puede modificarse con el paso de los años, como se indica en la siguiente tabla. Por ejemplo, a comienzos del se sabía que las abundancias de 152Gd y 164Er contienen al menos fuertes contribuciones procedentes del proceso S. Esto también parece aplicarse a los isótopos 113In y 115Sn, que además podrían aparecer durante el proceso R en pequeñas cantidades.
Abundancia natural Los radioisótopos de larga semivida 92Nb, 97Tc, 98Tc y 146Sm no se encuentran entre los núcleos p definidos clásicamente porque ya no se encuentran de forma natural en la Tierra. 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. Esto ofrece la posibilidad de estimar el tiempo transcurrido desde la última producción de estos núcleos p antes de la formación del sistema solar.
Los núcleos p son muy raros. 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. La abundancia de núcleos p solo se puede determinar en investigaciones geoquímicas y mediante análisis de material meteorítico y de granos presolares. No se pueden identificar en los espectros estelares. Por lo tanto, el conocimiento de las abundancias de núcleos p está restringido a las del sistema solar, y se desconoce si son las habituales en la Vía Láctea.
Lista de núcleos p Nucleido Abundancia Comentarios74Se0.86%Nucleido estable78Kr0.36%Radionucleido de vida larga (semivida 9,2x1021 años)84Sr0.56%Nucleido estable92NbTrazasRadionucleido de larga duración (semivida 3,47x107 años); no es un núcleo p clásico, pero no se puede formar en procesos S ni R92Mo14.65%Nucleido estable94Mo9.19%Nucleido estable97TcSintéticoRadionucleido de larga duración (4.21x106 años); no es un núcleo p clásico, pero no se puede formar en procesos S ni R98TcSintéticoRadionucleido de larga duración (4,2x106 años); no es un núcleo p clásico, pero no se puede formar en procesos S ni R96Ru5.54%Nucleido estable98Ru1.87%Nucleido estable102Pd1.02%Nucleido estable106Cd1.25%Nucleido estable108Cd0.89%Nucleido estable113In4.28%Nucleido estable; (parcialmente) generado en el proceso S, y posibles contribuciones del proceso R112Sn0.97%Nucleido estable114Sn0.66%Nucleido estable115Sn0.34%Nucleido estable; (parcialmente) generado en el proceso S, y posibles contribuciones del proceso R120Te0.09%Nucleido estable124Xe0.095%Radionucleido de vida larga (semivida 1,8x1022 años)126Xe0.089%Nucleido estable130Ba0.11%Radionucleido de vida larga (semivida 1,6x1021 años)132Ba0.10%Nucleido estable138La0.089%Radionucleido de vida larga (semivida 1,05x1011 años); generado en el proceso ν136Ce0.186%Nucleido estable138Ce0.251%Nucleido estable144Sm3.08%Nucleido estable146SmTrazasRadionucleido de larga duración (semivida 1,03x108 años); no es un núcleo p clásico, aunque no se puede formar en procesos S ni R152Gd0.20%Radionucleido de vida larga (semivida 1,08x1014 años); y posiblemente (parcialmente) realizado en el proceso S156Dy0.056%Nucleido estable158Dy0.095%Nucleido estable162Er0.139%Nucleido estable164Er1.601%Nucleido estable; posiblemente (parcialmente) generado en el proceso S168Yb0.126%Nucleido estable174Hf0.16%Radionucleido de vida larga (semivida 7,0x1016 años)180mTa0.012%Nucleido estable; el isómero nuclear más estable que se encuentra en la naturaleza; (parcialmente) generado en el proceso v; con posibles contribuciones del proceso S180W0.12%Radionucleido de vida larga (semivida 1,8x1018 años)184Os0.02%Radionucleido de vida larga (semivida 1,12x1013 años)190Pt0.012%Radionucleido de vida larga (semivida 4,83x1011 años Kondev, F. G.; Wang, M.; Huang, W. J.; Naimi, S.; Audi, G. (2021). "The NUBASE2020 evaluation of nuclear properties" (PDF). Chinese Physics C. 45 (3): 030001. doi:10.1088/1674-1137/abddae)196Hg0.15%Nucleido estable
Origen de los núcleos p
La producción astrofísica de núcleos p aún no se comprende completamente. El proceso γ (véase más abajo), favorecido en el colapso del núcleo de las supernovas no puede producir todos los núcleos p en cantidades suficientes, según las simulaciones informáticas disponibles. Es por eso que se han investigado mecanismos de producción adicionales y posibles orígenes astrofísicos, como se describe a continuación. 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.T. Rauscher: Origin of p-Nuclei in Explosive Nucleosynthesis. In: Proceedings of Science XI_059.pdf PoS(NIC XI)059 (Enlace roto: marzo de 2018), 2010 (arXiv.org:1012.2213)
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 misma lógica se aplica en el análisis que figura a continuación.
Conceptos básicos de la producción de nucleidos p
En principio, hay dos formas de producir nucleidos ricos en protones: añadiendo sucesivamente protones a un nucleido (mediante procesos nucleares de tipo (p,γ)) o eliminando neutrones de un núcleo mediante secuencias de fotodesintegración del tipo (γ,n)).
En las condiciones encontradas en entornos astrofísicos, es difícil obtener núcleos p mediante capturas de protones debido a que la barrera de Coulomb de un núcleo se incrementa al aumentar el número atómico. Un protón requiere más energía para ser incorporado (capturado) en un núcleo atómico cuando la barrera de Coulomb es más alta. La energía media disponible de los protones está determinada por la temperatura del plasma estelar. Sin embargo, aumentar la temperatura también acelera las fotodesintegraciones (γ,p) que contrarrestan las capturas (p,γ). La única alternativa para evitar esta situación sería tener una gran cantidad de protones disponibles para que el número efectivo de capturas por segundo sea grande incluso a baja temperatura. En casos extremos (como se analiza más adelante), esto conduce a la síntesis de radioisótopos de vida extremadamente corta que decaen y se convierten en nucleidos estables solo después de que cesan las capturas.
Es necesario explorar combinaciones apropiadas de temperatura y densidad de protones de un plasma estelar en la búsqueda de posibles mecanismos de producción de núcleos p. Otros parámetros son el tiempo disponible para los procesos nucleares y el número y tipo de nucleidos inicialmente presentes (los núcleos semilla).
Posibles procesos
Proceso p
En un proceso p, se sugiere que los núcleos p se formaron mediante unas pocas capturas de protones por parte de nucleidos estables. Los núcleos semilla se originan en los procesos S y R, y ya están presentes en el plasma estelar. Como se indicó anteriormente, existen serias dificultades para explicar todos los núcleos p mediante un proceso de este tipo, aunque es lo que se sugirió originalmente. Posteriormente se demostró que las condiciones requeridas no son reales ni en las estrellas ni en las explosiones estelares.
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.
Proceso γ Los núcleos p también se pueden generar mediante fotodesintegración de los núcleos originados en el proceso S y en el proceso R. A temperaturas de alrededor de 2 a 3 gigakelvin (GK) y un tiempo de proceso corto de unos pocos segundos (esto requiere un evento explosivo), la fotodesintegración de los núcleos preexistentes seguirá siendo pequeña, lo suficiente para producir las pequeñas abundancias requeridas de núcleos p. Este mecanismo se denomina proceso γ (proceso gamma) porque la fotodesintegración se produce mediante procesos nucleares de los tipos (γ,n), (γ,α) y (γ,p), que son causados por fotones altamente energéticos (rayos gamma).
Proceso ν (proceso nu) Si se dispone de una fuente suficientemente intensa de neutrinos, los procesos nucleares pueden producir directamente ciertos nucleidos, por ejemplo 7Li, 11B, 19F y 138La durante el colapso del núcleo de una supernova.
Procesos rápidos de captura de protones
En un proceso p, los protones se agregan a núcleos atómicos radioactivos débilmente estables. Si existe una alta densidad de protones en el plasma estelar, incluso los radioisótopos de vida corta puede capturar uno o más protones antes de que se produzca la desintegración beta, lo que desplaza rápidamente la ruta de nucleosíntesis desde la región de núcleos estables hasta el lado muy rico en protones de la tabla de nucleidos. Este mecanismo se denomina captura rápida de protones.
En este caso, se produce una serie de reacciones (p,γ) hasta que la desintegración beta de un núcleo es más rápida que la captura de protones adicionales, o hasta que se alcanza la línea de goteo nuclear. Ambos casos conducen a una o varias desintegraciones beta secuenciales hasta que se produce un núcleo que nuevamente puede capturar protones antes de que experimente un decaimiento beta. Acto seguido, continúan las secuencias de captura de protones.
Es posible cubrir en un segundo la región de los núcleos más ligeros (hasta 56Ni) porque tanto la captura de protones como la desintegración beta son procesos muy rápidos. Sin embargo, a partir del 56Ni, se encuentran varios puntos de espera en la secuencia de reacción. 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). Ejemplos de dichos puntos de espera son: 56Ni, 60Zn, 64Ge y 68Se. Pueden ser importantes otros puntos de espera adicionales, dependiendo de las condiciones detalladas y de la ubicación de la secuencia de reacción, que suelen presentar semividas de minutos a días. Por lo tanto, aumentan considerablemente el tiempo necesario para continuar las secuencias de reacción. Si las condiciones necesarias para esta rápida captura de protones solo se presentan durante un corto período de tiempo (la escala de tiempo de los eventos astrofísicos explosivos es del orden de segundos), los puntos de espera limitan o dificultan la continuación de las reacciones hacia núcleos más pesados.
Para producir núcleos p, la ruta del proceso debe abarcar nucleidos que posean el mismo número másico (pero que normalmente contengan más protones) que los núcleos p deseados. Estos nucleidos luego se convierten en núcleos p a través de secuencias de desintegraciones beta después de que cesaron las rápidas capturas de protones.