Rapid proton capture in neutron star surface

Summary

The rapid-proton-capture process is examined in light nuclei starting with²²Ne at the neutron star surface. The extreme-density situation prevalent in the neutron star surface requires that the Coulomb term in the equation of nuclear masses is modified. The rise in temperature which may be as high as 10⁸ K and a few times 10⁹ K also is generally due to infall of matter from the binary companion. The Coulomb correction in the nuclear masses affects the proton binding energyQ _p in the nuclei. Continuous proton addition in the nuclei depends on theQ _p value, which when falls below a certain value will not capture further protons unless the nucleus undergoes β⁺-decay, thus inereasing the proton binding energy and making the nucleus capable of capturing protons again. The capture path so obtained will be crucially dependent on theQ _p value. We have considered the change in the nuclear masses due to this correction effect for the calculation of the proton capture path. We have considered four capture paths forQ _p=0.001 MeV, 0.16 MeV, 0.011 MeV and 0.26 MeV. Low-mass nuclei at eachz are formed in the process. They are normally proton rich and undergo β⁺-decay giving their stable products. It is expected that the stable products of the proton-capturing chain in the neutron star surface may be reflected in the composition of cosmic rays if we subseribe to the view that neutron stars are the source of acceleration of cosmic rays. It is suggested that this rapid-proton-capture process in the neutron star surface may help in understanding some γ-ray burst events associated with the neutron star surface.

Riassunto

Si esamina il processo di cattura rapida del protone in nuclei leggeri partendo con²²Ne sulla superficie delle stelle di neutroni. La situazione di densità estrema che prevale sulla superficie della stella di neutroni richiede che il termine di Coulomb nell’equazione delle masse nucleari sia modificata. L’aumento in temperatura che può essere 10⁸ K e alcune volte anche 10⁹ K è generalmente dovuto alla caduta di materia dal compagno binario. La correzione di Coulomb nelle masse nucleari influenza l’energia di legame del protoneQ _p nei nuclei. La continua aggiunta di protoni nei nuclei dipende dal valore diQ _p, che quando scende sotto un certo valore non cattura ulteriori protoni a meno che il nucleo non subisca decadimento β⁺, cosí aumentanto l’energia di legame del protone e rendendo il nucleo capace di catturare ancora protoni. Il percorso di cattura cosí ottenuto dipenderà in maniera cruciale dal valore diQ _p. Si è considerato il cambiamento nelle masse nucleari dovuto a questo effetto correzione per il calcolo del percorso di cattura del protone. Si sono considerati quattro percorsi di cattura perQ _p=0.001 MeV, 0.16 MeV, 0.011 MeV e 0.26 MeV. Nel processo si formano nuclei a piccola massa ad ogniZ. Essi sono normalmente ricchi di protoni e sottostanno a decadimento β⁺ dando i loro prodotti stabili. Ci si aspetta che i prodotti stabili della catena che cattura protoni nella superficie della stella di neutroni possano riflettersi nella composizione dei raggi cosmici se accettiamo il punto di vista secondo il quale le stelle di neutroni sono la fonte di accelerazione dei raggi cosmici. Si suggerisce che questo processo di cattura rapida di protoni nella superficie della stella di neutroni possa aiutare a comprendere gli eventi di combustione dei raggi γ associati con la superficie della stella di neutroni.