P-nuclei
p-அணுக்கருக்கள் (p என்பது புரோட்டான் நிறைந்ததைக் குறிக்கிறது) சில புரோட்டான் நிறைந்தவை, செலினியம் மற்றும் பாதரசம் உள்ளிட்ட சில தனிமங்களின் இயற்கையாக நிகழும் ஐசோடோப்புகள் ஆகும், அவை s-அல்லது r-செயல்முறையில் உற்பத்தி செய்ய முடியாது. பர்பிட்ஜ், பர்பிட்ஜ், ஃபோலர் மற்றும் ஹோய்ல் (1957) மற்றும் ஏ. ஜி. டபிள்யூ. கேமரூன் (1957) ஆகியோரின் பாரம்பரியமான, அற்புதமான படைப்புகள், இரும்பு உறுப்புக்கு அப்பால் இயற்கையாக நிகழும் நியூக்ளைடுகளில் பெரும்பாலானவை இரண்டு வகையான நியூட்ரான் பிடிப்பு செயல்முறைகளில், எஸ்-மற்றும் ஆர்-செயல்முறையில் எவ்வாறு உருவாக்கப்படலாம் என்பதைக் காட்டியது. இயற்கையில் காணப்படும் சில புரோட்டான் நிறைந்த நியூக்ளைடுகள் இந்த செயல்முறைகளில் அடையப்படவில்லை, எனவே அவற்றை ஒருங்கிணைக்க குறைந்தபட்சம் ஒரு கூடுதல் செயல்முறையாவது தேவைப்படுகிறது. இந்த அணுக்கள் p-அணுக்கள் என்று அழைக்கப்படுகின்றன. p-அணுக்கருவின் வரையறை s-மற்றும் r-செயல்முறையின் தற்போதைய அறிவைப் பொறுத்தது என்பதால் (நியூக்ளியோசிந்தசிஸையும் பார்க்கவும்), கீழே உள்ள அட்டவணையில் சுட்டிக்காட்டப்பட்டுள்ளபடி, 35 p-அணுக்கருக்களின் அசல் பட்டியலை ஆண்டுகளில் மாற்றியமைக்கலாம். எடுத்துக்காட்டாக, 152ஜிடி மற்றும் 164இஆர் ஆகியவற்றின் மிகுதிகள் குறைந்தபட்சம் எஸ்-செயல்முறையிலிருந்து வலுவான பங்களிப்புகளைக் கொண்டுள்ளன என்பது இன்று அங்கீகரிக்கப்பட்டுள்ளது. இது 113 இன் மற்றும் 115 எஸ்என் ஆகியவற்றிற்கும் பொருந்தும் என்று தெரிகிறது, இது கூடுதலாக ஆர்-செயல்முறையில் சிறிய அளவில் செய்யப்படலாம். இயற்கையான நிகழ்வு நீண்ட கால கதிர்வீச்சு நியூக்ளைடுகள் 92Nb, 97Tc, 98Tc மற்றும் 146Sm ஆகியவை இயற்கையாகவே பூமியில் நிகழாததால் அவை பாரம்பரியமாக வரையறுக்கப்பட்ட p-நியூக்ளிய்களில் இல்லை. எவ்வாறாயினும், மேற்கண்ட வரையறையின்படி, அவை p-அணுக்களாகும், ஏனெனில் அவை s-அல்லது r-செயல்முறையில் உருவாக்க முடியாது. சூரியக் கதிர்களில் அவற்றின் சிதைவு பொருட்கள் கண்டுபிடிக்கப்பட்டதிலிருந்து, சூரியக் கண்ணோட்டத்தில் குறைந்தது 92Nb மற்றும் 146Sm இருந்ததாக ஊகிக்க முடியும். சூரியக் குடும்பம் உருவாவதற்கு முன்பு இந்த பி-நியூக்ளிய்களின் கடைசி உற்பத்தியில் இருந்து நேரத்தை மதிப்பிடுவதற்கான வாய்ப்பை இது வழங்குகிறது. பி-நியூக்ளிகள் மிகவும் அரிதானவை. p-நியூக்ளியஸ் கொண்ட ஒரு தனிமத்தின் ஐசோடோப்புகள் பொதுவாக அதே தனிமத்தின் மற்ற ஐசோடோப்புகளை விட பத்து முதல் ஆயிரம் காரணிகளால் குறைவாகவே உள்ளன. புவி வேதியியல் ஆய்வுகள் மற்றும் விண்கல் பொருள் மற்றும் சூரியனுக்கு முந்தைய தானியங்களின் பகுப்பாய்வு மூலம் மட்டுமே பி-நியூக்ளியஸின் மிகுதியை தீர்மானிக்க முடியும். அவற்றை விண்மீன் நிறமாலையில் அடையாளம் காண முடியாது. எனவே, பி-மிகுதிகளைப் பற்றிய அறிவு சூரிய மண்டலத்திற்கு மட்டுப்படுத்தப்பட்டுள்ளது, மேலும் பி-நியூக்ளியஸின் சூரிய மிகுதிகள் பால்வீதிக்கு பொதுவானவையா என்பது தெரியவில்லை. பி-அணுக்கருவின் தோற்றம் பி-அணுக்கருவின் வானியற்பியல் உற்பத்தி இன்னும் முழுமையாக புரிந்து கொள்ளப்படவில்லை. தற்போதைய கணினி உருவகப்படுத்துதல்களின்படி, மைய-சரிவு சூப்பர்நோவாவில் உள்ள விரும்பத்தக்க γ-செயல்முறை (கீழே காண்க) அனைத்து p-அணுக்களையும் போதுமான அளவில் உற்பத்தி செய்ய முடியாது. இதனால்தான் கீழே கோடிட்டுக் காட்டப்பட்டுள்ளபடி, கூடுதல் உற்பத்தி வழிமுறைகள் மற்றும் வானியற்பியல் தளங்கள் விசாரணையில் உள்ளன. அனைத்து p-அணுக்களுக்கும் பொறுப்பான ஒரே ஒரு செயல்முறை மட்டுமல்ல, பல வானியற்பியல் தளங்களில் உள்ள வெவ்வேறு செயல்முறைகள் குறிப்பிட்ட அளவிலான p-அணுக்களை உருவாக்குகின்றன என்பதும் கற்பனைக்குரியது. பி-நியூக்ளிய்களை உருவாக்கும் தொடர்புடைய செயல்முறைகளைத் தேடுவதில், சாத்தியமான உற்பத்தி வழிமுறைகளை (செயல்முறைகள்) அடையாளம் காண்பதும், பின்னர் பல்வேறு வானியற்பியல் தளங்களில் அவற்றின் சாத்தியமான உணர்தலை ஆராய்வதும் வழக்கமான வழியாகும். கீழேயுள்ள விவாதத்திலும் இதே தர்க்கம் பயன்படுத்தப்படுகிறது. p-நியூக்ளைடு உற்பத்தியின் அடிப்படைகள் கொள்கையளவில், புரோட்டான் நிறைந்த நியூக்ளைடுகளை உற்பத்தி செய்ய இரண்டு வழிகள் உள்ளனஃ ஒரு நியூக்ளைடுடன் புரோட்டான்களை அடுத்தடுத்து சேர்ப்பதன் மூலம் (இவை வகை அணு எதிர்வினைகள் (p, γ)) அல்லது வகை (γ, n) ஒளிச்சேர்க்கை வரிசைகளின் மூலம் ஒரு கருக்களில் இருந்து நியூட்ரான்களை அகற்றுவதன் மூலம். வானியற்பியல் சூழல்களில் எதிர்கொள்ளும் நிலைமைகளின் கீழ் புரோட்டான் பிடிப்புகள் மூலம் p-அணுக்களைப் பெறுவது கடினம், ஏனெனில் ஒரு கருவின் கூலொம்ப் தடை அதிகரித்து வரும் புரோட்டான் எண்ணுடன் அதிகரிக்கிறது. கூலோம்ப் தடை அதிகமாக இருக்கும்போது ஒரு புரோட்டானுக்கு அணு அணுக்கருவில் இணைக்க (கைப்பற்ற) அதிக ஆற்றல் தேவைப்படுகிறது. புரோட்டான்களின் சராசரி ஆற்றல் விண்மீன் பிளாஸ்மாவின் வெப்பநிலையால் தீர்மானிக்கப்படுகிறது. இருப்பினும், வெப்பநிலையை அதிகரிப்பது, (p, γ) பிடிப்புகளை எதிர்க்கும் (γ, p) ஒளிச்சேர்க்கை ஒருங்கிணைப்புகளையும் துரிதப்படுத்துகிறது. இதைத் தவிர்ப்பதற்கான ஒரே மாற்று வழி, மிக அதிக எண்ணிக்கையிலான புரோட்டான்கள் கிடைப்பதாகும், இதனால் குறைந்த வெப்பநிலையில் கூட வினாடிக்கு பயனுள்ள எண்ணிக்கையிலான பிடிப்புகள் அதிகமாக இருக்கும். தீவிர நிகழ்வுகளில் (கீழே விவாதிக்கப்பட்டபடி) இது மிகவும் குறுகிய கால ரேடியோ நியூக்ளைடுகளின் தொகுப்புக்கு வழிவகுக்கிறது, இது பிடிப்புகள் நிறுத்தப்பட்ட பின்னரே நிலையான நியூக்ளைடுகளாக சிதைகிறது. பி-நியூக்ளியிற்கான சாத்தியமான உற்பத்தி வழிமுறைகளைத் தேடுவதில் ஒரு விண்மீன் பிளாஸ்மாவின் வெப்பநிலை மற்றும் புரோட்டான் அடர்த்தியின் பொருத்தமான சேர்க்கைகள் ஆராயப்பட வேண்டும். அணு செயல்முறைகளுக்கு கிடைக்கக்கூடிய நேரம் மற்றும் ஆரம்பத்தில் இருக்கும் நியூக்ளைடுகளின் (விதை கருக்கள்) எண்ணிக்கை மற்றும் வகை ஆகியவை கூடுதல் அளவுருக்கள் ஆகும். சாத்தியமான செயல்முறைகள் p-செயல்முறை ஒரு p-செயல்பாட்டில், நிலையான நியூக்ளைடுகளில் ஒரு சில புரோட்டான் பிடிப்புகள் மூலம் p-நியூக்ளிய்கள் உருவாக்கப்பட்டன என்று பரிந்துரைக்கப்படுகிறது. விதைக் கருக்கள் s-மற்றும் r-செயல்முறையிலிருந்து உருவாகி, ஏற்கனவே விண்மீன் பிளாஸ்மாவில் உள்ளன. மேலே கோடிட்டுக் காட்டப்பட்டபடி, இதைச் சரியாகச் செய்ய முதலில் பரிந்துரைக்கப்பட்டிருந்தாலும், அத்தகைய செயல்முறையின் மூலம் அனைத்து p-நியூக்ளிய்களையும் விளக்குவதில் கடுமையான சிரமங்கள் உள்ளன. நட்சத்திரங்கள் அல்லது விண்மீன் வெடிப்புகளில் தேவையான நிலைமைகள் எட்டப்படவில்லை என்பது பின்னர் காட்டப்பட்டது. அதன் வரலாற்று அர்த்தத்தின் அடிப்படையில், பி-செயல்முறை என்ற சொல் சில நேரங்களில் பி-நியூக்ளியை ஒருங்கிணைக்கும் எந்தவொரு செயல்முறையிலும் பயன்படுத்தப்படுகிறது, புரோட்டான் பிடிப்புகள் எதுவும் இல்லை என்றாலும் கூட, இந்த பயன்பாடு ஊக்கமளிக்கப்படுகிறது. எஸ்-செயல்முறை மற்றும் ஆர்-செயல்முறை கருக்களின் ஒளிச்சேர்க்கை மூலம் γ-செயல்முறை பி-நியூக்ளியையும் பெறலாம். சுமார் 2 முதல் 3 ஜிககெல்வின்கள் (ஜி. கே.) வெப்பநிலையிலும், சில விநாடிகளின் குறுகிய செயல்முறை நேரத்திலும் (இதற்கு ஒரு வெடிக்கும் செயல்முறை தேவைப்படுகிறது) முன்பே இருக்கும் கருக்களின் ஒளிச்சேர்க்கை சிறியதாக இருக்கும், இது தேவையான சிறிய அளவில் பி-நியூக்ளிய்களை உற்பத்தி செய்ய போதுமானது. இது γ-செயல்முறை (காமா செயல்முறை) என்று அழைக்கப்படுகிறது, ஏனெனில் ஒளிச்சேர்க்கை வகைகள் (γ, n), (γ, α) மற்றும் (γ, p) ஆகியவற்றின் அணு எதிர்வினைகளால் தொடர்கிறது, அவை அதிக ஆற்றல் கொண்ட ஃபோட்டான்களால் (காமா கதிர்கள்) ஏற்படுகின்றன. ν-செயல்முறை (nu செயல்முறை) நியூட்ரினோக்களின் போதுமான தீவிரமான ஆதாரம் இருந்தால், அணு எதிர்வினைகள் நேரடியாக சில நியூக்ளைடுகளை உற்பத்தி செய்ய முடியும், எடுத்துக்காட்டாக 7Li, 11B, 19F, 138La மைய-சரிவு சூப்பர்நோவாவில். விரைவான புரோட்டான் பிடிப்பு செயல்முறைகள் ஒரு p-செயல்முறையில் புரோட்டான்கள் நிலையான அல்லது பலவீனமான கதிரியக்க அணு கருக்களில் சேர்க்கப்படுகின்றன. விண்மீன் பிளாஸ்மாவில் அதிக புரோட்டான் அடர்த்தி இருந்தால், குறுகிய கால ரேடியோ நியூக்ளைடுகள் கூட பீட்டா சிதைவடைவதற்கு முன்பு ஒன்று அல்லது அதற்கு மேற்பட்ட புரோட்டான்களைப் பிடிக்க முடியும். இது நியூக்ளியோசிந்தஸிஸ் பாதையை நிலையான கருக்களின் பகுதியிலிருந்து நியூக்ளைடுகளின் விளக்கப்படத்தின் மிகவும் புரோட்டான் நிறைந்த பக்கத்திற்கு விரைவாக நகர்த்துகிறது. இது விரைவான புரோட்டான் பிடிப்பு என்று அழைக்கப்படுகிறது. இங்கே, ஒரு அணுக்கருவின் பீட்டா சிதைவு மேலும் புரோட்டான் பிடிப்பை விட வேகமாக இருக்கும் வரை அல்லது புரோட்டான் சொட்டு கோட்டை அடையும் வரை தொடர்ச்சியான (p, γ) எதிர்வினைகள் தொடர்கின்றன. இரண்டு நிகழ்வுகளும் ஒன்று அல்லது பல தொடர்ச்சியான பீட்டா சிதைவுகளுக்கு வழிவகுக்கின்றன, இது ஒரு நியூக்ளியஸ் உற்பத்தி செய்யப்படும் வரை பீட்டா சிதைவடைவதற்கு முன்பு மீண்டும் புரோட்டான்களைப் பிடிக்க முடியும். பின்னர் புரோட்டான் பிடிப்பு வரிசைகள் தொடர்கின்றன. புரோட்டான் பிடிப்புகள் மற்றும் பீட்டா சிதைவுகள் இரண்டும் வேகமாக இருப்பதால், ஒரு வினாடிக்குள் 56Ni வரை இலகுவான கருக்களின் பகுதியை மறைக்க முடியும். இருப்பினும், 56Ni இல் தொடங்கி, எதிர்வினை பாதையில் பல காத்திருப்பு புள்ளிகள் எதிர்கொள்ளப்படுகின்றன. இவை இரண்டும் ஒப்பீட்டளவில் நீண்ட அரை ஆயுளைக் கொண்ட நியூக்ளைடுகளாகும் (செயல்முறை நேர அளவுடன் ஒப்பிடும்போது) மேலும் மெதுவாக மற்றொரு புரோட்டனை மட்டுமே சேர்க்க முடியும் (அதாவது, (p, γ) எதிர்வினைகளுக்கான அவற்றின் குறுக்குவெட்டு சிறியது). அத்தகைய காத்திருப்பு புள்ளிகளுக்கான எடுத்துக்காட்டுகள்ஃ 56Ni, 60Zn, 64Ge, 68Se. எதிர்வினை பாதையின் விரிவான நிலைமைகள் மற்றும் இருப்பிடத்தைப் பொறுத்து மேலும் காத்திருப்பு புள்ளிகள் முக்கியமானதாக இருக்கலாம். இத்தகைய காத்திருப்பு புள்ளிகள் நிமிடங்கள் முதல் நாட்கள் வரை அரை ஆயுளைக் காண்பிப்பது பொதுவானது. எனவே, அவை எதிர்வினை வரிசைகளைத் தொடரத் தேவையான நேரத்தை கணிசமாக அதிகரிக்கின்றன. இந்த விரைவான புரோட்டான் பிடிப்புக்குத் தேவையான நிபந்தனைகள் குறுகிய காலத்திற்கு மட்டுமே இருந்தால் (வெடிக்கும் வானியற்பியல் நிகழ்வுகளின் கால அளவு விநாடிகளின் வரிசையில் உள்ளது), காத்திருப்பு புள்ளிகள் கனமான கருக்களுக்கு எதிர்வினைகளின் தொடர்ச்சியைக் கட்டுப்படுத்துகின்றன அல்லது தடுக்கின்றன. p-அணுக்கருவை உற்பத்தி செய்ய, செயல்முறை பாதை விரும்பிய p-அணுக்கருவைப் போலவே அதே நிறை எண்ணைக் கொண்ட (ஆனால் பொதுவாக அதிக புரோட்டான்களைக் கொண்ட) நியூக்ளைடுகளை உள்ளடக்கியதாக இருக்க வேண்டும். இந்த நியூக்ளைடுகள் பின்னர் விரைவான புரோட்டான் பிடிப்பு நிறுத்தப்பட்ட பிறகு பீட்டா சிதைவுகளின் வரிசைகள் மூலம் பி-நியூக்ளிய்களாக மாற்றப்படுகின்றன. முக்கிய வகை விரைவான புரோட்டான் பிடிப்புகளின் மாறுபாடுகள் rp-, pn-, மற்றும் νp-செயல்முறைகள் ஆகும், அவை சுருக்கமாக கீழே கோடிட்டுக் காட்டப்படும். ஆர்பி-செயல்முறை ஆர்பி-செயல்முறை என்று அழைக்கப்படுவது (ஆர்பி என்பது விரைவான புரோட்டான் பிடிப்புக்கானது) மேலே விவரிக்கப்பட்ட விரைவான புரோட்டான் பிடிப்பு செயல்முறையின் தூய்மையான வடிவமாகும். புரோட்டான்கள்/செமீ 3 க்கும் அதிகமான அடர்த்தி மற்றும் சுற்றியுள்ள வெப்பநிலையில், எதிர்வினை பாதை புரோட்டான் சொட்டு கோட்டிற்கு அருகில் உள்ளது. செயல்முறை நேரம் 10-600 s ஆக இருந்தால் காத்திருப்பு புள்ளிகளை இணைக்க முடியும். காத்திருப்பு-புள்ளி நியூக்ளைடுகள் அதிக அளவில் உற்பத்தி செய்யப்படுகின்றன, அதே நேரத்தில் ஒவ்வொரு காத்திருப்பு புள்ளிக்கும் பின்னால் உள்ள கருக்களின் உற்பத்தி பெருகிய முறையில் அடக்கப்படுகிறது. 104Te க்கு அருகில் ஒரு உறுதியான இறுதிப் புள்ளியை அடைகிறது, ஏனெனில் எதிர்வினை பாதை நியூக்ளைடுகளின் ஒரு பகுதிக்குள் செல்கிறது, இது ஆல்பா சிதைவால் விரும்பத்தக்க வகையில் சிதைந்து, பாதையை மீண்டும் தன்னை நோக்கி சுழற்றுகிறது. எனவே, ஒரு ஆர். பி-செயல்முறையால் 104 க்கும் குறைவான அல்லது சமமான நிறை எண்களைக் கொண்ட பி-நியூக்ளிய்களை மட்டுமே உற்பத்தி செய்ய முடியும். pn-செயல்முறை விரைவான புரோட்டான் பிடிப்பு செயல்முறைகளில் காத்திருப்பு புள்ளிகளை (n, p) எதிர்வினைகளால் தவிர்க்க முடியும், அவை புரோட்டான் பிடிப்பதை விட மிக வேகமாக இருக்கும் அல்லது காத்திருப்பு புள்ளிகளின் கருக்களின் பீட்டா சிதைவுகள். இதன் விளைவாக கனமான கூறுகளை உருவாக்கத் தேவையான நேரத்தை கணிசமாகக் குறைத்து, சில நொடிகளில் திறமையான உற்பத்தியை அனுமதிக்கிறது. இருப்பினும், இதற்கு புரோட்டான் நிறைந்த பிளாஸ்மாக்களில் பொதுவாக இல்லாத இலவச நியூட்ரான்களின் (சிறிய) வழங்கல் தேவைப்படுகிறது. அவற்றைப் பெறுவதற்கான ஒரு வழி, விரைவான புரோட்டான் பிடிபடும்போது ஒரே நேரத்தில் நிகழும் பிற எதிர்வினைகளின் மூலம் அவற்றை விடுவிப்பதாகும். இது நியூட்ரான் நிறைந்த விரைவான புரோட்டான் பிடிப்பு அல்லது pn-செயல்முறை என்று அழைக்கப்படுகிறது. புரோட்டான் நிறைந்த சூழல்களில் முடுக்கிவிடப்படும் (n, p) எதிர்விளைவுகளுக்குத் தேவையான நியூட்ரான்களைப் பெறுவதற்கான மற்றொரு சாத்தியக்கூறு புரோட்டான்களில் () ஆன்டி-நியூட்ரினோ பிடிப்பைப் பயன்படுத்துவதாகும், இது ஒரு புரோட்டான் மற்றும் ஆன்டி-நியூட்ரினோவை பாசிட்ரான் மற்றும் நியூட்ரானாக மாற்றுகிறது. (ஆன்டி-) நியூட்ரினோக்கள் புரோட்டான்களுடன் மிகவும் பலவீனமாக மட்டுமே தொடர்பு கொள்வதால், ஆன்டி-நியூட்ரினோக்களின் அதிக ஃப்ளக்ஸ் அதிக புரோட்டான் அடர்த்தி கொண்ட பிளாஸ்மாவில் செயல்பட வேண்டும். இது-செயல்முறை (nu p செயல்முறை) என்று அழைக்கப்படுகிறது. சாத்தியமான தொகுப்பு தளங்கள் கோர்-சரிவு சூப்பர்நோவா மாபெரும் நட்சத்திரங்கள் ஒரு கோர்-சரிவு சூப்பர்நோவாவில் தங்கள் வாழ்க்கையை முடிவுக்கு கொண்டுவருகின்றன. அத்தகைய ஒரு சூப்பர்நோவாவில், ஒரு வெடிப்பிலிருந்து ஒரு ஷாக்ஃபிரண்ட் நட்சத்திரத்தின் மையத்திலிருந்து அதன் வெளிப்புற அடுக்குகள் வழியாக ஓடுகிறது மற்றும் இவற்றை வெளியேற்றுகிறது. அதிர்ச்சித் முனை நட்சத்திரத்தின் O/Ne-ஷெல்லை அடையும் போது (விண்மீன் பரிணாமத்தையும் பார்க்கவும்), ஒரு-செயல்முறைக்கான நிபந்தனைகள் 1 முதல் 2 விநாடிகளுக்கு எட்டப்படுகின்றன. பெரும்பாலான p-நியூக்ளிய்களை இந்த வழியில் உருவாக்க முடியும் என்றாலும், p-நியூக்ளியியின் சில வெகுஜன பகுதிகள் மாதிரி கணக்கீடுகளில் சிக்கலானவை. வெகுஜன எண்களைக் கொண்ட p-அணுக்களை ஒரு செயல்முறையில் உற்பத்தி செய்ய முடியாது என்பது ஏற்கனவே பல தசாப்தங்களாக அறியப்படுகிறது. நவீன உருவகப்படுத்துதல்களும் வரம்பில் சிக்கல்களைக் காட்டுகின்றன. p-நியூக்ளியஸ் 138La-செயல்முறையில் உற்பத்தி செய்யப்படுவதில்லை, ஆனால் அதை ஒரு-செயல்முறையில் உருவாக்க முடியும். அத்தகைய மைய-சரிவு சூப்பர்நோவாவின் மையத்தில் ஒரு சூடான நியூட்ரான் நட்சத்திரம் உருவாக்கப்பட்டு, அது அதிக தீவிரத்துடன் நியூட்ரினோக்களை கதிர்வீச்சு செய்கிறது. நியூட்ரினோக்கள் வெடிக்கும் நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகளுடன் தொடர்பு கொண்டு அணு எதிர்வினைகளை ஏற்படுத்துகின்றன, இது மற்ற கருக்களுடன் 138La ஐ உருவாக்குகிறது. மேலும் 180mTa இந்த செயல்முறையிலிருந்து ஒரு பங்களிப்பைப் பெறலாம். நியூட்ரான் நட்சத்திரத்திற்கு அருகில் உள்ள நட்சத்திரத்தின் ஆழமான அடுக்குகளில் நிகழும் மற்றொரு செயல்முறையின் மூலம் நட்சத்திரத்தின் வெளிப்புற அடுக்குகளில் உள்ள γ-செயல்முறையை பூர்த்தி செய்ய பரிந்துரைக்கப்பட்டது, ஆனால் நியூட்ரான் நட்சத்திர மேற்பரப்பில் விழுவதற்குப் பதிலாக வெளியேற்றப்படுகிறது. உருவாகும் நியூட்ரான் நட்சத்திரத்திலிருந்து நியூட்ரினோக்களின் ஆரம்பத்தில் அதிக ஓட்டம் காரணமாக, இந்த அடுக்குகள் எதிர்வினையின் மூலம் மிகவும் புரோட்டான் நிறைந்ததாக மாறுகின்றன. ஆன்டி-நியூட்ரினோ ஃப்ளக்ஸ் ஆரம்பத்தில் பலவீனமாக இருந்தாலும், அதிக எண்ணிக்கையிலான புரோட்டான்கள் காரணமாக ஒரு சில நியூட்ரான்கள் உருவாக்கப்படும். இது இந்த ஆழமான அடுக்குகளில் ஒரு செயல்முறையை அனுமதிக்கிறது. வெடிப்பின் குறுகிய கால அளவு மற்றும் கனமான கருக்களின் உயர் கூலம்ப் தடை காரணமாக, அத்தகைய νp-செயல்முறையானது இலகுவான p-கருக்களை மட்டுமே உற்பத்தி செய்ய முடியும். எந்த கருக்கள் தயாரிக்கப்படுகின்றன, அவற்றில் எவ்வளவு உருவகப்படுத்துதல்களில் உள்ள பல விவரங்கள் மற்றும் ஒரு கோர்-சரிவு சூப்பர்நோவாவின் உண்மையான வெடிப்பு பொறிமுறையைப் பொறுத்தது, இது இன்னும் முழுமையாக புரிந்து கொள்ளப்படவில்லை. தெர்மோனியூக்லியர் சூப்பர்நோவா என்பது ஒரு பைனரி நட்சத்திர அமைப்பில் ஒரு வெள்ளை குள்ளனின் வெடிப்பு ஆகும், இது வெள்ளை குள்ளனின் மேற்பரப்பில் சேர்க்கப்பட்ட ஒரு துணை நட்சத்திரத்திலிருந்து பொருளில் தெர்மோனியூக்லியர் எதிர்வினைகளால் தூண்டப்படுகிறது. சேர்க்கப்பட்ட பொருள் ஹைட்ரஜன் (புரோட்டான்கள்) மற்றும் ஹீலியம் (α துகள்கள்) நிறைந்துள்ளது மற்றும் அணு எதிர்வினைகளை அனுமதிக்கும் அளவுக்கு சூடாகிறது. இத்தகைய வெடிப்புகளுக்கான பல மாதிரிகள் இலக்கியத்தில் விவாதிக்கப்பட்டுள்ளன, அவற்றில் இரண்டு பி-நியூக்ளிய்களை உற்பத்தி செய்வதற்கான வாய்ப்பு குறித்து ஆராயப்பட்டன. இந்த வெடிப்புகள் எதுவும் நியூட்ரினோக்களை வெளியிடுவதில்லை, எனவே ν-மற்றும் νp-செயல்முறை சாத்தியமற்றது. ஆர். பி-செயல்முறைக்கு தேவையான நிபந்தனைகளும் அடையப்படவில்லை. அத்தகைய சூப்பர்நோவாவில் பி-நியூக்ளியஸின் சாத்தியமான உற்பத்தி பற்றிய விவரங்கள் துணை நட்சத்திரத்திலிருந்து (அடுத்தடுத்த அனைத்து செயல்முறைகளுக்கும் விதை கருக்கள்) திரட்டப்பட்ட பொருளின் கலவையை உணர்திறன் ரீதியாக சார்ந்துள்ளது. இது நட்சத்திரத்திலிருந்து நட்சத்திரத்திற்கு கணிசமாக மாறக்கூடும் என்பதால், தெர்மோனியூக்ளியர் சூப்பர்நோவாவில் உள்ள பி-உற்பத்தியின் அனைத்து அறிக்கைகளும் மாதிரிகளும் பெரிய நிச்சயமற்ற தன்மைகளுக்கு ஆளாகின்றன. வகை ஐஏ சூப்பர்நோவா தெர்மோனியூக்ளியர் சூப்பர்நோவாவின் ஒருமித்த மாதிரி, வெள்ளை குள்ளன் சந்திரசேகர் வரம்பை மீறிய பிறகு பொருளின் அதிகரிப்பால் வெடிக்கிறது, ஏனெனில் சுருக்கம் மற்றும் வெப்பம் சிதைந்த நிலைமைகளின் கீழ் வெடிக்கும் கார்பன் எரிப்பைத் தூண்டுகிறது. ஒரு அணு எரியும் முன்புறம் வெள்ளை குள்ளன் வழியாக உள்ளே இருந்து வெளியே ஓடுகிறது மற்றும் அதை கிழிக்கிறது. பின்னர் வெள்ளை குள்ளனின் மேற்பரப்புக்குக் கீழே உள்ள வெளிப்புற அடுக்குகள் (0.05 சூரிய நிறை கொண்ட பொருட்கள்) ஒரு γ-செயல்முறைக்கு சரியான நிலைமைகளை வெளிப்படுத்துகின்றன. பி-நியூக்ளிய்கள் கோர்-கொலாப்ஸ் சூப்பர்நோவாவில் γ-செயல்முறையில் உள்ளதைப் போலவே தயாரிக்கப்படுகின்றன, மேலும் அதே சிரமங்களை எதிர்கொள்கின்றன. கூடுதலாக, 138 எல். ஏ மற்றும் 180 எம். டி. ஏ உற்பத்தி செய்யப்படவில்லை. மேலே கொடுக்கப்பட்ட அணு வெகுஜன வரம்புகளில் ஒப்பீட்டளவில் குறைவான உற்பத்தியின் சிக்கல்களைக் குணப்படுத்தாமல், அதிகரித்த எஸ்-செயல்முறை மிகுதியாகக் கருதுவதன் மூலம் விதை மிகுதியின் மாறுபாடு இதன் விளைவாக வரும் பி-நியூக்ளியஸின் மிகுதியை மட்டுமே அளவிடுகிறது. துணை சந்திரசேகர் சூப்பர்நோவா வகை ஐஏ சூப்பர்நோவாவின் துணைப்பிரிவில், துணை சந்திரசேகர் சூப்பர்நோவா என்று அழைக்கப்படுபவை, வெள்ளை குள்ளன் சந்திரசேகர் வரம்பை அடைவதற்கு நீண்ட காலத்திற்கு முன்பே வெடிக்கக்கூடும், ஏனெனில் சேர்க்கப்பட்ட பொருளில் அணு எதிர்வினைகள் ஏற்கனவே வெள்ளை குள்ளனை அதன் சேர்க்கை கட்டத்தில் வெப்பப்படுத்தலாம் மற்றும் வெடிக்கும் கார்பனை முன்கூட்டியே எரிக்கத் தூண்டும். ஹீலியம் நிறைந்த சேர்க்கை இந்த வகை வெடிப்பை ஆதரிக்கிறது. ஹீலியம் எரிப்பு திரட்டப்பட்ட ஹீலியம் அடுக்கின் அடிப்பகுதியில் சீரழிவாக பற்றவைக்கிறது மற்றும் இரண்டு அதிர்ச்சி முனைகளை ஏற்படுத்துகிறது. உள்ளே ஓடுவது கார்பன் வெடிப்பைத் தூண்டுகிறது. வெளிப்புறமாக நகரும் முன்புறம் வெள்ளை குள்ளனின் வெளிப்புற அடுக்குகளை சூடாக்கி அவற்றை வெளியேற்றுகிறது. மீண்டும், இந்த வெளிப்புற அடுக்குகள் 2 முதல் 3 GK வெப்பநிலையில் ஒரு γ-செயல்முறைக்கு தளமாக உள்ளன. இருப்பினும், α துகள்கள் (ஹீலியம் கருக்கள்) இருப்பதால், கூடுதல் அணு எதிர்வினைகள் சாத்தியமாகும். அவற்றில் 18O (α, n) 21Ne, 22Ne (α, n) 25Mg, மற்றும் 26Mg (α, n) 29Si போன்ற அதிக எண்ணிக்கையிலான நியூட்ரான்களை வெளியிடுகின்றன. இது 3 GK க்கு மேல் வெப்பநிலையை அனுபவிக்கும் வெளிப்புற அடுக்குகளின் அந்த பகுதியில் ஒரு pn-செயல்முறையை அனுமதிக்கிறது. γ-செயல்முறையில் குறைவாக உற்பத்தி செய்யப்படும் ஒளி p-அணுக்கள் pn-செயல்பாட்டில் மிகவும் திறமையாக உருவாக்கப்படலாம், அவை மற்ற p-அணுக்களை விட மிகப் பெரிய மிகுதிகளைக் காட்டுகின்றன. கவனிக்கப்பட்ட சூரிய ஒப்பீட்டு மிகுதிகளைப் பெற, ஒரு வலுவான மேம்படுத்தப்பட்ட எஸ்-செயல்முறை விதை (100-1000 அல்லது அதற்கு மேற்பட்ட காரணிகளால்) கருதப்பட வேண்டும், இது γ-செயல்முறையிலிருந்து கனமான பி-நியூக்ளியஸின் விளைச்சலை அதிகரிக்கிறது. பைனரி நட்சத்திர அமைப்புகளில் உள்ள நியூட்ரான் நட்சத்திரங்கள் பைனரி நட்சத்திர அமைப்பில் உள்ள ஒரு நியூட்ரான் நட்சத்திரம் அதன் மேற்பரப்பில் உள்ள துணை நட்சத்திரத்திலிருந்து பொருளைப் பெறலாம். சீரழிந்த பொருளின் சேர்க்கப்பட்ட அடுக்கு அடர்த்தி மற்றும் வெப்பநிலையை மீறும் போது இணைந்த ஹைட்ரஜன் மற்றும் ஹீலியம் எரிப்பு பற்றவைக்கிறது. இது துணை சந்திரசேகர் சூப்பர்நோவாவின் வெளிப்புறமாக நகரும் அதிர்ச்சி முனையில் என்ன நடக்கிறது என்பதோடு ஒப்பிடக்கூடிய தெர்மோனியூக்ளியர் எரிப்புக்கு வழிவகுக்கிறது. நியூட்ரான் நட்சத்திரமே வெடிப்பால் பாதிக்கப்படுவதில்லை, எனவே சேர்க்கப்பட்ட அடுக்கில் அணு எதிர்வினைகள் ஒரு வெடிப்பை விட நீண்ட காலம் தொடரலாம். இது ஒரு ஆர். பி-செயல்முறையை நிறுவ அனுமதிக்கிறது. அனைத்து ஃப்ரீ புரோட்டான்களும் பயன்படுத்தப்படும் வரை அல்லது வெப்பநிலை அதிகரிப்பு காரணமாக எரியும் அடுக்கு விரிவடையும் வரை இது தொடரும், மேலும் அதன் அடர்த்தி அணு எதிர்வினைகளுக்குத் தேவையானதை விடக் குறைவாக இருக்கும். பால்வீதியில் எக்ஸ்-ரே வெடிப்புகளின் பண்புகளை நியூட்ரான் நட்சத்திரங்களின் மேற்பரப்பில் ஒரு ஆர். பி-செயல்முறை மூலம் விளக்க முடியும் என்று காட்டப்பட்டது. நியூட்ரான் நட்சத்திரத்தின் ஈர்ப்பு விசையிலிருந்து பொருள் (மற்றும் எவ்வளவு பொருள்) வெளியேற்றப்பட்டு தப்பிக்க முடியுமா என்பது இன்னும் தெளிவாகத் தெரியவில்லை. அப்படியானால் மட்டுமே அத்தகைய பொருள்களை p-நியூக்ளிஸின் சாத்தியமான ஆதாரங்களாகக் கருத முடியும். இது உறுதிப்படுத்தப்பட்டாலும் கூட, ஆர். பி-செயல்முறையின் நிரூபிக்கப்பட்ட இறுதிப் புள்ளி உற்பத்தியை ஒளி பி-நியூக்ளியுடன் கட்டுப்படுத்துகிறது (இவை கோர்-கொலாப்ஸ் சூப்பர்நோவாவில் குறைவாக உற்பத்தி செய்யப்படுகின்றன). மேலும் காண்க இயற்பியலில் தீர்க்கப்படாத சிக்கல்களின் பட்டியல் குறிப்புகள் அணுக்கரு இயற்பியல் வானியற்பியல் அணுக்கருச்சேர்க்கை சூப்பர்நோவா