Rp过程 （rp-process，快质子俘获过程） 指种子核（seed nuclei）连续俘获质子产生更重元素的过程。[1] 该过程是伴随慢中子俘获过程（s-process）和快中子俘获过程（r-process）的一个核合成过程，可能是宇宙中许多重元素产生的原因。然而，它与其他提到的过程明显不同，因为它发生在稳定的富质子侧，而不是稳定的富中子侧。Rp-过程所能制造的最重的元素虽然还没有确定，但是最近的研究表明，在中子星中，不会产生比碲（Te-104）更重的元素。[2] 因为rp-过程受到α衰变的抑制，α衰变使Te-104 （观察到的最轻的α衰变核素[3]和轻锑同位素中的质子滴线） 成为能生成重元素的上限。此时，进一步的质子俘获导致迅速的质子放射或α放射，因而质子通量将被消耗而不会产生更重的元素。这一最终过程被称为锡-锑-碲循环。[4]
该过程必须发生在非常高的温度环境中（109K以上），以便质子能够克服带电粒子反应的巨大库仑势垒。由于该过程需要很大的质子通量，因此富氢环境也是一个先决条件。这一过程所需的种子核被认为是在热氯化萘循环的爆发反应中形成的。通常，rp-过程中的质子俘获将与（α，p）反应竞争，因为大多数氢通量高的环境也富含氦。Rp-过程的时间尺度是由质子滴线处或附近的β+衰变决定的，因为在这些高温下弱相互作用比强相互作用和电磁力慢得多。
Rp-过程可能发生的地点是吸积双星系统，其系统中一颗星是中子星。在这些系统中，供体恒星正在将物质吸积到其致密的伴体恒星上。吸积的物质通常富含氢和氦，因为它来自供体恒星的表层。因为这种致密恒星有很高的引力场，这些物质以高速向致密恒星下落，通常在途中与其他吸积的物质碰撞，形成一个吸积盘。在此种吸积到中子星上的情况下，随着这种物质在表面上慢慢积累，它将具有高温，通常约为108 K。最终，热核不稳定性会出现在这种高热的大气层中，从而使温度继续上升，直到导致氢和氦失控的热核爆炸。在闪光过程中，温度迅速上升，变得足够高以至于rp-过程得以发生。虽然氢和氦热核爆炸最初的闪光只持续一秒钟，但是rp-过程通常长达100秒钟。因此， 在观测上， Rp-过程被认为是（热核爆炸）产生的X射线爆发的尾部。
^Lars Bildsten, "Thermonuclear Burning on Rapidly Accreting Neutron Stars" in The Many Faces of Neutron Stars, ed. R. Buccheri, J. van Paradijs, & M. A. Alpar (Kluwer), 419 (1998).
^Schatz, H.; A. Aprahamian; V. Barnard; L. Bildsten; A. Cumming; et al. (April 2001). "End Point of the rp Process on Accreting Neutron Stars". Physical Review Letters. 86 (16): 3471–3474. arXiv:astro-ph/0102418. Bibcode:2001PhRvL..86.3471S. doi:10.1103/PhysRevLett.86.3471. PMID 11328001. Retrieved 2006-08-24. (Subscription required (help))..
^Auranen, K.; et al. (2018). "Superallowed α decay to doubly magic 100Sn" (PDF). Physical Review Letters. 121 (18): 182501. doi:10.1103/PhysRevLett.121.182501. PMID 30444390..
^Lahiri, S.; Gangopadhyay, G. (2012). "Endpoint of rp process using relativistic mean field approach and a new mass formula". International Journal of Modern Physics E. 21 (8). arXiv:1207.2924. doi:10.1142/S0218301312500747..
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