r-процесс

r-Проце́сс (от англ. rapid — «быстрый») или быстрый процесс захвата нейтронов — это процесс образования более тяжёлых ядер из более лёгких путём последовательного захвата нейтронов в ходе ${\displaystyle \left(\mathrm {n} ,\mathrm {\gamma } \right)}$ реакций.

Захват нейтронов продолжается до тех пор, пока темп захвата нейтронов ${\displaystyle \left(\mathrm {n} ,\mathrm {\gamma } \right)}$ выше, чем темп распада изотопа. Затем атом претерпевает β⁻-распад и захват нейтронов продолжается.

В 1956 году

, рассчитавшими распространённости участвующих элементов, а также показавшими эволюцию процесса во времени. Также им удалось более точно смоделировать различия в s-процессах и r-процессах, происходящих с участием тяжёлых изотопов и, тем самым, получить более точные данные по распространённостям образующихся в r-процессах изотопов, чем приведённые в B²FH.

Большинство нейтронно-избыточных изотопов элементов, более тяжёлых, чем никель, образуются (либо исключительно, либо частично) в результате β⁻-распада сильно радиоактивных изотопов, полученных в результате последовательного захвата нейтронов в r-процессах.

Ядерные реакции

Этот раздел исправив и дополнив его.

Протекание r-процесса в звёздах

Вероятные условия протекания r-процесса в звёздах:

• Ударная волна, образующаяся при взрыве сверхновой, проходя по гелиевому и неоновому слоям, вызывает реакцию ${\displaystyle \mathrm {^{22}Ne} +\mathrm {^{4}He} \rightarrow \mathrm {^{25}Mg} +\mathrm {^{1}n} }$ с требуемой концентрацией нейтронов.
• Центральная часть массивной звезды, находящейся в стадии предсверхновой, содержит большое количество нейтронов и ${\displaystyle \displaystyle \mathrm {\alpha } }$-частиц, образующихся при фоторасщеплении железа ${\displaystyle \mathrm {^{56}Fe} +\mathrm {\gamma } \rightarrow 13\,\mathrm {^{4}He} +4\,\mathrm {^{1}n} }$ на заключительной стадии эволюции. В центре такой звезды создаются условия для взрывного синтеза элементов.

Высвобождение нейтронов при захвате электронов во время коллапса ядра сверхновой вместе с увеличением плотности вещества делают r-процесс основным процессом, который может происходить даже в звёздах III типа, целиком состоящих из водорода и гелия. Это несколько отличается от роли r-процесса как второстепенного и требующего наличия железа, как то было описано в B2FH.

• s-процесс
• Альфа-процесс
• rp-процесс
• p-процесс
• Ядерная реакция

• Б.C. Ишханов, И. М. Капитонов, И. А. Тутынь. Реакции под действием нейтронов r-процесс  (неопр.) (27 февраля 2009). Дата обращения: 26 июня 2010.
• R. Reifarth, C. Lederer, F. Käppeler. Neutron Reactions in Astrophysics (англ.) // Journal of Physics G: Nuclear and Particle Physics. — 2014. — Vol. 41. — P. 053101. — arXiv:1403.5670.
• Thielemann, F.-K.; et al. (2011). "What are the astrophysical sites for the r-process and the production of heavy elements?". Progress in Particle and Nuclear Physics. 66 (2): 346—353. Bibcode:2011PrPNP..66..346T. doi:10.1016/j.ppnp.2011.01.032.