Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Ядерная физика
NuclearReaction.svg
Ядро  · Нуклоны  ( p , n )  · Ядерная материя  · Ядерная сила  · Ядерная структура  · Ядерная реакция
Модели ядра
Жидкая капля  · Модель ядерной оболочки  · Модель взаимодействующих бозонов  · Ab initio
Классификация нуклидов
Изотопы - равные Z
изобары - равные А
изотоны - равный N
Isodiaphers - равно N  -  Z
      Изомеры - равны все выше ,
зеркальные ядер  - Z ↔ N
Стабильного  · Магия  · чет / нечет  · гало  ( Борромео )
Ядерная стабильность
Энергия связи  · Соотношение p – n  · Капельная линия  · Остров стабильности  · Долина стабильности  · Стабильный нуклид
Радиоактивный распад
Альфа α  · Бета β  ( 2β ( 0v ), β + )  · Захват K / L  · Изомерный  ( Гамма γ  · Внутреннее преобразование )  · Спонтанное деление  · Распад кластера  · Эмиссия нейтронов  · Эмиссия протонов
Распад энергия  · Распад цепь  · Распад продукт  · Радиогенная нуклид
Ядерное деление
Спонтанное  · Продукты  ( разрыв пары )  · Фотоделение
Процессы захвата
электрон ( 2 × )  · нейтрон  ( s  · r )  · протон  ( p  · rp )
Высокоэнергетические процессы
Расщепление ( космическими лучами )  · Фотодезинтеграция
Нуклеосинтез и
ядерная астрофизика

Процессы ядерного синтеза : звездные  · Большой взрыв  · Нуклиды сверхновых
: изначальные  · космогенные  · искусственные
Ядерная физика высоких энергий
Кварк-глюонная плазма  · RHIC  · LHC
Ученые
Альварес  · Беккерель  · Бете  · А. Бор  · Н. Бор  · Чедвик  · Кокрофт  · Ир. Кюри  · о. Кюри  · Пи. Кюри  · Склодовская-Кюри  · Дэвиссон  · Ферми  · Хан  · Йенсен  · Лоуренс  · Майер  · Мейтнер  · Олифант  · Оппенгеймер  · Прока  · Перселл  · Раби  · Резерфорд  · Содди · Штрассманн  · Свинтецкий  · Сцилард  · Теллер  · Томсон  · Уолтон  · Вигнер
  • v
  • т
  • е

В ядерной астрофизике процесс быстрого захвата нейтронов , также известный как r -процесс , представляет собой набор ядерных реакций , ответственных за создание примерно половины атомных ядер, которые тяжелее железа ; «тяжелые элементы», с другой половиной производства в р-процессе и ев -процесса . Г -процесс обычно синтезирует большинство нейтронов богатых изотопов стабильных каждый тяжелого элемента. Г -процесс обычно может синтезировать самые тяжелые четыре изотопов каждого тяжелого элемента, и две тяжелых изотопов, которые упоминаются какТолько r-ядра , могут быть созданы только с помощью r -процесса. Пики содержания для r- процесса возникают вблизи массовых чисел A = 82 (элементы Se, Br и Kr), A = 130 (элементы Te, I и Xe) и A = 196 (элементы Os, Ir и Pt).

Г -процесса влечет за собой последовательность быстрых захватов нейтронов (отсюда название) по одному или более тяжелых ядер семян , как правило , начинают с ядрами в пике численности сосредоточены на 56 Fe . Захваты должны быть быстрыми в том смысле , что ядра не должны иметь время , чтобы пройти радиоактивный распад ( как правило , с помощью бета - распада) перед другой нейтрон приходит в плен. Эта последовательность может продолжаться до предела стабильности ядер, все более богатых нейтронами ( нейтронная граница ), чтобы физически удерживать нейтроны под действием ядерной силы ближнего действия. г-процесс, следовательно, должен происходить в местах, где существует высокая плотность свободных нейтронов . В ранних исследованиях предполагалось, что для температуры около 1 ГК потребуется 10 24 свободных нейтронов на см 3 , чтобы согласовать точки ожидания, в которых нейтроны больше не могут быть захвачены, с атомными номерами пиков содержания для r -процесса. ядра. [1] Это составляет почти грамм свободных нейтронов на каждый кубический сантиметр - поразительное количество, требующее экстремальных мест. [a] Традиционно это предполагало, что материал, выброшенный из повторно расширенного ядра сверхновой звезды с коллапсом ядра , как часть нуклеосинтеза сверхновой , [2]или декомпрессия вещества нейтронной звезды, выброшенного слиянием двойной нейтронной звезды . [3] Относительный вклад каждого из этих источников в астрофизическое изобилие элементов r- процесса является предметом текущих исследований. [4]

Ограниченная серия захвата нейтронов, подобная r- процессу, происходит в незначительной степени при взрывах термоядерного оружия . Это привело к открытию элементов эйнштейний (элемент 99) и фермия (элемент 100) в радиоактивных осадках .

В R -Process контрастирует с ами -процессом , другим преобладающим механизмом для производства тяжелых элементов, которая является нуклеосинтезом с помощью медленных захватов нейтронов. В s -Process происходит главным образом в пределах обычных звезд, в частности AGB звезд , где поток нейтронов достаточно , чтобы вызвать захваты нейтронов повторяться каждые 10-100 лет, слишком медленно для г -процесса, которая требует 100 захватов в секунду. С -процессом является вторичным , а это означает , что он требует ранее существовавшего тяжелых изотопов в качестве ядер семян должны быть преобразован в другие ядра тяжелых медленной последовательностью захватов свободных нейтронов. г-сценарии процессов создают свои собственные зародышевые ядра, поэтому они могут действовать в массивных звездах, не содержащих тяжелых зародышевых ядер. Взятые вместе, r- и s- процессы составляют почти все содержание химических элементов тяжелее железа. Исторической проблемой было найти физические параметры, подходящие для их временных масштабов.

История [ править ]

После новаторских исследований Большого взрыва и образования гелия в звездах возникло подозрение, что существует неизвестный процесс, ответственный за производство более тяжелых элементов, обнаруженных на Земле, из водорода и гелия. Одна из первых попыток в объяснении пришли из Чандрасекара и Луис Р. Henrich , который предположил , что элементы были произведены при температуре в диапазоне от 6 × 10 9 и 8 × 10 9 K . Их теория учитывала элементы вплоть до хлора , хотя не было никакого объяснения элементам с атомным весом более 40 а.е.м. при значительном содержании. [5]Это стало основой исследования Фреда Хойла , который выдвинул гипотезу о том, что условия в ядре коллапсирующих звезд позволят осуществить нуклеосинтез оставшейся части элементов за счет быстрого захвата плотно упакованных свободных нейтронов. Однако оставались без ответа вопросы о равновесии в звездах, которое требовалось для уравновешивания бета-распада и точного учета содержания элементов, которые могли бы образоваться в таких условиях. [5]

Потребность в физической установке , обеспечивающей быстрое захват нейтронов , который , как известно, почти наверняка играют роль в формировании элементов, также видно в таблице содержаний изотопов тяжелых элементов Ганса Зюсс и Гарольда Юри в 1956 году [6] Их Таблица содержаний выявила превышение среднего содержания природных изотопов, содержащих магическое число [b] нейтронов, а также пики содержания, примерно на 10 а.е.м. легче, чем у стабильных ядер.содержащие магические числа нейтронов, которые также были в изобилии, что позволяет предположить, что образовались богатые радиоактивными нейтронами ядра с магическими числами нейтронов, но примерно на десять протонов меньше. Эти наблюдения также подразумевали, что быстрый захват нейтронов происходил быстрее, чем бета-распад , и результирующие пики численности были вызваны так называемыми точками ожидания при магических числах. [1] [c] Этот процесс, быстрый захват нейтронов богатыми нейтронами изотопами, стал известен как r -процесс, тогда как s- процесс получил название из-за характерного для него медленного захвата нейтронов. Таблица феноменологического распределения тяжелых изотопов между s -процессом и r-Process изотопов был опубликован в 1957 году в Б 2 бумаги FH обзора , [1] ,   который назвали г -Process и обозначил физику , которая направляет его. В том же году Аластер Г. В. Кэмерон также опубликовал небольшое исследование r -процесса. [7]

Стационарный г -процесс , как описано в Б 2 FH бумагах был впервые продемонстрирован в зависимости от времени расчета на Калтехе Филлипа А. Seeger, William A. Fowler и Donald D. Clayton , [8] , который нашел , что нет ни одного снимка во время соответствует содержанию солнечного r- процесса, но, будучи наложенным, действительно позволяет успешно охарактеризовать распределение обилия r- процесса. Распределения с более коротким временем подчеркивают распространенность при атомном весе менее A = 140 , тогда как распределения с более длительным временем подчеркивают содержание при атомном весе более A = 140 .[9] Последующие обработки r- процесса усилили эти временные особенности. Seeger et al. также смогли построить более количественное соотношение между s- процессом и r- процессом в таблице содержания тяжелых изотопов, тем самым установив более надежную кривую содержания дляизотопов r- процесса, чемэто удалось определитьB 2 FH. Сегодня распространенность r- процесса определяется с использованием их техники вычитания более надежныхизотопных содержаний s- процесса из общего содержания изотопов и приписывания остаткануклеосинтезу r- процесса. [10]Эта кривая численности r- процесса (в зависимости от атомного веса) на протяжении многих десятилетий служила целью для теоретических вычислений численности, синтезированной с помощью физического r -процесса.

Создание свободных нейтронов захвата электронов во время быстрого распада с высокой плотностью сердцевины сверхновой наряду с быстрой сборкой некоторых нейтронных ядер семян делает г -Process в первичном процессе нуклеосинтеза , то есть процесс , который может иметь место даже в звезде первоначально из чистого H и He, в отличие от обозначения B 2 FH как вторичного процесса, основанного на существовавшем ранее железе. Первичный звездный нуклеосинтез начинается раньше в галактике, чем вторичный нуклеосинтез. В качестве альтернативы, высокая плотность нейтронов внутри нейтронных звезд была бы доступна для быстрой сборки в r- обрабатывать ядра, если столкновение должно было выбросить части нейтронной звезды, которая затем быстро расширяется, освобождаясь от удержания. Эта последовательность могла также начаться раньше в галактическом времени, чем s- процесс нуклеосинтеза; так что каждый сценарий соответствует более раннему росту распространенности r- процессов в галактике. Каждый из этих сценариев является предметом активных теоретических исследований. Наблюдательные свидетельства раннего r- процесса обогащения межзвездного газа и последующего образования вновь образовавшихся звезд применительно к эволюции численности галактики звезд были впервые представлены Джеймсом У. Трураном в 1981 г. [11]Он и последующие астрономы показали, что характер содержания тяжелых элементов в самых ранних бедных металлами звездах соответствует форме кривой солнечного r- процесса, как если бы компонент s- процесса отсутствовал. Это согласуется с гипотезой о том , что с -процесс еще не начало обогащать межзвездный газ , когда эти молодые звезды отсутствуют в S -Process содержаний родились от этого газа, для этого требуется около 100 миллионов лет галактической истории для й -процесса чтобы начать, тогда как r -процесс может начаться через два миллиона лет. Эти s -процесс-бедные, r-процессные звездные составы должны были возникнуть раньше, чем любой s -процесс, показывая, что r -процесс возникает из быстро развивающихся массивных звезд, которые становятся сверхновыми и оставляют остатки нейтронных звезд, которые могут сливаться с другой нейтронной звездой. Таким образом, первичная природа раннего r- процесса проистекает из наблюдаемых спектров содержания в старых звездах [4] , которые родились рано, когда галактическая металличность была еще мала, но которые, тем не менее, содержат свой набор ядер r -процесса.

Периодическая таблица, показывающая космогенное происхождение каждого элемента. Элементы тяжелее железа, берущие начало в сверхновых, обычно образуются в r -процессе, который приводится в действие нейтронными вспышками сверхновых.

Любая интерпретация, хотя в целом поддерживается экспертами по сверхновым, еще не дала полностью удовлетворительного расчета распространенности r- процесса, потому что общая проблема численно огромна, но существующие результаты подтверждают это. В 2017 году новые данные о r-процессе были обнаружены, когда гравитационно-волновые обсерватории LIGO и Virgo обнаружили слияние двух нейтронных звезд, выбрасывающих материю r- процесса. [12] См. Астрофизические сайты ниже.

Примечательно, что r- процесс отвечает за нашу естественную когорту радиоактивных элементов, таких как уран и торий, а также за самые богатые нейтронами изотопы каждого тяжелого элемента.

Ядерная физика [ править ]

Есть три места для кандидатов г -процесс нуклеосинтеза , где необходимые условия , как полагают, существует: маломассивные сверхнового , тип II сверхнового и нейтронные звезды слияния . [13]

Сразу после сильного сжатия электронов в сверхновой типа II бета-отрицательный распад блокируется. Это связано с тем, что высокая плотность электронов заполняет все доступные свободные электронные состояния вплоть до энергии Ферми, которая превышает энергию бета-распада ядра. Однако ядерный захват этих свободных электронов все еще происходит и вызывает усиление нейтронизации вещества. Это приводит к чрезвычайно высокой плотности свободных нейтронов, которые не могут распадаться, порядка 10 24 нейтронов на см 3 ), [1] и высоким температурам . Когда он снова расширяется и охлаждается, захват нейтроновпо еще существующим тяжелым ядрам происходит намного быстрее, чем бета-минус-распад . Как следствие, r -процесс ускоряется вдоль нейтронной границы и образуются крайне нестабильные ядра, богатые нейтронами.

Три процессов , которые влияют на восхождение нейтронных капельной линии представляют собой заметное уменьшение нейтронного захвата поперечного сечения в ядрах с закрытыми нейтронными оболочками , ингибирующий процессом от фоторасщепления , и степень ядерной стабильности в регионе тяжелых изотопов. Захват нейтронов в r-процессе нуклеосинтеза приводит к образованию богатых нейтронами слабосвязанных ядер с энергиями отделения нейтронов всего до 2 МэВ. [14] [1] На этом этапе закрытые нейтронные оболочки на N= 50, 82 и 126, и захват нейтронов временно приостанавливается. Эти так называемые точки ожидания характеризуются повышенной энергией связи по сравнению с более тяжелыми изотопами, что приводит к низким сечениям захвата нейтронов и накоплению полумагических ядер, более устойчивых к бета-распаду. [15] Кроме того, ядра за пределами закрытия оболочки восприимчивы к более быстрому бета-распаду из-за их близости к капельной линии; для этих ядер бета-распад происходит до дальнейшего захвата нейтронов. [16] Ядрам в точке ожидания затем позволяют бета-распад в сторону стабильности, прежде чем может произойти дальнейший захват нейтронов, [1] что приведет к замедлению или замораживанию реакции. [15]

Снижение ядерной стабильности завершает r -процесс, когда его самые тяжелые ядра становятся нестабильными к спонтанному делению, когда общее число нуклонов приближается к 270. Барьер деления может быть достаточно низким до 270, так что захват нейтронов может вызвать деление вместо продолжения нейтронной капли. линия. [17] После того, как поток нейтронов уменьшается, эти очень нестабильные радиоактивные ядра претерпевают быструю последовательность бета-распадов, пока не достигнут более стабильных, богатых нейтронами ядер. [18] В то время как s- процесс создает множество стабильных ядер с замкнутыми нейтронными оболочками, r-процесс в нейтронно-богатых ядрах-предшественниках создает изобилие радиоактивных ядер примерно на 10 а.е.м. ниже пиков s- процесса после их распада обратно к стабильности. [19]

Г -процесс также происходит в термоядерном оружии, и был ответственным за первоначальное открытие нейтроноизбыточных почти стабильных изотопов актинидов , как плутоний-244 и новых элементы эйнштейния и фермий (атомные номера 99 и 100) , в 1950 - х годах. Было высказано предположение, что множественные ядерные взрывы позволят достичь острова стабильности , поскольку затронутые нуклиды (начиная с урана-238 в качестве зародышевых ядер) не успеют бета-распад вплоть до быстро спонтанно делящихся нуклидов на линия бета - стабильностиперед поглощением большего количества нейтронов при следующем взрыве, что дает возможность достичь богатых нейтронами сверхтяжелых нуклидов, таких как коперниций- 291 и -293, период полураспада которых должен составлять столетия или тысячелетия. [20]

Астрофизические сайты [ править ]

Долгое время предполагалось, что наиболее вероятным кандидатом для r- процесса являются сверхновые с коллапсом ядра (спектральные типы Ib , Ic и II ), которые могут обеспечить необходимые физические условия для r- процесса. Тем не менее, очень низкое обилие R -Process ядер в межзвездном газе ограничивает количество каждый из них может быть извлечен. Для этого требуется, чтобы либо только небольшая часть сверхновых выбрасывала ядра r- процесса в межзвездную среду , либо каждая сверхновая испускала только очень небольшое количество r-обработка материала. Выброшенный материал должен быть относительно богатым нейтронами, условие, которое было трудно достичь в моделях [2], так что астрофизики по-прежнему обеспокоены их адекватностью для успешного выхода r- процесса.

В 2017 году совершенно новые астрономические данные о r-процессе были обнаружены в данных о слиянии двух нейтронных звезд . Используя данные гравитационных волн, захваченные в GW170817, для определения места слияния, несколько групп [21] [22] [23] наблюдали и изучили оптические данные слияния, обнаружив спектроскопические доказательства материала r- процесса, выброшенного сливающимся нейтроном. звезды. Основная масса этого материала, по-видимому, состоит из двух типов: горячие синие массы высокорадиоактивного r -процессного вещества тяжелых ядер с более низким диапазоном масс ( A <140, таких как стронций ) [24]и более холодные красные массы ядер r- процесса с более высоким массовым числом ( A > 140 ), богатых актинидами (такими как уран , торий и калифорний ). При высвобождении из-за огромного внутреннего давления нейтронной звезды эти выбросы расширяются и образуют зародышевые тяжелые ядра, которые быстро захватывают свободные нейтроны и излучают обнаруженный оптический свет в течение примерно недели. Такая продолжительность светимости была бы невозможна без нагрева за счет внутреннего радиоактивного распада, который обеспечивается ядрами r- процесса вблизи их точек ожидания. Две различные области масс ( A <140 и A > 140 ) для r-процессы были известны с момента первых расчетов r- процесса, зависящих от времени . [8] Из-за этих спектроскопических особенностей было высказано мнение, что такой нуклеосинтез в Млечном Пути был в первую очередь выбросом от слияний нейтронных звезд, а не от сверхновых. [3]

Эти результаты предлагают новую возможность прояснить шестидесятилетнюю неопределенность относительно места происхождения ядер r- процесса . Подтверждение релевантности r- процесса заключается в том, что именно радиогенная энергия от радиоактивного распада ядер r- процесса поддерживает видимость этих выделенных фрагментов r- процесса. Иначе они быстро потускнели бы. Такие альтернативные места были впервые серьезно предложены в 1974 г. [25] как разуплотняющие вещества нейтронной звезды . Было высказано предположение, что такое вещество выбрасывается из нейтронных звезд, сливающихся с черными дырами в компактных двойных системах. В 1989 г. [26] (и 1999 г. [27]) этот сценарий был распространен на слияние двойных нейтронных звезд ( двойная звездная система из двух сталкивающихся нейтронных звезд). После предварительной идентификации этих сайтов [28] сценарий подтвердился в GW170817 . Современные астрофизические модели предполагают, что одно событие слияния нейтронных звезд могло породить от 3 до 13 земных масс золота. [29]

Заметки [ править ]

  1. ^ нейтронов 1,674,927,471,000,000,000,000,000 / куб.см против 1 атом / куб.см межзвездного пространства
  2. ^ Нейтронные числа 50, 82 и 126
  3. ^ Пики содержания для r- и s- процессов находятся при A  = 80, 130, 196 и A  = 90, 138, 208, соответственно.

Ссылки [ править ]

  1. ^ Б с д е е Бербиджа, EM; Бербидж, Г. Р.; Фаулер, Вашингтон; Хойл, Ф. (1957). «Синтез элементов в звездах» . Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Bibcode : 1957RvMP ... 29..547B . DOI : 10.1103 / RevModPhys.29.547 .
  2. ^ a b Thielemann, F.-K .; и другие. (2011). «Какие астрофизические площадки для r -процесса и производства тяжелых элементов?». Прогресс в физике элементарных частиц и ядерной физике . 66 (2): 346–353. Bibcode : 2011PrPNP..66..346T . DOI : 10.1016 / j.ppnp.2011.01.032 .
  3. ^ a b Kasen, D .; Metzger, B .; Barnes, J .; Quataert, E .; Рамирес-Руис, Э. (2017). «Происхождение тяжелых элементов в двойных слияниях нейтронных звезд в результате гравитационно-волнового события» . Природа . 551 (7678): 80–84. arXiv : 1710.05463 . Bibcode : 2017Natur.551 ... 80K . DOI : 10.1038 / nature24453 . PMID 29094687 . 
  4. ^ a b Frebel, A .; Пиво, TC (2018). «Формирование самых тяжелых элементов» . Физика сегодня . 71 (1): 30–37. arXiv : 1801.01190 . Bibcode : 2018PhT .... 71a..30F . DOI : 10,1063 / pt.3.3815 . Ядерные физики все еще работают над моделированием r- процесса, а астрофизикам необходимо оценить частоту слияний нейтронных звезд, чтобы оценить, имеет ли место производство тяжелых элементов r- процессом только или, по крайней мере, в значительной степени в среде слияния.
  5. ^ а б Хойл, Ф. (1946). «Синтез элементов из водорода» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 106 (5): 343–383. Bibcode : 1946MNRAS.106..343H . DOI : 10.1093 / MNRAS / 106.5.343 .
  6. ^ Suess, HE; Юри, ХК (1956). «Изобилие стихий». Обзоры современной физики . 28 (1): 53–74. Bibcode : 1956RvMP ... 28 ... 53S . DOI : 10.1103 / RevModPhys.28.53 .
  7. ^ Cameron, АГВ (1957). «Ядерные реакции в звездах и нуклеогенез» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 69 (408): 201. Полномочный код : 1957PASP ... 69..201C . DOI : 10,1086 / 127051 .
  8. ^ a b Сигер, Пенсильвания; Фаулер, Вашингтон; Клейтон, Д. Д. (1965). «Нуклеосинтез тяжелых элементов путем захвата нейтронов» . Приложение к астрофизическому журналу . 11 : 121–66. Bibcode : 1965ApJS ... 11..121S . DOI : 10.1086 / 190111 .
  9. ^ См. Seeger, Fowler & Clayton 1965 . На рисунке 16 показан расчет короткого потока и его сравнение с естественными содержаниями r- процесса, тогда как на рисунке 18 показаны рассчитанные содержания для длинных потоков нейтронов.
  10. ^ См. Таблицу 4 в Seeger, Fowler & Clayton 1965 .
  11. ^ Truran, JW (1981). «Новая интерпретация содержания тяжелых элементов в звездах с дефицитом металлов». Астрономия и астрофизика . 97 (2): 391–93. Bibcode : 1981A&A .... 97..391T .
  12. ^ Abbott, BP; и другие. (Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Девы) (2017). "GW170817: Наблюдение гравитационных волн от двойной нейтронной звезды в спирали" . Письма с физическим обзором . 119 (16): 161101. arXiv : 1710.05832 . Bibcode : 2017PhRvL.119p1101A . DOI : 10.1103 / PhysRevLett.119.161101 . PMID 29099225 . 
  13. ^ Бартлетт, А .; Görres, J .; Мэтьюз, Г.Дж.; Otsuki, K .; Вишер, В. (2006). «Реакции захвата двух нейтронов и r- процесс» (PDF) . Physical Review C . 74 (1): 015082. Bibcode : 2006PhRvC..74a5802B . DOI : 10.1103 / PhysRevC.74.015802 .
  14. ^ Thoennessen, М. (2004). «Достижение пределов ядерной стабильности» (PDF) . Отчеты о достижениях физики . 67 (7): 1187–1232. Bibcode : 2004RPPh ... 67.1187T . DOI : 10.1088 / 0034-4885 / 67/7 / R04 .
  15. ^ а б Эйхлер, Массачусетс (2016). Нуклеосинтез во взрывоопасных средах: слияние нейтронных звезд и сверхновые с коллапсом ядра (PDF) (докторская диссертация). Базельский университет.
  16. ^ Wang, R .; Чен, LW (2015). «Позиционирование нейтронной капельной линии и путей r-процесса в ядерном ландшафте». Physical Review C . 92 (3): 031303–1–031303–5. arXiv : 1410,2498 . Bibcode : 2015PhRvC..92c1303W . DOI : 10.1103 / PhysRevC.92.031303 . S2CID 59020556 . 
  17. ^ Boleu, R .; Nilsson, SG; Шелин, РК (1972). «О прекращении r -процесса и синтезе сверхтяжелых элементов» . Физика Письма Б . 40 (5): 517–521. Полномочный код : 1972PhLB ... 40..517B . DOI : 10.1016 / 0370-2693 (72) 90470-4 .
  18. ^ Клейтон, DD (1968), Принципы звездной эволюции и НУКЛЕОСИНТЕЗА , Mc-Грау-Хилл, стр.  577-91 , ISBN 978-0226109534, дает четкое техническое описание этих функций. Более подробное техническое описание можно найти в Seeger, Fowler & Clayton 1965 .
  19. ^ Рисунок 10 Сигера, Фаулера и Клейтона 1965 показывает этот путь захвата, достигающий магических нейтронных чисел 82 и 126 при меньших значениях заряда ядра Z, чем на пути стабильности.
  20. ^ Загребаев, В .; Карпов, А .; Грейнер, В. (2013). «Будущее исследований сверхтяжелых элементов: какие ядра могут быть синтезированы в ближайшие несколько лет?» . Журнал физики: Серия конференций . 420 (1): 012001. arXiv : 1207.5700 . Bibcode : 2013JPhCS.420a2001Z . DOI : 10.1088 / 1742-6596 / 420/1/012001 .
  21. ^ Arcavi, I .; и другие. (2017). «Оптическое излучение килоновой звезды после слияния нейтронной звезды, зарегистрированного гравитационными волнами» . Природа . 551 (7678): 64–66. arXiv : 1710.05843 . Bibcode : 2017Natur.551 ... 64А . DOI : 10.1038 / nature24291 .
  22. ^ Пиан, E .; и другие. (2017). «Спектроскопическая идентификация нуклеосинтеза r- процесса в двойном слиянии нейтронных звезд» . Природа . 551 (7678): 67–70. arXiv : 1710.05858 . Bibcode : 2017Natur.551 ... 67P . DOI : 10.1038 / nature24298 . PMID 29094694 . 
  23. ^ Смарт, SJ; и другие. (2017). «Килонова как электромагнитный аналог источника гравитационных волн» . Природа . 551 (7678): 75–79. arXiv : 1710.05841 . Bibcode : 2017Natur.551 ... 75S . DOI : 10.1038 / nature24303 . PMID 29094693 . 
  24. ^ Уотсон, Дарах; Хансен, Камилла Дж .; Селсинг, Джонатан; Кох, Андреас; Malesani, Daniele B .; Андерсен, Аня С .; Финбо, Йохан ПУ; Арконес, Альмудена; Баусвайн, Андреас; Ковино, Стефано; Градо, Аниелло (2019). «Идентификация стронция при слиянии двух нейтронных звезд». Природа . 574 (7779): 497–500. arXiv : 1910.10510 . Bibcode : 2019Natur.574..497W . DOI : 10.1038 / s41586-019-1676-3 . ISSN 0028-0836 . PMID 31645733 . S2CID 204837882 .   
  25. ^ Латтимер, JM; Шрамм, Д. Н. (1974). «Столкновения черной дыры и нейтронной звезды» . Письма в астрофизический журнал . 192 (2): L145–147. Bibcode : 1974ApJ ... 192L.145L . DOI : 10.1086 / 181612 .
  26. ^ Eichler, D .; Ливио, М .; Piran, T .; Шрамм, Д. Н. (1989). «Нуклеосинтез, нейтринные всплески и гамма-лучи от сливающихся нейтронных звезд» . Природа . 340 (6229): 126–128. Bibcode : 1989Natur.340..126E . DOI : 10.1038 / 340126a0 .
  27. ^ Freiburghaus, C .; Rosswog, S .; Тилеманн, Ф.К (1999). « r -процесс в слияниях нейтронных звезд» . Письма в астрофизический журнал . 525 (2): L121 – L124. Bibcode : 1999ApJ ... 525L.121F . DOI : 10.1086 / 312343 . PMID 10525469 . 
  28. ^ Tanvir, N .; и другие. (2013). «Килонова, связанная с короткоживущим гамма-всплеском GRB 130603B» . Природа . 500 (7464): 547–9. arXiv : 1306.4971 . Bibcode : 2013Natur.500..547T . DOI : 10,1038 / природа12505 . PMID 23912055 . 
  29. ^ "Слияние нейтронных звезд может создать большую часть золота Вселенной" . Сид Перкинс . Наука AAAS. 20 марта 2018 . Проверено 24 марта 2018 года .