R-过程

R-过程似乎必须从重元素的同位素相对丰度和在1956年由Hans Suess和哈罗德·尤里重新印制的化学元素丰度表来观察，尤其是锗、氙、和铂这三种元素丰度的峰值。根据量子力学和壳层模型，原子核经放射性衰变成为同位素时，会在接近中子滴线处关闭中子壳层。这暗示了有些含量丰富的核子必须经由快中子捕获来创造，并且也只能估算哪些核子可以经历这样的过程。在1957年，有一篇著名的论文提出了S-过程和R-过程的分摊表[1]，也提出了恒星核合成的理论和设置了当代的核天体物理学的框架。

紧接在核塌缩超新星之后，有高温和一股强大的中子通量（大约有10²²中子每公分²每秒钟），因此中子捕获不仅进行的速率远比β衰变为快，并且稳定；这意味着r-过程 "沿着"中子滴线进行。只有两件事情可以阻止这个过程超越中子滴线，一是著名的中子捕获截面积因为中子壳层关闭而减小；另一则是重元素的同位素稳定区域，当这样的核变得不稳定时，便会自发性的产生分裂，使r-过程终止（目前相信中子的丰富数可以达到A = 270，这是在核种图上的原子量。）。在中子通量减少之后，这些极度不稳定的放射性元素迅速的形成稳定、中子丰富的原子核。所以，当s-过程创造稳定的原子核和封闭中子壳层时，r-过程创造的核子丰顶大约比s-过程的峰顶低10个原子质量单位，r-过程的核子衰变会退回而稳定在核种图上原子数接近A的线。

周期表显示宇宙源起源的每个元素。比铁重的元素通常起源于超新星爆炸，由超新星爆炸产生的中子进行r-过程产生。

r-过程进行的场所相信是在核塌缩超新星（光谱为Ib和Ic超新星、II型超新星），因为能提供r-过程需要的物理条件（状况）。无论如何，r-过程核子的丰度不是只有一小部分的超新星抛出r-过程的核子至星际物质中，就是所有的超新星都只抛出极少量的r-过程核子。新近提出二择一的解答是中子星并吞（在由两颗中子星组成的联星系统）可能在r-过程中也扮演着一个角色，但是这还需要观测来证实。