削除された内容 追加された内容
編集の要約なし
2行目:
 
==歴史==
R過程は重元素の同位体比や、1956年に[[ハンズ・スース]]や[[ハロルド・ユーリー]]によって発表された元素の存在比の要請から見出された。中でも[[ゲルマニウム]]、[[キセノン]]、[[白金]]に存在比の山があることが見出された。[[量子力学]]と[[シェルモデル]]によると、これらの元素へ向けて崩壊する[[放射性]]原子核は、[[中性子ドリップライン]]付近に中性子閉殻がある。このことは、いくらかの元素は高速な中性子捕獲で作られないといけないことを示唆しており、他の元素がこのような過程にかかわっているのはどの程度かが決定すべき事項となった。<!--訳自信なし-->S過程とR過程で作られる重元素同位体の表は1957の有名なB2FH論文<ref>{{cite journal | journal=Rev Mod Phy | volume=29 | issue=4 | pages=547 | date=1957 | author=,[[マーガレット・バービッジ|M. Burbidge]] [[ジェフリー・バービッジ|G. R. Burbidge]], [[ウィリアム・ファウラー|W. A. Fowler]], and [[フレッド・ホイル|F. Hoyle]]. | title= Synthesis of the Elements in Stars | doi = 10.1103/RevModPhys.29.547 | url=http://prola.aps.org/abstract/RMP/v29/i4/p547_1 }}</ref>で発表され、星の元素合成の理論を提案し、現在の[[原子核宇宙物理学]]の枠組を作った。
 
==核物理==
恒星核が重力崩壊する超新星爆発の直後、非常に高密度の[[中性子束]](1cm<font size= "-1">²</font> /sあたり中性子 10<font size= "-1"><sup>22</sup></font> 個)が発生しかつ高温となり、中性子捕獲は非常に不安定な核が[[ベータ崩壊]]する間もなく行われ、'''R過程'''は中性子ドリップラインを''駈け上がる''ことになる。このように中性子ドリップラインを超えることを阻害する制約は中性子閉核した原子核に対する中性子捕獲の[[反応断面積]]の著しい減少、[[原子核光分解]]([[:en:photodisintegration]]([γ,n])の反応率との競合そして、核が急激に不安定化し[[自発核分裂]]をおこしR過程を終了させてしまう程の重同位体領域での核の安定性である。 (大体それは[[核種の一覧|同位体表]]の核子の数が270程度の中性子に富んだ領域と考えられている). 中性子束が落ち着いた後、これら非常に不安定な放射性原子核は安定核に落ち着くために急速に崩壊する。そのため、S過程では中性子閉核付近に元素を作るのに対し、R過程では、原子は同位体表の一定の原子量線付近を目指して崩壊するため、S過程で作られるものの山に比べ10[[原子量]]ほど小さいあたりに作る。