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==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年の有名な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==
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