r過程

r過程似乎必須從重元素的同位素相對豐度和在1956年由Hans Suess（英语：Hans Suess）和哈羅德·尤里重新印製的化學元素豐度表來觀察，尤其是鍺、氙、和铂這三種元素豐度的峰值。根據量子力學和殼層模型，原子核經放射性衰變成為同位素時，會在接近中子滴線處關閉中子殼層。這暗示了有些含量豐富的核子必須經由快中子捕獲來創造，並且也只能估算哪些核子可以經歷這樣的過程。在1957年，有一篇著名的論文提出了s過程和r過程的分攤表^[1]，也提出了恆星核合成的理論和設置了當代的核天體物理學的框架。

緊接在核塌縮超新星之後，有高溫和一股強大的中子通量（大約有10²²中子每公分²每秒鐘），因此中子捕獲不僅進行的速率遠比β衰變為快，並且穩定；這意味著r過程 "沿著"中子滴線進行。只有兩件事情可以阻止這個過程超越中子滴線，一是著名的中子捕獲截面積因為中子殼層關閉而減小；另一則是重元素的同位素穩定區域，當這樣的核變得不穩定時，便會自發性的產生分裂，使r過程終止（目前相信中子的豐富數可以達到A = 270，這是在核種圖上的原子量。）。在中子通量減少之後，這些極度不穩定的放射性元素迅速的形成穩定、中子豐富的原子核。所以，當s過程創造穩定的原子核和封閉中子殼層時，r過程創造的核子豐頂大約比s過程的峰頂低10個原子質量單位，r過程的核子衰變會退回而穩定在核種圖上原子數接近A的線。

 

r過程進行的場所相信是在核塌縮超新星（光譜為Ib和Ic超新星、II型超新星），因為能提供r過程需要的物理條件（狀況）。無論如何，r過程核子的豐度不是只有一小部分的超新星拋出r過程的核子至星際物質中，就是所有的超新星都只拋出極少量的r過程核子。新近提出二擇一的解答是中子星併吞（在由兩顆中子星組成的聯星系統）可能在r過程中也扮演著一個角色，但是這還需要觀測來證實。