Processo r: differenze tra le versioni
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== Storia ==
L'esistenza di una qualche forma di cattura rapida dei neutroni cominciò ad emergere nel 1956, risultando necessaria per spiegare le abbondanze relative di elementi pesanti riscontrate in una tavola delle [[Abbondanza chimica|abbondanze]] appena pubblicata da [[Hans Suess]] e [[Harold Urey]]. Gli isotopi radioattivi devono catturare il neutrone più velocemente di quanto subiscano il [[decadimento beta]] al fine di creare i picchi di abbondanza nel [[germanio]], nello [[xeno]] e nel [[platino]]. Secondo il [[Modello nucleare a shell|modello nucleare a guscio]], i nuclei [[Radioattività|radioattivi]] che decadrebbero negli [[isotopi]] di questi elementi hanno gusci neutronici vicino alla [[linea di sgocciolamento nucleare]], dove non possono essere aggiunti ulteriori neutroni. Quei picchi di abbondanza creati mediante [[cattura neutronica]] rapida implicavano che gli altri nuclei non potevano essere spiegati da tale processo. <!--That process of rapid neutron capture in neutron-rich isotopes is called the R process (usually r process). A table apportioning the heavy isotopes phenomenologically between [[s-process]] and r-process was published in the famous [[B2FH]] review paper in 1957,<ref>{{cite journal | author=E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, and F. Hoyle | year=1957 | title= Synthesis of the Elements in Stars | journal=[[Reviews of Modern Physics]] | volume=29 | issue=4 | page=547 | doi= 10.1103/RevModPhys.29.547 | bibcode=1957RvMP...29..547B}}</ref> which named that process and outlined the physics that guides it. B2FH also elaborated the theory of [[stellar nucleosynthesis]] and set substantial frame-work for contemporary [[nuclear astrophysics]].-->
{{portale|Fisica|Stelle}}
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