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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 ilun altro 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. QuelQuesto processo di cattura neutronica rapida negli isotopi ricchi di neutroni è chiamato processo R (solitamente processo r). Una tavola che ripartisce gli isotopi pesanti fenomenologicamente tra il [[Processo S]] e il processo r fu pubblicata nel 1957 nel famoso articolo di rivista [[Articolo B2FH|B2FH]],<ref>{{cita pubblicazione | autore=E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler e F. Hoyle | anno=1957 | titolo=Synthesis of the Elements in Stars | rivista=[[Reviews of Modern Physics]] | volume=29 | numero=4 | pagine=p. 547 | doi= 10.1103/RevModPhys.29.547}} {{bibcode|1957RvMP...29..547B}}</ref> che diede il nome a quelal processo e descrisse a grandi linee la fisica loche guidane sta alla base. L'articolo B2FH elaborò anche la teoria della [[nucleosintesi stellare]] e pose lale cornicebasi sostanzialeconcettuali per l'[[astrofisica nucleare]] contemporanea.
Il ''processo r'' descritto dall'[[articolo B2FH]] fu calcolato per la prima volta in funzione del tempo al Caltech da Phillip Seeger, [[William A. Fowler]] e [[Donald D. Clayton]],<ref>P. A. Seeger, W. A. Fowler e Donald D. Clayton, "''Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture"'', ''Astrophys. J. Suppl'', '''11''', pp. 121-66, (1965)</ref> che riuscirono a ottenere la prima stima accurata delle abbondanze del processo r e mostrarono la loro evoluzione nel tempo. EssiUsando calcoli di natura teorica, essi furono anche in grado di usareottenere calcoliuna dipiù natura teorica per costruire un'ulterioreprecisa ripartizione quantitativa tra il processo s e il processo r dellanella tavola delle abbondanze degli isotopi pesanti, stabilendodefinendo in tal modo una curva delle abbondanze più affidabile per glile abbondanze degli isotopi del ''processo r'' di quanto era stato in grado di definire il B2FH. Oggi le abbondanze del processo r sono determinate usando la loro tecnica di sottrarre le abbondanze isotopiche del processo s, più affidabili, dalle abbondanze isotopiche totali e attribuendo la rimanenza alla nucleosintesi del processo r. QuellaQuesta curva delle abbondanze del processo r (rispetto al peso atomico) assomiglia in modo soddisfacente ai calcoli delle abbondanze sintetizzate dalcon il processo fisico.
La maggior parte degli isotopi ricchi di neutroni degli elementi più pesanti del [[nickel]] sono prodotti, o esclusivamente o in parte, dal decadimento beta di materiale altamente radioattivo sintetizzato durante il processo r mediante il rapido assorbimento, uno dopo l'altro, dei [[Neutrone|neutroni]] creati durante le esplosioni. La creazione di neutroni liberi mediante cattura elettronica durante il rapido collasso ad alta densità del nucleo della supernova, insieme all'assemblaggioalla costituzione di alcuni nuclei seme ricchi di neutroni, rende il processo r un ''processo primario''; vale a dire, unoun processo che può verificarsi perfino in una stella di H ed He puropuri, in contrasto con il [[B2FH]] che lo aveva definito come un ''processo secondario'' che sirichiede costruiscela sulpreesistenza ferrodi preesistenteatomi di ferro.
Le prove osservative dell'arricchimento delle stelle con il processo r, applicato all'evoluzione delle abbondanze della galassia delle stelle, furono esposte da James W. Truran nel 1981.<ref>J. W. Truran, "''A new interpretation of the heavy-element abundances in metal-deficient stars", '', Astron. Astrophys.'', '''97''', pp. 392-93 (1981)</ref> LuiEgli e molti astronomi successivi dimostrarono che illa modellodistribuzione delle abbondanze degli elementi pesanti nelle stelle più antiche poveripovere di metalli corrispondeva a quelloquella della forma della curva del processo r nel sole, come se la componente del ''processo s'' fosse assente. IlQuesto si accordava bene con l'ipotesi che il ''processo s infatti'' non erafosse ancora incominciato nelle stelle giovani, perchédal momento che occorrono circa 100 milioni di anni di storia galattica per farlo iniziare. Queste stelle nacqueroerano nate prima di quell'epoca, dimostrando che il ''processo r'' emergesi dagenera immediatamente nelle stelle massicce in rapida evoluzione che diventano supernove. La natura primaria del ''processo r'' è stata confermata indall'osservazione questo modo da astronomi che hanno osservato glidegli spettri delle abbondanze in vecchie stelle nate quando la metallicità galattica era ancora piccola, ma che contengonoconteneva nondimeno illa loro completamentoporzione deidi nuclei delda processo r.
Questo promettente scenario, benché generalmente sostenuto dagli esperti di supernove, deve ancora ottenerearrivare a un calcolo totalmente soddisfacente delle abbondanze delderivanti dal processo r, perché il problema complessivonel suo complesso è numericamenteestremamente formidabile;impegnativo madal punto di vista computazionale, anche se i risultati esistentifinora ottenuti sono di grande aiutoincoraggianti.
Il processo r è responsabile della nostra coortedistribuzione naturale di elementi radioattivi, come l'uranio e il torio, nonché degli isotopi più ricchi di neutroni di ogni elemento pesante.
== Fisica nucleare ==
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