г -процесс
| Ядерная физика |
|---|
 |
В ядерной астрофизике процесс быстрого захвата нейтронов , также известный как r -процесс , представляет собой набор ядерных реакций , ответственных за создание примерно половины атомных ядер тяжелее железа , «тяжелых элементов» с другая половина производится p-процессом и s -процессом . В r -процессе обычно синтезируются наиболее богатые нейтронами стабильные изотопы каждого тяжелого элемента. В процессе r обычно можно синтезировать четыре самых тяжелых изотопа каждого тяжелого элемента; из них два более тяжелых называются ядрами только r , поскольку они создаются исключительно посредством r -процесса. Пики содержания r -процесса наблюдаются вблизи массовых чисел A = 82 (элементы Se, Br и Kr), A = 130 (элементы Te, I, Xe) и A = 196 (элементы Os, Ir и Pt).
- процесс r влечет за собой последовательность быстрых захватов нейтронов (отсюда и название) одним или несколькими тяжелыми затравочными ядрами , обычно начиная с ядер в пике численности с центром в 56 Фе . Захват должен быть быстрым в том смысле, что ядра не должны успевать подвергнуться радиоактивному распаду (обычно через β − распад) до того, как другой нейтрон прибудет для захвата. Эта последовательность может продолжаться до предела стабильности ядер, которые становятся все более богатыми нейтронами ( линия нейтронной капельницы ), чтобы физически удерживать нейтроны, как это регулируется ядерной силой ближнего действия. - процесс Следовательно, r должен происходить в местах, где существует высокая плотность свободных нейтронов . Ранние исследования предполагали, что 10 24 свободных нейтронов на см 3 потребуется при температурах около 1 ГК, чтобы сопоставить точки ожидания, в которых нейтроны больше не могут быть захвачены, с массовыми числами пиков распространенности ядер r -процесса. [1] Это составляет почти грамм свободных нейтронов на каждый кубический сантиметр — поразительное количество, требующее экстремальных мест. [а] Традиционно это предполагало, что материал, выброшенный из повторно расширившегося ядра сверхновой с коллапсом ядра , как часть нуклеосинтеза сверхновой , [2] или декомпрессия вещества нейтронной звезды , выброшенного в результате слияния двойной нейтронной звезды в килоновую . [3] Относительный вклад каждого из этих источников в астрофизическое содержание элементов r -процесса является предметом продолжающихся исследований по состоянию на 2018 год. [update]. [4]
Ограниченная серия захватов нейтронов, подобных r -процессу, в незначительной степени происходит при взрывах термоядерного оружия . Это привело к открытию элементов эйнштейния (элемент 99) и фермия (элемент 100) в осадках ядерного оружия .
- процесс R контрастирует с s -процессом , другим преобладающим механизмом производства тяжелых элементов, которым является нуклеосинтез посредством медленного захвата нейтронов. В общем, изотопы, участвующие в s -процессе, имеют период полураспада, достаточно длинный, чтобы их можно было изучать в лабораторных экспериментах, но это обычно не верно для изотопов, участвующих в r -процессе. [5] s - процесс в основном происходит внутри обычных звезд, особенно звезд AGB , где нейтронный поток достаточен, чтобы вызвать повторение нейтронных захватов каждые 10–100 лет, что слишком медленно для r -процесса, который требует 100 захватов в секунду. s - процесс является вторичным , что означает, что он требует, чтобы уже существовавшие тяжелые изотопы в качестве затравочных ядер были преобразованы в другие тяжелые ядра путем медленной последовательности захвата свободных нейтронов. Сценарии r -процесса создают свои собственные зародышевые ядра, поэтому они могут развиваться в массивных звездах, не содержащих тяжелых зародышевых ядер. В совокупности на r- и s -процессы приходится почти все распространение химических элементов тяжелее железа. Историческая задача заключалась в том, чтобы найти физические условия, соответствующие их временным масштабам.
История
[ редактировать ] | Этот раздел нуждается в дополнительных цитатах для проверки . ( Октябрь 2022 г. ) |
После новаторских исследований Большого взрыва и образования гелия неизвестного процесса, ответственного за образование более тяжелых элементов, обнаруженных на Земле, из водорода в звездах возникли подозрения о существовании и гелия. Одна из первых попыток объяснения была предпринята Субраманьяном Чандрасекаром и Луи Р. Хенричем, которые предположили, что элементы образуются при температурах 6×10 9 и 8х10 9 К. Их теория учитывала элементы вплоть до хлора , хотя не было объяснения элементам с атомным весом более 40 а.е.м. в немаловажных количествах. [6] Это стало основой исследования Фреда Хойла , который предположил, что условия в ядре коллапсирующих звезд позволят осуществить нуклеосинтез остальных элементов посредством быстрого захвата плотно упакованных свободных нейтронов. Однако оставались без ответа вопросы о равновесии в звездах, которое необходимо для балансировки бета-распада и точного учета содержания элементов , которые могли бы образоваться в таких условиях. [6]
Необходимость в физической установке, обеспечивающей быстрый захват нейтронов , который, как известно, почти наверняка играет роль в образовании элементов, также была замечена в таблице содержаний изотопов тяжелых элементов Ганса Зюсса и Гарольда Юри в 1956 году. [7] Их таблица распространенности показала большее, чем в среднем, содержание природных изотопов, содержащих магические числа. [б] нейтронов, а также пики численности примерно на 10 а.е.м. легче, чем стабильные ядра, содержащие магические числа нейтронов, которых также было в изобилии, что позволяет предположить, что образовались радиоактивные ядра, богатые нейтронами, имеющие магические числа нейтронов, но примерно на десять протонов меньше. Эти наблюдения также подразумевали, что быстрый захват нейтронов происходил быстрее, чем бета-распад , и результирующие пики численности были вызваны так называемыми точками ожидания при магических числах. [1] [с] Этот процесс, быстрый захват нейтронов изотопами, богатыми нейтронами, стал известен как r -процесс, тогда как s -процесс был назван в честь его характерного медленного захвата нейтронов. Таблица, феноменологически распределяющая тяжелые изотопы между изотопами s -процесса и r -процесса, была опубликована в 1957 году в журнале B. 2 Обзорный документ FH , [1] который назвал r -процесс и изложил физику, которая им управляет. [8] Аластер Дж. Кэмерон также опубликовал небольшое исследование r -процесса. В том же году [9]
Стационарный r -процесс, описанный Б. 2 Статья FH была впервые продемонстрирована в расчетах, зависящих от времени, в Калифорнийском технологическом институте Филипом А. Сигером, Уильямом А. Фаулером и Дональдом Д. Клейтоном . [10] которые обнаружили, что ни один временной снимок не соответствует распространенности солнечного r -процесса, но при наложении он действительно позволил успешно охарактеризовать r распределение распространенности -процесса. Распределения с более коротким временем подчеркивают содержание с атомным весом менее A = 140 , тогда как распределения с более длительным временем подчеркивают содержание с атомным весом более A = 140 . [11] Последующие обработки r -процесса усилили эти временные особенности. Сигер и др. также смогли построить более количественное соотношение между s -процессом и r -процессом в таблице распространенности тяжелых изотопов, тем самым установив более надежную кривую содержания для изотопов r -процесса, чем B 2 ФХ смог определить. Сегодня содержание r -процесса определяется с использованием метода вычитания более надежного содержания изотопов s -процесса из общего содержания изотопов и отнесения остатка к нуклеосинтезу r -процесса. [12] Эта кривая содержания r -процесса (в зависимости от атомного веса) на протяжении многих десятилетий служила целью для теоретических расчетов содержания, синтезированного с помощью физического r -процесса.
Создание свободных нейтронов путем захвата электронов во время быстрого коллапса до высокой плотности ядра сверхновой, а также быстрая сборка некоторых богатых нейтронами затравочных ядер делает r - процесс первичным процессом нуклеосинтеза , процессом, который первоначально может происходить даже в звезде. чистых H и He. Это в отличие от Б. 2 Обозначение FH, которое представляет собой вторичную технологическую постройку на уже существующем железе. Первичный звездный нуклеосинтез начинается в галактике раньше, чем вторичный нуклеосинтез. В качестве альтернативы, высокая плотность нейтронов внутри нейтронных звезд могла бы быть доступна для быстрой сборки в ядра r -процесса, если бы в результате столкновения были выброшены части нейтронной звезды, которая затем быстро расширяется, освобождаясь от удержания. Эта последовательность может также начаться раньше в галактическом времени, чем s -процесс нуклеосинтеза; таким образом, каждый сценарий соответствует более раннему росту распространенности r -процессов в галактике. Каждый из этих сценариев является предметом активных теоретических исследований.Наблюдательные доказательства раннего r -процесса обогащения межзвездного газа и последующих новообразованных звезд применительно к эволюции численности галактики звезд были впервые изложены Джеймсом Трураном в 1981 году. [13] Он и последующие астрономы показали, что характер содержания тяжелых элементов в самых ранних звездах с низким содержанием металлов соответствует форме кривой солнечного r -процесса, как если бы компонент s -процесса отсутствовал. Это согласовывалось с гипотезой о том, что s -процесс еще не начал обогащать межзвездный газ, когда эти молодые звезды, лишенные содержания s -процесса, родились из этого газа, поскольку для s -процесса требуется около 100 миллионов лет галактической истории. для начала, тогда как r -процесс может начаться через два миллиона лет. Эти s звездные составы , бедные -процессом и богатые r -процессами, должны были родиться раньше, чем любой s -процесс, показывая, что r -процесс возникает из быстро развивающихся массивных звезд, которые становятся сверхновыми и оставляют остатки нейтронных звезд, которые могут сливаться с еще одна нейтронная звезда. Таким образом, первичная природа раннего r -процесса вытекает из наблюдаемых спектров содержания в старых звездах. [4] которые родились рано, когда галактическая металличность была еще мала, но, тем не менее, содержат свой набор ядер r -процесса.
Любая интерпретация, хотя в целом поддерживается экспертами по сверхновым, еще не привела к полностью удовлетворительному расчету распространенности r -процессов, поскольку общая проблема численно огромна. Однако существующие результаты подтверждают это; В 2017 году новые данные о r -процессе были обнаружены, когда гравитационно-волновые обсерватории LIGO и Virgo обнаружили слияние двух нейтронных звезд, выбрасывающих вещество r -процесса. [14] См. Астрофизические сайты ниже.
Примечательно, что r -процесс ответственен за нашу естественную группу радиоактивных элементов, таких как уран и торий, а также за наиболее богатые нейтронами изотопы каждого тяжелого элемента.
Ядерная физика
[ редактировать ]Есть три естественных места-кандидата для нуклеосинтеза r -процесса, где, как полагают, существуют необходимые условия: сверхновые малой массы , сверхновые типа II и слияния нейтронных звезд . [15]
Сразу после сильного сжатия электронов в сверхновой типа II бета-минус-распад блокируется. Это связано с тем, что высокая плотность электронов заполняет все доступные состояния свободных электронов до энергии Ферми , которая превышает энергию ядерного бета-распада. Однако ядерный захват этих свободных электронов все еще происходит и вызывает усиление нейтронизации вещества. Это приводит к чрезвычайно высокой плотности свободных нейтронов, которые не могут распадаться, порядка 10 24 нейтроны на см 3 , [1] и высокие температуры . По мере его повторного расширения и охлаждения захват нейтронов все еще существующими тяжелыми ядрами происходит гораздо быстрее, чем бета-минус-распад . Как следствие, r -процесс протекает вдоль линии капель нейтронов и создаются крайне нестабильные нейтронно-богатые ядра.
Три процесса, влияющие на подъем нейтронной капельной линии, — это заметное уменьшение сечения захвата нейтронов в ядрах с замкнутыми нейтронными оболочками , торможение процесса фотораспада и степень ядерной стабильности в области тяжелых изотопов. Захват нейтронов в r -процессе нуклеосинтеза приводит к образованию богатых нейтронами слабосвязанных ядер с энергией отделения нейтронов всего 2 МэВ. [16] [1] На этом этапе замкнутые нейтронные оболочки при N достигаются = 50, 82 и 126, и захват нейтронов временно приостанавливается. Эти так называемые точки ожидания характеризуются повышенной энергией связи по сравнению с более тяжелыми изотопами, что приводит к низким сечениям захвата нейтронов и накоплению полумагических ядер, которые более устойчивы к бета-распаду. [17] Кроме того, ядра за пределами оболочек подвержены более быстрому бета-распаду из-за их близости к капельной линии; для этих ядер бета-распад происходит перед дальнейшим захватом нейтрона. [18] Затем ядрам точки ожидания разрешается бета-распад до достижения стабильности, прежде чем может произойти дальнейший захват нейтронов. [1] что приводит к замедлению или остановке реакции. [17]
Снижение ядерной стабильности прекращает r -процесс, когда его самые тяжелые ядра становятся нестабильными в отношении спонтанного деления, когда общее число нуклонов приближается к 270. Барьер деления может быть достаточно низким до 270, так что захват нейтронов может вызвать деление вместо продолжения нейтронной капли. линия. [19] После уменьшения потока нейтронов эти крайне нестабильные радиоактивные ядра подвергаются быстрой последовательности бета-распадов, пока не достигнут более стабильных, богатых нейтронами ядер. [20] В то время как s -процесс создает множество стабильных ядер с закрытыми нейтронными оболочками, r -процесс в богатых нейтронами ядрах-предшественниках создает множество радиоактивных ядер примерно на 10 а.е.м. ниже пиков s -процесса. [21] Эти пики содержания соответствуют стабильным изобарам, образующимся в результате последовательных бета-распадов ядер точки ожидания, имеющих N = 50, 82 и 126, что примерно на 10 протонов удалено от линии бета-стабильности . [22]
R богатых нейтронами почти стабильных изотопов актинидов, таких как плутоний-244 , а также новых элементов эйнштейния и фермия -процесс также происходит в термоядерном оружии и стал причиной первоначального открытия в 1950-х годах (атомные номера 99 и 100). Было высказано предположение, что многократные ядерные взрывы позволили бы достичь острова стабильности , поскольку затронутые нуклиды (начиная с урана-238 в качестве затравочных ядер) не успевали бы подвергаться бета-распаду вплоть до быстро спонтанно делящихся нуклидов на линия бета-стабильности перед поглощением большего количества нейтронов при следующем взрыве, что дает шанс достичь богатых нейтронами сверхтяжелых нуклидов, таких как коперниций -291 и -293, период полураспада которых может составлять столетия или тысячелетия. [23]
Астрофизические сайты
[ редактировать ]Наиболее вероятным кандидатом на место r -процесса уже давно считаются сверхновые с коллапсом ядра (спектральные типы Ib , Ic и II ), которые могут обеспечить необходимые физические условия для r -процесса. Однако очень низкое содержание r -процесса ядер в межзвездном газе ограничивает количество, которое каждое из них может выбросить. Это требует либо того, чтобы только небольшая часть сверхновых выбрасывала ядра r -процесса в межзвездную среду , либо чтобы каждая сверхновая выбрасывала лишь очень небольшое количество материала r -процесса. Выброшенный материал должен быть относительно нейтронно-богатым, чего трудно достичь в моделях. [2] так что астрофизики по-прежнему обеспокоены их адекватностью для успешных r результатов -процесса.
В 2017 году новые астрономические данные о r -процессе были обнаружены в данных о слиянии двух нейтронных звезд . Используя данные гравитационных волн, полученные в GW170817, для определения места слияния, несколько команд [24] [25] [26] наблюдал и изучал оптические данные слияния, находя спектроскопические доказательства наличия материала r -процесса, выброшенного сливающимися нейтронными звездами. Основная часть этого материала, по-видимому, состоит из двух типов: ярко-синие массы высокорадиоактивного вещества r -процесса тяжелых ядер с более низкими массами ( A < 140 , таких как стронций ). [27] -процесса с более высоким массовым числом и более холодные красные массы ядер r ( A > 140 ), богатых актинидами (такими как уран , торий и калифорний ). Высвобождаясь из-за огромного внутреннего давления нейтронной звезды, эти выбросы расширяются и образуют зародышевые тяжелые ядра, которые быстро захватывают свободные нейтроны и излучают обнаруженный оптический свет в течение примерно недели. Такая продолжительность светимости была бы невозможна без нагрева за счет внутреннего радиоактивного распада, который обеспечивается ядрами r -процесса вблизи точек их ожидания. Две различные области масс ( A <140 и A >140 ) для выходов r -процесса были известны со времени первых расчетов r -процесса, зависящих от времени. [10] Из-за этих спектроскопических особенностей утверждалось, что такой нуклеосинтез в Млечном Пути был в основном результатом слияний нейтронных звезд, а не сверхновых. [3]
Эти результаты открывают новую возможность прояснить шестидесятилетнюю неопределенность относительно места происхождения ядер r -процесса. Подтверждением значимости r -процесса является то, что именно радиогенная энергия радиоактивного распада ядер r -процесса поддерживает видимость этих выделенных фрагментов r -процесса. В противном случае они быстро потускнеют. Впервые такие альтернативные места были серьезно предложены в 1974 году. [28] как разжимающее вещество нейтронной звезды . Было высказано предположение, что такое вещество выбрасывается из нейтронных звезд , сливающихся с черными дырами в компактных двойных системах. В 1989 году [29] (и 1999 г. [30] ) этот сценарий был распространен на слияние двойных нейтронных звезд ( двойная звездная система из двух сталкивающихся нейтронных звезд). После предварительной идентификации этих объектов, [31] сценарий был подтвержден в GW170817 . Современные астрофизические модели предполагают, что одно событие слияния нейтронных звезд могло породить от 3 до 13 земных масс золота. [32]
См. также
[ редактировать ]Примечания
[ редактировать ]
- ^ нейтроны 1 674 927 471 000 000 000 000 000/см3 против 1 атома/см3 межзвездного пространства
- ^ Нейтроны номер 50, 82 и 126.
- ^ Пики численности для r- и s -процессов находятся при A = 80, 130, 196 и A = 90, 138, 208 соответственно.
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Jump up to: а б с д и ж Бербидж, EM; Бербидж, Греция; Фаулер, Вашингтон; Хойл, Ф. (1957). «Синтез элементов в звездах» . Обзоры современной физики . 29 (4): 547–650. Бибкод : 1957РвМП...29..547Б . дои : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
- ^ Jump up to: а б Тилеманн, Ф.-К. ; и др. (2011). «Каковы астрофизические места r -процесса и образования тяжелых элементов?». Прогресс в области физики элементарных частиц и ядерной физики . 66 (2): 346–353. Бибкод : 2011ПрПНП..66..346Т . дои : 10.1016/j.ppnp.2011.01.032 . S2CID 119412716 .
- ^ Jump up to: а б Касен, Д.; Мецгер, Б.; Барнс, Дж.; Кваерт, Э.; Рамирес-Руис, Э. (2017). «Происхождение тяжелых элементов при слиянии двойных нейтронных звезд в результате гравитационно-волнового события» . Природа . 551 (7678): 80–84. arXiv : 1710.05463 . Бибкод : 2017Природа.551...80К . дои : 10.1038/nature24453 . ПМИД 29094687 .
- ^ Jump up to: а б Фребель, А.; Бирс, TC (2018). «Образование тяжелейших элементов» . Физика сегодня . 71 (1): 30–37. arXiv : 1801.01190 . Бибкод : 2018PhT....71a..30F . дои : 10.1063/pt.3.3815 .
Физики-ядерщики все еще работают над моделированием r -процесса, а астрофизикам необходимо оценить частоту слияний нейтронных звезд, чтобы оценить, происходит ли производство тяжелых элементов r -процессом исключительно или, по крайней мере, в значительной степени в среде слияния.
- ^ Коуэн, Джон Дж.; Тилеманн, Фридрих-Карл Тилеманн (2004). «Нуклеосинтез R-процесса в сверхновых» (PDF) . Физика сегодня . 57 (10): 47–54. Бибкод : 2004PhT....57j..47C . дои : 10.1063/1.1825268 .
- ^ Jump up to: а б Хойл, Ф. (1946). «Синтез элементов из водорода» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 106 (5): 343–383. Бибкод : 1946MNRAS.106..343H . дои : 10.1093/mnras/106.5.343 .
- ^ Зюсс, HE; Юри, ХК (1956). «Изобилие стихий». Обзоры современной физики . 28 (1): 53–74. Бибкод : 1956РвМП...28...53С . дои : 10.1103/RevModPhys.28.53 .
- ^ Вусли, Стэн ; Тримбл, Вирджиния ; Тилеманн, Фридрих-Карл (2019). «Происхождение элементов». Физика сегодня . 72 (2): 36–37. Бибкод : 2019PhT....72b..36W . дои : 10.1063/PT.3.4134 . S2CID 186549912 .
- ^ Кэмерон, AGW (1957). «Ядерные реакции в звездах и нуклеогенез» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 69 (408): 201. Бибкод : 1957PASP...69..201C . дои : 10.1086/127051 .
- ^ Jump up to: а б Сигер, Пенсильвания; Фаулер, Вашингтон; Клейтон, Д.Д. (1965). «Нуклеосинтез тяжелых элементов путем нейтронного захвата» . Приложение к астрофизическому журналу . 11 : 121–66. Бибкод : 1965ApJS...11..121S . дои : 10.1086/190111 .
- ^ См. Сигер, Фаулер и Клейтон, 1965 . На рисунке 16 показаны расчеты короткого потока и его сравнение с естественными содержаниями r -процесса, тогда как на рисунке 18 показаны расчетные содержания для длинных потоков нейтронов.
- ^ См. Таблицу 4 в Seeger, Fowler & Clayton, 1965 .
- ^ Труран, JW (1981). «Новая интерпретация содержания тяжелых элементов в звездах с дефицитом металлов». Астрономия и астрофизика . 97 (2): 391–93. Бибкод : 1981A&A....97..391T .
- ^ Эбботт, BP; и др. (Научное сотрудничество LIGO и сотрудничество Virgo) (2017). «GW170817: Наблюдение гравитационных волн от спирали двойной нейтронной звезды» . Письма о физических отзывах . 119 (16): 161101. arXiv : 1710.05832 . Бибкод : 2017PhRvL.119p1101A . doi : 10.1103/PhysRevLett.119.161101 . ПМИД 29099225 .
- ^ Бартлетт, А.; Гёррес, Дж.; Мэтьюз, Дж.Дж.; Оцуки, К.; Вишер, В. (2006). «Реакции двухнейтронного захвата и r- процесс» (PDF) . Физический обзор C . 74 (1): 015082. Бибкод : 2006PhRvC..74a5802B . дои : 10.1103/PhysRevC.74.015802 . Архивировано из оригинала (PDF) 6 августа 2020 г. Проверено 17 июня 2019 г.
- ^ Тённессен, М. (2004). «Достигая пределов ядерной стабильности» (PDF) . Отчеты о прогрессе в физике . 67 (7): 1187–1232. Бибкод : 2004РПФ...67.1187Т . дои : 10.1088/0034-4885/67/7/R04 . S2CID 250790169 .
- ^ Jump up to: а б Эйхлер, Массачусетс (2016). Нуклеосинтез во взрывоопасных средах: слияния нейтронных звезд и сверхновые с коллапсом ядра (PDF) (Докторская диссертация). Базельский университет.
- ^ Ван, Р.; Чен, Л.В. (2015). «Позиционирование линии капель нейтронов и путей r-процессов в ядерном ландшафте». Физический обзор C . 92 (3): 031303–1–031303–5. arXiv : 1410.2498 . Бибкод : 2015PhRvC..92c1303W . дои : 10.1103/PhysRevC.92.031303 . S2CID 59020556 .
- ^ Болеу, Р.; Нильссон, СГ; Шелине, РК (1972). «О прекращении р -процесса и синтезе сверхтяжелых элементов» . Буквы по физике Б. 40 (5): 517–521. Бибкод : 1972PhLB...40..517B . дои : 10.1016/0370-2693(72)90470-4 .
- ^ Клейтон, Д.Д. (1968), Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза , Mc-Graw-Hill, стр. 577–91 , ISBN 978-0226109534 , обеспечивает четкое техническое введение в эти функции. Более техническое описание можно найти у Seeger, Fowler & Clayton, 1965 .
- ^ Рисунок 10 работы Seeger, Fowler & Clayton 1965 показывает этот путь захвата, достигающий магических чисел нейтронов 82 и 126 при меньших значениях ядерного заряда Z, чем на пути стабильности.
- ^ Сурман, Р.; Мампауэр, М.; Синклер, Р.; Джонс, КЛ; Хикс, WR; Маклафлин, GC (2014). «Исследование чувствительности слабого r-процесса: скорость захвата нейтронов» . Достижения АИП . 4 (41008): 041008. Бибкод : 2014AIPA....4d1008S . дои : 10.1063/1.4867191 .
- ^ Загребаев В.; Карпов А.; Грейнер, В. (2013). «Будущее исследований сверхтяжелых элементов: какие ядра можно будет синтезировать в ближайшие несколько лет?» . Физический журнал: серия конференций . 420 (1): 012001. arXiv : 1207.5700 . Бибкод : 2013JPhCS.420a2001Z . дои : 10.1088/1742-6596/420/1/012001 .
- ^ Аркави, И.; и др. (2017). «Оптическое излучение килоновой звезды после слияния нейтронной звезды, обнаруженного с помощью гравитационных волн» . Природа . 551 (7678): 64–66. arXiv : 1710.05843 . Бибкод : 2017Natur.551...64A . дои : 10.1038/nature24291 .
- ^ Пиан, Э.; и др. (2017). «Спектроскопическая идентификация r -процесса нуклеосинтеза при двойном слиянии нейтронных звезд» . Природа . 551 (7678): 67–70. arXiv : 1710.05858 . Бибкод : 2017Natur.551...67P . дои : 10.1038/nature24298 . ПМИД 29094694 .
- ^ Смартт, С.Дж.; и др. (2017). «Килонова как электромагнитный аналог источника гравитационных волн» . Природа . 551 (7678): 75–79. arXiv : 1710.05841 . Бибкод : 2017Natur.551...75S . дои : 10.1038/nature24303 . ПМИД 29094693 .
- ^ Уотсон, Дарач; Хансен, Камилла Дж.; Селсинг, Джонатан; Кох, Андреас; Малезани, Даниэле Б.; Андерсен, Аня К.; Финбо, Йохан П.У.; Арконес, Альмудена ; Баусвейн, Андреас; Ковино, Стефано; Градо, Аньелло (2019). «Идентификация стронция при слиянии двух нейтронных звезд». Природа . 574 (7779): 497–500. arXiv : 1910.10510 . Бибкод : 2019Natur.574..497W . дои : 10.1038/s41586-019-1676-3 . ISSN 0028-0836 . ПМИД 31645733 . S2CID 204837882 .
- ^ Латтимер, Дж. М.; Шрамм, Д.Н. (1974). «Столкновения черной дыры и нейтронной звезды» . Письма астрофизического журнала . 192 (2): Л145–147. Бибкод : 1974ApJ...192L.145L . дои : 10.1086/181612 .
- ^ Эйхлер, Д.; Ливио, М.; Пиран, Т.; Шрамм, Д.Н. (1989). «Нуклеосинтез, нейтринные всплески и гамма-излучение сливающихся нейтронных звезд» . Природа . 340 (6229): 126–128. Бибкод : 1989Natur.340..126E . дои : 10.1038/340126a0 .
- ^ Фрайбургхаус, К.; Россвог, С.; Тилеманн, Ф.-К (1999). « r -процесс при слиянии нейтронных звезд» . Письма астрофизического журнала . 525 (2): Л121–Л124. Бибкод : 1999ApJ...525L.121F . дои : 10.1086/312343 . ПМИД 10525469 .
- ^ Танвир, Н.; и др. (2013). «Килонова», связанная с кратковременным гамма-всплеском GRB 130603B» . Природа . 500 (7464): 547–9. arXiv : 1306.4971 . Бибкод : 2013Natur.500..547T . дои : 10.1038/nature12505 . ПМИД 23912055 .
- ^ «Слияние нейтронных звезд может создать большую часть золота Вселенной» . Сид Перкинс . Наука АААС. 20 марта 2018 года . Проверено 24 марта 2018 г.
