Ауыр элементтердің пайда болу жолдары: Жедел нейтрон тұтқындау процесі

Кіріспе

Ядролық астрофизикадағы жылдам нейтрондық тұтқындау процесі, сондай-ақ r-процесі деп аталады, темірден ауыр атом ядроларының шамамен жартысын, «ауыр элементтерді» құруға жауапты ядролық реакциялар жиынтығы. Ал қалған жартысы p-процесі және s-процесі арқылы өндіріледі. r-процесі әдетте әр ауыр элементтің нейтронға толы тұрақты изотоптарын синтездейді. r-процесі әдетте әр ауыр элементтің ең ауыр төрт изотопын синтездей алады; олардың ішіндегі ең ауыр екеуі тек r-ядролары деп аталады, өйткені олар тек r-процесі арқылы жасалады. r-процесінің молдық шыңдары 1=A = 82 (Se, Br және Kr элементтері), 1=A = 130 (Te, I және Xe элементтері) және 1=A = 196 (Os, Ir және Pt элементтері) массалық сандарына жақын кездеседі. r-процесі бір немесе бірнеше ауыр тұқымдық ядролар арқылы жылдам нейтрондық тұтқындау (содан атауы да осы) кезектілігін қамтиды, әдетте 56Fe-ге бағытталған молдық шыңына ядролардан басталады. Тұтқындалған нейтронның басқа нейтрон тұтқындалғанға дейін ядроның радиоактивті ыдырауына (әдетте β- ыдырауына) уақыты болмауы керек, яғни бұл процесс жылдам болуы тиіс. Бұл тізбек нейтронға толы ядролардың тұрақтылық шегіне дейін жалғасуы мүмкін (нейтрон тамшылайтын сызық), қысқа қашықтықтағы ядролық күшпен реттелетін нейтрондарды физикалық тұрғыдан ұстап тұру үшін. Сондықтан r-процесі еркін нейтрондардың жоғары тығыздығы бар жерлерде жүруі керек. Алғашқы зерттеулер шамамен 1 ГК температурада r-процесі ядролары үшін молдық шыңдарының массалық сандарымен күту нүктелерін сәйкес келтіру үшін 1 см³-ге 1024 еркін нейтрон қажет деп болжады. Бұл әр сантиметр кубиктегі шамамен бір грамм еркін нейтронға тең, бұл өте үлкен сан, сондықтан оны өте ерекше жағдайларда іздеу керек. Дәстүрлі түрде бұл ядролық жарылыспен бұзылған супенованың қайта кеңейтілген өзегінен шығарылған материалды, супеновалық нуклеосинтездің бөлігі ретінде, немесе екілік нейтрондық жұлдыздың бірігуінен туындаған килоновада нейтрондық жұлдыз материясының декомпрессиясын білдіреді. Бұл көздердің әрқайсысының r-процестік элементтердің астрофизикалық молдығына салыстырмалы үлесі 2018 жылдан бері жүргізіліп жатқан зерттеулердің мәселесі болып табылады. Термоядролық қарулардың жарылысында нейтрондық тұтқындау тізбегі сияқты шектеулі r-процесс аз мөлшерде жүреді. Бұл ядролық қарулардың жауын-шашынынан эйнштейний (99) және фермий (100) элементтерінің ашылуына әкелді. r-процесі s-процесінен өзгеше, ол ауыр элементтерді өндірудің тағы бір басым механизмі, яғни нейтрондарды баяу тұтқындау арқылы нуклеосинтез. Жалпы алғанда, s-процесіне қатысатын изотоптардың жартылай ыдырау мерзімі зертханалық эксперименттерде оларды зерттеуге жеткілікті, бірақ бұл әдетте r-процесіне қатысатын изотоптарға қатысты емес. s-процесі негізінен қалыпты жұлдыздарда, әсіресе AGB жұлдыздарында жүреді, онда нейтрон ағыны нейтрондық тұтқындаудың 10-100 жыл сайын қайтаруына жеткілікті, бұл r-процесі үшін тым баяу, ол секундына 100 тұтқынды қажет етеді. s-процесі екіншілік болып табылады, яғни ол тұқымдық ядролар ретінде бұрыннан бар ауыр изотоптарды еркін нейтрондарды тұтқындаудың баяу тізбегі арқылы басқа ауыр ядроларға айналдыруды талап етеді. r-процесінің сценарийлері өздерінің тұқымдық ядроларын жасайды, сондықтан олар ауыр тұқымдық ядролары жоқ массивті жұлдыздарда жүруі мүмкін. Бірге алғанда, r және s процестері темірден ауыр химиялық элементтердің барлық шамасына жуық мөлшерін құрайды. Тарихи қиындық олардың уақыт шкалаларына сәйкес келетін физикалық ортаны табу болды.

Nucleosynthesis pathway

In nuclear astrophysics, the rapid neutron capture process, also known as the r process, is a set of nuclear reactions that is responsible for the creation of approximately half of the atomic nuclei heavier than iron, the "heavy elements", with the other half produced by the p process and s process. The r process usually synthesizes the most neutron rich stable isotopes of each heavy element. The r process can typically synthesize the heaviest four isotopes of every heavy element; of these, the heavier two are called r only nuclei because they are created exclusively via the r process. Abundance peaks for the r process occur near mass numbers 1=A = 82 (elements Se, Br, and Kr), 1=A = 130 (elements Te, I, and Xe) and 1=A = 196 (elements Os, Ir, and Pt). The r process entails a succession of rapid neutron captures (hence the name) by one or more heavy seed nuclei, typically beginning with nuclei in the abundance peak centered on 56Fe. The captures must be rapid in the sense that the nuclei must not have time to undergo radioactive decay (typically via β− decay) before another neutron arrives to be captured. This sequence can continue up to the limit of stability of the increasingly neutron rich nuclei (the neutron drip line) to physically retain neutrons as governed by the short range nuclear force. The r process therefore must occur in locations where there exists a high density of free neutrons. Early studies theorized that 1024 free neutrons per cm3 would be required, for temperatures of about 1 GK, in order to match the waiting points, at which no more neutrons can be captured, with the mass numbers of the abundance peaks for r process nuclei. This amounts to almost a gram of free neutrons in every cubic centimeter, an astonishing number requiring extreme locations. Traditionally this suggested the material ejected from the reexpanded core of a core collapse supernova, as part of supernova nucleosynthesis, or decompression of neutron star matter thrown off by a binary neutron star merger in a kilonova. The relative contribution of each of these sources to the astrophysical abundance of r process elements is a matter of ongoing research as of 2018. A limited r process like series of neutron captures occurs to a minor extent in thermonuclear weapon explosions. These led to the discovery of the elements einsteinium (element 99) and fermium (element 100) in nuclear weapon fallout. The r process contrasts with the s process, the other predominant mechanism for the production of heavy elements, which is nucleosynthesis by means of slow captures of neutrons. In general, isotopes involved in the s process have half lives long enough to enable their study in laboratory experiments, but this is not typically true for isotopes involved in the r process. The s process primarily occurs within ordinary stars, particularly AGB stars, where the neutron flux is sufficient to cause neutron captures to recur every 10–100 years, much too slow for the r process, which requires 100 captures per second. The s process is secondary, meaning that it requires pre existing heavy isotopes as seed nuclei to be converted into other heavy nuclei by a slow sequence of captures of free neutrons. The r process scenarios create their own seed nuclei, so they might proceed in massive stars that contain no heavy seed nuclei. Taken together, the r and s processes account for almost the entire abundance of chemical elements heavier than iron. The historical challenge has been to locate physical settings appropriate to their time scales.

Тарих

Үлкен жарылыс және жұлдыздардағы гелийдің пайда болуы туралы пионерлік зерттеулерден кейін, Жерде табылған ауыр элементтерді сутегіден және гелийден өндіретін белгісіз процесс бар деген күдік туды. Түсіндіруге жасалған алғашқы әрекеттердің бірі Субрахманян Чандрасекар мен Луи Р. Хенрихке тиесілі болды, олар элементтердің 6×109 және 8×109 К температураларында пайда болатынын болжады. Олардың теориясы хлорға дейінгі элементтерді қамтыды, бірақ 40 а.б.с-дан ауыр атомдық салмақты элементтердің жеткілікті мөлшерде болуына түсініктеме берілмеді. Бұл Фред Хойлдің зерттеуіне негіз болды, ол құлап жатқан жұлдыздардың ядросындағы жағдайлар тығыз жиналған бос нейтрондарды жылдам ұстау арқылы қалған элементтердің нуклеосинтезін қамтамасыз етеді деп гипотезалады. Дегенмен, бета-ыдырауды тепе-теңдікке келтіруге және осындай жағдайларда пайда болатын элементтердің мөлшерін нақты анықтауға қажетті жұлдыздардағы тепе-теңдік туралы жауапсыз сұрақтар қалды. Олардың мөлшерлік кестесі, нейтрондардың «сиқырлы» санына ие табиғи изотоптардың орташадан жоғары мөлшерін, сондай-ақ тұрақты ядроларға қарағанда 10 а.б.с-қа жеңіл, «сиқырлы» нейтрондық санына ие радиоактивті нейтронға бай ядролардың пайда болуын көрсетті. Бұл байқаулар жылдам нейтрондық ұстау бета-ыдыраудан жылдам жүргенін және нәтижедегі мөлшерлік шыңдар «сиқырлы» сандардағы күту нүктелерінен туындағанын көрсетті. А. Камерон да сол жылы r-процесі туралы шағын зерттеу жариялады. B2FH мақаласында сипатталған стационарлық r-процесі алғаш рет Калтехтегі Филипп А. Сигер, Уильям А. Фаулер және Дональд Д. Клейтон жасаған уақытқа тәуелді есептеулерде көрсетілді. Олар бірде-бір уақыт кескінінің күннің r-процесінің мөлшерімен сәйкес келмейтінін, бірақ оларды біріктіргенде r-процесінің мөлшерлік үлестірілімін сәтті сипаттауға қол жеткізді. Ұзақ уақыт аралығындағы таралу 1/A = 140-тан жоғары атомдық салмақтағы мөлшерге баса назар аударса, қысқа уақыт аралығындағы таралу 1/A = 140-тан төмен атомдық салмақтағы мөлшерге баса назар аударды. R-процесінің кейінгі өңдеулері осы уақытша ерекшеліктерді нығайтты. Сигер және басқалар сонымен қатар ауыр изотоптардың мөлшерлік кестесінде s-процесі мен r-процесі арасындағы сандық бөлуді жасауға мүмкіндік алды, осылайша r-процесі изотоптарының мөлшері бойынша B2FH-тан гөрі сенімді қисық орнатты. Бүгінгі таңда r-процесінің мөлшері олардың одан да сенімді s-процесінің изотоптық мөлшерін жалпы изотоптық мөлшерден алып тастау және қалғанын r-процесінің нуклеосинтезіне жатқызу әдісімен анықталады. Бұл r-процесінің мөлшерлік қисығы (атомдық салмаққа қарсы) көптеген онжылдықтар бойы физикалық r-процесімен синтезделген мөлшердің теориялық есептеулері үшін мақсат болып табылады. Супернова ядросының жоғары тығыздыққа жылдам құлдырауы кезінде электронды тұтқындау арқылы бос нейтрондардың жасалуы және кейбір нейтронға бай ядролардың жылдам жиналуы r-процесін бастапқы нуклеосинтез процесіне айналдырады, бұл процесс тіпті бастапқыда таза H және He жұлдыздарында да болуы мүмкін. Бұл B2FH белгілемесіне қайшы келеді, ол бұрыннан бар темірге негізделген екіншілік процесс. Бастапқы жұлдыздық нуклеосинтез галактикада екіншілік нуклеосинтезден ертерек басталады. Сонымен қатар, нейтрон жұлдыздарындағы нейтрондардың жоғары тығыздығы, егер соқтығысу нейтрон жұлдызының бөліктерін шығарып жіберсе, r-процесі ядроларын жылдам құрастыру үшін қол жетімді болады, содан кейін ол шектеуден босатылып тез кеңейеді. Бұл реттілік галактикалық уақыттан бұрын да басталуы мүмкін, сондықтан әр сценарий галактикадағы r-процесінің ерте өсуіне сәйкес келеді. Осы сценарийлердің әрқайсысы белсенді теориялық зерттеулердің тақырыбы болып табылады. Жұлдызаралық газдың ерте r-процесімен байытылуы және одан кейін пайда болған жаңа жұлдыздардың байқау деректері, жұлдыздар галактикасының мөлшерлік эволюциясына қатысты, алғаш рет 1981 жылы Джеймс В. Труран ұсынды. Ол және одан кейінгі астрономдар ең ерте металға кедей жұлдыздардағы ауыр элементтердің мөлшерінің үлгісі күннің r-процесі қисығының пішініне сәйкес келетінін көрсетті, егер s-процесінің компоненті болмаса. Бұл s-процесінің осы жас жұлдыздардың туған газын байытуды бастамағанын болжамымен сәйкес келеді, өйткені s-процесінің басталуына галактикалық тарихтың шамамен 100 миллион жылы қажет, ал r-процесі 2 миллион жылдан кейін басталуы мүмкін. Бұл s-процесіне кедей, r-процесіне бай жұлдыздық құралымдар s-процесінен бұрын пайда болған болуы керек, бұл r-процесінің тез дамитын массивті жұлдыздардан шығатынын көрсетеді, олар суперноваға айналады және нейтрон жұлдызы қалдықтарын қалдырады, олар басқа нейтрон жұлдызымен бірігуі мүмкін. Р-процестің бастапқы табиғаты ескі жұлдыздардағы байқалатын мөлшерлік спектрден туындайды. Сонымен қатар, r-процесі біздің табиғи радиоактивті элементтерімізге, мысалы, уран мен торийге, сондай-ақ әрбір ауыр элементтің ең нейтронға бай изотоптарына жауапты.

Following pioneering research into the Big Bang and the formation of helium in stars, an unknown process responsible for producing heavier elements found on Earth from hydrogen and helium was suspected to exist. One early attempt at explanation came from Subrahmanyan Chandrasekhar and Louis R. Henrich who postulated that elements were produced at temperatures between 6×109 and 8×109 K. Their theory accounted for elements up to chlorine, though there was no explanation for elements of atomic weight heavier than 40 amu at non negligible abundances. This became the foundation of a study by Fred Hoyle, who hypothesized that conditions in the core of collapsing stars would enable nucleosynthesis of the remainder of the elements via rapid capture of densely packed free neutrons. However, there remained unanswered questions about equilibrium in stars that was required to balance beta decays and precisely account for abundances of elements that would be formed in such conditions. Their abundance table revealed larger than average abundances of natural isotopes containing magic numbers of neutrons as well as abundance peaks about 10 amu lighter than stable nuclei containing magic numbers of neutrons which were also in abundance, suggesting that radioactive neutron rich nuclei having the magic neutron numbers but roughly ten fewer protons were formed. These observations also implied that rapid neutron capture occurred faster than beta decay, and the resulting abundance peaks were caused by so called waiting points at magic numbers. Alastair G. W. Cameron also published a smaller study about the r process in the same year. The stationary r process as described by the B2FH paper was first demonstrated in a time dependent calculation at Caltech by Phillip A. Seeger, William A. Fowler and Donald D. Clayton, who found that no single temporal snapshot matched the solar r process abundances, but, that when superposed, did achieve a successful characterization of the r process abundance distribution. Shorter time distributions emphasize abundances at atomic weights less than 1=A = 140, whereas longer time distributions emphasized those at atomic weights greater than 1=A = 140. Subsequent treatments of the r process reinforced those temporal features. Seeger et al. were also able to construct more quantitative apportionment between s process and r process of the abundance table of heavy isotopes, thereby establishing a more reliable abundance curve for the r process isotopes than B2FH had been able to define. Today, the r process abundances are determined using their technique of subtracting the more reliable s process isotopic abundances from the total isotopic abundances and attributing the remainder to r process nucleosynthesis. That r process abundance curve (vs. atomic weight) has provided for many decades the target for theoretical computations of abundances synthesized by the physical r process. The creation of free neutrons by electron capture during the rapid collapse to high density of a supernova core along with quick assembly of some neutron rich seed nuclei makes the r process a primary nucleosynthesis process, a process that can occur even in a star initially of pure H and He. This in contrast to the B2FH designation which is a secondary process building on preexisting iron. Primary stellar nucleosynthesis begins earlier in the galaxy than does secondary nucleosynthesis. Alternatively the high density of neutrons within neutron stars would be available for rapid assembly into r process nuclei if a collision were to eject portions of a neutron star, which then rapidly expands freed from confinement. That sequence could also begin earlier in galactic time than would s process nucleosynthesis; so each scenario fits the earlier growth of r process abundances in the galaxy. Each of these scenarios is the subject of active theoretical research. Observational evidence of the early r process enrichment of interstellar gas and of subsequent newly formed stars, as applied to the abundance evolution of the galaxy of stars, was first laid out by James W. Truran in 1981. He and subsequent astronomers showed that the pattern of heavy element abundances in the earliest metal poor stars matched that of the shape of the solar r process curve, as if the s process component were missing. This was consistent with the hypothesis that the s process had not yet begun to enrich interstellar gas when these young stars missing the s process abundances were born from that gas, for it requires about 100 million years of galactic history for the s process to get started whereas the r process can begin after two million years. These s process–poor, r process–rich stellar compositions must have been born earlier than any s process, showing that the r process emerges from quickly evolving massive stars that become supernovae and leave neutron star remnants that can merge with another neutron star. The primary nature of the early r process thereby derives from observed abundance spectra in old stars See Astrophysical sites below. Noteworthy is that the r process is responsible for our natural cohort of radioactive elements, such as uranium and thorium, as well as the most neutron rich isotopes of each heavy element.

Ядролық физика

Қажетті жағдайлардың бар деп есептелетін r-процесі нуклеосинтезі үшін үш табиғи кандидат бар: төмен салмақты жұлдыздық жарылыстар, II типтегі жұлдыздық жарылыстар және нейтронды жұлдыздардың бірігуі. II типтегі жұлдыздық жарылыста электрондардың күшті қысылуынан кейін бета-минус ыдырауы тоқтатылады. Себебі, жоғары электрон тығыздығы ядролық бета-ыдырау энергиясынан артық Ферми энергиясына дейін барлық бос электрондық күйлерді толтырады. Дегенмен, осы бос электрондардың ядролық тұтқындалуы жалғасады және материяның нейтрондануын күшейтеді. Бұл ыдырамайтын, шамамен 1024 нейтрон/см³ мөлшеріндегі еркін нейтрондардың өте жоғары тығыздығына әкеледі. Сонымен қатар, қабықтан тыс ядролар тамшы нүктесіне жақын болғандықтан, бета-ыдырауға бейім; осы ядролар үшін бета-ыдырау одан әрі нейтрон ұстаудан бұрын жүзеге асады. Күту нүктесі ядролары одан әрі нейтрон ұстаудың алдында тұрақтандыру үшін бета-ыдырауға мүмкіндік алады. Нейтрон ағыны төмендегеннен кейін, бұл өте тұрақсыз радиоактивті ядролар бета-ыдыраудың жылдам тізбегінен өтеді, нәтижесінде нейтронға бай ядролар пайда болады. s-процесі жабық нейтронды қабықтары бар тұрақты ядролардың көптігін жасайтын болса, r-процесі нейтронға бай алдыңғы ядроларда s-процесінің шыңдарынан шамамен 10 атомдық масса бірлігі (а.м.б.) төмен радиоактивті ядролардың көптігін жасайды. Бұл көптік шыңдары N = 50, 82 және 126 күту нүктесі ядроларының тізбектелген бета-ыдырауынан туындаған тұрақты изотоптарға сәйкес келеді, бұл бета-тұрақтылық сызығынан шамамен 10 протон қашықтықта орналасқан. r-процесі термоядролық қаруларда да жүзеге асады және 1950 жылдары плутоний-244 сияқты нейтронға бай, дерлік тұрақты актинидтердің изотоптарын және эйнштейний мен фермий (атомдық нөмірлері 99 және 100) сияқты жаңа элементтердің бастапқы ашылуына жауапты болды. Көптеген ядролық жарылыстар тұрақтылық аралына жетуге мүмкіндік береді деп ұсынылған, себебі әсер еткен нуклидтер (уран-238 бастапқы ядро ретінде) келесі жарылыста көбірек нейтрондарды сіңіруге үлкермей, бета-тұрақтылық сызығындағы тез спонтанды бөлінетін нуклидтерге дейін бета-ыдырауға уақыт таба алмайды, осылайша коперниций-291 және 293 сияқты нейтронға бай суперауыр нуклидтерге жету мүмкіндігі пайда болады, олардың жартылай өмірі ғасырлар немесе мыңжылдықтарды құрайды.

There are three natural candidate sites for r process nucleosynthesis where the required conditions are thought to exist: low mass supernovae, Type II supernovae, and neutron star mergers. Immediately after the severe compression of electrons in a Type II supernova, beta minus decay is blocked. This is because the high electron density fills all available free electron states up to a Fermi energy which is greater than the energy of nuclear beta decay. However, nuclear capture of those free electrons still occurs, and causes increasing neutronization of matter. This results in an extremely high density of free neutrons which cannot decay, on the order of 1024 neutrons per cm3, In addition, nuclei beyond the shell closures are susceptible to quicker beta decay owing to their proximity to the drip line; for these nuclei, beta decay occurs before further neutron capture. Waiting point nuclei are then allowed to beta decay toward stability before further neutron capture can occur, After the neutron flux decreases, these highly unstable radioactive nuclei undergo a rapid succession of beta decays until they reach more stable, neutron rich nuclei. While the s process creates an abundance of stable nuclei having closed neutron shells, the r process, in neutron rich predecessor nuclei, creates an abundance of radioactive nuclei about 10 amu below the s process peaks. These abundance peaks correspond to stable isobars produced from successive beta decays of waiting point nuclei having N = 50, 82, and 126—which are about 10 protons removed from the line of beta stability. The r process also occurs in thermonuclear weapons, and was responsible for the initial discovery of neutron rich almost stable isotopes of actinides like plutonium 244 and the new elements einsteinium and fermium (atomic numbers 99 and 100) in the 1950s. It has been suggested that multiple nuclear explosions would make it possible to reach the island of stability, as the affected nuclides (starting with uranium 238 as seed nuclei) would not have time to beta decay all the way to the quickly spontaneously fissioning nuclides at the line of beta stability before absorbing more neutrons in the next explosion, thus providing a chance to reach neutron rich superheavy nuclides like copernicium 291 and 293 which may have half lives of centuries or millennia.

Астрофизикалық нысандар

r процесінің ең ықтимал орынды кандидаты ретінде ұзақ уақыттан бері ядролық құлау суперновалары (Ib, Ic және II спектрлік түрлері) қарастырылып келеді, олар r процесі үшін қажетті физикалық жағдайларды қамтамасыз ете алады. Дегенмен, жұлдызаралық газдағы r процесі ядроларының өте төмен мөлшері олардың әрқайсысы шығара алатын мөлшерді шектейді. Бұл суперновалардың тек шағын бөлігі ғана r процесі ядроларын жұлдызаралық ортаға шығарады, немесе әрбір супернова r процесі материалының өте аз мөлшерін шығарады дегенді білдіреді. Шығарылған материал салыстырмалы түрде нейтронға бай болуы керек, бұл модельдерде қол жеткізу қиын болған жағдай. Бірігудің байқалатын оптикалық деректері зерттелді және біріккен нейтронды жұлдыздардан шығарылған r процесі материалының спектроскопиялық дәлелі табылды. Бұл материалдың көп бөлігі екі түрден тұрады: төмен массалық диапазондағы (A < 140, мысалы стронций) жоғары радиоактивті r процесі материясының ыстық көк массалары және актинидтерге (мысалы уран, торий және калифорний) бай, жоғары массалық саны бар (A > 140) r процесі ядроларының салқын қызыл массалары. Нейтронды жұлдыздың зор ішкі қысымынан босатылғанда, бұл материалдар кеңейіп, тез бос нейтрондарды сіңіретін және шамамен бір апта бойы байқалатын оптикалық жарық сәулелендіретін ауыр ядроларды құрайды. Мұндай жарықтылықтың ұзақтығы r процесі ядроларының олардың күту нүктелеріне жақын ішкі радиоактивті ыдырау арқылы қамтамасыз етілмейінше мүмкін емес. r процесінің уақытқа тәуелді есептеулерінен бері r процесінің өнімдері үшін екі ерекше массалық аймақ (A < 140 және A > 140) белгілі. Бұл материя нейтронды жұлдыздардың ыдырауынан туындаған деп ұсынылды. Мұндай материя тығыз екілік жүйелердегі қара тесіктермен біріккен нейтронды жұлдыздардан шығарылады деп болжанады. 1989 (және 1999) жылдары бұл сценарий екілік нейтронды жұлдыз бірігуіне (бір-бірімен соқтығысатын екі нейтронды жұлдыздың екілік жүйесі) ұзартылды. Бұл орындарды алдын ала анықтағаннан кейін, бұл сценарий GW170817 оқиғасымен расталды. Қазіргі астрофизикалық модельдер бір нейтронды жұлдыз бірігуінен 3 пен 13 Жер массасы арасында алтын пайда болған болуы мүмкін екенін көрсетеді.

The most probable candidate site for the r process has long been suggested to be core collapse supernovae (spectral types Ib, Ic and II), which may provide the necessary physical conditions for the r process. However, the very low abundance of r process nuclei in the interstellar gas limits the amount each can have ejected. It requires either that only a small fraction of supernovae eject r process nuclei to the interstellar medium, or that each supernova ejects only a very small amount of r process material. The ejected material must be relatively neutron rich, a condition which has been difficult to achieve in models, observed and studied optical data of the merger, finding spectroscopic evidence of r process material thrown off by the merging neutron stars. The bulk of this material seems to consist of two types: hot blue masses of highly radioactive r process matter of lower mass range heavy nuclei (A < 140 such as strontium) and cooler red masses of higher mass number r process nuclei (A > 140) rich in actinides (such as uranium, thorium, and californium). When released from the huge internal pressure of the neutron star, these ejecta expand and form seed heavy nuclei that rapidly capture free neutrons, and radiate detected optical light for about a week. Such duration of luminosity would not be possible without heating by internal radioactive decay, which is provided by r process nuclei near their waiting points. Two distinct mass regions (A < 140 and A > 140) for the r process yields have been known since the first time dependent calculations of the r process. as decompressing neutron star matter. It was proposed such matter is ejected from neutron stars merging with black holes in compact binaries. In 1989 (and 1999) this scenario was extended to binary neutron star mergers (a binary star system of two neutron stars that collide). After preliminary identification of these sites, the scenario was confirmed in GW170817. Current astrophysical models suggest that a single neutron star merger event may have generated between 3 and 13 Earth masses of gold.