आर प्रक्रिया: Difference between revisions

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परमाणु खगोल भौतिकी में, तीव्र न्यूट्रॉन-अधिकृत प्रक्रिया, जिसे 'आर' प्रक्रिया के रूप में भी जाना जाता है, परमाणु प्रतिक्रिया का उपसमुच्चय है, जो लगभग अर्द्ध परमाणु नाभिक भारी धातुओं एवं तत्वों के न्यूक्लियोसिंथेसिस के लिए उत्तरदायी होता है। अन्य अर्द्ध का उत्पादन पी-प्रक्रिया एवं एस-प्रक्रिया द्वारा किया जाता है। आर-प्रक्रिया सामान्यतः प्रत्येक भारी तत्व के सबसे न्यूट्रॉन युक्त स्थिर समस्थानिकों को संश्लेषित करती है। आर-प्रक्रिया सामान्यतः प्रत्येक भारी तत्व के चार समस्थानिकों को संश्लेषित कर सकती है, एवं दो सबसे भारी समस्थानिक, जिन्हें केवल आर- नाभिक कहा जाता है, जो आर के माध्यम से बनाए जा सकते हैं। जिन्हे केवल 'आर'-प्रक्रिया के लिए A = 82 की चोटियां जन संख्या A = 130 (तत्व Te, एवं Xe) एवं A = 196 (तत्व ओएस, आईआर, एवं पीटी) के निकट होती हैं।

आर-प्रक्रिया में भारी बीज नाभिक द्वारा तीव्रता से न्यूट्रॉन अधिकृत के उत्तराधिकार की आवश्यकता होती है, जो सामान्यतः आयरन -56 पर केंद्रित बहुतायत शिखर में नाभिक से प्रारम्भ होता है। ⁵⁶FE अधिकृत इस अर्थ में तीव्रता से होना चाहिए कि, नाभिक के निकट रेडियोधर्मी क्षय से निर्वाहित का समय (सामान्यतः β⁻ क्षय) दूसरे न्यूट्रॉन के आने से सम्मुख प्रभुत्व करने के लिए नहीं होना चाहिए। यह अनुक्रम अर्घ्य दूरी के परमाणु बल द्वारा नियंत्रित न्यूट्रॉन को भौतिक रूप से बनाए रखने के लिए तीव्रता से न्यूट्रॉन युक्त नाभिक (न्यूट्रॉन ड्रिप लाइन) की स्थिरता की सीमा तक निरंतर रह सकता है। इसलिए आर-प्रक्रिया उन स्थानों पर होनी चाहिए जहां मुक्त न्यूट्रॉन का उच्च घनत्व उपस्थित होता है। प्रारंभिक अध्ययनों ने सिद्धांत दिया कि 10²⁴ मुक्त न्यूट्रॉन के लिए प्रति cm³ की आवश्यकता होगी, लगभग 1 GK के तापमान के लिए, प्रतीक्षा बिंदुओं को संगयुग्मित करने के लिए, जिस पर आर-प्रक्रिया नाभिकों के लिए बहुतायत चोटियों की द्रव्यमान संख्या के साथ एवं अधिक न्यूट्रॉन को अधिकृत नहीं किया जा सकता है।^[1] यह प्रत्येक घन सेंटीमीटर में लगभग ग्राम मुक्त न्यूट्रॉन के समान होती है, आश्चर्यजनक संख्या जिसके लिए शीर्ष स्थानों की आवश्यकता होती है।^{[lower-alpha 1]} परंपरागत रूप से इसने सुपरनोवा न्यूक्लियोसिंथेसिस के भाग के रूप में कोर-पतन सुपरनोवा के पुन: विस्तारित कोर से निकलने वाली सामग्री का विचार दिया।^[2] किलोनोवा में बाइनरी न्यूट्रॉन स्टार विलय द्वारा फेंके गए न्यूट्रॉन-स्टार पदार्थ का अपघटन^[3] आर-प्रक्रिया तत्वों की खगोल भौतिकीय प्रचुरता के लिए इनमें से प्रत्येक स्रोत का सापेक्ष योगदान चल रहे शोध का विषय है।^[4] न्यूट्रॉन अधिकृत की सीमित आर-प्रक्रिया जैसी श्रृंखला थर्मोन्यूक्लियर उपकरण विस्फोटों में साधारण सीमा तक होती है। इससे परमाणु उपकरणों के पतन में तत्वों आइंस्टिनियम (तत्व 99) एवं फेर्मियम (तत्व 100) का शोध हुआ था।

आर-प्रक्रिया एस-प्रक्रिया के विपरीत है, भारी तत्वों के उत्पादन के लिए अन्य प्रमुख तंत्र, जो न्यूट्रॉन के मंद अधिकृत के माध्यम से न्यूक्लियोसिंथेसिस है। सामान्यतः, एस-प्रक्रिया में सम्मिलित समस्थानिकों का अर्द्ध जीवन इतना लंबा होता है कि वे प्रयोगशाला प्रयोगों में स्वयं अध्ययन कर सकें, किन्तु यह आर-प्रक्रिया में सम्मिलित समस्थानिकों के लिए विशिष्ट रूप से उचित नहीं होती है।^[5] एस-प्रक्रिया मुख्य रूप से साधारण सितारों के अंदर होती है, विशेष रूप से स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा, जहां न्यूट्रॉन प्रवाह पर्याप्त होता है, जिससे प्रत्येक 10-100 वर्षों में न्यूट्रॉन अधिकृत की पुनरावृत्ति होती है, आर-प्रक्रिया के लिए अधिक मंद होती है, जिसके लिए प्रति सेकंड 100 अधिकृत की आवश्यकता होती है। एस-प्रक्रिया द्वितीयक है, जिसका अर्थ है कि इसके लिए पूर्व में उपस्थित भारी समस्थानिकों की आवश्यकता होती है, क्योंकि मुक्त न्यूट्रॉन को पकड़ने के मंद अनुक्रम द्वारा बीज नाभिक को अन्य भारी नाभिक में परिवर्तित किया जाता है। आर-प्रक्रिया परिदृश्य अपने स्वयं के बीज नाभिक बनाते हैं, इसलिए वे बड़े सितारों में आगे बढ़ सकते हैं जिनमें भारी बीज नाभिक नहीं होते हैं। आर- एवं एस-प्रक्रियाओं में लोहे से भारी रासायनिक तत्वों की लगभग पूर्ण बहुतायत होती है। ऐतिहासिक प्रचारणा उनके समय के स्तर के लिए उपयुक्त भौतिक समुच्चय परिस्थिति की जानकारी ज्ञात करने के लिए होती है।

इतिहास

महा विस्फोट एवं सितारों में हीलियम के निर्माण में अग्रणी शोध के पश्चात, हाइड्रोजन एवं हीलियम से पृथ्वी पर पाए जाने वाले भारी तत्वों के उत्पादन के लिए उत्तरदायी अज्ञात प्रक्रिया के अस्तित्व में होने का संदेह था। स्पष्टीकरण का प्रारंभिक प्रयास सुब्रह्मण्यन चंद्रशेखर एवं लुई आर. हेनरिक ने किया, जिन्होंने माना कि तत्वों का उत्पादन 6 × 10⁹ के मध्य तापमान पर होता है। एवं 8×10⁹ केल्विन उनके सिद्धांत में क्लोरीन तत्वों का अभिकलन था। चूंकि गैर-नगण्य बहुतायत पर 40 परमाणु द्रव्यमान इकाई से भारी परमाणु भार के तत्वों के लिए कोई स्पष्टीकरण नहीं था।^[6] यह फ्रेड हॉयल द्वारा किए गए अध्ययन का आधार बन गया, जिसने परिकल्पना की, कि तारों के मूल में स्थितियां घनी पैक मुक्त न्यूट्रॉन के तीव्रता से आधिपत्य के माध्यम से शेष तत्वों के न्यूक्लियोसिंथेसिस को सक्षम करेंगी। चूंकि, सितारों में संतुलन के विषय में अनुत्तरित प्रश्न बने रहे जो बीटा-क्षय को संतुलित करने के लिए आवश्यक थे एवं ऐसी स्थितियों में बनने वाले रासायनिक तत्वों की प्रचुरता के लिए स्थिर रूप से सम्मिलित थे।^[6]

तीव्रता से न्यूट्रॉन अधिकृत प्रदान करने वाली भौतिक उपसमुच्चय परिस्थिति की आवश्यकता होती है। जिसे लगभग निश्चित रूप से तत्व निर्माण में भूमिका के लिए जाना जाता था। 1956 में हंस सूस एवं हेरोल्ड उरे द्वारा भारी तत्वों के आइसोटोप की बहुतायत की सारणी में भी देखा गया था।^[7] उनकी बहुतायत सारणी ने सम्मोहन संख्या (भौतिकी) वाले प्राकृतिक समस्थानिकों की औसत बहुतायत से अधिक का वर्णन किया^{[lower-alpha 2]} न्यूट्रॉन के साथ-साथ बहुतायत में स्थिर नाभिक की तुलना में लगभग 10 amu हल्का होता है, जो कि प्रचुर मात्रा में थे, यह विचार प्रकट करते हैं, कि रेडियोधर्मी न्यूट्रॉन-समृद्ध नाभिक में सम्मोहन न्यूट्रॉन संख्या होती है, किन्तु लगभग 10 अर्घ्य प्रोटॉन बनते हैं। इन अवलोकनों का यह भी अर्थ है कि तीव्रता से न्यूट्रॉन अधिकृत बीटा क्षय से हुआ, एवं परिणामी बहुतायत चोटियों को सम्मोहन संख्याओं पर तथाकथित प्रतीक्षा बिंदुओं के कारण हुआ।^[1]^{[lower-alpha 3]} यह प्रक्रिया, न्यूट्रॉन युक्त समस्थानिकों द्वारा तीव्रता से न्यूट्रॉन अधिकृत को आर-प्रक्रिया के रूप में जाना जाता है, जबकि एस-प्रक्रिया को इसकी विशिष्ट मंद न्यूट्रॉन अधिकृत के लिए नामित किया गया था। एस-प्रक्रिया एवं आर-प्रक्रिया समस्थानिकों के मध्य अभूतपूर्व रूप से भारी समस्थानिकों को विभाजित करने वाली सारणी 1957 में B²FH पेपर में प्रकाशित हुई थी। B²FH समीक्षा पत्र,^[1]  जिसने आर-प्रक्रिया को नाम दिया एवं इसे निर्देशित करने वाले भौतिकी को रेखांकित किया।^[8] एलेस्टेयर जी. डब्ल्यू. कैमरून ने भी उसी वर्ष आर-प्रक्रिया के विषय में अल्प अध्ययन प्रकाशित किया।^[9] B²FH द्वारा वर्णित स्थिर आर-प्रक्रिया पेपर को प्रथम बार फिलिप ए. सीगर, विलियम ए. फाउलर एवं डोनाल्ड डी. क्लेटन द्वारा कैलटेक ने समय निर्भर गणना में प्रदर्शित किया गया था।^[10] जिन्होंने पाया कि कोई एकल अस्थायी स्नैपशॉट सौर आर-प्रक्रिया प्रचुरता से परस्पर होता है, किन्तु जब अधिरोपित किया गया, तो आर-प्रक्रिया बहुतायत वितरण का सफल लक्षण वर्णन प्राप्त किया। अर्घ्य समय के वितरण परमाणु भार पर बहुतायत A = 140 पर बल देते हैं, जबकि लंबे समय के वितरण ने परमाणु भार से अधिक A = 140 पर बल दिया।^[11] आर-प्रक्रिया के पश्चात की प्रक्रियाओं ने उन लौकिक विशेषताओं को सुदृढ़ किया। सीगर एट अल भारी समस्थानिकों की बहुतायत सारणी की एस-प्रक्रिया एवं आर-प्रक्रिया के मध्य अधिक मात्रात्मक विभाजन का निर्माण करने में भी सक्षम थे, जिससे B²FH की तुलना में आर-प्रक्रिया समस्थानिकों के लिए अधिक विश्वसनीय बहुतायत वक्र की स्थापना हुई। वर्तमान में, आर-प्रक्रिया बहुतायत कुल समस्थानिक से अधिक विश्वसनीय एस-प्रक्रिया समस्थानिक को घटाने एवं शेष को आर-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस के लिए उत्तरदायी प्रविधि का उपयोग करके निर्धारित की जाती है।^[12] वह आर-प्रक्रिया बहुतायत वक्र ( परमाणु भार) ने कई दशकों तक भौतिक द्वारा संश्लेषित सैद्धांतिक संगणनाओं के लिए लक्ष्य प्रदान किया है।

कुछ न्यूट्रॉन युक्त बीज नाभिकों की त्वरित जनसमूह के साथ सुपरनोवा कोर के उच्च घनत्व के तीव्रता से पतन के समय इलेक्ट्रॉन अधिकृत द्वारा मुक्त न्यूट्रॉन का निर्माण आर-प्रक्रिया को प्राथमिक न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रक्रिया बनाता है, जिसका अर्थ है कि प्रक्रिया जो तारे में भी हो सकती है। प्रारम्भ में शुद्ध H एवं He, B² के विपरीत पूर्व में उपस्थित लोहे पर द्वितीयक प्रक्रिया निर्माण के रूप में FH पदनाम माध्यमिक न्यूक्लियोसिंथेसिस की तुलना में प्राथमिक तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस आकाशगंगा में प्रारम्भ होता है। वैकल्पिक रूप से न्यूट्रॉन सितारों के अंदर का उच्च घनत्व आर-प्रक्रिया नाभिक में तीव्रता से सभा के लिए उपलब्ध होगा, यदि न्यूट्रॉन तारे के भाग को बाहर निकालने के लिए होती है, जो तीव्रता से बंधन से मुक्त हो जाती है। एस-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस की तुलना में यह क्रम गैलेक्टिक समय से पूर्व भी प्रारम्भ हो सकता है। इसलिए प्रत्येक परिदृश्य आकाशगंगा में आर-प्रक्रिया प्रचुरता के पूर्व के विकास में योग्य होता है। इनमें से प्रत्येक परिदृश्य सक्रिय सैद्धांतिक शोध का विषय है। सितारों की आकाशगंगा के बहुतायत विकास के लिए प्रारम्भ के रूप में तारों के मध्‍य गैस एवं पश्चात के नवगठित सितारों की प्रारंभिक आर-प्रक्रिया संवर्धन के अवलोकन संबंधी प्रमाण, प्रथम बार 1981 में जेम्स डब्ल्यू ट्रूरन द्वारा निर्धारित किए गए थे।^[13] खगोल वैज्ञानिक ने दिखाया कि प्रारंभिक धातु-निकृष्ट सितारों में भारी-तत्व बहुतायत का सारणी सौर आर-प्रक्रिया वक्र के आकार से प्रवाहित होता था, जैसे कि एस-प्रक्रिया घटक विलुप्त थे। यह परिकल्पना के अनुरूप था, कि एस-प्रक्रिया अभी तक तारों के मध्‍य गैस को समृद्ध करने के लिए प्रारम्भ नहीं हुई थी, जब एस-प्रक्रिया इन युवा सितारों की उत्पत्ति उस गैस से हुई थी, इसके लिए एस-प्रक्रिया के लिए लगभग 100 मिलियन वर्षों के गांगेय इतिहास की आवश्यकता होती है। जबकि आर-प्रक्रिया दो मिलियन वर्षों के पश्चात प्रारम्भ हो सकती है। ये एस-प्रक्रिया-निकृष्ट, आर-प्रक्रिया-समृद्ध तारकीय रचनाएं किसी भी एस-प्रक्रिया से पूर्व उत्पन्न हुई होंगी, यह दर्शाती है कि आर-प्रक्रिया तीव्रता से विकसित होने वाले बड़े सितारों से उभरती है, जो सुपरनोवा बन जाते हैं एवं न्यूट्रॉन-तारे अवशेष त्याग देते हैं जो विलय कर सकते हैं। प्रारंभिक आर-प्रक्रिया की प्राथमिक प्रकृति पूर्वकालीन सितारों में देखे गए बहुतायत विस्तार से प्राप्त होती है,^[4]जो शीघ्र उत्पन्न हुआ था। जब गांगेय धातु अभी भी अल्प था, किन्तु आर-प्रक्रिया नाभिक के उनके पूरक होते हैं।

आवर्त सारणी प्रत्येक तत्व की ब्रह्मांडीय उत्पत्ति को दर्शाती है। सुपरनोवा में उत्पत्ति वाले लोहे से भारी तत्व सामान्यतः आर-प्रक्रिया द्वारा उत्पादित होते हैं, जो सुपरनोवा न्यूट्रॉन फटने से संचालित होता है।

चूंकि सामान्यतः सुपरनोवा विशेषज्ञों द्वारा समर्थित है, अभी तक आर-प्रक्रिया बहुतायत की पूर्ण रूप से संतोषजनक गणना प्राप्त नहीं हुई है, क्योंकि समग्र समस्या संख्यात्मक रूप से दुर्जेय है, किन्तु उपस्थित परिणाम सहायक हैं। 2017 में, आर-प्रक्रिया के विषय में नए डेटा का शोध किया गया। जब एलआईजीओ एवं वर्गो गुरुत्वाकर्षण -तरंग वेधशालाओं ने आर-प्रक्रिया पदार्थ को बाहर निकालने वाले दो न्यूट्रॉन सितारों के विलय का शोध किया गया था।^[14] उल्लेखनीय है, कि आर-प्रक्रिया हमारे रेडियोधर्मी तत्वों, जैसे यूरेनियम एवं थोरियम, के साथ-साथ प्रत्येक भारी तत्व के सबसे न्यूट्रॉन-समृद्ध समस्थानिकों के लिए उत्तरदायी होते है।

परमाणु भौतिकी

आर-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस के लिए तीन प्रत्याशी स्थल हैं जहां आवश्यक परिस्थितियों का अस्तित्व माना जाता है। अर्घ्य -द्रव्यमान सुपरनोवा, प्रकार II सुपरनोवा, एवं न्यूट्रॉन स्टार विलय^[15] प्रकार II सुपरनोवा में इलेक्ट्रॉनों के प्रतिभाशाली संपीड़न के पश्चात, बीटा क्षय बीटा-माइनस क्षय अवरुद्ध हो जाता है। ऐसा इसलिए है, क्योंकि उच्च इलेक्ट्रॉन घनत्व सभी उपलब्ध मुक्त अवस्थाओं को फर्मी ऊर्जा तक भर देता है जो परमाणु बीटा क्षय की ऊर्जा से अधिक है। चूंकि, परमाणु इलेक्ट्रॉन ग्रहण अभी भी होता है, एवं विक्षनरी बढ़ने का कारण बनता है। पदार्थ का न्यूट्रॉनाइजेशन इसका परिणाम मुक्त न्यूट्रॉन के अत्यधिक उच्च घनत्व में होता है जो 10²⁴ के क्रम में क्षय नहीं कर सकता न्यूट्रॉन प्रति cm^{3^[1] एवं उच्च तापमान जैसा कि यह तत्पश्चात फैलता है एवं ठंडा होता है, अभी भी उपस्थित भारी नाभिक द्वारा न्यूट्रॉन अधिकृत बीटा क्षय बीटा-माइनस क्षय की तुलना में बहुत तीव्रता से होता है। परिणामस्वरूप, आर-प्रक्रिया न्यूट्रॉन टपकाने वाली तार के साथ चलती है एवं अत्यधिक-अस्थिर न्यूट्रॉन-समृद्ध नाभिक बनते हैं।}

न्यूट्रॉन ड्रिप लाइन को प्रभावित करने वाली तीन प्रक्रियाएं बंद परमाणु शेल प्रतिरूप के साथ नाभिक में न्यूट्रॉन-अधिकृत परमाणु विरोध अनुभाग में उल्लेखनीय अर्घ्य, चित्र विघटन की अवरोधक प्रक्रिया एवं भारी-आइसोटोप क्षेत्र में परमाणु स्थिरता की उपाधि हैं। आर-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस में न्यूट्रॉन अधिकृत करने से न्यूट्रॉन से भरपूर, परमाणु बाध्यकारी ऊर्जा न्यूक्लियर का निर्माण होता है, जिसकी पृथक्करण ऊर्जा 2 MeV जितनी अर्घ्य होती है।^[16]^[1] इस स्तर पर, N = 50, 82, एवं 126 पर बंद न्यूट्रॉन गोले तक पहुँच जाते हैं। न्यूट्रॉन अधिकृत को अस्थायी रूप से बाधित कर दिया जाता है। इन तथाकथित प्रतीक्षा बिंदुओं की भारी समस्थानिकों के सापेक्ष बढ़ी हुई बाध्यकारी ऊर्जा की विशेषता है, जिससे अर्घ्य न्यूट्रॉन अधिकृत विरोध अनुभाग एवं सेमी-आकर्षण नाभिक का निर्माण होता है जो बीटा क्षय की ओर अधिक स्थिर होते हैं।^[17] इसके अतिरिक्त, शेल क्लोजर से परे नाभिक तीव्रता से बीटा क्षय के कारण ड्रिप रेखा से निकटता के कारण अतिसंवेदनशील होते हैं। इन नाभिकों के लिए, न्यूट्रॉन ग्रहण करने से पूर्व बीटा क्षय होता है।^[18] प्रतीक्षा बिंदु नाभिक को आगे न्यूट्रॉन अधिकृत होने से पूर्व स्थिरता की ओर बीटा क्षय की अनुमति दी जाती है,^[1]जिसके परिणामस्वरूप प्रतिक्रिया मंद हो जाती है या रुक जाती है।^[17]

घटती परमाणु स्थिरता आर-प्रक्रिया को समाप्त कर देती है, जब इसका सबसे भारी नाभिक सहज विखंडन के लिए अस्थिर हो जाता है। जब न्यूक्लियंस की कुल संख्या 270 तक पहुंच जाती है। विखंडन अवरोध 270 से पूर्व अधिक अर्घ्य हो सकता है, जिससे न्यूट्रॉन अधिकृत ड्रिप को निरंतर रखने के अतिरिक्त विखंडन को प्रेरित कर सकता है।^[19] न्यूट्रॉन प्रवाह घटने के पश्चात, ये अत्यधिक अस्थिर रेडियोधर्मी क्षय नाभिक बीटा क्षय के तीव्र गति उत्तराधिकार से प्रवाहित होते हैं। जब तक कि वे अधिक स्थिर, न्यूट्रॉन युक्त नाभिक तक नहीं पहुंच जाते है।^[20] जबकि एस-प्रक्रिया बंद न्यूट्रॉन गोले वाले स्थिर नाभिकों की बहुतायत बनाता है, न्यूट्रॉन-समृद्ध पूर्ववर्ती नाभिकों में आर-प्रक्रिया, एस-प्रक्रिया चोटियों के नीचे लगभग 10 परमाणु द्रव्यमान इकाई के विषय में रेडियोधर्मी नाभिकों की बहुतायत बनाता है।^[21] ये प्रचुरता शिखर N = 50, 82, एवं 126 वाले प्रतीक्षा बिंदु न्यूक्लियर के क्रमिक बीटा क्षय से उत्पन्न स्थिर आइसोबार (न्यूक्लाइड) के अनुरूप हैं - जो बीटा स्थिरता की रेखा से हटाए गए लगभग 10 प्रोटॉन हैं।^[22] आर-प्रक्रिया थर्मोन्यूक्लियर अस्र में भी होती है, एवं 1950 के दशक में प्लूटोनियम -244 एवं नए तत्वों आइंस्टीनियम एवं फर्मियम (परमाणु संख्या 99 एवं 100) जैसे एक्टिनाइड के न्यूट्रॉन-समृद्ध लगभग स्थिर आइसोटोप के प्रारंभिक शोध के लिए उत्तरदायी था। यह विचार प्रकट किया गया है, कि कई परमाणु विस्फोटों से स्थिरता के द्वीप तक पहुंचना संभव हो जाएगा, क्योंकि प्रभावित न्यूक्लाइड्स (बीज नाभिक के रूप में यूरेनियम -238 से प्रारम्भ) में बीटा क्षय के लिए शीघ्र सहज विखंडन न्यूक्लाइड्स के लिए सभी प्रकार का समय नहीं होगा। आगामी विस्फोट में अधिक न्यूट्रॉन को अवशोषित करने से पूर्व बीटा स्थिरता की रेखा, इस प्रकार कोपरनिकस -291 एवं -293 जैसे न्यूट्रॉन-समृद्ध अतिभारी तत्व न्यूक्लाइड तक पहुंचने का योग प्रदान करता है, जो सदियों का अर्द्ध जीवन हो सकता है।^[23]

खगोल भौतिकी स्थल

आर-प्रक्रिया के लिए सबसे संभावित प्रत्याशी स्थान को लंबे समय से कोर-पतन सुपरनोवा (वर्णक्रमीय प्रकार आईबी, आईसी एवं II) होने का विचार प्रकट किया गया है, जो आर-प्रक्रिया के लिए आवश्यक भौतिक स्थिति प्रदान कर सकता है। चूंकि, तारों के मध्‍य गैस में आर-प्रक्रिया एटॉमिक न्यूक्लियस की अधिक अर्घ्य बहुतायत उस मात्रा को सीमित करती है, जिसे प्रत्येक रूप से उपयोग किया जाता है। इसके लिए या तो आवश्यक है कि सुपरनोवा का केवल अल्प अंश आर-प्रक्रिया नाभिक को तारों के मध्‍य माध्यम से बाहर निकालता है, प्रत्येक सुपरनोवा केवल अधिक अर्घ्य मात्रा में आर-प्रक्रिया सामग्री को बाहर निकालता है। उत्सर्जित सामग्री अपेक्षाकृत न्यूट्रॉन युक्त होनी चाहिए। ऐसी स्थिति जिसे प्रतिरूप में प्राप्त करना कठिन हो गया है,^[2]जिससे सफल आर-प्रक्रिया उत्पत्ति के लिए खगोल वैज्ञानिक अपनी पर्याप्तता के विषय में असहज रहते है।

2017 में, दो न्यूट्रॉन सितारों के विलय के विषय में डेटा में आर-प्रक्रिया के विषय में पूर्ण रूप से नया खगोलीय डेटा का शोध किया गया था। कई टीमों ने विलय के स्थान की पहचान करने के लिए GW170817 में अधिकृत किए गए गुरुत्वाकर्षण तरंग डेटा का उपयोग किया।^[24]^[25]^[26] विलय के प्रकाशीय डेटा का अवलोकन एवं अध्ययन किया था। विलय वाले न्यूट्रॉन सितारों द्वारा त्याग किये गए। आर-प्रक्रिया सामग्री के किरणों के वर्ण-क्रम को मापने की साक्ष्य विद्या की जानकारी प्राप्त की जा सकती है। ऐसा प्रतीत होता है, कि इस सामग्री के समूह में दो प्रकार होते हैं। निम्न-द्रव्यमान-श्रेणी के भारी नाभिक के अत्यधिक रेडियोधर्मी आर-प्रक्रिया पदार्थ के गर्म नीले द्रव्यमान (A < 140 जैसे स्ट्रोंटियम)^[27] एवं उच्च द्रव्यमान-संख्या आर-प्रक्रिया नाभिक के ठंडे लाल द्रव्यमान (A > 140) एक्टिनाइड्स से (जैसे यूरेनियम, थोरियम एवं कलिफ़ोरनियम) न्यूट्रॉन तारे के विशाल आंतरिक दबाव से मुक्त होने पर, ये इजेक्टा विस्तृत होते हैं एवं बीज भारी नाभिक बनाते हैं, जो तीव्रता से मुक्त न्यूट्रॉन को पकड़ते हैं, एवं लगभग सप्ताह तक प्रकाश की जानकारी ज्ञात करते हैं। चमक की ऐसी अवधि आंतरिक रेडियोधर्मी क्षय द्वारा गर्म किए बिना संभव नहीं होगी, जो उनके प्रतीक्षा बिंदुओं के पास आर-प्रक्रिया नाभिक द्वारा प्रदान की जाती है। दो भिन्न द्रव्यमान क्षेत्र (A < 140 एवं A > 140) आर-प्रक्रिया के लिए प्रतिफल प्रथम बार आर-प्रक्रिया की निर्भर गणनाओं के पश्चात से जाना जाता है।^[10]इन किरणों के वर्ण-क्रम को मापने की विद्या विशेषताओं के कारण यह तर्क दिया गया है, कि मिल्की वे में इस प्रकार के न्यूक्लियोसिंथेसिस सुपरनोवा के अतिरिक्त न्यूट्रॉन-स्टार विलय में मुख्य रूप से अधिकार नहीं होता हैं।^[3]

ये परिणाम आर-प्रक्रिया नाभिक की उत्पत्ति के स्थान पर छह दशकों की अनिश्चितता को स्पष्ट करने की नई संभावना प्रदान करते हैं। आर-प्रक्रिया की प्रासंगिकता की पुष्टि यह है, कि यह आर-प्रक्रिया नाभिक के रेडियोधर्मी क्षय से रेडियोजेनिक शक्ति है जो इन स्पून ऑफ आर-प्रक्रिया अंशो की दृश्यता को बनाए रखती है। नहीं तो वे शीघ्र ही मंद हो जाते हैं। ऐसी वैकल्पिक स्थलों को प्रथम बार 1974 में गंभीरता से प्रस्तावित किया गया था।^[28] डीकंप्रेसिंग न्यूट्रॉन तारे पदार्थ के रूप में यह प्रस्तावित किया गया था, कि सुगठित बायनेरिज़ में ब्लैक होल्स के साथ न्यूट्रॉन सितारों के विलय से इस प्रकार के विषय को बाहर निकाल दिया गया है। 1989 में^[29] (एवं 1999^[30]) इस परिदृश्य को बाइनरी न्यूट्रॉन स्टार विलय (दो न्यूट्रॉन सितारों का बाइनरी स्टार जो टकराता है) तक बढ़ाया गया था। इन स्थलों की प्रारंभिक पहचान के पश्चात,^[31] GW170817 में परिदृश्य की पुष्टि की गई थी। वर्तमान खगोल भौतिक प्रतिरूप विचार देते हैं, कि एकल न्यूट्रॉन स्टार विलय की घटना सोने के 3 एवं 3 पृथ्वी द्रव्यमान के मध्य उत्पन्न हो सकती है।^[32]

यह भी देखें

एचडी 222925

संदर्भ

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[2] utrons 1,674,927,471,000,000,000,000,000/cc vs 1 atom/cc interstellar space

[9] Neutron number 50, 82 and 126

[10] Abundance peaks for the r- and s-processes are at A = 80, 130, 196 and A = 90, 138, 208, respectively.

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[14] See Seeger, Fowler & Clayton 1965. Figure 16 shows the short-flux calculation and its comparison with natural r-process abundances whereas Figure 18 shows the calculated abundances for long neutron fluxes.

[15] See Table 4 in Seeger, Fowler & Clayton 1965.

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-[[परमाणु खगोल भौतिकी]] में, तीव्र न्यूट्रॉन-अधिकृत  प्रक्रिया, जिसे 'आर'-प्रक्रिया के रूप में भी जाना जाता है, [[परमाणु प्रतिक्रिया]] का  उपसमुच्चय  है, जो लगभग अर्द्ध [[परमाणु नाभिक]] भारी धातुओं, भारी तत्वों के [[न्यूक्लियोसिंथेसिस]] के लिए उत्तरदायी है। अन्य अर्द्ध  का उत्पादन [[पी-प्रक्रिया]] एवं  एस-प्रक्रिया द्वारा किया जाता है। आर-प्रक्रिया सामान्यतः प्रत्येक भारी तत्व के सबसे न्यूट्रॉन युक्त स्थिर समस्थानिकों को संश्लेषित करती है। आर-प्रक्रिया सामान्यतः प्रत्येक भारी तत्व के सबसे भारी चार समस्थानिकों को संश्लेषित कर सकती है, एवं दो सबसे भारी समस्थानिक, जिन्हें आर-केवल नाभिक कहा जाता है, आर के माध्यम से बनाए जा सकते हैं। केवल प्रक्रिया 'आर'-प्रक्रिया  के लिए  {{nowrap|1=''A'' = 82}}  की चोटियां जन संख्या  {{nowrap|1=''A'' = 130}} (तत्व Te, एवं  Xe) एवं  {{nowrap|1=''A'' = 196}} (तत्व ओएस, आईआर, एवं  पीटी) के पास होती हैं। ।
+परमाणु खगोल भौतिकी में, तीव्र न्यूट्रॉन-अधिकृत  प्रक्रिया, जिसे '''<nowiki/>'आर' प्रक्रिया''' के रूप में भी जाना जाता है, [[परमाणु प्रतिक्रिया]] का  उपसमुच्चय  है, जो लगभग अर्द्ध [[परमाणु नाभिक]] भारी धातुओं एवं तत्वों के [[न्यूक्लियोसिंथेसिस]] के लिए उत्तरदायी होता है। अन्य अर्द्ध  का उत्पादन [[पी-प्रक्रिया]] एवं  एस-प्रक्रिया द्वारा किया जाता है। आर-प्रक्रिया सामान्यतः प्रत्येक भारी तत्व के सबसे न्यूट्रॉन युक्त स्थिर समस्थानिकों को संश्लेषित करती है। आर-प्रक्रिया सामान्यतः प्रत्येक भारी तत्व के चार समस्थानिकों को संश्लेषित कर सकती है, एवं दो सबसे भारी समस्थानिक, जिन्हें केवल आर- नाभिक कहा जाता है, जो आर के माध्यम से बनाए जा सकते हैं। जिन्हे केवल 'आर'-प्रक्रिया  के लिए  {{nowrap|1=''A'' = 82}}  की चोटियां जन संख्या  {{nowrap|1=''A'' = 130}} (तत्व Te, एवं  Xe) एवं  {{nowrap|1=''A'' = 196}} (तत्व ओएस, आईआर, एवं  पीटी) के निकट होती हैं।
-आर-प्रक्रिया में भारी [[बीज नाभिक]] द्वारा तीव्रता से [[न्यूट्रॉन कैप्चर|न्यूट्रॉन अधिकृत]]  (इसलिए नाम) के उत्तराधिकार की आवश्यकता होती है, जो सामान्यतः आयरन -56 पर केंद्रित बहुतायत शिखर में नाभिक से प्रारम्भ होता है।<sup>56</sup>FE अधिकृत  इस अर्थ में तीव्रता से होना चाहिए कि, नाभिक के निकट [[रेडियोधर्मी क्षय]] से निर्वाहित का समय (सामान्यतः  β<sup>−</sup> क्षय) दूसरे [[न्यूट्रॉन]] के आने से सम्मुख प्रभुत्व करने के लिए नहीं होना चाहिए। यह अनुक्रम अर्घ्य दूरी के परमाणु बल द्वारा नियंत्रित न्यूट्रॉन को भौतिक रूप से बनाए रखने के लिए तीव्रता  से न्यूट्रॉन युक्त नाभिक ([[न्यूट्रॉन ड्रिप लाइन]]) की स्थिरता की सीमा तक निरंतर रह सकता है। इसलिए आर-प्रक्रिया उन स्थानों पर होनी चाहिए जहां [[मुक्त न्यूट्रॉन]] का उच्च घनत्व उपस्थित है। प्रारंभिक अध्ययनों ने सिद्धांत दिया कि 10<sup>24</sup> मुक्त न्यूट्रॉन प्रति cm<sup>3</sup> की आवश्यकता होगी, लगभग 1 GK के तापमान के लिए, प्रतीक्षा बिंदुओं का मिलान करने के लिए, जिस पर आर-प्रक्रिया नाभिकों के लिए बहुतायत चोटियों की द्रव्यमान संख्या के साथ एवं  अधिक न्यूट्रॉन को अधिकृत  नहीं किया जा सकता है।<ref name="Synthesis of the Elements in Stars">
+आर-प्रक्रिया में भारी [[बीज नाभिक]] द्वारा तीव्रता से [[न्यूट्रॉन कैप्चर|न्यूट्रॉन अधिकृत]] के उत्तराधिकार की आवश्यकता होती है, जो सामान्यतः आयरन -56 पर केंद्रित बहुतायत शिखर में नाभिक से प्रारम्भ होता है। <sup>56</sup>FE अधिकृत  इस अर्थ में तीव्रता से होना चाहिए कि, नाभिक के निकट [[रेडियोधर्मी क्षय]] से निर्वाहित का समय (सामान्यतः  β<sup>−</sup> क्षय) दूसरे [[न्यूट्रॉन]] के आने से सम्मुख प्रभुत्व करने के लिए नहीं होना चाहिए। यह अनुक्रम अर्घ्य दूरी के परमाणु बल द्वारा नियंत्रित न्यूट्रॉन को भौतिक रूप से बनाए रखने के लिए तीव्रता  से न्यूट्रॉन युक्त नाभिक ([[न्यूट्रॉन ड्रिप लाइन]]) की स्थिरता की सीमा तक निरंतर रह सकता है। इसलिए आर-प्रक्रिया उन स्थानों पर होनी चाहिए जहां [[मुक्त न्यूट्रॉन]] का उच्च घनत्व उपस्थित होता है। प्रारंभिक अध्ययनों ने सिद्धांत दिया कि 10<sup>24</sup> मुक्त न्यूट्रॉन के लिए प्रति cm<sup>3</sup> की आवश्यकता होगी, लगभग 1 GK के तापमान के लिए, प्रतीक्षा बिंदुओं को संगयुग्मित करने के लिए, जिस पर आर-प्रक्रिया नाभिकों के लिए बहुतायत चोटियों की द्रव्यमान संख्या के साथ एवं अधिक न्यूट्रॉन को अधिकृत  नहीं किया जा सकता है।<ref name="Synthesis of the Elements in Stars">
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   |quote=Nuclear physicists are still working to model the ''r''-process, and astrophysicists need to estimate the frequency of neutron-star mergers to assess whether ''r''-process heavy-element production solely or at least significantly takes place in the merger environment.
-|arxiv=1801.01190|bibcode=2018PhT....71a..30F}}</ref> न्यूट्रॉन अधिकृत  की  सीमित आर-प्रक्रिया जैसी श्रृंखला [[थर्मोन्यूक्लियर हथियार]] विस्फोटों में साधारण सीमा तक होती है। इससे परमाणु हथियारों के पतन में तत्वों [[ आइंस्टिनियम ]] (तत्व 99) एवं  [[ फेर्मियम ]] (तत्व 100) का शोध हुआ था।
+|arxiv=1801.01190|bibcode=2018PhT....71a..30F}}</ref> न्यूट्रॉन अधिकृत  की  सीमित आर-प्रक्रिया जैसी श्रृंखला [[थर्मोन्यूक्लियर हथियार|थर्मोन्यूक्लियर उपकरण]] विस्फोटों में साधारण सीमा तक होती है। इससे परमाणु उपकरणों के पतन में तत्वों [[ आइंस्टिनियम ]] (तत्व 99) एवं [[ फेर्मियम ]] (तत्व 100) का शोध हुआ था।
-आर-प्रक्रिया एस-प्रक्रिया के विपरीत है, भारी तत्वों के उत्पादन के लिए अन्य प्रमुख तंत्र, जो न्यूट्रॉन के मंद अधिकृत के माध्यम से न्यूक्लियोसिंथेसिस है। सामान्यतः, एस-प्रक्रिया में सम्मिलित  समस्थानिकों का अर्द्ध जीवन इतना लंबा होता है कि वे प्रयोगशाला प्रयोगों में स्वयं अध्ययन कर सकें, किन्तु  यह आर-प्रक्रिया में सम्मिलित समस्थानिकों के लिए विशिष्ट रूप से उचित नहीं है।<ref>{{cite journal|author=Cowan, John J.|author2=Thielemann, Friedrich-Karl Thielemann|title=सुपरनोवा में आर-प्रोसेस न्यूक्लियोसिंथेसिस|journal=Physics Today|volume=57|issue=10|year=2004|pages=47–54|doi=10.1063/1.1825268 |url=https://www.astro.umd.edu/~hamilton/ASTR630/handouts/R-Process.pdf}}</ref> एस-प्रक्रिया मुख्य रूप से साधारण सितारों के अंदर होती है, विशेष रूप से [[स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा]], जहां न्यूट्रॉन प्रवाह पर्याप्त होता है, जिससे प्रत्येक 10-100 वर्षों में न्यूट्रॉन अधिकृत की पुनरावृत्ति होती है, आर-प्रक्रिया के लिए अधिक मंद होती है, जिसके लिए प्रति सेकंड 100 अधिकृत की आवश्यकता होती है। एस-प्रक्रिया द्वितीयक है, जिसका अर्थ है कि इसके लिए पूर्व से उपस्थित भारी समस्थानिकों की आवश्यकता होती है, क्योंकि मुक्त न्यूट्रॉन को पकड़ने के मंद अनुक्रम द्वारा बीज नाभिक को अन्य भारी नाभिक में परिवर्तित किया जाता है। आर-प्रक्रिया परिदृश्य अपने स्वयं के बीज नाभिक बनाते हैं, इसलिए वे बड़े सितारों में आगे बढ़ सकते हैं जिनमें भारी बीज नाभिक नहीं होते हैं। साथ लिया गया, आर- एवं  एस-प्रक्रियाओं में लोहे से भारी रासायनिक तत्वों की लगभग पूर्ण बहुतायत होती है। ऐतिहासिक प्रचारणा उनके समय के स्तर के लिए उपयुक्त भौतिक समुच्चय पतिस्थिति की जानकारी ज्ञात करने के लिए हो रही है।
+आर-प्रक्रिया एस-प्रक्रिया के विपरीत है, भारी तत्वों के उत्पादन के लिए अन्य प्रमुख तंत्र, जो न्यूट्रॉन के मंद अधिकृत के माध्यम से न्यूक्लियोसिंथेसिस है। सामान्यतः, एस-प्रक्रिया में सम्मिलित  समस्थानिकों का अर्द्ध जीवन इतना लंबा होता है कि वे प्रयोगशाला प्रयोगों में स्वयं अध्ययन कर सकें, किन्तु  यह आर-प्रक्रिया में सम्मिलित समस्थानिकों के लिए विशिष्ट रूप से उचित नहीं होती है।<ref>{{cite journal|author=Cowan, John J.|author2=Thielemann, Friedrich-Karl Thielemann|title=सुपरनोवा में आर-प्रोसेस न्यूक्लियोसिंथेसिस|journal=Physics Today|volume=57|issue=10|year=2004|pages=47–54|doi=10.1063/1.1825268 |url=https://www.astro.umd.edu/~hamilton/ASTR630/handouts/R-Process.pdf}}</ref> एस-प्रक्रिया मुख्य रूप से साधारण सितारों के अंदर होती है, विशेष रूप से [[स्पर्शोन्मुख विशाल शाखा]], जहां न्यूट्रॉन प्रवाह पर्याप्त होता है, जिससे प्रत्येक 10-100 वर्षों में न्यूट्रॉन अधिकृत की पुनरावृत्ति होती है, आर-प्रक्रिया के लिए अधिक मंद होती है, जिसके लिए प्रति सेकंड 100 अधिकृत की आवश्यकता होती है। एस-प्रक्रिया द्वितीयक है, जिसका अर्थ है कि इसके लिए पूर्व में उपस्थित भारी समस्थानिकों की आवश्यकता होती है, क्योंकि मुक्त न्यूट्रॉन को पकड़ने के मंद अनुक्रम द्वारा बीज नाभिक को अन्य भारी नाभिक में परिवर्तित किया जाता है। आर-प्रक्रिया परिदृश्य अपने स्वयं के बीज नाभिक बनाते हैं, इसलिए वे बड़े सितारों में आगे बढ़ सकते हैं जिनमें भारी बीज नाभिक नहीं होते हैं। आर- एवं  एस-प्रक्रियाओं में लोहे से भारी रासायनिक तत्वों की लगभग पूर्ण बहुतायत होती है। ऐतिहासिक प्रचारणा उनके समय के स्तर के लिए उपयुक्त भौतिक समुच्चय परिस्थिति की जानकारी ज्ञात करने के लिए होती है।
 == इतिहास ==
-[[महा विस्फोट]] एवं सितारों में [[हीलियम]] के निर्माण में अग्रणी शोध के पश्चात, [[हाइड्रोजन]] एवं  हीलियम से पृथ्वी पर पाए जाने वाले भारी तत्वों के उत्पादन के लिए उत्तरदायी अज्ञात प्रक्रिया के अस्तित्व में होने का संदेह था। स्पष्टीकरण का प्रारंभिक प्रयास [[सुब्रह्मण्यन चंद्रशेखर]] एवं  लुई आर. हेनरिक ने किया, जिन्होंने माना कि तत्वों का उत्पादन 6 × 10<sup>9</sup> के मध्य के तापमान पर होता है। एवं  8×10<sup>9</sup> [[केल्विन]] उनके सिद्धांत में [[क्लोरीन]] तक के तत्वों का अभिकलन था। चूंकि गैर-नगण्य बहुतायत पर 40 परमाणु द्रव्यमान इकाई से भारी परमाणु भार के तत्वों के लिए कोई स्पष्टीकरण नहीं था।<ref name=Hoyle>
+[[महा विस्फोट]] एवं सितारों में [[हीलियम]] के निर्माण में अग्रणी शोध के पश्चात, [[हाइड्रोजन]] एवं  हीलियम से पृथ्वी पर पाए जाने वाले भारी तत्वों के उत्पादन के लिए उत्तरदायी अज्ञात प्रक्रिया के अस्तित्व में होने का संदेह था। स्पष्टीकरण का प्रारंभिक प्रयास [[सुब्रह्मण्यन चंद्रशेखर]] एवं  लुई आर. हेनरिक ने किया, जिन्होंने माना कि तत्वों का उत्पादन 6 × 10<sup>9</sup> के मध्य  तापमान पर होता है। एवं  8×10<sup>9</sup> [[केल्विन]] उनके सिद्धांत में [[क्लोरीन]] तत्वों का अभिकलन था। चूंकि गैर-नगण्य बहुतायत पर 40 परमाणु द्रव्यमान इकाई से भारी परमाणु भार के तत्वों के लिए कोई स्पष्टीकरण नहीं था।<ref name=Hoyle>
 {{cite journal|last=Hoyle|first=F.|title=The Synthesis of the Elements from Hydrogen|date=1946|journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|volume=106|issue=5|pages=343–383|doi=10.1093/mnras/106.5.343|bibcode=1946MNRAS.106..343H|doi-access=free}}
-</ref> यह [[फ्रेड हॉयल]] द्वारा किए गए  अध्ययन की नींव बन गया, जिसने परिकल्पना की, कि ढहते तारों के मूल में स्थितियां घनी पैक मुक्त न्यूट्रॉन के तीव्रता से आधिपत्य के माध्यम से शेष तत्वों के न्यूक्लियोसिंथेसिस को सक्षम करेंगी। चूंकि, सितारों में संतुलन के विषय में अनुत्तरित प्रश्न बने रहे जो बीटा-क्षय को संतुलित करने के लिए आवश्यक थे एवं  ऐसी स्थितियों में बनने वाले [[रासायनिक तत्वों की प्रचुरता]] के लिए स्थिर रूप से खाते थे।<ref name=Hoyle />
+</ref> यह [[फ्रेड हॉयल]] द्वारा किए गए  अध्ययन का आधार बन गया, जिसने परिकल्पना की, कि तारों के मूल में स्थितियां घनी पैक मुक्त न्यूट्रॉन के तीव्रता से आधिपत्य के माध्यम से शेष तत्वों के न्यूक्लियोसिंथेसिस को सक्षम करेंगी। चूंकि, सितारों में संतुलन के विषय में अनुत्तरित प्रश्न बने रहे जो बीटा-क्षय को संतुलित करने के लिए आवश्यक थे एवं  ऐसी स्थितियों में बनने वाले [[रासायनिक तत्वों की प्रचुरता]] के लिए स्थिर रूप से सम्मिलित थे।<ref name=Hoyle />
-तीव्रता से न्यूट्रॉन अधिकृत  प्रदान करने वाली भौतिक उपसमुच्चय पतिस्थिति की आवश्यकता, जिसे लगभग निश्चित रूप से तत्व निर्माण में  भूमिका के लिए जाना जाता था। 1956 में [[हंस सूस]] एवं  [[हेरोल्ड उरे]] द्वारा भारी तत्वों के आइसोटोप की बहुतायत की सारणी में भी देखा गया था।<ref>{{cite journal |last1=Suess |first1=H. E. |last2=Urey |first2=H. C. |year=1956 |title=तत्वों की अधिकता|journal=[[Reviews of Modern Physics]] |volume=28 |issue=1 |pages=53–74 |bibcode=1956RvMP...28...53S |doi=10.1103/RevModPhys.28.53}}</ref> उनकी बहुतायत सारणी ने सम्मोहन संख्या (भौतिकी) वाले प्राकृतिक समस्थानिकों की औसत बहुतायत से अधिक का वर्णन किया{{efn|[[Neutron number]] 50, 82 and 126}} न्यूट्रॉन के साथ-साथ बहुतायत में न्यूट्रॉन की सम्मोहन संख्या वाले [[स्थिर नाभिक]] की तुलना में लगभग 10 amu हल्का होता है, जो कि प्रचुर मात्रा में थे, यह विचार प्रकट करते हैं, कि रेडियोधर्मी न्यूट्रॉन-समृद्ध नाभिक में सम्मोहन न्यूट्रॉन संख्या होती है, किन्तु  लगभग 10 अर्घ्य  प्रोटॉन बनते हैं। इन अवलोकनों का यह भी अर्थ है कि तीव्रता से न्यूट्रॉन अधिकृत  [[बीटा क्षय]] से तीव्र गति से हुआ, एवं  परिणामी बहुतायत चोटियों को सम्मोहन संख्याओं पर तथाकथित प्रतीक्षा बिंदुओं के कारण हुआ।<ref name="Synthesis of the Elements in Stars"/>{{efn|1=Abundance peaks for the ''r''- and ''s''-processes are at ''A''&nbsp;= 80, 130, 196 and ''A''&nbsp;= 90, 138, 208, respectively.}} यह प्रक्रिया, न्यूट्रॉन युक्त समस्थानिकों द्वारा तीव्रता से न्यूट्रॉन अधिकृत, आर-प्रक्रिया के रूप में जाना जाता है, जबकि एस-प्रक्रिया को इसकी विशिष्ट मंद न्यूट्रॉन अधिकृत के लिए नामित किया गया था। एस-प्रक्रिया एवं आर-प्रक्रिया समस्थानिकों के मध्य अभूतपूर्व रूप से भारी समस्थानिकों को विभाजित करने वाली सारणी  1957 में B<sup>2</sup>FH पेपर में प्रकाशित हुई थी। B<sup>2</sup>FH समीक्षा पत्र,<ref name="Synthesis of the Elements in Stars"/>  जिसने आर-प्रक्रिया को नाम दिया एवं  इसे निर्देशित करने वाले भौतिकी को रेखांकित किया।<ref>{{cite journal|doi=10.1063/PT.3.4134|title=तत्वों की उत्पत्ति|year=2019 |last1=Woosley |first1=Stan |author-link=Stanford E. Woosley |last2=Trimble |first2=Virginia |author-link2=Virginia Louise Trimble |last3=Thielemann |first3=Friedrich-Karl |journal=Physics Today |volume=72 |issue=2 |pages=36–37 |s2cid=186549912 }}</ref> एलेस्टेयर जी. डब्ल्यू. कैमरून ने भी उसी वर्ष आर-प्रक्रिया के विषय में अल्प अध्ययन प्रकाशित किया।<ref>
+तीव्रता से न्यूट्रॉन अधिकृत  प्रदान करने वाली भौतिक उपसमुच्चय परिस्थिति की आवश्यकता होती है। जिसे लगभग निश्चित रूप से तत्व निर्माण में  भूमिका के लिए जाना जाता था। 1956 में [[हंस सूस]] एवं  [[हेरोल्ड उरे]] द्वारा भारी तत्वों के आइसोटोप की बहुतायत की सारणी में भी देखा गया था।<ref>{{cite journal |last1=Suess |first1=H. E. |last2=Urey |first2=H. C. |year=1956 |title=तत्वों की अधिकता|journal=[[Reviews of Modern Physics]] |volume=28 |issue=1 |pages=53–74 |bibcode=1956RvMP...28...53S |doi=10.1103/RevModPhys.28.53}}</ref> उनकी बहुतायत सारणी ने सम्मोहन संख्या (भौतिकी) वाले प्राकृतिक समस्थानिकों की औसत बहुतायत से अधिक का वर्णन किया{{efn|[[Neutron number]] 50, 82 and 126}} न्यूट्रॉन के साथ-साथ बहुतायत में  [[स्थिर नाभिक]] की तुलना में लगभग 10 amu हल्का होता है, जो कि प्रचुर मात्रा में थे, यह विचार प्रकट करते हैं, कि रेडियोधर्मी न्यूट्रॉन-समृद्ध नाभिक में सम्मोहन न्यूट्रॉन संख्या होती है, किन्तु  लगभग 10 अर्घ्य  प्रोटॉन बनते हैं। इन अवलोकनों का यह भी अर्थ है कि तीव्रता से न्यूट्रॉन अधिकृत [[बीटा क्षय]] से हुआ, एवं  परिणामी बहुतायत चोटियों को सम्मोहन संख्याओं पर तथाकथित प्रतीक्षा बिंदुओं के कारण हुआ।<ref name="Synthesis of the Elements in Stars"/>{{efn|1=Abundance peaks for the ''r''- and ''s''-processes are at ''A''&nbsp;= 80, 130, 196 and ''A''&nbsp;= 90, 138, 208, respectively.}} यह प्रक्रिया, न्यूट्रॉन युक्त समस्थानिकों द्वारा तीव्रता से न्यूट्रॉन अधिकृत को आर-प्रक्रिया के रूप में जाना जाता है, जबकि एस-प्रक्रिया को इसकी विशिष्ट मंद न्यूट्रॉन अधिकृत के लिए नामित किया गया था। एस-प्रक्रिया एवं आर-प्रक्रिया समस्थानिकों के मध्य अभूतपूर्व रूप से भारी समस्थानिकों को विभाजित करने वाली सारणी  1957 में B<sup>2</sup>FH पेपर में प्रकाशित हुई थी। B<sup>2</sup>FH समीक्षा पत्र,<ref name="Synthesis of the Elements in Stars"/>  जिसने आर-प्रक्रिया को नाम दिया एवं  इसे निर्देशित करने वाले भौतिकी को रेखांकित किया।<ref>{{cite journal|doi=10.1063/PT.3.4134|title=तत्वों की उत्पत्ति|year=2019 |last1=Woosley |first1=Stan |author-link=Stanford E. Woosley |last2=Trimble |first2=Virginia |author-link2=Virginia Louise Trimble |last3=Thielemann |first3=Friedrich-Karl |journal=Physics Today |volume=72 |issue=2 |pages=36–37 |s2cid=186549912 }}</ref> एलेस्टेयर जी. डब्ल्यू. कैमरून ने भी उसी वर्ष आर-प्रक्रिया के विषय में अल्प अध्ययन प्रकाशित किया।<ref>
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-}}</ref> B<sup>2</sup>FH द्वारा वर्णित स्थिर आर-प्रक्रिया पेपर को प्रथम बार फिलिप ए. सीगर, विलियम ए. फाउलर एवं  डोनाल्ड डी. क्लेटन द्वारा [[कैलटेक]] में समय निर्भर गणना में प्रदर्शित किया गया था।<ref name=Seeger>
+}}</ref> B<sup>2</sup>FH द्वारा वर्णित स्थिर आर-प्रक्रिया पेपर को प्रथम बार फिलिप ए. सीगर, विलियम ए. फाउलर एवं  डोनाल्ड डी. क्लेटन द्वारा [[कैलटेक]] ने समय निर्भर गणना में प्रदर्शित किया गया था।<ref name=Seeger>
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-}}</ref> जिन्होंने पाया कि कोई एकल अस्थायी स्नैपशॉट सौर आर-प्रक्रिया प्रचुरता से परस्पर होता है, किन्तु जब अधिरोपित किया गया, तो आर-प्रक्रिया बहुतायत वितरण का  सफल लक्षण वर्णन प्राप्त किया। अर्घ्य  समय के वितरण परमाणु भार से अर्घ्य  पर बहुतायत  {{nowrap|1=''A'' = 140}} पर बल देते हैं, जबकि लंबे समय के वितरण ने परमाणु भार से अधिक {{nowrap|1=''A'' = 140}} पर बल दिया।<ref>See {{harvnb|Seeger|Fowler|Clayton|1965}}. Figure 16 shows the short-flux calculation and its comparison with natural ''r''-process abundances whereas Figure 18 shows the calculated abundances for long neutron fluxes.</ref> आर-प्रक्रिया के पश्चात के उपचारों ने उन लौकिक विशेषताओं को सुदृढ़ किया। सीगर एट अल भारी समस्थानिकों की बहुतायत सारणी  की एस-प्रक्रिया एवं आर-प्रक्रिया के मध्य अधिक मात्रात्मक विभाजन का निर्माण करने में भी सक्षम थे, जिससे B<sup>2</sup>FH की तुलना में आर-प्रक्रिया समस्थानिकों के लिए अधिक विश्वसनीय बहुतायत वक्र की स्थापना हुई। वर्तमान में, आर-प्रक्रिया बहुतायत कुल समस्थानिक बहुतायत से अधिक विश्वसनीय एस-प्रक्रिया समस्थानिक बहुतायत को घटाने एवं शेष को आर-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस के लिए उत्तरदायी कहने की उनकी प्रविधि का उपयोग करके निर्धारित की जाती है।<ref>See Table 4 in {{harvnb|Seeger|Fowler|Clayton|1965}}.</ref> वह आर-प्रक्रिया बहुतायत वक्र ( परमाणु भार) ने कई दशकों तक भौतिक आर-प्रक्रिया द्वारा संश्लेषित बहुतायत की सैद्धांतिक संगणनाओं के लिए लक्ष्य प्रदान किया है।
+}}</ref> जिन्होंने पाया कि कोई एकल अस्थायी स्नैपशॉट सौर आर-प्रक्रिया प्रचुरता से परस्पर होता है, किन्तु जब अधिरोपित किया गया, तो आर-प्रक्रिया बहुतायत वितरण का  सफल लक्षण वर्णन प्राप्त किया। अर्घ्य  समय के वितरण परमाणु भार  पर बहुतायत  {{nowrap|1=''A'' = 140}} पर बल देते हैं, जबकि लंबे समय के वितरण ने परमाणु भार से अधिक {{nowrap|1=''A'' = 140}} पर बल दिया।<ref>See {{harvnb|Seeger|Fowler|Clayton|1965}}. Figure 16 shows the short-flux calculation and its comparison with natural ''r''-process abundances whereas Figure 18 shows the calculated abundances for long neutron fluxes.</ref> आर-प्रक्रिया के पश्चात की प्रक्रियाओं ने उन लौकिक विशेषताओं को सुदृढ़ किया। सीगर एट अल भारी समस्थानिकों की बहुतायत सारणी की एस-प्रक्रिया एवं आर-प्रक्रिया के मध्य अधिक मात्रात्मक विभाजन का निर्माण करने में भी सक्षम थे, जिससे B<sup>2</sup>FH की तुलना में आर-प्रक्रिया समस्थानिकों के लिए अधिक विश्वसनीय बहुतायत वक्र की स्थापना हुई। वर्तमान में, आर-प्रक्रिया बहुतायत कुल समस्थानिक से अधिक विश्वसनीय एस-प्रक्रिया समस्थानिक को घटाने एवं शेष को आर-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस के लिए उत्तरदायी प्रविधि का उपयोग करके निर्धारित की जाती है।<ref>See Table 4 in {{harvnb|Seeger|Fowler|Clayton|1965}}.</ref> वह आर-प्रक्रिया बहुतायत वक्र ( परमाणु भार) ने कई दशकों तक भौतिक द्वारा संश्लेषित सैद्धांतिक संगणनाओं के लिए लक्ष्य प्रदान किया है।
-कुछ न्यूट्रॉन युक्त बीज नाभिकों की त्वरित जनसमूह के साथ सुपरनोवा कोर के उच्च घनत्व के तीव्रता से पतन के समय इलेक्ट्रॉन अधिकृत द्वारा मुक्त न्यूट्रॉन का निर्माण आर-प्रक्रिया को प्राथमिक न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रक्रिया बनाता है, जिसका अर्थ है कि प्रक्रिया जो तारे में भी हो सकती है। प्रारम्भ में शुद्ध H एवं  He, B<sup>2</sup> के विपरीत पूर्व से उपस्थित लोहे पर द्वितीयक प्रक्रिया निर्माण के रूप में FH पदनाम माध्यमिक न्यूक्लियोसिंथेसिस की तुलना में प्राथमिक तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस आकाशगंगा में प्रारम्भ होता है। वैकल्पिक रूप से न्यूट्रॉन सितारों के अंदर न्यूट्रॉन का उच्च घनत्व आर-प्रक्रिया नाभिक में तीव्रता  से सभा के लिए उपलब्ध होगा, यदि न्यूट्रॉन तारे के भाग को बाहर निकालने के लिए होती है, जो तीव्रता से बंधन से मुक्त हो जाती है। एस-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस की तुलना में यह क्रम गैलेक्टिक समय से पूर्व भी प्रारम्भ हो सकता है। इसलिए प्रत्येक परिदृश्य आकाशगंगा में आर-प्रक्रिया प्रचुरता के पूर्व के विकास में योग्य होता है। इनमें से प्रत्येक परिदृश्य सक्रिय सैद्धांतिक शोध का विषय है। सितारों की आकाशगंगा के बहुतायत विकास के लिए प्रारम्भ के रूप में तारों के मध्‍य गैस एवं पश्चात के नवगठित सितारों की प्रारंभिक आर-प्रक्रिया संवर्धन के अवलोकन संबंधी प्रमाण, प्रथम बार 1981 में जेम्स डब्ल्यू ट्रूरन द्वारा निर्धारित किए गए थे।<ref>
+कुछ न्यूट्रॉन युक्त बीज नाभिकों की त्वरित जनसमूह के साथ सुपरनोवा कोर के उच्च घनत्व के तीव्रता से पतन के समय इलेक्ट्रॉन अधिकृत द्वारा मुक्त न्यूट्रॉन का निर्माण आर-प्रक्रिया को प्राथमिक न्यूक्लियोसिंथेसिस प्रक्रिया बनाता है, जिसका अर्थ है कि प्रक्रिया जो तारे में भी हो सकती है। प्रारम्भ में शुद्ध H एवं  He, B<sup>2</sup> के विपरीत पूर्व में उपस्थित लोहे पर द्वितीयक प्रक्रिया निर्माण के रूप में FH पदनाम माध्यमिक न्यूक्लियोसिंथेसिस की तुलना में प्राथमिक तारकीय न्यूक्लियोसिंथेसिस आकाशगंगा में प्रारम्भ होता है। वैकल्पिक रूप से न्यूट्रॉन सितारों के अंदर का उच्च घनत्व आर-प्रक्रिया नाभिक में तीव्रता  से सभा के लिए उपलब्ध होगा, यदि न्यूट्रॉन तारे के भाग को बाहर निकालने के लिए होती है, जो तीव्रता से बंधन से मुक्त हो जाती है। एस-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस की तुलना में यह क्रम गैलेक्टिक समय से पूर्व भी प्रारम्भ हो सकता है। इसलिए प्रत्येक परिदृश्य आकाशगंगा में आर-प्रक्रिया प्रचुरता के पूर्व के विकास में योग्य होता है। इनमें से प्रत्येक परिदृश्य सक्रिय सैद्धांतिक शोध का विषय है। सितारों की आकाशगंगा के बहुतायत विकास के लिए प्रारम्भ के रूप में तारों के मध्‍य गैस एवं पश्चात के नवगठित सितारों की प्रारंभिक आर-प्रक्रिया संवर्धन के अवलोकन संबंधी प्रमाण, प्रथम बार 1981 में जेम्स डब्ल्यू ट्रूरन द्वारा निर्धारित किए गए थे।<ref>
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-}}</ref> खगोल वैज्ञानिक ने दिखाया कि प्रारंभिक धातु-निकृष्ट सितारों में भारी-तत्व बहुतायत का सारणी सौर आर-प्रक्रिया वक्र के आकार से प्रवाहित होता था, जैसे कि एस-प्रक्रिया घटक विलुप्त थे। यह परिकल्पना के अनुरूप था, कि एस-प्रक्रिया अभी तक तारों के मध्‍य गैस को समृद्ध करने के लिए प्रारम्भ नहीं हुई थी, जब एस-प्रक्रिया बहुतायत से लापता इन युवा सितारों का जन्म उस गैस से हुआ था, इसके लिए एस-प्रक्रिया के लिए लगभग 100 मिलियन वर्षों के गांगेय इतिहास की आवश्यकता होती है।  जबकि आर-प्रक्रिया दो मिलियन वर्षों के पश्चात प्रारम्भ हो सकती है। ये एस-प्रक्रिया-निकृष्ट, आर-प्रक्रिया-समृद्ध तारकीय रचनाएं किसी भी एस-प्रक्रिया से पूर्व उत्पन्न हुई होंगी, यह दर्शाती है कि आर-प्रक्रिया तीव्रता से विकसित होने वाले बड़े सितारों से उभरती है, जो सुपरनोवा बन जाते हैं एवं न्यूट्रॉन-तारे अवशेष त्याग देते हैं जो विलय कर सकते हैं। प्रारंभिक आर-प्रक्रिया की प्राथमिक प्रकृति पूर्वकालीन सितारों में देखे गए बहुतायत विस्तार से प्राप्त होती है,<ref name=Frebel/>जो शीघ्र उत्पन्न हुआ था। जब गांगेय धातु अभी भी अल्प था, किन्तु  आर-प्रक्रिया नाभिक के उनके पूरक होते हैं।
+}}</ref> खगोल वैज्ञानिक ने दिखाया कि प्रारंभिक धातु-निकृष्ट सितारों में भारी-तत्व बहुतायत का सारणी सौर आर-प्रक्रिया वक्र के आकार से प्रवाहित होता था, जैसे कि एस-प्रक्रिया घटक विलुप्त थे। यह परिकल्पना के अनुरूप था, कि एस-प्रक्रिया अभी तक तारों के मध्‍य गैस को समृद्ध करने के लिए प्रारम्भ नहीं हुई थी, जब एस-प्रक्रिया इन युवा सितारों की उत्पत्ति उस गैस से हुई थी, इसके लिए एस-प्रक्रिया के लिए लगभग 100 मिलियन वर्षों के गांगेय इतिहास की आवश्यकता होती है।  जबकि आर-प्रक्रिया दो मिलियन वर्षों के पश्चात प्रारम्भ हो सकती है। ये एस-प्रक्रिया-निकृष्ट, आर-प्रक्रिया-समृद्ध तारकीय रचनाएं किसी भी एस-प्रक्रिया से पूर्व उत्पन्न हुई होंगी, यह दर्शाती है कि आर-प्रक्रिया तीव्रता से विकसित होने वाले बड़े सितारों से उभरती है, जो सुपरनोवा बन जाते हैं एवं न्यूट्रॉन-तारे अवशेष त्याग देते हैं जो विलय कर सकते हैं। प्रारंभिक आर-प्रक्रिया की प्राथमिक प्रकृति पूर्वकालीन सितारों में देखे गए बहुतायत विस्तार से प्राप्त होती है,<ref name=Frebel/>जो शीघ्र उत्पन्न हुआ था। जब गांगेय धातु अभी भी अल्प था, किन्तु  आर-प्रक्रिया नाभिक के उनके पूरक होते हैं।
-[[File:Nucleosynthesis periodic table.svg|thumb|500px|[[आवर्त सारणी]] प्रत्येक तत्व की ब्रह्मांडीय उत्पत्ति को दर्शाती है। सुपरनोवा में उत्पत्ति वाले लोहे से भारी तत्व सामान्यतः आर-प्रक्रिया द्वारा उत्पादित होते हैं, जो सुपरनोवा न्यूट्रॉन फटने से संचालित होता है। ]]या तो व्याख्या, चूंकि सामान्यतः सुपरनोवा विशेषज्ञों द्वारा समर्थित है, अभी तक आर-प्रक्रिया बहुतायत की पूर्ण रूप से संतोषजनक गणना प्राप्त नहीं हुई है, क्योंकि समग्र समस्या संख्यात्मक रूप से दुर्जेय है, किन्तु  उपस्थित परिणाम सहायक हैं। 2017 में, आर-प्रक्रिया के विषय में नए डेटा का शोध किया गया। जब एलआईजीओ एवं  [[कन्या इंटरफेरोमीटर|कन्या गुरुत्वाकर्षण]] -तरंग वेधशालाओं ने आर-प्रक्रिया पदार्थ को बाहर निकालने वाले दो न्यूट्रॉन सितारों के विलय का शोध किया गया था।<ref name=Abbott>
+[[File:Nucleosynthesis periodic table.svg|thumb|500px|[[आवर्त सारणी]] प्रत्येक तत्व की ब्रह्मांडीय उत्पत्ति को दर्शाती है। सुपरनोवा में उत्पत्ति वाले लोहे से भारी तत्व सामान्यतः आर-प्रक्रिया द्वारा उत्पादित होते हैं, जो सुपरनोवा न्यूट्रॉन फटने से संचालित होता है। ]]चूंकि सामान्यतः सुपरनोवा विशेषज्ञों द्वारा समर्थित है, अभी तक आर-प्रक्रिया बहुतायत की पूर्ण रूप से संतोषजनक गणना प्राप्त नहीं हुई है, क्योंकि समग्र समस्या संख्यात्मक रूप से दुर्जेय है, किन्तु  उपस्थित परिणाम सहायक हैं। 2017 में, आर-प्रक्रिया के विषय में नए डेटा का शोध किया गया। जब एलआईजीओ एवं  [[कन्या इंटरफेरोमीटर|वर्गो गुरुत्वाकर्षण]] -तरंग वेधशालाओं ने आर-प्रक्रिया पदार्थ को बाहर निकालने वाले दो न्यूट्रॉन सितारों के विलय का शोध किया गया था।<ref name=Abbott>
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 == परमाणु भौतिकी ==
-आर-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस के लिए तीन प्रत्याशी स्थल हैं जहां आवश्यक परिस्थितियों का अस्तित्व माना जाता है। अर्घ्य -द्रव्यमान [[सुपरनोवा]], [[टाइप II सुपरनोवा|प्रकार II सुपरनोवा]], एवं  [[न्यूट्रॉन स्टार विलय]]<ref name=Bartlett>{{cite journal|last1=Bartlett|first1=A.|last2=Görres| first2=J.|last3=Mathews|first3=G.J.|last4=Otsuki| first4=K.|last5=Wiescher|first5=W.|date=2006| title=दो-न्यूट्रॉन अभिग्रहण अभिक्रियाएँ और ''आर'' प्रक्रिया| url=https://core.ac.uk/download/pdf/101046.pdf|journal=[[Physical Review C]]|volume=74|issue=1|pages=015082|doi=10.1103/PhysRevC.74.015802|bibcode=2006PhRvC..74a5802B}}</ref> प्रकार II सुपरनोवा में इलेक्ट्रॉनों के प्रतिभाशाली संपीड़न के पश्चात, बीटा क्षय बीटा-माइनस क्षय अवरुद्ध हो जाता है। ऐसा इसलिए है, क्योंकि उच्च इलेक्ट्रॉन घनत्व सभी उपलब्ध मुक्त इलेक्ट्रॉन अवस्थाओं को [[फर्मी ऊर्जा]] तक भर देता है जो परमाणु बीटा क्षय की ऊर्जा से अधिक है। चूंकि, परमाणु [[ इलेक्ट्रॉन ग्रहण ]]अभी भी होता है, एवं विक्षनरी बढ़ने का कारण बनता है। पदार्थ का न्यूट्रॉनाइजेशन इसका परिणाम मुक्त न्यूट्रॉन के अत्यधिक उच्च घनत्व में होता है जो 10<sup>24</sup> के क्रम में क्षय नहीं कर सकता न्यूट्रॉन प्रति cm<sup>3<ref name="Synthesis of the Elements in Stars"/>एवं उच्च [[तापमान]] जैसा कि यह तत्पश्चात फैलता है एवं ठंडा होता है, अभी भी उपस्थित भारी नाभिक द्वारा न्यूट्रॉन अधिकृत बीटा क्षय बीटा-माइनस क्षय की तुलना में बहुत तीव्रता से होता है। परिणामस्वरूप, आर-प्रक्रिया न्यूट्रॉन टपकाने वाली तार के साथ चलती है एवं अत्यधिक-अस्थिर न्यूट्रॉन-समृद्ध नाभिक बनते हैं।
+आर-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस के लिए तीन प्रत्याशी स्थल हैं जहां आवश्यक परिस्थितियों का अस्तित्व माना जाता है। अर्घ्य -द्रव्यमान [[सुपरनोवा]], [[टाइप II सुपरनोवा|प्रकार II सुपरनोवा]], एवं  [[न्यूट्रॉन स्टार विलय]]<ref name=Bartlett>{{cite journal|last1=Bartlett|first1=A.|last2=Görres| first2=J.|last3=Mathews|first3=G.J.|last4=Otsuki| first4=K.|last5=Wiescher|first5=W.|date=2006| title=दो-न्यूट्रॉन अभिग्रहण अभिक्रियाएँ और ''आर'' प्रक्रिया| url=https://core.ac.uk/download/pdf/101046.pdf|journal=[[Physical Review C]]|volume=74|issue=1|pages=015082|doi=10.1103/PhysRevC.74.015802|bibcode=2006PhRvC..74a5802B}}</ref> प्रकार II सुपरनोवा में इलेक्ट्रॉनों के प्रतिभाशाली संपीड़न के पश्चात, बीटा क्षय बीटा-माइनस क्षय अवरुद्ध हो जाता है। ऐसा इसलिए है, क्योंकि उच्च इलेक्ट्रॉन घनत्व सभी उपलब्ध मुक्त अवस्थाओं को [[फर्मी ऊर्जा]] तक भर देता है जो परमाणु बीटा क्षय की ऊर्जा से अधिक है। चूंकि, परमाणु [[ इलेक्ट्रॉन ग्रहण ]]अभी भी होता है, एवं विक्षनरी बढ़ने का कारण बनता है। पदार्थ का न्यूट्रॉनाइजेशन इसका परिणाम मुक्त न्यूट्रॉन के अत्यधिक उच्च घनत्व में होता है जो 10<sup>24</sup> के क्रम में क्षय नहीं कर सकता न्यूट्रॉन प्रति cm<sup>3<ref name="Synthesis of the Elements in Stars"/> एवं उच्च तापमान जैसा कि यह तत्पश्चात फैलता है एवं ठंडा होता है, अभी भी उपस्थित भारी नाभिक द्वारा न्यूट्रॉन अधिकृत बीटा क्षय बीटा-माइनस क्षय की तुलना में बहुत तीव्रता से होता है। परिणामस्वरूप, आर-प्रक्रिया न्यूट्रॉन टपकाने वाली तार के साथ चलती है एवं अत्यधिक-अस्थिर न्यूट्रॉन-समृद्ध नाभिक बनते हैं।
-न्यूट्रॉन ड्रिप लाइन की चढ़ाई को प्रभावित करने वाली तीन प्रक्रियाएं बंद परमाणु शेल प्रतिरूप के साथ नाभिक में न्यूट्रॉन-अधिकृत [[ परमाणु क्रॉस सेक्शन |परमाणु विरोध अनुभाग]] में उल्लेखनीय अर्घ्य, [[ photodisintegration | चित्र विघटन]] की अवरोधक प्रक्रिया एवं भारी-आइसोटोप क्षेत्र में परमाणु स्थिरता की उपाधि हैं। आर-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस में न्यूट्रॉन अधिकृत करने से न्यूट्रॉन से भरपूर, [[ परमाणु बाध्यकारी ऊर्जा |परमाणु बाध्यकारी ऊर्जा]] न्यूक्लियर का निर्माण होता है, जिसकी पृथक्करण ऊर्जा 2 MeV जितनी अर्घ्य होती है।<ref name=thoennes>{{cite journal|last=Thoennessen|first=M.|date=2004|title=परमाणु स्थिरता की सीमा तक पहुँचना|url=https://people.nscl.msu.edu/~thoennes/personal/papers/rpp67_1187.pdf|journal=Reports on Progress in Physics|volume=67|issue=7|pages=1187–1232|doi=10.1088/0034-4885/67/7/R04|bibcode=2004RPPh...67.1187T|s2cid=250790169 }}</ref><ref name="Synthesis of the Elements in Stars" /> इस स्तर पर, N = 50, 82, एवं 126 पर बंद न्यूट्रॉन गोले तक पहुँच जाते हैं। न्यूट्रॉन अधिकृत को अस्थायी रूप से बाधित कर दिया जाता है। इन तथाकथित प्रतीक्षा बिंदुओं की भारी समस्थानिकों के सापेक्ष बढ़ी हुई बाध्यकारी ऊर्जा की विशेषता है, जिससे अर्घ्य न्यूट्रॉन अधिकृत विरोध अनुभाग एवं सेमी-आकर्षण नाभिक का निर्माण होता है जो बीटा क्षय की ओर अधिक स्थिर होते हैं।<ref name=explosivesynthesis>{{cite thesis|last=Eichler|first=M.A.|title=Nucleosynthesis in explosive environments: neutron star mergers and core-collapse supernovae|date=2016|type=Doctoral thesis|publisher=University of Basel|url=https://edoc.unibas.ch/59530/1/Thesis_finalsubmit.pdf}}</ref> इसके अतिरिक्त, शेल क्लोजर से परे नाभिक तीव्रता से बीटा क्षय के कारण ड्रिप रेखा से निकटता के कारण अतिसंवेदनशील होते हैं। इन नाभिकों के लिए, न्यूट्रॉन ग्रहण करने से पूर्व बीटा क्षय होता है।<ref name=Wang2015>{{cite journal |last1=Wang |first1=R. |last2=Chen |first2=L.W. |title=परमाणु परिदृश्य में न्यूट्रॉन ड्रिप लाइन और आर-प्रोसेस पथ की स्थिति|date=2015 |journal=Physical Review C |volume=92 |issue=3 |pages=031303–1–031303–5 |doi=10.1103/PhysRevC.92.031303 |arxiv=1410.2498|bibcode=2015PhRvC..92c1303W |s2cid=59020556 }}</ref> प्रतीक्षा बिंदु नाभिक को आगे न्यूट्रॉन अधिकृत होने से पूर्व स्थिरता की ओर बीटा क्षय की अनुमति दी जाती है,<ref name="Synthesis of the Elements in Stars" />जिसके परिणामस्वरूप प्रतिक्रिया मंद हो जाती है या रुक जाती है।<ref name=explosivesynthesis />
+न्यूट्रॉन ड्रिप लाइन को प्रभावित करने वाली तीन प्रक्रियाएं बंद परमाणु शेल प्रतिरूप के साथ नाभिक में न्यूट्रॉन-अधिकृत [[ परमाणु क्रॉस सेक्शन |परमाणु विरोध अनुभाग]] में उल्लेखनीय अर्घ्य, [[ photodisintegration | चित्र विघटन]] की अवरोधक प्रक्रिया एवं भारी-आइसोटोप क्षेत्र में परमाणु स्थिरता की उपाधि हैं। आर-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस में न्यूट्रॉन अधिकृत करने से न्यूट्रॉन से भरपूर, [[ परमाणु बाध्यकारी ऊर्जा |परमाणु बाध्यकारी ऊर्जा]] न्यूक्लियर का निर्माण होता है, जिसकी पृथक्करण ऊर्जा 2 MeV जितनी अर्घ्य होती है।<ref name=thoennes>{{cite journal|last=Thoennessen|first=M.|date=2004|title=परमाणु स्थिरता की सीमा तक पहुँचना|url=https://people.nscl.msu.edu/~thoennes/personal/papers/rpp67_1187.pdf|journal=Reports on Progress in Physics|volume=67|issue=7|pages=1187–1232|doi=10.1088/0034-4885/67/7/R04|bibcode=2004RPPh...67.1187T|s2cid=250790169 }}</ref><ref name="Synthesis of the Elements in Stars" /> इस स्तर पर, N = 50, 82, एवं 126 पर बंद न्यूट्रॉन गोले तक पहुँच जाते हैं। न्यूट्रॉन अधिकृत को अस्थायी रूप से बाधित कर दिया जाता है। इन तथाकथित प्रतीक्षा बिंदुओं की भारी समस्थानिकों के सापेक्ष बढ़ी हुई बाध्यकारी ऊर्जा की विशेषता है, जिससे अर्घ्य न्यूट्रॉन अधिकृत विरोध अनुभाग एवं सेमी-आकर्षण नाभिक का निर्माण होता है जो बीटा क्षय की ओर अधिक स्थिर होते हैं।<ref name=explosivesynthesis>{{cite thesis|last=Eichler|first=M.A.|title=Nucleosynthesis in explosive environments: neutron star mergers and core-collapse supernovae|date=2016|type=Doctoral thesis|publisher=University of Basel|url=https://edoc.unibas.ch/59530/1/Thesis_finalsubmit.pdf}}</ref> इसके अतिरिक्त, शेल क्लोजर से परे नाभिक तीव्रता से बीटा क्षय के कारण ड्रिप रेखा से निकटता के कारण अतिसंवेदनशील होते हैं। इन नाभिकों के लिए, न्यूट्रॉन ग्रहण करने से पूर्व बीटा क्षय होता है।<ref name=Wang2015>{{cite journal |last1=Wang |first1=R. |last2=Chen |first2=L.W. |title=परमाणु परिदृश्य में न्यूट्रॉन ड्रिप लाइन और आर-प्रोसेस पथ की स्थिति|date=2015 |journal=Physical Review C |volume=92 |issue=3 |pages=031303–1–031303–5 |doi=10.1103/PhysRevC.92.031303 |arxiv=1410.2498|bibcode=2015PhRvC..92c1303W |s2cid=59020556 }}</ref> प्रतीक्षा बिंदु नाभिक को आगे न्यूट्रॉन अधिकृत होने से पूर्व स्थिरता की ओर बीटा क्षय की अनुमति दी जाती है,<ref name="Synthesis of the Elements in Stars" />जिसके परिणामस्वरूप प्रतिक्रिया मंद हो जाती है या रुक जाती है।<ref name=explosivesynthesis />
-घटती परमाणु स्थिरता आर-प्रक्रिया को समाप्त कर देती है, जब इसका सबसे भारी नाभिक सहज विखंडन के लिए अस्थिर हो जाता है। जब न्यूक्लियंस की कुल संख्या 270 तक पहुंच जाती है। विखंडन अवरोध 270 से पूर्व अधिक अर्घ्य हो सकता है, जिससे न्यूट्रॉन अधिकृत न्यूट्रॉन ड्रिप को निरंतर रखने के अतिरिक्त विखंडन को प्रेरित कर सकता है।<ref>
+घटती परमाणु स्थिरता आर-प्रक्रिया को समाप्त कर देती है, जब इसका सबसे भारी नाभिक सहज विखंडन के लिए अस्थिर हो जाता है। जब न्यूक्लियंस की कुल संख्या 270 तक पहुंच जाती है। विखंडन अवरोध 270 से पूर्व अधिक अर्घ्य हो सकता है, जिससे न्यूट्रॉन अधिकृत ड्रिप को निरंतर रखने के अतिरिक्त विखंडन को प्रेरित कर सकता है।<ref>
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-}}, provides a clear technical introduction to these features. A more technical description can be found in {{Harvnb|Seeger|Fowler|Clayton|1965}}.</ref> जबकि एस-प्रक्रिया बंद न्यूट्रॉन गोले वाले स्थिर नाभिकों की बहुतायत बनाता है, न्यूट्रॉन-समृद्ध पूर्ववर्ती नाभिकों में आर-प्रक्रिया, एस-प्रक्रिया चोटियों के नीचे लगभग 10 परमाणु द्रव्यमान इकाई के विषय में रेडियोधर्मी नाभिकों की बहुतायत बनाता है।<ref>Figure 10 of {{Harvnb|Seeger|Fowler|Clayton|1965}} shows this path of captures reaching magic neutron numbers 82 and 126 at smaller values of nuclear charge Z than it does along the stability path.</ref> ये प्रचुरता शिखर N = 50, 82, एवं 126 वाले प्रतीक्षा बिंदु न्यूक्लियर के क्रमिक बीटा क्षय से उत्पन्न स्थिर [[आइसोबार (न्यूक्लाइड)]] के अनुरूप हैं - जो [[बीटा स्थिरता की रेखा]] से हटाए गए लगभग 10 प्रोटॉन हैं।<ref name=surman-etal-14>{{cite journal |first1=R. |last1=Surman |first2=M. |last2=Mumpower |first3=R. |last3=Sinclair |first4=K. L. |last4=Jones |first5=W. R. |last5=Hix |first6=G. C. |last6=McLaughlin |title=Sensitivity studies for the weak r process: neutron capture rates |date=2014 |journal=AIP Advances |volume=4 |number=41008 |page=041008 |doi=10.1063/1.4867191|doi-access=free }}</ref> आर-प्रक्रिया थर्मोन्यूक्लियर अस्र  में भी होती है, एवं 1950 के दशक में [[प्लूटोनियम -244]] एवं नए तत्वों आइंस्टीनियम एवं फर्मियम (परमाणु संख्या 99 एवं 100) जैसे [[एक्टिनाइड]] के न्यूट्रॉन-समृद्ध लगभग स्थिर आइसोटोप के प्रारंभिक शोध के लिए उत्तरदायी  था। यह विचार प्रकट किया गया है, कि कई परमाणु विस्फोटों से स्थिरता के द्वीप तक पहुंचना संभव हो जाएगा, क्योंकि प्रभावित न्यूक्लाइड्स (बीज नाभिक के रूप में यूरेनियम -238 से प्रारम्भ) में बीटा क्षय के लिए शीघ्र [[सहज विखंडन]] न्यूक्लाइड्स के लिए सभी प्रकार का समय नहीं होगा। आगामी विस्फोट में अधिक न्यूट्रॉन को अवशोषित करने से पूर्व बीटा स्थिरता की रेखा, इस प्रकार [[कोपरनिकस]] -291 एवं-293 जैसे न्यूट्रॉन-समृद्ध अतिभारी तत्व न्यूक्लाइड तक पहुंचने का अवसर प्रदान करता है, जो सदियों का अर्द्ध जीवन हो सकता है।<ref name=Zagrebaev>
+}}, provides a clear technical introduction to these features. A more technical description can be found in {{Harvnb|Seeger|Fowler|Clayton|1965}}.</ref> जबकि एस-प्रक्रिया बंद न्यूट्रॉन गोले वाले स्थिर नाभिकों की बहुतायत बनाता है, न्यूट्रॉन-समृद्ध पूर्ववर्ती नाभिकों में आर-प्रक्रिया, एस-प्रक्रिया चोटियों के नीचे लगभग 10 परमाणु द्रव्यमान इकाई के विषय में रेडियोधर्मी नाभिकों की बहुतायत बनाता है।<ref>Figure 10 of {{Harvnb|Seeger|Fowler|Clayton|1965}} shows this path of captures reaching magic neutron numbers 82 and 126 at smaller values of nuclear charge Z than it does along the stability path.</ref> ये प्रचुरता शिखर N = 50, 82, एवं 126 वाले प्रतीक्षा बिंदु न्यूक्लियर के क्रमिक बीटा क्षय से उत्पन्न स्थिर [[आइसोबार (न्यूक्लाइड)]] के अनुरूप हैं - जो [[बीटा स्थिरता की रेखा]] से हटाए गए लगभग 10 प्रोटॉन हैं।<ref name=surman-etal-14>{{cite journal |first1=R. |last1=Surman |first2=M. |last2=Mumpower |first3=R. |last3=Sinclair |first4=K. L. |last4=Jones |first5=W. R. |last5=Hix |first6=G. C. |last6=McLaughlin |title=Sensitivity studies for the weak r process: neutron capture rates |date=2014 |journal=AIP Advances |volume=4 |number=41008 |page=041008 |doi=10.1063/1.4867191|doi-access=free }}</ref> आर-प्रक्रिया थर्मोन्यूक्लियर अस्र  में भी होती है, एवं 1950 के दशक में [[प्लूटोनियम -244]] एवं नए तत्वों आइंस्टीनियम एवं फर्मियम (परमाणु संख्या 99 एवं 100) जैसे [[एक्टिनाइड]] के न्यूट्रॉन-समृद्ध लगभग स्थिर आइसोटोप के प्रारंभिक शोध के लिए उत्तरदायी  था। यह विचार प्रकट किया गया है, कि कई परमाणु विस्फोटों से स्थिरता के द्वीप तक पहुंचना संभव हो जाएगा, क्योंकि प्रभावित न्यूक्लाइड्स (बीज नाभिक के रूप में यूरेनियम -238 से प्रारम्भ) में बीटा क्षय के लिए शीघ्र [[सहज विखंडन]] न्यूक्लाइड्स के लिए सभी प्रकार का समय नहीं होगा। आगामी विस्फोट में अधिक न्यूट्रॉन को अवशोषित करने से पूर्व बीटा स्थिरता की रेखा, इस प्रकार [[कोपरनिकस]] -291 एवं -293 जैसे न्यूट्रॉन-समृद्ध अतिभारी तत्व न्यूक्लाइड तक पहुंचने का योग प्रदान करता है, जो सदियों का अर्द्ध जीवन हो सकता है।<ref name=Zagrebaev>
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 == खगोल भौतिकी स्थल ==
-आर-प्रक्रिया के लिए सबसे संभावित प्रत्याशी स्थान को लंबे समय से कोर-पतन सुपरनोवा (वर्णक्रमीय प्रकार आईबी, आईसी एवं  II) होने का विचार प्रकट किया गया है, जो आर-प्रक्रिया के लिए आवश्यक भौतिक स्थिति प्रदान कर सकता है। चूंकि, तारों के मध्‍य गैस में आर-प्रक्रिया एटॉमिक न्यूक्लियस की अधिक अर्घ्य बहुतायत उस मात्रा को सीमित करती है, जिसे प्रत्येक निकाल सकता है। इसके लिए या तो आवश्यक है कि सुपरनोवा का केवल अल्प अंश आर-प्रक्रिया नाभिक को [[इंटरस्टेलर माध्यम|तारों के मध्‍य माध्यम]] से बाहर निकालता है,  प्रत्येक सुपरनोवा केवल बहुत अर्घ्य मात्रा में आर-प्रक्रिया सामग्री को बाहर निकालता है। उत्सर्जित सामग्री अपेक्षाकृत न्यूट्रॉन युक्त होनी चाहिए। ऐसी स्थिति जिसे प्रतिरूप में प्राप्त करना कठिन हो गया है,<ref name=Thielemann/>जिससे सफल आर-प्रक्रिया उत्पत्ति के लिए खगोल वैज्ञानिक अपनी पर्याप्तता के विषय में असहज रहते है।
+आर-प्रक्रिया के लिए सबसे संभावित प्रत्याशी स्थान को लंबे समय से कोर-पतन सुपरनोवा (वर्णक्रमीय प्रकार आईबी, आईसी एवं  II) होने का विचार प्रकट किया गया है, जो आर-प्रक्रिया के लिए आवश्यक भौतिक स्थिति प्रदान कर सकता है। चूंकि, तारों के मध्‍य गैस में आर-प्रक्रिया एटॉमिक न्यूक्लियस की अधिक अर्घ्य बहुतायत उस मात्रा को सीमित करती है, जिसे प्रत्येक रूप से उपयोग किया जाता है। इसके लिए या तो आवश्यक है कि सुपरनोवा का केवल अल्प अंश आर-प्रक्रिया नाभिक को [[इंटरस्टेलर माध्यम|तारों के मध्‍य माध्यम]] से बाहर निकालता है,  प्रत्येक सुपरनोवा केवल अधिक अर्घ्य मात्रा में आर-प्रक्रिया सामग्री को बाहर निकालता है। उत्सर्जित सामग्री अपेक्षाकृत न्यूट्रॉन युक्त होनी चाहिए। ऐसी स्थिति जिसे प्रतिरूप में प्राप्त करना कठिन हो गया है,<ref name=Thielemann/>जिससे सफल आर-प्रक्रिया उत्पत्ति के लिए खगोल वैज्ञानिक अपनी पर्याप्तता के विषय में असहज रहते है।
-में, दो न्यूट्रॉन सितारों के विलय के विषय में डेटा में आर-प्रक्रिया के विषय में पूर्ण रूप से नया खगोलीय डेटा का शोध किया गया था। कई टीमों ने विलय के स्थान की पहचान करने के लिए [[GW170817]] में अधिकृत  किए गए गुरुत्वाकर्षण तरंग डेटा का उपयोग किया<ref>
+में, दो न्यूट्रॉन सितारों के विलय के विषय में डेटा में आर-प्रक्रिया के विषय में पूर्ण रूप से नया खगोलीय डेटा का शोध किया गया था। कई टीमों ने विलय के स्थान की पहचान करने के लिए [[GW170817]] में अधिकृत  किए गए गुरुत्वाकर्षण तरंग डेटा का उपयोग किया।<ref>
 {{cite journal|last1=Arcavi|first1=I.|display-authors=etal|year=2017|title=Optical emission from a kilonova following a gravitational-wave-detected neutron-star merger|journal=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=551|issue=7678|pages=64–66|arxiv=1710.05843|bibcode=2017Natur.551...64A|doi=10.1038/nature24291|doi-access=free}}</ref><ref>{{cite journal|last=Pian|first=E.|display-authors=etal|year=2017|title=दोहरे न्यूट्रॉन-स्टार विलय में 'आर'-प्रक्रिया न्यूक्लियोसिंथेसिस की स्पेक्ट्रोस्कोपिक पहचान|journal=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=551|issue=7678|pages=67–70|arxiv=1710.05858|bibcode=2017Natur.551...67P|doi=10.1038/nature24298|pmid=29094694|doi-access=free}}</ref><ref>
-{{cite journal|last1=Smartt|first1=S. J.|display-authors=etal|year=2017|title=A kilonova as the electromagnetic counterpart to a gravitational-wave source|journal=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=551|issue=7678|pages=75–79|arxiv=1710.05841|bibcode=2017Natur.551...75S|doi=10.1038/nature24303|pmid=29094693|doi-access=free}}</ref> विलय के प्रकाशीय डेटा का अवलोकन एवं अध्ययन किया था। विलय वाले न्यूट्रॉन सितारों द्वारा फेंके गए आर-प्रक्रिया सामग्री के किरणों के वर्ण-क्रम को मापने की साक्ष्य विद्या की जानकारी प्राप्त की जा सकती है। ऐसा प्रतीत होता है, कि इस सामग्री के समूह में दो प्रकार होते हैं। निम्न-द्रव्यमान-श्रेणी के भारी नाभिक के अत्यधिक रेडियोधर्मी आर-प्रक्रिया पदार्थ के गर्म नीले द्रव्यमान ({{nowrap|''A '' < 140}} जैसे [[स्ट्रोंटियम]])<ref>{{Cite journal|last1=Watson|first1=Darach|last2=Hansen|first2=Camilla J.|last3=Selsing|first3=Jonatan|last4=Koch|first4=Andreas|last5=Malesani|first5=Daniele B.|last6=Andersen|first6=Anja C.|last7=Fynbo|first7=Johan P. U.|last8=Arcones|first8=Almudena|author8-link=Almudena Arcones|last9=Bauswein|first9=Andreas|last10=Covino|first10=Stefano|last11=Grado|first11=Aniello|date=2019|title=दो न्यूट्रॉन तारों के विलय में स्ट्रोंटियम की पहचान|journal=Nature|language=en|volume=574|issue=7779|pages=497–500|doi=10.1038/s41586-019-1676-3|pmid=31645733|issn=0028-0836|bibcode=2019Natur.574..497W|arxiv=1910.10510|s2cid=204837882}}</ref> एवं उच्च द्रव्यमान-संख्या आर-प्रक्रिया नाभिक के ठंडे लाल द्रव्यमान ({{nowrap|''A '' > 140}}) एक्टिनाइड्स से  (जैसे [[यूरेनियम]], [[थोरियम]] एवं  [[कलिफ़ोरनियम]]) न्यूट्रॉन तारे के विशाल आंतरिक दबाव से मुक्त होने पर, ये इजेक्टा फैलते हैं एवं बीज भारी नाभिक बनाते हैं, जो तीव्रता से मुक्त न्यूट्रॉन को पकड़ते हैं, एवं लगभग सप्ताह तक प्रकाश की जानकारी ज्ञात करते हैं। चमक की ऐसी अवधि आंतरिक रेडियोधर्मी क्षय द्वारा गर्म किए बिना संभव नहीं होगी, जो उनके प्रतीक्षा बिंदुओं के पास आर-प्रक्रिया नाभिक द्वारा प्रदान की जाती है। दो भिन्न द्रव्यमान क्षेत्र ({{nowrap|''A '' < 140}} एवं {{nowrap|''A '' > 140}}) आर-प्रक्रिया के लिए प्रतिफल प्रथम बार आर-प्रक्रिया की निर्भर गणनाओं के पश्चात से जाना जाता है।<ref name=Seeger/>इन किरणों के वर्ण-क्रम को मापने की विद्या विशेषताओं के कारण यह तर्क दिया गया है, कि मिल्की वे में इस प्रकार के न्यूक्लियोसिंथेसिस सुपरनोवा के अतिरिक्त न्यूट्रॉन-स्टार विलय से मुख्य रूप से अधिकार नहीं होता हैं।<ref name=Kasen/>
+{{cite journal|last1=Smartt|first1=S. J.|display-authors=etal|year=2017|title=A kilonova as the electromagnetic counterpart to a gravitational-wave source|journal=[[Nature (journal)|Nature]]|volume=551|issue=7678|pages=75–79|arxiv=1710.05841|bibcode=2017Natur.551...75S|doi=10.1038/nature24303|pmid=29094693|doi-access=free}}</ref> विलय के प्रकाशीय डेटा का अवलोकन एवं अध्ययन किया था। विलय वाले न्यूट्रॉन सितारों द्वारा त्याग किये गए। आर-प्रक्रिया सामग्री के किरणों के वर्ण-क्रम को मापने की साक्ष्य विद्या की जानकारी प्राप्त की जा सकती है। ऐसा प्रतीत होता है, कि इस सामग्री के समूह में दो प्रकार होते हैं। निम्न-द्रव्यमान-श्रेणी के भारी नाभिक के अत्यधिक रेडियोधर्मी आर-प्रक्रिया पदार्थ के गर्म नीले द्रव्यमान ({{nowrap|''A '' < 140}} जैसे [[स्ट्रोंटियम]])<ref>{{Cite journal|last1=Watson|first1=Darach|last2=Hansen|first2=Camilla J.|last3=Selsing|first3=Jonatan|last4=Koch|first4=Andreas|last5=Malesani|first5=Daniele B.|last6=Andersen|first6=Anja C.|last7=Fynbo|first7=Johan P. U.|last8=Arcones|first8=Almudena|author8-link=Almudena Arcones|last9=Bauswein|first9=Andreas|last10=Covino|first10=Stefano|last11=Grado|first11=Aniello|date=2019|title=दो न्यूट्रॉन तारों के विलय में स्ट्रोंटियम की पहचान|journal=Nature|language=en|volume=574|issue=7779|pages=497–500|doi=10.1038/s41586-019-1676-3|pmid=31645733|issn=0028-0836|bibcode=2019Natur.574..497W|arxiv=1910.10510|s2cid=204837882}}</ref> एवं उच्च द्रव्यमान-संख्या आर-प्रक्रिया नाभिक के ठंडे लाल द्रव्यमान ({{nowrap|''A '' > 140}}) एक्टिनाइड्स से  (जैसे [[यूरेनियम]], [[थोरियम]] एवं  [[कलिफ़ोरनियम]]) न्यूट्रॉन तारे के विशाल आंतरिक दबाव से मुक्त होने पर, ये इजेक्टा विस्तृत होते हैं एवं बीज भारी नाभिक बनाते हैं, जो तीव्रता से मुक्त न्यूट्रॉन को पकड़ते हैं, एवं लगभग सप्ताह तक प्रकाश की जानकारी ज्ञात करते हैं। चमक की ऐसी अवधि आंतरिक रेडियोधर्मी क्षय द्वारा गर्म किए बिना संभव नहीं होगी, जो उनके प्रतीक्षा बिंदुओं के पास आर-प्रक्रिया नाभिक द्वारा प्रदान की जाती है। दो भिन्न द्रव्यमान क्षेत्र ({{nowrap|''A '' < 140}} एवं {{nowrap|''A '' > 140}}) आर-प्रक्रिया के लिए प्रतिफल प्रथम बार आर-प्रक्रिया की निर्भर गणनाओं के पश्चात से जाना जाता है।<ref name=Seeger/>इन किरणों के वर्ण-क्रम को मापने की विद्या विशेषताओं के कारण यह तर्क दिया गया है, कि मिल्की वे में इस प्रकार के न्यूक्लियोसिंथेसिस सुपरनोवा के अतिरिक्त न्यूट्रॉन-स्टार विलय में मुख्य रूप से अधिकार नहीं होता हैं।<ref name=Kasen/>
 ये परिणाम आर-प्रक्रिया नाभिक की उत्पत्ति के स्थान पर छह दशकों की अनिश्चितता को स्पष्ट करने की नई संभावना प्रदान करते हैं। आर-प्रक्रिया की प्रासंगिकता की पुष्टि यह है, कि यह आर-प्रक्रिया नाभिक के रेडियोधर्मी क्षय से रेडियोजेनिक शक्ति है जो इन स्पून ऑफ आर-प्रक्रिया अंशो की दृश्यता को बनाए रखती है। नहीं तो वे शीघ्र ही मंद हो जाते हैं। ऐसी वैकल्पिक स्थलों को प्रथम बार 1974 में गंभीरता से प्रस्तावित किया गया था।<ref>
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-}}</ref> GW170817 में परिदृश्य की पुष्टि की गई थी। वर्तमान खगोलभौतिक प्रतिरूपविचार देते हैं, कि एकल न्यूट्रॉन स्टार विलय की घटना सोने के 3 एवं  3 [[पृथ्वी द्रव्यमान]] के मध्य उत्पन्न हो सकती है।<ref>{{cite news|title=न्यूट्रॉन तारे के विलय से ब्रह्मांड का अधिकांश सोना बन सकता है|work=Sid Perkins|publisher=Science AAAS|url= https://www.science.org/content/article/neutron-star-mergers-may-create-much-universe-s-gold |date=20 March 2018|access-date=24 March 2018}}</ref>
+}}</ref> GW170817 में परिदृश्य की पुष्टि की गई थी। वर्तमान खगोल भौतिक प्रतिरूप विचार देते हैं, कि एकल न्यूट्रॉन स्टार विलय की घटना सोने के 3 एवं  3 [[पृथ्वी द्रव्यमान]] के मध्य उत्पन्न हो सकती है।<ref>{{cite news|title=न्यूट्रॉन तारे के विलय से ब्रह्मांड का अधिकांश सोना बन सकता है|work=Sid Perkins|publisher=Science AAAS|url= https://www.science.org/content/article/neutron-star-mergers-may-create-much-universe-s-gold |date=20 March 2018|access-date=24 March 2018}}</ref>
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