stringtranslate.com

r-процесс

В ядерной астрофизике быстрый процесс захвата нейтронов , также известный как r - процесс , представляет собой набор ядерных реакций , который отвечает за создание примерно половины атомных ядер тяжелее железа , «тяжелых элементов», а другая половина производится p-процессом и s -процессом . r -процесс обычно синтезирует наиболее богатые нейтронами стабильные изотопы каждого тяжелого элемента. r -процесс обычно может синтезировать четыре самых тяжелых изотопа каждого тяжелого элемента; из них более тяжелые два называются r-only ядрами , потому что они создаются исключительно через r -процесс. Пики распространенности для r -процесса возникают вблизи массовых чисел A = 82 (элементы Se, Br и Kr), A = 130 (элементы Te, I и Xe) и A = 196 (элементы Os, Ir и Pt).

r -процесс влечет за собой последовательность быстрых захватов нейтронов (отсюда и название) одним или несколькими тяжелыми ядрами-затравками , обычно начинающимися с ядер в пике распространенности, сосредоточенном на 56 Fe . Захваты должны быть быстрыми в том смысле, что ядра не должны успеть подвергнуться радиоактивному распаду (обычно через β − распад) до того, как прибудет другой нейтрон для захвата. Эта последовательность может продолжаться до предела стабильности все более богатых нейтронами ядер ( нейтронной капельной линии ), чтобы физически удерживать нейтроны, как это регулируется ядерной силой короткого действия. Поэтому r -процесс должен происходить в местах, где существует высокая плотность свободных нейтронов . Ранние исследования предполагали, что для того, чтобы сопоставить точки ожидания, при которых больше не могут быть захвачены нейтроны, с массовыми числами пиков распространенности для ядер r -процесса. [1] Это составляет почти грамм свободных нейтронов в каждом кубическом сантиметре, поразительное число, требующее экстремальных мест. [a] Традиционно это предполагало материал, выброшенный из повторно расширенного ядра сверхновой с коллапсом ядра , как часть нуклеосинтеза сверхновой , [2] или декомпрессию вещества нейтронной звезды , выброшенного в результате слияния двойной нейтронной звезды в килоновой . [3] Относительный вклад каждого из этих источников в астрофизическое обилие элементов r -процесса является предметом продолжающихся исследований по состоянию на 2018 год . [4]

Ограниченная серия захватов нейтронов, подобная r -процессу, происходит в незначительной степени при взрывах термоядерного оружия . Это привело к открытию элементов эйнштейния (элемент 99) и фермия (элемент 100) в осадках ядерного оружия .

R - процесс контрастирует с s -процессом , другим преобладающим механизмом производства тяжелых элементов, который является нуклеосинтезом посредством медленного захвата нейтронов. В целом, изотопы, участвующие в s -процессе, имеют достаточно долгий период полураспада, чтобы их можно было изучать в лабораторных экспериментах, но это обычно не относится к изотопам, участвующим в r -процессе. [5] S - процесс в основном происходит в обычных звездах, особенно в звездах AGB , где поток нейтронов достаточен, чтобы заставить нейтронные захваты повторяться 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 существующие тяжелые изотопы в качестве затравочных ядер были преобразованы в другие тяжелые ядра посредством медленной последовательности захватов свободных нейтронов. Сценарии r -процесса создают свои собственные затравочные ядра, поэтому они могут протекать в массивных звездах, которые не содержат тяжелых затравочных ядер. Взятые вместе, r - и s -процессы объясняют почти все обилие химических элементов тяжелее железа. Исторической задачей было найти физические настройки, соответствующие их временным масштабам.

История

После пионерских исследований Большого взрыва и образования гелия в звездах, предполагалось существование неизвестного процесса, ответственного за производство более тяжелых элементов, обнаруженных на Земле, из водорода и гелия. Одна из ранних попыток объяснения была сделана Субраманьяном Чандрасекаром и Луисом Р. Хенрихом, которые постулировали, что элементы были получены при температурах от 6×10 9 до 8×10 9 K. Их теория объясняла элементы вплоть до хлора , хотя не было объяснения для элементов с атомным весом тяжелее 40 а.е.м. при не пренебрежимо малом содержании. [6] Это стало основой исследования Фреда Хойла , который выдвинул гипотезу, что условия в ядре коллапсирующих звезд позволят нуклеосинтез оставшихся элементов посредством быстрого захвата плотно упакованных свободных нейтронов. Однако оставались неотвеченными вопросы о равновесии в звездах, которое требовалось для баланса бета-распадов и точного учета содержания элементов , которые могли бы образоваться в таких условиях. [6]

Необходимость в физической обстановке, обеспечивающей быстрый захват нейтронов , который, как было известно, почти наверняка играет роль в образовании элементов, также была замечена в таблице распространенности изотопов тяжелых элементов Гансом Зюссом и Гарольдом Юри в 1956 году. [7] Их таблица распространенности выявила большую, чем средняя распространенность природных изотопов, содержащих магические числа [b] нейтронов, а также пики распространенности примерно на 10 а.е.м. легче, чем стабильные ядра, содержащие магические числа нейтронов, которые также были в изобилии, что предполагает, что были образованы радиоактивные нейтронно-богатые ядра, имеющие магические числа нейтронов, но примерно на десять протонов меньше. Эти наблюдения также подразумевали, что быстрый захват нейтронов происходил быстрее, чем бета-распад , и полученные пики распространенности были вызваны так называемыми точками ожидания при магических числах. [1] [c] Этот процесс, быстрый захват нейтронов нейтронно-богатыми изотопами, стал известен как r -процесс, тогда как s -процесс был назван по его характерному медленному захвату нейтронов. Таблица, феноменологически распределяющая тяжелые изотопы между изотопами s -процесса и r -процесса, была опубликована в 1957 году в обзорной статье B 2 FH , [1]   в которой был назван r -процесс и описана физика, которая им управляет. [8] Аластер Г. В. Кэмерон также опубликовал небольшое исследование о r -процессе в том же году. [9]

Стационарный r -процесс, описанный в статье B 2 FH, был впервые продемонстрирован в зависящем от времени расчете в Калтехе Филиппом А. Сигером, Уильямом А. Фаулером и Дональдом Д. Клейтоном [10], которые обнаружили, что ни один временной снимок не соответствовал солнечному содержанию r -процесса, но при наложении достигал успешной характеристики распределения содержания r -процесса. Более короткие временные распределения подчеркивают содержание при атомных весах менее A = 140 , тогда как более длинные временные распределения подчеркивают содержание при атомных весах более A = 140. [11] Последующие обработки r -процесса усилили эти временные особенности . Сигер и др. также смогли построить более количественное распределение между s -процессом и r -процессом таблицы содержания тяжелых изотопов, тем самым установив более надежную кривую содержания для изотопов r -процесса, чем B 2 FH смог определить. Сегодня распространенность r -процесса определяется с помощью их техники вычитания более надежных изотопных распространенностей s -процесса из общей распространенности изотопов и приписывания остатка нуклеосинтезу r -процесса. [12] Эта кривая распространенности r -процесса (в зависимости от атомного веса) на протяжении многих десятилетий служила целью для теоретических расчетов распространенности, синтезированной физическим r -процессом.

Создание свободных нейтронов путем захвата электронов во время быстрого коллапса до высокой плотности ядра сверхновой вместе с быстрой сборкой некоторых богатых нейтронами затравочных ядер делает r -процесс первичным процессом нуклеосинтеза , процессом, который может происходить даже в звезде, изначально состоящей из чистых H и He. Это в отличие от обозначения B 2 FH, которое является вторичным процессом, основанным на уже существующем железе. Первичный звездный нуклеосинтез начинается раньше в галактике, чем вторичный нуклеосинтез. Альтернативно, высокая плотность нейтронов внутри нейтронных звезд будет доступна для быстрой сборки в ядра r -процесса, если столкновение выбрасывает части нейтронной звезды, которая затем быстро расширяется, освобождаясь от ограничения. Эта последовательность также может начаться раньше в галактическом времени, чем нуклеосинтез s -процесса; поэтому каждый сценарий соответствует более раннему росту распространенности r -процесса в галактике. Каждый из этих сценариев является предметом активных теоретических исследований. Наблюдательные свидетельства раннего r -процесса обогащения межзвездного газа и последующих вновь образованных звезд, применительно к эволюции обилия галактики звезд, были впервые изложены Джеймсом В. Трураном в 1981 году. [13] Он и последующие астрономы показали, что картина обилия тяжелых элементов в самых ранних бедных металлами звездах соответствовала 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, отсутствующие в s -процессе, родились из этого газа, поскольку для начала s - процесса требуется около 100 миллионов лет галактической истории, тогда как r -процесс может начаться через два миллиона лет. Эти звездные составы , бедные s -процессом и богатые r -процессом, должны были родиться раньше любого s -процесса, показывая, что r -процесс возникает из быстро эволюционирующих массивных звезд, которые становятся сверхновыми и оставляют остатки нейтронных звезд, которые могут сливаться с другой нейтронной звездой. Таким образом, первичная природа раннего r -процесса вытекает из наблюдаемых спектров обилия в старых звездах [4] , которые родились рано, когда галактическая металличность была еще мала, но которые, тем не менее, содержат свой дополнительный набор ядер r -процесса.

Периодическая таблица, показывающая космогенное происхождение каждого элемента. Элементы тяжелее железа, которые происходят из сверхновых, как правило, производятся в r -процессе, который питается от нейтронных вспышек сверхновых

Любая интерпретация, хотя в целом поддерживается экспертами по сверхновым, еще не достигла полностью удовлетворительного расчета распространенности r -процесса, поскольку общая проблема является численно огромной. Однако существующие результаты подтверждают это; в 2017 году были обнаружены новые данные о r -процессе, 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 отвечает за нашу естественную когорту радиоактивных элементов, таких как уран и торий, а также за наиболее богатые нейтронами изотопы каждого тяжелого элемента.

Ядерная физика

Существует три естественных кандидата на место для r -процесса нуклеосинтеза, где, как считается, существуют требуемые условия: сверхновые с малой массой , сверхновые типа II и слияния нейтронных звезд . [15]

Сразу после сильного сжатия электронов в сверхновой II типа бета-минус-распад блокируется. Это происходит потому, что высокая плотность электронов заполняет все доступные свободные электронные состояния до энергии Ферми , которая больше энергии ядерного бета-распада. Однако ядерный захват этих свободных электронов все еще происходит и вызывает увеличивающуюся нейтронизацию вещества. Это приводит к чрезвычайно высокой плотности свободных нейтронов, которые не могут распадаться, порядка 1024 нейтронов на см3 , [ 1] и высоким температурам . По мере того, как это снова расширяется и охлаждается, захват нейтронов все еще существующими тяжелыми ядрами происходит гораздо быстрее, чем бета-минус-распад . В результате r -процесс идет вверх по нейтронной капельной линии , и создаются крайне нестабильные нейтронно-богатые ядра.

Три процесса, которые влияют на подъем нейтронной границы, - это заметное уменьшение сечения захвата нейтронов в ядрах с закрытыми нейтронными оболочками , ингибирующий процесс фоторасщепления и степень ядерной стабильности в области тяжелых изотопов. Захваты нейтронов в r -процессе нуклеосинтеза приводят к образованию богатых нейтронами, слабосвязанных ядер с энергиями разделения нейтронов всего лишь 2 МэВ. [16] [1] На этом этапе достигаются закрытые нейтронные оболочки при N  = 50, 82 и 126, и захват нейтронов временно приостанавливается. Эти так называемые точки ожидания характеризуются повышенной энергией связи относительно более тяжелых изотопов, что приводит к низким сечениям захвата нейтронов и накоплению полумагических ядер, которые более стабильны по отношению к бета-распаду. [17] Кроме того, ядра за пределами замыканий оболочек подвержены более быстрому бета-распаду из-за их близости к границе кристаллизации; Для этих ядер бета-распад происходит до дальнейшего захвата нейтронов. [18] Затем ядрам в точке ожидания позволяют бета-распасться в сторону стабильности, прежде чем может произойти дальнейший захват нейтронов, [1] что приводит к замедлению или замораживанию реакции. [17]

Уменьшение ядерной стабильности прекращает r -процесс, когда его самые тяжелые ядра становятся нестабильными к спонтанному делению, когда общее число нуклонов приближается к 270. Барьер деления может быть достаточно низким до 270, так что захват нейтронов может вызвать деление вместо продолжения по нейтронной линии капельности. [19] После того, как поток нейтронов уменьшается, эти крайне нестабильные радиоактивные ядра претерпевают быструю последовательность бета-распадов, пока не достигнут более стабильных, богатых нейтронами ядер. [20] В то время как s -процесс создает обилие стабильных ядер, имеющих закрытые нейтронные оболочки, r -процесс в богатых нейтронами ядрах-предшественниках создает обилие радиоактивных ядер примерно на 10 а.е.м. ниже пиков s -процесса. [21] Эти пики распространенности соответствуют стабильным изобарам , полученным в результате последовательных бета-распадов ядер точки ожидания с N  = 50, 82 и 126, что примерно на 10 протонов удалено от линии бета-стабильности . [22]

r - процесс также происходит в термоядерном оружии и был ответственен за первоначальное открытие нейтронно-богатых почти стабильных изотопов актинидов, таких как плутоний-244 , и новых элементов эйнштейния и фермия (атомные номера 99 и 100) в 1950-х годах. Было высказано предположение, что множественные ядерные взрывы позволят достичь острова стабильности , поскольку затронутые нуклиды (начиная с урана-238 в качестве затравочных ядер) не успеют полностью распасться на бета-распад до быстро спонтанно делящихся нуклидов на линии бета-стабильности, прежде чем поглотят больше нейтронов при следующем взрыве, тем самым предоставляя шанс достичь нейтронно-богатых сверхтяжелых нуклидов, таких как коперниций -291 и -293, периоды полураспада которых могут составлять столетия или тысячелетия. [23]

Астрофизические сайты

Наиболее вероятным кандидатом на место r -процесса уже давно считается коллапс ядра сверхновых (спектральные типы Ib , Ic и II ), которые могут обеспечить необходимые физические условия для r -процесса. Однако очень низкая распространенность ядер r -процесса в межзвездном газе ограничивает количество, которое может быть выброшено каждой из них. Для этого требуется, чтобы только небольшая часть сверхновых выбрасывала ядра r -процесса в межзвездную среду , или чтобы каждая сверхновая выбрасывала только очень небольшое количество материала r -процесса. Выброшенный материал должен быть относительно богат нейтронами, условие, которого было трудно достичь в моделях, [2], поэтому астрофизики по-прежнему обеспокоены их адекватностью для успешного выхода r -процесса.

В 2017 году новые астрономические данные о r -процессе были обнаружены в данных о слиянии двух нейтронных звезд . Используя данные о гравитационных волнах, полученные в GW170817, для определения места слияния, несколько команд [24] [25] [26] наблюдали и изучали оптические данные слияния, обнаружив спектроскопические свидетельства материала r -процесса, выброшенного сливающимися нейтронными звездами. Основная часть этого материала, по-видимому, состоит из двух типов: горячие синие массы высокорадиоактивного вещества r -процесса тяжелых ядер с меньшим массовым числом ( A < 140 , таких как стронций ) [27] и более холодные красные массы ядер r -процесса с большим массовым числом ( A > 140 ), богатых актинидами (такими как уран , торий и калифорний ). При освобождении от огромного внутреннего давления нейтронной звезды эти выбросы расширяются и образуют затравочные тяжелые ядра, которые быстро захватывают свободные нейтроны и излучают обнаруженный оптический свет в течение примерно недели. Такая продолжительность светимости была бы невозможна без нагрева внутренним радиоактивным распадом, который обеспечивается ядрами r -процесса вблизи их точек ожидания. Две различные области масс ( A < 140 и A > 140 ) для выходов r -процесса были известны с момента первых зависящих от времени расчетов r - процесса. [10] Из-за этих спектроскопических особенностей утверждалось, что такой нуклеосинтез в Млечном Пути был в основном выбросом из слияний нейтронных звезд, а не из сверхновых. [3]

Эти результаты предлагают новую возможность для прояснения шести десятилетий неопределенности относительно места происхождения ядер r -процесса. Подтверждением релевантности r -процесса является то, что именно радиогенная энергия от радиоактивного распада ядер r -процесса поддерживает видимость этих выделенных фрагментов r -процесса. В противном случае они быстро бы потускнели. Такие альтернативные места были впервые серьезно предложены в 1974 году [28] как декомпрессирующее вещество нейтронной звезды . Было предложено, что такое вещество выбрасывается из нейтронных звезд , сливающихся с черными дырами в компактных двойных системах. В 1989 году [29] (и 1999 году [30] ) этот сценарий был распространен на слияния двойных нейтронных звезд ( двойная звездная система из двух нейтронных звезд, которые сталкиваются). После предварительной идентификации этих мест [31] сценарий был подтвержден в GW170817 . Современные астрофизические модели предполагают, что одно событие слияния нейтронной звезды могло генерировать от 3 до 13 масс золота Земли . [32]

Смотрите также

Примечания

  1. ^ нейтроны 1,674,927,471,000,000,000,000,000/см3 против 1 атома/см3 межзвездного пространства
  2. ^ Нейтронное число 50, 82 и 126
  3. ^ Пики численности для r- и s -процессов находятся при A  = 80, 130, 196 и A  = 90, 138, 208 соответственно.

Ссылки

  1. ^ abcdef Бербидж, EM; Бербидж, GR; Фаулер, WA; Хойл, F. (1957). «Синтез элементов в звездах». Reviews of Modern Physics . 29 (4): 547–650. Bibcode :1957RvMP...29..547B. doi : 10.1103/RevModPhys.29.547 .
  2. ^ ab Thielemann, F.-K. ; et al. (2011). «Каковы астрофизические места для r -процесса и производства тяжелых элементов?». Progress in Particle and Nuclear Physics . 66 (2): 346–353. Bibcode :2011PrPNP..66..346T. doi :10.1016/j.ppnp.2011.01.032. S2CID  119412716.
  3. ^ ab Kasen, D.; Metzger, B.; Barnes, J.; Quataert, E.; Ramirez-Ruiz, E. (2017). «Происхождение тяжелых элементов в двойных слияниях нейтронных звезд из гравитационно-волнового события». Nature . 551 (7678): 80–84. arXiv : 1710.05463 . Bibcode :2017Natur.551...80K. doi : 10.1038/nature24453 . PMID  29094687.
  4. ^ ab Frebel, A.; Beers, TC (2018). "Формирование самых тяжелых элементов". Physics Today . 71 (1): 30–37. arXiv : 1801.01190 . Bibcode : 2018PhT....71a..30F. doi : 10.1063/pt.3.3815 . Ядерные физики все еще работают над моделированием r -процесса, а астрофизикам необходимо оценить частоту слияний нейтронных звезд, чтобы оценить, происходит ли исключительно или, по крайней мере, в значительной степени образование тяжелых элементов в r -процессе в среде слияния.
  5. ^ 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.
  6. ^ ab Hoyle, F. (1946). "Синтез элементов из водорода". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 106 (5): 343–383. Bibcode : 1946MNRAS.106..343H. doi : 10.1093/mnras/106.5.343 .
  7. ^ Suess, HE; ​​Urey, HC (1956). «Обилие элементов». Reviews of Modern Physics . 28 (1): 53–74. Bibcode : 1956RvMP...28...53S. doi : 10.1103/RevModPhys.28.53.
  8. ^ Вусли, Стэн ; Тримбл, Вирджиния ; Тилеманн, Фридрих-Карл (2019). «Происхождение элементов». Physics Today . 72 (2): 36–37. Bibcode : 2019PhT....72b..36W. doi : 10.1063/PT.3.4134. S2CID  186549912.
  9. ^ Cameron, AGW (1957). "Ядерные реакции в звездах и нуклеогенез". Публикации Астрономического общества Тихого океана . 69 (408): 201. Bibcode : 1957PASP...69..201C . doi : 10.1086/127051 .
  10. ^ ab Seeger, PA; Fowler, WA; Clayton, DD (1965). «Нуклеосинтез тяжелых элементов путем захвата нейтронов». Приложение к Astrophysical Journal . 11 : 121–66. Bibcode : 1965ApJS...11..121S . doi : 10.1086/190111 .
  11. ^ См. Seeger, Fowler & Clayton 1965. На рисунке 16 показан расчет короткого потока и его сравнение с естественным содержанием нейтронов в r- процессе, тогда как на рисунке 18 показаны рассчитанные содержания нейтронов в длинных потоках нейтронов.
  12. ^ См. Таблицу 4 в Seeger, Fowler & Clayton 1965.
  13. ^ Truran, JW (1981). "Новая интерпретация содержания тяжелых элементов в звездах с дефицитом металлов". Astronomy and Astrophysics . 97 (2): 391–93. Bibcode : 1981A&A....97..391T .
  14. ^ Эбботт, Б. П. и др. (LIGO Scientific Collaboration и Virgo Collaboration) (2017). "GW170817: Наблюдение гравитационных волн от двойной нейтронной звезды Inspiral". Physical Review Letters . 119 (16): 161101. arXiv : 1710.05832 . Bibcode : 2017PhRvL.119p1101A. doi : 10.1103/PhysRevLett.119.161101 . PMID  29099225.
  15. ^ Bartlett, A.; Görres, J.; Mathews, GJ; Otsuki, K.; Wiescher, W. (2006). "Реакции захвата двух нейтронов и процесс r" (PDF) . Physical Review C. 74 ( 1): 015082. Bibcode : 2006PhRvC..74a5802B. doi : 10.1103/PhysRevC.74.015802. Архивировано из оригинала (PDF) 2020-08-06 . Получено 2019-06-17 .
  16. ^ Thoennessen, M. (2004). «Достижение пределов ядерной стабильности» (PDF) . Reports on Progress in Physics . 67 (7): 1187–1232. Bibcode : 2004RPPh...67.1187T. doi : 10.1088/0034-4885/67/7/R04. S2CID  250790169.
  17. ^ ab Eichler, MA (2016). Нуклеосинтез во взрывоопасных средах: слияния нейтронных звезд и сверхновые с коллапсом ядра (PDF) (Докторская диссертация). Университет Базеля.
  18. ^ Ван, Р.; Чен, Л. В. (2015). «Расположение нейтронной капельной линии и путей r-процесса в ядерном ландшафте». Physical Review C. 92 ( 3): 031303–1–031303–5. arXiv : 1410.2498 . Bibcode : 2015PhRvC..92c1303W. doi : 10.1103/PhysRevC.92.031303. S2CID  59020556.
  19. ^ Boleu, R.; Nilsson, SG; Sheline, RK (1972). «О завершении r-процесса и синтезе сверхтяжелых элементов». Physics Letters B. 40 ( 5): 517–521. Bibcode :1972PhLB...40..517B. doi :10.1016/0370-2693(72)90470-4.
  20. ^ Клейтон, Д.Д. (1968), Принципы звездной эволюции и нуклеосинтеза , Mc-Graw-Hill, стр. 577–591, ISBN 978-0226109534, дает четкое техническое введение в эти функции. Более техническое описание можно найти в Seeger, Fowler & Clayton 1965.
  21. ^ На рисунке 10 работы Сигера, Фаулера и Клейтона 1965 года показан этот путь захватов, достигающих магических чисел нейтронов 82 и 126 при меньших значениях заряда ядра Z, чем это происходит на пути стабильности.
  22. ^ Surman, R.; Mumpower, M.; Sinclair, R.; Jones, KL; Hix, WR; McLaughlin, GC (2014). «Исследования чувствительности для слабого r-процесса: скорости захвата нейтронов». AIP Advances . 4 (41008): 041008. Bibcode : 2014AIPA....4d1008S. doi : 10.1063/1.4867191 .
  23. ^ Загребаев, В.; Карпов, А.; Грейнер, В. (2013). «Будущее исследований сверхтяжелых элементов: какие ядра могут быть синтезированы в течение следующих нескольких лет?». Journal of Physics: Conference Series . 420 (1): 012001. arXiv : 1207.5700 . Bibcode : 2013JPhCS.420a2001Z. doi : 10.1088/1742-6596/420/1/012001 .
  24. ^ Аркави, И.; и др. (2017). «Оптическое излучение килоновой после слияния нейтронных звезд, обнаруженного гравитационной волной». Nature . 551 (7678): 64–66. arXiv : 1710.05843 . Bibcode :2017Natur.551...64A. doi : 10.1038/nature24291 .
  25. ^ Pian, E.; et al. (2017). «Спектроскопическая идентификация r-процесса нуклеосинтеза в слиянии двух нейтронных звезд». Nature . 551 (7678): 67–70. arXiv : 1710.05858 . Bibcode :2017Natur.551...67P. doi : 10.1038/nature24298 . PMID  29094694.
  26. ^ Smartt, SJ; et al. (2017). «Килонова как электромагнитный аналог источника гравитационных волн». Nature . 551 (7678): 75–79. arXiv : 1710.05841 . Bibcode :2017Natur.551...75S. doi : 10.1038/nature24303 . PMID  29094693.
  27. ^ Уотсон, Дарач; Хансен, Камилла Дж.; Сельсинг, Джонатан; Кох, Андреас; Малезани, Даниэле Б.; Андерсен, Аня К.; Финбо, Йохан ПУ; Арконес, Альмудена ; Баусвайн, Андреас; Ковино, Стефано; Градо, Аниелло (2019). «Идентификация стронция при слиянии двух нейтронных звезд». Nature . 574 (7779): 497–500. arXiv : 1910.10510 . Bibcode :2019Natur.574..497W. doi :10.1038/s41586-019-1676-3. ISSN  0028-0836. PMID  31645733. S2CID  204837882.
  28. ^ Латтимер, Дж. М.; Шрамм, Д. Н. (1974). «Столкновения черной дыры и нейтронной звезды». Astrophysical Journal Letters . 192 (2): L145–147. Bibcode : 1974ApJ...192L.145L . doi : 10.1086/181612 .
  29. ^ Эйхлер, Д.; Ливио, М.; Пиран, Т.; Шрамм, Д. Н. (1989). «Нуклеосинтез, нейтринные вспышки и гамма-лучи от сливающихся нейтронных звезд». Nature . 340 (6229): 126–128. Bibcode :1989Natur.340..126E. doi : 10.1038/340126a0 .
  30. ^ Фрайбургхаус, К.; Россвог, С.; Тилеманн, Ф.-К (1999). "r-процесс в слияниях нейтронных звезд". Astrophysical Journal Letters . 525 (2): L121–L124. Bibcode : 1999ApJ...525L.121F . doi : 10.1086/312343 . PMID  10525469.
  31. ^ Танвир, Н.; и др. (2013). «Килонова, связанная с кратковременным гамма-всплеском GRB 130603B». Nature . 500 (7464): 547–9. arXiv : 1306.4971 . Bibcode :2013Natur.500..547T. doi : 10.1038/nature12505 . PMID  23912055.
  32. ^ «Слияния нейтронных звезд могут создать большую часть золота вселенной». Сид Перкинс . Science AAAS. 20 марта 2018 г. Получено 24 марта 2018 г.