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r过程，或称为快中子捕获过程，是在核心发生塌缩的超新星（参考超新星核合成）中创造富含中子且比铁重的元素的程序，并创造了大约一半的数量。r过程需要以铁为种核进行连续的快中子捕获，或是短程的r过程。另一种居主导地位产生重元素的机制为s过程，也就是通过慢中子捕获进行核合成，主要发生在AGB星，而这两种过程在产生比铁重的元素的星系化学演化中占了很重的分量。
r过程似乎必须从重元素的同位素相对丰度和在1956年由Hans Suess和哈罗德·尤里重新印制的化学元素丰度表来观察，尤其是锗、氙、和铂这三种元素丰度的峰值。根据量子力学和壳层模型，原子核经放射性衰变成为同位素时，会在接近中子滴线处关闭中子壳层。这暗示了有些含量丰富的核子必须经由快中子捕获来创造，并且也只能估算哪些核子可以经历这样的过程。在1957年，有一篇著名的论文提出了s过程和r过程的分摊表[1]，也提出了恒星核合成的理论和设置了当代的核天体物理学的框架。
紧接在核塌缩超新星之后，有高温和一股强大的中子通量（大约有1022中子每公分²每秒钟），因此中子捕获不仅进行的速率远比β衰变为快，并且稳定；这意味着r过程 "沿着"中子滴线进行。只有两件事情可以阻止这个过程超越中子滴线，一是著名的中子捕获截面积因为中子壳层关闭而减小；另一则是重元素的同位素稳定区域，当这样的核变得不稳定时，便会自发性的产生分裂，使r过程终止（目前相信中子的丰富数可以达到A = 270，这是在核种图上的原子量。）。在中子通量减少之后，这些极度不稳定的放射性元素迅速的形成稳定、中子丰富的原子核。所以，当s过程创造稳定的原子核和封闭中子壳层时，r过程创造的核子丰顶大约比s过程的峰顶低10个原子质量单位，r过程的核子衰变会退回而稳定在核种图上原子数接近A的线。
r过程进行的场所相信是在核塌缩超新星（光谱为Ib和Ic超新星、II型超新星），因为能提供r过程需要的物理条件（状况）。无论如何，r过程核子的丰度不是只有一小部分的超新星抛出r过程的核子至星际物质中，就是所有的超新星都只抛出极少量的r过程核子。新近提出二择一的解答是中子星并吞（在由两颗中子星组成的联星系统）可能在r过程中也扮演着一个角色，但是这还需要观测来证实。
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