Tham khảo Quá_trình_r

  1. ↑ neutrons 1,674,927,471,000,000,000,000,000/cc vs 1 atom/cc interstellar space
  1. ↑ Burbidge, E. M.; Burbidge, G. R.; Fowler, W. A.; Hoyle, F. (1957). “Synthesis of the Elements in Stars”. Reviews of Modern Physics 29 (4): 547–650. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.  Đã bỏ qua tham số không rõ |doi-access= (trợ giúp)
  2. ↑ Thielemann, F.-K. và đồng nghiệp (2011). “What are the astrophysical sites for the r-process and the production of heavy elements?”. Progress in Particle and Nuclear Physics 66 (2): 346–353. Bibcode:2011PrPNP..66..346T. doi:10.1016/j.ppnp.2011.01.032. 
  3. ↑ Kasen, D.; Metzger, B.; Barnes, J.; Quataert, E.; Ramirez-Ruiz, E. (2017). “Origin of the heavy elements in binary neutron-star mergers from a gravitational-wave event” (PDF). Nature 551 (7678): 80–84. Bibcode:2017Natur.551...80K. PMID 29094687. arXiv:1710.05463. doi:10.1038/nature24453.  Đã bỏ qua tham số không rõ |doi-access= (trợ giúp)
  4. ↑ Frebel, A.; Beers, T. C. (2018). “The formation of the heaviest elements”. Physics Today 71 (1): 30–37. Bibcode:2018PhT....71a..30F. arXiv:1801.01190. doi:10.1063/pt.3.3815. 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.  Đã bỏ qua tham số không rõ |doi-access= (trợ giúp)
Các nhóm


Liên quan
Cấu trúc
Tiền thân
Tàn tích
Phát hiện
Danh sách
Đáng chú ý
Nghiên cứu