R過程
r過程は重元素の同位体比や、1956年にハンズ・スースやハロルド・ユーリーによって発表された元素の存在比の要請から見出された。中でもゲルマニウム、キセノン、白金に存在比の山があることが見出された。量子力学とシェルモデルによると、これらの元素へ向けて崩壊する放射性原子核は、中性子ドリップライン付近に中性子閉殻がある。このことは、いくらかの元素は高速な中性子捕獲で作られないといけないことを示唆しており、他の元素がこのような過程に関わっているのはどの程度かが決定すべき事項となった。s過程とr過程で作られる重元素同位体の表は1957年の有名なBFH論文で発表され、星の元素合成の理論を提案し、現在の天体核物理学の枠組を作った。
r過程(アールかてい, r-process)とは、中性子星の衝突などの爆発的な現象によって起こる、元素合成(超新星元素合成)における中性子を多くもつ鉄より重い元素のほぼ半分を合成する過程のこと。これは迅速かつ連続的に中性子をニッケル56のような核種に取り込むことによって起きる。そのためこの過程はr (Rapid) 過程と呼ばれる。重元素を合成するほかの過程にはs過程があり、これは漸近巨星分枝星 (赤色巨星への進化段階) でゆっくり (Slow) した中性子捕獲によって元素合成を行う。この2つの過程が鉄より重い元素の元素合成過程の大半を占める。
r過程はs過程に比べ、観測などのデータを集めるのが難しく、観測手法やコンピューターの能力向上を待たねばならなかったため、2010年代にようやくマルチメッセンジャー天文学的な観測により中性子星の衝突によってr過程が起こることが確かめられた。