Azərbaycanca
Беларускі
Dansk
Deutsch
Española
Français
Indonesia
Italiana
日本語
Қазақ
Lietuvos
Nederlands
Português
Русский
සිංහල
แบบไทย
Türkçe
Українська
中國人
United State
Afrikaans
r-процес (від англ. rapid — швидкий) — один із типів реакцій нуклеосинтезу, що відповідає за утворення приблизно половини ядер важких елементів у Всесвіті. Процес називають швидким, на відміну від s-процесу, бо в ньому захоплення наступного нейтрона відбувається швидше, ніж новоутворений ізотоп встигає розпастися з утворенням іншого елементу.
r-процес є послідовністю захоплення нейтронів важкими ядрами, зазвичай важчими за 56Fe. Щоб уникнути бета-розпаду нестабільних утворених ізотопів, проміжок часу до наступного захоплення повинен бути невеликим. Тож процес відбувається там, де є потужні потоки вільних нейтронів. Такі ситуації виникають у викидах при вибухах наднових та при злитті нейтронних зір. Відносний внесок цих та інших джерел у поширеність хімічних елементів, що утворюються завдяки r-процесу, досліджується.
r-процес відбувається також незначною мірою під час термоядерних вибухів. Історично це призвело до відкриття ейнштейнію та фермію в радіоактивних опадах.
r-процес альтернативних до s-процесу, іншого механізму утворення важких елементів. s-процеси здебільшого протікають у зорях, зокрема в зорях асимптотичного відгалуження гігантів, де потоку нейтронів вистачає для реакції, але не вистачає для r-процесу. s-процес є вторинним у тому сенсі, що він вимагає попереднього існування важких ізотопів, які потім перетворюються в інші важкі ядра. Разом s- та r-процеси відповідають за утворення більшості елементів, важчих від заліза.
Історія
Потреба в швидкому захопленні нейтронів зрозуміла з аналізу таблиці поширеності ізотопів важких елементів, яку 1956 року опублікували та Гаролд Юрі. Щоб утворити пік поширеності германію, ксенону та платини радіоактивні ізотопи мали захоплювати нейтрон швидше, ніж зазнавати бета-розпаду. Згідно з оболонковою моделлю ядра радіоактивні ядра, що розпадалися б в ізотопи цих елементів мали б завершену нейтронну оболонку поблизу лінії ядерної нестабільності, де нейтрони не додаються. Піки поширення елементів, створені швидким захопленням нейтронів, переносили відповідальність на інші ядра.
Процеси швидкого захоплення нейтронів назвали r-процесами. В знаменитому огляді B2FH (Бербідж, Бербідж, Фаулер, Гойл) 1957 року було надруковано таблицю, що феноменологічно поділила важкі ізотопи на утворені через s- та r-процеси. B2FH розробила теорію зоряного нуклеосинтезу й основи сучасної ядерної астрофізики
Розгортання r-процесу в часі вперше розрахували в Калтеху Філліп Сігер, Вільям Фаулер та Доналд Д. Клейтон. Вони першими отримали оцінку розповсюдженості r-процесів та їхню часову еволюцію. Крім того, вони змогли виконати теоретичний розрахунок швидкості утворення елементів і краще кількісно розділити внесок s- та r-процесів у таблицю поширеності важких ізотопів, встановивши надійнішу криву поширеності для ізотопів, утворених через r-процеси, ніж це було зроблено у B2FH статті. Відтоді внесок r-процесів в утворення елементів оцінюють за їхнім методом — спочатку розраховується поширеність ізотопів утворених через s-процеси (що можна зробити надійніше), а потім віднімають цей внесок від сумарної поширеності ізотопів, приписуючи залишок r-процесам. Залежність поширеності від атомної ваги, отримана таким способом, задовільно відтворює результати розрахунків, проведених на основі фізичних процесів.
Більшість багатих на нейтрони ізотопів елементів, важчих за нікель, утворюються винятково або частково завдяки бета-розпаду речовини, синтезованої завдяки r-процесам, що відбуваються шляхом швидкого захоплення, один за одним, вільних нейтронів. Вільні нейтрони утворюються завдяки процесу захоплення електронів при швидкому колапсі ядер наднових, де густина речовини дуже велика. Одночасно утворюються деякі багаті на нейтрони ядра-зародки, що робить r-процес первинним, тобто таким, що може відбутися в зорях із чистого водню та гелію, всупереч класифікації роботи B2FH, яка визначила їх як вторинні, тобто такі, що потребують початкового заліза.
Збагачення елементного складу завдяки r-процесу зірок підтвердив аналізом спостережень у 1981-му Труран. Він та численні асторономи після нього показали, що поширеність важких елементів у бідних на метали зорях збігається з r-кривою для Сонця, так наче s-процеси зовсім не відбуваються. Це узгоджується з гіпотезою, що s-процеси у цих молодих зорях ще не почалися, оскільки для них необхідно принаймні 100 млн років галактичної історії. Ці зорі виникли раніше, а це свідчить про те, що r-процес у масивних зорях, які швидко розвиваються і стають надновими, починається одразу. Первинна природа r-процесів слідує зі спостережуваних спектрів старих зір, народжених ще тоді, коли галактична металічність була ще малою, але таких, які все ж містили певну кількість потрібних для r-процесів ядер.
Хоча більшість експертів із наднових підтримують цей сценарій, однак він усе ще не отримав абсолютно задовільного розрахункового підтвердження через складність обчислень. Втім, вже отримані результати підтримують таку гіпотезу.
Завдяки r-процесам утворилася більшість радіоактивних елементів, таких як уран та торій тощо, що існують у земних умовах.
Ядернофізичні основи
В умовах сильного стиснення речовини в ядрах наднових бета-розпад блоковано. Причиною цьому є те, що при великій густині електронів, усі електронні рівні до енергії Фермі заповновнені, а в наднових ця енергія перевищує енергію бета-розпаду. А от електронне захоплення продовжується, що призводить до дедалі більшого накопичення нейтронів. Оскільки нейтрони не можуть розпастися, густина їхнього потоку досягає значень 1022 на см² за секунду. Коли наднова вибухає, починається стрімке розширення й охолодження, але захоплення нейтронів залишками важких ядер відбувається все ще швидше, ніж бета-розпад. Як наслідок, r-процес переходить межу нестабільності й утворюються дуже масивні збагачені нейтронами ядра.
На заповзання за лінію нейтронної нестабільності ядер впливають три процеси: значне зменшення перерізу захоплення нейтрона в ядрах із заповненою нейтронною оболонкою, пригнічення фотодезинтеграції та ступінь стабільності в області важких ізотопів. Останнє з явищ припиняє r-процес, коли найважче з ядер стає нестабільним відносно спонтанного поділу. Вважається, що відповідна ділянка в таблиці нуклідів розташована там, де сумарна кількість нуклонів наближається до 270. Навіть ще раніше бар'єр поділу може бути досить низьким, і захоплення нейтрона може призвести до поділу ядра, а не до його просування до ділянки нестабільності. Після зменшення нейтронного потоку утворені дуже нестабільні ядра розпадаються через низку бета-розпадів, доки залишиться відносно стійке багате нейтронами ядро. Тож, тоді як s-процеси створюють надлишок стабільних ядер із замкненою нейтронною оболонкою, r-процеси створюють надлишок ядер, легших приблизно на 10 атомних одиниць маси від піків s-процесів, внаслідок розпаду важчих ізотопів на шляху до стабільності.
r-процеси відбуваються також під час ядерних вибухів. Завдяки ним були відкриті багаті на нейтрони майже стабільні ізотопи актинідів на зразок плутонію-244, та нові елементи — ейнштейній і фермій. Висловлювалася ідея, що кілька ядерних вибухів могли б створити умови для досягнення острова стабільності, оскільки нукліди, починаючи з урану-238, не встигли між вибухами б розпастися через бета-розпад до ядер, які швидко спонтанно діляться. Тоді виникла б можливість отримати ізотопи на зразок коперницію-291, що мали б період напіврозпаду століття та тисячоліття
Де відбуваються r-процеси
Вважається, що найімовірніше r-процеси відбуваються в наднових із колапсом ядра (спектральних типів Ib, Ic та II), де для них існують потрібні фізичні умови. Однак ступінь поширеності ядер, що утворюються в r-процесах, свідчить, що або лише невелика частина наднових викидає в міжзоряний простір такі ядра, або вони викидають тільки незначну кількість утвореної речовини. Крім того, речовина викидів має бути багата на нейтрони, чого важко досягнути в моделях. 1974 року було запропоновано альтернативу — розширення речовини нейтронних зір. Таке може відбуватися, коли нейтронні зорі зливаються з чорними дірами у тісних подвійних системах (див. кілонова). 1989 року (див. також) цей сценарій було розширено включенням актів злиття нейтронних зір (зіткнення двох нейтронних зір у подвійних системах). Поступово набираються дані астрономічних спостережень, що підтвердили б таку гіпотезу.
Виноски
- E. M. Burbidge; G. R. Burbidge; W. A. Fowler; F. Hoyle (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.
- Seeger, Philip A.; Fowler, William A.; Clayton, Donald D. (1965). Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture. Astrophysical Journal Supplement. 11: 121—66. Bibcode:1965ApJS...11..121S. doi:10.1086/190111.
- Truran, J. W. (1981). A new interpretation of the heavy-element abundances in metal-deficient stars. Astronomy and Astrophysics. 97 (2): 391—93. Bibcode:1981A&A....97..391T.
- Boleu, R.; Nilsson, S. G.; Sheline, R. K. (7 серпня 1972). On the termination of the r-process and the synthesis of superheavy elements. Physics Letters B. 40 (5): 517—521. doi:10.1016/0370-2693(72)90470-4.
- (1968). Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis. New York: Mc-Graw-Hill. с. 577–91. ISBN ., provides a clear technical introduction to these features. More technical is the previously cited paper by Seeger et al.
- Zagrebaev, Valeriy; Karpov, Alexander; Greiner, Walter (2013). (PDF). Journal of Physics. IOP Publishing Ltd. 420: 012001. doi:10.1088/1742-6596/420/1/012001. Архів оригіналу (PDF) за 3 жовтня 2015. Процитовано 1 липня 2017.
- Thielemann, F. K. та ін. (April 2011). What are the astrophysical sites for the r-process and the production of heavy elements?. Progress in Particle and Nuclear Astrophysics. 66: 346—353. Bibcode:2011PrPNP..66..346T. doi:10.1016/j.ppnp.2011.01.032.
- Lattimer, James M.; Schramm, David N. (1974). Black Hole-Neutron Star Collisions. The Astrophysical Journal Letters. 192: L145-147. Bibcode:1974ApJ...192L.145L. doi:10.1086/181612.
- Eichler, David; Livio, Mario; Piran, Tsvi; Schramm, David N. (13 липня 1989). Nucleosynthesis, neutrino bursts and gamma-rays from coalescing neutron stars. Nature. 340: 126—128. Bibcode:1989Natur.340..126E. doi:10.1038/340126a0.
- Freiburghaus, C.; Rosswog, S.; Thielemann, F.-K (1999). R-Process in Neutron Star Mergers. The Astrophysical Journal Letters. 525 (2): L121--L124. Bibcode:1999ApJ...525L.121F. doi:10.1086/312343.
- Tanvir, N. та ін. (2013). A `kilonova' associated with the short-duration gamma-ray burst GRB 130603B. Nature. 500 (7464): 547—9. arXiv:1306.4971. Bibcode:2013Natur.500..547T. doi:10.1038/nature12505. PMID 23912055.
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
r proces vid angl rapid shvidkij odin iz tipiv reakcij nukleosintezu sho vidpovidaye za utvorennya priblizno polovini yader vazhkih elementiv u Vsesviti Proces nazivayut shvidkim na vidminu vid s procesu bo v nomu zahoplennya nastupnogo nejtrona vidbuvayetsya shvidshe nizh novoutvorenij izotop vstigaye rozpastisya z utvorennyam inshogo elementu r proces ye poslidovnistyu zahoplennya nejtroniv vazhkimi yadrami zazvichaj vazhchimi za 56Fe Shob uniknuti beta rozpadu nestabilnih utvorenih izotopiv promizhok chasu do nastupnogo zahoplennya povinen buti nevelikim Tozh proces vidbuvayetsya tam de ye potuzhni potoki vilnih nejtroniv Taki situaciyi vinikayut u vikidah pri vibuhah nadnovih ta pri zlitti nejtronnih zir Vidnosnij vnesok cih ta inshih dzherel u poshirenist himichnih elementiv sho utvoryuyutsya zavdyaki r procesu doslidzhuyetsya r proces vidbuvayetsya takozh neznachnoyu miroyu pid chas termoyadernih vibuhiv Istorichno ce prizvelo do vidkrittya ejnshtejniyu ta fermiyu v radioaktivnih opadah r proces alternativnih do s procesu inshogo mehanizmu utvorennya vazhkih elementiv s procesi zdebilshogo protikayut u zoryah zokrema v zoryah asimptotichnogo vidgaluzhennya gigantiv de potoku nejtroniv vistachaye dlya reakciyi ale ne vistachaye dlya r procesu s proces ye vtorinnim u tomu sensi sho vin vimagaye poperednogo isnuvannya vazhkih izotopiv yaki potim peretvoryuyutsya v inshi vazhki yadra Razom s ta r procesi vidpovidayut za utvorennya bilshosti elementiv vazhchih vid zaliza IstoriyaPotreba v shvidkomu zahoplenni nejtroniv zrozumila z analizu tablici poshirenosti izotopiv vazhkih elementiv yaku 1956 roku opublikuvali ta Garold Yuri Shob utvoriti pik poshirenosti germaniyu ksenonu ta platini radioaktivni izotopi mali zahoplyuvati nejtron shvidshe nizh zaznavati beta rozpadu Zgidno z obolonkovoyu modellyu yadra radioaktivni yadra sho rozpadalisya b v izotopi cih elementiv mali b zavershenu nejtronnu obolonku poblizu liniyi yadernoyi nestabilnosti de nejtroni ne dodayutsya Piki poshirennya elementiv stvoreni shvidkim zahoplennyam nejtroniv perenosili vidpovidalnist na inshi yadra Procesi shvidkogo zahoplennya nejtroniv nazvali r procesami V znamenitomu oglyadi B2FH Berbidzh Berbidzh Fauler Gojl 1957 roku bulo nadrukovano tablicyu sho fenomenologichno podilila vazhki izotopi na utvoreni cherez s ta r procesi B2FH rozrobila teoriyu zoryanogo nukleosintezu j osnovi suchasnoyi yadernoyi astrofiziki Rozgortannya r procesu v chasi vpershe rozrahuvali v Kaltehu Fillip Siger Vilyam Fauler ta Donald D Klejton Voni pershimi otrimali ocinku rozpovsyudzhenosti r procesiv ta yihnyu chasovu evolyuciyu Krim togo voni zmogli vikonati teoretichnij rozrahunok shvidkosti utvorennya elementiv i krashe kilkisno rozdiliti vnesok s ta r procesiv u tablicyu poshirenosti vazhkih izotopiv vstanovivshi nadijnishu krivu poshirenosti dlya izotopiv utvorenih cherez r procesi nizh ce bulo zrobleno u B2FH statti Vidtodi vnesok r procesiv v utvorennya elementiv ocinyuyut za yihnim metodom spochatku rozrahovuyetsya poshirenist izotopiv utvorenih cherez s procesi sho mozhna zrobiti nadijnishe a potim vidnimayut cej vnesok vid sumarnoyi poshirenosti izotopiv pripisuyuchi zalishok r procesam Zalezhnist poshirenosti vid atomnoyi vagi otrimana takim sposobom zadovilno vidtvoryuye rezultati rozrahunkiv provedenih na osnovi fizichnih procesiv Bilshist bagatih na nejtroni izotopiv elementiv vazhchih za nikel utvoryuyutsya vinyatkovo abo chastkovo zavdyaki beta rozpadu rechovini sintezovanoyi zavdyaki r procesam sho vidbuvayutsya shlyahom shvidkogo zahoplennya odin za odnim vilnih nejtroniv Vilni nejtroni utvoryuyutsya zavdyaki procesu zahoplennya elektroniv pri shvidkomu kolapsi yader nadnovih de gustina rechovini duzhe velika Odnochasno utvoryuyutsya deyaki bagati na nejtroni yadra zarodki sho robit r proces pervinnim tobto takim sho mozhe vidbutisya v zoryah iz chistogo vodnyu ta geliyu vsuperech klasifikaciyi roboti B2FH yaka viznachila yih yak vtorinni tobto taki sho potrebuyut pochatkovogo zaliza Zbagachennya elementnogo skladu zavdyaki r procesu zirok pidtverdiv analizom sposterezhen u 1981 mu Truran Vin ta chislenni astoronomi pislya nogo pokazali sho poshirenist vazhkih elementiv u bidnih na metali zoryah zbigayetsya z r krivoyu dlya Soncya tak nache s procesi zovsim ne vidbuvayutsya Ce uzgodzhuyetsya z gipotezoyu sho s procesi u cih molodih zoryah she ne pochalisya oskilki dlya nih neobhidno prinajmni 100 mln rokiv galaktichnoyi istoriyi Ci zori vinikli ranishe a ce svidchit pro te sho r proces u masivnih zoryah yaki shvidko rozvivayutsya i stayut nadnovimi pochinayetsya odrazu Pervinna priroda r procesiv sliduye zi sposterezhuvanih spektriv starih zir narodzhenih she todi koli galaktichna metalichnist bula she maloyu ale takih yaki vse zh mistili pevnu kilkist potribnih dlya r procesiv yader Periodichna tablicya na yakij pokazano kosmogenne pohodzhennya kozhnogo elementa Elementi vazhchi vid zaliza pohodzhennyam iz nadnovih zazvichaj utvorilisya zavdyaki r procesam sho vidbuvayutsya vnaslidok potuzhnih vikidiv nejtroniv pri vibuhu nadnovih Hocha bilshist ekspertiv iz nadnovih pidtrimuyut cej scenarij odnak vin use she ne otrimav absolyutno zadovilnogo rozrahunkovogo pidtverdzhennya cherez skladnist obchislen Vtim vzhe otrimani rezultati pidtrimuyut taku gipotezu Zavdyaki r procesam utvorilasya bilshist radioaktivnih elementiv takih yak uran ta torij tosho sho isnuyut u zemnih umovah Yadernofizichni osnoviV umovah silnogo stisnennya rechovini v yadrah nadnovih beta rozpad blokovano Prichinoyu comu ye te sho pri velikij gustini elektroniv usi elektronni rivni do energiyi Fermi zapovnovneni a v nadnovih cya energiya perevishuye energiyu beta rozpadu A ot elektronne zahoplennya prodovzhuyetsya sho prizvodit do dedali bilshogo nakopichennya nejtroniv Oskilki nejtroni ne mozhut rozpastisya gustina yihnogo potoku dosyagaye znachen 1022 na sm za sekundu Koli nadnova vibuhaye pochinayetsya strimke rozshirennya j oholodzhennya ale zahoplennya nejtroniv zalishkami vazhkih yader vidbuvayetsya vse she shvidshe nizh beta rozpad Yak naslidok r proces perehodit mezhu nestabilnosti j utvoryuyutsya duzhe masivni zbagacheni nejtronami yadra Na zapovzannya za liniyu nejtronnoyi nestabilnosti yader vplivayut tri procesi znachne zmenshennya pererizu zahoplennya nejtrona v yadrah iz zapovnenoyu nejtronnoyu obolonkoyu prignichennya fotodezintegraciyi ta stupin stabilnosti v oblasti vazhkih izotopiv Ostannye z yavish pripinyaye r proces koli najvazhche z yader staye nestabilnim vidnosno spontannogo podilu Vvazhayetsya sho vidpovidna dilyanka v tablici nuklidiv roztashovana tam de sumarna kilkist nukloniv nablizhayetsya do 270 Navit she ranishe bar yer podilu mozhe buti dosit nizkim i zahoplennya nejtrona mozhe prizvesti do podilu yadra a ne do jogo prosuvannya do dilyanki nestabilnosti Pislya zmenshennya nejtronnogo potoku utvoreni duzhe nestabilni yadra rozpadayutsya cherez nizku beta rozpadiv doki zalishitsya vidnosno stijke bagate nejtronami yadro Tozh todi yak s procesi stvoryuyut nadlishok stabilnih yader iz zamknenoyu nejtronnoyu obolonkoyu r procesi stvoryuyut nadlishok yader legshih priblizno na 10 atomnih odinic masi vid pikiv s procesiv vnaslidok rozpadu vazhchih izotopiv na shlyahu do stabilnosti r procesi vidbuvayutsya takozh pid chas yadernih vibuhiv Zavdyaki nim buli vidkriti bagati na nejtroni majzhe stabilni izotopi aktinidiv na zrazok plutoniyu 244 ta novi elementi ejnshtejnij i fermij Vislovlyuvalasya ideya sho kilka yadernih vibuhiv mogli b stvoriti umovi dlya dosyagnennya ostrova stabilnosti oskilki nuklidi pochinayuchi z uranu 238 ne vstigli mizh vibuhami b rozpastisya cherez beta rozpad do yader yaki shvidko spontanno dilyatsya Todi vinikla b mozhlivist otrimati izotopi na zrazok koperniciyu 291 sho mali b period napivrozpadu stolittya ta tisyacholittyaDe vidbuvayutsya r procesiVvazhayetsya sho najimovirnishe r procesi vidbuvayutsya v nadnovih iz kolapsom yadra spektralnih tipiv Ib Ic ta II de dlya nih isnuyut potribni fizichni umovi Odnak stupin poshirenosti yader sho utvoryuyutsya v r procesah svidchit sho abo lishe nevelika chastina nadnovih vikidaye v mizhzoryanij prostir taki yadra abo voni vikidayut tilki neznachnu kilkist utvorenoyi rechovini Krim togo rechovina vikidiv maye buti bagata na nejtroni chogo vazhko dosyagnuti v modelyah 1974 roku bulo zaproponovano alternativu rozshirennya rechovini nejtronnih zir Take mozhe vidbuvatisya koli nejtronni zori zlivayutsya z chornimi dirami u tisnih podvijnih sistemah div kilonova 1989 roku div takozh cej scenarij bulo rozshireno vklyuchennyam aktiv zlittya nejtronnih zir zitknennya dvoh nejtronnih zir u podvijnih sistemah Postupovo nabirayutsya dani astronomichnih sposterezhen sho pidtverdili b taku gipotezu VinoskiE M Burbidge G R Burbidge W A Fowler F Hoyle 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 Seeger Philip A Fowler William A Clayton Donald D 1965 Nucleosynthesis of heavy elements by neutron capture Astrophysical Journal Supplement 11 121 66 Bibcode 1965ApJS 11 121S doi 10 1086 190111 Truran J W 1981 A new interpretation of the heavy element abundances in metal deficient stars Astronomy and Astrophysics 97 2 391 93 Bibcode 1981A amp A 97 391T Boleu R Nilsson S G Sheline R K 7 serpnya 1972 On the termination of the r process and the synthesis of superheavy elements Physics Letters B 40 5 517 521 doi 10 1016 0370 2693 72 90470 4 1968 Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis New York Mc Graw Hill s 577 91 ISBN 978 0226109534 provides a clear technical introduction to these features More technical is the previously cited paper by Seeger et al Zagrebaev Valeriy Karpov Alexander Greiner Walter 2013 PDF Journal of Physics IOP Publishing Ltd 420 012001 doi 10 1088 1742 6596 420 1 012001 Arhiv originalu PDF za 3 zhovtnya 2015 Procitovano 1 lipnya 2017 Thielemann F K ta in April 2011 What are the astrophysical sites for the r process and the production of heavy elements Progress in Particle and Nuclear Astrophysics 66 346 353 Bibcode 2011PrPNP 66 346T doi 10 1016 j ppnp 2011 01 032 Lattimer James M Schramm David N 1974 Black Hole Neutron Star Collisions The Astrophysical Journal Letters 192 L145 147 Bibcode 1974ApJ 192L 145L doi 10 1086 181612 Eichler David Livio Mario Piran Tsvi Schramm David N 13 lipnya 1989 Nucleosynthesis neutrino bursts and gamma rays from coalescing neutron stars Nature 340 126 128 Bibcode 1989Natur 340 126E doi 10 1038 340126a0 Freiburghaus C Rosswog S Thielemann F K 1999 R Process in Neutron Star Mergers The Astrophysical Journal Letters 525 2 L121 L124 Bibcode 1999ApJ 525L 121F doi 10 1086 312343 Tanvir N ta in 2013 A kilonova associated with the short duration gamma ray burst GRB 130603B Nature 500 7464 547 9 arXiv 1306 4971 Bibcode 2013Natur 500 547T doi 10 1038 nature12505 PMID 23912055