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出典検索?: "R過程" ? ニュース ・ 書籍 ・ スカラー ・ CiNii ・ J-STAGE ・ NDL ・ dlib.jp ・ ジャパンサーチ ・ TWL（2022年5月）

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。
歴史

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B2FH論文[1]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。
核物理

重力崩壊型超新星爆発の直後、非常に高密度の中性子束（1022個/cm2⋅s）が発生し、かつ高温となり、中性子捕獲は非常に不安定な核がベータ崩壊する間もなく行われ、r過程は中性子ドリップラインに沿って駈け上がることになる。このように中性子ドリップラインを上がることを阻害する制約は中性子閉核した原子核に対する中性子捕獲の反応断面積の著しい減少、原子核光分解（en:photodisintegration（[γ,n]））の反応率との競合、そして、核が急激に不安定化し、自発核分裂を起こし、r過程を終了させてしまう程の重同位体領域での核の安定性である（大体それは核図表の核子の数が270程度の中性子に富んだ領域と考えられている）。中性子束が落ち着いた後、これら非常に不安定な中性子過剰核である放射性原子核は安定核に落ち着くために急速に崩壊する。そのため、s過程では中性子閉殻(魔法数)付近に元素を作るのに対し、r過程では、原子は核図表の一定の原子量線に沿ってベータ崩壊するため、s過程で作られるものの山に比べ、10原子量ほど小さいあたりに作る。
宇宙物理学的条件

2017年8月、中性子星同士の衝突現象が観測され、その現象を分析した結果、中性子星の衝突によるr過程元素の合成が確認された。この分析結果により、r過程が中性子星同士の融合によって発生することが証明されている。