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<!DOCTYPE html>

<title>Processus r</title>

</head>

<h1 id="firstHeading" class="firstHeading mw-first-heading">Processus r</h1>

</header>

</div>

<div id="mw-content-text" class="mw-body-content mw-content-ltr" lang="fr" dir="ltr"><div class="mw-content-ltr mw-parser-output" lang="fr" dir="ltr">Le processus r est un ensemble de processus <a href="Astrophysique" title="Astrophysique">astrophysiques</a> conduisant à la <a href="Nucl%C3%A9osynth%C3%A8se_stellaire" title="Nucléosynthèse stellaire">nucléosynthèse stellaire</a> d'environ la moitié des <a href="%C3%89l%C3%A9ment_chimique" title="Élément chimique">éléments chimiques</a> de <a href="Num%C3%A9ro_atomique" title="Numéro atomique">numéro atomique</a> supérieur à celui du <a href="Fer" title="Fer">fer</a>, l'autre moitié étant produite par le <a href="Processus_p" title="Processus p">processus p</a> et le <a href="Processus_s" title="Processus s">processus s</a>. La lettre r signifie qu'il s'agit d'une <a href="Capture_neutronique" title="Capture neutronique">capture neutronique</a> rapide, sous un <a href="Flux_neutronique" title="Flux neutronique">flux neutronique</a> très élevé, qui permet de produire, généralement à partir des éléments du <a href="Pic_du_fer" title="Pic du fer">pic du fer</a>, des <a href="Noyau_atomique" title="Noyau atomique">noyaux atomiques</a> plus <a href="Masse_atomique" title="Masse atomique">massifs</a> en agrégeant des <a href="Nucl%C3%A9on" title="Nucléon">nucléons</a> à partir des <a href="Neutron" title="Neutron">neutrons</a> incidents avant que ces noyaux n'aient le temps de se <a href="D%C3%A9sint%C3%A9gration_radioactive" class="mw-redirect" title="Désintégration radioactive">désintégrer</a>, le plus souvent par <a href="Radioactivit%C3%A9_%CE%B2" title="Radioactivité β">radioactivité β</a>–. Cette nucléosynthèse se poursuit jusqu'à la <a href="Limite_de_stabilit%C3%A9" title="Limite de stabilité">limite de stabilité</a> de <a href="Nucl%C3%A9ide" title="Nucléide">nucléides</a> de plus en plus riches en neutrons, limite résultant des propriétés de la <a href="Force_nucl%C3%A9aire" title="Force nucléaire">force nucléaire</a> assurant la cohésion des nucléons dans les noyaux atomiques.

Ce processus tend à produire les <a href="Isotope" title="Isotope">isotopes</a> les plus riches en neutrons des éléments lourds. Il peut généralement synthétiser les quatre isotopes les plus lourds de chaque élément lourd, et les deux plus lourds de ces éléments ne sont généralement produits que par ce processus. Le maximum d'abondance des éléments produits par processus r s'observe autour des <a href="Nombre_de_masse" title="Nombre de masse">nombres de masse</a> A ≈ 82 (<a href="S%C3%A9l%C3%A9nium" title="Sélénium">sélénium</a> 34Se, <a href="Brome" title="Brome">brome</a> 35Br, <a href="Krypton" title="Krypton">krypton</a> 36Kr), A ≈ 130 (<a href="Tellure" title="Tellure">tellure</a> 52Te, <a href="Iode" title="Iode">iode</a> 53I, <a href="X%C3%A9non" title="Xénon">xénon</a> 54Xe) et A ≈ 196 (<a href="Osmium" title="Osmium">osmium</a> 76Os, <a href="Iridium" title="Iridium">iridium</a> 77Ir et <a href="Platine" title="Platine">platine</a> 78Pt). Ceci requiert l'existence d'un flux extrêmement élevé de neutrons libres. Les premières études, remontant aux <a href="Ann%C3%A9es_1950" title="Années 1950">années 1950</a> avec l'article <a href="B2FH" title="B2FH">B2FH</a><a href="#cite_note-10.1103/RevModPhys.29.547-1">[1]</a>, avaient théorisé la nécessité d'au moins un flux de 1024 <abbr class="abbr" title="neutrons par centimètre cube">neutrons/cm3</abbr> pour une température de 1 <abbr class="abbr" title="gigakelvin">GK</abbr>. De telles densités de neutrons ne se rencontrent a priori que lors d'explosions de <a href="Supernova_%C3%A0_effondrement_de_c%C5%93ur" title="Supernova à effondrement de cœur">supernovae à effondrement de cœur</a><a href="#cite_note-10.1016/j.ppnp.2011.01.032-2">[2]</a> ou de <a href="Fusion_d'%C3%A9toiles_%C3%A0_neutrons" title="Fusion d'étoiles à neutrons">fusions d'étoiles à neutrons</a><a href="#cite_note-10.1038/nature24453-3">[3]</a>. La contribution relative de chacun de ces mécanismes à l'abondance astrophysique des éléments issus de la nucléosynthèse par processus r fait toujours l'objet d'études<a href="#cite_note-10.1063/PT.3.3815-4">[4]</a>. Notamment, l'abondance du <a href="Ruth%C3%A9nium" title="Ruthénium">ruthénium</a>, du <a href="Rhodium" title="Rhodium">rhodium</a>, du <a href="Palladium" title="Palladium">palladium</a> et de l'<a href="Argent" title="Argent">argent</a> (<a href="Num%C3%A9ro_atomique" title="Numéro atomique">Z</a> = 44 à 47, <a href="Nombre_de_masse" title="Nombre de masse">A</a> = 99 à 110), corrélée à celle des éléments plus lourds (Z = 63-78, A > 150) et non aux éléments voisins (Z = 34-42 et 48-62), est affectée par les fragments de fission de noyaux transuraniens produits par le processus r (des noyaux riches en neutrons, <a href="Nombre_de_masse" title="Nombre de masse">A</a> > 260)<a href="#cite_note-5">[5]</a>.

Le processus s, qui est l'autre processus astrophysique important de production des éléments lourds, diffère du processus r en ce qu'il consiste en une capture neutronique lente qui se déroule avant tout dans les <a href="%C3%89toile" title="Étoile">étoiles</a> ordinaires, notamment celles de la <a href="Branche_asymptotique_des_g%C3%A9antes" title="Branche asymptotique des géantes">branche asymptotique des géantes</a>. C'est un processus dit secondaire, car il requiert l'existence d'isotopes déjà lourds qui sont convertis en d'autres isotopes par une succession lente de captures neutroniques, environ une capture tous les dix à cent ans, à comparer à une centaine de captures par seconde dans le cas d'un processus r. Le processus s intervient ainsi en complément du processus r, la combinaison de ces deux processus rendant compte de la presque totalité des nucléides observés dans l'espace.

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Processus_physique">Processus physique</h2></div>

Les conditions susceptibles de permettre l'existence d'une <a href="Nucl%C3%A9osynth%C3%A8se" title="Nucléosynthèse">nucléosynthèse</a> par processus r sont réunies dans les <a href="Supernova" title="Supernova">supernovae</a> de faible masse, les <a href="Supernova_%C3%A0_effondrement_de_c%C5%93ur" title="Supernova à effondrement de cœur">supernovae à effondrement de cœur</a> (supernovae de type <abbr class="abbr" title="2">II</abbr>) et les <a href="Fusion_d'%C3%A9toiles_%C3%A0_neutrons" title="Fusion d'étoiles à neutrons">fusions d'étoiles à neutrons</a><a href="#cite_note-10.1103/PhysRevC.74.015802-6">[6]</a>.

La compression des électrons lors de l'explosion d'une supernova de type <abbr class="abbr" title="2">II</abbr> conduit à remplir tous les niveaux d'énergie susceptibles d'être occupés par des électrons libres jusqu'à un niveau de Fermi supérieur à l'énergie de la <a href="Radioactivit%C3%A9_%CE%B2" title="Radioactivité β">radioactivité β</a>–, ce qui a pour effet de bloquer cette dernière. La <a href="Capture_%C3%A9lectronique" title="Capture électronique">capture électronique</a> se poursuit néanmoins, ce qui conduit à accroître le taux de <a href="Neutron" title="Neutron">neutrons</a> dans la matière de l'étoile, jusqu'à un ordre de grandeur de 1024 <abbr class="abbr" title="neutrons par centimètre cube">neutrons/cm3</abbr><a href="#cite_note-10.1103/RevModPhys.29.547-1">[1]</a>, le tout à une température extrêmement élevée. Lorsque cette matière se dilate et se refroidit, la <a href="Capture_neutronique" title="Capture neutronique">capture neutronique</a> par les <a href="Nucl%C3%A9ide" title="Nucléide">nucléides</a> se déroule à une vitesse bien plus élevée que la désintégration β–. Il s'ensuit que le processus r synthétise des nucléides riches en neutrons jusqu'à la <a href="Limite_de_stabilit%C3%A9" title="Limite de stabilité">limite de stabilité</a>, ce qui conduit à la formation d'<a href="Isotope" title="Isotope">isotopes</a> très instables.

La fraction électronique, Ye, donnant la fraction d’électrons par rapport aux baryons, indique si la densité neutronique nécessaire à la production des éléments par le processus r est satisfaite. Une fraction électronique de Ye < 0,2 est nécessaire pour former la plupart des éléments r<a href="#cite_note-7">[7]</a>.

<div class="gallerytext"><center><abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> <a href="Tableau_p%C3%A9riodique_des_%C3%A9l%C3%A9ments" title="Tableau périodique des éléments">Tableau périodique</a> indiquant l'origine <a href="Histoire_de_l'Univers" class="mw-redirect" title="Histoire de l'Univers">cosmogénique</a> de chaque <a href="%C3%89l%C3%A9ment_chimique" title="Élément chimique">élément</a>. Les éléments produits par processus r sont essentiellement ceux indiqués en violet, correspondant aux <a href="Fusion_d'%C3%A9toiles_%C3%A0_neutrons" title="Fusion d'étoiles à neutrons">fusions d'étoiles à neutrons</a>.</center></div>

</li>

</ul>

Les trois processus qui conditionnent la <a href="Nucl%C3%A9osynth%C3%A8se" title="Nucléosynthèse">nucléosynthèse</a> à la limite de stabilité sont une baisse significative de la <a href="Section_efficace" title="Section efficace">section efficace</a> dans les <a href="Noyau_atomique" title="Noyau atomique">noyaux atomiques</a> qui ont des <a href="Mod%C3%A8le_en_couches" title="Modèle en couches">couches de neutrons</a> saturées, le processus inhibiteur de <a href="Photod%C3%A9sint%C3%A9gration" title="Photodésintégration">photodésintégration</a> et le niveau de stabilité nucléaire des isotopes lourds. Les captures neutroniques du processus r conduisent à la formation de noyaux riches en neutrons faiblement liés dont l'énergie de séparation <a href="https://en.wikipedia.org/wiki/Separation_energy" class="extiw external" title="en:Separation energy">(en)</a> des neutrons peut n'être que de 2 <abbr class="abbr" title="mégaélectron-volt">MeV</abbr><a href="#cite_note-10.1103/RevModPhys.29.547-1">[1]</a>,<a href="#cite_note-10.1088/0034-4885/67/7/R04-8">[8]</a>. Cela permet d'atteindre les <a href="Nombre_magique_(physique)" title="Nombre magique (physique)">nombres magiques</a> de neutrons 50, 82 et 126, niveaux auxquels la capture neutronique s'arrête temporairement. Ces points d'attente sont caractérisés par une <a href="%C3%89nergie_de_liaison_nucl%C3%A9aire" class="mw-redirect" title="Énergie de liaison nucléaire">énergie de liaison nucléaire</a> plus élevée que celle des isotopes plus lourds, d'où une section efficace de capture neutronique plus faible et la formation d'isotopes semimagiques plus stables par rapport à la désintégration β<a href="#cite_note-BaselUniversität.2016-03-22-9">[9]</a>. Les isotopes ayant des nombres de neutrons supérieurs aux nombres magiques correspondants sont susceptibles de subir une désintégration β plus rapide du fait de leur proximité avec la limite de stabilité ; pour ces nucléides, la désintégration β survient avant les captures neutroniques subséquentes<a href="#cite_note-10.1103/PhysRevC.92.031303-10">[10]</a>. Les nucléides des points d'attente ont le temps de subir une désintégration β pour se stabiliser avant d'autres captures neutroniques<a href="#cite_note-10.1103/RevModPhys.29.547-1">[1]</a>, ce qui ralentit ou arrête la réaction<a href="#cite_note-BaselUniversität.2016-03-22-9">[9]</a>.

Le processus r se termine lorsque les nucléides formés deviennent instables par rapport à la <a href="Fission_spontan%C3%A9e" title="Fission spontanée">fission spontanée</a>, lorsque leur <a href="Nombre_de_masse" title="Nombre de masse">nombre de masse</a> approche 270. La barrière de fission <a href="https://en.wikipedia.org/wiki/Fission_barrier" class="extiw external" title="en:Fission barrier">(en)</a> peut être suffisamment faible avant de cumuler 270 nucléons pour favoriser la <a href="Fission_nucl%C3%A9aire" title="Fission nucléaire">fission nucléaire</a> plutôt que la poursuite de la nucléosynthèse le long de la ligne de stabilité nucléaire<a href="#cite_note-10.1016/0370-2693(72)90470-4-11">[11]</a>. Lorsque le flux de neutrons décroît, ces noyaux très instables connaissent une succession rapide de désintégrations β jusqu'à former des isotopes plus stables, toujours riches en neutrons<a href="#cite_note-978-0226109534-12">[12]</a>. Quand le <a href="Processus_s" title="Processus s">processus s</a> forme en abondance des <a href="Isotope_stable" title="Isotope stable">isotopes stables</a> avec des couches de neutrons saturées, le processus r forme de grandes quantités d'isotopes radioactifs qui se stabilisent environ 10 <abbr class="abbr" title="nucléons"><a href="Nucl%C3%A9on" title="Nucléon">nucléons</a></abbr> en dessous des maximums d'abondances des éléments produits par processu s après désintégration<a href="#cite_note-10.1086/190111-13">[13]</a>.

Le processus r se déroule également dans les <a href="Arme_nucl%C3%A9aire" title="Arme nucléaire">armes nucléaires</a> et a permis la découverte d'isotopes riches en neutrons quasistables d'<a href="Actinide" title="Actinide">actinides</a> tels que le <a href="Plutonium_244" title="Plutonium 244">plutonium 244</a> et les <a href="%C3%89l%C3%A9ment_synth%C3%A9tique" title="Élément synthétique">éléments synthétiques</a> <a href="Einsteinium" title="Einsteinium">einsteinium</a> 99Es et <a href="Fermium" title="Fermium">fermium</a> 100Fm dans les <a href="Ann%C3%A9es_1950" title="Années 1950">années 1950</a>. Il avait été proposé de procéder à une succession d'explosions nucléaires pour former des isotopes situés dans l'<a href="%C3%8Elot_de_stabilit%C3%A9" title="Îlot de stabilité">îlot de stabilité</a>, dans la mesure où les nucléides considérés, en partant de l'<a href="Uranium_238" title="Uranium 238">uranium 238</a>, n'auraient pas le temps de subir une désintégration β avant de capturer d'autres neutrons et de permettre la formation de <a href="Copernicium" title="Copernicium">copernicium</a> 291 et 293<a href="#cite_note-10.1088/1742-6596/420/1/012001-14">[14]</a>.

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Sites_astrophysiques">Sites astrophysiques</h2></div>

Les candidats les plus probables pour le déroulement d'un processus r ont longtemps été les <a href="Supernova_%C3%A0_effondrement_de_c%C5%93ur" title="Supernova à effondrement de cœur">supernovae à effondrement de cœur</a>, de <a href="Type_spectral" title="Type spectral">type spectral</a> <abbr class="abbr" title="1">I</abbr>b, <abbr class="abbr" title="1">I</abbr>c ou <abbr class="abbr" title="2">II</abbr>. Cependant, la très faible <a href="Abondance_des_%C3%A9l%C3%A9ments_chimiques" title="Abondance des éléments chimiques">abondance</a> d'<a href="Isotope" title="Isotope">isotopes</a> générés par processus r dans le <a href="Milieu_interstellaire" title="Milieu interstellaire">milieu interstellaire</a> limite la quantité pouvant avoir été produite dans chacun des cas. Cela implique ou bien que seule une faible proportion de tels isotopes soit rejetée dans le milieu interstellaire, ou bien chaque supernova n'en produise qu'une très faible quantité. Les isotopes ainsi produits doivent être plutôt riches en neutrons, ce qu'on ne retrouve pas facilement dans les modèles<a href="#cite_note-10.1016/j.ppnp.2011.01.032-2">[2]</a>, de sorte qu'il reste des écarts à expliquer entre les observations et les simulations existantes. C'est par exemple le cas en étudiant les proportions relatives de <a href="Fer_60" title="Fer 60">fer 60</a>, produit uniquement par des <a href="Supernova" title="Supernova">supernovae</a>, et de <a href="Plutonium_244" title="Plutonium 244">plutonium 244</a>, produit par processus r, dans un échantillon de <a href="Cro%C3%BBte_oc%C3%A9anique" class="mw-redirect" title="Croûte océanique">croûte océanique</a><a href="#cite_note-10.1126/science.aax3972-15">[15]</a>. Les <a href="Fusion_d'%C3%A9toiles_%C3%A0_neutrons" title="Fusion d'étoiles à neutrons">fusions d'étoiles à neutrons</a> pourraient constituer un modèle plus performant pour rendre compte des observations d'abondance relative des actinides dans le <a href="Syst%C3%A8me_solaire" title="Système solaire">Système solaire</a><a href="#cite_note-10.1063/PT.3.3815-4">[4]</a>,<a href="#cite_note-10.1038/s41586-019-1113-7-16">[16]</a>. Cette hypothèse, formulée en complément de celle des <a href="Collapsar" title="Collapsar">collapsars</a><a href="#cite_note-10.1038/s41586-019-1136-0-17">[17]</a>, a été confirmée par l'observation de la <a href="Fusion_d'%C3%A9toiles_%C3%A0_neutrons_du_17_ao%C3%BBt_2017" title="Fusion d'étoiles à neutrons du 17 août 2017">fusion d'étoiles à neutrons du 17 août 2017</a>, connue comme l'évènement GW170817<a href="#cite_note-PhysicsToday.2019-10-31-18">[18]</a>.

En 2017, des données entièrement nouvelles relatives au processus r ont en effet été obtenues lors de l'étude de cette <a href="Fusion_d'%C3%A9toiles_%C3%A0_neutrons" title="Fusion d'étoiles à neutrons">fusion d'étoiles à neutrons</a>. À l'aide des <a href="Onde_gravitationnelle" title="Onde gravitationnelle">ondes gravitationnelles</a> détectées par les observatoires <a href="Laser_Interferometer_Gravitational-Wave_Observatory" title="Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory">LIGO</a> et <a href="Virgo_(interf%C3%A9rom%C3%A8tre)" title="Virgo (interféromètre)">Virgo</a> lors de l'évènement GW170817<a href="#cite_note-10.1103/PhysRevLett.119.161101-19">[19]</a>, plusieurs équipes<a href="#cite_note-10.1038/nature24291-20">[20]</a>,<a href="#cite_note-10.1038/nature24298-21">[21]</a>,<a href="#cite_note-10.1038/nature24303-22">[22]</a> ont pu en observer la <a href="Rayonnement_%C3%A9lectromagn%C3%A9tique" title="Rayonnement électromagnétique">contrepartie électromagnétique</a> et mesurer par <a href="Spectroscopie" title="Spectroscopie">spectroscopie</a> l'abondance des isotopes produits par processus r. L'essentiel de la masse semble être constituée de deux types de matériaux : une masse chaude bleue de matière très radioactive produite par processus r constituée d'isotopes lourds de nombre de masse inférieur à 140 (comme le <a href="Strontium" title="Strontium">strontium</a>)<a href="#cite_note-10.1038/s41586-019-1676-3-23">[23]</a> et une masse rouge moins chaude d'isotopes lourds de masse atomique supérieure à 140 riches en <a href="Actinide" title="Actinide">actinides</a> tels que l'<a href="Uranium" title="Uranium">uranium</a>, le <a href="Thorium" title="Thorium">thorium</a> et le <a href="Californium" title="Californium">californium</a>. Cette matière est éjectée lors de la fusion des étoiles à neutrons sous l'effet de l'énorme pression qui y règne et reçoit un flux intense de neutrons à l'origine des <a href="Capture_neutronique" title="Capture neutronique">captures neutroniques</a> rapides et émet des rayonnements électromagnétiques détectables pendant environ une semaine. Une telle durée ne serait pas envisageable sans l'assistance de la <a href="D%C3%A9sint%C3%A9gration_radioactive" class="mw-redirect" title="Désintégration radioactive">désintégration radioactive</a> provenant des noyaux formés par processus r près des points d'attente. Ces deux régions de composition distinctes (<a href="Nombre_de_masse" title="Nombre de masse">A</a> < 140 et <a href="Nombre_de_masse" title="Nombre de masse">A</a> > 140) sont connues depuis les premières simulations du processus r<a href="#cite_note-10.1086/190111-13">[13]</a>. Ces particularités spectroscopiques ont suggéré que la nucléosynthèse dans la <a href="Voie_lact%C3%A9e" title="Voie lactée">Voie lactée</a> provienne davantage de fusions d'étoiles à neutrons que de <a href="Supernova" title="Supernova">supernovae</a><a href="#cite_note-10.1038/nature24453-3">[3]</a>.

Ces résultats permettent de clarifier six décennies d'incertitude quant aux sites d'origine des isotopes produits par processus r. Le rôle de la matière expulsée des <a href="%C3%89toile_%C3%A0_neutrons" title="Étoile à neutrons">étoiles à neutrons</a> dans la formation de ces atomes a été proposé dès 1974<a href="#cite_note-10.1086/181612-24">[24]</a> dans le cadre d'un scénario de collision entre un <a href="Trou_noir" title="Trou noir">trou noir</a> et une <a href="%C3%89toile_%C3%A0_neutrons" title="Étoile à neutrons">étoile à neutrons</a>. Ce scénario a été étendu aux fusions d'étoiles à neutrons en 1989<a href="#cite_note-10.1038/340126a0-25">[25]</a> et 1999<a href="#cite_note-10.1086/312343-26">[26]</a>. Après l'identification de ces sites<a href="#cite_note-10.1038/nature12505-27">[27]</a>, le scénario a été confirmé avec l'évènement GW170817. Les modèles astrophysiques actuels suggèrent qu'une seule fusion d'étoiles à neutrons suffit pour générer une masse d'<a href="Or" title="Or">or</a> de 3 à 13 <abbr class="abbr" title="masses terrestres"><a href="Masse_terrestre_(unit%C3%A9)" title="Masse terrestre (unité)">masses terrestres</a></abbr><a href="#cite_note-Science.2018-03-20-28">[28]</a>.

<div class="mw-heading mw-heading2"><h2 id="Notes_et_références">Notes et références</h2></div>

/* start https://fr.wikipedia.org/ */

@media screen{body:not(.mw-mf) .mw-parser-output .reference-cadre{height:30em;overflow:auto;padding:3px;border:1px solid var(--border-color-base,#a2a9b1);margin-top:0.3em}body.mw-mf .mw-parser-output .reference-cadre{height:auto!important}body:not(.mw-mf) .mw-parser-output .reference-cadre .references-small{margin-top:0}}@media screen and (prefers-reduced-motion:reduce){body:not(.mw-mf) .mw-parser-output .reference-cadre{height:auto;column-width:30em;padding:0;border:0 none}}

/* end https://fr.wikipedia.org/ */

</style><div class="reference-cadre" tabindex="0">

<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> E. Margaret Burbidge, G. R. Burbidge, William A. Fowler et F. Hoyle, « <cite style="font-style:normal" lang="en">Synthesis of the Elements in Stars</cite> », Reviews of Modern Physics, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 29, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 4,‎ <time>1957</time>, <abbr class="abbr" title="pages">p.</abbr> 547-650 (<a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1103/RevModPhys.29.547">10.1103/RevModPhys.29.547</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1957RvMP...29..547B">1957RvMP...29..547B</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://journals.aps.org/rmp/pdf/10.1103/RevModPhys.29.547">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=Synthesis+of+the+Elements+in+Stars&rft.jtitle=Reviews+of+Modern+Physics&rft.issue=4&rft.aulast=E.+Margaret+Burbidge%2C+G.+R.+Burbidge%2C+William+A.+Fowler+et+F.+Hoyle&rft.date=1957&rft.volume=29&rft.pages=547-650&rft_id=info%3Adoi%2F10.1103%2FRevModPhys.29.547&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

</li>

<span class="ouvrage" id="F.-K._Thielemann,_A._Arcones,_R._Käppeli,_M._Liebendörfer,_T._Rauscher,_C._Winteler,_C._Fröhlich,_I._Dillmann,_T._Fischer,_G._Martinez-Pinedo,_K._Langanke,_K._Farouqi,_K.-L._Kratz,_I._Panov_et_I._K._Korneev2011"><abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> F.-K. Thielemann, A. Arcones, R. Käppeli, M. Liebendörfer, T. Rauscher, C. Winteler, C. Fröhlich, I. Dillmann, T. Fischer, G. Martinez-Pinedo, K. Langanke, K. Farouqi, K.-L. Kratz, I. Panov et I. K. Korneev, « <cite style="font-style:normal" lang="en">What are the astrophysical sites for the r-process and the production of heavy elements?</cite> », Progress in Particle and Nuclear Physics, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 66, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 2,‎ <time class="nowrap" datetime="2011-04" data-sort-value="2011-04">avril 2011</time>, <abbr class="abbr" title="pages">p.</abbr> 346-353 (<a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1016/j.ppnp.2011.01.032">10.1016/j.ppnp.2011.01.032</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2011PrPNP..66..346T">2011PrPNP..66..346T</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/S0146641011000330">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=What+are+the+astrophysical+sites+for+the+%27%27r%27%27-process+and+the+production+of+heavy+elements%3F&rft.jtitle=Progress+in+Particle+and+Nuclear+Physics&rft.issue=2&rft.aulast=F.-K.+Thielemann%2C+A.+Arcones%2C+R.+K%C3%A4ppeli%2C+M.+Liebend%C3%B6rfer%2C+T.+Rauscher%2C+C.+Winteler%2C+C.+Fr%C3%B6hlich%2C+I.+Dillmann%2C+T.+Fischer%2C+G.+Martinez-Pinedo%2C+K.+Langanke%2C+K.+Farouqi%2C+K.-L.+Kratz%2C+I.+Panov+et+I.+K.+Korneev&rft.date=2011-04&rft.volume=66&rft.pages=346-353&rft_id=info%3Adoi%2F10.1016%2Fj.ppnp.2011.01.032&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

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<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> Daniel Kasen, Brian Metzger, Jennifer Barnes, Eliot Quataert et Enrico Ramirez-Ruiz, « <cite style="font-style:normal" lang="en">Origin of the heavy elements in binary neutron-star mergers from a gravitational-wave event</cite> », Nature, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 551, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 7678,‎ <time class="nowrap" datetime="2017-11-02" data-sort-value="2017-11-02">2 novembre 2017</time>, <abbr class="abbr" title="pages">p.</abbr> 80-84 (<a href="PubMed" title="PubMed">PMID</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/29094687">29094687</a>, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1038/nature24453">10.1038/nature24453</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017Natur.551...80K">2017Natur.551...80K</a>, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arXiv</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1710.05463">1710.05463</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://pubmed.ncbi.nlm.nih.gov/29094687/">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=Origin+of+the+heavy+elements+in+binary+neutron-star+mergers+from+a+gravitational-wave+event&rft.jtitle=Nature&rft.issue=7678&rft.aulast=Daniel+Kasen%2C+Brian+Metzger%2C+Jennifer+Barnes%2C+Eliot+Quataert+et+Enrico+Ramirez-Ruiz&rft.date=2017-11-02&rft.volume=551&rft.pages=80-84&rft_id=info%3Adoi%2F10.1038%2Fnature24453&rft_id=info%3Apmid%2F29094687&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

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<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> Anna Frebel et Timothy C. Beers, « <cite style="font-style:normal" lang="en">The formation of the heaviest elements</cite> », Physics Today, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 1, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 71,‎ <time class="nowrap" datetime="2018-01" data-sort-value="2018-01">janvier 2018</time>, <abbr class="abbr" title="pages">p.</abbr> 30-37 (<a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1063/PT.3.3815">10.1063/PT.3.3815</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018PhT....71a..30F">2018PhT....71a..30F</a>, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arXiv</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1801.01190">1801.01190</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://physicstoday.scitation.org/doi/10.1063/PT.3.3815">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=The+formation+of+the+heaviest+elements&rft.jtitle=Physics+Today&rft.issue=71&rft.aulast=Anna+Frebel+et+Timothy+C.+Beers&rft.date=2018-01&rft.volume=1&rft.pages=30-37&rft_id=info%3Adoi%2F10.1063%2FPT.3.3815&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

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<li id="cite_note-5"><a href="#cite_ref-5">↑</a> <abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> Ian U. Roederer, Nicole Vassh, Erika M. Holmbeck, Matthew R. Mumpower, Rebecca Surman <abbr class="abbr" title="et alii (et d’autres)">et al.</abbr>, « <cite style="font-style:normal" lang="en">Element abundance patterns in stars indicate fission of nuclei heavier than uranium</cite> », <a href="Science_(revue)" title="Science (revue)">Science</a>, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 382, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 6675,‎ <time class="nowrap" datetime="2023-12-07" data-sort-value="2023-12-07">7 décembre 2023</time>, <abbr class="abbr" title="pages">p.</abbr> 1177-1180 (<a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1126/science.adf134">10.1126/science.adf134</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.science.org/doi/10.1126/science.adf1341?utm_source=sfmc&utm_medium=email&utm_content=alert&utm_campaign=SCIeToc&et_rid=34802153&et_cid=5017686">présentation en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=Element+abundance+patterns+in+stars+indicate+fission+of+nuclei+heavier+than+uranium&rft.jtitle=Science&rft.issue=6675&rft.aulast=Roederer&rft.aufirst=Ian+U.&rft.au=Nicole+Vassh&rft.au=Erika+M.+Holmbeck&rft.au=Matthew+R.+Mumpower&rft.au=Rebecca+Surman&rft.date=2023-12-07&rft.volume=382&rft.pages=1177-1180&rft_id=info%3Adoi%2F10.1126%2Fscience.adf134&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">.

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<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> Amy Bartlett, Joachim Görres, Grant J. Mathews, Kaori Otsuki, Michael Wiescher, Dieter Frekers, Alberto Mengoni et Jeffrey Tostevin, « <cite style="font-style:normal" lang="en">Two-neutron capture reactions and the r process</cite> », Physical Review C, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 74, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 1,‎ <time class="nowrap" datetime="2006-07" data-sort-value="2006-07">juillet 2006</time>, article <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 015802 (<a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1103/PhysRevC.74.015802">10.1103/PhysRevC.74.015802</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2006PhRvC..74a5802B">2006PhRvC..74a5802B</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://journals.aps.org/prc/abstract/10.1103/PhysRevC.74.015802">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=Two-neutron+capture+reactions+and+the+%27%27r%27%27+process&rft.jtitle=Physical+Review+C&rft.issue=1&rft.aulast=Amy+Bartlett%2C+Joachim+G%C3%B6rres%2C+Grant+J.+Mathews%2C+Kaori+Otsuki%2C+Michael+Wiescher%2C+Dieter+Frekers%2C+Alberto+Mengoni+et+Jeffrey+Tostevin&rft.date=2006-07&rft.volume=74&rft_id=info%3Adoi%2F10.1103%2FPhysRevC.74.015802&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

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<li id="cite_note-7"><a href="#cite_ref-7">↑</a> Anna Frebel, « <cite style="font-style:normal">From Nuclei to the Cosmos: Tracing Heavy-Element Production with the Oldest Stars</cite> », Annual Review of Nuclear and Particle Science, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 68, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 1,‎ <time class="nowrap" datetime="2018-10-19" data-sort-value="2018-10-19">19 octobre 2018</time>, <abbr class="abbr" title="pages">p.</abbr> 237–269 (<a href="International_Standard_Serial_Number" title="International Standard Serial Number">ISSN</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://portal.issn.org/resource/issn/0163-8998">0163-8998</a>, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1146/annurev-nucl-101917-021141">10.1146/annurev-nucl-101917-021141</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.annualreviews.org/doi/10.1146/annurev-nucl-101917-021141">lire en ligne</a>, consulté le <time class="nowrap" datetime="2021-10-06" data-sort-value="2021-10-06">6 octobre 2021</time>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=From+Nuclei+to+the+Cosmos%3A+Tracing+Heavy-Element+Production+with+the+Oldest+Stars&rft.jtitle=Annual+Review+of+Nuclear+and+Particle+Science&rft.issue=1&rft.aulast=Frebel&rft.aufirst=Anna&rft.date=2018-10-19&rft.volume=68&rft.pages=237%E2%80%93269&rft.issn=0163-8998&rft_id=info%3Adoi%2F10.1146%2Fannurev-nucl-101917-021141&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

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<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> M. Thoennessen, « <cite style="font-style:normal" lang="en">Reaching the limits of nuclear stability</cite> », Reports on Progress in Physics, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 67, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 7,‎ <time class="nowrap" datetime="2004-07" data-sort-value="2004-07">juillet 2004</time>, <abbr class="abbr" title="pages">p.</abbr> 1187-1232 (<a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1088/0034-4885/67/7/R04">10.1088/0034-4885/67/7/R04</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2004RPPh...67.1187T">2004RPPh...67.1187T</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0034-4885/67/7/R04">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=Reaching+the+limits+of+nuclear+stability&rft.jtitle=Reports+on+Progress+in+Physics&rft.issue=7&rft.aulast=M.+Thoennessen&rft.date=2004-07&rft.volume=67&rft.pages=1187-1232&rft_id=info%3Adoi%2F10.1088%2F0034-4885%2F67%2F7%2FR04&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

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<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> Marius Andreas Eichler, « <a rel="nofollow" class="external text" href="https://edoc.unibas.ch/59530/1/Thesis_finalsubmit.pdf"><cite style="font-style:normal;" lang="en">Nucleosynthesis in Explosive Environments: Neutron Star Mergers and Core-Collapse Supernovae</cite></a> » <abbr class="abbr indicateur-format format-pdf" title="Document au format Portable Document Format (PDF) d'Adobe">[PDF]</abbr>, sur edoc.unibas.ch, <a href="Universit%C3%A9_de_B%C3%A2le" title="Université de Bâle">Université de Bâle</a>, <time class="nowrap" datetime="2016-03-22" data-sort-value="2016-03-22">22 mars 2016</time> (consulté le <time class="nowrap" datetime="2021-07-28" data-sort-value="2021-07-28">28 juillet 2021</time>).

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<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> Rui Wang et Lie-Wen Chen, « <cite style="font-style:normal" lang="en">Positioning the neutron drip line and the r-process paths in the nuclear landscape</cite> », Physical Review C, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 92, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 3,‎ <time class="nowrap" datetime="2015-09" data-sort-value="2015-09">septembre 2015</time>, article <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 031303 (<a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1103/PhysRevC.92.031303">10.1103/PhysRevC.92.031303</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2015PhRvC..92c1303W">2015PhRvC..92c1303W</a>, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arXiv</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1410.2498">1410.2498</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://journals.aps.org/prc/abstract/10.1103/PhysRevC.92.031303">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=Positioning+the+neutron+drip+line+and+the+r-process+paths+in+the+nuclear+landscape&rft.jtitle=Physical+Review+C&rft.issue=3&rft.aulast=Rui+Wang+et+Lie-Wen+Chen&rft.date=2015-09&rft.volume=92&rft_id=info%3Adoi%2F10.1103%2FPhysRevC.92.031303&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

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<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> R. Boleu, S. G. Nilsson, R. K. Sheline et K. Takashashi, « <cite style="font-style:normal" lang="en">On the termination of the r-process and the synthesis of superheavy elements</cite> », Physics Letters B, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 40, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 5,‎ <time class="nowrap" datetime="1972-08-07" data-sort-value="1972-08-07">7 août 1972</time>, <abbr class="abbr" title="pages">p.</abbr> 517-521 (<a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1016/0370-2693%2872%2990470-4">10.1016/0370-2693(72)90470-4</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1972PhLB...40..517B">1972PhLB...40..517B</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/0370269372904704">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=On+the+termination+of+the+r-process+and+the+synthesis+of+superheavy+elements&rft.jtitle=Physics+Letters+B&rft.issue=5&rft.aulast=R.+Boleu%2C+S.+G.+Nilsson%2C+R.+K.+Sheline+et+K.+Takashashi&rft.date=1972-08-07&rft.volume=40&rft.pages=517-521&rft_id=info%3Adoi%2F10.1016%2F0370-2693%2872%2990470-4&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

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<li id="cite_note-978-0226109534-12"><a href="#cite_ref-978-0226109534_12-0">↑</a> <abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> D. D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, 1968, <abbr class="abbr" title="pages">p.</abbr> 577-591. (<a href="International_Standard_Book_Number" title="International Standard Book Number">ISBN</a> 978-0226109534)

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<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> Philip A. Seeger, William A. Fowler et Donald D. Clayton, « <cite style="font-style:normal" lang="en">Nucleosynthesis of Heavy Elements by NeutronCapture</cite> », Astrophysical Journal Supplement, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 11,‎ <time class="nowrap" datetime="1965-02" data-sort-value="1965-02">février 1965</time>, <abbr class="abbr" title="pages">p.</abbr> 121-166 (<a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1086/190111">10.1086/190111</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1965apjs...11..121s">1965apjs...11..121s</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="http://legacy.adsabs.harvard.edu/pdf/1965apjs...11..121s">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=Nucleosynthesis+of+Heavy+Elements+by+NeutronCapture&rft.jtitle=Astrophysical+Journal+Supplement&rft.aulast=Philip+A.+Seeger%2C+William+A.+Fowler+et+Donald+D.+Clayton&rft.date=1965-02&rft.volume=11&rft.pages=121-166&rft_id=info%3Adoi%2F10.1086%2F190111&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r"> : la <abbr class="abbr" title="figure(s)">fig.</abbr> 10 <abbr class="abbr" title="page">p.</abbr> 151 illustre cela en montrant que les <a href="Nombre_magique_(physique)" title="Nombre magique (physique)">nombres magiques</a> 82 et 126 de <a href="Neutron" title="Neutron">neutrons</a> sont atteints pour des <a href="Num%C3%A9ro_atomique" title="Numéro atomique">numéros atomiques</a> plus faibles que ceux de la <a href="Limite_de_stabilit%C3%A9" title="Limite de stabilité">ligne de stabilité</a>.

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<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> Valeriy Zagrebaev, Alexander Karpov et Walter Greiner, « <cite style="font-style:normal" lang="en">Future of superheavy element research: Which nuclei could be synthesized within the next few years?</cite> », Journal of Physics: Conference Series, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 420, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 1,‎ <time class="nowrap" datetime="2013-03" data-sort-value="2013-03">mars 2013</time>, article <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 012001 (<a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1088/1742-6596/420/1/012001">10.1088/1742-6596/420/1/012001</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013JPhCS.420a2001Z">2013JPhCS.420a2001Z</a>, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arXiv</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1207.5700">1207.5700</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://iopscience.iop.org/article/10.1088/1742-6596/420/1/012001/pdf">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=Future+of+superheavy+element+research%3A+Which+nuclei+could+be+synthesized+within+the+next+few+years%3F&rft.jtitle=Journal+of+Physics%3A+Conference+Series&rft.issue=1&rft.aulast=Valeriy+Zagrebaev%2C+Alexander+Karpov+et+Walter+Greiner&rft.date=2013-03&rft.volume=420&rft_id=info%3Adoi%2F10.1088%2F1742-6596%2F420%2F1%2F012001&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

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<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> A. Wallner, M. B. Froehlich, M. A. C. Hotchkis, N. Kinoshita, M. Paul, M. Martschini, S. Pavetich, S. G. Tims, N. Kivel, D. Schumann, M. Honda, H. Matsuzaki et T. Yamagata, « <cite style="font-style:normal" lang="en">60Fe and 244Pu deposited on Earth constrain the r-process yields of recent nearby supernovae</cite> », Science, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 372, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 6543,‎ <time class="nowrap" datetime="2021-05-14" data-sort-value="2021-05-14">14 mai 2021</time>, <abbr class="abbr" title="pages">p.</abbr> 742-745 (<a href="PubMed" title="PubMed">PMID</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/33986180">33986180</a>, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1126/science.aax3972">10.1126/science.aax3972</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2021Sci...372..742W">2021Sci...372..742W</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://science.sciencemag.org/content/372/6543/742.abstract">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=60Fe+and+244Pu+deposited+on+Earth+constrain+the+%27%27r%27%27-process+yields+of+recent+nearby+supernovae&rft.jtitle=Science&rft.issue=6543&rft.aulast=A.+Wallner%2C+M.+B.+Froehlich%2C+M.+A.+C.+Hotchkis%2C+N.+Kinoshita%2C+M.+Paul%2C+M.+Martschini%2C+S.+Pavetich%2C+S.+G.+Tims%2C+N.+Kivel%2C+D.+Schumann%2C+M.+Honda%2C+H.+Matsuzaki+et+T.+Yamagata&rft.date=2021-05-14&rft.volume=372&rft.pages=742-745&rft_id=info%3Adoi%2F10.1126%2Fscience.aax3972&rft_id=info%3Apmid%2F33986180&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

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<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> Imre Bartos et Szabolcs Marka, « <cite style="font-style:normal" lang="en">A nearby neutron-star merger explains the actinide abundances in the early Solar System</cite> », Nature, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 569, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 7754,‎ <time class="nowrap" datetime="2019-05-01" data-sort-value="2019-05-01"><abbr class="abbr" title="premier">1er</abbr> mai 2019</time>, <abbr class="abbr" title="pages">p.</abbr> 85-88 (<a href="PubMed" title="PubMed">PMID</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/31043731">31043731</a>, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1038/s41586-019-1113-7">10.1038/s41586-019-1113-7</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019Natur.569...85B">2019Natur.569...85B</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.nature.com/articles/s41586-019-1113-7">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=A+nearby+neutron-star+merger+explains+the+actinide+abundances+in+the+early+Solar+System&rft.jtitle=Nature&rft.issue=7754&rft.aulast=Imre+Bartos+et+Szabolcs+Marka&rft.date=2019-05-01&rft.volume=569&rft.pages=85-88&rft_id=info%3Adoi%2F10.1038%2Fs41586-019-1113-7&rft_id=info%3Apmid%2F31043731&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

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<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> Daniel M. Siegel, Jennifer Barnes et Brian D. Metzger, « <cite style="font-style:normal" lang="en">Collapsars as a major source of r-process elements</cite> », Nature, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 569, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 7755,‎ <time class="nowrap" datetime="2019-05-08" data-sort-value="2019-05-08">8 mai 2019</time>, <abbr class="abbr" title="pages">p.</abbr> 241-244 (<a href="PubMed" title="PubMed">PMID</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/31068724">31068724</a>, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1038/s41586-019-1136-0">10.1038/s41586-019-1136-0</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019Natur.569..241S">2019Natur.569..241S</a>, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arXiv</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1810.00098">1810.00098</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.nature.com/articles/s41586-019-1136-0">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=Collapsars+as+a+major+source+of+%27%27r%27%27-process+elements&rft.jtitle=Nature&rft.issue=7755&rft.aulast=Daniel+M.+Siegel%2C+Jennifer+Barnes+et+Brian+D.+Metzger&rft.date=2019-05-08&rft.volume=569&rft.pages=241-244&rft_id=info%3Adoi%2F10.1038%2Fs41586-019-1136-0&rft_id=info%3Apmid%2F31068724&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

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<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> Charles Day, « <a rel="nofollow" class="external text" href="https://physicstoday.scitation.org/do/10.1063/PT.6.1.20191031a/full/"><cite style="font-style:normal;" lang="en">Synthesizing the heaviest elements in space</cite></a> », sur physicstoday.scitation.org, <a href="Physics_Today" title="Physics Today">Physics Today</a>, <time class="nowrap" datetime="2019-10-31" data-sort-value="2019-10-31">31 octobre 2019</time> (consulté le <time class="nowrap" datetime="2021-07-29" data-sort-value="2021-07-29">29 juillet 2021</time>).

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<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> B. P. Abbott <abbr class="abbr" title="et alii (« et d’autres »)" lang="la">et al.</abbr>, « <cite style="font-style:normal" lang="en">GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral</cite> », Physical Review Letters, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 119, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 16,‎ <time class="nowrap" datetime="2017-10-20" data-sort-value="2017-10-20">20 octobre 2017</time>, article <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 161101 (<a href="PubMed" title="PubMed">PMID</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/29099225">29099225</a>, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1103/PhysRevLett.119.161101">10.1103/PhysRevLett.119.161101</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017PhRvL.119p1101A">2017PhRvL.119p1101A</a>, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arXiv</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1710.05832">1710.05832</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://journals.aps.org/prl/pdf/10.1103/PhysRevLett.119.161101">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=GW170817%3A+Observation+of+Gravitational+Waves+from+a+Binary+Neutron+Star+Inspiral&rft.jtitle=Physical+Review+Letters&rft.issue=16&rft.aulast=B.+P.+Abbott+%27%27%3Cabbr+class%3D%22abbr+%22+title%3D%22et+alii+%28%C2%AB+et+d%E2%80%99autres+%C2%BB%29%22+lang%3D%22la%22%3Eet+al.%3C%2Fabbr%3E%27%27&rft.date=2017-10-20&rft.volume=119&rft_id=info%3Adoi%2F10.1103%2FPhysRevLett.119.161101&rft_id=info%3Apmid%2F29099225&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

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<span class="ouvrage" id="Iair_Arcavi,_Griffin_Hosseinzadeh,_D._Andrew_Howell,_Curtis_McCully,_Dovi_Poznanski,_Daniel_Kasen,_Jennifer_Barnes,_Michael_Zaltzman,_Sergiy_Vasylyev,_Dan_Maoz_et_Stefano_Valenti2017"><abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> Iair Arcavi, Griffin Hosseinzadeh, D. Andrew Howell, Curtis McCully, Dovi Poznanski, Daniel Kasen, Jennifer Barnes, Michael Zaltzman, Sergiy Vasylyev, Dan Maoz et Stefano Valenti, « <cite style="font-style:normal" lang="en">Optical emission from a kilonova following a gravitational-wave-detected neutron-star merger</cite> », Nature, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 551, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 7678,‎ <time class="nowrap" datetime="2017-11-16" data-sort-value="2017-11-16">16 novembre 2017</time>, <abbr class="abbr" title="pages">p.</abbr> 64-66 (<a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1038/nature24291">10.1038/nature24291</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017Natur.551...64A">2017Natur.551...64A</a>, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arXiv</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1710.05843">1710.05843</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.nature.com/articles/nature24291">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=Optical+emission+from+a+kilonova+following+a+gravitational-wave-detected+neutron-star+merger&rft.jtitle=Nature&rft.issue=7678&rft.aulast=Iair+Arcavi%2C+Griffin+Hosseinzadeh%2C+D.+Andrew+Howell%2C+Curtis+McCully%2C+Dovi+Poznanski%2C+Daniel+Kasen%2C+Jennifer+Barnes%2C+Michael+Zaltzman%2C+Sergiy+Vasylyev%2C+Dan+Maoz+et+Stefano+Valenti&rft.date=2017-11-16&rft.volume=551&rft.pages=64-66&rft_id=info%3Adoi%2F10.1038%2Fnature24291&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

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<span class="ouvrage" id="E._Pian,_P._D’Avanzo,_S._Benetti,_M._Branchesi,_E._Brocato,_S._Campana,_E._Cappellaro,_S._Covino,_V._D’Elia,_J._P._U._Fynbo,_F._Getman,_G._Ghirlanda,_G._Ghisellini,_A._Grado,_G._Greco,_J._Hjorth,_C._Kouveliotou,_A._Levan,_L._Limatola,_D._Malesani,_P._A._Mazzali,_A._Melandri,_P._Møller,_L._Nicastro,_E._Palazzi,_S._Piranomonte,_A._Rossi,_O._S._Salafia,_J._Selsing,_G._Stratta,_M._Tanaka,_N._R._Tanvir,_L._Tomasella,_D._Watson,_S._Yang,_L._Amati,_L._A._Antonelli,_S._Ascenzi,_M._G._Bernardini,_M._Boër,_F._Bufano,_A._Bulgarelli,_M._Capaccioli,_P._Casella,_A._J._Castro-Tirado,_E._Chassande-Mottin,_R._Ciolfi,_C._M._Copperwheat,_M._Dadina,_G._De_Cesare,_A._Di_Paola,_Y._Z._Fan,_B._Gendre,_G._Giuffrida,_A._Giunta,_L._K._Hunt,_G._L._Israel,_Z.-P._Jin,_M._M._Kasliwal,_S._Klose,_M._Lisi,_F._Longo,_E._Maiorano,_M._Mapelli,_N._Masetti,_L._Nava,_B._Patricelli,_D._Perley,_A._Pescalli,_T._Piran,_A._Possenti,_L._Pulone,_M._Razzano,_R._Salvaterra,_P._Schipani,_M._Spera,_A._Stamerra,_L._Stella,_G._Tagliaferri,_V._Testa,_E._Troja,_M"><abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> E. Pian, P. D’Avanzo, S. Benetti, M. Branchesi, E. Brocato, S. Campana, E. Cappellaro, S. Covino, V. D’Elia, J. P. U. Fynbo, F. Getman, G. Ghirlanda, G. Ghisellini, A. Grado, G. Greco, J. Hjorth, C. Kouveliotou, A. Levan, L. Limatola, D. Malesani, P. A. Mazzali, A. Melandri, P. Møller, L. Nicastro, E. Palazzi, S. Piranomonte, A. Rossi, O. S. Salafia, J. Selsing, G. Stratta, M. Tanaka, N. R. Tanvir, L. Tomasella, D. Watson, S. Yang, L. Amati, L. A. Antonelli, S. Ascenzi, M. G. Bernardini, M. Boër, F. Bufano, A. Bulgarelli, M. Capaccioli, P. Casella, A. J. Castro-Tirado, E. Chassande-Mottin, R. Ciolfi, C. M. Copperwheat, M. Dadina, G. De Cesare, A. Di Paola, Y. Z. Fan, B. Gendre, G. Giuffrida, A. Giunta, L. K. Hunt, G. L. Israel, Z.-P. Jin, M. M. Kasliwal, S. Klose, M. Lisi, F. Longo, E. Maiorano, M. Mapelli, N. Masetti, L. Nava, B. Patricelli, D. Perley, A. Pescalli, T. Piran, A. Possenti, L. Pulone, M. Razzano, R. Salvaterra, P. Schipani, M. Spera, A. Stamerra, L. Stella, G. Tagliaferri, V. Testa, E. Troja, M. Turatto, S. D. Vergani et D. 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J. Smartt, T.-W. Chen, A. Jerkstrand, M. Coughlin, E. Kankare, S. A. Sim, M. Fraser, C. Inserra, K. Maguire, K. C. Chambers, M. E. Huber, T. Krühler, G. Leloudas, M. Magee, L. J. Shingles, K. W. Smith, D. R. Young, J. Tonry, R. Kotak, A. Gal-Yam, J. D. Lyman, D. S. Homan, C. Agliozzo, J. P. Anderson, C. R. Angus, C. Ashall, C. Barbarino, F. E. Bauer, M. Berton, M. T. Botticella, M. Bulla, J. Bulger, G. Cannizzaro, Z. Cano, R. Cartier, A. Cikota, P. Clark, A. De Cia, M. Della Valle, L. Denneau, M. Dennefeld, L. Dessart, G. Dimitriadis, N. Elias-Rosa, R. E. Firth, H. Flewelling, A. Flörs, A. Franckowiak, C. Frohmaier, L. Galbany, S. González-Gaitán, J. Greiner, M. Gromadzki, A. Nicuesa Guelbenzu, C. P. Gutiérrez, A. Hamanowicz, L. Hanlon, J. Harmanen, K. E. Heintz, A. Heinze, M.-S. Hernandez, S. T. Hodgkin, I. M. Hook, L. Izzo, P. A. James, P. G. Jonker, W. E. Kerzendorf, S. Klose, Z. Kostrzewa-Rutkowska, M. Kowalski, M. Kromer, H. Kuncarayakti, A. Lawrence, T. B. Lowe, E. A. Magnier, I. Manulis, A. Martin-Carrillo, S. Mattila, O. McBrien, A. Müller, J. Nordin, D. O’Neill, F. Onori, J. T. Palmerio, A. Pastorello, F. Patat, G. Pignata, Ph. Podsiadlowski, M. L. Pumo, S. J. Prentice, A. Rau, A. Razza, A. Rest, T. Reynolds, R. Roy, A. J. Ruiter, K. A. Rybicki, L. Salmon, P. Schady, A. S. B. Schultz, T. Schweyer, I. R. Seitenzahl, M. Smith, J. Sollerman, B. Stalder, C. W. Stubbs, M. Sullivan, H. Szegedi, F. Taddia, S. Taubenberger, G. Terreran, B. van Soelen, J. Vos, R. J. Wainscoat, N. A. Walton, C. Waters, H. Weiland, M. Willman, P. Wiseman, D. E. Wright, Ł. Wyrzykowski et O. Yaron, « <cite style="font-style:normal" lang="en">A kilonova as the electromagnetic counterpart to a gravitational-wave source</cite> », Nature, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 551, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 7678,‎ <time class="nowrap" datetime="2017-10-16" data-sort-value="2017-10-16">16 octobre 2017</time>, <abbr class="abbr" title="pages">p.</abbr> 75-79 (<a href="PubMed" title="PubMed">PMID</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/29094693">29094693</a>, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1038/nature24303">10.1038/nature24303</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2017Natur.551...75S">2017Natur.551...75S</a>, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arXiv</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1710.05841">1710.05841</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.nature.com/articles/nature24303">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=A+kilonova+as+the+electromagnetic+counterpart+to+a+gravitational-wave+source&rft.jtitle=Nature&rft.issue=7678&rft.aulast=S.+J.+Smartt%2C+T.-W.+Chen%2C+A.+Jerkstrand%2C+M.+Coughlin%2C+E.+Kankare%2C+S.+A.+Sim%2C+M.+Fraser%2C+C.+Inserra%2C+K.+Maguire%2C+K.+C.+Chambers%2C+M.+E.+Huber%2C+T.+Kr%C3%BChler%2C+G.+Leloudas%2C+M.+Magee%2C+L.+J.+Shingles%2C+K.+W.+Smith%2C+D.+R.+Young%2C+J.+Tonry%2C+R.+Kotak%2C+A.+Gal-Yam%2C+J.+D.+Lyman%2C+D.+S.+Homan%2C+C.+Agliozzo%2C+J.+P.+Anderson%2C+C.+R.+Angus%2C+C.+Ashall%2C+C.+Barbarino%2C+F.+E.+Bauer%2C+M.+Berton%2C+M.+T.+Botticella%2C+M.+Bulla%2C+J.+Bulger%2C+G.+Cannizzaro%2C+Z.+Cano%2C+R.+Cartier%2C+A.+Cikota%2C+P.+Clark%2C+A.+De+Cia%2C+M.+Della+Valle%2C+L.+Denneau%2C+M.+Dennefeld%2C+L.+Dessart%2C+G.+Dimitriadis%2C+N.+Elias-Rosa%2C+R.+E.+Firth%2C+H.+Flewelling%2C+A.+Fl%C3%B6rs%2C+A.+Franckowiak%2C+C.+Frohmaier%2C+L.+Galbany%2C+S.+Gonz%C3%A1lez-Gait%C3%A1n%2C+J.+Greiner%2C+M.+Gromadzki%2C+A.+Nicuesa+Guelbenzu%2C+C.+P.+Guti%C3%A9rrez%2C+A.+Hamanowicz%2C+L.+Hanlon%2C+J.+Harmanen%2C+K.+E.+Heintz%2C+A.+Heinze%2C+M.-S.+Hernandez%2C+S.+T.+Hodgkin%2C+I.+M.+Hook%2C+L.+Izzo%2C+P.+A.+James%2C+P.+G.+Jonker%2C+W.+E.+Kerzendorf%2C+S.+Klose%2C+Z.+Kostrzewa-Rutkowska%2C+M.+Kowalski%2C+M.+Kromer%2C+H.+Kuncarayakti%2C+A.+Lawrence%2C+T.+B.+Lowe%2C+E.+A.+Magnier%2C+I.+Manulis%2C+A.+Martin-Carrillo%2C+S.+Mattila%2C+O.+McBrien%2C+A.+M%C3%BCller%2C+J.+Nordin%2C+D.+O%E2%80%99Neill%2C+F.+Onori%2C+J.+T.+Palmerio%2C+A.+Pastorello%2C+F.+Patat%2C+G.+Pignata%2C+Ph.+Podsiadlowski%2C+M.+L.+Pumo%2C+S.+J.+Prentice%2C+A.+Rau%2C+A.+Razza%2C+A.+Rest%2C+T.+Reynolds%2C+R.+Roy%2C+A.+J.+Ruiter%2C+K.+A.+Rybicki%2C+L.+Salmon%2C+P.+Schady%2C+A.+S.+B.+Schultz%2C+T.+Schweyer%2C+I.+R.+Seitenzahl%2C+M.+Smith%2C+J.+Sollerman%2C+B.+Stalder%2C+C.+W.+Stubbs%2C+M.+Sullivan%2C+H.+Szegedi%2C+F.+Taddia%2C+S.+Taubenberger%2C+G.+Terreran%2C+B.+van+Soelen%2C+J.+Vos%2C+R.+J.+Wainscoat%2C+N.+A.+Walton%2C+C.+Waters%2C+H.+Weiland%2C+M.+Willman%2C+P.+Wiseman%2C+D.+E.+Wright%2C+%C5%81.+Wyrzykowski+et+O.+Yaron&rft.date=2017-10-16&rft.volume=551&rft.pages=75-79&rft_id=info%3Adoi%2F10.1038%2Fnature24303&rft_id=info%3Apmid%2F29094693&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

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<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> James M. Lattimer et David N. Schramm, « <cite style="font-style:normal" lang="en">Black-Hole-Neutron-Star Collisions</cite> », The Astrophysical Journal, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 192,‎ <time class="nowrap" datetime="1974-09-15" data-sort-value="1974-09-15">15 septembre 1974</time>, L145-L147 (<a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1086/181612">10.1086/181612</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1974ApJ...192L.145L">1974ApJ...192L.145L</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="http://legacy.adsabs.harvard.edu/pdf/1974ApJ...192L.145L">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=Black-Hole-Neutron-Star+Collisions&rft.jtitle=The+Astrophysical+Journal&rft.aulast=James+M.+Lattimer+et+David+N.+Schramm&rft.date=1974-09-15&rft.volume=192&rft.pages=L145-L147&rft_id=info%3Adoi%2F10.1086%2F181612&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

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<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> David Eichler, Mario Livio, Tsvi Piran et David N. Schramm, « <cite style="font-style:normal" lang="en">Nucleosynthesis, neutrino bursts and γ-rays from coalescing neutron stars</cite> », Nature, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 340, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 6229,‎ <time class="nowrap" datetime="1989-07" data-sort-value="1989-07">juillet 1989</time>, <abbr class="abbr" title="pages">p.</abbr> 126-128 (<a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1038/340126a0">10.1038/340126a0</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1989Natur.340..126E">1989Natur.340..126E</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.nature.com/articles/340126a0">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=Nucleosynthesis%2C+neutrino+bursts+and+%CE%B3-rays+from+coalescing+neutron+stars&rft.jtitle=Nature&rft.issue=6229&rft.aulast=David+Eichler%2C+Mario+Livio%2C+Tsvi+Piran+et+David+N.+Schramm&rft.date=1989-07&rft.volume=340&rft.pages=126-128&rft_id=info%3Adoi%2F10.1038%2F340126a0&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

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<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> N. R. Tanvir, A. J. Levan, A. S. Fruchter, J. Hjorth, R. A. Hounsell, K. Wiersema et R. L. Tunnicliffe, « <cite style="font-style:normal" lang="en">A ‘kilonova’ associated with the short-duration γ-ray burst GRB 130603B</cite> », Nature, <abbr class="abbr" title="volume">vol.</abbr> 500, <abbr class="abbr" title="numéro">no</abbr> 7464,‎ <time class="nowrap" datetime="2013-08-29" data-sort-value="2013-08-29">29 août 2013</time>, <abbr class="abbr" title="pages">p.</abbr> 547-549 (<a href="PubMed" title="PubMed">PMID</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.ncbi.nlm.nih.gov/pubmed/23912055">23912055</a>, <a href="Digital_Object_Identifier" title="Digital Object Identifier">DOI</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://dx.doi.org/10.1038/nature12505">10.1038/nature12505</a>, <a href="Bibcode" title="Bibcode">Bibcode</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013Natur.500..547T">2013Natur.500..547T</a>, <a href="ArXiv" title="ArXiv">arXiv</a> <a rel="nofollow" class="external text" href="https://arxiv.org/abs/1306.4971">1306.4971</a>, <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.nature.com/articles/nature12505">lire en ligne</a>)<span class="Z3988" title="ctx_ver=Z39.88-2004&rft_val_fmt=info%3Aofi%2Ffmt%3Akev%3Amtx%3Ajournal&rft.genre=article&rft.atitle=A+%E2%80%98kilonova%E2%80%99+associated+with+the+short-duration+%CE%B3-ray+burst+GRB%E2%80%89130603B&rft.jtitle=Nature&rft.issue=7464&rft.aulast=N.+R.+Tanvir%2C+A.+J.+Levan%2C+A.+S.+Fruchter%2C+J.+Hjorth%2C+R.+A.+Hounsell%2C+K.+Wiersema+et+R.+L.+Tunnicliffe&rft.date=2013-08-29&rft.volume=500&rft.pages=547-549&rft_id=info%3Adoi%2F10.1038%2Fnature12505&rft_id=info%3Apmid%2F23912055&rfr_id=info%3Asid%2Ffr.wikipedia.org%3AProcessus+r">

</li>

<abbr class="abbr indicateur-langue" title="Langue : anglais">(en)</abbr> Sid Perkins, « <a rel="nofollow" class="external text" href="https://www.sciencemag.org/news/2018/03/neutron-star-mergers-may-create-much-universe-s-gold"><cite style="font-style:normal;" lang="en">Neutron star mergers may create much of the universe’s gold</cite></a> », sur sciencemag.org, <a href="Science_(revue)" title="Science (revue)">Science</a>, <time class="nowrap" datetime="2018-03-20" data-sort-value="2018-03-20">20 mars 2018</time> (consulté le <time class="nowrap" datetime="2021-07-29" data-sort-value="2021-07-29">29 juillet 2021</time>).

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