S過程
S-過程，或稱為慢中子捕獲過程，是發生在相對來說中子密度較低和溫度中等條件下的恆星進行核合成過程。在這樣的條件下，原子的核心進行中子捕獲的速率相較之下就低於β負衰變。穩定的同位素捕獲中子；但是放射性同位素在另一次中子捕獲前就先衰變成為穩定的子核，這樣經由β穩定的過程，使同位素沿著同位素列表的槽線移動。S-過程大約創造了另一半比鐵重的元素，因此在星系化學演化中扮演著很重要的角色。S-過程與更快速的r-過程中子捕獲不同的是它的低速率。 歷史…
标签：#核合成
共 25 篇文章
3氦過程
呈現不同溫度（T）下質子-質子（PP）、碳氮氧 （CNO）和3氦融合過程的相對能量輸出（ε）。虛線顯示了恒星內PP和CNO過程聯合的能量生成。在太陽核心的溫度下，PP過程會更有效率。]] 3氦過程是一組核融合反應，通過這些反應，將三個氦-4核（α粒子）轉化為碳核。 恆星中的3氦過程 氦是質子-質子鏈反應和CNO的產物，累積在恆星的核心中。 兩個氦-4核的核融合反應產生高度不穩定的鈹-8，並衰變回半衰期為的較小核，除非在這段時間內第三個α…
太初核合成
太初核合成（primordial nucleosynthesis），也称为大爆炸核合成（Big Bang nucleosynthesis，縮寫為BBN），是物理宇宙學中描述在宇宙早期階段產生原子核的核合成過程。大多數宇宙學家認為，这个原始的核合成發生在大爆炸後大約10秒到20分鐘的時間間隔內，在这个过程中，质子和中子结合形成了原子核，包括氦的同位素氦-4（4He），以及少量的氫的同位素氘（2H或D），氦的同位素氦-3（3He），以及少量…
R過程
r過程，或稱為快中子捕獲過程，是在核心發生塌縮的超新星（參考超新星核合成）中創造富含中子且比鐵重的元素的程序，並創造了大約一半的數量。r過程需要以鐵為種核進行連續的快中子捕獲，或是短程的r過程。另一種居主導地位產生重元素的機制為s過程，也就是通過慢中子捕獲進行核合成，主要發生在AGB星，而這兩種過程在產生比鐵重的元素的星系化學演化中占了很重的分量。 歷史 r過程似乎必須從重元素的同位素相對豐度和在1956年由漢斯·蘇斯和哈羅德·尤里重新…
核合成
產生新元素]] 核合成（）是從已經存在的核子（質子和中子）創造出新原子核的過程。原始的核子來自大爆炸之後已經冷卻至一千萬度以下，由夸克膠子形成的等離子體海洋。在之後的幾分鐘內，只有質子和中子，也有少量的鋰和鈹（原子量都是7）被合成，但相對來說仍只有很少的數量。太初核合成的第一個過程可以稱為核起源（成核作用），隨後產生各種元素的核合成，包括所有的碳、氧等元素，都是發生在原始恆星內部的核融合或核分裂。 歷史 化學元素被創造的第一個想法是在宇…
矽燃燒過程
矽燃燒過程在天體物理的核融合反應序列中是非常短暫的過程，它發生在質量至少是8-11太陽質量的恆星。對恆星而言，矽燃燒是大質量恆星長期以來以核融合供應能量的最後階段，是燃料耗盡的生命終點，然後她們就將離開赫羅圖上的主序帶。它之前的幾個階段是氫、氦、碳、氖、和氧燃燒過程。 當重力收縮使恆星的核心溫度升高到27至35億K的高溫時，確實的溫度依據恆星的質量來決定，矽燃燒便開始了。當一顆恆星完成了矽燃燒階段之後，已經不再有燃料可供融合。恆星將發生…
質子—質子鏈反應
或更小的恆星上佔有主導的地位。]] 呈現不同溫度（T）下質子-質子（PP）、碳氮氧 （CNO）和3氦融合過程的相對能量輸出（ε）。虛線顯示了恒星內PP和CNO過程聯合的能量生成。在太陽核心的溫度下，PP過程會更有效率。]] 質子﹣質子鏈反應（，簡寫為p-p chain）是恆星內部將氫融合成氦的幾種核融合反應中的一種，另一種主要的反應是碳氮氧循環。質子﹣質子鏈反應在太陽或更小的恆星上佔有主導的地位。 克服兩個氫原子核之間的靜電斥力需要很大…
超新星核合成
、哈伯太空望遠鏡和昌德拉X射線天文台的圖像合成的克卜勒超新星圖形。]] 超新星核合成是指新的化學元素在超新星內形成的過程，主要發生在氧燃燒和矽燃燒的爆炸階段所引發的核合成。這些融合反應創造的元素有矽、硫、氯、氬、鉀、鈣、鈧、鈦和鐵峰頂元素：釩、鉻、錳、鐵、鈷、鎳。由於這些元素在每次的超新星爆炸中被拋出來，因此在星際介質中的豐度越來越大。重元素（比鎳重的）主要是由所謂的r-過程捕獲中子創造出來的。然而，還有其他的過程對某些元素的核合成有所…
恆星核合成
恆星核融合是解釋重元素是由恆星內部的原子經由核融合創造出來的化學元素理論。自從大爆炸期間產生氫、氦、鋰之後，重元素就一直经由恆星核融合产生。该理论原为高度預測的理論，但經由觀測到的元素豐度和計算的基礎上，已經有了良好的证实。它解釋了宇宙中元素的豐度的增长与時間的关系，以及不同元素及其同位素的豐度的不同的原因。這個理論最初是由弗雷德·霍伊爾在1946年提出。在霍伊爾和伯比奇夫婦（傑佛瑞·伯比奇和瑪格麗特·伯比奇）、威廉·福勒四人於1957…
太陽前顆粒
等待發射的波音戴爾塔II火箭。星塵號在2004年一月與81P/Wild親密接觸，還蒐集的涵有太陽前顆粒的星際塵埃。]] 太陽前顆粒是起源於太陽形成之前的某個時間裡，就在星際空間形成的微小固體物質。隕石學家經常用這個名詞來表示起源於一顆恆星的顆粒，也就是 "星際塵埃"；他們從隕石中提取這些顆粒進行研究。因為許多的星際塵埃並非來自單獨的一顆恆星，而是由更小的太陽前顆粒在星際雲物質吸積形成，所以大多數的太陽前顆粒也不是星際塵埃。就邏輯而言，所…
氧燃燒過程
氧燃燒過程是發生在大質量恆星內的核融合反應，使氧成為更重的元素，它需要1.5×109 K的高溫和1010 千克/米3的高密度才能進行。 主要的反應程序如下： : 或二擇一 : 在氖燃燒，惰性的氧鎂核心已經在恆星中心形成，當氖燃燒結束後，核心會收縮並持續加熱至氧燃燒所需要的溫度和密度。大約6個月至1年的時間核心的氧就會耗盡，堆積出有豐富矽含量的核心。而一旦氧被耗盡，這個核心會因為熱度不夠而呈現惰性，核心開始降溫并触发再次收縮。收縮會使核心…
X射線爆發源
X射線爆發源是一種會呈現週期性快速增加光度（通常是10或更高因次），且其峰值出現在電磁頻譜之X射線的X射線聯星。這種天文物理的系統是由吸積的緻密天體（通常是中子星，偶爾是黑洞）和一顆捐助者的主序星組成。捐助者的物質會落到中子星的表面並累積在那兒一陣子，直到氫融合成氦，並產生X射線。 擔任捐助者的主序星在分類上既可以是高質量恆星（超過10太陽質量（））也可以是低質量恆星（少於1太陽質量），構成的聯星系統縮寫為分別為HMXB和LMXB。X射…
氦核作用
氦核作用 （或α作用、α反應，））是兩種核融合的類型之一，能將恆星的氦轉換成重元素，另一種即是3氦過程（3α反應）。當3氦反應進行時三重α工藝僅消耗氦氣，並產生碳。當積累足夠的碳後，以下的反應將發生，所有反應僅消耗氦氣和先前反應的產物。 :\mathrm{_6^{12}C} + \mathrm{_2^4He} \rightarrow \mathrm{_{8}^{16}O} + \gamma + Q, Q = 7.16 MeV :\mat…
氘燃燒
氘燃燒是發生在一些恆星和次恆星天體的核融合反應，其中的氘原子核和質子相結合，形成一個氦-3核融合反應。它發生在質子-質子鏈反應的第二階段，由兩個質子融合形成一個氘原子核，再進一步與另一個質子融合；但也可以是原初的氘燃燒過程。 在原恆星 氘是最容易在原恆星熔融的核心與質子融合的原子核，當原恆星核心的溫度超過10 6K就可以燃燒。這種反應的速率對溫度相當敏感，所以溫度不會上升太多。當核心的氘燃燒停止，只有在能量的傳輸從對流切換成輻射之後，圍…
P過程
p過程是發生在超新星的核心塌縮時進行的核合成（參見超新星核合成），對比鐵重且富含質子原子核的產生有不可忽視的貢獻。 歷史 當p過程在著名的B2FH理论在1957年被提出時，這個過程的物理性質還未被暸解。作者相信多數比鐵重的原子，一般都是由s過程和r過程創造的富含中子原子，這兩種機制都是經由中子捕獲創造富含中子原子的主要過程。然而，也觀察到一些不可能由s過程或r過程創造的富含質子的原子核，像是190Pt或168Yb。這種簡單的觀測暗示必定…
Rp過程
rp過程（快質子捕獲過程）包括一連串的質子被種核捕獲形成重元素。。這是結合s過程和r過程的核合成過程，也許要對當前宇宙許多世代的重元素形成負起責任。然而，他有與其他被提及的過程有所不同而值得特別注意，因為它發生在穩定而富含質子的一側，相對的另一邊則是穩定但富含中子。rp過程的終點（他能製造的最重元素）雖然還不能確定，但是目前的研究顯示在中子星內不可能比碲更重。雖然更輕的，而且穩定的碲同位素也可以經由α衰變形成，但rp過程受到α衰變的抑制…
鐵系元素
鐵系元素又稱鐵族元素，是指铁、钴、镍這三種性质相似的元素，它們在週期表中分別位居8族、9族及10族（合稱ⅧB 族）之首，位於6個鉑族元素上方。鐵系元素電子殼層的最外層都有兩個電子，但第二外層的電子數不同，分別為6、7、8，再加上它們具有相近的原子半徑，因此它們的性質也會很相似。鐵系元素的一大特徵為其單質在常溫下表現出鐵磁性。 鐵系元素主要性質的比較 物理性质 铁系元素的元素及物理性质见下表： 化学性质 铁系元素单质的性质相似，如它们都可…
宇宙锂问题
在天文学中，锂问题或锂差异是指太初核合成+威尔金森微波各向异性探测器（BBN+WMAP）所预言的原初锂-7的丰度与天文观测到的数值之间所存在的差异。这是目前核天体领域的一个疑难问题。 参考文献
鈹-8
{{Infobox isotope | text_color = | image = 鈹-8.svg | alternate_names = | mass_number = 8 | symbol = Be |CASNo = 13981-60-7 |CASNo_ref= | num_neutrons = 4 | num_protons = 4 | abundance = 0{{efn|它不存在于地球，但存在于有3氦过程的恒星中 形成 在核…
碳聚变
碳聚变过程是一種核融合反應，發生在質量較重的恆星（誕生時至少4 MSun以上）耗尽了核心內較輕的元素之後。它需要高溫（6×108 K）和高密度（大約2×108 kg/m3），主要过程是： : 另一類為： : 在氦的聚变停止後，碳聚变開始。當氦聚变時，恆星建立起一個富含碳和氧的惰性核心，一旦氦的密度降低至無法繼續聚变的水平時，核心便會因為重力而塌縮。體積的縮小造成核心的溫度和壓力上昇至碳聚变的临界溫度，這也會使圍繞著核心周圍的溫度上昇，使…