恆星核合成
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恆星核合成是在恆星的核心內進行，能將輕的元素燃燒成更重的元素的核反應總稱。（其它的過程請參考核合成。）
這些複雜的過程在20世紀初期開始逐漸被了解，首先知道的是長期以來產生太陽的光和熱的能量來源是核反應。在太陽內產生能量的主要核反應是將氫融合成氦的核融合，它至少要300萬K的高溫才能進行。
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[编辑] 歷史
在1920年，亞瑟·愛丁頓，以弗朗西斯·阿斯頓對原子的精確測量為基礎，首度建議恆星的能量來自於將氫融合成氦的核融合反應。
在1928年，喬治·伽莫夫推導出現在稱為伽莫夫因子－兩個核子接近到足夠的距離時強作用力可以克服庫倫障壁機率的量子力學模式。伽莫夫因子被羅伯特·阿特金森（Robert d'Escourt Atkinson）和弗里茨·豪特曼斯（Fritz Houtermans）使用了十年之後，伽莫夫和愛德華·泰勒推導出核反應進行的過程和速率，並相信恆星內部存在著極高的溫度。
在1939年，在一篇名為《恆星能量的產生》的論文中，漢斯·貝特分析了氫融合成氦的可能過程，他選擇了兩種認為可能發生在恆星內產生能源的過程。第一種是質子-質子鏈反應，是質量像太陽這樣的恆星產生能源的主要過程；第二種是碳氮氧循環，被認為是卡爾·弗里德里希·馮·魏茨澤克（Carl Friedrich von Weizsäcker）在1938年曾提出的，是質量更大恆星的主要能源；這些反應產生的能量能持續維持恆星內部的高熱。它們沒有談到如何創造更重的元素，但是霍伊爾在1946年提出了相關的理論，他的論點認為相當熱的恆星最終可以創造出鐵元素。霍伊爾繼續在1954年以巨著導出進階的融合步驟，指出恆星如何合成從碳至鐵的元素。
很快的，很多重要的細節被加入霍伊爾的理論中。1957年，從一篇慶祝性的論文開始，霍伊爾和伯比奇夫婦、福勒四人提出了元素合成理論（即著名的B2FH理論）。[1] 稍候的這些工作收集和精煉了早期研究的成果，並列舉出重元素被觀測到的豐度分布情景。艾利絲泰爾·卡麥倫（Alastair G. W. Cameron）和唐納德·卡萊頓（Donald D. Clayton）。卡麥倫（追隨霍依爾之後）在核合成方法提出了獨立且重大的改進。卡萊頓將計算機引進與時間無關的核系統計算中，它首先計算的與時間無關的S-過程、R-過程、矽燃燒產生鐵集團的過程，和發現可以測量年齡的放射性元素計年法。整個領域的研究在1970年代迅速的擴展開來。
[编辑] 關鍵反應
在恆星的核合成中最重要的反應：
[编辑] 參考資料
- ^ 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. doi:10.1103/RevModPhys.29.547.
- Bethe, H. A.（1970年）．“Energy Production in Stars”．Physical Reviews．55（1）：103．DOI:10.1103/PhysRev.55.103．
(subscription needed)
- Bethe, H. A.（1970年）．“Energy Production in Stars”．Physical Reviews．55（5）：434-456．DOI:10.1103/PhysRev.55.434．
(subscription needed)
- F. Hoyle, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 106 (1946), 366
- Hoyle, F.（1970年）． “On Nuclear Reactions occurring in very hot stars: Sysnthesis of elements from carbon to nickel”．Astrophys. J.（Supplement 1）：121-146．
{
- Clayton, Donald D.（1968）．Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis．New York：McGraw-Hill．
- Alak K. Ray (2004) Stars as thermonuclear reactors: their fuels and ashes (arxiv.org article)
- Wallerstein, G.，I. Iben Jr.; P. Parker; A.M. Boesgaard; G.M. Hale; A. E. Champagne; C.A. Barnes; F. Käppeler; V.V. Smith; R.D. Hoffman; F.X. Timmes; C. Sneden; R.N. Boyd; B.S. Meyer; D.L. Lambert（1999年）．“Synthesis of the elements in stars: forty years of progress”（pdf）．Reviews of Modern Physics．69（4）：995-1084．于2006年8月4日访问．
- Woosley, S. E.，A. Heger; T. A. Weaver（2002年）．“The evolution and explosion of massive stars”．Reviews of Modern Physics．74（4）：1015-1071．
- Clayton, Donald D.（2003）．Handbook of Isotopes in the Cosmos．Cambridge：Cambridge University Press．ISBN 0521823811．
[编辑] 外部鏈結
- How the Sun Shines by John N. Bahcall
- Nucleosynthesis in NASA's Cosmicopia
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| 放射性衰變 | α衰變 • β衰變 • γ輻射 • Cluster decay • 雙β衰變 • 雙電子捕獲 • 內部轉換 • 同質異構轉換 • 散裂分裂 |
| 其它過程 | 發射過程 : 中子發射 • 正電子發射 • 質子發射 捕獲 : 電子捕獲 • 中子捕獲 |
| 恆星核合成 | pp-鏈 • 碳氮氧循環 •氦融合 •α過程 • 3氦過程 • 碳燃燒 • 氖燃燒 • 氧燃燒 • 矽燃燒 • R-過程 • S-過程 • P-過程 • Rp-過程 |
