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核合成和矽燃燒過程有（在联盟百科）16共同点: 光致蛻變，碳燃燒過程，質子-質子鏈反應，超新星，超新星核合成，钙，P-過程，R-過程，S-過程，恆星演化，核子，核聚变，核裂变，氧燃燒過程，氖燃燒過程，3氦過程。
光致蛻變
光致蛻變 是極端高能量的γ射線和原子核的交互作用，並且使原子核進入受激態，立刻衰變成為兩或更多個子核的物理過程。一個簡單的例子是一顆質子或中子有效的被接踵而來的γ射線從原子核中敲出時，而極端的例子則是γ射線導致自發性的核分裂反應。這種過程根本上是與核融合相反的，原本是轻的元素在高溫下結合在一起形成重元素並釋放出能量。光致蛻變是從比鐵輕的元素吸熱（能量吸收）而從比鐵重的元素放熱放出能量。光致蛻變至少在超新星中對一些重元素和富含質子的元素經由p-過程的核合成有所貢獻。.
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碳燃燒過程
#重定向 碳聚变.
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質子-質子鏈反應
#重定向 質子﹣質子鏈反應.
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超新星
超新星是某些恒星在演化接近末期时经历的一种剧烈爆炸。这种爆炸都极其明亮，过程中所突发的电磁辐射经常能够照亮其所在的整个星系，并可持续几周至几个月才会逐渐衰减变为不可见，而期间内一颗超新星所辐射的能量可以与太阳在其一生中辐射能量的总和相當。恒星通过爆炸会将其大部分甚至几乎所有物质以可高至十分之一光速的速度向外抛散，并向周围的星际物质辐射激波。这种激波会导致形成一个膨胀的气体和尘埃构成的壳状结构，这被称作超新星遗迹。超新星是星系引力波潛在的強大來源。初級宇宙射線有很大的比例來自超新星 。 超新星比新星更有活力。超新星的英文名稱為 supernova，nova在拉丁語中是“新”的意思，這表示它在天球上看上去是一顆新出現的亮星（其實原本即已存在，因亮度增加而被認為是新出現的）；字首的super-是為了將超新星和一般的新星有所區分，也表示超新星具有更高的亮度。超新星這個名詞是沃爾特·巴德和弗裡茨·茲威基在1931年創造的。 超新星可以用兩種方式之一觸發：突然重新點燃核融合之火的簡併恆星，或是大質量恆星核心的重力塌陷。在第一種情況，一顆簡併的白矮星可以透過吸積從伴星那兒累積到足夠的質量，或是吸積或是合併，提高核心的溫度，點燃碳融合，並觸發失控的核融合，將恆星完全摧毀。在第二種情況，大質量恆星的核心可能遭受突然的引力坍縮，釋放重力位能，可以創建一次超新星爆炸。 最近一次觀測到銀河系的超新星是1604年的克卜勒之星（SN 1604）；回顧性的分析已經發現兩個更新的殘骸 。對其它星系的觀測表明，在銀河系平均每世紀會出現三顆超新星，而且以現在的天文觀測設備，這些銀河超新星幾乎肯定會被觀測到 。它們作用的角色豐富了星際物質與高質量的化學元素。此外，來自超新星向外膨脹的激波可以觸發新恆星的形成。.
超新星核合成
超新星核合成是闡明新的化學元素如何在超新星內產生，主要發生在易於爆炸的氧燃燒和矽燃燒的爆炸過程產生的核合成。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貢獻，像是著名的捕獲質子的Rp-過程和導致光致蛻變過程的γ過程或p-過程。重元素中最輕的，中子最少的同位素，都是由後者的程序產生的。.
钙
钙（Calcium）是一種化学元素。其化学符号是Ca，原子序数是20。鈣是银白色的碱土金属，具有中等程度的軟性。雖然在地殼的含量也很高，為地殼中第五豐富的元素，占地殼總質量3%，因其化學活性頗高，可以和水或酸反應放出氫氣，或是在空氣中便可氧化（形成緻密氧化層（氧化鈣）），因此在自然界多以離子狀態或化合物形式存在，而沒有单质存在。在工業的主要礦物來源如石灰岩、石膏等，在建筑（水泥原料）、肥料、制鹼、和医疗上用途佷广。.
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。.
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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。.
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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。.
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恆星演化
恆星演化是恆星在生命過程中所經歷急遽變化的序列。恆星依據質量，一生的範圍從質量最大的恆星只有幾百萬年，到質量最小的恆星比宇宙年齡還要長的數兆年。右方的表顯示質量和恆星壽命的關聯性。所有的恆星都從通常被稱為星雲或分子雲的氣體和塵埃坍縮中誕生。在幾百萬年的過程中，原恆星達到平衡的狀態，安頓下來成為所謂的主序星。 恆星大部分的生命期都在以核融合產生能量的狀態。最初，主序星在核心將氫融合成氦來產生能量，然後，氦原子核在核心中佔了優勢。像太陽這樣的恆星會從核心開始以一層一層的球殼將氫融合成氦。這個過程會使恆星的大小逐漸增加，通過次巨星的階段，直到達到紅巨星的狀態。質量不少於太陽一半的恆星也可以經由將核心的氢融合成氦來產生能量，質量更重的恆星可以依序以同心圓產生質量更重的元素。像太陽這樣的恆星用盡了核心的燃料之後，其核心會塌縮成為緻密的白矮星，並且外層會被驅離成為行星狀星雲。質量大約是太陽的10倍或更重的恆星，在它缺乏活力的鐵核塌縮成為密度非常高的中子星或黑洞時會爆炸成為超新星。雖然宇宙的年齡還不足以讓質量最低的紅矮星演化到它們生命的尾端，恆星模型認為它們在耗盡核心的氫燃料前會逐漸變亮和變熱，然後成為低質量的白矮星The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (June 10, 1997), pp.
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核子
在化學和物理學裏，核子（nucleon）是組成原子核的粒子。每個原子核都擁有至少一個核子，每個原子又是由原子核與圍繞原子核的一個或多個電子所組成。核子共有兩種：中子和質子。任意原子同位素的質量數就是其核子的總數。因此有時人們也會稱這個數字為「核子數」。 在1960年代之前，核子被認為是基本粒子，不是由更小的部份組成的。今天我們知道核子是複合粒子，由三個夸克經強相互作用綑綁在一起組成。兩個或多個核子之間的交互作用稱為核力，最終這也是強交互作用引起的。（在發現夸克之前，「強交互作用」一詞只用於核子間的交互作用。） 核子研究屬於粒子物理學和核物理學的交叉領域。粒子物理學，特別是量子色動力學，提供了解釋夸克及強交互作用屬性的公式。這些公式用定量方法解釋夸克是如何結合成為中子和質子（以及所有其他的強子）。然而，當多個核子組合為一個原子核（核素）時，這些基礎方程式變得非常難直接求解，必須使用核物理學的方法。核物理學利用近似法和模型來研究多個核子之間的交互作用，例如用核殼層模型。這些模型能夠準確解釋核素的屬性，比如哪些核素會進行核衰變等。 質子和中子都是重子和費米子。質子和中子特別相似，除了中子不帶有電荷以外，中子的質量比質子僅僅高0.1%，它們的質量非常相近，因此它們可以視為同樣核子的兩種狀態，共同組成了一個同位旋二重態（），在抽象的同位旋空間做旋轉變換，就可以從中子變換為質子，或從質子變換為中子。這兩個幾乎相同的核子都感受到相等的強相互作用，這意味著強相互作用對於同位旋空間旋轉變換具有不變性。按照諾特定理，對於強相互作用，同位旋守恆。.
核聚变
--，是将两个较轻的核结合而形成一个较重的核和一个很轻的核（或粒子）的一种核反应形式。在此过程中，物质没有守恒，因为有一部分正在聚变的原子核的物质被转化为光子（能量）。核聚变是给活跃的或“主序的”恆星提供能量的过程。 两个较轻的核在融合过程中产生质量亏损而释放出巨大的能量，两个轻核在发生聚变时因它们都带正电荷而彼此排斥，然而两个能量足够高的核迎面相遇，它们就能相当紧密地聚集在一起，以致核力能够克服库仑斥力而发生核反应，这个反应叫做核聚变。 舉個例子：两个質量小的原子，比方說兩個氚，在一定条件下（如超高温和高压），會发生原子核互相聚合作用，生成中子和氦-4，并伴随着巨大的能量释放。 原子核中蕴藏巨大的能量。根据质能方程E.
核裂变
核裂变（；），--，是指由較重的（原子序数較大的）原子，主要是指鈾或鈽，分裂成较輕的（原子序数较小的）原子的一種核反應或放射性衰變形式。核裂变是由莉澤·邁特納、奥托·哈恩及奥托·罗伯特·弗里施等科學家在1938年發現。原子彈以及核电站的能量来源都是核裂变。早期原子彈應用鈽-239為原料製成。而鈾-235裂變在核電廠最常見。 重核原子經中子撞擊後，分裂成為兩個較輕的原子，同時釋放出數個中子，並且以伽马射线的方式釋放光子。釋放出的中子再去撞擊其它的重核原子，從而形成鏈式反應而自發分裂。原子核分裂時除放出中子還會放出熱，核電廠用以發電的能量即來源於此。因此核裂变產物的結合能需大於反應物的的結合能。 核裂变會將化學元素變成另一種化學元素，因此核裂变也是核遷變的一種。所形成的二個原子質量會有些差異，以常見的可裂变物质同位素而言，形成二個原子的質量比約為3:2。大部份的核裂变會形成二個原子，偶爾會有形成三個原子的核裂变，稱為，大約每一千次會出現二至四次，其中形成的最小產物大小介於質子和氬原子核之間。 現代的核裂变多半是刻意產生，由中子撞擊引發的人造核反應，偶爾會有自發性的，因放射性衰變產生的核裂变，後者不需要中子的引發，特別會出現在一些質量數非常高的同位素，其產物的組成有相當的機率性甚至混沌性，和质子发射、α衰變、等單純由量子穿隧產生的裂变不同，後面這些裂变每次都會產生相同的產物。原子彈以及核电站的能量来源都是核裂变。核燃料是指一物質當中子撞擊引發核裂变時也會釋放中子，因此可以產生鏈式反應，使核裂变持續進行。在核电站中，其能量產生速率控制在一個較小的速率，而在原子彈中能量以非常快速不受控制的方式釋放。 由於每次核分裂釋放出的中子數量大於一個，因此若對鏈式反應不加以控制，同時發生的核分裂數目將在極短時間內以幾何級数形式增長。若聚集在一起的重核原子足夠多，將會瞬間釋放大量的能量。原子彈便應用了核分裂的這種特性。製成原子彈所使用的重核含量，需要在90%以上。 核能發電應用中所使用的核燃料，鈾-235的含量通常很低，大約在3%到5%，因此不會產生核爆。但核電廠仍需要對反應爐中的中子數量加以控制，以防止功率過高造成爐心熔毀的事故。通常會在反應爐的慢化劑中添加硼，並使用控制棒吸收燃料棒中的中子以控制核分裂速度。從鎘以後的所有元素都能分裂。 核分裂時，大部分的分裂中子均是一分裂就立即釋出，稱為瞬發中子，少部分則在之後（一至數十秒）才釋出，稱為延遲中子。.
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： |16O + 16O||→||28Si + 4He + 9.594 MeV |- | ||→||31P + 1H + 7.678 MeV |- | ||→||31S + n + 1.500 MeV |- | ||→||30Si + 21H + 0.381 MeV |- | ||→||30P + 2D - 2.409 MeV | 或二擇一 |16O + 16O||→||32S + γ |- | ||→||24Mg + 24He | 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。收縮會使核心的溫度上昇，直到達到矽燃燒的燃點。向外，仍有氧燃燒的殼層，再往外是氖的殼層、碳殼、氦殼和氫殼。 Category:核合成.
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氖燃燒過程
氖燃燒過程是大質量恆星（至少8MSun）內進行的核融合反應，因為氖燃燒需要高溫和高密度（大約1.2×109 K和4×109千克/米3） 在如此的高溫下，光致蛻變成為很重要的作用，有一些氖核會分解，釋放出α粒子： 這些α粒子可以被回收產生鎂-24 或者，二選一的 此處，在第一階段消耗的中子，在第二階段又再重生了。 碳燃燒过程會將核心所有的碳几乎都耗盡，產生氧/氖/鎂的核心。核心冷卻會造成重力的再壓縮，使密度增加和溫度上昇達到氖燃燒的燃點。 當氖燃燒時，氖會被耗盡使核心只有氧和鎂堆積著。在氖被耗盡的數年之後，核心逐步降温、已趨於平靜，接着重力将再度擠壓核心，使密度和溫度上昇直到氧融合被啟動。 Category:核合成.
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3氦過程
3氦過程是3個氦原子核（α粒子）轉換成碳原子核的過程。 這種核融合反應可以在超過一億K的高溫和氦含量豐富的恆星內部迅速的發生。同樣的，它發生在較老年，經由質子-質子鏈反應和碳氮氧循環產生的氦，累積在核心的恆星。在核心的氫已經燃燒完後，核心將塌縮，直到溫度達到氦燃燒的燃點。 這個過程釋放出的淨能量為7.275 MeV。 在第一個階段形成的8Be是不穩定的，會經歷2.6×10-16秒就再分裂回氦，但是在氦燃燒能形成8Be的條件下，只要有微小的平衡豐度，就能再捕獲一個氦原子核形成12C。這種結合三個氦原子核轉換成碳的過程就稱為3氦過程。 由於3氦過程需要較長的時間才能形成碳，因此在太初核合成不太可能發生。此一結果可以說明大霹靂為何沒有製造出碳，因為在大霹靂之後的一分鐘，就已經低於核融合所需要的溫度了。 通常，3氦過程發生的可能性是非常低的，但是鈹-8在基態的能量幾乎就是氦的兩倍。在第二個階段，8Be + 4He幾乎就是碳在激發態下的能量。這種共振的狀態，使接踵而來的氦和鈹結合成碳的可能性大為增加。這種共振的存在被觀測到之前，基於物理上的必要性，為了在恆星內形成碳，弗雷德·霍伊爾就已經預測到了。實際上，這種能量共振和過程的預測然後真的被發現，對霍伊爾恆星核合成的假說：假設所有的化學元素都是從最初的氫－真正的原始物質－形成的，提供了非常重大的支持。 在過程中的一些副作用是，一些碳元素可能會和氦融合產生穩定的氧同位素，並且釋放出能量： 接下來的反應鏈是氧會再與氦結合生成氖，但再繼續下去就有困難了，因為核自旋規律的限制，結果使得更重的元素不容易在恆星核合成中形成。 這樣的情狀使得恆星核合成創造出來大量的碳和氧，只有一小部分能被轉換成氖和其他更重的元素。氧和碳都是氦燃燒的灰燼，而人擇原理曾被引用來解釋碳和氧在宇宙中被敏感的核共振大量創造出來的事實。 融合的過程能創造的元素只到鐵，更重的（在鐵之外的）元素只要是由中子捕獲創造的。慢中子捕獲（S-過程）生產出大約一半的重元素，另外的一半則可能由快中子捕獲（R-過程）在核塌縮的超新星中創造出來。.
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上面的列表回答下列问题
- 什么核合成和矽燃燒過程的共同点。
- 什么是核合成和矽燃燒過程之间的相似性
核合成和矽燃燒過程之间的比较
核合成有54个关系，而矽燃燒過程有33个。由于它们的共同之处16，杰卡德指数为18.39% = 16 / (54 + 33)。
参考
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