比浏览器更快的访问！
33 关系: 原子量，同位素，大爆炸，天文物理期刊，宇宙，宇宙射線散裂，宇宙微波背景輻射，宇宙的終極命運，宇宙論原則，中子，中微子，平衡，光子，矮星系，碳，类星体，質子，铍，锂，重子，暗物质，恆星核合成，核子，核聚变，氚，氢，氦，氘，汉斯·贝特，放射性，放射性同位素，拉尔夫·阿尔菲，3氦過程。
原子量
原子量（atomic mass），也称原子质量或相对原子质量，符号ma，是指單一原子的質量，其單位為原子质量单位（符號u或Da，以往曾用amu) ，定義為一个碳12原子靜止質量的。原子質量以質子和中子的質量為主，元素的原子量几近等于其質量數。 若將原子量除以原子质量单位，會得到一個無因次量，這個無因次量稱為「相對同位素質量」（relative isotopic mass）。因此碳12的原子量是12u或是12 Da，而一個碳12原子的相對同位素質量就是12。.
同位素
同位素（Isotope）是某種特定化學元素之下的不同種類，同一種元素下的所有同位素都具有相同原子序數，質子數目相同，但中子數目卻不同。這些同位素在化學元素週期表中佔有同一個位置，因此得名。 例如氫元素中氘和氚，它們原子核中都有1個質子，但是它們的原子核中分別有0個中子、1個中子及2個中子，所以它們互為同位素。.
大爆炸
--又稱大--靂（Big Bang），是描述宇宙的源起與演化的宇宙學模型，这一模型得到了当今科学研究和觀測最廣泛且最精確的支持。宇宙学家通常所指的大爆炸观点为：宇宙是在过去有限的时间之前，由一个密度极大且温度极高的太初状态演变而来的。根据2015年普朗克卫星所得到的最佳观测结果，宇宙大爆炸距今137.99 ± 0.21亿年，并经过不断的到达今天的状态。 大爆炸这一模型的框架基于爱因斯坦的广义相对论，又在场方程的求解上作出了一定的简化（例如宇宙學原理假设空间的和各向同性）。1922年，苏联物理学家亚历山大·弗里德曼用广义相对论描述了流体，从而给出了这一模型的场方程。1929年，美国物理学家埃德温·哈勃通过观测发现，从地球到达遥远星系的距离正比于这些星系的红移，从而推导出宇宙膨胀的观点。1927年时勒梅特通过求解弗里德曼方程已经在理论上提出了同样的观点，这个解后来被称作弗里德曼－勒梅特－罗伯逊－沃尔克度规。哈勃的观测表明，所有遥远的星系和星系团在视線速度上都在远离我们这一观察点，并且距离越远退行视速度越大 。如果当前星系和星团间彼此的距离在不断增大，则说明它们在过去曾经距离很近。从这一观点物理学家进一步推测：在过去宇宙曾经处于一个密度极高且温度极高的状态，大型粒子加速器在类似条件下所进行的实验结果则有力地支持了这一理论。然而，由于当前技术原因，粒子加速器所能达到的高能范围还十分有限，因而到目前为止，还没有证据能够直接或间接描述膨胀初始的极短时间内的宇宙状态。从而，大爆炸理论还无法对宇宙的初始状态作出任何描述和解释，事实上它所能描述并解释的是宇宙在初始状态之后的演化图景。当前所观测到的宇宙中氢元素的丰度，和理论所预言的宇宙早期快速膨胀并冷却过程中，最初的几分钟内通过核反应所形成的这些元素的理论丰度值非常接近，定性并定量描述宇宙早期形成的氢元素丰度的理论被称作太初核合成。 大爆炸一词首先是由英国天文学家弗雷德·霍伊尔所采用的。霍伊尔是与大爆炸对立的宇宙学模型——穩態學說的倡导者，他在1949年3月BBC的一次广播节目中将勒梅特等人的理论称作“这个大爆炸的观点”。虽然有很多通俗轶事记录霍伊尔这样讲是出于讽刺，但霍伊尔本人明确否认了这一点，他声称这只是为了着重说明这两个模型的显著不同之处。霍伊尔后来为恒星核合成的研究做出了重要贡献，这是恒星内部通过核反应利用氢元素制造出某些重元素的途径。1964年发现的宇宙微波背景辐射是支持大爆炸确实发生的重要证据，特别是当测得其频谱从而绘制出它的黑体辐射曲线之后，大多数科学家都开始相信大爆炸理论了。.
天文物理期刊
天文物理期刊（The Astrophysical Journal）是在天文学及天体物理学領域重要的研究期刊，于1895年創刊，至2008年底都由美國芝加哥大學出版社發行；2009年1月起改由英國物理學會出版社發行。編輯部附屬美國天文學會之下，每月出版三冊，刊載的內容主要為最新的天文物理發展、發現、及学说。.
新！!: 太初核合成和天文物理期刊 · 查看更多 »
宇宙
宇宙（Universe）是所有時間、空間與其包含的內容物所構成的統一體；它包含了行星、恆星、星系、星系際空間、次原子粒子以及所有的物質與能量，宇指空間，宙指時間。目前人類可觀測到的宇宙，其距離大約為；而整個宇宙的大小可能為無限大，但未有定論。物理理論的發展與對宇宙的觀察，引領著人類進行宇宙構成與演化的推論。 根據歷史記載，人類曾經提出宇宙學、天體演化學與，解釋人們對於宇宙的觀察。最早的理論為地心說，由古希臘哲學家與印度哲學家所提出。數世紀以來，逐漸精確的天文觀察，引領尼古拉斯·哥白尼提出以太陽系為主的日心說，以及經約翰內斯·克卜勒改良的橢圓軌道模型；最終艾薩克·牛頓的重力定律解釋了前述的理論。後來觀察方法逐漸改良，引領人類意識到太陽系位於數十億恆星所形成的星系，稱為銀河系；隨後更發現，銀河系只是眾多星系之一。在最大尺度範圍上，人們假定星系的分布，且各星系在各個方向之間的距離皆相同，這代表著宇宙既沒有邊緣，也沒有所謂的中心。透過星系分布與譜線的觀察，產生了許多現代物理宇宙學的理論。20世紀前期，人們發現到星系具有系統性的紅移現象，表明宇宙正在；藉由宇宙微波背景輻射的觀察，表明宇宙具有起源。最後，1990年代後期的觀察，發現宇宙的膨脹速率正在加快，顯示有可能存在一股未知的巨大能量促使宇宙加速膨脹，稱做暗能量。而宇宙的大多數質量則以一種未知的形式存在著，稱做暗物質。 大爆炸理論是當前描述宇宙發展的宇宙學模型。目前主流模型，推測宇宙年齡為。大爆炸產生了空間與時間，充滿了定量的物質與能量；當宇宙開始膨脹時，物質與能量的密度也開始降低。在初期膨脹過後，宇宙開始大幅冷卻，引發第一波次原子粒子的組成，稍後則合成為簡單的原子。這些原始元素所組成的巨大星雲，藉由重力結合起來形成恆星。 目前有各種假說正競相描述著宇宙的終極命運。物理學家與哲學家仍不確定在大爆炸前是否存在任何事物；許多人拒絕推測與懷疑大爆炸之前的狀態是否可偵測。目前也存在各種多重宇宙的說法，其中部分科學家認為可能存在著與現今宇宙相似的眾多宇宙，而現今的宇宙只是其中之一。.
宇宙射線散裂
宇宙射線散裂是自然發生的一種核分裂和核合成形式，它經由宇宙射線撞擊物質產生新的元素。宇宙射線是來自地球之外的高能粒子，主要是飄蕩在空間中的電子和α粒子。當宇宙射線（主要是質子）撞擊到物質，包括其他的宇宙射線，就會造成散裂。碰撞的結果是被撞的大的核子會逐出核子（質子和中子），這種過程不僅在宇宙的深處進行，宇宙射線的撞擊也在我們的上層大氣層內進行。 宇宙射線散裂製造出輕的元素，像是鋰和硼，這個過程是在1970年代偶然發現的。太初核合成的模型認為氘的總量太大，與宇宙擴散的速率不能一致，因此對在大霹靂之後是否仍有產生氘的過程在繼續進行，產生極大的興趣。 宇宙射線散裂是被調查的能製造氘的一種過程，但是它的結果是散裂不可能製造出氘，並且剩餘的氘含量可以用假設存在的重子暗物質來解釋。然而，對散裂的研究顯示，它可以產生鋰和硼。鋁、鈹、碳（碳-14）、氯、碘和氖的同位素都可以經由宇宙射線散裂產生。.
新！!: 太初核合成和宇宙射線散裂 · 查看更多 »
宇宙微波背景輻射
#重定向 宇宙微波背景.
新！!: 太初核合成和宇宙微波背景輻射 · 查看更多 »
宇宙的終極命運
宇宙的終極命運是物理宇宙學中一個主要的議題。許多科學理論都對宇宙的命運做出預測並成為競爭的對手，包括未來與時間是有限還是無限。 自從宇宙起源於大爆炸並經歷暴脹的概念為大多數科學家接受之後，宇宙的終極命運就成為宇宙論可以探討的問題，取決於物理上的性質：在宇宙中的質量/能量，它們的平均密度和膨脹速度。.
新！!: 太初核合成和宇宙的終極命運 · 查看更多 »
宇宙論原則
宇宙論原則不是一種原理，但即使只是一種合理的假設或是通則，仍然嚴格的限制了許多合理的宇宙學的理論。他論斷了在大尺度觀測下的宇宙該呈現的面貌：.
新！!: 太初核合成和宇宙論原則 · 查看更多 »
中子
| magnetic_moment.
中微子
中微子（Neutrino，其字面上的意義為「微小的電中性粒子」，又譯作--）是一种电中性的基本粒子，自旋量子數為½，以希腊字母ν标记。现在已经有证据表明其具有质量。但其质量即使相比于其他亚原子粒子也是非常微小的。它可能是现在唯一一种已探测到的暗物质，是一种热暗物质。 中微子与电子、μ子以及τ子同属轻子，有三种“味”：电中微子（）、μ中微子（）以及τ中微子（）。每种味的中微子都相应存在一种同样电中性且自旋量子數為½的反中微子。在标准模型中，中微子的产生过程遵循轻子数守恒定律。 由于中微子是电中性的，同时还是一种轻子，因而其并不参与电磁相互作用以及强相互作用。其只参与弱相互作用以及引力相互作用。 由于弱相互作用作用距离非常短，而引力相互作用在亚原子尺度下又是十分微弱的，因而中微子在穿过一般物质时不会受到太多阻碍，且难以检测。 中微子可以通过放射性衰变以及核反应等多种方式产生。由于太阳内部时时刻刻都在发生着核反应，而超新星产生等过程也会伴随着剧烈的核反应，因而在宇宙射线中可以检测到中微子的存在。地球附近所检测到的中微子大多来源于太阳。事实上，地球面向太阳的区域每秒钟在每平方厘米上都会穿过大约650亿个来自太阳的中微子。 人们现在认识到中微子在飞行过程中会在不同味间振荡，比如β衰变中产生的电中微子可能在检测时会变为μ中微子或τ中微子。这一现象表明中微子具有质量，且不同味的中微子的质量也是不同的。依据现在宇宙学探测的数据，三种味的中微子质量之和小于电子质量的百万分之一。.
平衡
平衡，是指一種穩定的狀態，當受到多種對立的各方面，若每一部份都互相抵消，使整體無變化則稱為平衡。在經濟學上，若支出和收入相等，則達到一個平衡；在化學上，若一可逆反應的正反應與逆反應相等，則達到一個平衡；在天文學上，一顆主序帶上的恆星，比如太陽，在恆星內部給定的任何一層，都是在熱壓力（向外）和在其外物質的質量產生的壓力（向內）相等，重力就沒有多餘的能量使恆星塌縮，以達到平衡的狀態。在物理學上，若受力或力矩互相抵消，則也能形成平衡。 若為變動的，但直保留在一個平均而整體為有規律的波動變化，則稱為動態平衡，比如說生態平衡。 此外，平衡亦可以分為穩定平衡和不穩定平衡.
光子
| mean_lifetime.
矮星系
星系是由數十億顆恆星組成，一種比較小的星系，比我們銀河系有二千至四千億顆恆星少了許多。大麥哲倫星系，大約有300億顆恆星，當在討論在銀河系周圍的星系時，有時也會被歸類為矮星系。 在本星系群有許多的矮星系：這些小星系多數都以軌道環繞著大星系，像是銀河系、仙女座星系、和三角座星系。 銀河系有14個已知的矮星系環繞著，參考銀河系有更多的資料。 矮星系有許多不同的分類法：.
碳
碳（Carbon，拉丁文意為煤炭）是一種化學元素，符號為C，原子序数為6，位於元素週期表中的IV A族，屬於非金屬。每個碳原子有四顆能夠進行鍵合的電子，因此其化合價通常為4。自然產生的碳由三種同位素組成：12C和13C為穩定同位素，而14C則具放射性，其半衰期約為5,730年。碳是少數幾個自遠古就被發現的元素之一（見化學元素發現年表）。 碳的同素異形體有數種，最常見的包括：石墨、鑽石及無定形碳。這些同素異形體之間的物理性質，包括外表、硬度、電導率等等，都具有極大的差異。在正常條件下，鑽石、碳納米管和石墨烯的熱導率是已知材質中最高的。 所有碳的同素異形體在一般條件下都呈固态，其中石墨的熱力學穩定性最高。它們不易受化學侵蝕，甚至連氧都要在高溫下才可與其反應。碳在無機化合物中最常見的氧化態為+4，並在一氧化碳及過渡金屬羰基配合物中呈+2態。無機碳主要來自石灰石、白雲石和二氧化碳，但也大量出現在煤、泥炭、石油和甲烷水合物等有機礦藏中。碳是所有元素中化合物种类最多的，目前有近一千萬種已記錄的純有機化合物，但這只是理論上可以存在的化合物中的冰山一角。 碳的豐度在地球地殼中排列第15（见地球的地殼元素豐度列表），並在全宇宙中排列第4（见化學元素豐度），名列氫、氦和氧之下。由於碳元素極為充沛，再加上它在地球環境下所能產生的聚合物種類極為繁多，因此碳是地球上所有生物的化學根本。.
类星体
類星體 （quasar，，也以QSO或quasi-stellar object為人所知）是極度明亮的活躍星系核（AGN，active galactic nucleus）。大多數星系的核心都有一個超大質量黑洞，它的質量從百萬至數十億太陽質量不等。在類星體和其它形式的活躍星系核，黑洞被氣態的吸積盤環繞著。當吸積盤中的氣體朝向黑洞墬落，能量就會以電磁輻射的形式釋放出來。這些輻射被觀測到可以跨越電波、紅外線、可見光、紫外線、X射線、和γ射線等電磁頻譜的波長。類星體輻射的功率非常巨大：最強大的類星體的光度超過1041 瓦特，是普通星系，例如銀河系，的數千倍。 "類星體"這個名詞源自於準恆星狀電波源（quasi-stellar radio source）的縮寫，因為在20世紀50年代發現這種天體時，被認定為未知物理源的電波發射源。當在可見光的照相圖中篩檢出來時，它們類似可見光的星狀微弱光點。 類星體的高解析影像，特別是哈伯太空望遠鏡，已經證明類星體是發生在星系的中心，一些類星體的宿主星系是強烈的交互作用星系或.
質子
|magnetic_moment.
铍
鈹（舊譯作鋍、鑉、鋊）是一種化學元素，符號為Be，原子序為4，屬於鹼土金屬。鈹通常在宇宙射线散裂過程中產生，是宇宙中較為稀有的元素之一。所有自然界中的鈹都與其他元素結合，形成礦物，如綠柱石（海藍寶石、祖母綠）和金綠寶石等。單質鈹呈鋼灰色，輕、硬而易碎。 在鋁、銅、鐵和鎳中加入鈹作為合金材料，可以加強其物理性質。用鈹銅合金製成的工具十分堅硬，在敲擊鋼鐵表面時也不會產生火花。由於鈹的抗彎剛度、熱穩定性、熱導率都很高，密度卻很低（只有水的1.85倍），所以適合做航空航天材料，用於導彈、航天器和衛星之中。X射線等電離輻射能夠穿透低密度和低原子量的鈹，所以在X光儀器和粒子物理學實驗中都常用鈹作為窗口材料。鈹和氧化鈹可以很好地傳導熱量，因此被用於控制器械的溫度。 在處理鈹的時候，必須使用適當的措施控制粉塵，因為吸入含鈹粉塵會引致可致命的慢性過敏性鈹中毒。.
锂
锂（Lithium）是一种化学元素，其化学符号Li，原子序数为3，三个电子中两个分布在K层，另一个在L层。锂是碱金属中最轻的一种。锂常呈+1或0氧化态，是否有-1氧化态則尚未得到证实。但是锂和它的化合物并不像其他的碱金属那么典型，因为锂的电荷密度很大并且有稳定的氦型双电子层，使得锂容易极化其他的分子或离子，自己却不容易受到极化。这一点就影响到它和它的化合物的稳定性刘翊纶任德厚《无机化学丛书》第一卷 北京：科学出版社289-354页1984年。锂的英文名称来源于希腊文lithos，意为“石头”。其中文名则来源于“Lithos”的第一个音节发音“里”，因为是金属，在左方加上部首“钅”。.
重子
重子（Baryon）是一個現代粒子物理學名詞，在標準模型理論中，「重子」這一名詞是指由三个夸克（或者三个反夸克组成的「反重子」）组成的複合粒子。在這理論中它是強子的一類。值得注意的是，因為重子屬於複合粒子，所以「不是」基本粒子。最常见的重子有組成日常物質原子核的质子和中子，合称为核子。其它重子中，有比这两種粒子更重的粒子，所谓的超子。重子这个称呼是指其质量相对重于轻子和介于两者之间的介子起的。 重子是强相互作用的费米子，也就是说它们遵守费米-狄拉克统计和泡利不相容原理，它们通过组成它们的夸克参加强相互作用。同时它们也参加弱相互作用和引力。带电荷的重子也参加电磁力作用。 重子与由一个夸克和一个反夸克组成的介子一起被合称为强子。强子是所有强相互作用的粒子的总称。 质子是唯一独立稳定的重子。中子假如不与其它中子或者质子一起组成原子核的话就不會稳定，並產生衰变。.
暗物质
在宇宙学中，暗物质（Dark matter），是指無法通過电磁波的觀測進行研究，也就是不與电磁力產生作用的物质。人们目前只能透过重力产生的效应得知，而且已經發现宇宙中有大量暗物质的存在。 现代天文学經由引力透镜、宇宙中大尺度结构的形成、微波背景辐射等方法和理论来探测暗物质。而根据ΛCDM模型，由普朗克卫星探测的数据得到：整个宇宙的构成中，常規物質（即重子物質）占4.9%，而暗物质則占26.8%，还有68.3%是暗能量（质能等价）。暗物质的存在可以解决大爆炸理论中的不自洽性（inconsistency），对结构形成也非常关键。暗物质很有可能是一种（或几种）粒子物理标准模型以外的新粒子所構成。对暗物质（和暗能量）的研究是现代宇宙学和粒子物理的重要课题。 2015年11月，NASA噴射推進實驗室的科學家蓋瑞‧普里茲奧（Gary Prézeau）以ΛCDM模型模擬銀河系內暗物質流過地球與木星等行星的情形，發現這會使該暗物質流的密度明顯上升（地球：10^7倍、木星：10^8倍），並呈現毛髮狀的向外輻射分佈結構。.
恆星核合成
恆星核合成 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，恆星核合成就一直持續地創造重元素。這原本是一個高度預測的理論，但經由觀測到的元素豐度和計算的基礎上，已經有了良好的協定。它解釋了宇宙中元素的豐度為何會隨著時間而增長，以及為什麼某些元素及其同位素會比其它的元素更豐富。這個理論最初是由弗雷德霍伊爾（Fred Hoyle）in在1946年提出，然後在1954年精煉 。進一步的發展，特別是對重元素中比鐵重的元素經由中子捕獲的核合成，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年提出了著名的元素合成理論（即著名的B2FH論文） ，成為天文物理學史上最受人引用的論文之一。 恆星演化是因它們的組成（元素的豐度）在生命歷程中的改變。首先是氫燃燒（主序星），然後是氦燃燒（紅巨星），並逐漸燃燒更重的元素。然而，因為這些重元素都包含在恆星內部，這本身並沒有明顯的改變宇宙中元素的豐度。在它們生命的後期，低質量的恆星將通過恆星風慢慢地彈出它們的大氣層，形成行星狀星雲；而質量更高的恆星將通過超新星的突發性災難事件來噴發質量。超新星核合成這個名詞被用來描述大質量恆星（12－35倍太陽質量）在演化和爆炸前所創造的元素。這些大質量恆星從碳（）到鎳（）的各種新同位素的最主要來源。 進一步的燃燒序列是由重力坍縮和其相應的加熱驅動的，導致重元素的碳、氧和矽燃燒。然而，大多數原子量範圍在 （從矽到鎳）核合成的重元素都是由恆星上層崩潰到核心，造成一個壓縮衝擊波反彈向外形成的。短暫的衝擊波升高了大約50%的溫度，從而引起了大約1秒鐘的劇烈燃燒。在大質量恆星最後的燃燒稱為超新星核合成或是"爆炸核合成"，是恆星產生重元素的最後一個時期。 促進核合成理論發展的因素是發現宇宙中化學元素的豐度。對具體描述的需要已經受到太陽系化學同位素相對豐度的啟發。當繪製在以元素的原子數為函數的圖表上時，這些豐度有一個參差不齊的鋸齒狀形狀，而變化的因素數以萬計（參見核合成#歷史）。這表明這個自然的過程不是隨機的。第二個啟發是在20世紀了解恆星的核合成發生過程，它被認識到太陽的長壽，和從核融合反應釋放出來的能量是光與熱的來源 。.
新！!: 太初核合成和恆星核合成 · 查看更多 »
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.
氚
氚（法語，德語，英語，荷蘭語: Tritium；符号：T或3H），注音：ㄔㄨㄢ；拼音：chuān(1)；客家話：con1。亦稱超重氫，是氫的同位素之一，元素符號為T或3H。它的原子核由一顆質子和兩顆中子所組成，並帶有放射性，會發生β衰變，放出電子變成氦-3，其半衰期為12.43年。 由於氚的β衰變只會放出高速移動的電子，不會穿透人體，因此只有大量吸入氚才會對人體有害。 在地球的自然界中，相比一般的氫氣，氚的含量極少。氚的產生是當宇宙射線所帶的高能量中子撞擊氘核，其氘核與中子結合為氚核。 氚与氘之用途類同，都是制造氢弹的原料。另外氚還可做為不需電源、有自發光能力，供暗處識別用的氚管。 氚的半衰期只有12.43年，每過12.43年就要減少一半，所以地球誕生之初存在的氚早已衰變得無影無蹤了。自然界中的氚，是宇宙射線的產物，只有幾千克，物稀為貴，所以大部分是人工合成。.
氢
氫是一種化學元素，其化學符號為H，原子序為1。氫的原子量為，是元素週期表中最輕的元素。單原子氫（H）是宇宙中最常見的化學物質，佔重子總質量的75%。等離子態的氫是主序星的主要成份。氫的最常見同位素是「氕」（此名稱甚少使用，符號為1H），含1個質子，不含中子；天然氫還含極少量的同位素「氘」（2H），含1個質子和1個中子。 氫原子最早在宇宙復合階段出現並遍佈全宇宙。在標準溫度和壓力之下，氫形成雙原子分子（分子式為H2），呈無色、無臭、無味非金屬氣體，不具毒性，高度易燃。氫很容易和大部份非金屬元素形成共價鍵，所以地球上大部份的氫都以分子的形態存在，比如水和有機化合物等。氫在酸鹼反應中尤其重要，因為在這類反應中各種分子須互相交換質子。在離子化合物中，氫原子可以獲得一個電子成為氫陰離子（H−），或失去一個電子成為氫陽離子（H+）。雖然在一般寫法中，氫陽離子就是質子，但在實際化合物中，氫陽離子的實際結構是更為複雜的。氫原子是唯一一個有薛定諤方程式解析解的原子，所以對氫原子模型的研究在量子力學的發展過程中起到了關鍵的作用。 16世紀，人們通過混合金屬和強酸，首次製備出氫氣。1766至1781年，亨利·卡文迪什第一次發現氫氣是一種獨立的物質，燃燒後會產生水。安東萬-羅倫·德·拉瓦節根據這一性質，將其命名為「Hydrogen」，在希臘文中意為「生成水的物質」。19世纪50年代，英国医生合信编写《博物新编》（1855年）时，把元素名翻译为“轻气”，成為今天中文「氫」字的來源。 氫氣的工業生產主要使用天然氣的蒸汽重整過程，或通過能源消耗更高的水電解反應。大部份的氫氣都在生產地點直接使用，主要應用包括化石燃料處理（如裂化反應）和氨生產（一般用於化肥工業）。在冶金學上，氫氣會對許多金屬造成氫脆現象，使運輸管和儲存罐的設計更加複雜。.
氦
氦（Helium，舊譯作氜）是一种化学元素，其化学符号是He，原子序数是2，是一种无色的惰性气体，放电时发橙红色的光。在常温下，氦是一种极轻的无色、无臭、无味的单原子气体。氦在空氣中含量較少，但在宇宙中是第二豐富的元素，在银河系佔24％。.
氘
氘（注音：ㄉㄠ；拼音：dāo(1)；客家話：dao(1)；粵語：dou(1)；台語：to(1)；英语：Deuterium）為氢的一种穩定形態同位素，又称重氢，元素符号一般为D或2H。它的原子核由一颗质子和一颗中子组成。在大自然的含量约为一般氢的7000分之一。.
汉斯·贝特
汉斯·阿尔布雷希特·贝特（Hans Albrecht Bethe，），德国和美国犹太裔核物理学家，对于天体物理学，量子电动力学和固体物理学有很重要的贡献。由于恆星核合成理论研究成果，他荣获了1967年诺贝尔物理学奖。.
新！!: 太初核合成和汉斯·贝特 · 查看更多 »
放射性
放射性或輻射性是指元素從不稳定的原子核自发地放出射线，（如α射线、β射线、γ射线等）而衰变形成穩定的元素而停止放射（衰变产物），這種現象稱為放射性。衰变时放出的能量称为衰变能量。原子序數在83（鉍）或以上的元素都具有放射性，但某些原子序數小于83的元素（如锝）也具有放射性。而有趣的是，從原子序84開始一直到鉳元素有以下特性：原子序是偶數的，半衰期都比相邻的长。这是由於原子序数为偶數的元素的原子核含有適當數量的質子和中子，能够形成有利的配置結構。〈即魔數〉 對單一原子來說，放射性衰变依照量子力學是隨機過程，無法預測特定一個原子是否會衰变。不過原子衰变的機率不會隨著原子存在的時間長短而改變。對大量的原子而言，可以用量測衰變常數計算衰變速率及半衰期。其半衰期沒有已知的時間上下限，範圍可以到55個數量級，短至幾乎瞬間，長至久於宇宙年齡。 有許多種不同的放射性衰变。衰变或是能量的減少都會使有某種原子核的原子（父放射核素）轉變為有另一種原子核的原子，或是其中子或質子的數量不同，稱為子體核素。在一些衰变中，父放射核素和子體核素是不同的化學元素，因此衰变後產生了新的元素，這稱為核嬗变。 最早發現的衰变是α衰變、β衰變、γ衰變。α衰變是原子核放出α粒子（氦原子核），是最常見釋放核子的衰變，不過原子核偶爾也會釋放質子，或者釋放其他特殊的核子（稱為）。β衰變是原子核釋放電子（或正子）及反微中子，會將質子轉變為中子（或是將中子轉變為質子） 。核子也可能捕獲軌道上的電子，使質子轉變為中子，這為電子捕獲，上述的衰变都屬於核嬗变。 相反的，也有一些核衰变不會產生新的元素，受激態原子核的能量以伽馬射線的方式釋出，稱為伽馬衰变，或是將激发态原子核将能量转移至轨道电子上，轨道电子再脱离原子，稱為。若是核子中有大量高度受激的中子，有時會以中子發射的方式釋放能量。另外一種核衰变是將原來的原子核變為二個或多個較小的原子核，稱為自發性的核分裂，出現在大量的不穩定核子自發性的衰变時，一般也會釋放伽馬射線、中子或是其他粒子。 著名的例子像是鈾和釷，但也包括在自然界中，半衰期長的同位素，例如钾-40。例如15種是半衰期短的同位素，像鐳及氡，是由衰變後的產物，也有因為而產生的，像碳-14就是由宇宙射線撞擊氮-14而產生。放射性同位素也可能是因為粒子加速器或核反應爐而人工合成，其中有650種的半衰期超過一小時，有數千種的半衰期更短。.
放射性同位素
放射性同位素（radionuclide，或radioactive nuclide），一種具有放射性的核素。是一種原子核不穩定的原子，每個原子也有很多同位素，每組同位素的原子序雖然是相同，但是卻有著不同的原子量，如果這原子是有放射性的話，它會被稱為物理放射性核種或放射性同位素。放射性同位素會進行放射性衰變，從而放射出伽瑪射線，和次原子粒子。 化學家和生物學家都把放射性同位素的技術應用在我們的食品、水和身體健康等事項上。不過他們也察覺到危險性，因而制訂使用的安全守則。有些放射性同位素是天然存在的，有些則是人工製造的，稱為人造放射性同位素。.
新！!: 太初核合成和放射性同位素 · 查看更多 »
拉尔夫·阿尔菲
拉尔夫·艾舍尔·阿尔菲（Ralph Asher Alpher，），美国犹太裔物理学家、天文学家。.
新！!: 太初核合成和拉尔夫·阿尔菲 · 查看更多 »
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。.
新！!: 太初核合成和3氦過程 · 查看更多 »
