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核合成

指数 核合成

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。原始的核子來自大霹靂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。.

54 关系: 同位素大爆炸天体物理学太初核合成夸克威廉·福勒宇宙塵宇宙射線散裂宇宙線中子中子發射光致蛻變矽燃燒過程碳燃燒過程碳氮氧循環等离子体紅巨星生物学物理评论行星状星云質子質子-質子鏈反應超新星超新星核合成膠子金屬量P-過程R-過程Reviews of Modern PhysicsRp-過程S-過程SN 1987A恒星恆星核合成恆星演化核子核聚变核裂变氦-3氦-4氦融合氧燃燒過程氫原子...氖燃燒過程星风3氦過程 扩展索引 (4 更多) »

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。.

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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。.

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天体物理学

天體物理學,又稱「天文物理學」,是研究宇宙的物理學,這包括星體的物理性質(光度,密度,溫度,化學成分等等)和星體與星體彼此之間的交互作用。應用物理理論與方法,天體物理學探討恆星結構、恆星演化、太陽系的起源和許多跟宇宙學相關的問題。由於天體物理學是一門很廣泛的學問,天文物理學家通常應用很多不同的學術領域,包括力學、電磁學、統計力學、量子力學、相對論、粒子物理學等等。由於近代跨學科的發展,與化學、生物、歷史、計算機、工程、古生物學、考古學、氣象學等學科的混合,天體物理學目前大小分支大約三百到五百門主要專業分支,成為物理學當中最前沿的龐大領導學科,是引領近代科學及科技重大發展的前導科學,同時也是歷史最悠久的古老傳統科學。 天體物理實驗數據大多數是依賴觀測電磁輻射獲得。比較冷的星體,像星際物質或星際雲會發射無線電波。大爆炸後,經過紅移,遺留下來的微波,稱為宇宙微波背景輻射。研究這些微波需要非常大的無線電望遠鏡。 太空探索大大地擴展了天文學的疆界。太空中的觀測可讓觀測結果避免受到地球大氣層的干擾,科學家常透過使用人造衛星在地球大氣層外進行紅外線、紫外線、伽瑪射線和X射線天文學等電磁波波段的觀測實驗,以獲得更佳的觀測結果。 光學天文學通常使用加裝電荷耦合元件和光譜儀的望遠鏡來做觀測。由於大氣層的擾動會干涉觀測數據的品質,故於地球上的觀測儀器通常必須配備調適光學系統,或改由大氣層外的太空望遠鏡來觀測,才能得到最優良的影像。在這頻域裏,恆星的可見度非常高。藉著觀測化學頻譜,可以分析恆星、星系和星雲的化學成份。 理論天體物理學家的工具包括分析模型和計算機模擬。天文過程的分析模型時常能使學者更深刻地理解箇中奧妙;計算機模擬可以顯現出一些非常複雜的現象或效應其背後的機制。 大爆炸模型的兩個理論棟樑是廣義相對論和宇宙學原理。由於太初核合成理論的成功和宇宙微波背景輻射實驗證實,科學家確定大爆炸模型是正確無誤。最近,學者又創立了ΛCDM模型來解釋宇宙的演化,這模型涵蓋了宇宙暴胀(cosmic inflation)、暗能量、暗物質等等概念。 理論天體物理學家及實測天體物理學家分別扮演這門學科當中的兩大主力研究者,兩者專業分工。理論天體物理學家通常扮演大膽假設的研究者,理論不斷推陳出新,對於數據的驗證關心程度較低,假設程度太高時,經常會演變成偽科學,一般都是天體物理學研究者當中的激進人士。實測天體物理學家通常本身精通理論天體物理,在相當程度上來說也有能力自行發展理論,扮演小心求證的研究者,通常是物理實證主義的奉行者,只相信觀測數據,經常對理論天體物理學所提出的假說進行證偽或證實的活動,一般都是天體物理學研究者當中的保守人士。.

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太初核合成

太初核合成(BBN)是物理宇宙學的一個概念,指宇宙在早期階段產生H-1(最常見,也是最輕的氫同位素,只有單獨的一個質子)之外原子核的過程。太初核合成在大霹靂之後只經歷了幾分鐘,相信與一些較重的同位素的形成,如氘(H-2或D)、氦的同位素(He-3和He-4)、鋰的同位素(Li-6和Li-7)的形成有密切的關係。除了這些穩定的原子核之外,還有一些不穩定的放射性同位素在太初核合成之際也形成了:氚(H-3)、鈹(Be-7和Be-8)。這些不穩定的同位素不是蛻變就是融合成前述其它的穩定同位素。(所有這些原子核通常表示為NX,此處X.

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夸克

夸克(quark,又譯“层子”或「虧子」)是一種基本粒子,也是構成物質的基本單元。夸克互相結合,形成一種複合粒子,叫強子,強子中最穩定的是質子和中子,它們是構成原子核的單元。由於一種叫“夸克禁閉”的現象,夸克不能夠直接被觀測到,或是被分離出來;只能夠在強子裏面找到夸克 。因為這個原因,人類對夸克的所知大都是來自對強子的觀測。 夸克有六種“味”,分別是上、下、-zh-tw:魅;zh-cn:粲-、奇、底及頂 。上及下夸克的質量是所有夸克中最低的。較重的夸克會通過一個叫粒子衰變的過程,來迅速地變成上或下夸克。粒子衰變是一個從高質量態變成低質量態的過程。就是因為這個原因,上及下夸克一般來說很穩定,所以它們在宇宙中很常見,而奇、--、頂及底則只能經由高能粒子的碰撞產生(例如宇宙射線及粒子加速器)。 夸克有着多種不同的內在特性,包括電荷、色荷、自旋及質量等。在標準模型中,夸克是唯一一種能經受全部四種基本相互作用的基本粒子,基本相互作用有時會被稱為“基本力”(電磁相互作用力、萬有引力、強相互作用力及弱相互作用力)。夸克同時是現時已知唯一一種基本電荷非整數的粒子。夸克每一種味都有一種對應的反粒子,叫反夸克,它跟夸克的不同之處,只在於它的一些特性跟夸克大小一樣但正負不同。 夸克模型分別由默里·蓋爾曼與喬治·茨威格於1964年獨立地提出 。引入夸克這一概念,是為了能更好地整理各種強子,而當時並沒有甚麼能證實夸克存在的物理證據,直到1968年SLAC開發出實驗為止 。夸克的六種味已經全部被加速器實驗所觀測到;而於1995年在費米實驗室被觀測到的頂夸克,是最後發現的一種。.

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威廉·福勒

威廉·福勒(William Fowler,),美国天体物理学家,1979年获太平洋天文学会布鲁斯奖,1983年获瑞典皇家科学院诺贝尔物理学奖。.

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宇宙塵

宇宙塵(Cosmic Dust)是由眾多細小粒子組成的一種固態塵埃,自宇宙大爆炸起,便四散在浩瀚宇宙之中。宇宙塵的組成包含矽酸鹽、碳等元素以及水分,部分來自彗星、小行星等星體的崩解而產生。 宇宙塵對一個天體的誕生亦有影響,例如一個星體崩壞後所產生的宇宙塵,在經過漫長的宇宙旅程後,可能與一個正在形成的星體撞上,於是又循環成為了一個新的星體。在太陽系中,木星、土星、天王星、海王星等行星的光環,即是由於在行星初形成時,碎裂的宇宙塵未能融為星球的主體,但卻又無法擺脫行星萬有引力的牽制而產生圍繞著星球的破碎物質。.

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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。.

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宇宙線

宇宙線亦稱為宇宙射线,是來自外太空的帶電高能次原子粒子。它們可能會產生二次粒子穿透地球的大氣層和表面。射線這個名詞源自於曾被認為是電磁輻射的歷史。主要的初級宇宙射線(來自深太空與大氣層撞擊的粒子)成分在地球上一般都是穩定的粒子,像是質子、原子核、或電子。但是,有非常少的比例是穩定的反物質粒子,像是正電子或反質子,這剩餘的小部分是研究的活躍領域。 大約89%的宇宙線是單純的質子,10%是氦原子核(即α粒子),還有1%是重元素。這些原子核構成宇宙線的99%。孤獨的電子(像是β粒子,雖然來源仍不清楚),構成其餘1%的絕大部分;γ射線和超高能微中子只佔極小的一部分。 粒子能量的多樣化顯示宇宙線有著廣泛的來源。這些粒子的來源可能是太陽(或其它恆星)或來自遙遠的可見宇宙,由一些還未知的物理機制產生的。宇宙線的能量可以超過1020 eV,遠超過地球上的粒子加速器可以達到的1012至1013 eV,使許多人對有更大能量的宇宙線感興趣而投入研究。 經由宇宙線核合成的過程,宇宙線對宇宙中鋰、鈹、和硼的產生,扮演著主要的角色。它們也在地球上產生了一些放射性同位素,像是碳-14。在粒子物理的歷史上,從宇宙线中發現了正電子、緲子和π介子。宇宙線也造成地球上很大部份的背景輻射,由於在地球大氣層外和磁場中的宇宙線是非常強的,因此對維護航行在行星際空間的太空船上太空人的安全,在設計有重大的影響。.

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中子

| magnetic_moment.

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中子發射

中子發射是原子排除多餘中子的一種放射性衰變的形式,只是很單純的將中子從核中拋出。同位素氦-5和鈹-13是中子發射的兩個例子,但是氦-5的衰變也可以是α衰變(由定義看)。 許多重的同位素,最著名的是鉲-252,可以經由不同的放射性衰變過程,一種自發性分裂,放射出中子。.

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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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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。恆星將發生災難式的坍塌,並且可能會爆炸成被稱為II型的超新星。.

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(Boron)是一种化学元素,化学符号为B,原子序数为5,是一种類金属。由於硼的產生完全來自于宇宙射線散裂而非恆星核合成反應,硼在太陽系與地殼的含量相當稀少。天然的硼主要存在于硼砂()矿中。.

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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。.

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碳燃燒過程

#重定向 碳聚变.

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碳氮氧循環

碳氮氧循環(CNO cycle),有時也稱為貝斯-魏茨澤克-循環(Bethe-Weizsäcker-cycle),是恆星將氫轉換成氦的兩種過程之一,另一種過程是質子-質子鏈反應。 在質量像太陽或更小些的恆星中,質子-質子鏈反應是產生能量的主要過程,太陽只有1.7%的4氦核是經由碳氮氧循環的過程產生的,但是理論上的模型顯示更重的恆星是以碳氮氧循環為產生能量的主要來源。碳氮氧循環的過程是由卡尔·冯·魏茨泽克和漢斯·貝特 在1938年和1939年各別獨立提出的。 碳氮氧循環的主要反應如下"Introductory Nuclear Physics", Kenneth S. Krane, John Wiley & Sons, New York, 1988, p.537: 這個循環的淨效應是4個質子成為一個α粒子、2個正電子(和電子湮滅,以γ射線的形式釋放出能量)和2個攜帶著部分能量逃逸出恆星的微中子。碳、氮、和氧核在循環中擔任催化劑並且再生。 有一個較小分支的反應,在太陽核心中發生的只佔了0.04%的量,最後的產物不是12碳和4氦,而是16氧和一個光子,取代進行的過程如下: 同樣的,碳、氮、和氧在主要的分支,而在較小分支上的氟也僅僅是穩定狀態的催化劑,不會在恆星內累積。 碳氮氧循環的主要分支稱為碳氮氧-I,小的分支稱為碳氮氧-II,在更重的恆星內還有碳氮氧-III和碳氮氧-IV兩個次要的主分支,它們開始於碳氮氧-II反應的最後階段,結果是以18氧和γ射線取代原本的14氮和氦核: 和 氧氟循環: 此處,所有參與反應的"催化劑"(碳、氮、氧的核)數量都是守恆的,而在恆星演化中核的相對比例是會改變的。無論最初的結構是如何,當這個循環在平衡狀態下,12碳/13碳核的比例是3.5,而14氮成為數量最多的核。在恆星的演化中,對流會將碳氮氧循環的產物從恆星的內部帶到表面並混合,改變觀測到的恆星成分。在紅巨星,相較於主序星,能觀測到較低比例的12碳/13碳和12碳/14氮,這些都可以證明核融合在恆星內部進行能量的世代交替。.

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等离子体

--(又稱--)是在固態、液態和氣態以外的第四大物質狀態,其特性與前三者截然不同。 氣體在高溫或強電磁場下,會變為等離子體。在這種狀態下,氣體中的原子會擁有比正常更多或更少的電子,從而形成陰離子或陽離子,即帶負電荷或正電荷的粒子。氣體中的任何共價鍵也會分離。 由於等離子體含有許多載流子,因此它能夠導電,對電磁場也有很強的反應。和氣體一樣,等離子體的形狀和體積並非固定,而是會根據容器而改變;但和氣體不一樣的是,在磁場的作用下,它會形成各種結構,例如絲狀物、圓柱狀物和雙層等。 等離子體是宇宙重子物質最常見的形態,其中大部分存在於稀薄的星系際空間(特別是星系團內介質)和恆星之中。.

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紅巨星

红巨星是巨星的一种,是恆星的一種衰變狀態,根据恒星质量的不同,存在期只有数百万年不等。质量通常约为0.5至8个太阳质量,质量更大的称为红超巨星,質量再大的為紅特超巨星。.

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生物学

生物学研究各種生命(上图) 大肠杆菌、瞪羚、(下图)大角金龟甲虫 、蕨類植物 生物學(βιολογία;biologia;德語、法語:biologie;biology)或稱生物科學(biological sciences)、生命科學(life sciences),是自然科學的一大門類,由經驗主義出發,廣泛研究生命的所有方面,包括生命起源、演化、分佈、構造、發育、功能、行為、與環境的互動關系,以及生物分類學等。現代生物學是一個龐大而兼收並蓄的領域,由許多分支和分支學科組成。然而,盡管生物學的範圍很廣,在它裡面有某些一般和統一概念支配一切的學習和研究,把它整合成單一的,和連貫的領域。在總體上,生物以細胞作為生命的基本單位,基因作為遺傳的基本單元,和進化是推動新物種的合成和創建的引擎。今天人們還了解,所有生物體的生存以消耗和轉換能量,調節體內環境以維持穩定的和重要的生命條件。 生物學分支學科被研究生物體的規模所定義,和研究它們使用的方法所定義:生物化學考察生命的基本化學;分子生物學研究生物分子之間錯綜復雜的關系;植物學研究植物的生物學;細胞生物學檢查所有生命的基本組成單位,細胞;生理學檢查組織,器官,和生物體的器官系統的物理和化學的功能;進化生物學考察了生命的多樣性的產生過程;和生態學考察生物在其環境如何相互作用。最終能夠達到治療診斷遺傳病、提高農作物產量、改善人類生活、保護環境等目的。.

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物理评论

物理评论(Physical Review,简称Phys.),为美国的一个学术性期刊,创办于1893年。该杂志刊登物理学各方面的最新研究成果以及科学评论等文章。该杂志由美国物理学会出版发行。 物理评论分为ABCDE等分刊。.

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行星状星云

行星狀星雲是恆星演化至老年的紅巨星末期,氣體殼層向外膨脹並被電離,形成擴大中的發射星雲,經常以英文的縮寫"PN"或複數的"PNe"來表示。"行星狀星雲"這個名稱源自1780年代的天文學家威廉·赫歇爾,但並不是個適當的名字,只因為當他通過望遠鏡觀察時,這些天體呈現類似於行星的圓盤狀,但又是霧濛濛的雲氣。因此,他結合"行星"與"星雲",創造了這個新名詞。赫歇爾的命名雖然不適當,但仍被普遍的採用,並未被替換。相較於恆星長達數十億年歲月的一生,行星狀星雲只能存在數萬年,只是很短暫的現象。 大多數行星狀星雲形成的機制被認為是這樣:在恆星結束生命的末期,也就是紅巨星的階段,恆星外層的氣體殼被強勁的恆星風吹送進太空。紅巨星在大部分的氣體被驅散後,來自高溫的行星狀星雲核心(PNN,planetary nebula nucleus)輻射的紫外線會將被驅散的恆星外層氣體電離。吸收紫外線的高能氣體殼層圍繞著中央的恆星發出朦朧的螢光,使其成為一個色彩鮮豔的行星狀星雲。 行星狀星雲在銀河系演化的化學上扮演關鍵性的角色,將恆星創造的元素擴散成為銀河系星際物質中的元素。在遙遠的星系內也觀察到行星狀星雲,收集它們的資訊有助於了解化學元素的豐度。 近年來,哈伯太空望遠鏡的影像顯示許多行星狀星雲有著極其複雜和各種各樣的形狀。大約只有五分之一呈現球形,而且其中大多數都不是球對稱。產生各種各樣形狀的功能和機制仍都不十分清楚,但是中央的聯星、恆星風和磁場都可能發揮作用。.

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質子

|magnetic_moment.

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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。.

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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。.

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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。.

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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。.

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锝(--)是一種化學元素,其原子序數是43,化學符號是Tc。其所有同位素都具有放射性,是原子序最小的非穩定元素。地球上現存的大部分鍀都是人工製造的,自然界中僅有極少量存在。在鈾礦中,鍀是一種自發裂變產物;在鉬礦石中,鉬經中子俘獲后可以生成鍀。鍀是一種銀灰色的金屬晶體,其化學性質介於錳和錸之間。 在鍀發現以前,德米特里·門捷列夫就已經預測了它的許多性質。在他的周期表中,門捷列夫把這種尚未發現的元素叫做“類錳”,符號為Em。1937年,鍀(準確的說是鍀-97)成為第一個大部分由人工製造的元素。它的英文名來自希腊語τεχνητός,意為“人造”。 鍀的短壽命同位素鍀-99m具有γ放射性,廣泛用於核醫學。鍀-99僅具有β放射性。商業上,鍀的長壽命同位素是反應堆中鈾-235裂變的副產物,可以從乏燃料中提取得到。鍀最長壽命的同位素是鍀-98(半衰期為420萬年)。1952年,有人在壽命超過十億年的紅巨星中發現了鍀-98,讓人們認識到恆星可以製造重元素。.

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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”。.

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膠子

没有描述。

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金屬量

金屬量是天文學和物理宇宙學中的一個術語,它是指恒星之內除了氫和氦元素之外,其他的化學元素所占的比例(這個術語不同於一般所認知的“金屬”,因為在宇宙中氫和氦的組成量占了壓倒性的大數量,天文學家將所有更重的元素都視為金屬。) 。例如,碳化合物含量較多的星雲被稱為“富金屬”,但在其他的場合都不會將碳當成金屬。 一個天體的金屬量也許可以提供年齡的訊息。當宇宙剛形成時,依據大霹靂的理論,它幾乎完全都是氫原子,經由太初核合成,創造出相當大比例的氦和微量跡證的鋰。最初的恒星,被認為是第三星族星,完全不含任何金屬。這些恒星的質量是難以置信的巨大,因此在短促的恒星演化中經由核融合創造出週期表內比鐵輕的元素,然後經由壯觀的超新星將元素散佈在宇宙中。雖然,它們存在於主流的宇宙起源模型,但直至2007年,仍未發現第三星族星。下一代的恒星於第一代恒星死亡釋出的物質中创造出来,被觀測到最老的恒星,被認為是第二星族星,有非常少量的金屬;後續世代出生的恒星,因由先前世代的富含金屬的塵埃中创生出来,金屬含量越來越豐富。而當這些恒星死亡時,它們會將更豐富的金屬,經由行星狀星雲或超新星散佈到外面的雲氣中,讓新誕生的恒星有更豐富的金屬。最年輕的恒星,包括我們的太陽,含有的金屬最豐富的恒星,被認為是第一星族星。 橫跨銀河系,金屬量在銀心是最高的,並向外逐漸遞減。在群星之間的金屬量梯度隨恒星的密度變化:在星系的中心有最多的恒星,隨著時間的過去,有越來越多的金屬回到星際物質內,並且成為新恒星的原料。由相似的機制,較大的星系相較於較小的星系,也會有較高的金屬量。在兩個環繞著銀河系的小不規則星系,麥哲倫雲的例子中,大麥哲倫星系的金屬量是銀河系的40%,小麥哲倫星系的金屬量是銀河系的10%。.

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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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Reviews of Modern Physics

#重定向 现代物理评论.

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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,使得終點被限制在105Te,這是被觀測到能進行α衰變的最輕原子核。.

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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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SN 1987A

SN 1987A是1987年2月24日在大麥哲倫雲內发现的一次超新星爆发,是自1604年开普勒超新星(SN 1604)以来观测到的最明亮的超新星爆發,肉眼可见,位於蜘蛛星雲的外圍,距離地球大約51,400秒差距(約168,000光年)。由於是在1987年發現的第一顆超新星,因此被命名為「1987A」。SN 1987A爆發的光線於1987年2月23日到達地球,亮度於5月左右到達頂峰,視星等達3等,之後漸漸轉暗。这是现代的天文学家在近距离观测到一颗超新星的第一次机会,提供了核心坍缩超新星的许多深入了解。.

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恒星

恆星是一種天體,由引力凝聚在一起的一顆球型發光電漿體,太陽就是最接近地球的恆星。在地球的夜晚可以看見的其他恆星,幾乎全都在銀河系內,但由於距離非常遙遠,這些恆星看似只是固定的發光點。歷史上,那些比較顯著的恆星被組成一個個的星座和星群,而最亮的恆星都有專有的傳統名稱。天文學家組合成的恆星目錄,提供了許多不同恆星命名的標準。 至少在恆星生命的一段時期,恆星會在核心進行氫融合成氦的核融合反應,從恆星的內部將能量向外傳輸,經過漫長的路徑,然後從表面輻射到外太空。一旦核心的氫消耗殆盡,恆星的生命就即將結束。有一些恆星在生命結束之前,會經歷恆星核合成的過程;而有些恆星在爆炸前會經歷超新星核合成,會創建出幾乎所有比氦重的天然元素。在生命的盡頭,恆星也會包含簡併物質。天文學家經由觀測其在空間中的運動、亮度和光譜,確知一顆恆星的質量、年齡、金屬量(化學元素的豐度),和許多其它屬性。一顆恆星的總質量是恆星演化和決定最終命運的主要因素:恆星在其一生中,包括直徑、溫度和其它特徵,在生命的不同階段都會變化,而恆星周圍的環境會影響其自轉和運動。描繪眾多恆星的溫度相對於亮度的圖,即赫羅圖(H-R圖),可以讓我們測量一顆恆星的年齡和演化的狀態。 恆星的生命是由氣態星雲(主要由氫、氦,以及其它微量的較重元素所組成)引力坍縮開始的。一旦核心有了足夠的密度,氫融合成氦的核融合反應就可以穩定的持續進行,釋放過程中產生的能量。恆星內部的其它部分會進行組合,形成輻射層和對流層,將能量向外傳輸;恆星內部的壓力能防止其因自身的重力繼續向內坍縮。一旦耗盡了核心的氫燃料,質量大於0.4太陽質量的恆星,會膨脹成為一顆紅巨星,在某些情況下,在核心或核心周圍的殼層會融合成更重的元素。然後這顆恆星會演化出簡併型態,並將一些物質回歸至星際空間的環境中。這些釋放至間中的物質有助於形成新一代的恆星,它們會含有比例較高的重元素。與此同時,核心成為恆星殘骸:白矮星、中子星、或黑洞(如果它有足夠龐大的質量)。 聯星和多星系統包含兩顆或更多受到引力束縛的恆星,通常彼此都在穩定的軌道上各自運行著。當這樣的兩顆恆星在相對較近的軌道上時,其间的引力作用可以對它們的演化產生重大的影響。恆星可以構成更巨大的引力束縛結構,像是星團或是星系。.

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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 。.

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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。.

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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.

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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。.

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氦-3

氦-3,是氦的同位素之一,元素符號為3He。它的原子核由二顆質子和一顆中子所組成。是穩定同位素。其相對豐度是0.000137%。一般相信,月球表面的風化層(表皮土)富含著大量的氦-3。.

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氦-4

氦-4,是氦的同位素之一,元素符號為4He。它的原子核由二顆質子和二顆中子所組成,其自旋量子數為0,是玻色子。氦-4是穩定同位素。其相對豐度是99.999863%。.

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氦融合

氦融合是核融合的一種,參與此一反應的原子核是氦。 這種由氦4(α粒子)融合的反應就是所謂的是3氦過程(3α過程),因為這項反應先由兩個氦核融合成為鈹 8,但是這種同位素很不穩定,半衰期只有2.6×10-16秒,隨即又分裂成兩個氦。如果這顆恆星的核心溫度高達一億K,並且又在紅巨星或紅超巨星末期的演化階段,則第三顆氦原子能在鈹衰變之前參與反應,於是形成碳12。取決於溫度和壓力,額外的氦核也可能參與反應形成氧 16;在非常高的溫度下,另外的氦核也可能和氧融合而產生更重的元素(參考氦核作用)。 氦3本身或氦4主要形成於主序星(參考質子-質子鏈反應),並且一般還不會進行氦融合。.

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氧(IUPAC名:Oxygen)是一種化學元素,符號為O,原子序為8,在元素週期表中屬於氧族。氧屬於非金屬,是具有高反應性的氧化劑,能夠與大部分元素以及其他化合物形成氧化物。氧在宇宙中的總質量在所有元素中位列第三,僅居氫和氦之下。Emsley 2001, p.297在標準溫度和壓力下,兩個氧原子会自然鍵合,形成無色無味的氧氣,即雙原子氧()。氧氣是地球大氣層的主要成分之一,在體積上佔20.8%。地球地殼中近一半的質量都是由氧和氧化物所組成。 氧是細胞呼吸作用中重要的元素。在生物體中,主要有機分子,如蛋白質、核酸、碳水化合物和脂肪等,還有組成動物外殼、牙齒和骨骼的無機化合物,都含有氧原子。生物體絕大部分的質量都由含氧原子的水組成。光合作用利用陽光的能量把水和二氧化碳轉化為氧氣。氧氣的化學反應性強,容易與其他元素結合,所以大氣層中的氧氣成分只能通過生物的光合作用持續補充。臭氧()是氧元素的另一種同素異構體,能夠較好地吸收中紫外線輻射。位於高海拔的臭氧層有助阻擋紫外線,從而保護生物圈。不過,在地表上的臭氧屬於污染物,為霧霾的副產品之一。在低地球軌道高度的單原子氧足以對航天器造成腐蝕。 卡爾·威廉·舍勒於1773年或之前在烏普薩拉最早發現氧元素。約瑟夫·普利斯特里亦於1774年在威爾特郡獨立發現氧,因為其成果的發表日期較舍勒早,所以一般被譽為氧的發現者。1777年,安東萬-羅倫·德·拉瓦節進行了一系列有關氧的實驗,推翻了當時用於解釋燃燒和腐蝕的燃素說。他也提出了氧的現用IUPAC名稱「oxygen」,源自希臘語中的「ὀξύς」(oxys,尖銳,指酸)和「-γενής」(-genes,產生者)。這是因為命名之時,人們曾以為所有酸都必須含有氧。許多化學詞彙都在清末傳入中國,其中原法文元素名「oxygène」被譯為「養」,後譯為「氱」,最終演變為今天的中文名「氧」。 氧的應用包括暖氣、內燃機、鋼鐵、塑料和布料的生產、金屬氣焊和氣割、火箭推進劑、及航空器、潛艇、載人航天器和潛水所用的生命保障系統。.

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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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氫原子

氫原子是氫元素的原子。電中性的原子含有一個正價的質子與一個負價的電子,被庫侖定律束縛於原子核內。在大自然中,氫原子是豐度最高的同位素,稱為氫,氫-1 ,或氕。氫原子不含任何中子,別的氫同位素含有一個或多個中子。這條目主要描述氫-1 。 氫原子擁有一個質子和一個電子,是一個的簡單的二體系統。系統內的作用力只跟二體之間的距離有關,是反平方連心力,不需要將這反平方連心力二體系統再加理想化,簡單化。描述這系統的(非相對論性的)薛丁格方程式有解析解,也就是說,解答能以有限數量的常見函數來表達。滿足這薛丁格方程式的波函數可以完全地描述電子的量子行為。因此可以這樣說,在量子力學裏,沒有比氫原子問題更簡單,更實用,而又有解析解的問題了。所推演出來的基本物理理論,又可以用簡單的實驗來核對。所以,氫原子問題是個很重要的問題。 另外,理論上薛丁格方程式也可用於求解更複雜的原子與分子。但在大多數的案例中,皆無法獲得解析解,而必須藉用電腦(計算機)來進行計算與模擬,或者做一些簡化的假設,方能求得問題的解析解。.

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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。.

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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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星风

星風(Stellar Wind)是恒星表面发出的物质流,是恒星质量流失的一种途徑。星風在所有恆星中都普遍存在,但速度和强度有很大差别。 太阳发出的星風通常称为太阳风,速度大约为每秒200-300公里。从冕洞吹出的太阳风速度则要快一些,大约每秒700公里。太阳通过星風损失质量的速率约为每年10-14倍太阳质量,在一生中通过星風大约会损失掉0.01%的质量,因此星風对其恆星演化的影响可以忽略不计。红巨星星風的速度较低,大约为每秒20-60公里。但是由于其星風的密度很大,并且红巨星的表面积很大,由于星風造成的质量损失可以达到每年10-8-10-5倍太阳质量。恒星的质量越小,星風损失质量的速率越小,对于太阳这样的中小质量恒星的演化过程来说,星風造成的质量损失可以忽略不计。而对于大质量恒星,如沃尔夫-拉叶星,星風造成的质量损失率很大,在其一生中质量会发生明显的变化,星風对其演化过程具有很重要的影响。 一般认为,在太阳这样的质量较小、温度较低的恒星中,星風是由于温度很高的冕层发生压力扩张造成的。对于质量较大、较“热”的恒星,冕层的温度和恒星表面差不多,这时星風主要是由辐射压驱动的。.

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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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