历史

化学元素被创造的第一个想法是在宇宙的开始，但是未能成功的发现其途径。在1920年，亚瑟·爱丁顿第一个由观测到的现象建议恒星是经由氢聚变成氦来产生能量的，但是这个想法未能被接受，因为当时仍欠缺核反应的机制。就在第二次世界大战开始之前的那一年，汉斯·贝特首先证明了氢聚变成氦的核机制，然而，这些早期对恒星能量的研究工作并不能处理比氦重的元素是如何起源的。弗雷德·霍伊尔在第二次世界大战开始之际，刚开始研究重元素的核合成如何在恒星内部进行（见参考资料列表），这项工作认为由于恒星的演化使比氢重的元素得以产生。霍伊尔的研究解释了当星系变老时，元素的丰度是如何随着时间增加。随后发生的是，由霍伊尔所描绘的情景，在1960年代对威廉·福勒、艾利丝泰尔·卡麦伦（Alistair G. W. Cameron）和唐纳德·卡莱顿（Donald D. Clayton），以及其他的许多研究者产生了创造性的贡献。回顾在1957年由伯比奇夫妇（E. M. Burbidge及G. R. Burbidge）、福勒和霍伊尔等撰写的论文（见参考资料列表），可说是对这个知名领域的状态做了总结。经由天文学家所提供的文件，这些论文定义了在个别的恒星中，重元素如何由一种转变为另一种的过程。

过程

有一定数量的天文物理过程被相信要负责宇宙中的核合成，这些多数都发生在恒星内部炙热的物质内。相继发生在恒星内部的核聚变过程通常是氢燃烧（质子-质子链反应或碳氮氧循环）、氦燃烧、碳燃烧、氖燃烧、氧燃烧和硅燃烧。这些过程依据每个核子的最高结合能，能创造出铁和镍与它们的同位素。更重的元素可以在恒星内部经由著名的中子捕获过程－S-过程，或是爆炸的环境下，像是超新星，由一定的过程产生。还有一些更重要的过程，包括快中子捕获的Rp-过程和经由核子内光致蜕变的p-过程（有时称为 γ-过程 ）。

四种主要的核合成类型

太初核合成

经由在宇宙中观测到的轻原子核，对应于主要核反应的相对丰度。

太初核合成 发生在宇宙最初的三分钟，并且是对宇宙中 H（氕）、 H（氘）、 He（氦-3）和 He（氦-4）等元素丰度比率的负责者 。虽然 He继续被其他的机制（像是恒星的核聚变和α衰变）制造出来，而且也有可察觉到的 H继续由散裂和其他确定的放射性衰变（质子发射和中子发射）制造出来，而除了 He和氘之外，许多元素在宇宙中都有许多不同的微量同位素，经由罕见的cluster decay，在大爆炸之际被制造出来。这些元素的核子，像是 Li和 Be，相信在宇宙形成的100秒至300秒的时段内，在太初的夸克胶子海冻结形成质子和中子之后，都曾经形成过。但是因为太初核合成在膨胀和冷却之前经历的时间很短，因此没有比锂更重的元素可以生成（这段元素形成的时间是在等离子体的状态下，还没有冷到稍后可以让中性元素形成的状态）。

恒星核合成

恒星核合成 发生在恒星演化过程中的恒星，经由核聚变的过程负责形成从碳到钙的元素。恒星是将氢和氦聚变成更重元素的核子炉，在温度比太阳低的恒星内进行质子-质子链反应，比太阳热的恒星进行碳氮氧循环。

碳也是重要的元素，因为在整个的过程中，从氦形成碳是过程的瓶颈。在所有的恒星内，碳都是由3氦过程产生的。它也是在恒星内部产生自由中子的主要元素，引发的s-过程是涉及慢中子吸收制造出比铁和镍（ Fe和 Ni）更重的元素。在这些过程形成的碳和一些其他元素也是生命的基础。

恒星核合成的产物通常经由行星状星云或恒星风散布至宇宙内。

第一次直接证明核合成在恒星内部发生的是1950年代早期在红巨星的大气层内发现锝 。因为锝是放射性元素，而半衰期又远短于恒星的年龄，它的出现反映出必然是在恒星的生命历程中产生的。毫无戏剧性，但更令人信服的证据是在恒星的大气中极为大量的特别稳定的元素。在历史上很重要的事例是钡的丰度比未发展的恒星多了20至50倍，这是S-过程在恒星内部进行的证据。许多新的证明出现在宇宙尘内同位素的组成上，这些是来自个别恒星的气体凝聚而成和从陨石分离出来的固体颗粒。星尘是宇宙尘的成分之一，测量同位素状态，可以证明使星尘凝聚的恒星内部核合成的状态 。

爆炸核合成

这一部分包括了超新星核合成和在强烈的典型超新星爆炸前一秒钟，如何由核反应制造出比铁更重的元素。在超新星爆炸的环境里，硅和镍之间的元素快速的由融合产生，并且在超新星里有更进一步的核合成发生，像是R-过程：使在爆炸中释放出来的自由中子迅速的被吸收，制造出比镍重且富含中子的同位素。这种反应产生自然界中的放射性元素，例如铀和钍，并且这些重元素都有富含中子的同位素。

Rp-过程如同中子吸收一样，涉及自由质子的快速吸收，但他的角色较不确定。

爆炸核合成产生过于快速的放射性衰变，使中子的数量大为增加，因此有许多质子和中子成为偶数的丰富同位素被综合的产生，包括 Ti、 Cr、 Fe和 Ni。这些同位素在爆炸后衰变成为各种原子量不同的稳定同位素。许多这样的衰变都伴随着γ射线的辐射，因此能辨认出这些爆炸中被创造的同位素。

最明确的证据来自超新星1987A的爆炸，在超新星1987A爆炸时侦测到大量涌现的γ射线，证明了核合成的发生。从γ射线确认了 Co和 Co，它们的放射性半衰期寿命约为一年，证明了 Fe 和 Fe是由放射性衰变产生的，而早在1969年核子天文学就做了这样的预言 。作为爆炸核合成的一种预测和证实方法，并且在计划中成功扮演着重要角色的是美国航空暨太空总署的康普顿γ射线天文台；其他爆炸核合成的证明还有星尘中来自超新星爆炸后扩散并被冷却的颗粒。星尘是宇宙尘成分的一部分，在超新星爆炸时凝聚的颗粒内，放射性的 Ti含量特别的丰富 ，从超新星的星尘证实了1975年的预测。在这些颗粒中其他异常的同位素比例，更具体证实了爆炸核合成。

宇宙射线散裂

宇宙射线散裂 导致某些现今存在于宇宙中的轻元素形成（虽然对氘不明显）。散裂最需要负责的几乎都是 He、和锂、硼、铍（有些 锂和 铍是在宇宙大爆炸时产生的）。来自于宇宙线散裂过程的结果（主要是快质子）撞击著星际物质，这些宇宙线的撞击分割了目前存在于宇宙中的碳、氮和氧核，而且这些核子也会被宇宙线中的质子撞击。因为任何一个只是由两个 He结合成的 Be都是不稳定的，所以硼和铍在恒星核合成过程中也没有显著的被制造出来。

经验的证据

核合成的理论通过同位素丰度的计算和观测的丰度比对来验证。同位素丰盈通过计算转折率在网络典型地计算在同位素之间。典型的同位素丰度计算是依据网络中的同位素之间转换的速率来推算的。通常，可以经由其中一些反应的设定控制其他的反应，使计算的工作得以简化。

延伸读物

E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, F. Hoyle, Synthesis of the Elements in Stars , Rev. Mod. Phys. 29 (1957) 547 (articleat the Physical Review Online Archive (subscription required)).

F. Hoyle, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 106, 366 (1946)

F. Hoyle, Astrophys. J. Suppl. 1, 121 (1954)

D. D. Clayton, "Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis", McGraw-Hill, 1968; University of Chicago Press, 1983, ISBN 0-226-10952-6

C. E. Rolfs, W. S. Rodney, Cauldrons in the Cosmos , Univ. of Chicago Press, 1988, ISBN 0-226-72457-3.

D. D. Clayton, "Handbook of Isotopes in the Cosmos", Cambridge University Press, 2003, ISBN 0 521 823811.

相关条目

恒星演化

超新星核合成

宇宙尘

金属量

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