Loading AI tools
来自维基百科,自由的百科全书
核天体物理学(nuclear astrophysics)是天體物理學和核物理學的交叉學科[1],主要研究的領域有恆星結構,天體質量與其壽命的關係等,並從中了解恆星如何產生能量,認識化學元素的起源和演变,分析驱动天体物理现象的机制[2]。
19世紀許多物理學家,如邁耶、沃特森,馮亥姆霍茲和開爾文勳爵等,認為太陽的能量來自於重力勢能,但是利用維裡定理推算太陽的年齡只有19萬年,遠小於地球的年齡。然而在贝克勒尔還沒在1895年發現放射線[3] ,相對論和量子論也未被提出的時候,此問題無法獲得解決。
1920年,愛丁頓提出太陽裡的質子經由某種過程聚变成氦核,並產生巨大能量[4],1938年,德國物理學家卡爾·馮·魏茨澤克經由計算,得出氫原子經過四步核融合反應可形成氦[5]。
1939年,美國天文學家漢斯·貝特認為氫融合成氦有兩種過程。第一種是質子﹣質子鏈反應,是質量與太陽相似或比太陽輕的恆星產生能源的主要過程;第二種是碳氮氧循環,是質量比太陽大恆星的主要能源;這些反應產生的能量能持續維持恆星內部的高熱[6]。
1946年,英國天文學家弗雷德·霍伊爾提出高溫的恆星最終可創造出鐵元素,並在1954年導出核融合的步驟,表現出恆星如何合成從碳至鐵的元素[7]。
1957年,威廉·福勒与玛格丽特·伯比奇、傑佛瑞·伯比奇和霍伊尔一起写的《恒星内部的元素合成》,描述恒星内部通过核合成的反应而形成元素的过程[8][9],並列舉出重元素被觀測到的豐度分佈情況。福勒開創了核天体物理学的研究,[10]他也因此論文獲得1983年的诺贝尔物理学奖。
除了少數較輕的元素,如氫、氦等,其他的元素都是在恆星內產生的,恆星內部有核融合反應,將較輕的元素組成較重的元素,此過程因質量虧損而產生巨大能量,成為恆星能量的來源。
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.