超新星

超新星是恒星发生剧烈爆炸的现象，发生的情况主要是下述两种。第一种是白矮星经由吸收伴星（通常是红巨星）的质量，当他到达钱德拉塞卡极限之后，进行以核心为基础的爆炸。第二种，也是较常见的，是大质量恒星造成的，通常是红巨星，达到铁的核聚变（或燃烧）过程。因为铁是所有元素中束缚能最高的之一，也是核聚变能产生的释放热能最后一种元素。从此之后，所有的核聚变反应开始吸热而使恒星丧失能量，于是恒星的重力迅速的将外面的数层吸入，恒星很快的塌缩，然后形成超新星的爆炸。

元素的融合

周期表显示宇宙源起源的每个元素。比铁重的元素通常起源于超新星爆炸，由超新星爆炸产生的中子进行r-过程产生。

由于超新星爆炸释放出极大数量的能量，也产生了比恒星所能产生更高的温度。如此的高温营造出的环境使原子量高达254的元素也能形成，锎是已知最重的元素，但在地球上只能由人工合成。在核聚变的过程中，恒星核合成所能融合产生的最重元素是镍，同位素的原子量可以达到是56。只有质量最大的那些恒星能制造出原子序在硅和镍之间的元素，并以超新星爆炸结束恒星的一生（参见硅燃烧）。被称为s-过程的中子捕获过程，也发生在恒星核合成的阶段，所能产生的最重的同位素是原子量209的铋，但是S-过程主要是在低质量恒星内以很慢的速度进行。

R-过程

当超新星核合成发生时，r-过程（r表示快速）创造出许多富含中子的重同位素，这些同位素会先衰变成稳定的同位素，从而创造出所有重元素富含中子的稳定同位素。这些中子捕获的过程发生在高中子密度与高温的环境下，在r-过程，任何一个遭受高密度中子流轰集的重原子核都会形成极度不稳定并富含中子的核，并且很快的经由β衰变成为原子序较高、但原子量相同并且较为稳定的原子。中子流的密度高得吓人，大约是每秒每平方公分10 颗中子。最先计算出来的动态r-过程，显示演化是随着时间变化的 ，也认为r-过程的丰度是不同中子通量的叠置。低通量的r-过程在原子量 A = 130附近产生第一个非放射性元素的丰值顶；而高通量的则产生放射族的铀和钍元素，并且没有A = 130的峰顶。根据细节，这些过程在一瞬间到数秒钟就可以完成。随后有数百篇的论文运用这种与时间有关的近似方法。有趣的是，在近代唯一在附近的超新星，SN 1987A，并未显现出r-过程的丰富度。现在的想法则认为有些r-过程的产物并未从超新星中被抛出，反而被吞噬成为残骸的中子星或黑洞的一部分。

参考资料

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

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

相关条目

临界质量

超新星

核聚变

核分裂

恒星核合成

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