Tổng hợp hạt nhân sao

Vật lý hạt nhân
Nucleus • Nucleons (Proton, Neutron) • Lực hạt nhân • Phản ứng hạt nhân
Mô hình hạt nhân Giọt chất lỏng • Mô hình vỏ hạt nhân • Mô hình boson tương tác Phương pháp theo nguyên lý đầu
Phân loại hạt nhân Đồng vị – bằng Z Isobars – bằng N Đồng neutron – bằng N Isodiapher – bằng N − Z      Đồng phân – bằng tất cả các số trên Hạt nhân gương – Z ↔ N Ổn định • Số kỳ diệu • Chẵn/lẻ • Quầng
Sự ổn định hạt nhân Năng lượng liên kết • Tỷ lệ p-n • Đường nhỏ giọt hạt nhân • Đảo ổn định • Thung lũng ổn định • Hạt nhân ổn định
Phân rã phóng xạ Phân rã alpha • Phân rã beta (2β (0v), β^+) • Bắt giữ electron • Đồng phân (Tia gamma • Chuyển đổi đồng phân) • Phân hạch tự phát • Phân rã cụm • Phát xạ neutron • Phát xạ proton Năng lượng phân rã • Chuỗi phân rã • Sản phẩm phân rã • Radiogenic nuclide
Phân hạch hạt nhân Tự phát • Sản phẩm (Phá vỡ cặp) • Quang phân hạch
Các quá trình bắt giữ Electron (2×) • Neutron (s • r) • Proton (p • rp)
Quá trình năng lượng cao Sự vỡ vụn (bởi tia vũ trụ) • Quang phân rã
Tổng hợp hạt nhân và vật lý thiên văn hạt nhân Phản ứng tổng hợp hạt nhân Quy trình: Tổng hợp sao • Vụ Nổ Lớn • Siêu tân tinh Hạt nhân: Nguyên thủy • Vũ trụ • Tổng hợp
Vật lý hạt nhân năng lượng cao Plasma Quark-Gluon • RHIC • LHC
Nhà khoa học Alvarez Becquerel • Bethe • A. Bohr • N. Bohr • Chadwick • Cockcroft • Ir. Curie • Fr. Curie • Pi. Curie • Skłodowska-Curie • Davisson • Fermi • Hahn • Jensen • Lawrence • Mayer • Meitner • Oliphant • Oppenheimer • Proca • Purcell • Rabi • Rutherford • Soddy • Strassmann • Świątecki • Szilárd • Teller • Thomson • Walton • Wigner
Cổng thông tin Vật lý  Thể loại
x t s

Tổng hợp hạt nhân sao là quá trình qua đó nguồn nguyên tố hóa học dồi dào tự nhiên trong các ngôi sao biến đổi do phản ứng tổng hợp hạt nhân trong các lõi và trong các lớp bên trên của chúng. Các ngôi sao được goi là "tiến hóa" với những sự thay đổi của các nguồn nguyên tố hóa học trong nó. Phản ứng tổng hợp hạt nhân trong lõi làm tăng khối lượng phân tử của các nguyên tố và làm giảm số lượng hạt nhân, từ đó dẫn đến làm mất áp lực trừ khi lực hấp dẫn dẫn đến sự co rút, làm tăng nhiệt độ và làm cân bằng giữa các lực.^[1] Một ngôi sao mất phần lớn khối lượng của nó khi nó giải phóng khối lượng vào cuối đời sống của một ngôi sao, do đó làm tăng sự dồi dào các nguyên tố nặng hơn heli trong không gian liên sao.

Chú thích

1. Donald D. Clayton, Principles of Stellar Evolution and Nucleosynthesis, Mc-Graw Hill, New York (1968) Chapter 6