更新时间：2024-06-01 04:48
核天体物理（nuclear astrophysics）是研究宏观世界的天体物理与研究微观世界的核物理相结合形成的交叉学科。该学科应用核物理的知识和规律阐释恒星中核过程产生的能量及其对恒星结构和演化的影响，宇宙中各种化学元素的合成，白矮星、中子星、脉冲星和黑洞的形成，宇宙线的起源及其与星际气体的相互作用，星系的化学演化以及中微子天文和γ射线天文。在特定意义上，主要目标在于研究宇宙中各种化学元素及其同位素合成的过程、时标、物理环境、天体场所和丰度分布。
核过程不仅是恒星抗衡其自引力收缩的主要能源，亦是宇宙中除氢以外所有核素赖以合成的唯一机制，在原始大爆炸之后几秒至恒星寿命终结之前的宇宙和天体演化进程中起极为重要的作用。宇宙中的核过程主要包括大爆炸后最初几分钟原初核合成阶段和恒星演化过程中发生的热核反应，高能宇宙线与星际气体发生的散裂反应和核衰变。恒星中的热核反应是从氢聚变开始的，而恒星的演化则与其中氢、氦、碳等各种轻元素的热核反应逐级发展的过程紧密联系在一起。恒星演化的进程和归宿基本上取决于恒星的初始质量。粗略地说，初始质量M<0.08M⊙（M⊙表征太阳质量）的孤立恒星，引力收缩不能使其达到氢聚变的点火温度，不发生氢燃烧而直接走向死亡。0.08M⊙
①通过pp反应链、CNO循环和NeNa–MgAl循环进行氢燃烧。这些过程的净结果都是4p→4He+2e++2νe并释放能量。pp反应链从两质子非束缚体系的β+衰变过程1H(p,e+νe)2H开始，继而发生2H(p,γ)3He(3He,2p)4He、3He (α,γ)7Be等反应。
②氦燃烧和中子慢速俘获(s)过程。氦燃烧从3α↔12C*→12C+γ反应开始，接下去的其他重要反应是12C(α,γ)16O、13C(α,n)16O、16O(α,γ)20Ne、22Ne(α,n)25Mg等。s过程发生在恒星平稳演化阶段晚期的氦壳燃烧过程中，以13C(α,n)16O和22Ne(α,n)25Mg反应为中子源，沿β稳定线附近发展，产生Fe以上的稳定核。
③碳、氖、氧的燃烧。主要反应分别为12C(12C,α)20Ne、12C(12C,p)23Na、20Ne(γ,α)16O、20Ne(α,γ)24Mg (α,γ)28Si、16O(16O,α)28Si、16O(16O,p)31P、16O(16O,n)31S等。
④硅燃烧。质子、中子和α粒子在Si、Mg等核上的俘获和光致分裂过程使反应流不断向上发展，在Fe附近形成化学平衡的丰度分布。
原始大爆炸，新星、超新星爆发和超大质量恒星坍缩形成的高温高密度环境中，天体物理相关的能区升至库仑势垒量级，热核反应截面相应增大，导致质子、中子和α粒子与大量短寿命放射性核反应的速率接近或超过放射性核β衰变的速率，热核反应流可扩展到远离β稳定线直至质子和中子滴线的广大核区。这种爆发性事件中，核燃烧的时标缩短为秒至小时的量级。原初核合成阶段的爆发性热核反应从1H(n,γ)2H开始，相继产生2H、3H、3He、4He和少量的7Li。由于反应扩展到放射性核区，以4He(t,γ)7Li(n,γ)8Li(α,n)11B(n,γ)12B(e-,νe)12C(n,γ)13C等包含放射性核的反应链为桥梁，可能跨越A=8处没有稳定核的间隙，产生微量A≥9的一系列轻核。恒星爆发性核燃烧的主要过程是：①高温氢燃烧。包括高温pp反应链、高温CNO、NeNa－MgAl循环和接下去的质子快速辐射俘获rp及αp过程。温度高于1×109K的环境中，通过rp及αp过程接连的(p,γ)、(α,p)反应和β+衰变，反应流可达到A约为100的丰质子核区，产生β稳定线丰质子一侧的稳定核和较轻的p过程核。②高温氦、碳、氖、氧和硅的燃烧。③从9Be(α,n)12C 开始，继以一系列(α,n)、(p,n)、(n,γ)反应的α过程和中子快速辐射俘获(r)过程以及β-衰变，产生A≥60的丰中子稳定核。④p过程。在温度2×109—3×109K环境中，通过预先存在的s过程或r过程核上的(γ,n)、(γ,p)、(γ,α)等光致分裂反应和与之一起发生的rp、αp过程和β+衰变产生某些A约为60—200的低丰度丰质子稳定核，即p过程核。
为了阐明宇宙中元素和同位素的丰度分布，一方面要研究天体物理模型，了解天体核过程发生的物理环境（温度、密度和化学组成），另一方面要研究原子核的质量或结合能、热核反应截面、结构和衰变特性。由于天体演化和元素合成涉及β稳定线及其两侧的数千种核素，而天体物理感兴趣的能区远低于传统核物理实验的能区，反应截面甚小，加之物理环境导致某些原子核低激发态的热布居和核过程与原子或等离子体过程的交融，使核物理实验和理论面临严峻的挑战。