p-p链(较低溫) p链 p+p→>D+e++v(1.44MeV,:0.26) e+e→y 释放能量 p+D→He3+y(5,49) He'+He'>He+p+p(12.86) 总效果:ppp He3+He→Be+y(1.59) →4He+2e++2v Be+e→>Li+v(0.86,v:0.80 L+p→2He(17.35) 瓶颈:弱作用 Be′+p→>B+y(0.14) B3→2He4+e+v(18.08,v:720)
p-p链（较低温） 2 (18.08, : 7.20) (0.14) 2 (17.35) (0.86, : 0.80) (1.59) (12.86) (5.49) (1.44 MeV, : 0.26) 8 4 7 8 7 4 7 7 3 4 7 3 3 4 3 → + + + → + + → + → + + → + + → + + + → + + → + → + + − + − + − + B He e Be p B Li p He Be e Li He He Be He He He p p p D He e e p p D e p p链： 总效果：pppp →4He+2e++2 释放能量 瓶颈：弱作用
CN-CNO循环(较高溫) CN-CNO循环: p+C2→N3+y(1.9MeV) N13→C3+e++v(222,v:0.71) 释放能量 +y(7.55) P+N14→O3+y(729) 013→N3+e+v(2.76,w:1.00) 总效果:ppp P+NIs C2+H(4.96) →4He+2e++2v p+Nls C+y(12.13) D+O16 17+y(0.60) F7→O+e++v(2.76,v:094) 瓶颈:弱作用 e+e→>y P+O→N+He4(1.19
CN-CNO循环（较高温） (1.19) (2.76, : 0.94) (0.60) (12.13) (4.96) (2.76, :1.00) (7.29) (7.55) (2.22, : 0.71) (1.94 MeV) 1 7 1 4 4 1 7 1 7 1 6 1 7 1 5 1 6 1 5 1 2 4 1 5 1 5 1 4 1 5 1 3 1 4 1 3 1 3 1 2 1 3 p O N He e e F O e p O F p N C p N C He O N e p N O p C N N C e p C N CN CNO + → + + → → + + + → + + → + + → + → + + + → + + → + → + + + → + − + − + + + 循环： 总效果：pppp → 4He+2e++2 释放能量 瓶颈：弱作用
B2FH ( M Burbidge、 G Burbidge、WA. Fowler、F. Hoyle) 1957 恒星的元素合成。 氢燃烧,氦燃烧,碳、氧、硅燃烧; e过程、s过程、r过程、p过程; ■■■■■■■■
B2FH （M.Burbidge、G.Burbidge、W.A. Fowler、F. Hoyle） 1957 • 恒星的元素合成。 • 氢燃烧，氦燃烧，碳、氧、硅燃烧；…… • e过程、s过程、r过程、p过程；…… • ………
恒星形成的氦 质子是元素形成的原料和基石。太阳内部温度 仅~107度必经弱过程,进行缓慢。 ·恒星内进一步过程还会产生其他元素。 ·45亿年太阳过程合成了多少氦?太阳的辐射功 率L、m=3.826×103erg/s,从45亿年太 阳的总辐射能量可以算出,按质量计算,所产 生的氦远小于5%,无法解释观测值:~25% 观测到的氨肯定主要不是恒星过程产生 的。氢究竟是怎样产生的?
恒星形成的氦 • 质子是元素形成的原料和基石。太阳内部温度 仅～ ，必经弱过程，进行缓慢。 • 恒星内进一步过程还会产生其他元素。 • 45亿年太阳过程合成了多少氦？太阳的辐射功 率 , 从45亿年太 阳的总辐射能量可以算出，按质量计算，所产 生的氦远小于5%，无法解释观测值: ～25%。 观测到的氦肯定主要不是恒星过程产生 的。氦究竟是怎样产生的？ L ergs s solar 3.826 10 / 3 3 = 107 度
氤主要怎样形成? 恒星过程太慢,主要是受弱作用控制。 宇宙早期高温高密状态存在中子,可以通 过质子、中子强作用直接快速生成氦 自由中子的寿命只有一刻钟(15分钟)! 宇宙的两大基本性特征: 1)宇宙学原理 2)宇宙膨胀
氦主要怎样形成？ • 恒星过程太慢，主要是受弱作用控制。 • 宇宙早期高温高密状态存在中子，可以通 过质子、中子强作用直接快速生成氦。 • 自由中子的寿命只有一刻钟（15分钟）！ • 宇宙的两大基本性特征： 1）宇宙学原理； 2）宇宙膨胀