核天体物理

核天体物理研究核反应如何在宇宙尺度上驱动恒星演化和元素合成——从大爆炸后的最初几分钟，到恒星内部的氢/氦燃烧，再到超新星爆发和中子星并合中的重元素产生。它是核物理与天体物理的交叉前沿。

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核心研究问题

1. 元素从哪来？——从 H、He 到 U 的所有核素如何在宇宙时间尺度上合成
2. 恒星如何发光？——核反应是恒星能量的唯一来源
3. 中子星内部是什么？——极端密度下的核物质状态方程
4. 宇宙化学演化如何运行？——核合成产额如何塑造星系的化学丰度

关键核过程

过程	场所	产物
[[大爆炸核合成]] (BBN)	早期宇宙 (t~10 秒–20 分)	D, ³He, ⁴He, ⁷Li
氢燃烧 (pp 链/CNO)	主序星核心	⁴He
氦燃烧 (3α)	红巨星核心	¹²C, ¹⁶O
碳/氖/氧/硅燃烧	大质量恒星核心	Mg–Fe 族元素
[[中子捕获过程]] (s/r)	AGB 星/中子星并合	重元素（Sr–U）
p 过程 / γ 过程	超新星	丰质子重核素
i 过程	低金属丰度 AGB 星	中重元素

实验与理论工具

地下核天体物理实验室

• LUNA (意大利 Gran Sasso)：地下 1400 m，极低本底
• JUNA (中国锦屏)：地下 2400 m，世界最深核天体物理实验室

稀有同位素设施

• FRIB (MSU/USA)：从 BBN 到 r 过程的全面研究
• RIBF (RIKEN/Japan)：丰中子核研究
• GSI/FAIR (Germany)：储存环质量测量

多信使天文学

• GW170817：首次中子星并合引力波事件，确认 r 过程场所
• NICER：中子星质量-半径测量，约束状态方程
• IceCube：高能中微子天体物理

2024–2026 关键进展

• 第一性原理计算太阳聚变反应：3He(α,γ)7Be（Atkinson & Navrátil, PLB 2025）和 7Be(p,γ)8B（NCSMC, 2025）的首次含三体核力从头算
• JUNA 深地实验：锦屏深地数据持续产出，关键反应率精度提升
• 核天体物理数据评价（物理学报 75(2), 2026）：REACLIB/STARLIB/BRUSLIB 数据库系统评述
• GW170817 r 过程约束：千新星光谱建模与核合成网络的结合持续深化
• 中子星状态方程：PREX-2/CREX + NICER + GW170817 的联合约束
• IceCube τ 中微子观测（PRL 132, 2024）：7 个天体物理 τ 中微子候选体

银河考古学

利用恒星（特别是贫金属星）的化学丰度模式反推星系化学演化历史和核合成事件。恒星光谱中的元素丰度指纹记录了三代核合成：BBN（原始）、第一代星（Population III）和后续恒星世代的重元素增丰。大型巡天（如 LAMOST、Gaia、DESI）结合高分辨率光谱，使银河考古学进入大数据时代——通过统计大量恒星的 [α/Fe]、[r/Fe]、[s/Fe] 等丰度比分布，约束不同核合成过程（核心坍缩超新星 vs Ia 超新星 vs AGB 星 vs 中子星并合）的产额和发生频率。

详见 [[恒星核合成]] 中的"银河考古学"讨论。

相关概念

• [[大爆炸核合成]] — 宇宙早期轻元素合成
• [[恒星核合成]] — 恒星内部的元素合成
• [[中子捕获过程]] — s/r 过程重元素合成
• [[关键天体物理核反应率]] — 核反应率的实验约束
• [[中微子]] — 弱相互作用与核天体物理
• [[超重核]] — r 过程终点
• [[核数据]] — 反应率数据库

来源

• Atkinson & Navrátil, PLB (2025) — Ab initio ³He(α,γ)⁷Be
• Acta Phys. Sin. 75(2), 020101 (2026) — Nuclear astrophysics data evaluation
• Jayatissa et al., EPJA 61, 98 (2025) — Explosive nucleosynthesis review
• Universe 10, 148 (2024) — CCSN review
• Schatz et al., J. Phys. G 49, 110502 (2022) — Horizons