宇宙中核素的起源：核合成
宇宙射线与地球大气作用产生中子的核反应方程
宇宙射线与地球大气作用产生中子的核反应方程1. 概述宇宙射线是一种由宇宙中高能粒子组成的辐射，其来源于太阳、其他恒星、星际尘埃和恒星之间的超新星等天体事件。
这些高能粒子在穿过地球大气时与大气分子发生相互作用，产生了一系列核反应，其中包括产生中子的核反应。
探究这些核反应方程对于了解宇宙射线与地球大气相互作用的物理过程具有重要意义。
2. 宇宙射线与地球大气相互作用当宇宙射线穿过地球大气时，它们与大气中的氮、氧等分子发生碰撞。
这些碰撞引发了一系列核反应，包括产生中子的核反应。
3. 中子的产生机制当宇宙射线与大气分子碰撞时，会发生以下核反应：1. N14 + 宇宙射线→ C14 + n2. O16 + 宇宙射线→ C14 + p在这些核反应中，一些中子会与其他大气分子进一步发生核反应，从而产生更多的中子。
4. 中子的应用中子在核物理、医学、工业和科学研究中具有广泛的应用。
通过了解宇宙射线与地球大气作用产生中子的核反应方程，可以更好地理解中子的生成机制及其在不同领域的应用。
5. 结论宇宙射线与地球大气作用产生中子的核反应方程是一个复杂而又重要的研究课题。
通过深入研究这些核反应方程，可以更好地理解宇宙射线与地球大气的物理过程，以及中子在各个领域的应用。
总结在探究宇宙射线与地球大气作用产生中子的核反应方程时，我们需要深入了解宇宙射线与地球大气相互作用的物理过程，以及这些核反应方程对于中子在不同领域中的应用。
这些研究不仅可以推动我们对宇宙射线与地球大气相互作用的认识，还可以拓展中子在核物理、医学、工业和科学研究中的应用领域。
宇宙射线与地球大气作用产生中子的核反应方程在深入探究宇宙射线与地球大气作用产生中子的核反应方程时，我们需要了解更多关于宇宙射线与大气分子相互作用的物理过程，以及具体的中子在不同领域中的应用。
宇宙射线与地球大气的相互作用是一个复杂而又精彩的过程，它的了解不仅可以拓展我们对宇宙的认知，还可以为医学、工业和科学研究等领域带来巨大的帮助。
新教材 人教版高中物理选择性必修第三册 第五章 原子核 知识点考点重点难点提炼汇总
第五章原子核1．原子核的组成............................................................................................................ - 1 -2. 放射性元素的衰变..................................................................................................... - 6 -3. 核力与结合能........................................................................................................... - 13 -4. 核裂变与核聚变....................................................................................................... - 19 -5. “基本”粒子 ................................................................................................................ - 19 -章末复习提高................................................................................................................ - 29 -1．原子核的组成一、天然放射现象及三种射线1．天然放射现象(1)1896年，法国物理学家贝克勒尔发现某些物质具有放射性。
(2)①放射性：物质发射射线的性质。
天体化学
七、陨石、星际气体与尘埃
一、概述 陨石是指星子从行星际空间穿过大气
层后到达地表的流星体残骸。陨石常以降 落处或发现处命名。陨石的形态不一，大 小各异，但其表面一般都有一层黑色的或 深褐色的熔壳，这是陨石降落中与大气层 摩擦产生高温表面熔化，再经冷却凝固而 成的。
陨石是人类最早能够直接接触到地 球外天体碎块。每天降落到地球表面的 地外物质约l02一l05t，大约只有1％降 落后可成为陨石。地球表面近3／4的面 积被海洋覆盖，再加上荒无人烟的沙漠、 高山和丛林，人类能观察和找到的陨石 极少。
在太阳系形成前不久，可能有 一颗超新星在原太阳星云附近爆炸。 该超新星的外层物质被抛入到星际 介质中，同时伴随着大量元素合成， 而这些新合成的元素也以固体颗粒 或气体的形式进入到星际介质中。 正是这些气体和尘埃组成的冷星云， 由该超新星或邻近的另一颗超新星 爆炸引起坍缩形成了太阳系。
根据太阳系行星的主要参 数与特征，太阳系的九大行星 可划为内行星或类地行星(水星、 金星、地球和火星)，外行星 (土星、木星、天王星和海王星、 冥王星)。
Ca等也具有增多趋势； (4)亲铜和碱金属元素，在1~1.5AU范围
内有增多趋势，随距离增大而丰度减小； (5)氧在远离太阳有增多特征，近太阳附
近为还原环境，远离太阳各种凝聚物中氧 化环境增加，铁的价态呈现出Fe0—Fe2+一 Fe3+的变化；
(6)挥发元素与亲气元素逐渐增多。按水 星、金星、地球、火星的次序，行星核占 行星总重量的百分比愈来愈小，FeO含量逐 渐减少，而Fe3+含量逐渐增多。
四、太阳系的物质来源
空间化学一方面根据地球、月球、 各类陨石中稀土元素丰度模式对比， 发现它们虽然在稀土元素含量上有较 大差别，但稀土元素丰度模式近于一 致，表明太阳星云分馏没有使稀土元 素丰度模式变异，证明太阳系各成员 来自同一团星云物质。
核素的名词解释
核素的名词解释核素是指具有特定原子核的同位素。
同位素是指具有相同质子数（即原子序数）但质子、中子或质子、中子和质子数同时发生改变的原子核。
每种同位素都有一个特定的质量数（即质子数加上中子数）。
不同核素之间的质量数不同，因此它们的原子量也会有所差异。
核素是核能科学和技术中的重要概念。
通过改变同位素的核素，我们可以控制原子核的性质，并在核能利用、核工程和核医学等领域发挥重要作用。
一、核素的命名核素的命名通常采用两部分：元素符号和质量数。
元素符号由相应元素的拉丁名称首字母组成，例如氢的符号是H，氧的符号是O。
质量数则表示了特定核素所含的质子和中子总数，其用角标标注于元素符号的左下方。
举例来说，氧的核素可以用O-16、O-17、O-18等表示，分别表示氧的质量数为16、17、18的核素。
此外，有时还会在核素名称后面加上应用的领域或属性，以进一步描述该核素的用途或特点。
例如，放射性核素碘-131常用于甲状腺治疗，超重核素锔-247可用于研究超重元素的化学和物理性质。
二、稳定核素与放射性核素根据核素的性质和稳定性，可以将其分为两类：稳定核素和放射性核素。
稳定核素指的是具有相对长的半衰期（即核素衰变为其它核素的时间）或者不发生自发核衰变的核素。
稳定核素相对较为稳定，不会引起明显的射线活动。
举例来说，氧的核素O-16就是稳定核素，其氢子数和中子数的比例相对较为稳定，不会自发发生核衰变。
放射性核素是指具有相对短的半衰期或者发生自发核衰变的核素。
放射性核素具有放射性，即会不断向周围发射射线，从而进行核变换。
放射性核素的研究和利用广泛应用于医学诊疗、生物学研究、碳14定年等领域。
例如，碘的核素I-131是一种常用的医用放射性核素，可以用于治疗甲状腺功能和甲状腺癌。
三、核素的应用核素在各个领域都有重要的应用价值。
在核能利用方面，核素被广泛用于核反应堆中的核燃料。
例如，铀-235和钚-239等核素被用于核裂变反应，产生巨大的能量。
宇宙中核素的起源：核合成
宇宙中核素的起源：核合成*徐仁新（北京大学物理学院，北京100871）摘要：综述了宇宙早期核和恒星合成过程，阐明了宇宙中各种类型核素的起源。
关键词：核素；核合成；天体物理学The origin of nuclide in the universe: NucleosynthesisXu Renxin（School of Physics, Peking University, Beijing 100871）ABSTRACT: The nucleosynthesis processes of early universe as well as of starsare reviewed. The origin of nuclide in the universe is explained.Keywords: nuclide; nucleosynthesis; astrophysics“天体物理学”本质上属物理学科，它具有物理学研究的一般程序。
它与一般物理学之间的主要区别只体现于获取实验事实的途径上。
天体物理学有两大职能。
首先，它能够让我们了解人类所处的宇观环境，这有益于建立正确的世界观。
另一职能源于它的“物理”角色：检验、改善和发展物理学基本规律。
本文将介绍的核素起源研究充分地体现了这两大职能：既让我们打破核素起源的神秘感，其中所涉及的宇宙或恒星若干物理过程又是难得的天体“实验室”。
宇宙中的核素起源于核合成；主要有两个阶段。
一、宇宙早期核合成过程，其主要产物是氢和氦；在天文学上将这两种元素称为轻元素，其它元素称为重元素。
二、若干恒星核合成过程是重元素形成的主要场所。
1宇宙的热力学演化与早期核合成按目前较普遍接受的信念（既“第一性原理”），基本相互作用具有破缺的局域规范对称性，失称的原因是真空对称性自发破缺。
真空从对称态转变为失称态的过程称为真空相变。
相变所释放出的巨大能量，是当今宇宙中物质和辐射的来源。
核能的来源
核能的来源核能（原子核能）定义，通过核反应从原子核释放的能量。
核能的发展简史，1896年法国物理学家贝克勒尔发现铀的天然放射性1898年居里夫人发现了放射性元素钋十九世界末，英国物理学家约翰汤姆逊通过阴极管实验发现了电子1902年居里夫人又发现了放射性元素镭1905年，由杰出的天才理论物理学家爱因斯坦发现了能量和质量关系式，:E=mc²；(能量=质量╳光速的平方)，式中E为能量，m为质子加中子减原子核的质量（由于质量亏损，原子核的质量总小于组成该原子核的质子和中子的质量的和），C为光速1914年，英国物理学家卢瑟福通过实验确定氢原子核是一个正电荷单元，称为质子1935年，英语哦物理学家査德威克发现中子1938年德国科学家奥托哈恩发现了核裂变现象1945年，美国先后将两颗原子弹投在了日本的广岛长崎1954年，前苏联建成了世界第一所核电站，标志着人类大规模使用核能时代开始。
核能来源于将核子（质子和中子）保持在原子核中的一种非常强的作用力——核力。
核力是一种非常大的短程作用力，当核子间的相对距离小于原子核的半径时，核力显得非常强大；但随着距离增加，核力迅速下降，一旦超出原子核，核力很快下降为为零，。
万有引力和电磁力都是长程力，强度会随着距离增大而减小，但不会为零。
核能的获得途径：一是重元素的裂变，他能将平均结合能比较小的重核设法分裂成两个或者多个平均结合能大的中等质量的原子核，同事释放出核能。
重核裂变一般有自发裂变和感生裂变两种方式。
如铀的裂变，当用一个中子轰击U-235的原子核时，它就会分裂成两个质量较小的原子核，同时产生2—3个中子和β、γ等射线，并释放出约200兆电子伏特的能量。
如果再有一个新产生的中子去轰击另一个铀-235原子核，便引起新的裂变，以此类推，裂变反应不断地持续下去，从而形成了裂变的链式反应，与此同时，核能也连续不断地释放出来。
二是轻元素的聚变，轻核聚变是指在高温下(几百万度以上)两个质量较小的原子核结合成质量较大的新核并放出大量能量的过程。
什么是核素_核素的基本介绍
什么是核素_核素的基本介绍核素是指具有一定数目质子和一定数目中子的一种原子。
那么你对核素了解多少呢?以下是由店铺整理关于什么是核素的内容，希望大家喜欢!什么是核素核素是指具有一定数目质子和一定数目中子的一种原子。
很多元素有质子数相同而中子数不同的几种原子。
例如，氢有1H、2H、3H 3种原子，就是3种核素，它们的原子核中分别有0、1、2个中子。
这3种核素互称为同位素。
[1] 例如，原子核里有6个质子和6个中子的碳原子，质量数是12，称为碳-12核素，或写成12C核素。
原子核里有6个质子和7个中子的碳原子，质量数为13，称13C核素。
氧元素有16O，17O，18O三种核素。
具有多种核素的元素称多核素元素。
自然界仅有一种核素存在的元素称为单核素元素，如铍、氟、铝、钠等20种元素。
质子数为偶数的元素，可有较多的稳定核素，一般不少于3种，而质子数为奇数的元素，通常只有一个稳定核素，一般不会多于两种，这是由核子的结合能所决定的。
多核素元素中各核素互称同位素，因为它们处于周期表中同一位置上，化学性质基本相同，但核性质不同;单核素元素没有同位素。
核素的质量即原子质量，总小于孤立质子、中子和电子的质量总和，在概念上也不等于质量数，在数值上除12C外均与质量数稍有不同。
核素的质量是用质谱仪测定的，这种测定很先进，可测得7位或更多位有效数字。
原子序数、质量数、中子数三者之间的关系综述核素与核素的符号;原子序数、质量数、中子数三者之间的关系：具有一定核电荷数和质量数，并且具有同一能态的一种原子核或原子，称为一种核素。
核素常用符号AZX 表示，其中X是元素符号，Z是原子序数，A 是质量数，A-Z=N，N是该核素中的中子数。
由于元素符号X已经确定了它的原子序数，因此，通常核素也可简记为AX。
科学研究表明，稳定性核素对核子总数有一定限度(一般为A≤209)，而且中子数和质子数应保持一定的比例(一般为N/Z=1～1.5，也有个别例外)。
宇宙中核素的起源：核合成
宇宙中核素的起源：核合成简介宇宙中的多数元素，包括我们身体内的大多数基本元素，都产生自恒星内部的核合成。
核合成是指轻元素（如氢、氦）通过核反应热聚变成为更重的元素（如锂、碳等）。
在宇宙的早期，只存在氢和氦两种元素，但在恒星形成和演化的过程中，大量的核合成将这些轻元素转化为更多种类的元素。
核合成的过程核合成的过程非常复杂，涉及较多的物理学概念和原理。
这里我们简要介绍恒星中常见的三种核反应，它们分别是：1.质子-质子链反应（P-P链反应）以恒星核心中的氢为基础，通过一系列的核反应，合成出更重的元素。
O循环反应以恒星核心中的碳、氮、氧（C、N、O）为基础，通过一系列的核反应，合成出更重的元素。
3.He燃烧反应以恒星核心中的氦为基础，通过核反应将氦合成为更重的元素。
这些反应的具体过程非常复杂，需要运用大量的物理学 equations 和数学方法来解释。
不过总的规律是，这些核反应都需要某些条件满足，如高温、高密度、压力等。
在恒星内部，这些条件得到满足，因此核合成反应得以顺利进行。
核合成与宇宙演化早期的宇宙中，只有氢和氦两种元素。
但随着恒星的形成和演化，核合成不断地将这些轻元素转化为更多种类的元素。
例如，在恒星的内部，通过核反应将氢变为氦，进而形成了更多种类的元素。
这些元素继续参与核合成，最终形成了更重的元素，如碳、氮、氧、铁等。
这些元素最终被释放到恒星周围的空间中，成为新的星云，甚至形成行星、太阳系等天体。
综上所述，核合成是构成宇宙元素丰富性的重要过程。
理解核合成及其规律有助于我们更好地理解宇宙的演化史。
结论核合成是宇宙演化中的重要过程，它促使轻元素逐渐转化为更多种类的元素。
核反应需要满足一定的条件才能顺利进行，恒星内部的高温、高密度、高压力等条件为核合成提供了必要的环境。
理解核合成规律对于我们理解宇宙演化史具有积极的意义。
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宇宙中核素的起源：核合成*徐仁新（北京大学物理学院，北京100871）摘要：综述了宇宙早期核和恒星合成过程，阐明了宇宙中各种类型核素的起源。
关键词：核素；核合成；天体物理学The origin of nuclide in the universe: NucleosynthesisXu Renxin（School of Physics, Peking University, Beijing 100871）ABSTRACT: The nucleosynthesis processes of early universe as well as of starsare reviewed. The origin of nuclide in the universe is explained.Keywords: nuclide; nucleosynthesis; astrophysics“天体物理学”本质上属物理学科，它具有物理学研究的一般程序。
它与一般物理学之间的主要区别只体现于获取实验事实的途径上。
天体物理学有两大职能。
首先，它能够让我们了解人类所处的宇观环境，这有益于建立正确的世界观。
另一职能源于它的“物理”角色：检验、改善和发展物理学基本规律。
本文将介绍的核素起源研究充分地体现了这两大职能：既让我们打破核素起源的神秘感，其中所涉及的宇宙或恒星若干物理过程又是难得的天体“实验室”。
宇宙中的核素起源于核合成；主要有两个阶段。
一、宇宙早期核合成过程，其主要产物是氢和氦；在天文学上将这两种元素称为轻元素，其它元素称为重元素。
二、若干恒星核合成过程是重元素形成的主要场所。
1宇宙的热力学演化与早期核合成按目前较普遍接受的信念（既“第一性原理”），基本相互作用具有破缺的局域规范对称性，失称的原因是真空对称性自发破缺。
真空从对称态转变为失称态的过程称为真空相变。
相变所释放出的巨大能量，是当今宇宙中物质和辐射的来源。
极早期宇宙处于非常高温状态（温度T > 1028K ~ 1015GeV），存在大量能够导致重子数不守恒反应的重质量正反粒子对。
由于存在C和CP破缺，并且宇宙处于非热平衡膨胀状态，当T降至1028K以下时，必将导致宇宙中正物质比反物质略多1010分之一左右。
随着宇宙的膨胀、降温，正反物质最终湮灭成光子（即目前观测到的微波背景辐射）或中微子，未湮灭的“少量”正物质就是当今宇宙中的物质（如质子、中子、电子，等）。
早期宇宙主要由夸克和轻子、光子等组成。
在T≈ 1GeV时发生强子化过程，形成质子、中子。
它们处于p + e- ↔ n + νe，p + νe↔ n + e+，(1) 的弱作用化学平衡中。
中子、质子的数目比为n p exp[/()]nm kTn=-∆，(2) 其中∆m = m n-m p ~ 1.3MeV。
当T~1MeV时（宇宙年龄t~1s），弱作用率~宇宙膨胀率；再向*国家自然科学基金（10173002）和国家重点基础研究专项基金（G2000077602）资助项目。
后，p 、n 间的弱作用平衡(1)破坏。
故中子、质子的数目比将冻结于n p 1~exp[ 1.3]~6n n -。
(3)核合成的第一步是p+n ↔D 。
由于高能光子裂变D ，这时还不能合成D 。
只有当光子能量小于D 的结合能2.23MeV 时，D 才不会被分裂。
有两个因素影响D 分裂：1，温度，2，重子与光子数密度之比η。
实际的分析指出，当温度降至T D ~0.1MeV （t ~100s ）时，才能大量合成D ，进而通过D + D → 3He + nD + D → 3H + p3He + D → 4He + n很快合成4He 。
考虑到100s 内中子衰变，核合成时的比值要修正为n n /n p ~1/7。
在上述核合成过程中，初原料为p 、n ，终产物主要为4He 以及剩余质子（1H ）。
由此可以得到4He 的质量占总产物的比Y ，n p n n p n p 2(/)211(/)4n n n Y n n n n ==≈++。
(4)这一结果与天文观测比较一致：目前宇宙中约1/4为4He ，3/4为1H 。
这是宇宙早期核合成过程理论的成功之处。
此外，该理论还能够较好的确定重子与光子数密度之比η和中微子代数目N ν。
2 恒星内部的核燃烧过程由于质量数为5或8的核素极不稳定，在宇宙早期不能大量合成重元素。
目前我们观测到重元素的合成，往往与若干恒星过程有关。
2.1核燃烧的条件 太阳为什么发光？ 太阳的基本参数为质量：M = 2⨯1033 g ，半径：R = 7⨯1010 cm ，光度：L = 4⨯1033 erg/s 。
若认为发光的能量来源于引力能，E g ~G 2M /R ~ 4⨯1048 erg ，太阳所能维持的发光时标（称为Kelvin-Helmholtz 时标）t k ~ E g /L ~3⨯107年。
然而古生物学家和地质学家发现地球已经存在46亿（~109）年了，远大于t k 。
因此引力能不是太阳发光的主要来源。
如果认为能量来源于热核反应，太阳的发光时标可达到~1011年。
以41H →4H e +2e ++2νe 反应为例，忽略中微子带走的能量，每四个氢核要放出Q = (4m p -m α)c 2 = 4.3⨯10-5 erg ≈ 27 MeV 的能量；平均每个氢核释放ε = Q /4 ~ 1.1⨯10-5 erg 的能量。
所以，要维持发光，太阳每秒有 ~L /ε ~ 3.6⨯1038个氢核发生聚变。
因此太阳氢核聚变产能的时标为~M /(m p )~1011年。
恒星内部能够发生核聚变吗？ 据原子核的比结合能曲线知，轻核聚变或重核裂变都会释放能量。
然而，原子核间存在的Coulomb 势垒将阻碍轻核的聚变。
让我们做一简单估计。
质量数为A 原子核的半径为r N = 1.2A 1/3 fm ；在距离小于r N 的区域核力才起作用，而大于r N 时以Coulomb 作用为主。
因此核电荷数为Z 1、Z 2，质量数为A 1、A 2的两个核之间的Coulomb势垒的高度为21212c 1/31/3N1N2121.2Z Z e Z Z V r r A A =++ MeV 。
(5) 然而，两核的热运动动能~ kT ~ 8.6⨯10-11 TMeV ；恒星中心温度只有~107K 。
问题是：对于典型的具有一个太阳质量的恒星，其内部能发生显著的热核聚变反应吗？还以氢燃烧为例，V c ~1MeV>>kT 0~1keV 。
热能大于V c 的粒子所占百分比 ~exp[-V c /(kT )] ~ e -1000 ~ 5⨯10-435。
每秒太阳内部氢核发生有效碰撞的次数 ~ Nnv σ ~2⨯1063；其中总粒子数N ~M /m p ，n = N /(4π3R /3)，氢核运动速度v ~ (2kT 0/m p )1/2，碰撞截面σ ~ πr N 2。
如果认为只有能量高于V c 的粒子才能碰撞后聚变，太阳每秒核反应的粒子数目~10-435 << 。
似乎热核燃烧也不能提供太阳发光。
实际上，微观粒子是存在波粒二象性的。
考虑到氢核的波动性，会发生势垒贯穿效应。
研究发现，只要粒子运动动能为Coulomb 势垒的ξ倍，即kT 0 ~ ξV c ，ξ∈(10-4, 2⨯10-4)， (6)这类核的燃烧过程就能在恒星内部大规模地出现。
(6)式可以用来定某种核的点火温度。
从这里看到，如果不考虑量子效应，我们甚至不能理会太阳为什么发光。
质量越大的恒星核燃烧越充分 质量越大的恒星中心温度越高；所以为核聚变而能够克服的Coulomb 势垒V c 也就越高。
核电荷数Z ~ A /2，由(5)式，V c ~ A 5/3。
因此，只有在质量大的恒星内部才能发生原子序数较高元素的核合成；即：质量越大的恒星核燃烧越充分。
2.2比铁轻元素的核合成过程氢燃烧 终产物为4He 。
主要有两种方式：pp 链和CNO 循环。
太阳内部以pp 链为主。
图1 核Coulomb 势垒图2 质子-质子（pp ）链氦燃烧两个4He核聚变成的8Be的原子核极不稳定，若在它衰变之前幸好与另外一个4He 核融合，就能合成12C。
这个过程又称为3α反应。
因燃烧过程时标相对于氢燃烧而言较短，氢燃烧过程被称为氦闪。
更高级核燃烧质量是太阳质量8倍以上的恒星可以依原子序数从小到大而燃烧，直至Si 燃烧后形成Fe。
一个可能的依次燃烧过程示于下表。
表1 恒星处于不同核燃烧阶段的特征参数太阳中微子问题粒子物理中中微子的性质和天体物理中建立的太阳内部结构模型而计算出来。
图中画出了各种能产生中微子的核反应所放出的中微子流量。
目前已经有放射性化学方法或电子-中微子散射方法以不同的阈能测量了太阳中微子流量，所得到的结果都比标准理论预言值低。
这就是著名的太阳中微子问题。
最近的研究认为该问题用中微子振荡机制解决，这个机制要求中微子的静质量非零。
2.3比铁重元素的核合成过程当恒星中心合成铁族元素后，进一步的核聚变是吸热的；这必将破坏恒星的引力平衡。
所以，类似于前面介绍的核燃烧方式合成比铁重核素是不可能的。
在实际的大质量演化晚期的恒星内部，在温度上升到铁族元素核聚变之前所发生的电子俘获和光致核裂变等过程就已经导致中心的塌缩了。
不过，由于恒星内部或超新星爆发时存在一定速度运动的质子和中子，当重核俘获这些质子或中子后还是能够合成比铁重的元素的。
中子俘获通过俘获中子可以合成一些丰中子核，它们的多级衰变产生较稳定的重元素。
若中子流量低，俘获中子的速率比产物的β衰变要慢；人们将这种情况下的中子俘获过程称为s（slow）过程。
反之，高中子流量下中子俘获率快于产物β衰变率；称为r（rapid）过程。
质子俘获俘获质子能够合成丰质子核。
因质子带电，只有当质子动能足够大时才能进行有效的核反应；在这种情况下往往质子流量也比较大（注意：氢是宇宙中最丰富的元素），质子俘获率比产物β衰变率快。
故称为rp过程，也有称p（proton）过程。
关于中子、质子俘获所发生的天体物理环境，目前尚未定论。
一般认为在恒星处于氦燃烧阶段时，反应过程可以释放少量中子；这将导致s过程的发生。
而高流量的中子、质子流很可能与某些爆发性的天体物理过程（如超新星爆发、白矮星或中子吸积星表面吸积一定物质而发生的剧烈核燃烧，等）有关；这些爆发过程也许是r、rp过程的场所。
3结束语从上面的讨论发现，物理学能够告诉我们核素是如何从无到有的。
宇宙在重子对称状态的轻度偏离导致重子的起源；强子化后形成较稳定的重子：质子和中子。
早期核合成产物4He和1H，也是目前宇宙中的主要核素。
重元素在整个宇宙中所占比例较小，但对于人类的存在具有重要意义；它们是通过若干恒星核合成过程合成出来的。