核天体物理学（nuclear astrophysics）是天体物理学和核物理学的交叉学科[1]，主要研究的领域有恒星结构，天体质量与其寿命的关系等，并从中了解恒星如何产生能量，认识化学元素的起源和演变，分析驱动天体物理现象的机制[2]。
历史
19世纪许多物理学家，如迈耶、沃特森，冯亥姆霍兹和开尔文勋爵等，认为太阳的能量来自于重力势能，但是利用维里定理推算太阳的年龄只有19万年，远小于地球的年龄。然而在贝克勒尔还没在1895年发现放射线[3] ，相对论和量子论也未被提出的时候，此问题无法获得解决。
1920年，爱丁顿提出太阳里的质子经由某种过程聚变成氦核，并产生巨大能量[4]，1938年，德国物理学家卡尔·冯·魏茨泽克经由计算，得出氢原子经过四步核聚变反应可形成氦[5]。
1939年，美国天文学家汉斯·贝特认为氢聚变成氦有两种过程。第一种是质子﹣质子链反应，是质量与太阳相似或比太阳轻的恒星产生能源的主要过程；第二种是碳氮氧循环，是质量比太阳大恒星的主要能源；这些反应产生的能量能持续维持恒星内部的高热[6]。
1946年，英国天文学家弗雷德·霍伊尔提出高温的恒星最终可创造出铁元素，并在1954年导出核聚变的步骤，表现出恒星如何合成从碳至铁的元素[7]。
1957年，威廉·福勒与玛格丽特·伯比奇、杰佛瑞·伯比奇和霍伊尔一起写的《恒星内部的元素合成》，描述恒星内部通过核合成的反应而形成元素的过程[8][9]，并列举出重元素被观测到的丰度分布情况。福勒开创了核天体物理学的研究，[10]他也因此论文获得1983年的诺贝尔物理学奖。
理论与应用
除了少数较轻的元素，如氢、氦等，其他的元素都是在恒星内产生的，恒星内部有核聚变反应，将较轻的元素组成较重的元素，此过程因质量亏损而产生巨大能量，成为恒星能量的来源。
参考来源
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