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超重核　superheavy nucleus

自然界に安定に存在しない非常に重い原子核のこと。超重原子核、ultraheavy nucleusともいう。通常はウラン（質量数233）より重いものを指す。実験で人工的に合成するが寿命が短く放射性崩壊によりすぐに別の原子核[…]

核反応の進行速度を、プラズマの密度と温度により表した関数。2つの原子核の衝突による反応の場合、体積あたりの反応率は $n_1 n_2 f(T)$ の形にまとめられる。ここで$n_1$と$n_2$ は反応する原子核の数密度[…]

高温で起きる核融合反応。天文学では一般に星の中心核や、高エネルギー天体現象に伴う高温で起きる核融合反応を指す。

中性子星の最深部や宇宙の極く初期のように超高温、高密度の極限世界では、第1世代（アップ・ダウンクォーク、電子など）のみならず、第2世代（チャーム・ストレンジクォーク、ミューオンなど）、第3世代（トップ・ボトムクォーク、タ[…]

高エネルギーの粒子が標的原子核に衝突した際に、原子核が砕けて複数のより軽い原子核や中性子が生成される反応。不安定な放射性同位元素の原子核も生成される。リチウムなどの軽元素は宇宙線による破砕反応により生成される。

宇宙誕生直後の高温高密度期では、陽子や中性子は電子とニュートリノを交換しながら平衡状態（ベータ平衡）を保って存在しているが、平均エネルギーが0.1 MeV（温度にして10億度）くらいになると、陽子と中性子が反応し元素の合[…]

その核種に特有のある寿命で自発的に放射線を放出して別の核種に変化する元素。この変化を放射性崩壊あるいは壊変といい、もとの元素を親元素、壊変後の元素を娘元素という。親元素が放射性崩壊して存在量が半分になるまでの時間を半減期[…]

銀河中心核をもつ銀河の一種で、クェーサーほど中心核光度が高くなく、電離度の低い輝線は通常の星生成銀河に比べ強いが、セイファート銀河に比べると弱い。輝線の幅は 100 km/s 以上ある。ヘックマン（T.M. Heckma[…]