fbpx
维基百科

3氦過程

一月 31, 2023

3氦過程是一組核融合反應，通過這些反應，三個氦-4核（α粒子）轉化為碳核[1][2]

3氦過程的概述。
以對數呈現不同溫度（T）下質子-質子（PP）、碳氮氧 （CNO）和3氦融合過程的相對能量輸出（ε）。虛線顯示了恒星內PP和CNO過程聯合的能量生成。在太陽核心的溫度下，PP過程會更有效率。

恒星中的3氦過程

由於質子-質子鏈反應和碳氮氧循環，使恒星核心（英语：Stellar core）中積聚了氦。

兩個氦-4核（α粒子）的融合反應產生鈹-8，但這是高度不穩定的鈹同位素，會以8.19×10−17 秒的半衰期衰變回兩個α粒子，除非在那段時間內與第3個α粒子產生核融合，型成激態的諧振狀態的碳-12，[3]稱為霍伊爾狀態，否則仍會衰變回3個α粒子。但大約每2421.3次就有一次能釋放能量成為穩定的基態碳-12[4]。當一顆恒星耗盡在其核心融合的氫時，核心會開始收縮並因而加熱。如果中心溫度上升到108 K[5]，6倍於太陽核心的溫度，α粒子可以足够快地融合，以通過鈹-8屏障，產生大量穩定的碳-12。

4
2He
 + 4
2He
 → 8
4Be
 		 (−0.0918 MeV)
8
4Be
 + 4
2He
 → 12
6C
 + 2
γ
 		 (+7.367 MeV)

該過程的淨能量釋放為7.275 MeV。

在這個過程中的一個副作用，是一些碳會與額外的氦融合，產生穩定的氧同位素並釋放出能量：

12
6C
 + 4
2He
 → 16
8O
 +
γ
 (+7.162 MeV)

氫與氦的核融合反應會產生鋰-5，這也是高度不穩定的，會以3.7×10−22 秒的半衰期衰變回氦核和質子（氫核）。

與額外的氦核融合稱為α過程，可以在恆星核合成鏈中產生較重的元素。但這些反應僅在溫度和壓力高於3氦過程的核心溫度時才有意義。這就造成了一種狀況，即恆星核合成產生大量的碳和氧，但這些元素中會有一小部分轉化為氖和更重的元素。氧和碳是氦-4燃燒的主要"灰燼"。

原始的碳

主条目：太初核合成

由於3氦過程需要較長的時間才能形成碳，因此在太初核合成不太可能發生。此一結果可以說明大爆炸為何沒有製造出碳，因為在大爆炸之後的一分鐘，就已經低於3氦過程所需要的溫度了。

共振

通常，3氦過程的概率非常小。然而，基態的鈹-8幾乎具有兩個α粒子的全部能量。在第二個步驟中，8Be + 4He幾乎擁有激發態的12C的能量。這種共振大大增加了α粒子與鈹-8結合形成碳的概率。為了在恆星中形成碳，在實際觀測到之前，弗萊德·霍伊爾就根據其存在的物理必要性，預測了這種共振的存在。這種能量的共振和過程的預測，隨後為霍伊爾的恆星核合成假說提供了非常重要的支持。霍伊爾的假說假定所有的化學元素最初都是由氫（真正的原始物質）形成的。人們引用人擇原理來解釋這樣的一個事實，集合共振被靈敏地安排在與中產生大量的碳和氧[6][7]。

重元素的核合成

隨著溫度和密度的進一步升高，熔合過程產生的核素僅能達生鎳-56（隨後衰變為鐵）；更重的元素（鎳以外的）主要由中子捕獲產生。慢中子的捕獲過程，即S-過程，產生了大約一半原子序超越鐵的元素。另一半是由可能發生在核坍縮超新星和中子星合併的R-過程產生[8]。

反應速率與恒星演化

3氦過程在很大程度上取決於恆星物質的溫度和密度。反應釋放的功率與溫度近似40次方和密度的平方成正比[9]。相較之下，質子-質子鏈反應產生能量的速率與溫度的四次方成正比，碳氮氧循環產生能量的速率與溫度的17次方成正比，必且兩者都與密度的線性比例成正比。這種與溫度的強烈依賴性導致了恒星演化的後期階段，即對紅巨星階段的影響。

對於紅巨星分支上的低質量恒星，只有通過電子簡併壓力，才能防止積累在核心中的氦進一步崩塌。整個簡併核處於相同的溫度和壓力下，因此當其質量足够大時，3氦過程的核融合會貫穿整個核心同時進行。在壓力高到足够解除簡併態之前，核心無法擴大以對新增產生的能量做出反應。因此，溫度升高，導致正回饋迴圈中的反應速率增加，成為失控反應。這個過程被稱為氦閃，持續幾秒鐘，但就能燃燒掉堆積在核心中60–80%的氦。在核心氦閃期間，該恒星產生的能量可以達到大約1011太陽光度，與整個星系的光度相當[10]，然而在表面上不會立即觀察到任何影響，這是因為全部能量被用於將核心從簡併狀態提升到正常的氣態。由於核心不再是簡併態，流體靜力平衡再次建立，恒星開始在其核心"燃燒"氦，並在核心上方的球殼層中"燃燒"氫。這顆恒星進入穩定的氦燃燒階段，這一階段的持續時間約為其在主星序上所花費時間的10%（我們的太陽預計在氦閃後將在其核心燃燒氦約10億年）[11]。

對於質量更高的恒星，碳會聚集在核心，將氦轉移到周圍的殼層中，在那裡發生氦燃燒。在氦殼層中，壓力較低，質量不受電子簡併態的支持。因此，與恒星中心相反，氦殼層能够隨著氦殼層熱壓力的增加而膨脹。膨脹使這一層冷卻並減緩反應，導致恒星再次收縮。這個過程是週期性的，經歷這一過程的恒星半徑和能量產生將週期性地變化；這些恒星在膨脹和收縮時也會失去外層的物質[來源請求]。

發現

3氦過程高度依賴於碳-12和鈹-8具有比氦-4稍高能量的共振。根據已知的共振，迄1952年，普通恒星似乎不可能產生碳以及任何較重的元素[12]。核子物理學家威廉·福勒注意到了鈹-8的共振，並且埃德溫·薩爾皮特計算了鈹-8、碳-12和氧-16核合成的反應速率時，其中就考慮了這種共振[13][14]。然而，薩爾皮特計算出紅巨星在2.108K或更高的溫度下燃燒氦，而最近的其它工作假設紅巨星的核心溫度低至1.1.108K。

薩爾皮特的論文順便提到了碳-12中未知共振對其計算產生的影響，但作者從未進一步計算其影響。反而是天體物理學家佛萊德·霍伊爾，在1953年利用宇宙中存在豐富的碳-12作為存在碳-12共振的證據。霍伊爾能够找到同時產生大量碳和氧的唯一方法是通過一個接近7.68MeV的碳-12共振3氦過程，這也消除了爾皮特計算中的差異[12]。

霍伊爾去了位於加州理工學院的福勒實驗室，說在碳-12原子核中必須有一個7.68MeV的共振（有報導稱，在大約7.5MeV時存在激發態[12]。) 。佛萊德·霍伊爾（Fred Hoyle）在這方面的大膽表現是驚人的，最初實驗室的核子物理學家對此持懷疑的態度。最後，一位剛從莱斯大學畢業的初級物理學家沃德·捕鯨（英语：Ward Whaling），他正在尋找一個專案提目，結果决定尋找這個共振。福勒允許他使用一台已經不再使用，老舊的范德格拉夫起電機。霍伊爾回到劍橋後，沒幾個月，福勒的實驗室在7.65MeV附近發現了碳-12的共振，證實了他的預測。核子物理學家沃德·捕鯨在美國物理學會的夏季會議上發表的一篇論文中，將霍伊爾列為第一作者。霍伊爾和福勒很快進行了長期而富有成效的合作，福勒甚至來到了劍橋[15]。

最終的反應結果處在+0（自旋0和正宇稱）。由於霍伊爾狀態被預測為0+或2+狀態，預期電子-正電子對或伽瑪射線將被看到。然而，在進行實驗時，沒有觀測到伽瑪射線的反應通道，這意味著狀態必須是0+。這種狀態完全抑制單獨的伽瑪輻射，因為每個伽瑪輻射必須帶走至少1[角動量算符|角動量單位]]。成對產生來自激發的0+狀態是可能的，因為它們的組合自旋（0）可以耦合到一個反應，使它的角動量為0[16]。

不可能性和微調

主条目：微調的宇宙

相關條目

參考資料

  1. ^ Appenzeller; Harwit; Kippenhahn; Strittmatter; Trimble (编). Astrophysics Library 3rd. New York: Springer. 1998. 
  2. ^ Carroll, Bradley W. & Ostlie, Dale A. An Introduction to Modern Stellar Astrophysics. Addison Wesley, San Francisco. 2007. ISBN 978-0-8053-0348-3. 
  3. ^ Audi, G.; Kondev, F. G.; Wang, M.; Huang, W. J.; Naimi, S. The NUBASE2016 evaluation of nuclear properties (PDF). Chinese Physics C. 2017, 41 (3): 030001. Bibcode:2017ChPhC..41c0001A. doi:10.1088/1674-1137/41/3/030001. 
  4. ^ The carbon challenge （页面存档备份，存于互联网档案馆）, Morten Hjorth-Jensen, Department of Physics and Center of Mathematics for Applications, University of Oslo, N-0316 Oslo, Norway: 9 May 2011, Physics 4, 38
  5. ^ Wilson, Robert. Chapter 11: The Stars – their Birth, Life, and Death. Astronomy through the ages the story of the human attempt to understand the universe. Basingstoke: Taylor & Francis. 1997. ISBN 9780203212738. 
  6. ^ For example, John Barrow; Frank Tipler. The Anthropic Cosmological Principle. 1986. 
  7. ^ Fred Hoyle, "The Universe: Past and Present Reflections." Engineering and Science, November, 1981. pp. 8–12
  8. ^ Pian, E.; d'Avanzo, P.; Benetti, S.; Branchesi, M.; Brocato, E.; Campana, S.; Cappellaro, E.; Covino, S.; d'Elia, V.; Fynbo, J. P. U.; Getman, F.; Ghirlanda, G.; Ghisellini, G.; Grado, A.; Greco, G.; Hjorth, J.; Kouveliotou, C.; Levan, A.; Limatola, L.; Malesani, D.; Mazzali, P. A.; Melandri, A.; Møller, P.; Nicastro, L.; Palazzi, E.; Piranomonte, S.; Rossi, A.; Salafia, O. S.; Selsing, J.; et al. Spectroscopic identification of r-process nucleosynthesis in a double neutron-star merger. Nature. 2017, 551 (7678): 67–70. Bibcode:2017Natur.551...67P. PMID 29094694. arXiv:1710.05858  . doi:10.1038/nature24298. 
  9. ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. An Introduction to Modern Astrophysics 2nd. Addison-Wesley, San Francisco. 2006: 312–313. ISBN 978-0-8053-0402-2. 
  10. ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. An Introduction to Modern Astrophysics 2nd. Addison-Wesley, San Francisco. 2006: 461–462. ISBN 978-0-8053-0402-2. 
  11. ^ . faculty.wcas.northwestern.edu. [2020-07-29]. （原始内容存档于2021-05-12）. 
  12. ^ 12.0 12.1 12.2 Kragh, Helge (2010) When is a prediction anthropic? Fred Hoyle and the 7.65 MeV carbon resonance. http://philsci-archive.pitt.edu/5332/ （页面存档备份，存于互联网档案馆）
  13. ^ Salpeter, E. E. Nuclear Reactions in Stars Without Hydrogen. The Astrophysical Journal. 1952, 115: 326–328. Bibcode:1952ApJ...115..326S. doi:10.1086/145546. 
  14. ^ Salpeter, E. E. A Generalist Looks Back. Annu. Rev. Astron. Astrophys. 2002, 40: 1–25. Bibcode:2002ARA&A..40....1S. doi:10.1146/annurev.astro.40.060401.093901. 
  15. ^ Fred Hoyle, A Life in Science, Simon Mitton, Cambridge University Press, 2011, pages 205–209.
  16. ^ Cook, CW; Fowler, W.; Lauritsen, C.; Lauritsen, T. 12B, 12C, and the Red Giants. Physical Review. 1957, 107 (2): 508–515. Bibcode:1957PhRv..107..508C. doi:10.1103/PhysRev.107.508. 

一月 31, 2023
3氦過程, 此條目翻譯品質不佳, 翻譯者可能不熟悉中文或原文語言, 也可能使用了機器翻譯, 請協助翻譯本條目或重新編寫, 并注意避免翻译腔的问题, 明顯拙劣的翻譯請改掛, href, template, html, class, redirect, title, template, href, wikipedia, html, class, redirect, title, wikipedia, 提交刪除, 是一組核融合反應, 通過這些反應, 三個氦, 4核, α粒子, 轉化為碳核, 的概述, 以對數呈現不同溫度,. 此條目翻譯品質不佳 翻譯者可能不熟悉中文或原文語言 也可能使用了機器翻譯 請協助翻譯本條目或重新編寫 并注意避免翻译腔的问题 明顯拙劣的翻譯請改掛 a href Template D html class mw redirect title Template D d a a href Wikipedia CSD html G13 class mw redirect title Wikipedia CSD G13 a 提交刪除 3氦過程是一組核融合反應 通過這些反應 三個氦 4核 a粒子 轉化為碳核 1 2 3氦過程的概述 以對數呈現不同溫度 T 下質子 質子 PP 碳氮氧 CNO 和3氦融合過程的相對能量輸出 e 虛線顯示了恒星內PP和CNO過程聯合的能量生成 在太陽核心的溫度下 PP過程會更有效率 目录 1 恒星中的3氦過程 2 原始的碳 3 共振 4 重元素的核合成 5 反應速率與恒星演化 6 發現 7 不可能性和微調 8 相關條目 9 參考資料恒星中的3氦過程 编辑由於質子 質子鏈反應和碳氮氧循環 使恒星核心 英语 Stellar core 中積聚了氦 兩個氦 4核 a粒子 的融合反應產生鈹 8 但這是高度不穩定的鈹同位素 會以6983819000000000000 8 19 10 17 秒 的半衰期衰變回兩個a粒子 除非在那段時間內與第3個a粒子產生核融合 型成激態的諧振狀態的碳 12 3 稱為霍伊爾狀態 否則仍會衰變回3個a粒子 但大約每2421 3次就有一次能釋放能量成為穩定的基態碳 12 4 當一顆恒星耗盡在其核心融合的氫時 核心會開始收縮並因而加熱 如果中心溫度上升到108 K 5 6倍於太陽核心的溫度 a粒子可以足够快地融合 以通過鈹 8屏障 產生大量穩定的碳 12 42 He 42 He 84 Be 0 0918 MeV 84 Be 42 He 126 C 2g 7 367 MeV 該過程的淨能量釋放為7 275 MeV 在這個過程中的一個副作用 是一些碳會與額外的氦融合 產生穩定的氧同位素並釋放出能量 126 C 42 He 168 O g 7 162 MeV 氫與氦的核融合反應會產生鋰 5 這也是高度不穩定的 會以6978370000000000000 3 7 10 22 秒 的半衰期衰變回氦核和質子 氫核 與額外的氦核融合稱為a過程 可以在恆星核合成鏈中產生較重的元素 但這些反應僅在溫度和壓力高於3氦過程的核心溫度時才有意義 這就造成了一種狀況 即恆星核合成產生大量的碳和氧 但這些元素中會有一小部分轉化為氖和更重的元素 氧和碳是氦 4燃燒的主要 灰燼 原始的碳 编辑主条目 太初核合成 由於3氦過程需要較長的時間才能形成碳 因此在太初核合成不太可能發生 此一結果可以說明大爆炸為何沒有製造出碳 因為在大爆炸之後的一分鐘 就已經低於3氦過程所需要的溫度了 共振 编辑通常 3氦過程的概率非常小 然而 基態的鈹 8幾乎具有兩個a粒子的全部能量 在第二個步驟中 8Be 4He幾乎擁有激發態的12C的能量 這種共振大大增加了a粒子與鈹 8結合形成碳的概率 為了在恆星中形成碳 在實際觀測到之前 弗萊德 霍伊爾就根據其存在的物理必要性 預測了這種共振的存在 這種能量的共振和過程的預測 隨後為霍伊爾的恆星核合成假說提供了非常重要的支持 霍伊爾的假說假定所有的化學元素最初都是由氫 真正的原始物質 形成的 人們引用人擇原理來解釋這樣的一個事實 集合共振被靈敏地安排在與中產生大量的碳和氧 6 7 重元素的核合成 编辑隨著溫度和密度的進一步升高 熔合過程產生的核素僅能達生鎳 56 隨後衰變為鐵 更重的元素 鎳以外的 主要由中子捕獲產生 慢中子的捕獲過程 即S 過程 產生了大約一半原子序超越鐵的元素 另一半是由可能發生在核坍縮超新星和中子星合併的R 過程產生 8 反應速率與恒星演化 编辑3氦過程在很大程度上取決於恆星物質的溫度和密度 反應釋放的功率與溫度近似40次方和密度的平方成正比 9 相較之下 質子 質子鏈反應產生能量的速率與溫度的四次方成正比 碳氮氧循環產生能量的速率與溫度的17次方成正比 必且兩者都與密度的線性比例成正比 這種與溫度的強烈依賴性導致了恒星演化的後期階段 即對紅巨星階段的影響 對於紅巨星分支上的低質量恒星 只有通過電子簡併壓力 才能防止積累在核心中的氦進一步崩塌 整個簡併核處於相同的溫度和壓力下 因此當其質量足够大時 3氦過程的核融合會貫穿整個核心同時進行 在壓力高到足够解除簡併態之前 核心無法擴大以對新增產生的能量做出反應 因此 溫度升高 導致正回饋迴圈中的反應速率增加 成為失控反應 這個過程被稱為氦閃 持續幾秒鐘 但就能燃燒掉堆積在核心中60 80 的氦 在核心氦閃期間 該恒星產生的能量可以達到大約1011太陽光度 與整個星系的光度相當 10 然而在表面上不會立即觀察到任何影響 這是因為全部能量被用於將核心從簡併狀態提升到正常的氣態 由於核心不再是簡併態 流體靜力平衡再次建立 恒星開始在其核心 燃燒 氦 並在核心上方的球殼層中 燃燒 氫 這顆恒星進入穩定的氦燃燒階段 這一階段的持續時間約為其在主星序上所花費時間的10 我們的太陽預計在氦閃後將在其核心燃燒氦約10億年 11 對於質量更高的恒星 碳會聚集在核心 將氦轉移到周圍的殼層中 在那裡發生氦燃燒 在氦殼層中 壓力較低 質量不受電子簡併態的支持 因此 與恒星中心相反 氦殼層能够隨著氦殼層熱壓力的增加而膨脹 膨脹使這一層冷卻並減緩反應 導致恒星再次收縮 這個過程是週期性的 經歷這一過程的恒星半徑和能量產生將週期性地變化 這些恒星在膨脹和收縮時也會失去外層的物質 來源請求 發現 编辑3氦過程高度依賴於碳 12和鈹 8具有比氦 4稍高能量的共振 根據已知的共振 迄1952年 普通恒星似乎不可能產生碳以及任何較重的元素 12 核子物理學家威廉 福勒注意到了鈹 8的共振 並且埃德溫 薩爾皮特計算了鈹 8 碳 12和氧 16核合成的反應速率時 其中就考慮了這種共振 13 14 然而 薩爾皮特計算出紅巨星在2 108K或更高的溫度下燃燒氦 而最近的其它工作假設紅巨星的核心溫度低至1 1 108K 薩爾皮特的論文順便提到了碳 12中未知共振對其計算產生的影響 但作者從未進一步計算其影響 反而是天體物理學家佛萊德 霍伊爾 在1953年利用宇宙中存在豐富的碳 12作為存在碳 12共振的證據 霍伊爾能够找到同時產生大量碳和氧的唯一方法是通過一個接近7 68MeV的碳 12共振3氦過程 這也消除了爾皮特計算中的差異 12 霍伊爾去了位於加州理工學院的福勒實驗室 說在碳 12原子核中必須有一個7 68MeV的共振 有報導稱 在大約7 5MeV時存在激發態 12 佛萊德 霍伊爾 Fred Hoyle 在這方面的大膽表現是驚人的 最初實驗室的核子物理學家對此持懷疑的態度 最後 一位剛從莱斯大學畢業的初級物理學家沃德 捕鯨 英语 Ward Whaling 他正在尋找一個專案提目 結果决定尋找這個共振 福勒允許他使用一台已經不再使用 老舊的范德格拉夫起電機 霍伊爾回到劍橋後 沒幾個月 福勒的實驗室在7 65MeV附近發現了碳 12的共振 證實了他的預測 核子物理學家沃德 捕鯨在美國物理學會的夏季會議上發表的一篇論文中 將霍伊爾列為第一作者 霍伊爾和福勒很快進行了長期而富有成效的合作 福勒甚至來到了劍橋 15 最終的反應結果處在 0 自旋0和正宇稱 由於霍伊爾狀態被預測為0 或2 狀態 預期電子 正電子對或伽瑪射線將被看到 然而 在進行實驗時 沒有觀測到伽瑪射線的反應通道 這意味著狀態必須是0 這種狀態完全抑制單獨的伽瑪輻射 因為每個伽瑪輻射必須帶走至少1 角動量算符 角動量單位 成對產生來自激發的0 狀態是可能的 因為它們的組合自旋 0 可以耦合到一個反應 使它的角動量為0 16 不可能性和微調 编辑主条目 微調的宇宙相關條目 编辑質子 質子鏈反應 碳氮氧循環參考資料 编辑 Appenzeller Harwit Kippenhahn Strittmatter Trimble 编 Astrophysics Library 3rd New York Springer 1998 Carroll Bradley W amp Ostlie Dale A An Introduction to Modern Stellar Astrophysics Addison Wesley San Francisco 2007 ISBN 978 0 8053 0348 3 Audi G Kondev F G Wang M Huang W J Naimi S The NUBASE2016 evaluation of nuclear properties PDF Chinese Physics C 2017 41 3 030001 Bibcode 2017ChPhC 41c0001A doi 10 1088 1674 1137 41 3 030001 The carbon challenge 页面存档备份 存于互联网档案馆 Morten Hjorth Jensen Department of Physics and Center of Mathematics for Applications University of Oslo N 0316 Oslo Norway 9 May 2011 Physics 4 38 Wilson Robert Chapter 11 The Stars their Birth Life and Death Astronomy through the ages the story of the human attempt to understand the universe Basingstoke Taylor amp Francis 1997 ISBN 9780203212738 For example John Barrow Frank Tipler The Anthropic Cosmological Principle 1986 Fred Hoyle The Universe Past and Present Reflections Engineering and Science November 1981 pp 8 12 Pian E d Avanzo P Benetti S Branchesi M Brocato E Campana S Cappellaro E Covino S d Elia V Fynbo J P U Getman F Ghirlanda G Ghisellini G Grado A Greco G Hjorth J Kouveliotou C Levan A Limatola L Malesani D Mazzali P A Melandri A Moller P Nicastro L Palazzi E Piranomonte S Rossi A Salafia O S Selsing J et al Spectroscopic identification of r process nucleosynthesis in a double neutron star merger Nature 2017 551 7678 67 70 Bibcode 2017Natur 551 67P PMID 29094694 arXiv 1710 05858 doi 10 1038 nature24298 Carroll Bradley W Ostlie Dale A An Introduction to Modern Astrophysics 2nd Addison Wesley San Francisco 2006 312 313 ISBN 978 0 8053 0402 2 Carroll Bradley W Ostlie Dale A An Introduction to Modern Astrophysics 2nd Addison Wesley San Francisco 2006 461 462 ISBN 978 0 8053 0402 2 The End Of The Sun faculty wcas northwestern edu 2020 07 29 原始内容存档于2021 05 12 12 0 12 1 12 2 Kragh Helge 2010 When is a prediction anthropic Fred Hoyle and the 7 65 MeV carbon resonance http philsci archive pitt edu 5332 页面存档备份 存于互联网档案馆 Salpeter E E Nuclear Reactions in Stars Without Hydrogen The Astrophysical Journal 1952 115 326 328 Bibcode 1952ApJ 115 326S doi 10 1086 145546 Salpeter E E A Generalist Looks Back Annu Rev Astron Astrophys 2002 40 1 25 Bibcode 2002ARA amp A 40 1S doi 10 1146 annurev astro 40 060401 093901 Fred Hoyle A Life in Science Simon Mitton Cambridge University Press 2011 pages 205 209 Cook CW Fowler W Lauritsen C Lauritsen T 12B 12C and the Red Giants Physical Review 1957 107 2 508 515 Bibcode 1957PhRv 107 508C doi 10 1103 PhysRev 107 508 取自 https zh wikipedia org w index php title 3氦過程 amp oldid 72408198, 维基百科，wiki，书籍，书籍，图书馆，

文章

，阅读，下载，免费，免费下载，mp3，视频，mp4，3gp， jpg，jpeg，gif，png，图片，音乐，歌曲，电影，书籍，游戏，游戏。