宇宙元素来源与核合成（下）

大家好，我们继续来认识宇宙元素的来源及核合成过程。这里是上期链接cv1863400，如果喜欢的话，就点个赞吧(=・ω・=) 

一、原初核合成

二、宇宙射线散裂

三、恒星核合成

以上三种核合成方式已经在上期介绍过了，本期从下面的爆炸核合成开始介绍。

四、爆炸核合成

爆炸核合成是发生在高能量环境中的快速核合成方式，其合成的元素是在快速融合过程中建立的准平衡态中合成的。爆炸核合成发生的很快，放射性衰变不能减少中子的数量，因此许多质子和中子数量相等接近相等的丰富同位素都是在准平衡过程合成的。

1. r-过程

r-过程也称快中子捕获过程，是在天体物理学中快速捕获中子的一类核反应。比铁重的元素大约一半都是由r-过程产生的。r-过程通常对每个重元素会合成两个最富中子的稳定同位素。比铁重的元素通常由于核子之间的作用力可形成六到十种稳定的同位素，这些同位素具有相同的核电荷数，但却有着不同的中子数，每种元素的合成丰度都有助于研究化学元素的自然丰度。每种同位素都以其所含中子数为特征，这是因为核力将核子结合成稳定结构，但并不绝定它们的丰度。r-过程却可以决定每个稳定核的丰度。r-过程通常会合成重元素中四个最重的同位素，完全有2个最重同位素的丰度是完全有r-过程决定，这两种同位素被称为纯r核。丰富最高富中子元素有会在原子量为82（硒、溴和氪）、130（碲、碘和氙）和196（锇、铱和铂）附近形成r-过程丰度峰。

r-过程需要原始核快速俘获一个或多个快中子，通常从铁-56开始。俘获必须是快速的，因为在另一个中子被俘获之前，原子核不能有时间经历放射性衰变，只有当富中子核不能保留另一个中子时，这个过程才会停止。因此，r-过程必须发生在存在高密度自由中子的位置。早期的研究推断，如果温度大约为10亿度时，每立方厘米需要有10²⁴个自由中子，才可进行r-过程。换算过来大约每立方厘米中需要有一克的自由中子，这个数量实在是十分惊人。一般认为，这表明物质是可能是从核心坍缩的超新星喷出的，或者是二元中子星合并后释放的中子星物质。目前天文学家正试图揭示r-过程对元素丰度的影响。

在热核武器爆炸中，类似r-过程的中子俘获会在很小程度上发生。这导致了在核武器沉降物中发现了元素锿和镄。

除了r-过程以外，s-过程是产生重元素的另一个主要机制，即通过缓慢捕获中子进行核合成。s-过程主要发生在普通恒星，特别是渐进巨星分支阶段的恒星内，中子通量使得中子俘获每10-100年发生一次，同r-过程相比这实在是太慢了，平均每秒只有100次俘获。在恒星核合成中，s-过程是次要的，这意味着它需要有预先存在的重同位素作为原始核，进而通过缓慢的自由中子捕获序列转换成其他重核。而r-过程的原始核是恒星自己合成的，因此它们可能不在大质量恒星中进行。总之，r-过程和s-过程几乎合成了所有比铁重的化学元素。目前主要研究的问题是何时发生中子捕获。

核物理：

在核心快速坍塌的超新星中，电子会被严重压缩，β⁻衰变会被阻断。这是因为高电子密度填充可用的自由电子态的费米能量大于核发生β⁻衰变的能量。但原子核俘获自由电子仍然可以发生，并导致核内中子增加。这导致产生了非常高的密度的非衰变自由中子，高中子密度（每立方厘米有10²⁴个自由中子）和高温。这会使得原本的物质爆发膨胀并冷却，但在重核中发生中子俘获仍比β⁻衰变快得多。因此，过程沿着中子滴线前进和并可能会创建一些高度不稳定的富中子核。

影响中子滴线上升三个过程是：封闭核的中子俘获截面会不断减小，光致蜕变的抑制和重同位素核的稳定程度。最后一个过程使得r-过程最终停止，当最重的核不稳定产生自发裂变时，此时已经位于中子表中的中子最高区域。当总的核子数接近270时，裂变势垒会变得足够低，中子俘获可能会引起裂变。继续沿中子滴线向上，在中子通量减少后，这些高度不稳定的放射性核会经历一系列的β⁻衰变，直到变成更稳定的富中子核。因此，虽然s-过程创造了大量稳定的核，但也会同样创造了大量放射性核。

r-过程也发生在热核武器中，并在上世纪50年代帮助科学家首次发现富中子长半衰期锕系元素同位素，如钚-244、锿和镄。有人认为，多次核爆炸可以到达稳定岛，因为受影响的核素（从铀-238开始作为原始核）将没有时间发生β⁻衰变和自发裂变。核子在爆炸中会在到达β⁻衰变稳定线之前吸收更多中子，从而提供了产生富中子超重核素的机会，理论上会产生如鎶-291和鎶-293这样的超重元素。

天文物理的场所：

长期以来，人们一直认为r-过程最可能的发生场所是核心坍缩的超新星（Ib、Ic和II型超新星），因为此时可为r-过程提供需要的物理条件。然而，星际气体中r-过程产生的核的丰度非常低，限制了喷射出的总元素丰度。因此，r-过程核子的丰度不是只有一小部分的超新星抛出r-过程的核子至星际物质中，就是所有的超新星都只抛出极少量的r-过程核子。喷射时的原始物质必须富含中子，因此条件模型是很难实现的。

2017年激光干涉引力波天文台和室女座干涉仪在研究两颗中子星合并时，发现了关于r-过程的全新天文数据。两颗中子星坍缩后，成为一个黑洞并释放引力波源，但由于大量旋转的高度中子化物质，使得团队发现中子星合并时抛出的r-过程原材料的光谱证据。喷射的物质大部分由两种类型组成：低质量的重核（A<140）的较高放射性和质量数（A>140）的锕系元素（如铀，钍，锎等）。当中子星内部巨大的压力释放时，这些喷射物膨胀并形成原始重核，快速捕获自由中子，辐射检测到的光谱信号约持续一周。如果没有内部放射性衰变加热，这种持续时间是不可能的，内部放射性衰变是由r-过程提供的原始核产生的。由于这些光谱特征，也有人认为银河系中的这种核合成主要是从中子星合并而不是从超新星中喷出。

这些结果为解释r-过程发生提供了新的可能性。来自r-过程核的放射性衰变的放射性能量确认了其与r-过程的相关性。否则他们会很快变暗。1974年，这些来源被解释为中子星的简并物质。这些从中子星中射出的物质在与双星系统中的黑洞合并时，造成了r-过程的发生，并且在GW170817事件中得到确认。

2. rp-过程

rp-过程，也称快质子捕获过程，是一连串的质子被原始核捕获形成重元素的过程。这是结合s-过程和r-过程的核合成过程，可能对当前宇宙很多重元素的形成有着一定作用。然而，rp-过程因与其他常见过程有所不同而被特别关注，因为它发生在稳定而富含质子的一侧，而不是常见的富含中子的稳定侧。rp-过程能制造的最重元素目前还不能确定，但是根据现有的中子星内数据表明没有比碲更重的元素。虽然稳定的碲同位素也可以经由重元素经α衰变形成，但rp-过程受到α衰变的抑制，过程终点被限制在碲-105处，这是被观测到能进行α衰变的最轻原子核。

条件：

rp-过程需要很高的温度（大约10亿K以上），此时质子才可以克服带电粒子间巨大的库仑障壁而发生作用。由于需要巨大的质子流，所以富含氢的环境是先决条件。这个过程的原始被认为可以在热碳氮氧循环期间产生。在rp-过程中质子捕获必须和(α,p)相竞争，因为富含氢的环境中通常也有着丰富的氦。rp-过程的时间尺度是由β⁺衰变或是质子滴线决定的，因为弱相互作用比强相互作用和电磁力弱很多。

可能的场所：

rp-过程可能进行的场所被认为是有致密伴星，即使是如含有低质量黑洞或中子星的双星系统。在这些系统中的另一颗恒星（通常是红巨星）为致密恒星提供所需要的物质。由于这些物质来自共生恒星的表面，因此富含氢与氦，而由于致密恒星的强大引力，物质会以高速度落向这颗致密伴星，而这些物质通常会在坠入的路径上与其他的物质碰撞而形成吸积盘。因此，大量物质会在表面上缓慢的累积，同时有着极高的温度，典型的温度是1亿K，并成为电子简并物质。最后，因为物质处于电子简并态，温度的增加不会导致压力的增大，因此温度将持续不断上升，直至引发热核爆炸，这就是我们所谓的rp-过程。在观测上，当致密双星系统发生X射线爆发时，也就是rp-过程发生的时候。

3. 超新星核合成

这里的超新星核合成并不是按照粒子合成方式与r-过程和rp-过程并列的，只是介绍一下超新星发生时可能产生的核合成过程。

超新星核合成是超新星爆炸中关于化学元素天然丰度的核合成理论。在大质量恒星中，通过较轻元素的融合进行核合成来维持流体静力平衡的燃烧过程，按照元素依次分为，氢燃烧、氦燃烧、碳燃烧、氖燃烧、氧燃烧和硅燃烧，在流体静力平衡燃烧期间，这些燃料绝大多数合成了α核产物。由于核心的引力坍塌引起的径向移动的冲击波的最终导致超新星爆发。目前已有研究证明，最后的爆发将比恒星燃烧时更能有效地合成非α核同位素，这表明预期的核合成是超新星核合成的重要组成部分。燃烧过程会共同产生元素碳、氧以及氖到镍之间元素的大部分同位素。由于超新星爆炸导致新合成的化学元素同位素的喷射，它们的丰度会在星际气体中稳定增加。

比镍重的元素相对稀少，因为每个核子的核结合能超过镍后会不断下降，但它们也部分地在超新星内产生。天文学家普遍认为r-过程中快速捕获中子可以合成它们，这反映出人们普遍认为超新星核心可能提供必要的条件。r-过程同位素的含量比上面超新星壳中融合的主要化学元素少约100000倍。此外，超新星中也有着其他核合成过程，如被称为rp-过程的快速质子捕获过程，以及称为γ-过程的光致蜕变分离过程。后者从先前存在的较重同位素中合成了低中子含量的同位素。

成因：

超新星爆发主要有两种情况。第一种情况是当一颗处于双星系统的白矮星从伴星（通常是一个红巨星）中吸收核燃料质量，质量增加超过其钱德拉塞卡极限后，会经历了一次热核爆炸。第二种情况，通常比第一种情况更常见，是一颗有着高质量的超巨星恒星，在其核心核聚变过程中达到镍-56。由于没有来自聚变的放热能量，大质量恒星的核心就会失去支持所需的辐射压力，并因强大的引力而坍塌。镍-56是核心硅燃烧期间合成的最后同位素。当超新星地幔撞击半固体核心时释放的热能非常大，约是超新星爆炸时释放能量的100倍，产生的冲击波通过外壳时向外反弹，之后其会弹射质量产生动能，当冲击波离开恒星表面时会产生巨大能量的爆发，这就形成了超新星。超新星最终会将大量物质迸发到星际空间。

核合成：

初始质量小于太阳的11倍的恒星永远不会形成一个大到足以坍塌的核心，它们最终会失去它们的外层而成为白矮星，白矮星是由电子简并压力支撑的稳定的碳冷却球体。因此，那些恒星内的核合成仅限于在最终白矮星内的核素。这限制了它们通过s-过程缓慢捕获中子的效率以及比铁重的同位素的产率。然而，一小部分白矮星将会爆炸，因为它们处于双星系统中，巨大伴星会在白矮星的强引力场下不断失去质量，最终白矮星会超过其钱德拉塞卡极限并作为Ia型超新星而爆炸。超新星会爆发数周，并创造了宇宙中一半以上的比铁重的元素。同样地，更大质量的恒星可以发生II型超新星。大质量恒星会发生氦燃烧、碳燃烧、氖燃烧、氧燃烧和硅燃烧。大部分产物可能永远不会离开恒星，而是消失在崩溃的核心内。在核心坍塌引发的冲击波引起的爆炸中，会产生重元素。其他物质将会收缩保留在致密星内。

五、致密星核合成

致密星核合成只是发生在致密星上的核合成类型，同超新星核合成一样，不是按照粒子合成方式与其他核合成并列的，只是简单介绍一下致密星附近可能发生的核合成过程。

1.白矮星核合成

白矮星的内部不再有物质进行核聚变反应，因此不再有能量产生，也不再由核聚变的热来抵抗重力崩溃，它是由极端高密度的物质产生的电子简并压力来支撑。但当白矮星处于双星系统中时，随着吸收收伴星物质产生Ia超新星，最终会发生爆炸核合成。另外，当双星系统中伴星为致密星如白矮星、中子星或黑洞时，同样会发生核合成，但双白矮星系统一般合成的元素主要还是碳到镍之间的元素，比铁重的元素相对很少，而和中子星或黑洞与白矮星形成的双星系统相对会有着更多的比铁重的元素被合成。

2.中子星合并核合成

中子星合并被认为是的重元素合成的一种来源。在中子星合并时会达到很高的中子通量。在2017年探测GW170817时，当弹出的物质开始冷却，激光干涉引力波天文台和室女座干涉仪便检测到许多重元素（如金）的光谱信号。

3.黑洞吸积盘核合成

黑洞吸积盘上也被认为是可能发生核合成的场所。当黑洞吸积物质时，会先围绕吸积盘进行转动。随着吸积盘上的物质逐渐旋转，物质的温度会越来越高，最终引发热失控，产生强烈的X射线，天文学家认为此时会发生核合成，而X射线就是核合成发生的信号。

六、其他核反应

介绍一下其他较为罕见的核反应方式。

1. γ-过程

γ-过程本质上是一种光致蜕变，是由通过s-过程和r-过程产生的核进行的光致蜕变，最终会得到富含质子的核。在20-30亿K的温度和超新星几秒钟的瞬间爆发下，大部分原始核仍以r-过程进行中子捕获，光致蜕变产生的富质子核的丰度相对较小。这种γ-过程由高能γ射线引起的类型，可经排除质子（γ，p）、中子（γ，n）和α粒子（γ，α）三种常见方式进行。

2. ν-过程

ν-过程，也就是中微子过程，当有着足够密集的中微子源时，核反应可直接产生某些核素。例如核心坍缩的超新星会直接产生锂-7、硼-11、氟-19、镧-138等同位素。

3. pn-过程

pn反应可以避免rp-过程达到等待点，这种反应比在等待点上进行质子捕获或β⁻衰变要快得多。这样可以大大减少了制造重元素所需的时间，并允许在几秒钟内实现高效生产。然而，这需要一定量的自由中子供应，而这些自由中子通常不存在于原本发生质子捕获的富质子等离子体中。因此，pn-过程也被称为富中子的快速质子捕获过程。目前已知的反应条件是在快速质子捕获发生的同时释放物质，如从黑洞吸积盘里被甩出时。

4. νp-过程

另一种可以在高速富质子环境中的帮助发生（n，p）反应的是νp-过程，νp-过程利用反中微子捕获质子，同时转化为正电子和中子。由于反中微子与质子的相互作用非常弱，因此反中微子必须具有很高的通量，其主要来源是来自具有高质子密度的等离子体。

5. （n-p）反应

（n-p）反应是一种核反应。该反应是一种将中子注入原子核，同时将质子排出原子核的一种反应。

例如，硫-32在中子轰击下发生（n-p）反应，形成磷-32。

氮-14也可以发生（n-p）反应生成碳-14。该反应在地球高层大气中不断发生，帮助放射性核素碳-14维持含量平衡。

大多数（n-p）反应都需要达到中子阈能，低于中子阈能时，由于出射道中的带电粒子需要能量（通常大于1Mev）来克服发射质子的库仑势垒，因此无法发生反应。但氮-14发生（n-p）反应生成碳-14是一个例外，因为此反应是放热的，它可以在入射中子能量阈值下发生。氮-14生成碳-14的核反应是热中子给人体造成大剂量辐射的主要原因。热中子会被被蛋白质中的氮-14吸收，并使质子释放。质子的动能沉积在体内，产生一定辐射剂量。

6. 光致裂变

光致裂变是原子核在吸收伽马射线后经历核裂变（分裂成两个或更多碎片）的过程。

中等能量的伽马辐射，在低几十兆电子伏特时，可以将传统的可裂变元素（如铀、钚、镎等锕系元素）裂变。在高能伽马射线的作用下，光致裂变的截面变化范围仍很小，这表面即使能量升高产物也不会有太大变化。

科学家曾测量了铀和钍中光致裂变的生成量，并利用电子感应加速器的连续X射线寻找其他可能发生光致裂变的重元素。

光致裂变不要与光致蜕变混淆，光致蜕变是一个与光致裂变相似但不同的物理过程。在这个过程中，极高能量的伽马射线与原子核相互作用，使原子核进入激发态，这个激发态通过发射一个亚原子粒子而立即衰变，常见发射的亚原子粒子有α粒子、质子和中子等等粒子。

最后简单列一下常见的放射性裂变和衰变。它们并不是核合成过程，但也可能会创造新的元素。以下的A代表质量数，Z代表质子数。

1. 核子发射衰变

顾名思义，就是发射核子的衰变。

①α衰变(A-4,Z-2)

就是发射α粒子的衰变，大家应该很熟悉，就不多介绍了。

②质子发射(A-1,Z-1)

质子发射是一种放射性衰变类型，其中一个质子被从原子核中发射出来。质子发射可以发生在一个从高激发态发生β⁻衰变原子核之后，在这种情况下，该过程被称为β⁻延迟质子发射。此外，还可以发生在一个质子非常丰富的原子核内，在在这种情况下，该过程非常类似于α衰变。一个质子为了逃脱原子核，这个质子的分离能必须为负值，因此质子才会在有限时间内解开束缚并从低能隧道穿出原子核。天然存在的同位素并没有观测到质子发射，但通过粒子加速器进行核反应产生的短寿命元素可以观测到。

虽然瞬时质子发射是早在1969年就从钴-53的一个核同质异能素中被观察到，在这之后没有其他的质子发射被发现，直到1981年基态的镥-151和铥-147在的实验中被观察到质子发射。在这一突破后，该领域的研究蓬勃发展，到今天为止已发现有超过25种同位素可进行质子发射。质子发射的研究有助于对原子核结构的理解，它是量子隧穿效应的纯粹应用例子。

③双质子发射(A-2,Z-2)

严格来说双质子发射是一种质子发射，只不过是同时发射两颗质子，2002年，铁-45在被确认会发生双质子发射，2005年发现锌-54也可以经历双质子发射。

④中子发射(A-1,Z)

中子发射是原子排除多余中子的一种放射性衰变的形式，只是很单纯的将中子从核中抛出。如氦-5和铍-13是中子发射的两个例子。许多重的同位素，如锎-252，可以经由不同的放射性衰变过程，放射出中子。

由于在这个过程中只有一个中子被失去了，原子不获得或失去任何质子。这意味着，原子不会成为不同元素的原子，但会成为原来元素的一个新的同位素。

中子在核分裂的过程中会被吸收，也会被发射，核连锁反应就是中子的传播引起的。

⑤双中子发射(A-2,Z)

同样地，双中子发射也是中子发射的一种情况，只不过是同时发射两颗中子，如铍-16，硼-21等同位素进行的衰变。

⑥自发裂变(—)

自发裂变是一种放射性衰变，只发生于原子量高的化学元素。由于元素的核结合能在原子量约为58个原子质量单位时最高，因此更高质量的原子核会自发性分解为较小的数个原子核，以及一些单独的核子。由于裂变形成的产物原子核有限制，所以在一些原子量大于92原子质量单位的原子核也理论上能够进行自发裂变，而其自发裂变的概率随着原子量的上升而增加。

理论上能够自发裂变的最轻自然核素为铌-93和钼-94。在自然产生的铌和钼同位素中却没有观察到自发裂变。钍-232是仍存有进行自发裂变的证据的最轻原始核素。已知元素中，最容易进行自发裂变的是高原子序的锕系元素中拥有奇数原子序的钔和铹，以及一些锕系后元素，如104号元素钅卢

⑦团簇衰变(—)

团簇衰变，也称为重粒子放射性衰变，是一种产生比α粒子更大的小团簇原子核和其他产物的衰变类型，如镭-223分解成碳-14和铅-209。这是一种罕见的衰变模式，因为大部分含有小团簇核的衰变主要通过α衰变进行。

2. 各种不同形式的β衰变

①β⁻衰变(A,Z+1)

最常见的β衰变，核内的一个中子转变为质子，同时释放一个电子和一个反电子中微子。

②β⁺衰变，也称正电子发射(A,Z-1)

β⁺衰变，也称正电子发射，是一种粒子放射性衰变的方式。在这种衰变反应中，一个质子转化成中子，同时释放出一个正电子和一个电子中微子。正电子发射是由弱相互作用介导的。

③电子捕获(A,Z-1)

电子捕获，也称ε衰变，是一个内层轨道上的电子，被原子核内的的一个质子捕获（使一个质子转变成中子）、并同时发射出一个中微子的过程。伴随产生的还有伽马射线，使新产生原子核的能级降至基态。

对于具有充足质子的原子核，电子俘获是其同位素最主要的衰变形式，不过该同位素和其即将衰变为少一个正电荷的核素之间的能量差值不足，则该过程无法发生。如果能发生正电子发射，放射性同位素将具有足够的能量发生电子俘获，而且，在这种情况里，电子俘获与正电子发射处于竞争的状态。

如果发生衰变的母原子和子原子之间的能量差小于1.022MeV，将会没有足够的能量允许正电子发射发生，这样，就只有电子俘获单独进行。例如，铷-83的原子核发生电子俘获将衰变为氪-83，并由于能量差为0.9兆电子伏特，除电子俘获过程，将不会发生正电子发射。

④束缚态β⁻衰变(A,Z+1)

极少数的自由中子衰变（约为百万分之四）被称为“两体衰变”，其中产生质子、电子和反中子，但电子无法获得逃逸质子所需的13.6eV能量，因此作为中性氢原子，它仍然与之结合。在这种β衰变中，本质上所有的中子衰变能都是由反中子携带的。

同样地，对于完全离子化的裸核原子，电子也可能无法逃离原子，并被原子核发射到位势较低的原子束缚态轨道。而对于已经被电子填充的束缚态的中性原子，这是不可能发生的。

束缚态β⁻衰变于1947年被预测，1992年首次在镝-163*（*代表一种核同质异能素）上观察到完全电离原子的现象。尽管中性镝-163是一种稳定的同位素，但完全电离的镝-163*会经过β⁻衰变使电子进入k层和l层，半衰期为47天。

另一种可能性是完全电离的原子经历了十分快速的β⁻衰变，如铼-187。基态的铼-187会经历了β⁻衰变，半衰期为412亿年，但对于完全电离的铼-187*，半衰期却只有32.9年。相比之下，其他核过程的衰变率变化却小于1%。

⑤双β⁻衰变(A,Z+2)

双β衰变是一种放射性衰变，当中在原子核内的两颗中子同时变换成两颗质子。

双β⁻衰变共有两种：“寻常”双β衰变和“无中微子”双β⁻衰变。寻常双β衰变在多种同位素中都被观测到，过程中衰变核射出两电子和两反电中微子。而无中微子双β衰变则是一项假想过程，从未曾被观测过，过程中只会射出电子。

在双β⁻衰变中，原子核内的两中子变换成质子，并射出两电子及两电中微子。这个过程可被视为两次β⁻衰变的总和。要使双β⁻衰变变得可行，衰变所产生原子核的束缚能必须比原来的大。对某些像锗-76的原子核而言，原子数高一的原子核有着较低的束缚能，因此阻止了β⁻衰变的发生。然而，原子数高二的原子核（硒-76）则有较大的束缚能，因此可以发生双β衰变。

目前已被确定能发生双β⁻衰变的自然产生同位素共有11种。若单β⁻衰变因能量守恒被禁止的话，实际上就能够观测到双β⁻衰变。质子数及中子数皆为偶数的同位素有可能有这种情况，这是因为自旋耦合所导致的较高稳定性，可由液滴模型质量公式的配对项得知。

⑥双电子捕获(A,Z-2)

双电子捕获，是原子核内的的两个质子捕获两个内层电子并成为两个中子、同时发射出两个中微子的过程。衰变后的原子核以不稳定激发态的形式存在，同时产生的伽马射线，从而使新产生原子核的能级降至基态。

目前只有2个同位素已观测到可进行双电子捕获，分别是氪-78和钡-130。

⑦伴随正电子发射的电子俘获(A,Z-2)

这是由原子核吸收一个轨道电子，并放出一个正电子及两个中微子的衰变类型，比较罕见。

⑧双正电子发射(A,Z-2)

在这种衰变反应中，两个质子转化成两个中子，同时释放出两个正电子和两个电子中微子。同样非常罕见。

3. 同种原子核间的转换

①同质异构转换(A,Z)

同质异构转换是激发态原子核放射出高能光子（γ射线）的衰变类型。

②内部转换(A,Z)

内部转换是激发态原子核将能量转移至轨道电子上，轨道电子再脱离原子的衰变类型。即使用衰变能量来电离自身。