鐵元素往後的元素如何產生的？

01-07

大家都知道，如果從氫元素開始聚變，那麼最終會停在鐵元素。因為鐵的聚變是吸收能量的。那麼，鐵元素往後的元素是如何跨越鐵元素這道壁壘，而接下去形成的？還是說，那些元素本來就有，而不是由最基本的粒子一步步聚合而成。

這幾天快無聊死了，嘗試著回答一下這個問題解解悶吧。

先做一個數量級估計：恆星內部的平均溫度大概是幾百萬攝氏度，請問此時恆星內部的原子核所具有的平均平動動能是多少？

$varepsilon=frac{3}{2}kT$ ，其中k為玻爾茲曼常數，取 $T=10^{7}K$ ，經過計算可得 $epsilonapprox1keV$ 。

那麼算這個幹什麼？

因為如果想要發生核反應，那麼兩個核子必須要離得足夠近，這樣才能讓核力發揮作用。而核力是一種短程力，有效力程不過幾飛米（1飛米是十的負十五次方米），這就意味著原子核的動能必須足夠大，大到可以克服兩個原子核之間的庫侖勢壘才行。

再算一個簡單的計算題，兩個相聚1fm的質子之間的庫倫勢有多大？

根據庫侖定律我們可以計算出這個勢能越為1MeV，跟原子核的平均平動動能差了三個數量級。

很顯然，原子核的動能太小了，不足以克服庫侖勢壘。

但是，由於量子隧穿效應的存在，哪怕原子核的動能再小，它都有一定的幾率穿過庫侖勢壘發生核反應。只是由於動能遠小於勢能，這個反應過程將會異常的緩慢。所以恆星中的熱核反應才會持續那麼長的時間。

庫侖勢壘的存在讓很多核反應變得極其緩慢，對中重元素來說尤其顯著，畢竟它們的庫侖勢壘實在是太大了。那有沒有一種避開庫侖勢壘的方法？

有，那就是中子捕獲。因為中子不帶電，所以它不必因為庫侖勢壘而煩惱。

恆星中的中子捕獲可以分成兩種：快過程（r過程）和慢過程（s過程）。在快過程中，恆星內部有著強大的中子束流，所以中子捕獲的平均時間非常短，遠遠短於重元素的β衰變壽命，所以很多遠離β穩定線的元素都可以在快過程中產生；而在慢過程中，恆星內部的中子束流很弱，中子捕獲的平均時間要遠長於重元素的β衰變壽命，所以在慢過程中只能生成那些與β穩定線挨得特別近的元素。

那麼慢過程和快過程之間的中子流強到底能差到多大呢？舉個例子，在一般的紅巨星中，中子密度只有 $10^{8}/cm^{3}$ ，這樣的環境下一般只能發生慢過程。而在超新星爆發的環境中，中子密度可以高達 $10^{20} -10^{25}/cm^{3}$ ，這時候快過程就有可能發生。

通過捕獲中子，原子核變成了豐中子同位素，再通過β衰變變成具有更高電荷數的原子核。

慢過程對那些A&>100的核素的產生過程貢獻非常小，這些核素的合成主要還是要歸功於快過程。

所以總結一下就是：鐵以後的元素主要是靠中子捕獲過程合成的，至於具體是r過程還是s過程，那要看情況。

並非吸熱反應就不會發生啊，超新星爆發時大力出奇蹟，總有點副產物冒出來的。

還有重元素俘獲中子，再衰變衰變，也會形成更重的元素。

還有兩個中子星啪啪啪，也會撞出不知道哪路妖精，今年夏天觀測到過這種比彩票還彩票的事件。

超新星爆發的時候又不需要關心什麼吸熱放熱，一鍋亂煮各種妖孽反應全都出來了。

恆星內部，原子核從氫氦開始慢慢變重，最終只能到鐵，因為鐵元素最穩定，鐵之後的元素都是在恆星死亡的時候大爆炸的過程中產生的，地球上有高於鐵的元素，如果地球和太陽是同源的，而不是外來的話，那麼太陽一定是二代以上的恆星，什麼是二代以上的恆星呢？就是宇宙大爆炸之後直接形成的恆星是一代恆星，死亡之後的塵埃再變成恆星，就是二代恆星，還有三代四代等。一代恆星都是金屬丰度很小的，二代三代金屬丰度逐漸增加，從太陽的光譜中也可以看出來，太陽是二代或者二代以上的恆星，也就是其他恆星死亡後的塵埃重新形成的恆星。

s（slow）過程，比如，鉛、鉍

r（rapid）過程，比如，鈾、金、銀

鐵元素吸收中子，中子過剩進行β衰變，將吸收的中子數轉變成增加質子數

自然界最大到鈾，之後的元素一直到118號元素都是人造元素。並非宇宙里不存在，而是壽命太短，儘是用秒計量壽命的，在抵達地球前就衰變成其他元素了。到2012年製造出117號元素之後，元素周期表就已經滿了。

再大的話，如果質子數或中子數為幻數理論上是可以存在的，這被稱為穩定島

給你個視頻 B站回到2049節目組【回到2049】S02E38 物質起源：元素的誕生

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【回到2049】S02E38 物質起源：元素的誕生

第31分鐘開始講述鐵之後的元素

簡而言之，大力出奇蹟

大恆星會有多層反應，氫→氦→碳→……這樣，越中心的元素越重，只要恆星夠大溫度夠高就能聚變到很重的元素，雖然反應本身是吸熱的，但是恆星本身的引力可以維持中心的高溫使反應一層層進行下去，直到支撐不了，感覺身體被掏空，恆星就會坍縮，然後因為引力位能的釋放還可能導致原地爆炸，一般能到碳以後的恆星就可能原地爆炸了，通過爆炸就能將重元素散發出去，地球上的各種金銀首飾，基本都是這麼來的……

恩，之前上自然辯證法看過一個視頻，講過這個

太陽是氫聚變，一段時間後變成氦聚變，然後gg

比太陽nb的才能繼續鋰聚變。最最最nb的，只能鐵聚變。那麼鐵之後的呢？

聚變進行不下去之後，會有大爆炸，這一次爆炸將產生直到最後的元素。

所以，金這種東西，自然界想生產它，需要怎樣一顆恆星，過多少億年！以後拿到金的時候，好好讚歎宇宙吧！

那麼，理論上元素周期表可以無窮？應該有限制吧，這個限制能否計算出來？

中子俘獲

比較常見的有s process和p process

中子星碰撞後，多少個數（不恰當的舉例：10000）中子團都能產生，然後中子會衰變成質子，中子團也會裂變，直至衰變到我們今天能看到的原子核

凡比鐵更重的元素肯定都是超新星爆發時形成的！這是因為：從氫核聚變起始的核聚變，原子量越大，則聚變啟動的所需溫度越高，而其聚變釋能率卻越低，當聚變到鐵元素時，由於鐵元素特別穩定，聚變時不再釋能（超過鐵元素的聚變不但不釋放能量反而還要吸收能量），這就使大恆星（一般將質量大於8倍太陽質量的恆星稱作大恆星）的核心失去了能量支撐，此時恆星核心的冷卻將導致核心外層（這些外層物質是多層核聚變形成的「洋蔥狀」結構）的高溫物質向中心奔涌坍塌，即原恆星的物質將被塌縮在極其有限的空間，最終引發大恆星的能量大爆發——超新星爆發，在那壯麗輝煌的超新星爆發中，所有超過鐵元素的重元素都被聚合了出來。這就是說，沒有超新星爆發就沒有那些重元素！當然，由於上述原因，加之又只有質量大於8倍太陽質量的大恆星才能發生超新星爆發，而這類大恆星在宇宙中的比例畢竟是少數，所以，原子量越大的元素在宇宙中的丰度就越低，就是這兩個原因

核物理方面的內容答主QCD解釋的很清楚了。事實上上世紀六十年代左右，大家就意識到了超過一半的比鐵重的元素都是通過快中子俘獲過程(r過程)形成的。雖然知道了這些重元素形成的物理過程，但我們實際上依舊不清楚宇宙中哪些環境下能夠進行r過程，所以這裡我再補充一些天文方面的內容。

比鐵重的元素從哪裡來現在依舊是一個有待解決的重大問題之一，現在核物理的知識很清楚了，就是r過程，接下來就是尋找宇宙中能夠發生r過程的環境。因為是中子的快速俘獲，所以要發生該過程需要中子密度非常高的極端環境，自然中子星形成時的超新星爆炸最先被想到，諸多答主也有提到。但大概在2000年左右，很多細節的研究表明，超新星爆炸的各方面條件還是比較難達到r過程需要的環境，所以現在普遍認為超新星產生的r過程元素非常有限(有數量級的差別)，不是宇宙重元素的主要來源。

既然超新星不行，更極端的環境被提出來了，那就是最近特別熱的引力波事件——雙中子星併合。併合的拋出物非常的豐中子，電子比率小於0.2，是非常理想的r過程場所。並且，細節的研究和大量的模擬也給出正面結果。最重要的，該理論預言了雙中子星併合後會因為r過程的核反應產生kilonova(我不知道該名詞有沒有統一中文翻譯，不過字面看可以叫他千新星，比超新星能量低些，命名也確實是對比超新星來的)，千新星作為引力波電磁對應體已經在前幾個月引力波大事件中被證實了，畢竟確確實實看到了，各方面性質也和理論預言的完美符合。

似乎一切塵埃落定了，但實際上考慮雙中子星併合，包括黑洞-中子星併合的發生率，該環境依舊沒法提供我們現在觀測到的宇宙重元素丰度。沒記錯的話，大概併合只能解釋五分之一的重元素丰度來源。那剩下的呢？誰知道呢，所以才說這還是個待解決的問題。

超新星爆發，引力足夠大原子不斷壓縮達到足夠溫度產生核聚變，爆發時甩出各種各樣的元素，隨便一噴就甩出n多倍地球質量的金子

超新星爆炸

我咋記得粒子物理中，起碼到現在，這個問題現有的理論還是沒法解釋的……

我一個學化學的點開這個問題，居然發現我回答不出來，嗯……大學白讀了