【原】元素怎么核聚變的，為什么最終元素是鐵,，恒星真會(huì)變成大鐵球嗎,？

星辰大海種花家 2019-09-26

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恒星聚變的最終元素確實(shí)是鐵,，但鐵卻不是最終的元素，而恒星呢也會(huì)成為一個(gè)鐵球,，但卻不全是鐵球,，要理清這個(gè)關(guān)系，必須來了解下這個(gè)過程,。

元素的秘密

元素是怎么誕生的,？也許很多朋友會(huì)啞口無言，因?yàn)檫@問到了一個(gè)本質(zhì)問題,，根據(jù)現(xiàn)代天文理論,，最早的元素誕生于宇宙大爆炸，也就是從宇宙從一個(gè)能量的濃湯中溫度下降到夸克膠子相變溫度以下時(shí),，夸克和膠子誕生,，溫度繼續(xù)下降，夸克和膠子結(jié)合組成了重子,，到3分鐘宇宙溫度下降10億K時(shí),，質(zhì)子與中子結(jié)合，形成大量氫原子,，以及少量氦原子與微量鋰原子核,，但真正的元素需要等宇宙37.9萬年以后冷卻到捕獲電子構(gòu)成原子時(shí)。

元素與元素之間的真正差異在哪里,？

從宏觀來看,，元素之間的差異千變?nèi)f化，我們無從說明各種元素之間的差異,，但從微觀角度來看它們之間的差異其實(shí)挺有規(guī)律的

不同元素之間的差異就是質(zhì)子數(shù)不一樣
同位素之間的差異就是中子數(shù)不一樣

元素的化學(xué)屬性則和質(zhì)子數(shù),、中子數(shù)以及核外電子排布都有關(guān)系，這個(gè)就不如元素和同位素之間差異那么有簡單直接了,。

恒星的秘密

宇宙中最豐富的元素是氫,，而氫還是唯一一種將同位素單獨(dú)命名的元素，分別是氕氘氚：

這三種看起來差不多同位素化學(xué)特性差別也挺大,，但它們的物理屬性差異比化學(xué)屬性還大,，這是為啥？因?yàn)樽匀唤缰泻考s0.02%的氘聚變門檻是所有元素中最低的（只需要10^6K,，不過氘和氚更低,，但氚容易衰變，自然界含量極其微量）,，傳說中的褐矮星（13個(gè)木星質(zhì)量以上）的內(nèi)核即可達(dá)到氘聚變的條件：

D + D → T + p + 4.03MeV)

D + D → 3He + n + 3.27MeV

在氘燃燒后也許在更大的褐矮星內(nèi)核還能達(dá)到鋰聚變的條件,，因?yàn)殇嚾紵枰?.5×10^6K的溫度，鋰6和鋰7與質(zhì)子聚變生成鈹7和鈹8,，即使這樣褐矮星中的氘以及后續(xù)的鋰也僅僅足夠聚變數(shù)千萬至上億年就結(jié)束了,，甚至不足以讓褐矮星發(fā)光,，僅僅只能在紅外波段看到它。

足夠質(zhì)量的恒星是產(chǎn)生各種元素的關(guān)鍵

質(zhì)量足夠意味著引力坍縮能提供的高壓高溫環(huán)境足夠,，因?yàn)殡@種元素只有一個(gè)質(zhì)子,，無中子調(diào)和的情況下，兩個(gè)質(zhì)子要克服庫侖力靠在一起太難了,，好在量子力學(xué)發(fā)現(xiàn)了量子隧穿效應(yīng)（喬治·伽莫夫在1928年推導(dǎo)出了伽莫夫因子,，給出了兩個(gè)原子核足夠接近時(shí)的強(qiáng)作用力可以克服庫倫障壁的量子力學(xué)公式），否則天文學(xué)家抱著計(jì)算草稿發(fā)呆呢,，因?yàn)樗麄冇?jì)算的結(jié)果是太陽的內(nèi)核不足以維持氕氕聚變,。

質(zhì)子鏈反應(yīng)憑著運(yùn)氣跨過了最難的一關(guān)，之后就順當(dāng)了,，從氕到氘,，在到氦三和氦四，然后就元素聚變的速度越來越快,，周期越來越短,，當(dāng)然所需要的環(huán)境也越來越高，下圖是各個(gè)過程的產(chǎn)物以及所需的條件：

而從氦四開始的元素聚變過程則如下：

氦-4 → 鈹-8 → 碳-12 → 氧-16 → 氖-20 → 鎂-24 → 硅–28 → 硫–32 → 氬–36 → 鈣–40 → 鈦–44 → 鉻–48 → 鐵–52 → 鎳–56

很多朋友認(rèn)為只能到鐵,，其實(shí)大質(zhì)量恒星內(nèi)部可以演化到鎳-56,，但鎳-56會(huì)以β+衰變成為鈷-56，再經(jīng)過77.3天又衰變?yōu)槌设F-56,，因此說到鐵元素也沒錯(cuò),，因?yàn)樽罱K還是鐵嘛，不過等到鎳-56產(chǎn)生,，恒星的壽命就以分鐘倒計(jì)時(shí)了,，鐵核坍縮，超新星爆發(fā),。

我們從這個(gè)元素比結(jié)合能曲線中能看到,，鐵元素是峰值，之前的元素曲線上上升的,，這表示這些元素的原子和結(jié)合都能釋放能量,，而到了鐵元素之后，結(jié)合反而需要吸收能量,，因此元素聚變到鐵（鎳-56）戛然而止，恒星的發(fā)展到了一個(gè)非常重要的階段,。

不過超新星爆發(fā)前夕的恒星卻不是大鐵核,，而是由外到內(nèi)的一個(gè)洋蔥結(jié)構(gòu)，大致就是元素的聚變順序,，只有中心部分才是個(gè)大鐵球,，為什么會(huì)這樣呢,？這是因?yàn)楦鞣N元素聚變的溫度要求是不一樣的，如前文表格,，而恒星更靠近內(nèi)核的位置溫度與壓力越高,，更容易達(dá)到下一個(gè)元素的核聚變，當(dāng)然上圖中的比例是不對(duì)的,，因?yàn)檫@個(gè)洋蔥結(jié)構(gòu)中,，氫殼占了絕大部分。

不過這個(gè)大鐵球可支撐不了多久,，因?yàn)殡S后就是超新星爆發(fā),。

S-過程和R-過程

其實(shí)這是分別在恒星不同階段發(fā)生的兩個(gè)過程，放在一起是因?yàn)榍罢邽槁凶硬东@,，一般發(fā)生在恒星階段,，后者是快中子捕獲，發(fā)生在超新星爆發(fā)階段：

慢中子捕獲：S-過程
快中子捕獲：R-過程

恒星那個(gè)內(nèi)部聚變時(shí)都會(huì)產(chǎn)生中子輻射,，因此輕元素的原子核就有可能捕獲到中子,，而中子多了并不穩(wěn)定，會(huì)發(fā)生β衰變,，放出一個(gè)電子和中微子,，變成一個(gè)質(zhì)子，此時(shí)這個(gè)元素質(zhì)子數(shù)+1,，成了一種新的元素,，而在這個(gè)過程中一直都會(huì)可能發(fā)生，因此在恒星內(nèi)核聚變到鐵元素之前,，就已可能存在部分比鐵重的元素,，這是S過程產(chǎn)生的。