原子是由原子核和電子構成，而原子核則是由中子和質子構成，對于一個原子來講，其原子核内的質子數量就決定了它的元素類型，比如說原子序數為1的氫元素，其原子核就隻有1個質子，原子序數為2的氦元素，其原子核就有兩個質子，其他元素則以此類推。

所以從理論上來講，隻要我們能夠不斷地往一個原子核裡加入質子，它就會變成越來越重的元素，當然了，畢竟質子都是帶正電的，它們互相看不順眼，會産生強大的排斥力，因此我們在加入質子的同時，還需要加入一定數量中子來維持原子核的穩定。

這種事情說起來容易，實際操作起來難度卻相當大，以至于擁有現代科技的人類都無法做到，不過人類無法做到并不代表宇宙也不能做到，否則的話，宇宙中也就不可能存在各式各樣的元素了，那宇宙是怎麼做到的呢？一種常見的機制就是核聚變。

簡單來講，核聚變其實就是較輕的原子核在高溫高壓下聚合成較重的原子核，宇宙中的每一顆恒星都是一個天然的“核聚變反應堆”，在自身重力的擠壓下，恒星的核心就會形成高溫高壓的環境，從而為核聚變提供了條件。

原子核的原子序數越高，其發生核聚變的條件也就越高，而恒星核心的溫度和壓強是與恒星的質量成正比的，因此宇宙中的那些質量較低的恒星是聚變不出什麼花樣的。

例如我們太陽系“隔壁”的比鄰星，其實就是一顆質量很低的紅矮星，這種恒星就隻能将氫聚變成氦，而像太陽這種黃矮星，也好不到哪裡去，終其太陽的一生，它最多也就隻能聚變出原子序數為8的氧元素。

隻有那些質量足夠大的恒星，其核心才有能力啟動一輪又一輪的核聚變反應，進而制造出越來越重的元素，然而就算是這樣的恒星，也不可能聚變出宇宙中已知的所有元素，因為恒星的核聚變到原子序數為26的鐵元素就終止了。

也就是說，在恒星的核心，鐵是核聚變的終點。為什麼會這樣呢？因為鐵原子核的核聚變并不會釋放能量，反而會吸收能量。

要知道核聚變所釋放出的能量，其實是恒星能夠維持自身穩定的重要基礎，對于宇宙中的那些能夠聚變出鐵的巨大恒星來講，它們自身的重力是非常大的，如果其核心的核聚變不釋放能量了，那麼這些恒星就會被自身重力直接“壓塌”，然後就炸了，這也被稱為超新星爆發。

那麼問題就來了，既然核聚變到鐵就終止了，那宇宙中比鐵更重的元素是怎麼來的呢？答案就是“中子俘獲”。

顧名思義，“中子俘獲”就是原子核俘獲了中子，為了方便理解，我們可以把原子核想象成一個個“吃貨”，在有中子輻射的環境中，這些吃貨就有可能會“吃掉”一些送上門來的中子，不過它們的“消化能力”有大有小，有的可以連“吃”好幾個中子都無所謂，而有些隻“吃掉”一個中子就會“消化不良”。

舉例說明，比如說一個鐵-56原子核“吃掉”了一個中子，它就變成了鐵-57，由于鐵-57是穩定同位素，因此它就沒事，在接下來的時間裡，如果它再“吃掉”一個中子，它就變成了鐵-58，這還是穩定同位素，所以它仍然無所謂。

如果它再“吃掉”一個中子的話，它就變成了不穩定的鐵-59，于是它就“消化不良”了，在這種情況下，鐵-59的原子核就會發生β衰變，在這個過程中，其原子核内的一個中子會衰變成一個質子，并釋放出一個電子和一個反中微子，其原子序數就會加1，然後就變成了钴-59原子核。

與鐵-56原子核相比，钴-59原子核的“消化能力”就差得多了，在“吃掉”一個中子之後，它就變成了不穩定的钴-60，所以它也會發生β衰變，其原子序數就會再次加1，然後就變成了鎳-60原子核，而鎳-60原子核的“消化能力”又比較強，在連續“吃掉”三個中子之後，它才會發生β衰變，然後變成銅-63原子核……

以上所述的這種“中子俘獲”通常發生在恒星的内部，由于恒星内部的中子輻射相對很弱，其産生重元素的效率就相對很低，所以這也被稱為“慢中子俘獲”。

宇宙中有“慢中子俘獲”，當然也有“快中子俘獲”，實際上，在宇宙中已知的所有比鐵更重的元素中，“慢中子俘獲”的貢獻其實并不大，而真正大量産生這類元素的，正是“快中子俘獲”。

當宇宙中發生超新星爆發、中子星碰撞這樣的高能事件時，會在短時間内形成中子輻射極強的環境，其數量級可以高達每秒每立方厘米100萬億億個中子之多。

在中子密度如此之高的環境中，就會發生“快中子俘獲”，較輕的原子核會“大吃特吃”，然後就會出現嚴重的“消化不良”，于是它們就發生各式各樣的衰變，當一切平息之後，大量的比鐵更重的元素也就在宇宙中出現了。

好了，今天我們就先講到這裡，歡迎大家關注我們，我們下次再見。

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