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?

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,其原子核內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,其原子核就只有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,只要我們能夠不斷地往一個原子核里加入質子,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,會產生強大的排斥力,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,這種恒星就只能將氫聚變成氦,而像太陽這種黃矮星,也好不到哪里去,終其太陽的一生,它最多也就只能聚變出原子序數為8的氧元素。

只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」,然后就炸了,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,而有些只「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,在接下來的時間里,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,其原子核內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,然后就變成了鈷-59原子核。

與鐵-56原子核相比,鈷-59原子核的「消化能力」就差得多了,在「吃掉」一個中子之后,它就變成了不穩定的鈷-60,所以它也會發生β衰變,其原子序數就會再次加1,然后就變成了鎳-60原子核,而鎳-60原子核的「消化能力」又比較強,在連續「吃掉」三個中子之后,它才會發生β衰變,然后變成銅-63原子核……

以上所述的這種「中子俘獲」通常發生在恒星的內部,由于恒星內部的中子輻射相對很弱,其產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,而真正大量產生這類元素的,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,會在短時間內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」,然后就會出現嚴重的「消化不良」,于是它們就發生各式各樣的衰變,當一切平息之后,大量的比鐵更重的元素也就在宇宙中出現了。

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