【博科园-科学科普】在宇宙中自然存在的元素周期表中有90多个元素，但其中铁是最稳定的。如果把较轻的元素融合在一起，就能得到能量，如果把较重的元素分开也是一样。迄今为止发现的任何原子核的组合中铁是质子和中子的最稳定的组合，。然而在仅仅26号元素中，它代表了即使是最大规模的恒星的大多数聚变反应的末端。
星团Terzan 5有许多较早质量较低的恒星(暗的和红色的)，但也更热，更年轻，质量更高的恒星，其中一些会产生铁，甚至更重的元素。图片：NASA/ESA/Hubble/F. Ferraro
铁被称为像太阳聚变融合的东西，它在恒星内部聚集是最后一个融合消耗能量比聚变产生的能量多的元素。如果任何元素比铁重，无论如何在正常恒星中，即使它消耗更多的能量，它也会产生。正常恒星中元素比铁元素更重，但只有很小一部分来自聚变。
一个年轻的星团在一个恒星形成区域，由大量的恒星组成，他们中的一些有朝一日将会经历硅燃烧，产生铁和其他许多元素。图片：ESO / T. Preibisch
所有的恒星都是从把氢聚变成氦开始的，从很小的红矮星到太阳质量的8%，到宇宙中最大的，质量最大的恒星，它的质量是我们自己的几百倍。对于大约75%的恒星来说，氦是这条线的末端，但更大的恒星(像我们的太阳)将会形成一个红色的大相，在那里它们将氦聚变为碳。但只有非常微小的恒星——只有0.1%以上——是最大规模的恒星之一，而且可以启动碳聚变和其他物质。这些恒星注定是超新星，因为它们将碳融合为氧气，氧气进入硅和硫，然后进入最后的燃烧阶段(硅烧)，然后再变成超新星。
在它的一生中，一个非常大的恒星的结构，在核心耗尽核燃料的时候达到了一种II型超新星的高潮。核聚变的最后阶段是硅燃烧，在超新星发生之前，只有短暂的时间，在核心中产生铁和铁元素。图片：Nicole Rager Fuller/NSF
这是宇宙中最大质量恒星的正常生命周期，但“硅燃烧”并不是通过将两个硅原子核粉碎成更重的东西来工作的。相反它只是将氦核添加到硅原子核中的一个链式反应，在温度超过30亿K的情况下发生，或者是太阳中心温度的200倍以上。连锁反应如下：
硅- 28 +氦- 4产生硫- 32
硫- 32加上氦- 4得到了氩- 36
氩- 36加上氦- 4产生钙- 40
钙- 40 +氦- 4产生钛- 44
钛- 44加上氦- 4产生铬- 48
铬- 48 +氦- 4生成铁- 52
铁- 52加上氦- 4产生镍- 56
镍- 56 +氦- 4生成zinc60
你会注意到没有生产铁56，原因有两个：
铁和像铁一样的元素(这里突出显示)围绕它的主要是在超级巨星生命的最后时刻，在它成为超新星之前，在硅燃烧阶段的过程中产生的。图片：Michael Dayah
一个是如果我们看这个元素周期表的这个部分，我们可以看到原子核中质子数太少了。例如铁- 52是不稳定的，它释放一个正电子，并衰变到曼那- 52，沿元素周期表移动。(锰会释放另一个正电子，并衰变至铬- 52，这是稳定的)镍- 56也不稳定，衰变为钴56，然后衰变为铁56，我们如何到达元素周期表最稳定的元素。锌60 - 60先衰变为铜- 60，然后再衰变为镍- 60。所有这些最终产品都是稳定的，所以这些恒星——即使在超新星爆发之前也能产生钴、镍、铜和锌…它们都比铁重。
铁56可能是最紧密结合的原子核，每核子有最大的结合能。然而稍微轻一点和较重的元素几乎完全是稳定和紧密结合的，只有微小的差异。图片：Wikimedia Commons
看一下上面的图表，它详细描述了每个原子核中每个核子的结合能，这个图表接近铁56，任何一方的许多元素几乎都具有与每个核子相同的束缚能。现在看看左边的氦- 4。你注意到什么?
氦- 4并不像铁56周围的任何核一样紧密地结合在一起。所以即使例如锌60 - 60可能比镍- 56的每个核子有更少的结合能，它仍然比镍- 56和氦- 4结合在每个核子上有更多的结合能。因此在超新星爆发前的最后时刻，我们所得到的是由元素组成的所有元素与锌的组合：一个比铁重的四个元素。
在最后阶段一颗巨大的恒星的内部，有一颗巨大的恒星在燃烧着，它是一颗恒星。卡西奥帕的一个超新星遗迹的钱德拉图像(右)显示了像铁(蓝色)，硫(绿色)和镁(红色)这样的元素。图片：NASA/CXC/M.Weiss; X-ray: NASA/CXC/GSFC/U.Hwang & J.Laming
那么你可能会想知道更重的元素。比如说是否可以在锌60中加入另一个氦- 4核，产生锗- 64 ?在微量中，很可能但没有任何重要的量。在某种程度上，两种之间的能量差现在几乎是零。但更重要的是对于一个非常大的恒星来说，不同阶段的生命周期大约是：
氢聚变：数百万年
氦聚变：几十万年
碳熔：:几百到1000年
氧的融合：几个月到一年
硅熔合：小时到1 - 2天
换句话说最后阶段产生铁元素和铁元素的阶段——并没有持续足够长的时间。
在古老的螺旋结构中，巨大的恒星R型雕刻是由于它在其AGB阶段的作用下吹出恒星外层的风，在那里大量的中子(来自碳13 +氦- 4融合)产生并捕获。图片：ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/M. Maercker et al.
但如果你愿意考虑在一个已经有铁元素和铁元素的大质量恒星内部发生了什么，你可以一路走到铅和铋的位置。你知道一旦你在宇宙中有了超新星，你就会有大量的铁、钴、镍等，这些重元素会在新一代恒星中形成。在比太阳大60 - 1000%的恒星上(但通常没有足够大的超新星)，你可以把碳13和氦- 4融合在一起，你可以产生氧- 16和一个自由的中子，而将会变成超新星的恒星将会在氦- 4中融合，产生镁- 25和一个自由的中子。这两种过程都可以积累更重更重的元素，达到铅、铋、甚至(暂时性)钋的所有途径。
图表表示s进程的最后一部分。在右端有一个圆的红色水平线代表中子捕获，指向左边的蓝色箭头代表衰变，绿色箭头指向下表示衰变;蓝色箭头指向右下代表电子捕获。图片：R8R Gtrs / Wikimedia Commons
或许具有讽刺意味的是，高质量的恒星会产生大量的较轻的元素(比如铷和锶)，而较低质量的恒星(非超新星)会把你带到铅和铋的其他位置。从技术上讲这并不是核聚变反应，它是中子俘获，但它是你如何建立更重更重的元素。为什么低质量恒星能让你达到如此高的高度？
它的时间。
根据俄亥俄州立大学的詹妮弗·约翰逊的数据，周期表显示了太阳系中元素的起源。图片：Cmglee at Wikimedia Commons
质量较低的恒星在这个中子生成的状态中保持了几十年甚至几十万年，而那些注定要超新星的恒星只能产生几百年甚至更少的中子。在核聚变方面能源问题是一个非常重要的问题;即使在数十亿度的温度下，反应仍然朝着更加积极的方向前进。但是宝贵的时间是建立更重的元素的最大限制。令人难以置信的是在中子俘获和核聚变的正确组合中，除了铁以外的所有元素中，约有一半是在恒星内部产生的，没有超新星，也没有合并中子星。
作者：Ethan Siegel（天体物理学家）
来自：Forbes science
编译：中子星
审校：博科园
