根據(jù)當前主流的宇宙學理論，宇宙誕生于 138 億年前的一場大爆炸。在大爆炸的最初時刻，宇宙處于極高的溫度狀態(tài)。隨著宇宙空間以驚人的速度膨脹，溫度逐漸降低。
在這一過程中，高能光子相互碰撞，產生一對對正反粒子。每十億對正反粒子相互湮滅，又會產生高能電磁波，與此同時，僅有一個正物質粒子得以留存。
這就是為什么如今的宇宙由正物質主導。
大約在宇宙大爆炸后的 38 萬年，宇宙溫度降至 3000 度左右，原子結構開始形成，光子得以在宇宙中自由傳播。
此時形成的原子，主要是氫原子和氦原子，它們位于元素周期表的前列。并非無法形成原子序數(shù)更大的元素原子，而是這些較重的原子在當時的環(huán)境下不夠穩(wěn)定，很多會裂變成氦原子。因此，在當今宇宙中，氫原子和氦原子的占比超過 99%。
那么，比氦元素原子序數(shù)更大的元素又是如何產生的呢？
在宇宙的漫長演化過程中，星云物質在引力的作用下坍縮，形成了各種天體，其中恒星獨具特色。恒星區(qū)別于其他天體的顯著特征，是其核心通過核聚變反應發(fā)光。
恒星與元素的產生又有著怎樣的關聯(lián)呢？這得從恒星的核聚變反應說起。
恒星通常質量巨大，以太陽為例，其質量占據(jù)了太陽系總質量的 99.86% 以上。質量越大，引力就越強。
在強大引力的作用下，恒星內核溫度急劇升高，太陽內核溫度可達 1500 萬度。在如此高溫下，太陽內核物質并非處于常見的氣態(tài)、液態(tài)或固態(tài)。
由于溫度過高，原子核外的電子獲得足夠能量，擺脫了原子核的束縛，使得太陽內核物質處于等離子態(tài)，其中原子核、電子和光子相互交織。
這里的原子核主要是氫原子核和氦原子核，氫原子核即質子。由于原子核都帶有正電，根據(jù)同種電荷相互排斥的原理，原子核之間似乎難以發(fā)生核聚變反應。
要引發(fā)核聚變，需要輸入大量能量，例如，人類在地球上引爆氫彈，需創(chuàng)造一億度的高溫環(huán)境，通常會先引爆原子彈來實現(xiàn)這一條件。
從理論上講，太陽內核的環(huán)境似乎不足以引發(fā)核聚變。
但在微觀世界中，存在 “量子隧穿效應”，即便是需要輸入能量才能發(fā)生的反應，在微觀層面也有極小概率發(fā)生。
太陽質量巨大，粒子數(shù)量眾多，即便概率極低，乘以龐大的粒子數(shù)，氫核聚變反應也成為大概率事件，只不過反應速度極為緩慢。因此，氫核聚變能夠在太陽內核發(fā)生，且不會像氫彈那樣瞬間爆炸。
反應過程是 4 個氫原子核聚合成 1 個氦原子核。由于氦原子核聚變的條件比氫原子核聚變更為苛刻，所以恒星首先發(fā)生的是氫原子核的核聚變。
在恒星中，氫核聚變主要有質子 - 質子反應和碳氮氧循環(huán)兩條路徑，最終結果都是 4 個氫原子核生成 1 個氦原子核。
當恒星內核的氫原子核消耗殆盡后會發(fā)生什么呢？
恒星會在引力的作用下繼續(xù)收縮，導致內核溫度進一步升高。如果恒星質量足夠大，就會引發(fā)氦原子核的核聚變，生成碳原子核和氧原子核。
當氦也燃燒完畢，會繼續(xù)燃燒碳原子核和氧原子核，產生原子序數(shù)更高的元素，比如碳原子核燃燒生成氧原子核，氧原子核燃燒生成氖原子核，進而生成鎂原子核。
一般來說，只要恒星質量足夠大，核聚變反應可以一直持續(xù)到鐵原子核的形成。
鐵原子核是元素世界中的一個特殊存在，它是最穩(wěn)定的原子核，具有最高的比結合能。
這意味著無論是將鐵原子核分裂，還是使其繼續(xù)聚合，都極為困難。在鐵原子核形成之前，核聚變反應都會釋放大量能量，但要讓鐵原子核發(fā)生核聚變，卻需要輸入大量能量，且產生的能量少于輸入的能量，屬于吸能反應。
因此，恒星要進入下一階段的演化，需要跨越極高的門檻。通過理論計算，科學家發(fā)現(xiàn)，只有質量達到太陽質量 8 倍以上的恒星（也有觀點認為是 9 倍或 10 倍以上），才能繼續(xù)引發(fā)下一步反應。
如果恒星質量超過這一門檻，在引力的作用下，將進入超新星爆炸階段。
超新星爆炸的亮度極高，常?？膳c一個星系的亮度相媲美，在中國古代，超新星被稱為客星。在超新星爆炸過程中，會產生許多原子序數(shù)比鐵元素更高的元素。
實際上，在恒星發(fā)生超新星爆炸前，其內核最中心部位也會合成少量比鐵元素原子序數(shù)高的元素，如鋅，但數(shù)量極少，幾乎可以忽略不計。
那么，所有原子序數(shù)比鐵元素高的元素都來自超新星爆炸嗎？
事實并非如此。
恒星在超新星爆炸后，內核會在引力的作用下劇烈收縮。如果此時內核質量大于 1.44 倍太陽質量且小于 3 倍太陽質量，就會形成中子星；若內核質量大于 3 倍太陽質量，則會形成黑洞。
科學家最近發(fā)現(xiàn)，原子序數(shù)比鐵元素更高的元素，更多地來自兩個中子星的合并。例如，銀元素和金元素絕大部分都源于中子星的合并。
然而，宇宙中的中子星數(shù)量并不多，兩個中子星相遇并合并的概率更是微乎其微，這使得高順位元素極為稀缺，含量極低。
總結
宇宙的元素合成主要有以下三種途徑：宇宙大爆炸后 38 萬年，宇宙中合成了氫元素和氦元素；恒星核聚變能夠產生從氦元素到鐵元素之間的各種元素；比鐵元素原子序數(shù)更高的元素，主要來自超新星爆炸和中子星合并。
此外，還有一些其他合成元素的方式，如宇宙射線裂變，但并不常見。
通過這些過程，我們不難發(fā)現(xiàn)，我們身體中的元素，遠比我們自身古老。體內的氫元素源于 138 億年前的宇宙大爆炸，而其他元素的年齡至少有 46 億年，比地球的年齡還要大。
甚至可以說，許多金銀首飾，曾經(jīng)都是恒星的核心物質，它們見證了宇宙波瀾壯闊的演化歷程。
熱門跟貼