關于元素的來歷，教科書上告訴我們宇宙大爆炸產生了氫、氦和微量鋰元素，恒星核聚變將誕生從氦到鐵之間的大部分元素，鐵以后的元素是怎么來的？一般只會交代一句是從超新星爆發中誕生的，但問題是它們怎么就從超新星中誕生了呢？

恒星上的元素是怎么發現的？

也許我們得從牛頓的分光實驗開始說起，聽說牛頓是為了躲避瘟疫回到家鄉烏爾斯索普，結果在那里不但發現了萬有引力，還通過三棱鏡將太陽光分解成了七色，不過牛頓并未在這個問題上過多糾結！

1802年英國物理學家沃拉斯頓在牛頓分光實驗的三棱鏡前加入了狹縫，取得了一幅帶暗線的連續光譜，沃拉斯頓并不太明白這有什么含義，因此并未被重視。

1814年德國光學專家夫瑯和費制成了第一臺分光鏡，發現了明線光譜。

1858年秋到1859年夏，德國化學家本生發明一種煤氣燈，將各種金屬放在燈上燃燒，發現了明線光譜的差異，從而發明了光譜分析化學元素的方法。

到十九世紀末天文學家已經發現了太陽光中的元素光譜包括氫、氦、氮、碳、氧、鐵、鎂、硅、鈣、鈉等幾十種元素！但當時并不清楚這些元素是怎么來的，只是很奇怪太陽上怎么也會有和地球上很多類似的元素呢？

恒星元素從氦到鐵的過程

要理解恒星的元素聚變過程，也許我們要從發現太陽開始說起，太陽上的元素是怎么來的還跟史瓦希有關，因為是他根據溫度以及密度和壓力一起計算后認為太陽這種等離子天體可能是輻射為內核與外殼傳遞能量的方式！

1920愛丁頓提出太陽的能量可能來自于氫聚變成氦產生能量，并且認為這個過程可能會產生更重的元素，因此愛丁頓在1926年根據理想氣體為基礎，以太陽氫元素為主的模型計算出太陽內核的溫度可能為1900萬度左右。

1928年伽莫夫根據太陽內核的溫度推導出氕氕聚變成氘的條件，原本愛丁頓計算的太陽溫度并不足以引起氕氕聚變，但伽莫夫解決了質子如何穿透庫倫壁壘完成聚變的量子力學公式。

1939年漢斯貝特則發現了質子-質子反應鏈以及碳氮氧循環是太陽上兩種能量來源，而在太陽這個規模上，質子鏈反應占主要地位，而碳氮氧循環則比例比較小。

到此為止元素的聚變環節已經通了，恒星和太陽原理一樣，唯一不同的就是質量！我們接下來說說這些元素聚變的過程！假如一顆恒星質量足夠，那么它能將從氕開始一路到鎳56：

氕→氘→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

很多人以為只到鐵，其實也沒錯，因為鎳-56會經電子捕獲而衰變成鈷-56，最終衰變成鐵-56，因此說聚變到鐵就停止了其實沒啥大毛病，鎳-56的衰變過程：

鎳-56的半衰期為6.02天,以β+衰變成為鈷-56（半衰期77.3天）最終衰變為鐵-56

但更準確的說，恒星內部聚變到鐵并不準確，因為這個半衰期完成前，恒星早已超新星爆發！

鐵以后的元素是怎么誕生的？

相信很多朋友都已經接受重元素在超新星爆發和中子星合并過程中誕生，但其實在這兩個過程之前，重元素早已偷偷的在產生了，而這個過程就是慢中子捕獲和快中子捕獲！

• 慢中子捕獲

我們先把中子捕獲這個事情搞明白，這是輕原子核向重原子核轉變的一個重要步驟，它主要發生在紅巨星內部，輕原子核可能會捕獲多個中子，但中子多了會不穩定，通過β衰變釋放出一個電子和一個反中微子變成質子，成為質子數+1新的重元素，當然過程并不如這樣輕描淡寫，但基本原理就是如此！慢中子捕獲很難發生，但在紅巨星龐大體積的內部產生的總量卻不容小覷，據估計恒星內部大約有一半重元素由慢中子捕獲產生！

快中子捕獲

快中子捕獲其實和慢中子捕獲原理是一致的，所不同的就是快中捕獲需要鐵原子核為基底，而這個過程伴隨著超新星爆發時內部的超強中子流快速完成捕獲過程，超新星后中子流結束，快中子捕獲過程也將結束，盡管時間很短，但它合成了另一半重元素。

中子星合并

其實這是另一個版本的快中子捕獲，或者中子星或者的β衰變產生，因為中子星物質衰變是從大量中子聚合體的衰變，因此產生重元素的概率極高，因此天文學家認為重元素、特別是金元素等貴金屬元素都是從中子星合并中產生。比如2017年的探測到引力波的兩顆中子星合并，天文學家認為產生了數個地球質量的黃金，但很可惜我們夠不著！

元素的來歷就這幾種，當然高能加速器中也能制造新元素，不過成本極高而效率卻極差，僅僅只能做研究沒有實用價值，因此基本上我們人類根本不能替代恒星自己制造元素，即使未來核聚變實現也不行！