铁之后的元素是如何产生的？

这几天快无聊死了，尝试着回答一下这个问题解解闷吧。

先做一个数量级估计：恒星内部的平均温度大概是几百万摄氏度，请问此时恒星内部的原子核所具有的平均平动动能是多少？

，其中 k 为玻尔兹曼常数，取

，经过计算可得

。

那么算这个干什么？

因为如果想要发生核反应，那么两个核子必须要离得足够近，这样才能让核力发挥作用。而核力是一种短程力，有效力程不过几飞米（1 飞米是十的负十五次方米），这就意味着原子核的动能必须足够大，大到可以克服两个原子核之间的库仑势垒才行。

再算一个简单的计算题，两个相聚 1fm 的质子之间的库伦势有多大？

根据库仑定律我们可以计算出这个势能越为 1MeV，跟原子核的平均平动动能差了三个数量级。

很显然，原子核的动能太小了，不足以克服库仑势垒。

但是，由于量子隧穿效应的存在，哪怕原子核的动能再小，它都有一定的几率穿过库仑势垒发生核反应。只是由于动能远小于势能，这个反应过程将会异常的缓慢。所以恒星中的热核反应才会持续那么长的时间。

库仑势垒的存在让很多核反应变得极其缓慢，对中重元素来说尤其显著，毕竟它们的库仑势垒实在是太大了。那有没有一种避开库仑势垒的方法？

有，那就是中子捕获。因为中子不带电，所以它不必因为库仑势垒而烦恼。

恒星中的中子捕获可以分成两种：快过程（r 过程）和慢过程（s 过程）。在快过程中，恒星内部有着强大的中子束流，所以中子捕获的平均时间非常短，远远短于重元素的β衰变寿命，所以很多远离β稳定线的元素都可以在快过程中产生；而在慢过程中，恒星内部的中子束流很弱，中子捕获的平均时间要远长于重元素的β衰变寿命，所以在慢过程中只能生成那些与β稳定线挨得特别近的元素。

那么慢过程和快过程之间的中子流强到底能差到多大呢？举个例子，在一般的红巨星中，中子密度只有

，这样的环境下一般只能发生慢过程。而在超新星爆发的环境中，中子密度可以高达

，这时候快过程就有可能发生。

通过捕获中子，原子核变成了丰中子同位素，再通过β衰变变成具有更高电荷数的原子核。

慢过程对那些 A>100 的核素的产生过程贡献非常小，这些核素的合成主要还是要归功于快过程。

所以总结一下就是：铁以后的元素主要是靠中子捕获过程合成的，至于具体是 r 过程还是 s 过程，那要看情况。