关于元素的起源，教科书告诉我们，大爆炸产生了氢、氦和微量锂。恒星核聚变将产生从氦到铁的大部分元素。铁是怎么来的？一般来说，超新星爆炸产生的只有一句话，但问题是它们是如何从超新星中产生的？

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恒星上的元素是如何被发现的？

或许我们得从牛顿的光谱实验说起。听说牛顿为了躲避瘟疫回到家乡乌尔斯索普。结果，他不仅在那里发现了万有引力，还通过棱镜将太阳光分成了七种颜色，但牛顿并没有在这个问题上纠结太多！

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1802年，英国物理学家沃拉斯顿在牛顿光谱实验的棱镜前加了一条狭缝，得到了带有暗线的连续光谱。沃拉斯顿不太明白这句话的意思，所以并没有把他当回事。.

1814年，德国光学专家弗劳恩霍夫制造了第一台分光镜，发现了亮线光谱。

1858年秋至1859年夏，德国化学家本生发明了煤气灯。他在灯上燃烧各种金属，发现亮线光谱的差异，从而发明了化学元素的光谱分析方法。

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到十九世纪末，天文学家已经发现太阳光中的元素光谱包括氢、氦、氮、碳、氧、铁、镁、硅、钙、钠等几十种元素！但当时并不清楚这些元素是怎么来的，但奇怪的是，太阳和地球上怎么会有很多相似的元素呢？

恒星元素从氦到铁的过程

要了解恒星的聚变过程，或许要从太阳的发现说起。太阳上的元素是怎么来的，也和施瓦西有关，因为他根据温度、密度和压力来计算太阳的等离子体。天体可能是辐射将能量传递到内核和外壳的一种方式！

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1920年爱丁顿提出太阳的能量可能来自氢聚变到氦气产生能量，并认为这个过程可能会产生更重的元素，于是爱丁顿于1926年基于理想气体，基于太阳能氢元素。该模型计算出太阳核心的温度可能在 1900 万度左右。

1928 年，伽莫夫根据太阳核心的温度推导出质子聚变为氘的条件。最初，爱丁顿对太阳温度的计算不足以引起质子聚变，但伽莫夫解决了质子如何穿透库仑势垒的问题。聚变的量子力学公式。

1939年，汉斯贝特发现质子-质子反应链和碳、氮、氧循环是太阳上的两种能源。在太阳的尺度上，质子链反应占主导地位，而碳、氮和氧循环相对较小。.

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至此贵金属，元素融合环节已经完成。恒星的原理与太阳的原理相同。唯一的区别是质量！来谈谈这些元素融合的过程吧！如果一颗恒星有足够的质量，它可以从质子一直到镍 56：

Protium → Deuterium → Helium-4 → Beryllium-8 → Carbon-12 → Oxygen-16 → Neon-20 → Magnesium-24 → Silicon-28 → Sulfur-32 → Argon-36 → Calcium-40 → Titanium-44 → Chromium- 48 → 铁–52 → 镍–56

很多人认为只有铁是可用的。其实是对的，因为镍56会通过电子俘获衰变成钴56，最后衰变成铁56。因此，说达到铁时融合停止并不是什么大问题。镍56的衰变过程：

镍56的半衰期为6.02天，β+衰变为钴56（半衰期77.3天），最后衰变为铁56

但更准确地说，恒星内部融合成铁是不准确的，因为在这个半衰期还没有完成之前，恒星已经爆炸成超新星了！

铁之后的元素是怎么形成的？

相信很多朋友已经接受了重元素诞生于超新星爆炸和中子星并合的过程，但其实在这两个过程之前，重元素已经秘密产生了，这个过程就是慢中子俘获和快中子俘获！

慢中子俘获

我们先来了解一下中子俘获的问题。这是从轻原子核向重原子核过渡的重要一步。它主要发生在红巨星内部。轻核可能会捕获多个中子，但更多的中子将变得不稳定。, 通过β衰变释放一个电子和一个反中微子成质子，成为质子数+1的新重元素。当然，过程也没有那么轻描淡写，但基本原理是这样的！缓慢的中子俘获很难发生，但巨大的红巨星内部产生的总量不容小觑。据估计，恒星内部大约一半的重元素是由慢中子俘获产生的！

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快速中子俘获

快中子俘获实际上与慢中子俘获相同。不同的是，快速中子俘获需要以铁原子核为基础，而这个过程伴随着超新星爆发时超新星内部的超强中子流快速完成俘获过程。中子流结束，快中子俘获过程也将结束。时间虽短，却合成了另一半重元素。

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中子星合并

事实上，这是另一个版本的快速中子俘获，或中子星或β衰变。由于中子星物质是由大量中子聚集体衰变而来，产生重元素的概率极高。因此，天文学家认为重元素，特别是金等贵金属元素是中子星并合产生的。例如，2017年，当两颗探测到引力波的中子星合并时贵金属，天文学家认为它产生了几块地球质量的黄金，但遗憾的是我们无法到达！

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元素的起源是这些。当然，高能加速器也可以生产新元素，但成本极高，效率极低。只做研究没有实用价值，所以我们人类基本上不能代替恒星自己制造元素。就算以后实现核聚变，也行不通！