上百种元素之间如何演变?

Question

地球上现存元素有上百种,它们不是从宇宙诞生那刻开始就存在的吧。那是在什么样条件下怎么样演变生成的?同一元素的各同位素生成方法又不相同吗?
(如氦元素在主序星核内由氢元素在高温高压下发生热核聚变生成,主序星氢元素又怎么来的,现存其它元素呢?)
本题意在收集尽可能齐全的元素演变资料。谢谢~
非常感谢各位的答复,能补充些聚变\裂变\衰变方程吗?原意除了原理和推断之外,更想收集尽可能多的聚变\裂变\衰变方程.加50分.
要是没有突出的答案,最后一天将进入投票阶段.

Answer 1

这个问题确实很大，我试着回答一下。

首先介绍一个概念，大爆炸核合成（Big Bang Nucleosynthesis，简称BBN），也叫原初核合成。大爆炸核合成是宇宙间所有元素最初的来源。这个概念是和大爆炸宇宙学联系在一起的，是大爆炸宇宙学的三大基石之一。大爆炸理论在20世纪40年代由苏联科学家伽莫夫（Gamov）等人提出。该理论认为我们今天的宇宙来源于140多亿年前的一场猛烈的大爆炸。随着宇宙膨胀，温度降低，宇宙相继经历了Plank时代、大统一理论时代、重子时代、轻子时代、核时代等阶段。

原初合成阶段大概在宇宙创生100～1000秒的时候，温度大约是9亿度（当然温度在不断降低），原初核合成后，物质的成分大致是：75%是1H，25%是4He，此外还有少量的2H、3He和7Li。这里的百分比是质量分数。

宇宙原初核合成开始于氘的合成：p+n→D+γ，式中p是质子，n是中子，D是氘核，γ是光子。我们把这个式子简写作p(n,γ)D。其他的反应有D(D,p)T（式中T是3He）、D(n,γ)T,3He(n,p)T,D(D,n)3He,D(p,γ)3He等。随后是合成4He的反应：D(D,γ)4He,3He(3He,2p)4He,D(3He,p)4He,T(p,γ)4He,T(D,n)4He,3He(n,γ)4He。

7Li产生的方式有两种。1、3He(4He,γ)7Be,接着7Be发生β衰变，生成7Li。2、T(4He,γ)7Li

今天的自然界有100多种元素，核素，包括稳定核素和不稳定核素则有上千种，但是大爆炸核合成只是合成了核素表中最前面的几种。原因在于：1、在原初核合成中，温度、密度都随时间急剧降低，不利于核反应的发生。2、质量数A=5和A=8，没有稳定的核素，因此核反应链难以为继。

如前面所说，原初核合成只能产生很少的几种核素，今天的大千世界，绝大部分核素是在恒星内部合成的。

在说恒星核合成之前，我首先说一点核物理的背景知识。核素是由核子组成的，核子有质子和中子。n个核子聚集在一起形成一个核素Z，Z的质量并不等于这n个核子单独的质量之和而是略小。损失的质量以能量方式释放，称作结合能。结合能的计算由爱因斯坦质能关系给出：E=mc^2。用结合能除以核子的数目，叫比结合能。比结合能越大的核素，相对来说越稳定。不同核素的比结合能是不一样的。如果画一张图，横轴是核素的质量数，纵轴是每种核素的比结合能，我们会发现，这条比结合能的曲线中间高，两头低。峰值大概在56Fe附近。也就是说中等质量的核素比轻、重核都要稳定。

当比结合能小的核变成比结合能大的核，就会释放能量。由此我们可以知道有两个途径可以放出能量：一是重核的裂变，这就是原子弹的原理；二是轻核聚变，这就是氢弹的原理。

回过来看恒星核合成。由于原初核合成留给我们的是轻核，所以恒星内部的核素是由轻及重依次合成的，也就是说主要是聚变。聚变是两个核素相撞，形成一个更重的核素。原子核是带正电的，两个核素要相撞，就必须有足够的能量，能部分地克服核子间相互排斥的库仑位垒（不需要全部克服，因为有隧道效应）。库仑位垒与两个核子核电荷数的乘积成正比，所以两个4He聚变要比两个1H聚变来得困难，因为需要更高的动能，或者说更高的温度。因此，恒星内部的核合成是由最轻的H开始，依次进行的。

恒星核燃烧的阶段可以分成氢燃烧、氦燃烧、碳燃烧、氖燃烧、硅燃烧等阶段。这里我不打算一一介绍，着重说一下氢燃烧。

氢燃烧是恒星核合成的第一个阶段。也是最主要的一个阶段。天文学上说的主序星，其实就是平稳地进行氢燃烧的恒星。

氢燃烧分为pp链和CNO循环。温度低时，恒星内部发生pp链，温度高时发生CNO循环。不管pp链还是CNO循环，总的结果都是4个1H结合成一个4He，放出能量。

pp链的反应式：1H(p,e+)2H,2H(p, γ)3He,3He(T,2p)4He。最后一个式子中2p表示放出两个质子。温度高时最后一个式子由下面的反应替代：4He(T, γ)7Be,同时7Be(e,)7Li,7Li(p, α)4He，α也就是4He，又或者7Be(p, γ)8B,8B(,e+)8Be,8Be(γ,α)4He。

CNO循环的反应式如下：12C(p, γ)13N,13N(,e+)13C,13C(p, γ)14N,14N(p, γ)15O,15O(,e+)15N,15N(p, α)4He。虽然反应式中出现C、N、O的同位素，但总的效应仍然是4个1H聚合成一个4He，C、N、O只是中间产物。温度低于1千万度的时候，只发生前面的三个反应，当温度高于1700万度的时候，后三个式子由下面的反应替代：15N(p, γ)16O,16O(p, γ)17F,17F(,e+)17O,17O(p, α)14N。

氦燃烧：温度接近和高于1亿度的时候，α核可以通过两步合成为12C。4He(α, γ)8Be,8Be(α, γ)12C。这是氦燃烧过程最主要的反应。氦燃烧过程还有其他的反应，不再一一列出。

前面提过自然界中没有A＝5和A=8的稳定核素。8Be亦是如此，事实上，8Be是绝对不稳定的，一经产生马上裂解成2个α核。之所以能最终产生12C，得益于恒星内部有大量的核素，因此虽然8Be不稳定，但是仍然可以保证在任何一个时刻都有一定数量的8Be存在，在8Be裂解之前，再俘获一个α粒子产生12C。其实这样产生的12C也是处于激发态，很容易再度裂解成3个α粒子，使得前面所有的努力功亏一篑，大约每100万个12C中只有10个能通过发生γ光子变成稳定的12C保存下来。

下面的过程不再详述了。一旦4He产生，核素就可以不断地俘获α核产生更重的核素。必须注意的是，到了后面一些核合成阶段，如Ne燃烧和Si燃烧阶段。由于温度很高，光子有很高的能量，甚至可以把已有的核素打碎，然后重新组合，这叫作光致裂解导致的元素重新组合。

铁族元素是指核子质量数在40<A<65之间的元素，质量数比铁族元素还重的一般叫重元素。前面提到，比结合能大致在56Fe处达到峰值，再往后比结合能降低，另外一方面，重核如果仍然通过聚变产生，势必需要相当高的温度，这时高能光子足以打碎核素，从而阻止更重的核素的产生。重元素是通过恒星内部俘获中子产生的。依据中子俘获时标与β衰变时标的快慢，又可将中子俘获过程具体分成快中子过程（r-process）和慢中子过程(s-process)。这些都不再详述。

以上是关于元素合成理论的最粗浅的介绍。希望能对你有帮助。我不清楚你想搜集尽可能多的核反应方程的目的何在。我个人觉得没有这个必要，理解基本原理就可以。另外一方面，任何核反应，只要满足质量数守恒、电荷守恒、重子数守恒、轻子数守恒、奇异数守恒这样一些基本的守恒定律，都是有可能发生的。只是，有些反应你写出来可能是吸热反应，需要足够高的温度才能发生；另外一些反应，有可能是禁戒的，因而反应速率很低，仅此而已。

如果你实在需要找核反应，你可以到http://ie.lbl.gov/astro/friedel.html上去看看。祝好运^_^

Answer 2

　　随着原子序数的增加，元素的性质呈周期性的递变规律: 在同一周期中，元素的金属性从左到右递减，非金属性从左到右递增， 在同一族中，元素的金属性从上到下递增，非金属性从上到下递减; 同一周期中，元素的最高正氧化数从左到右递增(没有正价的除外)，最低负氧化数从左到右逐渐增高; 同一族的元素性质相近。 主族元素同一周期中，原子半径随着原子序数的增加而减小。 同一族中，原子半径随着原子序数的增加而增大。如果粒子的电子构型相同，则阴离子的半径比阳离子大，且半径随着电荷数的增加而减小。(如O2->F->Na+>Mg2+)

　　世界上数以千万种的物质都是由100多种元素组成的！而物质可以分为混合物和纯净物，纯净物又可分为单质和化合物，其中单质有由分子组成也有由原子组成。比如：氧气，水，二氧化碳等都是由分子组成。原子组成的有大多数金属比如铁，铜，镁等等。原子可以构成分子，分子又可以构成物质，离子也是构成物质的一种微粒。原子是化学变化中的最小粒子，分子则是保持物质化学性质的一种粒子，离子是带电荷的原子或原子团。化学式可以表示一种物质比如C,N2,H2O分别表示碳，氮气，水。

Answer 3

到1869年止，已有63种元素被人们所认识。进一步寻找新元素成为当时化学家最热门的课题。但是地球上究竟有多少元素？怎样去寻找新的元素？却没有人能作比较科学的回答。寻找新元素的工作也因缺乏正确的理论指导，而带有很大的盲目性，常常白白地耗费了许多精力。

在对物质、元素的广泛研究中，关于各种元素的性质的资料，积累日愈丰富，但是这些资料却是繁杂纷乱的，人们很难从中获得清晰的认识。整理这些资料，概括这些感性知识，从中摸索总结出规律，这是摆在当时化学家面前一个急待解决的课题，同时也是科学和生产发展的必然要求。在这样的科学背景下，从事元素分类工作和寻找元素之间内在联系的许多化学家，经过长期的共同努力，取得了一系列研究成果，其中最辉煌的成就是俄国化学家门捷列夫和德国化学家迈尔先后发现的化学元素周期律。

道尔顿提出了科学的原子论后，许多化学家都把测定各种元素的原子量当作一项重要工作，这样就使元素原子量与性质之间存在的联系逐渐展露出来。1829年德国化学家德贝莱纳提出了“三元素组”观点，把当时已知的44种元素中的15种，分成5组，指出每组的三个元素性质相似，而且中间元素的原子量等于较轻和较重的两个元素原子量之和的一半。例如钙、锡、钡，性质相似，铬的原子量大约是钙和钡的原子量之和的一半。氯、澳、碘以及银、钠、钾等元素也有类似的关系。然而只要认真一点，就会发现这样分类有许多不能令人满意的地方，所以并没有引起化学家们的重视。

1862年，法国化学家尚古多提出一个“螺旋图”的分类方法。他将已知的62种元素按原子量的大小顺序标记在绕着圆柱体上升的螺旋线上，这样某些性质相近的元素恰好出现在同一母线上。因此他第一个指出了元素性质的周期性变化。可是他的报告照样无人理睬。1864年，德国化学家迈尔在他的《现代化学理论》一书中刊出一个“六元素表”。可惜他的表中只列出了已知元素的一半，但他已明确地指出：“在原子量的数值上具有一种规律性，这是毫无疑义的”。1865年，英国化学家纽兰兹提出了“八音律”一说。他把当时已知的元素按原子量递增顺序排列在表中，发现元素的性质有周期住的重复，第八个元素与第一个元素性质相近，就好象音乐中八音度的第八个音符有相似的重复一样。纽兰兹的工作同样被否定，当时的一些学者把八音律斥之为幼稚的滑稽戏，有人甚至挖苦说：“为什么不按元素的字母顺序排列呢？那样，也许会得到更加意想不到的美妙效果。”“六元素表”、“八音律”是存在许多错误，但是应该看到，从三元素组”到“八音律”都从不同的角度，逐步深入地探讨了各元素间的某些联系，使人们一步步逼近了科学的真理。以前人工作所提供的借鉴为基础，门捷列夫通过顽强努力的探索，于1869年2月先后发表了关于元素周期律的图表和论文。在论文中，他指出：

（1）按照原子量大小排列起来的元素，在性质上呈现明显的周期性。

（2）原子量的大小决定元素的特征。

（3）应该预料到许多未知元素的发现，例如类似铝和硅的，原子量位于65一75之间的元素。

（4）当我们知道了某些元素的同类元素后，有时可以修正该元素的原子量。这就是门捷列夫提出的周期律的最初内容。

门捷列夫深信自己的工作很重要，经过继续努力，1871年他发表了关于周期律的新的论文。文中他果断地修正了1869年发表的元素周期表。例如在前一表中，性质类似的各族是横排，周期是竖排；而在新表中，族是竖排，周期是横排，这样各族元素化学性质的周期性变化就更为清晰。同时他将那些当时性质尚不够明确的元素集中在表格的右边，形成了各族元素的副族。在前表中，为尚未发现的元素留下4个空格，而新表中则留下了6个空格。由此可见，门捷列夫的研究有了重要的进展。

实践是检验真理的唯一标准。门捷列夫发现的元素周期律是否能站住脚，必须看它能否解决化学中的一些实际问题。门捷列夫以他的周期律为依据，大胆指出某些元素公认的原子量是不准确的，应重新测定，例如当时公认金的原子量为169.2，因此，在周期表中，金应排在饿、铱、铂（当时认为它们的原子量分别是198．6， 196．7， 196．7）的前面。而门捷列夫认为金在周期表中应排在这些元素的后面，所以它们的原子量应重新测定。重新测定的结果是：饿为190.9，铱为193.1，铂为195,2，金为197．2。实验证明了门捷列夫的意见是对的。又例如，当时铀公认的原子量是116，是三价元素。门捷列夫则根据铀的氧化物与铬、铂、钨的氧化物性质相似，认为它们应属于一族，因此铀应为六价，原子量约为240。经测定，铀的原子量为238.07。再次证明门捷列夫的判断正确。基于同样的道理，门捷列夫还修正了铟、镧、钇、铒、铈的原子量。事实验证了周期律的正确性。

根据元素周期律，门捷列夫还预言了一些当时尚未发现的元素的存在和它们的性质。他的预言与尔后实践的结果取得了惊人的一致。1875年法国化学家布瓦博德朗在分析比里牛斯山的闪锌矿时发现一种新元素，他命名为镓，并把测得的关于它的主要性质公布了。不久他收到了门捷列夫的来信，门捷列夫在信中指出关于镓的比重不应该是4．7，而是5．9一6.0。当时布瓦傅德朗很疑惑，他是唯一手里掌握金属镓的人，门捷列夫是怎样知道它的比重的呢？经过重新测定，镓的比重确实为5.9，这结果使他大为惊奇。他认真地阅读了门捷列夫的周期律论文后，感慨他说：“我没有可说的了，事实证明门捷列夫这一理论的巨大意义。”

Answer 4

早在太空望远镜发明以前，人们观测太空受到很大限制，因为地球大气层对电磁波传输有较大的影响，而太空望远镜的出现，使得天文学家成功地实现了对宇宙天体电磁波段的观测，并获得突破性进展。因而一些科技强国纷纷研制和发射形形色色的太空望远镜，美国发射的“哈勃”太空望远镜和“钱德拉”X射线望远镜就是其中的代表。

1990年4月25日，由美国航天飞机送上太空轨道的“哈勃”望远镜，长13．3米，直径4．3米，重11．6吨，造价近30亿美元，“哈勃”以2．8万公里的时速沿太空轨道运行，默默地窥探着太空的秘密。

“哈勃”望远镜是有史以来最大、最精确的天文望远镜。它上面的广角行星照相机可拍摄上百个恒星的照片，其清晰度是地面天文望远镜的10倍以上，1．6万公里以外的一只萤火虫都难逃它的“法眼”。它创造了一个个太空观测奇迹，包括发现黑洞存在的证据，探测到恒星和星系的早期形成过程，观测到迄今为止人类已发现的最遥远、距离地球130亿光年的古老星系。

1999年7月23日，被誉为探测宇宙新“天眼”的“钱德拉”X射线太空望远镜，由哥伦比亚航天飞机送入太空。

“钱德拉”造价高达15亿美元，重约5．655吨，长11．8米，是目前世界上最先进、功能最强的太空望远镜。它探测星系、类星体和恒星，寻找黑洞和暗物质的踪迹，帮助天文学家对暗物质和黑洞进行深入研究，测定宇宙总质量中有多少是以炽热气体的形式存在，验证宇宙年龄和星球演变及超新星爆炸理论。 “钱德拉”不负众望，人们通过它发现了2颗神秘夸克星。此外，科学家利用它拍摄到的月球X射线照片研究月球的组成元素及其分布，以了解月球的成因。科学家还利用它描绘迄今最清晰的银河系中心图像，发现那里存在大量奇妙的天体。

“哈勃”面临淘汰

“哈勃”太空望远镜已到“晚年”。它在太空的十几年中，经历4次大修，分别为1993年、1997年、1999年、2001年。尽管每次大修以后，“哈勃”都面貌一新，特别是2001年科学家利用哥伦比亚航天飞机对它进行的第四次大修，为它安装测绘照相机，更换太阳能电池板，更换已工作11年的电力控制装置，并激活处于“休眠”状态的近红外照相机和多目标分光计，然而，大修仍掩盖不住它的“老态”，因为“哈勃”从上太空起就处于“带病坚持工作”状态。

美国航空航天局将于近期召集各方面专家和宇航员共同讨论，“何时以何种方式”让“NASA骄子”“哈勃”“寿终正寝”。尽管人们仍对它恋恋不舍，但“哈勃”所剩时日不多，也许在今年或稍晚一些时候就会被换下“一线”。

“钱德拉”遭受污染

近来，研究人员发现，“钱德拉”X射线望远镜正悄悄失去视力和观测效果。它的一个摄像头前的滤光镜上，堆积了一层油脂状的污染物，几乎挡住了某些波段50％的光线。

最先在数据中发现这些污染物的，是美国戈达德航天中心的天体物理学家简·特纳，他对比了先进的CCD成像光谱仪和欧洲航天器上的X射线多镜头望远镜收集的同类数据，发现在X射线光谱低能区，两者的数据存在一定差异。

特纳说，光谱低能区的数据，可以显示空间气体吸收光线的多少，因此可用来检测仪器和X射线源之间有多少气体。如果天文学家不知道镜头外有污染物，就会以为所研究的天体前存在某种气体，造成错误的判断。

“钱德拉”受污染的程度，比天文学家预料的要高。麻省理工学院航天中心的天体物理学家赫尔曼·马歇尔说，从发射到现在的3年时间里，滤光镜上已附有一层0．37微米厚的油脂状物，比滤光镜本身还厚。 这些污染物是怎样出现的呢？马歇尔推测，航天器上的某些材料会在真空中挥发，并容易在附近的极冷的表面上沉积下来，而这台成像光谱仪的温度大约为零下100摄氏度。对污染物的分析表明，它含有碳和氟元素。这些碳和氟可能来自航天器上使用的一种称为“braycote”的碳氟化物润滑剂或涂有聚四氟乙烯的螺钉等。选用“braycote”是因为它在低温下一般不挥发，但马歇尔认为，污染物可能是因为润滑剂中的分子受机械压力分解后，受太空射线的轰击产生，然后又沉积在滤光镜上。

目前，机械师正在研究怎样清除这些油脂状污染物。他们打算将这些仪器加热，以蒸发这些污染物。但使用烘烤仪器有很大风险，如果烘烤温度太高，就可能损害摄像头或滤光镜，若污染物再沉积到别处，就更糟糕。幸运的是，迄今为止，空间望远镜上的其他仪器并没受到污染。

Answer 5

大多数科学家能够接受的元素起源的假设是：“质子聚变和中子俘获是宇宙中形成化学元素的两个主要过程。”这种假设认为，宇宙中所有元素都起源于氢，它在非常高的温度下，发生聚变反应，形成较重的原子核，首先是氦，其次是轻元素（锂、硼、铍等），这一过程是质子聚变。氦原子轰击轻元素的原子，就会产生中子，这些中子被轻元素的原子核俘获，就形成较重的元素，从碳、氮、铁一直到原子序数为82和83的铅和铋，这一过程是中子俘获。这两种产生元素的过程仍在恒星内部继续进行。
http://zhidao.baidu.com/question/632014.html?si=1
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