Ⅰ 鈾俘獲中子後會發生什麼現象
德國物理化學家哈恩發現，鈾俘獲中子後所產生的新物質其性質與質量數幾乎是鈾的一半的鋇極為相似。奧地利物理學家梅特涅提出了關於鈾核裂變現象的解釋，即由於鈾核中有92個質子和146個中子，因此是一種很不穩定的原子核。一旦鈾俘獲了中子以後，由於受到中子帶來的外來能量的擾動，結果使得鈾原子核變形成為橢圓狀，隨後變為啞鈴形，直到核內的電磁斥力把幾乎相等的兩部分從啞鈴的頸部完全斷裂開來，形成兩個新的中等質量數的原子核，同時放射出2～3個中子。
Ⅱ 中子核反應的中子輻射俘獲
中子被核俘獲後形成復合核，然後通過放出一個或多個γ光子退激的反應，記作(n，γ)。釋放的γ射線的總能量等於復合核的激發能。研究γ射線的能譜，可以得到復合核能級結構、輻射過程性質等（見復合核模型）。此外，(n，γ)反應還是生產核燃料、超鈾元素等的重要反應。例如通過反應
（式中為反中微子）可以生成核燃料鈈Pu。
Ⅲ 元素的起源是什麼為什麼說恆星是元素的「煉丹爐」
關於宇宙中的物質，大到恆星，小到地球上的一粒沙子，都是由元素組成的，隨著人們不斷的尋找和製造新的元素，目前，人類累計發現了94種自然元素，加上人工合成的元素一共有118種。
我們知道，中子星是密度僅次於黑洞的天體，當兩個中子星相遇發生碰撞，也是一種十分劇烈的過程。在這個過程中，中子星會被強大的引力撕裂，原子短時間內與中子發生反應，從而產生更重的原子核。我們常見的金，銀鉑等金屬都只能通過這個過程產生。
總結- 宇宙中的元素起源於宇宙大爆炸，但當時宇宙中幾乎只有氫元素和氦元素。隨著恆星的出現，氫元素和氦元素在恆星內部通過核聚變生成了鐵元素之前的所有元素。所以說恆星是元素的“煉丹爐”。
- 而恆星內部的核聚變只能進行到鐵元素是因為，鐵的比結合能最大，而且鐵核聚變吸熱反應，所以當大質量恆星核聚變到鐵時，就停止了。
- 鐵之後的元素是通過超星系爆炸和中子星合並的過程形成的，這兩種劇烈的過程，可以產生巨大的能量，重元素也就被創造出來了。
Ⅳ 不屬於較好的中子吸收劑是
不屬於較好的中子吸收劑是，水、空氣和金屬。由於水和空氣的原子結構比較鬆散，因此它們不能有效地吸收中子，而金屬的原子結構比較緊密，能夠有效地吸收中子，但是由於金屬的密度較大，因此它們不能作為較好的中子吸收劑。因此，沒有任何一種物質可以作為較好的中子吸收劑。
Ⅳ 因為聽見，所以看見——時空漣漪尋蹤求源（二）
「We are made of star-stuff」—— Carl Sagan
「我 們 來 自 星 塵」 —— 卡 爾﹒薩 根
卡爾﹒薩根無愧於「大眾天文學家」和科普大師的美譽，他總能找到最美、最朴實的文字傳播科學。生命不可或缺的重元素來自一場恆星級的大事件。「我們來自星塵」也許可以算是「天人合一」的科學詮釋。寫下這句話的時候，大師的腦海里一定映襯著一幅恆星從誕生、成長到最後在一場壯觀的宇宙煙花中謝幕的場景。而今重讀，場景里還應有「時空漣漪」以及隨後閃現的巨新星……
（二）巨新星：宇宙深處的「煉金爐」
背景：超鐵元素起源之謎
精確的天文觀測告訴我們，宇宙中可見物質質量的73%以氫原子的形式存在，25%以氦原子的形式存在，剩下大約2%則由其他元素組成。其中氫、氦以及少量的鋰來自宇宙誕生初期的大爆炸核合成過程，更重的元素例如碳、氧、氮、硫、鐵等則是在恆星內部通過核反應產生的。
而比鐵更重的元素（即 超鐵元素 ），例如金、銀等稀有金屬以及核電站的重要原料鈾-235、鈈-239等，都無法在恆星內部產生。理論上這些超鐵元素需要通過 中子俘獲過程 產生，但是對於具體在哪裡產生，以及是否可以解釋宇宙中觀測到的超鐵元素豐度等問題並不完全清楚。 宇宙中超鐵元素的起源至今還是待解之謎。
中子俘獲： 一種原子核與一個或者多個中子撞擊，形成重核的核反應。中子俘獲在恆星里以快、慢兩種形式發生。 快中子俘獲 （ r-過程 ，rapid process）通常發生在爆炸性的中子環境中，如超新星爆發、中子星並合等。 慢中子俘獲 （ s-過程 ，slow process）發生在漸進巨星分支AGB恆星中。
早在1957 年，就有兩個研究組（Cameron；Burbidge等人）分別獨立提出：發生在爆炸性的中子環境中的 r-過程 可以產生約一半左右的超鐵元素以及所有比鉍（原子序數83）重的元素。
1974年Lattimer& Schramm提出「中子星並合是 r-過程 的理想場所，並產生大量重元素」，但論文發表後約1/4個世紀里並沒有得到應有的關注，對相應的後續天文觀測效應也幾乎沒有任何討論。
中子星並合會伴隨三種天體物理現象：引力波事件、相對論性的噴流（產生短暴及其餘輝）和外流（拋射出約0.001-0.1倍太陽質量的富中子化，速度為0.1-0.3倍光速的「低速」物質），此外還可能產生中微子暴。
浮出水面的巨新星
這種窘況一直持續到1998年，當時在普林斯頓大學攻讀博士學位的中國學生李立新和其導師Paczyński教授預言了一種全新的天文現象：中子星並合所產生的外流中不穩定的（超）重元素會衰變，並加熱外流，從而形成光學波段的耀發，且光度與普通超新星相當，並持續數天。從而開創了一個新的研究方向。但他們「忘了」給這類事件取個名字，後來人們習慣上稱為 「Li-Paczyński新星」。
2005年加州理工大學Kulkarni教授計算得到外流拋射物形成光學耀發，亮度高於新星，但低於超新星，建議命名為 巨新星 （macronova）。2010年普林斯頓大學Metzger教授建議改名 千新星 （kilonova），因為他們通過更細致的計算得到其峰值亮度（太陽的一億倍！）比超新星亮度低約兩個量級，是經典新星的1000倍，目前千新星一詞在國際上使用最廣泛，但實際上由於限制過於嚴格反而不準確。
巨新星 是一類發生於中子星並合過程中的暫現天文事件，並合過程中產生各向同性的物質拋射和 r-過程 重元素的放射性衰變。巨新星與超新星有一定的相似性，熱源都是外流中的放射性物質。輻射達到峰值時外流體基本上變成透明的，這之後的輻射主要由放射性物質的衰變提供能源。
2013年3月，巨新星的理論研究再次取得突破。來自美國的一個團隊計算發現，巨新星拋射物主要為比鐵更重的元素，和鐵族元素主導的超新星相比，光深要大近百倍（而此前人們都是用超新星相同的光深來計算），其結果是最終產生輻射要更暗、更晚和更紅，輻射的峰值在紅外波段。
受這一理論上的突破的啟發，英國萊斯特大學的Tanvir教授把搜尋巨新星的重點轉移到了紅外波段，並於 2013年6月3日，通過哈勃空間望遠鏡觀測在一個 短時標伽瑪暴 GRB 130603B的余輝， 第一次觀測到來自巨新星的信號。
伽瑪暴 （Gamma Ray Burst，簡稱GRB）：來自宇宙某一方向伽瑪射線強度在短時間內突然增強，又快速衰減的一種爆發現象，短至千分之一秒，長則數小時。伽瑪暴是人類迄今觀測到宇宙中最劇烈的爆發，它在10秒鍾內釋放的能量相當於太陽終其一生（約100億年）所發出光的總和。
短暴與長暴 ：以持續時間2秒為界，伽瑪暴分為 短暴 與 長暴 兩類。目前的主流理論認為 長暴 是一個超大質量恆星發生坍縮形成黑洞時的毀滅性爆發。而 短暴 則很可能是黑洞或中子星等緻密天體並合時產生的。
伽瑪暴的余輝 ：伽瑪射線暴爆發過後在其它波段觀測到的輻射。通常隨時間呈冪律衰減，X射線余輝能夠持續幾個星期，光學余輝和射電余輝能夠持續幾個月到一年。
短暴或長短暴、引力波、巨新星的關聯性示意圖 | 圖源：紫金山天文台
引力波、巨新星和伽瑪暴 同框的概率應該不低，如前文提到，首例雙中子星並合引力波事件GW170817的電磁輻射對應體追蹤即發現成協的巨新星和短暴。
那麼，天文學家是如何為巨新星驗明正身呢？
如果暴後一段時間（大約幾天到十幾天）的近紅外波段能譜上出現明顯高於余輝輻射的超出，且據此計算的光譜很軟，則很可能是因為巨新星的貢獻。巨新星模型給出明顯低於超新星的晚期溫度（
Ⅵ 為什麼到鐵就停止了核聚變，宇宙中有沒有比鐵更重的元素呢
眾所周知，核裂變和核聚變都能爆發出非常強大的能量。核裂變的主要變化方式是將一個原子核分裂成多個原子而形成的，就像人類所熟知的核電站的能源來自核裂變反應一樣。核裂變反應帶來的能量已經是巨大的了，但是和核聚變相比還是有一定差距的。核聚變的變化過程正好與核裂變相反，之所以稱為核聚變，是因為許多原子核結合成為一個原子核。宇宙中有很多元素。以人類目前的技術手段分析，核聚變的控制難度很大，其攜帶的巨大能量也無法自主控制。
三、後來一群粒子物理學家加入了完善大爆炸理論的研究。當時，科學家發現，在大爆炸早期，太空中充滿了能量、誇克和中微子。後來隨著溫度的逐漸降低，一對高能光子碰撞產生一對正負物質粒子，如電子及其反粒子正電子。