Ⅰ 铀俘获中子后会发生什么现象
德国物理化学家哈恩发现，铀俘获中子后所产生的新物质其性质与质量数几乎是铀的一半的钡极为相似。奥地利物理学家梅特涅提出了关于铀核裂变现象的解释，即由于铀核中有92个质子和146个中子，因此是一种很不稳定的原子核。一旦铀俘获了中子以后，由于受到中子带来的外来能量的扰动，结果使得铀原子核变形成为椭圆状，随后变为哑铃形，直到核内的电磁斥力把几乎相等的两部分从哑铃的颈部完全断裂开来，形成两个新的中等质量数的原子核，同时放射出2～3个中子。
Ⅱ 中子核反应的中子辐射俘获
中子被核俘获后形成复合核，然后通过放出一个或多个γ光子退激的反应，记作(n，γ)。释放的γ射线的总能量等于复合核的激发能。研究γ射线的能谱，可以得到复合核能级结构、辐射过程性质等（见复合核模型）。此外，(n，γ)反应还是生产核燃料、超铀元素等的重要反应。例如通过反应
（式中为反中微子）可以生成核燃料钚Pu。
Ⅲ 元素的起源是什么为什么说恒星是元素的“炼丹炉”
关于宇宙中的物质，大到恒星，小到地球上的一粒沙子，都是由元素组成的，随着人们不断的寻找和制造新的元素，目前，人类累计发现了94种自然元素，加上人工合成的元素一共有118种。
我们知道，中子星是密度仅次于黑洞的天体，当两个中子星相遇发生碰撞，也是一种十分剧烈的过程。在这个过程中，中子星会被强大的引力撕裂，原子短时间内与中子发生反应，从而产生更重的原子核。我们常见的金，银铂等金属都只能通过这个过程产生。
总结- 宇宙中的元素起源于宇宙大爆炸，但当时宇宙中几乎只有氢元素和氦元素。随着恒星的出现，氢元素和氦元素在恒星内部通过核聚变生成了铁元素之前的所有元素。所以说恒星是元素的“炼丹炉”。
- 而恒星内部的核聚变只能进行到铁元素是因为，铁的比结合能最大，而且铁核聚变吸热反应，所以当大质量恒星核聚变到铁时，就停止了。
- 铁之后的元素是通过超星系爆炸和中子星合并的过程形成的，这两种剧烈的过程，可以产生巨大的能量，重元素也就被创造出来了。
Ⅳ 不属于较好的中子吸收剂是
不属于较好的中子吸收剂是，水、空气和金属。由于水和空气的原子结构比较松散，因此它们不能有效地吸收中子，而金属的原子结构比较紧密，能够有效地吸收中子，但是由于金属的密度较大，因此它们不能作为较好的中子吸收剂。因此，没有任何一种物质可以作为较好的中子吸收剂。
Ⅳ 因为听见，所以看见——时空涟漪寻踪求源（二）
“We are made of star-stuff”—— Carl Sagan
“我 们 来 自 星 尘” —— 卡 尔﹒萨 根
卡尔﹒萨根无愧于“大众天文学家”和科普大师的美誉，他总能找到最美、最朴实的文字传播科学。生命不可或缺的重元素来自一场恒星级的大事件。“我们来自星尘”也许可以算是“天人合一”的科学诠释。写下这句话的时候，大师的脑海里一定映衬着一幅恒星从诞生、成长到最后在一场壮观的宇宙烟花中谢幕的场景。而今重读，场景里还应有“时空涟漪”以及随后闪现的巨新星……
（二）巨新星：宇宙深处的“炼金炉”
背景：超铁元素起源之谜
精确的天文观测告诉我们，宇宙中可见物质质量的73%以氢原子的形式存在，25%以氦原子的形式存在，剩下大约2%则由其他元素组成。其中氢、氦以及少量的锂来自宇宙诞生初期的大爆炸核合成过程，更重的元素例如碳、氧、氮、硫、铁等则是在恒星内部通过核反应产生的。
而比铁更重的元素（即 超铁元素 ），例如金、银等稀有金属以及核电站的重要原料铀-235、钚-239等，都无法在恒星内部产生。理论上这些超铁元素需要通过 中子俘获过程 产生，但是对于具体在哪里产生，以及是否可以解释宇宙中观测到的超铁元素丰度等问题并不完全清楚。 宇宙中超铁元素的起源至今还是待解之谜。
中子俘获： 一种原子核与一个或者多个中子撞击，形成重核的核反应。中子俘获在恒星里以快、慢两种形式发生。 快中子俘获 （ r-过程 ，rapid process）通常发生在爆炸性的中子环境中，如超新星爆发、中子星并合等。 慢中子俘获 （ s-过程 ，slow process）发生在渐进巨星分支AGB恒星中。
早在1957 年，就有两个研究组（Cameron；Burbidge等人）分别独立提出：发生在爆炸性的中子环境中的 r-过程 可以产生约一半左右的超铁元素以及所有比铋（原子序数83）重的元素。
1974年Lattimer& Schramm提出“中子星并合是 r-过程 的理想场所，并产生大量重元素”，但论文发表后约1/4个世纪里并没有得到应有的关注，对相应的后续天文观测效应也几乎没有任何讨论。
中子星并合会伴随三种天体物理现象：引力波事件、相对论性的喷流（产生短暴及其余辉）和外流（抛射出约0.001-0.1倍太阳质量的富中子化，速度为0.1-0.3倍光速的“低速”物质），此外还可能产生中微子暴。
浮出水面的巨新星
这种窘况一直持续到1998年，当时在普林斯顿大学攻读博士学位的中国学生李立新和其导师Paczyński教授预言了一种全新的天文现象：中子星并合所产生的外流中不稳定的（超）重元素会衰变，并加热外流，从而形成光学波段的耀发，且光度与普通超新星相当，并持续数天。从而开创了一个新的研究方向。但他们“忘了”给这类事件取个名字，后来人们习惯上称为 “Li-Paczyński新星”。
2005年加州理工大学Kulkarni教授计算得到外流抛射物形成光学耀发，亮度高于新星，但低于超新星，建议命名为 巨新星 （macronova）。2010年普林斯顿大学Metzger教授建议改名 千新星 （kilonova），因为他们通过更细致的计算得到其峰值亮度（太阳的一亿倍！）比超新星亮度低约两个量级，是经典新星的1000倍，目前千新星一词在国际上使用最广泛，但实际上由于限制过于严格反而不准确。
巨新星 是一类发生于中子星并合过程中的暂现天文事件，并合过程中产生各向同性的物质抛射和 r-过程 重元素的放射性衰变。巨新星与超新星有一定的相似性，热源都是外流中的放射性物质。辐射达到峰值时外流体基本上变成透明的，这之后的辐射主要由放射性物质的衰变提供能源。
2013年3月，巨新星的理论研究再次取得突破。来自美国的一个团队计算发现，巨新星抛射物主要为比铁更重的元素，和铁族元素主导的超新星相比，光深要大近百倍（而此前人们都是用超新星相同的光深来计算），其结果是最终产生辐射要更暗、更晚和更红，辐射的峰值在红外波段。
受这一理论上的突破的启发，英国莱斯特大学的Tanvir教授把搜寻巨新星的重点转移到了红外波段，并于 2013年6月3日，通过哈勃空间望远镜观测在一个 短时标伽玛暴 GRB 130603B的余辉， 第一次观测到来自巨新星的信号。
伽玛暴 （Gamma Ray Burst，简称GRB）：来自宇宙某一方向伽玛射线强度在短时间内突然增强，又快速衰减的一种爆发现象，短至千分之一秒，长则数小时。伽玛暴是人类迄今观测到宇宙中最剧烈的爆发，它在10秒钟内释放的能量相当于太阳终其一生（约100亿年）所发出光的总和。
短暴与长暴 ：以持续时间2秒为界，伽玛暴分为 短暴 与 长暴 两类。目前的主流理论认为 长暴 是一个超大质量恒星发生坍缩形成黑洞时的毁灭性爆发。而 短暴 则很可能是黑洞或中子星等致密天体并合时产生的。
伽玛暴的余辉 ：伽玛射线暴爆发过后在其它波段观测到的辐射。通常随时间呈幂律衰减，X射线余辉能够持续几个星期，光学余辉和射电余辉能够持续几个月到一年。
短暴或长短暴、引力波、巨新星的关联性示意图 | 图源：紫金山天文台
引力波、巨新星和伽玛暴 同框的概率应该不低，如前文提到，首例双中子星并合引力波事件GW170817的电磁辐射对应体追踪即发现成协的巨新星和短暴。
那么，天文学家是如何为巨新星验明正身呢？
如果暴后一段时间（大约几天到十几天）的近红外波段能谱上出现明显高于余辉辐射的超出，且据此计算的光谱很软，则很可能是因为巨新星的贡献。巨新星模型给出明显低于超新星的晚期温度（
Ⅵ 为什么到铁就停止了核聚变，宇宙中有没有比铁更重的元素呢
众所周知，核裂变和核聚变都能爆发出非常强大的能量。核裂变的主要变化方式是将一个原子核分裂成多个原子而形成的，就像人类所熟知的核电站的能源来自核裂变反应一样。核裂变反应带来的能量已经是巨大的了，但是和核聚变相比还是有一定差距的。核聚变的变化过程正好与核裂变相反，之所以称为核聚变，是因为许多原子核结合成为一个原子核。宇宙中有很多元素。以人类目前的技术手段分析，核聚变的控制难度很大，其携带的巨大能量也无法自主控制。
三、后来一群粒子物理学家加入了完善大爆炸理论的研究。当时，科学家发现，在大爆炸早期，太空中充满了能量、夸克和中微子。后来随着温度的逐渐降低，一对高能光子碰撞产生一对正负物质粒子，如电子及其反粒子正电子。