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麻依依覺得這部分沒問題，就繼續往下看專業的部分。
“宇宙中氫元素與氦原素的比例，乃至於其他比氦更重的元素的比例，最底層的決定法則，在於宇宙中質子與中子的比例。
眾所周知，標準的氦原子核是由兩個質子加兩個中子構成的，而標準氫原子是由一個質子、沒有中子構成的。氦原子需要1比1的中子與質子，氫原子隻需要質子。
至於比氦更重的元素，在宇宙創世之初並不可能存在，因為它們都是恒星誕生後由於超高壓核聚變反應產生的。在宇宙剛誕生的時候，那裏隻有輻射，隻有高熱和膨脹，引力和壓力都是次要的，所以還輪不到核聚變登上宇宙的舞台。
而第一顆恒星的誕生，距離宇宙剛剛誕生已經很遙遠，是宇宙已經足夠冷卻後的產物，也就不在宇宙創世的討論範圍內。
所以，問題的核心回到了那個最簡潔的表述：宇宙創世之初，為什麼氫原素和氦原素的總質量比例，近似接近3比1？為什麼那個時刻，質子與中子的比例，接近7比1？”
讀到這兒，麻依依稍微心算了一下，確認數字沒問題。
（氫是純質子，所以3份氫就有3份質。氦是質子中子對半分，所以1份氦的質量可分解為0.5份質和0.5份中。因此氫氦相加後，質子中子是3.5份比0.5份，也就是7比1。）
“這就要從中子的生死存亡法則說起了。眾所周知，中子在沒有被固定到原子核裏的時候，以自然遊離態存在時，是極為不穩定的，會自動釋放出一個電子，然後其本體衰變為一個質子。
而且這個過程自然狀態下並不可逆，也就是不帶電的中子會衰變成一個帶正電荷的質子，與一個代負電荷的電子。而帶正電的質子與帶負電的電子，卻沒法重新自發合成中子——這就是原子物理上常說的β衰變。
不過，自然狀態下上述衰變不可逆，卻不代表宇宙之初時也不可逆——在宇宙剛誕生的0.1秒後，當時宇宙的溫度高達1000億度，在那樣的環境下，電子會因為所攜帶能量過於巨大，而呈現‘強電子’的狀態，這種強電子在撞擊質子時，是可以做到與質子重新融合，變成中子的。
所以，如果宇宙一直保持1000億度的高溫，那麼那兒的質子與中子應該能永遠保持五五開的比例，而不是現在的七比一。後續之所以不可逆了，是因為宇宙快速冷卻了，無法保持一千億度或者至少幾百億度的高溫，僅僅十幾秒鍾後，溫度就下降到了幾十億度，上述強電子與質子重新合成中子的自然逆向衰變，再也無法發生。
到了這一步，問題也就進一步轉化了：從中子開始批量因β衰變而‘死亡’、轉化為質子開始，到宇宙的溫度降低到足以產生穩定的原子核之前，還能活下來多少個中子？”
麻依依讀到這兒，書的第一部分的梗概大致就看完了。
很宏大，後麵第二部分則是各種嚴謹的計算。
顧玩在書裏演算了質子和中子能夠組成氦原子核時，所需的溫度——在之前1000億度到幾十億度的時候，原子核都是沒發存在的。因為太熱了，基本粒子運動太劇烈了，原子核根本沒法存在，因為束縛不住，會被質子和中子掙脫。
原子核要存在，需要的上限溫度是9億度。
也就是超過9億度，所有原子都會崩，都無法以原子態存在，隻能以離散的質子中子電子等基本粒子態存在。