宇宙里质子多还是中子多？

宇宙里，说实话，质子和中子的数量 是相当接近的，而且在构成宇宙物质的主要成分——恒星和星系——中，它们可以说是形影不离的。 要想简单地说哪个“多”或者“少”，其实并不太准确，更像是大家在宇宙这个大舞台上并肩作战的战友。

咱们先从最基本的说起，质子和中子，它们是原子核的构成单位，也就是构成我们身边所有物质的“砖块”里的核心部分。

质子（Proton）
质子，顾名思义，带正电。它的化学符号是 p，准确地说是一个粒子。它是由两个“上夸克”（u）和一个“下夸克”（d）组成的。你可能会问，夸克是什么？你可以把夸克想象成比质子和中子更小的基本粒子，它们是构成质子和中子的“零件”。

中子（Neutron）
中子不带电，它是由一个“上夸克”和两个“下夸克”组成的。

为啥说它们数量接近呢？

这是因为在宇宙的大爆炸初期，当宇宙还是一个极度炙热、致密的“汤”的时候，质子和中子就在那里“煮”出来了。这个过程叫做 核合成。

刚开始，宇宙中充满了各种基本粒子，包括夸克和轻子。随着宇宙膨胀和温度下降，夸克开始结合成质子和中子。一开始，质子和中子的比例并不是固定的，但是物理规律决定了它们会在一个相对恒定的比例下共存。

尤其是在大爆炸后的 几分钟内，一个非常关键的时期叫做“原初核合成”。在这个时期，宇宙的温度仍然很高，足以让质子和中子发生聚变反应，形成更重的原子核，主要是氦（He）和少量的锂（Li）。

在这个过程中，质子和中子会通过“俘获”中子或者通过衰变来转化。んですけど，中子比质子不稳定，它会衰变成质子、电子和反电子中微子。所以，如果不加以稳定（比如被原子核束缚住），中子会自己“消失”掉一部分。

但是，为什么它们数量又如此接近呢？

就是因为在原初核合成这个阶段，质子和中子结合形成氦的效率非常高。 一个氦原子核由两个质子和两个中子组成。为了形成氦，就需要大量的质子和中子。所以，整个过程就像是在“配对”，把质子和中子凑在一起。

更关键的是，物理学家们通过精确的计算和观测，发现宇宙大爆炸初期形成的质子和中子的 质量比 （也就是质子的数量除以中子的数量）大概是 7:1 左右。也就是说，在最初形成的时候，质子比中子要多一些。

那我们现在看到的宇宙呢？

当我们抬头看星空，或者考虑构成我们身体的原子时，我们看到的是已经经历了数十亿年演化的宇宙。

恒星内部： 恒星是宇宙中最主要的“物质工厂”。在恒星的核心，氢（一个质子）通过聚变反应变成氦（两个质子，两个中子）。这个过程消耗质子，也消耗中子，但恒星内部发生的各种核反应非常复杂。在恒星演化的后期，特别是质量大的恒星，在生命终结时可能会经历超新星爆发，在这个过程中，中子会被大量制造出来，形成更重的元素。而且，中子星就是由紧密堆积的中子组成的。
恒星外部： 恒星外层，或者说宇宙空间中游离的原子，主要是氢和氦。氢的原子核就是一个质子。氦原子核则有2个质子和2个中子。所以，从构成元素的比例来看，质子和中子依然是密切相关的。

回到那个最直接的问题：宇宙里质子多还是中子多？

如果我们考虑的是 构成普通物质（原子）的质子和中子，并且考虑到宇宙的演化，答案是：

质子（构成氢原子核）的数量，在宇宙中扮演着更重要的角色，因此在整个宇宙的普通物质总量中，质子可能稍微多一些。

这是因为：

1. 氢是最丰富的元素： 氢原子核就是一个质子。大爆炸后，宇宙中形成了大量的氢原子。直到今天，氢仍然是宇宙中最普遍的元素，占据了我们所能观测到的普通物质总质量的绝大部分。
2. 中子不稳定： 游离的中子会衰变，所以除非被束缚在原子核里，否则中子的寿命是有限的。恒星通过聚变反应消耗质子（形成氦），同时也消耗中子，但质子作为氢原子的核心，它的数量在宇宙演化中一直保持在一个很高的水平。

但这个“多”是相对的，而且是在考虑了所有构成普通物质的原子核之后。

如果你把问题理解为 “在所有稳定的原子核中，质子和中子的比例如何？” 那么答案又会不一样。例如，像氦这样的元素，质子和中子的数量是相等的。更重的元素，比如铁，其原子核可能包含更多的中子。

所以，我们可以这样理解：

大爆炸初期： 质子和中子的比例由物理定律决定，质子略多于中子。
构成恒星和星系的普通物质： 质子是氢原子核，而氢是宇宙中最丰富的元素，所以质子的总量非常可观。
宇宙整体的普通物质： 考虑到氢的极度丰富，质子在构成宇宙普通物质的总量上，可能会比中子稍多一些。

但是，中子也在宇宙中扮演着极其重要的角色。中子星就是由海量的中子组成的，它们是宇宙中最致密的物体之一。而且，中子在形成重元素的过程中也起着关键作用，比如在超新星爆发时，会产生大量的“快中子”，它们会俘获到原子核中，形成比铁更重的元素。

所以，与其说哪个“多”，不如说它们是宇宙物质构成中 互相关联、缺一不可的搭档。质子和中子的数量和比例，共同塑造了宇宙的元素组成，并最终决定了我们所看到的这一切。它们之间的微妙平衡，正是宇宙如此精彩的原因之一。

网友意见

先放结论：质子:中子=7:1

高亮一下这个答案：这个结论是如此的重要，以至于成为二十世纪物理学的重大进展——标准宇宙学——的支柱之一

一般而言，大爆炸宇宙学有「三大支柱」，即三个判定性的观测证据支持，它们分别是：星系相互远离的

哈勃定律

，几乎各向同性的

宇宙微波背景辐射

，和不依赖于核反应过程细节的氢、氦元素的原初丰度，这最后一个支柱就和质子中子比有关

首先要明确，宇宙中的质子和中子的数量之比，是在宇宙诞生（大爆炸）后几分钟到一个小时之内确定的，以后发生的质子中子数量变化，比如说

@吉翔

答案中提到的放射性元素的衰变以及恒星核合成过程，和这几分钟到一个小时之内发生的相比，都可以忽略

接下来，我们将重复

乔治·伽莫夫

在提出大爆炸宇宙学时对宇宙早期质子中子比的估计方法

• 大爆炸宇宙学是说，宇宙刚刚诞生的时候，是一团温度极端高（意味着粒子能量很高）、密度非常大（意味着粒子数目很多）的炽热的「火球」，各种粒子之间频繁碰撞并且发生相互的转化，其中就包括了质子和中子之间通过释放和吸收中微子/反中微子而进行的转化，然后这个「火球」开始向四面八方膨胀，从而温度逐渐降低（能量守恒嘛），物质密度逐渐稀疏（粒子数守恒嘛），碰撞开始减少，转化的效率也降低
• 系统在高温时遵从一个简单的规律，即 麦克斯韦-玻尔兹曼分布，这个分布的规则简单地说，就是能量越高的粒子越少，能量越低的粒子越多，落实到质子和中子上，由于中子比质子重那么一点点，所以中子比质子少那么一点点，而且随着温度逐渐降低，这个「一点点」在变大，公式是质子:中子=，其中就是这个质量之差，就是宇宙的温度。注意这是一个动态的结果，也就是说，有质子变成中子，也有中子变成质子，但是因为中子比质子重，需要更多的能量，因此质子变成中子更不容易一些
• 宇宙膨胀伴随着质子和中子之间的转化效率的降低，在大爆炸后1秒钟的时候，质子和中子之间的转化停止了，也就是说，质子不再变成中子，这样，质子和中子的数目固定下来，这个时刻叫做 中微子退耦 ，具体推导见 wiki，然而这时候的质子:中子还没有到7:1，大约是4:1的样子
• 虽然质子不再变成中子了，但是中子却可以变成质子，这就是自由 中子 的衰变，也就是我们中学时学过的 β衰变 ，这个过程导致中子变少，质子变多，质子:中子继续变大
• 质子:中子继续变大，如果没有办法阻止的话，应该整个宇宙全都是质子，不再有中子才对，那么是什么时候结束的呢？这就要说到大爆炸后3分钟的 太初核合成 了，温伯格有本很有名的科普书，叫做 宇宙最初三分钟 ，说的就是这个过程。这个过程简单地来说，就是把到大爆炸后3分钟时还侥幸存活的没有来得及发生衰变的中子全都塞到 α粒子 （或者说是氦4原子核）中去，而氦4是稳定元素，不会再发生衰变了（中子只有是「自由」中子的时候才发生衰变，塞到原子核里面去一般就不容易发生衰变了）。也就是说，如果中子在大爆炸后3分钟还没有发生衰变，那么它就不会再衰变了，而一直保留到了现在，所以，我们所谓的现在宇宙中的质子和中子数目之比，就是大爆炸后3分钟时的质子和中子数目之比，这个比要比 「中微子退耦」时的要来得大，就是 7:1

换成原初丰度的概念（见本文第三段），可以说，我们通常所关心的重子物质（由原子核和电子组成的物质），氕原子核占75%的质量，粒子占25%的质量，算法很简单：所有中子都进到粒子里面去了，而粒子由2个质子2个中子组成，是一比一，那么，7份质子中，1份和那1份的中子形成粒子，剩下6份就是氕原子核，

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