14.重元素的起源
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THE ORIGIN OF HEAVY ELEMENTS
在可见世界中，银河只是非常微小的一部分；在这个微小部分中，太阳系是微不足道的一个小点，而在这个小点中，我们的行星只是沧海一粟。在这颗粟米上，有一些由不纯净的碳和水以复杂的结构组成的小块；它们具有某种不寻常的物理与化学性质。它们在几年的时间里四处爬行，直到被再次分解，变成组成它们的元素。
——伯特兰·罗素
（BERTRAND RUSSELL）
在我们DNA中的氮，在我们牙齿中的钙，在我们血液中的铁，在我们的苹果馅饼中的碳，它们都是在坍缩的恒星内部形成的。我们是星辰物质的产物。
——卡尔·萨根
本章研究目标
本章内容将涵盖：
· 合成重元素的步骤
· 影响重元素的产生及其丰度的参数
· 最重的元素的起源
· 一些元素的丰度高于其他元素的原因
· 星际介质的富集
人们现在广泛接受的观点是，在轻元素中，氢和很大一部分氦是原始的，而且都是在大爆炸后最初10分钟内形成的。同样，恒星形成后，在恒星演变过程中，氢一直被转化为氦，同时产生了恒星中的能量和热。现在的问题是：在宇宙中，构成我们周围万物的所有重些的元素是怎样形成的呢？我们曾在第6章中讨论过宇宙诞生后最初几分钟内轻元素的形成。我们也解释了在这一时期无法合成较重元素的原因。比氢和氦更重的元素是在与形成轻元素的早期宇宙完全不同的情况下形成的。我们现在对于它们的形成方式已经有了详尽的认知。人们在天体物理学的文献中称重于氦的元素为金属，称每种金属的总质量相对于氢的分数为其金属度（metallicity）。
金属是在恒星中心通过一种叫作恒星核合成（stellar nucleosynthesis）的核聚变过程形成的，与大爆炸核合成相反。在宇宙中，只有恒星的核具有足够高的温度和密度，可以使这一过程发生。然而，即使是恒星核的温度和密度也不足以合成重于铁的元素。人们预言，这些元素是在质量极大的恒星的核中，在恒星演变的最后阶段形成的；或者是在质量大于太阳的恒星中，在一次标志着恒星死亡的狂暴爆炸中形成的。
一项成功的重元素合成理论应该能够通过已知的物理学原理解释它们的形成，同时也能够预测它们的丰度。在1957年的一篇经典论文中，E. M. 伯比奇（E.M.Burbidge）、G.R. 伯比奇（G.R. Burbidge）、W.A. 富勒（W.A. Fowler）和F. 霍伊尔（F.Hoyle）提出了一些能够在恒星上生成重元素的新过程。作者在这篇论文中首次证明了，从锂到铀的所有原子核都可以在恒星上形成。核物理学后来的进步证实了文中提出的许多生成重元素的反应，人们也测量了恒星中的元素丰度，对它们进行了检验。
利用上一章有关恒星演变的信息，本章将给出合成恒星中重元素的步骤。我们将讨论导致不同元素的合成的过程，以及使星际介质富集的机理。本章还会研究产生重元素需要的物理条件。
重元素的形成
恒星核合成过程的第一步，是由4个氢原子核通过聚变形成氦原子核：
4 (1H) →4He+2e++2ν+能量
在这里，1H和4He元素符号左上角的数字说明了氢和氦的原子核中的核子（质子和中子）个数，即氢核中有一个质子，氦核有两个质子和两个中子（专题框14.1）。正电子（e+）是电子的反粒子，它们将在形成之后立即与电子湮灭，产生高能伽马射线。中微子（ν）是质量非常小的粒子，带有能量，其速度接近光速，它们不与物质发生作用，所以可以从介质中逃逸。4He生成的步骤见图14.1。
图14.1 在恒星星核中由氢合成氦-4的逐步过程
通过这一过程以及其他核反应产生的能量，是恒星发出的热和光的来源，太阳也不例外（专题框13.1）。在主序星通过燃烧氢合成氦的过程中，恒星耗尽了燃料（氢），结果它在引力作用下收缩（因为这时不再有向外的辐射压力了），而且温度升高，星核温度达到了大约1亿开尔文。在这样的温度下，氦核可以克服它们之间的静电排斥力而相互聚合。于是，三个氦核将结合生成一个碳核和大量能量：
3 (4He) →12C+能量
专题框14.1 原子序数和质量数
我们是根据化学元素的原子核中的质子数代表的电子组态来辨认它们的。拥有相同质子数的元素具有类似的化学性质。这些拥有相同质子数、不同中子数的元素叫作同位素（isotopes）。中子较多的同位素更加致密。
表明化学元素身份的是它们的原子序数（原子核中的质子数）和质量数（原子核中质子与中子的总数）。我们用如下方式表示一个以元素符号X、原子序数Z和质量数A来代表的元素：
这一过程发生在每一颗恒星上，无论它们的质量如何。人们称这一牵涉氦俘获的过程为阿尔法过程（alpha process）。上面的反应牵涉三个氦核，叫作三氦过程（triple-alpha process）。然而，三个氦核同时碰撞的概率极低，因此这一过程极为罕见。更经常发生的是两个4He的聚合，生成8Be（铍-8）。这种元素不稳定，很快就会衰变为两个氦核。我们已经在第6章中讨论过，8Be是在早期宇宙中产生的，但因为它不稳定，很快就会衰变，因此推迟了比4He更重的元素的形成，这就是所谓的铍瓶颈。铍瓶颈是在恒星星核中得到克服的，那里的密度极高，所以铍刚刚产生，就在还没来得及分解的时候与第三个4He结合，产生了12C：
4He+4He→8Br
8Br+4He→12C
下面的步骤导致重于碳的元素的生成只能在大质量恒星的核中进行，因为那里处于高温、高密度的极端条件下（图14.2）。
当大质量恒星星核中的大部分燃料（氦）被消耗的时候，系统的能量生成停止了，并在引力作用下坍缩，使星核的密度和温度增加。当温度达到大约6亿开尔文时，碳燃烧开始，并通过如下反应形成了镁：
12C+12C→24Mg+能量
这样的温度只能在质量远远大于太阳的恒星的星核中产生。一般来说，重于碳的元素的原子核中有很多质子，这样的元素聚合会造成巨大的静电排斥力，因此需要极高的温度和压力来克服。所以，像前文中两个重元素的原子核聚合的反应是罕见的（图14.2b）。出于这一原因，这类过程被叫作罕见过程（r-processes）。然而，一个碳原子核俘获一个氦原子核形成一个氧原子核的过程所需的温度要低得多，大约为2亿开尔文，所以它的发生概率要高得多（图14.2a）：
图14.2a 图中显示了所谓的慢过程（s-processes），说明可以通过俘获4He来形成较重元素的原子核。质子和中子分别以蓝色和红色表示
图14.2b 和重元素聚合生成铁。考虑到重元素的丰度比较低，碰撞概率很小，因此这些是过程罕见的。质子和中子分别以蓝色和红色表示
12C+4He→16O+能量
类似地，一个氧原子核（16O）也可以俘获一个4He，生成20Ne：
16O+4He→20Ne+能量
综上所述，与涉及两个重原子核的过程（罕见过程，图14.2b）相比，涉及氦俘获的过程（慢过程，图14.2a）更加常见。于是，质量数为4的倍数的元素（氦的质量数为4；其他如碳-12、氧-16、氖-20、镁-24、硅-28等）的丰度更高，也更稳定（图14.3）。质量数在4的倍数之间的元素是在其母元素的原子核释放质子和中子，并且这些核子被其他原子核吸收时形成的。由于这个原因，这些元素的丰度低于那些直接通过氦俘获产生的元素，即阿尔法元素（alpha elements）。
图14.3 在质量数（质子数与中子数之和）为4的倍数的元素是通过俘获一个4He形成的。这些元素是丰度最高的，因为重元素通过俘获一个4He合成更重的元素的概率高于两个重元素的聚变
到了硅-28在恒星星核中形成的时候，恒星内部的温度如此之高（大约30亿开尔文），它将较重的原子核分解成了其组成部分，即许多氦核。例如，高能光子将硅-28分解为7个氦-4原子核。这些氦核接着又被其他原子核俘获，通过阿尔法过程（alpha process）创造了新的元素，例如镍-56：
28Si+7(4He)→56Ni+能量
然而，56Ni（镍）是放射性元素，且不稳定，会衰变为56Co（钴），然后又一次衰变为所有元素中最稳定的56Fe（铁）。这是阿尔法过程的最终产物，最后变成了恒星星核中的铁（图14.2b）。铁原子核的结合能（将26个质子和30个中子结合在一起需要的能量）大于其他任何元素的原子核的结合能。出于这一原因，铁非常稳定，需要大量的能量才能将它转化为另一种更重的元素。即使在质量最大的恒星的星核中，也没有如此多的能量。
为了合成重元素，需要有持续的4He供给。有两种产生4He的方法：第一种是让4个氢原子核在恒星（无论质量大或小）上发生聚变（图14.1）；另一种方法更常见，但只能发生在大质量恒星（质量超过太阳的质量的1.3倍）的星核中，即通过一个碳、氮和氧（CNO）的循环（图14.4）实现。这个过程可以通过链式反应生成一个氦核、两个正电子和两个电子中微子，其中以碳、氮和氧作为催化剂。
比铁更重的元素
拥有不同于氦核俘获的另一种过程，是生成比铁更重的元素的必要条件。在演变的恒星的星核中发生的核反应会产生作为副产品的中子。中子不带电荷，可以在不受质子的排斥力影响的情况下穿过原子核。所以，重元素可以触发一种叫作中子俘获的过程，其中有一个中子添加到原子核中，产生了同种元素的一个较重的同位素。例如，通过中子俘获过程，56Fe（铁-56）原子核可以俘获一个中子，成为57Fe（铁-57）同位素。中子俘获过程还可以进一步使57Fe转变为58Fe（铁-58），然后变为59Fe（铁-59）。这些同位素中一部分有不稳定，它们会变成过去没有形成过的新元素。中子大概需要一年才会被俘获，从而使那些同位素有充足的时间在俘获另一个中子之前衰变为另一种元素。这些过程发生得很慢，所以叫作慢过程。铜、银、金这类元素就是通过慢过程形成的（专题框14.2）。以这种方式产生的最重的稳定元素（非放射性元素）是209Bi（铋-209）（专题框14.3）。任何通过中子俘获过程形成的重于铋的元素都是放射性元素，会衰变成较轻的元素并最终生成209Bi。最重的元素是通过另一种不同的物理过程生成的。
图14.4. 生成氦核的碳-氮-氧（CNO）循环的例子。这一过程对于温度敏感，是质量大于太阳的1.3倍的恒星上的主要反应
专题框14.2 恒星核合成的证据
元素锝-99是一种放射性同位素，半衰期约为20万年。这就意味着这种元素几乎都已经衰变了，在地球上不会找到它的踪迹。然而，进行光谱研究的天文学家们找到了它在红巨星上存在的证据，证明了它是在这些恒星上通过中子俘获形成的，这也是这种元素能够形成的唯一已知方式。人们将它视为慢过程存在的实验证据。
专题框14.3 在恒星中的元素合成
地球上的生命所必需的元素是在质量较小的恒星上形成的。大质量恒星创造了铁和硅，它们形成了地球和我们在日常生活中需要的许多材料。最重的元素极为罕见，因为适合它们生成的条件极少发生（平均而言，每个星系每10年发生一次超新星爆发），每次发生的时间也极短（超新星爆发后的几分钟内）。超新星爆发也把重金属分散到了星际介质中。
最重的元素的起源
最重的几种元素是在恒星死后产生的狂暴的超新星爆发中形成的。这些爆炸属于宇宙中最有威力的爆炸之列（仅次于宇宙大爆炸），能够打碎重元素的原子核，并释放数量相当大的中子。这些中子很快就被超新星爆发时在场的元素吸收。这种情况发生得如此迅速，使得不稳定的元素没有足够的时间衰变。同样，在许多情况下，多个中子会被轻元素俘获，导致重元素形成。所以，最重的元素是在超新星爆发期间、在非常短的时间间隔（15到30分钟）内的极端温度下形成的。因为适合最重的元素形成的条件存在的时间极短，所以这些元素在宇宙中丰度是最低的。总之，比铁重的元素的丰度大约为氢和氦的十亿分之一。重元素238U（铀-238）和242Pu（钚-242）就是通过这一过程形成的。
图14.5 标注了不同元素起源的周期表。大质量和小质量的恒星有不同的演变历史，它们创造的元素也因此不同
插图出处：图14.5: Based on information from https://en.wikipedia.org/ wiki/File:Nucleosynthesis_periodic_table.svg.
图14.6 这一循环说明了重元素在恒星上的合成、由于超新星爆发造成的这些元素在空间中的分散以及在星际介质中的富集
我们可以根据以上讨论得出这样的结论：由于质量数不同，不同的元素有不同的起源。有些元素〔那些质量数为4的倍数的元素的原子核俘获阿尔法粒子（即4He）形成的元素〕的丰度高于其他元素。比铁重的元素只能通过在大质量恒星的核中以中子俘获过程形成，或者在超新星爆发时形成。这些都是慢过程，因此通过这种方式形成的元素很罕见。最重的元素只能产生于超新星爆发的地点，通过中子俘获形成。图14.5所示的元素周期表总结了元素的起源。
星际介质的富集
星系内的新恒星诞生于已有恒星之间的介质中。这些已有恒星是从大爆炸产生的原始物质（氢和氦）中形成的（第一代恒星），或者从通过恒星演变加工、并通过超新星爆发抛到星际空间的物质（富含重元素）中形成的（第二代恒星）（图14.6）。于是，由加工过的物质生成的第二代恒星富含重元素。这些材料是在恒星中形成的，并由它们的寄主恒星在死后通过超新星爆发分散到恒星之间的空间。这些被分散到星际介质中的材料是在太阳系中的行星、地球及其庇护的生命形成的根源。因此，与它的上一代前辈相比，每一代新的恒星中的重元素都更为富集。与更晚些时候从经过加工的材料中诞生的年轻恒星相比，老恒星（球状星团）的重元素富集程度更低。
总结与悬而未决的问题
星系中的星际介质包含大量气体与尘埃，它们是恒星形成活动场所的寄主。气体云在自身引力作用下坍缩，增加了云核的密度与温度。一旦达到了密度与温度的临界值，聚变就会发生，恒星由此形成。在恒星的中心，4个1H核结合形成一个4He。星际气体云主要由大爆炸时产生的氢原子组成，所以那时没有氢短缺之虞。在氦形成之后，通过一步一步的聚变过程，形成了重些的元素。两个4He核结合形成8Br（铍），铍又进一步与另一个4He聚合形成12C，以此类推，直到产生56Fe。
这些通过4He聚变产生、因此具有4的整数倍质量数的元素是丰度最高的元素，因为4He的丰度极高，而且在需要氦核聚变的恒星星核中的密度和温度都极高，所以这些过程进行得高速、迅捷。人们称这种过程为阿尔法过程。铍的情况很有意思，它也是在大爆炸之后很快形成的，但因为它不稳定，所以立即衰变了。然而，在恒星的星核中，由于密度更高，所以在铍衰变之前，它便参与了另一个4He聚变，产生了12C。这是产生碳的最有效的方式。其他无法通过氦核聚变产生的丰度不那么高的重元素是通过中子俘获生成的。这些过程比较慢，因此叫作慢过程。这个过程会产生不稳定同位素，它们进而衰变为其他重元素（其中质子与中子数之和不是4的整数倍）。最重的元素是在标志着恒星死亡的超新星爆发中形成的。根据原有恒星的质量混合调配，产生了不同的元素。超新星爆发期间极高的温度分解了许多重元素，释放了中子。这些中子会接着被其他元素吸收，导致最重的元素形成。这些元素非常罕见，因为合成它们的条件只能在超新星爆发过程中非常短促的时间段内（15到30分钟）得到满足。
考虑到导致不同元素形成的各种过程，合成它们的场所各不相同，从大爆炸（最轻的元素H和4He）、大质量恒星（上至铁）、小质量恒星（比碳轻的元素）、直到超新星（最重的元素）（图14.5）。这是今天在地球上存在的不同元素的起源，尽管还有一些元素只存在于太空之中（专题框14.4）。
专题框14.4 自然界有多少种元素？
当前我们已知存在着大约115种不同的元素。它们中的81种是稳定存在于地球上的，构成了宇宙的基本物质组成。地球上还有10种不稳定的放射性元素。由于持续的衰变，它们的丰度随时间降低，到今天已经非常稀有了。另外还有20种实验室中产生的人造元素。剩下4种元素或者是在地球上没有、在其他恒星上发现的，或者还没有能够证明其存在的实验证据。
我们还不清楚是否仍然存在着尚待发现的未知元素，或者地球上的元素是否都是在同一时间内出现的。为什么一些元素存在于太空中而不在地球上？使用地基与天基的大型天文台，天文学家们将能够在我们的银河系和其他星系中更多的恒星上寻找重元素，测量这些系统的金属丰度。
回顾复习问题
1. 解释从1H形成4He的分步过程。
2. 什么是阿尔法过程？
3. 描述与12C的生成有关的不同过程。解释哪一种是最有效的方法及其原因。
4. 比碳重的元素是在哪里合成的？是怎样合成的？
5. 为什么质量数（原子核中质子与中子的总数）为4的倍数的元素丰度更高也更稳定？
6. 解释慢过程以及它们生成了哪些元素。
7. 大质量恒星星核中的高能光子能够将重元素分解为它们的组成部分。这个过程是怎样影响重元素合成的？
8. 什么是CNO循环？解释其意义。
9. 解释重于铁的元素的形成过程。
10. 解释重元素在星际介质中分布的过程。
参考文献
Bennett, J., M. Donahue, N. Schneider, and M. Voit. 2007. The Cosmic Perspective. 4th ed. Boston: Pearson/ Addison-Wesley.
Burbidge, E. M. Burbidge, G. R. Fowler, W. A. and Hoyle, F. 1957. “Synthesis of the Elements in Stars.” Rev. Mod Phys. 29, 547.
Schneider, S.E., and T.T. Arny. 2015. Pathways to Astronomy. 4th ed. New York: McGraw–Hill.