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元素的起源︰從地水火風到B2FH

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撰文者:原文作者:Stan Woosley, Virginia Trimble, Friedel Thielemann,編譯:文裕
發文日期:2019-05-02
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  • 「這世界是由什麼組成的?」這問題從古代就一直縈繞於人類的心。而古人猜想宇宙由四種或五種元素組成,這些元素可能是「地、水、火、風」,也可能是「金、木、水、火、土」。


    元素1
    圖一

     


    在其後的2000多年間,科學家們找到越來越多元素。這個元素之旅,在19世紀還有一些重大突破。


    其中一個突破是俄國科學家德米特里‧伊萬諾維奇‧門得列夫 (Dmitri Ivanovic Mendeleev) 和德國化學家尤利烏斯‧洛塔爾‧邁耶爾 (Julius Lothar Meyer) 製作了一個表收錄當時已知的元素,那正是最早期的元素週期表。

     

    另一突破是羅伯特‧本生 (Robert Bunsen) 和古斯塔夫‧羅伯特‧克希荷夫 (Gustav Robert Kirchhoff) 對太陽光譜研究。他們以當時尖端的技術,把太陽光分解成從紅光到藍光一個連續光譜,這光譜中會出現一些暗線,這組暗線稱為「夫朗和斐譜線 (Fraunhofer lines) 」。他們把夫朗和斐譜線中每一條暗線對應至當時已知的元素譜線,發現存在於地球的元素也可能在太陽出現。
     

    其後,維克多‧戈爾德施密特 (Victor Goldschmidt)、漢斯‧蘇易士 (Hans Suess)、哈羅德‧尤里 (Harold Urey) 調查了各元素在太陽系中的豐度。直到現在,天文學家們大致掌握宇宙中各元素的豐度。
     

    然而,宇宙中各元素的豐度如何演化至今,當時的科學家們仍一籌莫展。
     

    在1950年代,弗雷德‧霍伊爾 (Fred Hoyle) 提出了一個假說︰

    “  宇宙是穩態的,而氫則持續地生成,其他元素則以透過新星爆炸產生。另一方面,一種大爆炸理論則認為所有重元素是大爆炸一刻就出現的太初元素。但這模型都無法解釋質量數是5至8之間的元素的豐度。

     

    1957年,弗雷德‧霍伊爾 (Fred Hoyle) 連同三位科學家瑪格麗特‧柏比奇 (Margaret Burbidge) 、傑佛瑞‧柏比奇 (Geoffrey Burbidge) 、威廉‧福勒 (William Fowler) 發表了論文《恆星中的元素合成 (Synthesis of the elements in stars) 》。這論文很常被稱作「B2FH」——這是取自四位作者的姓氏首字母。
     

    同年,加拿大物理學家阿利士德‧卡梅倫 (Alastair Cameron) 也發表了一篇論文,題為《恆星演化、核天文學和核生成過程 (Stellar Evolution, Nuclear Astrophysics and Nucleogenesis)》。
     

    B2FH和卡梅倫這兩篇論文提出了一個相當具說服力的模型︰恆星核合成 (Stellar nucleosynthesis)。
     

    恆星核合成指的是恆星透過合成重元素並獲得能量的過程。這些新鮮出爐的重元素會被恆星風或超新星爆炸等事件拋射至星際空間,當中有一些重元素會摻雜至較新的恆星中。這說法與實際的觀測結果吻合——越古老的恆星的確含有越少重元素。有些恆星的表面甚至有短壽命的核素嬗變的跡象。
     

    除了上述數據,福勒和他的同事在凱洛格實驗室也獲得非常多珍貴數據,這些數據亦為B2FH所充份利用。他們以8個過程有系統地解釋了所有元素的豐度。這是人類首次能夠把每個穩定的同位素的生成機制配對至不同的天文物理情景中。

    這些過程包括︰

    1. 為人熟知的氫和氦燃燒,產生氦和碳、氮、氧的一些同位素。
    2.α放射和捕獲過程,它們產生中等質量 (鎂至鈣) 之間某些元素。
    3. e過程,它透過化學平衡,使鐵及其他原子序數接近的元素達至現有豐度。
    4. r過程、s過程和p過程,它們產生重元素。其中p過程產生質子比例較高的同位素。
    5. x過程,它產生較輕的元素,包括氘、鋰、鈹、硼。

     
     

    元素2

    圖2

     

    這麼一來,所有元素的生成和豐度最終也能歸結至大爆炸、宇宙射線造成的核分裂、中微子交互作用等更基礎的物理現象。

    B2FH模型當中,值得一提的是兩種不同的中微子捕獲過程——分別是r過程和s過程。r和s分別是「rapid」和「slow」的字首。顧名思義,它們是快的過程和慢的過程。
     

    首先,r之所以叫做「快」的過程,是因為它的持續時間比一般的穩定恆星壽命要短很多,它產生的中微子數目也比穩定恆星多得多。具體有多快?超新星爆炸那麼快。由於第I型超新星爆炸的光度曲線似乎可以由放射性物質的衰變解釋,因此科學家曾懷疑r過程產生的鋦–254是形成該光度曲線的主因——現在我們知道e過程的鎳–56才是形成光度曲線特徵的主因,而r過程發生的地方一直都是個謎,直到最近,科學家才開始懷疑中子是與r過程是否有關——即使超新星的爆炸機制到現在仍未被清楚了解,超新星的爆炸和它的發生頻率的確能完整解釋星系中的重元素豐度。
     

    至於慢得多的s過程則是燃燒氦核時出現的副反應,這反應會釋放中子。透過考慮一些與s過程相關的核反應,科學家可以推論出一些原子核的性質,例如中子的捕獲截面等。

     

    元素3
     

    圖3


    相關的研究在近年有更多的進展,模型也得以修訂。
     

    第一個修訂是——氘和大部份的氦則是宇宙大爆炸產生的。

    第二個修訂則是s過程生成的元素分佈︰s過程生成的元素當中,較重的元素出現在低質量至中等質量的恆星風中;而鋯和更輕的元素則源於高質量的恆星。


    其後有不少豐碩成果都是透過電腦模擬所得。一直以來,科學家都有利用電腦模擬恆星的演化和各元素在恆星中的豐度。透過這些模擬,科學家得以對該8種過程作出調整。

    其中一個調整對象是α過程—— α過程造成的效應比科學家當初估計的小得多。反而異軍突起的是碳、氖、氧、硅等燃燒過程,這些燃燒過程產生的元素似乎比以認為的都要多。

    另外,科學家亦用把超新星模擬作一個不穩定的流體動力學系統。科學家發現,有很多核素並非在超新星爆發的一刻就直接被合成,它們往往是由超新星爆炸時產生的放射性母核透過衰變所得,這過程比之前預想的較迂迴曲折一點。其中一個例子是56Fe 。56Fe 是e過程中一種重要的核素,而它正是從56Ni 衰變所得,56Ni恰巧就是Ia型超新星爆炸的產物之一。

    這系列的核合成機制對星系成份的影響不停被科學家檢證。現今的不解之謎還有第一代恆星的角色、恆星的拋射物的確切成份、研究宇宙學時這些爆炸的作用。B2FH和卡梅倫奠下基礎後天文核物理學正式成為一門講求量化的科學,一門觀測科學家、模型科學家、核子實驗科學家和核子理論物理學家能作出貢獻的科學。


    本文感謝Physics Today (American Institute of Physics) 同意物理雙月刊進行中文翻譯並授權刊登。原文刊登並收錄於Physics Today, Feburary 2019 雜誌內(Physics Today 72, 02, 36 (2019);https://physicstoday.scitation.org/doi/10.1063/PT.3.4134);原文作者:Stan Woosley, Virginia Trimble, Friedel Thielemann 。中文編譯:文裕。

    Physics Bimonthly (The Physics Society of Taiwan) appreciates that Physics Today (American Institute of Physics) authorizes Physics Bimonthly to translate and reprint in Mandarin. The article is contributed by Stan Woosley, Virginia Trimble and Friedel Thielemann , and is published on https://physicstoday.scitation.org/doi/10.1063/PT.3.4134. The article in Mandarin is translated and edited by Abel.

     

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