專業 物理

星際間的重元素與超重元素

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撰文者:吳孟儒
發文日期:2021-06-14
點閱次數:524


  • 自從化學元素週期表在19世紀間被建立後,科學家不斷的追尋有哪些原子序更高的化學元素 (chemical element) 或是質量數更大的核種 (nuclide),能在實驗室或宇宙演化中被製造出來。在過去二十年內,透過在俄羅斯杜布納 (Dubna) 的核物理聯合研究機構 (Joint Institute for Nuclear Research,JINA),在日本的理化學研究所 (Institute of Physical and Chemical Research,RIKEN),以及在美國的勞倫斯利佛摩國家實驗室 (Lawrence Livermore National Laboratory,LLNL) 的實驗核子物理學家的努力下,在探索超重元素 (superheavy elements) – 原子序超過103的元素 – 或稱超錒元素 (trans-actinides) 的存在上取得了重要的進展。實驗學家透過熱核融合反應成功產生了原子序從113 (鉨,Nihonium) 到118 (截圖 2021-06-14 下午10.30.33Oganesson) 之間的元素[見圖(一)]。這些重要進展除了幫助填滿了週期表的第七列之外,更對於超重元素的核物理、原子物理以及高原子序的化學性質的了解上有重要的幫助。


    在此同時,我們也知道目前自然界中包含了各式各樣的重金屬元素,其中原子序最大的是大家都很熟悉的的放射性元素鈾 (Uranium,原子序92)。在宇宙的演化中,這些高原子序與大質量數的重元素究竟是如何產生?超重元素是否能在天文環境下被製造?如何確定這些重元素與超重元素的存在?這些課題的答案皆是天文學家與物理學家試圖追尋的目標之一。


     
    fig1 (10)
     

    圖(一)  元素週期表。 圖中標示出原子序在113的鉨到118之。此外,文中所指的鐳為第2族元素,錒、鉲為錒系元素,三者較穩定的同位素型態分別是鐳-226、錒-227、與鉲-249及251。[1]

     
    中子捕獲過程與重元素的生成

    物理學家很早就認知到,宇宙大爆炸 (Big Bang) 的核合成僅能主要產生氦-4以及其他少量的輕核子如重氫、氦-3、鋰-6、及鋰-7等。大部份組成生命來源的元素,如碳、氧等等,皆是透過恆星演化過成中,星體內部高溫與高壓下產生的核融合反應所製造。這些元素透過恆星風或是超新星爆炸等機制散布到星際介質氣體內,冷卻後再形成下一代恆星。這樣子的演化與循環經過了好幾代後,最後達到我們在太陽系內看到的核種含量比例。然而,恆星演化時的主要核融合反應,也僅能產生原子序到鐵、鎳附近的元素。更重的元素則主要需要透過穩定的「鐵類元素」開始,經過一連串的中子捕獲 (neutron capture) 與貝他衰變 (beta decay) 來形成。這類中子捕獲製造重元素的過程,又可透過比較平均中子捕獲速率與過程中產生的不穩定核種的貝他衰變速率的快慢,分為「慢過程 (s-process)」與「快過程 (r-process)」[見圖(二)]。慢過程主要發生在恆星演化過程中的氦殼層燃燒 (helium shell burning) 部份。因為其平均中子捕獲速率遠小於產生的不穩定核種的貝他衰變速率,僅能製造在穩定核種周圍的核子。因此,透過慢過程所產生的重元素,最重僅能達到原子序83的鉍 (Bismuth)。 

     
    fig2 (9)
     
    圖(二)  中子捕獲過程路徑示意圖。快過程 (紅線) 從起始核子出發後,透過一連串的大量中子捕捉與貝他衰變,可以製造出遠離穩定核子群 (黑色方格)、富含中子以及大質量的核子。慢過程 (棕線) 則是中子捕捉後立刻進行貝他衰變,因此路徑僅能緊貼著穩定核子群前進。[2]

     
    然而,若是有大量的中子數量存在某些天文環境中,單一原子核可以在貝他衰變之前快速的捕獲多個中子,因此被稱為快過程。如此一來,一方面核合成過程中的路徑可以離穩定核種群相當遠,創造出極度富含中子的不穩定原子核,甚至達到核種存在的邊界。另一方面,此一過程有機會可以製造出質量數約等於或甚至超過300的核種。因此,快過程除了是自然界中最重要的產生重元素的方式之一,更是目前已知唯一有可能在自然界中產生超重元素的機制。 


    快過程在哪裡發生?


    在宇宙的演化過程中,有哪些可能的天文環境可以提供大量的中子讓快過程發生呢?理論天文物理學家曾經提出過各式各樣的可能性,包含不均勻性的宇宙大爆炸 (inhomogeneous Big-Bang)、核心坍縮型超新星爆炸 (core-collapse supernova)、磁轉動超新星 (magneto-rotational supernova)、坍縮星 (collapsar) 導致的黑洞吸積盤系統 (black hole – accretion disk system)、原磁星 (proto-magnetar)、夸克–強子相變超新星 (quark-hadron phase-transition supernova)、雙中子星合併 (binary neutron star merger)、中子星–黑洞合併 (neutron star – black hole merger)、甚至是原初黑洞 (primordial black hole) 或暗物質 (dark matter) 引發的中子星內爆等等。在這諸多可能性中,目前唯一被天文觀測確認能產生快過程的,只有雙中子星合併這個選項。


    理論天文物理學家在數十年前就已預測雙中子星合併的現象會同時產生重力波、短伽碼射線爆,及所謂的「千倍新星 (kilonova)」– 比常見的新星 (nova) 亮約一千倍的爆炸事件。其中,千倍新星這種新的瞬變天文事件的能量來源,主要是由拋出來的爆炸物質中,發生的快過程產生的不穩定重元素衰變所提供。在2017年8月17號,位於美國的雷射干涉重力波天文台 (LIGO) 首度偵測到雙中子星合併時所輻射出的重力波訊號,並通知全球的天文望遠鏡天文台。短短的十數天內,多個天文台也在同一方向陸續紀錄到於可見光及紅外線波段的精確光譜及光度曲線 [見圖(三)][3]。這些光學觀測的結果,與當前最新的理論核天文物理學計算所預測的千倍新星訊號極度相似。再透過進一步的對觀測數據的擬合,科學家確認了其中含有一定數量,由快過程製造的重元素 – 鑭系元素 (lanthanides)。除此之外,透過對此一事件中含有多少重元素,以及雙中子星事件發生的頻率範圍的分析,科學家也大致得到雙中子星合併很有可能是銀河系中最主要的重元素製造工廠的結論。


     
    fig3 (5)
     
    圖(三)  伴隨雙中子星合併事件GW170817所量測到的千倍新星光譜。標示不同光譜線的數字代表測量到重力波之後的天數。光譜線從早期主要在光學波段演化到晚期的紅外波段。透過對光譜線數據及理論模型比對,可以得出其中有快過程產生的鑭系元素存在的結論。[4]


     
    超重元素的足跡?

    儘管這次突破性的觀測提供了宇宙中重元素起源的重要線索,由於在相關的天文物理、核物理、以及原子物理上存在的不確定性,科學家暫時還沒辦法利用這次的觀測結果推斷出其中精確的各種重元素含量,也暫時無法對雙中子星合併是否有辦法製造出錒系元素 (actinides) 及超錒元素提供定論。然而,近年來世界上不同團隊的研究,包含筆者所主導的一項工作[5]皆指出,未來對於千倍新星的晚期 (約數十天至百天) 光度曲線的精準量測,將有機會發現錒系元素 (actinides) 及超錒元素存在的蛛絲馬跡。這當中最關鍵的因素在於,這類型的重或超重核種其中半衰期較長、在約數十天之後才阿爾法衰變 (alpha decay) 或是核分裂 (nuclear fission) 衰變的一部份,會在其衰變期內釋放相對大量的核反應能量,進而主宰千倍新星的發光能量來源。因此,若是千倍新星中含有這些半衰期長的重或超重元素,其較大的能量釋放率將有機會在光度曲線上留下獨特的印記。其中,已知的核種包含鐳 (Radium)-224、錒 (Actinium)-225、鉲 (Californium)-254的存在皆有機會透過此方法發現。 


    更甚者,若是千倍新星中包含了某些實驗上尚未發現,但理論上可能存在於核種圖上的「穩定島 (island of stability)」 [見圖(四)] – 質子數約115至120,質量數約300 – 附近的超重元素,其衰變所留下的足跡的發現將有機會讓科學家對超重核種的了解有重大的影響。這是因為僅管理論研究顯示,質量數大於300的超重核種在快過程中的確有機會產生,但這些超重核種被創造出來時,帶有比穩定島附近的核種更多的中子。這些超重核種能否在貝他衰變達到穩定島的路途中存活,不被各種可能的核分裂催毀,是影響能否透過千倍新星觀測到超重元素存在的重要因素。由於這些相關的富含中子超重核種的特性在短期內仍無法透過實驗決定,目前僅能依賴不確定性較高的理論核物理計算預測。因此,一旦有決定性的相關天文觀測數據時,將能對這未知核區的特性提供重要的線索。



     
    截圖 2021-06-14 下午10.40.42
     
    圖(四)  超重核種穩定島。理論核物理學家預測,在質子數約115-120,中子數約184 (質量數約300) 附近,原子核的型狀可能會接近球型,進而可能有衰變較慢,較穩定的核種存在。其與質量數較低的部份可能沒有連接在一起,因此稱為穩定島。尋找超重核種穩定島的存在一直是核物理學家的一個追尋目標。[6]

     
    其他觀測證據?


    除了對千倍新星的直接觀測之外,科學家也試圖透過其他方式理解重元素及超重元素在自然界中是否存在,以及可能在何種天文環境下產生等問題。其中一個很重要的方法是透過測量古老的前幾代的「貧金屬星 (metal-poor stars)」– 重金屬成份遠低於太陽系含量的恆星 – 表面的吸收光譜線來決定其中是否含有重元素。事實上,早期的觀測結果指出,在大部份貧金屬星表面所測量到的快過程元素含量分佈,與在太陽系中存在的分佈非常的相近 [見圖(五)]。這也是大部份科學家之所以相信宇宙中有一個主要的快過程重元素製造工廠存在的原因。近年來,隨著望遠鏡技術的進步,天文學家發現了更多富含重元素的貧金屬星。經由對這些新的貧金屬星的重元素含量分佈以及其誕生的環境推斷等,一部份的科學家認為在銀河系形成的初期,可能需要有各式各樣,如文章一開始提到的各種可能製造快過程重元素的天文環境來解釋觀測數據。然而,要達成進一步確切的結論,仍需要天文物理及核物理學家在理論、觀測、與實驗上的共同努力。 

     
    fig5 (7)

     
    圖(五)  貧金屬星CS22892-052表面元素含量與太陽系快過程元素分佈比較。CS22892-052表面的鐵含量僅約為太陽系內鐵含量的千分之一左右。縱軸數值為取10為底的對數後,相對於質子數63 (銪,Europium) 的含量。此圖顯示出貧金屬星表面重元素與太陽系中的重元素分佈相似,因此可能是主要由同一種快過程天文環境所製造。[7]


     
    其他在自然界中尋找重元素與超重元素存在的方式還包含了以下重要的幾種:尋找銀河系中的超新星殘骸 (supernova remnant) 或千倍新星殘骸 (kilonova remnant) 內的長半衰期重元素衰變光譜線;對隕石及深海地殼的元素成份的測量;對其他可能的瞬變天文過程光譜演化的詳細分析;宇宙射線的直接化學成份量測與其在礦石內留下的痕跡等等。其中,在2017年有一份研究宣稱有看到超重元素宇宙射線在石鐵隕石 (pallasite meteorites) 中的橄欖石結晶 (olivine crystals) 留下的痕跡[8]。然而,此一發現證據仍屬薄弱且尚未被其他研究證實。因此,了解星際間有哪些重元素的製造工廠,以及尋找自然界中超重元素存在的證據,仍然是未來在天文物理及核物理的交會處的一個重要的研究方向。 


    參考資料:
    修改自維基百科,條目:元素週期表 https://zh.wikipedia.org/wiki/%E5%85%83%E7%B4%A0%E5%91%A8%E6%9C%9F%E8%A1%A8https://zh.wikipedia.org/wiki/%E5%85%83%E7%B4%A0%E5%91%A8%E6%9C%9F%E8%A1%A8
    修改自維基百科,條目:Valley of stability https://en.wikipedia.org/wiki/Valley_of_stability
    B. P. Abbott et al., Astrophysical Journal Letters 848, L12 (2017)。
    修改自維基百科,條目:GW170817 https://en.wikipedia.org/wiki/GW170817
    M.-R. Wu, J. Barnes, G. Martinez-Pinedo, and B. D. Metzger, Physical Review Letters 122, 062701 (2019)。
    取自維基百科,條目:穩定島https://zh.wikipedia.org/wiki/%E7%A8%B3%E5%AE%9A%E5%B2%9B
    本圖數據取自J. J. Cowen et al., Astrophysical Journal 591, 936 (2003) 與 Sneden et al., Annual Review of Astronomy and Astrophysics 46, 241 (2008)。
    Alekseev, V. A., et al., Bulletin of the Lebedev Physics Institute 44, 336 (2017)。
    作者:吳孟儒
    中研院物理所 助研究員
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