發現自然之美：諾貝爾物理獎1983

1983 年的諾貝爾物理獎頒給兩位美國物理學家，一位是印度裔美國籍天體物理學家，蘇布拉馬尼安· 錢德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar，1910-1995），得獎的理由是「有關恆星結構及其演化的重要物理過程的理論研究」。另一位則是土生土長的美國核子物理學家，威廉· 福勒（William Fowler，1911-1995），他的得獎理由則是「對宇宙中形成化學元素核反應的理論和實驗研究」。他們的得獎顯示了二十世紀中，科學家在了解星體的結構、演化還有宇宙中元素的生成等，都有著巨大的進展。

錢德拉塞卡於1910 年出生在英屬印度旁遮普地區拉合爾（現在的巴基斯坦），他在1930 年7 月獲得印度政府的獎學金，前往英國劍橋大學深造，進入劍橋三一學院就讀。在赴英的旅途上，他算出了白矮星的質量上限，就是赫赫有名的「錢德拉塞卡極限」，就是星體靠著電子簡併壓能夠維持靜力平衡的質量上限。現在科學家們知道如果質量繼續超過這個界線，恆星可能成為超新星之後塌縮成中子星、甚至成為黑洞。錢德拉塞卡在1933 年夏天獲得劍橋大學的博士學位，並且在當年10 月成為三一學院的研究員（1933 年-1937 年）。他在這段時期認識了天文學家亞瑟· 愛丁頓；不幸的是，錢德拉塞卡的白矮星論文遭到愛丁頓的強烈抵制。縱使他的這篇論文後來被證明是正確的，但由於愛丁頓的權威和偏執，少有人願意聲援年輕的錢德拉塞卡，這讓他發現英國已難有容身之處，只能遠渡重洋去美國尋求發展。1937 年1 月，錢德拉塞卡前往芝加哥大學，於1941 年晉升為副教授，兩年後晉升為正教授，時年33 歲。1946 年，當普林斯頓大學向錢德拉塞卡提供了一個職位，薪水是芝加哥大學的兩倍時，芝加哥校方提高了他的工資，與普林斯頓大學的工資相匹配，並說服錢德拉塞卡留在芝加哥。1952年，他應費米的邀請，成為理論天體物理學和恩里科· 費米研究所的莫頓· D · 赫爾教授。1953 年，他和妻子一起獲得了美國公民身份。

錢德拉塞卡的研究活動約莫十年就會改變一次主題，在研究完恆星結構，包括白矮星理論之後，1939 年-1943 年間，他轉向研究恆星動力學。錢德拉塞卡透過考慮銀河系內恆星的動態對重力場所造成的擾動影響，修正了過去由揚· 奧爾特等人提出的恆星動力模型，針對這個複雜的力學問題，他提出了包含20 條偏微分方程式的解析解，其中包含了一個新的物理量，錢德拉塞卡稱之為「動態摩擦」，其主要的兩種作用在於降低個別恆星的速度，並使恆星系統趨於穩定。錢德拉塞卡將此結果應用於星系中關於星際介質的研究，並發現星系中氣體與塵埃的分佈其實是非常不平均的。

第二次世界大戰期間，錢德拉塞卡在馬里蘭州阿伯丁試驗場的彈道研究實驗室工作；在那裡，他致力於研究彈道學問題，錢德拉塞卡在流體動力學方面的專業知識促使歐本海默邀請他加入洛斯阿拉莫斯的曼哈頓項目，但由於他的安全許可處理延遲，讓他無法為此效力。1943 年-1950 年間，錢德拉塞卡集中研究恆星內的輻射傳輸。他後來在1950 年開始研究磁流體穩定性與流體動力學，直到1961 年才告一段落。在20 世紀60 年代，他研究了橢圓體平衡圖的平衡和穩定性以及廣義相對論。從1971 年開始，他開始對黑洞的數學理論進行研究。在1980 年代後期，則轉向重力波碰撞的研究；可以說他的研究包含了所有與天體結構和演化的各個面向。

另一外得主威廉· 福勒於1911 年8 月9 日出生於美國賓夕法尼亞州的匹茲堡，他在俄亥俄州立大學拿到物理學士後，1936 年在加州理工學院獲得核物理學博士學位。他的博士論文內容是關於質子與輕元素之間的核反應，這個過程對恆星內部的碳氮氧循環很重要，此後他一直留在加州理工學院。

雖然諾貝爾委員會表示，福勒得獎是為了表彰福勒數十年來，在恆星核心熱核反應速率方面所做的實驗工作；不過一般都認為，他最著名的論文是1957 年與瑪格麗特· 伯比奇、傑佛瑞· 伯比奇和弗雷德·霍伊爾一起寫的〈恆星內部的元素合成〉（Synthesis of the Elements in Stars，《現代物理評論》第29 卷第4 期，547-650 頁）。這篇論文通常被稱為B2FH，它描寫了恆星內部通過核合成的反應而形成元素的過程。福勒的得獎與這篇論文的關係匪淺，所以我們還是在此介紹一下。

在\(\rm B^{2}FH\)論文發表之前，科學家相信氫、氦和鋰大部分是在大霹靂時合成的，而恆星內部會透過核反應將氫融合為氦，將氦融合為碳、氧等重元素。但是比鐵更重的元素的核融合過程不會釋放能量，而是要吸收能量，如此一來無法維持恆星內部的結構，所以比鐵更重的元素為何會出現在天體中，成為一個難解的問題。霍伊爾雖然已經在他1954 年的論文中提出，超新星爆發後的核合成可能是造成這些現象的原因，但是還沒有足夠的研究支持他的看法。

1954 年至1955 年間，威廉福勒利用休假時間去劍橋拜訪了霍伊爾，兩人邀請瑪格麗特· 伯比奇（Margaret Burbidge）和傑佛雷· 伯比奇（Geoffrey Burbidge）這對夫婦前往劍橋與他們一起，因為這對夫婦最近發表了有關恆星中元素豐度的大量工作，而這對檢驗霍伊爾的假設是不可或缺的，這個四人組在劍橋期間開始合作。福勒回到加州理工學院時，由於工作還未完成，他鼓勵伯比奇夫婦前往加利福尼亞與他會合，為此福勒於1956 年在加州理工學院為伯比奇夫婦設立了臨時職位。福勒與霍伊爾先完成草稿，伯比奇夫婦於1956 年在加州理工學院完成的第一份完整草稿後面，又添加了廣泛的天文觀測和實驗數據來支持該理論，這篇文章就是赫赫有名的\(\rm B^{2}FH\)。

\(\rm B^{2}FH\)論文主張，比鐵重的元素是在超新星爆發時發生的s 過程和r 過程所合成的。福勒對\(\rm B^{2}FH\) 的貢獻主要是在s 過程和r 過程中的核物理，這兩種過程在產生比鐵重的元素的星系化學演化中占了很重的分量。所謂r 過程指的是快中子捕獲過程（rapid neutron-capture process），緊接在核塌縮超新星之後，有高溫和一股強大的中子通量（每平方公分每秒鐘大約有 1022 個中子），因此重核捕獲中子不僅進行的

速率遠比β 衰變更快，並且穩定。這意味著r− 過程會" 沿著" 中子滴線（drip line）進行，只有兩件事情能夠阻止這個過程超越中子滴線，一是中子捕獲截面積，因為中子殼層填滿而變小；另一個則是反應達到重元素的同位素穩定區域，當捕捉中子的重核變得不穩定時，便會自發性核分裂，使r− 過程終止，如此便生成了質量數很高的重核。

而s 過程或稱為慢中子捕獲過程（slow neutron-capture process），是發生在相對來說中子密度較低，溫度中等條件下的星體內。在這樣的條件下，原子核進行中子捕獲的速率相較之下就低於負β 衰變。穩定的同位素會持續捕獲中子質量數不斷上升；但是若變成放射性同位素時，在下一次中子捕獲前就先衰變成為穩定的重核，這樣就能產生質量數相對很高的重核。

\(\rm B^{2}FH\)預測元素的豐度會隨著宇宙時間的推移而演變，這一想法可以通過天文光譜學來測試每種元素都有一組特徵譜線，因此恆星光譜可用於推斷單個恆星的大氣成分。觀測表明恆星的初始重元素含量（稱為金屬豐度）與其年齡之間存在很強的負相關性，最近形成的恆星往往具有更高的金屬豐度。\(\rm B^{2}FH\) 論文形式上雖然是一篇綜述文章，總結了恆星核合成理論的最新進展，最終論文長104 頁，包含34 個圖、4 個照相底片和22 個表格。\(\rm B^{2}FH\) 引起了科學界對核天體物理學領域的關注，通過回顧恆星核合成理論並用觀測證據支持它，\(\rm B^{2}FH\) 在天文學家中牢固地確立了這一理論。

兩位科學家在得獎後繼續在學術崗位上努力。1985 年，錢德拉塞卡從芝加哥大學退休。從1990 年至1995 年之間，他在研讀牛頓的《自然哲學的數學原理》之後在1995 年出版了《牛頓< 原理> 大眾導讀》（Newton's Principia for the Common Reader），同一年，錢德拉塞卡因心臟衰竭去世於芝加哥，享壽八十五；福勒則是於1995 年3 月14 日，逝世於加利福尼亞州的帕薩迪納，享壽八十四。