太阳系元素的起源

发布网友 发布时间：2022-05-30 19:40

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热心网友 时间：2023-11-06 15:37

由于天体物理学、天文学、宇宙化学和核子物理学的迅速发展,人们已经了解到:①不同年龄的恒星具有不同的表面温度和光谱;②恒星主要能源系由恒星中的核反应所提供;③恒星演化到超新星阶段就会产生大规模爆炸,将大量物质抛入宇宙空间,成为后一世代星系的物质来源;④在人工核反应实验和核爆炸过程中可以产生数以千计的各种放射性和稳定同位素等。正是这种广泛的科学实践,加上前述关于太阳系元素丰度的知识 (特别重要的是关于H和He共占宇宙全部原子数目的 98%的结论),才使比较完整的“恒星合成元素”的假说得以形成。

“恒星合成元素”假说的主要内容被完整地表述在一篇重要的文献中 (Burbidge et al.,1957)。该文献共有四位作者:Burbidge E M,Burbidge G R,Flower W A,Hoyle F,因此在许多文献中称之为B₂FH 假说。根据这一假说,元素的合成是由于随着恒星的演化过程发生了热核反应的结果,而构成所有元素的原始物质或原料则是过去和现在都在宇宙中占据统治地位的 H。

作为恒星演化的一部分,元素的形成开始于约 46 亿年地球固结之前,一直持续到现在。Trimble (1977)给出了约在 150 亿年前开始的恒星演化序列:一个热的致密的早期宇宙膨胀—宇宙大爆炸-冷却,主要由局部集中的氢和氦组成,这些元素浓度不断增长并发育为银河系,通过重力塌陷恒星从气体和尘埃 (星云)中形成。每个恒星的中心最终变得非常热,足以使氢发生熔化-燃烧而形成氦 (图1-10)。氢燃烧涉及多个热核反应过程。下面为一例:

1)两个氢核(质子)相互作用形成含有一个质子和一个中子的氘核(

);

2)氘捕获一个质子形成含有两个质子和一个中子的氦(

);

3)两个

核素反应形成

(含有两个质子和两个中子),同时释放两个质子。

上述每个反应都释放能量,通过这样的核合成过程使得元素在宇宙大爆炸 (Big Bang)之后持续形成。

从原始星云中诞生的恒星首先进入主星序阶段。在图1-10 的赫罗图中主星序占据了一条对角线位置。恒星的大半生是在主星序度过的,其寿命可为几百万年或几百亿年。太阳就是一颗中等大小的主序星,已经在主星序阶段停留了 46 亿年,预计还要生存 50 亿年。所有的主星序核心都在燃烧氢,把氢变为氦。一旦氢燃烧殆尽,恒星将进入红巨星或红超巨星阶段,这一阶段以燃烧氦生成碳和氧为特征。氦聚变反应结束后,恒星演化到“水平支”,在那里星球的核反应更强烈,发生了碳、硅的聚变反应。完成这一阶段的核反应后,恒星或者经过“行星状”星云区,成为白矮星和黑矮星而走向死亡;或者变成超新星爆发,恒星物质被抛入宇宙成为星云,重新走上早期恒星的演化道路。这些星云物质也很稀薄,温度也很低,然而与原始星云相比却有一个重大的不同:新的星云中有重原子核了。

图1-10 恒星光度—颜色图(赫罗图)

(据陈骏等,2004)

太阳系元素丰度的一般特征能够通过上述恒星演化给予解释。例如,除了氢和氦之外,氧和铁是最丰富的元素,因为它们是氦燃烧形成的最终产物。Li、B、Be的丰度低或者由于它们同位素不能在热核反应的正常链中形成 (它们不稳定),或者形成后作为氢燃烧的一部分而耗尽。现在认为这三种元素的稳定形式比大多数其他元素形成的晚,是通过作为宇宙射线效应产生的更重元素的散裂 (碎裂)作用形成的。由此可知,元素的太阳系丰度主要与它们原子核的性质而非化学性质有关。在研究元素的成因时,对于各种核素画出作为质量数 (质子+中子数)函数的丰度关系图解,这类图解类似于图1-11,显示出具有较大丰度的核素是恒星核合成过程中最稳定的产物,如

等。

表1-22 展示了核素稳定性与它们的质量数 (A)、质子数 (Z)和中子数 (N)之间的关系。最稳定(丰度最大)的核素是N和Z数相等和偶数的。这样Fe的核素

就比

更稳定且丰度也更高。核素的稳定性与将核子聚合在一起的键能有关。计算表明,核素的键能随着质量数增加到

而持续增大,然后向更大的质量数增加反而又持续减小。

图1-11 Z—N 坐标系中的部分核素图

方格代表一个核素,每个核素由一定数目质子 (Z)和中子 (N)组成。阴影方格代表稳定原子,白色方格代表不稳定或放射性核素。同位素是Z相同N 不同的原子。同中异位素是N相同Z不同的原子,同量异位素 (isobar)是A值相同,Z和N 不同的原子

表1-22 稳定核素的分布取决于A (质量数)、Z (质子数)和N (中子数)是偶数还是奇数

(据Brownlow,1996)