2018年6月30日

宇宙中的金屬是怎麼來的? 宇宙中重金屬元素的起源

吳孟儒/現任中央研究院物理研究所助研究員,研究專長為粒子天文物理以及核天文物理。


宇宙元素起源

天上的星星會閃閃發亮與星球內部的核反應有關,核反應在氦融合形成碳、氧、氮、······、鐵之後,即受到能量守恆限制而無法繼續。其他比鐵更重的元素在宇宙中是如何生成的呢?科學家從某一次的重力波觀測中,找到重金屬生成的決定性證據。


重金屬的開採及使用,在人類文化歷史進步及演變上扮演著無比重要的角色。而貴重金屬(例如:金、銀、鉑等)更由於其稀少及不易氧化的特性,一直是在歷史上,從王宮貴族到普羅大眾,皆為之心醉甚至瘋狂的珍寶。為何這些金屬如此稀少?又是如何從自然界中產生的呢?


圖一:雙中子星合併後的示意圖。中間白色亮源代表雙中子星合併後溫度很高的中心物體。漣漪狀的格子代表合併產生的時空擾動──重力波。噴流形狀的發光體代表著短伽碼射線爆。環型金黃色發亮氣體代表著合併所拋射出,富含後文會提到的「快過程」貴重金屬的千倍新星。(credit:National Science Foundation/LIGO/Sonoma State University/A. Simonnet)


爆炸反應及元素生成

隨著知識進步,科學家對宇宙演化以及對核物理的了解在20世紀初期至中期間有著突破性的進展,他們認知到萬物的起源皆起於宇宙大爆炸(Big Bang)後的演化。其中,各種元素的生成是由核反應的快慢決定。因此,核反應發生時的環境溫度和密度影響了哪些元素可以形成。一般來說溫度及密度愈高,核反應發生的就愈快。在宇宙大爆炸的初始階段,由於宇宙的物質與反物質數量相差很小(小於億分之一),正反物質湮滅後,物質密度相對的稀疏,核反應速率很快就因為宇宙膨脹及冷卻而降低。透過精確的宇宙學及核物理理論計算發現,大爆炸時的核反應只能將大約24%的氫核子融合形成質量數為四的氦核子(氦四)以及其他少量的輕核子(重氫、氦三、鋰六及鋰七),因此大部分地球上存在的元素無法在宇宙大爆炸的時期產生。

科學家在同時期也理解到,天空上之所以會看到閃亮發光的恆星,其能量源於恆心內部的核反應,例如:太陽現在正處於氫融合產生氦的階段。不同質量的恆星,在其數百萬至數十億年的演化過程中,能融合形成的元素也不一樣。小質量恆星如太陽,核反應在氦融合形成碳、氧、氮之後,就因為溫度不夠高而停止。對於約大於太陽質量十倍以上的大質量恆星來說,核反應可以一路進行到恆星中心形成一個「鐵核」。由於鐵的核融合是吸熱反應而非放熱反應,大質量恆星內部「鐵核」因此無法繼續融合,失去了能量來源,最後導致重力塌縮形成「中子星」,並在這過程中將塌縮釋放的重力位能,一小部分轉換成驅動恆星爆炸的動能、熱能及光能,形成宇宙中最壯觀的景象之一 ──重力塌縮型超新星爆炸,並透過爆炸將恆星演化中形成的鐵與比鐵輕的重元素釋放至太空中,與另一型態的「熱核爆炸超新星」一起成為宇宙中比鐵輕元素的主要來源。

重元素及中子捕捉過程
上述恆星演化的核融合反應,只能合成重量介於氦至鐵、鎳之間的元素。而其他重元素及貴重金屬又是透過何種方式產生的呢?科學家注意到,雖然核融合反應無法形成比鐵更重的元素,但若是在富含鐵的天文環境中有中子的存在,鐵的中子捕捉反應卻是放熱反應,因此可以透過一連串的中子捕捉以及β衰變(轉換核子中的一個中子到質子,並放射出電子及微中子),形成更重的元素。在諾貝爾獎得主福勒(William Fowler)、伯比奇夫婦(Margaret Burbidge與Geoffrey Burbidge)以及霍伊爾(Fred Hoyle)於1957年合著、發表在《現代物理評論》(Review of Modern Physics)期刊上的著名文章Synthesis of the Elements in Stars中,經由對各種理論及觀測證據的討論後,將透過中子捕捉產生重元素的過程區分為「慢中子捕捉過程(s-process)」與「快中子捕捉過程(r-process)」,並討論了其可能發生的天文環境。下面將慢中子捕捉過程及快中子捕捉過程簡稱為「慢過程」及「快過程」。......【更多內容請閱讀科學月刊第583期】

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