第7章　化学元素从何而来？

虽然阿尔弗雷德·罗素·华莱士在100多年前，尚不知道宇宙的真实面目和复杂程度，但是他关于地球上的生命和宇宙之间的关系的言论，时至今日，依然能引起我们的共鸣。在另一个以人类为中心的推理的例子中，一个非常巨大而古老的宇宙，有数十亿岁的年龄，似乎完全有可能是为像我们这样的生命形式提供“舞台”的一个必然的要求。我们确实存在这一事实，意味着每当我们仰望夜空，看到的必然是一个巨大而古老的宇宙。

这一推理的出发点是这样的：宇宙是平坦的、不断扩张的，而且拥有一个很小的宇宙常数，并且包含不规则性。这种不规则性是在引力影响下由于物质集合成团而产生的。为何有些物质团块形成了恒星、行星或人类？这里我列举这些事物的顺序非常重要，因为正如我在其他地方所强调的，^[48]生命早在恒星的形成过程阶段就开始形成了。我们是由各种不同的重子物质构成的，而不仅仅是氢和氦——事实上，我们体内根本就没有氦。我们身体中的每一种元素，除了氢原子以外，都是在恒星内部制造出来的，而且这需要时间——即宇宙不断扩张的那一段时间。因此，我们的存在就要求宇宙必须是巨大且古老的。

人们对于化学元素如何得以在恒星内部制造出来的新见解是又一个典型例子，表明了在物理学上，把关于大尺度（大至恒星）的知识与小尺度（小至原子核）的知识结合起来会有怎样的威力。这一次，研究恒星的物理学——天体物理学——指向的是量子物理学的一个主要特点，即与波粒二象性联系的不确定性。

对一个物理学家而言，一颗恒星从外部看是一个简单的事物。它是由引力结合在一起的一个球，并由其核心产生的热量阻止其进一步坍塌，这种热产生向外的力，与引力持平。如果我们知道一颗恒星的亮度以及它的体积，就很容易计算出（这确实只需要中学程度的数学知识）它的内核应该有多热，才能防止它坍塌。至于那颗恒星是由什么构成的，或是它的能量来自何处，这些都无关紧要。关键是它必须有一定的内部温度，提供足够的压力来抵制引力的作用，并使其发光。由于太阳是一个相当普通的恒星，而且它与我们之间的距离很近，足以让我们研究其某些细节，因此，它是第一个被人类仔细观测过的恒星。不过，由于光谱学的发展，天文学家也可以测量其他恒星的温度；而且有赖于宇宙中还存在双星互相绕转的现象，许多情况下天文学家还可以测量它们的质量。

在20世纪20年代，天体物理学家已经能够进行简单的计算，确定像太阳一样的恒星中心的温度必须达到约1500万K。使太阳光辉灿烂的唯一可能的能量来源，必然是按照爱因斯坦的方程E=mc²由质量转换为能量所获得的——但是这里的质量m从何而来？那时，粒子物理学的技术已经足够成熟，可以比较精确地测量原子核的质量了，而且很明显，如果氢原子核聚合在一起形成较重的原子核，那么它可能（必然）会“失去”一定的质量。例如，由2个质子和2个中子构成的氦4的原子核，其质量是4.0026单位[这里将碳-12的原子核定义为12个原子质量单位（amu）]，但是4个独立的质子的总质量是4.0313amu。如果可以说服4个质子（氢核）结合在一起形成一个氦核，那么0.0287amu的质量将被以能量的形式释放——这仅仅是4个原始质子总质量的0.7%。^[49]

但是，这里有一个障碍。如果有办法把4个质子足够紧密地挤压在一起，强核力将占主导地位，将它们紧密结合在一起，并把2个电子驱逐出去（这一过程称为β衰变），产生1个单一的氦4原子核。实际上，正是强力将带有正电的质子结合在一起，虽然质子所带的正电荷相互之间是排斥的。但是，强力的作用范围很小。当2个质子相互靠近时，首先是它们的正电荷所产生的斥力变得足够强大，在强力有机会起作用之前就使它们彼此远离。除非在极端的条件下，强力才可能占领先机。为了让两个质子足够接近以便使强力发挥作用，将它们结合在一起，从而释放出1个正电子形成1个氘核，质子就必须以非常快的速度移动，这意味着必须将它们置于高温高压之下。我们已经看到，在大爆炸发生后最初的几分钟内存在这种情况，不过20世纪20年代时人们还不知道这一点。当时人们确实知道的是，当温度“只有”1500万度时，根据当时已知的物理定律，原子核无法按所需的方式发生聚变，为太阳和其他恒星提供能量。只有当人们发现了量子的不确定性——一种新物理学——才解决了这一难题。

量子不确定性告诉我们，像质子这样的实体，在空间没有一个确切的位置，而是以一种模糊的方式散布在空间。大家可以根据波粒二象性将这想象成“粒子”的波动属性。波在本质上是一种蔓延出的东西。所以，当2个质子靠近对方时，它们各自的波有可能叠加，虽然此时旧的物理学认为它们还没有触及对方。当两者的波以这种方式叠加时，强力就能够起作用，将质子更紧密结合起来（在弱相互作用的帮助下），迫使它们释放出1个电子。这个过程有时被称为“隧道效应”，因为根据经典物理学，2个带正电荷的粒子之间的电斥力是一个难以逾越的障碍，而质子似乎是在量子的不确定性的帮助下，通过隧道穿越了这一障碍（当然，这一情况对其他粒子也适用）。在20世纪20年代后期，量子不确定性被提出以来，人们发现这一理论恰好足以解释为何在太阳的核心有足够的质子会结合在一起，释放出足够的能量让太阳光辉四射。

这里或许值得提一下，与地球表面的日常条件相比，发生这样的核相互作用的条件是多么的极端。在核反应发生并转换生成能量的地方是太阳的核心，它的半径只占太阳半径的1/4，这意味着其体积只占整个太阳体积的1.5%。在这里，温度极高，电磁力无法将电子束缚在原子核上组成原子，而且原子核挤压的密度也相当于地球上固态铅的密度的12倍，或是水的密度的160倍。核心区域的压力是地球表面大气压力的3000亿倍。由于密度如此之高，太阳内部占其体积1.5%的核，实际上占到了太阳质量的一半。正如我们已经提到的，这里的温度最高达到了1500万K（其核心外缘的温度是约1300万K），但是由于原子核的体积远小于原子，即使在如此高的密度下，它们的行为几乎与在不那么极端的条件下气体（如诸位肺部的空气）原子的行为类似。它们快速移动，彼此反复碰撞。太阳的核心，恰似物理学家所描绘的所谓“完美”气体这种概念。

从人类的标准看，这些状况非常极端，但是比起宇宙大爆炸时的状况来，它们就不显得那么极端了。恒星核心与大爆炸相比的关键区别在于，前者在数百万甚至数百亿年里是保持不变的。而宇宙大爆炸几分钟就结束了，所谓的核合成进行不了多长时间。即使是在太阳的核心这种情况下，2个质子也只有在极为罕见的情况下才会发生正面碰撞，使它们足够接近彼此，发生隧道效应，在强力以及某种β衰变的作用下，制造出1个氘核，包含1个质子和1个中子。

物理学家花了20多年的工夫，才弄清楚了使太阳发光的核聚变过程的所有细节。例如，物理学家使用粒子加速器测量了质子相互碰撞时相互作用的方式的细节（碰撞的截面），并计算出这种生成氘核的碰撞在太阳核心发生的频率。当然了，我们这里可以略去所有这些工作的细节，直接谈一谈其发现的结果。虽然每1秒钟都有许多质子相撞事件，但是平均起来，某一单个的质子，每10亿年才能有机会和另1个质子相撞。因此，假设我们有20亿个质子，那么1年后，它们之中只有1对结合起来形成了1个氘核。

这种情况一旦发生，在大约1秒钟以内，第三个质子会附着到氘核上，形成氦3的原子核。当其他质子碰撞到氦3的原子核时，它们都会弹开。比起质子来，氦3的原子核较少，因此它们彼此相撞的机会较少。但是，一旦它们碰撞，却更容易聚合。氦3的原子核在太阳核心游荡大约100万年后，会遇到另一个氦3原子核，两者聚合形成氦4原子核，释放出2个质子。

这一连串的事件称作质子—质子连锁反应，整个由氢到氦的转换过程（不论通过什么手段）有时也被称为“氢燃烧”。经过10亿多年，最终的结果是4个质子合成1个氦4原子核并释放能量。^[50]对于每1个以这种方式制造的氦4原子核，0.048×10^-27千克的质量会消耗掉。太阳内核中有成千上万亿的粒子，每秒中也会发生无数的核聚变反应，因此，总体上，太阳每秒都会“失去”430万吨的质量，6亿吨氢转换成了不到5.96亿吨的氦。^[51]太阳上这样的反应已经进行了大约45亿年，迄今在这一过程中它释放的能量只相当于其初始状态下所拥有的氢的质量的万分之一都不到。这一比例是如此之低，大家应该不感到奇怪，因为每产生1个氦4原子核，只消耗4个质子原始质量的0.7%。即使太阳完全是由氢构成的（实际上不是），所有的氢都转化为氦4，它在这一过程中丧失的质量也只相当于其原始质量的0.7%。其实，这些数字真正要告诉我们的，是太阳究竟有多大！

所有这一切发生的速度都可以自我调节。如果太阳缩小一点，其核心的压力和温度将上涨，这样就会发生更多聚变，释放更多的能量。热量的增加将使太阳膨胀，从而降低了压力，并使其冷却。如果太阳扩大，其内核温度会降低，能量产生的速度将会减慢，这样它就会收缩，回到其稳定的体积。但是，当其核心的氢燃料耗尽（对太阳来说，核心的氢会在约40亿年的时间内耗尽），所有的一切都需要调整到一个新的稳定的平衡。

正如氢原子核（质子）可以聚合形成氦4原子核一样，氦原子核也可以聚合形成其他元素的原子核，只不过后续过程中释放出的能量会逐级减少。但是，这些恒星核合成过程所需的温度比质子—质子链更高，只要氢燃烧在进行，它们就不可能发生。虽然这事儿看上去似乎很矛盾，可实际上，氢燃烧确实使像太阳这样的恒星的核心变得相对凉爽。当所有的氢燃料耗尽时，首先会发生的事是恒星核心的压力下降，从而使恒星缩小。这会释放出引力能，使恒星核心温度升高，直到达到某一高度，使新的核聚变反应可以发生。这些反应释放的能量会使恒星重新在更高的内部温度和压力下稳定下来，只要新的燃料来源不断。

由于氦4原子核是一种特别稳定的核结构，在许多的这些相互作用中，它的行为就像一个整体。它有时被称为α“粒子”。在恒星核合成的下一阶段中，较重的元素基本上是通过α粒子聚合在一起形成的。其后，有些原子核就可以吸收更多的质子，还有一些可能会释放出粒子，形成其他元素或同位素，而且大体上说来，比起其他重元素，含有4个核子的原子核（如碳12和氧16等）都特别稳定和常见。^[52]

大家可能会猜测，在下一步的聚合过程中，1对氦4原子核将形成铍8原子核。但是铍8却一反常规。这种元素非常不稳定，而且如果2个氦4原子核恰好发生碰撞，并以正确的方式结合，它们也只能存在很短的时间。这成了天体物理学家的一个大谜团，因为宇宙中有非常多的重于铍的元素，但是除了在恒星内部，没有任何其他地方能够形成这些元素。如何才能让恒星的核合成跳过铍，产生更重、更稳定的原子核？直到20世纪50年代，该难题才得以解决。当时弗雷德·霍伊尔（Fred Hoyle）灵光一现，想明白了碳12可以在恒星内部通过一个称作3α过程，由3个氦4原子核构成。虽然这本书集中探讨的是21世纪的理念，而不是20世纪50年代古老的历史，但是霍伊尔的洞见极其深刻，而且与现代宇宙学思想息息相关，所以我们有必要稍稍离题一会儿，说说它的重要性。事实上，霍伊尔是第一个应用了以人类为中心的推理（并且是迄今最成功的）对物理世界做出预测的。

铍8原子核的寿命只有10^-19秒，但即使在如此短暂的时间里，当恒星内部的氢燃烧已经结束，在那种状况下，产生的某些铍原子仍有时间和α粒子核相撞。问题是，由于铍8极不稳定，这样的碰撞应该是将原子核打破，而不是将3个α粒子合在一起。

霍伊尔推理说，既然存在碳（最重要的是，从人类的角度来看，碳是像我们一样的生物存在的基础），那么就一定存在某种物理定律，不论铍8多么不稳定，也允许3个α粒子结合在一起。他当时是这样说的：“既然我们周围的自然世界到处都是碳，而且我们自己的生命也是以碳为基础的，恒星必然已经找到了一个非常有效的制造碳的途径，我也要努力找到它。”^[53]如果3α过程确实发生作用，就会形成碳12的原子核——但是这里形成的碳12核有什么特性能阻止其立即解体吗？

霍伊尔知道，根据量子物理学，原子核通常以其最低能量状态存在（称为“基态”），但在适当条件下，它们能吸收量子能（如伽马射线光子），并进入所谓的“激发态”。经过很短的时间后，它们会释放出一个伽马射线光子，并返回到基态。这与一个原子吸收一个可见光光子，使得一个电子跃升到一个新的能量水平，然后电子再重新释放光子，返回到低能量状态的过程很相似。有一个比方可以很好地说明问题。我们可以想象小提琴或吉他的琴弦，平常它可以以正常的频率振动发出自然的（基本的）音，但是如果以正确的方法按压，同样一根弦也可以产生和谐的振动发出更高的音。

霍伊尔得出结论认为，在我们所讨论的恒星内部，3个α粒子只有在一种状况下才能结合到一起形成单个的碳12原子核，这一条件就是假如碳12核有和铍8的基态对应的自然“共振”，外加温度适当的α粒子进入时所携带的能量。这样，进入的α粒子的动能都将用来“激发”碳12的核，一个不剩，无法留下一个把它拆开。处于激发态的碳12核可以放射出一个伽马射线光子，并返回到基态。但是，只有当激发碳12——即产生共振所需的能量——比进入的α粒子的能量略低时才会发生上述情形。如果这一能量稍稍多一些，那么进入的α粒子就不会有足够的能量完成所需的进程。而如果能量少很多，那么就有足够多的剩余动能击破原子核。

到20世纪40年代末期，一些科学家就通过实验提出了共振的恰当能量，但那时候没有人将这一过程和恒星内部的反应联系起来。几年后，当霍伊尔在美国加州理工学院（Caltech）跟那里的粒子物理学家提出这个问题时，他被告知，最新的实验显示以前的工作是错误的。霍伊尔不相信他们的话，并且非要实验者重复测量一遍不可。^[54]霍伊尔的意思实际上是说，我们存在这一事实意味着自然定律必然允许某一特定的元素，即碳12，具有一个特定能量的激发态。在20世纪50年代，这一连串的推理对大多数科学家来说都显得似乎非常荒谬。但是，像所有的好的科学思想一样，它承受得住检验。

检验它的方式是测量碳12的属性。加利福尼亚的凯洛格辐射实验室（Kellogg Radiation Laboratory）就具有相应的技术进行测量。霍伊尔精确地预测，碳12的共振激发态的能量比其基态高7.65兆电子伏（MeV），他克服了一些困难，才说服那里的研究人员进行试验，以寻找这种处于激发态的碳12，领导实验小组进行测试的是威利·福勒（Willy Fowler），他后来说^[55]，他之所以做这个实验，只是为了让霍伊尔闭嘴走人，他根本没有料到会找到这种共振态。当事实证明霍伊尔的预测只比实际结果有5%的误差时，整个实验小组都无比惊讶。碳12确实有一个共振态，其能量恰好处在合适的位置，使3α过程能够发生。

事情为什么会这样呢？这和宇宙为什么恰好以适当的速率膨胀，允许形成恒星、行星和人类一样，是一个谜。同样以人类为中心的解答，认为存在许多的宇宙，它们各自有各自的物理定律，而我们只存在于其中一个适合人类的那个宇宙中，这是该问题一种可能的回答。但是，从实际的角度看，这一现象可以让恒星核合成跨越铍8的鸿沟，并且从这一刻开始，恒星内重元素的形成就一帆风顺了。这是天体物理学和粒子物理学相结合，为我们提供关于宇宙性质深刻理解的最佳实例。

一旦恒星内部存在碳原子核，制造一定范围内的重元素就相对容易了。氦燃烧在恒星的内核里继续，外面包裹着一层温度稍微低一些的未燃烧的氦（恒星的最外层则是一层氢），直到所有的燃料耗尽。然后，恒星的核会再次收缩，使其变得更热，使碳12原子核与α粒子结合，形成氧16。只要有足够的碳燃料，这一过程就能使恒星稳定，直到再次出现收缩过程，恒星加热，触发新一轮的聚变。当然，每个后续的步骤都需要更高的温度，因为原子核的质子越多，原子核所带的正电荷也越多，进入的α粒子（本身带正电）的速度也要更快，才能穿越屏障到达原子核。像氖20、镁24和硅28等都是以这种方式产生的。而一颗年老的恒星可能有一系列的外壳，就像洋葱皮一样，层层包裹着它的核心，重元素位于中心，轻元素则靠近表面。通过粒子加速器实验证实，在这些条件下，具有其他核子数的元素，比如氟19和钠23，其产生的方式是这样的：较常见的质量能被4整除的原子核与其周围的粒子相互作用，吸收奇数的质子并发出奇数的正电子，可以形成少量的这类元素。所有这些研究中最了不起的成就，是在地球上对这些核相互作用的理解，再加上天体物理学家对恒星的理解，二者共同预言的各种元素的比例，同实际上观察到的太阳以及其他恒星光谱所揭示的元素比例是一样的。这一点，已经被天体物理学家所做的关于核相互作用的一个特别重要的认识突出展现出来。

鉴于周围已经有碳和氧的痕迹，那么除了质子—质子链之外，还有第二种方式，允许质量略重于太阳，内核温度也略高于太阳的恒星通过燃烧氢而产生氦。由于这一过程涉及氮、氧以及碳，它通常被称为CNO循环（碳氮氧循环）；这一循环的特别之处在于，尽管所有这些原子核都参与到循环中，一旦达到了平衡，它们并未“耗尽”，而且每个循环的净效应都是将4个氢原子核（质子）转换成1个氦4核（1个α粒子）。

该循环是这样进行的：一个碳12核捕捉到1个质子，成为氮13的原子核。氮13核释放出1个正电子，变成碳13，后者又捕获1个质子，成为含氮14。氮14吸收1个质子成为氧15，氧15弹出1个正电子成为氮15，最终氮15吸收1个质子并立即抛出1个α粒子，剩下碳12，准备进行下一轮循环。^[56]这一过程的每一步都已经在地球上的粒子实验室中被反复研究，所以我们知道它们的反应速度有多快，以及在什么条件下会产生反应。这导致了对人类，甚至是地球上所有生命都具有深远意义的发现的产生。

这一循环中最慢的反应是从氮14转换为氧15的过程。其结果是，在体积大到足以触发这种氢燃烧的恒星的早期，更多的碳被转化为氮，远远超过了氮被转化成氧的量。^[57]随着越来越多的氮积累起来，虽然每个原子核在产生相互作用前都要消耗很长的时间，但参与相互作用的原子核很多，因此最终还是会建立起平衡。这有点像用水龙头或是花园的洒水喷头来接水。不论用哪种方法都能接到同样多的水，只不过如果喷头上只有一个很小的孔，那接起水来效率可不会太高。这意味着，尽管在一个单一的循环中，其净效应是把4个氢原子核合成为1个氦核，但随着该循环释放出能量，在恒星整个生命周期内，会出现副作用，将碳转换成氮。

这一点为什么会如此重要呢？这是因为氮是生命的基本要素之一（这里我们所说的是我们所了解的地球上这样的生命），而CNO循环则是宇宙中制造氮的唯一机制。我们已经看到，还有其他的办法能够产生碳和氧，但是却没有任何其他办法能够产生氮。我们可以绝对确定地说，地球大气中以及诸位身体里的每一份氮，都是在像太阳一样，但更可能是比太阳更大一点的恒星中通过CNO循环生成的。没有CNO循环，我们人类就不会产生。生命的产生确实是从恒星的形成过程就开始了。

的确，如果这些在恒星内部生成的元素没有逃逸到宇宙中，并成为后来的恒星、行星以及人类的原材料，我们就不会出现。我们马上就要说到故事的这一部分。但首先，我们刚才暂时把核合成的故事停在了硅28，现在是时候重新拾起这个话题，讨论更重的元素是如何形成的了。

我们把故事讲到硅28暂时离开，是有着充分的理由的——简单地一步一步地添加α粒子以制造较重的原子核，每次都将其质量增加4个单位，只能到此为止了。到这里，事情开始变得复杂起来，因为此时恒星的核心已经非常的热（约30亿K），并非常的致密（每立方厘米都有好几百万克的物质），导致致密的原子核有时会变得四分五裂。例如，1个单一的硅28的原子核，可能会发生“光衰变”（photodisintegrate），释放出7个氦4原子核。但是，这些α粒子的洪流稍后会与其他的硅28原子核结合，也许1个硅28原子核会吸收1个以上的α粒子，在1个单一的步骤中产生硫32，氯36，氩40以及更重的原子核。有时候，释放出的所有7个α粒子可能被附近一个单一的硅28捕获，通过一个步骤就把它变成镍56。

但是，这已经极其接近链条的末端。镍56是不稳定的，很快会释放出正电子，转换成钴56。钴56原子核又会放出另1个正电子，以铁56的形式稳定下来。事实上，铁56是最稳定的原子核，它的原子核（包含26个质子和30个中子）比其他任何原子核结合得都更紧密。这意味着这里是道路的尽头，轻原子核聚合在一起形成较重元素并释放能量的过程到此为止。产生比铁更重的元素的唯一办法，是加入能量——必须通过外力，利用大量的能量，将原子核结合在一起。唯一能够完成这一任务的能量来源是引力，而且除非恒星的规模比我们的太阳更大，连引力也不会强大到足以完成这一任务。

很多恒星甚至从来都达不到产生大量的硅、硫、氯和一直到铁之间的各种其他元素的规模。太阳是一个非常普通的恒星，仍在燃烧氢使其变成氦，这将最终使其核心获得足够的温度，将氦燃烧成碳，或许还会伴随CNO循环生成一点氮和氧。但是，当氦燃烧结束后，像太阳这样的恒星不能坍缩得足够小，使其内部上升到足够的温度，将碳燃烧成氧。恒星自身将收缩并冷却下来，最终变成一个坚实的碳球（或者，假如读者诸君喜欢浪漫色彩的话，我们可以说它会变成一个钻石单晶体），外面有一层氦和微量的氢构成的壳。它会变成一颗白矮星，体积并不比地球大，但仍保留了它原来质量的很大一部分。宇宙中只有10%的恒星比太阳更大，但它们对于解释元素的起源却是至关重要的。恒星的质量需要达到太阳质量的4倍以上，碳燃烧才会发生，而且，为了制造出所有的重元素，恒星的质量至少应是太阳质量的8倍或10倍。最重要的是，所有这些恒星，甚至像太阳这样小的恒星，并不是从头到尾一直控制自身所有的材料。

在恒星生命中的不同时间，当恒星内核收缩温度升高——例如，在像我们的太阳的恒星开始氦燃烧时——来自内核的额外的热量会使恒星外层膨胀。恒星的整个生命周期中，这种膨胀至少会将恒星质量的1/4（如果起初该恒星与我们的太阳的质量相同）吹到宇宙空间，形成一个不断膨胀的物质云团。这种云气是宇宙中最美丽的天体。它们被称为行星状星云，因为以前的望远镜收集光的能力较弱，它们看上去有点像行星。但是现代的观测设备揭示出它们具有各种丰富多彩的形状，会使人联想起鲜花、蝴蝶、光环，等等。如果恒星能够进入核合成的这一阶段，产生铁56（实际上比我们在这里所做的简单勾勒更为复杂）的一系列的复杂的相互作用只是把恒星的外层吹散到了宇宙空间。虽然太阳在其一生中只失去不超过1/3的质量，但是质量大约是太阳6倍的恒星有可能喷射出相当于5个太阳质量的经过加工的材料，其中含有重金属元素，使这些物质进入宇宙空间，其后该恒星会变成一颗白矮星，质量和现在的太阳大致相同。

但是，如果恒星的初始质量再多一点——大约是太阳的6至8倍——计算表明，它在寿命终结时会完全爆炸。这是因为在恒星活跃阶段结束后，遗留下来的残余物质太多，无法成为稳定的白矮星。这里的临界质量大约是太阳质量的1.4倍，称为钱德拉塞卡极限（the Chandrasekhar limit），因为第一个计算出这一临界值的是天文学家苏布拉马尼扬·钱德拉塞卡（Subrahmanyan Chandrasekhar）。^[58]由于核聚变，当恒星内核不再有向外的压力支撑，而且其质量超过了钱德拉塞卡极限，它必然会在自身的重力之下坍缩，无法形成稳定的白矮星。随着恒星坍缩，其核心温度会继续升高^[59]——其温度会高到令碳以各种相互作用“燃烧”，制造出重元素，并在这一过程中释放出能量。但该恒星的引力太小，无法控制燃烧爆炸所产生的碎片。当密度、温度和压力都足够高时，除了简单地把氦4原子核加到碳12原子核上形成氧16，碳原子核之间可以直接以各种方式发生相互作用。最简单的是当两个碳12原子核聚合释放出一个α粒子（该α粒子会继续与其他的原子核发生反应），产生一个氖20原子核。这种反应实际上释放出的能量，比3个α粒子聚合释放的能量更多。这一爆炸性的碳燃烧会刺激原子核融合，直至产生铁56，并随着恒星爆炸将所有这些物质抛洒到宇宙空间。在这种最简单的超新星爆发中，至少有相当于太阳质量一半的铁，和8个太阳质量的氧会与其他的元素一起被抛洒到整个星系之中。但这仍然没有产生任何比铁更重的元素。要想产生比铁更重的元素，我们需要更大的恒星。

质量是太阳8或10倍的恒星在自己的生命结束时，会呈现更壮观的景象。这种爆发是所有比铁更重的元素的来源，这包括金、铀、铅、汞、钛、锶和锆等。这里我们没有必要讨论所有细节，^[60]对于这样的恒星，关键的问题是，即使是在其生命的早期阶段，其表面失去了大量的物质，在这样的恒星的发生坍塌和爆炸的内核以外，仍然会剩下大量的外层材料。而且其内核也会足够大，因此它仍然有足够强大的引力，在它发生坍塌时将自身吸引在一起，并释放出引力能。当这样的恒星内核燃烧结束，再也不能支持恒星的重量时，其内核的质量会大于钱德拉塞卡极限，因此会崩溃，并引发爆炸，释放出能量，但自身不会被完全破坏。这种恒星的外层的质量相当于许多个太阳，此时就好像脚下的外层地板被抽掉了，留下的几乎是个无底洞。恒星的外层——这些相当于许多个太阳的物质——将开始向下坍缩，但却会碰上从核心向外爆炸产生的冲击波。爆炸产生的冲击波会挤压并加热外部的物质，此时的状况非常极端，中子（是由于有些互动打破了原子核而产生的）也被迫与重原子核聚合，造出比铁还重的元素。事实上，这些重元素中，有一些已经在坍缩内核的极端条件下合成了，这种条件是由于坍缩释放出的引力能将核子挤压在一起而形成的。而恒星爆发的冲击波最终结束了这一工作。

冲击也因恒星内核中发生的一系列事件释放出的大量中微子而得到加强——冲击波中的各种东西非常密集，甚至连中微子都会受到阻碍停止，并协助将恒星的最外层推开。但是，非常重的元素只能制造出很少量的一部分，因为重元素产生的条件从来都无法持续很长时间。比铁重的所有元素的总质量只占所有从锂到铁总质量的1%——而所有“金属”的总质量则只占氢和氦总质量的不到2%。超新星最终的效应，是垂死恒星核心发生爆炸，将相当于10个或更多个太阳的质量的物质，抛到宇宙空间。这一次，膨胀的物质云气中只含有很少的铁，因为铁基本上都留在内核里了。但是在喷射出的物质中，可能有相当于1个或2个太阳质量的氧，此外还有少许的重元素以及其他各种物质。

对于我们已知的这一概述——或者说我们以为自己知道的——关于各种化学元素是如何产生的这些描述，可能给人这么一种印象，即一切都已经完成。这样认为有一定的道理，至少大体的轮廓是清楚的。但是，这一进程的确是在不断进行，而且我不想让大家以为，元素的起源已经结束，没什么可以发现的了。为了确切地了解整个过程，大家需要充分了解所有参与的原子核的相互作用——只有通过在实验室里研究原子核才能获得相关的知识。这是一个艰巨的任务，一是因为参与的相互作用很多，其次是因为涉及的许多原子核的寿命都很短。地球上有116个已知的元素，其自然产生的各种形式总共约有300种（300种同位素）。但是从理论上讲，原则上可以存在大约6000种同位素，其中一些的寿命很短。它们中的任何一种都可能参与恒星内部的相互作用，但其中有一半以上尚未在加速器实验中发现。世界各地的实验室都在不断进行这种寻找“新”同位素的实验，测量它们的属性，并确定它们与其他原子核相互作用的方式。密歇根州立大学就有一个专门的项目，计划花费10亿美元建造一个稀有同位素加速器（Rare Isotope Accelerator），将在2010年代建成。在现实中，我们对元素起源的了解仍然是非常基本的。在未来10年或20年中，我们可以期望会取得实质性进展，了解恒星和超新星中到底发生了什么事情，构成我们自身的化学元素是如何产生的，以及为什么它们在宇宙中的比例是我们观察的这样。但重元素并不是超新星爆炸唯一的副产品。

在第二类超新星（称为Ⅱ型；简单的那种超新星是Ⅰ型）中，它的内核会在超新爆炸后遗留下来。剩下的部分所包含的东西肯定超过了钱德拉塞卡极限（the Chandrasekhar limit），而如果其质量少于3个太阳的质量，它就有一个最后的可能的安息之地。它将成为1个稳定的中子球（从根本上说，就是1个巨大的“原子”的核），质量比太阳更大，紧缩在1个直径约10千米的球中。我们已经通过无线电噪声确定了许多这样的恒星。它们被称为脉冲星，而且也如大家期待的那样，在超新星爆炸留下的不断扩大的碎片云气中心，往往能找到这种脉冲星。我对脉冲星有一种特别的偏爱，因为我作博士生的时候所做的第一个重要的研究，就是要证明脉冲星不能是白矮星，因此，通过排除法，证明它必然是中子星。但是，如果恒星核心的质量超过3个太阳，那么它就无法抵抗自身的引力，使其完全坍缩到一点（一个像宇宙诞生时那样的“奇点”），完全和外部世界隔绝，因为其引力场过于强大，甚至连光都无法逃逸出去。

围绕宇宙诞生的奇点产生的疑问同样也环绕在黑洞的奇点上。难道一切真的会崩溃坍缩到一个零体积内？抑或坍缩后仍存在某种空间和时间的属性（膜？）会防止这种情况出现？谁也不知道这个问题的答案是什么，因为根据定义，我们无法看到黑洞内部。但是关于在此情况下宇宙诞生的同样的想法，也会导致对空间和时间“死亡”的一种新的理解的产生。在科普故事和小说中，黑洞往往与死亡和毁灭联系在一起，被描绘为末日的化身，它在星系之中漫游，吞噬掉所遇到的一切。但是我们有必要记住，产生黑洞的同样的进程，也是让宇宙空间充满生命所需的化学元素的进程。我们的存在和黑洞的存在紧密相连。

虽然我们此前已经提到过人类的存在和黑洞之间存在联系这一点，但此时有必要稍稍偏离本书的主题，提一提我们刚才所描述的过程在大质量恒星上发生时有多么迅速。恒星的规模越大，就需要越努力地燃烧核燃料，以抵抗引力的挤压。而且在融合链的每一步——从氢燃烧和氦燃烧到简单的碳燃烧等等——每一个相互作用所释放的能量都会比上一步较少，因此，燃料持续的时间也较短。我们的太阳的年龄是45亿年，作为一个氢燃烧恒星只过了一半的时间。但是，对于1颗质量相当于17或18个太阳的恒星来说，氢燃烧仅能持续几百万年，氦燃烧持续大约100万年，碳燃烧则仅仅有1.2万年，氖和氧燃烧约10年，硅融合则仅仅持续几天。不过，我们对化学元素起源的知识，最近的进展却是来自恒星的另一端——比太阳质量小的恒星。由于它们的寿命非常长，虽然它们是在宇宙早期形成的，但直到现在它们依然存在。

到目前，我告诉大家的有关恒星核合成的一切，涉及的都是我们现在看到的银河系中的各种恒星。所有这些恒星都富含比氦更重的元素，因此不会是宇宙大爆炸后出现的基本粒子重子构成的。必须已经有至少一代的“原始”恒星，它们制造了像碳这种元素，参加了比目前的太阳更大的恒星内部的CNO循环。像银河系和类似的星系中的恒星有两个基本的种类，即星族Ⅰ和星族Ⅱ恒星。星族Ⅰ恒星就像我们的太阳，主要位于银河系圆盘上，它们包含的重元素占了最大比例。它们是由自身几代之前的恒星所产生的物质构成的，而且由于形成它们的星际物质云含有相对丰富的重元素，它们最有可能附带有行星和生命（我们将在下一章更详细地讨论这一问题）。星族Ⅱ恒星，主要处在围绕银河系圆盘周围的一个球形光晕中。它们是老年恒星。由于它们形成的时候宇宙还比较年轻，此前的恒星所产生的材料少，而且比起星族Ⅰ恒星来，含有的重元素也不太丰富。在星族Ⅱ恒星中很难有机会找到一个由岩石构成，类似地球的行星。但是，这些恒星的光谱表明，即使是这些恒星的外层，在温度较低尚未发生核合成的区域，仍含有微量的重金属元素，所以它们也不是最早形成的恒星。

按照星族Ⅰ和Ⅱ的命名逻辑，宇宙中最先产生的恒星就应该叫作“星族Ⅲ”恒星，它们完全由氢和氦构成，不过至今人们还没有发现这种恒星。这种恒星肯定存在，是它们制造了星族Ⅱ恒星中微量的重元素痕迹，也是它们，启动了导致像太阳这样的恒星，像地球这样的行星，以及像我们人类这样的智能生命形成的进程。但是，比起在氢和氦的基础上外加微量重金属元素，仅用氢和氦构成恒星的难度要大得多。这是因为，作为一团在自己的引力下凝聚的云气，它的内部温度会升高，而这种热量往往在云气形成恒星之前就把它给冲破了。而如果周围有微量的碳和氧等，就可以形成一氧化碳或水蒸气等分子。随着气体云崩塌，这些分子连同其他材料一起变热，但它们非常善于以红外能量的形式向外辐射热。这样可以使云团将过量的热辐射出去，使它可以继续坍缩，直到形成像太阳这样的恒星。但是，如果没有这些原子和分子，那么只有当星云具有极大的质量，至少相当于几十个太阳的质量的情况下才会发生坍缩。如果有这么大的规模，星云就会在自身重力的作用下很快坍缩，内部产生核聚变所需的温度，发生超新星爆炸，将恒星彻底破坏（也许会留下一个黑洞），把重元素喷射到星际空间。这些恒星在垂死挣扎时产生的爆炸能量巨大，直到现在，我们仍能探测到由它们所释放出的来自可观测宇宙边缘的伽马射线暴——迄今探测到的最遥远的此类爆发，估计其红移为6.3，对应的宇宙年龄是还不到10亿岁。

直到最近，我们认为所有原始的星族Ⅲ恒星的质量可能都超过了100个太阳的规模，其生命周期则远远少于100万年。对于星族Ⅱ恒星所需的重元素，以及产生伽马射线脉冲来说，这是一件好事。但是对于试图找到重组后尚存的星族Ⅲ恒星的天文学家来说，却不那么好了。自那时以来，只有体积较小的恒星燃料燃烧得较为缓慢，足以存续到现在，而且传统上，天文学家认为没有小恒星形成于那个时代。

不过这一次，传统智慧再次被证明是错误的。在21纪最初几年中，我们发现了几颗微小而暗弱的恒星，用判断银河系恒星元素含量的方法测算，它们含有极少的金属。它们还不是纯粹的星族Ⅲ恒星，但它们似乎是产生自宇宙黎明时分，一直存续到现在的天体“化石”。它们的存在已经帮助天文学家推断出星族Ⅲ恒星的真实面目，而且随着更多的此类恒星被发现，它们也似乎能揭示出更多关于恒星形成方式的奥秘。

有关的新发现是一个国际天文学家小组历时10年观测南部天空一个大面积的区域实现的。他们使用了最现代化的望远镜——这是又一个典型的例子，说明在当今时代，要想取得科技进步，往往需要大范围协作，并且要使用昂贵的高科技设备，个别天才独立在实验室工作实现科学进步的时代已经过去了。^[61]该调查所发现的暗弱的恒星，几乎完全由氢和氦构成，还不到太阳中发现的“金属”含量的二十万分之一。在这种情况下，说它们缺乏“金属”确实很合适，因为它们几乎完全不含铁。不过它们确实含有微量的碳和氮。根据推断，这些研究对象的年龄超过130亿年，这意味着它们形成于大爆炸发生后10亿年以内。它们为我们提供了了解当时宇宙的性质的直接线索。虽然这些恒星都处在我们自己所在的银河系内，离我们不过几千光年。可它们提供的线索，在其他情况下只能在具有极高红移的情况下才能得到。

第一件让我们感到惊讶地发现，是如此小的恒星（质量约为太阳的80%）竟然可以只包含如此微量的碳和其他重元素。而重元素是防止星云崩溃，提供红外冷却机制所必需的物质（参见第8章）。第二件让我们惊讶的事，是在没有原始星族Ⅲ恒星制造铁的情况下，这些恒星上的碳和氮是从哪儿来的。到目前为止，最好的答案来自两名东京大学（the University of Tokyo）的研究人员，他们仔细计算了规模为太阳的20至130倍的星族Ⅲ恒星的生命周期。他们发现，如果前身星的质量相当于大约25个太阳的质量，那么古老恒星上就极度缺少金属，两者之间的对应关系非常吻合。但是对于质量是太阳的130至300倍的前身星，观察到的元素丰度就不相匹配。

质量是太阳质量的几十倍的星族Ⅲ恒星的生命周期的关键特征，是在其生命结束时，并不会完全毁灭。虽然它们也像Ⅱ型超新星那样爆炸，而且其含有丰富的碳和氮的外层也会被喷射到宇宙空间，但爆发却不足以破坏恒星的铁核。相反，其核心富含铁及其他重金属元素的物质，会收缩回到自身，形成相当于3至10个太阳质量的残余。这超过了中子星的稳定上限，因此该残余一定是一个黑洞。最重要的是，这不仅是一个理论上和通过计算机模拟恒星年龄的问题。我们已经发现一个已知类别的Ⅱ型超新星，即所谓的“暗超新星”，天文学家观测到它们的行为与计算机模拟预测的结果匹配得很好。

这使得该模型具有双重的吸引力。它除了能确切预测出星际介质的比例，可以解释极度缺乏金属的恒星的元素丰度模式，还解释了第一批黑洞的产生，而且正如我们已经了解到的，黑洞本身就是一种重要的天体，随着宇宙膨胀，它可以刺激恒星形成集团。在宇宙初期，将有大量的这类黑洞，它们相互合并成长，成为现在我们观测到的星系中心的超大天体。

这样，我们就可以追查所有化学元素的来源，一直上溯到重组之后不久第一代恒星的形成过程。恒星形成的历史本已写在恒星的物质构成中，其中最古老的恒星所含的重元素最少，而最年轻的恒星则含有最丰富的混合元素。这个故事的开端，是产生自宇宙大爆炸的氢和氦混合在一起，加上一点点氘和锂。接下来的几百万年中，起主导作用的主要是质量相当于几十个太阳的恒星，而且它们的寿命不到100万年。它们为下一代的恒星提供原料，而且其中最小的次代恒星一直生存到今天，成为极端缺乏金属元素的恒星。但是，更大的第二代恒星，质量是太阳的8到10倍，寿命只有几千万年，在大爆炸发生后3千万至1亿年间占主导地位，它们积累起了重元素，例如钡和铕等，并在生命周期结束时，通过超新星爆发将它们喷射到星际空间。这一代的恒星所提供的浓缩的材料，使得质量只有太阳3至7倍的恒星得以形成，而且正是这些恒星开始在整个空间制造并散播今天的太阳及同一代恒星上所具有的重元素混合物。

由于较小的恒星寿命更长，这些恒星占主导地位的时代大约从宇宙大爆炸之后的1亿年一直延续到10亿年。正是由于在这一时期星际物质进一步变得丰富，才使得后来将铁等物质散播到整个空间的恒星得以形成。但在宇宙大爆炸之后30亿或40亿年时，即大约100亿年前，像银河系这样的星系已经存在，出现了两类明显不同的恒星，而且在银河系的光盘中，恒星的形成过程不断展现，与今天的情形类似。随着时间的推移，星际物质和后世的恒星中的重元素越来越丰富。但这一进程一直以一种本质上相同的方式（一种准稳态）在持续。恰恰是在这种背景下，我们可以看看，在银河系到了目前年龄的一半的时候，太阳及其家族内的行星——即太阳系——是如何形成的。