元素起源

　　正文

　　空间化学的一个分支。主要研究宇宙空间各种元素（核素）形成的条件、过程及其发生地点的学科。元素起源的研究与核物理、天体物理和天体演化等学科密切相关。

　　研究简史　元素起源是宇宙物质的形成和演化问题的一个组成部分。元素起源理论是在元素宇宙丰度的测定、现代核结构理论和宇宙起源理论的基础上逐步完善起来的。

　　1889年克拉克(F.W.Cl╠RKE)提出元素起源于原始的“不可分原质”的近代设想。1949年,伽莫夫(G.Gamow)等提出了宇宙起源的大爆炸模型。设想物质源于中子，通过早期致密宇宙的中子结合过程建造宇宙的所有元素，但是由于不存在质量数为5和8的稳定核素，使得过程不能跨越这两个质量间隙合成重于4 He和7 Li的核素。

　　另一个设想是通过恒星核反应过程建造宇宙元素。1939年贝特(H.A. Bethe)等建立了恒星氢燃烧合成氦的理论。1946年霍伊尔(F. Hoyle)的工作开创了恒星核反应逐步合成重元素研究的现代历史。霍伊尔等(1956)和卡梅伦(A.G.W.Gameron,1957)分别描述了建造宇宙元素所需的核过程。1957年伯比奇(M.Burbidge)、伯比奇(G.Burbidge)、福勒(W.A. Fowler)和霍伊尔的论文《恒星中元素合成》综合了这方面的研究成果，计算了各种核素合成过程,初步解释了元素宇宙丰度的基本特征,奠定了元素起源现代理论的基础。以后阿内特(W.D.Arnett)、克莱顿(D.D.Clayton)和特鲁兰(J. Truran)等又发展了爆炸核素合成理论。为了解释宇宙的Li、Be和B的丰度，雷韦斯(H.Reeves)等于1970年提出了银河宇宙线与星际物质相互作用生成轻元素的假说。

　　核素的合成过程　宇宙中的元素通过宇宙核素合成、恒星核素合成以及银河宇宙线与星际物质相互作用生成。

　　宇宙核素合成　元素起源与宇宙起源密切相关。宇宙大爆炸模型认为，宇宙起源于极热和密度很大（温度高于1013 K，密度约1015 克／厘米3 ）的原始火球，一次大爆炸使得宇宙不断膨胀，辐射温度和物质密度不断降低，这个膨胀过程今天仍在继续。当温度降到低于1010 K时，中子开始失去自由存在的条件，发生衰变或与质子结合，按下面反应生成H、D、3 He、4 He和少量7 Li：

　　反应式中，n为中子，p为质子，e- 为电子, ve为电子中微子，γ为伽马射线，v 为中微子。温度下降至低于3000K时,物质逐渐凝聚形成恒星，宇宙进入恒星演化的时代。

　　恒星核素合成　伴随恒星的演化，宇宙核素合成的轻元素经由恒星核素合成过程，逐步生成宇宙的各种重元素。

　　恒星中的氢燃烧,氢燃烧，静态碳、氧和硅燃烧,爆炸碳、氧和硅燃烧,以及e过程合成铁峰元素（见元素宇宙丰度）和铁峰元素之前的元素；铁峰元素以后的重元素由s过程、r过程和p过程合成。

　　①氢燃烧　恒星内H核（质子）聚变为 He核的过程。这个过程的结果是4个H核转变为1个4 He,两个正电子(e+ )和两个中微子（v）。 质量和太阳相当的恒星中发生的H燃烧叫质子-质子循环,它可通过下面3个分支反应过程分别完成：

　　发生反应的温度为1.0×107 ～2.0×107 K，密度约100克/厘米3 。反应持续时间大于1010 年。在质量较大的恒星内部（中心温度和密度较高）发生的是碳－氮-氧(CNO)循环：

　　C、N和O在反应中起催化剂的作用。到达反应平衡后,这个循环使大部分的C、N、O核素转变为14 N,因此也是恒星合成14 N的主要过程。

　　②氦燃烧　3个4 He核直接聚合为稳定12 C的核过程，又称三α反应。这个过程在恒星核心的H耗尽之后，温度接近108 K,密度为105 克／厘米3 时发生。在上述条件下，生成的12 C可与4 He反应生成 16 O。氦燃烧的主要结果是生成12 C和16 O。

　　③静态碳、氧和硅燃烧　两个12 C聚变为20 Ne、 23 Na和23 Mg；两个16 O聚变为28 Si、31 P和31 S；28 Si发生光分裂放出中子、质子和α 粒子,随后这些粒子与28 Si和由28 Si生成的更重核素反应生成直至铁峰核素(见元素宇宙丰度)的核过程，依次称为碳燃烧、氧燃烧和硅燃烧。碳燃烧在温度为5×108 ～8×108 K时发生，反应式为：

　　上面反应式中，α为α粒子。温度约 2×109 K时发生氧燃烧反应：　

　　此时,12 C和16 O之间也可发生核反应。静态碳和氧燃烧生成质量数为 20～40的各种核素。静态硅燃烧在温度约3×109 K，密度约108 克／厘米3 的环境下发生。

　　④爆炸碳、氧和硅燃烧　在恒星的富C、O和Si带中发生的爆炸核素合成过程。这些过程可生成静态C、O和Si燃烧过程不能生成的24 Mg、25 Mg、29 Si和 30 Si等稀少核素。在温度约2×109 K和密度约105 克／厘米3 时，在富碳带发生爆炸碳燃烧，生成20 Ne、23 Na、24 Mg、25 Mg、26 Mg、27 Al、29 Si和30 Si；温度为2.6×109 K和密度约为2×105 克/厘米3 时,在富氧带发生爆炸氧燃烧,生成28 Si、32 S、34 S、35 Cl、36 Ar、40 Ca和46 Ti;温度约4.7×109 K和密度约2×107 克／厘米3 时,在富硅带发生爆炸硅燃烧,生成32 S、36 Ar、40 Ca、52 Cr和54 Fe等核素。氦燃烧生成的12 C和16 O为爆炸碳和氧燃烧提供了物质基础，而爆炸硅燃烧的初始物质是静态氧燃烧的产物。静态核燃烧是爆炸核燃烧的预过程。

　　⑤ e过程　恒星原子核反应的统计平衡过程。e是equilibrium（平衡）的缩写。当质量大于 8Mo（太阳质量）的恒星中心温度T≥5×109 K，密度ρ3×106 克／厘米3 时，高能光子和恒星前期合成的核素发生大量的碰撞，结果导致核的碎裂，同时生成的碎片又很快和其他粒子结合，最终在核的瓦解和形成之间建立起统计平衡，生成最稳定的铁峰元素（V、Cr、Mn、Fe、CO、Ni等）。

　　⑥s过程　以56 Fe为起始物质，通过逐级慢中子俘获反应生成质量数A直至 209的核素的核过程如图。s过程在恒星演化的红巨星阶段产生。反应所需的中子主要由恒星内的氦燃烧过程产生的核反应提供：

　　s过程在A=209处，由于209 Pb发生衰变而截止。过程持续的时间约为104 年。

　　⑦r过程　以56 Fe为起始物质，通过连续快中子俘获反应生成富中子核素的核过程。质量数 A209的全部核素都是由r过程合成的。r过程由于生成的重核发生裂变而截止,一般认为截止点在质量数A为260附近（见图）。r过程在超新星爆炸时产生，持续时间为数秒钟。反应所需的大量中子由超新星爆炸提供。

　　⑧p过程　超新星激波通过其外层富氢气圈时，以s过程和r过程核素为起始核,通过（p,γ）反应或(γ,n)反应生成富质子核素的核过程。生成较轻的富质子核素(A150)以(p,γ)反应为主，生成较重的富质子核素(A150)以(γ,n)反应为主。过程发生的温度约1010 K。

　　Li、Be和B核素的合成　在温度约106 K下，Li、 Be和B可被恒星中发生的(p，γ)或(p,α)反应销毁。在氦燃烧阶段,4 He通过三α反应跨越Li、Be和B元素直接生成12 C和16 O，因此恒星内的核过程不能生成Li、Be和B。

　　宇宙的6 Li、9 Be、10 B和11 B核素由银河宇宙线的高能粒子(106 ～1020 电子伏)与星际物质（主要为C、 N和O）的相互作用生成。这个核过程在历史上曾称为x过程,它是一个高能吸热核反应。这个过程分两步进行：①高能粒子（质子和α粒子）轰击星际物质,穿入靶原子核中与核内的数个核子碰撞，这些核子又与核内的更多核子碰撞，产生级联反应，其中一些核子在碰撞过程中获得足够的能量与入射粒子一起离开靶核。②处于高激发态的残留核通过发射数个核子释放剩余能量，这个阶段称为破裂阶段。整个过程叫做核散裂反应。银河宇宙线中的低能粒子与星际物质的核反应可以生成7 Li。另外,在宇宙大爆炸中，在新星和超新星爆炸时，以及红巨星中的核过程也可生成一部分7 Li。

　　核素合成的发生区域　不同的核素合成过程发生在不同的区域中。宇宙核素合成发生于高温、致密的早期宇宙中，散裂核反应生成轻元素发生于星际介质中，其他的核素合成过程发生于恒星中。

　　恒星核素合成过程与恒星演化阶段是相互对应的。氢燃烧发生于主序恒星中，它是恒星能量的主要来源。红巨星内部发生氦燃烧,表面是s过程的发生区域。爆炸碳、氧和硅燃烧、e过程、r过程和 p过程发生在恒星演化末期。

　　超新星是爆炸核素合成的主要区域。它具有层状结构，各层物质是各静态核燃烧过程的产物。新星是爆炸核素合成13 C、15 N、17 O和19 F的区域。

　　恒星由弥漫的星际介质凝聚而成，在其生命的后期又通过爆炸把核素合成产物抛向星际空间，返回星际介质。由此新的恒星又从星际介质中诞生。恒星的寿命与其质量相关，质量越大,演化越快,寿命越短。太阳（年龄约为46亿年）和质量比太阳大的恒星，寿命比银河系年龄（约 120亿年）短得多。表明银河系目前的元素分布特征是若干代恒星核素合成产物的综合结果。太阳系的元素分布特征，反映了太阳系形成之前活跃在银河系中的各种核素合成过程产物的累计平均状况。

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