核合成

大爆炸核合成

大爆炸后大约三分钟,宇宙冷却到足以让质子和中子聚变成最早的原子核。在短短约二十分钟的时间窗口内,几乎只生成了氢和氦——外加微量的锂。此后,宇宙已经膨胀冷却到一定程度,核聚变随即停止。

为什么没能继续下去?因为不存在质量数为5或8的稳定原子核——任何让⁴He与另一个质子、中子,或与第二个⁴He结合的尝试,都会立刻重新衰变。缺少这些中间阶段,也没有恒星内部那种高出许多数量级的密度和时间尺度,早期宇宙通往更重元素的道路就此被堵死。

恒星内部的聚变

任何比锂更重的元素,都只能在恒星中诞生。在恒星核心,巨大的压力和数百万开尔文的高温下,首先是四个氢原子核聚变为一个氦原子核——正是这个过程让太阳已经发光了46亿年。一旦核心的氢燃料耗尽,恒星就会收缩,进一步升温,并点燃下一阶段的聚变。

在所谓的三阿尔法过程中,三个氦-4原子核聚变成碳-12——这是一个出人意料的中间步骤,之所以能够发生,纯粹是因为碳恰好拥有一个合适的激发能态。大质量恒星此后会陆续点燃更多聚变阶段,一直持续到硅,最终进入铁-56和镍-62所在的区域——结合能曲线在此达到最大值(精确地说峰值在镍-62,仅略高于丰度大得多的铁-56),此后聚变不再释放能量。

每进入下一个聚变阶段,所需温度都会升高,燃烧持续时间则急剧缩短——对大质量恒星而言,铁核形成前的最后一个阶段,往往只能维持数小时。

铁之外:中子俘获

由于从铁开始,聚变不但不会释放能量、反而需要消耗能量,所有比铁更重的元素——从钴一直到铀——都要走另一条路:俘获自由中子,而中子本身无需克服静电斥力。每次俘获之后,不稳定的原子核都可以通过β⁻衰变把一个中子转变为质子,从而升级为下一个元素。根据中子入射速度的快慢,人们区分出两种截然不同的过程。

元素的宇宙起源

把所有这些生成途径汇总起来,几乎可以为元素周期表中的每一种元素确定它的宇宙起源地——这是数十年天体物理学研究的成果,也可以直观地呈现为一张"起源地图"。