作者： Joshua Sokol

翻譯：陽光

審校：山寺小沙彌

原文鏈接：https://www.quantamagazine.org/20170323-where-did-gold-come-from-neutron-stars-or-supernovas/

幾十年來，金和其他重金屬一直被認(rèn)為是超新星爆發(fā)形成的，然而最近不少研究人員對此提出質(zhì)疑。

歷史上，對于“地球上的黃金從哪里來？”，或者“怎么獲得更多黃金？”，這樣的問題，民間有很多離奇荒誕的解釋。例如，印加帝國（11世紀(jì)至16世紀(jì)時位于南美洲的古老帝國）時代的人們認(rèn)為黃金來源于太陽神因蒂的眼淚和汗水；亞里士多德則認(rèn)為黃金是一種硬化的水，當(dāng)太陽射線穿透到地表的深處時才發(fā)生轉(zhuǎn)變；艾薩克·牛頓還寫過用圣石制備黃金的配方；甚至，格林童話故事里侏儒妖可以通過旋轉(zhuǎn)稻草來獲得黃金。

現(xiàn)代的天文學(xué)家也有自己的理論，結(jié)果相對清楚些：大約四十億年前，在一個被稱為“后板塊”（late veneer）的時期，嵌有少量貴金屬（包括黃金）的隕石墜落到地球上。但最本質(zhì)的問題是，宇宙中的黃金到底從哪兒來？，這仍是未解之謎。

幾十年來，越來越多的人開始相信——超新星爆發(fā)產(chǎn)生了黃金和元素周期表后幾行中的重元素。然而，隨著對超新星模型的模擬計算水平提升，大多數(shù)產(chǎn)生黃金的爆發(fā)模擬過程表現(xiàn)得更像古代煉金術(shù)士的那套。也許，新的發(fā)現(xiàn)（被傳統(tǒng)研究認(rèn)為非常困難）可以解答這個難題！

在過去的幾年里，新理論迅速引爆科研圈?，F(xiàn)在，許多天文學(xué)家相信——中子星之間經(jīng)過碰撞與融合鍛造出了宇宙里的重金屬。也有一些人認(rèn)為，盡管很多超新星爆發(fā)無法產(chǎn)生這些重金屬，但還是有些特殊的超新星可以做到。為了解決爭論，天文物理學(xué)家開始不遺余力的收集證據(jù)，從模型的計算機模擬到深海錳結(jié)核的伽馬射線探測。他們希望觀察到一種非常罕見的宇宙金屬來結(jié)束這場爭辯

超新星問題

1957年，物理學(xué)家瑪格麗特（Margaret）、杰佛瑞·伯比奇（Geoffrey Burbidge）、威廉·福勒（William Fowler）以及弗雷德·霍伊爾（Fred Hoyle）提出了一套理論，可以解釋恒星是如何通過產(chǎn)生和滅亡產(chǎn)生幾乎元素周期表的每一種元素[1]。這就意味著，人類（至少構(gòu)成我們身體的元素）曾經(jīng)是星塵，當(dāng)然也包括金元素。

安娜·弗瑞貝爾（AnnaFrebel，麻省理工學(xué)院的天文學(xué)家）說：“這個問題由來已久，并且星塵的秘密已經(jīng)存在很長一段時間了。”

宇宙大爆炸產(chǎn)生出了氫元素、氦元素和鋰元素。接著，恒星利用這些元素漸漸的合成出較重的元素。但這個過程到鐵元素后就停滯不前了，因為鐵元素是最穩(wěn)定的元素，原子核比鐵大的元素電荷量非常大，聚集起來也困難，以至于合成過程中能量的輸入大于能量輸出。

為了使重元素更穩(wěn)定，你可以用電中性的中子去轟擊鐵原子核。新加入的中子往往導(dǎo)致原子核不穩(wěn)定，這種情況下，中子會衰變成質(zhì)子（同時還會釋放一個電子和一個反中微子），而質(zhì)子的凈增加就導(dǎo)致了新的、更重的元素出現(xiàn)。

如果被原子核所捕獲的中子運動速度比它的衰變速度慢，該過程就被稱為慢中子的俘獲，或者叫做S過程，比如形成鍶元素（Sr）、鋇元素(Ba)和鉛元素(Pb)；如果被原子核所捕獲的中子運動速度比它的衰變速度快，該過程就被稱為快中子的俘獲，或者叫做R過程，比如鈾（U）和金(Au)等重元素。

為了得到R過程產(chǎn)生的元素，伯比奇和他的團隊意識到，你需要滿足以下幾個條件：首先，你需要一個相當(dāng)純的中子源；接著，你還需要較重的“種核”（比如鐵核）去俘獲這些中子；最后，你還得把它們置于熱的、密集的環(huán)境中（密度也能太高）。當(dāng)然，你定會希望一切都發(fā)生在爆炸中，這樣產(chǎn)物就會散射出來，并可以通過檢測得到。

對于很多天文學(xué)家來說，有種特殊的物質(zhì)就滿足上述條件，那就是超新星。

超新星爆發(fā)的機制是這樣的：當(dāng)已經(jīng)把自己的核慢慢合成更重元素的大質(zhì)量恒星到達(dá)鐵元素情形時，合成就會停止，恒星的氣圈奔潰，約一個太陽質(zhì)量的恒星會塌縮成半徑只有十幾公里球體，緊接著，當(dāng)核心塌縮成密度非常高的星體時，就會產(chǎn)生超行星爆發(fā)，它所產(chǎn)生和輻射的能量可達(dá)數(shù)十億光年遠(yuǎn)。

似乎超新星具備了所有的必要條件。在恒星塌縮的過程中，位于核心處的質(zhì)子和電子非常緊密，接著會產(chǎn)生中子，并將核轉(zhuǎn)變成中子星的雛形。再加上鐵的含量豐富，熱量也充足，產(chǎn)生的熾熱會持續(xù)近千年，并不斷向空間噴射能量直至耗盡。

到了1990年左右，計算模型開始產(chǎn)生更具體的圖像。在大質(zhì)量恒星的內(nèi)核塌縮后的半秒，會產(chǎn)生中微子風(fēng)暴，持續(xù)近一分鐘，部分含有大量中子的中微子風(fēng)暴會刮到可作為“種子”的鐵核。

天文物理學(xué)家托馬斯·詹卡（Thomas Janka，德國加興、馬克思普朗克研究所）說道：“找到希望了！我認(rèn)為這是近20年來解釋R過程元素的形成中，最有趣和最有前景的途徑。”并且現(xiàn)在仍然有不少人認(rèn)同這種觀點。天文物理學(xué)家恩里科·拉米雷斯瑞（Enrico Ramirez-Ruiz, 圣克魯茲、加州大學(xué)）補充道：“如果你現(xiàn)在翻開一本教科書，它定會告訴你R過程會出現(xiàn)在超行星爆發(fā)中?！?/p>

但隨著超新星模型越來越復(fù)雜，情況卻反而變得越來越糟糕了。比如，中微子風(fēng)暴產(chǎn)生的溫度似乎并不太高，風(fēng)暴的速度也太慢，以至于過多的種核無法俘獲足夠的中子形成類鈾的重元素，而且中微子也能把中子轉(zhuǎn)換成質(zhì)子——也就意味著能參與其中的中子就更少了。

這使得理論家重新審視超新星模型中最關(guān)鍵的一點——超行星爆發(fā)似乎不依賴于中子星的R過程。

斯蒂芬·羅斯沃格（StephanRosswog，斯德哥爾摩大學(xué)大學(xué)）說到：“這種核合成方式太讓人匪夷所思了，一開始你就擁有宇宙中其它地方所沒有的巨量的中子源，盡管中子星具有超強的引力場，但問題的關(guān)鍵是——你如何確定中子星就能產(chǎn)生出東西呢？”

有沒有什么辦法可以讓中子星裂開？一種辦法就是采用超新星級別的爆炸，可那樣似乎行不通。倘若你思路再開闊一點，是否可以等到一個超行星爆發(fā)了，再利用它去裂開中子星呢？

中子星的故事

1974年，射電天文學(xué)家首次發(fā)現(xiàn)[2]雙脈沖中子星系統(tǒng)。在每個軌道上，它們都消耗著能量，最終有一天會發(fā)生碰撞。同年，天文物理學(xué)家詹姆斯·拉蒂默（James Lattimer）和戴維·施拉姆(David Schramm) 模擬[3]出了中子星和黑洞合并的情形，可是那個年代中子星之間碰撞太復(fù)雜，以至于無法進(jìn)行計算模擬。

雖然超行星爆發(fā)可以短暫的照亮它所在的整個銀河系，但是中子星仍然很難被觀測到。比如，早在1054年，超新星爆發(fā)所產(chǎn)生的蟹狀星云就被很多地方所記載過，但直到1968年，中子星才被探測[4]到。拉蒂默和施拉姆認(rèn)為，盡管沒有人真正見到過兩顆中子星的融合，因為它不僅難發(fā)現(xiàn)而且還不好理解，但這種極端情形卻可以解釋R過程元素的產(chǎn)生。

想象兩顆中子星結(jié)合的最后場景，在它們成為更大的中子星或黑洞時，它們會被巨大的引力潮所摧毀，碰撞過程中也會向外噴射大量的物質(zhì)。

布賴恩·梅茨杰（BrainMetzger,哥倫比亞大學(xué)的理論天文學(xué)家）說：“這有點類似你在擠牙膏，它會在尾端噴出東西來?！泵總€中子星都會有個尾巴，其中，中子與質(zhì)子的比例接近10：1，溫度高達(dá)幾十億攝氏度，重核的形成過程幾乎不到一秒。因為它們含有許多不穩(wěn)定、激活的中子，最后它們會衰變成為金和鉑之類的元素。

至少，在模擬過程中，它們是這樣進(jìn)行的。

黃金星系

中子星的融合與超行星爆發(fā)都會不斷產(chǎn)生R過程元素，但兩者最大的區(qū)別在于生成量的大小。超新星也許可以產(chǎn)生月球大小的黃金，而中子星融合卻可以產(chǎn)生木星大小的黃金（比超新星產(chǎn)生的高了數(shù)千倍），但中子星融合的出現(xiàn)幾率卻遠(yuǎn)小于超新星爆發(fā)。這種R過程元素分布的不同就可以作為天文學(xué)家探尋它們起源的一種方式。

拉米雷斯·魯伊茲（RamirezRuiz）說道：“R過程元素的產(chǎn)生好比巧克力，宇宙中豐富的R過程元素主要來源于超新星，這部分就像是曲奇餅上均勻涂抹的巧克力，相比之下，中子星的融合就像巧克力制作的曲奇餅干，并且所有的這些巧克力或者說R過程都非常密集。”

通過在地球上尋找R過程事件產(chǎn)生的副產(chǎn)物以及它們的分布，可以作為一種評估手段。在超新星爆發(fā)照亮銀河系相當(dāng)長一段時間以后，它所產(chǎn)生的那些元素核會進(jìn)入到星際塵埃中，這些塵埃經(jīng)過太陽系時，由于地磁場的作用，會落入到地球上，比如會存在于深海處。2016年《自然》雜志上的一篇文指出，在深海殼層里找到[5]具有放射活性的Fe-60元素，這被認(rèn)為是距今一千萬年前多個超新星爆發(fā)的痕跡。然而，這些超新星爆發(fā)卻并沒有出現(xiàn)與R過程相關(guān)的元素。他們還在這里面發(fā)現(xiàn)[6]了少量的钚244（R過程的一種不穩(wěn)定產(chǎn)物）。梅茨杰認(rèn)為，不論這些超重元素如何產(chǎn)生的，它們都不會是我們星系里最頻繁出現(xiàn)的那些。

不是每個人都贊同這一結(jié)論。比如肖恩·畢曉普（Shawn Bishop，慕尼黑工業(yè)大學(xué)）領(lǐng)導(dǎo)的團隊，他們?nèi)匀幌Ｍ麑ふ业綍r間更近一些的超新星在地球上留下的放射性钚元素。最近，他們的團隊正通過微生物化石之類的物質(zhì)中尋找R過程元素的蛛絲馬跡，這種細(xì)菌的沉淀物中包含了它們從環(huán)境中攝取并用于制備磁性晶體的金屬元素。

當(dāng)然，天文學(xué)家也可以從宇宙深處找尋“巧克力曲奇餅”的足跡。比如，R過程的銪元素有條強的光譜線，天文學(xué)家可以通過恒星的氣層檢測到。在銀河系的光環(huán)中，可以從一些年代久遠(yuǎn)的恒星上捕捉到了這些R過程信號的譜線。拉米雷斯·魯伊茲說道：“我們可以找到兩個鐵含量差不多，但銪含量卻差了兩個數(shù)量級的恒星?！闭驗槿绱耍桌姿埂斠疗澱J(rèn)為宇宙中“巧克力曲奇餅”要比“巧克力威化”多。

天文學(xué)家還找到一個更能說明問題的實例，許多小矮人星系正經(jīng)歷著走向死亡的最后一段時光，而這一過程或許會進(jìn)行R過程。一直到2016年，也沒人觀測到任何小矮人星系中的恒星有R過程頻發(fā)的跡象。

突然有一天晚上，麻省理工學(xué)院的弗雷貝爾（Frebel）接到一個令他震驚的電話。這通電話來自她的研究生亞歷克斯·吉（Alex Ji），亞歷克斯·吉一直觀測著Reticulum II的小矮人星系。弗雷貝爾回憶道：“他在凌晨兩點打電話給我，說：‘安娜，我發(fā)現(xiàn)光譜圖出了些問題，有一個恒星呈現(xiàn)了很強的銪譜線’，我以為他在開玩笑，就說：‘哎呀，亞力克斯，你可能找到了一個R過程星系’?！笔聦嵣希娴恼业搅薣7]。Reticulum II 有七個恒星正在合成R過程元素，非常罕見的事情。

新型超新星

為了支持中子星融合的模型[7]，一切都顯得如此的恰到好處。中子星融合其實非常罕見，不像單一的大質(zhì)量恒星的崩潰，最后成為超新星，它需要兩個中子星在雙軌道上去合并，也許一億年才有一次。但反對者指出，你不能因為它罕見就否認(rèn)它的存在。

在我們的星系中，中子星融合也許一億年發(fā)生一次，也許一萬年就發(fā)生一次，相差近四個數(shù)量級?？死锼雇懈ァじベ嚑枺–hristopher Fryer，洛斯阿拉莫斯國家實驗室）說：“那些認(rèn)為中子星融合能解釋R過程元素的人所采用的竟然是一萬年一次來計算，真讓我吃驚?！?/p>

當(dāng)弗賴爾和同事們使用相對折衷的頻率進(jìn)行中子星融合模擬，和估計所產(chǎn)生R過程材料的數(shù)量時，他們發(fā)現(xiàn)中子星融合只能解釋宇宙中1%數(shù)量的R過程元素[8]。如果真實頻率是在一億年一次，那么中子星融合的貢獻(xiàn)值還會減少100倍。弗賴爾說：“更多的人開始重新思考問題——R過程是否還能出現(xiàn)在其它情況下？”

所以，超新星爆發(fā)重新成為焦點。如果有1%的超新星表現(xiàn)出非標(biāo)準(zhǔn)模擬的情形，那么它們可能以“巧克力制備的曲奇餅?zāi)Ｊ健爱a(chǎn)生出相當(dāng)數(shù)量的R過程元素。諾布亞·尼希默拉（Nobuya Nishimura,英國基爾大學(xué)的天文學(xué)家）和他的同事在近期的文章[9]中提出異議，超新星爆發(fā)除了通過中微子方式，還可以通過恒星爆炸的巨量磁性噴射物產(chǎn)生，后者會快速的生成大量的中子，從而使種核長成一些R過程元素。弗賴爾反駁道：“這不像你的茶話會，你只需要保持100毫秒就夠了！”

很多天文學(xué)家相信，這個答案將會以某種折衷的形式告終。而且，那種轉(zhuǎn)變可能已經(jīng)開始發(fā)生了。弗賴爾還說：“R過程已經(jīng)不再是以前的R過程了，也許可以把它分成兩半，比鋇輕的R過程元素來源于超新星，而較重的元素，比如金，則來自中子星的碰撞?！?/p>

再起波瀾

事實上，還有一匹黑馬一直潛伏著，那就是拉蒂默和施拉姆早期考慮過的模型——中子星與黑洞融合。其中，中子星就像在其它模型中一樣，仍然扮演著噴射物質(zhì)的角色，但是它的產(chǎn)生速率卻相對更模糊些。正如加卡（Janka）所說的那樣：“可能，它們就是產(chǎn)生R過程元素的主導(dǎo)過程，但我們并不是很清楚，我們需要更好的數(shù)據(jù)?！?/p>

也許在不久的將來我們就可以獲得這些數(shù)據(jù)，中子星與黑洞融合的最后一些軌道會讓時空極度扭曲以至于引力波都無法逃離。激光干涉引力波天文臺（LIGO,the Laser InterferometerGravitational-Wave Observatory）已經(jīng)成功的探測[10]到了黑洞融合過程所釋放的逐漸增強的信號，并且它現(xiàn)在正致力于[11]檢測遙遠(yuǎn)星系的中子星融合信號。越長時間不出現(xiàn)，這些事件發(fā)生的幾率就越小。一旦LIGO的運行模式達(dá)到它所設(shè)計的極限檢測值仍沒探測到所要的信號，那將會是中子星融合模型的致命一擊。塞爾瑪·德明克（Selma de Mink,阿姆斯特丹大學(xué)的天文學(xué)家）說道：“如果LIGO一直無法探測到的話，那么拉米雷斯·魯伊茲和梅茨格等人就被打回到原點了?！?/p>

涉及R過程的事情本生就很困難，更不必說真正觀測它了。但有兩個團隊[12]可能就做到了，2013年，雨燕（Swift）衛(wèi)星檢測到了短暫的伽瑪風(fēng)暴，那是中子星碰撞的一種體現(xiàn)，并且有些其他的望遠(yuǎn)鏡對信號放大處理后也得到相同的結(jié)論。

而在模擬過程中，中子星融合會伴隨產(chǎn)生出一種被稱為Kilonova的可觀測信號。激活的元素核在R過程中運動和發(fā)熱，造成系統(tǒng)陡然持續(xù)發(fā)亮近一個星期，然后才開始衰減。并且這些元素只能發(fā)出紅系光。而2013年的事件剛好符合上述兩個特征，當(dāng)然，這對于完美詮釋問題還遠(yuǎn)遠(yuǎn)不夠。梅茨格認(rèn)為，盡管沒能解決問題，但很有建設(shè)性。

發(fā)現(xiàn)Kilonova信號的研究者門大都開始期待，找到更接近、更精準(zhǔn)的Kilonova信號了，那就意味著LIGO關(guān)于中子星融合的信號會很搶手，同時也意味著需要更多望遠(yuǎn)鏡來找到信號源，至于要檢測到它的光譜，可能只有即將到來的詹姆斯·韋伯空間望遠(yuǎn)鏡才能做到了。如果真是這樣的話，那么看到新生的R過程元素或者從未知的現(xiàn)象中推斷出新事物將會成為可能。馮·文懷（wen-fai Fong，亞利桑那大學(xué)）說道：“我們對伽瑪暴的世界已經(jīng)比較熟悉了，它更像是一場比賽——看誰反應(yīng)快！”

參考文獻(xiàn)

[1] Burbidge EM, Burbidge G R, Fowler W A等.Synthesis of the elements in stars[J]. Reviews of modern physics, APS, 1957,29(4): 547.

[2] Damour T.1974: the discovery of the first binary pulsar[J]. Classical and QuantumGravity, IOP Publishing, 2015, 32(12): 124009.

[3] Lattimer JM, Schramm D N. Black-hole-neutron-star collisions[J]. The AstrophysicalJournal, 1974, 192: L145–L147.

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[6] Wallner A,Faestermann T, Feige J等.Abundance of live 244Pu in deep-sea reservoirs on Earth points to rarity ofactinide nucleosynthesis[J]. Nature communications, Nature Publishing Group,2015, 6.

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[8] C?té B,Belczynski K, Fryer C L等.Advanced LIGO Constraints on Neutron Star Mergers and R-Process Sites[J]. arXivpreprint arXiv:1610.02405, 2016.

[9] NishimuraN, Sawai H, Takiwaki T等.The intermediate r-process in core-collapse supernovae driven by themagneto-rotational instability[J]. arXiv preprint arXiv:1611.02280, 2016.

[10] NatalieWolchover. Gravitational Waves Discovered at Long Last[EB/OL]. /2016-02-11.https://www.quantamagazine.org/20160211-gravitational-waves-discovered-at-long-last/.

[11] SENSITIVITYOF LIGO AND VIRGO GRAVITATIONAL WAVE DETECTORS TO COMPACT BINARYINSPIRALS[EB/OL]. /2017-03-23.http://ligo.org/science/Publication-S6CBCRangeDoc/index.php.

[12] Tanvir N R,Levan A J, Fruchter A S等.A/kilonova/’associated with the short-duration [ggr]-ray burst GRB [thinsp]130603B[J]. Nature, Nature Research, 2013, 500(7464): 547–549.

編輯：山寺小沙彌