化學元素的起源

胡維平

元素周期表上已經列有超過110種不同的化學元素，各種元素所具有的各不相同的物理、化學性質，造就了我們這個多姿多彩的、充滿生命力的世界。然而，這些化學元素是怎么來的呢？

在回答這個問題之前，我們要對原子的結構做一個簡單的介紹。現代的原子模型奠基于20世紀初盧瑟福的阿爾法粒子撞擊實驗。現在我們知道，原子的質量集中在一個很小的原子核當中，原子核內包含了帶正電的質子與不帶電的中子。在原子核外通常環繞著一些帶負電的電子。在中性的原子內，電子數與質子數相等，有時電子數會稍多于或少于質子數，我們通常將其分別稱為負（陰）離子或正（陽）離子。各種元素原子的差異在于原子核內的質子數不同，因而影響到電子組態乃至化學性質的不同。比如說，碳原子核有6個質子而氮原子核有7個質子，造成這兩種元素在化學性質上的極大差異。質子數相同但中子數不同的原子稱為同位素，例如氫與氘（重氫）都含有一個質子，但氘原子核還包含了一個中子。同位素原子的大部分化學性質非常類似。

從天文觀測中我們知道，這些種類豐富的元素并不是地球上所獨有的，而分布在宇宙的各個角落。并且很明顯的，大部分的元素已經存在非常久的時間了。因此，要了解這些元素的起源，我們必須從宇宙發展的歷史談起。

自1929年天文學家哈勃發現宇宙持續膨脹的現象之后，科學家一般都認為宇宙起源于一次大爆炸，時間大約在137億年前，一切的物質、能量、時間都由此產生。一般認為，大爆炸發生的那一瞬間，宇宙只有強烈的輻射能量而沒有任何物質。在大爆炸之后約0.0001秒左右，宇宙溫度降至1012開，此時，宇宙中的質子與中子脫離與宇宙射線的平衡而成形。到了大爆炸之后4秒左右，溫度降至1010開以下，宇宙中的電子也脫離與宇宙射線的平衡而成形。至此，構成原子的基本粒子已經出現，但由于溫度太高，宇宙中尚無重于氫的穩定原子核，到處都是高速運動的質子、中子、電子，以及非常高能量的宇宙射線。

在宇宙形成大約3分鐘后，質子與中子開始可以結合成重氫的原子核而不立刻被光子分解。接下來，一連串的核反應將絕大部分重氫快速轉變成包含2個質子及2個中子的穩定氦原子核。不過，比氦更重的原子核此時不易形成，因為自然定律中不容許有原子量為5或8的穩定原子核存在；缺乏這些作為橋梁的原子核，更重的原子核難以快速形成。

宇宙仍持續膨脹、冷卻，在宇宙生成大約30分鐘后，大爆炸產生的核反應完全停止。此時，宇宙中的物質以質量而言，質子約占75%、氦原子核約占25%，還有大量很輕的電子以及非常微量的重氫及鋰原子核。此時的宇宙溫度仍然非常高（108開左右），強大的宇宙射線使電子無法停留在固定的原子核上，物質主要以單原子離子的狀態存在。由于自由運動的電子很容易散射光線，此時的宇宙處于名副其實的混沌狀態，光子無法自由穿越，輻射場與物質間不斷地進行能量交換。這種情況一直持續到大爆炸發生大約40萬年后，當宇宙的溫度降到了約1萬攝氏度以下，電子才開始能與原子核結合，形成中性的原子，宇宙也在此時變得透明，輻射場與物質間的作用大幅降低，引力開始逐漸塑造新的宇宙結構。

此時，宇宙中的主要元素只有氫和氦，實在沒有多少化學可言，任何人都可以把此時的化學學得非常透徹，只不過在這種宇宙中是不會有任何生物存在的。地球生命所需的其他元素大都是數十億年后在銀河系恒星的演化過程中產生的。至于宇宙是如何從早期物質均勻分布的狀態迅速形成星系及恒星的，目前仍然不是非常清楚。一般認為，很可能是由于一些量子效應使得早期的宇宙在能量分布上有一些不均勻。這些微的不均勻經過引力效應的放大，使得物質迅速向密度高的地方聚集，形成星系以及恒星。目前的證據顯示，第一顆恒星可能在宇宙誕生后的數億年就開始形成，在其內部的熱核反應中開始了宇宙中下一步的元素合成。

地球上一切生物所需的能量幾乎都直接或間接地來自太陽。太陽的能量又從何而來呢？在20世紀以前，這一直是個令科學界感到困惑的謎題。現在我們知道，太陽以及所有恒星主要的能量來自其內部的核聚變反應。一個星體發生核聚變反應的最低條件是質量達到太陽質量的8%，當其內部的溫度由于引力收縮達到1000萬攝氏度以上時，核聚變反應開始發生，4個氫原子核經過3個質子加成的步驟（質子—質子鏈）聚合成一個氦原子核并放出巨大的能量。這種能量釋放與恒星本身的引力作用達成平衡狀態，使得恒星在一段長久的時間內穩定地存在、發光。在比太陽重一些的恒星中，當核心的溫度達到2000萬攝氏度以上時，能量釋放的主要機制是另外一種由碳、氮、氧原子核作為催化劑的氫聚變反應（碳氮氧循環）。在此機制中會累積不少氮元素，這也是宇宙中氮元素的主要來源。

雖然核聚變反應能很有效率地產生能量，但核聚變的原料——氫原子核——總有用盡的時候。對質量只有太陽一半的恒星而言，生命就到此為止了，核聚變形成的氦核心從此逐漸暗淡冷卻。然而，質量較大的恒星在引力的持續作用下，核心的溫度可達到1億攝氏度以上。此時，氦原子核可聚變成碳原子核及一些氧原子核。同時，由于恒星的外層仍然含有未聚變的氫原子，在引力收縮的過程中，外層的溫度升高，使得氫的聚變反應再次進行。

太陽大小的恒星在核心的氦用盡后將受引力的壓迫形成一顆白矮星，并逐漸冷卻。若恒星的核心在氦即將燃燒完之前仍有3倍以上的太陽質量，核心可以進一步壓縮，使得溫度達到6億攝氏度，在這種高溫下，碳將聚合成氖、硅、鎂等原子核。此時，在核心的外層，氦的聚變反應也開始進行，而更外層則依然有氫的聚變反應在發生。這種階段性的層狀核聚變反應在質量很大的星球內持續進行，每一階段都需要更高的溫度與密度，并產生更復雜的化學元素。在恒星的演化過程中，它們會不斷將表面的物質送到太空中，恒星內制造出的各種原子核也隨之散布到宇宙的各個角落。

然而，就算在質量更大的星球內，這種核聚變反應也不會無窮盡地進行下去。這是因為核聚變所能持續的時間愈來愈短，所放出的總熱量也愈來愈少；到了形成鐵原子核（原子序數26，原子量56）后，核聚變已經不再是放熱反應，因而無法阻止星球進一步的引力崩塌。在鐵核心高速崩塌壓縮的過程中，許多電子被迫與原子核內的質子結合而形成中子，同時向外放出大量的中微子。當這些中子被壓縮到密度達到水的10的14次方倍時，一種僅能由量子力學描述的巨大的中子簡并壓力突然開始發生作用，從而阻止核心進一步收縮。但這種核心崩塌的瞬間停止會產生強大的反彈震波，當震波與恒星外層物質相撞時，釋放出極大的能量，許多新的核聚變反應也在這一過程中發生。一般認為，元素周期表上大部分比鐵重的元素就是在此時產生的。這種強大的反彈震波以及極大量的中微子會將恒星外層整個炸掉，這就是所謂的超新星爆發。由于超新星爆發所釋放的能量極大，有時超新星爆發時的亮度甚至會超過整個星系數十億顆恒星亮度的總和。

經過這一系列核聚變反應生成的元素有一大部分隨著超新星的爆發而散布到宇宙中。超新星爆發后留下的中子核心的質量若小于約3倍的太陽質量，這個核心將成為一個穩定的中子星；其質量若大于3倍的太陽質量，連中子簡并壓力也無法抵抗重力的壓縮，核心將進一步塌陷形成一個黑洞。

這種超新星一般被稱為Ⅱ型超新星。還有一種叫Ⅰa型超新星，這是發生在雙星系統中的特殊現象。在雙星系統中，比較大的那顆恒星演化得比較快，最后可能成為一顆白矮星。等到另一顆恒星開始老化膨脹時，白矮星可能會逐漸將同伴的外層物質吸收過來。當白矮星達到約等于1.4倍太陽質量的臨界質量時，大規模的核聚變反應會突然劇烈地發生，將整顆星球炸掉，在這一過程中產生大量的鐵原子核。我們血液及地殼中的鐵應該都是來自遠古時的Ⅰa型超新星爆發。近年來，Ⅰa型超新星被用來測定宇宙膨脹速度和星系間的距離。

此外，在一些恒星內部也會持續進行一種所謂的慢中子捕獲過程，也就是以持續的中子捕獲與β衰變產生一些重元素如锝、鉍等。同時，高能的宇宙射線也持續和星際物質作用產生如鋰、鈹、硼等元素。以上所描述的是宇宙中各種元素生成的一個大略的過程，至于詳細的流程仍有不少爭論。比如，前不久有科學家提出，金元素的形成可能與非常罕見的中子星相撞有關。我們的太陽系除了氫與氦外還擁有各種重元素，使得太陽系能夠擁有如地球般的固體行星，并且包含了生命所必需的碳、氧、氮、硫、鐵等元素。endprint