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接前天:化學元素是怎樣產生的

接前天:化學元素是怎樣產生的



台灣中正大學化學暨生物化學系胡維平

元素周期表上已經列有超過110種不同的化學元素,由於各種元素具有各不相同的物理、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,這些化學元素是怎麼來的呢?


在回答這個問題之前,我們要對原子的結構做一簡單的介紹。現代原子模型奠基於20世紀初拉賽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。在原子核外圍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,有時電子數會稍多於或少於質子數,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於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,因而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。


從天文的觀測中我們知道,這些種類豐富的元素並不是地球上所獨有的,而是分布在於宇宙的各個角落。並且很明顯的,大部分的這些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。


自從公元1929年天文學家哈勃發現宇宙持續膨脹的現象之後,科學家一般都認為宇宙起源於一次大爆炸,時間大約在137億年前,一切的物質、能量、時間都由此產生。在大爆炸的那一瞬間的宇宙可看為只有強烈的輻射能量而沒有任何物質。一般認為,在大爆炸之後約0.0001秒左右,宇宙溫度降至10^12K,此時,宇宙中的質子與中子脫離與輻射線的平衡而成型。到了大約在大爆炸之後4秒左右,溫度降至10^10 K以下,宇宙中的電子也脫離與輻射線的平衡而成型。至此,構成原子的基本粒子都已經出現,但由於溫度仍然太高,宇宙中尚無重於氫的穩定原子核,到處都是高速運動的質子、中子、與電子以及非常高能量的輻射線。

在宇宙形成大約3分鐘後,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的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;而缺乏這些作為橋樑的原子核,更重的原子核難以快速形成。宇宙仍持續的膨脹、冷卻,在宇宙生成大約30分鐘後,大爆炸所產生的核反應完全停止。此時,宇宙中的物質以質量而言,質子約佔75%、氦原子核約佔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(10^8 K左右),強大的輻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狀態存在。由於自由運動的電子很容易散射光線,此時宇宙是處於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約40萬年後,當宇宙的溫度降到了約一萬度以下,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,而引力的作用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。我們生命所需的其他元素大都是數十億年後在我們銀河系恆星的演化過程中所產生的。至於宇宙是如何從早期物質均勻分布的狀態迅速形成星系及恆星目前仍然不是非常清楚。一般認為,很可能由於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。這些微的不均勻性經過會引力效應的放大作用使得物質迅速向物質密度高的地方聚集而形成星系以及恆星。目前的證據顯示,第一顆恆星可能在宇宙誕生後的數億年就開始形成而發光,而在其內部的熱核反應中進行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非常困惑的謎題。現在我們知道,太陽以及所有的恆星主要的能量是來自內部的核聚變反應。當一個質量大於8%的太陽質量的星體,當內部的溫度由於引力收縮達到1000萬度以上時,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並放出非常大量的能量。這種能量釋放與恆星本身的重力作用達成平衡狀態,使得恆星在一段長久的時間內穩定地存在、發光。在比太陽重一些的恆星中,當核心的溫度達到2000萬度以上時,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一種氫聚變反應(碳氮氧循環)。在此機制中會累積不少的氮元素,這也是宇宙中氮元素主要的來源。


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。對小於0.5倍太陽質量的恆星而言,生命就到此為止了,核聚變所形成的氦核心從此逐漸黯淡冷卻。然而,質量較大的恆星在引力持續收縮下,核心的溫度可達到1億度以上,此時,氦原子核可融合成碳原子核及一些氧原子核。同時,由於恆星的外層仍然含有未經融合的氫原子,在引力收縮的過程中也使得外層的溫度升高到足以進行氫的聚變反應。像太陽這等大小的恆星,在核心的氦用盡後將受重力的壓迫形成一顆白矮星而逐漸冷卻。若星球的核心在氦即將燃燒完之前仍有三倍以上的太陽質量,核心可以在進一步壓縮後在6億度以上的高溫下將碳聚合成氖、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。此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,併產生更多種複雜的化學元素。在恆星的演化過程中,它們會不斷將表面的物質送到太空中,恆星內所製造出的各種原子核也隨之散布到宇宙的各個角落。


然而,就算在質量再大星球內,這種核聚變反應也不會無窮盡地進行下去。這是因為每一個階段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26,原子量56)後,核聚變已經不再是放熱反應,因而無法阻止星球進一步的重力崩塌。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微中子。而當這些中子被壓縮到密度達到水的1014倍時,一種僅能由量子力學所描述的巨大中子簡併壓力突然開始發生作用,而阻止核心進一步的收縮。但這種瞬間核心崩塌的停止產生了強大的反彈震波,當這震波與恆星外層物質相撞時,釋放出極大的能量,許多新的核聚變反應也在這過程中發生。

一般認為,周期表上大部分比鐵重的元素就是在此時產生的。這強大的反彈震波以及極大量的微中子會將恆星外層整個炸掉,這就是所謂的超新星爆發。由於超新星爆發所釋放的能量極為巨大,有時超新星爆發時的亮度甚至會超過整個星係數十億顆恆星亮度的總合。經過這一系列核聚變反應所生成的元素有一大部分隨著超新星的爆炸而散布到宇宙中。超新星爆炸後的中子核心的質量若小於約3倍的太陽質量,核心將成為一個穩定的中子星,但其質量若大於3倍的太陽質量,此時連中子簡併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。


上述的這種超新星一般稱Type IISupernova。還有一種叫Type Ia的超新星,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恆星演化得比較快,最後它可能成為一顆白矮星。等到另一顆恆星開始老化膨脹時,白矮星可能會逐漸將同伴的外層物質吸收過來。當白矮星達到一個約等於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Type Ia超新星爆發。近年來,TypeIa超新星被用來標定宇宙膨脹速度的變化,令人驚訝的是,最新的天文觀察顯示宇宙膨脹的速度竟然是正在加速而非減慢中。


此外,在一些恆星內部也會持續進行一種所謂的s-process,也就是以持續的中子捕獲與beta衰變產生一些重元素如Tc, Bi等。同時,高能的宇宙線也持續和星際物質作用產生如Li, Be, B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,至於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有各種重元素,使得太陽系能夠有如地球般的固體行星存在,並且包含了生命所必需的碳、氧、氮、硫、鐵等元素。

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