這個恆星居然由重金屬組成？

在銀河系中，發現三顆距離我們很遙遠的恆星中有十分高的鉛含量。這個發現支持了一些人長期以來支持的一種說法：現在宇宙中的重於鐵的元素一半來自於超新星的爆發，另外一半則來自於恆星生命接近盡頭的時候，燃燒它們體內的氦（He）而合成的。這三顆恆星中每顆恆星中的鉛都有一個月亮那麼重。

觀測表明，這三顆「鉛星」中——都是雙星系統的成員——鉛的含量要遠遠高於其它的重於鐵的元素。這樣的觀測結果和先行的恆星模型——有關於重元素在恆星核內合成的那一部分符合的很好。

現在，一些比利時和法國來的天文學家正在利用La Silla天文台3.6米的望遠鏡做進一步的觀測。

重元素的組成

天文學家和物理學家將在恆星內部輕元素合成重元素的過程稱為「恆星核合成（nucleosynthesis）」。

只有最為輕的元素，比如氫（H）和氦（He）是在很久以前的大爆炸中產生的。

我們現今看見的其它的元素，都是後來在恆星的恆星核內合成的。在這些「元素工廠」中，輕原子的核子相互不斷地衝撞，然後形成了重元素——這就是我們現在知道的核聚變。在太陽核其它類似的恆星中，氦就是這樣有氫產生的。另外，氦還可以形成炭（C），然後是氧（O）等等。

聚變過程要求同樣是帶正電的粒子相互靠的很近，接著才能夠聚變。但是，隨著核子質量和電荷的不斷增大，這個過程變得越來越難，因為核子之間的作用力很強了。

事實上，聚變過程有著一個質量數的上限，就是終止於鐵元素。任何質量數高於鐵的元素都不能夠通過這種方法形成。

但是，這些我們在地球上接觸的重元素又是怎樣在恆星中產生的呢，比如說人造鑽石中的鋯（Zr），煙花中的鋇（Ba）和燈絲中的鎢（W）？我們使用的汽車電池中的鉛又是通過什麼方式產生的？

在鐵之後

鐵之後的元素是通過不斷的向原子核內添加中子而形成的。因為中子是中性的，所以，它不會受到電荷之間作用力的影響，很容易就可以接近原子核，而後形成更重的元素。這樣就可以形成重元素了。

其實，在兩種不同的環境下，這樣的過程都可以產生。

一個就是大質量的恆星在超新星爆發的時候形成的環境。這樣的情況下，形成過程將十分迅速，所以稱這個過程為「快過程（r過程，r－progress）」。

AGB星（the AGB stars，漸進巨星枝星）

但是並不是所有的重元素的出生都是這樣的轟轟烈烈。

第二種方式，就要顯得「和平」多了。當恆星在生命的盡頭點燃它們體內的氦的時候，這種過程就有可能發生。這個過程，我們叫「慢過程（s過程，s－progress）」，在恆星內部，這樣的過程就很平靜。

事實上，重於鐵的元素中，有一半就是通過這種方式產生的。

這樣的過程，在恆星生命中一個特定的階段才會發生，就是我們所知道的AGB星階段。這個階段發生在恆星即將拋出自己的外殼並形成白矮星的時候。

質量在0.8～8個太陽質量之間的恆星都會經歷這樣的過程。同時，它們還會形成類似於「啞鈴星雲」這樣的行星狀星雲。當然，我們的太陽就是將這樣結束自己的生命，但是，距離現在還有70億年。

低金屬度星

對慢過程細緻的研究和AGB星內部的有關情況的研究，在國際上已經活躍了好多年了。現行的基於計算機的恆星模型預言：在低金屬度星中，慢過程的功效將十分顯著。

人們說，在這樣的恆星中——在銀河系形成早期形成的，現在年齡十分大——慢過程會產生很多重並且穩定的元素，比如鉛（原子量82）和鉍（Bi，原子量83）。但是由於這樣的過程，鐵的含量已經十分少了——至少相對於太陽中的含量就是這樣。在產生這些元素之後，如果慢過程繼續發生，就只能夠產生不穩定的元素，然後衰變回鉛。所以，如果慢過程已經產生的話，那麼，鉛的含量將很高，而且還有上升的趨勢。

結果，當和那些年齡適中的恆星比起來（比如是太陽），這些恆星的重金屬含量驚人的高，特別明顯的就是鉛。

尋找鉛

直接支持這個理論的觀測結果的是低金屬星中發現了大量的鉛。同時，對所有重元素和他們相對含量的測定又可以為我們提供很重要的資料，這些數據還是現行恆星核綜合聚變模型的重要支柱。

但是，要尋找像鉛這樣的重元素並不容易，我們像要找的光譜線相對別的譜線來說，很弱，而且和別的元素的譜線參合在一起。

此外，在我們太陽系的周邊，沒有我們需要的 AGB星。

但是，如果是這樣的話，如何探明低金屬度的AGB星中「恆星核合成」過程？

雙星系統中的CH星

有關圖片一的解釋： 這就是最近正在加緊分析的一顆恆星——HD 196944（在圖片中央）。這顆恆星坐落在寶瓶座，距離我們1600光年。這顆恆星的視星等是9等，所以不可能裸眼看見，如果藉助於一個很小的望遠鏡的話，我們就能夠看見了。但是，要想看見如圖片中的那種光譜的話，就需要4米級以上的望遠鏡了。

所以，那些比利時和法國的天文學家就想要尋找一些距離我們1600光年左右的CH星中的鉛含量，比如那些在銀河系銀盤上方的恆星。

在這樣的恆星中，我們發現了一些過量的重元素。但是，CH星並不是很明亮，而且它們沒有進入AGB態。所以它們不具備形成中金屬元素的能力，那麼這些重元素是哪兒來的？

當天文學家們發現，這些恆星都是雙星系統中的一員——也就是它們還有伴星。於是，這個謎語就展開了它的謎底。因為，這些恆星的伴星都已經是白矮星，也就是說，它們已經經歷了AGB態了。

在AGB態，這些恆星會將自己的外殼拋射出去，也就是將自己身上的很多元素拋射出去，然後就會形成「行星狀星雲」，就想上面提到的一樣。在這個過程中，包含很多AGB態中產生的重元素的外殼，就被拋射到了廣漠的星際空間，進入到了這些的CH星，於是便形成了我們觀測到的現象。雖然它們已經漸漸冷卻了下來，成為了白矮星，但是它們依然圍繞著CH星在旋轉。

所以，我們可以說，這些CH星，帶著同伴在慢過程中產生的重金屬元素，在宇宙空間中慢慢移動。光譜觀測也向我們提供了觀測在低金屬度星中慢過程的機會。

三顆含鉛的恆星

這是CH星HD 196944的一張高清晰度的光譜照片，於2000年九月由歐南台3.6米望遠鏡的折軸式階梯光柵攝譜儀（CES，Coude Echelle Spectrometer）拍攝。點狀表示的光譜是常見於恆星的吸收線。在紅線表示的模型中元素（特別是由慢過程生成的元素）處於符合標準數量（與鐵元素相比）。而綠線表示的模型中慢過程已經發生了。顯然，紅線並不於實際相符，只有綠線重現了觀測到的波長為 405.781納米的鉛吸收線。隨後的詳細分析顯現出 HD 196944是一個真正的「鉛星」。

他們成功的一個必要的條件就是光譜的解析度十分的高，就依靠這個，科學家們才可能從十分多的恆星大氣的吸收光譜中將鉛的譜線挑選出來。此外，一台高效率的望遠鏡也是必不可少的，因為，我們要觀測的恆星十分稀少而且很暗，這樣的觀測條件十分苛刻。

所以，這些天文學家就打算使用安裝在La Silla天文台的Coude Echelle光譜儀（以下簡稱CES），這樣的組合使得這次的天文觀測任務有了希望。在2000年9月，這些科學家們通過兩夜的奮戰，終於得到了三顆恆星：HD 187861、HD 196944和HD 224959的光譜，而且效果十分的好。

當科學家們發現他們拍攝到的恆星光譜十分清晰的時候，他們十分滿意。後來，他們就對此作了十分細緻的研究，發現，這三顆恆星中的鉛都過量了。此外,他們對恆星中其它的元素進行的測量說明：這些元素都是在滿過程中形成的。天文學家門能夠證明，這些鉛不是在恆星的「快過程」——也就是超新星爆發中形成的。

「這是我們對鉛星的第一次勘探，」比利時的Sophie Van Eck解釋道，「這些恆星中的鉛都很多。此外，三顆恆星中鉛的含量很相似。」

慢過程是怎樣發生的？

其實，其它含鉛量很高的低金屬度星也向我們表明了恆星的AGB階段的慢過程是怎樣產生的。當C-13的核子（6個質子，7個中子）被He-4撞擊了以後（2個中子，2個質子），它們產生了O-16的原子核（8個中子，8個質子）。在這個過程中，我們會發現，竟然少了一個中子！但是，就是這個中子，使得形成更重的金屬元素變為可能。

因此，形成重金屬元素的主要原料就是普通的C-12和一個中子——也就是氫的原子核。但是，隨之而來的一個問題就是在恆星內的同一地方是否會有足夠量的炭和氫來進行這一反應。事實上，很多的氫已經在形成重元素的過程中被消耗了。

但是，觀測結果表明，在這些恆星中慢過程的的確確發生了，這怎麼可能哪？

均衡資源

現行的恆星模型告訴我們，在恆星的內部，會有緩慢的混合過程發生，也就炭會流動到氫含量較高的區域，而氫同樣也會流動到炭含量高的地方。我們還不清楚這樣的過程到底是怎樣發生的，但是比利時的一位天文學家獨立地預言到：如果這樣的過程在恆星內部確實有的話，我們就肯定能夠觀測到。

「我們觀測到恆星中的慢過程無疑就證實了我們預言的模型，」Sophie Van Eck說，「觀測和預言驚人的符合使得我們對恆星內部的核反應過程有了進一步的了解，因此我們現在也了解了宇宙中很多的重金屬元素是怎樣產生的。」

三個「月球」和你的汽車電池

天文學家們發現，這三顆恆星中，每顆恆星中鉛的含量就有一個月球那麼重（7.4×10^22kg）。

這樣的恆星也是宇宙中產生鉛的一個重要的方式。可能你的汽車電池中就有鉛是這樣產生的。這些鉛被恆星拋射了出來，然後掉落在一個星雲裡邊，在這個星雲里，太陽和太陽系的行星就產生了。

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