太陽的核合成與短壽命同位素

1、核合成與短壽命同位素除了氫和氨以外，元素主要是由恒星核合成而成的。如果一個檢查 在，七個相當引人注目的特點突出。太陽和太陽星云中元素的估計豐度跨越了 13個數(shù)量級的巨大范圍。 由于這個原因，它們最容易通過在對數(shù)刻度上作圖來比較，這樣的原子 數(shù)為106。氫和氨是迄今為止太陽中最豐富的元素，就像它們在宇宙的其他地 方一樣。這兩種元素是在大爆炸中形成的。重元素的豐度通常隨著原子序數(shù)的增加而降低。這是因為大多數(shù)元 素本身是由較輕的元素通過恒星核合成形成的。在周期表中，鐵的含量大約是其的1000倍，因為結合能的峰值在核 合成過程中提供了增強的穩(wěn)定性。與其他輕元素相比，鋰、鉞和硼的含量都相對較低，因為它們

2、在恒 星內(nèi)部是不穩(wěn)定的。鋸齒形變化疊加在總體趨勢上，反映了偶數(shù)同位素與奇數(shù)同位素相 對較高的穩(wěn)定性。周期表中的所有元素都存在于太陽系中，除了那些沒有長壽命或穩(wěn) 定同位素的元素，即將、錯和反鈾元素。那些比鐵輕的元素可以通過聚變來制造，因為結合兩個核來制造更 重的核素的過程釋放能量。這會產(chǎn)生恒星中的能量，當壓力超過臨界閾 值（即當恒星達到一定質量時）就會被激活。較大的恒星對其核心施加 更大的壓力，從而使聚變再作用更快地進行。當一顆恒星將其中心的所 有氫轉化為氨時，如果它很小，它要么就滅絕，要么就進入下一個核聚 變循環(huán)，例如，如果它足夠大來驅動這一反應，就將氨轉化為碳。鋰、鉞和硼在恒星內(nèi)部的溫度和壓

3、力下不穩(wěn)定，因此中豐度下降。它們是由 較重的元素通過在恒星外部的輻射發(fā)生層裂反應而形成的。幾乎所有比鐵重的核素都必須通過中子輻照來制造，因為它們通過 聚變合成會消耗能量。中子的加入一直持續(xù)到一個不穩(wěn)定的同位素形成； 它將衰變?yōu)榱硪粋€元素的同位素，然后接收更多的中子，直到另一個不 穩(wěn)定的核素形成等等。這些是過程同位素（由中子的緩慢爆發(fā)產(chǎn)生）。然而，由于沒有質量合適的穩(wěn)定同位素，這些同位素中的一些不能簡單地 通過向穩(wěn)定核素中添加中子來制備。 這種核素是由非常高的中子產(chǎn)生的， 這樣中子輻照產(chǎn)生的不穩(wěn)定核素在衰變之前就接收到額外的中子，從而 使間隙躍升到非常重的核素。這些是過程同位素在我們銀河系的歷史

4、上， 大多數(shù)比氫和氨重的太陽系核素是在恒星中產(chǎn)生的。圖中顯示了穩(wěn)定的 核素、半衰期很長的核素（如用于確定地質事件年齡和太陽系本身的鈾 238）和半衰期短于108年的核素之間的區(qū)別，假設所有這些核素都是在 銀河系歷史上以恒定速率產(chǎn)生的。這些短命的核素衰變得非?？?，在它 們被并入太陽星云之后，立即提供了對事件時間尺度（包括行星形成） 的重要見解。在超新星爆炸中會產(chǎn)生非常高的中子。，太陽和太陽系的組成代表了 在太陽內(nèi)布拉坍縮之前銀河系這一部分恒星過程的累積歷史。不知道這 些過程有多穩(wěn)定。然而，隕石中某些元素的同位素提供了證據(jù)，表明恒 星核合成仍在太陽星云崩塌之前進行。事實上，太陽系的形成可能是由 一

5、顆大質量恒星爆炸時噴出的物質引發(fā)的，這些物質在太陽星云中注入 了新合成的核素。球粒隕石顯示，它們曾經(jīng)含有短壽命的放射性同位素，可能在太陽 系形成前不久在恒星中產(chǎn)生。正如已經(jīng)指出的，大多數(shù)穩(wěn)定同位素在地 球、月球、火星和不同隕石群中的比例是相同的，這就證明了太陽系中 的物質在早期是完全混合的。然而，一些同位素如 26是球粒隕石顯示，它們曾經(jīng)含有短壽命的放射性同位素，可能在太陽系形成前不久在恒星 中產(chǎn)生。正如已經(jīng)指出的，大多數(shù)穩(wěn)定同位素在地球、月球、火星和不 同隕石群中的比例是相同的，這就證明了太陽系中的物質在早期是完全 混合的。然而，少數(shù)同位素如26在球粒隕石中分布不均勻。在大多數(shù)情 況下，這些

6、同位素是短命同位素的子產(chǎn)物。換句話說，過量的 26來自于 26的放射性衰變。26鋁的每一個原子衰變?yōu)?6毫克的子原子。其中是太陽系的初始比值，=2/半衰期是衰減常數(shù)（或單位時間內(nèi)的 衰減概率），是太陽系開始以來經(jīng)過的時間。用這種方法和（26/27）的為6X105 （表1）,可以證明后許多球粒形成于 13。在過去的40年里，科學家們發(fā)現(xiàn)了太陽系早期存在著十幾種短命同 位素的證據(jù)。表1列出了這些同位素。其他同位素如 36和205也可能存 在，但它們的初始豐度目前還不確定。根據(jù)這些短壽命同位素在太陽星云中的起源，它們可以分為三種類 型：太陽和其星團中的其他恒星繼承了它們的母分子云的同位素混合 物，這

7、些同位素隨著時間的推移從一系列恒星源中積累起來。一些短命同位素可能是從附近至少一顆恒星（可能是超新星）注入 太陽的分子云核心或太陽星云。當物質受到來自太陽的高能粒子的轟擊時，可能在太陽內(nèi)布拉最深 處也產(chǎn)生了一些短命同位素。確定某一同位素的起源和產(chǎn)生的時間常常是個難題。 半衰期小于106 年的同位素必須來自靠近太陽星云的來源才能存活下來，而半衰期較長 的同位素可能來自更遠的地方。太陽星云中的輻射可能產(chǎn)生了多種光同 位素，但本地生產(chǎn)與外部來源的相對重要性仍不清楚。星云中的形成似 乎是10最有希望的來源。然而，如果所有的 26都是這樣形成的，那么 其他一些同位素，特別是41,可能比它們實際的含量要豐

8、富是。事實上， 越來越多的證據(jù)表明，許多短命同位素在太陽系中分布相當均勻，如果 它們形成于靠近太陽的局部區(qū)域，這一點很難解釋。一些較重的短命同 位素是。事實上，越來越多的證據(jù)表明，許多短命同位素在太陽系中分 布相當均勻，如果它們形成于靠近太陽的局部區(qū)域，這一點很難解釋。早期太陽系中存在的一些較重的短命同位素（如107, 129）只能在大質量恒星中大量產(chǎn)生。例如，一個大的中子需要產(chǎn)生129,而這是在一 個大質量恒星經(jīng)歷型超新星爆炸的巨大能量死亡過程中實現(xiàn)的。表1中的許多同位素比率相似，半衰期為07X 106至30X 106年的同位素在106104之間。如果所有這些同位素都是在太陽系開始之前以大致

9、相似的 比例合成的，這是意料之中的。其中許多同位素的初始豐度與恒星形成 的豐度相似。然而，恒星的模型并不能預測曾經(jīng)存在的 53和182的數(shù)量。 事實上，182 （半衰期=9X 106年）需要一個大得多的恒星的超新星爆炸 所產(chǎn)生的那種中子的。在太陽系早期，有可能是一種以上的核合成過程 產(chǎn)生了短命同位素。目前看來，可能是附近的超新星參與了其中，因為 60的豐度太高，半衰期相當短，無法用其他來源來解釋。一些可能存在 的同位素尚未發(fā)現(xiàn)，包括126和247,半衰期分別為03和16。這兩種同 位素都是過程同位素，如果附近發(fā)生超新星，它們本應存在于早期太陽 系中。247未被探測到這一事實對超新星源形成了強烈

10、的制約。模擬這些過程是復雜的，但似乎25個太陽質量恒星的超新星爆炸可以解釋許多短 命同位素的正確相對豐度，包括182,前提是大約5個太陽質量的物質以 超新星殘骸或黑洞的形式留下。超新星能量充足，它們可以撕裂分子云核心，而不是導致其崩塌。 速度至少為20451的沖擊波能夠觸發(fā)崩塌，但如果速度超過1001,分 子云核心將被粉碎。如果超新星離我們很遠的話，沖擊波到達分子云核 心時就會減速。然而，這顆超新星離我們的距離不可能超過幾十秒；否 則，41 （半衰期僅為0104X 106年）在到達太陽星云之前就會衰變。中41的存在可能對短壽命同位素的核合成和它們并入太陽系之間的時間提 供了最好的限制。要做到這

11、一點，就必須確定產(chǎn)生這些同位素的特定恒 星源，以便計算出41的初始量。塵埃顆粒是原計劃行星盤的一個相對較小的組成部分，但它們代表 了像地球這樣的巖石行星的形成起點，也可能是像木星這樣富含氣體的 行星的形成起點。這些顆粒很小，直徑通常小于或等于1。在微重力環(huán)境 中，靜電力控制著這些顆粒之間的相互作用。粒子碰撞過程中的電荷轉 移會導致粒子偶極子的形成，這些偶極子彼此對齊，形成高達數(shù)厘米的 聚集體。新沉積的霜凍表面使谷物變得更粘，并增加了在隨后的碰撞中 谷物聚集在一起的能力。實驗室實驗表明，顆粒間的低速碰撞往往會導致粘著，而更快的碰 撞通常會導致顆粒反彈。形狀不規(guī)則的微米級顆粒經(jīng)常以每秒數(shù)十米的 碰

12、撞速度相互粘著。當一些沖擊能量進入壓實狀態(tài)時，毛茸茸的柵極比 致密固體更容易粘住。然而，球粒隕石的主要成分是致密的球粒，因此 進一步的致密化對其母體的形成不能起到很大的作用。一般來說，粘著 力與物體的表面積成比例，而碰撞能與質量和體積成比例。結果，隨著 總量的增加，增長變得更加困難，而分手的可能性也更大。有可能太陽 星云早期的增長主要是由于大天體掃過小天體造成的。最近的實驗證實 了這一觀點，這些實驗發(fā)現(xiàn)，如果小的塵埃聚集體以大約10米/秒的速度碰撞，它們往往會將自己嵌入較大的塵埃聚集體中。實驗室實驗表明，顆粒間的低速碰撞往往會導致粘著，而更快的碰 撞通常會導致顆粒反彈。形狀不規(guī)則的微米級顆粒經(jīng)

13、常以每秒數(shù)十米的 碰撞速度相互粘著。當一些沖擊能量進入壓實狀態(tài)時，毛茸茸的柵極比 致密固體更容易粘住。然而，球粒隕石的主要成分是致密的球粒，因此 進一步的致密化對其母體的形成不能起到很大的作用。一般來說，粘著 力與物體的表面積成比例，而碰撞能與質量和體積成比例。結果，隨著總量的增加，增長變得更加困難，而分手的可能性也更大。有可能太陽 星云早期的增長主要是由于大天體掃過小天體造成的。最近的實驗證實 了這一觀點，這些實驗發(fā)現(xiàn)，如果小的塵埃聚集體以大約10米/秒的速度碰撞，它們往往會將自己嵌入較大的塵埃聚集體中。塵埃顆粒、顆粒聚集體和球粒將與如此大的星云中氣體的運動緊密 耦合。最小的粒子主要受與單個

14、氣體分子的布朗運動碰撞的影響，從而 導致粒子相互運動，導致碰撞。由于太陽引力場的垂直分量，粒子也緩 慢地向圓盤的中平面沉降。沉降受到氣體阻力的阻礙，因此每個顆粒都 以其最終速度下落。其中和是粒子的半徑和密度，是氣體密度，是離太 陽的軌道距離，是圓盤中平面以上的高度，是氣體中的聲速。這里，是 一個在圓形軌道上運動的固體的速度，稱為開普勒速度。其中是太陽的質量。大顆粒比小顆粒下降得快，在移動過程中掃過 材料，使其垂直速度進一步增加。計算表明，如果這些是唯一可行的方 法，微米級粒子將在103104個軌道周期內(nèi)長大并到達中平面。如果氣體是湍流的，由于氣體的阻力，粒子會與湍流渦旋耦合。給 定大小的粒子與

15、旋渦的耦合最為強烈，旋渦的翻轉（旋轉）時間與粒子 的停止時間相似，米大小的粒子將與最大的漩渦耦合，其翻轉時間可與 軌道相媲美。在強湍流星云中，米大小的粒子將彼此碰撞，并在高速下 與較小的粒子碰撞，通常為每秒數(shù)十米。星云中的氣壓通常隨著太陽的距離而降低。這意味著氣體繞太陽運 行的速度比在開普勒湖運動的固體要慢。 因此，大的固體會經(jīng)歷高達100 米/秒的逆風。由此產(chǎn)生的氣體阻力將有角的金屬從固體中移除，導致它 們向太陽發(fā)生徑向漂移。帶有的小顆粒以終速緩慢漂移。含的超大型物 體只受氣體阻力的影響較小，且漂移緩慢。具有的米大小物體的漂移率 最高（見6）,這些物體以幾百年一遇的速率向內(nèi)漂移?？焖俚南騼?nèi)漂

16、移 意味著這些天體與較小的粒子高速碰撞。快速漂移也意味著米大小的天體的壽命非常短，當它們到達星云最深處的高溫區(qū)域并蒸發(fā)時，許多可 能會消失。米級粒子所經(jīng)歷的短漂移壽命和高碰撞速度使一些研究人員得出結 論，粒子在這種尺寸下生長停滯是因為粒子在形成時就被破壞得很快。 這通常被稱為米大小的屏障。然而，這仍然是一個懸而未決的問題，因 為缺乏有關微重力環(huán)境中碰撞物理的實驗數(shù)據(jù)，以及太陽星云中湍流水 平的不確定性。星云氣體的存在并不完全影響生長。實驗表明，當碰撞碎片夾帶在 氣體中并被吹回到較大的物體表面時，氣體阻力可以減少對巨石大小物 體的破壞性沖擊的影響。數(shù)值模擬還表明，球粒大小的粒子將強烈集中 在湍流

17、星云的停滯區(qū)域，這一過程稱為湍流集中，從而增加了進一步增 長的機會。大于1的物體由于氣體阻力通常需要很長時間才能向內(nèi)漂移。這些 物體也足夠大，有可觀的引力場，使得它們能夠更好地抓住碰撞產(chǎn)生的 碎片。由于這些原因，一旦身體變得這么大，生長就變得更容易了。許 多研究都致力于觀察千米大小的物體是否可以直接形成，從而避免與米 大小屏障相關的困難。引力不穩(wěn)定性提供了一種可行的方法。如果星云 中的湍流水平很低，固體顆粒就會在靠近星云中平面的地方沉降，從而 增加它們的局部濃度。粒子的徑向漂移也可能在某一特定位置有濃縮的 粒子。如果足夠多的粒子集中在一個地方，它們的聯(lián)合引力會使結構不 穩(wěn)定，從而使區(qū)域受到引力的束縛而崩塌。如果粒子能夠收縮到足以形 成一個單一的固體，那么產(chǎn)生的物體的半徑大約為110公里。這樣的物體被稱為星體。然而，引力不穩(wěn)定性面臨著嚴重的障礙。當固體粒子聚集在星云中 平面附近時，它們將開始以開普勒速度圍繞太陽拖動氣體，而中平面上 方和下方的氣體則繼續(xù)以低于開普勒的速度移動。兩層之間的速度差產(chǎn)生湍流，使顆粒層膨脹，直至達到垂直沉降和湍流之間的平衡。這種平 衡可能阻止了顆粒濃度變得足夠高，從