太陽(yáng)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氦以外，元素主要是由恒星核合成而成的。如果一個(gè)檢查在，七個(gè)相當(dāng)引人注目的特點(diǎn)突出。太陽(yáng)和太陽(yáng)星云中元素的估計(jì)豐度跨越了 13個(gè)數(shù)量級(jí)的巨大范圍。 由于這個(gè)原因，它們最容易通過(guò)在對(duì)數(shù)刻度上作圖來(lái)比較，這樣的原子 數(shù)為106。氫和氦是迄今為止太陽(yáng)中最豐富的元素，就像它們?cè)谟钪娴钠渌?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?yàn)榇蠖鄶?shù)元 素本身是由較輕的元素通過(guò)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?yàn)榻Y(jié)合能的峰值在核 合成過(guò)程中提供了增強(qiáng)的穩(wěn)定性。與其他輕元素相比，鋰、鈹和硼的含量都相對(duì)較低，因?yàn)樗鼈冊(cè)?/p>

2、恒 星內(nèi)部是不穩(wěn)定的。鋸齒形變化疊加在總體趨勢(shì)上，反映了偶數(shù)同位素與奇數(shù)同位素相 對(duì)較高的穩(wěn)定性。周期表中的所有元素都存在于太陽(yáng)系中，除了那些沒(méi)有長(zhǎng)壽命或穩(wěn) 定同位素的元素，即锝、鐠和反鈾元素。那些比鐵輕的元素可以通過(guò)聚變來(lái)制造，因?yàn)榻Y(jié)合兩個(gè)核來(lái)制造更 重的核素的過(guò)程釋放能量。這會(huì)產(chǎn)生恒星中的能量，當(dāng)壓力超過(guò)臨界閾 值（即當(dāng)恒星達(dá)到一定質(zhì)量時(shí)）就會(huì)被激活。較大的恒星對(duì)其核心施加 更大的壓力，從而使聚變?cè)僮饔酶斓剡M(jìn)行。當(dāng)一顆恒星將其中心的所 有氫轉(zhuǎn)化為氦時(shí)，如果它很小，它要么就滅絕，要么就進(jìn)入下一個(gè)核聚 變循環(huán)，例如，如果它足夠大來(lái)驅(qū)動(dòng)這一反應(yīng)，就將氦轉(zhuǎn)化為碳。鋰、 鈹和硼在恒星內(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(guò)在恒星外部的輻射發(fā)生層裂反應(yīng)而形成的。幾乎所有比鐵重的核素都必須通過(guò)中子輻照來(lái)制造，因?yàn)樗鼈兺ㄟ^(guò) 聚變合成會(huì)消耗能量。中子的加入一直持續(xù)到一個(gè)不穩(wěn)定的同位素形成； 它將衰變?yōu)榱硪粋€(gè)元素的同位素，然后接收更多的中子，直到另一個(gè)不 穩(wěn)定的核素形成等等。這些是過(guò)程同位素（由中子的緩慢爆發(fā)產(chǎn)生）。然而，由于沒(méi)有質(zhì)量合適的穩(wěn)定同位素，這些同位素中的一些不能簡(jiǎn)單地 通過(guò)向穩(wěn)定核素中添加中子來(lái)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(guò)程同位素在我們銀河系的歷史

4、上， 大多數(shù)比氫和氦重的太陽(yáng)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(zhǎng)的核素（如用于確定地質(zhì)事件年齡和太陽(yáng)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(shè)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常快，在它 們被并入太陽(yáng)星云之后，立即提供了對(duì)事件時(shí)間尺度（包括行星形成） 的重要見(jiàn)解。在超新星爆炸中會(huì)產(chǎn)生非常高的中子。，太陽(yáng)和太陽(yáng)系的組成代表了 在太陽(yáng)內(nèi)布拉坍縮之前銀河系這一部分恒星過(guò)程的累積歷史。不知道這 些過(guò)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(yáng)星云崩塌之前進(jìn)行。事實(shí)上，太陽(yáng)系的形成可能是由 一

5、顆大質(zhì)量恒星爆炸時(shí)噴出的物質(zhì)引發(fā)的，這些物質(zhì)在太陽(yáng)星云中注入 了新合成的核素。球粒隕石顯示，它們?cè)?jīng)含有短壽命的放射性同位素，可能在太陽(yáng) 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(yáng)系中 的物質(zhì)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?cè)?jīng)含有短壽命的放射性同位素，可能在太陽(yáng)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(yáng)系中的物質(zhì)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

6、些同位素是短命同位素的子產(chǎn)物。換句話(huà)說(shuō)，過(guò)量的 26來(lái)自于 26的放射性衰變。26鋁的每一個(gè)原子衰變?yōu)?6毫克的子原子。其中是太陽(yáng)系的初始比值，=2/半衰期是衰減常數(shù)（或單位時(shí)間內(nèi)的 衰減概率），是太陽(yáng)系開(kāi)始以來(lái)經(jīng)過(guò)的時(shí)間。用這種方法和（26/27 ）的為6X 105 （表1）,可以證明后許多球粒形成于 13。在過(guò)去的40年里，科學(xué)家們發(fā)現(xiàn)了太陽(yáng)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(yáng)星云中的起源，它們可以分為三種類(lèi)型：太陽(yáng)和其星團(tuán)中的其他恒星繼承了它們的母分子云的同位素混合物，

7、這些同位素隨著時(shí)間的推移從一系列恒星源中積累起來(lái)。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(yáng)的分子云核心或太陽(yáng)星云。當(dāng)物質(zhì)受到來(lái)自太陽(yáng)的高能粒子的轟擊時(shí)，可能在太陽(yáng)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(shí)間常常是個(gè)難題。半衰期小于106年的同位素必須來(lái)自靠近太陽(yáng)星云的來(lái)源才能存活下來(lái)，而半衰期較長(zhǎng) 的同位素可能來(lái)自更遠(yuǎn)的地方。太陽(yáng)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(lái)源的相對(duì)重要性仍不清楚。星云中的形成似 乎是10最有希望的來(lái)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(shí)際的含量要豐富是

8、。事實(shí)上， 越來(lái)越多的證據(jù)表明，許多短命同位素在太陽(yáng)系中分布相當(dāng)均勻，如果 它們形成于靠近太陽(yáng)的局部區(qū)域，這一點(diǎn)很難解釋。一些較重的短命同 位素是。事實(shí)上，越來(lái)越多的證據(jù)表明，許多短命同位素在太陽(yáng)系中分 布相當(dāng)均勻，如果它們形成于靠近太陽(yáng)的局部區(qū)域，這一點(diǎn)很難解釋。早期太陽(yáng)系中存在的一些較重的短命同位素（如107, 129）只能在大質(zhì)量恒星中大量產(chǎn)生。例如，一個(gè)大的中子需要產(chǎn)生129,而這是在一 個(gè)大質(zhì)量恒星經(jīng)歷型超新星爆炸的巨大能量死亡過(guò)程中實(shí)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(yáng)系開(kāi)始之前以大致相似

9、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(yù)測(cè)曾經(jīng)存在的 53和182的數(shù)量。 事實(shí)上，182 （半衰期=9X 106年）需要一個(gè)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(yáng)系早期，有可能是一種以上的核合成過(guò)程 產(chǎn)生了短命同位素。目前看來(lái)，可能是附近的超新星參與了其中，因?yàn)?60的豐度太高，半衰期相當(dāng)短，無(wú)法用其他來(lái)源來(lái)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(guò)程同位素，如果附近發(fā)生超新星，它們本應(yīng)存在于早期太陽(yáng) 系中。247未被探測(cè)到這一事實(shí)對(duì)超新星源形成了強(qiáng)烈的制

10、約。模擬這些過(guò)程是復(fù)雜的，但似乎25個(gè)太陽(yáng)質(zhì)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(duì)豐度，包括182,前提是大約5個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量的物質(zhì)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(dǎo)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(guò)1001，分 子云核心將被粉碎。如果超新星離我們很遠(yuǎn)的話(huà)，沖擊波到達(dá)分子云核 心時(shí)就會(huì)減速。然而，這顆超新星離我們的距離不可能超過(guò)幾十秒；否 則，41 （半衰期僅為0104X 106年）在到達(dá)太陽(yáng)星云之前就會(huì)衰變。中41的存在可能對(duì)短壽命同位素的核合成和它們并入太陽(yáng)系之間的時(shí)間提 供了最好的限制。要做到這一點(diǎn)

11、，就必須確定產(chǎn)生這些同位素的特定恒 星源，以便計(jì)算出41的初始量。塵埃顆粒是原計(jì)劃行星盤(pán)的一個(gè)相對(duì)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(diǎn)，也可能是像木星這樣富含氣體的 行星的形成起點(diǎn)。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(guò)程中的電荷轉(zhuǎn) 移會(huì)導(dǎo)致粒子偶極子的形成，這些偶極子彼此對(duì)齊，形成高達(dá)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(shí)驗(yàn)室實(shí)驗(yàn)表明，顆粒間的低速碰撞往往會(huì)導(dǎo)致粘著，而更快的碰 撞通常會(huì)導(dǎo)致顆粒反彈。形狀不規(guī)則的微米級(jí)顆粒經(jīng)常以每秒數(shù)十米的 碰撞速

12、度相互粘著。當(dāng)一些沖擊能量進(jìn)入壓實(shí)狀態(tài)時(shí)，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(jìn)一步的致密化對(duì)其母體的形成不能起到很大的作用。一般來(lái)說(shuō)，粘著 力與物體的表面積成比例，而碰撞能與質(zhì)量和體積成比例。結(jié)果，隨著 總量的增加，增長(zhǎng)變得更加困難，而分手的可能性也更大。有可能太陽(yáng) 星云早期的增長(zhǎng)主要是由于大天體掃過(guò)小天體造成的。最近的實(shí)驗(yàn)證實(shí) 了這一觀(guān)點(diǎn)，這些實(shí)驗(yàn)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(huì)將自己嵌入較大的塵埃聚集體中。實(shí)驗(yàn)室實(shí)驗(yàn)表明，顆粒間的低速碰撞往往會(huì)導(dǎo)致粘著，而更快的碰 撞通常會(huì)導(dǎo)致顆粒反彈。形狀不規(guī)則的微米級(jí)顆粒經(jīng)常以

13、每秒數(shù)十米的 碰撞速度相互粘著。當(dāng)一些沖擊能量進(jìn)入壓實(shí)狀態(tài)時(shí)，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(jìn)一步的致密化對(duì)其母體的形成不能起到很大的作用。一般來(lái)說(shuō)，粘著 力與物體的表面積成比例，而碰撞能與質(zhì)量和體積成比例。結(jié)果，隨著總量的增加，增長(zhǎng)變得更加困難，而分手的可能性也更大。有可能太陽(yáng) 星云早期的增長(zhǎng)主要是由于大天體掃過(guò)小天體造成的。最近的實(shí)驗(yàn)證實(shí) 了這一觀(guān)點(diǎn)，這些實(shí)驗(yàn)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(huì)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(yùn)動(dòng)緊密 耦合。最小的粒子主要受與單個(gè)氣體

14、分子的布朗運(yùn)動(dòng)碰撞的影響，從而 導(dǎo)致粒子相互運(yùn)動(dòng)，導(dǎo)致碰撞。由于太陽(yáng)引力場(chǎng)的垂直分量，粒子也緩 慢地向圓盤(pán)的中平面沉降。沉降受到氣體阻力的阻礙，因此每個(gè)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(yáng)的軌道距離，是圓盤(pán)中平面以上的高度，是氣體中的聲速。這里，是 一個(gè)在圓形軌道上運(yùn)動(dòng)的固體的速度，稱(chēng)為開(kāi)普勒速度。其中是太陽(yáng)的質(zhì)量。大顆粒比小顆粒下降得快，在移動(dòng)過(guò)程中掃過(guò) 材料，使其垂直速度進(jìn)一步增加。計(jì)算表明，如果這些是唯一可行的方 法，微米級(jí)粒子將在103104個(gè)軌道周期內(nèi)長(zhǎng)大并到達(dá)中平面。如果氣體是湍流的，由于氣體的阻力，粒子會(huì)與湍流渦旋耦合。給 定大小的粒子與旋渦

15、的耦合最為強(qiáng)烈，旋渦的翻轉(zhuǎn)（旋轉(zhuǎn)）時(shí)間與粒子 的停止時(shí)間相似，米大小的粒子將與最大的漩渦耦合，其翻轉(zhuǎn)時(shí)間可與 軌道相媲美。在強(qiáng)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(yáng)的距離而降低。這意味著氣體繞太陽(yáng)運(yùn) 行的速度比在開(kāi)普勒湖運(yùn)動(dòng)的固體要慢。 因此，大的固體會(huì)經(jīng)歷高達(dá)100 米/秒的逆風(fēng)。由此產(chǎn)生的氣體阻力將有角的金屬?gòu)墓腆w中移除，導(dǎo)致它 們向太陽(yáng)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(jiàn)6），這些物體以幾百年一遇的速率向內(nèi)漂移?？焖俚南騼?nèi)漂移

16、意味著這些天體與較小的粒子高速碰撞?？焖倨埔惨馕吨状笮〉奶?體的壽命非常短，當(dāng)它們到達(dá)星云最深處的高溫區(qū)域并蒸發(fā)時(shí)，許多可 能會(huì)消失。米級(jí)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(jié) 論，粒子在這種尺寸下生長(zhǎng)停滯是因?yàn)榱Ｗ釉谛纬蓵r(shí)就被破壞得很快。 這通常被稱(chēng)為米大小的屏障。然而，這仍然是一個(gè)懸而未決的問(wèn)題，因 為缺乏有關(guān)微重力環(huán)境中碰撞物理的實(shí)驗(yàn)數(shù)據(jù)，以及太陽(yáng)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(zhǎng)。實(shí)驗(yàn)表明，當(dāng)碰撞碎片夾帶在 氣體中并被吹回到較大的物體表面時(shí)，氣體阻力可以減少對(duì)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(qiáng)烈集中 在湍流星

17、云的停滯區(qū)域，這一過(guò)程稱(chēng)為湍流集中，從而增加了進(jìn)一步增 長(zhǎng)的機(jī)會(huì)。大于1的物體由于氣體阻力通常需要很長(zhǎng)時(shí)間才能向內(nèi)漂移。這些 物體也足夠大，有可觀(guān)的引力場(chǎng)，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(zhǎng)就變得更容易了。許 多研究都致力于觀(guān)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(guān)的困難。弓I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(huì)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(gè)地方，它們的聯(lián)合引力會(huì)使結(jié)構(gòu)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(gè)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(chēng)為星體。然而，引力不穩(wěn)定性面臨著嚴(yán)重的障礙。當(dāng)固體粒子聚集在星云中 平面附近時(shí)，它們將開(kāi)始以開(kāi)普勒速度圍繞太陽(yáng)拖動(dòng)氣體，而中平面上 方和下方的氣體則繼續(xù)以低于開(kāi)普勒的速度移動(dòng)。兩層之間的速度差產(chǎn) 生湍流，使顆粒層膨脹，直至達(dá)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