12个数量级以上的标度很少相差3倍(10倍)。代裴性的数值 标记在图1.1上。这个图表现出许多特征,任何一种满意的元素 起源理论必须对这些特征能作说明。例如, (1)随着原子质量数A的增长,直到A≈100(即2≈42),丰 度近似按指数下降。往后下降较平缓,有时局部起伏还会掩盖下 降的趋势。 (i)在Z3~28之间,包括V,Cx,Mn,Fe,Oo和N,有 明显的丰度高峰。在Fe处升至极大,约为根据正常趋势所预计 的丰度值的103倍。 (1)氘(D),I,B和B与邻近元紊H,He,O和N相比 较显得稀少。 (iv)在较轮的核素(直到Z=21的钪)中,凡是原子的质量数 A能被4整除的,奶10,30Ne,4Mg,“si,s,3°Ar和40a要比 其相邻元素丰富(G.Oddo规则,1914年)。 (v)A为偶数的原子要比A为奇数的原子丰富。这一点在阁 1.1中可以看到,Z为偶数的曲线向上位移,只有在铍处是例外, 因为不存在,只有核素才是稳定的物种。 以半度对A而不是对Z作图时,还有两个明显的特征: (vi)重原子倾向于富含中子,而富含质子的重核素是很少 的 (vi)在A=80,90;A=130,138;A=196,208等处,丰度 出现双峰极大值 还需要解释一些天然放射性元素的存在间题。这些元素(或其 前躯物种)的半衰期比推定的宇宙华龄明显的小。 由于过去30多年广泛研究的结果,现在才可以对上面总绪的 丰度实验数据给出一个细致的和令人信服的说明。现将使我们达 到现在认识水平的一些重要事件,按其历史顺序简要地概括在下
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列专题资料中。由于元素的创生说是紧密地与星球的演化理论相 职系的,所以下面一节将对恒星的各种类型作一简短描述,然后对 合成化学元素的各种过程进行更充分的讨论。 元素创生说的历史里程碑 19世纪90年代首次系统地研究地球上元素的丰度W. Clarke和豆.8 wasbingtar等人 1903年独义对论:E=mc2 1911年原子的有核模型 E. Rutherford 1913年在稳定元素(Ne)中首次观察到同位素J.J. Thorson 1919年首次人工使元素嬗变1N(a,P)13 E. Rutherford 1925~1928年首次得出恒星上的丰度数据(光谱G.且. Payne(apo3 歧术) chin和玨.N,ssll 1929年首次出由质子聚变为氨利较重核素的R.DE. Atkinseart和F 星球核合球建议 G. FloT1ormans 1937年训!o(,m)Te反应合成了“丢失元C. Ferrer和. 素=43的锝 1938年分别据出促进恒星中核合成的CNO催化.A.Bthe和 过程射建议 C. F von weizsacker 1938年在实验中发巩铀的裂变 O.于hn F. s l940年合成第一种超鈾元素骤Np E.M. Nic illan和 PAbels 19好7年在钟的裂变产物中发现了最后一种“丢J.A. Marinsky, 失元素z=61的钷 L.E, Glendenin和 C D Coryell i948年宇宙膨胀的热大爆炸理论包括了(不正R.A, A. lpher,H.A 确的)元索创生理沦 Bethe利(, Camo 1952~195生年复燃烧是核创生的一冲附加过程E.E、 Salpeter和 F. foyle 1q涟4年在星球核反应中也缓慢的中子吸收Δ.G.W. Cameron
过程 1955~1957年对观察到宇宙丰度的所有元素提E.M. Burbridge.(. 出星球合成的综合理沦 丑. Burbridge,W.⊥ ower和上.Hoye 1965年搽测出27K辐射 A.P. elias和R.w 13星系演化与恒星的光谱级别34 概略地说,一般认为恒星是按照下列顺序过程演化的。起初 是由变冷了的原始氢和氦以自身引力而集聚,对于象太阳那样大 小(质量为1.991×1030kg=1M。)和中等密度的恒星来说,这一过 程需要20年。这种引力收缩会释放出热能,部分热能通过辐射失 去;但是继续收缩造成温度稳步上升,直到约107K,其中心部分 (芯部)可以导致产生核反应。这些核反应释放出足够的多余能量, 以补偿辐射损失,并建立一个瞬时平衡或稳定态。 当芯部10%的氢消耗了之后,再次发生引力收缩,直到温度 约为2×10K时可以发生氦燃烧(核聚变)。跟着产生类似的耗 损、收缩和温度升高,直到10K左右可以发生包括更重一些核 (z=8~29)在内的核反应。这些过程的时间标度对恒星的质量 十分敏感,对于质量为02M,的恒星来说,时闻约为102y,对 于质量为1M的恒星则为10y,对于质量为10M。的恒星为 10y,而对于质量为b0M的恒星则仅为8×104y。即恒星越重, 8 I B. Shklovskl, Stars; The? Birth, Iife, and Death(translated by R. B Rodman),w.E. Freeman, San Francisco, 1978, 442 pp; J. Audouze and B. M Tinsley, Chemical evolution of the galaxies, 4. Rev. Astron. Astrophys, 14, 43~80(1976).本文评述了有关核台成的最新工作 4 D. E. Clark and F. R. Stephenson, I'he Historical Supernovae, Pergamon Press, Oxford, 1977, 238pp.本书对历史上新星和超新星的观测作了引人入胜的说 ,并配合了有关天体物理的有价值的叙述
它消耗自身的核燃料越快。此后,可以进一步发生突变,使得许多 星球物质唢射到空间屮去.在空间这些物质又与别的氢和氦掺和 在一起,成为一代恒星。但是应该指出,因为铁处在核结合能曲 线的极大值位置,只有铁(Z=26)之前的那些元素才可以按上述 考虑的那种放热过程而产生,如果温度上升得足够,这些过程就能 自动发生。要进一步促成铁以后元素的建造就需要输入能量。 星球演化理论所根据的证据不仅来已知的核反应和相对论 的质能等价性,而月还来自从恒星到达地球的光线的光谱分析这 种分析产生丁星球的光谱分级,光谱分级是现代实验天体物理学 的基石。星光的光谱分析揭示出关于恒星化学组成的许多信息 恒星中存在的元素相同,且元素的相对浓度也相同。此外, 红移”和υ oppler效应可以用来测算恒星彼此的相对运动,以及 它们与地球的距离。更微妙的是,恒星表面的温度可以根据其“器 休”辐射的光谱特性来测定,温度越裔,发射极大值的波长就越短。 因此,较冷的恒星显示红色,较热的恒星依次显示出黄色、白色和 蓝色,颜色上的差别也与化学组成上的差别有关,如表1.1所示 如果以恒星的光谱级删(或者温度)对它们的绝对星光度(或 者发光度)作图,这种图便显示出几个集中的区域,大多数的恒 星处在这些区域里。这种图最早是由 Hertzsprung和Rul在 1913年左右独立作出的,现在称之为HR图(图1.2)。90%以上 的恒星处在一条称之为主星序的宽阔带中,它包括了整个光谱级 别利星光度的范围,从顶端的既大又热且质量大的O级恒星到 底部的小而密的微红色M级恒星。这一关系表示在图13中。但 是必须着重指出:“大”和“小”的称呼纯粹是相对的,因为,在主星 序中的所有恒星均属于矮星级别。 下一个数目最多的恒星组位于主星序的右上方,称之为红巨 星。例如,五车二(御夫座a)和太阳都是Q级恒星,但五车二的发