黄金从哪里来？

超新星问题

1957年，物理学家玛格丽特（Margaret）、杰佛瑞·伯比奇（Geoffrey Burbidge）、威廉·福勒（William Fowler）以及弗雷德·霍伊尔（Fred Hoyle）提出了一套理论，可以解释恒星是如何通过产生和灭亡产生几乎元素周期表的每一种元素[1]。这就意味着，人类（至少构成我们身体的元素）曾经是星尘，当然也包括金元素。

安娜·弗瑞贝尔（AnnaFrebel，麻省理工学院的天文学家）说：“这个问题由来已久，并且星尘的秘密已经存在很长一段时间了。”

宇宙大爆炸产生出了氢元素、氦元素和锂元素。接着，恒星利用这些元素渐渐的合成出较重的元素。但这个过程到铁元素后就停滞不前了，因为铁元素是最稳定的元素，原子核比铁大的元素电荷量非常大，聚集起来也困难，以至于合成过程中能量的输入大于能量输出。

为了使重元素更稳定，你可以用电中性的中子去轰击铁原子核。新加入的中子往往导致原子核不稳定，这种情况下，中子会衰变成质子（同时还会释放一个电子和一个反中微子），而质子的净增加就导致了新的、更重的元素出现。

如果被原子核所捕获的中子运动速度比它的衰变速度慢，该过程就被称为慢中子的俘获，或者叫做S过程，比如形成锶元素（Sr）、钡元素(Ba)和铅元素(Pb)；如果被原子核所捕获的中子运动速度比它的衰变速度快，该过程就被称为快中子的俘获，或者叫做R过程，比如铀（U）和金(Au)等重元素。

为了得到R过程产生的元素，伯比奇和他的团队意识到，你需要满足以下几个条件：首先，你需要一个相当纯的中子源；接着，你还需要较重的“种核”（比如铁核）去俘获这些中子；最后，你还得把它们置于热的、密集的环境中（密度也能太高）。当然，你定会希望一切都发生在爆炸中，这样产物就会散射出来，并可以通过检测得到。

对于很多天文学家来说，有种特殊的物质就满足上述条件，那就是超新星。

超新星爆发的机制是这样的：当已经把自己的核慢慢合成更重元素的大质量恒星到达铁元素情形时，合成就会停止，恒星的气圈奔溃，约一个太阳质量的恒星会塌缩成半径只有十几公里球体，紧接着，当核心塌缩成密度非常高的星体时，就会产生超行星爆发，它所产生和辐射的能量可达数十亿光年远。

似乎超新星具备了所有的必要条件。在恒星塌缩的过程中，位于核心处的质子和电子非常紧密，接着会产生中子，并将核转变成中子星的雏形。再加上铁的含量丰富，热量也充足，产生的炽热会持续近千年，并不断向空间喷射能量直至耗尽。

到了1990年左右，计算模型开始产生更具体的图像。在大质量恒星的内核塌缩后的半秒，会产生中微子风暴，持续近一分钟，部分含有大量中子的中微子风暴会刮到可作为“种子”的铁核。

天文物理学家托马斯·詹卡（Thomas Janka，德国加兴、马克思普朗克研究所）说道：“找到希望了！我认为这是近20年来解释R过程元素的形成中，最有趣和最有前景的途径。”并且现在仍然有不少人认同这种观点。天文物理学家恩里科·拉米雷斯瑞（Enrico Ramirez-Ruiz, 圣克鲁兹、加州大学）补充道：“如果你现在翻开一本教科书，它定会告诉你R过程会出现在超行星爆发中。”

但随着超新星模型越来越复杂，情况却反而变得越来越糟糕了。比如，中微子风暴产生的温度似乎并不太高，风暴的速度也太慢，以至于过多的种核无法俘获足够的中子形成类铀的重元素，而且中微子也能把中子转换成质子——也就意味着能参与其中的中子就更少了。

这使得理论家重新审视超新星模型中最关键的一点——超行星爆发似乎不依赖于中子星的R过程。

斯蒂芬·罗斯沃格（StephanRosswog，斯德哥尔摩大学大学）说到：“这种核合成方式太让人匪夷所思了，一开始你就拥有宇宙中其它地方所没有的巨量的中子源，尽管中子星具有超强的引力场，但问题的关键是——你如何确定中子星就能产生出东西呢？”

有没有什么办法可以让中子星裂开？一种办法就是采用超新星级别的爆炸，可那样似乎行不通。倘若你思路再开阔一点，是否可以等到一个超行星爆发了，再利用它去裂开中子星呢？

中子星的故事

1974年，射电天文学家首次发现[2]双脉冲中子星系统。在每个轨道上，它们都消耗着能量，最终有一天会发生碰撞。同年，天文物理学家詹姆斯·拉蒂默（James Lattimer）和戴维·施拉姆(David Schramm) 模拟[3]出了中子星和黑洞合并的情形，可是那个年代中子星之间碰撞太复杂，以至于无法进行计算模拟。

虽然超行星爆发可以短暂的照亮它所在的整个银河系，但是中子星仍然很难被观测到。比如，早在1054年，超新星爆发所产生的蟹状星云就被很多地方所记载过，但直到1968年，中子星才被探测[4]到。拉蒂默和施拉姆认为，尽管没有人真正见到过两颗中子星的融合，因为它不仅难发现而且还不好理解，但这种极端情形却可以解释R过程元素的产生。

想象两颗中子星结合的最后场景，在它们成为更大的中子星或黑洞时，它们会被巨大的引力潮所摧毁，碰撞过程中也会向外喷射大量的物质。

布赖恩·梅茨杰（BrainMetzger,哥伦比亚大学的理论天文学家）说：“这有点类似你在挤牙膏，它会在尾端喷出东西来。”每个中子星都会有个尾巴，其中，中子与质子的比例接近10：1，温度高达几十亿摄氏度，重核的形成过程几乎不到一秒。因为它们含有许多不稳定、激活的中子，最后它们会衰变成为金和铂之类的元素。

至少，在模拟过程中，它们是这样进行的。

黄金星系

中子星的融合与超行星爆发都会不断产生R过程元素，但两者最大的区别在于生成量的大小。超新星也许可以产生月球大小的黄金，而中子星融合却可以产生木星大小的黄金（比超新星产生的高了数千倍），但中子星融合的出现几率却远小于超新星爆发。这种R过程元素分布的不同就可以作为天文学家探寻它们起源的一种方式。

拉米雷斯·鲁伊兹（RamirezRuiz）说道：“R过程元素的产生好比巧克力，宇宙中丰富的R过程元素主要来源于超新星，这部分就像是曲奇饼上均匀涂抹的巧克力，相比之下，中子星的融合就像巧克力制作的曲奇饼干，并且所有的这些巧克力或者说R过程都非常密集。”

通过在地球上寻找R过程事件产生的副产物以及它们的分布，可以作为一种评估手段。在超新星爆发照亮银河系相当长一段时间以后，它所产生的那些元素核会进入到星际尘埃中，这些尘埃经过太阳系时，由于地磁场的作用，会落入到地球上，比如会存在于深海处。2016年《自然》杂志上的一篇文指出，在深海壳层里找到[5]具有放射活性的Fe-60元素，这被认为是距今一千万年前多个超新星爆发的痕迹。然而，这些超新星爆发却并没有出现与R过程相关的元素。他们还在这里面发现[6]了少量的钚244（R过程的一种不稳定产物）。梅茨杰认为，不论这些超重元素如何产生的，它们都不会是我们星系里最频繁出现的那些。

不是每个人都赞同这一结论。比如肖恩·毕晓普（Shawn Bishop，慕尼黑工业大学）领导的团队，他们仍然希望寻找到时间更近一些的超新星在地球上留下的放射性钚元素。最近，他们的团队正通过微生物化石之类的物质中寻找R过程元素的蛛丝马迹，这种细菌的沉淀物中包含了它们从环境中摄取并用于制备磁性晶体的金属元素。

当然，天文学家也可以从宇宙深处找寻“巧克力曲奇饼”的足迹。比如，R过程的铕元素有条强的光谱线，天文学家可以通过恒星的气层检测到。在银河系的光环中，可以从一些年代久远的恒星上捕捉到了这些R过程信号的谱线。拉米雷斯·鲁伊兹说道：“我们可以找到两个铁含量差不多，但铕含量却差了两个数量级的恒星。”正因为如此，拉米雷斯·鲁伊兹认为宇宙中“巧克力曲奇饼”要比“巧克力威化”多。

天文学家还找到一个更能说明问题的实例，许多小矮人星系正经历着走向死亡的最后一段时光，而这一过程或许会进行R过程。一直到2016年，也没人观测到任何小矮人星系中的恒星有R过程频发的迹象。

突然有一天晚上，麻省理工学院的弗雷贝尔（Frebel）接到一个令他震惊的电话。这通电话来自她的研究生亚历克斯·吉（Alex Ji），亚历克斯·吉一直观测着Reticulum II的小矮人星系。弗雷贝尔回忆道：“他在凌晨两点打电话给我，说：‘安娜，我发现光谱图出了些问题，有一个恒星呈现了很强的铕谱线’，我以为他在开玩笑，就说：‘哎呀，亚力克斯，你可能找到了一个R过程星系’。”事实上，他真的找到了[7]。Reticulum II 有七个恒星正在合成R过程元素，非常罕见的事情。

新型超新星

为了支持中子星融合的模型[7]，一切都显得如此的恰到好处。中子星融合其实非常罕见，不像单一的大质量恒星的崩溃，最后成为超新星，它需要两个中子星在双轨道上去合并，也许一亿年才有一次。但反对者指出，你不能因为它罕见就否认它的存在。

在我们的星系中，中子星融合也许一亿年发生一次，也许一万年就发生一次，相差近四个数量级。克里斯托弗·弗赖尔（Christopher Fryer，洛斯阿拉莫斯国家实验室）说：“那些认为中子星融合能解释R过程元素的人所采用的竟然是一万年一次来计算，真让我吃惊。“

当弗赖尔和同事们使用相对折衷的频率进行中子星融合模拟，和估计所产生R过程材料的数量时，他们发现中子星融合只能解释宇宙中1%数量的R过程元素[8]。如果真实频率是在一亿年一次，那么中子星融合的贡献值还会减少100倍。弗赖尔说：“更多的人开始重新思考问题——R过程是否还能出现在其它情况下？”

所以，超新星爆发重新成为焦点。如果有1%的超新星表现出非标准模拟的情形，那么它们可能以“巧克力制备的曲奇饼模式“产生出相当数量的R过程元素。诺布亚·尼希默拉（Nobuya Nishimura,英国基尔大学的天文学家）和他的同事在近期的文章[9]中提出异议，超新星爆发除了通过中微子方式，还可以通过恒星爆炸的巨量磁性喷射物产生，后者会快速的生成大量的中子，从而使种核长成一些R过程元素。弗赖尔反驳道：“这不像你的茶话会，你只需要保持100毫秒就够了！”

很多天文学家相信，这个答案将会以某种折衷的形式告终。而且，那种转变可能已经开始发生了。弗赖尔还说：“R过程已经不再是以前的R过程了，也许可以把它分成两半，比钡轻的R过程元素来源于超新星，而较重的元素，比如金，则来自中子星的碰撞。”

再起波澜

事实上，还有一匹黑马一直潜伏着，那就是拉蒂默和施拉姆早期考虑过的模型——中子星与黑洞融合。其中，中子星就像在其它模型中一样，仍然扮演着喷射物质的角色，但是它的产生速率却相对更模糊些。正如加卡（Janka）所说的那样：“可能，它们就是产生R过程元素的主导过程，但我们并不是很清楚，我们需要更好的数据。”

也许在不久的将来我们就可以获得这些数据，中子星与黑洞融合的最后一些轨道会让时空极度扭曲以至于引力波都无法逃离。激光干涉引力波天文台（LIGO,the Laser InterferometerGravitational-Wave Observatory）已经成功的探测[10]到了黑洞融合过程所释放的逐渐增强的信号，并且它现在正致力于[11]检测遥远星系的中子星融合信号。越长时间不出现，这些事件发生的几率就越小。一旦LIGO的运行模式达到它所设计的极限检测值仍没探测到所要的信号，那将会是中子星融合模型的致命一击。塞尔玛·德明克（Selma de Mink,阿姆斯特丹大学的天文学家）说道：“如果LIGO一直无法探测到的话，那么拉米雷斯·鲁伊兹和梅茨格等人就被打回到原点了。”

涉及R过程的事情本生就很困难，更不必说真正观测它了。但有两个团队[12]可能就做到了，2013年，雨燕（Swift）卫星检测到了短暂的伽玛风暴，那是中子星碰撞的一种体现，并且有些其他的望远镜对信号放大处理后也得到相同的结论。

而在模拟过程中，中子星融合会伴随产生出一种被称为Kilonova的可观测信号。激活的元素核在R过程中运动和发热，造成系统陡然持续发亮近一个星期，然后才开始衰减。并且这些元素只能发出红系光。而2013年的事件刚好符合上述两个特征，当然，这对于完美诠释问题还远远不够。梅茨格认为，尽管没能解决问题，但很有建设性。

发现Kilonova信号的研究者门大都开始期待，找到更接近、更精准的Kilonova信号了，那就意味着LIGO关于中子星融合的信号会很抢手，同时也意味着需要更多望远镜来找到信号源，至于要检测到它的光谱，可能只有即将到来的詹姆斯·韦伯空间望远镜才能做到了。如果真是这样的话，那么看到新生的R过程元素或者从未知的现象中推断出新事物将会成为可能。冯·文怀（wen-fai Fong，亚利桑那大学）说道：“我们对伽玛暴的世界已经比较熟悉了，它更像是一场比赛——看谁反应快！”

参考文献

[1]   Burbidge EM, Burbidge G R, Fowler W A等.Synthesis of the elements in stars[J]. Reviews of modern physics, APS, 1957,29(4): 547.

[2]   Damour T.1974: the discovery of the first binary pulsar[J]. Classical and QuantumGravity, IOP Publishing, 2015, 32(12): 124009.

[3]   Lattimer JM, Schramm D N. Black-hole-neutron-star collisions[J]. The AstrophysicalJournal, 1974, 192: L145–L147.

[4]   Lovelace RV E, Tyler G L. On the discovery of the period of the Crab Nebular pulsar[J].The Observatory, 2012, 132: 186–188.

[5]   Wallner A,Feige J, Kinoshita N等.Recent near-Earth supernovae probed by global deposition of interstellarradioactive 60Fe[J]. Nature, Nature Publishing Group, 2016, 532(7597): 69–72.

[6]   Wallner A,Faestermann T, Feige J等.Abundance of live 244Pu in deep-sea reservoirs on Earth points to rarity ofactinide nucleosynthesis[J]. Nature communications, Nature Publishing Group,2015, 6.

[7]   Ji A P,Frebel A, Chiti A等.R-process enrichment from a single event in an ancient dwarf galaxy[J]. Nature,Nature Publishing Group, 2016.

[8]   Côté B,Belczynski K, Fryer C L等.Advanced LIGO Constraints on Neutron Star Mergers and R-Process Sites[J]. arXivpreprint arXiv:1610.02405, 2016.

[9]   NishimuraN, Sawai H, Takiwaki T等.The intermediate r-process in core-collapse supernovae driven by themagneto-rotational instability[J]. arXiv preprint arXiv:1611.02280, 2016.

[10]  NatalieWolchover. Gravitational Waves Discovered at Long Last[EB/OL]. /2016-02-11.https://www.quantamagazine.org/20160211-gravitational-waves-discovered-at-long-last/.

[11]  SENSITIVITYOF LIGO AND VIRGO GRAVITATIONAL WAVE DETECTORS TO COMPACT BINARYINSPIRALS[EB/OL]. /2017-03-23.http://ligo.org/science/Publication-S6CBCRangeDoc/index.php.

[12]  Tanvir N R,Levan A J, Fruchter A S等.A/kilonova/’associated with the short-duration [ggr]-ray burst GRB [thinsp]130603B[J]. Nature, Nature Research, 2013, 500(7464): 547–549.