宇宙中最早出现的元素是什么?来听科学家怎么说…

辽东信息港 刘 欣2019-05-16 04:11:17
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  宇宙混沌时 氦原子这样遇上氢离子

  实习记者 于紫月

  近日,宇宙中最早的化学键刷屏了。《自然》杂志上发表的一项天文学成果指出,科学家首次在太空中检测到了氦合氢离子(HeH+)。这个由宇宙中最简单的两种元素构成的分子离子让人们关注化学过程是如何发源的,也引发了人们关于元素起源的好奇心。

  “我们都是星尘。”科普作家卡尔·萨根曾说。我们本身和赖以生存的物质世界都是由各种各样的元素构成,那么这些元素从哪里来?宇宙最早期的元素们经历了什么?它们的“成长历程”又带来怎样的神奇反应?

 

  宇宙渐冷 轻核诞生于碰撞

  “元素并非与宇宙同时诞生,而是在宇宙形成之后才出现的。” 中国科学院国家天文台研究员陈学雷在接受科技日报记者采访时表示。

  宇宙是怎样形成的?古往今来,科学家曾运用想象、假设、计算、观测等无数手段去探寻这个终极奥秘。

  广为接受的大爆炸宇宙学认为宇宙是在不断膨胀的,最初很可能起源于一个致密炽热的奇点,这就像一次大爆炸。近140亿年来,宇宙中的物质密度从密变稀,温度由热变冷。

  通常认为,宇宙从爆炸之后的10-43秒开始膨胀;直到10-4秒前,宇宙气体还只是由夸克、轻子、规范粒子等这些基本粒子组成;约在10-4秒时,宇宙介质中完成了从夸克到强子的相变,此后的宇宙气体才有了质子和中子;3—30分钟时,原始的核合成发生,氢原子、氦原子相继出现,宇宙中才开始有了化学元素。

  “宇宙中最早出现的元素为氢元素。气体中的一个质子和一个中子可通过热碰撞发生核反应,结合成氢的同位素氘核,并释放出2.2MeV的能量,该能量也称氘核的结合能。”陈学雷指出,这一反应是可逆的,即宇宙中大于2.2MeV能量的光子可使氘核分解。因此宇宙大爆炸伊始、温度很高时,光子的能量也很高,核化学平衡下的氘核就会“散掉”,其丰度非常低,人们理解为那时氘核合成尚未开始。

  当宇宙温度随着时间的推移下降时,氘核的丰度逐渐增加,氘核与其他质子或中子碰撞,紧接着便形成了原子量为3的同位素核氚和3He,后续再由它们进一步产生了原子量为4的氦核。

  氦原子核的积累较多时还会再合成原子序数更大的核,如锂、铍、硼,而后粒子的热运动已经不足以再引起热核反应,核合成过程至此告一段落。

  “宇宙早期主要形成了氢和氦,分别占比约76%和24%,锂、铍、硼的含量极少。”陈学雷说。

  众所周知,原子通常为电中性,由原子核和电子构成。上述过程虽然形成了较多的氢核和氦核,但此时宇宙的温度仍然较高,因此原子核和电子还没有“配对”,双方都处于电离状态。待温度进一步降低后,才“终成眷属”,真正组合成氢原子或氦原子。

  原子复合 分子离子只是“少数派”

  这次,原子的形成顺序与原子核的合成顺序不同了。“氦原子会先于氢原子诞生。”陈学雷说。

  原子核与电子复合成原子后,若电子想要逃离原子核的“魔爪”,就要吸收一定能量的光子,该能量值被称为电离能。

  氦原子的电离能大约为氢原子的2倍。电离能越高,意味着原子核对电子的“抓取”和“束缚”能力越强,因此氦核更早与自由电子复合成原子。大爆炸后十几万年时,氦原子开始出现了。

  前文所述的研究发现即为一个氦原子和一个带正电荷的氢核复合成氦合氢离子HeH+,而这种分子离子的形成时间就在这一阶段——氦原子已经复合,氢核还未“捕获”电子,以正离子形式存在。

  “实际上,该分子离子的形成量应该很少。”在陈学雷看来,此时宇宙中粒子的密度有所下降,氦原子和氢离子的碰撞频率很低,该反应并不频繁,只是偶尔生成HeH+;此外,HeH+并不稳定,且当时宇宙中的光子数量远远高于原子或离子的数量,1个原子可能被十几亿个光子包围,本就不多的反应产物HeH+也会因为光子的“掺和”而被分解掉大半。

  再后来,大爆炸后约40万年时,氢原子开始出现了。

  当宇宙中弥漫着氢核、氦核等轻核素以及光子、自由电子的气体时,宇宙是不透明的。陈学雷指出,光子很容易被自由电子散射掉。而当原子复合越来越普遍时,宇宙中“无主”的自由电子数目急剧下降,光子被散射的概率也降低了,宇宙中的气体就像如今的空气一样变得透明了。“光子能顺利向外传播开来,形成现在我们能够接收到的宇宙微波背景辐射。”

  当宇宙中的氢、氦原子已经初具规模,如何产生更多、更重的原子?陈学雷指出,宇宙中的氢、氦原子、自由电子、光子等物质并不是完全均匀分布的。

  有些密度较大的“气体云”引力更大一些,便会吸引周围的其他物质,从而密度越来越高,形成团块。其内部的原子之间更易发生反应。有学者认为,氢分子在这一阶段诞生了。

  气体团块形成之后,引力的作用会让它有向内收缩的趋势,但由于其本身的压强和温度可与之抗衡,因此团块能够暂时保持平衡的状态。

  恒星演化 重元素“百花齐放”

  什么情况下气体团块能够进一步演化,最终形成恒星?

  “团块如果能够通过热辐射损失能量,就能使其内部压力降低,从而打破这种微妙的平衡,不断向内收缩,最后形成宇宙中的第一批恒星。”陈学雷说。

  恒星内部极高的温度和压力为核反应提供了绝佳的场所。以氢、氦核为“原料”,更重的元素继而合成,如碳、氮、氧、铁等。而这些元素会在恒星末期的超新星爆发或出现星风现象时被抛射出来。混杂着重元素的气体将成为下一批恒星形成的“火种”。

  “第一批恒星的形成最不容易。”陈学雷告诉记者,氢、氦这两种元素的电子跃迁所需的能量都比较高,电子难跃迁意味着能量无法辐射出去,团块“冷”得慢,进一步向内收缩就会变得无比困难。而在第二批、第三批恒星形成时,电子跃迁能量较小的重元素“居功至伟”,它们的核外电子相对较活跃,易跃迁,能量辐射大、冷得快,有助于气体密度较高的区域更加迅速地形成恒星。

  “以上只是学界的观点之一。”陈学雷说,“还有学者提出,早期氢分子都很难形成,只能等到宇宙中慢慢聚合成类似星系质量的超大质量团块时,才能引起辐射散热,形成第一代恒星,这样的‘第一代’形成过程就更难了。”