世界殿堂建在核废墟上

世界殿堂建在核废墟上《大自然探索》2003/1 2003-03-06傅承启你相信吗？世界的殿堂竟然建筑在核反应的“废墟”上。

无论是高山流水，还是森林大海，无论是恒星和星系，还是太阳与地球，都是核反应的产物。

从根本意义上讲，甚至你、我和其他所有生命也都是核反应的产物。

当然，你无需担心——因为这种“废墟”绝大多数都是没有放射性的，相反，正是它们造就了我们的生命和整个灿烂的物质世界。

为什么这样说呢?一切得从恒星的诞生谈起。

从云到星蓝蓝的天上白云飘。

其实，恒星之间到处“漂浮”着规模比白云大得多的“云”，它们由各种原子、分子和尘埃组成，称为“星际云”。

其中的星际分子常常集结成团，构成了“分子云”。

分子云通常都很大，直径一般可达上百光年，却又非常稀薄，比实验室内的真空还要稀薄得多，但是由于体积庞大，所以包含的物质还是很多，其质量总和可以达到太阳质量的几十万倍到上千万倍。

分子云非常寒冷，温度通常只有10～20K(开，绝对温标的计量单位，与摄氏温标相差273.15K，即摄氏零度(冰点)等于273.15K，或者绝对零度等于-273.15度。

天文学上的温度都是指绝对温度)。

所以，分子云是一种既大又冷、在光学波段上看不见的天体，只能在红外或射电波段上看到它们，然而，它们却是光辉灿烂的恒星的孕育地。

分子云内部很不均匀，有的地方浓密，有的地方稀薄。

在浓密的地方，物质聚集得更多，引力也更大。

在引力作用下，星际分子向分子云的浓密中心部分下落，分子云开始收缩。

由于分子云很冷很稀，云内部热运动产生的压力很小，所以星际分子的下落就像自由落体一样，几乎毫无阻力。

也许你见过流星：在地球的引力作用下，路过地球附近的太空碎片落入地球大气，与大气分子发生碰撞，其中一部分动能转化成热能并发光。

星际分子在下落过程中也发生类似的情况，引力势能转变为动能，下落速度越来越快，并与其他分子、原子发生碰撞，使它们的动能转化为热能。

起初，分子云的温度并不变化，因为它们非常稀薄，热量几乎都散发到星际空间中去了。

但是分子云各个部分的收缩，使得原来巨大的分子云开始碎裂，变成规模较小的分子云。

这种碎裂过程会不断地进行下去，直至分子云碎成原恒星云的大小，才不再碎裂。

由于此时原恒星云的密度已经很大，热量的散发受阻，所以云内部的温度开始增高。

由于引力仍然大于内部的压力，所以原恒星云还会继续收缩。

密度越来越高，热量的散发越来越困难，云内部的温度增加也越来越快。

终于，云中心的温度达到这样的数值——内部分子热运动产生的斥力与引力达到平衡，这时云中心不再收缩，形成了一个云核。

但是，云核外部的压力与引力并未达到平衡，物质还在继续下落，这使云核表面的压强不断增加，结果会打破云核已经达到的平衡，使之再度收缩，温度继续增加。

当云核温度达到2000K时，氢分子发生离解，即一个氢分子分解成两个氢原子。

分子的离解要吸收大量热量，使得云核内部压力骤降，于是云核崩陷为体积更小、密度更大的内核，我们称之为“原恒星”。

在原恒星阶段，能量来自于引力能。

随着外层物质的继续下落，表面压强不断增大，原恒星继续收缩，中心温度继续增加。

当温度达到700万K时，氢聚变为氦的核反应突然点燃，于是，一颗新的恒星诞生了。

从此，恒星开始了它稳定而漫长的生涯，氢氦聚变能取代引力能成为恒星能量的来源，这个阶段的恒星称为“主序星”。

从分子云收缩到恒星诞生的时间，大约为100万年到上千万年，质量越大的恒星形成的时间越短。

这是因为质量大意味着物质多、引力大，原来的加速度也大，物质的自由下落快，下落时间短，分子云很快就坍缩为一个原恒星。

由于这个阶段相对于恒星的主序阶段来说十分短暂，所以我们把刚到达主序的恒星又称为“零龄主序星”，作为一颗恒星的起算年龄。

这有点像婴儿的年龄从刚诞生起算那样，我们略去了婴儿在母体中孕育的时间。

宇宙的“核熔炉”如果把天上的恒星标点在一张图上，图的横坐标是恒星的温度或颜色，纵坐标是它们的亮度或光度，就会发现绝大部分恒星都处在从左上到右下的一条带上，这条带称为“主序”，处在主序上的恒星称为“主序星”，这张图我们称为“赫罗图”。

它得名于两位天文学家赫茨普龙和罗素姓名的头一个字，他们在上世纪初首先使用了这张图。

从主序的左上角到右下角，恒星的温度由高到低，质量由大到小，光度由亮到暗，颜色从蓝白到红色。

太阳处在主序的中下部分，呈黄橙色。

处在主序的恒星都依靠氢氦聚变反应释放的能量维持自己发光。

因为这种反应非常缓慢，所以恒星的一生主要是在这个阶段度过的。

氢氦聚变反应有很高的产能效率，每一次反应都会释放近27兆电子伏的能量，比其他核反应高得多。

如煤的燃烧，一个碳原子和两个氧原子生成二氧化碳的过程产生的热能，只有前者的600万分之一。

太阳每秒钟发出近400亿亿亿焦耳的能量，假如太阳的能量全部来自氢氦聚变，那么它每秒钟需消耗掉6亿吨氢核；太阳一共具有2000亿亿亿吨物质，如果全部是氢，就可维持太阳今天的状态1000亿年。

实际上，当主序星核心部分的氢消耗殆尽后，恒星将离开主序而变成红巨星，红巨星核心部分的质量只占恒星总质量的百分之十几。

另外，恒星也不全是由氢元素组成，因此，太阳的寿命要短得多，大约只有100亿～120亿年。

如果恒星内部的温度更高一些，高于比如1600万K，那么能量的主要来源将是碳氦氧的循环反应——4个氢核聚变成1个氦核，并释放约25兆电子伏的能量。

质量是太阳两倍以上的恒星，主要依靠这种反应提供能量。

太阳和恒星的能量来源曾经引起许多科学家的好奇。

是什么东西的燃烧在长久稳定地维持它们发光呢？每克煤燃烧释放的热量为6.5卡，石油为10卡。

假如太阳是依靠燃烧煤或石油提供能量，那么只要4～7年时间太阳就将用完自己的燃料，这显然是不可能的。

在发现核能源之前，科学家也曾计算过引力收缩产生的能量。

以钟摆为例，钟摆不停地摆动，就是摆的引力势能与动能相互转变的过程。

钟摆垂直时，摆的动能最大，势能为零；摆到最高处时，势能最大，动能为零。

由于摆与空气的摩擦，摆最后会停下来，势能全部转化为热能，散发到周围的空气里。

对于太阳，假如是引力在维持太阳发光，它从现在的大小收缩到一个点所提供的能量也只够太阳用2000年。

上世纪30年代，英国天文学家爱丁顿提出，根据爱因斯坦质能关系可以解释恒星的能量来源。

1938年，美国天文学家贝蒂指出氢氦聚变反应和碳氮循环核反应提供了恒星的能量，从而解决了恒星的能源问题，贝蒂也因此获得了1967年的诺贝尔物理学奖。

恒星在主序阶段停留的时间占恒星寿命的80％。

恒星质量越大，停留的时间越短，质量越小，停留的时间越长。

其中的道理很简单，假如一颗恒星全部由氢组成，它能够维持氢燃烧的时间等于恒星的质量除以它每秒发射的能量，就是主序星存在的时间。

质量最大的恒星质量大约是太阳的100倍，而光度却是太阳的100万倍。

显然，它能维持氢燃烧的时间只及太阳的万分之一，也就是只有数百万年。

可以形象地打个比方，大质量恒星就好像一个挥霍浪费的富人，小质量恒星却是个节省俭朴的穷人，前者虽然富有，却肆意地挥霍，财富很快消耗殆尽；而后者则能细水长流地安度一生。

核反应的“灰烬”随着时间的推移，经过氢氦聚变的恒星核心部分的氢燃料逐渐减少，氦元素逐渐增多。

但是在星核外的壳层里仍有丰富的氢。

所以，核心的氢燃料一旦耗尽之后，氢氦聚变反应就向包在氦核外面的壳层转移。

这时的恒星中央是一个氦核，周围的壳层里进行着氢氦聚变。

壳层的核燃烧使恒星整个外层变热发生膨胀，而膨胀就要变冷。

从外面看来，恒星开始变大、颜色发红，恒星开始进入老年阶段。

只需几亿年的时间，一颗主序星就会变成一颗红巨星，直径可达到原先的几十甚至几百倍。

当太阳变成红巨星时，地球也可能会被太阳所吞没。

那时，作为一个熔融的残核，地球可能依旧绕着太阳运行——在几千摄氏度高温的稀薄太阳大气中穿行，经过漫长的岁月后，最终旋入太阳中心。

实际上，一旦到了主序的最后阶段，核反应就已向壳层逐渐转移，恒星开始变红变大。

所以，未来20亿～30亿年之后，太阳就将进入这个阶段，届时，地球早已变得很不适宜于人类居住。

恒星在主序后阶段的演变和最后的结局，与它们的质量密切相关。

对于中小质量的恒星(两个太阳质量以下)，中央氦核因氢氦聚变反应停止、热量得不到补充而开始引力收缩。

而壳层里氢燃烧的氦“灰烬”却不断落入氦核，增大核区的引力，这使得氦核受到越来越大的压力。

在恒星的核区，极高的温度使得电子早巳电离，脱离原子核的束缚，成为自由电子。

现在，在巨大的压力下，自由电子将原子核间可能存在的空隙占满。

当氦核的温度达到上亿K时，将点燃氦聚变成碳和氧的核反应。

两个氦核碰撞生成铍，铍又与氦核碰撞生成碳，碳与氦核生成氧。

整个过程会释放约14兆电子伏的能量。

在氦燃尽后，就留下一个碳氧核。

氦燃烧与氢燃烧不同。

在氢燃烧阶段，恒星的核心呈气体状态，它在受热后能够极大地膨胀。

膨胀起了控制核反应速度的作用——核心温度稍稍下降，于是核反应的速度减慢，释放的热量变少，核心又会稍稍地收缩，这有点像可控核反应。

但是，在氦燃烧阶段，恒星的氦核却像固体那样，核心变热后膨胀极少，于是氦核反应是不可控制的，而是像脉冲式的一阵阵爆发。

对于质量较大的恒星，例如不超过6～8个太阳质量，主序之后的演化与中小质量恒星有所不同。

质量较大的恒星，由于有足够多的物质，所以可以形成质量更大的氦核，温度也可以升得更高，因此，还可以点燃一系列核反应，比如温度达到8亿K时碳被点燃，可以聚变成氧、氖、钠、镁。

质量大于8倍太阳质量的恒星，还能点燃更重元素的核反应，比如温度达到15亿K时点燃氖，20亿K时点燃氧，30亿K时点燃硅，一直到铁元素聚合形成为止。

此后不再有新的能源，聚合成比铁更重的元素要吸收热量，而不是释放热量。

在氦燃烧阶段，恒星的光度常常时亮时暗，很多类型的变星都处在这个阶段。

红巨星阶段较短，一般只是主序阶段的20％。

像太阳一样的恒星，依靠氦燃烧可以维持30亿年，而5倍太阳质量的恒星只能维持1000多万年。

经过红巨星的阶段后，恒星内留下了各种“核灰烬”：碳、氧、氖、镁、硅、氩、钙、钛、铁……成为今天的物质世界和一切生命中不可缺少的元素。

恒星的最后归宿一旦氦核或碳氧核燃烧完毕，恒星即进入它一生的最后阶段。

核心区内的核反应停止，氦燃烧转移到核外层，而氢在更外面的壳层内燃烧，它们维持着恒星最后的光芒。

星核将再次收缩，而核外壳层却受热膨胀。

这时，质量较大的恒星将成为一个又大又亮的“超巨星”。

恒星最后阶段的主要特征是向外大量抛射物质。

对于中小质量的恒星，抛射物质和强大的辐射压力会引起物质的高速外流，这种现象称为“超星风”。

超星风的速度可达到每秒1000多公里，会吹散星核外面的壳层，驱散周围残余的分子云物质，裸露出星核，恒星就成为“白矮星”。

有时候，在恒星周围还会留下一个环状星云，称“行星状星云”。