新元素与化学复杂性提升

大爆炸后的10亿年，宇宙就像一个半大的孩子，行为举止已变得十分有趣。不过从化学的角度看，宇宙还是相当枯燥无趣的，因为那时的元素只有氢和氦。而到了我们所说的第三个复杂性提升的节点，新型的物质出现了，即元素周期表中所有其他的元素。宇宙有了90多种不同的元素，其可做的事情也就多多了。

宇宙之所以最先制造出氢和氦，是因为这两种元素最简单。氢核中只有一个质子，所以被标记为元素1；氦核中有两个质子，所以标记为元素2。大爆炸后38万年宇宙微波背景辐射出现时，宇宙中还有少量的锂（元素3）和铍（元素4）存在，仅此而已。这些就是宇宙大爆炸制造出的四种元素。

宇宙制造更多元素的金凤花条件相对简单，即足够量的质子和足够高的温度，而这种条件在大爆炸后相当一段时间内并不存在。只是后来，伴随众多濒死恒星再无法偿付熵索要的复杂有型税，在倦怠、蹒跚和内外交困中最终崩溃，从而释放出巨大能量，上述条件也就自然具备了。

要弄清为何恒星在濒死时会制造出新元素，我们还要先了解一下恒星是如何维系生存和走向衰老的。

恒星的寿命从数百万年到数十亿年不等，所以人类根本无从观看恒星走向衰老。正因如此，仅靠裸眼观察太空的古“天文学家”们绝无可能讲述我们现在讲述的恒星生灭的故事，比如玛雅人、蒙哥湖畔的智者或古希腊人。现代人对太空的理解是基于近两个世纪全球范围的大量科学研究和观察数据，这样，天文学家们才可能分享数以百万计的恒星的信息，而这些恒星均处于各自寿命的不同阶段。正如英国天文学家亚瑟·爱丁顿（Arthur Eddington）所戏称的那样，从事天文学研究就像漫步在一片森林之中，眼前的树木有的嫩芽初放，有的成熟参天，还有些古树真的行将枯萎。3研究处于生命不同阶段的树木，我们自然会弄清楚它们是如何成长、成熟，直至最终死亡的。

天文学家们有一个最基本的涵括众多恒星信息的图谱，这就是赫罗图（Hertzsprung-Russell diagram）。它相当于天文学家的地球仪，就是那种学校教室里常见的地球仪，凭借它，很多零碎的信息就有了更多意义。

赫罗图大约是在1910年创制的，它将所有的恒星依据两种最基本的特性进行了分类。第一个特性是恒星的亮度或光度（luminosity），在赫罗图上标记为纵轴，也就是相对于太阳，该星体向太空发散的能量总和。第二个特性是恒星的颜色，从颜色就可以看出其表面温度，通常以开（K）计，在赫罗图上通常标记为横轴。由于这两种特性在恒星的生命周期会发生变化，所以赫罗图实际上能够让我们认清多种恒星经历的历程。不同恒星生命轨迹最大的差别主要取决于另外一项统计数据——星体质量的大小。较大恒星的历程自然不同于较小恒星的历程。4

简明赫罗图，上面标记有不同类型恒星的大致位置

在赫罗图上，最亮的恒星，即那些放射出最多能量的恒星，比如参宿七，均在图的顶部，而且这些恒星通常体积也最大。而光度最小的恒星，如比邻星，均在图的底部。太阳（光度为1）在图中居于中部。在图中，恒星表面温度最高的均靠左边，而表面温度较低的则靠右边。

赫罗图有三个很有意思的区域。横跨该图，从右下部到左上部弯曲的点状集团为主星序。大多数恒星生命周期中的90%都在主星序的某个点上，其具体坐落于哪个点取决于恒星的质量，而主星序上所有的恒星均能产生足够的能量以把质子聚合成氦核。太阳目前正在做的正是制造氦核的工作，所以说太阳已处于中年，仍在主星序上。赫罗图的右上部是红巨星地带，比如参宿四，处于猎户星座（Orion）的一个角落。这里的恒星均年事已高，核心部位的质子差不多用完了，靠燃烧其他较大的原子核勉力维持火炉不灭。其表面温度已经有所下降，因为它已膨胀至太阳半径的差不多200倍大。但这类恒星发出的光却异常强烈，原因是它们的体积大，所以居于赫罗图的顶部。赫罗图中的第三个重要区域是左下部，这里是白矮星的地带。白矮星曾属于红巨星，只是后来失去了外表层的大部，最后只剩下炽热的、致密的内核。

一旦恒星垂垂老矣，最终会耗尽自身的自由质子，其内核部也逐渐堆积起燃尽的质子灰烬，换言之，氦核。要实现氦核的聚合就需要比聚合质子高得多的温度，所以恒星内核处最终会停止燃烧。而一旦燃烧停止，引力就占了上风，恒星便会在自身重力的压迫下最终塌陷。但故事并非就此结束。恒星塌陷后，在引力的挤压下，其温度会再次升高。恒星的外部表层也会因此膨胀，温度则又降了下来，从而以此维持自身的平衡。对人类而言，这种恒星的外部表层呈红色，所以被称作红巨星。而一旦太阳到了这个阶段，就会膨胀至其目前体积的200倍左右，而太阳系内的行星，包括地球，都会因此而灰飞烟灭。

如果红巨星的质量足够大，其内核处在引力的挤压下会变得异常炽热，足以把氦核聚合成更重的元素，比如碳（有6个质子）和氧（有8个质子）。此时的恒星可谓是经历了一场复活，只不过聚合氦核要比聚合质子复杂得多，且产出的能量也较少，所以说恒星到了这一阶段，其寿命也就不多了。巨型恒星要经历好几次这样剧烈的膨胀和收缩。碳和氧也聚合成更重的元素，从镁至硅，最终是铁。伴随恒星升温，另外一种生成机制开始介入，把部分中子转化成质子，从而制造出更多新元素。恒星的核心会逐渐变成一个巨大的铁球，外面包裹着由其他元素构成的多重表层。(www.zuozong.com)

但至此，恒星就不会再有发展了，因为不能一直靠聚合铁元素产生新的能量。所以最终，大多数恒星会把外面的多重表层炸掉，从而成为白矮星，也就是赫罗图底端左部所见的恒星。白矮星可谓星界的僵尸，因为其核心处已不再有燃着的火炉，其自身密度极高，通常有地球大小，但质量却有太阳那么大。如果你试图用勺子舀起一匙白矮星物质，那定然是徒劳，因为这一匙至少有4吨重。4不过虽说是僵尸，白矮星却依然炽热，要真正冷却下来可能需要数十亿年。白矮星已完成自身的任务，即使周围充满了各种新元素。有些白矮星的死亡更为壮烈：与附近的星体发生碰撞，从而引发超新星大爆发。这种大爆发会产生极高的温度，所以能够制造元素周期表中的众多元素。通过大爆炸圆寂的白矮星会制造出所谓1A型超新星。这种大爆发都是在相同温度下发生的，所以一旦能够确认大爆发及其亮度，就可以据此估算星体与地球的距离。天文学家利用1A型超新星能够估算出比使用造父变星进行估算远数百倍的星体的距离。

相当于太阳质量7倍左右的恒星以另一种爆发的形式走向死亡，这种爆发被称为核心坍缩超新星（core-collapse supernova）。恒星的内核塌缩成比太阳还要大的铁球时，内核处的火炉将最后一次熄灭，随之，引力会以极快的速度和力度挤压铁球，从而产生极大的能量和极高的温度，甚至超过该星体有生之年的最高值。此时，星体会瞬间发生超新星大爆发，其瞬时喷发的能量甚至是当时星系的总和。仅仅几分钟的时间，这种超新星爆发就制造出元素周期表中其余的众多元素并将其喷洒至空中。这种核心坍缩超新星最有名的例证是蟹状星云（Crab Nebula）的形成。参宿四在此后100万年间也会发生超新星大爆发。

大多数通过超新星爆发剥离了外表层的红巨星会剧烈地收缩，其间会有大量质子和电子被糅合成中子。这样，整个星体就被挤压成中子星（neutron star），即由中子构成的星体，其中中子的密度就像原子核中的粒子一般。这种高密度的物质存在颇不寻常，因为即使在原子中也存在大量空间，所以一颗中子星，哪怕只有20千米的直径，其重量却是太阳的两倍，而一匙中子物质足有10亿吨重。5现有证据表明，元素周期表中许多重元素非常有可能并非是在普通的超新星爆发中形成的，而是在剧烈的中子星碰撞合并中形成的。

中子星旋转的速度极快，就像发出警告时用的信标，1967年，人们首次发现中子星就是因为这种快速的闪光。旋转的中子星被称作脉冲星（pulsar）。第一颗脉冲星被发现之后不久，又有一颗在蟹状星云的核心处被发现，后者是一次超新星大爆发的遗留物，中国天文学家1054年对此曾做过记录。这颗位于蟹状星云核心处的脉冲星差不多有一座城市大小，每秒转动达13次之多。

不过，对于大多数巨型恒星而言，还有一种更为奇幻的结局：其核心部位会发生强烈的向心聚爆（implode），这时候，塌陷简直无可避免，于是，星体变成了黑洞，也就是目前人类已知的密度最高的物质。爱因斯坦曾预言过黑洞的存在，即一种至密物质，其引力之大，甚至连光线都无法从中逃脱，也正因如此，我们迄今对黑洞内部究竟怎样尚知之甚少。黑洞可谓太空中的怪物，但我们有充分证据表明黑洞是真实存在的。宇宙中最初形成的恒星可能都异常巨大，因此，其中可能有许多已变成黑洞，而这些黑洞可能是后来星系形成的基础，就像众多沙砾拱卫着珍珠一样。如今，天文学家们已经在大多数星系中探测到黑洞的存在，包括我们身处其中的银河系。黑洞的引力非常巨大，足以把附近的恒星吞入腹中。恒星一旦接近黑洞的边界，哪怕是黑洞的“事件视界”（event horizon），都会伴随一声凄厉的惨叫而喷射出自身最后的巨大能量。这种濒死的哀鸣造就了异常明亮的星体，后者被称作类星体（quasar）。

黑洞的边界，或称“事件视界”，是有去无回的一个转折点，也是我们人类知识的一个极限，因为任何信息都难以逃离黑洞的魔爪。我们可以大致估算出构成黑洞的星体的质量，甚至包括其旋转的速度，但仅此而已。不过，斯蒂芬·霍金称，确有微妙的量子效应使得少许能量从黑洞中逃逸出来。也许还有部分信息会从黑洞中逃逸出来，但即使如此，我们还没有掌握解读这类信息的技术呢！

就这样，垂死的恒星以各自不同的方式丰富了年轻的宇宙，使其更加多姿多彩。而元素周期表中的各种元素，一旦在垂死的恒星和超新星爆发中形成，便会在星际不断聚集，由此，原子聚合而成简单的分子，而分子经过类似发酵的过程，就会进而形成新形式的物质。

天文学家凭借多种技术，已经确认了远离地球数百亿光年之遥的多种星体的构成，正因如此，我们对恒星才有了上述了解。从上述可知，天文学家们是从星光中获取了海量信息。不过，光亮只是恒星和星系喷射出的能量的很小一部分。现代望远镜已能让天文学家接触到所有频段电磁波的能量发射，从波段最长且最为懒惰的无线电波（radio waves）到波段最短且异常活跃的伽马射线（gamma rays）。而现代大型计算机可以对这种海量信息进行非常精确的处理。如此，再加上各种空间望远镜，比如哈勃望远镜，足以使天文学家在不受地球大气层扭曲干扰的情况下观察宇宙。借助这种现代科学仪器，人类对整个星系环境的认识有了突飞猛进的发展。

旧式的仪器，比如光学望远镜（optical telescope）和分光镜（spectroscope），对太空探索同样非常重要。比如，通过对比由分光镜获得的吸收线，我们便可得知恒星内部究竟有什么元素及其分布和比例。你想知道太阳内部含有多少金元素吗？那好，请把分光镜对准太阳，然后研究一下金元素的吸收线并测量一下吸收线的暗度，由此便可知金元素占太阳总质量的万亿分之一。但不要泄气，毕竟太阳的质量太大了，要是能够提取太阳中所有的金元素，你肯定会成为地球上最富有的人，因为这比地球上的金含量要多得多。

天文学家通过恒星发射光线的颜色（或频率）测定其表面温度，恒星表面温度最低可至2500K，而最高可高达30 000K。而且，正如我们已经看到的，天文学家还可以通过测量恒星的表观亮度（apparent brightness）计算出该星体发射的光的总量（即其亮度），然后计算出其可能达到的亮度。恒星表面温度和亮度是制定赫罗图所必需的两项最基本的指标。最后，如果我们弄清了恒星的亮度就可以据此估算该星体的质量。类似的技术还可以让我们准确估算整个星系与地球之间的距离，星系的大小、运动状况及富含的能量。

最近50年来，上述技术使我们对恒星和星系的了解有了革命性的进步。借助技术，我们认识到恒星和星系也是在不断演化的，而且还会走向衰亡，以及在发生、发展和演变的过程中如何为宇宙提供丰富的化学元素。而这些是后来复杂分子形成、新式天体问世不可或缺的金凤花条件，后者如地球及其卫星。