宇宙的起源
三水錳礦 / 2021-10-02
宇宙的起源
一種普遍流行的理論認(rèn)為宇宙的起源及其演化到今天這種形式是開始于"熱的大燥炸"?？梢栽O(shè)想，宇宙中的所有物質(zhì)一開始就包含在一個(gè)密度非常大、溫度無限高的原始核中。由于某種廠因它發(fā)生爆炸，使物質(zhì)均勻地分布在整個(gè)空間，開始是以中子的形式存在，然后它以已知的半衰期 678±306衰變?yōu)橘|(zhì)子、電子和反中微子;
按照這種理論，宇宙物質(zhì)的一半在大爆炸后11min 左右轉(zhuǎn)變成質(zhì)子。 這時(shí)溫度（盡管它對(duì)這個(gè)模型的細(xì)節(jié)十分敏感）可能是500×10 6K左右。雖然原始火球的核反應(yīng)也會(huì)產(chǎn)生某些數(shù)量的氮，但是2h（大約10個(gè)半衰期）后，宇宙中的絕大部分物質(zhì)便以氫的形式存在。星系團(tuán)中的各種恒星就是由這種物質(zhì)凝集而成的，同時(shí)開始了元素的建造過程。根據(jù)觀察到的現(xiàn)有字宙膨脹速率（每 10 6光年約為.18km·g-1），并假定速率保持不變，可以很容易地算出大爆炸是發(fā)生在1.8×10¹0y以前。
這一理論的一個(gè)誘人之處在于。它能很容易地說明當(dāng)今字宙中存在的溫度約為2.7K的各向同性的黑體熱輻射（這種輻射是1965年由美國(guó) Bell實(shí)驗(yàn)室的 A.A.Penziag和R.W.Wilson 發(fā)現(xiàn)的，為此他們獲得了1978年諾貝爾物理獎(jiǎng)）。這種輻射被看 作是大爆炸的垂死殘余，其輻射強(qiáng)度也與理論所預(yù)計(jì)的相近。其它流行的宇宙學(xué)理論中沒有一個(gè)能夠滿意地說明這一輻射溫度。象物質(zhì)連續(xù)產(chǎn)生的稱定態(tài)理論和冷的大爆炸理論或多中子理論等，都因?yàn)檫@一原因而處于不利的地位。幸好對(duì)于我們的目的——說明化學(xué)元素現(xiàn)在的濃度來說，并不取決于接受哪-一種具體的宇宙學(xué)理論，也就是說，我們要區(qū)分開物質(zhì)的起源（宇宙學(xué)）和化學(xué)元素的起源（核創(chuàng)生說）。與此類似， 在宇宙、 太陽(yáng)系和地球上的同位素分布與宇宙學(xué)無關(guān)，這可以根據(jù)觀測(cè)和應(yīng)用已被接受的物理原理推演出來。
現(xiàn)在，至少可以得到其中一些元素豐度的對(duì)象有;（i）太陽(yáng)和一些恒星;（i）氣態(tài)星云，包括其它星系中的一些星云;（ili）星際介質(zhì);（iv）宇宙線粒子;（v）地球，月球和隕石;（vi）太陽(yáng)系中的其它行星。小行星和彗星。前三組對(duì)象的信息是根據(jù)光譜數(shù)據(jù)得來的;而對(duì)于宇宙線、隕石， 至少對(duì)地球及月球的表層則可對(duì)樣品直接進(jìn)行分析。結(jié)果表明，在太陽(yáng)系和有些恒星中元素豐度差異很大，但是總的圖象在組成上卻具有驚人的一致性。在字宙中，氫無疑是最豐富的-種元素，約占原子（或核）總數(shù)的 88.6%，氦的豐度約為氫主度的 1/8（L1.3%），這兩種元素加在一起已 占位宙原子總數(shù)的 99.9%以上和宇宙質(zhì)量的 99%左右。顯然，由燕與氮核合成較重元素的過程還沒有進(jìn)行多少。
對(duì)元素的寧宙豐度已經(jīng)進(jìn)行了各種估計(jì)，雖然就具體元素來說，彼此估計(jì)的豐度有時(shí)存在著細(xì)小的差別，但它們?cè)诳偪缍葹?2個(gè)數(shù)量級(jí)以上的標(biāo)度很少相差3倍（100.5倍）。代表性的數(shù)值標(biāo)記在圖1.1上。這個(gè)圖表現(xiàn)出許多特征，任何一種滿意的元素起源理論必須對(duì)這些特征能作說明。
例如，
（i）隨著原子質(zhì)量數(shù)A的增長(zhǎng)，直到 A≈100<即 Z≈42），豐度近似按指數(shù)下降。往后下降較平緩，有時(shí)局部起伏還會(huì)掩蓋下降的趨勢(shì)。
（ii）在Z=23～28之間，包括V，Cr，Mn，F(xiàn)e，Co和 Ni，有一明顯的豐度高峰。在 Fe處升至極大，約為根據(jù)正常趨勢(shì)所預(yù)計(jì)的非度值的103倍。
（iii）氘（D），Li，Be和 B與鄰近元素耳，He，O和 N相比較顯得稀少。
（iv）在較輕的核素（直到Z=21 的航）中，凡是原子的質(zhì)量數(shù)A能被4整除的，如1O，20No，24Mg，28Si，S，8Ar和40Ca 要比. 其相鄰元素豐富（G.Oddo 規(guī)則，1914年）。
（v）A 為偶數(shù)的原子要比 A為奇數(shù)的原子豐富。這一點(diǎn)在圖1.1中可以看到，Z為偶數(shù)的曲線向上位移，只有在鍍處是例外，因?yàn)椴淮嬖?Be，只有核素犯B8才是穩(wěn)定的物種。
以半度對(duì)A 而不是對(duì) Z 作圖時(shí)，還有兩個(gè)明顯的特征∶（vi）重原子傾向于富含中子，而富含質(zhì)子的重核素是很少的。
（vii）在 A-80，90;A=130，138;A=196，208等處，豐度出現(xiàn)雙峰極大值。
還需要解釋一些天然放射性元素的存在問題。這些元素（或其前軀物種）的半衰期比推定的宇宙年齡明顯的小。
由于過去30多年廣泛研究的結(jié)果，現(xiàn)在才可以對(duì)上面總結(jié)的豐度實(shí)驗(yàn)數(shù)據(jù)給出一個(gè)細(xì)致的和令人信服的說明?，F(xiàn)將使我們達(dá)到現(xiàn)在認(rèn)識(shí)水平的一些重要事件，按其歷史順序簡(jiǎn)要地概括在下例專題資料中。由于元素的創(chuàng)生說是緊密地與星球的演化理論相聯(lián)系的，所以下面一節(jié)將對(duì)恒星的各種類型作一簡(jiǎn)短描述，然后對(duì)合成化學(xué)元素的各種過程進(jìn)行更充分的討論。
元素創(chuàng)生說的歷史里程碑
19 世紀(jì) 90年代 首次系統(tǒng)地研究地球上元素的豐度.
1905年 狹義相雙論;E=mc2
1911年原子的有核模型
1913 年在穩(wěn)定元素（Ne）印首次觀察到同位素
1919年 首次人工使元素姮變14N（α，p）8O
1925～1928年 首次得出恒星上的豐度數(shù)據(jù)（光譜 G.H、Payne Gapo3-設(shè)術(shù)）
1029年 首次提比由質(zhì)子聚變?yōu)楹ず洼^重核素的星球核合戰(zhàn)建議上
1937年三識(shí)潭Mo（d，n）e反應(yīng)合成了"丟失元素"2=43的锝
1938年分別提出促進(jìn)恒星中核合成的CNO催化過程的建議
1.38年 在實(shí)驗(yàn)中發(fā)現(xiàn)鈾的裂變
1940年 合成第一種超鈾元素弱Np
1947年 在鈾的裂變產(chǎn)物中發(fā)現(xiàn)了最后一種"丟 J.A. Marinsky，失元素"Z=61 的鉅
1948年 宇宙膨脹的熱大爆炸理論包括了（不正確的）元索創(chuàng)生理論
1952～1954年 氮燃燒是核創(chuàng)生的一種附加過程
1954年 在星球的核反應(yīng)巾出有級(jí)慢的中子吸收過程
1955～1957年對(duì)觀察到宇宙豐度的所有元素提出星球合成的綜合理論
1965年 探測(cè)出2.7K輻射
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