恒星碰撞如何塑造宇宙最重元素

星星的碎片无处不在，也在我们体内。大约一半比铁重的元素的丰度来源于宇宙中最剧烈的爆炸。随着宇宙的翻腾，新的恒星和行星从旧的气体和尘埃中形成，这些元素最终到达地球和其他世界。经过地球上 37 亿年的进化，人类和许多其他物种已经开始依赖它们来维持我们的身体和生活。例如，碘是我们控制大脑发育和调节新陈代谢所需的激素的组成部分。被称为 Acantharea 的海洋微浮游生物利用元素锶来创造复杂的矿物骨架。镓对于我们智能手机和笔记本电脑屏幕中的芯片至关重要。詹姆斯·韦伯太空望远镜的镜子镀有黄金，黄金因其惰性和反射红外光的能力而有用（更不用说它在珠宝中的流行度了）。

长期以来，科学家们对这些元素是如何产生的有一个基本的概念，但多年来，细节模糊不清，争论激烈。这种情况最近发生了改变，当时天文学家首次观察到重元素合成的实际过程。证据表明，这个过程大致如下。

很久以前，一颗质量是太阳 10 倍以上的恒星在一次壮观的爆炸中死亡，诞生了宇宙中最奇特的物体之一：中子星。这颗新生的恒星是恒星核心的残余物，被压缩到极高的密度，在那里物质可以呈现我们不理解的形式。中子星可能会在太空深处永远冷却下去，那将是它故事的结局。但大多数大质量恒星都与双星系统中的伴星共生，我们第一颗恒星的命运最终也降临到它的伴星身上，留下了两颗相互环绕的中子星。在持续了数千年的舞蹈中，这两颗恒星螺旋式地靠近，起初很慢，然后迅速加快。当它们越来越近时，潮汐力开始撕裂它们，以接近光速三分之一的速度将富含中子的物质抛入太空。最后，这两颗恒星合并，在时空中激起涟漪，并在整个电磁频谱中引发宇宙烟花。

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在碰撞发生时，我们自己那颗淡蓝色的星球，位于银河系一个安静的角落，大约 1.3 亿光年之外，是恐龙的家园。时空中的涟漪，被称为引力波，开始在宇宙中传播，在它们覆盖到地球的漫长距离的时间里，地球上的生命发生了翻天覆地的变化。新的物种进化并灭绝，文明兴起并衰落，好奇的人类开始仰望天空，开发出可以做令人难以置信的事情的仪器，例如测量时空中微小的扭曲。最终，引力波（以光速传播）和合并产生的光同时到达地球。天体物理学家识别出一种独特的 glow，表明存在新的元素。人类刚刚见证了重元素的产生。

作为宇宙灾变方面的专家，我既被科学本身所吸引，也被这个故事的浪漫色彩所吸引——从一颗曾经发光的恒星的古老残余物中创造出新的、持久的，甚至是珍贵的东西。我很高兴我们终于能看到它发生了。这项发现解答了天体物理学中几个长期存在的问题，同时也提出了全新的问题。但我以及许多科学家都感到充满活力。我们新发现的探测引力波以及来自同一宇宙源的光的能力，有望帮助我们以前所未有的方式理解天体物理爆炸和元素的合成。

我们是星尘

理解重元素形成的探索是更大规模的科学努力的一部分，旨在回答一个基本问题：一切从何而来？元素周期表的宇宙历史从大爆炸后的几分钟一直延伸到今天。第一批元素——氢、氦和锂——的合成发生在宇宙诞生后大约三分钟。从这些成分中，第一批恒星形成了，在它们的生命周期和爆炸性死亡期间，在其核心中发光并融合新的元素。下一代恒星诞生于这些爆炸的碎片中，富含第一代恒星形成的元素。这个过程今天仍在继续，并解释了从轻端的氦（每个原子有两个质子）到一直到铁（原子核中有 26 个质子）的所有元素。最重的元素，例如原子序数为 117 的 锫，根本不是自然产生的。但物理学家可以将它们强行注入粒子加速器中，在那里它们通常只能持续千分之几秒就会衰变。

几十年前，科学家们推测，大约一半比铁重的元素是通过一个称为快速中子俘获或 r-过程的过程产生的。其余的被认为是通过缓慢中子俘获或 s-过程产生的——这是一个相对容易理解的反应序列，发生在长寿命、低质量的恒星中。

r-过程和 s-过程都涉及向原子核添加一个或多个中子。然而，添加中子不会产生新的元素，因为元素是由原子核中质子的数量定义的。我们得到的是同一元素的更重同位素——原子核包含相同数量的质子，但中子数量不同。这种重同位素通常是不稳定和放射性的。通过所谓的 β 负衰变，一个中子将转变成一个质子，在这个过程中吐出一个电子和另一个称为中微子的亚原子粒子。通过这种方式，原子核中质子的数量增加，一个新的元素就诞生了。

s-过程和 r-过程之间的关键区别在于速度。在 s-过程中，原子缓慢地俘获中子，并且有足够的时间让新添加的中子衰变成质子，从而在周期表中创建下一个稳定的元素——质子数仅多一个——在另一个中子到来被俘获之前。这种情况发生在数千年内，因为在寄主 s-过程的恒星中只有少量额外的中子存在，因此原子只能偶尔俘获新的中子。

相比之下，r-过程可以在几乎不到一秒钟的壮观的创造闪光中产生整个范围的重元素。在这种情况下，中子非常丰富，并且一个接一个地撞击原子核，在它们有时间衰变之前。原子核可以迅速膨胀成高度不稳定的同位素，一直上升到所谓的“中子滴线”——自然界允许原子核内部中子与质子比率的绝对极限。极重的原子核随后将通过 β 衰变甚至分裂成较小的原子核，最终产生一系列稳定的重元素，将其许多中子转化为质子。关于这是如何发生的，许多细节尚不清楚。例如，在原子核吸收额外的中子之后，但在它变得稳定之前，会出现科学家不理解的奇异原子核。这些中间原子核的性质突破了物理学的界限，在实验室中测量它们是困难的，有时甚至是不可能的。

多年来，科学家们提出了宇宙中许多可能发生 r-过程的地方，但真相仍然是一个谜——核天体物理学中最大的谜团之一——持续了六十多年。长期以来，他们认为核心坍缩超新星——质量是太阳 8 到 10 倍以上的恒星的爆炸性死亡——可能是 r-过程的宿主。但是，除非在罕见的由强磁场驱动的爆炸中，否则典型的核心坍缩超新星模拟无法重现所需的中子富集度和热力学条件。1974 年，詹姆斯·M·拉蒂默和戴维·N·施拉姆提出，减压的中子星物质可以为 r-过程提供成分。

当一颗大质量恒星耗尽核燃料并且其引力导致核心向内坍缩时，中子星诞生了。恒星质量对核心的巨大压力将其压缩到极高的密度，导致电子和质子融合在一起成为中子。当恒星的其余部分在超新星中被喷射出来时，中子星仍然完好无损——一个包含宇宙中已知最密集物质的紧凑残余物。质量超过一定极限的中子星会进一步坍缩成黑洞，但我们不知道这种转变的确切点，也不知道它们有多“软”。中子星的内部结构是一个悬而未决的问题。它们可能主要包含中子和少量质子，在其表面的重原子核外壳内部。但它们的内部可能比这更奇怪。在中子星深处，物质可能会呈现出真正奇异的形式，从夸克和胶子的汤——构成正常物质的粒子——到“超子”的海洋，超子是由所谓的奇异夸克构成的。

拉蒂默和施拉姆提出，当一颗中子星与一个黑洞碰撞时，会喷射出富含中子的物质。但到 1982 年，科学家们更倾向于涉及两颗中子星相互碰撞的情景。当一些研究人员致力于理解这些碰撞如何合成新的元素时，另一些研究人员则试图预测我们会从一次中子星合并中看到什么样的光。有些人提出了中子星碰撞与伽马射线暴之间的联系——伽马射线暴是太空中高能量的爆炸，会发出伽马射线闪光。由于 r-过程原子核不稳定并且会发生放射性衰变，它们应该能够加热周围的物质并为电磁耀斑提供动力，该耀斑将携带产生的元素的特征。2010 年，布赖恩·梅茨格和他的合作者引入了术语“千新星”来指代这种耀斑（最早在 1998 年提出），此前他们确定这种耀斑大约比称为新星的普通闪光亮 1000 倍。

尽管有如此深入的理论发展，但直到几年前，才有一些非凡的观测结果直接观察到中子星合并的核心，从而获得了少量的直接证实。

宇宙交响曲

2015 年，激光干涉引力波天文台 (LIGO) 做了一件非凡的事情：它首次观测到了引力波，引力波是由两个黑洞螺旋式地相互靠近并合并产生的。该探测被命名为 GW150914。当时我是北卡罗来纳州立大学的研究生。我记得在物理系的公共区域与整个系一起观看了发布会，内心深受感动。我试图尽可能多地吸收关于我们宇宙的新窗口的一切知识。我了解到中子星合并产生的能量比黑洞合并产生的能量少，因此更难探测。但我和其他科学家都抱有希望，认为实验很快也会发现它们。

几年过去了，LIGO 及其姊妹天文台 Virgo 探测到了更多的双黑洞碰撞。然而，中子星合并仍然难以捉摸。然后，在 2017 年秋天，我听到传言说 LIGO-Virgo 首次看到了中子星碰撞。传言暗示，除了引力波信号外，天文学家还观测到了短暂的伽马射线暴和一些看起来很像千新星的东西。物理学家之间的兴奋情绪十分高涨。

很快，我看到来自 LIGO 和世界各地各种望远镜的科学家宣布了引力波观测，称为 GW170817，以及相关的电磁信号。这些观测已经产生的大量新知识让我感到敬畏。第二天，arXiv.org 上几乎有 70 篇关于 GW170817 的新论文，arXiv.org 是一个研究人员可以发布其论文的早期、未经同行评审版本的网站。该事件预示了多信使天文学的前景——通过不同的“信使”观察宇宙现象，并将信息结合起来，以实现对事件更全面的理解。这是天文学家首次看到来自同一天体来源的引力波和光——包括无线电、光学、X 射线和伽马射线光。

LIGO-Virgo 观测到的引力波起源于距地球约 1.3 亿光年的两颗中子星的碰撞。这似乎很遥远，但对于引力波源来说，实际上已经很近了。信号的细节，例如波的频率和强度如何随时间变化，使研究人员能够估计每颗中子星的质量约为太阳质量的 1.17 至 1.6 倍，半径约为 11 至 12 公里。

引力波信号一到达，天文学家就使用传统的望远镜进行了后续观测。LIGO 和 Virgo 协同工作，将 GW170817 的位置范围缩小到比以前的引力波事件小得多的天空区域。引力波到达后大约 1.7 秒，伽马射线望远镜 Fermi-GBM 和 INTEGRAL 探测到来自与 GW170817 相同方向的微弱伽马射线暴，持续时间仅为几秒钟。这一发现首次明确地将中子星合并与短暂的伽马射线暴联系起来。但还有更多！在智利拉斯坎帕纳斯天文台使用亨利埃塔·斯沃普一米望远镜拍摄的图像显示，在古老而明亮的星系 NGC 4993 中发现了一个新的光源。通过将光分解成其组成颜色并检查其光谱，天文学家得出结论，该信号与重元素在那里形成的观点一致。我们正在观察真正的千新星。

千新星的光谱随时间变化的方式很有趣。波长较短的光，即蓝色光，在早期达到峰值，而波长较长的红色光则在稍后占主导地位。这些峰值可以用合并喷射出的物质的成分和速度来解释。蓝色千新星可以由快速移动的喷射物产生，这些喷射物主要由较轻的重元素组成，不含任何“镧系元素”——镧到镥的金属周期元素，它们对蓝光高度不透明。相比之下，红色千新星需要包含大量重元素（包括镧系元素）的慢速移动喷射物。

合并是如何产生这些不同成分的？这个问题将我们带入不确定的领域，即理论和模拟领域。研究人员仍在努力理解碰撞如何喷射物质，物质是由什么组成的，以及由此产生的千新星如何展开。千新星光谱非常难以分辨。由于物质移动速度非常快，各种元素的指纹被涂抹和混合在一起。我们还缺乏许多较重元素的可靠原子数据，因此很难预测它们的光谱特征是什么样的。到目前为止，在 GW170817 千新星光谱中唯一可信的单个元素探测是锶。但这足以表明 r-过程确实发生了。

这一独特事件的发现证实了数十年的理论预测。天体物理学家最终确定了中子星合并和短暂的伽马射线暴之间的联系。千新星光谱携带着重元素的特征，证实中子星合并至少是产生 r-过程元素的一个场所。

但仍有许多东西有待理解和发现。合并中产生短暂伽马射线暴的机制仍然不清楚。中微子也以重要的方式改变了合并中喷射出的物质的特性。在理论模型中仔细跟踪这些粒子及其相互作用是必要的，但具有挑战性，并且通常需要非常大的计算能力。我们也不知道中子星合并时创造了什么物体。它可能是另一颗中子星，一颗正在变成黑洞的中子星，或者是一个黑洞。最后，尽管我们现在知道中子星合并可以寄主 r-过程，但它们并不是唯一发生 r-过程的地方。

对包含 r-过程元素的非常古老的恒星的观测表明了其他可能性，其中包括罕见的超新星和中子星与黑洞的碰撞。我们将无法通过任何一次观测来揭示重元素的起源，无论它多么非凡。GW170817 仅仅是一个开始。

新的机遇

我们不能期望所有的千新星看起来都与 GW170817 相关的千新星相同。我们怀疑它们有多种形式，每种形式都有独特的特征，我们将面临许多惊喜。事实上，西北大学的天文学家最近发现了一颗千新星以及一次长伽马射线暴——一个有趣的组合，表明合并也可以产生具有更长光变曲线的伽马射线暴。

为了理解 r-过程，几个学科的专家必须共同努力：研究新旧恒星的观测天文学家、测量时空扭曲的引力波天文学家、构建原子核结构和中子星内部物质模型的核理论家、追踪不稳定富中子原子核性质的实验核物理学家，以及通过求解在世界上最大的计算机上需要数月才能处理的方程来模拟中子星合并等事件的计算天体物理学家。

随着现有引力波天文台变得越来越灵敏，新的望远镜将上线以收集来自瞬变天空的光。新的项目，例如 2022 年 5 月在密歇根州立大学开放的稀有同位素束设施，将测量稀有原子核的核性质。拟议的引力波天文台，例如欧洲正在规划的地面爱因斯坦望远镜。

许多领域的数十年进步已将我们带到一个我们可以以前几年无法企及的方式研究重元素起源的程度。我们终于准备好将所有碎片拼凑在一起。元素周期表中每种元素的每种同位素都有可能告诉我们一些关于宇宙核历史的信息。