遥感教程第A-7页¶
恒星中的元素合成¶
正如第20-1页所述，在大爆炸后宇宙的最初几分钟内，当时存在的最丰富的元素是氢，是所有元素中最简单的元素，由一个质子和一个电子组成（氢原子的一部分，同位素氘和氚，分别含有1和2个中子）。最初产生的其他元素只有氦和少量锂和铍。氢是宇宙的基本组成部分，所有其他原子序数2-4（除了原始的He、Li和Be）和更高的元素都是在宇宙的开放时刻之后产生的。
因此，地球上自然产生的超过4个原子序数的88个元素（其中21个元素是由粒子加速器等在实验室中单独创造的）或是在恒星中被探测到的元素中，大部分已经并正在被不断创造出来。 不是在大爆炸的前几分钟 但在随后的宇宙时间里 在星星中 并且不断地通过恒星的破坏（主要是超新星事件）和碎片重组成新的恒星、尘云以及在有利的情况下进入行星而重新分配。因此，新的（年轻的）恒星，以及星际介质，越来越富含原子序数大于2的元素。因为早期宇宙中的许多恒星都是大质量的、寿命短的，而且容易爆炸，所以在最初的几十亿年中，较重的元素的产生和释放速度比现在要快。
重元素的产生几乎可以肯定是在前50亿年第一颗恒星形成时就开始的。大多数这样的恒星都是大质量的，因此在它们的核心中形成了较重的元素。这些恒星寿命很短，爆炸成超新星，并将内部元素扩散到不断增长的宇宙中。作为这段时间内各种元素出现的直接证据，一氧化碳已经在一个最古老的类星体发出的光中被光谱检测到。
在一个由 Wright Center for Science Education; Tufts University .
在我们研究所涉及的元素形成过程之前，回顾恒星的组成是如何确定的是很有指导意义的。这种测定主要通过对恒星外壳发出的辐射进行光谱分析来完成，包括（与太阳类似）它的色球层和光球层。光谱学的原理，主要是通过对太阳辐射表面和大气特征的反射或发射辐射进行采样，从而获得地球的光谱数据，这些原理包括 `page 13-6 <>`_ _（对这一页的回顾可能有助于完成本页的工作）。
在恒星分析中，有四种光谱数据是相关的：1）连续光谱；2）发射线光谱；3）吸收线光谱；4）黑体辐射光谱。前三个例子如下：
A 连续谱 特别是当它适用于电磁光谱的紫外线、可见光和近红外部分时，是由白光产生的，即该区域中的所有波长（可见光中的所有颜色）都以基本相同的比例存在。安 发射线光谱 结果当发射体中存在的元素在激发过程中发出窄的特定波长的光子时，每一条（彩色）线都是诊断（识别）某个特定元素的。安 吸收线光谱 当热物体发出的辐射通过与发射光子相同的元素（通过吸收过程）相互作用并从连续介质中移除（如黑线所示）的较冷气体时发生。黑体光谱，第页详细讨论 9-1 和9-2，是一个连续光谱，与被认为是 完美的散热器 尤其是被加热到白炽度的，其光谱曲线在某个波长处达到峰值，该波长随温度而有系统地变化。该图应提醒您第9-2页中介绍的关于Wien位移定律的信息。
现在，更详细地说：每种元素都有一系列光谱线，这些光谱线是诊断性的，它们位于光谱分布的固定位置，由电子激发到更高能量水平所产生的发射辐射的波长决定（回忆公式：Δe=hν）。发射线与光（包括紫外线和红外线）辐射有关，这些辐射不受光源的阻碍。但是，星光通常必须穿过恒星的大气层；如果外层气体中的元素与来自其表面的元素相同，那么所发出的辐射将以特征波长被吸收，从而产生吸收光谱。下图是我们太阳的光谱，暗吸收（弗劳恩霍夫）线主要与氢和氦相关：
由于氢是迄今为止宇宙中最常见的元素，对其光谱的评论是有序的；氢谱线产生的原理适用于所有其他元素。激发氢的辐射在大多数电磁波谱范围内都能被探测到，但天文学家所用的特定波长的重要诊断辐射从紫外线延伸到大部分红外范围。当中性氢原子中的单个电子被各种形式的能量（例如热、电流、粒子轰击）激发，从而使电子从基态转移到与poss有关的一个或多个不同能级时，就会产生辐射。核周围的可能轨道水平。这些是在激发发生时可能的量子状态下离散（特定值）的能级。按照惯例，这些级别由字母“n”表示，并表示为1到2、3、4、5、6……之间的整数。无穷。在基态下，电子位于1级（或壳层，通常在玻尔原子模型中描述）。当提供激发能时，电子可以“跳跃”到更高的（量子化的）能级，例如从n=1到n=3。这种能量是由普朗克方程计算的：Δe=hν，其中Δe是移动到一个特定水平所需的能量，比如从1到3，如e所示。3 -e 1 h是普朗克常数，v是频率（倒数是波长λ）。在高能态（n的倍数大于1）中，电子可以在亚稳态模式下保持一段时间，但在大多数跃迁中，电子几乎立即返回到低能态（基态n=1或比能级firs低的一个能级）。电子达到的温度。当返回发生时，激发能以光子的形式释放，其特定频率（或波长等效值）由Δe确定。检查此图：
对于莱曼系列（用非常精确波长的谱线表示的跃迁），电子将移动到不同的n能级，然后恢复到n=1的状态。对于巴尔末级数，回复水平为n=2；帕申级数为n=3。为了用具体的值来说明，考虑巴尔默级数，其中四条主线被指定为H。α h β h γ ，和Hδ ，要求（以相同顺序）能量（h）为3.02 x 10-19 ，4.07 x 10-19 ，4.57 x 10-19 和4.84 x 10-19 焦耳（J），发出的光子的波长（以纳米计[μm x 1000）分别为656.3、486.1、434.0和410.2纳米。巴尔末波长都在可见光谱范围内。莱曼序列出现在紫外光谱中，而帕斯肯序列出现在近红外光谱中。在电磁频谱的其他地方还有其他系列（未命名）。现在，看下一个图表-上面一个的变体，但添加了信息：
所有这些线都存在于太阳光谱中。来自O型（非常热）恒星的光谱曲线（在条形图记录器上绘制的光谱）产生可见光中巴尔默系列的吸收峰；它看起来如下：
如前所述，在第20-5页，O-B-A-F-G-K-M序列中的字母表示恒星的光谱等级；该序列也是一个观察到的温度指示器，每个字母表示一个温度范围，O最热（大于10000°K）和M最冷（小于3000°K），典型的S主序上不同类别恒星的光谱将包括氢、氦和其他元素的线，如下所示：
以下是可见光谱中的主要光谱线，代表不同的恒星类别，其表面温度绘制在纵坐标上：
下一张图有助于将光谱类别O到M进行分类，其中，对于每个类别，一系列特定单个或多个元素的光谱线是诊断性的，可能占主导地位。因此，A星显示出强氢线，一些中性氦和电离金属贡献了它们的线，而K星光谱主要是钙和激发的中性金属。
这可以在下表中重申，表中列出了恒星类别、其固有表面颜色、特征表面温度和主要的诊断谱线。
当然，主次序以外的恒星会根据其组成显示不同的光谱模式。下面是两组光谱曲线，在黑体光谱的一部分，每条线被记为向下的尖峰（参见 page 9-2 ）在4000-9000纳米（0.4-0.9微米）的光谱范围内。左图是蓝巨星的光谱图，右图是红巨星的光谱图。峰值的变化是温度的函数。左组以氢线为主，右组有钙线。
这些图表明，整个黑体光谱的形状将随温度的变化而变化。这在非常热的恒星（spica）、太阳和冷的心大星的广义黑体光谱曲线中很明显：
一般的黑体曲线随着温度变化也有助于显示单个恒星如何显示天文学家分配给它们的颜色。请看这个例子：
左边的曲线，对于一个冷星，表明曲线上与可见光谱中的颜色扩散相交的最高部分与红色有关，因此这些恒星的颜色是由红色定义的。在中间的曲线上，曲线上的高点是黄色的，类似太阳的恒星则是黄色（或橙色）。对于一个热星来说，右曲线的可见蓝色强度高于绿色或红色，因此定义了一个蓝色恒星（实际上，当它出现时，这样的恒星是一个明亮的蓝白色）。
这表明颜色可以用于字母分类。天文学家已经开发出一种颜色指数系统，将恒星与其表面温度联系起来。通过望远镜在三个不同的波长范围内观测到一颗给定的恒星，其中一个（u）以部分紫外线为中心，第二个（b）以蓝色为中心，第三个（v）以可见光的较长波长部分为中心。星光通过三个滤光片，如图所示：
通过每个滤光片接收到的光强度可以用通量术语表示，或者更常见的是，转换成适合光谱范围（例如，m）的视在量值“m”。B ）反过来，这个量值必须转换为绝对量值m，然后根据大气效应进行校正，以产生所谓的辐射量值m。bol . 这是必要的，以便在相同的固定距离上比较所有恒星的亮度。UBV系统中的颜色指数值然后通过数学减去辐射量大小（例如m）计算为b-v（和/或u-b）。B -M V
. 这是三类恒星（O.G，M）的b-v与温度曲线图：
索引可以有正值或负值。较热的恒星的C.I.为负或略为正；随着温度的降低，亮度降低，指数变得更为正。太阳的b-v颜色指数是+0.62。在上面的第三幅图中，恒星的五角星的b-v值为-0.22，参宿四的b-v值为+1.85。一个比太阳更热的恒星会有一个更小的+C.I.，或者随着温度的升高，其值会变为负值。
现在，在这个背景下，让我们把注意力转移到4号以上原子序数的元素是如何由恒星过程产生的。在大爆炸后的前50亿年左右，宇宙的元素化学相当简单。氢和氦占主导地位，早期产生的少量略重的元素。当星系开始由密度稍高的氢团组成时，第一颗恒星形成了。当时许多（大多数）是非常大的O型和B型。它们的寿命非常短，有时能在几百万年内燃烧燃料。他们的命运是爆炸成超新星，正如上面所描述的 page 20-6 . 即使是穿过红巨星阶段的更小的恒星，也已经或将要在成为白矮星的过程中，最终释放出相当数量的元素成分。
恒星，特别是上面提到的大质量恒星，是产生H、He和一些Li以外元素的熔炉。（ 恒星核合成 ）通过核聚变的连续步骤，越来越多的质子和中子结合成稳定到不稳定的核。质量数大于2的元素的壳层的发展表现为两种常见情况：1）总质量和大小与太阳相似的恒星；2）太阳质量约为100的恒星（未按比例缩放；恒星大小不同）。
太阳质量在1到10之间的恒星 [AGB] 描述日期 page 20-5 ）通常会将氦燃烧成碳和一些氧，但不会形成原子序数较高的元素。大部分燃烧都是由三个氦原子按照以下顺序融合而成：
结果表明，红巨星在融合后的元素分布产生了这些元素壳；
下图描绘了一个典型的，但有点广义的原子序数高于氧（>8）的元素的核合成序列，对于一个最初由25个太阳质量（m:sub:o`）的氢组成的恒星，但现在正在接近（还有一些氢）它的最后一个阶段evol。稀释（爆炸前 supernova_ 其中恒星由一系列元素组成，这些元素在加热和收缩时随深度逐渐形成。太阳质量大于10个的恒星将进入铁心阶段；太阳大小的恒星只到达碳核阶段。
由于一颗巨大的富氢恒星收缩并承受更大的压力，氦是其核心区域内的第一个核产品。从聚变中释放出来的能量，伴随着不断的致密化，产生更高的温度（1-2×108 k）将最里面的氦转化成碳（通过三个氦核的融合），同时在下一个外壳产生新的氦，但氢仍然占主导地位。这里说明了所谓的CNO（碳氮氧）燃烧循环：
一旦碳大量形成，这种氦就作为CNO循环的最终产物产生。在这个里面，一些C12 与质子反应，在连续的步骤中产生n13 n 14 n 15 然后O15 . 在这最后一步之后，不稳定的氧同位素可以与质子融合，然后通过裂变衰变，从而释放出一个α粒子（He:Sup:4`，剥夺了它的电子），导致还原到C。12 .
更大的收缩，伴随温度达到>5 x 108 K表示钠和镁等元素，1 x 109 k表示氧气，接近3 x 109 对于镍、钴和铁，K可以逐渐生成图中所列元素，直到铁（加上其他原子序数较小的元素）的数量与所示的比较太阳质量成比例。因此，一颗质量足以最终形成一个铁心的恒星在其外壳中也含有原子序数较低的元素，这些元素广泛分布在图中所示的相对位置上，反映出对燃料的反应，即向外降低密度和温度。铁（原子序数Z [质子数] =26；质量数A [质子数+中子数] =56）是恒星融合直接产生的最重元素。在聚变过程中，新核素的核结合能逐渐增加到铁，但聚变核素的质量小于聚变组分之和。缺失的质量转化为高能粒子（e=mc2 ，作为伽马射线、中微子、正电子和其他物质释放；因此聚变过程始终是一个能量释放过程。
当恒星通过融合而在C和铁之间的元素中富集后，它们将被摧毁成白矮星，这些矮星将主要由恒星进入巨相时达到的最高原子序数元素组成。许多白矮星的质量是太阳的4-6倍，主要由碳组成。中子星是更大质量恒星爆炸的最终产物，它没有任何特定的元素，因为质子和电子被强迫在一起形成中子，从而破坏了这些恒星在这种极端转变之前所达到的元素特性。
大于铁的元素具有降低的结合能，形成时需要非聚变过程（主要是中子俘获）的能量输入。因为那些能够合成铁元素的恒星的质量大于10个太阳质量，这些处于聚变末期的恒星将迅速（跨越数百年）坍塌并爆炸（飞散）成为超新星。这就产生了强烈的中子通量，产生了各种元素，包括那些大于56的元素，其中大部分元素迅速分散到星际空间中。这些较重的元素，以及H、He和A<56元素（包括O、S、C、N、Fe、Mg、Ca、Al、Na和K——构成行星的主要成分），随后可以聚集成新的星云（云），这些星云可以重组成额外的恒星，建立进一步的核合成。这些元素主要是在恒星形成、燃烧和爆炸破坏率高于现在的最初几十亿年中产生的，但元素的生产过程仍在继续。没有重新结合在恒星中的元素材料可以被组织成组成尘埃、气体和颗粒的化合物，从中行星体被组装起来。
如前所述，能够合成较重元素的恒星也更大，因此注定要被爆炸性地摧毁。在这种情况下，它们将较重的元素排出并分散在尘埃颗粒和气体的混合物中。这些记忆随着时间的推移在星云质量，成为后来（年轻）恒星的新“托儿所”。许多这样的物质会在红巨星剥离的过程中释放出更重的元素，如果足够大的话，也会释放出超新星。因此，星际空间不断获得新的元素的化学混合物，趋向于氢/氦的损失，并且周期表其余元素的比例更高。随着更多恒星的形成，它们不仅包含了这些元素的一部分，而且相关的尘埃/气体云可能会拥有足够的我们与行星和有机物质相关联的元素。
越来越多的证据表明，在遍布宇宙的无数矮星系中（由于亮度降低，大多数矮星系仍然无法被探测到），大量的重元素已经产生并正在产生。其中许多都经历了恒星形成和相关的超新星爆发的延长时期，将这些元素释放到星系际空间。在这张钱德拉拍摄的NGC 020724的照片中，我们从光谱上看到了一个距离我们大约700万光年远的矮星，正在快速膨胀的热（1000万度）超新星气体的巨大气泡，其中含有丰富的氧、氖、镁和硅。
现在回顾了元素是如何从大爆炸和随后的恒星过程中产生的，我们应该提到宇宙中各种元素的相对丰度。由于一个显而易见的原因，这是一项艰巨的任务。对来自遥远恒星的元素的光谱测量强烈偏向于那些在恒星表面或其附近处于激发态的元素。这些主要在内部的元素对表面辐射的贡献并不像恒星中实际存在的那样大。只能根据恒星内部模型进行估算。对我们自己的恒星太阳来说情况更好。当元素分布表示为 宇宙丰度 它们实际上是根据 太阳丰度 . 而且，后一种丰度与众所周知的丰度不同 地球丰度 . 下面是两个图：太阳和地球丰度：
请注意，地球丰度图的坐标是根据质量分数给出的（所有元素加在一起将构成1或100%；请注意，氧和铁是地球上/上/上最丰富的两种元素）。太阳丰度纵坐标将所有元素与氢进行比较（按任意h=10的比例）。12 原子。我们将用这个版本仔细观察太阳（宇宙）丰度曲线的左半部分。
关于这个（这些）丰度图的几点意见是按顺序排列的： 弗斯特 总的趋势是随着原子序数的增加，其丰度会不断降低。 第二 在整个曲线上有一个独特的曲折（上下）模式。例如，在碳和氧之间有一个减少（元素是氮）；在氖和镁之间，减少的元素是钠；最大的减少是在氧和氖之间，因此显著减少的元素是氟。这种波动模式的原因就在于：具有奇数个核子（质子和中子）的元素不太稳定，导致一个不成对（奇数）的质子或中子-那些将这些粒子配对的元素会在相反方向上抵消自旋，从而增强稳定性（所有这些是原子核排列量子理论的一部分）。 第三 锂铍硼（Li-Be-B）三元体的丰度有很大的下降。这是由两个因素造成的：1）在大爆炸中，能将适当的H或He同位素融合成Li和/或其他两种同位素的核过程在统计上非常罕见，因此效率很低；2）形成并存活下来的一些Li-Be-B可能在与恒星的过程中被摧毁。
一个比较简单的任务是根据恒星和星系的 金属丰度 -原子序数大于2的所有元素的总量与氢含量的比率。天文学家用“金属”这个词与化学家不同。化学家用金属只包括周期表中标记为ib到viiib的元素。天文学家简单地把他以外的所有元素（包括那些具有非金属性质的元素）都称为“金属”。
太阳的“金属”成分是相当有名的。实际上，测量是在色球层上进行的，色球层是构成太阳大气的主要氢气。然而，光谱辐射源主要来自光球层。太阳压缩体中元素的相对数量是不同的，但可以根据元素分布模型做出很好的估计。铁（Fe）是一种能产生许多强谱线的元素。这个元素被选作太阳金属丰度的指示器；它代表所有的金属，这些金属的数量往往随铁的浓度而有系统地变化。表面存在的铁和氢的量都可以根据所选氢和铁的强度来计算，这两种光谱是在量化辐射通过色球时，通过对它们的吸收线的分析得出的。
根据这些成分数据，可以计算出太阳的铁含量与氢含量（fe/h）之比。任意设置为1。对于单个恒星或星系（其中，fe/h取决于这两个元素的总平均值或合成平均值，这两个元素是由所有恒星、星系内气体和给定星系内的晕发出的辐射产生的）。按照惯例，fe/h比值表示为对数。10 数字。这是比较恒星与太阳铁氢比的常用公式：
因此，太阳的fe/h是1或0的对数。一颗比率为1:100的恒星产生的对数值为-2；这也意味着金属丰度是为太阳确定的丰度的1%。对数为+1的恒星所含金属是太阳的十倍。对数千颗恒星的测量表明，对数值的范围从-4（非常贫瘠的金属）到+1（非常富金属）。
一些关于恒星特征的一般性观察，如它们的金属丰度所示：1）星系的盘状部分有一系列的金属丰度，人口I恒星的值大于-1，即朝着较小的负数到小于+1的正数，而人口II恒星的负值超过-1；2。球状星团和晕星是不含金属的（负值大于-1）；3）富含金属的恒星位于颜色指数的红色部分，而不含金属的恒星是蓝色的；4）尽管可能存在复杂性，但一般来说，不含金属的恒星在外观上是年轻的（要么接近于恒星的外部极限）。E宇宙，显示大爆炸后最初几十亿年内形成的恒星，或最近由超新星中较重元素贡献较小的气体云形成的恒星，以及寿命较短的恒星；5）主序列上F、G、K和M位置的富金属恒星比同样大小（质量）的恒星更红；6）恒星周围的尘埃会使其更红。
总的来说，经验法则就是恒星的金属丰度取决于先前的过程，这些过程改变了它形成的附近星际气体的组成。这主要是恒星形成之前发生的超新星数量和每一个被喷射出来的金属数量的函数，这些金属随后混合到供应恒星的云中（以及从这片云中生长的其他恒星）。因为，随着时间的推移，星际介质中的气体成分应该逐渐丰富金属，那么那些富含金属的恒星往往在星系历史的后期形成。
从上面可以看出，极度缺乏金属的恒星很可能是第一代，因此也是原始恒星。HE0107-5240是我们银河系中距地球36000光年的一颗小恒星，据估计其年龄至少为120亿年，是迄今为止所观测到的最古老的恒星。这里是：
这颗恒星非常缺乏金属，这一系列光谱表明：
太阳的铁原子与氢原子之比是1/31000。HE0107-5240的铁/氢比急剧降低，为1/6800000000。它的组成表明，它必须在宇宙历史早期形成，当时由于许多早期超新星，较重元素的富集几乎没有开始。
金属丰度对地球居民具有现实意义。从O型到M型，所有恒星周围的生命显然都没有形成。它倾向于围绕那些恒星发展，这些恒星将产生具有正确成分的行星。因此，元素丰度和富集程度成为一个重要因素。恒星周围的尘埃有一种成分，这种成分与在恒星中发现的金属丰度有关。所有恒星中只有一小部分可能具有合适的金属丰度，这种丰度延伸到其周围的尘埃和气体中，从而产生出类似地球的行星。我们很幸运。
现在，把上面关于元素生产的信息放在思考有机体存在的背景下：地球上的生命（可能是其他地方的生命）是基于碳和一些其他元素（主要是H、N和O，但P、S和微量铁和其他重元素）。碳从哪里来？正如我们已经提到过的，科学家们普遍认为物质最初以氢的形式存在，而重达铁的元素是由氢原子核（质子）与中子和电子融合而成的。根据爱因斯坦的e=mc，这个过程包括将少量的质量转化为能量。2 . 在20世纪30年代，汉斯·贝斯指出太阳和恒星辐射的能量可以由两个核反应序列中的一个或两个产生：（1）质子融合形成氦核的“质子循环”（每个质子有2个质子和2个中子）；（2）碳循环碳核（6个质子和6个中子）吸收氦核形成氧核。但似乎没有任何办法从氦变成碳。最明显的途径是将两个氦原子核结合起来，产生一个铍同位素，该同位素有4个质子和4个中子，但该同位素不稳定（需要一个中子才能产生一个稳定的同位素），计算表明，它不会持续足够长的时间来获取另一个氦原子n。核产生碳。然而，在1953年，弗雷德·霍伊尔预测碳原子核有一个激发态，其能量正好与铍和氦的能量匹配，产生一个共振，使反应在恒星内部产生碳。他的预测在加州理工大学的实验中得到了证实，氦-铍-碳反应现在被认为是产生所有重元素的核反应更普遍方案中的关键步骤。霍伊尔后来指出，他的预言成功地应用了“人类原理”：宇宙必须具有允许生命进化所需的特性，否则人类就不会在这里研究它。如果一些物理常数的值稍有不同，那么碳原子核就不会有一个激发态，有适当的能量使这个反应进行下去，碳基生命（特别是 us ）不存在。
撇开底线不谈，请记住我们在20-1页上所评论的：构成地球上所有东西的原子和分子，包括我们自己的身体，从宇宙历史的不同时间跨度，一直存在着。许多元素起源于超新星，它将来自我们星系的物质送入云中，从而形成太阳及其行星的结构。地球有机体中的氢，特别是你体内的氢，可能追溯到今天生命形式中许多（也许大多数）单个原子的起源，直到大爆炸本身。我们真的是 明星人物 .
主要作者：Nicholas M.Short，高级电子邮件： nmshort@nationi.net