一、元素的形成

自20世纪50年代以来，天文学家意识到宇宙只有氢和大部分的氦是从一开始就存在的，其他元素都应当通过某些天体物理过程产生。但是前面我们已经提到，当大质量恒星的核心开始合成出现铁这种元素时，恒星就会很快发生爆炸。那么，比铁更重的元素是如何产生的呢？核天体物理学家们研究发现，要形成这些元素，必须通过吸收中子来形成更重的原子核。这个过程被称为“中子俘获”。

在高度演化的恒星的内部深处，发生中子俘获的条件已经成熟。中子作为许多核反应的“副产品”而产生，因此有很多中子可以与铁和其他原子核进行反应。中子不带电，所以在与带正电的原子核结合时，不需要克服斥力壁垒。随着越来越多的中子加入原子核，原子核的质量也持续增长。

将中子加入原子核时，并不会改变它所属的元素，只会产生同一元素的一种更重的同位素。然而，由于加入原子核的中子很多，它最终变得不再稳定，于是发生负电子衰变，将一些中子转换为质子并释放出一个电子和一个反电子中微子，成为另一种元素的稳定核素的原子核，从而又可以继续吸收中子。中子俘获过程随之继续。

例如，一个铁56原子核能俘获一个中子，形成相对稳定的一种同位素铁57：⁵⁶Fe+n→⁵⁷Fe。之后可能会发生另一次中子俘获：⁵⁷Fe+n→⁵⁸Fe。这样便产生了另一种相对稳定的同位素铁58。这种同位素仍能俘获一个中子,形成更重的一种铁同位素：⁵⁸Fe+n→⁵⁹Fe。而铁59是放射性不稳定的，它在大约一个月内会衰变为稳定的钻59，中子俘获过程随后重启，钻59捕获一个中子形成不稳定的钻60，而钻60又会衰变为镍60，依此不断继续下去。

在大质量恒星中，原子核每俘获一个中子平均需要约一年的时间，所以在下一次中子俘获到来之前，大部分不稳定的原子核有充足的时间进行衰变。研究人员通常用s过程指代这种“慢”的中子俘获机制。s过程可以解释稳定原子核的合成，但却无法解释钍232、铀238等最重的原子核是如何形成的。因此，必然还有另一个机制可以产生最重的原子核。这个过程被称为r过程，即快中子俘获过程。

r过程发生得非常快。实际上r过程最常发生在大质量恒星死亡时的超新星爆发中。在超新星爆发的最初15分钟里，重原子核被爆炸的威力分裂，使自由中子的数量急剧增加。与s过程在稳定原子核耗尽时停止不同，在超新星爆发过程中，中子的俘获率如此之大，即使不稳定的原子核也可以在衰变之前俘获许多中子。因而，最重的元素实际上诞生于其母恒星死亡后。可见，可用于合成这些最重原子核的时间非常短暂，所以这些元素在宇宙是十分稀有的。

二、恒星演化的循环

现在，让我们简单地回顾一下一颗大质量恒星的一生：当星际云的一部分被压缩，直到它无法再抵抗自身的引力时，恒星便开始形成。云团坍缩并碎裂，形成疏散星团。其中最炙热的恒星会加热和电离周围的气体，使激波传遍周围的星云，进而影响小质量恒星的形成，并能触发新一轮恒星的形成。

恒星在星团中继续演化。质量最大的恒星演化得最快。它们在核心区产生重元素，并在超新星爆发时将其喷入到星际介质中。小质量恒星演化得时间更长，但它们也可以创造重元素。当外部包层被作为行星状星云剥离时，小质量恒星也可以将这些重元素在星际空间中的“播种”。而大质量恒星的“生命”终结则会诞生宇宙中最重的那些元素。新形成元素的产生和爆发性传播都与进一步的激波紧密相随。这些由爆炸产生的激波会穿过星际介质，引发爆发性的次级激波并压缩星际介质，催发新一轮的恒星形成。

经过每一个稳定和不稳定的阶段，恒星中心的温度上升，核反应加速，新释放的能量将使恒星在更短的时间内就能完成核聚变。研究表明，质量达到太阳质量20倍的恒星，其中的氢元素可以燃烧1000万年，氦元素能燃烧100万年，碳元素能燃烧1000年，氧元素能燃烧1年，硅元素能燃烧1星期，而它的铁核只能生长不到一天。

图 在核心塌陷之前，大质量恒星的核心结构（图源：网络）

每一代恒星的演化都会使星际云中重元素的含量增加，而下一代恒星又会形成在这些星际云内。其结果是，与很久以前形成的恒星相比，最近形成的恒星会含有更丰富的重元素。

通过这种方式，虽然每个循环都会耗尽一些物质，这些物质将被转化为能量或锁定在小质量恒星中，但星系会持续更新其物质，每一代新形成的恒星都比之前一代恒星含有更多的重元素。在古老的球状星团中，观测到的重元素相比太阳更少；而在年轻的疏散星团中，则含有更多的重元素。

恒星的形成过程、演化和爆发形成了一个循环，不断地向星际介质中填充更多的重元素，并撒播下一代恒星形成的种子。我们的太阳作为第三代恒星，也是诸多这类循环的产物之一。甚至构成我们身体的元素，也都是从超新星爆发的过程中得来的。如果没有超新星爆发所产生的重元素，无论是地球还是它孕育的生命，都无从谈起。

一星落，万物生。理解了这一切之后人类，再次凝视远方那璀璨的遗迹时，或许也会小小感怀一下那颗为我们而陨落的“造物主”星吧。