1.3 门槛3：新化学元素的创造

恒星不但在其周围区域创造出巨大的能量流，也创造新物质，新的化学元素。对下一层级的复杂性而言，这些化学元素至关重要。这就是我们把正在消亡的恒星中新化学元素的创造视为第3道主要门槛的原因。有了新的化学元素，就有可能以新的、更复杂方式将原子结合起来，从而创造出新的物质。在跨越第3道门槛之后，宇宙在化学上变得更复杂（参见门槛3概述）。

门槛3概述

我们已经了解到，在早期宇宙中，原子物质基本上是由氢和氦组成。我们很难想象，两种元素可以创造出我们这种复杂的世界。之所以这么说，部分原因在于氦元素是惰性的；它不会与其他任何元素发生反应。行星、细菌以及人类要想出现的话，就需要更多样化的化学元素。今天，我们拥有的不只是那两种元素，而是92种不同的稳定元素，另外还有一些，它们很容易分解，因为它们庞大的原子核会因为大量质子之间的排斥力而分裂。

创造新的化学元素是中世纪炼金术士的梦想。许多人认为，通过锻造新化学元素或将铅转化为金，他们就能够炼出生命的仙丹，即逃脱死亡的灵丹妙药。我们现在很清楚，在垂死的恒星的熔炉中，新化学元素正在宇宙中形成。通过创造这些元素，恒星留给宇宙的，不是长生不老仙丹，而是生命本身的可能性。

化学元素

今天，原子呈现为92种不同形式或元素（还有更多的元素，比如钚，它们非常不稳定，我们一般很难见到）。正如前面所说，原子主要由原子核构成，原子核包含带正电荷的质子。大多数原子核也包含被称为中子的粒子，它们类似于质子，但是不带电荷。带负电荷的电子远远地绕原子核旋转；用纳塔莉·安吉尔（Natalie Angier）的话来说：“如果原子核是位于地球核心的篮球场，那么电子就像樱桃核那样在大气最外层嗡嗡地旋转。”电子的质量只有质子的1/1800，但是，它们的负电荷与质子的一样，因此，正负电荷通常相互抵消，从而大多数原子也就呈电中性。当处于原子边缘的电子与相邻原子结合在一起时，就会形成分子和化合物，通过把这92种原子结合成更复杂的结构，如分子或化合物，就创造出了我们周围的各种物质。化学的主要任务，就是详尽地解释化学元素如何结合起来创造出更复杂的材料。

19世纪化学家最伟大的成就之一，就是明确区分了化学元素（化学反应的基本建构单元）与无数的材料（它们通过把这些构件结合成不同化合物而形成）。关于化学元素及其属性的现代表格，建立在俄国化学家德米特里·门捷列夫（Dmitrii Mendeleev,1834—1907）的开拓性工作之上。1869年，门捷列夫率先编制了一张不完全的化学元素表。现在，化学元素的这种表格被称为元素周期表，因为（正如门捷列夫所发现的）相似的化学属性似乎随着质子数增加而有规律地重复出现（参见图1.10）。比如，一些极端惰性的气体——氦、氖、氩、氪、氙以及氡——都被排列在元素周期表最右侧。它们就是稀有气体。它们之所以被排为一组，部分因为它们具有相似的化学属性，部分因为它们包含的质子数在规则地增加（氦有2个质子、氖有10个、氩有18个、氪有36个、氙有54个，氡有86个）。

为了解释新化学元素的锻造，我们就得回到氢原子（宇宙中大多数原子依旧是氢原子）上去，同时，我们需要考察某种非常基础的化学。因为氢原子核中只有一个质子，氢原子的原子数也是1，它是元素周期表中第一个元素。极小一部分氢原子（大约占0.02%）的原子核有一个中子。我们将这种形式的氢称为氘。它的重量是普通氢原子的两倍，因为中子质量与质子质量相当。化学家将原子的这种异常形式称为同位素。我们后面会了解到，大多数元素呈现出标准形态，但是也可能作为同位素——中子数多于或少于标准形态的元素——而存在。（我们在导论中得知，碳-14是碳的同位素，有6个质子和8个中子；碳-12是最常见的形式，质子和中子数都是6个。）

氦是元素周期表中第二个元素，有2个质子和2个电子。它在地球上很少见，直到19世纪中期才被发现，当时天文学家使用光谱仪发现它大量存在于太阳上。氦最常见的形态包含2个中子和2个电子，不过，也存在只有1个中子的同位素，当然，同位素的重量大约是普通氦原子的3/4。

因此，每一种元素的明确特征，取决于其核内的质子数，这决定了元素的原子序数。不过，每一种元素或许也会以稍微不同的形态或同位素形式存在，这取决于核内的中子数，因此，同一种元素的不同同位素的原子重量可能有细微差异。其他重要的元素有碳（原子序数6）、氧（8）、铁（26）以及铀（92），铀是所有稳定元素当中最大的元素。所有比锂（原子序数3）重的元素都产生于垂死恒星的内部。

恒星的生命与消亡

我们已经知道，早期宇宙中的原子物质几乎完全由氢和氦组成。为了创造新元素，就必须将质子聚在一起猛烈捣碎，以便它们聚合形成具有更多原子数的较大原子核。那么，宇宙中哪些地方的温度高得足以做到这一点呢？答案是正在消亡的恒星。因此，为了理解化学元素如何在这种恒星中被创造出来，我们就需要了解恒星的生命周期。

即使寿命最短的恒星，也会持续燃烧几百万年。因此，我们从地球上永远也无法观察到一颗恒星的生命周期，即它的诞生、成熟和消亡。事实上，天文学家已经研究了几百万颗恒星，每一颗都处于生命周期的不同阶段。他们利用19世纪以来积累起来的庞大数据库，缓慢而又辛苦地建构了恒星生存和消亡的集体肖像。

长期以来，研究恒星最重要的工具是分光镜。我们前面了解到，来自恒星光光谱上的吸收线，可以告诉我们一颗恒星包含哪些元素，它们的强度使我们可以大致估算恒星包含的每一种元素的多少。（一个特定元素吸收特定频率的光越多，吸收线就越暗。）

恒星的表面温度可以根据它的颜色估算出来。通常而言，红色恒星的表面温度低于蓝色恒星的。一颗恒星的真实（或固有）亮度或其发射出的总能量，取决于它包含的物质总量。因为质量更重的恒星，其内核也更密集和更炽热，它们也就能够产生更多能量。我们将看到，大型恒星一般具有更高的表面温度和更大的质量，不过，也存在一些例外，这些例外情况最终被证明是非常有意思的。

通过使用分光镜和强大的望远镜，天文学家就可以告诉我们大量关于恒星质量、温度和化学成分的信息。通过使用这些信息，他们建构了关于恒星生命和死亡的普遍性叙述。

科学领域的一种常见现象是，当某个人找到一种简单方法来了解复杂信息时，理解就出现了。牛顿利用当时关于恒星运动的庞大数据资料所做的，正是这种事情。他从信息中提炼出了几条与引力活动相关的简单法则。门捷列夫在编制第一张化学元素周期表的时候，也在做相似事情。1910年，丹麦天文学家埃纳尔·赫茨普龙（Ejnar Hertzsprung）与美国天文学家亨利·拉塞尔（Henry Russell）发现了一种方法可以精简迅速增长的关于恒星的知识，这种方法逐渐对恒星的生命周期做出大量解释（参见图1.11）。他们将关于许多不同恒星的知识汇集在一张简单图表上，在一条轴线上标出每一颗恒星的真实亮度（我们已经知道，亮度能够说明恒星的质量，或者它所包含的物质总量）；在另一条轴线上，他们标出了恒星的表面温度。他们绘制的这幅图表就是著名的赫罗图（Hertzspung-Russell Diagram）。

在赫罗图中，需要指出来的第一件事情就是，大多数恒星出现在一条从右下延伸到左上的带子上。右下角是红色恒星，这意味着它们表面温度较低，释放的能量较少，也比较小。左上角是蓝色恒星，意味着它们表面温度很高，释放的总能量更多，也拥有巨大的质量。参宿七位于猎户座的一个角上，它就是蓝超巨星。这条恒星带从左上角延伸到右下角，呈对角线型，这就是天文学家所说的主序（the main sequence）。主序上所有恒星都处于成熟期，它们所做的，是大多数恒星在绝大部分时间做的事情：在核心将质子聚变成氦原子核。它们在主序的位置取决于一件事情：它们包含质量的大小，因为更大的质量意味着内核更高的密度和温度。因此，顺着主序向左上观察，你就会发现更庞大、更炽热和更亮的恒星。这些表面温度很高的恒星看起来是炽热的，那是因为它们本身就是炽热的，之所以如此，原因在于它们质量很大，可以在内核中创造大量压力。在主序中，表面温度与真实亮度联系在一起，因为它们都由恒星的质量决定。太阳大致处于主序的中间；它是中等规模的恒星，可能只是稍微大于平均大小。

不过，并非所有恒星都出现在主序上。右上角有一些发射出巨大能量的恒星，这表明它们非常大。然而，它们的表面温度相对有点低，因此，它们看起来是红色恒星。这些就是红巨星。一个著名的例子是参宿四，它是位于猎户座一个角上的庞大红色恒星。在晴朗的夜晚，我们很容易用肉眼看到它。在赫罗图左下方，是一些表面温度很高的恒星，尽管它们似乎非常小。这些就是白矮星。天狼星的伴星天狼星B就是一颗白矮星，也是夜空中最亮的恒星。红巨星和白矮星的活动都有点异常，因为它们处于生命的末期。它们开始耗尽氢原子核，即质子，恒星在绝大部分生命当中，都是由质子维持着它们的存在。

垂死的恒星的内部

当一颗恒星把如此多的氢转化为氦，从而开始耗尽原料时，会发生什么呢？剥夺一个人的食物，他就会死亡。剥夺一颗恒星的燃料，结果可能更为壮观。

我们前面了解到，由于引力的作用，巨大的原子星云向内部塌缩，恒星得以形成。不过，一旦恒星的内核发生聚变，中心的热量就会阻止塌缩。引力（倾向于促使恒星向内塌缩）与中心的热量（它会阻止塌缩）之间取得了平衡。那时，恒星就开始在主序上居留漫长时间，通常持续几十亿年之久。如果中心的温度稍微下降，恒星可能会略微收缩；如果温度升高，它可能略加扩张。这就解释了造父变星之类的恒星在亮度和大小上的微小变化。

当一颗恒星燃烧时，它会逐渐用完氢原子核存货，在内核创造出越来越多的氦。最终，恒星的内核会堆满氦，它也会耗尽氢元素，聚变戛然而止，因此，内核也会塌缩。如果这颗恒星很小，它就会将外层投入到附近太空，它的核会持续收缩，可能直到它的大小不超过地球时才停止，同时，它中心的温度会升高。这时，它就成了白矮星，比最初那颗恒星小很多，不过非常亮，因为它的内核含有大量热量。它已经离开了赫罗图的主序，移动到图表较低位置。现在，它的热量来自当它还是一颗真正的恒星时所创造的能量。不过，这种热量会逐渐消散，它也会冷却，最终变成一颗恒星冰冷的、惰性的灰烬。天文学家将这种燃尽的恒星称为黑矮星。它就停留在那里，毫不起眼，在几十亿年时间里什么都不做，同时，有越来越多其他的死亡恒星加入进来，这座巨大而不断增长的恒星公墓会持续扩大，直到时间的尽头。

然而，如果这颗恒星非常大，那么，它垂死的挣扎就会更复杂，耗时更长，对我们来说，也会更有趣。当一颗巨大恒星由于不再有足够多的氢元素燃烧而塌缩时，它的外层温度可能会上升到非常高的程度，以便氢聚变能够继续下去。最终，这颗恒星会扩张，转变成红巨星。同时，它内核的收缩会提升中心的温度。如果这颗恒星足够大，那么，内核的温度会高到足以让氦原子发生聚变。这些过程促使恒星离开主序，不过运动方向与白矮星相反。当它扩张时，表面温度会降低，不过，随着内核温度的升高，它发射出的光的总量会增多。在40亿或50亿年之后，我们的太阳会变成一颗红巨星。当这种情况发生时，它会扩张，最终会包容（以及消除！）水星、金星和地球等内部行星。

在非常巨大的恒星内部，中心塌缩产生的温度如此之高，以至于氦开始聚变形成碳。碳是宇宙中大量存在的元素之一，也是生命进化的重要元素。氦在更高的温度燃烧，燃烧速度也快于氢的燃烧，因此，这颗恒星也就会更快地耗完氦元素（与氢的消耗相比）。当这种情况发生时，恒星的内核会再次塌缩。

接下来会发生什么呢？当我们的太阳到达这一时刻时，会抛出它的外层，将碳散布到周围空间。然后，它就会塌缩，变成一颗白矮星。它会从赫罗图主序中间位置（右上）移到其他白矮星所在的左下位置。与许多白矮星一样，它最终会冷却下来，变成一颗黑矮星，此后，它就什么也不干了。

不过，比我们太阳大的恒星，拥有更多技巧来利用外壳。当耗完氦元素时，它们的内核就会塌缩，不过，它们还有足够多的质量，因此，塌缩会让温度升得很高，足以让碳发生聚变，在极端的燃烧中创造出氧和硅之类元素。这种模式会一再重复。当每一种新的燃料被用完时，内核再次塌缩，温度变得更高，垂死的恒星开始燃烧新的原料。这种过程变得越来越暴烈，恒星的不同层使用不同的燃料。最终，当它们的内核达到约40亿摄氏度时，恒星开始创造出大量铁元素（原子序数26）。切萨雷·埃米利亚尼（Cesare Emiliani）对一颗巨大恒星极端的最后岁月做出了描述：“一颗质量为太阳25倍的恒星，会在几百万年内耗尽其中心的氢元素，在50万年内燃尽其氦元素，并且——当它的内核不断收缩、温度不断上升时——在600年之内燃完碳元素，6个月用完氧元素，1天耗尽硅元素。”（参见图1.12）

这种通过聚变创造新元素的过程结束于铁的创造。不过，另一个被称为中子捕获的过程，能够在垂死的庞大恒星内部形成大量更重的元素。在这个过程中，原子核捕获离散的中子，中子衰变形成质子。更多的质子会提升原子核的“原子序数”，将它变成一种更重的元素。这种过程最终会形成像铋（原子序数83）那样的重元素。

一旦一颗庞大的恒星的中心充满了铁元素，聚变就会停止，这颗恒星也会在被称为超新星（supernova）的一次巨大爆炸中发生最后一次塌缩。这颗恒星的亮度一度相当于整个星系的亮度，它的大部分质量会被抛向太空，同时，它的中心会塌缩成为密度非常高的物质，从而形成一颗中子星甚至黑洞。中子星是物质的一种形式，它的密度与原子的原子核相当；由于密度如此之高，一颗小山大小的中子星的重量，可能与地球重量差不多，中子星每秒钟旋转几次，从而形成天文学家所说的脉冲星（pulsar），即一种周期性发出电波的天体。如果最初的恒星足够大，它就会塌缩形成黑洞，黑洞密度极高，没有什么东西可以逃开它的引力，即便光也不可能。黑洞是非常奇怪的天体，我们会在本书结尾处再次提到它。

在超新星爆炸中，另一件事情发生了。仅仅在几秒钟之内，元素周期表中从铁（原子序数26）到铀（原子序数92）的所有其他元素，通过中子捕获被创造出来，然后被投入太空。（排在铀之后的一些元素也被创造出来，只是它们很不稳定，在不到一秒钟时间内就会分解。）我们可以从一颗超新星爆炸的残留物即巨蟹星云中看到这种爆炸的结果，中国天文学家于1054年观测到了这次爆炸（参见图1.13）。

因此，元素周期表中的化学元素，也就是物质的基本成分（我们由它们组成），乃是在三个主要阶段被制造出来的。大部分宇宙空间是由氢（大约占75%）和氦（大约占23%）组成，而它们是在大爆炸中创造出来的。这是第一阶段。第二阶段发生在恒星内部。在那里，大量的氢通过聚变形成氦，在更大的恒星中，部分氦转变成碳、氧、硅以及直到铁（原子序数26）的其他一些元素。在红巨星中，中子捕获能够创造直到铋的重元素。当这些恒星死亡时，它们创造的新元素被抛入周围太空。第三个阶段发生于超新星，即超大恒星生命最后几秒钟的巨大爆炸之中。超新星的极端高温创造出大量中子，元素周期表中其他所有元素在短短几秒钟之内经由中子捕获被创造出来，这些新元素随后被散播到太空。

今天，氢和氦差不多仍然占所有原子的98%。在剩下的2%中，最常见的，就是在垂死恒星中通过聚变创造出来的元素。它们包括氧、碳、氮、铁和硅等，在地球以及地球生命的化学反应中，扮演着至关重要的角色。其余的元素通过中子捕获的方式在垂死恒星或超新星中被创造出来；不过，它们存在的数量少得多。

化学的重要性

最初的大型恒星可能是在大爆炸2亿年到3亿年之后作为超新星而死亡或爆炸的。此后，星际间星云中漂浮的新元素逐渐增多。一开始，并不存在较高级元素（higher elements），不过，我们已经知道，它们现在可能占宇宙中原子物质的2%。它们的存在增加了宇宙的多样性，因为每一种元素的质子和电子数不一样，因此，它们的活动彼此稍有不同。

在大部分宇宙空间，这些新元素没什么不同，不过在某些区域，高级元素的数量更多，它们扮演了更重要的角色。青年期的太阳从早期地球轨道上带走了绝大部分氢和氦，以至于地球外壳现在主要由氧和硅之类重元素主导，其他许多元素，包括铁、碳、铝和硅，也比较常见。这也解释了地球的化学成分为何完全不同于宇宙的一般构成。

原子能够以许多不同方式结合，从而形成具有全新的突现属性的新物质。如果你将两个氢原子与一个氧原子结合，就会得到与这两种无色无味的气体完全不同的事物：水（参见图1.14）！我们后面会了解到，水对于生命极为重要。

原子以不同方式结合形成分子，一些分子只包含少数原子，而另一些含有几百万甚至几十亿个原子。原子之间的所有化学键，都取决于绕原子核旋转的最外层电子的活动。在共价键（比如形成水分子的共价键）中，两个或多个原子可以在它们的外层共享电子。电子被几个原子核的正电荷吸引，这种电磁键（eletromagnetic bond）将原子紧紧聚合在一起。在离子键中，比如形成盐（氯化钠）的键，电子会从一个原子转移到另一个原子。这就使得一个原子带负电荷，另一个带正电荷，这些电荷将原子紧紧结合起来。在金属键（将大多数金属元素紧密结合在一起的键）中，几乎所有原子都会失去它们的外层电子，大量游离的电子会流经单个原子和原子之间。由于每个原子都失去一个电子，因此，它就有一个微小的正电荷，从而对它周围游动的大量电子产生吸引。

化学就是研究原子如何形成新物质：从岩石到钻石再到DNA，当然也包括人类在内。这也解释了我们为何将恒星内部新化学元素的形成作为本课程的一道基本门槛，它使得具有全新属性的大量新物质的出现成为可能。今天，我们可以研究遥远恒星周围的物质星云，识别许多不同的分子，既包括简单物质（比如水），也包括生命的一些基本成分。不过，太空是一个更严酷的环境；那里非常寒冷，能量有限，因此，我们发现，在太空中，分子包含的原子数很少会多于100个。

地球表面是一个更有利于发生有趣化学反应的场所，这里有许多元素，它们能够以不同方式结合，从而创造出全新的物质。它是发生化学反应的金凤花环境。在本书每一次做出的门槛概述中，金凤花要素所指的，乃是那些允许门槛出现或被跨越的因素。在下一章，我们讨论地球的形成以及最终让生命的出现成为可能的金凤花环境。