撰文 | 王善欽
長期以來，古代的中國與西方都有鍊金者或化學家試圖用便宜的金屬燒制出金與銀這樣的貴金屬，但都歸於失敗。金銀之類的金屬實在太稀少了，以至於它們長期以來被作為硬通貨，比貨幣更受重視。
另一方面，隨著科技的發展，人們開始開發「鑭系元素」與「錒系元素」。鑭系元素共15種，存量稀缺，因此與鈧、釔一起被俗稱為「稀土」，它們是製造一些高精尖科技產品不可缺少的原料。錒系元素中的鈾與鈽可以用來作為核電站的核燃料。
一個長期困擾人們的問題是：金、銀、鈾、鈽與稀土元素從哪裡來？它們為什麼這麼少？科學家用幾十年的時間，逐漸揭開了這個謎團。現在的答案是：這些稀有的重元素大部分來自中子星的碎片。
那麼，中子星是什麼？它們的碎片從何而來？這些碎片如何產生上面說的那些重金屬？它們為何這麼稀有？中子星的碎片迸發出來後，會產生什麼天文現象嗎？這些都是我們接下來要回答的問題。
中子物質與中子星
很多人覺得中子星這個概念很抽象。但實際上，如果我們從現實生活出發，也可以「製造」出「中子星」那樣的物質。
我們知道，所有不帶電的物質都由原子構成。原子由 「原子核」與電子構成。原子核要麼是一個質子，要麼由質子與中子構成。質子帶正電，中子不帶電。原子核外面有或多或少的電子在圍繞著中心旋轉，就像行星繞著太陽旋轉。
這樣的結構有一個特點：原子內部的大部分區域是空的。事實上，原子核的體積，只占據原子體積的大約幾百萬億分之一，而電子的體積幾乎為零，可以忽略。
圖：原子內部大部分是空的，圖中電子大小被誇大了，其實電子的大小几乎為零（來源：Svdmolen/Jeanot）
假如把原子核外面的電子直接壓入原子核之中，原子中間的大量空間就會被擠出，原子的尺寸大大縮小，「密度」大大增大。就如我們把鬆軟的麵包捏成一小團「壓縮麵包」。這樣的壓縮，還會讓電子與原子核中的質子結合成中子，與原來存在的中子成為同類，整塊物質裡面就只有中子了。我們可以把這樣高度壓縮的物質稱為「中子物質」。
但是，即使是地球上最強的實驗室，都無法將物質里的電子都壓入物質，製造出高度緻密的中子物質。不過，宇宙中卻有一種現象，可以將物質壓成中子物質。這個現象就是：超新星。
有些大質量恆星演化到晚期，中心不再產生能量與向外的壓力，因此無法抵抗恆星自身巨大的引力，星體於是不可避免地向內收縮，將中心的那團核心急劇壓縮，強烈的壓縮，將核心物質中的電子全部壓入原子核內部，成為中子物質。
物質繼續下落之後，砸到緻密的中子物質表面上，被反彈回去，然後中子物質釋放出的「中微子」助力，將被反彈的物質沖刷出去，於是形成了超新星。裡面遺留下來的中子物質構成的星體，就是——中子星。
中子星比普通物質密1百萬億倍，雖然它的半徑只有大約10千米，但卻比太陽還「重」一些，質量大約是1.4個太陽的質量，甚至可以達到2個太陽質量。
圖：中子星大小與曼哈頓島的比較。
（來源：http://www.astronomy.ohio-state.edu/~pogge/Ast162/Unit3/extreme.html）
中子星內的「中子物質」高度壓縮，比普通物質密集一百萬億倍。一顆方糖那麼大的「中子物質」，就可以達到一百萬億克，即一千億千克，1億噸，要用1000艘排水量為10萬噸的航空母艦連在一起，才可以將這一小塊方糖那麼大的「中子物質」從海上運走。
碰撞的中子星
中子星里的物質就像被壓得緊緊的彈簧，而能壓服這些「彈簧」的就是中子星自身的強大引力。一般情況下，想從中子星上面挖出一點點東西，都是不可能的。但宇宙中總有不一般的情況，比如：中子星與中子星碰撞，或者黑洞撕碎中子星。
宇宙中存在無數雙星系統，它們由兩顆恆星構成，繞著共同的中心旋轉。如果這兩顆恆星都爆炸為超新星，而且都留下中子星，而且爆炸後的兩顆中子星依然沒有分離，它們就可以構成中子星雙星系統，繼續繞著共同的中心旋轉。如果兩顆恆星一顆爆炸後成為中子星，另一顆爆炸後形成黑洞（或者直接收縮為黑洞），它們就構成中子星-黑洞雙星系統，繼續繞著共同的中心旋轉。
根據愛因斯坦的理論，這樣的繞轉，會輻射出引力波，導致能量損失。能量損失，導致中子星與中子星（或黑洞）的距離不斷縮小。經過大約幾億年甚至幾十億年，中子星與中子星（或黑洞）之間的距離終於小到接近0，中子星在強大引力作用下嚴重變形，從圓形變為橢圓形，有些部分甚至被撕碎；然後，再過很短時間，它們就併合了。
圖：兩顆中子星繞著共同的中心旋轉，會輻射出引力波，體現為時空彎曲程度向外傳播，這個過程中，中子星會逐漸靠近。（來源：NASA/Goddard Space Flight Center）
對於中子星-中子星系統，碰撞的結果是，兩顆中子星的主體部分併合成為一個新的天體——可能是更大質量的中子星，也可能成為一顆黑洞，同時少部分中子星物質成為碎片，灑向外面。對於中子星-黑洞系統，碰撞的結果是，黑洞吞併了中子星的大部分物質甚至全部物質，少數碎片飛出去，或者沒有任何碎片可以飛出去。
圖：兩顆中子星併合後瞬間的藝術想像圖（Credit: NASA/Dana Berry）
這些碎片此前作為中子星的一部分，受到強大的引力的束縛，一直保持緊密的狀態；但脫離母體之後，這些碎片失去強大引力束縛，就開始急速膨脹，就像壓在彈簧上的力突然撤除，彈簧就急速反彈，恢復到原來的鬆弛狀態。
兩顆中子星的質量併合之後，拋出去的中子星碎片的質量只有大約萬分之一到百分之一個太陽質量。中子星與黑洞併合之後，拋出的碎片的質量的變化範圍更大，從零到十分之一個太陽質量。碎片質量的具體數值取決於各種複雜的條件。
中子星碎片與重元素
中子星碎片往外飛濺的同時，就像充氣墊被迅速充了氣一樣急劇膨脹，但膨脹速度顯然比充氣墊膨脹速度高得多。中子星碎片膨脹的同時，大量中子變為質子，這些質子與剩餘的中子快速結合，形成一些元素。
總體上，雖然有一部分中子轉變為質子，但碎片里的中子數目依然比質子數目多，所以合成的元素里的中子普遍比質子多。這樣的元素被稱為「富中子元素」。地球上就有很多類富中子元素。比如，自然界的金的質子數是79，中子數是118；大部分銀的質子數是47，中子數是60或62。大部分鈾的質子數是92，中子數是143或146。
上世紀70年代，有人提出：中子星與中子星（或黑洞）併合之後拋出的碎片，會合成大量重元素。經過多年的研究，科學家相信，宇宙中與地球上的重元素，主要來自這兩類併合事件拋出的碎片。
中子星碎片內部產生的重元素天然具有「中子數顯著多於質子數」的特徵，換句話說，它們天然是「富中子元素」。超新星爆發雖然也會合成一些重元素，但因為超新星爆發後不會產生比質子多得多的中子，所以難以合成更多「富中子元素」。因此，我們可以認為：這些重金屬中的大部分來自中子星碎片，少部分來自超新星爆發，極少一部分來自恆星內部的核反應。
這些富中子元素就包括了黃金、白金、白銀、鈾、鈽以及稀土元素。
重元素為什麼那麼稀有？
比起地球上的其他元素，重元素為什麼這麼稀有？這個問題可以從中子星併合的發生率找到線索。
銀河系內一百年大約有幾次超新星爆發。這些超新星中只有一部分是大質量恆星爆發產生的，那麼因此而產生的中子星數目就只是超新星數目的一部分。只有一部分中子星位於雙星系統中，能夠產生碰撞的中子星事件就又要更少了。
大質量恆星從誕生到爆發為超新星只需要大約幾千萬年，而兩顆中子星併合，需要大約幾億年甚至幾十億年，比前者漫長几十倍到幾百倍，在相同時間內，中子星併合的機率就又要更低於超新星爆發率。綜合以上各種因素，中子星碰撞事件的發生率遠小於超新星爆發率。
此外，每次中子星併合噴發出的重元素物質都比每次超新星噴發出的物質少得多：中子星併合事件噴發出的中子星碎片不到0.1個太陽質量，超新星爆發後一般會噴發出1個太陽質量以上的物質，有的可以達到五六個太陽質量。這使得重元素與普通元素的比例進一步減小。
這些重元素中的金、銀、鈾、鈽、稀土更罕見，每次雙中子星併合拋出的碎片中可以合成的黃金的數目非常低，有人認為是幾十到幾百個地球的質量，有人認為只有幾個到十幾個地球的質量，這個數值只是太陽質量的萬分之一左右。
在太陽系形成之前，附近的超新星爆發將一些不比銣重的元素以及少量重元素噴發到太陽系所在的位置的分子雲中；中子星併合或者中子星與黑洞的併合產生的碎片合成的重元素進入這團分子雲，這些元素的一部分最終構成了地球。這樣的凝聚過程結束後，地球上的重元素遠少於普通元素。
黃金、鈾、稀土等重金屬比較重，所以它們大多數會沉入地球核心，無法開採，這使得地球上可供開採的黃金與稀土尤其少。但有人認為幾億年前一顆富含黃金的小行星撞擊了地球，熾熱黃金四處流淌，這才構成了地表可以開採的黃金。小行星中的黃金自然也主要來自中子星碎片。不過，最近也有人提出，地球表面的黃金大多來自地幔深處的黃金。但無論如何，黃金、稀土等重金屬在地球上與宇宙中都相對稀有。
千新星：中子星碎片也瘋狂
中子星碰撞的意義僅在於製造出重金屬嗎？1998年，當時在普林斯頓大學讀博士研究生、後來在北京大學任教授的李立新與他當時的導師帕欽斯基（Bohdan Paczyński，1940-2007）合作發表了一篇論文，這篇論文討論中子星與中子星併合之後被拋出的碎片會產生什麼樣的可觀測現象。
他們寫這篇文章的初始動機是回答普林斯頓大學的宇宙學家斯培格（Spergel）對他們提出的一個問題：中子星併合後的可觀測後果是什麼？
在這篇論文中，李立新與帕欽斯基研究了中子星碎片中的放射性元素對碎片自身的加熱效應，計算了這種加熱效應導致的亮度演化。他們發現，中子星碎片會產生短暫而明亮的可見光與紫外線輻射：它們只需要一兩天就可以達到最亮，相比之下，超新星一般需要經過十幾天才可以達到最亮。
此後，有多個小組對這類現象進行了更仔細研究，在2014年達成了一致的圖景：
中子星碎片內部會產生大量放射性元素，如錒系元素中的鈾、鈽以及其他多種重元素的放射性同位素；
這些放射性元素髮生裂變、衰變等過程，釋放出大量能量，將碎片自身加熱；
碎片裡面富含鑭系元素與錒系元素，導致自身被加熱後發出的光主要集中在紅色與紅外線波段，紫外波段與其他顏色波段的光相對較弱；
碎片的亮度大約是「新星」亮度的大約1千倍，因此它們被稱為「千新星」，也被稱為「紅千新星」。
系統內部形成的「盤」會吹出的「風」，風內部的質子與中子也會合成的放射性物質，最終發出藍光為主的輻射，它們被稱為「藍千新星」。
紅、藍千新星的輻射會混雜在一起。
圖：雙中子星併合後產生的中子星碎片如同大樓被爆破之後散發出來的揚塵，裡面富含的放射性元素將碎片加熱，使其發出偏紅的光（Credit: NASA's Goddard Space Flight Center and CI Lab）
新星的亮度可以達到太陽的5萬倍到10萬倍。千新星的亮度是新星1千倍左右，那麼就是太陽亮度的5千萬到1億倍。當然這只是粗略估計，事實上，有些千新星可以更亮，成為「萬新星」，亮度可以達到太陽的幾億倍，與一些暗的超新星差不多亮，但還是比超新星的平均亮度低很多。
中子星碎片真的會產生重元素與千新星嗎？
從李立新與帕欽斯基的重要的開創性工作開始，就一直有天文學家試圖尋找千新星，但除了2013年找到一個疑似候選者之外，一直未找到千新星存在的確鑿證據，「中子星碎片產生重元素」這個圖景也無法被完全確認。
2017年8月17日，由加州理工學院與麻省理工學院主導的「雷射干涉引力波天文台」（LIGO）探測到一個引力波，分析結果表明這是兩個中子星併合產生的引力波。這兩個中子星在過去至少幾億年時間內繞著共同的中心旋轉，同時逐漸靠近彼此，最終併合在一起。由於LIGO僅對幾百赫茲頻率區域內的引力波敏感，所以只能探測到這類足夠靠近、繞轉足夠快的天體發出的引力波。
圖：LIGO由兩個相距幾千米的完全一樣的儀器構成，圖中為位於路易斯安那州萊文斯頓的那個探測器。探測器由兩個互相垂直的真空管道構成，雷射發射器發出雷射後被分割為兩個部分，分別進入兩個管道，反覆反射，最後都匯聚在探測器，形成干涉條紋。如果有引力波到達，將使兩個管道的光路發生變化，導致探測器探測到的干涉圖案變化，據此可以反推出引力波的性質（來源：Caltech/MIT/LIGO Lab）
更令一部分天文學家興奮的是，伴隨這個引力波的光學爆發現象也在這個引力波被探測到之後11小時就被卡耐基（Carnegie）研究所的1米口徑的Swope望遠鏡探測到了，然後卡耐基研究所的6.5米口徑的兩台麥哲倫（Magellan）望遠鏡立即測出了這個光學爆發源的第一批至關重要的「光譜」——將一束星光分解為一條極端精密的「彩虹帶」，就是星光的光譜。
此後全世界多個望遠鏡對這個光學爆發現象的亮度演化與光譜演化進行了大約30天的觀測，直到它徹底暗下去。持續的觀測與分析證明，這個光學爆發現象確實是一些天文學家苦苦搜尋了近20年的千新星。這是第一顆被確認的千新星。
圖：白色箭頭所指的光點就是第一個被確認的千新星被發現時的圖像（來源：1M2H/Swope團隊）。
對這顆千新星的研究也證實它裡面確實含有可觀的鑭系元素與錒系元素，因此也會產生金、銀、鈾、稀土等金屬。因此，這次重要的觀測以及後續分析最終證明：中子星碰撞產生是碎片確實會合成大量重元素；中子星碰撞真的會產生千新星。
LIGO在2017年探測到雙中子星併合的引力波之後，又在2019年8月14日探測到很可能（99%以上的可能性）由黑洞與中子星併合產生的引力波。但後續觀測尚未發現伴隨黑洞-中子星併合的千新星。這是為什麼呢？
首先，正如前面所說，有些時候，黑洞會把中子星完全吞入，而不會有任何中子星碎片逃出，因此也就不會有伴隨的千新星現象。其次，引力波的空間定位還不夠准，在目標天區里有太多星系需要一一觀測，以確定哪一個星系裡爆發了這次併合。對於比較遠的併合事件，這樣的搜尋比較慢，即使黑洞-中子星併合真的產生了千新星，也無法及時觀測到。
人類第一次確認的千新星，是一個很近的星系中的雙中子星併合後爆發出來的，所以當時很快就搜到了。不得不說，這是一個巨大的幸運。不過，不管如何，將來幾年，人類很有希望搜尋到黑洞與中子星併合產生的千新星。
千新星是少有的先有理論計算、再有觀測確認的天文爆發現象。在此之前，新星、超新星等爆發現象，都是先有觀測，再有理論解釋。對千新星的深入研究，不僅可以解決重元素起源問題的細節，還可以讓天文學家與物理學家對中子星的物理性質進行深入研究，從而探索極端緻密時的物質性質。千新星自身也是重要的天文觀測現象，是當前與未來的觀測研究的熱門對象。事實上，它還與另外一個重要的天文現象密切相關，這個現象就是：伽瑪射線暴。
順便解決另一個難題
2017年8月17日被觀測到的引力波事件，不僅讓天文學家順藤摸瓜摸到了千新星，還讓他們順手牽羊解決了另外一個重要的課題：一部分伽瑪射線暴的起源。伽瑪射線暴是宇宙中短暫的伽瑪射線爆發現象，簡稱伽瑪暴。
早在上世紀80年代後期，就有人猜測伽瑪射線暴來自中子星與中子星（或黑洞）併合。後來的具體模型認為：中子星與中子星（或黑洞）併合後，中子星碎片的一部分會回落，構成一個盤狀物，並與中心天體構成一個系統，產生高速運動的噴流，噴流內產生伽瑪暴。
這就是伽瑪暴的緻密星併合模型。緻密星併合模型與後來被提出的大質量恆星爆發模型在上世紀90年代成為伽瑪暴的主流模型。
2003年，天文學家首次確定有一些伽瑪暴確實來自大質量恆星爆炸，本質上是一類特殊超新星的副產品。但大質量恆星模型只能解釋那些持續時間超過2秒左右的伽瑪暴。對於那些持續時間不到2秒左右的伽瑪暴，人們還是認為緻密星併合模型更可能，只是一直找不到直接證據。
2017年8月17日，LIGO探測到雙中子星併合的引力波之後2秒，NASA的Fermi伽瑪射線衛星在同一片天區探測一個伽瑪暴，後來的分析表明這個伽瑪暴與引力波都起源於同一對中子星的併合。這個結果直接證明：雙中子星併合確實會產生一部分伽瑪暴。從此，伽瑪暴的緻密星併合模型被正式證實。
圖：雙中子星併合後拋出碎片的藝術想像圖，圖中還給出了周圍時空扭曲、兩極產生噴流的圖景
（來源：NSF/LIGO/Sonoma State University/A. Simonnet - https://www.ligo.caltech.edu/image/ligo20171016d）
伽瑪暴一般在噴流中產生，而噴流具有強烈的方向性。噴流產生後，恰好對準地球的機率只有大約百分之一。而這次伴隨引力波與千新星的噴流居然對準了地球，使得地球上方的衛星可以探測到噴流中產生的伽瑪暴，這又是一件非常幸運的事。
再考慮到這次爆發如此之近，以至於對應的千新星可以輕易被搜尋到，我們可以認為，這樣的事例發生的機率，就像一個從未打過籃球的兒童在籃球場一個籃筐下方，背對著遠處另一個籃筐，往後隨手一扔，就把球扔進了籃筐。
統一圖景：宇宙中幾乎所有元素的起源
從上世紀20年代愛丁頓（Arthur Stanley Eddington，1882－1944）首次猜測恆星內部會通過核聚變產生一些元素，到2017年LIGO以及其他儀器探測到雙中子星併合產生的引力波、伽瑪暴與千新星，證實中子星併合產生的碎片會製造出重元素，人類用大約100年時間才構建起化學元素起源的完整拼圖。
這個拼圖由下面各部分構成：
宇宙大爆炸之後的幾分鐘內，製造出當前宇宙中所有的氫、大部分氦與微量的鋰；
低質量恆星演化到末期，拋出含有一些輕元素的物質，露出核心的白矮星；
位於雙星系統中的白矮星「竊取」足夠多伴星物質後將堆積的物質噴發出去，形成「新星」爆發，爆發過程中合成的鋰構成了宇宙中的鋰的大部分；
大質量恆星內部的核聚變形成氦、鈹、硼、碳、氧、矽、硫、磷、鐵等中等質量元素，並形成少量比鐵重的元素；
內部無法繼續發生聚變反應的大質量恆星，與堆積過多物質的白矮星，爆發為超新星，拋出此前已經合成的眾多元素，同時合成大部分中等質量元素與一小部分重元素（此外，超新星爆發後還會將粒子加速為宇宙線，宇宙線可以轟擊出一部分鋰；活動星系核也會產生宇宙線，轟擊出鋰。）；
雙星系統中爆發的超新星遺留下來的中子星與中子星（或黑洞），它們併合後拋出的中子星碎片內合成大部分重元素，含金、銀、鈾與稀土元素，碎片自身產生了千新星爆發現象。
通過新星爆發、超新星爆發與千新星爆發，鋰以及比鋰重的大部分元素被分批次噴發到宇宙空間，進入周圍的以氫分子為主的分子雲，使它們富含各類金屬與非金屬。
這些分子雲最終構成了一個個恆星-行星-小行星系統，構成了我們頭頂的璀璨星空。行星與小行星上的物質，除了氫與一部分氦來自大爆炸之後的核合成之外，其他幾乎所有元素都來自新星、超新星與千新星物質。其中，金、銀、稀土與核燃料之類的重元素大部分來自中子星-中子星（或黑洞）併合時產生的碎片（千新星）。
圖：哈勃太空望遠鏡拍攝的名作《創生之柱》，這些富含各種金屬物質的巨大分子雲中正在形成新的恆星-行星-小行星系統。（來源：NASA/ESA, Hubble Space Telescope）
因此，我們可以認為：宇宙大爆炸、新星爆發、超新星爆發與千新星爆發所噴發出的各種「星塵」幾乎構成了我們宇宙中的一切——包括我們的地球、我們、我們所能看到的日月星辰，構成了元素周期表中那些非人造元素，當然也賦予我們各種耀眼的「金」「碧」輝煌。所以，我們，的確都是「星塵」。
圖：NASA投資近百億美元製造的詹姆斯·韋伯太空望遠鏡的6.5米口徑的主鏡面上鍍著厚度只有幾微米的黃金。圖中為這個拼接式望遠鏡的多個鏡面的一個。比起其總造價，這些黃金的價錢完全可以忽略不計；但要將微弱的光儘量多地反射、搜集，這些黃金將起到至關重要的作用。將來，這個望遠鏡也將為觀測中子星併合後的千新星的輻射作出重要貢獻，以回報身上鍍的這層黃金。（Credit：NASA/Drew Noel）
文章作者
王善欽，2018年於南京大學獲得天文學博士學位，2016年至2018年訪問加州大學伯克利分校天文系。主要研究超新星、千新星等爆發現象，至今為止在ApJ, MNRAS上發表15篇Sci論文。業餘也研究天文學史與物理學史。
本文經授權轉載自微信公眾號「蔻享學術」。
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