宇宙的起源
三水锰矿 / 2021-10-02
宇宙的起源
一种普遍流行的理论认为宇宙的起源及其演化到今天这种形式是开始于"热的大燥炸"。可以设想，宇宙中的所有物质一开始就包含在一个密度非常大、温度无限高的原始核中。由于某种厂因它发生爆炸，使物质均匀地分布在整个空间，开始是以中子的形式存在，然后它以已知的半衰期 678±306衰变为质子、电子和反中微子;
按照这种理论，宇宙物质的一半在大爆炸后11min 左右转变成质子。 这时温度（尽管它对这个模型的细节十分敏感）可能是500×10 6K左右。虽然原始火球的核反应也会产生某些数量的氮，但是2h（大约10个半衰期）后，宇宙中的绝大部分物质便以氢的形式存在。星系团中的各种恒星就是由这种物质凝集而成的，同时开始了元素的建造过程。根据观察到的现有字宙膨胀速率（每 10 6光年约为.18km·g-1），并假定速率保持不变，可以很容易地算出大爆炸是发生在1.8×10¹0y以前。
这一理论的一个诱人之处在于。它能很容易地说明当今字宙中存在的温度约为2.7K的各向同性的黑体热辐射（这种辐射是1965年由美国 Bell实验室的 A.A.Penziag和R.W.Wilson 发现的，为此他们获得了1978年诺贝尔物理奖）。这种辐射被看 作是大爆炸的垂死残余，其辐射强度也与理论所预计的相近。其它流行的宇宙学理论中没有一个能够满意地说明这一辐射温度。象物质连续产生的称定态理论和冷的大爆炸理论或多中子理论等，都因为这一原因而处于不利的地位。幸好对于我们的目的——说明化学元素现在的浓度来说，并不取决于接受哪-一种具体的宇宙学理论，也就是说，我们要区分开物质的起源（宇宙学）和化学元素的起源（核创生说）。与此类似， 在宇宙、 太阳系和地球上的同位素分布与宇宙学无关，这可以根据观测和应用已被接受的物理原理推演出来。
现在，至少可以得到其中一些元素丰度的对象有;（i）太阳和一些恒星;（i）气态星云，包括其它星系中的一些星云;（ili）星际介质;（iv）宇宙线粒子;（v）地球，月球和陨石;（vi）太阳系中的其它行星。小行星和彗星。前三组对象的信息是根据光谱数据得来的;而对于宇宙线、陨石， 至少对地球及月球的表层则可对样品直接进行分析。结果表明，在太阳系和有些恒星中元素丰度差异很大，但是总的图象在组成上却具有惊人的一致性。在字宙中，氢无疑是最丰富的-种元素，约占原子（或核）总数的 88.6%，氦的丰度约为氢主度的 1/8（L1.3%），这两种元素加在一起已 占位宙原子总数的 99.9%以上和宇宙质量的 99%左右。显然，由燕与氮核合成较重元素的过程还没有进行多少。
对元素的宁宙丰度已经进行了各种估计，虽然就具体元素来说，彼此估计的丰度有时存在着细小的差别，但它们在总跨度为12个数量级以上的标度很少相差3倍（100.5倍）。代表性的数值标记在图1.1上。这个图表现出许多特征，任何一种满意的元素起源理论必须对这些特征能作说明。
例如，
（i）随着原子质量数A的增长，直到 A≈100<即 Z≈42），丰度近似按指数下降。往后下降较平缓，有时局部起伏还会掩盖下降的趋势。
（ii）在Z=23～28之间，包括V，Cr，Mn，Fe，Co和 Ni，有一明显的丰度高峰。在 Fe处升至极大，约为根据正常趋势所预计的非度值的103倍。
（iii）氘（D），Li，Be和 B与邻近元素耳，He，O和 N相比较显得稀少。
（iv）在较轻的核素（直到Z=21 的航）中，凡是原子的质量数A能被4整除的，如1O，20No，24Mg，28Si，S，8Ar和40Ca 要比. 其相邻元素丰富（G.Oddo 规则，1914年）。
（v）A 为偶数的原子要比 A为奇数的原子丰富。这一点在图1.1中可以看到，Z为偶数的曲线向上位移，只有在镀处是例外，因为不存在 Be，只有核素犯B8才是稳定的物种。
以半度对A 而不是对 Z 作图时，还有两个明显的特征∶（vi）重原子倾向于富含中子，而富含质子的重核素是很少的。
（vii）在 A-80，90;A=130，138;A=196，208等处，丰度出现双峰极大值。
还需要解释一些天然放射性元素的存在问题。这些元素（或其前躯物种）的半衰期比推定的宇宙年龄明显的小。
由于过去30多年广泛研究的结果，现在才可以对上面总结的丰度实验数据给出一个细致的和令人信服的说明。现将使我们达到现在认识水平的一些重要事件，按其历史顺序简要地概括在下例专题资料中。由于元素的创生说是紧密地与星球的演化理论相联系的，所以下面一节将对恒星的各种类型作一简短描述，然后对合成化学元素的各种过程进行更充分的讨论。
元素创生说的历史里程碑
19 世纪 90年代 首次系统地研究地球上元素的丰度.
1905年 狭义相双论;E=mc2
1911年原子的有核模型
1913 年在稳定元素（Ne）印首次观察到同位素
1919年 首次人工使元素姮变14N（α，p）8O
1925～1928年 首次得出恒星上的丰度数据（光谱 G.H、Payne Gapo3-设术）
1029年 首次提比由质子聚变为氦和较重核素的星球核合战建议上
1937年三识潭Mo（d，n）e反应合成了"丢失元素"2=43的锝
1938年分别提出促进恒星中核合成的CNO催化过程的建议
1.38年 在实验中发现铀的裂变
1940年 合成第一种超铀元素弱Np
1947年 在铀的裂变产物中发现了最后一种"丢 J.A. Marinsky，失元素"Z=61 的钜
1948年 宇宙膨胀的热大爆炸理论包括了（不正确的）元索创生理论
1952～1954年 氮燃烧是核创生的一种附加过程
1954年 在星球的核反应巾出有级慢的中子吸收过程
1955～1957年对观察到宇宙丰度的所有元素提出星球合成的综合理论
1965年 探测出2.7K辐射
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