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氢的孪生兄弟：氘
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Bruce Dorminey 文 Shea 编译 |
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质量是普通氢原子的两倍，氘对于全面了解早期宇宙、星系演化乃至生命都起着至关重要的作用。 在不到煮熟一个鸡蛋所需的时间里，宇宙大爆炸之后的核反应便产生了化学元素周期表中最轻的原子核。宇宙的最初3分钟见证了氢、氘、氦3、氦4和锂7的形成。天文学家把所有比氦重的元素——从锂开始，到赋予生命的碳和氧以及珍贵的金等——都称为“金属”。 但在所有的这些元素里，氢的同位素氘却引起了天文学家的浓厚兴趣。它被用作早期宇宙中物质密度和银河系化学演化的示踪器。它的丰度掌握着有关大爆炸核合成特性、星系化学演化以及宇宙中拥有生命的行星数量的线索。但麻烦的是，氘难以探测，特别是位于银河系之外的氘。  [图片说明]：从左至右分别为氢、氘、氚的结构图，其中p代表质子、n代表中子、e代表电子。 作为早期宇宙中丰度位列第三的物质，氘在宇宙年龄只有17分钟时达到了它的顶峰。这就是它的原初分界点。由于构建复杂原子核的反应总是会摧毁而从不产生氘，因此这一仅由一个质子和一个中子组成的脆弱原子核自此数量开始不断减少。 在自然界中，氘会在恒星和褐矮星内部与质子、中子以及其他原子核的反应中被破坏。我们的太阳在其形成后的1,000年内便燃烧殆尽了它的氘，这要远远早于其进入燃烧氢的主序星阶段。 尽管如此，从海水到彗星、木星大气层、陨石，再到星际介质、银盘外围的高速星云以及星系际介质，今天仍有足量的氘幸存了下来。但是，即使是在最丰富的时候，氘也很难算得上多。天文学家认为，在早期宇宙中氘氢之比（记作D/H）大约是百万分之三十（30ppm）。 由于从大爆炸核合成以来D/H一直在下降，观测到的值可以作为从宇宙最早期到现在其密度和物质演化的基本探针。 回到起点 原初氘的丰度可以告诉我们宇宙年龄只有几分钟时重子（普通物质）的密度，而威尔金森微波各向异性探测器(WMAP)所能探测到的密度却已经在宇宙近40万年的时候了。现在天文学根据理论得到的结果和由WMAP数据确定的重子密度参数完全一致。你可能会认为，这个问题解决了。我们不仅能了解宇宙诞生之后40万年的样子，还能深入最初的几分钟。是时候干点别的事情了。 还没这么快！自1994年以来，天文学家们就开始搜罗天空中遥远的高红移类星体，它们可以照亮原始而富含氢的星系际介质。到目前为止，只发现了少数几个可靠的类星体观测结果。在这几个类星体中观测到的D/H从16ppm到40ppm不等，几乎无法建立起有关氘原始丰度的共识。 最初，天体物理学家利用夏威夷10米的凯克I望远镜上的高分辨率摄谱仪探测了高红移类星体中的氘。当时他们发现了已知最好的氘样本中的前4个。此后通过哈勃空间望远镜又发现了第5个。看到氘的信号需要花1天的时间，而令天文学家相信这是氘所需的时间则更长。在最初的那些日子里，天文学家们并不知道这有多艰难。然而，时至今日情况也没有比当年好多少。  对前4个类星体的探测显示氘的丰度为24～40ppm。大约9%的观测误差无法解释如此大的变化范围。解释这一结果的最显然办法是，数据没有得到正确的校准，由此D/H值被低估或者高估了。 在红移接近3的地方，当时宇宙的大小只有今天的三分之一，氘的紫外谱线会红移到光谱的可见光部分。这就使得事情变得难办了。在可见光光谱中探测氘有点类似于走钢丝。氘和氢的可见光谱线几乎彼此重叠。幸运的是，氘核质量接近氢的两倍。这使得氘的谱线相对于氢的会向光谱的蓝端稍稍移动一点。 研究这些乱如麻的谱线图就是一场灾难。大多数时候，只有少数的样本才具有足够强的氢原子谱线，然后在同一个地方才有可能寻找相应的氘谱线。但这一努力是值得的。综合描述高红移处普通物质密度的D/H和描述宇宙膨胀速度的哈勃常数，宇宙学家就能计算出宇宙中普通物质所占的比例。利用哈勃常数73千米/秒/百万秒差距的取值，普通物质的比例大约只有4%，其余的23%是暗物质、73%是暗能量。 对于原始氘丰度这样重要的事情，从事这一领域研究工作的天文学家希望能找到更多的样本。但是，相比极难探测的氘，凯克望远镜的管理者显然更愿意把时间花在寻找围绕其他类太阳恒星的类地行星上。  [图片说明]：木星的云层顶端的D/H为21ppm，暗示形成太阳系的星云具有相似的比列。版权：NASA/JPL。 天文学家想寻找更多的样本，把误差降到大约3%。但每次新获得的有争议性的数据实际上却使得他们更难获得望远镜的观测时间。他们花了超过50个的“凯克”观测夜晚，这价值500万美元。一个“凯克”的天文观测夜晚大约有8个小时，而观测一个目标就需要2个晚上。但是，对氘有争议数据的新闻报道却使整个计划放慢了至少5年。 哪个频率？ 随着时间的推移，在波长更长的射电波段来观测氘也许会取代在光学波段观测高红移类星体。自从射电天文学家在1951年首次发现氢原子的21厘米谱线起，他们就一直希望在92厘米的波长上发现氘的相应辐射。不过直到50多年后天文学家才第一次可靠地探测到了氘的92厘米谱线。 与在可见光波段下分离氢和氘谱线的艰巨任务相比，在射电波段区分这两种同位素则要更容易得多。在这些波长上，辐射是由原子外电子的自旋翻转而产生的。然而，它仍然花了天文学家很长的时间首次成功捕捉到来自银心相反方向的氘的信号。这一观测测得D/H为23ppm。  而宇宙学家想要寻找的是氘对宇宙微波背景辐射光子的吸收线，他们希望能观测到红移在20～200的宇宙黑暗时代（绝大多数恒星和星系都尚未形成）的样子。在这么早的时期，氘具有比在星系际介质中更原始的丰度。但是，探测到这些信号所需的无线电阵列要比计划中的一平方千米阵（SKA）还要大上几倍。 在距离我们近得多的地方，太阳附近的星际气体已经被数代恒星循环利用过了。这些循环过程破坏了氘，创造出了更重的元素。当氘被破坏的时候，它会获得一个质子变成氦3。对太阳风和木星大气层中氦3的测量显示诞生太阳系的原始星云中D/H约为21ppm。 超新星关联 太阳深藏于多个超新星遗迹中，该电离氢空腔的大小大约是1,900光年长、600光年宽。这个被称为“本地泡”的空腔是1,000～1,500万年前可能多达20颗左右的超新星的星风和喷出物所形成的。天文学家认为，这些爆炸的恒星源自天蝎—半人马星协，这是一群目前距离我们约400光年的高温、大质量O型和B型恒星。 在本地泡中，最初的超新星喷出物质量大约是太阳的10倍，完全不含有氘。随后它迅速席卷了周围包含氘的物质。所有这些物质都混合进了这个日益增长的激波中。最终，整个超新星遗迹会剧烈搅动物质并慢慢停下来。  天文学家自从在20世纪70年代初首次在星际介质中发现氘以来，他们一直在讨论了有多少氘已经被处理和破坏。几年前，天文学家还认的D/H在本地星际介质的值大约为15或16ppm。但美国宇航局的远紫外分光探测器（FUSE）的观测改变了这一切。 FUSE登场 在6年的时间里以背景恒星来探测紫外波段下的氘吸收线，FUSE对47个样本的观测显示本地泡之外银盘中的D/H要比先前测量高出58%。这些背景恒星的距离从天狼星的8光年到HD 90087的近9,000光年不等。 在距离地球300光年之内D/H维持在一个恒定值15.6ppm。然而，在本地泡之外它可以在5～23ppm之间大幅变化。是什么原因造成这一差异？最可能的一个解释可以追溯到1982年提出的一个想法。当时有天体物理学家认为，氘会与低温的星际碳颗粒结合在一起，使得观测到的含量减少。因为碳氘组合要比碳氢组合更牢靠一些，因此当颗粒被加热的时候氢会和碳分离开，而氘仍然坚守阵地。失踪的氘并没有被破坏，而是转变成了FUSE无法探测到的形式。 这个结果突然之间让天文学家有点措手不及，它将动摇我们对银河系演化的认识， 可能会迫使我们改变有关恒星形成率或宇宙中超新星所占比例的假设。当前银河系模型中最大的不确定因素是有多少富氘的物质掉入了银盘。传统的观念认为，25%～50%的星际介质气体起源来自银河系以外。但也有一些天文学家认为这个数字应该更高。 在有的银河系化学演化模型中，今天在本地银盘中观测到的气体里有大约75%是来自外部的原始物质，它们与由超新星爆发抛射出的喷出物或者是由垂死恒星星风吹出的物质混合在了一起。这些原始富氘气体的D/H据估计为22ppm。自银河系形成以来吸积了多少气体仍然是一个悬而未决的问题，但可以肯定的是老的、封闭的银河系化学演化模型已经过时。  生命的疆域 如果星际介质中的氘比过去认为的更不均匀，那么天文学家兴许也不得不重思考在银河系中的哪些地方可能会出现生命。传统观点一直认为，我们的太阳（富含金属的G型矮星）恰巧位于一个“黄金”位置上，距离银河系中心差不多26,000光年。 距离太近，地球就有可能会受到来自超新星的有害辐射，这也许会阻碍演化出能承载生命的大气。距离太远，金属丰度可能会过低，不足以形成类似地球的行星。因此，FUSE的结果搅起了浑水，因为星际介质中气体组成的变化似乎比天文学家原本以为的还要大得多。 大概地，银河系的金属丰度会从银心向外一直递减。但如果银河系中的物质并没有被充分地混合，这意味着不同地点的差别可以很大。因此在许多不同的地方形成行星的可能性会更大。 与之相反，目前行星形成及生命演化的理论通常只涉及到富含金属的类太阳恒星。毕竟，像地球这样的行星充满了铁。因此，如果我们所了解的银河系化学演化理论正在发生变化，那么有关银河系金属丰度的整个问题也会跟着发生改变。金属从银河系形成之后便随着时间均匀地落入其中还是仅仅是最近的事？这决定了有多少恒星会具有较高的金属丰度以及有多少恒星会拥有行星。 对氘及其丰度的探测兴许已经超出了它最初的学术范畴。事实上，这种难以捉摸的氢同位素最终可能会告诉我们许多有关银河系中行星和生命的演化以及宇宙标准模型的信息。 |
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[Astronomy 2008年02月]
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2001-2013 火流星工作组制作
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