概要：
在银河系中，发现三颗距离我们很遥远的恒星中有十分高的铅含量。这个发现支持了一些人长期以来支持的一种说法：现在宇宙中的重于铁的元素一半来自于超新星的爆发，另外一半则来自于恒星生命接近尽头的时候，燃烧它们体内的氦（He）而合成的。这三颗恒星中每颗恒星中的铅都有一个月亮那么重。
观测表明，这三颗“铅星”中——都是双星系统的成员——铅的含量要远远高于其它的重于铁的元素。这样的观测结果和先行的恒星模型——有关于重元素在恒星核内合成的那一部分符合的很好。
现在，一些比利时和法国来的天文学家正在利用La Silla天文台3.6米的望远镜做进一步的观测。
重元素的组成
天文学家和物理学家将在恒星内部轻元素合成重元素的过程称为“恒星核合成（nucleosynthesis）”。
只有最为轻的元素，比如氢（H）和氦（He）是在很久以前的大爆炸中产生的。
我们现今看见的其它的元素，都是后来在恒星的恒星核内合成的。在这些“元素工厂”中，轻原子的核子相互不断地冲撞，然后形成了重元素——这就是我们现在知道的核聚变。在太阳核其它类似的恒星中，氦就是这样有氢产生的。另外，氦还可以形成炭（C），然后是氧（O）等等。
聚变过程要求同样是带正电的粒子相互靠的很近，接着才能够聚变。但是，随着核子质量和电荷的不断增大，这个过程变得越来越难，因为核子之间的作用力很强了。
事实上，聚变过程有着一个质量数的上限，就是终止于铁元素。任何质量数高于铁的元素都不能够通过这种方法形成。
但是，这些我们在地球上接触的重元素又是怎样在恒星中产生的呢，比如说人造钻石中的锆（Zr），烟花中的钡（Ba）和灯丝中的钨（W）？我们使用的汽车电池中的铅又是通过什么方式产生的？
在铁之后
铁之后的元素是通过不断的向原子核内添加中子而形成的。因为中子是中性的，所以，它不会受到电荷之间作用力的影响，很容易就可以接近原子核，而后形成更重的元素。这样就可以形成重元素了。
其实，在两种不同的环境下，这样的过程都可以产生。
一个就是大质量的恒星在超新星爆发的时候形成的环境。这样的情况下，形成过程将十分迅速，所以称这个过程为“快过程（r过程，r－progress）”。
AGB星（the AGB stars，渐进巨星枝星）
但是并不是所有的重元素的出生都是这样的轰轰烈烈。
第二种方式，就要显得“和平”多了。当恒星在生命的尽头点燃它们体内的氦的时候，这种过程就有可能发生。这个过程，我们叫“慢过程（s过程，s－progress）”，在恒星内部，这样的过程就很平静。
事实上，重于铁的元素中，有一半就是通过这种方式产生的。
这样的过程，在恒星生命中一个特定的阶段才会发生，就是我们所知道的AGB星阶段。这个阶段发生在恒星即将抛出自己的外壳并形成白矮星的时候。
质量在0.8～8个太阳质量之间的恒星都会经历这样的过程。同时，它们还会形成类似于“哑铃星云”这样的行星状星云。当然，我们的太阳就是将这样结束自己的生命，但是，距离现在还有70亿年。
低金属度星
对慢过程细致的研究和AGB星内部的有关情况的研究，在国际上已经活跃了好多年了。现行的基于计算机的恒星模型预言：在低金属度星中，慢过程的功效将十分显著。
人们说，在这样的恒星中——在银河系形成早期形成的，现在年龄十分大——慢过程会产生很多重并且稳定的元素，比如铅（原子量82）和铋（Bi，原子量83）。但是由于这样的过程，铁的含量已经十分少了——至少相对于太阳中的含量就是这样。在产生这些元素之后，如果慢过程继续发生，就只能够产生不稳定的元素，然后衰变回铅。所以，如果慢过程已经产生的话，那么，铅的含量将很高，而且还有上升的趋势。
结果，当和那些年龄适中的恒星比起来（比如是太阳），这些恒星的重金属含量惊人的高，特别明显的就是铅。
寻找铅
直接支持这个理论的观测结果的是低金属星中发现了大量的铅。同时，对所有重元素和他们相对含量的测定又可以为我们提供很重要的资料，这些数据还是现行恒星核综合聚变模型的重要支柱。
但是，要寻找像铅这样的重元素并不容易，我们像要找的光谱线相对别的谱线来说，很弱，而且和别的元素的谱线参合在一起。
此外，在我们太阳系的周边，没有我们需要的 AGB星。
但是，如果是这样的话，如何探明低金属度的AGB星中“恒星核合成”过程？
双星系统中的CH星
有关图片一的解释： 这就是最近正在加紧分析的一颗恒星——HD
196944（在图片中央）。这颗恒星坐落在宝瓶座，距离我们1600光年。这颗恒星的视星等是9等，所以不可能裸眼看见，如果借助于一个很小的望远镜的话，我们就能够看见了。但是，要想看见如图片中的那种光谱的话，就需要4米级以上的望远镜了。这张图片的版权归属于UK
SERC/PPARC、英澳天文台望远镜董事会和Association of Universities for Research in
Astronomy (AURA)。
所以，那些比利时和法国的天文学家就想要寻找一些距离我们1600光年左右的CH星中的铅含量，比如那些在银河系银盘上方的恒星。
在这样的恒星中，我们发现了一些过量的重元素。但是，CH星并不是很明亮，而且它们没有进入AGB态。所以它们不具备形成中金属元素的能力，那么这些重元素是哪儿来的？
当天文学家们发现，这些恒星都是双星系统中的一员——也就是它们还有伴星。于是，这个谜语就展开了它的谜底。因为，这些恒星的伴星都已经是白矮星，也就是说，它们已经经历了AGB态了。
在AGB态，这些恒星会将自己的外壳抛射出去，也就是将自己身上的很多元素抛射出去，然后就会形成“行星状星云”，就想上面提到的一样。在这个过程中，包含很多AGB态中产生的重元素的外壳，就被抛射到了广漠的星际空间，进入到了这些的CH星，于是便形成了我们观测到的现象。虽然它们已经渐渐冷却了下来，成为了白矮星，但是它们依然围绕着CH星在旋转。
所以，我们可以说，这些CH星，带着同伴在慢过程中产生的重金属元素，在宇宙空间中慢慢移动。光谱观测也向我们提供了观测在低金属度星中慢过程的机会。
三颗含铅的恒星
有关图片二的解释：这是CH星HD
196944的一张高清晰度的光谱照片，于2000年九月由欧南台3.6米望远镜的折轴式阶梯光栅摄谱仪（CES，Coude Echelle
Spectrometer）拍摄。点状表示的光谱是常见于恒星的吸收线。在红线表示的模型中元素（特别是由慢过程生成的元素）处于符合标准数量（与铁元素相比）。而绿线表示的模型中慢过程已经发生了。显然，红线并不于实际相符，只有绿线重现了观测到的波长为
405.781纳米的铅吸收线。随后的详细分析显现出 HD 196944是一个真正的“铅星”。
他们成功的一个必要的条件就是光谱的分辨率十分的高，就依靠这个，科学家们才可能从十分多的恒星大气的吸收光谱中将铅的谱线挑选出来。此外，一台高效率的望远镜也是必不可少的，因为，我们要观测的恒星十分稀少而且很暗，这样的观测条件十分苛刻。
所以，这些天文学家就打算使用安装在La Silla天文台的Coude Echelle光谱仪（以下简称CES），这样的组合使得这次的天文观测任务有了希望。在2000年9月，这些科学家们通过两夜的奋战，终于得到了三颗恒星：HD
187861、HD 196944和HD 224959的光谱，而且效果十分的好。
当科学家们发现他们拍摄到的恒星光谱十分清晰的时候，他们十分满意。后来，他们就对此作了十分细致的研究，发现，这三颗恒星中的铅都过量了。此外,他们对恒星中其它的元素进行的测量说明：这些元素都是在满过程中形成的。天文学家门能够证明，这些铅不是在恒星的“快过程”——也就是超新星爆发中形成的。
“这是我们对铅星的第一次勘探，”比利时的Sophie Van Eck解释道，“这些恒星中的铅都很多。此外，三颗恒星中铅的含量很相似。”
慢过程是怎样发生的？
其实，其它含铅量很高的低金属度星也向我们表明了恒星的AGB阶段的慢过程是怎样产生的。当C-13的核子（6个质子，7个中子）被He-4撞击了以后（2个中子，2个质子），它们产生了O-16的原子核（8个中子，8个质子）。在这个过程中，我们会发现，竟然少了一个中子！但是，就是这个中子，使得形成更重的金属元素变为可能。
因此，形成重金属元素的主要原料就是普通的C-12和一个中子——也就是氢的原子核。但是，随之而来的一个问题就是在恒星内的同一地方是否会有足够量的炭和氢来进行这一反应。事实上，很多的氢已经在形成重元素的过程中被消耗了。
但是，观测结果表明，在这些恒星中慢过程的的确确发生了，这怎么可能哪？
均衡资源
现行的恒星模型告诉我们，在恒星的内部，会有缓慢的混合过程发生，也就炭会流动到氢含量较高的区域，而氢同样也会流动到炭含量高的地方。我们还不清楚这样的过程到底是怎样发生的，但是比利时的一位天文学家独立地预言到：如果这样的过程在恒星内部确实有的话，我们就肯定能够观测到。
“我们观测到恒星中的慢过程无疑就证实了我们预言的模型，”Sophie Van
Eck说，“观测和预言惊人的符合使得我们对恒星内部的核反应过程有了进一步的了解，因此我们现在也了解了宇宙中很多的重金属元素是怎样产生的。”
三个“月球”和你的汽车电池
天文学家们发现，这三颗恒星中，每颗恒星中铅的含量就有一个月球那么重（7.4×10^22kg）。
这样的恒星也是宇宙中产生铅的一个重要的方式。可能你的汽车电池中就有铅是这样产生的。这些铅被恒星抛射了出来，然后掉落在一个星云里边，在这个星云里，太阳和太阳系的行星就产生了。
更多信息
这些研究结果已经在2001年8月23日的《自然》杂志中刊登了出来。 |
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