氫的孿生兄弟：氘（圖）

Shea 發表於 2014-07-27 15:48     原創

　　Bruce Dorminey　文　Shea　編譯

　　質量是普通氫原子的兩倍，氘對於全面了解早期宇宙、星系演化乃至生命都起著至關重要的作用。

　　在不到煮熟一個雞蛋所需的時間裡，宇宙大爆炸之後的核反應便產生了化學元素周期表中最輕的原子核。宇宙的最初3分鐘見證了氫、氘、氦3、氦4和鋰7的形成。天文學家把所有比氦重的元素——從鋰開始，到賦予生命的碳和氧以及珍貴的金等——都稱為「金屬」。

　　但在所有的這些元素里，氫的同位素氘卻引起了天文學家的濃厚興趣。它被用作早期宇宙中物質密度和銀河系化學演化的示蹤器。它的丰度掌握著有關大爆炸核合成特性、星系化學演化以及宇宙中擁有生命的行星數量的線索。但麻煩的是，氘難以探測，特別是位於銀河系之外的氘。

　　

　　[圖片說明]：從左至右分別為氫、氘、氚的結構圖，其中p代表質子、n代表中子、e代表電子。

　　作為早期宇宙中丰度位列第三的物質，氘在宇宙年齡只有17分鐘時達到了它的頂峰。這就是它的原初分界點。由於構建複雜原子核的反應總是會摧毀而從不產生氘，因此這一僅由一個質子和一個中子組成的脆弱原子核自此數量開始不斷減少。

　　在自然界中，氘會在恆星和褐矮星內部與質子、中子以及其他原子核的反應中被破壞。我們的太陽在其形成后的1,000年內便燃燒殆盡了它的氘，這要遠遠早於其進入燃燒氫的主序星階段。

　　儘管如此，從海水到彗星、木星大氣層、隕石，再到星際介質、銀盤外圍的高速星雲以及星系際介質，今天仍有足量的氘倖存了下來。但是，即使是在最豐富的時候，氘也很難算得上多。天文學家認為，在早期宇宙中氘氫之比（記作D/H）大約是百萬分之三十（30ppm）。

　　由於從大爆炸核合成以來D/H一直在下降，觀測到的值可以作為從宇宙最早期到現在其密度和物質演化的基本探針。

　　回到起點

　　原初氘的丰度可以告訴我們宇宙年齡只有幾分鐘時重子（普通物質）的密度，而威爾金森微波各向異性探測器(WMAP)所能探測到的密度卻已經在宇宙近40萬年的時候了。現在天文學根據理論得到的結果和由WMAP數據確定的重子密度參數完全一致。你可能會認為，這個問題解決了。我們不僅能了解宇宙誕生之後40萬年的樣子，還能深入最初的幾分鐘。是時候干點別的事情了。

　　還沒這麼快！自1994年以來，天文學家們就開始搜羅天空中遙遠的高紅移類星體，它們可以照亮原始而富含氫的星系際介質。到目前為止，只發現了少數幾個可靠的類星體觀測結果。在這幾個類星體中觀測到的D/H從16ppm到40ppm不等，幾乎無法建立起有關氘原始丰度的共識。

　　最初，天體物理學家利用夏威夷10米的凱克I望遠鏡上的高解析度攝譜儀探測了高紅移類星體中的氘。當時他們發現了已知最好的氘樣本中的前4個。此後通過哈勃空間望遠鏡又發現了第5個。看到氘的信號需要花1天的時間，而令天文學家相信這是氘所需的時間則更長。在最初的那些日子裡，天文學家們並不知道這有多艱難。然而，時至今日情況也沒有比當年好多少。

　　

　　[圖片說明]：星系際空間中的氘。宇宙中遙遠類星體所發出的明亮輻射會照亮位於它和地球之間的星系際雲。這些雲的紅移比類星體稍小，因此它們會吸收波長比類星體所發出的光更短的輻射。版權：Jochen Liske。

　　對前4個類星體的探測顯示氘的丰度為24～40ppm。大約9%的觀測誤差無法解釋如此大的變化範圍。解釋這一結果的最顯然辦法是，數據沒有得到正確的校準，由此D/H值被低估或者高估了。

　　在紅移接近3的地方，當時宇宙的大小隻有今天的三分之一，氘的紫外譜線會紅移到光譜的可見光部分。這就使得事情變得難辦了。在可見光光譜中探測氘有點類似於走鋼絲。氘和氫的可見光譜線幾乎彼此重疊。幸運的是，氘核質量接近氫的兩倍。這使得氘的譜線相對於氫的會向光譜的藍端稍稍移動一點。

　　研究這些亂如麻的譜線圖就是一場災難。大多數時候，只有少數的樣本才具有足夠強的氫原子譜線，然後在同一個地方才有可能尋找相應的氘譜線。但這一努力是值得的。綜合描述高紅移處普通物質密度的D/H和描述宇宙膨脹速度的哈勃常數，宇宙學家就能計算出宇宙中普通物質所佔的比例。利用哈勃常數73千米/秒/百萬秒差距的取值，普通物質的比例大約只有4%，其餘的23%是暗物質、73%是暗能量。

　　對於原始氘丰度這樣重要的事情，從事這一領域研究工作的天文學家希望能找到更多的樣本。但是，相比極難探測的氘，凱克望遠鏡的管理者顯然更願意把時間花在尋找圍繞其他類太陽恆星的類地行星上。

　　

　　[圖片說明]：木星的雲層頂端的D/H為21ppm，暗示形成太陽系的星雲具有相似的比列。版權：NASA/JPL。

　　天文學家想尋找更多的樣本，把誤差降到大約3%。但每次新獲得的有爭議性的數據實際上卻使得他們更難獲得望遠鏡的觀測時間。他們花了超過50個的「凱克」觀測夜晚，這價值500萬美元。一個「凱克」的天文觀測夜晚大約有8個小時，而觀測一個目標就需要2個晚上。但是，對氘有爭議數據的新聞報道卻使整個計劃放慢了至少5年。

　　哪個頻率？

　　隨著時間的推移，在波長更長的射電波段來觀測氘也許會取代在光學波段觀測高紅移類星體。自從射電天文學家在1951年首次發現氫原子的21厘米譜線起，他們就一直希望在92厘米的波長上發現氘的相應輻射。不過直到50多年後天文學家才第一次可靠地探測到了氘的92厘米譜線。

　　與在可見光波段下分離氫和氘譜線的艱巨任務相比，在射電波段區分這兩種同位素則要更容易得多。在這些波長上，輻射是由原子外電子的自旋翻轉而產生的。然而，它仍然花了天文學家很長的時間首次成功捕捉到來自銀心相反方向的氘的信號。這一觀測測得D/H為23ppm。

　　

　　[圖片說明]：彗星含有大量固態水，因此也就含有一定的氘。但奇怪的是，彗星中的D/H卻與地球海洋的不同。版權：Dave Brock。

　　而宇宙學家想要尋找的是氘對宇宙微波背景輻射光子的吸收線，他們希望能觀測到紅移在20～200的宇宙黑暗時代（絕大多數恆星和星系都尚未形成）的樣子。在這麼早的時期，氘具有比在星系際介質中更原始的丰度。但是，探測到這些信號所需的無線電陣列要比計劃中的一平方千米陣（SKA）還要大上幾倍。

　　在距離我們近得多的地方，太陽附近的星際氣體已經被數代恆星循環利用過了。這些循環過程破壞了氘，創造出了更重的元素。當氘被破壞的時候，它會獲得一個質子變成氦3。對太陽風和木星大氣層中氦3的測量顯示誕生太陽系的原始星雲中D/H約為21ppm。

　　超新星關聯

　　太陽深藏於多個超新星遺跡中，該電離氫空腔的大小大約是1,900光年長、600光年寬。這個被稱為「本地泡」的空腔是1,000～1,500萬年前可能多達20顆左右的超新星的星風和噴出物所形成的。天文學家認為，這些爆炸的恆星源自天蠍—半人馬星協，這是一群目前距離我們約400光年的高溫、大質量O型和B型恆星。

　在本地泡中，最初的超新星噴出物質量大約是太陽的10倍，完全不含有氘。隨後它迅速席捲了周圍包含氘的物質。所有這些物質都混合進了這個日益增長的激波中。最終，整個超新星遺跡會劇烈攪動物質並慢慢停下來。

　　

　　[圖片說明]：銀河系中星雲所含的氘超出了天文學家曾經的預期，表明星際介質很大程度上可能來自銀河系之外。版權：T.A. Rector/B.A. Wolpa/NOAO/AURA/NSF。

　　天文學家自從在20世紀70年代初首次在星際介質中發現氘以來，他們一直在討論了有多少氘已經被處理和破壞。幾年前，天文學家還認的D/H在本地星際介質的值大約為15或16ppm。但美國宇航局的遠紫外分光探測器（FUSE）的觀測改變了這一切。

　　FUSE登場

　　在6年的時間裡以背景恆星來探測紫外波段下的氘吸收線，FUSE對47個樣本的觀測顯示本地泡之外銀盤中的D/H要比先前測量高出58%。這些背景恆星的距離從天狼星的8光年到HD 90087的近9,000光年不等。

　　在距離地球300光年之內D/H維持在一個恆定值15.6ppm。然而，在本地泡之外它可以在5～23ppm之間大幅變化。是什麼原因造成這一差異？最可能的一個解釋可以追溯到1982年提出的一個想法。當時有天體物理學家認為，氘會與低溫的星際碳顆粒結合在一起，使得觀測到的含量減少。因為碳氘組合要比碳氫組合更牢靠一些，因此當顆粒被加熱的時候氫會和碳分離開，而氘仍然堅守陣地。失蹤的氘並沒有被破壞，而是轉變成了FUSE無法探測到的形式。

　　這個結果突然之間讓天文學家有點措手不及，它將動搖我們對銀河系演化的認識， 可能會迫使我們改變有關恆星形成率或宇宙中超新星所佔比例的假設。當前銀河系模型中最大的不確定因素是有多少富氘的物質掉入了銀盤。傳統的觀念認為，25%～50%的星際介質氣體起源來自銀河系以外。但也有一些天文學家認為這個數字應該更高。

　　在有的銀河系化學演化模型中，今天在本地銀盤中觀測到的氣體里有大約75%是來自外部的原始物質，它們與由超新星爆發拋射出的噴出物或者是由垂死恆星星風吹出的物質混合在了一起。這些原始富氘氣體的D/H據估計為22ppm。自銀河系形成以來吸積了多少氣體仍然是一個懸而未決的問題，但可以肯定的是老的、封閉的銀河系化學演化模型已經過時。

　　

　　[圖片說明]： 膨脹的超新星遺跡會加熱恆星間的物質，從塵埃顆粒釋放出氘，把它們返還到星際介質中去。版權：ESO/E. Helder & NASA/Chandra。

　　生命的疆域

　　如果星際介質中的氘比過去認為的更不均勻，那麼天文學家興許也不得不重思考在銀河系中的哪些地方可能會出現生命。傳統觀點一直認為，我們的太陽（富含金屬的G型矮星）恰巧位於一個「黃金」位置上，距離銀河系中心差不多26,000光年。

　　距離太近，地球就有可能會受到來自超新星的有害輻射，這也許會阻礙演化出能承載生命的大氣。距離太遠，金屬丰度可能會過低，不足以形成類似地球的行星。因此，FUSE的結果攪起了渾水，因為星際介質中氣體組成的變化似乎比天文學家原本以為的還要大得多。

　　大概地，銀河系的金屬丰度會從銀心向外一直遞減。但如果銀河系中的物質並沒有被充分地混合，這意味著不同地點的差別可以很大。因此在許多不同的地方形成行星的可能性會更大。

　　與之相反，目前行星形成及生命演化的理論通常只涉及到富含金屬的類太陽恆星。畢竟，像地球這樣的行星充滿了鐵。因此，如果我們所了解的銀河系化學演化理論正在發生變化，那麼有關銀河系金屬丰度的整個問題也會跟著發生改變。金屬從銀河系形成之後便隨著時間均勻地落入其中還是僅僅是最近的事？這決定了有多少恆星會具有較高的金屬丰度以及有多少恆星會擁有行星。

　　對氘及其丰度的探測興許已經超出了它最初的學術範疇。事實上，這種難以捉摸的氫同位素最終可能會告訴我們許多有關銀河系中行星和生命的演化以及宇宙標準模型的信息。