黃金哪里來？
黃金，從古代開始便作為一般等價(jià)物進(jìn)行資源交換的重要金屬。
不管是金屬制造還是經(jīng)濟(jì)需求，黃金在今天仍然是十分重要的金屬。
自然界中的黃金
不過地球的黃金是有限的，更多的資源在太空里。
當(dāng)我們在了解黃金的同時(shí)，不知有多少人想過黃金到底是怎么來的？
或者說它的真正出處在哪里，這種昂貴的貴金屬在今天為何仍然不常見？
如今科學(xué)家通過多年的研究，終于找到了黃金誕生的地點(diǎn)，中子星。
最初科學(xué)家對中子星合并時(shí)產(chǎn)生的引力波進(jìn)行研究，但是這份研究后來延伸至對宇宙重金屬元素的起源思考。
藝術(shù)創(chuàng)作下的中子星合并
引力波作為廣義相對論的一項(xiàng)結(jié)果，但在太空中，只有類似黑洞、中子星這樣的天體才能夠制造出來。
因?yàn)樗鼈兊拿芏茸銐虼螅a(chǎn)生的引力甚至可以扭曲空間。
科學(xué)家預(yù)測，中子星作為恒星結(jié)束時(shí)特殊天體，當(dāng)兩顆中子星發(fā)生碰撞時(shí)，它們會在元素周期表中產(chǎn)生比鎳和鐵更重的元素，并在它們向內(nèi)盤旋的時(shí)候發(fā)出引力波。
這種時(shí)空漣漪帶來的結(jié)果便是中子星合并，中子星的碰撞將為這些重型元素提供產(chǎn)生的環(huán)境，例如鉑、鈾和黃金等。
為了查明這一具體現(xiàn)象和對理論的認(rèn)證，科學(xué)家利用激光干涉引力波天文臺，以及意大利的處女座干涉儀進(jìn)行聯(lián)合觀察。
這樣的搜索最終將科學(xué)家?guī)蛄司嚯x地球1.3億光年外的九頭蛇星座的橢圓星系NGC4993中。
引力波源則被命名為GW170817，命名格式主要依據(jù)日期進(jìn)行命名。
英國萊斯特大學(xué)的科學(xué)家解釋道，中子星碰撞將產(chǎn)生高放射性火球。
理論上講，中子星在劇烈的碰撞過程中，亞原子粒子的較重元素會被粉碎然后融合在一起。
相關(guān)研究人員利用光譜儀看到了中子星紅外光所揭示出來的重元素光譜，這里面有大量的物質(zhì)被釋放出來。
作為研究宇宙重物質(zhì)和地球物質(zhì)起源的一部分，這無疑是一個(gè)重要發(fā)現(xiàn)。
科學(xué)家們觀察到的GW170817
科學(xué)家還指出，兩顆中子星碰撞帶來的重元素雖然僅是這一過程的微小部分，但其中的黃金和鉑金的質(zhì)量就相當(dāng)于地球質(zhì)量的10倍。
僅是中子星碰撞帶來的純固體貴金屬就超過了100個(gè)地球質(zhì)量，事實(shí)證明中子星在制造重元素方面十分優(yōu)秀。
一旦這些元素出現(xiàn)在附近，它們就會隨著小行星合并，例如地球這樣的天體應(yīng)該就是在碰撞中聚集到如此多的重元素，由此帶來了大量的黃金。
科學(xué)家觀察記錄到的光學(xué)曲線
“炮仗”一響，黃金萬兩
在宇宙中，恒星要想成為中子星并不容易，任何星系的主序星初始質(zhì)量至少得是太陽質(zhì)量的8倍才有可能產(chǎn)生中子星。
隨著恒星逐漸遠(yuǎn)離主序帶，內(nèi)核的燃燒會產(chǎn)生富含鐵的核心。
當(dāng)恒星內(nèi)部的所有可以支持核聚變的材料耗盡時(shí)，恒星內(nèi)部就必須依賴簡并壓力支撐自己。
錢德拉塞卡極限表現(xiàn)曲線
一旦這種堆積帶來的壓力超過錢德拉塞卡極限，電子簡并壓力被克服，核心進(jìn)一步坍塌，此時(shí)的溫度會異常高。
在此條件下，恒星內(nèi)部的鐵核被高能伽馬射線分解成α粒子。
隨著溫度的升高，電子和質(zhì)子通過電子捕獲形成中子，并釋放出大量的中微子。
中微子事件可以具象化
當(dāng)內(nèi)部密度達(dá)到4 1017 kg/m3時(shí)，排斥力和種子簡并壓力的結(jié)合會使恒星停止收縮，恒星外層被中子產(chǎn)生的中微子流阻止并向外拋射，最終成為超新星或者中子星。
中子星作為一種十分特殊的天體，它的質(zhì)量和溫度都高得令人意外。
不過隨著時(shí)間的推移，中子星的內(nèi)部溫度會逐漸降低。
中子星的自轉(zhuǎn)速度會以每秒數(shù)百次進(jìn)行運(yùn)動(dòng)，部分中子星還會發(fā)出電磁輻射，使其成為脈沖星。
過去科學(xué)家們認(rèn)為，超新星爆炸可能是宇宙中重元素由來的重要原因。
重元素比起其他較輕的元素在宇宙的星系中更少，越重的元素越明顯。
這是由于恒星很難制造它們，恒星除了維持自身的能量和運(yùn)轉(zhuǎn)，避免在自身重量的影響下坍塌。
恒星內(nèi)部的核聚變會在反應(yīng)之初融合出氫和氦，后來經(jīng)過元素轉(zhuǎn)化成為碳和氧。
但是這些反應(yīng)的能量最多只能到達(dá)鐵這樣的地步，再往上就沒辦法了，因?yàn)橹圃旄氐脑匦枰嗟哪芰俊?/p>
但在超新星爆炸中，科學(xué)家認(rèn)為它所釋放的能量足以產(chǎn)生更重的元素。
不同天體表現(xiàn)出的效果各不相同
因此在上世紀(jì)50年代，科學(xué)家們認(rèn)為慢中子捕獲過程，也就是s過程可能是重元素產(chǎn)生的由來。
但很快科學(xué)家發(fā)現(xiàn)，s過程不能解釋黃金、銀、鉑以及更重的金屬來源。
要想讓它們很好地出現(xiàn)，就必須是在快速流動(dòng)的中子轟擊鐵核時(shí)合成而來。
快速中子捕獲過程也被稱作r過程，它負(fù)責(zé)產(chǎn)生大約一半比鐵更重的原子核，也就是重元素。
r過程中的核物理
不過在那個(gè)時(shí)候要想研究r過程十分困難，首先是實(shí)驗(yàn)條件根本達(dá)不到，再者也沒人真正觀察到r過程的出現(xiàn)。
因?yàn)榫蛯?shí)驗(yàn)機(jī)制來講，參與s過程的同位素具有足夠長的半衰期，可以在實(shí)驗(yàn)室中進(jìn)行研究。
另外s過程主要發(fā)生在普通恒星中，這意味著它很常見。
其中中子通量足以讓中子捕獲以10~100年重復(fù)一次。
相比之下，對每秒就要捕獲100次的r過程來講，s過程速度十分緩慢，這也就導(dǎo)致它很難在實(shí)驗(yàn)室中進(jìn)行。
中子星的脈沖表現(xiàn)
黃金即是星星
這樣的討論經(jīng)過了幾十年，直到2017年發(fā)現(xiàn)的GW170817才最終證實(shí)了科學(xué)家們的猜想。
中子星合并產(chǎn)生的可見光為其帶來的研究素材，同時(shí)還有大量的r過程元素放射性衰變。
當(dāng)兩顆中子星相互靠近時(shí)，由于引力輻射的影響它們會向內(nèi)盤旋。
最終合并成更大質(zhì)量的中子星或者黑洞，具體的結(jié)果取決于殘余物質(zhì)量是否超過“托爾曼-奧本海默-沃爾科夫極限”。
合并事件能在1毫秒內(nèi)產(chǎn)生比地球強(qiáng)數(shù)萬億倍的磁場，由此出現(xiàn)短暫的伽馬射線爆。
簡單來講，中子星合并就是一種天體碰撞。
蟹狀星云中心的中子星
正如我們前面所說，宇宙早期的輕型元素形成相對較快，因引力的作用它們?nèi)谌氲搅撕阈侵小?/p>
恒星的運(yùn)動(dòng)將其氫融合成氦，氦變成碳，以此類推，質(zhì)量更大的恒星能將原子核一直融合成為鐵。
就像元素周期表展現(xiàn)的那樣，越重的元素需要更加強(qiáng)大的碰撞能量。
只要反應(yīng)發(fā)生得足夠快，以至于在更多的中子被添加到原子核之前，放射性衰變就不會有機(jī)會發(fā)生。
中子星合并帶來的碰撞是爆炸性般的改變，它會產(chǎn)生一個(gè)以光速20%~30%的速度向外膨脹的物質(zhì)殼，并且大部分材料都是由新元素組成。
元素周期表中的元素揭示了這一過程
這些元素會吸收特定波長的光，所以科學(xué)家便能夠利用這一點(diǎn)來對其進(jìn)行對比查看。
哪些波長被哪些物質(zhì)吸收了多少，并將它們與我們所發(fā)現(xiàn)或制造出來的特定元素進(jìn)行對比。
不過要想證明元素與光譜之間的對應(yīng)性還是比較困難的，因?yàn)榭茖W(xué)家目前還沒有完全掌握元素周期表中較重元素的光譜外觀。
但就已經(jīng)觀察到的光譜來講，科學(xué)家可以對其進(jìn)行建模，并創(chuàng)建一個(gè)合成光譜，由此可以更深入地了解其對應(yīng)的元素外觀。
至少就現(xiàn)在的發(fā)現(xiàn)來看，黃金無疑是中子星合并的一部分。
鍶元素大概就是這么來的
同樣的發(fā)現(xiàn)還有350~850納米波長的鍶元素，中子星合并同樣會帶來大量的鍶，這大概是地球質(zhì)量的5倍多。
在GW170817事件被確認(rèn)后，目前的天體物理模型表明，單個(gè)中子星合并事件可能會產(chǎn)生3~13個(gè)地球質(zhì)量的黃金。
盡管目前的天體物理模型還有很多地方需要完善，至少現(xiàn)在我們明白，他人口中的金牙或者脖子上的金項(xiàng)鏈，或許正是上一次中子星合并產(chǎn)生的結(jié)果。
