大历史，小世界：从大爆炸到你（出书版） 作者:辛西娅·斯托克斯·布朗/译者:徐彬/ 于秀秀/刘晓婷
第 9 章
[domain] 资讯网站，提供拉尼亚凯亚超星系团的地图。
[domain] 斯隆数字巡天，提供大尺度宇宙图片。
[domain] NASA的文章“宇宙膨胀有多快”（How Fastthe Universe Expanding）。
[domain] 网站实时更新哈勃太空望远镜的资讯及相关信息。
[domain] NASA科学网站，天体物理学版块可查询黑洞信息。
[domain] 该哈勃网站提供更多黑洞信息。
[domain] 2009年对泰森的采访，他在其中讲述了宇宙对他的召唤。
第4章 临界点3：复杂的原子——恒星如何锻造元素
（137亿年前到现在）
大历史讲到这儿，现在存在的原子只有氢、氦和少量的锂。其他类型的原子从何而来？自然界天然生成的原子有92种——宇宙是如何制造它们的呢？
化学元素的性质
像往常一样，我们需要从最基本的定义开始说起，这样我所说的句子的含义才能明了。化学是研究原子如何结合生成新的物质的学科，本章就会用到一些化学术语。
化学家用“元素”或“化学元素”指仅由一种原子组成、未与其他原子结合的纯物质。原子由原子核和围绕原子核运动的电子组成，是元素的最小微粒。原子序数（原子量）是指元素在周期表中的序号，数值等于原子核中的质子数。
氢（原子序数是1）和氦（原子序数是2）为基本元素。更为复杂的元素有碳（原子序数是6）、氧（原子序数是8）、钠（原子序数11）和氯（原子序数17）等。
元素周期表
每个方格代表一种元素，从左至右，原子序数越来越大。表格中，具有相似化学行为的元素，置于同一竖列。之所以出现这种情况，是壳层容纳电子的方式造成的。
了解完整的元素列表，请查看“元素周期表”。元素周期表是俄罗斯化学家德米特里·门捷列夫（Dmitri Mendeleyev，1834—1907）于1869年首创的。门捷列夫发现，随着质子的增多，相似的元素特性有规律地重复出现。铀（原子序数92）以下的原子，都是天然生成的。物理学家借助粒子加速器，可以产生原子量超过92的原子，但是由于这些原子的原子核太大，质子无法长时间聚集在一起，因此这样的原子很快就会分裂。
有时一个原子的核内中子数与质子数相同。但有时，中子数与质子数不同，这类原子叫作同位素。
我们周围看到的大部分物质都不是元素，而是化合物。2个元素以上的原子结合，化合物就产生了。举个简单例子，水就是由2个氢原子和1个氧原子组成的化合物。分子是2个及以上的原子构成的，甚至是相同元素的原子。有些分子由几百个原子构成，以特定的方式结合在一起。
我们呼吸的氧气就是氧分子，由2个氧原子构成。3个氧原子构成的分子叫作臭氧。虽然臭氧对人体有害，但是它在地球大气层上形成了臭氧层，可以保护地球上的生物免受紫外线的伤害。
几乎完全相同的同卵双胞胎
某种元素的每一个原子核内的质子数都是特定的。而核内质子数也决定了其为何种元素。中子数与质子数，有时相同，有时不同。一般说来，原子序数越高，中子数越多。如，铀有92个质子和146个中子。由于强力因距离增加衰减的速度要比电磁力衰减的速度快得多，因此，原子核越大，就需要越多的中子来做“黏合剂”。
中子数不同的原子，被称为某种元素的同位素。同位素是具有不同中子数的、相同元素的原子。质子数加中子数，叫作元素的原子量。元素的原子量标注在化学符号左上方，但为了输入方便，通常写在右侧，比如C12，指的就是有6个质子和6个中子的碳。
目前已知碳有15种形式，或说15种同位素。最常见的是C12和C13，意为具有6或7个中子的碳。这两种非常稳定，不会丢失中子。碳还有另外13种同位素，范围从C8（6个质子，2个中子，核内粒子总量为8）到C22（6个质子，16个中子）。
92种元素中，有81种元素的同位素都是稳定的，不会随时间而发生变化。剩下的元素叫作放射性元素，会随时间衰变。衰变的过程中，原子核以多种不同方式释放辐射，失去能量。原子核衰减一半的速率叫作该元素的半衰期。
C14是重要的同位素的典型，有6个质子和8个中子。植物生长的过程中，在吸收空气中的二氧化碳的时候会吸收少量C14。动物吃掉植物后，也会吸收C14。动植物死后，体内C14的半衰期需要5730年，也就是说，体内一半的C14同位素会每隔5730年发生衰变。
20世纪40年代，加利福尼亚物理学家威拉德·利比（willard Libby，1908—1980）发现，测量出死亡有机体内的C14，并将其与活的有机体内的C14进行比对，就能得出前者的死亡时间。如果有一半的碳原子仍然是C14，另一半已经衰变，那么此有机体就已经死了5730年。如果四分之一的碳原子仍然是C14，剩下的四分之三已经衰变，那么此有机体就已经死了11460年。借助这个方法，可以判断一直到5万年前的有机物的年龄——这是研究事物的年龄方面的关键发现，正是这种年代测定的技术使得叙述“大历史”成为可能。
前12种元素的同位素
本表列出了前12种元素的中子数的不同情况。表中也显示了哪些同位素稳定，哪些不稳定。
共价键
水（H2 O）就是“共价键”化合物，说得直白一点，就叫“共享键”的化合物。由于氧原子外壳层只有6个电子，因此2个氢原子，每个都能给氧原子提供1个电子，把氧原子的外壳层填充完整。
原子是如何结合的？还记得原子的构成吗？小小的电子绕着硕大的原子核旋转，两者之间有很大的空间。电子绕原子核运动的轨迹，就跟一系列的3D走廊似的，也就是壳层。第一层容纳2个电子，第二、三层，每层容纳8个电子。具有完整壳层的元素是最稳定的。如果最外一层不满，电子就会从一个元素的壳层跳到另一个上去。化学反应就是电子的重新排列，这一过程就是原子核之间的化学键形成或断开的过程。化学是研究电子及其在化学键形成或断开过程中的相互作用的科学。
在化学反应中，原子以多种方式结合。有时，一个原子的电子也会绕着另一个原子核旋转，为相邻的原子共有。这种情况下，电子受到不止一个原子核的正电荷吸引，大体在两者之间活动。这类电磁结合力将多个原子结合在一起，叫作共价键。
有时，电子会从一个原子转移到另一个原子上。就拿食盐来说，含有11个电子的钠原子，最外一层的电子转移到一个氯原子上，而氯原子含有17个电子。这样一来，钠原子只剩10个电子，而氯原子则有18个电子——对两者来说，都有了完整的壳层。钠原子失去1个电子，带有了正电荷。而氯原子就带有了负电荷，所以二者相互吸引。这类化学键叫作离子键。
恒星的生命周期
恒星也有生命。虽然我们并不认为恒星像地球上的生物体那样有生命，但是我们仍然用“出生”和“死亡”等词来谈论恒星。
恒星的“生命”取决于最初形成它的物质云的大小。质量最小的恒星差不多是太阳质量的0.01倍，而最大的能达到200多倍。恒星质量越大，燃烧速度越快。质量最大的恒星仅能维持1.25万年左右，而最小的则能存在约16万亿年。
天文学家无法观察任何单一恒星的整个生命周期，因为天文学家活不了那么久。但天文学家可以观察很多恒星，每一颗都处于不同的发展阶段。有些是刚刚形成的“恒星宝宝”，有些则是中年恒星，比如太阳，有些年纪大了，行将灭亡，比如50亿年后的太阳。
恒星生命中的大部分时间都在稳定地燃烧氢，将其转化成氦。这个过程叫作核聚变。由于恒星中心的温度极高，4个氢原子中的质子结合起来（熔合），这样就形成了氦元素，氦核中有2个质子和2个中子。4个质子中的2个质子会释放出正电荷。根据爱因斯坦的著名方程，这样一来，质子的一小部分质量转化成大量的能量，这些能量以光子的形式进入空间。
随着恒星燃烧，会耗尽氢原子。向外的能量流一停止，引力就开始超过向外的力，接下来会发生什么，取决于恒星的大小。
如果恒星较小，核心会坍缩，外层散入空间。核心会变小，温度上升，成为白矮星，继续燃烧一段时间。慢慢地，白矮星的温度会降低，最终变成灰烬，成为黑矮星。这颗死亡的恒星会在宇宙空间飘荡。
如果恒星体积较大，核心坍缩时，外层温度会升高到足以继续发生核聚变，该恒星就会变成红巨星。核心的温度会上升到足以使氦原子聚合成铍，而铍只能存在不到一秒的时间，随后便与另外一个氦核聚合，形成碳。
氦耗尽后，恒星核心会再次发生坍缩。如果质量不足以继续，恒星就会爆炸，将碳原子散播到宇宙空间；如果质量足够，其核心温度就会上升到足以使碳原子融合成氧，然后融合成硅。在这个连续的核聚变过程中，每个后续阶段消耗的时间都会更短。
比方说，比太阳质量大很多的恒星，可能要用几百万年的时间耗尽氢，然后用50万年左右的时间聚合成氦，然后用600年的时间融合形成碳，6个月融合形成氧，仅用1天融合形成硅。
只要恒星有足够的质量，这个过程就会循环往复，温度也越来越高。最终，一颗有足够质量的恒星，不同的层会消耗不同的燃料，以难以想象的高温燃烧。温度达到约40亿摄氏度（约104亿华氏度）时，恒星开始制造出铁（原子序数26）。
大恒星内部新元素的形成
这幅图显示的是一颗古老的巨大恒星的多个层在发生核聚变。当恒星的核心开始产生铁时，恒星就会坍缩，而且如果质量足够，就会发生超新星爆发。
之后，恒星到达终点。铁是最稳定的元素，它的核不会聚合。因此，通过原子核的聚合（核聚变）产生新元素的过程也就到此为止了。随着燃料耗尽，不再有能量流来抵消引力。随之而来的快速坍缩会释放大量能量，行将死亡的恒星会发生剧烈爆炸，这种爆炸被称作“超新星爆发”。
超新星
超新星是指某个超级巨大的恒星，在生命末期发生的剧烈爆炸。超新星一个月左右的时间释放的能量，比太阳终其一生释放的能量还要多。超新星爆炸威力巨大，能将新类型的原子散播到整个星系。
第 9 章
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第4章 临界点3：复杂的原子——恒星如何锻造元素
（137亿年前到现在）
大历史讲到这儿，现在存在的原子只有氢、氦和少量的锂。其他类型的原子从何而来？自然界天然生成的原子有92种——宇宙是如何制造它们的呢？
化学元素的性质
像往常一样，我们需要从最基本的定义开始说起，这样我所说的句子的含义才能明了。化学是研究原子如何结合生成新的物质的学科，本章就会用到一些化学术语。
化学家用“元素”或“化学元素”指仅由一种原子组成、未与其他原子结合的纯物质。原子由原子核和围绕原子核运动的电子组成，是元素的最小微粒。原子序数（原子量）是指元素在周期表中的序号，数值等于原子核中的质子数。
氢（原子序数是1）和氦（原子序数是2）为基本元素。更为复杂的元素有碳（原子序数是6）、氧（原子序数是8）、钠（原子序数11）和氯（原子序数17）等。
元素周期表
每个方格代表一种元素，从左至右，原子序数越来越大。表格中，具有相似化学行为的元素，置于同一竖列。之所以出现这种情况，是壳层容纳电子的方式造成的。
了解完整的元素列表，请查看“元素周期表”。元素周期表是俄罗斯化学家德米特里·门捷列夫（Dmitri Mendeleyev，1834—1907）于1869年首创的。门捷列夫发现，随着质子的增多，相似的元素特性有规律地重复出现。铀（原子序数92）以下的原子，都是天然生成的。物理学家借助粒子加速器，可以产生原子量超过92的原子，但是由于这些原子的原子核太大，质子无法长时间聚集在一起，因此这样的原子很快就会分裂。
有时一个原子的核内中子数与质子数相同。但有时，中子数与质子数不同，这类原子叫作同位素。
我们周围看到的大部分物质都不是元素，而是化合物。2个元素以上的原子结合，化合物就产生了。举个简单例子，水就是由2个氢原子和1个氧原子组成的化合物。分子是2个及以上的原子构成的，甚至是相同元素的原子。有些分子由几百个原子构成，以特定的方式结合在一起。
我们呼吸的氧气就是氧分子，由2个氧原子构成。3个氧原子构成的分子叫作臭氧。虽然臭氧对人体有害，但是它在地球大气层上形成了臭氧层，可以保护地球上的生物免受紫外线的伤害。
几乎完全相同的同卵双胞胎
某种元素的每一个原子核内的质子数都是特定的。而核内质子数也决定了其为何种元素。中子数与质子数，有时相同，有时不同。一般说来，原子序数越高，中子数越多。如，铀有92个质子和146个中子。由于强力因距离增加衰减的速度要比电磁力衰减的速度快得多，因此，原子核越大，就需要越多的中子来做“黏合剂”。
中子数不同的原子，被称为某种元素的同位素。同位素是具有不同中子数的、相同元素的原子。质子数加中子数，叫作元素的原子量。元素的原子量标注在化学符号左上方，但为了输入方便，通常写在右侧，比如C12，指的就是有6个质子和6个中子的碳。
目前已知碳有15种形式，或说15种同位素。最常见的是C12和C13，意为具有6或7个中子的碳。这两种非常稳定，不会丢失中子。碳还有另外13种同位素，范围从C8（6个质子，2个中子，核内粒子总量为8）到C22（6个质子，16个中子）。
92种元素中，有81种元素的同位素都是稳定的，不会随时间而发生变化。剩下的元素叫作放射性元素，会随时间衰变。衰变的过程中，原子核以多种不同方式释放辐射，失去能量。原子核衰减一半的速率叫作该元素的半衰期。
C14是重要的同位素的典型，有6个质子和8个中子。植物生长的过程中，在吸收空气中的二氧化碳的时候会吸收少量C14。动物吃掉植物后，也会吸收C14。动植物死后，体内C14的半衰期需要5730年，也就是说，体内一半的C14同位素会每隔5730年发生衰变。
20世纪40年代，加利福尼亚物理学家威拉德·利比（willard Libby，1908—1980）发现，测量出死亡有机体内的C14，并将其与活的有机体内的C14进行比对，就能得出前者的死亡时间。如果有一半的碳原子仍然是C14，另一半已经衰变，那么此有机体就已经死了5730年。如果四分之一的碳原子仍然是C14，剩下的四分之三已经衰变，那么此有机体就已经死了11460年。借助这个方法，可以判断一直到5万年前的有机物的年龄——这是研究事物的年龄方面的关键发现，正是这种年代测定的技术使得叙述“大历史”成为可能。
前12种元素的同位素
本表列出了前12种元素的中子数的不同情况。表中也显示了哪些同位素稳定，哪些不稳定。
共价键
水（H2 O）就是“共价键”化合物，说得直白一点，就叫“共享键”的化合物。由于氧原子外壳层只有6个电子，因此2个氢原子，每个都能给氧原子提供1个电子，把氧原子的外壳层填充完整。
原子是如何结合的？还记得原子的构成吗？小小的电子绕着硕大的原子核旋转，两者之间有很大的空间。电子绕原子核运动的轨迹，就跟一系列的3D走廊似的，也就是壳层。第一层容纳2个电子，第二、三层，每层容纳8个电子。具有完整壳层的元素是最稳定的。如果最外一层不满，电子就会从一个元素的壳层跳到另一个上去。化学反应就是电子的重新排列，这一过程就是原子核之间的化学键形成或断开的过程。化学是研究电子及其在化学键形成或断开过程中的相互作用的科学。
在化学反应中，原子以多种方式结合。有时，一个原子的电子也会绕着另一个原子核旋转，为相邻的原子共有。这种情况下，电子受到不止一个原子核的正电荷吸引，大体在两者之间活动。这类电磁结合力将多个原子结合在一起，叫作共价键。
有时，电子会从一个原子转移到另一个原子上。就拿食盐来说，含有11个电子的钠原子，最外一层的电子转移到一个氯原子上，而氯原子含有17个电子。这样一来，钠原子只剩10个电子，而氯原子则有18个电子——对两者来说，都有了完整的壳层。钠原子失去1个电子，带有了正电荷。而氯原子就带有了负电荷，所以二者相互吸引。这类化学键叫作离子键。
恒星的生命周期
恒星也有生命。虽然我们并不认为恒星像地球上的生物体那样有生命，但是我们仍然用“出生”和“死亡”等词来谈论恒星。
恒星的“生命”取决于最初形成它的物质云的大小。质量最小的恒星差不多是太阳质量的0.01倍，而最大的能达到200多倍。恒星质量越大，燃烧速度越快。质量最大的恒星仅能维持1.25万年左右，而最小的则能存在约16万亿年。
天文学家无法观察任何单一恒星的整个生命周期，因为天文学家活不了那么久。但天文学家可以观察很多恒星，每一颗都处于不同的发展阶段。有些是刚刚形成的“恒星宝宝”，有些则是中年恒星，比如太阳，有些年纪大了，行将灭亡，比如50亿年后的太阳。
恒星生命中的大部分时间都在稳定地燃烧氢，将其转化成氦。这个过程叫作核聚变。由于恒星中心的温度极高，4个氢原子中的质子结合起来（熔合），这样就形成了氦元素，氦核中有2个质子和2个中子。4个质子中的2个质子会释放出正电荷。根据爱因斯坦的著名方程，这样一来，质子的一小部分质量转化成大量的能量，这些能量以光子的形式进入空间。
随着恒星燃烧，会耗尽氢原子。向外的能量流一停止，引力就开始超过向外的力，接下来会发生什么，取决于恒星的大小。
如果恒星较小，核心会坍缩，外层散入空间。核心会变小，温度上升，成为白矮星，继续燃烧一段时间。慢慢地，白矮星的温度会降低，最终变成灰烬，成为黑矮星。这颗死亡的恒星会在宇宙空间飘荡。
如果恒星体积较大，核心坍缩时，外层温度会升高到足以继续发生核聚变，该恒星就会变成红巨星。核心的温度会上升到足以使氦原子聚合成铍，而铍只能存在不到一秒的时间，随后便与另外一个氦核聚合，形成碳。
氦耗尽后，恒星核心会再次发生坍缩。如果质量不足以继续，恒星就会爆炸，将碳原子散播到宇宙空间；如果质量足够，其核心温度就会上升到足以使碳原子融合成氧，然后融合成硅。在这个连续的核聚变过程中，每个后续阶段消耗的时间都会更短。
比方说，比太阳质量大很多的恒星，可能要用几百万年的时间耗尽氢，然后用50万年左右的时间聚合成氦，然后用600年的时间融合形成碳，6个月融合形成氧，仅用1天融合形成硅。
只要恒星有足够的质量，这个过程就会循环往复，温度也越来越高。最终，一颗有足够质量的恒星，不同的层会消耗不同的燃料，以难以想象的高温燃烧。温度达到约40亿摄氏度（约104亿华氏度）时，恒星开始制造出铁（原子序数26）。
大恒星内部新元素的形成
这幅图显示的是一颗古老的巨大恒星的多个层在发生核聚变。当恒星的核心开始产生铁时，恒星就会坍缩，而且如果质量足够，就会发生超新星爆发。
之后，恒星到达终点。铁是最稳定的元素，它的核不会聚合。因此，通过原子核的聚合（核聚变）产生新元素的过程也就到此为止了。随着燃料耗尽，不再有能量流来抵消引力。随之而来的快速坍缩会释放大量能量，行将死亡的恒星会发生剧烈爆炸，这种爆炸被称作“超新星爆发”。
超新星
超新星是指某个超级巨大的恒星，在生命末期发生的剧烈爆炸。超新星一个月左右的时间释放的能量，比太阳终其一生释放的能量还要多。超新星爆炸威力巨大，能将新类型的原子散播到整个星系。
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