Bruce Dorminey 文 Shea 編譯
質(zhì)量是普通氫原子的兩倍，氘對于全面了解早期宇宙、星系演化乃至生命都起著至關(guān)重要的作用。
在不到煮熟一個雞蛋所需的時間里，宇宙大爆炸之后的核反應(yīng)便產(chǎn)生了化學(xué)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(xué)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(xué)家的濃厚興趣。它被用作早期宇宙中物質(zhì)密度和銀河系化學(xué)演化的示蹤器。它的豐度掌握著有關(guān)大爆炸核合成特性、星系化學(xué)演化以及宇宙中擁有生命的行星數(shù)量的線索。但麻煩的是，氘難以探測，特別是位于銀河系之外的氘。
作為早期宇宙中豐度位列第三的物質(zhì)，氘在宇宙年齡只有17分鐘時達(dá)到了它的頂峰。這就是它的原初分界點(diǎn)。由于構(gòu)建復(fù)雜原子核的反應(yīng)總是會摧毀而從不產(chǎn)生氘，因此這一僅由一個質(zhì)子和一個中子組成的脆弱原子核自此數(shù)量開始不斷減少。
在自然界中，氘會在恒星和褐矮星內(nèi)部與質(zhì)子、中子以及其他原子核的反應(yīng)中被破壞。我們的太陽在其形成后的1,000年內(nèi)便燃燒殆盡了它的氘，這要遠(yuǎn)遠(yuǎn)早于其進(jìn)入燃燒氫的主序星階段。
盡管如此，從海水到彗星、木星大氣層、隕石，再到星際介質(zhì)、銀盤外圍的高速星云以及星系際介質(zhì)，今天仍有足量的氘幸存了下來。但是，即使是在最豐富的時候，氘也很難算得上多。天文學(xué)家認(rèn)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）。
由于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(xiàn)在其密度和物質(zhì)演化的基本探針。
回到起點(diǎn)
原初氘的豐度可以告訴我們宇宙年齡只有幾分鐘時重子（普通物質(zhì)）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(jīng)在宇宙近40萬年的時候了?，F(xiàn)在天文學(xué)根據(jù)理論得到的結(jié)果和由WMAP數(shù)據(jù)確定的重子密度參數(shù)完全一致。你可能會認(rèn)為，這個問題解決了。我們不僅能了解宇宙誕生之后40萬年的樣子，還能深入最初的幾分鐘。是時候干點(diǎn)別的事情了。
還沒這么快！自1994年以來，天文學(xué)家們就開始搜羅天空中遙遠(yuǎn)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(zhì)。到目前為止，只發(fā)現(xiàn)了少數(shù)幾個可靠的類星體觀測結(jié)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(guān)氘原始豐度的共識。
最初，天體物理學(xué)家利用夏威夷10米的凱克I望遠(yuǎn)鏡上的高分辨率攝譜儀探測了高紅移類星體中的氘。當(dāng)時他們發(fā)現(xiàn)了已知最好的氘樣本中的前4個。此后通過哈勃空間望遠(yuǎn)鏡又發(fā)現(xiàn)了第5個。看到氘的信號需要花1天的時間，而令天文學(xué)家相信這是氘所需的時間則更長。在最初的那些日子里，天文學(xué)家們并不知道這有多艱難。然而，時至今日情況也沒有比當(dāng)年好多少。
對前4個類星體的探測顯示氘的豐度為24～40ppm。大約9%的觀測誤差無法解釋如此大的變化范圍。解釋這一結(jié)果的最顯然辦法是，數(shù)據(jù)沒有得到正確的校準(zhǔn)，由此D/H值被低估或者高估了。
在紅移接近3的地方，當(dāng)時宇宙的大小只有今天的三分之一，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(diǎn)類似于走鋼絲。氘和氫的可見光譜線幾乎彼此重疊。幸運(yùn)的是，氘核質(zhì)量接近氫的兩倍。這使得氘的譜線相對于氫的會向光譜的藍(lán)端稍稍移動一點(diǎn)。
研究這些亂如麻的譜線圖就是一場災(zāi)難。大多數(shù)時候，只有少數(shù)的樣本才具有足夠強(qiáng)的氫原子譜線，然后在同一個地方才有可能尋找相應(yīng)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(zhì)密度的D/H和描述宇宙膨脹速度的哈勃常數(shù)，宇宙學(xué)家就能計算出宇宙中普通物質(zhì)所占的比例。利用哈勃常數(shù)73千米/秒/百萬秒差距的取值，普通物質(zhì)的比例大約只有4%，其余的23%是暗物質(zhì)、73%是暗能量。
對于原始氘豐度這樣重要的事情，從事這一領(lǐng)域研究工作的天文學(xué)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(yuǎn)鏡的管理者顯然更愿意把時間花在尋找圍繞其他類太陽恒星的類地行星上。
天文學(xué)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(shù)據(jù)實(shí)際上卻使得他們更難獲得望遠(yuǎn)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(biāo)就需要2個晚上。但是，對氘有爭議數(shù)據(jù)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(xué)波段觀測高紅移類星體。自從射電天文學(xué)家在1951年首次發(fā)現(xiàn)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(fā)現(xiàn)氘的相應(yīng)輻射。不過直到50多年后天文學(xué)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(wù)相比，在射電波段區(qū)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(zhuǎn)而產(chǎn)生的。然而，它仍然花了天文學(xué)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。
而宇宙學(xué)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(shù)恒星和星系都尚未形成）的樣子。在這么早的時期，氘具有比在星系際介質(zhì)中更原始的豐度。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(jīng)被數(shù)代恒星循環(huán)利用過了。這些循環(huán)過程破壞了氘，創(chuàng)造出了更重的元素。當(dāng)氘被破壞的時候，它會獲得一個質(zhì)子變成氦3。對太陽風(fēng)和木星大氣層中氦3的測量顯示誕生太陽系的原始星云中D/H約為21ppm。
超新星關(guān)聯(lián)
太陽深藏于多個超新星遺跡中，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(dá)20顆左右的超新星的星風(fēng)和噴出物所形成的。天文學(xué)家認(rèn)為，這些爆炸的恒星源自天蝎—半人馬星協(xié)，這是一群目前距離我們約400光年的高溫、大質(zhì)量O型和B型恒星。
在本地泡中，最初的超新星噴出物質(zhì)量大約是太陽的10倍，完全不含有氘。隨后它迅速席卷了周圍包含氘的物質(zhì)。所有這些物質(zhì)都混合進(jìn)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(zhì)并慢慢停下來。
天文學(xué)家自從在20世紀(jì)70年代初首次在星際介質(zhì)中發(fā)現(xiàn)氘以來，他們一直在討論了有多少氘已經(jīng)被處理和破壞。幾年前，天文學(xué)家還認(rèn)的D/H在本地星際介質(zhì)的值大約為15或16ppm。但美國宇航局的遠(yuǎn)紫外分光探測器（FUSE）的觀測改變了這一切。
FUSE登場
在6年的時間里以背景恒星來探測紫外波段下的氘吸收線，F(xiàn)USE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%。這些背景恒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(nèi)D/H維持在一個恒定值15.6ppm。然而，在本地泡之外它可以在5～23ppm之間大幅變化。是什么原因造成這一差異？最可能的一個解釋可以追溯到1982年提出的一個想法。當(dāng)時有天體物理學(xué)家認(rèn)為，氘會與低溫的星際碳顆粒結(jié)合在一起，使得觀測到的含量減少。因?yàn)樘茧M合要比碳?xì)浣M合更牢靠一些，因此當(dāng)顆粒被加熱的時候氫會和碳分離開，而氘仍然堅守陣地。失蹤的氘并沒有被破壞，而是轉(zhuǎn)變成了FUSE無法探測到的形式。
這個結(jié)果突然之間讓天文學(xué)家有點(diǎn)措手不及，它將動搖我們對銀河系演化的認(rèn)識， 可能會迫使我們改變有關(guān)恒星形成率或宇宙中超新星所占比例的假設(shè)。當(dāng)前銀河系模型中最大的不確定因素是有多少富氘的物質(zhì)掉入了銀盤。傳統(tǒng)的觀念認(rèn)為，25%～50%的星際介質(zhì)氣體起源來自銀河系以外。但也有一些天文學(xué)家認(rèn)為這個數(shù)字應(yīng)該更高。
在有的銀河系化學(xué)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(zhì)，它們與由超新星爆發(fā)拋射出的噴出物或者是由垂死恒星星風(fēng)吹出的物質(zhì)混合在了一起。這些原始富氘氣體的D/H據(jù)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(xué)演化模型已經(jīng)過時。
生命的疆域
如果星際介質(zhì)中的氘比過去認(rèn)為的更不均勻，那么天文學(xué)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(xiàn)生命。傳統(tǒng)觀點(diǎn)一直認(rèn)為，我們的太陽（富含金屬的G型矮星）恰巧位于一個“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(yuǎn)，金屬豐度可能會過低，不足以形成類似地球的行星。因此，F(xiàn)USE的結(jié)果攪起了渾水，因?yàn)樾请H介質(zhì)中氣體組成的變化似乎比天文學(xué)家原本以為的還要大得多。
大概地，銀河系的金屬豐度會從銀心向外一直遞減。但如果銀河系中的物質(zhì)并沒有被充分地混合，這意味著不同地點(diǎn)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恒星。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(xué)演化理論正在發(fā)生變化，那么有關(guān)銀河系金屬豐度的整個問題也會跟著發(fā)生改變。金屬從銀河系形成之后便隨著時間均勻地落入其中還是僅僅是最近的事？這決定了有多少恒星會具有較高的金屬豐度以及有多少恒星會擁有行星。
對氘及其豐度的探測興許已經(jīng)超出了它最初的學(xué)術(shù)范疇。事實(shí)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(guān)銀河系中行星和生命的演化以及宇宙標(biāo)準(zhǔn)模型的信息。
相關(guān)文章
