為什麼說 LIGO 探測到的 GW170817 引力波和光學對應體能解釋重金屬元素（金、鉑等）的來源？

相關問題：如何看待 2017 年 10 月 16 日 LIGO 宣布探測到來自雙中子星合併的引力波事件？

究竟發生了什麼事情？

幾天前，全體人類得知，引力波事件GW170817和伽瑪射線暴發事件GRB 170817A對應於一起同樣的天文事件：兩顆距離地球約1.3億光年的中子星在跳完一段圓舞曲之後，合併了。它們在時空中激起了劇烈的漣漪，而且還放出了耀眼的光芒。（事件詳情見問題：如何看待 2017 年 10 月 16 日 LIGO 宣布探測到來自雙中子星合併的引力波事件？）

有部分媒體報道，比如說The Verge提到

And the light emitted from the kilonova showed how those elements, such as gold, were produced in the wake of the merger.

再比如，Forbes提到：

We』ve shown that the heaviest elements in the periodic table, whose origin was shrouded in mystery until today, are made in the mergers of neutron stars. Each merger can produce more than an Earth』s mass of precious metals like gold and platinum and many of the rare elements found in our cellphones.

也就是說，這次發現同時向人類揭示了：中子星合併事件能夠產生金、鉑等重元素。

為什麼是金？

之所以要強調金、鉑，不是因為這兩種東西比較貴，而是由於它們恰好代表了一類我們過去不清楚其起源的重元素。

科學上很重要的問題是研究萬物的起源。元素周期表上一百多號元素的起源，則是天體物理學家最關心的問題之一。這項研究起源於上世紀50年代（「B2FH paper - Wikipedia」）。60年過去後，在積累了大量的天文觀測數據與核物理實驗數據之後，我們終於有機會補全所有元素起源的主要框架了：

• 氫、氦：形成於宇宙大爆炸初期，來自早期高溫高密狀態的宇宙。對其過程的詳細研究，被稱為「原初核合成」。最有名的科普讀物就是《最初三分鐘》。
• 鋰、鈹：一部分起源於宇宙大爆炸，一部分來自宇宙射線和星際分子的相互作用，還有一部分可能來自於大質量恆星的演化過程。這部分的研究相對來說還不是主流，因而數量較少。
• 硼、碳到鐵、鎳：主要來自大質量恆星演化過程中的核聚變反應。這些研究在幾十年前就找到了大量觀測證據（比如紅巨星中的Tc譜線），近些年的低能核物理實驗結果也進一步支持這些恆星核合成理論。
• 超鐵元素：理論認為，它們幾乎都是來自於中子俘獲過程(Neutron Capture)。根據中子俘獲反應的頻率不同，該過程又分為：慢中子俘獲過程（slow-neutron capture process，簡稱s-過程）與快中子俘獲過程（rapid-neutron capture process，簡稱r-過程）。其中，s-過程一般被認為發生在漸進巨星分支星（AGB Star）中，能產生差不多太陽系中差不多一半左右（數量上）的超鐵元素。而r-過程就稍顯神秘了，我們尚不清楚它主要發生在哪裡，也不是很清楚它的反應細節，我們只知道它能產生剩下一半的超鐵元素。

事實上，大家和媒體都關心的金、鉑等元素，在s-過程中一樣能夠產生，只是量實在是太少了，無法解釋它們在太陽系中的觀測含量。而更重要和更明顯的問題是，如果只靠s-過程，根本無法生成鈾、釷這類放射性重元素！這個時候，我們就需要神秘的r-過程來解釋核電站存在的基本條件了。

為什麼是快中子俘獲過程？

上帝說：要有中子！

在解釋為什麼需要用r-過程產生金、鉑等元素之前，我們得看看為什麼聚變反應無法生成比鐵更重的元素。

幾乎所有的科普書、天體物理教材都會說：大質量恆星的內部在不斷地進行著核聚變反應，不停地把氫原子核聚變成為氦原子核，然後再把氦原子聚變成為碳原子核、氧原子核、硅原子核等等，一路到鐵原子核，最後恆星核心的鐵原子核再也無法通過聚變釋放能量來抵抗自身強大的引力，整顆恆星就走到了生命的盡頭。其實，這麼說略微有一些問題：鐵原子核並不是最穩定（單位核子的結合能最低）的原子核，理論上來說，鐵原子核還能通過某些特定的聚變反應釋放能量。

為了解釋這個問題，細緻的討論需要一些複雜的計算（最終需要求解兩個二元非線性方程組）。為了保持閱讀體驗，我（儘力）只描述一下那些計算背後的物理圖像:

1. 當大質量恆星壽命將盡時，它的核心具有很高的溫度和密度；
2. 在極端的溫度下，高能光子可以不斷地將原子核分解成更小的原子核（或核子）；
3. 在極端的密度下，原子核與中子聚變、與質子聚變、與氦原子核聚變等一系列的聚變反應都有可能發生；
4. 幾乎所有的核反應都有可能發生，換句話說，幾乎所有的核反應都在競爭有限的原子核；
5. 在中子和質子幾乎一樣多的環境中，各種相互競爭的核反應最終會傾向於生成少數幾種原子核。

最後一點怎麼理解呢？舉個不是特別恰當的例子：假如有一個國家允許人口自由流動，那麼在任何一個時刻，每個地區都不斷有流入的人口和流出的人口。但長期來看，總有那麼幾個地區的人口相比於其他地區要更多一點。如果這個國家的人口多數是具備工業技能的，那麼更適合工業生產的地區可能就更有吸引力，從而會有更多的人口；如果多數人具備農業生產技能，那麼更適合農業生產的地區可能就會有更多的人口。所以，在特定的外部條件（人口的技能屬性）下，各個具有不同特性（適合工業或是農業）的地區自然就有了不同的人口數量。

回到恆星中，我們得到了一個這樣的結果：

在中子和質子幾乎一樣多的環境中（外部條件），鎳-56（鎳的一種同位素）的原子核就在競爭當中脫穎而出了。這是因為鎳-56恰好有28個中子和28個質子（favored by environment），而且它本身的核結構也很穩定（favored by its own structure，熟悉核物理的讀者會發現它是一個雙幻核）,比較難通過核反應轉變成其他原子核。

在生成鎳-56之後，雖然它在核反應中是相對最穩定的，但鎳-56的原子核本身是不穩定的，它很快（6天左右）會通過beta+衰變成為穩定的鐵-56原子核。於是，在恆星環境中，鐵-56（以及與它「類似」的原子核）就成了最終產物(統稱Iron peak - Wikipedia)。

記住這個上面的這個邏輯，然後讓我們再來看一下元素周期表裡的元素。

• 銀（47號元素）：有兩種穩定同位素（Ag107, Ag109），分別含有60個中子和62個中子。
• 鉑（78號元素）：有六種穩定同位素（Pt190, Pt192, Pt194, Pt195, Pt196, Pt198），分別含有112，114，116，117，118和120個中子。
• 金（79號元素）：只有一種穩定同位素（Au197），含有118個中子。
• 鈾（92號元素）：存在三種長壽命同位素（U235, U236, U238），分別含有143，144，146個中子。

聰明的你一定發現了它們的共同點：這些原子核里的中子明顯多於質子。所以，根據我們之前的討論，如果自然能夠產生這些原子核，那麼產生它們的環境里一定富含中子！

可是，「自由的」中子並不穩定，它是會衰變的。

天下武功，唯快不破

此時，我們需要考慮兩個問題：

1. 自由中子的平均壽命大概只有不到15分鐘，而不自由的（束縛在原子核或中子星里的）中子又不大可能參與核反應。那從哪裡能獲得自由中子呢？
2. 因為自由中子是一種有保質期的原材料，核合成過程得在它完全變質之前使用。所以，核反應速度不能慢，即環境溫度必須足夠高（一般來說，溫度越高，核反應越有效率）。

一種辦法是，把束縛在原子核里的中子釋放出來。比如發生在AGB星中的s-過程，自由中子通過

這兩個反應產生，然後在衰變之前和鐵（準確的說是鐵峰元素）原子核結合，生成某個同位素。但是在s-過程中，自由中子的數量並沒有足夠多，如果生成同位素是不穩定的，它會在與另一個中子結合之前發生beta-衰變，然後就變成了更高一號的元素。

可是，如果中子俘獲速度不夠快，那自然界永遠也無法產生Cd116, Sn124這些原子核，因為它們與各自的穩定同位素之間都隔著至少一個不穩定同位素。更不用說鈾元素了，U和Bi之間隔著8种放射性元素。所以，我們需要更快的中子俘獲率，也就是需要更多的中子。

第二種辦法是，把質子轉變成中子，也就是通過

反應，將一個質子轉變成一個中子和一個正電子。這種反應的關鍵是電子型反中微子，因為質子（氫原子核）到處都是。自然界里最強大的電子型反中微子源，就是核心坍縮型超新星（CCSN）。當一顆大質量恆星死亡前的瞬間，它的核心會在強大的引力作用下迅速向內坍縮（參見我在另一個問題下的回答https://www.zhihu.com/question/20722535/answer/62328431），最裡面的鐵核心轉變成一堆聯繫更緊密的核物質（Nuclear Matter），核物質里的核子通過各種相互作用就能產生巨量的電子型反中微子。這些電子型反中微子再與更外層的自由質子反應，就能在極短的時間內產生大量的自由中子。有了足夠多的中子，一個穩定的原子核就能連續俘獲更多的中子，從而生成s-過程中無法生成的原子核。

最後一種辦法是，先把中子儲存著，需要的時候再釋放出來。這就是發生在此次中子星合併事件中的場景。顧名思義，中子星裡面本身就含有大量的中子。在中子星合併過程中，大量高溫高密的中子物質在死亡圓舞中被拋射出來。這樣的環境簡直就是發生r-過程的理想場景！

早先的許多計算機模擬顯示，在中子星合併過程中，差不多有千分之一到百分之一個太陽質量的物質會被拋射出來，其中發生的r-過程能夠產生相當可觀的超鐵重元素（準確來說，是Ba之後的元素），而且相對數量（即分布）和天文觀測基本一至！

這次觀測驗證了什麼？

這次重要的發現，除了引力波段和Gamma波段驚人的對應（再次感嘆人類真是走了狗屎運），還有大量可見光和紅外波段的信息。接下來，我會圍繞兩個問題進行敘述：

• 中子星合併理論能預言什麼？
• 觀測與預言相符嗎？

所有的計算機模擬都顯示：兩個巨大（重）的緻密天體相撞，強大的潮汐效應會將中子星的一部分撕得粉碎，然後把這部分富含中子的碎片拋向更遠的空間。合成超鐵元素所需的r-過程就發生在這些碎片當中。

但是，引力波無法傳遞核反應的信息；在天文尺度上，我們也無法直接看到那些反應的細節（比如說反應截面）。更為麻煩的是，我們甚至很難看到r-過程的直接反應產物，因為r-過程生成了大量放射性的不穩定原子核，它們的平均壽命在百分之一到千分之一秒之間。那要如何證明我們的理論呢？

正如大家聽說的，在融合發生之後，全世界幾乎所有主要的光學望遠鏡都瞄準了事件發生的地點。接下來的幾天，紅外波段不斷變化的譜線被觀測到了（如下圖）。很顯然，隨著時間推移，中子星融合事件的拋射物變得越來越冷。這是很自然就可以立即的。但與一般冷卻過程不同的是，由於r-過程的放射性產物的存在，這些拋射物在冷卻的同時又被那些原子核的衰變過程加熱。

所以，如果理論能夠預測到這個特殊的冷卻過程，那麼也一定能預測譜線存在的特殊結構。這些特殊的結構起源於1）各种放射性原子核的產量，考慮到不同種類原子核的半衰期不同，加熱的功率在各個時段里是不同的；同時2）原子核一旦俘獲電子形成原子，就會對光在各個波段的透射率產生顯著的影響（比如高度不透明的鑭系元素）。在之前的研究中，儘管模型還很粗糙，比如只考慮球對稱的、均勻的、達到局域熱平衡的噴射物（像不像真空里的球形雞? :D），理論仍然能夠給出可以驗證的結論。事實上，對於天文學家來說（世界上對誤差最寬容的人），這次理論與觀測符合得相當好。

僅僅通過調整包括拋射物質量、拋射速度、以及鑭系元素的數量這三個參數，天體物理學家已經能很好的描述觀測現象，而且基本能確認如下三個結論：

• 這次中子星合併拋射出了百分之五倍太陽質量左右的物質
• 其中既有低中子含量（星風部分, neutrino-driven wind）的成分，也有高中子含量（動態拋射物, dynamical ejecta）的成分
• 總共產生了萬分之四倍太陽質量左右的鑭系元素，占拋射物的百分之一左右

回頭看看圖5，A=130區域的鑭系元素的質量比例是不是也是百分之一左右？這就是科學的強大之處，即便是一億光年之外的事情，我們也能窺見到如此程度。

那產生了這麼多的鑭系元素，又有多少金子被拋出來呢？到圖5中找一下A=197（穩定金原子的質子加中子數目）的位置，質量比例接近千分之一，也就是差不多十萬分之四倍太陽質量。太陽質量差不多是地球質量的33萬倍，所以這次中子星合併事件差不多能產生13個地球（不同的模型和計算方式可能會有一個數量級左右的誤差）這麼重的黃金！

寶藏的方向已經已經指明，少年們剩下的征途就是星辰大海。

---------------未完，待續-----------------

還剩下什麼問題？

兩顆中子星在合併的最後階段，大部分都融合成了新的天體，但還有不少物質在解體中拋向空間。這些富中子物質（中子星拋出來的）會形成大量富中子的不穩定同位素（原子核中質子數相同但中子數不同的元素如氕氘氚），也就是說很多原子核中包含大量中子的元素，這些中子會迅速衰變成質子，產生大量原子序數（即原子核中的質子數）較高的重元素，其中就包括金等。