正文 第17節 文 / 艾薩克·阿西莫夫

    我們知道，當質子和中子相互結合而形成原子核時，這樣的結合不但是一種較穩定的結合，而且所含有的質量要比同樣一些質子和中子單獨存在時所含有的質量少。因此，在發生這樣的結合時，多餘的質量就會轉變為能量而被發射出去。

    一千噸氫（氫核由單個質子組成）可以轉變為９９３噸氦（氦核由兩個質子和兩個中子結合而成）。失去的這７噸質量將作為同它等效的能量而被釋放出來。

    凡是象太陽這樣的恆星都會輻射出以這種方式形成的能量，太陽每秒鐘會把大約６３０，０００，０００噸氫轉變為略少於６２５，４００，０００噸氦。換句話說，它每秒鐘會失去４，６００，０００噸質量，然而即使在這種驚人的速率下，太陽仍然含有足夠多的氫，以保證這種過程繼續不斷地進行數十億年之久。

    不過，太陽的氫供應量總有一天會消耗殆盡。這是不是說，到了那一天，這樣的聚變過程將會終止，太陽從那時起將會成為一顆冷星呢？

    情況並非如此，因為氦核並不是質子和中子的一種最「節約」的組合方式。氦核還可以經過聚變轉化為更加複雜的原子核，例如可以經過聚變而成為象鐵原子等一類很複雜的原子核，同時發射出更大的能量。

    由此可見，前面所說的那１，０００噸氫聚變為９９３噸氦之後，還可以進一步聚變為９９１．５噸鐵。也就是說，當氫聚變成氦時會有７噸質量轉變為能量，而當氦聚變為鐵時，只有１．５噸的質量轉變為能量。

    然而，到了氫原子都聚變為鐵原子，聚變過程就到頭了。因為在鐵原子核中，質子和中子是以最穩定的形式組合在一起的。鐵原子的任何轉化，不論是轉化為較簡單的原子，還是轉化為更複雜的原子，總是吸收能量、而不是放出能量。

    因此可以說，當一顆恆星發展到「氦階段」時，它已經用掉了五分之四可資利用的聚變能，而當朝著「鐵的階段」發展時，它放出剩下的那五分之一的聚變能，全部聚變能到此就用完了。

    但是再往後又將發生什麼情況呢？

    在一顆恆星超過氦階段繼續向前發展的過程中，該恆星核心的溫度將會變得越來越高。有人提出一種理論說，當恆星發展到鐵階段時，其核心的溫度將會高到足以引起產生大量中微子的核反應。由於中微子不會被星體物質所吸收，所以它們一旦形成，就會以光速向四面八方飛奔，並把能量一起帶走。這樣一來，恆星的核心就會失去能量，並且很快就突然冷卻下來，結果，這顆恆星就會坍縮成一顆白矮星。

    在坍縮過程中，它的外層，由於仍然含有許多沒有鐵原子那麼複雜的各種原子，因而將會全部立即發生聚變，並爆炸而成為一顆「新星」。由此產生的能量將會形成一些比鐵更為複雜的原子，即週期表中位於鐵以後的各種原子——一直到鈾原子和超鈾原子為止。

    含有重原子的這種「新星」的碎屑將和星際氣體混合在一起。由這類氣體所形成的恆星就是「第二代恆星」，正因為如此，所以在「第二代恆星」中才含有少量在恆星本身的聚變反應中絕不可能形成的各種複雜原子，太陽就是這樣的第二代恆星，而這也正是地球中為什麼會有金和鈾這類元素的原因。