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B2FH理論

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B2FH理论是弗雷德·霍伊尔和伯比奇夫妇（杰佛瑞·伯比奇和玛格丽特·伯比奇）、威廉·福勒四人提出关于恒星核合成的一篇著名论文。该篇论文于1957年发表于期刊《现代物理评论》，是恒星物理学的指标性论文[1]。该论文的正式标题为《Synthesis of the Elements in Stars》（恒星中的元素合成），但是该文章常以四人姓氏开头字母简称为“B2FH”。

该篇论文全面性的概括和分析了几个可能是自然界中元素合成的关键步骤和元素相对丰度，并且被认为是今日恒星核合成理论的由来。

1957年时的物理学

在 B2FH 论文发表的时代，乔治·伽莫夫主张几乎所有的元素或原子核都是在大爆炸时形成的。伽莫夫的核合成理论（不可与今日的核合成理论混淆）含义是宇宙中的化学元素丰度很大程度上是固定的。汉斯·贝特和查尔斯·克里奇菲尔德（Charles Critchfield）在1938年共同提出了质子-质子链反应[2]，卡尔·冯·魏茨泽克[3]与汉斯·贝特[4]分别于1938和1939年各自独立提出碳氮氧循环。以上理论分别表明恒星能量来自于氢核聚变成氦。因此，1957年时伽莫夫和其他物理学家知道在宇宙中氢和氦的丰度并不是完全固定的。然而，当时的恒星核合成理论并未指出比氦重的元素是如何生成的，因此伽莫夫主张所有的元素都是大爆炸的残留，而氢和氦的丰度比例有所变化。B2FH 一文则提出了重元素由来的不同理论，并指出所有比锂重的元素直到铀都是在恒星内部形成，而非来自大爆炸。而这两个理论都同意一些轻原子核（氢，以及一些氦和锂）并不是在恒星内部形成，这导致了现在公认的太初核合成理论的诞生。

论文中的物理意义

因为 B2FH 主张除了氢以外，绝大多数元素必定来自恒星，因此他们的论点即恒星核合成理论[5]。本理论和先前理论的主要差异是，B2FH 预测了宇宙的化学演化，而这个过程可以经由恒星光谱的谱线得知。量子力学解释了不同原子释放不同波长谱线的原因，并且研究不同恒星光谱可以表示恒星大气的化学组成。而观测的结果则指出恒星重元素的含量（金属量）和年龄（红移）关系是明显的负相关，也就是越晚形成的恒星金属量越高。

太初核合成理论告诉我们，早期的宇宙只含有轻元素，所以我们可以预期最早一批形成的恒星只含有最轻的三种元素氢、氦和锂。恒星结构和赫罗图指出恒星的寿命很大程度上取决于初始质量，所以大质量恒星寿命很短，小质量恒星寿命则长得多。当恒星死亡时，B2FH 理论主张死亡的恒星将提供星际物质中的重元素（指所有比锂重的元素），而这些星际物质是形成新恒星的材料。这主张和恒星金属量与红移负相关的观测结果一致。

B2FH 理论主张的恒星核核成理论也提及了原子核物理学和天文物理学相关细节。透过仔细分析核素图，该理论提出者们预测了不同环境的恒星下所观测到的不同化学元素丰度，以及必定会在恒星内发生的核反应过程。该论文中除了其他事项以外，作者们预测了P-过程、R-过程和S-过程以考虑到比铁重的元素合成，而这些论点后来也得到证实。

论文的编写

伯比奇夫妇写下了该论文的第一版草稿，并结合广泛的观测与实验资料以支持这项理论。霍伊尔和福勒也在早期草稿中参与甚多。杰佛瑞·伯比奇后来表示一些人误解福勒是他的团队的领导者。2008年杰佛瑞写下“在这个团队中并没有领导者”，“我们都做出了极大贡献”[6]。

认可

因为这项理论确立了核天体物理学的基础，威廉·福勒因为他的贡献获得1983年诺贝尔物理学奖的一半奖金。部分人士认为弗雷德·霍伊尔在这项议题上也获得类似的学术认可，并主张他的非正统大爆炸论点让他无法得到诺贝尔奖[7]。

杰佛瑞·伯比奇于2008年写下：“霍伊尔应该因为这项工作和他的其他贡献得到诺贝尔奖。根据我和他的私人通信，我相信他未能得奖的主要原因是他排斥福勒是团队的领导者”[6]。伯比奇表示这种看法是不正确的，他并且指出霍伊尔自1946年起发表的较早期论文中可看出霍伊尔是恒星核合成理论的提出者[8][9]。并且在1954年时，伯比奇表示：“霍伊尔在这部分的贡献被忽视了，因为他是发表在当时相当刚成立的天文物理的期刊（该期刊的第一卷）[9]，而较晚发表的 B2FH 则是发表在已经相当有名的物理学期刊《现代物理评论》”。当 B2FH 论文首次发表，它的预印本已经在原子核物理学界广泛流传。福勒因此在原子核物理学界是相当著名的领导人物，而加州理工学院的新闻单位则传播 B2FH 这个词。

2007年在美国加州帕萨迪纳举办了 B2FH 论文发表50周年纪念研讨会[10]。

参见

参考资料

  1. ^ E. M. Burbidge, G. R. Burbidge, W. A. Fowler, and F. Hoyle. Synthesis of the Elements in Stars. Reviews of Modern Physics. 1957, 29 (4): 547. Bibcode:1957RvMP...29..547B. doi:10.1103/RevModPhys.29.547. 
  2. ^ H. A. Bethe and C. L. Critchfield. The Formation of Deuterons by Proton Combination. Physical Review. 1938, 54 (4): 248. Bibcode:1938PhRv...54..248B. doi:10.1103/PhysRev.54.248. 
  3. ^ C. F. von Weizsäcker. Über Elementumwandlungen in Innern der Sterne II. Physikalische Zeitschrift. 1938, 39: 633. 
  4. ^ H. A. Bethe. Energy Production in Stars. Physical Review. 1939, 55 (5): 434. Bibcode:1939PhRv...55..434B. doi:10.1103/PhysRev.55.434. 
  5. ^ Wallerstein, George; et al. Synthesis of the elements in stars: forty years of progress (PDF). Reviews of Modern Physics. October 1997, 69 (4): 995–1084 [16 November 2011]. doi:10.1103/RevModPhys.69.995. （原始内容 (PDF)存档于2011-09-09）.  Page 998.
  6. ^ 6.0 6.1 G. Burbidge. Hoyle's Role in B2FH. Science. 2008, 319 (5869): 1484. PMID 18339922. doi:10.1126/science.319.5869.1484b. 
  7. ^ McKie, Robin. Fred Hoyle: the scientist whose rudeness cost him a Nobel prize. The Guardian. 2 October 2010 [3 March 2013]. （原始内容存档于2019-09-19）. 
  8. ^ F. Hoyle. The Synthesis of the Elements from Hydrogen. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 1946, 106: 343. Bibcode:1946MNRAS.106..343H. 
  9. ^ 9.0 9.1 F. Hoyle. On Nuclear Reactions Occuring in Very Hot Stars. I. The Synthesis of Elements from Carbon to Nickel. Astrophysical Journal Supplement. 1954, 1: 121. Bibcode:1954ApJS....1..121H. doi:10.1086/190005. 
  10. ^ Nuclear Astrophysics: 1957–2007 – Beyond the first 50 years. California Institute of Technology. July 2007 [2011-04-14]. （原始内容存档于2011-05-07）. 

外部链接

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