胡維平
在回答這個問題之前首先我們要對原子的結構做一簡單的介紹。現代原子模型奠基於二十世紀初拉賽福的阿爾法粒子撞擊實驗。現在我們知道，原子的質量集中在一 個很小的原子核當中，原子核內包含了帶正電的質子與不帶電的中子。在原子核外圍通常環繞著一些帶負電的電子。在中性的原子內電子數與質子數相等，有時電子 數會稍多於或少於質子數，我們通常將其分別稱為負（陰）離子或正（陽）離子。各種元素原子的差異在於原子核內的質子數不同，因而影響到電子組態乃至於化學 性質的不同，比如說碳原子核有六個質子而氮原子核有七個質子，因而造成這兩種元素在化學性質上極大的差異。質子數相同但中子數不同的原子稱為同位素，例如 氫與氘（重氫）都含有一個質子但氘原子核還包含了一個中子。同位素原子的大部分化學性質非常類似。
從天文的觀測中我們知道，這些種類豐富的元素並不是地球上所獨有的，而是分布在於宇宙的各個角落。並且很明顯的，大部分的這些元素已經存在非常久的時間 了。因此，要了解這些元素的起源我們必須從宇宙發展的歷史談起。自從西元1929年天文學家哈伯發現宇宙持續膨脹的現象之後，科學家一般都認為宇宙起源於 一個大爆炸，時間大約在一百三十七億年前，一切的物質、能量、時間都由此產生。在大爆炸的那一瞬間宇宙中可看成為只有強烈的輻射能量而沒有任何物質。一般 相信在大爆炸之後約 0.0001 秒左右溫度降至 1012K，此時宇宙中的質子與中 子脫離與輻射線的平衡而成型。到了大約在大爆炸之後四秒 左右溫度降至低於 1010 K， 此時宇宙中的電子也脫離與輻射線的平衡而成型。至此，構成原子的基本粒子都已經出現，但由於溫度仍然太高，宇宙中尚無重於氫的穩定原子核，此時宇宙中充斥 著高速運動的質子、中子、與電子以及非常高能量的輻射線。
在大約宇宙型成三分鐘後，質子與中子開始可以結合而成重氫的原子核而不立刻被光子所分解。接下來一連串的核反應將絕大部分的重氫很快的轉變成包含二個質子 及二個中子的穩定氦原子核。然而，比氦更重的原子核此時不易形成因為自然定律中不容許有原子量為五或八的穩定原子核存在；而缺乏這些作為橋樑的原子核，更 重的原子核不易快速的被製造出來，而宇宙仍持續的膨脹、冷卻。在大約宇宙生成30分鐘後，大爆炸所產生的核反應完全停止進行。此時，宇宙中的物質以質量而 言約含75%的質子、25%的氦原子核、大量很輕的電子、以及非常微量的重氫及鋰原子核。此時的宇宙溫度仍然非常高 (108 K 左右)，強大的輻射線使電子無法停留在固定的原子核上，物質主要以單原子離子狀態存在。由於自由運動的電子很容易散射光線，此時宇宙是處於名符其實的混沌 狀態；光子無法自由穿越，輻射場與物質間不斷的進行能量交換。這種情況一直持續到了大約四十萬年後，當宇宙的溫度降到了約一萬度以下，電子才開始能與原子 核結合型成中性的原子，宇宙也在此時便成透明，輻射場與物質間的作用大幅降低，而重力的作用正開始逐漸朔造新的宇宙結構。
化學元素的製造如果到此結束的話這將是一個非常枯燥乏味的宇宙。此時宇宙中主要的元素只有氫和氦，實在沒有多少化學可言，任何人都可以把化學學得非常透 徹，只不過在這種宇宙中是不會有任何生物存在的。我們生命所需得其他元素大都是數十億年後在我們銀河系恆星的演化過程中所產生的。至於宇宙是如何從早期物 質均勻分布的狀態迅速的型成星系及恆星目前仍然不是非常清楚。一般認為很可能由於一些量子效應使得早期的宇宙在能量分布上就有一些不均勻；這些微的不均勻 性經過會重力效應的放大作用使得物質迅速的向物質密度高的地方聚集而型成星系以及恆星。目前的證據顯示第一顆恆星可能在宇宙誕生後的 數億年就開始型成而發光，而在其內部的熱核反應中進行宇宙中下一步的元素合成。
地球上一切生物所需的能量幾乎都是直接或間接的來自太陽。然而太陽的能量又從何而來呢？在二十世紀以前，這一直是個令科學界感到非常困惑的謎題。現在我們 知道太陽以及所有的恆星主要的能量是來自內部的核融合反應。當一個質量大於0.08倍太陽質量的星體，由於重力收縮使得核心的溫度達到一千萬度以上時，核 融合反應開始發生，將四個氫原子核經過三個質子加成的步驟(質子-質子鏈)融合成一個氦原子核並放出非常大量的能量。這種能量釋放與恆星本身的重力作用達 成平衡狀態，使得恆星在一段長久的時間內能穩定的存在、發光。在比太陽重一些的恆星中，當核心的溫度達到二千萬度以上時，另外一種藉由碳、氮、氧原子核作 為催化劑的一種氫融合的反應(碳氮氧循環)則是主要釋放能量的機制。在此機制中會累積不少的氮元素，這也是宇宙中氮元素主要的來源。
雖然核融合反應能很有效率的產生能量，核融合的原料—氫原子核總有用盡的時候。對小於0.5倍太陽質量的恆星而言，生命可以說到此為止，核融合所型成的氦 核心從此逐漸黯淡冷卻。然而，質量較大的恆星在重力持續收縮下，核心的溫度可達到一億度以上；此時，氦原子核可融合成碳原子核及一些氧原子核。同時，由於 恆星的外層仍然含有未經融合的氫原子，在重力收縮的過程中也使得外層的溫度升高到足以進行氫的融合反應。像太陽這等大小的恆星，在核心的氦用盡後將受重力 的壓迫型成一顆白矮星而逐漸冷卻。若星球的核心在氦即將燃燒完之前仍有三倍以上的太陽質量，核心可以在進一步壓縮後在六億度以上的高溫下開始將碳融合成 氖、矽、鎂等原子核。此時，在核心的外層，氦的融合反應也開始在進行，而更外層則依然有氫的融合反應。此種階段性的層狀核融合反應在質量很大的星球內持續 的進行，每一階段都需要更高的溫度與密度，並也產生更多種複雜的化學元素，科學家相信絕大部分比硼重比鐵輕的元素都是由恆星內部的核融合反應形成的。在恆 星的演化過程中，它們會不斷的將表面的物質送出到太空中，因此，在恆星內所製造出的各種原子核也隨之散佈到宇宙的各個角落。
然而，就算在質量再大星球內，這種核融合反應也不會無窮盡的進行下去；這是因為每一個階段核融合所能持續的時間愈來愈短，所放出的總熱量也愈來愈少；由於 鐵原子核擁有最大的核子結合能，因此形成鐵原子核（原子序26，原子量56）後核融合已經不再是放熱反應，因而無法阻止星球進一步的重力崩塌。在鐵核心高 速崩塌壓縮的過程中，許多電子被迫與原子核內的質子結合而形成中子，同時向外放出大量的微中子。而當這些中子被壓縮到密度達到水的1014倍 時，一種僅能由量子力學所描述的巨大中子簡併壓力突然開始發生作用，而阻止核心進一步的收縮。但這種瞬間核心崩塌的停止產生了強大的反彈震波，當這震波與 恆星外層物質相撞時，產生了極大能量釋放，同時，在極高的中子密度下高許多新的核融合反應 (r-process) 也在這過程中發生。一般相信 週期表上大部份比鐵重的元素就是在此時產生的。這強大的反彈震波以及極大量的微中子會將恆星外層整個炸掉，這就是所謂的超新星爆炸。由於超新星爆炸所釋放 的能量極為巨大，有時超新星爆炸時的亮度甚至會超過整個星系數十億顆恆星亮度的總合。而經過這一系列核融合反應所生成的元素有一大部分也隨著超新星的爆炸 而散佈到宇宙中。超新星爆炸後的中子核心的質量若小於約3倍的太陽質量，核心將成為一個穩定的中子星，但其質量若大於3倍的太陽質量，此時連中子簡併壓力 也無法抵抗重力的壓縮，核心將進一步塌陷形成一個黑洞。
上述的這種超新星一般稱為 Type II Supernova。另外還有一種叫做 Type Ia 的超新星，這是發生在雙星系統中的特殊現象。在雙星系統中比較大的那顆恆星演化的也比較快，最後它可能成為一顆白矮星。等到另一顆 恆星開始老化膨脹時，他的外層物質可能會逐漸被旁邊這顆白矮星吸收過去。當白矮星的質量累積到 一個約等於1.4倍太陽質量的臨界質量時 (Chandrasekhar limit)，大規模的核融合反應突然劇烈的發生，將整顆星球炸掉，在這過程中產生大量的鐵原子核。我們血液及地殼中的鐵應該都是來自遠古 時的 Type Ia 超新星爆炸。近年來 Type Ia 超新星被用來標定宇宙膨脹速度的變化，令人驚訝的是最新的天文觀測顯示宇宙膨脹的速度竟然是正在加速而非減慢中。
此外，在一些恆星內部也會持續進行著一種所謂的 s-process，也就是以持續的中子捕獲與beta衰變產生一些重元素如 Tc, Bi， Pb等。同時，高能的宇宙線也持續的和星際物質作用產生如 Li, Be, B 等元素。以上所描述的是宇宙中各種元素生成的一個大略的過程，至於詳細的流程仍有不少爭論以及值得探討的地方；比如說前不久有科學家提出金元素的形成可能 與非常罕見的中子星相撞有關。我們的太陽系除了氫與氦外含有豐富的各種重元素，使得太陽系能夠有如地球般的固體行星存在，並且包含了生命所必須的碳、氧、 氮、硫、鐵等元素。也就是說除了宇宙型成時的基本元素之外，我們的太陽系乃至於我們地球上的生命都是由過去恆星演化過程中及超新星爆炸後產生之灰燼所建構 起來的，個人的生命與宇宙、恆星的演化關係之密切值得我們深思玩味。更奇怪的是根據 WILKINSON MICROWAVE ANISOTROPY PROBE (WMAP) 科學衛星的最新結果顯示，宇宙的組成中，一般由原子構成的的物質只佔了約百分之四，此 外，不明的黑暗物質(不與光產生交互作用但有質量的物質)約佔百分之二十，剩下的百分之七十四是更奇怪的所謂黑暗能量(也就是在極大尺度下抵抗重力造成宇 宙膨脹加速的能量)。顯然，我們對宇宙的了解還是十分有限。
(C) 2007 著作權所有 - 國立中正大學化學暨生物化學系 胡維平 教授 最近修改日期 2007/03/21
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