第1章
碳的发现、起源和扩散

在人类历史之初，碳就已经为人所知。然而，人们对碳的本质的真正了解是两个世纪前的事情，那时近代科学刚刚兴起，人们开始用仪器和实验来探测物质的性质。到18世纪末法国大革命爆发时，像欧洲其他地方的情况一样，法国的科学正在起步。人们开始尝试新事物，提出新思想。当时，人们对太阳系的认识已经转换成以太阳为中心的星系；人们已经对万有引力定律和运动定律掌握得很好；天文学家威廉·赫歇尔发现了太阳系的第七颗行星；化学正进入一个革命性的发展时期，因为人们认识到物质是由不可分割的元素组成的，不能通过化学或机械过程分解成更小的成分。

法国化学家安托万·拉瓦锡（1743—1794年）在其妻子玛丽-安妮·波尔兹·拉瓦锡（1758—1836年）的大力协助下，在近代化学诞生的过程中发挥了重要作用（图1-1）。

这项工作是以有条不紊且高度科学的方法完成的。拉瓦锡在化学实验前后仔细测量了各种成分，以便定量了解和记录所发生的事情。当涉及气体时，他们便在密封室中进行实验，这样就不会有任何东西泄漏或侵入。他们测量了反应发生前后所有成分的重量。这项工作的一个重要推论是质量守恒定律，在法国被称为拉瓦锡定律：物质在化学反应中既不产生也不被消灭。这句话的原文是“Rien ne se perd, rien ne se crée, tout se transforme”（没有什么失去，也没有什么产生，一切都只是转换）。

和当时的其他化学家一样，拉瓦锡对燃烧感兴趣。许多实验者专注于各种材料的燃烧，包括木炭和石墨。先前的实验表明，石墨和木炭在燃烧时都会产生“成分固定的气体”（现在称为二氧化碳），从而逐渐导向这些物质之间一定有关联的结论。让解释这些实验变得复杂的一个因素是，人们普遍认为，燃烧会释放出一种被称为“燃素”的无色、无臭、无味、重量极轻的物质。这个有趣的名字来自希腊语中“燃尽”或“火焰”的意思。没有人知道什么是燃素，也不知道它是如何与其他物质相互作用的，但人们认为，当某种东西燃烧时，其中的燃素就会释放出来。在英国，约瑟夫·普里斯特利将氧气从空气中分离出来，并称之为“去除燃素的气体”。很长一段时间以来，没有人意识到燃烧过程中没有损失，而是添加了一些东西（氧气）。

拉瓦锡夫妇做了许多实验，旨在发现燃烧的性质并分离出燃素（图1-2）。按照惯例，他们煞费苦心地对燃烧物和产物进行称重和测量。运用这种出色的科学方法，他们发现，每当他们在密闭容器中燃烧东西时，燃烧物加上容器内气体的总重量保持不变。在某些情况下，产物的重量增加，而增加的部分与气体重量的损失部分相等；在其他情况下，燃烧物部分或完全消失，而气体增加的重量恰好等于样品失去的重量。不论是哪种情况，空气中都有一种成分被提取出并与燃烧物结合在一起。当时的人们将这种成分称为“救命气体”，而现在我们称其为氧气（由拉瓦锡命名，明确了它由氧元素组成）。实验表明，燃烧过程是在燃烧物中添加一些东西，而不是让燃烧物损失某种东西。这一发现宣告了燃素学说的消亡。1783年，拉瓦锡向法兰西科学院宣读了他的论文《哲学反思》，这是对此前用于解释燃烧现象的燃素理论的攻击。从此，燃素概念在18世纪末失去了魔力，被丢弃进历史的垃圾箱。

拉瓦锡的实验表明，在木炭的燃烧过程中，氧从空气中被提取出来并产生“成分固定的气体”，即二氧化碳。无论焚烧的物质是木炭还是石墨，都会发生这种情况。（或者燃烧钻石——为了了解燃烧的化学机制，拉瓦锡真的让一些钻石变成了气态。如果在750摄氏度以上的空气中对钻石加热，钻石就会发生完全燃烧。）到18世纪80年代中期，拉瓦锡和其他人已经确定，石墨和木炭中的易燃物质是相同的，这种物质与氧结合产生二氧化碳。他用法语单词“carbone”来命名这种物质，其英语中的对应词为“carbon”（碳）。事实上，碳本身并不分解成其他物质，而是与其他物质结合，之后可以复原，这表明碳是一种元素。拉瓦锡的实验还表明，水不是一种元素，因为它是可以分解的；水可以分解成氧和氢。那个时候还没有发展出原子理论，因此除了化学特征，人们对元素本质的认识还没有确立。

不幸的是，拉瓦锡没能活到发现原子理论。1794年5月8日，他和包税事务所的其他27名成员一起被送上断头台。包税事务所向国王支付一笔钱订立一份合同，获得国王授权对外征税。拉瓦锡是一个“包税官”，他妻子的父亲也是，他们在同一天被送上断头台。包税官是旧政权中最令人憎恨的成员之一，在革命者掌权后，他们被列为首要打击对象，尽管一部分税收被用于资助开启理解化学机制和物质性质的新时代之门。这是一场社会爆炸，而不是安托万·拉瓦锡在实验室所做的化学爆炸。具有讽刺意味的是，一个开创了科学革命并命名了氢、碳和氧的人，却在一个所谓最好也最坏的时代被故意杀害了。但玛丽-安妮·拉瓦锡并不在法国大革命期间被送上断头台的17 000人之列，她组织出版了丈夫生前整理的最后一批科学文献《化学基础论》，这是他和他的同事展示新化学原理的论文汇编。她还抢救了拉瓦锡的笔记本和实验室仪器，其中大部分现在由康奈尔大学收藏。

在法国大革命后的几个世纪里，继拉瓦锡夫妇之后的其他许多人相继取得发现，化学家和物理学家发展了原子结构理论和对化学元素的理解，成功地解释了气体和液体中的原子是如何相互作用的。用现代术语来说，化学元素的特征由其原子的结构确定，一个原子由原子核（带正电的质子和不带电荷的中子构成的基团）和核外电子组成。电子在距原子核很远的位置绕核运动（这里说的“很远”是相对于原子核的大小而言的，尽管这个距离按照人类的标准可看成无穷小），它们的运行轨道被限制在与原子核平均距离固定的位置（稍后会详细介绍）。

每种元素的身份和化学特性由该元素的质子数和核外电子数决定。氢是最简单的元素，其原子核中只有一个质子，核外有一个电子；其次是氦，其原子核有两个质子和两个中子，核外有两个电子；然后是锂，其原子核有3个质子、3个电子，以及3个或4个中子（具有4个中子的形式在自然界要丰富得多）。锂之后是所有其他元素，从铍（4个质子）到铀（92个质子）。铀以后还有一些元素，一些元素的原子核含有多达118个质子。 还有更多的元素有待发现，尽管铀以外的元素预期寿命非常短暂。

碳是一种适中的元素，其原子核含有6个质子和6个中子，通常在中性状态下被6个电子包围。那么，碳有什么特别之处呢？为什么我们要把它单独挑出来作为本书的主角呢？自然存在的元素可以有近100个质子，因此，如果质量是衡量元素价值的指标，那么碳处于这个序列的低端。尽管碳的质量很小，但在许多方面碳是最重要的元素之一，因为如果没有它的特殊化学性质和核特性，我们所知道的生命就不会存在——宇宙将是一个非常不同的所在。

为什么我们要代表一种在其他情况下看似无害的元素，一个像其他元素一样由质子、中子和电子组成的集合，来提出这一主张？因为碳原子在化学相互作用方面有着非常特殊的禀赋，而且碳原子核有特殊的性质，它在我们所处宇宙的演化过程中对其他元素的形成有着巨大影响。

化学反应涉及原子之间的电子共享，导致原子以分子的形式黏附在一起。原子有其内在的规则，以控制有多少电子可以与相邻原子相互作用。碳的这一规则是自由的，因此碳原子可以与许多其他元素化合，包括其他碳原子。你也可以说碳非常善于交际，可以自由地与其他元素相互作用。

围绕原子核转圈的电子，运动受到量子力学定律的约束。电子只能在某些轨道边界内运动，有时我们称这些轨道为壳层。原子的内壳层只能容纳2个电子，而次级壳层最多可以容纳8个电子。氦元素总共有2个电子，正好填满其内壳层，因此它没有未填满的壳层，或者说没有多余的电子可以与邻居共享，这意味着它非常不愿意与其他化学元素发生化学反应。那些壳层填满电子的其他元素也具有这种性质。锂是第三号元素，其内壳层被填满，但它的次级壳层上只有一个电子，因此锂可以与其他化学元素通过共享电子发生化学反应。

碳共有6个电子，其内壳层被填满，但次级壳层的8个空位只有一半被剩余的4个电子占据。碳既可以与其他原子共享这4个电子，也可以接受相邻原子的电子（多达4个）共享。因此，碳具有极其丰富的化学性质，能够与除惰性气体外的几乎任何元素化合。正如拉瓦锡夫妇发现的那样，碳的化学反应性解释了为什么这种元素在燃烧中发挥作用，也解释了为什么碳在地球及银河系其他地方的生化分子中如此普遍。

碳出名的另一个原因是它的丰富性。碳是宇宙中非常常见的元素。氢和氦是迄今为止最丰富的元素，氢原子的数量大约是氦的10倍；氧和碳分别排在第三位和第四位，原子数量大约是氢的1/1 000。在后面的一章中，我们将探讨为什么某些元素会比其他元素更丰富。

尽管碳在宇宙中的丰度很高，但它在我们这颗星球上是一种相对稀缺的元素。当太阳和行星在大约45亿年前形成时，一些元素（如碳和氮）无法有效地形成或吸积成固体物质。这些元素只能以气体的形式留在太空中，因此，地球像它的岩质邻居水星、金星和火星一样，只有微量的“未凝聚”元素。而在温度低得多的外太阳系，碳、氮和其他轻元素可以形成固体材料，于是这些元素便形成了外太阳系的天体。冥王星、所有带外行星及其冰冷的卫星、彗星，甚至小行星，它们的碳和氮的丰度都远高于地球和带内行星。

尽管碳在岩质带内行星中很罕见，但地球上的碳足以导致生命的形成和我们今天所拥有的广泛生物系统的发展。地球上的生命起源于碳基物质的储备。由碳制造的有机化合物的种类可以说几乎是无限的。简言之，这就解释了为什么碳是生命的元素，也解释了为什么现代技术大多基于含碳化合物实现。当拉瓦锡夫妇分离出碳并意识到它是一种基本物质，也是一种化学元素时，他们发现了比当时任何人都能意识到的更重要的东西。

我们已经描述了碳的一些性质，其化学性质的更多细节将在第2章中介绍。现在，我们来谈谈碳最初是如何产生的。宇宙的膨胀暗示了这样一种方式：如果宇宙一直在膨胀，那么一定有一个时刻所有的物质都是挤压在一起的。我们甚至可以通过回溯宇宙的膨胀，来找出这个时间点是什么时候。天文学家现在认为，膨胀或“大爆炸”始于138亿年前。

碳是在宇宙大爆炸期间产生的吗？乔治·伽莫夫提出了这个问题并开始寻找答案。伽莫夫是一位个性张扬的俄裔物理学家，他于1933年离开苏联，执教于美国乔治敦大学，在那里度过了接下来的23年后，又转任科罗拉多大学教员。（科罗拉多大学非常珍视与伽莫夫的友谊，校园里坐落着一座以他的名字命名的著名建筑，即伽莫夫塔，远在数英里 外就能看到。）伽莫夫是理解核聚变反应的先驱。所谓核聚变反应，就是简单的原子（更准确地说，是它们的核）合并形成更重、更复杂的原子的过程。伽莫夫推测，在大爆炸的早期阶段一定发生过聚变，因为当时的温度和密度都极高。他想知道今天所有元素的丰度是否可以用大爆炸期间发生的反应来解释。

伽莫夫的研究生拉尔夫·阿尔弗建立模型，研究了物质温度从超过10亿度开始迅速冷却期间元素形成的过程。阿尔弗在他的博士论文中展示了宇宙大爆炸的早期阶段，所有元素是如何以今天所见的正确比例形成的。这被公认为一个伟大的发现。阿尔弗的博士论文答辩有300多人参加。然而，由于伽莫夫在天体核反应领域的卓越地位，阿尔弗在这一重大发现中的核心作用并没有立即得到认可。

但是，大爆炸核合成假说能解释碳的形成吗？阿尔弗认为能。在他的理论中，他把碳和所有其他元素都包括在内。该模型假设初始状态是一个密集的自由中子海洋，中子自发衰变成质子和电子。随后，中子和质子一起形成了氘和氚，二者分别是氢的稳定重同位素和短命的重同位素。据设想，最轻元素之外的大多数元素都将由被称为“中子俘获反应”的核反应形成。在中子俘获反应中，原子核吸收中子，然后喷出负电子，这一过程称为β衰变。β衰变后，新吸收的中子消失了，取而代之的是质子，其正电荷将原子核移动到元素周期表中的下一个元素位置。进一步的中子俘获和接下来的电子发射便形成了质量越来越大的原子核，直到所有的元素都被创造出来。通常具有6个质子和6个中子的碳是这个序列的一部分。通过计算，阿尔弗等人得到了今天观察到的元素之间的正确比例。现在，宇宙中的所有元素都被计算在内，其中2%的元素是较重的。

一切都很顺利：观察到的元素分布在阿尔弗-贝特-伽莫夫理论中得到了解释。故事结束了，对吧？错！仍存在一个巨大的问题。在氦形成之后，不可能再进行中子加成反应，因此不可能存在具有5个或8个核子（质子与中子都叫核子）的稳定核。这个反应链出现了断裂，阻止随后的反应生成重元素。（好在质子数为3的锂也形成了。）大爆炸后不到4分钟，整个序列的反应过程就结束了。在那之后，宇宙已经冷却到足以阻止进一步的反应。从数量上看，现在宇宙中的大多数原子都是在大爆炸中产生的，而早期宇宙则是元素的沙漠，不存在比锂重的元素。早期宇宙不适合我们，甚至不适合像地球这样的行星存在——它是无碳的！

阿尔弗-贝特-伽莫夫理论关于所有元素形成的分析是不可行的。没有任何反应可以通过添加更多的中子来形成铍以后的元素。这是该理论的一个主要缺陷，认识的进程陷入停滞，这时弗雷德·霍伊尔加入了这场争论。对于理解宇宙大爆炸后恒星内部的碳是如何形成的，他做出了深远贡献。这里我们看到，碳的产生对于如何形成所有较重元素（几乎是元素周期表中的所有元素）可谓关键的一步。

霍伊尔出身于英国约克郡的一个农村家庭，从小就是一个爱思考、认真的孩子。很小的时候，他就开始阅读有关天文学和哲学的书籍。与此同时，他也有叛逆的一面。例如，他曾编造一个计划来逃学，因为他觉得学校太无聊了。在很小的时候，霍伊尔就是一个数学天才；成年后，他进入剑桥大学，获得了数学学位和物理学学位。霍伊尔一直对天文学感兴趣，他专注于恒星内部的核过程。在学习了相对论之后，他对研究宇宙起源的宇宙学产生了兴趣。

霍伊尔很清楚，质量数大于5或8的元素不可能在宇宙大爆炸时期形成。而碳的质量数（以其最常见的形式）是12∶6个质子加6个中子。20世纪50年代中期，在美国加州理工学院休假期间，霍伊尔利用他的核物理知识开发了一个模型，其中碳由三个氦核合并而成。他并不知道这是怎么发生的，只是觉得必须这样做，因为碳是现实的存在，而我们就是由碳构成的。这种推理被称为人择原理。换句话说，在其他可能存在的宇宙中，有可能碳没有被创造出来，从而形成了一个死寂的宇宙。但在我们的这个宇宙中，我们在这里这一事实意味着碳一定以某种方式产生了。

不管怎样，宇宙必须越过原子序数5和8之间的这道鸿沟。霍伊尔意识到可以将三个较小的原子核合并在一起产生碳之后，他设想了一个三体反应序列：通过将两个氦核合并形成铍核（8Be，即由4个质子和4个中子组成的质量为8的原子核）。其反应如下：

这有两个问题。一是该反应需要能量输入，因为它是吸热反应，这意味着引发反应所需的能量要大于反应所释放的能量。二是 ⁸ Be核一旦形成就会立即衰变，其寿命只有6.7×10 ^-17 秒（见图1-3）。

第三个 ⁴ He核必须在 ⁸ Be核衰变前与其发生碰撞。假定粒子的速度足够大，而且粒子密度足够高，那么这种反应确实会发生，但需要三个粒子几乎同时撞击。这种关键反应被称为三α反应。高能 ⁴ He原子核被称为α粒子。现在我们有：

图中的γ是伽马射线，形成的 ¹² C是碳的激发态。第二步反应，当一个铍核与第三个氦核结合时，产生的碳能量过大，通常会衰变回三个氦核。霍伊尔推断，碳一定有一种以前人们未知的激发态，其能级允许一些碳原子不衰变直至达到稳定状态。这种效应称为共振，而这种激发态现在被称为霍伊尔态。但是，即使考虑到霍伊尔态使反应得以进行，Be和He反应生成碳并能够释放掉多余的能量，使碳存活下来的概率也只有不到1/1 000。

¹² C在与一个 ⁸ Be原子核碰撞时似乎能够处在适当的激发态能级上，使得两个粒子相遇时黏附在一起，因此 ⁸ Be+ ⁴ He→ ¹² C+γ这个反应是可以发生的。瞧！我们有碳了！生活是美好的，制造更重元素的关键障碍已经消除。

基于人择原理，霍伊尔提出理论，认为这种激发态必然存在；否则，我们这些以碳为基础的生命形式就不会出现在这里。但当时的核物理学家很难相信他，因为实验中从未发现这种所需的激发态。霍伊尔在加州理工学院的同事威利·福勒接受了这一挑战，进行了旨在寻找碳核激发态的实验。结果，福勒真的发现了它，正如霍伊尔所预言的那样。人择原理拯救了这一切。

霍伊尔的预言发表于1954年，但当时几乎无人注意。后来，在1957年，霍伊尔和其他三人在《现代物理评论》上合作发表了一篇开创性的论文，其中引入了三α反应过程来描述恒星中元素形成的机制。4位作者分别是玛格丽特·伯比奇、杰弗里·伯比奇、威利·福勒和弗雷德·霍伊尔（如图1-4中从左到右所示）。现在，这篇论文被引用时通常称他们为“B ² FH”。（2007年，在该论文发表50周年之际，人们举办了一次大型科学会议来纪念它。恒星核合成领域的许多著名研究人员向B ² FH致敬，并报告了自己目前的研究结果。）1983年福勒获得诺贝尔物理学奖也部分得益于这项工作。霍伊尔被排除在诺贝尔奖之外，尽管他对此做出了最重要的贡献：发现了桥接N=5和N=8之间鸿沟的缺失环节。

但是，在恒星中产生的碳如何到达地球呢？它现在在哪里？产生碳所需的核反应只能发生在恒星中心的高密度气体中，不可能发生在靠近恒星表面的任何地方。然而，不知何故，碳会进入星际空间，然后到达地球。为了解释这种情况是如何发生的，我们必须描述恒星的演化。因为恒星有生命，它们在演化。它们有生有死，其中有些重获新生。如果恒星不演化，碳就将留在恒星内部，无法在我们的生活中发挥其许多作用。

恒星是由坍缩的星际气体和尘埃云形成的。 我们的恒星太阳，总寿命约为100亿年，而它的寿命已经过半，这是一颗中年恒星。恒星有多种大小和质量，是否具备产碳反应的条件以及恒星的寿命均取决于此。大质量恒星的寿命很短，而不是很长，这似乎违反直觉。这是因为恒星核心处产生新元素的核反应取决于温度，而恒星的质量决定了恒星的中心温度、反应速率和演化。

天文学家经常用太阳质量作为尺度，来描述其他恒星的质量。太阳质量为1的恒星与我们的太阳质量相同。对于超过25倍太阳质量的恒星，其产生核能的速度是如此之快，以至于它们只能存在几百万年。而与之形成鲜明对比的是，质量最小的恒星的预期寿命为10万亿年，比目前的宇宙年龄长得多。小质量恒星没有机会将其中的碳扩散到周围，这些碳只能密封在其内部。事实上，质量小于太阳的恒星一开始就不会产生碳，因为它们的内部永远无法变得足够热。一旦氢用完，它们就会消失。

大质量恒星会因剧烈爆炸而消亡，爆炸后的残骸叫作超新星。在这个过程中，包括碳在内的元素将在银河系周围扩散。中等质量恒星不会爆炸形成像超新星那样的残骸，但它们会形成烟环状的星云并向外喷射物质。这些膨胀的云被称为行星状星云，因为用小型望远镜观察时，它们看上去很像行星。威廉·赫歇尔在18世纪80年代创造的这个词，一直沿用至今。

超过8倍太阳质量的恒星爆炸，其星核将坍缩成超新星。其中有些形成超致密的中子星星核，而另一些则变成黑洞。在宇宙历史的早期，还可能形成超过100倍太阳质量的恒星，并以“极超新星”的形式爆炸——“超”已经不足以描述它了，在这个过程中产生和排放碳。现在我们知道，重元素除了在演化中的恒星星核内部产生，还有很大一部分最重的元素是在超高密度中子星的爆炸性合并过程中形成的。2017年，通过探测引力波脉冲的产生，人们首次观察到这种合并。

0.5～8倍太阳质量的中等恒星，在形成氦并经历星核内部发生的连续核反应阶段后，会膨胀并经历复杂的内部变化。在星核完成由氢转化为氦的过程后，星核外的壳层便开始了氢的燃烧过程。这些反应产生的热量被封存，导致恒星的外层大气急剧膨胀。这就是术语“巨星”甚至“超巨星”所描述的状态，一颗曾经很普通的恒星，其直径会膨胀到之前的几十倍甚至数百倍。当我们的太阳变成红巨星时，它将吞噬水星、金星，可能还有地球。

随着恒星的膨胀，恒星的核心区继续加热，直到其中的碳发生进一步反应。与此同时，核心外的气态外壳变得足够热，开始了由氢变成氦的聚变燃烧，由此开始形成一个球状的氦外壳。这一序列继续下去，使得恒星在不同的半径处发生不同的反应，从而形成由内到外的几个壳层。当氦在核心区转化为碳时，外壳层正在将氢转化为氦；很快，下一壳层就会变得足够热，从而制造出更重的元素。在氦、碳、氖和氧产生后，接下来就会生成硅等更重的元素。最终，对大质量恒星来说，当反应进一步向外扩张时，其内部就像洋葱（图1-5）。

一颗恒星经历多少核反应阶段取决于它的质量。太阳可能会在其核心区产出碳后停止核反应。更大质量的恒星将经历进一步的核反应阶段，产出氧元素，然后是氖、镁，最后是铁。这种特殊的反应顺序来自α粒子的添加，大质量恒星中还存在其他几种制造较重元素的途径。

在红巨星阶段，恒星的内部可能会变得混沌，这要归因于热对流。热量从核心区向外的流动在途中变慢，导致恒星内部物质翻滚涌动，使得连续核反应阶段所形成的层级结构被打乱。碳通过这种方式到达恒星表面。巨星或超巨星表面的引力非常低，它的外层大气与恒星结合得并不紧密，因此可以在和缓的恒星风中膨胀。碳就在这股风中挣脱恒星的束缚，成为星际介质。巨星被认为是银河系中碳的主要来源。

对于约8～50倍太阳质量的恒星，超新星爆发将猛烈地终结该恒星的生命。原因是：最终，核反应阶段的链条以星核区铁的形成结束。质量较小的恒星在停止制造新元素之前从未走得那么远。铁生成后这一进程便受到阻遏，因为这时不再有放热的核反应。铁开始从周围吸收能量，而不是增加能量。如果没有持续的能量来源，核心区就会向内坍缩。外层紧随其后，只是速度较慢，于是整个星体的物质都以剧烈的碰撞方式撞向核心，造成一次巨大的爆炸，这便是超新星爆发。它摧毁了这颗恒星，不断膨胀的外层向星际介质中注入了各种元素，其中就包括碳。红超巨星和巨星创造了银河系中的大部分碳，而超新星只占其中的一小部分。猎户座肩部的明亮恒星参宿四（图1-6）预计将在未来10万年内爆发成超新星，或者它已经爆炸了，只是其发出的光还在路上。它距离我们有600多光年。

0.8～8倍太阳质量的恒星，在其核燃烧阶段结束后将成为白矮星。这些恒星的大小与地球差不多，但它们的质量相当于一颗恒星。当然，这意味着令人难以置信的高物质密度，大约每立方米100万吨。我们的太阳就将以碳白矮星的形式结束，因为在制造出更重的元素之前，其星核的核反应将以碳结束。

2004年，人们发现了一颗白矮星，其核心似乎主要由清澈的钻石组成。这是根据它的密度和脉动推断出来的，是这些脉动告诉天文学家它的密度有多大。类钻石的结构被认为是这种条件下碳的唯一存在形式。这颗恒星的正式名称是BPM 37093，但它通常被称为“露西”，取自披头士乐队的歌曲《露西在缀满钻石的天空》。这颗令人惊叹的恒星质量与太阳一样大，其体积却比地球还小，每秒钟旋转30圈。

我们已经考虑了恒星内部会发生什么。那么，了解恒星的元素组成有什么用呢？为了理解宇宙是如何起源的，元素是如何形成的，以及碳元素如何融入宇宙的大格局，我们需要先了解恒星的组成。

令人惊讶的是，我们正确理解太阳和其他恒星的组成至今还不到100年。过去，人们通常认为太阳像地球一样由重元素组成。据说天王星的发现者威廉·赫歇尔曾表示，太阳是“一个凉爽的、黑暗的固体球，覆盖着茂盛的植被，‘居住着众多居民’，他们受到厚厚的云层保护，遮蔽了上层发光区无法忍受的眩光”。

直到1925年之后，我们才有充分理由证明，地球的成分与太阳的截然不同，而普通恒星的成分则与太阳非常相似。1802年和1814年，威廉·渥拉斯顿和约瑟夫·冯·夫琅禾费分别独立地发现，太阳光通过棱镜分散成不同的光谱颜色，并具有暗线（现在称为夫琅禾费谱线）。近半个世纪后，人们发现这些暗线是太阳外层特定元素吸收了特定波长的光引起的。最强的夫琅禾费谱线是由氢、铁、钠和钙的吸收谱线组成的。20世纪初，人们普遍认为，太阳具有夫琅禾费谱线这一点与“太阳和地球具有相似的元素组成”的观点是一致的。不同颜色的恒星有着截然不同的光谱，不同谱线可以分别用字母O、B、A、F、G、K和M标注。人们认为这些恒星的光谱因其成分的不同而不同。

理解太阳和其他恒星组成的革命性转变应归功于塞西莉亚·佩恩（后来的塞西莉亚·帕恩-加波什金）的工作，如图1-7所示。她解决了这个问题，尽管她不得不克服许多障碍，比如作为当时的女性科学家，她经受住了其他人，包括当时著名的天文学家亨利·诺里斯·拉塞尔的怀疑。现在，她的博士论文被视为天文学上最大的突破之一。佩恩在英国出生、长大和接受教育，直到她试图进入剑桥大学攻读博士学位时，这种偏见才显现出来。作为女性，她尽管在之前教育阶段的学校表现出色，但还是没能进入剑桥大学深造。哈佛大学天文台主任、美国天文学家哈洛·沙普利为她新设了一个女性博士项目的职位。在那个年代，当时很多不被看好的女性在哈佛大学天文台做出了具有历史意义的发现。

佩恩1925年的论文探索了恒星的基本物理性质，以解释它们的光谱和温度。在印度物理学家梅格纳德·萨哈的工作基础上，她发现恒星外层的温度和密度决定了哪些元素主导恒星光谱。对于太阳和大多数恒星，她发现锂和钡之间的15种元素的相对丰度与地球相似。她还发现，恒星之间的光谱差异很大程度上是由它们的温度，而不是由它们的成分决定的。利用萨哈的理论，她通过恒星元素的电离状态来确定恒星的温度。她的论文中的大部分研究成果都受到了尊重；然而，她的工作也有一个惊人的发现：氢和氦是太阳的主要组成元素。这与“当时已知”的恒星截然不同。当拉塞尔审阅佩恩的论文时，他认为其中暗示的氢的丰度是无稽之谈：“氢的丰度是金属的100万倍……这显然不可能。”当佩恩在《美国国家科学院院刊》上发表她的研究结果时，她选择指出，她给出的“高得令人难以置信的氢和氦的丰度……几乎肯定不是真实的”。但这是真实的，这一发现从根本上改变了我们对太阳和恒星的理解。实际上，氢和氦占太阳总质量的98%，在这方面，太阳与我们生存的岩质行星有着巨大的差异，后者主要由镁、硅、铁和氧原子组成。太阳的碳含量仅为全部质量的0.04%，但它所含的碳原子数是硅、镁和铁原子数的10倍。尽管碳对我们很重要，但它只是地球上的一种微量元素，是太阳中的一种次要元素。佩恩的研究结果表明，宇宙的质量主要由氢贡献，这是我们现在所知的最轻的元素，在大爆炸的最初几分钟与氦一起形成。她的论文中极具争议的部分为理解诸如恒星是如何产生能量的、宇宙是如何开始的，以及我们周围的大多数元素如何在以氢为初始原料的一系列过程中产生等问题打开了大门。最初，佩恩的革命性结论遭到抵制，但最终被完全接受。天文学家奥托·斯特鲁维将她的工作描述为“天文学史上最辉煌的博士论文”。

我们已经看到，对虚构的燃素等神秘想法的详细调查如何带来了对碳及其作为基本元素的初步理解。我们还研究了第六号元素碳是如何形成的，它的丰度与其他元素相比如何，以及它的化学性质的某些方面。下一章中，我们将考虑为什么碳是如此独特的元素，因为它天然具有形成性质广泛的化合物的灵活性。 6TDm8lVdr16ufPjXjU9Q9BWzrVVd5agSZg9aQKpNDcmDBSB56Wu4QPxpKsh7uwlg