在我們周遭或身體內部，都存在著恆星的碎片。大約有一半比鐵重的化學元素，起源自宇宙中一些最激烈的爆炸。隨著宇宙的猛烈翻騰，新恆星與新行星從舊的氣體和塵埃中誕生，這些化學元素最終會進入地球與其他星球。經過37億年的演化，地球上的人類和許多物種，無論在生理上或生活裡，早已習慣依賴這些化學元素。

舉例來說，碘（I）是調控生物大腦發育以及調節新陳代謝所需的激素裡的一種成份。稱為等輻骨蟲綱（Acantharea）的小型海洋浮游生物，會使用鍶（Sr）建構出複雜的礦物骨架。鎵（Ga）對於智慧型手機和筆記型電腦螢幕裡的晶片至關重要。此外，韋伯太空望遠鏡（JWST）的鏡片就鍍上一層金（Au），這種重元素因其不活躍的本質和反射紅外光的能力而用途廣泛，更不用說在貴金屬市場的價值。

長久以來，科學家對這些化學元素的合成機制有基本概念，但是多年來經常因模糊難辨的細節而發生激烈爭論。不過，當天文學家最近首次觀察到重元素的合成過程時，情況立即改變。有觀測證據顯示，這個過程大致如下所述。

很久很久之前，有顆質量超過我們太陽10倍的恆星在一次壯觀爆炸中死去，產生了宇宙間最詭異的天體之一：中子星。這顆新生的中子星是恆星核心遭受極度壓縮後的緻密殘骸，科學家並不了解該處的物質型態。如果這中子星在太空深處孤寂地冷卻下去，那麼故事將就此結束。但多數大質量恆星都與一顆孿生恆星互相繞行形成雙星系統，而那顆伴星終究也會遭遇相同命運，最後留下兩顆中子星互繞。在持續數千年的互繞舞蹈中，這兩顆中子星的螺旋互繞先慢後快。隨著距離越來越近，潮汐力開始撕裂它們，把富含中子的物質以接近1/3光速的速度拋入太空。兩顆中子星最終合併時，會在時空中激起陣陣漣漪，並在整個電磁頻譜上釋出絢爛的宇宙煙火。

在撞擊發生時，我們自己的淡藍色行星位在銀河系內的一個安靜角落，相隔約1億3000萬光年，仍是恐龍橫行的家園。稱為重力波的時空漣漪開始在宇宙中四處傳播，在橫跨長遠距離、抵達我們的行星前，地球上的生命一如既往，並未感受到任何變化。新物種持續演化、滅絕，各文明輪流興起、衰落；好奇的人類開始仰望天空，開發出各種不可思議的器械，例如可測量時空微小扭曲的儀器。最終，以光速行進的重力波，伴隨著中子星合併所釋出的光芒一起抵達了地球。當天文物理學家從光譜中辨識出有新化學元素出現的獨特訊號時，人類總算見證了重元素的產生。

身為探究宇宙災難的專家，我深深著迷於這個故事的科學層面與浪漫：從這樣一顆曾經燦爛奪目的恆星所變化而成的古老殘骸裡，合成出新而持久、甚至珍貴無比的東西。我對終究能目擊此情況的發生感到無比激動，這一發現解決了幾個長期存在於天文物理的疑惑，同時也提出了一些全新問題。但我和許多科學家都感到振奮，剛建立起觀測重力波與來自同一源頭之光波的設備，有助於了解天體爆炸與化學元素的合成，這在過往無異於痴人說夢。

恆星的後代

探索重元素的合成機制，為的是回答一個更重大的基本科學問題：萬物從何而來？化學元素週期表的宇宙歷史從大霹靂後幾分鐘一直延續到現在。氫（H）、氦（He）與鋰（Li）等第一批化學元素的合成，約莫發生在宇宙誕生後三分鐘左右。第一代恆星就是由這些成份所組成，在其一生與爆炸死亡的過程中，藉由恆星核心內的核融合反應鍛造出新的化學元素，並綻放耀眼光芒。下一代的恆星誕生自這些爆炸後的殘骸碎片，其中富含了第一代恆星鍛造出的化學元素。這個過程一直持續到今天，從最輕、只含兩個質子的氦，一直到原子核裡有26個質子的鐵（Fe），所有這些化學元素都是這樣合成出來。最重的化學元素例如擁有117個質子的石田（Ts，音同「田」），根本不是由大自然鍛造的。物理學家可以在粒子加速器內強行製造出那些重元素，但是它們通常只能存在數千分之一秒，在極短時間內就會衰變消逝。

數十年前科學家推論，約有一半比鐵重的化學元素，是透過一種稱為快中子捕獲（rapid neutron capture）的過程產生，或稱為r過程。其餘比鐵重的化學元素則藉由慢中子捕獲（slow neutron capture）產生，或稱為s過程；這通常發生於長壽的低質量恆星裡，是由一連串相對容易理解的反應所組成。

r過程和s過程都會幫原子核添加一個或多個中子。然而，添加中子並不會產生新化學元素，因為化學元素是由原子核中的質子數目定義的。但這些過程可產生比同一化學元素更重的同位素（isotope），其原子核中含有相同數目的質子，但中子數不同。這類重同位素通常不穩定且具有放射性。透過所謂的負β衰變（beta-minus decay）把一個中子轉變為質子，並在過程中吐出一個電子和另一個稱為微中子（neutrino）的次原子粒子。透過這種衰變增加原子核中的質子數，便可產生一種新的化學元素。

s過程與r過程的關鍵差異在於速度。在s過程中，原子緩慢地捕獲中子，有足夠時間在捕獲另一個中子前讓新加入的中子衰變為質子，鍛造出化學元素週期表中下一個只多出一個質子的穩定化學元素。此狀況會持續數千年之久，因為容許發生s過程的恆星只擁有少量額外中子，所以原子只能偶爾捕獲新的中子。

相較之下，r過程可在一次壯觀卻持續不到一秒鐘的創生閃焰中，產生一整個系列的重元素。在此狀況下，大量中子在衰變前就一個接一個撞進了原子核，讓該原子核迅速膨脹成極不穩定的同位素，直抵所謂的中子滴線（neutron drip line），那是大自然允許原子核內中子與質子比例的絕對極限。然後，這個極重的核子藉由負β衰變將其許多中子轉變為質子，甚至分解成更小的原子核，最終產生一系列穩定的重元素。關於這個過程的許多細節還不清楚。例如，當核子吸收了額外中子後，在變得穩定之前，會形成一些科學家還不了解的奇異核子。這些介於兩者間的核子具有突破物理學界限的特性，一般很難、甚至不可能在實驗室中測量它們。

科學家一向認為宇宙中有許多可發生r過程的場所，但60多年來，真相仍是個謎；這是核子天文物理學中最重大的謎。他們長期以來認為，那些質量超過我們太陽8~10倍的恆星在爆炸死亡時，形成的核塌縮超新星（core-collapse supernova）內部可能會發生r過程。但或許除了某些由強磁場驅動的罕見爆炸情況外，所有針對典型核塌縮超新星所做的模擬，都無法再現必要的大量中子與熱力學條件。1974年拉提默（James M. Lattimer）和施拉姆（David N. Schramm）提出壓力逐漸減少的中子星物質可做為觸發r過程的必要條件……