現(xiàn)代數(shù)學(xué)知識(shí)雜志。
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南威克 1 劉衛(wèi)平 1 郭兵 1 連剛 1 何建軍 2 陳陽(yáng)平 1
1. 中國(guó)原子能科學(xué)研究院核化學(xué)研究所； 2.南京師范大學(xué)核科技大學(xué)
1.序言
自人類誕生以來，對(duì)穹頂星空的探索就從未停止過。 到了唐代社會(huì)，好奇心開始驅(qū)使人們?nèi)ビ^察和記錄星空中的天文擾動(dòng)。 但受限于認(rèn)知水平，這一時(shí)期的天文觀測(cè)更多地伴隨著強(qiáng)烈的神秘主義。 直到17世紀(jì)，伽利略發(fā)明第一臺(tái)天文望遠(yuǎn)鏡，牛頓提出萬(wàn)有引力，天文觀測(cè)才開始進(jìn)入實(shí)證主義時(shí)期。 如今，傳統(tǒng)的可見光觀測(cè)方式已經(jīng)擴(kuò)展為電磁波多波段觀測(cè)方式。 借助多波段觀測(cè)天體，讓我們對(duì)天體有了更全面的認(rèn)識(shí)，大大提高了天文學(xué)家獲取宇宙天體信息的能力。 天文學(xué)家總結(jié)了各種天文現(xiàn)象，并根據(jù)不同的體積、質(zhì)量和溫度等特征定義了天體的類型。 了解天體如何演化，最直接的方法就是了解構(gòu)成天體的各種元素的比例，以及天體內(nèi)部元素在不同演化階段的核合成機(jī)制。
元素核合成在宇宙中的歷史非常悠久和復(fù)雜，目前的相關(guān)理論和模型還不能完全解釋這段幾乎與宇宙一樣古老的元素核合成歷史。 例如，重元素的核合成問題，比鐵重的同位素是如何合成的，它們的核反應(yīng)機(jī)理是什么，目前還沒有完全弄清楚。 20世紀(jì)初，日本數(shù)學(xué)天文學(xué)會(huì)在《發(fā)現(xiàn)》雜志上將“從鐵到鈾的同位素是如何形成的”列為本世紀(jì)急需解決的11大數(shù)學(xué)問題之一。 探索宇宙中從鐵到鈾的重元素生成，需要準(zhǔn)確檢測(cè)天體核合成路徑上關(guān)鍵同位素的質(zhì)量、壽命和相關(guān)核反應(yīng)速率。 這些將宏觀天體化學(xué)的研究與微觀世界的核化學(xué)研究相結(jié)合的交叉學(xué)科就是核天體化學(xué)。 天核的過程主要分為兩類：爆炸性天體風(fēng)暴中的劇烈核燃燒、初級(jí)核合成和恒星穩(wěn)定演化階段的核燃燒。 對(duì)于爆炸天體波中的αp和rp過程，一些關(guān)鍵的核反應(yīng)截面尚未準(zhǔn)確確定。 目前，印度阿貢實(shí)驗(yàn)室ANL和橡樹嶺實(shí)驗(yàn)室ORNL、英國(guó)LLN、東京工業(yè)大學(xué)CNS、中國(guó)IMP在這方面做了大量工作； 主要的核過程是平穩(wěn)的靜態(tài)核燃燒（如氫燃燒、氦燃燒、碳燃燒等）。 大多數(shù)這些熱核反應(yīng)發(fā)生在相對(duì)高溫、低密度的天體環(huán)境中。 相應(yīng)地，天體化學(xué)感興趣的伽莫夫能量（大約幾十到幾百電子伏特）遠(yuǎn)高于庫(kù)侖勢(shì)壘能量（幾兆電子伏特）。 因此，這種熱核反應(yīng)的截面極小，持續(xù)時(shí)間很長(zhǎng)，它們的反應(yīng)截面決定了恒星的壽命和最終的演化歸宿。 隨著能量的增加，這個(gè)核反應(yīng)的截面幾乎呈指數(shù)增長(zhǎng)，伽莫夫峰附近的截面僅僅從皮靶到費(fèi)靶，相當(dāng)于上百億次碰撞才形成一次核反應(yīng)。 在地面實(shí)驗(yàn)室條件下，由于宇宙射線造成的背景太大（噪聲太差），無法準(zhǔn)確檢測(cè)到該反應(yīng)的截面。 作為替代方案，人們利用在高能區(qū)域觀察到的截面與能量之間的函數(shù)關(guān)系來外推低能區(qū)域的反應(yīng)截面，但這些外推往往導(dǎo)致模型偏差較大。 由于巖層對(duì)宇宙射線有屏蔽作用，將實(shí)驗(yàn)室移至極深的地下可以大大降低宇宙射線造成的背景，從而獲得更準(zhǔn)確的探測(cè)結(jié)果。 當(dāng)今核天體化學(xué)的許多實(shí)驗(yàn)研究都在嘗試采用這些技術(shù)。 下面將詳細(xì)介紹國(guó)外外核天化研究的現(xiàn)狀，并介紹我國(guó)錦屏深地幔天化實(shí)驗(yàn)（JUNA）平臺(tái)上一些關(guān)鍵核天化反應(yīng)的進(jìn)展，并探討JUNA的未來計(jì)劃。簡(jiǎn)要展望。
2. 中國(guó)錦屏地下實(shí)驗(yàn)室
2009年，復(fù)旦大學(xué)與雅礱江流域水電開發(fā)有限公司簽訂合同，由我公司承建錦屏水電站交通隧道，改造我國(guó)第一個(gè)超深地下實(shí)驗(yàn)室——中國(guó)錦屏地下實(shí)驗(yàn)室（CJPL） ). 2010 年 12 月完成。
錦屏交通隧道豎向圍巖最厚段全長(zhǎng)2.4公里，是世界上圍巖最厚的地下隧道。 一。 而且洞內(nèi)巖層主要為大理石，放射性本底極低。 錦屏隧道的建成為我國(guó)地下實(shí)驗(yàn)室建設(shè)提供了良好條件。 表1是中國(guó)錦屏地下實(shí)驗(yàn)室與美國(guó)格蘭薩索地下實(shí)驗(yàn)室?guī)r層覆蓋長(zhǎng)度和μ介子本底水平的對(duì)比。 就宇宙射線μ子本底而言，中國(guó)錦屏地下實(shí)驗(yàn)室比美國(guó)的格蘭薩索實(shí)驗(yàn)室低兩個(gè)數(shù)量級(jí)。 另一方面，作為一個(gè)隧道式的地下實(shí)驗(yàn)室，開車可以直達(dá)實(shí)驗(yàn)場(chǎng)地，比在煤礦里建地下實(shí)驗(yàn)室方便多了。 但錦屏隧道周邊配套工作、生活設(shè)施完備，是世界上綜合條件最好的一極。 地下深處的實(shí)驗(yàn)場(chǎng)。
表1 比利時(shí)格蘭薩索地下實(shí)驗(yàn)室與中國(guó)錦屏地下實(shí)驗(yàn)室及地面本底水平對(duì)比
依托中心綜合性重大基礎(chǔ)科學(xué)和應(yīng)用科學(xué)研究平臺(tái)，逐步開展暗物質(zhì)探測(cè)研究、中微子化學(xué)和核天體化學(xué)實(shí)驗(yàn)研究。 這些重大基礎(chǔ)前沿研究的舉辦，促進(jìn)了我國(guó)極低背景重大基礎(chǔ)前沿研究的良好發(fā)展勢(shì)頭。
3. 錦屏深部地幔天化實(shí)驗(yàn)平臺(tái)
在地下核天體化學(xué)實(shí)驗(yàn)研究方面，奧地利格蘭薩??索地下實(shí)驗(yàn)室的LUNA團(tuán)隊(duì)在全球仍處于領(lǐng)先地位。 經(jīng)過近30年的努力，LUNA團(tuán)隊(duì)在伽莫夫能區(qū)直接探測(cè)到了恒星質(zhì)子鏈和碳氮氧（CNO）循環(huán)中一些關(guān)鍵核反應(yīng)的反應(yīng)截面。 核合成與宇宙學(xué)形成了重要的影響。
近年來，中國(guó)還制定了深地探測(cè)核天化相關(guān)數(shù)據(jù)的計(jì)劃。 由中國(guó)原子能科學(xué)研究院牽頭，中國(guó)科學(xué)技術(shù)大學(xué)現(xiàn)代數(shù)學(xué)研究所、沉陽(yáng)師范大學(xué)、河北大學(xué)、湖南大學(xué)、復(fù)旦大學(xué)共同參與的錦屏深部地幔天體化學(xué)實(shí)驗(yàn)成功舉辦. 在國(guó)家自然科學(xué)基金重大項(xiàng)目等基金的支持下，研究團(tuán)隊(duì)借助自主研發(fā)的永磁ECR離子源和高壓平臺(tái)，搭建了大電流低能加速器。環(huán)境本底極低的錦屏深度實(shí)驗(yàn)室。 該光束將于2020年底發(fā)布，光束硬度將達(dá)到2.1mA，是國(guó)際同類器件光束硬度的兩倍以上。 結(jié)合高能可分辨BGO伽馬射線探測(cè)陣列和中子探測(cè)器陣列，成為國(guó)際先進(jìn)的錦屏深部地幔天體化學(xué)實(shí)驗(yàn)平臺(tái)（JUNA），如圖1所示。
圖1 中國(guó)錦屏地下實(shí)驗(yàn)室二期布局圖
本平臺(tái)開展了以下實(shí)驗(yàn)課題的研究：
(1) 12C(α,γ)16O課題。 研究宇宙中碳和氧的形成是核天體化學(xué)的前沿問題之一。 這種元素產(chǎn)量的測(cè)定有助于我們了解月球上生命的出現(xiàn)和恒星的生命周期。 雖然宇宙中幾乎所有類型的核反應(yīng)環(huán)境都受到碳和氧的影響，但影響碳氧產(chǎn)率的12C(α,γ)16O反應(yīng)多年來一直沒有得到精確研究。 12C(α,γ)16O反應(yīng)截面不是由單一組分貢獻(xiàn)的（例如一個(gè)甚至幾個(gè)窄共振），而是從幾個(gè)特別細(xì)微的寬共振的干涉和非共振組分的疊加開始的. 由于沒有直接檢測(cè)伽莫夫窗能區(qū)的反應(yīng)截面，以往只能根據(jù)高能點(diǎn)數(shù)據(jù)的理論外推和間接檢測(cè)結(jié)果進(jìn)行簡(jiǎn)單預(yù)測(cè)。 由于理論模型和外推的偏差研究實(shí)驗(yàn)室天體物理的意義，12C(α,γ)16O反應(yīng)截面仍未達(dá)到天化網(wǎng)估計(jì)的10%精度要求。
在 JUNA 上，使用高硬度 4He2+ 離子束在 Gamma 窗口附近直接檢測(cè) 12C(α,γ)16O 反應(yīng)截面，為外推模型提供更好的約束。 實(shí)驗(yàn)團(tuán)隊(duì)開發(fā)了核素純 12C 注入靶材以減輕 13C 干擾。 BGO和LaBr3探測(cè)器陣列可以顯著提高γ射線的探測(cè)效率（BGO在點(diǎn)火數(shù)極限下，當(dāng)Eγ=8MeV時(shí)，絕對(duì)效率為30%），并采用反重合的方式減少束流目前的誘導(dǎo)背景，示意圖如圖2所示。由于加速器和靶雜質(zhì)誘導(dǎo)背景比我們預(yù)期的要高，數(shù)據(jù)的分析還在進(jìn)行中，預(yù)計(jì)這個(gè)反應(yīng)的上限在伽馬附近窗口可以外推。
圖2 檢測(cè)器設(shè)置示意圖
(2) 13C(α,n)16O課題。 對(duì)于質(zhì)量數(shù)小于鐵的重同位素，大約一半是通過慢中子脈沖 (s-) 過程合成的。 為了深入研究這個(gè)過程，有必要研究涉及中子源的反應(yīng)。 13C(α,n)16O反應(yīng)是漸近球狀分支和富碳貧金屬星中s-過程和i-過程（中子脈沖過程）的主要中子源。 相關(guān)的核天體化學(xué)溫度為0.1～0.3GK，對(duì)應(yīng)的質(zhì)能（Ec.m.）為150～。 即使通過實(shí)驗(yàn)探測(cè)到了更高能量的實(shí)驗(yàn)點(diǎn)，但高于Ec.m.~的截面數(shù)據(jù)一直依賴于理論外推，存在較大偏差。 由于該反應(yīng)的橫截面極低（在 Ec.m.= 時(shí)約為 10-14b），因此直接檢測(cè)特別具有挑戰(zhàn)性。
實(shí)驗(yàn)使用了JUNA平臺(tái)提供的最強(qiáng)α束流研究實(shí)驗(yàn)室天體物理的意義，借助厚靶技術(shù)大大降低了因靶厚導(dǎo)致的系統(tǒng)偏差。 檢測(cè)到的能量范圍從最低的實(shí)驗(yàn)?zāi)芰縀c.m.=0.24MeV到0.59MeV，幾乎覆蓋了整個(gè)i- Gamow窗口，精度最高。 還進(jìn)行了 R 矩陣分析，為 s 過程核合成提供了可靠的反應(yīng)速率，同時(shí)降低了不確定性。
(3) 25Mg(p,γ)26Al課題。 長(zhǎng)壽命放射性核26Al，半衰期達(dá)72萬(wàn)年，在伽馬射線觀測(cè)、隕石顆粒研究、早期太陽(yáng)系組成、大質(zhì)量恒星演化等方面具有重要作用。 只有通過天文望遠(yuǎn)鏡，我們才能在天空中觀測(cè)到大量源自 26Al 衰變的 1. γ 射線。 通過檢測(cè)1.伽馬射線的通量，可知銀河系中26Al的濃度為3.0個(gè)太陽(yáng)質(zhì)量。 觀測(cè)結(jié)果是檢驗(yàn)元素核合成模型的重要手段。 此外，60Fe/26Al屈強(qiáng)比對(duì)理解太陽(yáng)在銀河系中的形成位置有很強(qiáng)的制約作用，也帶有超新星爆炸動(dòng)力學(xué)的間接信號(hào)。 26Al主要由25Mg(p,γ)26Al反應(yīng)生成。 當(dāng)天體溫度在0.1GK左右時(shí)，25Mg(p,γ)26Al反應(yīng)截面以92keV共振過程為主。 對(duì)于這種反應(yīng)的檢測(cè)，由于其橫截面極低，地面檢測(cè)只加速到。
在JUNA平臺(tái)上，研究團(tuán)隊(duì)準(zhǔn)確檢測(cè)到25Mg(p,γ)26Al在92keV的共振響應(yīng)。 確定其共振硬度和能級(jí)缺相系數(shù)分別為（3.8±0.3）×10-10eV和0.66±0.04，在偏差范圍內(nèi)與原始LUNA地下直接探測(cè)結(jié)果一致，但不確定性顯著更小，如圖3所示。 為此，我們推薦新的 25Mg(p,γ)26Al 核反應(yīng)速率比數(shù)據(jù)庫(kù)在 0.1 GK 左右的水溫下采用的值大 2.4 倍。 新的結(jié)果表明，大質(zhì)量恒星的Mg-Al循環(huán)中應(yīng)該形成更多的26gAl，這對(duì)于理解星際26Al之謎具有重要意義。
圖3 實(shí)驗(yàn)得到的25Mg(p,γ)的共振硬度和26Al能級(jí)的分配因子
(4) 19F(p,α)16O 課題。 穩(wěn)定同位素 19F 既不參與也不形成恒星中發(fā)生的主要核反應(yīng)。 恒星光譜分析表明，恒星中的 19F 極其有限。 這也使得 19F 成為輕同位素中了解最少的一個(gè)。 天文觀測(cè)表明，許多紅色行星的氟生成速度大于太陽(yáng)系，這就是所謂的氟過剩問題。 與II型核坍縮超新星中20Ne的中微子散裂形成氟元素相比，漸近巨星被認(rèn)為是銀河系中最重要的氟元素貢獻(xiàn)者，天文觀測(cè)中的氟過剩問題難以解釋與標(biāo)準(zhǔn) AGB 明星模型。 為解決這一難題，從核化學(xué)的角度出發(fā)，需要對(duì)所有涉及氟生成和破壞的核反應(yīng)截面進(jìn)行精確的實(shí)驗(yàn)檢測(cè)，從而為天體化學(xué)核合成模型提供可靠的核反應(yīng)速率數(shù)據(jù)。 研究表明，19F(p,α)16O反應(yīng)是氟的重要破壞反應(yīng)通道之一。
19F(p,α)16O 反應(yīng)涉及三個(gè)不同的通道，(p,α0)、(p,απ) 和 (p,αγ)。 在0.05GK時(shí)，(p,απ)反應(yīng)通道的貢獻(xiàn)最多為10%，其他溫度下可忽略不計(jì)； (p,αγ) 通道在 T>0.2GK 時(shí)起主要作用，但它可能完全決定 T
作為國(guó)際天文學(xué)大會(huì)的焦點(diǎn)報(bào)道，金平深部地幔天體化學(xué)實(shí)驗(yàn)的進(jìn)展被日本《科學(xué)》雜志報(bào)道。 標(biāo)志著我國(guó)深部地幔天體化學(xué)研究能力進(jìn)入國(guó)際先進(jìn)行列。
四、總結(jié)與展望
總的來說，目前25Mg(p,γ)26Al實(shí)驗(yàn)92keV共振硬度的檢測(cè)獲得了國(guó)際上最大的曝光量和最好的檢測(cè)精度； 19F(p,α)16O實(shí)驗(yàn)結(jié)果覆蓋Gamma Fu能量窗，得到Ec.m.≈(72.4-188.8)keV的S因子，已被國(guó)際頂級(jí)數(shù)學(xué)期刊《 》發(fā)表》，并入選編輯推薦成果； 在 13C(α,n)16O 亞源反應(yīng)中實(shí)現(xiàn)了世界上最廣的能量覆蓋，覆蓋了核天體化學(xué)過程的伽莫夫能量窗； 12C(α,γ)16O圣杯反應(yīng)達(dá)到了世界上最高的靈敏度，成果應(yīng)邀在國(guó)際核天體化學(xué)會(huì)議上報(bào)告（見表2）。 此外，核天體化學(xué)的多項(xiàng)相關(guān)研究也取得了重要成果。
表2 JUNA測(cè)試結(jié)果與以往數(shù)據(jù)對(duì)比（斜體為最優(yōu)值）
目前，中國(guó)錦屏地下實(shí)驗(yàn)室已經(jīng)在暗物質(zhì)探測(cè)、恒星演化關(guān)鍵核反應(yīng)截面探測(cè)等方面取得重要成果。 核天化研究團(tuán)隊(duì)也在積極籌備JUNAⅡ的舉辦。 研究?jī)?nèi)容包括漸近星支中子源反應(yīng)22Ne(α,n)25Mg、12C+12C聚變反應(yīng)和圣杯反應(yīng)12C(α,γ)16O等更具挑戰(zhàn)性的核天體化學(xué)幾個(gè)關(guān)鍵核反應(yīng)在伽莫夫窗口直接檢測(cè)反應(yīng)截面。 因此，JUNA II計(jì)劃將進(jìn)一步提高加速器束流硬度，研制中壓級(jí)大電流加速器、新型無窗二氧化碳靶，并搭建日益成熟的基礎(chǔ)設(shè)施和實(shí)驗(yàn)運(yùn)行平臺(tái)。 實(shí)驗(yàn)結(jié)果有望對(duì)理解天體演化和元素核合成產(chǎn)生深遠(yuǎn)影響。 全世界數(shù)學(xué)家的目光都聚焦在中國(guó)。
本文選自《現(xiàn)代數(shù)學(xué)知識(shí)》2022年第5期。
結(jié)尾