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1、 6.重元素的核合成He燃烧阶段的关键疑难问题核反应12C(,)16O 的截面?不确定性达到3倍。,(12C)的 截面因子 S0S(Eeff=0.3MeV)a) 如果选取 S0= 0.10 MeV-barn (1975-1988 国际推荐值)则He燃烧结束后 核产物12C 的丰度超过30%以上，M 8 M的中，大质量恒星核心区将会先后发生C燃烧,Ne燃烧和O 燃烧。b) 如果选取S0= 0.39 MeV-barn (德国 Mster大学实验测定值)或S0= 0.28 MeV-barn (美国Caltech研究小组测定值)则至少对 M 20 M的大质量恒星，He燃烧之后，12C 的丰度低于8%，
2、在恒星核心收缩的过程中，这些少量的12C将随之而燃烧光，不构成一个单独的核燃烧阶段。也就是说，它将越过C,Ne(它总伴随着C燃烧)燃烧阶段而直接进入O燃烧阶段。硅燃烧核合成的主要特征 :1)从24Mg 40Ca 之间，元素丰度以各个 -核 (即由粒子整数倍组成的原子核)为主2) 45 70 )是不可能通过荷电粒子之间的聚变核反应来合成的。这是因为带正电的原子核之间的Coulomb 排斥位垒高度正比于两碰撞核的核电荷的乘积 :MeVAZZReZZEnuc312122120库仑当靶核超过铁族元素时，为了克服如此强大的Coulomb排斥位垒,星体中心温度必须超过1 1010K ,而在如此高温下,按P
3、lanck分布的高能 g 光子早就把原子核打碎了。即光致裂变反应更为有效地 阻止更重核素的合成。它们只能通过中子俘获过程(不存在Coulomb排斥位垒的阻碍)来形成。太阳系元素分布图重元素 (A70)核合成的慢中子俘获过程 (s-过程 ) 1.慢中子俘获过程基本图像 A 70 直到82Pb208的重元素，大约一半都是通过 s-过程合成的。 s-过程条件 : 自由中子的浓度较 低，原子核相继两次俘获中子的速率很慢，即相应的时标相当长，使得 n (A) n: (平均来说 )接连两次俘获中子的时间间隔 : 在 “稳定谷 ” 附近的不稳定核的平均寿命 (大多在 1m -1年之间 , 典型平均值在 0.
4、1年左右 ) n-1= nn, :靶核的中子吸收截面 ; nn:自由中子数密度。 v:中子相对于靶核的热运动速度 : vT=(kT/mn)1/2 3 108T91/2cm/sec : 对热中子的 Maxwell平均值 轻核和中子幻数的核素, nT 1mb ; n(16O) T 10-4mb 远离中子幻数的重核 : nT 1b = 1 10-24cm2s -过程n 109/nn年在红巨星核心或 He燃烧壳层内 nn (106 -108) cm-3,n (10- 103)年 在条件 (A)之下，经典的 s-过程的基本假设是 :假定所涉及的所有-不稳定核，都有1016年 )。S-过程路径与 r-过程
5、慢中子俘获过程 (s-过程路径 )钽 (Tantalum)的中子俘获截面钒 (Vanadium, V,中子幻数核 )的中子俘获截面中子俘获截面的奇偶性与中子幻数特征沿 s-路径测量的或估计的中子俘获截面 (En=25keV),曲线显示了很强的中子奇偶性效应，它反映了复合核的平均能级密度。图中明显地显示了中子幻数 (闭壳层 )处中子俘获截面极小的特征。太阳系元素丰度曲线中， s-过程的特征 :1) 太阳系物质重元素丰度曲线的特征 :a) 同 N=50,82,126的幻数 (中子闭壳层位置 )紧密相关。b) 在 A=(80-90),(130-140),(190-210)的三个质量范围内元 素丰度曲
6、线都分裂为双峰结构，呈现出两种不同中子流 作用的结果，即它们分别在两种完全不同的天体物理环 境下的两种核合成过程 ,即 s-过程和 r-过程。2) s-核素丰度曲线特征(1) s-核素丰度曲线明显地在中子幻数处出现峰值，而且 峰值很锐。它们是a) A=88 ( 38Sr88, N=50,)b) A=138 (56Ba138, N=82)c) A=208 (82Pb208, N=126, Z=82, 双幻数 )s-过程的中子源 : AGB星 : M 2.2 M22Ne( ,n)25Mg 或双脉冲 大质量恒星 ( T 3 108K): 22Ne( ,n)25Mg 有关反应13C( , n)16O的
7、截面 (S)因子实验得到的最新结果比目前在 s-过程中子源研究中使用的要小得多。最近 ,吴开谡 (2003,原子能研究院博士论文 )利用这一最新实验结果计算了13C( , n)16O的天体核反应率，发现它比当前国际使用值要小 2.37倍。 虽然12C的中子俘获截面很小 (1mb),但在 AGB星 He燃烧壳层中 3 反应的主要产物12C仍然起着中子毒素的作用 (12C(n, )13C ) ,即它对中子源存在着明显的毒化和慢化作用。 上述两种因素相结合，必然对 AGB星内 s-过程中子源和 s-过程核合成有相当大的影响 AGB星的模型必须要修改。重元素 (A70)核合成的快中子俘获过程 (r-过
8、程 )一般，含有中子数量最多的稳定的 丰中子核同位素 (1种或两种 )是不可能通过 s-过程生成的。它们只能通过快中子俘获过程 (r-过程 )来合成。例如 :122,124Sn,128,130Te,134,136Xe,148,150Nd,154Sm。此外，比208Pb还重的许多元素，特别是一些非常重的放射性核素，例如232Th, 235U, 238U,244Pu 等等，都只能通过快中子俘获过程合来合成。 A70 的重元素约一半都是通过 r-过程生成的。主要由 r-过程产生的元素有 :53I, 63Eu, 65Tb,67Ho, 76Os, 77Ir, 78Pt, 79Au , 92U, 90Th
9、r 核素丰度分布曲线快中子俘获过程基本图像 :1. 恒星晚期或超新星核心，中子浓度可以超过 1018-20cm-3,以致于绝大多数重核素的中子俘获时标 n n (包括它是稳定核 )，则它又重述前述的吸收中子过程，r-过程如此继续下去。直到星体爆发 (超新星 )，物质被抛向太空，失去了高密度自由中子 (或强中子流 )的环境，中子俘获过程立即结束，继之而来的是在上述过程中 形成的极端超丰中子核去少 (Z,A)通过一系列相继的 -衰变而衰变为稳定的同量异位素。 (在这种 -衰变链中偶尔会伴随一些延缓的中子发射甚至核分裂过程而降低原子核的原子量 )这种稳定的原子核必定是含有中子数目最多的同量异位素。S
10、-过程路径与 r-过程由于奇A核只能有唯一的稳定的同量异位，而偶A核可以有1-3种稳定的同量异位素，因此当物质被抛向太空后，生成的超丰中子核经历一系列-衰变后最后生成稳定的同量异位素必定位于稳定谷之中，而中子超丰的偶A核在一系列衰变后形成的稳定同量异位素可能位于稳定谷中，也可以处于稳定谷的右下方(N,Z)核素图)或正下方(A,Z)核素图)，这种核素是在给定A下的最丰中子核， s-过程的路径 (它沿着稳定谷 )是不会经过这些核素。这些最丰中子的稳定同量异位素只能通过上述r过程而生成，称为纯 r核。r-元素丰度曲线和 r过程的特性a) 峰值出现在 A=80,130和 195附近 (其峰值位置的质量
11、数比 s-元素曲线峰值位置的质量数分别低 8,8和 13)。b) r-元素丰度曲线的峰值较宽。c) r-元素丰度曲线的奇 -偶起伏现象不明显 (大部分几乎被抹平而变得光滑了 )。d) A 209 的长寿命不稳定核基本上都是由 r-过程产生的。原则上，从稳定谷上 (除被 r核屏蔽的纯 s核素外 )的核素直到中子滴出线之间的所有核素都可能参与 r过程，以此方式产生重核甚至超重核。e) r过程发生的环境必定是高温下爆炸性核燃烧过程 (产生足够强大的中子流 )或超新星内部。f)计算表明，为了从理论上复制出太阳系物质 r元素丰度曲线的主要特征，每次超新星爆发时，只需要 10-6M的物质经历了 r过程。这
12、限制了寻找 r过程的天体物理场合。g) 中子诱发和延缓的裂变反应对于 Z80的 核素形成过程特别重要。h) 裂变反应在 r过程中的重要作用 :(1) 裂变反应使 r过程路径终止在 Z 94( A 276),它将分裂为Z1 40, Z2 50 的两个碎片。(2) 当自由中子密度降低， r过程冻结后，衰变使核素返回稳定线。而延缓裂变使沿某一给定 A值的同量异位素的核素流减少。裂变产生的两个原子核，若是稳定的，通常它将沿衰变链衰变，最后可以确定寿命非常长的放射性核素(例232Th,235U,238U,244Pu)的相对丰度。r-过程发生的天体物理场合1)超新星(SNII+SNIb)核心区的 “真空 ” 高温辐射泡, 自由中子大量存在: =104g/cm3, X(n) 10%, nn1026cm-3。以4He,16O 或 铁族元素为种子核。超新星比较频繁(1/(20-30)年),但每次产生的r-元素不多。2)两个中子星相撞并合。这种事件稀罕，但每次事件产生重元素较多(1M)谢谢大家
