现代数学知识杂志。
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南威克 1 刘卫平 1 郭兵 1 连刚 1 何建军 2 陈阳平 1
1. 中国原子能科学研究院核化学研究所； 2.南京师范大学核科技大学
1.序言
自人类诞生以来，对穹顶星空的探索就从未停止过。 到了唐代社会，好奇心开始驱使人们去观察和记录星空中的天文扰动。 但受限于认知水平，这一时期的天文观测更多地伴随着强烈的神秘主义。 直到17世纪，伽利略发明第一台天文望远镜，牛顿提出万有引力，天文观测才开始进入实证主义时期。 如今，传统的可见光观测方式已经扩展为电磁波多波段观测方式。 借助多波段观测天体，让我们对天体有了更全面的认识，大大提高了天文学家获取宇宙天体信息的能力。 天文学家总结了各种天文现象，并根据不同的体积、质量和温度等特征定义了天体的类型。 了解天体如何演化，最直接的方法就是了解构成天体的各种元素的比例，以及天体内部元素在不同演化阶段的核合成机制。
元素核合成在宇宙中的历史非常悠久和复杂，目前的相关理论和模型还不能完全解释这段几乎与宇宙一样古老的元素核合成历史。 例如，重元素的核合成问题，比铁重的同位素是如何合成的，它们的核反应机理是什么，目前还没有完全弄清楚。 20世纪初，日本数学天文学会在《发现》杂志上将“从铁到铀的同位素是如何形成的”列为本世纪急需解决的11大数学问题之一。 探索宇宙中从铁到铀的重元素生成，需要准确检测天体核合成路径上关键同位素的质量、寿命和相关核反应速率。 这些将宏观天体化学的研究与微观世界的核化学研究相结合的交叉学科就是核天体化学。 天核的过程主要分为两类：爆炸性天体风暴中的剧烈核燃烧、初级核合成和恒星稳定演化阶段的核燃烧。 对于爆炸天体波中的αp和rp过程，一些关键的核反应截面尚未准确确定。 目前，印度阿贡实验室ANL和橡树岭实验室ORNL、英国LLN、东京工业大学CNS、中国IMP在这方面做了大量工作； 主要的核过程是平稳的静态核燃烧（如氢燃烧、氦燃烧、碳燃烧等）。 大多数这些热核反应发生在相对高温、低密度的天体环境中。 相应地，天体化学感兴趣的伽莫夫能量（大约几十到几百电子伏特）远高于库仑势垒能量（几兆电子伏特）。 因此，这种热核反应的截面极小，持续时间很长，它们的反应截面决定了恒星的寿命和最终的演化归宿。 随着能量的增加，这个核反应的截面几乎呈指数增长，伽莫夫峰附近的截面仅仅从皮靶到费靶，相当于上百亿次碰撞才形成一次核反应。 在地面实验室条件下，由于宇宙射线造成的背景太大（噪声太差），无法准确检测到该反应的截面。 作为替代方案，人们利用在高能区域观察到的截面与能量之间的函数关系来外推低能区域的反应截面，但这些外推往往导致模型偏差较大。 由于岩层对宇宙射线有屏蔽作用，将实验室移至极深的地下可以大大降低宇宙射线造成的背景，从而获得更准确的探测结果。 当今核天体化学的许多实验研究都在尝试采用这些技术。 下面将详细介绍国外外核天化研究的现状，并介绍我国锦屏深地幔天化实验（JUNA）平台上一些关键核天化反应的进展，并探讨JUNA的未来计划。简要展望。
2. 中国锦屏地下实验室
2009年，复旦大学与雅砻江流域水电开发有限公司签订合同，由我公司承建锦屏水电站交通隧道，改造我国第一个超深地下实验室——中国锦屏地下实验室（CJPL） ). 2010 年 12 月完成。
锦屏交通隧道竖向围岩最厚段全长2.4公里，是世界上围岩最厚的地下隧道。 一。 而且洞内岩层主要为大理石，放射性本底极低。 锦屏隧道的建成为我国地下实验室建设提供了良好条件。 表1是中国锦屏地下实验室与美国格兰萨索地下实验室岩层覆盖长度和μ介子本底水平的对比。 就宇宙射线μ子本底而言，中国锦屏地下实验室比美国的格兰萨索实验室低两个数量级。 另一方面，作为一个隧道式的地下实验室，开车可以直达实验场地，比在煤矿里建地下实验室方便多了。 但锦屏隧道周边配套工作、生活设施完备，是世界上综合条件最好的一极。 地下深处的实验场。
表1 比利时格兰萨索地下实验室与中国锦屏地下实验室及地面本底水平对比
依托中心综合性重大基础科学和应用科学研究平台，逐步开展暗物质探测研究、中微子化学和核天体化学实验研究。 这些重大基础前沿研究的举办，促进了我国极低背景重大基础前沿研究的良好发展势头。
3. 锦屏深部地幔天化实验平台
在地下核天体化学实验研究方面，奥地利格兰萨索地下实验室的LUNA团队在全球仍处于领先地位。 经过近30年的努力，LUNA团队在伽莫夫能区直接探测到了恒星质子链和碳氮氧（CNO）循环中一些关键核反应的反应截面。 核合成与宇宙学形成了重要的影响。
近年来，中国还制定了深地探测核天化相关数据的计划。 由中国原子能科学研究院牵头，中国科学技术大学现代数学研究所、沉阳师范大学、河北大学、湖南大学、复旦大学共同参与的锦屏深部地幔天体化学实验成功举办. 在国家自然科学基金重大项目等基金的支持下，研究团队借助自主研发的永磁ECR离子源和高压平台，搭建了大电流低能加速器。环境本底极低的锦屏深度实验室。 该光束将于2020年底发布，光束硬度将达到2.1mA，是国际同类器件光束硬度的两倍以上。 结合高能可分辨BGO伽马射线探测阵列和中子探测器阵列，成为国际先进的锦屏深部地幔天体化学实验平台（JUNA），如图1所示。
图1 中国锦屏地下实验室二期布局图
本平台开展了以下实验课题的研究：
(1) 12C(α,γ)16O课题。 研究宇宙中碳和氧的形成是核天体化学的前沿问题之一。 这种元素产量的测定有助于我们了解月球上生命的出现和恒星的生命周期。 虽然宇宙中几乎所有类型的核反应环境都受到碳和氧的影响，但影响碳氧产率的12C(α,γ)16O反应多年来一直没有得到精确研究。 12C(α,γ)16O反应截面不是由单一组分贡献的（例如一个甚至几个窄共振），而是从几个特别细微的宽共振的干涉和非共振组分的叠加开始的. 由于没有直接检测伽莫夫窗能区的反应截面，以往只能根据高能点数据的理论外推和间接检测结果进行简单预测。 由于理论模型和外推的偏差研究实验室天体物理的意义，12C(α,γ)16O反应截面仍未达到天化网估计的10%精度要求。
在 JUNA 上，使用高硬度 4He2+ 离子束在 Gamma 窗口附近直接检测 12C(α,γ)16O 反应截面，为外推模型提供更好的约束。 实验团队开发了核素纯 12C 注入靶材以减轻 13C 干扰。 BGO和LaBr3探测器阵列可以显着提高γ射线的探测效率（BGO在点火数极限下，当Eγ=8MeV时，绝对效率为30%），并采用反重合的方式减少束流目前的诱导背景，示意图如图2所示。由于加速器和靶杂质诱导背景比我们预期的要高，数据的分析还在进行中，预计这个反应的上限在伽马附近窗口可以外推。
图2 检测器设置示意图
(2) 13C(α,n)16O课题。 对于质量数小于铁的重同位素，大约一半是通过慢中子脉冲 (s-) 过程合成的。 为了深入研究这个过程，有必要研究涉及中子源的反应。 13C(α,n)16O反应是渐近球状分支和富碳贫金属星中s-过程和i-过程（中子脉冲过程）的主要中子源。 相关的核天体化学温度为0.1～0.3GK，对应的质能（Ec.m.）为150～。 即使通过实验探测到了更高能量的实验点，但高于Ec.m.~的截面数据一直依赖于理论外推，存在较大偏差。 由于该反应的横截面极低（在 Ec.m.= 时约为 10-14b），因此直接检测特别具有挑战性。
实验使用了JUNA平台提供的最强α束流研究实验室天体物理的意义，借助厚靶技术大大降低了因靶厚导致的系统偏差。 检测到的能量范围从最低的实验能量Ec.m.=0.24MeV到0.59MeV，几乎覆盖了整个i- Gamow窗口，精度最高。 还进行了 R 矩阵分析，为 s 过程核合成提供了可靠的反应速率，同时降低了不确定性。
(3) 25Mg(p,γ)26Al课题。 长寿命放射性核26Al，半衰期达72万年，在伽马射线观测、陨石颗粒研究、早期太阳系组成、大质量恒星演化等方面具有重要作用。 只有通过天文望远镜，我们才能在天空中观测到大量源自 26Al 衰变的 1. γ 射线。 通过检测1.伽马射线的通量，可知银河系中26Al的浓度为3.0个太阳质量。 观测结果是检验元素核合成模型的重要手段。 此外，60Fe/26Al屈强比对理解太阳在银河系中的形成位置有很强的制约作用，也带有超新星爆炸动力学的间接信号。 26Al主要由25Mg(p,γ)26Al反应生成。 当天体温度在0.1GK左右时，25Mg(p,γ)26Al反应截面以92keV共振过程为主。 对于这种反应的检测，由于其横截面极低，地面检测只加速到。
在JUNA平台上，研究团队准确检测到25Mg(p,γ)26Al在92keV的共振响应。 确定其共振硬度和能级缺相系数分别为（3.8±0.3）×10-10eV和0.66±0.04，在偏差范围内与原始LUNA地下直接探测结果一致，但不确定性显着更小，如图3所示。 为此，我们推荐新的 25Mg(p,γ)26Al 核反应速率比数据库在 0.1 GK 左右的水温下采用的值大 2.4 倍。 新的结果表明，大质量恒星的Mg-Al循环中应该形成更多的26gAl，这对于理解星际26Al之谜具有重要意义。
图3 实验得到的25Mg(p,γ)的共振硬度和26Al能级的分配因子
(4) 19F(p,α)16O 课题。 稳定同位素 19F 既不参与也不形成恒星中发生的主要核反应。 恒星光谱分析表明，恒星中的 19F 极其有限。 这也使得 19F 成为轻同位素中了解最少的一个。 天文观测表明，许多红色行星的氟生成速度大于太阳系，这就是所谓的氟过剩问题。 与II型核坍缩超新星中20Ne的中微子散裂形成氟元素相比，渐近巨星被认为是银河系中最重要的氟元素贡献者，天文观测中的氟过剩问题难以解释与标准 AGB 明星模型。 为解决这一难题，从核化学的角度出发，需要对所有涉及氟生成和破坏的核反应截面进行精确的实验检测，从而为天体化学核合成模型提供可靠的核反应速率数据。 研究表明，19F(p,α)16O反应是氟的重要破坏反应通道之一。
19F(p,α)16O 反应涉及三个不同的通道，(p,α0)、(p,απ) 和 (p,αγ)。 在0.05GK时，(p,απ)反应通道的贡献最多为10%，其他温度下可忽略不计； (p,αγ) 通道在 T>0.2GK 时起主要作用，但它可能完全决定 T
作为国际天文学大会的焦点报道，金平深部地幔天体化学实验的进展被日本《科学》杂志报道。 标志着我国深部地幔天体化学研究能力进入国际先进行列。
四、总结与展望
总的来说，目前25Mg(p,γ)26Al实验92keV共振硬度的检测获得了国际上最大的曝光量和最好的检测精度； 19F(p,α)16O实验结果覆盖Gamma Fu能量窗，得到Ec.m.≈(72.4-188.8)keV的S因子，已被国际顶级数学期刊《 》发表》，并入选编辑推荐成果； 在 13C(α,n)16O 亚源反应中实现了世界上最广的能量覆盖，覆盖了核天体化学过程的伽莫夫能量窗； 12C(α,γ)16O圣杯反应达到了世界上最高的灵敏度，成果应邀在国际核天体化学会议上报告（见表2）。 此外，核天体化学的多项相关研究也取得了重要成果。
表2 JUNA测试结果与以往数据对比（斜体为最优值）
目前，中国锦屏地下实验室已经在暗物质探测、恒星演化关键核反应截面探测等方面取得重要成果。 核天化研究团队也在积极筹备JUNAⅡ的举办。 研究内容包括渐近星支中子源反应22Ne(α,n)25Mg、12C+12C聚变反应和圣杯反应12C(α,γ)16O等更具挑战性的核天体化学几个关键核反应在伽莫夫窗口直接检测反应截面。 因此，JUNA II计划将进一步提高加速器束流硬度，研制中压级大电流加速器、新型无窗二氧化碳靶，并搭建日益成熟的基础设施和实验运行平台。 实验结果有望对理解天体演化和元素核合成产生深远影响。 全世界数学家的目光都聚焦在中国。
本文选自《现代数学知识》2022年第5期。
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