宇宙中重元素核合成
【摘要】宇宙中的重元素。
【关键词】AGB星;热脉冲;第三次挖掘;核合成模型
重元素是指比铁族元素更重的元素（原子质量数A>60）。由于铁族核素间强的库仑斥力,比之更重的核素已经不能再通过核聚变来产生，只能通过中子俘获产生。中子俘获有两种过程：快中子俘获过程(r-过程，r即rapid)和慢中子俘获过程(s-过程，s表示slow),它们分别对应于不同的物理环境: r-过程主要发生在爆炸的天体物理环境中, 如超新星爆发;s-过程发生在恒星内部宁静的He燃烧壳层, 对应于红巨星阶段。在r-过程和s-过程中, 种子核俘获中子形成重元素。种子核主要是56Fe及其它铁族元素, 如Co、Ni等。
假定恒星内部有中子源, 即存在放出自由中子的核反应13C(α,n)16O或22Ne(α,n)25Mg, 使自由中子能维持一定的数密度,则这些中子的热运动将导致中子俘获过程的发生。设原子核(Z,A)稳定(不发生衰变), 则中子俘获过程为:
(Z,A )+n →(Z,A+1)+
若(Z,A+1)也稳定, 则继续俘获中子:
(Z,A+1)+n →(Z,A+2)+
若(Z,A+2)不稳定,则有两种可能：一是进行β-衰变,平均寿命为; 二是继续吸收中子, 中子俘获的特征时标为, 二者的分支比为/, 其中=n < >,为靶核的中子俘获截面,为中子热运动速度,< >为热中子 的麦克斯维尔平均速率,n为中子数密度,～10/nyr。若τ<<τ，则进行β衰变；反之，τ>>τ ，则继续俘获中子；而当τ～τ 时，将有一部分（Z，A+2）核进行 β衰变，一部分继续俘获中子。
１．无分叉的慢中子俘获过程
从核素图[3]可见,β稳定谷附近, τ在1m～ 10yr之间。若nn～107-108ncm-3, 则τ～10-102yr。经典s-过程中假定τ<<τ, 即除了一些寿命非常长的核素外，β衰变总是发生在中子俘获之前，这时不稳定核(Z,A+2)将进行β衰变:
(Z,A+2)→ (Z+1,A+2)+e-+
由于这个过程的时标极短, 可直接认为吸收中子的反应为：
(Z,A+1)+n→ (Z+1,A+2)+ e-+
一般情况下，(Z+1,A+2)稳定, 继续俘获中子。 这样, 沿β稳定谷，s-过程的核反应方式为：
A+n→ (A+1)+n→ (A+2)+n→….
这种类型中子俘获反应链称为无分叉s-过程反应链, 所经过的核素叫s-核素。
2.分叉的慢中子俘获过程(branch s-过程)
实际上，某些核素的τ～τ,或者τ＞τ,此时，应同时考虑该核素的β衰变及中子俘获过程,考虑它们的分支比，即分叉的s-过程。分叉对某些核素非常重要，尤其对于22Ne中子源，主要是因为22Ne源释放出的中子密度高，则中子俘获时标变短，与β衰变时标更加接近。由于这些因素，导致了重元素核合成过程中在某些元素处分叉过程的发生。一些由于分叉才会生成的纯s-核素(s-only核)会由此产生，如164Er, 152Gd等。
3.快中子俘获过程(r-过程)
超新星爆发过程中会出现释放大量中子的核反应, 如C、O的燃烧:
12C+12C →24Mg*→23Mg+n -2.63Mev
16O+16O→32S*→31S+n +1.45Mev
其中子数密度nn≥1018n cm-3, 使τ≈1秒。若核素(Z,A)稳定, 则r-过程的核合成方式为:
(Z,A)→(Z,A+1)→(Z,A+2)→…→ (Z,A+X),
这种类型的中子俘获反应链叫r-过程反应链。随着核内中子数的增加, 结合能降低,该反应链在某核素处终止。一旦中子源消失, 则核素(Z,A+X)将经过β-衰变,直到β稳定谷。
关于s-过程核合成的解析理论经历了一步步的发展，目前已经取得了很好的结果。1961年, Clayton [4]给出了经典s-过程方程组，并给出解析解(单辐照理论)。随后,Seeger等人[17]、Clayton等人 [18]给出了中子辐照量的指数分布形式的解析解,并较好地拟合了太阳系s-核素的(ANA)⊙-A曲线。 而要详细解释太阳系s-核素ANA分布的所有细节，得需要三个中子辐照量不同的指数分布[6][7][8]，相应的s-核素可分为弱分量（weak s-component，原子质量数A≤90）、 主要分量（mains-component,90 如上所述，尽管经典模型非常简化，但它仍能较好地拟和太阳系s-核素丰度分布，并且能够确定s-过程的平均物理条件，如中子辐照量、中子数密度、温度、s-过程时标等。s-过程核合成的解析理论对理解s-过程核合成以及理解各物理参量的不同取值对核合成的影响是十分重要的。 4.指数辐照理论 Clayton等人[4]给出了不分叉的经典s-过程方程组及其解析解(单辐照理论)，但发现单辐照理论的σANA---A曲线不能拟合太阳系的观测结果。后来Seeger等人[5]提出,观测的s-过程核素的丰度分布是由不同数量的56Fe种子核被不同的累积中子流辐照所产生结果的迭加：一个有限数目的（他们的例子中取了四个）单辐照的叠加，或者一个单调下降的中子辐照量分布（例如指数分布或幂函数分布）都能很好地拟和太阳系的s-过程元素丰度分布。 Seeger 等人[5]在Clayton[4][6] 等人在单辐照解析解的基础上,给出了中子辐照量取指数分布形式时的s-过程解析解（指数辐照理论）。他们定义: 在累积中子辐照量为τ-τ+dτ之间,被中子照射的种子核56Fe的数目(一般归一化到Si=106)为ρ(τ)dτ, ρ(τ) 称为中子辐照量分布函数。将其作为权函数对单辐照解析解作加权平均，得到： σN=ρ（τ）ψ(τ)dτ 其中ψ(τ)=σN(τ)为单辐照解析解；N为i核素的粒子数密度。太阳系的中子辐照分布函数取为指数衰减形式： ρ（τ）=Gexp(-τ/τ) 其中常数参量τ为平均中子辐照量, G = fN/τ,f 是进行中子捕获的种子核数目比率。 Beer等人[2]在拟和太阳系的s-过程元素丰度分布的工作中采用的中子辐照量分布函数为三个指数分布的叠加形式并取得了非常好的结果。后来，Goriely[1]在采用规范的多事件模型来拟合太阳系的s-过程元素丰度分布也取得了很好的结果，而规范的多事件模型所给出的中子辐照量分布形式与指数模型给出的两个指数分布的叠加形式非常相似，进一步说明了太阳系的中子辐照量分布更接近于两个指数分布的叠加而非单一指数分布。 【参考文献】 ［１］S.Goriely,Astron.Astrophys,1997,327:845-853. ［２］Beer H, Corvi F, Mutti P. ApJ,1997,474:843. ［３］戴光曦主编.核素图.科学技术出版社重庆分社，1987. ［４］Clayton, D. D., et al.,1961,Ann. Phys.,12,331. ［５］Seeger, P. A.,Fowler,W.A.&Clayton,D.D.,1965,ApJS,11,121. ［６］Clayton, D. D., & Ward R. A.,1974,APJ.,193,397. ［７］Clayton, D. D., & Rassbach ME,1967.AP.J,148,69. ［８］Beer, H., & Macklin, R. L., 1985, Phy. rev c 32,738. ［９］Ulrich, R. K., 1973, In explosive Nucleosynthesis, ed. N. D. Schramm,W.D. Arnett.Austin:Univ. Texas Press:139. ［１０］Ward, R. A., Newman, M. J.and Clayton,D., D., 1976, ApJS, 31,33. ［１１］Ward, R. A., & Newman, M.J., 1978, ApJ, 219, 195. ［１２］Hollowell, D., Iben, I. Jr., 1989, ApJ, 340, 966. ［１３］Beer, H., 1991, ApJ, 379,409.