核天體物理

核天體物理（nuclear astrophysics）是研究巨觀世界的天體物理與研究微觀世界的核物理相結合形成的交叉學科。該學科套用核物理的知識和規律闡釋恆星中核過程產生的能量及其對恆星結構和演化的影響，宇宙中各種化學元素的合成，白矮星、中子星、脈衝星和黑洞的形成，宇宙線的起源及其與星際氣體的相互作用，星系的化學演化以及中微子天文和γ射線天文。在特定意義上，主要目標在於研究宇宙中各種化學元素及其同位素合成的過程、時標、物理環境、天體場所和豐度分布。

基本介紹

• 中文名：核天體物理
• 外文名：nuclear astrophysics
• 特徵：巨觀天體物理與微觀核物理相結合

理論詮釋

核過程不僅是恆星抗衡其自引力收縮的主要能源，亦是宇宙中除氫以外所有核素賴以合成的唯一機制，在原始大爆炸之後幾秒至恆星壽命終結之前的宇宙和天體演化進程中起極為重要的作用。宇宙中的核過程主要包括大爆炸後最初幾分鐘原初核合成階段和恆星演化過程中發生的熱核反應，高能宇宙線與星際氣體發生的散裂反應和核衰變。恆星中的熱核反應是從氫聚變開始的，而恆星的演化則與其中氫、氦、碳等各種輕元素的熱核反應逐級發展的過程緊密聯繫在一起。恆星演化的進程和歸宿基本上取決於恆星的初始質量。粗略地說，初始質量M<0.08M_⊙（M_⊙表征太陽質量）的孤立恆星，引力收縮不能使其達到氫聚變的點火溫度，不發生氫燃燒而直接走向死亡。0.08M_⊙<M<8M_⊙的小質量孤立恆星在經歷某個輕元素燃燒階段後，因剩下的核心區質量不足以通過引力收縮使下一級聚變反應點火，隨著核燃燒的結束而走向死亡，形成各類白矮星。8M_⊙<M<100M_⊙的大質量孤立恆星，在完整地經歷氫、氦、碳、氖、氧和矽各平穩核燃燒階段後，呈現由內至外依次為鐵核心區及未燃盡的矽、鎂、氖、氧、碳、氦和氫的分層結構。由於原子核的比結合能曲線在Fe處達到極大值，鐵以上核聚變反應變為吸熱反應，因此矽燃燒階段結束後形成的鐵核心區不能再依靠聚變反應釋放能量來阻止引力收縮，最終導致超新星爆發。爆發時的衝擊波將大量外層物質拋向星際空間，占初始質量一小部分的殘體最終形成中子星或黑洞。

恆星演化的核反應

恆星平穩演化階段發生在相對低溫、低密度物理環境中，熱核反應率極低，核燃燒基本上沿β穩定線漸進地發展。對於8M_⊙<M<100M_⊙的孤立恆星，該階段的核燃燒進程是：

①通過pp反應鏈、CNO循環和NeNa–MgAl循環進行氫燃燒。這些過程的淨結果都是4p→⁴He+2e⁺+2ν_e並釋放能量。pp反應鏈從兩質子非束縛體系的β⁺衰變過程¹H(p,e⁺ν_e)²H開始，繼而發生²H(p,γ)³He(³He,2p)⁴He、³He (α,γ)⁷Be等反應。

②氦燃燒和中子慢速俘獲(s)過程。氦燃燒從3α↔¹²C^*→¹²C+γ反應開始，接下去的其他重要反應是¹²C(α,γ)¹⁶O、¹³C(α,n)¹⁶O、¹⁶O(α,γ)²⁰Ne、²²Ne(α,n)²⁵Mg等。s過程發生在恆星平穩演化階段晚期的氦殼燃燒過程中，以¹³C(α,n)¹⁶O和²²Ne(α,n)²⁵Mg反應為中子源，沿β穩定線附近發展，產生Fe以上的穩定核。

③碳、氖、氧的燃燒。主要反應分別為¹²C(¹²C,α)²⁰Ne、¹²C(¹²C,p)²³Na、²⁰Ne(γ,α)¹⁶O、²⁰Ne(α,γ)²⁴Mg (α,γ)²⁸Si、¹⁶O(¹⁶O,α)²⁸Si、¹⁶O(¹⁶O,p)³¹P、¹⁶O(¹⁶O,n)³¹S等。

④矽燃燒。質子、中子和α粒子在Si、Mg等核上的俘獲和光致分裂過程使反應流不斷向上發展，在Fe附近形成化學平衡的豐度分布。

原始大爆炸，新星、超新星爆發和超大質量恆星坍縮形成的高溫高密度環境中，天體物理相關的能區升至庫侖勢壘量級，熱核反應截面相應增大，導致質子、中子和α粒子與大量短壽命放射性核反應的速率接近或超過放射性核β衰變的速率，熱核反應流可擴展到遠離β穩定線直至質子和中子滴線的廣大核區。這種爆發性事件中，核燃燒的時標縮短為秒至小時的量級。原初核合成階段的爆發性熱核反應從¹H(n,γ)²H開始，相繼產生²H、³H、³He、⁴He和少量的⁷Li。由於反應擴展到放射性核區，以⁴He(t,γ)⁷Li(n,γ)⁸Li(α,n)¹¹B(n,γ)¹²B(e^-,ν_e)¹²C(n,γ)¹³C等包含放射性核的反應鏈為橋樑，可能跨越A=8處沒有穩定核的間隙，產生微量A≥9的一系列輕核。恆星爆發性核燃燒的主要過程是：①高溫氫燃燒。包括高溫pp反應鏈、高溫CNO、NeNa－MgAl循環和接下去的質子快速輻射俘獲rp及αp過程。溫度高於1×10⁹K的環境中，通過rp及αp過程接連的(p,γ)、(α,p)反應和β⁺衰變，反應流可達到A約為100的豐質子核區，產生β穩定線豐質子一側的穩定核和較輕的p過程核。②高溫氦、碳、氖、氧和矽的燃燒。③從⁹Be(α,n)¹²C 開始，繼以一系列(α,n)、(p,n)、(n,γ)反應的α過程和中子快速輻射俘獲(r)過程以及β^-衰變，產生A≥60的豐中子穩定核。④p過程。在溫度2×10⁹—3×10⁹K環境中，通過預先存在的s過程或r過程核上的(γ,n)、(γ,p)、(γ,α)等光致分裂反應和與之一起發生的rp、αp過程和β⁺衰變產生某些A約為60—200的低豐度豐質子穩定核，即p過程核。

元素豐度分布解釋

為了闡明宇宙中元素和同位素的豐度分布，一方面要研究天體物理模型，了解天體核過程發生的物理環境（溫度、密度和化學組成），另一方面要研究原子核的質量或結合能、熱核反應截面、結構和衰變特性。由於天體演化和元素合成涉及β穩定線及其兩側的數千種核素，而天體物理感興趣的能區遠低於傳統核物理實驗的能區，反應截面甚小，加之物理環境導致某些原子核低激發態的熱布居和核過程與原子或電漿過程的交融，使核物理實驗和理論面臨嚴峻的挑戰。