元素合成理论与天体核反应研究

早在上一世纪后期，人们就对元素及其同位素在自然界的丰度进行了研究。从 1883 年到 1924 年，美国地质调查局总化学师克拉克（Clarke， Frank Wigglesworth 1847～1931）在地壳厚度 16 千米的范围内，广泛地调查了地壳的化学组成，发表了地壳中化学元素的丰度调查结果。此后， 又有人收集了大量的陨石、太阳、其它恒星、星云的各种元素及同位素分布的资料。曾致力于研究同位素理论、特别对重氢研究做出重要贡献的美国物理学家与化学家尤里（Urey，Harold Clayton 1893～1981）在 1956 年，根据地球、陨石及太阳的资料绘制出更为详细、更为标准的元素丰度表，这一资料已成为元素合成理论的重要依据之一。从尤里的研究结果看出，元素及其同位素的分布是极其复杂又有一定规律的。这一规律一方面来自原子核结构的规律性，一方面又与元素的起源及演化史密切相关。任何有关元素起源与合成的假说都必须首先能解释这一分布的规律性。

早期提出的元素起源与合成假说有平衡过程假说、中子俘获假说与聚中子裂变理论，它们都试图用单一过程解释全部元素的成因，最后都因矛盾百出不能自圆其说而失败。较为成功的元素核合成假说，是本世纪 50 年代提出的 BBFH 理论。BB 代表伯比奇夫妇，伯比奇（Burbidge，Eleanor Margevet 约 1925～）为英国女天文学家、格林威治天文台第一任台长， 长期致力于类星体和元素在恒星深处的核合成理论研究。1955 年伯比奇的丈夫受聘到美国加州帕萨迪那附近的威尔逊山天文台工作，伯比奇到加州理工学院任教。与伯比奇夫妇一起提出元素合成理论的还有美国核天体物理学家否勒（Fowler，William Al-frad 1911～）及英国天文学家霍伊尔

（Hoyle，Sir Fred 1915～）。他们以尤里提出的元素丰度分布曲线为出发点，以核聚变理论为基础，认为宇宙间全部元素并非由单一过程一次形成，而是通过恒星各个演化阶段的相应八个过程逐次形成的。这八个过程是：①氢燃烧，在 T≥7×10⁶K 条件下，四个氢核聚变为氦核的过程；② 氦燃烧，即 T≥10⁸K 条件下，氦核聚变为碳核和氧核、氖核等的过程；③ α过程，α粒子与氖核反应，相继生成镁、硅、硫、氩等元素原子核；④ e

过程，元素丰度曲线上的铁峰元素（钒、铬、锰、铁、钴、镍）等生成；

⑤s 慢中子俘获过程；⑥γ快中子俘获过程。这后两个过程分别简称 s 过程和γ过程，通过它们生成比铁重的元素；⑦生成低丰度的富质子同位素的质子 p 的俘获过程，以及⑧生成低丰度轻元素（如氘、锂、铍、硼等） 的 X 过程。BBFH 理论发表以后，不断得到核物理、天体物理以及宇宙化学等领域新成就的补充与修正，例如补充了碳燃烧、氧燃烧和硅燃烧等新过程，大爆炸宇宙学又为氦的丰度较大提出了进一步的解释。

近年来核天体物理学的一个研究热点是恒星晚期，特别是新星爆发附近阶段中较重元素的合成问题。在这个阶段，由于参与 s 过程的全部核素集中于β稳定谷附近，利用现有的核实验装置即可得到一些个别的核反应并测出其反应率，再计入所观测到的天文环境，人们可以建立过程模型， 力图利用它拟合观测到的元素丰度。1956 年以来，核物理学曾预言存在有一个稳定的超重元素岛。岛中心的原子核是中子数和质子数填满闭壳的双幻核（Z=114，N=184）。这个核非常稳定，其自发裂变的寿命估计可达 10¹⁹ 年。在其附近的原子核对于自发裂变、β衰变也比较稳定。除了这个超重核的稳定岛外，核物理学还预言存在另一些更重超重核的稳定区。理论预言，对于这些更重的超重核，由于库仑势能加大，发射α粒子的能量、裂变平均动能以 及每次裂变释放的中子数都将比常规核情况大得多。证实这些预言存在与否都将是对原子核理论的检验。目前，物理学家正试图通过对γ过程的研究解开这个谜。由于γ过程产生远离β稳定线中子大量过剩的核，在实验室条件下，难以测量其反应截面，因此常利用地下核爆炸进行γ过程研究。到目前为止，在规模巨大的天体核反应研究方面，虽然在确定核反应截面的工作上取得一些成果，从而丰富了人们对于天体核反应规律的认识，但这种认识毕竟是很初步的，因为对于恒星晚期进行的核反应，至今还不能在实验室条件下研究，对于它们的抛射物化学成分还需要做进一步的了解和解释。本世纪 90 年代以来，人们正开始采用超巨型计算机，进一步启用更新的核物理实验装置，将发射空间红外望远镜以探测原始星系初始核合成，哈勃望远镜将收集关于恒星在可见光及紫外波段的更高分辨率的观测资料，人们还将建造规模更为宏伟的同位旋实验室，以期获得目前难以得到的不稳定核。以上这些规划与进展不仅可以从实验上和理论上探讨核天体物理问题，而且还能加深人们对宇宙演化的认识。

1. 太阳中微子事件研究

1931 年，泡利为解释β衰变能量与动量的守恒问题，提出可能存在某种未知的中性粒子。1933 年，费密进一步研究了泡利的假设，把这个未知粒子定名为中微子。1953 年，美国物理学家科恩（Cowan，Clyde Lorrain 1919～）和莱因斯（Reines，Fred-erich 1918～）利用 ve+p→e⁺+n 的俘获过程证实了反中微子的存在。1955 年戴维斯（Davis）在布鲁克海汶国家实验室又成功地观测到 ve+³⁷CL→³⁷Ar+e^{-的俘获过程，证实了电子型中微子的存在。1962 年丹比（Danby）等人发现，在π介子蜕变中产生的中微}子与电子型中微子不同，将它命名为μ子中微子 vu。1976 年，随着τ粒子的发现，人们又提出第三种中微子 v_{? 存在的假设。}

中微子与物质的作用极弱，在通常的物质密度条件下，它的平均自由程约为 1000 光年。这表明，研究中微子的意义不仅在于它能为核物理中的

弱相互作用理论和中微子的某些自身属性提供资料，还由于它能把太阳内部信息有效地传递出来，人们通过对太阳中微子通量和能谱的精确测量， 得到有关太阳内部能量产生机制的重要参量，如温度范围、离子密度、化学成分等。在天体演化的后期，如太阳情况，高温的膨胀作用与引力的聚缩作用，使太阳处于流体的静力学平衡状态，其中心区域，高温环境下的热核反应，产生大量电子和正电子，它们相撞湮灭过程转变为中微子和反中微子e⁺

• e⁻ → v + v ，此外，还有光生中微子γ + e → v + v + e 产生，以

及等离子体中传播的光子蜕变为中微子。当星体的温度高到一定程度（1 亿到 10 亿度以上）时，上述将成为星体耗散能量的主要过程。理论计算表

明，当温度达到 100 亿度时，仅只电子与正电子湮灭过程，能量耗散率就

可达 10²⁵ 尔格/立方厘米·秒，因此一定温度的天体仅在毫秒的短暂时间内，通过中微子对的产生，即可耗尽天体的能量。对星体中微子耗散能量研究较早的有伽莫夫和熊堡。他们认为，在β衰变和反β衰变(Z, A) → (Z + 1, A) + e⁻ + ve 和e⁻ + (Z + 1, A) → (Z,A) + ve 过程中，电子热动能将随中微子对的产生而释放出来。他们用巴西的一个赌场名字 URCA 命名这一对过程，以比喻电子能量流失的神速。

由于中微子的产生与逃逸，巨大能量损失导致星体的引力塌缩。内缩物质与硬核心碰撞后，反弹所形成的冲击波可能导致超新星的爆发。此外， 中微子的产生又维持了星体核聚变过程的中子数平衡，使核聚变、核合成和中子化过程得以持续进行。可见中微子在天体演化中伴演了极其重要的角色，研究与探测中微子成为天体物理学的重要课题之一。

超新星爆发的中微子虽然流量很大，但是产生的频数极小，持续的时间极短，俘获它们极为困难。太阳是一个强大而持续的中微子源，在太阳中心区域进行着两个热核反应序列，它们分别是质子-质子反应链和碳氮氧反应链。按照有关理论，第一个反应链是太阳核反应的主要序列，它包含有四个核反应，分别是 p+p→²H+e⁺+ve, p+e^-+p→²H+ve, ⁷Be+e^-→7Li+ve,⁸B

→⁸Be+e⁺+ve。其中第一个反应决定着 p-p 链整个过程的速率，然而这一过程的反应截面相当小，不可能用实验方法确定。p-p 链的四个核反应产生四组中微子，它们在地面上的流量可达 10¹⁰/秒·厘米 ² 数量级。探测它们， 不仅是获得太阳内部信息的唯一途径，也是研究天体演化的重要手段。

早在 1946 年，意大利物理学家蓬蒂科尔沃就提出了一种探测中微子的

方法。他指出：³⁷Cl 可以通过弱作用吸收一个高能中微子，经发射一个电子后，衰变为 ³⁷Ar，即发生 ve+³⁷Cl→³⁷Ar+e^{-的核反应，若利用 37}Cl 探测到 ³⁷Ar，就证明探测到中微子存在。 1948 年，加利福尼亚大学的阿尔瓦雷斯（Alvarez，Luis Walter1911～）也独立地发现了这一方法，并在 1949

年提出一个测量太阳中微子俘获率的实验方案。从 50 年代末起，美国布鲁

克海汶实验室的戴维斯等人就着手进行太阳中微子测量。为减少宇宙射线本底，他们把实验场地选在南达科他州的霍姆斯塔克金矿的大约 1500 米深

的矿井中。探测器为一个装满 40 万立升的纯过氯乙烯溶液的巨大钢瓶，它

相当包含 2.2×10³⁰ 过氯乙烯分子。氯的天然丰度决定了在每一个过氯乙烯分子中的四个氯原子中，就有一个 ³⁷Cl。³⁷Cl 俘获中微子反应有 0.81MeV 的阈值，所以实验探测的主要是 p-p 链中的 ⁸B 中微子。³⁷Cl 俘获中微子后

产生的 ³⁷Ar 是不稳定的，半衰期为 35 天，但当把过氯乙烯在太阳中微子场中放置大约 15 天以后，溶液中生成的 ³⁷Ar 数就会达到平衡。理论上估计，平衡后，探测器中的 ³⁷Ar 原子数应有 50 个。从 1964 年以来，戴维斯一共进行了 49 次观测，每一次找到的 ³⁷Ar 原子数均不超过 10 个，扣除背景后，折合太阳中微子单位只有 1.6±0.48SNU（ISNU=10^-36 个中微子俘获/ 秒·靶核），这个值只是太阳标准模型理论预言值 4.7SNU 的三分之一。

戴维斯等人的测试结果引起物理学界和天文学界的极大关注。人们首先对理论值的正确性产生了怀疑。20 年来，对所谓“中微子失踪”的解释众说纷纭，其中主要的说法有：①太阳中心的温度实际应低于标准模型给出值。⁷Be 中微子与 ⁸B 中微子对温度十分敏感，如果太阳温度比给出值低10%，⁷Be 中微子与 ⁸B 中微子的产生率即可足以解释实验结果。②中微子有可能有微小磁矩，逃离太阳时，受电磁作用损失能量，使它不能与 ³⁷Cl 发生作用。③中微子自身因“老化”而损失能量。④可能有自由夸克存在， 它们对 p-p 反应的催化作用，减少中微子通量。⑤中微子的质量不精确为零。根据弱电统一模型理论，只有小于临界能量 E0 的中微子 ve 才能被观测到，能量大于 E0 的中微子与太阳物质作用，转化为μ型中微子 vu，因而观测不到。在太阳中微子事件的研究中，很重要的一点涉及到了中微子的质量问题。理论研究结果表明，静止质量非零的粒子若自旋为 1/2，将可能具有四种状态，即正粒子的自旋分别平行和反平行于动量的右手态和左手态，加上反粒子相应的两种态。这四种态组成四分量，而零质量粒子则只具有二分量，即正粒子只有左手态，反粒子只有右手态。中微子的自旋为1/2，若质量非零将具有四种态。最近研究的一种观点认为，左手中微子与右手反中微子虽然在通常的弱作用过程可以借助左手中间玻色子媒介产生，然而在一种更弱的超弱作用中，借助右手中间玻色子却可能产生右手中微子与左手反中微子。因此，从本质上说，中微子应是四分量的，所说它是二分量粒子，仅只是略去超微作用过程的一种近似。

如果说中微子同时具有左、右手态，那将不存在任何使其质量为零的禁戒，e 型、μ型与τ型中微子的质量也将不再严格彼此相等，并且三者之间将会发生跃迁，例如 e 型中微子经过一段距离，可能转变为μ型中微子，再经过一段距离，又可能转变回 e 型中微子，这种现象称为中微子振荡。中微子振荡的可能性首先由庞特科夫在 1967 年提出。然而由于三种中微子属于不同“味”的轻子，人们很关心，当它们以一定的几率振荡时， 是否会破坏轻子“味”的守恒关系，因此，中微子振荡无疑地与轻子“味” 守恒、中微子质量密切相关。对于它们的研究，不仅有助于对中微子性质的认识，也有助于对弱作用基本规律的认识，此外，由于中微子在天体演化，甚至宇宙早期阶段所伴演的重要角色，对中微子的深入研究更有助于人类对宇宙及天体的演化规律的深入认识。