錦屏深地核天體實(shí)驗(yàn)探究AGB星氟超豐問題

陳銀吉 張立勇,2

1（北京師范大學(xué) 核科學(xué)與技術(shù)學(xué)院 教育部離子束技術(shù)重點(diǎn)實(shí)驗(yàn)室 北京 100875）

2（北京市科學(xué)與技術(shù)研究院 輻射技術(shù)研究所 北京 100875）

現(xiàn)有的理論模型認(rèn)為宇宙起源于約138億年前的一次劇烈大爆炸。在宇宙大爆炸之初，宇宙中只存在1H和4He等原初較輕的核素，在經(jīng)過漫長的天體演化后逐漸形成了現(xiàn)在太陽系中豐富多樣的元素組成（包括鈾和釷等的重元素）。核過程在大爆炸后宇宙的演化過程中起著極為重要的作用：核反應(yīng)是合成宇宙中除氫以外所有化學(xué)元素的唯一機(jī)制，也是恒星抗衡引力收縮、產(chǎn)生新星、X射線暴以及超新星等爆發(fā)性天體現(xiàn)象的能量來源。因此，探索宇宙的奧秘就必然要借助核物理的知識和規(guī)律。在這個過程中，研究微觀世界的核物理與研究宇觀世界的天體物理自然融合，形成了一門前沿交叉學(xué)科——核天體物理。核天體物理的主要研究目標(biāo)是應(yīng)用核物理的知識和規(guī)律來闡釋：1）宇宙中元素的起源及演化；2）恒星能量的產(chǎn)生與核合成過程；3）產(chǎn)生各種天體物理現(xiàn)象的機(jī)制等問題。它扮演的主要角色是提供天體物理模型所需要的關(guān)鍵核物理輸入量。在天體核合成模型中，核反應(yīng)截面（或者天體物理S因子）是最關(guān)鍵的核物理輸入量之一［1］。在恒星的早期演化過程中，其內(nèi)部發(fā)生的主要核過程是平穩(wěn)的靜態(tài)核燃燒（如氫燃燒、氦燃燒、碳燃燒等），所在的天體環(huán)境大都是相對低溫、低密度的，因此天體物理感興趣的伽莫夫能區(qū)約為幾十到幾百keV，遠(yuǎn)遠(yuǎn)低于庫侖位壘（大約MeV量級），故而核反應(yīng)截面極小。隨著能量降低，這些核反應(yīng)的截面幾乎呈指數(shù)趨勢下降，在伽莫夫峰附近甚至只有皮巴（pb）或飛巴（fb）。在地面實(shí)驗(yàn)室條件下，宇宙射線引起的本底太大（信噪比太差），因此無法對這些反應(yīng)的截面進(jìn)行精確測量。利用在高能區(qū)測量的截面數(shù)據(jù)外推出低能區(qū)的反應(yīng)截面是一種替代方法，然而這種外推常常會造成很大的誤差，很多時候并不可靠。在這種情況下，深地實(shí)驗(yàn)室成為了必然選擇。中國錦屏地下實(shí)驗(yàn)室（China Jinping Underground Laboratory，CJPL）［2-3］是目前世界上正在運(yùn)行的最深的核物理和粒子物理實(shí)驗(yàn)室，它的巖石深度達(dá)2 400 m，等效水深達(dá)6 000 m。與地球表面相比，它的天然本底中μ子和中子通量分別減少了6和4個數(shù)量級［4］。在如此獨(dú)特的超低本底條件下，錦屏深地核天體物理實(shí)驗(yàn)（Jinping Underground laboratory for Nuclear Astrophysics，JUNA）項(xiàng)目［5-7］于2015年啟動，其中一個子課題［8］就是通過直接測量伽莫夫能區(qū)下的19F（p，αγ）16O反應(yīng)來探究AGB星（Asymptotic Giant Branch star）中的氟超豐問題。

氟是天體物理中最重要的元素之一。作為唯一穩(wěn)定的氟同位素，19F的豐度對恒星內(nèi)部的物理?xiàng)l件非常敏感。因此，人們常用氟作為探針來研究恒星核合成的圖像。人們通過天文觀測發(fā)現(xiàn)：眾多紅巨星的氟元素豐度比太陽系的都要大，S類紅巨星氟豐度比太陽系大2~10倍，N類紅巨星氟豐度更大，超過了30倍，WZ Cas類甚至接近100倍［8-9］。而作為銀河系中氟元素豐度最主要的貢獻(xiàn)者——AGB星，現(xiàn)有的標(biāo)準(zhǔn)恒星模型卻難以解釋這一現(xiàn)象，這就是天體物理中的氟超豐問題［10］。要解決這一難題，除了對現(xiàn)有的恒星理論模型加以改進(jìn)之外，還需要從核物理的角度對所有與氟的產(chǎn)生及破壞相關(guān)的核反應(yīng)截面進(jìn)行精確的實(shí)驗(yàn)測量。

AGB星中的深度混合現(xiàn)象能夠改變恒星外層的同位素構(gòu)成［10］。在這種天體環(huán)境下，19F（p，α）16O反應(yīng)代表了氟的主要破壞反應(yīng)道，已有的實(shí)驗(yàn)結(jié)果表明，AGB星中的氟豐度對19F（p，α）16O的反應(yīng)率十分敏感，當(dāng)該反應(yīng)的反應(yīng)率變化約兩倍時，19F的表面豐度變化高達(dá)50%［11］。另外，在貧氫的后AGB星（post-AGB star）演化階段研究表明，氫元素混合在扭轉(zhuǎn)過度氦燃燒以及合理解釋觀測豐度方面扮演著重要角色。在這個核合成過程中，19F（p，α）16O是同時去除氫和氟元素的重要反應(yīng)。除此之外，該反應(yīng)也在恒星熱碳氮氧循環(huán)（Hot CNO Cycle，HCNO）過程中扮演著非常重要的角色：19F既可通過19F（p，γ）20Ne反應(yīng)進(jìn)入NeNa循環(huán)，亦可通過19F（p，α）16O反應(yīng)重新進(jìn)入HCNO循環(huán)。因此，19F（p，α）16O與19F（p，γ）20Ne兩個反應(yīng)間的競爭將決定核素合成、演化的進(jìn)程，而這種競爭的勝負(fù)取決于兩個反應(yīng)的反應(yīng)截面大小以及恒星內(nèi)部的物理?xiàng)l件（溫度和密度等）。同時，（p，γ）/（p，α）比率可以提供一個非常有用的工具來診斷宇宙中第一顆恒星是如何演化和死亡的，并且對恒星建模具有深遠(yuǎn)的影響。因此，準(zhǔn)確測定19F（p，α）16O與19F（p，γ）20Ne兩個反應(yīng)在0.1 GK左右的反應(yīng)率和反應(yīng)截面，對于解釋氟元素豐度、確定Pop III恒星的鈣來源以及驗(yàn)證恒星演化模型有著極為重要的意義［12］。

19F（p，α）16O反應(yīng)有三個反應(yīng)道，即（p，α0）、（p，απ）和（p，αγ），如圖1所示［13］；其中二階躍遷可以忽略［14］。（p，απ）反應(yīng)道在0.05 GK的低溫下對反應(yīng)率的貢獻(xiàn)少于10%［15-16］，因此，該反應(yīng)道的貢獻(xiàn)基本上可以忽略不計(jì)；溫度高于0.2 GK時，（p，αγ）反應(yīng)道占主導(dǎo)地位，而溫度在低于0.15 GK時，（p，α0）反應(yīng)道則占據(jù)主導(dǎo)地位［13，15］。然而，最近的研究表明，在溫度低于0.05 GK時，由于Ec.m.=11 keV和323 keV共振之間的干涉效應(yīng)，（p，αγ）反應(yīng)率可能顯著提高，從而在總反應(yīng)率中占據(jù)主導(dǎo)地位［17-18］。這些新的理論推測都需要進(jìn)一步精確測量來驗(yàn)證。目前，人們已經(jīng)在地面實(shí)驗(yàn)室對（p，αγ）和（p，α0）反應(yīng)道進(jìn)行了測量，然而受宇宙射線的本底影響，在低能區(qū)（比如70 keV），外推反應(yīng)截面的不確定度仍然高達(dá)5個數(shù)量級［13，19-20］。因此，在中國錦屏地下實(shí)驗(yàn)室，我們針對19F（p，αγ）16O反應(yīng)道進(jìn)行了精確的直接測量［21-22］。

圖1 19F(p, α)16O反應(yīng)的能級綱圖[13]Fig.1 Level scheme of the 19F(p, α)16O reaction[13]

1 實(shí)驗(yàn)設(shè)置

本實(shí)驗(yàn)在JUNA的400 kV強(qiáng)流加速器上完成，圖2是JUNA實(shí)驗(yàn)室的藝術(shù)圖以及實(shí)驗(yàn)終端的具體設(shè)置情況。一根內(nèi)置銅管延伸至靶表面并被冷卻至液氮溫度（-196 °C），用來吸附終端及束流中的碳離子，以減少靶表面的碳沉積。銅管和靶上的束流電荷均被收集，共同構(gòu)成一個法拉第筒。使用的靶是特殊制作的表面鍍鉻膜的氟注入靶，利用500 μA質(zhì)子束流轟擊2 d，約為109 C，靶損失僅為5%左右，可以滿足實(shí)驗(yàn)的需求［23］。在最終的錦屏實(shí)驗(yàn)實(shí)際測量中，我們用更高流強(qiáng)，2 mA質(zhì)子束轟擊2 d，在270 C的條件下靶的損失大約僅為7%。我們研制的氟注入靶是目前國際上最耐強(qiáng)質(zhì)子輻照的薄靶，為未來開展氟相關(guān)實(shí)驗(yàn)奠定了堅(jiān)實(shí)的基礎(chǔ)。

圖2 (a) JUNA 實(shí)驗(yàn)室藝術(shù)圖，(b) 實(shí)驗(yàn)終端設(shè)置的三維圖像[22]Fig.2 (a) Artistic representation of the JUNA laboratory, (b) 3D image of the experimental setup[22]

探測γ射線使用的是專門為JUNA實(shí)驗(yàn)設(shè)計(jì)研制的4π BGO探測器陣列，該探測器陣列在之前的文獻(xiàn)中已有詳細(xì)介紹［21-22，24］，至此不再贅述。該BGO陣列對于6 130 keV γ射線的絕對探測效率可達(dá)58%，能量分辨可達(dá)11%。為了抑制巖石和中子俘獲反應(yīng)產(chǎn)生的天然本底，該BGO陣列使用了厚度分別為5 mm、100 mm、1 mm的銅、鉛和鎘屏蔽（圖2）。除此之外，向陣列內(nèi)部持續(xù)注入氮?dú)猓ＷC終端內(nèi)部空間不存在氡系放射性，同時也可以避免水蒸氣因溫差在BGO晶體上凝聚。

2 實(shí)驗(yàn)結(jié)果

在19F（p，αγ）16O的實(shí)驗(yàn)測量中，反應(yīng)截面最低測量到質(zhì)子能量Ep=88 keV （即質(zhì)心系能量Ec.m.≈72.4 keV）。因?yàn)樵摲磻?yīng)道在此低能點(diǎn)截面極小，所以本實(shí)驗(yàn)測量到的6 130 keV γ射線峰計(jì)數(shù)很少。在這種情況下，氘（2H）所引入的γ射線本底會嚴(yán)重影響反應(yīng)產(chǎn)額的計(jì)算，見圖3。我們推測，2H污染可能是冷卻銅管上因溫差結(jié)冰且被束流輻照所致［22］。由于2H引入的本底對低能點(diǎn)實(shí)驗(yàn)測量結(jié)果影響很大且束流時間有限，因此在約1 mA的束流強(qiáng)度下對該能量點(diǎn)持續(xù)測量約2 d，獲得了30±26的總凈計(jì)數(shù)（不確定度約為80%）。因此，Ec.m.≈72.4 keV可以看作當(dāng)前JUNA實(shí)驗(yàn)終端條件下可以測量到的“能量下限”。對于未來更精確測量，必須想辦法減少2H對測量的影響。此外，使用純Fe靶（覆蓋有50 nm厚的Cr層）對束流本底做了精確測量（圖3），從而可以進(jìn)行本底扣除。整個實(shí)驗(yàn)過程中通過監(jiān)測Ec.m.=323 keV共振處6 130 keV γ射線的產(chǎn)額，可以實(shí)現(xiàn)對19F靶損失情況的實(shí)時監(jiān)測［22］。

圖3 在錦屏地下利用4π BGO陣列測量到的Ec.m.=72.4 keV時的γ射線能譜[21]Fig.3 γ-ray spectrum of the 19F(p, αγ)16O reaction recorded at JUNA with a 4π BGO array at Ec.m.=72.4 keV[21]

通過復(fù)雜的R-矩陣分析得到了JUNA測量的19F（p，αγ）16O天體物理S因子（圖4）。可以看出，我們的測量結(jié)果覆蓋了整個天體物理感興趣的伽莫夫窗口。根據(jù)圖4中通過R-矩陣分析得到的三條S因子曲線，我們計(jì)算出了三個反應(yīng)率。其中，三個反應(yīng)率中的最大值和最小值分別作為上下限，最大值和最小值的平均值作為推薦使用的中間值。通過這種方式，我們在0.005~1 GK的溫度范圍內(nèi)得到了當(dāng)前的平均反應(yīng)率和相應(yīng)的不確定度。圖5顯示了我們JUNA實(shí)驗(yàn)的反應(yīng)率和之前反應(yīng)率之間的對比，可以清楚地看到，本次實(shí)驗(yàn)確定了迄今為止19F（p，αγ）16O反應(yīng)最精確的反應(yīng)率。目前，在溫度低至0.05 GK時，JUNA的實(shí)驗(yàn)數(shù)據(jù)仍然能夠?yàn)?9F（p，αγ）16O反應(yīng)率提供極大的約束，為解釋AGB星氟超豐問題提供了可靠的核物理輸入量。

圖4 JUNA實(shí)驗(yàn)測量19F(p, αγ)16O反應(yīng)的天體物理S因子其中包括了19F(p, α0)16O反應(yīng)道的數(shù)據(jù)和理論預(yù)言曲線[22]Fig.4 Astrophysical S factors of the 19F(p, αγ)16O reaction measured at JUNA. The existing experimental data and predicted curve for the 19F(p, α0)16O channel are also shown for comparison[22]

圖5 JUNA反應(yīng)率與以前工作結(jié)果[17-19]的比較[21]Fig.5 Ratio of present (labeled as JUNA) relative to Spyrou et al.'s rate (labeled as SP00[19]). The corresponding ratios for deBoer et al.'s rate[17] and Zhang et al.'s rate[18] are also shown for comparison[21]

對于19F（p，α0）16O反應(yīng)道，圖4顯示了Lombardo等［20］的實(shí)驗(yàn)數(shù)據(jù)和R-矩陣計(jì)算結(jié)果，以及NACRE簡單外推的結(jié)果［25］。由圖4可知，在50~200 keV的能量區(qū)間，（p，α0）反應(yīng)道的貢獻(xiàn)要明顯高于（p，αγ）的，這意味著在相關(guān)溫度范圍內(nèi)，（p，α0）反應(yīng)道的反應(yīng)率要明顯高于（p，αγ）反應(yīng)率。因此，目前JUNA的實(shí)驗(yàn)結(jié)果表明，在0.03~0.12 GK的溫度范圍內(nèi)，（p，α0）反應(yīng)道主導(dǎo)著總的（p，α）反應(yīng)率。

3 結(jié)語

我們利用錦屏深地實(shí)驗(yàn)室的極低環(huán)境本底和JUNA加速器的高強(qiáng)度束流以及特殊研制的氟注入靶將19F（p，αγ）16O反應(yīng)的實(shí)驗(yàn)測量結(jié)果推進(jìn)到國際最低能區(qū)Ec.m.≈72.4~344 keV。通過R-矩陣分析擬合得到了天體物理S因子。在天體物理感興趣的溫度范圍（0.05~1 GK）內(nèi)，基于JUNA實(shí)驗(yàn)數(shù)據(jù)確定了19F（p，αγ）16O的反應(yīng)率，對完善已有的天體物理模型具有重要意義。此外，該實(shí)驗(yàn)結(jié)果揭示了在0.03~0.12 GK的溫度范圍內(nèi)，（p，α0）反應(yīng)道將主導(dǎo)總的（p，α）反應(yīng)率。但是，由于在約180 keV以下能區(qū)，目前尚無（p，α0）反應(yīng)道的實(shí)驗(yàn)數(shù)據(jù)。因此，我們計(jì)劃在70~240 keV能區(qū)對（p，α0）反應(yīng)道進(jìn)行直接測量，以最終確定AGB能區(qū)感興趣的19F（p，α）16O反應(yīng)的總反應(yīng)率，從而為理解AGB星的氟超豐問題等提供可靠的核物理輸入量。同時，這對驗(yàn)證先前的理論預(yù)言、約束核物理模型具有重要意義。

致謝感謝錦屏深地核天體物理實(shí)驗(yàn)（JUNA）團(tuán)隊(duì)。

作者貢獻(xiàn)聲明陳銀吉負(fù)責(zé)共同完成實(shí)驗(yàn)、部分?jǐn)?shù)據(jù)分析、撰寫文章；張立勇負(fù)責(zé)設(shè)計(jì)實(shí)驗(yàn)，領(lǐng)導(dǎo)團(tuán)隊(duì)成員完成實(shí)驗(yàn)、數(shù)據(jù)分析，對文章的知識性內(nèi)容作批評性審閱和指導(dǎo)。