作者：唐曉東 李闊昂 (中國科學院近代物理研究所)
摘要 宇宙中絕大部分鋰以及所有比鋰重的元素都是通過星體內部核過程產生。文章簡要介紹這些核合成過程及其發生的天體物理場所以及重元素起源，深地核天體物理實驗等相關前沿研究。
關鍵詞 核合成過程，中子俘獲過程，放射性核素裝置，深地核天體物理實驗
宇宙中元素的起源是最基本的科學問題之一。根據現代宇宙學理論，宇宙起源于大爆炸。宇宙大爆炸合成了一些輕元素：根據大爆炸核合成理論，在大爆炸發生數百秒內，質子和中子合成了氫、氦及極少量鋰。大爆炸核合成理論對宇宙中輕核素豐度(除了鋰)的預言和觀測數據非常吻合。大爆炸核合成的結果是使早期宇宙中的可見物質含有約75%的氫(主要是質子)、約25%的氦(主要是4He)和極少量的鋰(幾乎都是7Li)。那么接下來的疑問便是宇宙如何從一個僅有氫、氦和少數鋰的世界演化至現在這個以80 多種元素化學多樣性作為行星和生命的基本組成單元的世界？
1957 年，Burbidge 夫婦、Fowler 和Hoyle 以及Cameron 基于當時的原子核結構和反應理論，非常有限的實驗數據以及太陽系同位素豐度數據，提出了由恒星燃燒過程、慢速中子俘獲(s-過程)、快速中子俘獲(r-過程)等過程組成的太陽系元素的起源理論(B2FH理論)[1—3]。正是這些星體內部的核過程(圖1 和圖2)，經成千上萬次星體演化，逐步將大爆炸產生的原初氫和氦合成為我們今天太陽系中從氫到鉍的83 種元素和長壽命的釷和鈾，從而將大爆炸后簡單單調的宇宙變成今天我們身邊的這個色彩斑斕的世界。大半世紀后的今天，來自天文觀測、核物理理論和實驗、天體物理模型三個研究領域的科學家還在不斷地改進、拓展和完善B2FH理論，探索宇宙中的元素起源。
圖1 化學元素周期表及各種元素的合成場所(根據https://blog.sdss.org/2017/01/09/origin-of-the-elements-in-the-solar-system/的原圖改編)
圖2 太陽系中同位素豐度分布和相應的核合成過程。金鉑等貴重金屬通過r-過程產生
本文簡要介紹產生這些元素的核過程及其發生場所，以及相關的部分前沿研究。2019 年是門捷列夫周期表創立150 周年，也是B2FH理論創立者之一Margret Burbidge 100 歲。謹以本文向先驅們致敬。
恒星被稱為引力約束的聚變反應堆。在強大的引力作用下，這些大爆炸原初物質聚集起來。在大爆炸4 億年后，宇宙中出現了第一代恒星。來自于引力的能量將星體核心物質的溫度和密度升高，使恒星內部核反應堆點火，開始通過聚變反應產生核能，開始了恒星的平穩燃燒過程[1—4]。首先發生的核過程是氫燃燒。這個過程的最終結果是將4 個質子合成為1 個4He，并產生兩個正電子和兩個中微子，同時伴隨著能量釋放。核能驅動的光壓與引力平衡，使恒星達到穩態。由于這個過程的主要產物是4He，所以此時的恒星還不能為宇宙有效地產生新的元素。當恒星燃燒完其核心內部所有的氫，主要留下的產物是4He。核心內部的核反應堆暫時停止，不再產生核能，恒星外的殼層仍然進行氫燃燒。引力將核心壓縮，導致核心的溫度及密度進一步上升，直至點燃氦燃燒。氦燃燒有兩個重要反應：3α過程和12C(α，γ)16O。氦燃燒的主要產物是12C 和16O。3α過程分兩步進行：首先兩個α粒子形成非常短壽命的8Be(壽命約為10-16 s)。絕大部分8Be衰變成兩個α粒子，僅有其中極少數8Be 有機會捕獲另一個α粒子，通過著名的Hoyle 共振態形成12C；然后部分12C 俘獲α粒子，產生16O。當核心的氦耗盡后，恒星內部形成碳氧核心。這是宇宙第一次通過恒星核合成產生原初大爆炸所不能產生的新元素。因此，這個過程在宇宙元素演化過程中有著極其重要的意義。如同前面的氫燃燒，當核心停止氦燃燒，其外殼層仍然進行著氦燃燒和氫燃燒，并不停地將外殼層產物拋灑到太空中，形成星際物質。此時的恒星被稱為AGB星，是下面介紹的重元素合成(s-過程：慢速中子俘獲過程)的一個重要場所。如果恒星質量小于(大約)8 個太陽質量，恒星將其外殼層的物質拋完，在太空中留下一個由碳和氧形成的白矮星。拋灑物質形成行星狀星云，成為星際物質。如果恒星質量大于(大約)8 個太陽質量而小于(大約)10 個太陽質量，引力可以點燃核心中的碳，通過碳碳熔合及一系列次級反應，合成氖。最終這個恒星終止其燃燒過程，留下一個氖和氧形成的白矮星及行星狀星云。這些以白矮星為生命終點的恒星稱為中小質量恒星。如果恒星的質量大于10 個太陽質量，這些恒星可以形成中子星或黑洞，被稱為大質量恒星。在核心碳燃燒之后，引力可以使核心繼續進行氖燃燒、氧燃燒、硅燃燒，產生一系列元素，直至鐵鎳(圖3)。由于鐵與鐵的熔合反應是吸熱反應，核心反應堆停止了核能的產生，恒星內部核燃燒熄滅。而外殼層從里到外依次繼續進行硅燃燒，氧燃燒，氖燃燒，碳燃燒，氦燃燒及氫燃燒。經歷漫長的與光壓的斗爭，強大的引力終于獲得最終的勝利。由鐵鎳組成的核心被不斷壓縮，核外電子最終被壓入原子核內，被核內的質子俘獲，將核內質子轉變成中子，同時放出中微子。核外電子的消失導致恒星核心的塌縮，外殼層物質以自由落體的形式砸向塌縮的核心，引起劇烈的爆炸，恒星演化成(II 型)超新星，并終結其生命。在幾秒鐘的時間內，超新星釋放出巨大能量，其中99%的能量由中微子帶走，剩下1%能量由光子攜帶。爆炸過程中的沖擊波將核心附近殼層中的原子核打碎成質子和中子，等沖擊波過后，這些質子和中子重新組合成新的原子核。來自核心的中微子在通過這些物質時，與質子和中子發生反應，形成高中子密度區，為下面要介紹的重元素合成(r-過程：快速中子俘獲過程)提供了另外一個重要場所。爆發過后，恒星的核心變成一個由堅硬的核物質組成的中子星，其外層核合成產物都拋灑到太空，形成星際物質。
圖3 大質量恒星將大爆炸產生的氫和氦通過核過程合成為碳、氧、氖、鎂、硅、硫、鐵等更重的元素
這些拋灑到太空中的來自星星的灰塵(星際物質)攜帶著恒星產生的新元素，在引力的作用下重新形成下一代恒星。經過如此這般成百上千次星體的演化，終于將大爆炸產生的原初氫和氦合成為我們今天太陽系中的80 多種穩定元素和長壽命的釷和鈾(圖4)。
圖4 中小質量及大質量恒星的演化過程。在此過程中，大爆炸核合成產生的氫和氦逐步合成更重的元素。恒星拋灑在太空中的星際物質被引力重新聚合，形成下一代恒星。經過如此這般成百上千次循環，形成了今天太陽系中的元素(根據http://flightline.highline.edu/iglozman/classes/astronotes/stellarevolution.htm 的原圖改編)
值得一提的是，如果恒星的質量非常大，例如幾百個太陽質量，那么它會塌縮為黑洞，它所產生的任何元素都被黑洞吞噬，而對宇宙元素起源和演化沒有貢獻。中小質量恒星燃燒后剩下的白矮星可能與鄰近恒星形成雙星，并從恒星表面吸積物質，當其質量超出1.4 倍太陽質量時，它將點燃核心中的碳碳熔合反應，形成(Ia 型)超新星。這種超新星的主要產物是鐵鎳為主的元素[4]。大質量恒星形成的中子星可以與其他中子星或者黑洞形成雙星，為重元素合成r-過程提供一個潛在的天體場所。
恒星中的聚變反應只能產生鐵鎳以及更輕的元素。那么宇宙中從鐵到鈾的重元素是如何產生的？1957 年，Burbidge 夫婦、Fowler 和Hoyle 以及Cameron 提出重元素主要由種子核(例如鐵-56)通過一系列中子俘獲反應和β衰變產生。如果中子俘獲反應速率遠低于β衰變速率，稱為慢速中子俘獲過程(s-過程)；反之，稱為快速中子俘獲過程(r-過程)[1，2]。s-過程產生近一半從鐵到鉍的重元素；r-過程產生另一半從鐵到鉍的重元素，以及釷和鈾(圖5)。由于中子幻數N=50、82 和126，具有幻數的原子核的中子俘獲截面遠小于非幻數原子核的中子俘獲截面，可以完美地解釋太陽系同位素豐度分布(圖2)中r-過程豐度分布的特征峰位于A=80、130、196，而s-過程豐度分布的特征峰位于A=90、138、208。因此，太陽系中的貴重金屬，金(197Au)和鉑(194，196Pt)，主要是通過r-過程產生。
圖5 通過s-過程和r-過程合成從鐵到鈾的同位素。圖中黑點代表穩定同位素或長壽命同位素。s-過程和r-過程反應路徑分別用紅線和灰線表示
經過半個世紀的研究，人們目前對s-過程有了比較清晰的認識：中小質量恒星演化至漸近巨星支(AGB)階段，s-過程就會發生。AGB星氦燃燒殼層中的13C 和22Ne 通過(α，n)反應產生中子，其密度約為107-8cm-3。AGB星中來自上一代星體的鐵以非常慢的反應速率(每次反應平均需要~100年)俘獲中子，形成更重的同位素，其中的不穩定同位素通過β衰變將原子核內的一個中子變成質子，從而合成原子序數更高的元素。由于中子俘獲反應速率遠低于β衰變速率，這個過程僅局限在β穩定線附近的區域。當s-過程進行到209Bi 時，中子俘獲反應產生不穩定的210Bi(半衰期為5 天)，210Bi 衰變成210Po(半衰期為138 天)。不同于s-過程中的其他不穩定同位素，210Po并不發生β衰變，而是發生α衰變，變成原子序數更小的206Pb，使反應流進入循環，s-過程終止于209Bi[5，6](圖5)。
大質量恒星的氦燃燒核心、氦燃燒殼層和碳燃燒殼層是s-過程的另外一個場所。這里的中子來源于22Ne(α，n)25Mg 和12C(12C，n)23Mg。由于可以產生的中子數目及燃燒過程持續時間遠小于AGB 星的氦殼層燃燒，這種s-過程稱為弱s-過程。由于弱s-過程可以產生較強的中子密度，該過程是合成一些豐中子同位素(如58Fe、60Fe、64Ni、65Cu、68Zn)的主要途徑。
r- 過程發生在中子密度巨大(~1024 cm-3)的極豐中子環境中，持續時間僅為~1 s。具體的天體場所還有待研究和發現。一種可能場所是(II 型)超新星，另外一個可能場所是中子星—中子星并合或中子星—黑洞并合。在r-過程中，種子核以非常快的反應速率(每次反應平均需要~微秒)俘獲中子。中子俘獲和光核反應在豐中子區迅速達到平衡，豐度主要集中在遠離穩定線的豐中子同位素。然后這些不穩定的豐中子同位素通過相對緩慢的β衰變將原子核中的一個中子轉變成質子，從而產生原子序數更大的元素，包括s-過程無法產生的釷和鈾。進入重核區后，原子核裂變的幾率迅速增大，r-過程終止在質量數約為270 的核區。在中子通量減少之后，這些不穩定的豐中子同位素通過一系列β衰變形成穩定的重元素(圖5)。
快速或慢速中子俘獲過程可以合成絕大部分超鐵元素。但是，這些過程無法解釋在缺中子側少量同位素(如74Se、84Sr、92-94Mo 等)的來源。這些同位素部分可以通過一系列光核反應及其他次級反應將s-過程和r-過程產生的重元素離解產生[4]。也有人建議超新星爆發時的中微子—質子過程可能也有貢獻。對這些過程的研究是目前核天體物理的熱點問題。
核天體物理是研究微觀世界的核物理與研究宇觀世界的天體物理、天文學相融合的交叉學科[7]。其主要目標是理解宇宙演化和物質(含基本粒子、可見物質和暗物質)起源以及驅動星體爆炸的核過程。其研究特點：粒子物理、核物理、天體物理、天文學、宇宙學、引力波物理等多學科的交叉融合。在這個部分，我們介紹核天體物理在宇宙元素起源方面的兩項前沿研究。
4.1 宇宙中從鐵到鈾的重元素是如何產生的？
從鐵到鈾的重元素主要通過s-過程和r-過程產生。s-過程路徑靠近β穩定線，基于實驗測量的穩定同位素中子俘獲反應截面，AGB星模型已經可以比較好地描述s-過程的同位素豐度[5]。然而，r-過程研究仍然存在許多疑難，美國國家科學院宇宙物理學委員會將相關研究列為21 世紀的11個“將夸克與宇宙聯系起來”的重大物理科學問題之一[9]。
r-過程研究面臨的主要挑戰存在兩個方面：一方面是測量r-過程涉及的極豐中子奇特核的物理性質；另一方面是確定能夠滿足r-過程發生所需極端條件的天體場所。具體來說：首先，r-過程涉及大量極豐中子同位素。這些同位素的性質決定了特定天體物理環境中產生的r-過程元素豐度。目前我們還無法產生這些原子核，并通過實驗研究其相關性質，只好借助理論模型提供外推結果。由于不同模型間預言的結果差距巨大，模型預言能力未知，導致無法得到準確的元素豐度預言。其次，我們缺乏可靠的天體物理模型來實現r-過程必要的極豐中子環境，從而無法解釋銀河系中極貧金屬星的重元素豐度演化歷史。盡管科學家提出許多r-過程發生場所的模型，但是還沒有一個模型被廣泛接受。其中最可能的是中子星并合(NSM)和核心塌縮(II 型)超新星(CCSNe)模型[8]。
2017 年8 月17 日觀測到的GW170817 引力波事件及其帶動的多信使觀測(引力波、伽馬射線、X射線、紫外線、可見光、紅外線和射電輻射等)為r-過程研究提供了絕佳機遇，其中觀測到的紅外光譜被解釋為r-過程產生鑭系元素的間接證據。可惜的是，由于多普勒效應，目前還沒有發現相關元素譜線，因此尚無法直接證明r-過程的確可以在中子星并合事件中發生。中子星并合事件的發生頻率和拋射出的物質數量也表明這些事件在r-過程核合成中可能占主導地位。該結論與矮星系Reticulum-II中富集r-過程元素的恒星觀測結果一致。地球深海底部244Pu的探測結果也支持存在類似中子星并合這樣稀有的高產額r-過程元素合成場所的結論。
正確解讀這些觀測結果離不開核物理學。例如，基于可靠豐中子原子核數據建立的核合成模型可以預言特定天體環境中的r-過程，推斷出中子星并合過程的物理條件，得到不同噴射分量的元素組分，從而確定其他天體物理場所對r-過程的可能貢獻。
世界各國紛紛發展新一代放射性核素裝置，例如日本RIBF、歐洲ISOLDE、美國FRIB、德國FAIR 以及我國正在建設的強流重離子加速器(HIAF)[10]等，用于產生豐中子新核素，研究它們的質量、壽命、衰變模式、反應率和裂變等性質。這些裝置產生的豐中子核素束流也為中子星致密物質物態方程研究提供了新的機遇。盡管我們將利用新一代放射性核素裝置合成許多r-過程豐中子新核素，但是仍然不能有效地產生r-過程中豐中子錒系元素和超重元素并約束遠離穩定線的豐中子核素的俘獲反應率(圖6)。大部分r-過程模型所需的原子核數據仍然來自理論模型。新裝置上的實驗結果將檢驗各種核物理模型，提升它們在實驗無法覆蓋區域的預言能力。通過實驗和理論相結合，得到更加可靠的核數據，更新天體物理反應率數據庫，預測不同天體環境中產生的重元素豐度以及發出的引力波、中微子和電磁輻射。
圖6 HIAF 產生的稀有同位素強度。紅線代表現在已經合成的同位素邊界。s-過程，r-過程等核合成過程路徑用粗實線標出(圖片承蒙章學恒、李宇田提供)
未來幾十年中，我們在核物理實驗、天文觀測、天體模型、核理論和計算科學等方面的能力將發生質的飛躍。RIBF、FRIB、FAIR、HIAF 等新一代放射性核素裝置將產生大量與r-過程有關的豐中子核素。在HIAF 二期工程中，我們將加速器驅動次臨界反應堆(CIADS)產生的豐中子裂變碎片與HIAF 耦合，以產生核物理理論預言的所有中重核區豐中子核素，為r-過程研究提供可靠數據。核理論將為描述r-過程豐中子核素性質和致密物質狀態方程建立自洽的微觀模型，并提供預言值的不確定性。引力波、中微子和光子的多信使觀測將為我們帶來更豐富的爆發性核合成事件的相關信息。基于現有的大型光學望遠鏡(如我國的LAMOST)以及新一代光學望遠鏡(TMT，4MOST 和E-ELT 等)的大規模巡天計劃將為我們展示銀河系的化學演化歷史。超級計算機將更逼真地模擬超新星、中子星并合及其他r-過程天體環境中的核合成與化學演化，并和觀測數據比對。大型中微子探測器(JUNO等)將有望測量來自超新星的中微子能譜，校驗中微子在致密物質中的輸運過程。基于以上進展，我們有望最終確定r-過程的發生場所，并解決宇宙重元素起源問題[8]。
4.2 核天體物理深地實驗
向天體物理能區推進關鍵天體核反應的直接測量，對準確了解恒星演化規律，獲得基準數據、約束理論計算和發展極端條件下核理論具有十分重要的意義。例如，氦燃燒過程中的12C(α，γ)16O反應不僅對氖至鐵的中等質量同位素的合成有決定性的影響，而且對(II 型)超新星的爆發過程具有重要影響。該反應在天體環境中的典型反應能量為0.3 MeV，天體物理計算要求其截面的精度好于10%。由于地面宇宙射線引起的本底以及加速器提供的流強有限，現有直接測量的最低能量為0.9 MeV，對應截面的誤差大于50%。為了得到該反應在天體物理能區的反應截面，我們不得不借助于各種測量數據進行外推，但是外推數據精度不到30%，遠未達到10%的精度要求，并且其中由于模型帶來的系統誤差很難得到驗證。由于該反應在天體模型中起至關重要的作用，該反應在天體物理能區的精確測量已成為核天體物理的世紀性難題，被稱為核天體物理實驗中的“圣杯”。核天體物理奠基人， B2FH 的創始人之一， 諾貝爾物理獎獲得者富勒(Fowler)講過：“我們人體中絕大部分是C 和O(90%)。在化學和生物的層面上，我們已經基本上理解了它們。可是在核天體物理的層面上，我們還并不理解我們身體中的C和O是怎么產生的”[3]。12C 12C熔合反應不僅是大質量恒星演化碳燃燒過程中的關鍵反應，而且是(Ia 型)超新星和超級暴的點火反應。由于在天體物理感興趣能區的反應截面極低(10-22—10-7 b)，目前實驗上只能測量部分反應道， 誤差接近100%；12C 12C熔合反應機制復雜，在天體物理能區內現有理論預言存在高達100 倍的差異，導致天體模型無法準確預言元素豐度。
在深地實驗室利用低能強流加速器開展關鍵天體核反應的直接精確測量，可以大大降低宇宙射線以及環境本底，增加反應產率，提升實驗靈敏度，是國際公認的核天體物理前沿課題。繼意大利的LUNA和美國的CASPAR地下核天體實驗室之后，我國成立了錦屏山深地核物理實驗合作組(JUNA)，在錦屏山深地實驗室(CJPL)建立了深地核天體物理實驗平臺[11]。我國錦屏實驗室(CJPL)巖層覆蓋深度世界居首，對宇宙線的屏蔽效果比意大利LUNA 地下核天體實驗室高出約100 倍。JUNA 合作組已經完成400 kV 加速器的研制。該加速器提供的氫和氦束流強度是國外深地實驗室的10 倍以上。JUNA計劃在2020 年開始加速器和探測器的深地安裝，2020—2021 年開始開展恒星演化過程中12C(α，γ)16O、13C(α，n)16O、25Mg(p，γ)26Al 和19F(p，α)16O等關鍵反應在天體物理能區或者接近天體物理能區的直接精確測量。在此基礎上，JUNA 合作組計劃安裝具備加速碳氧等重離子的強流加速器，在天體物理能區開展碳—碳熔合等關鍵核反應研究。這些重要的深地核天體物理實驗，有望為天體模型提供可靠數據，解決宇宙中碳氧等元素起源等重大問題。
元素起源是一個基本科學問題，是核天體物理的核心研究目標。這個問題涉及天文觀測，天體物理模型及核物理相關理論和實驗研究。隨著技術進步，天文觀測進入多信使天文學時代，利用電磁波(射電、亞毫米波、紅外、可見光、紫外、X射線、伽馬射線)、引力波、中微子、宇宙線等探測技術對宇宙進行觀測。我們已經成功對太陽， 超新星SN1987A、中微子源Ice-cube-170922 和引力波源GW170817 等進行多信使天文觀測，獲得一批突破性成果。多信使天文觀測的對象涉及四大基本相互作用。為了準確解讀這些觀測結果，我們需要針對天體環境中的粒子物理和核過程，利用深地和地面加速器裝置，開展關鍵核反應、原子核質量和衰變性質等的實驗研究，結合粒子與原子核物理理論，為天體物理研究提供準確的反應率數據庫等基準數據。以美國JINA為代表的學科交叉研究中心成功地將天文觀測、天體模型和核合成過程研究三方人員組織起來，利用最新的核物理反應率數據，結合最新的天文觀測結果，共同開展宇宙元素演化模型及中子星性質研究。
在過去20 年里，我國核天體物理研究群體依托蘭州重離子加速器、北京串列加速器、國家天文臺郭守敬望遠鏡LAMOST等大科學裝置，結合國際合作，針對關鍵科學問題在核反應截面、原子核質量和衰變測量、理論計算、核合成網絡計算，以及天文觀測等方面開展研究，取得一批創新性研究成果。核天體物理交叉學科的特點以及多信使天文學的出現要求我們建立核天體物理聯合研究中心，圍繞從鐵到鈾的重元素起源等難題，加強核物理實驗、核反應和核結構理論、天體模型及天文觀測等方面的交叉合作，催生天文觀測、天體物理與粒子和核物理關鍵科學問題的互動，充分發揮現有裝置的潛力，為CJPL和HIAF等大科學裝置確定具體研究目標，儲備技術和人才。
核天體物理不僅處于科學的前沿，而且它的發展還將不斷促進人們對基本粒子、原子核、天體、宇宙以及它們之間關系的深入了解[12]。該學科一方面利用粒子物理、核物理手段研究天體物理中的重要問題，例如，從鐵到鈾的元素是如何產生的？另一方面，天體的特殊“實驗室”環境為發現新物理提供了機遇。例如，天體物理、天文觀測、粒子與核物理等多學科通過幾十年的合作，成功建立了標準太陽模型，發現了中微子通量觀測與模型間的差異，實現了以發現中微子振蕩為代表的科學突破。目前國家對基礎研究的大力投入，大科學裝置的建設，為我國核天體物理研究提供了前所未有的機遇。相信經過一段時期的努力，我們一定可以在宇宙元素起源等基本科學問題研究方面做出我們應有的貢獻。
致謝 感謝中國科學院近代物理研究所徐曉棟、房棟梁和茹龍輝仔細閱讀本文初稿，并提供寶貴意見。
參考文獻
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本文選自《物理》2019年第10期
