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作者：唐曉東 李闊昂 (中國科學(xué)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(nèi)部核過程產(chǎn)生。文章簡要介紹這些核合成過程及其發(fā)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(guān)前沿研究。

關(guān)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

1 簡介

宇宙中元素的起源是最基本的科學(xué)問題之一。根據(jù)現(xiàn)代宇宙學(xué)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(jù)大爆炸核合成理論，在大爆炸發(fā)生數(shù)百秒內(nèi)，質(zhì)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(yù)言和觀測數(shù)據(jù)非常吻合。大爆炸核合成的結(jié)果是使早期宇宙中的可見物質(zhì)含有約75%的氫(主要是質(zhì)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(shù)鋰的世界演化至現(xiàn)在這個以80 多種元素化學(xué)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(dāng)時的原子核結(jié)構(gòu)和反應(yīng)理論，非常有限的實驗數(shù)據(jù)以及太陽系同位素豐度數(shù)據(jù)，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(nèi)部的核過程(圖1 和圖2)，經(jīng)成千上萬次星體演化，逐步將大爆炸產(chǎn)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(diào)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(jì)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(lǐng)域的科學(xué)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(xué)元素周期表及各種元素的合成場所(根據(jù)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(yīng)的核合成過程。金鉑等貴重金屬通過r-過程產(chǎn)生

本文簡要介紹產(chǎn)生這些元素的核過程及其發(fā)生場所，以及相關(guān)的部分前沿研究。2019 年是門捷列夫周期表創(chuàng)立150 周年，也是B2FH理論創(chuàng)立者之一Margret Burbidge 100 歲。謹(jǐn)以本文向先驅(qū)們致敬。

恒星被稱為引力約束的聚變反應(yīng)堆。在強大的引力作用下，這些大爆炸原初物質(zhì)聚集起來。在大爆炸4 億年后，宇宙中出現(xiàn)了第一代恒星。來自于引力的能量將星體核心物質(zhì)的溫度和密度升高，使恒星內(nèi)部核反應(yīng)堆點火，開始通過聚變反應(yīng)產(chǎn)生核能，開始了恒星的平穩(wěn)燃燒過程^[1—4]。首先發(fā)生的核過程是氫燃燒。這個過程的最終結(jié)果是將4 個質(zhì)子合成為1 個⁴He，并產(chǎn)生兩個正電子和兩個中微子，同時伴隨著能量釋放。核能驅(qū)動的光壓與引力平衡，使恒星達到穩(wěn)態(tài)。由于這個過程的主要產(chǎn)物是⁴He，所以此時的恒星還不能為宇宙有效地產(chǎn)生新的元素。當(dāng)恒星燃燒完其核心內(nèi)部所有的氫，主要留下的產(chǎn)物是⁴He。核心內(nèi)部的核反應(yīng)堆暫時停止，不再產(chǎn)生核能，恒星外的殼層仍然進行氫燃燒。引力將核心壓縮，導(dǎo)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(yīng)：3α過程和¹²C(α，γ)¹⁶O。氦燃燒的主要產(chǎn)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(shù)⁸Be 有機會捕獲另一個α粒子，通過著名的Hoyle 共振態(tài)形成¹²C；然后部分¹²C 俘獲α粒子，產(chǎn)生¹⁶O。當(dāng)核心的氦耗盡后，恒星內(nèi)部形成碳氧核心。這是宇宙第一次通過恒星核合成產(chǎn)生原初大爆炸所不能產(chǎn)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(dāng)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(chǎn)物拋灑到太空中，形成星際物質(zhì)。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(zhì)量小于(大約)8 個太陽質(zhì)量，恒星將其外殼層的物質(zhì)拋完，在太空中留下一個由碳和氧形成的白矮星。拋灑物質(zhì)形成行星狀星云，成為星際物質(zhì)。如果恒星質(zhì)量大于(大約)8 個太陽質(zhì)量而小于(大約)10 個太陽質(zhì)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(yīng)，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(zhì)量恒星。如果恒星的質(zhì)量大于10 個太陽質(zhì)量，這些恒星可以形成中子星或黑洞，被稱為大質(zhì)量恒星。在核心碳燃燒之后，引力可以使核心繼續(xù)進行氖燃燒、氧燃燒、硅燃燒，產(chǎn)生一系列元素，直至鐵鎳(圖3)。由于鐵與鐵的熔合反應(yīng)是吸熱反應(yīng)，核心反應(yīng)堆停止了核能的產(chǎn)生，恒星內(nèi)部核燃燒熄滅。而外殼層從里到外依次繼續(xù)進行硅燃燒，氧燃燒，氖燃燒，碳燃燒，氦燃燒及氫燃燒。經(jīng)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(nèi)，被核內(nèi)的質(zhì)子俘獲，將核內(nèi)質(zhì)子轉(zhuǎn)變成中子，同時放出中微子。核外電子的消失導(dǎo)致恒星核心的塌縮，外殼層物質(zhì)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(jié)其生命。在幾秒鐘的時間內(nèi)，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(zhì)子和中子，等沖擊波過后，這些質(zhì)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(zhì)時，與質(zhì)子和中子發(fā)生反應(yīng)，形成高中子密度區(qū)，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(fā)過后，恒星的核心變成一個由堅硬的核物質(zhì)組成的中子星，其外層核合成產(chǎn)物都拋灑到太空，形成星際物質(zhì)。

圖3 大質(zhì)量恒星將大爆炸產(chǎn)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(zhì))攜帶著恒星產(chǎn)生的新元素，在引力的作用下重新形成下一代恒星。經(jīng)過如此這般成百上千次星體的演化，終于將大爆炸產(chǎn)生的原初氫和氦合成為我們今天太陽系中的80 多種穩(wěn)定元素和長壽命的釷和鈾(圖4)。

圖4 中小質(zhì)量及大質(zhì)量恒星的演化過程。在此過程中，大爆炸核合成產(chǎn)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(zhì)被引力重新聚合，形成下一代恒星。經(jīng)過如此這般成百上千次循環(huán)，形成了今天太陽系中的元素(根據(jù)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(zhì)量非常大，例如幾百個太陽質(zhì)量，那么它會塌縮為黑洞，它所產(chǎn)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(zhì)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(zhì)，當(dāng)其質(zhì)量超出1.4 倍太陽質(zhì)量時，它將點燃核心中的碳碳熔合反應(yīng)，形成(Ia 型)超新星。這種超新星的主要產(chǎn)物是鐵鎳為主的元素^[4]。大質(zhì)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(yīng)只能產(chǎn)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(chǎn)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(yīng)和β衰變產(chǎn)生。如果中子俘獲反應(yīng)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(chǎn)生近一半從鐵到鉍的重元素；r-過程產(chǎn)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(shù)N=50、82 和126，具有幻數(shù)的原子核的中子俘獲截面遠小于非幻數(shù)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(chǎn)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(wěn)定同位素或長壽命同位素。s-過程和r-過程反應(yīng)路徑分別用紅線和灰線表示

經(jīng)過半個世紀(jì)的研究，人們目前對s-過程有了比較清晰的認(rèn)識：中小質(zhì)量恒星演化至漸近巨星支(AGB)階段，s-過程就會發(fā)生。AGB星氦燃燒殼層中的¹³C 和²²Ne 通過(α，n)反應(yīng)產(chǎn)生中子，其密度約為10^7-8cm^-3。AGB星中來自上一代星體的鐵以非常慢的反應(yīng)速率(每次反應(yīng)平均需要~100年)俘獲中子，形成更重的同位素，其中的不穩(wěn)定同位素通過β衰變將原子核內(nèi)的一個中子變成質(zhì)子，從而合成原子序數(shù)更高的元素。由于中子俘獲反應(yīng)速率遠低于β衰變速率，這個過程僅局限在β穩(wěn)定線附近的區(qū)域。當(dāng)s-過程進行到²⁰⁹Bi 時，中子俘獲反應(yīng)產(chǎn)生不穩(wěn)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(wěn)定同位素，²¹⁰Po并不發(fā)生β衰變，而是發(fā)生α衰變，變成原子序數(shù)更小的²⁰⁶Pb，使反應(yīng)流進入循環(huán)，s-過程終止于²⁰⁹Bi^[5，6](圖5)。

大質(zhì)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(chǎn)生的中子數(shù)目及燃燒過程持續(xù)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(chǎn)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(fā)生在中子密度巨大(~10²⁴ cm^-3)的極豐中子環(huán)境中，持續(xù)時間僅為~1 s。具體的天體場所還有待研究和發(fā)現(xiàn)。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?？斓姆磻?yīng)速率(每次反應(yīng)平均需要~微秒)俘獲中子。中子俘獲和光核反應(yīng)在豐中子區(qū)迅速達到平衡，豐度主要集中在遠離穩(wěn)定線的豐中子同位素。然后這些不穩(wěn)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(zhuǎn)變成質(zhì)子，從而產(chǎn)生原子序數(shù)更大的元素，包括s-過程無法產(chǎn)生的釷和鈾。進入重核區(qū)后，原子核裂變的幾率迅速增大，r-過程終止在質(zhì)量數(shù)約為270 的核區(qū)。在中子通量減少之后，這些不穩(wěn)定的豐中子同位素通過一系列β衰變形成穩(wěn)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(cè)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(yīng)及其他次級反應(yīng)將s-過程和r-過程產(chǎn)生的重元素離解產(chǎn)生^[4]。也有人建議超新星爆發(fā)時的中微子—質(zhì)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(xué)相融合的交叉學(xué)科^[7]。其主要目標(biāo)是理解宇宙演化和物質(zhì)(含基本粒子、可見物質(zhì)和暗物質(zhì))起源以及驅(qū)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(xué)、宇宙學(xué)、引力波物理等多學(xué)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(chǎn)生的？

從鐵到鈾的重元素主要通過s-過程和r-過程產(chǎn)生。s-過程路徑靠近β穩(wěn)定線，基于實驗測量的穩(wěn)定同位素中子俘獲反應(yīng)截面，AGB星模型已經(jīng)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(xué)院宇宙物理學(xué)委員會將相關(guān)研究列為21 世紀(jì)的11個“將夸克與宇宙聯(lián)系起來”的重大物理科學(xué)問題之一^[9]。

r-過程研究面臨的主要挑戰(zhàn)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(zhì)；另一方面是確定能夠滿足r-過程發(fā)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(zhì)決定了特定天體物理環(huán)境中產(chǎn)生的r-過程元素豐度。目前我們還無法產(chǎn)生這些原子核，并通過實驗研究其相關(guān)性質(zhì)，只好借助理論模型提供外推結(jié)果。由于不同模型間預(yù)言的結(jié)果差距巨大，模型預(yù)言能力未知，導(dǎo)致無法得到準(zhǔn)確的元素豐度預(yù)言。其次，我們?nèi)狈煽康奶祗w物理模型來實現(xiàn)r-過程必要的極豐中子環(huán)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(xué)家提出許多r-過程發(fā)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(chǎn)生鑭系元素的間接證據(jù)。可惜的是，由于多普勒效應(yīng)，目前還沒有發(fā)現(xiàn)相關(guān)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(fā)生。中子星并合事件的發(fā)生頻率和拋射出的物質(zhì)數(shù)量也表明這些事件在r-過程核合成中可能占主導(dǎo)地位。該結(jié)論與矮星系Reticulum-II中富集r-過程元素的恒星觀測結(jié)果一致。地球深海底部²⁴⁴Pu的探測結(jié)果也支持存在類似中子星并合這樣稀有的高產(chǎn)額r-過程元素合成場所的結(jié)論。

正確解讀這些觀測結(jié)果離不開核物理學(xué)。例如，基于可靠豐中子原子核數(shù)據(jù)建立的核合成模型可以預(yù)言特定天體環(huán)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(fā)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(shè)的強流重離子加速器(HIAF)^[10]等，用于產(chǎn)生豐中子新核素，研究它們的質(zhì)量、壽命、衰變模式、反應(yīng)率和裂變等性質(zhì)。這些裝置產(chǎn)生的豐中子核素束流也為中子星致密物質(zhì)物態(tài)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(chǎn)生r-過程中豐中子錒系元素和超重元素并約束遠離穩(wěn)定線的豐中子核素的俘獲反應(yīng)率(圖6)。大部分r-過程模型所需的原子核數(shù)據(jù)仍然來自理論模型。新裝置上的實驗結(jié)果將檢驗各種核物理模型，提升它們在實驗無法覆蓋區(qū)域的預(yù)言能力。通過實驗和理論相結(jié)合，得到更加可靠的核數(shù)據(jù)，更新天體物理反應(yīng)率數(shù)據(jù)庫，預(yù)測不同天體環(huán)境中產(chǎn)生的重元素豐度以及發(fā)出的引力波、中微子和電磁輻射。

圖6 HIAF 產(chǎn)生的稀有同位素強度。紅線代表現(xiàn)在已經(jīng)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(biāo)出(圖片承蒙章學(xué)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(xué)等方面的能力將發(fā)生質(zhì)的飛躍。RIBF、FRIB、FAIR、HIAF 等新一代放射性核素裝置將產(chǎn)生大量與r-過程有關(guān)的豐中子核素。在HIAF 二期工程中，我們將加速器驅(qū)動次臨界反應(yīng)堆(CIADS)產(chǎn)生的豐中子裂變碎片與HIAF 耦合，以產(chǎn)生核物理理論預(yù)言的所有中重核區(qū)豐中子核素，為r-過程研究提供可靠數(shù)據(jù)。核理論將為描述r-過程豐中子核素性質(zhì)和致密物質(zhì)狀態(tài)方程建立自洽的微觀模型，并提供預(yù)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(fā)性核合成事件的相關(guān)信息?；诂F(xiàn)有的大型光學(xué)望遠鏡(如我國的LAMOST)以及新一代光學(xué)望遠鏡(TMT，4MOST 和E-ELT 等)的大規(guī)模巡天計劃將為我們展示銀河系的化學(xué)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(huán)境中的核合成與化學(xué)演化，并和觀測數(shù)據(jù)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(zhì)中的輸運過程?；谝陨线M展，我們有望最終確定r-過程的發(fā)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(qū)推進關(guān)鍵天體核反應(yīng)的直接測量，對準(zhǔn)確了解恒星演化規(guī)律，獲得基準(zhǔn)數(shù)據(jù)、約束理論計算和發(fā)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(yīng)不僅對氖至鐵的中等質(zhì)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(fā)過程具有重要影響。該反應(yīng)在天體環(huán)境中的典型反應(yīng)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(xiàn)有直接測量的最低能量為0.9 MeV，對應(yīng)截面的誤差大于50%。為了得到該反應(yīng)在天體物理能區(qū)的反應(yīng)截面，我們不得不借助于各種測量數(shù)據(jù)進行外推，但是外推數(shù)據(jù)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(tǒng)誤差很難得到驗證。由于該反應(yīng)在天體模型中起至關(guān)重要的作用，該反應(yīng)在天體物理能區(qū)的精確測量已成為核天體物理的世紀(jì)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(chuàng)始人之一， 諾貝爾物理獎獲得者富勒(Fowler)講過：“我們?nèi)梭w中絕大部分是C 和O(90%)。在化學(xué)和生物的層面上，我們已經(jīng)基本上理解了它們?？墒窃诤颂祗w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(chǎn)生的”^[3]。¹²C ¹²C熔合反應(yīng)不僅是大質(zhì)量恒星演化碳燃燒過程中的關(guān)鍵反應(yīng)，而且是(Ia 型)超新星和超級暴的點火反應(yīng)。由于在天體物理感興趣能區(qū)的反應(yīng)截面極低(10^-22—10^-7 b)，目前實驗上只能測量部分反應(yīng)道， 誤差接近100%；¹²C ¹²C熔合反應(yīng)機制復(fù)雜，在天體物理能區(qū)內(nèi)現(xiàn)有理論預(yù)言存在高達100 倍的差異，導(dǎo)致天體模型無法準(zhǔn)確預(yù)言元素豐度。

在深地實驗室利用低能強流加速器開展關(guān)鍵天體核反應(yīng)的直接精確測量，可以大大降低宇宙射線以及環(huán)境本底，增加反應(yīng)產(chǎn)率，提升實驗靈敏度，是國際公認(rèn)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(jīng)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(guān)鍵反應(yīng)在天體物理能區(qū)或者接近天體物理能區(qū)的直接精確測量。在此基礎(chǔ)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(qū)開展碳—碳熔合等關(guān)鍵核反應(yīng)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(shù)據(jù)，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(xué)問題，是核天體物理的核心研究目標(biāo)。這個問題涉及天文觀測，天體物理模型及核物理相關(guān)理論和實驗研究。隨著技術(shù)進步，天文觀測進入多信使天文學(xué)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(shù)對宇宙進行觀測。我們已經(jīng)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(zhǔn)確解讀這些觀測結(jié)果，我們需要針對天體環(huán)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(guān)鍵核反應(yīng)、原子核質(zhì)量和衰變性質(zhì)等的實驗研究，結(jié)合粒子與原子核物理理論，為天體物理研究提供準(zhǔn)確的反應(yīng)率數(shù)據(jù)庫等基準(zhǔn)數(shù)據(jù)。以美國JINA為代表的學(xué)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(yīng)率數(shù)據(jù)，結(jié)合最新的天文觀測結(jié)果，共同開展宇宙元素演化模型及中子星性質(zhì)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(xué)裝置，結(jié)合國際合作，針對關(guān)鍵科學(xué)問題在核反應(yīng)截面、原子核質(zhì)量和衰變測量、理論計算、核合成網(wǎng)絡(luò)計算，以及天文觀測等方面開展研究，取得一批創(chuàng)新性研究成果。核天體物理交叉學(xué)科的特點以及多信使天文學(xué)的出現(xiàn)要求我們建立核天體物理聯(lián)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(yīng)和核結(jié)構(gòu)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(guān)鍵科學(xué)問題的互動，充分發(fā)揮現(xiàn)有裝置的潛力，為CJPL和HIAF等大科學(xué)裝置確定具體研究目標(biāo)，儲備技術(shù)和人才。

核天體物理不僅處于科學(xué)的前沿，而且它的發(fā)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(guān)系的深入了解^[12]。該學(xué)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(chǎn)生的？另一方面，天體的特殊“實驗室”環(huán)境為發(fā)現(xiàn)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(xué)科通過幾十年的合作，成功建立了標(biāo)準(zhǔn)太陽模型，發(fā)現(xiàn)了中微子通量觀測與模型間的差異，實現(xiàn)了以發(fā)現(xiàn)中微子振蕩為代表的科學(xué)突破。目前國家對基礎(chǔ)研究的大力投入，大科學(xué)裝置的建設(shè)，為我國核天體物理研究提供了前所未有的機遇。相信經(jīng)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(xué)問題研究方面做出我們應(yīng)有的貢獻。

致謝 感謝中國科學(xué)院近代物理研究所徐曉棟、房棟梁和茹龍輝仔細(xì)閱讀本文初稿，并提供寶貴意見。