14元素的合成5~9 下列提出的各类核反应是用于说明各种类型的恒星及所观测 到的元茶丰度 (1)星球内部的放热过程:包括(按先后次序)氢燃烧、氮燃 烧、碳燃烧、α-过程和平衡过程(或e过程)。 (i)中子俘获过程:包括!过程(缓慢中子俘获)和y过程 (快速中子俘获) (i)混杂的过程包括p过程(质子俘获)和恒星内部的散 变,x一过程(包括星际区域内由银河系的字宙射线引起的散变,见 §1.4.7)。 1.4.1氢燃烧 当收缩聚成一团的氢和氦原子的温度达到10K左右时,就 可能进行一连串的热核反应。表12中所列的是其中最重要的。 总的反应是将4个质子转变成1个氦核,加上2个正电了和 2个中微子: 6D. N. Schramm and R. WagoneR Element production in RE:e e: aniverse, 4. Rey, Nuck. Sci, 27, 97 74(I977) 6 E. Mi. Eurbiag G. R Burbidge, W. A. Fowler, and F. Hoyle, Synthesis of the elcments in stars,Be'.Mot.Bh,29,547~650(1957).这是一篇关于星球 元素合成的全部新近工作的权威性评论 7 L.H. ADler, 1e Atinlagce of the Elements, Tnterscierce, New York, 1.96 28Pp·这是对核合成和丰度数据的一本较好的通论书 ia L. E. Ahrens(ed ) Urig and Distritunion of tc Elemente, Porgarcn re ss, Oxford, 1979, 920 pp. Proceedings of the Secord UNES(10 v"sium B,1977 8 R. Tayior, Origin of the cleurr: iN, Rert. 2rog. Phag/s, 29.489 538(1966) 本文小绍∫新近有关元素起源方而的工,问时也加强对何题的明和评论 9R. J. T: ylor, T'Te Origin of Chen irn Flen: ezI Wykeham Publications London,1972,169pp本书是为物理系注写的一太泯关于仁学元素起源的寻 论 →14·
表12质子的热桉消耗 反 圣放能量,@/Mev 反应时 1→Hc+ 1.4×1019y H+H—H÷ 5 H…:H一五e∵2H 12.86 10y (a)反应时间是指发生反应的组分用去一半所需要的时间,它对温咙和离度}分 敏感;装列数据是相对于太阳巾心的温度和密度即13×10区积20g·cm-3而言的。 4H--He-+-2e*+. 2ve Q-2672 Mev 扣除两个中微了带走的能量(2×0.26MeV),余下总共有 26.22MeV的能量用于射,即每一个氦原子辎射420pJ或 2.53×10° k. mol-1。这一大能量的释放主要是由4个质子和 由其形成的氮-4核之间的静止质量差(0.028原子质量单位)引起 的。在质子、氘核和e核之间还有几种循环反应,为简明起见, 我们省略不论。但是应该注意,这一转变过程只有0.7%的质量 损失,因此恒星的质量近似为-常数。例如,太阳中每秒有600 t0t(60010°kg)左右的氢变成5955×10t的氦,其余4.5× 10°b的物质转化为能量。这一能量在太附很深的内部以高能量的 -射线形式释放。这些射线与星球物质相互作用,逐渐变成较长 波长的光子;这些光子到达星球表面射出所需时间可能要10y 事实上,太阳不象是一个第一代的主星序恒星,因为光谱数据 表明,太阳中存在着许多较重的元素,人们认为它们是在其它类型 的恒星中形成的,这些元素后来分布在整个银河系,最后聚集成后 面各代的主星序恒星。由于较重元素的存在,特别是碳和氮,催化 了一系列的核反应,从而有助于质子聚合为氦(互.A. Bethe利O. F. yon Weizsacker,1938年),见表1.3 总的反应释放出2672MV,这与前插的完全相同。但是两 个中微子现在分别带走0.7和1.0MeV,每个循环留给辐射的艏 5
表13c一I一0热核催化作用 核反 Q Mev 反应时间,t度 12C÷1R*13N 1.3×10y 3×05y N Ty 3×10 2.70 N+IE 05y 量只有250MeV(即4.01pJ)。在CN循环中,库仑势垒要比直 接的质了质子反应高出6~7倍,因此在温度到达16×10K左 右时,催化循环才占优势。例如,在太阳中,估计仅10%的能量来 自这一过程而其余的大部分是来直接的质子质子反应。 在一个象太阳那样的主星序恒星中,当消耗近10%的氢而产 生氦时,向外辐射的热压力就不足以抵消引力吸引。因此接着发 生下一步收缩阶段,这一过程中氦聚集为一个稠密的中芯(密度约 10°g·m-3),温度可能升高到2×10°K,这就足以克服氦核周團 的库仑势垒,因此可以发生氦的燃烧(核聚变),即氢围绕这个芯部 形成一宽广而单薄的包层,结果这种恒星快速地从主星序演化成 为一个红巨星(813)。 14.2氳燃烧及碳燃烧 氮燃烧时发生的主要核反应为 4He+Ⅵe、x8e 和 Be+4H +y 3e核不稳定,会发射-粒子(t2≈2×10-6),它只比组成它的氦 核稳定0.094MeV,在达到红巨星芯部的条件下,8Be与e的平 衡比计算值约为10°。这个数虽然不大,但却可以使用别的方式 不可能发生的三体碰撞发生。从星球核创生理论的考虑来说,这 16
是值得重视的。F.Hoe在1954年预言:放射性激发态1比 基态的能量高出770MeV,约在3年之后实验观测到它高 指的能量为7.653MeV。实验还指出,能量差Q(0-31Ho)为 0.373MeV,由此得出总的反应能为 3e->10+yQ-7.281MeV 接着发生进一步的氦燃烧反应,在这一过程中合成-些更重的核; 1÷He1O+yQ=27.148MeV 1604He-0Ne+?q-4.75Mev Ne+'He-4Mg+yQ=9.31MeV 这些反应消耗了前面氢燃烧过程中产生的氮,并发展成由、氧和 氖组成的芯部,最后又象以前那样进行引力收缩并产生热量。当 温度达到5×10K左右时,才可能发生碳燃烧以及还必须考虑到 的其它一些过程。因此现在认为,老化的红巨星能够产生…个富 碳的核反应堆堆芯,其密度的数量级为10‘g·cm-s。典型的起始 反应为: 2C+320—)9Mg+yQ=13.:5MeV Na+IE. Q-2.23 MeV 30Ne十4HeQ=4.62Mev 算出这些反应的时间标度为:6×10K时约为105y,8.5×108K 时约为1y。应该指出,在这些过程中有氢和氦生成,使产生上述 质量范围核索的许多连续核反应成为可能。 1.4.8α-过程 个恒星在红巨星阶段以后的演化,在某种程度上取决于其 厥量。如果质量不大于1.4M,便可能再次明显地收缩,然后进入 其生命的振荡阶段,以后再变成一个白矮星(§1.3)。随着氦和碳 的耗竭,芯部收缩会使温度上升到10K左右,在恒星内部,?-射
线的能量升高到足以引发吸热反应3Ne(,a)1O,放出的a粒 子能透入其它氖核的库仑势垒,引起强烈的放热核反应,生成 Mg Ne+y→1O+“e --4.75Mev 邹Ne+4He-4Mg+y Q=+931 MeV 即 2Ne-10O+24Mg+?Q=+4.6MeⅤ 释放出来的某些a粒子也能冲进10而产生更多的1O,且生成的 Mg能够进一步发生Mg(a,y)3反应。类似的方式可以得到 Ax和4a。这种过程被看作是造成所谓的a粒子核的比 例减少(图1.1和图1.6)的原因。有关数据如下(为了比较,还包 括了氦和碳燃烧产生的2Ne): 核素 Ne)Mg=8i畇 s 5A 40C}4 ABTi (9.3])10.006.946.667,045.289.409.32 相对丰度(观测值)(84)0.781.000.890140.052j0.00110.0019 在某种意义上说,-过程类似于氮燃烧,但是与氦燃烧的区别 在于消耜的a粒子的来源完全不同。直接的a过程停止在a 因为对电子俘获衰变来说是不稳定的。因此(为清楚起见, 注上了原子序数作为下角码 Ca+组He-+想i*+γ ari*+6—→So"+ y 胡o-→a+8+p+b/2≈3.9h 然后 20Ca-+2He-25T1d- 一个恒星处在这种a阶段所花去的总时间可能约为103~10y (图1.7) 144e过程(平衡过程) 在主星序图上部的那些更大的恒星(即质量处于1,4~3.5M