e He bH-+燃烧 铁组 N=50 N=82 r N=126 Of Li-Be-B 衰变 S-循环 原子量 阁1.6图L.1中宇宙丰度曲线的主要特征示意关系 图中按各种不同射只球反应来标记,人们认为这出反应与框应元素的合 成陷关。根据.M.I3 bUrbidge等人的资料° 范围中的恒星)的历史与前间几节中讨论的稍有不同。我们已经看 到(§1,3),这些恒星消耗它们的氢要比小一些的恒星快得多,因 此在主星序中花费的时间较短。在氢远末耗尽之前,它们的内部 已筌开始了氦反应,而且在其生命的中间阶段,可能只是稍稍膨 胀,最后变为不稳定并发生猛烈爆炸,向星际间喷发大量的物 质。这种爆炸在地球上被看作是超新星,大约比普通新星的发光 度大出1000倍在这一突异性爆发之前的几秒(或几分)钟内, 在3×10K温度以上,能大量地发生许多类型的核反应,如(y,a) (y,p,(y,n),(a,n),(p,γ),(n,y)和(p,n)等(图1.7)。这 19
10 秒 程程 过 时间标度 年e·过程 1010/-然处、过程4-过程 0年 10年 冷却 1 Core收缩 -燃烧 时间/年 图1.7但星中各种元素合成过程的时间标度 (曲线给出的是质量约为一个太阳质量的亘星中心混度与时间的关系, 图是示意性的) 可以发生核素大量相互转换的变化,并在各种核、自由质子及中了 之间快速建立统计乎衡。人们以这种过程来解释从2T到业u 各种元素的宇宙丰度。尤其因为38Fe处于核结合能曲线的峰值 部位,所以这一元素要比远离这种最稳定状态的那些元素明显得 丰富。 14.5g-过程和r过程(中子的慢速吸收和中子的快速吸收) 伴有发射y射线的缓慢中子俘获过程(s-过程)可看作是合 成质量范围A=63~209中大多数同位素的过程,同时也是合成 A=23~46范围内许多非过程产生核素的主要过程。这些过 程可能发生在红巨星中,跨越的时间区约10y,而且对每一核 素来说,生产回路的典型时间范围为103~105y。已经设想出几 种星球的中子源,但最合适的大概是放热反应(a,)10和 Ne(a,n)34Mg。在这两种情况中,靶核(d=4+1)是由较稳定
的4核通过(P,y)反应,继而发射正电子产生的。 因为在s过程中包括很长的时间标度,通过(a,γ)反应生成 的不稳定核素有足够的时间由于β衰变(发射电子)而蜕变。因 此,决定∝·过程生成元素的相对度的根本因素是其前身核素的 中了俘获截而。据此,可以用该过程巧妙地说明丰度图中A=90, 138和208等附近出现的局部峰,因为这些部位是在异常稳定的 核(中子“幻数50,8和126)附近,具有很小的中子俘获截面(图 1.6),由于阻滞了进一步的反应前浓度积累起米。有些特殊核素 如器Y和“,战a和C,NPb和Bi的较高丰度也可以 这种方式来理解。 与前面讨论的比较缓慢的过程相反,也可能出现这样的情况 钊如,在超新星爆发的10K左右时)在发6衰变之前使许多 中子连续地快速加到一个核上。这种1过程的时间标度设想为 0.01~109,这样,可以用200多个中子在10~1009内加到一个铁 核上。只有当过量富含中子的核产物对B变极端不稳定且中 子的吸收截面减小到接近“幻数”时,才发生8~10次一连串的B 发射,使产物回到稳定的核素区。这令人信服地说明了A=80 1:30和194附近的局部丰度峰值,它们比相应的s过程极大值的 核素约小8~10个质量单位(图16)。还需指出,儿种较轻元素 的富中子同位素也可能是r-过程的产物如3s,Ca,4Oa,或许 还有i,41和5。这些核素虽不如这些元素的其它核素丰 富,但毕竟是能稳定存在的物种,而且亦不易用其它可能的方法来 合成。 还必须考虑重元素存在的问题。锝和钷的所有同素的半衰 期都不长,这足以说明它们在地球上不存在的原因。尽管没有一 种原子序数大于8Bi的元素具有稳定的同位素其中许多元素(特 别是s4Po,aAb,sn,s7Fr,s,89Ao和sPa)的存在可以根据
与其放射性前身长期处于平衡来理解,它们的相对浓度由产生它 们的放射性系中诸同位素的不同半衰期来确定。下面应解释宇宙 中钍和钟存在的问题,这些同位素中最长寿命的是3Th(t4 14×100y)、38U(t=4,5×10°y)和3U(n/2=7.0×10y)钍 的半衰期与宇宙年龄(约18×10°y)相伤,因此其存在不难理解。 如果现在地球上全部的铀是由一次超新星事件的r过程产生的, 则该事件应发生在66×10°y以前(§81.2.2)。如果它们是由多 次超新星事件参与这一过程(看来比较可能),而且在时间上是均 匀分布的话,那么这些事件一定始于约100y以前。不论哪种情 况,远在太阳系形成即(±.6~5.0)×』0°y以前,看来铀就已经形 成了。对0h,U和28U的形成和衰变的最近一些研究表明, 我们的银河系已有(1.2~2.0)×10°y的高龄。 1.4.6P过程(质子捕获过程) 前几节已经扼要地讨论了重核的质子捕获过程。也可以引用 (p,y)反应来说明丰度比邻近正常富含中子的核素丰度要低的许 多富含质子的核素存在(图1.6)。这样的核素也可以由γ射线逐 出一个中子即(y,n)反应来产生。该过程也可能又与很短时间标 度中的超新星活动有关。除了13In和1n之外,认为是以这种 方式产生的36种核素都具有偶数质量数,其中最轻的是,最 重的是1Hg。 1.4.7x过程 图1.1和图1.6的最明显特征之一是锂、铍和硼的稳定同位 素的丰度很低10。令人困惑的问题是没有解释为什么这些丰度是 10 H. Re ve, Origin of thelight elements, 4. Rev. Astron. Astrophys, 12, 437 ~69(1974),本文是关于、氮3钮、皱和硼丰度问题的解释
如此之小,而解释了这些元素为什么会存在,因为在前几页侧重 述热核反应正常顺序而忽略了它们的同位素。其次,氘和犴HIe虽 病于氢燃烧过程的一部分,但是实际上它们将被这一过程完耗 尽。所以它们在宇宙中的存在,哪怕以相当小的丰度存在,也是很 奇怿的.再者,即使在恒星中产生这样一些核素,但在星球内部的 强热下也无法幸存。因为从其结合能来看,氘在05×10K以上 破坏,而Li,Be和B则分别在2×[0K以上3.5×10K以土和 5×106K以上被破坏。根据几乎所有的恒星光谱米看,不存在氘 利13日e,现在一般认为,在原始大爆炸的最后几秒钟内.通过核合 成生成了它们,而破坏它们的主要因素则是星球发展过程 现在似乎认为,,L,Be,1B和1B五种稳定核素主要 是出银河中字宙射线轰击所引起的散变(即碎裂)反应产生的 (x-过程)。宇宙射线由各式各样的原子粒子组成,它们以相对论 速度穿过银河。在宇宙射线中,虽然和He是最丰富的 组分,但是已经探测到了从氢到铀范围内的各种核杂的丰度:H 为5,He为40,原子序数从3到9的所有粒子为5,Z≥10的 所有粒了约为1。不过,因为I,Be和B远较別,i,V和Cr (紧靠铁的丰度峰位之前)米得丰富,所以宇宙射线的核素丰度与 星球的丰度有明显的差异。这些事实的最简单说明为:宇宙射线 中的较重粒子,在银河系长距离旅行时,偶然与星际间气体的原子 (主要是和e)碰撞,因而成为碎块。这种称之为碎裂或散变 的情况是指由较重的核产生较轻的核。反之,高速的Ho拉子也 可能偶然与星际间的铁组元素及其它重核碰撞,因此引起散变。 一方面生成L,Be和B(甚至可能生成一些H和He),另一方 面生成从s到r之间的元素。我们已了解到,在各种星球过程 中也生成一些较轻的过渡元素,但是对质量范围为6~12的元素 的存在,目前只能用低温、低密度的星球外层的过程来满意地说 ·