神仙故事里的“点石成金”，大家一定很向往吧!虽然源于传说，可“点石成金”并非奇谈。科学家们认为，这种现象不仅在宇宙中真实存在，而且构建了我们身处的这个多彩世界的元素基础。
自然界中为什么会存在这么多比铁重的元素?人见人爱的金、银、铂，是从哪来的?这些问题的答案，都离不开宇宙中的“点石成金”术——中子俘获过程。而我们今天要说的中子，就是驱动这个重要过程的魔法炮弹。
自上世纪五十年代起，科学家们开始研究恒星中的中子来源问题。他们试图通过研究星体内部重要中子源反应比如[13C(α,n)16O]的反应率，来了解星体生产“金子”的能力。 然而，由于实验条件的局限，13C(α,n)16O反应的实验数据始终存在较大分歧，无法为天体模型提供可靠数据。
在2022年9月23日发表于《物理评论快报》上的一篇论文中，中国锦屏深地核天体物理实验(JUNA)研究团队通过直接测量，提供了该反应目前最精确的反应率数据，澄清了此前国际实验数据间数倍的分歧。这对于帮助我们理解宇宙中超铁元素的起源及丰度问题，无疑具有重要意义。
图 恒星中子源反应13C(α,n)16O地下实验测量艺术效果图。图源| 近代物理所
如何点石成金?
宇宙中丰富多彩的星球和元素，是经历了漫长的演化而形成的。最初的宇宙非常单调而枯燥，只含有氢、氦和少量的锂。随着第一代恒星的出现，宇宙中的氢和氦通过星体内部的燃烧(热核聚变反应)，合成了从碳到铁的各种较轻的元素。然而，因为铁的结合能最大、原子核最稳定，合成至铁元素后，燃烧便无法继续下去了。那么，我们的地球上还存在着众多比铁重的元素，它们是如何产生的呢?当第一代恒星在核心将燃料燃烧殆尽之后，继而发生引力坍塌，最终引发著名的超新星爆发，一下子把毕生功力所合成的各种元素几乎全部抛洒到太空。科学家们把这些原子核(例如铁-56)称为“种子”核素。20世纪50年代，天体物理学家Burbidge夫妇、Fowler、Hoyle(B2FH)和Cameron等根据太阳系原子核丰度的观测结果和原子核的壳模型，分别提出了宇宙中“让铁变成金的魔术”——中子俘获过程。他们认为，要将种子核素变成更重的核素，只需两个步骤：吸收中子变成不稳定核素，发生β衰变;再吸收中子，再β衰变......如此循环往复，就能合成一系列比铁更重的元素，即超铁元素。根据时间尺度，中子俘获过程可分为慢中子俘获过程(slow-过程，简称s-过程)和快中子俘获过程(rapid-过程，简称r-过程)。s-过程十分缓慢，它发生在中子密度较低的星体环境中，每捕获一个中子可能需要几千甚至上万年，整个过程可持续上百万年，甚至更长;而r-过程则是爆发性的，所在的星体环境中子密度要高的多，但整个过程只能持续1~2秒，甚至更短。综合来看，二者不相伯仲，对宇宙中超铁元素丰度的贡献基本上是平分天下的态势。不过，科学家们感觉还不满意，既然有快慢之分，凭什么就不能有“中等速度”的中子俘获过程呢?所以，物理学家还提出了i-过程(intermediate-过程)。随着观测能力的提升，人们发现i-过程可以成功地解释一些古老恒星元素丰度，可能是宇宙早期古老恒星中“点石成金”的重要过程。
图 恒星中通过慢中子俘获过程把铁变成金的过程 图| 高丙水
这样，自然界中存在的所有元素便有了合理的解释。但对于科学家们来说，他们只获得了大致的图景，这其中还有许多科学问题人类知之甚少，比如：s-和i-过程的中子是从哪来的?
中子的来源
在宇宙的“点石成金”过程中，中子就像驱动这个过程的魔法炮弹。没有中子，谈什么“中子俘获”过程呢!可中子，又是从哪来的呢?1954年，Cameron和Greenstein提出，s-过程主要的中子来源之一是恒星中的13C(α,n)16O反应(另外一个重要来源是22Ne(α,n)25Mg反应)。这个反应式表示的意思是：一个碳-13原子核吸收一个α粒子(氦-4原子核)，放出一个中子(n)，形成氧-16原子核。这个反应主要发生在渐进红巨星分支(AGB星，五十亿年后的太阳将变成这种星体)中。这里既有充足的碳-13和α粒子，也有合适的温度(9千万度以上)让它们发生反应释放中子，也是s-过程发生的主要场所。最近的天体模型研究表明，在古老恒星中，13C(α,n)16O反应可以在更高的温度燃烧，为i-过程提供所需的中子。
图 AGB星中的中子产生过程。13C(α,n)16O反应主要发生在AGB星中的氢与氦的燃烧壳层之间，这里的温度大约为9千万度。图| 高丙水
地面实验的局限性
为了更加深入地研究s-和i-过程，科学家还需要知道13C(α,n)16O反应的反应速率究竟有多快，因为这直接决定了中子俘获过程的中子产额和通量，从而决定了可以合成出多少“金子”。而要想精确计算恒星中的核反应速率，必须找准特定的能量区域——“伽莫夫窗口”。s-和i-过程中，发生13C(α,n)16O反应的伽莫夫窗口分别位于0.19和0.35 MeV附近的能量区域。可是，位于伽莫夫窗口的反应截面极低。以s-过程为例，如果用2万亿亿个α粒子轰击碳-13同位素，才有1个反应发生。这简直是魔鬼窗口!因此，长期以来，对该反应截面的直接测量是核天体物理领域的一大疑难问题，被列为该领域的重要研究目标之一。自上世纪五六十年代起，科学家们对这个反应进行了大量的实验测量，已在高能区(0.3 MeV 以上)积累了宝贵的实验数据。然而，由于地面测量无法继续推进到伽莫夫窗口，导致不同测量结果之间存在数倍的分歧，误差极大，完全不能满足天体模型计算对该反应速率的精度要求。在20世纪80年代，比利时年轻的理论家Descouvemont指出，伽莫夫窗口的反应截面被一个非常低能的共振所主宰，只有把测量推进到0.3MeV以下能区，才能真正看到这个重要成分的存在。这可给核物理实验学家出了一个大难题。中国原子能科学研究院等多个团队先后尝试使用了一些间接方法来确定这个成分的贡献，但是他们得到的结论仍存在较大分歧。
图 地面实验测量结果无法推进到伽莫夫窗口，误差大且有分歧。数据源| 取自文献[3-6])
征服伽莫夫能区
如何在伽莫夫能区实现精确测量呢?摆在科学家面前最大的挑战来自于宇宙射线造成的本底干扰。无孔不入的宇宙射线会在探测装置上产生大量中子，使本就稀有的核反应事例被淹没在如汪洋大海般的本底中。为了屏蔽宇宙射线，开展深地实验研究已成为必然趋势。宇宙射线在穿透山体时会损失一部分粒子，只要山头足够高，屏蔽宇宙射线不是问题!2021年，意大利科学家(LUNA合作组)利用1400米厚的山体岩石屏蔽宇宙射线，率先突破地面实验中的0.3 MeV能量下限，这无疑是13C(α,n)16O反应截面测量中一个里程碑式的巨大进步。但是他们的加速器只能覆盖0.23-0.3MeV的狭窄能区，仍然无法解决现有数据的分歧。从2015年开始，JUNA合作组同样把目标瞄准了这一反应。JUNA团队利用清华大学与二滩水电开发有限责任公司在四川省凉山州建设的目前世界最深的锦屏深地实验室(埋深2400米)，将中子本底降低了数百倍，为实验提供了极低的本底环境;历经7年努力，团队还自主研制了世界上α束流最强的地下加速器装置——锦屏深地加速器，是以往实验束流强度的20倍以上，大幅提升了中子产额，使极小截面的测量工作如虎添翼;利用多电荷态粒子源，锦屏深地加速器首次成功地覆盖了i-过程能区，为解决现有数据分歧提供了必要条件。
图 锦屏深地实验室为反应测量提供极低本底环境 图源| JUNA
依托上述条件，由中科院近代物理研究所、中国原子能科学研究院、四川大学等单位组成的JUNA团队中子源反应项目组成功地将13C(α,n)16O反应截面推进到0.24 MeV。随后他们又把探测器从深地实验室里搬到四川大学的串列加速器上，把测量能量范围向上推到1.9 MeV。该研究在0.24-1.9MeV能量范围内获得了一套完整的实验数据，几乎覆盖了i-过程的伽莫夫窗口(0.2-0.54 MeV)，为理论外推到s-过程的伽莫夫窗口提供了目前最精确的实验数据。
图 锦屏深地实验及四川大学实验测量为13C(α,n)16O反应在天体物理能区提供目前最精确数据。图源| JUNA这项研究澄清了此前国际实验数据间数倍的分歧，验证了中国原子能科学研究院团队的间接测量方法的有效性。著名核天体物理学家、北京航空航天大学的Kajino教授这样评价：“该研究提供了目前13C(α,n)16O反应截面最精确的数据，为发展i-过程和s-过程核合成的天体物理模型及构建超铁元素演化的新图景提供了坚实基础。”
结语
超铁元素的起源问题，是21世纪物理未解之谜，也是核天体物理研究的核心目标。半个多世纪以来，几代科学家围绕这个基本的科学问题开展了不懈的研究，但迄今仍存在许多亟待破解的科学难题。从上世纪90年代开始，意大利LUNA合作组利用地下加速器装置研究星体内部的重要核反应，引领该领域约30年。在国家的大力支持下，中国JUNA团队于2015年正式成立。深地实验室和强流加速器的建设，为我国核天体物理研究提供了前所未有的机遇。JUNA团队奋起直追，取得了一系列重要成果，展现了“中国效率”。虽然新的研究让人兴奋，但对于物理学家来说，“点石成金”的研究依然任重道远。未来，JUNA团队和LUNA团队还将开展22Ne(α,n)25Mg等重要中子源反应研究，为破解核天体物理难题、探索宇宙中的元素起源做出贡献。
