作者：高丙水 唐曉東
神仙故事裡的「點石成金」，大家一定很嚮往吧！雖然源於傳說，可「點石成金」並非奇談。科學家們認為，這種現象不僅在宇宙中真實存在，而且構建了我們身處的這個多彩世界的元素基礎。
自然界中為什麼會存在這麼多比鐵重的元素？人見人愛的金、銀、鉑，是從哪來的？這些問題的答案，都離不開宇宙中的「點石成金」術——中子俘獲過程。而我們今天要說的中子，就是驅動這個重要過程的魔法炮彈。
自上世紀五十年代起，科學家們開始研究恆星中的中子來源問題。他們試圖通過研究星體內部重要中子源反應比如[13C(α,n)16O]的反應率，來了解星體生產「金子」的能力。 然而，由於實驗條件的局限，13C(α,n)16O反應的實驗數據始終存在較大分歧，無法為天體模型提供可靠數據。
在2022年9月23日發表於《物理評論快報》上的一篇論文中，中國錦屏深地核天體物理實驗（JUNA）研究團隊通過直接測量，提供了該反應目前最精確的反應率數據，澄清了此前國際實驗數據間數倍的分歧。這對於幫助我們理解宇宙中超鐵元素的起源及豐度問題，無疑具有重要意義。
如何點石成金？
宇宙中豐富多彩的星球和元素，是經歷了漫長的演化而形成的。最初的宇宙非常單調而枯燥，只含有氫、氦和少量的鋰。隨著第一代恆星的出現，宇宙中的氫和氦通過星體內部的燃燒（熱核聚變反應），合成了從碳到鐵的各種較輕的元素。然而，因為鐵的結合能最大、原子核最穩定，合成至鐵元素後，燃燒便無法繼續下去了。
那麼，我們的地球上還存在著眾多比鐵重的元素，它們是如何產生的呢？
當第一代恆星在核心將燃料燃燒殆盡之後，繼而發生引力坍塌，最終引發著名的超新星爆發，一下子把畢生功力所合成的各種元素幾乎全部拋灑到太空。科學家們把這些原子核（例如鐵-56）稱為「種子」核素。
20世紀50年代，天體物理學家Burbidge夫婦、Fowler、Hoyle（B2FH）和Cameron等根據太陽系原子核豐度的觀測結果和原子核的殼模型，分別提出了宇宙中「讓鐵變成金的魔術」——中子俘獲過程。他們認為，要將種子核素變成更重的核素，只需兩個步驟：吸收中子變成不穩定核素，發生β衰變；再吸收中子，再β衰變......如此循環往復，就能合成一系列比鐵更重的元素，即超鐵元素。
根據時間尺度，中子俘獲過程可分為慢中子俘獲過程（slow-過程，簡稱s-過程）和快中子俘獲過程（rapid-過程，簡稱r-過程）。s-過程十分緩慢，它發生在中子密度較低的星體環境中，每捕獲一個中子可能需要幾千甚至上萬年，整個過程可持續上百萬年，甚至更長；而r-過程則是爆發性的，所在的星體環境中子密度要高的多，但整個過程只能持續1~2秒，甚至更短。綜合來看，二者不相伯仲，對宇宙中超鐵元素豐度的貢獻基本上是平分天下的態勢。
不過，科學家們感覺還不滿意，既然有快慢之分，憑什麼就不能有「中等速度」的中子俘獲過程呢？所以，物理學家還提出了i-過程（intermediate-過程）。隨著觀測能力的提升，人們發現i-過程可以成功地解釋一些古老恆星元素豐度，可能是宇宙早期古老恆星中「點石成金」的重要過程。
這樣，自然界中存在的所有元素便有了合理的解釋。但對於科學家們來說，他們只獲得了大致的圖景，這其中還有許多科學問題人類知之甚少，比如：s-和i-過程的中子是從哪來的？
中子的來源
在宇宙的「點石成金」過程中，中子就像驅動這個過程的魔法炮彈。沒有中子，談什麼「中子俘獲」過程呢！可中子，又是從哪來的呢？
1954年，Cameron和Greenstein提出，s-過程主要的中子來源之一是恆星中的13C(α,n)16O反應（另外一個重要來源是22Ne(α,n)25Mg反應）。這個反應式表示的意思是：一個碳-13原子核吸收一個α粒子（氦-4原子核），放出一個中子（n），形成氧-16原子核。
這個反應主要發生在漸進紅巨星分支（AGB星，五十億年後的太陽將變成這種星體）中。這裡既有充足的碳-13和α粒子，也有合適的溫度(9千萬度以上)讓它們發生反應釋放中子，也是s-過程發生的主要場所。最近的天體模型研究表明，在古老恆星中，13C(α,n)16O反應可以在更高的溫度燃燒，為i-過程提供所需的中子。
地面實驗的局限性
為了更加深入地研究s-和i-過程，科學家還需要知道13C(α,n)16O反應的反應速率究竟有多快，因為這直接決定了中子俘獲過程的中子產額和通量，從而決定了可以合成出多少「金子」。
而要想精確計算恆星中的核反應速率，必須找准特定的能量區域——「伽莫夫窗口」。s-和i-過程中，發生13C(α,n)16O反應的伽莫夫窗口分別位於0.19和0.35 MeV附近的能量區域。
可是，位於伽莫夫窗口的反應截面極低。以s-過程為例，如果用2萬億億個α粒子轟擊碳-13同位素，才有1個反應發生。這簡直是魔鬼窗口！
因此，長期以來，對該反應截面的直接測量是核天體物理領域的一大疑難問題，被列為該領域的重要研究目標之一。自上世紀五六十年代起，科學家們對這個反應進行了大量的實驗測量，已在高能區（0.3 MeV 以上）積累了寶貴的實驗數據。然而，由於地面測量無法繼續推進到伽莫夫窗口，導致不同測量結果之間存在數倍的分歧，誤差極大，完全不能滿足天體模型計算對該反應速率的精度要求。
在20世紀80年代，比利時年輕的理論家Descouvemont指出，伽莫夫窗口的反應截面被一個非常低能的共振所主宰，只有把測量推進到0.3MeV以下能區，才能真正看到這個重要成分的存在。這可給核物理實驗學家出了一個大難題。中國原子能科學研究院等多個團隊先後嘗試使用了一些間接方法來確定這個成分的貢獻，但是他們得到的結論仍存在較大分歧。
征服伽莫夫能區
如何在伽莫夫能區實現精確測量呢？擺在科學家面前最大的挑戰來自於宇宙射線造成的本底干擾。無孔不入的宇宙射線會在探測裝置上產生大量中子，使本就稀有的核反應事例被淹沒在如汪洋大海般的本底中。
為了屏蔽宇宙射線，開展深地實驗研究已成為必然趨勢。宇宙射線在穿透山體時會損失一部分粒子，只要山頭足夠高，屏蔽宇宙射線不是問題！
2021年，義大利科學家（LUNA合作組）利用1400米厚的山體岩石屏蔽宇宙射線，率先突破地面實驗中的0.3 MeV能量下限，這無疑是13C(α,n)16O反應截面測量中一個里程碑式的巨大進步。但是他們的加速器只能覆蓋0.23-0.3MeV的狹窄能區，仍然無法解決現有數據的分歧。
從2015年開始，JUNA合作組同樣把目標瞄準了這一反應。
JUNA團隊利用清華大學與雅礱江流域水電開發有限公司在四川省涼山州建設的目前世界最深的錦屏深地實驗室（埋深2400米），將中子本底降低了數百倍，為實驗提供了極低的本底環境；歷經7年努力，團隊還自主研製了世界上α束流最強的地下加速器裝置——錦屏深地加速器，是以往實驗束流強度的20倍以上，大幅提升了中子產額，使極小截面的測量工作如虎添翼；利用多電荷態粒子源，錦屏深地加速器首次成功地覆蓋了i-過程能區，為解決現有數據分歧提供了必要條件。
依託上述條件，由中科院近代物理研究所、中國原子能科學研究院、四川大學等單位組成的JUNA團隊中子源反應項目組成功地將13C(α,n)16O反應截面推進到0.24 MeV。隨後他們又把探測器從深地實驗室里搬到四川大學的串列加速器上，把測量能量範圍向上推到1.9 MeV。
該研究在0.24-1.9MeV能量範圍內獲得了一套完整的實驗數據，幾乎覆蓋了i-過程的伽莫夫窗口（0.2-0.54 MeV），為理論外推到s-過程的伽莫夫窗口提供了目前最精確的實驗數據。
這項研究澄清了此前國際實驗數據間數倍的分歧，驗證了中國原子能科學研究院團隊的間接測量方法的有效性。著名核天體物理學家、北京航空航天大學的Kajino教授這樣評價：「該研究提供了目前13C(α,n)16O反應截面最精確的數據，為發展i-過程和s-過程核合成的天體物理模型及構建超鐵元素演化的新圖景提供了堅實基礎。」
結語
超鐵元素的起源問題，是21世紀物理未解之謎，也是核天體物理研究的核心目標。半個多世紀以來，幾代科學家圍繞這個基本的科學問題開展了不懈的研究，但迄今仍存在許多亟待破解的科學難題。
從上世紀90年代開始，義大利LUNA合作組利用地下加速器裝置研究星體內部的重要核反應，引領該領域約30年。在國家的大力支持下，中國JUNA團隊於2015年正式成立。深地實驗室和強流加速器的建設，為我國核天體物理研究提供了前所未有的機遇。JUNA團隊奮起直追，取得了一系列重要成果，展現了「中國效率」。
雖然新的研究讓人興奮，但對於物理學家來說，「點石成金」的研究依然任重道遠。未來，JUNA團隊和LUNA團隊還將開展22Ne(α,n)25Mg等重要中子源反應研究，為破解核天體物理難題、探索宇宙中的元素起源做出貢獻。
致謝：感謝中國原子能科學研究院柳衛平研究員閱讀本文並提出寶貴建議。感謝中國核物理學會的支持。
作者| 高丙水 唐曉東
編輯| 劉芳
論文連結：https://doi.org/10.1103/PhysRevLett.129.132701
#參考文獻：
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