弱s过程中 58 Ni, 61 Ni中子俘获反应共振能级研究
发布时间：2021-11-27 23:13
核天体物理中重元素是如何产生的,是研究的重点问题之一。恒星中,由Fe到U的元素约一半是s过程产生的,其中由Fe到Zr的元素主要由弱s过程合成。弱s过程核合成中,58Ni含量非常丰富,与62Ni一样在核合成路径上是种子核素,因此对s过程核合成呈现出特有的瓶颈效应;然而,62Ni在模型计算中相比太阳系元素观测数据通常被过量估算,其中子捕获辐射数据极其有限,测量精度不够,高激发态能级的自旋-宇称指认也存在争议,因而限制了恒星模型中s过程和r过程的计算精度。本课题中,我们利用多道多能级的AZURE复合核R-matrix程序,对2014年P.Zugec的58Ni（n,γ）59Ni、1963年J.Konijn的58Ni（n,p）58Co、1997年V.V.Ketlerov和1999年A.Fessler的58Ni（n,α）55Fe以及1970年A.Ernst等人的61Ni（n,γ）<...
【文章来源】：湘潭大学湖南省
【文章页数】：71 页
【学位级别】：硕士
【部分图文】：
大质量恒星燃烧形成的洋葱皮结构[1]
湘潭大学硕士学位论文4图1.1大质量恒星燃烧形成的洋葱皮结构[1](4)超铁元素合成对于A＞56的原子核，产生机制主要是中子俘获反应，同时也伴有β-衰变反应。根据中子密度的不同，可使反应通过两条不同的道路进行。当中子密度高，中子俘获时间远小于其半衰期时，此时进行的是快中子俘获，也称为r过程，r过程产生了约一半的由Fe到Bi的重元素丰度。当中子密度低，中子俘获速度较慢，在俘获中子之前先发生β反应再进行中子俘获的过程被称为慢中子俘获过程，即为s过程[9,10,11]。s过程产生了另一半的由Fe到Bi的重元素，发生的温度范围为T=0.09-1GK，所需的中子密度ρ=106-1012cm-3，主要沿着核素图上的Beta稳定线缓慢进行。核合成路径如图1.2[7]所示。图1.2天体环境中的核合成路径[7]1.2弱s过程核合成及Ni元素中子俘获反应1.2.1弱s过程核合成s过程分为强s过程、主s过程和弱s过程[12-14]等三个过程；其中强s过程
第1章绪论5产生了约一半的208Pb元素，而主s过程存在于质量为1.3-8个太阳质量的AGB星中，主要合成质量数A范围为90<A<208的核素；在8-10个太阳质量以上的大质量恒星中，发生的弱s过程主要合成由Fe到Sr(60<A<90)的元素[12,15]，相关的核合成反应相关元素如图1.3、图1.4所示。图1.3s过程反应路径上的Ni-Cu-Zn反应区[12];其中，黑色实箭头表示中子俘获反应流，红色虚箭头表示beta衰变反应流多年来，人们通过恒星模型大量研究了包括AGB星和大质量恒星在内的恒星燃烧驱动反应机制。弱s过程的中子其主要的来源是对流的He燃烧核心以及后面C燃烧对流壳层中的22Ne(α,n)25Mg反应，这两种场址下对应反应发生的温度分别在约0.3GK和1GK附近。其中，燃烧核22Ne来自于CNO循环中14N的α粒子俘获辐射反应链，即：FNeONCNNpCp2218181414131312),()(),(),()(),(在He燃烧尽期，部分22Ne元素生存了下来，因此C燃烧壳层中22Ne(α,n)25Mg反应得以继续进行，其中所需的ɑ粒子来自于12C(12C,ɑ)20Ne反应道的粒子发射[9]。弱s过程因为中子密度低，不存在中子捕获及其逆向流的反应流平衡；因此弱s过程进程不仅直接影响捕获中子参与核的同位素丰度，也影响其后更重原子核质量数分布。这样的传递效应对于s过程种子核素来说显得尤为关键。这方面一个典型的例子是62Ni(n,γ)63Ni反应，这个反应不但关系到62,63Ni同位素丰度，也影响到63Cu，65Cu等元素丰度分布，是解释恒星模型中63Cu，65Cu过量产生的极其关键反应，目前已有一些相关测量的研究报道。对于Fe、Zn质量以上的重元素（Kr,Sr等）反应截面测量，因为传递效应其测量不确定度一般在10%以上；若Fe到Sr元素中子俘获截面测量精度达到3%-5%，重元素丰度不确定性会有一定程度的提高。限于当前探测技术，弱s过程对
【参考文献】：
期刊论文
[1]宇宙中元素的起源[J]. 唐晓东,李阔昂. 物理. 2019(10)
[2]北京丰中子束流装置及其应用前景[J]. 曾晟,柳卫平,叶沿林,郭之虞. 科学通报. 2015(15)
[3]核天体物理实验研究[J]. 何建军,周小红,张玉虎. 物理. 2013(07)
[4]原子核天体物理简介[J]. 钱永忠. 物理. 2013(07)
[5]天体演化过程中CNO核子辐射俘获反应[J]. 李云居,李志宏. 原子核物理评论. 2012(03)
博士论文
[1]氦燃烧中12C（α,γ）16O反应天体物理S因子及其热核反应率的综合研究[D]. 安振东.中国科学院研究生院(上海应用物理研究所) 2016
[2]11B原子核的高激发态能级研究[D]. 刘应都.中国科学院研究生院（上海应用物理研究所） 2015
[3]6LLi（p,γ）7Be低能反应截面的实验研究[D]. 陈思泽.中国科学院研究生院（近代物理研究所） 2014
本文编号：3523228
【文章来源】：湘潭大学湖南省
【文章页数】：71 页
【学位级别】：硕士
【部分图文】：
大质量恒星燃烧形成的洋葱皮结构[1]
湘潭大学硕士学位论文4图1.1大质量恒星燃烧形成的洋葱皮结构[1](4)超铁元素合成对于A＞56的原子核，产生机制主要是中子俘获反应，同时也伴有β-衰变反应。根据中子密度的不同，可使反应通过两条不同的道路进行。当中子密度高，中子俘获时间远小于其半衰期时，此时进行的是快中子俘获，也称为r过程，r过程产生了约一半的由Fe到Bi的重元素丰度。当中子密度低，中子俘获速度较慢，在俘获中子之前先发生β反应再进行中子俘获的过程被称为慢中子俘获过程，即为s过程[9,10,11]。s过程产生了另一半的由Fe到Bi的重元素，发生的温度范围为T=0.09-1GK，所需的中子密度ρ=106-1012cm-3，主要沿着核素图上的Beta稳定线缓慢进行。核合成路径如图1.2[7]所示。图1.2天体环境中的核合成路径[7]1.2弱s过程核合成及Ni元素中子俘获反应1.2.1弱s过程核合成s过程分为强s过程、主s过程和弱s过程[12-14]等三个过程；其中强s过程
第1章绪论5产生了约一半的208Pb元素，而主s过程存在于质量为1.3-8个太阳质量的AGB星中，主要合成质量数A范围为90<A<208的核素；在8-10个太阳质量以上的大质量恒星中，发生的弱s过程主要合成由Fe到Sr(60<A<90)的元素[12,15]，相关的核合成反应相关元素如图1.3、图1.4所示。图1.3s过程反应路径上的Ni-Cu-Zn反应区[12];其中，黑色实箭头表示中子俘获反应流，红色虚箭头表示beta衰变反应流多年来，人们通过恒星模型大量研究了包括AGB星和大质量恒星在内的恒星燃烧驱动反应机制。弱s过程的中子其主要的来源是对流的He燃烧核心以及后面C燃烧对流壳层中的22Ne(α,n)25Mg反应，这两种场址下对应反应发生的温度分别在约0.3GK和1GK附近。其中，燃烧核22Ne来自于CNO循环中14N的α粒子俘获辐射反应链，即：FNeONCNNpCp2218181414131312),()(),(),()(),(在He燃烧尽期，部分22Ne元素生存了下来，因此C燃烧壳层中22Ne(α,n)25Mg反应得以继续进行，其中所需的ɑ粒子来自于12C(12C,ɑ)20Ne反应道的粒子发射[9]。弱s过程因为中子密度低，不存在中子捕获及其逆向流的反应流平衡；因此弱s过程进程不仅直接影响捕获中子参与核的同位素丰度，也影响其后更重原子核质量数分布。这样的传递效应对于s过程种子核素来说显得尤为关键。这方面一个典型的例子是62Ni(n,γ)63Ni反应，这个反应不但关系到62,63Ni同位素丰度，也影响到63Cu，65Cu等元素丰度分布，是解释恒星模型中63Cu，65Cu过量产生的极其关键反应，目前已有一些相关测量的研究报道。对于Fe、Zn质量以上的重元素（Kr,Sr等）反应截面测量，因为传递效应其测量不确定度一般在10%以上；若Fe到Sr元素中子俘获截面测量精度达到3%-5%，重元素丰度不确定性会有一定程度的提高。限于当前探测技术，弱s过程对
【参考文献】：
期刊论文
[1]宇宙中元素的起源[J]. 唐晓东,李阔昂. 物理. 2019(10)
[2]北京丰中子束流装置及其应用前景[J]. 曾晟,柳卫平,叶沿林,郭之虞. 科学通报. 2015(15)
[3]核天体物理实验研究[J]. 何建军,周小红,张玉虎. 物理. 2013(07)
[4]原子核天体物理简介[J]. 钱永忠. 物理. 2013(07)
[5]天体演化过程中CNO核子辐射俘获反应[J]. 李云居,李志宏. 原子核物理评论. 2012(03)
博士论文
[1]氦燃烧中12C（α,γ）16O反应天体物理S因子及其热核反应率的综合研究[D]. 安振东.中国科学院研究生院(上海应用物理研究所) 2016
[2]11B原子核的高激发态能级研究[D]. 刘应都.中国科学院研究生院（上海应用物理研究所） 2015
[3]6LLi（p,γ）7Be低能反应截面的实验研究[D]. 陈思泽.中国科学院研究生院（近代物理研究所） 2014
本文编号：3523228
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