巨型加速器再现宇宙元素合成——研究元素起源的放射性同位素核束“工厂”

我们的世界是由90多种元素构成的。在这90多种元素中,从金、银到铀,这些比铁更重的重元素占总数的2／3还多。这些重元素是如何形成的至今仍不清楚。尽管已经提出过各种各样的理论来解释它们的起源,然而此前却一直无法用实验来加以验证。现在,终于有了实验设备可以检验这些理论了。这就是日本理化研究所的放射性同位素核束生成装置。这是世界上性能最好的一套放射性同位素核束生成设备。本文就来介绍科学家是如何利用它来解决元素起源这个大难题的。     

不同质量恒星的核合成产率

恒星核合成产率是星系化学演化模型中一个非常重要的参量,采用不同的产率会得到元素的不同演化行为,从而给出不同的星系化学演化信息.而由于采用不同的核合成计算参数,不同研究者计算出的产率有所区别.评述了最近发表的中、小质量恒星及大质量恒星的演化与核合成计算结果,并对他们所采用的参数进行了比较,为恒星核合成计算及星系化学演化研究提供有益的参考与指导.     

极贫金属环境下超新星爆发的中子俘获元素核合成产量

极贫金属环境下超新星爆发([Fe/H]＜-2.5)形成于星系演化的早期,研究极贫金属环境下超新星爆发的重元素丰度分布及核合成,对于探索星系形成及化学演化和核天体物理学中的基本问题都起着关键作用.分析了大量极贫金属环境下超新星爆发的元素丰度的观测数据,得出中子俘获元素Sr,Y和Ba与元素Si的相关性规律,计算了极贫金属环...     

Ⅱ型超新星r-过程元素核合成产量及主要产量区间

根据观测到的极贫金属星中元素Sr,Y,Ba与元素Si丰度的相关性,利用WW1995与FM2004给出的Ⅱ型超新星Si的理论产量计算了极贫金属环境下各种质量超新星r-过程元素的核合成产量,将所得结果与前人的结果作了对比;进一步讨论了星系化学演化中r-过程元素核合成的主要产量区间.     

利用Si元素的产量确定重元素核合成的场所

文章根据随前身星质量增加Ⅱ型超新星爆发α元素的产量并不单调增加的情况下,将贫金属星Ba元素的观测丰度分为两支,其中i支元素丰度产生于较低质量超新星,y支元素丰度产生于较高质量超新星,采用FM2004的Ⅱ型超新星爆发Si元素的产量,利用Tsujimoto提出的方法,根据观测到的极贫金属星Ba和Si丰度数值计算各种质量超新星快中子俘获元素的产量,得出星系中快中子俘获元素核合成的主要场所。     

新中子星可能由恒星核演化

大质量恒星步入老年后，会产生超新星爆发，但在自身引力作用下不断坍缩的恒星核将变成什么，一直没有定论。加拿大多伦     

太阳系的形成——新旧理论

千百年来,人类一直在关注并探索着宇宙的起源问题。现在人们普遍认同的是大爆炸宇宙诞生理论,但是此理论并不能解释所有问题。因此人们对宇宙的起源问题已经提出了很多种理论,但很少有理论能够很确切地解释所有现象。     

总星系局爆宇宙理论

大爆炸宇宙理论是一个非常成功的宇宙理论,它在经过古斯等人提出的暴涨理论修正后日趋完善。但即使这样也还存在几个难题无法解决：（1）欧洲普朗克望远镜揭示的宇宙背景辐射的不对称性;（2）宇宙中所有物质来源于大爆炸没有实验依据;（3）存在暴涨中宇宙膨胀的超光速问题。为了解释上述难题,本文提出了一种建立在大爆炸宇宙理论基础上的多宇宙模型：总星系局爆宇宙模型。该模型可以很好地解决上述难题,文中提出了检验理论模型新的实验方法,通过实验可以最终确认真实的宇宙到底更符合哪个模型。、     

AGB星s-过程核合成:中子辐照量渐近分布

根据13C壳层在脉冲间隔期间辐射燃烧释放中子的AGB星s(slow) 过程核合成模型,采用3层简化假设,研究了氦中间壳层的中子辐照量渐近分布。结果表明,中子辐照量分布不再是通常所认为的指数形式,曲线先有一个简短的上升然后再单调下降,但除中子辐照量较低的一个小区域外,分布曲线仍与指数分布非常接近。这与根据恒星模型进行的核合成计算结果一致。     

r-过程核合成的场所和重元素丰度的离散

首先考虑到随前身星质量增加Ⅱ型超新星爆发α元素的产量并不单调增加,从而导致Ⅱ型超新星所污染的星际气体的α元素丰度出现反转的因素,将贫金属星Ba的观测丰度分为2支,其中i支元素丰度产生于较低质量超新星,y支元素丰度产生于较高质量超新星,采用FM2004的Ⅱ型超新星爆发Mg元素的产量,利用Tsujimoto提出的方法,根据观测到的极贫金属星Ba和Mg丰度数值计算各种质量超新星r-过程的产量,得出星系中r-过程元素核合成的主要质量区间.然后,根据得到的不同质量Ⅱ型超新星r-过程的产量关系,改进Fields等所提出的方法,解释观测到的贫金属星中子俘获元素的弥散性;另外,还根据3成份(晕、厚、薄盘)多相模型(气体、分子云、大小质量恒星以及剩余物质),利用所得到的产量计算了r-过程元素的均匀化学演化.     

s-过程核合成参数化研究与铅星产生的物理条件

介绍了重元素核合成理论和一些最新的AGB星核合成模型,利用参数化方法计算了AGB星核合成的产量,得到了不同中子数密度(初始金属丰度)、脉冲周期、重叠因子下[Pb/Ce]的数值,在此基础上讨论了铅星产生的物理条件,进而解释了已观测到的各金属丰度下AGB星Pb丰度离散的问题.     

并图的星—升分解

给出了２个和３个星图之并可以星－升分解的充分必要条件,并部分证明了一个有关的猜想。     

物态方程对初生中子星星风动力学的影响

初生中子星中微子驱动的星风被认为是r-过程和p-过程发生的场所之一.基于牛顿流体动力学方程组,我们讨论了3种不同物态方程（（i）严格物态方程;（ii）忽略正负电子对简并参数;（iii）忽略气体压强）对初生中子星中微子驱动星风动力学的影响.结果发现,忽略简并参数的物态方程是个很好的近似;忽略气体压强的物态方程会明显地降低星风的密度、温度,提高速度和核子熵,但电子丰度几乎不会改变.同时星风物质溢出率、动力学时标等影响核合成的重要参量都有明显的改变.对1.4M⊙的典型中子星模型,我们发现在反中微子光度为8×1051ergs1时,星风物质是富中子的,采用不同的物态方程可能使诞生的快中子俘获元素的平均质量数最大相差6;在反中微子光度为1×1051ergs1时,星风物质是富质子的,质子俘获重核的相对丰度可能相差一倍,因此考虑合适的物态方程是极为重要的.     

初生中子星星风中正反中微子的吸收反应截面

正反中微子的吸收反应截面是影响初生中子星演化的重要参量.改进了在初生中子星高温环境中任意简并条件下的中微子和反中微子被重子吸收截面的计算方法,同时综合考虑了能量动量守恒、磁场效应和重子（中子或质子）的热运动效应,得到更精确的中微子和反中微子吸收反应截面.结果对进一步研究星风中的中微子加热率、中微子输运过程中的不透明度、合理解释中子星的相关观测现象有重要作用.     

中子辐照量指数分布函数式中比例系数的确定

讨论如何确定中子辐照量分布函数ρ(τ)=C_1(1-r)/△τr~(τ/△τ)=C_2/τ_0exp(-τ/τ_0)中的比例系数C_1和C_2的值。结果表明,C_1由归一化条件确定,通常取为1。但是C_2≠C_1,C_2/C_1的值完全由重叠因子r的值确定,即r=1时,C_2/C_1=1;0相似文献   

AGB星He壳层内重元素丰度的变化

采用新的s-过程核合成模型和分叉s-过程反应通道,计算了太阳金属丰度3MTP-AGB星He壳层内重元素核合成,结果表明,中子辐照量小于标准情况时,丰度不能达到渐近分布,中子辐射量子大于标准情况时,达到渐近分布所需的脉冲数为5－10个,中子辐射量参数的合理取值范围为标准情况的0．5－2．5倍。     

半环的星同余

本文引入了半环的星元素、星理想、星同余等概念,得到了半环的星同余的一些重要性质.