锦屏深地核天体物理实验进展

连 钢,郭 冰,谌阳平,苏 俊,李志宏,何建军,唐晓东,崔保群,孙良亭,安 竹,柳卫平,5

(1.中国原子能科学研究院,北京 102413;2.北京师范大学,北京 100875;3.中国科学院 近代物理研究所,甘肃 兰州 730000;4.四川大学,四川 成都 610064;5.南方科技大学,广东 深圳 518055)

19世纪末随着原子核物理的开端开启了微观世界的大门,人们逐渐认识到核反应是恒星抗衡引力收缩的能量来源,也是宇宙中除氢以外所有化学元素赖以合成的唯一机制。20世纪30年代,Bethe[1]提出恒星能量来源的两种过程:质子-质子链反应和CNO循环。1957年,Burbidge等[2]发表了题为《恒星中元素的合成》的著名论文,阐明了除氢、氦、锂等原初核合成产生的元素外,绝大多数元素都是在恒星演化过程中形成的,描述了恒星的演化进程和元素的合成路径,从而确立了核天体物理学的基础。

核天体物理是核物理与天体物理相交叉学科,将微观世界原子核的反应规律和宏观世界恒星的演化进程奇妙地融合在一起,其主要研究目标是:1) 宇宙中各种化学元素核合成的过程和场所;2) 核过程产生的能量对恒星结构及演化的影响[3]。随着人们对宇宙的探索不断深入,核天体物理在其中所扮演的角色愈加重要。经过近1个世纪的发展,核天体物理极大丰富了人类对于元素起源和恒星演化复杂过程的认知,但依然有许多亟待破解的难题。如大质量恒星的演化进程和最终命运,古老恒星中的重元素来源,比铁重元素的合成场所和机制。其中“从铁到铀的重元素是如何产生的”被美国科学院宇宙物理学委员会列为本世纪待解决的11个重大物理问题之一[4]。解决这些问题的关键首先是对核天体物理关键反应在伽莫夫窗口的精确测量。

深地实验室能够极大地屏蔽宇宙线引起的背景辐射,提供极低辐射本底的实验环境,使核天体物理关键反应在伽莫夫窗口的精确测量成为可能。本文对中国锦屏地下实验室的核天体物理实验进行综述。

1 深地核天体物理实验

1.1 深地核天体物理实验的意义

天体演化进程中关键核反应的截面测量是核天体物理研究的核心内容之一,然而通过地面实验想要获得这些截面的直接测量数据是一个巨大挑战。这是因为在恒星平稳燃烧阶段,核反应发生在相对低温的物理环境中,由于带电粒子热核反应的有效能区即伽莫夫窗口远低于库仑势垒,反应截面甚小,巨大的宇宙线本底使地面开展的直接测量十分困难。通常人们利用高能实验数据向低能区外推获得伽莫夫窗口的反应截面数据,由于电子屏蔽效应和可能存在的共振影响使得这种外推带有很大的不确定性。图1示出12C+12C反应的天体物理S因子随反应能量的变化[5],可以清楚看到根据高能数据外推,不同理论给出的S因子在伽莫夫窗口(阴影区域)存在数量级的差别,无法得出可靠的天体物理反应数据。

图1 12C+12C反应的天体物理S因子

对于恒星平稳演化阶段发生在伽莫夫窗口的带电粒子核反应,其反应截面通常在10-18～10-9b范围[6]。在现有实验技术水平下,由于巨大的宇宙线本底在地面实验室测量如此低的截面无疑是非常困难的。近年来,随着基础科学前沿领域探索的不断深入,开展极端条件下的研究日益受到人们的广泛关注。深空、深地、深海等极端环境下的实验测量已成为科学创新的重要突破方向。其中深地环境能够极大地屏蔽宇宙射线造成的背景,提供本底极低的测量环境,有利于微弱反应事件的精确测量和研究[7]。对于核天体物理,岩层覆盖超过1 000 m的深地实验室能够将宇宙线缪子通量降低近6个数量级,从而有效降低宇宙线引发的本底,为伽莫夫窗口内热核反应截面的直接测量提供了有利条件。

目前世界上已建成和在建的有十多家地下实验室[8],研究领域涉及粒子物理、核天体物理、生命科学、地球科学和深部岩体力学等多个学科的重大前沿领域。深地的极低本底环境为天体演化进程中关键反应的直接测量提供了绝佳契机,深地核天体物理实验已成为核天体物理的一个全新和重要的发展方向。

1.2 世界深地核天体物理实验平台

1990年,意大利在格兰萨索国家实验室(LNGS)启动了LUNA项目[9],开创了深地核天体物理测量的先河。美国也于2015年在桑福德地下研究中心(SURF)启动核天体物理CASPAR项目[10]。

随着利用深地实验室开展核天体物理实验研究日益受到关注,欧美及亚洲国家提出众多深地核天体物理计划。特别是2020年,我国的JUNA项目在中国锦屏地下实验室(CJPL)成功实施,为深地核天体物理实验的发展注入了新的活力。

1.2.1意大利LUNA项目 意大利的LNGS是目前世界上最大的综合性深地实验室,实验室垂直岩层覆盖达1 400 m,宇宙线通量仅为地面的约百万分之一。1989年LNGS正式开展深地实验测量,目前运行包括暗物质、中微子、粒子物理、环境科学和核天体物理等多项深地研究项目。1994年,一台50 kV加速器[11]在LNGS的辅助连接隧道完成安装调试并开始实验测量,成为世界上第一个深地核天体物理实验装置(LUNA1)。LUNA项目将天体演化关键反应的研究带入到精确的直接测量阶段。与地面实验室相比,LUNA宇宙射线μ子通量低约106倍,γ射线本底低约2 500倍,中子本底低约1 000倍。LUNA1可提供最高流强1 000 μA的质子束和500 μA的3He+、4He+束流,开展了恒星氢燃烧阶段若干关键反应的研究,其中包括元素核合成pp链中的3He(3He,2p)4He[12]、d(p,γ)3He[13]以及低能聚变反应中的电子屏蔽效应研究[14]。

为拓展研究范围,2000年LUNA在LNGS的另一处辅助连接隧道安装了新的加速器(LUNA2)[15]。LUNA2将束流最大能量提高到400 keV,完成了多项核天体物理重要反应的直接测量,包括原初核合成和恒星氢燃烧过程中pp链[16-21]、CNO循环[22-25]、Ne-Na循环[26-27]、Mg-Al 循环[28-30]的若干反应,以及元素合成s-过程中重要的中子源反应[31]。

表1列出自LUNA项目实施以来完成的核天体物理关键反应的直接测量工作。在这些深地实验中,LUNA项目将测量能量推进到了伽莫夫窗口范围,为天体物理网络计算提供了可靠数据,其结果对太阳中微子物理、元素核合成及宇宙学等方面产生了重要影响。正是由于LUNA项目前期的出色工作,其建设3.5 MV加速器装置的LUNA-MV升级计划获得了LNGS实验室整个B厅深地实验空间的使用权。

表1 LUNA项目完成的核天体物理实验研究

1.2.2美国CASPAR项目 美国于2011年启动了旨在研究恒星演化关键反应的深地测量DIANA计划,目标是在桑福德地下研究中心(SURF)建立400 kV和3 MV两台强流加速器装置,开展核天体物理的直接测量工作。后期面对深地核天体物理的国际竞争,为抢占先机将计划缩减为CASPAR项目。CASPAR项目放弃了新研制强流加速器的计划,转而使用一台制造于1958年的3 MV单端静电加速器开展实验测量。CASPAR项目位于SURF的4 850英尺作业面,有效岩石覆盖将近1 500 m,宇宙线本底与意大利LNGS相近。

2015年,CASPAR项目开始在SURF安装调试加速器装置,2017年起开展实验测量。首批实验计划包括s-过程的两个重要中子源反应13C(α,n)16O和22Ne(α,n)25Mg,以及恒星氦燃烧阶段的18O(α,γ)22Ne反应。近期18O(α,γ)22Ne实验结果发表[32],其他测量数据还在分析阶段。

1.2.3其他地下核天体物理实验项目 除正在运行的3个深地核天体物理实验项目外,世界其他一些深地实验室也提出了核天体物理的研究计划。其中包括:英国伯毕地下实验室(Boulby)建设3 MV静电加速器的ELENA计划[33],西班牙坎夫兰克地下实验室(LSC)的CUNA深地核天体物理计划,位于南美洲阿根廷和智利交界处安第斯地下实验室(ANDES)的核天体物理计划[34]。此外,罗马尼亚和印度的科学家也提出了开展地下核天体物理实验研究的想法。

位于德国德累斯顿市的福森科勒加速器实验室(Felsenkeller accelerator laboratory)为一家浅地下核天体物理实验室,表面岩层覆盖47 m,实验室通过反符合探测器进一步降低宇宙线引发的本底。目前,一台5 MV的串列加速器已经在实验室安装调试完成,能够提供最高流强100 μA的离子束[35]。福森科勒首批计划包括3He(α,γ)7Be和12C(α,γ)16O反应的实验测量。

2 中国深地核天体物理实验

2.1 中国锦屏地下实验室

2010年,清华大学联合雅砻江流域水电开发有限公司利用锦屏二级水电站的交通隧道侧向挖掘建成我国首个深地实验室,即中国锦屏地下实验室。实验室由入口隧道、连接隧道和主实验厅3部分构成,总容积4 000 m3。其中主实验厅的长度为40 m,宽度为6.5 m,高度为7.5 m。锦屏实验室垂直岩层覆盖约2 400 m,周围岩石主要由大理岩构成,天然放射性杂质含量非常低,是当前世界上辐射本底综合条件最好的深地实验室。

目前锦屏地下实验室正在运行两个探寻暗物质的研究项目,清华大学牵头的CDEX项目[36]和上海交通大学牵头的PandaX项目[37]。此外,实验室还研制了我国第1套深地超低本底测量装置,即超低本底测量平台(GeTHU)[38],目前有3台GeTHU系列谱仪在实验室运行,为深地开展的各项实验提供材料放射性本底筛选测量工作。中国锦屏地下实验室凭借其独特的地理优势,获得了国内外学术界的广泛关注[39-40]。

2014年,锦屏实验室开启了二期建设[41],将新建包含8个主实验厅、岩土实验厅及辅助隧道在内的超大深地空间。其中8个主实验厅长约50 m、宽约12 m、高约12 m,二期实验室总容积超过30万m3。十三五国家重大科技基础设施“极深地下极低辐射本底前沿物理实验设施”项目选址锦屏二期于2019年启动建设,预计2024年完工,建成后将成为世界上规模最大、本底环境最好的综合性深地实验室。经锦屏地下实验室管委会评估,锦屏二期的一个主实验厅计划用于核天体物理实验研究。

2.2 JUNA实验平台

鉴于核天体物理直接测量的重要意义,我国的核天体物理研究者一直期待能够开展深地环境的实验测量,早在2002年就参加了意大利LUNA项目的合作实验[42-43],2011年又参与了LUNA-MV升级计划的国际研讨。2015年,在清华大学和雅砻江公司的支持下,JUNA项目获批入驻锦屏地下实验室二期A1厅,启动了中国首个深地核天体实验项目。

JUNA项目旨在借助锦屏地下实验室的超低辐射本底环境,研制强流高稳定加速器装置并发展极低本底测量技术,开展恒星平稳演化氢燃烧和氦燃烧阶段若干关键反应的直接精确测量,为理解恒星演化和元素起源提供关键的核物理输入量,取得核天体物理领域创新性的研究成果。

2.2.1JUNA实验本底水平 核天体物理实验中,本底水平和测量记录到的反应事例数是决定实验灵敏度的决定性因素。就本底而言,JUNA实验依托于中国锦屏地下实验室,其表面垂直岩层覆盖约2 400 m为世界之最,具有世界最“干净”的本底环境。图2给出了世界深地核天体实验平台本底水平的比较,可以看出JUNA实验具有明显的本底优势。

图2 深地核天体实验平台本底水平比较

实验测量中的本底构成除宇宙线引发的本底外,还包括环境本底和加速器束流带来的本底。深地环境极大地屏蔽了宇宙线引发的本底,但要进一步提高测量灵敏度以实现极低截面的直接测量,还需要有效地屏蔽环境本底和控制束流引发的本底。

环境本底主要包括实验空间的天然本底(周围岩石、厅内空气等自身的放射性本底)和材料本底(厅内建筑材料以及实验装置材料的放射性本底)[44]。JUNA实验中,室内建筑材料和加速器平台包括屏蔽体自身的材料均通过GeTHU超低本底测量平台进行了筛选,通过选择低放射性材料降低了实验的环境本底。同时JUNA利用锦屏一期实验室开展了探测器本底研究,对不同屏蔽材料组合的探测器本底进行了测量,从而确定了适合锦屏深地环境的探测器屏蔽结构[45]。表2列出JUNA实验所用探测阵列的本底水平。

表2 JUNA平台γ和中子探测阵列的本底水平

在束流引发本底的控制方面,JUNA实验通过提高束流的传输效率减少了束流在传输路径上与各种元件材料的相互作用,同时使用高纯度反应靶避免了干扰反应对测量结果的影响。

2.2.2强流加速器平台 核天体物理深地实验中,加速器束流强度和能量稳定度也是决定测量灵敏度的关键因素。JUNA研制了强流高稳定的400 kV加速器平台(图3),束流强度达到10 mA量级,能量稳定度好于0.05%。

图3 JUNA 400 kV加速器平台示意图

JUNA强流加速器采用了2.45 GHz和14.5 GHz两套ECR离子源系统,通过高可靠性微波窗、高品质束流引出系统和高压脉冲调制等技术实现了强流束稳定产生与可靠引出[46]。高压加速部分采用了短加速间隙、大孔径加速管,配合高能传输段分析磁铁的非对称聚焦结构,克服了强流束传输中的空间电荷效应,实现了mA级束流大于90%的传输效率[47]。同时采用大功率高稳定的高压电源,使强流束状态下束流能量的长期稳定度好于0.05%,保证了实验测量的精度。

JUNA加速器可提供最高能量400 keV、流强10 emA的质子和He+束流以及最高能量800 keV、流强2 emA的He2+束流。表3对比了JUNA加速器平台和其他深地加速器平台的束流参数。其中,CASPAR使用传统加速器方案束流强度较小,JUNA加速器由于采用全新的离子源系统与加速器方案,因此和LUNA相比束流强度提高了10倍以上,并能提供2+态的束流以获得更高能量从而拓展了研究范围。

表3 深地核天体物理实验平台加速器参数比较

2.2.3低本底测量技术 JUNA在锦屏超低本底环境和强流加速器的基础上,发展了相应的实验测量技术,包括高效探测系统、高功率固体靶以及主动和被动相结合的屏蔽技术。

1) 高效探测系统

探测效率决定了测量中能够记录到的反应事例数,也是影响实验灵敏度的重要因素。针对深地实验的不同反应类型,JUNA研制了高效率的γ射线探测阵列、中子探测阵列和带电粒子探测阵列。其中全立体角γ射线锗酸铋(BGO)探测阵列采用了上海硅酸盐研究所的高性能BGO晶体,利用8块晶体构建了超过95%立体角覆盖的探测阵列,实现了70%(@6 MeV)的高能γ探测效率。JUNA利用晶体冷却技术有效提高了BGO晶体的光产额,使探测阵列的能量分辨率达到10.9%,相较于LUNA同类装置有了明显改善,如图4所示。BGO探测阵列外围构建了镉-铅-铜复合结构的屏蔽体,结合反符合技术JUNA实验将γ射线(6～10 MeV)的本底水平控制在每天13个左右。

图4 JUNA BGO探测阵列能量分辨率

JUNA中子探测阵列采用了24根3He正比管探测单元和聚乙烯慢化体的复合结构,阵列外层还设计有5 cm的含硼聚乙烯屏蔽体。该中子探测阵列对2.5 MeV的中子探测效率达到25%,本底水平为4.7 h-1,相较地面降低两个量级。

此外对于带电粒子的探测,JUNA构建了一套4π硅探测阵列[48]。该阵列采用前放和探测器一体化的紧凑设计,减少了通过前放输入端引入的噪声。

2) 高功率固体靶

JUNA加速器提供的强流束能有效提高测量的效应本底比,但同时也给反应靶带来了很大挑战。首先强流束带来的大量功率沉积对靶的散热能力提出了更高要求,其次在强流束的轰击下,反应靶表面溅射、起泡等破坏靶物质的效应将会放大,给测量的稳定性带来困难。

JUNA实验针对强流束设计了反应靶和水冷单元双层结构的固体靶。其中水冷单元由高纯无氧铜散热片构建,通过背面多微槽结构(宽0.25 mm,间隔0.25 mm)形成的热交换水路,能快速带走束流在靶上沉积的能量。在此基础上,还进一步设计了偏心旋转靶,借助自转让靶的不同位置轮换承受束流功率,将靶承受的最大功率提高数倍以上。

JUNA的反应靶采用高纯基底,通过离子注入、表面蒸镀和磁过滤真空阴极弧沉积(FCVA)[49-51]等工艺,成功实现了高纯度的同位素富集,避免了干扰反应对实验的影响。同时采用靶外层镀膜保护的方案,有效解决了强流束引起的溅射、起泡和层离等表面效应,大幅提高了实验靶的耐辐照寿命。

3) 主动和被动屏蔽技术

JUNA借助GeTHU超低本底测试平台选择低本底材料构建了多材料复合结构的探测器被动屏蔽系统,降低了环境和束流引发本底的影响。JUNA实验测量中还采用了基于探测器和数字信号处理的主动屏蔽技术。对于BGO探测阵列,根据环境中子诱发γ射线本底的级联跃迁特性,通过对同一时间内探测阵列的响应数进行筛选,将γ射线本底进一步降低了5～10倍。中子探测阵列的实验测量使用波形甄别技术,通过中子和γ射线信号上升时间的差别有效剔除了γ射线对中子测量的影响。

JUNA借助锦屏地下实验室的本底优势,建立了世界上最强流的深地加速器实验平台。JUNA加速器的束流强度超过意大利LUNA 10倍以上,并借助2+态离子束拓展了实验的研究范围。同时,JUNA发展了一系列深地实验技术,使低本底和强流束的优势得以充分发挥。图5以(α,γ)反应截面测量为例,对比了JUNA和其他深地平台的测量极限,可以看出,JUNA在测量灵敏度上具有明显优势,其他深地核天体物理实验无法开展的一些直接测量利用JUNA平台能够得以实现。

图5 (α,γ)反应截面测量范围和灵敏度比较

2.3 JUNA首批实验测量

利用锦屏地下实验室二期建设的间隙,JUNA项目于2020年10月开始在锦屏地下实验室A1实验厅试运行,仅用3个月时间完成了加速器的深地安装调试,2020年12月强流加速器平台成功出束。图6为JUNA强流加速器在深地现场安装的照片。随后JUNA开展了多个核天体物理关键反应的直接测量,研究范围涉及恒星演化氢燃烧、氦燃烧阶段关键反应以及慢速中子俘获过程(s-过程)的重要中子源反应。表4列出JUNA平台开展首批实验测量的束流情况,利用强流加速器平台的优势,JUNA实验短期内就取得了多项重要研究成果。

表4 JUNA首批实验加速器平台参数

图6 JUNA强流加速器深地现场安装照片

1)25Mg(p,γ)26Al反应直接测量

25Mg(p,γ)26Al反应是恒星爆发性氢燃烧中镁铝循环的关键反应,对理解大质量恒星演化过程中重元素的核合成具有重要意义,同时有助于解决银河系观测中大量26Al特征γ射线来源的疑难问题。理论研究表明,对反应起主导作用的是26Al质心系58、92、190、304 keV 等几个共振能级的共振强度。由于该反应在伽莫夫窗口截面很小,地面实验仅能测到质心系190 keV能级的共振强度,且误差很大。

JUNA通过厚靶实验方法利用4π立体角BGO γ射线探测阵列,测量了25Mg(p,γ)26Al反应几个低能级的共振强度[55],其中92 keV能级的共振强度为(3.8±0.4)×10-10eV。对比2012年意大利LUNA的结果((2.9 ± 0.4)×10-10eV)[29],测量精度提高20%以上。结合理论计算,JUNA实验准确确定了反应产生γ射线的分支比,得到92 keV共振能级布居26Al基态和同质异能态的比例为66%和34%,对解释银河系大量26Al特征γ射线来源提供了帮助。

图7给出了25Mg(p,γ)26Al反应92 keV能级共振强度和基态分配因子的比较[55],可以看出JUNA的测量获得了更高的精度。

图7 25Mg(p,γ)26Al反应测量结果的比较[55]

2)19F(p,αγ)16O反应直接测量

宇宙中氟元素的起源迄今仍是一个悬而未决的问题,它是核天体物理的一个重要研究方向。理论研究认为,恒星演化末期的渐近巨星支星(AGB星)是氟元素的主要合成场所,但由于缺乏与氟相关的一系列关键核反应在伽莫夫窗口的实验数据,目前标准的AGB星模型尚无法解释天文观测中的氟超丰现象。19F(p,α)16O是AGB星中氟元素的主要消耗方式之一,在伽莫夫窗口(质心系能量70～350 keV)反应截面极低(约10-12b),之前实验数据尚属空白。

对19F(p,α)16O反应率有贡献的主要有(p,αγ)和(p,α0)两个反应道。JUNA实验利用4π立体角BGO γ射线探测阵列,开展了(p,αγ)反应道研究,将测量的最低能量由之前质心系198 keV[52]向下推进至72.4 keV。JUNA的测量首次全面覆盖AGB星的伽莫夫能区,获得了该反应天体物理S因子的实验数据(图8),结合R矩阵计算将之前天体环境温度T9=0.1附近的反应率不确定度降低了2～3个数量级[56]。

图8 JUNA实验19F(p,αγ)16O反应S因子测量结果[56]

3)19F(p,γ)20Ne反应直接测量

19F(p,γ)20Ne反应是恒星演化氢燃烧阶段CNO循环的突破反应,是形成质量数A>20核素的重要途径。藉由19F(p,γ)20Ne反应,在宇宙早期第一代恒星(也称Pop Ⅲ星,或最古老恒星)演化中就可突破CNO循环,形成A>20的核素,并经过一系列质子俘获和β+衰变最终生成稳定的双幻数核40Ca,但天体理论模型计算的40Ca丰度比观测值低了10～100倍。因此,第一代恒星中的钙元素的起源仍是一个谜。

19F(p,γ)20Ne反应截面极低,JUNA首次在深地开展了该反应的直接测量,将测量能量由之前的300 keV推进到186 keV,并在能量225 keV处发现了一个新的共振。结合理论计算,新共振能级使19F(p,γ)20Ne反应率在天体温度T9=0.1处提高了大约7倍,从而重现了最古老恒星(SMSS J031300.36-670839.3)中40Ca丰度的观测数据[57](图9)。这为解释宇宙第一代恒星中重元素的起源提供了确凿的实验证据。

图9 基于不同19F(p,γ)16O反应率计算的40Ca丰度[57]

4)13C(α,n)16O反应直接测量

从铁到铀的重元素来源一直是物理学的重大科学问题之一。理论研究认为重元素中有50%是在AGB星中通过s-过程产生。最新天文观测和研究表明,当环境中的中子密度介于慢速和快速中子俘获过程之间时,重元素合成还存在一种中间过程(i-过程)。13C(α,n)16O反应提供了中小质量恒星s-过程和i-过程的主要中子源,其反应率是研究这些核合成的基准数据,对于认识重元素的合成具有重要意义。对应s-过程和i-过程,13C(α,n)16O反应的伽莫夫窗口分别是质心系150～300 keV和200～540 keV,反应截面极小(<10-12b),直接测量在地面实验室无法完成。

JUNA利用强流加速器平台,结合地面四川大学的串列加速器,在质心系240～1 200 keV能区直接测量了13C(α,n)16O的反应截面,首次涵盖了i-过程的伽莫夫窗口[58]。与LUNA实验[31]相比,JUNA测量精度和能量范围均有所提升(图10),为s-过程和i-过程的研究提供了更为可靠的基准数据。

图10 JUNA实验13C(α,n)16O测量结果与其他实验比较[58]

5)12C(α,γ)16O反应直接测量

12C(α,γ)16O反应是天体演化中的最重要反应之一,在所有质量大于0.55倍太阳质量的恒星演化中都起着关键作用,其截面对上至铁的中等质量核素的合成和大质量恒星后期的演化进程有着决定性影响[59]。该反应在伽莫夫能区(质心系(300±80) keV)截面极低(约10-17b),且反应机制复杂,给实验测量和理论计算带来很大困难。如图11所示,12C(α,γ)16O反应Q值为7.16 MeV,在质心系能量300 keV附近,其反应截面不仅包括直接俘获辐射部分,域上9.59 MeV(Jπ=1-)能级宽共振的低能尾巴和域下7.12 MeV(Jπ=1-)、6.92 MeV(Jπ=2+)两个束缚态共振的高能尾巴也有重要贡献。正是因为在天体演化中极其重要的意义和复杂机制给实验和理论研究带来的巨大困难,12C(α,γ)16O反应被誉为核天体物理实验的圣杯。自20世纪70年代至今,人们经过近50年的努力,伽莫夫能区的反应截面数据仍远未达到理论模型要求的精度。

图11 16O共振能级对12C(α,γ)16O反应截面的影响

2021年,JUNA首次完成了12C(α,γ)16O反应的深地直接测量,将测量的最低能量由质心系891 keV[54]推进到552 keV,第一次获得该反应伽莫夫窗口能区附近的实验数据。JUNA的实验测量利用深地强流加速器装置提供的强流He2+束(约1 mA),通过4π立体角BGO阵列结合主动屏蔽技术实现了反应全截面的测量。同时实验中使用离子沉积厚靶技术获得了高纯度的同位素靶,突破了强流束引发的各种表面效应难题,有效避免了13C杂质的干扰反应并大幅提升了靶的耐辐照能力。JUNA实验测量的灵敏度达到10-12b,比原有测量水平提高1个量级,相关实验结果正准备发表。

6)18O(α,γ)22Ne反应直接测量

陨石中的SiC颗粒保存了大量AGB星核合成的原始信息,细致的质谱分析发现SiC颗粒的大小和其内部Ne同位素丰度比例存在着较强的关联。因此,Ne 同位素丰度比例可以用于研究这些SiC颗粒的起源AGB星的性质,如质量和金属性等。AGB星核合成中,Ne元素的两个同位素21Ne和22Ne主要通过18O的α俘获反应产生,其中18O(α,n)21Ne产生21Ne,18O(α,γ)22Ne反应产生22Ne,因此这两个反应的反应率比例直接决定了AGB星核合成中21Ne/22Ne的丰度比。然而,由于在470 keV附近的一个关键共振的共振参数不确定,在AGB星典型温度范围(T9=0.1～0.3)内,18O(α,γ)22Ne反应率误差很大,导致天体模型计算无法得到精确的AGB星Ne同位素丰度比。

此外,18O(α,γ)22Ne反应产生的22Ne为s-过程另一个重要的中子源反应22Ne(α,n)25Mg提供了种子核,其反应率大小对s-过程中质量数小于90的核素合成研究也具有重要的意义。

JUNA利用4π立体角BGO γ射线探测阵列,在锦屏实验室完成了18O(α,γ)22Ne反应470 keV附近共振能量和共振强度的高精度测量[60]。JUNA实验精确确定了共振能量为(474.0±1.1) keV,并得到了共振态的自旋宇称。利用这一结果得出的18O(α,γ)22Ne反应在AGB星典型温度区间精确的反应率,精度相比以前的结果[61-62]提高10倍以上(图12)。高精度的反应率使21Ne同位素丰度的预测更加准确,对比陨石中发现的SiC星尘颗粒的21Ne丰度数据,能够帮助我们了解这些星尘颗粒来源的AGB母星质量等性质。

图12 JUNA实验18O(α,γ)22Ne反应率与其他结果比较[60]

3 总结与展望

核天体物理将微观世界和宏观世界奇妙地融合在一起,始终处于基础研究的前沿领域。经过近一个世纪的发展,人们对恒星演化以及元素合成有了更深入的理解,但依然存在很多亟待破解的难题。著名核天体物理学家威廉·福勒在1983年诺贝尔获奖感言中说到:人类身体的90%是由碳元素和氧元素组成的,我们了解其中的化学和生物过程,但我们确实不知道形成碳元素和氧元素的天体核过程。如今,对于恒星演化和元素核合成中的关键一环——从碳到氧的核过程依然没有可靠的实验数据。这些天体演化进程中重要核反应数据的缺失是因为恒星平稳演化阶段伽莫夫窗口内带电粒子的反应截面非常低,在地面环境开展实验研究非常困难。地下实验室特别是深地实验室对宇宙线本底的屏蔽,给核天体物理完成这些反应的直接测量提供了绝佳机会。

1990年世界首个深地核天体物理实验项目意大利LUNA启动,1994年正式开始实验测量。LUNA项目将天体演化关键反应的研究带入到精确测量的新阶段。随后,美国于2015年启动了CASPAR项目,2020年我国JUNA项目成功实施。JUNA凭借加速器流强的优势占据了深地核天体物理的领先位置,仅用4个月的深地实验时间就取得多项重要研究成果,特别是JUNA首次在深地实验室开展了核天体物理圣杯反应12C(α,γ)16O的直接测量,将测量能量推进到了伽莫夫窗口附近(图13)。

图13 12C(α,γ)16O反应实验研究历程

深地核天体物理实验的目标是借助极低宇宙线本底的环境开展天体演化过程中一些极低截面核反应的精确测量,对此LUNA进行了开创性的工作,后续CASPER和JUNA的加入则为深地实验测量注入了新的活力。未来深地实验发展的方向一方面是突破反应截面测量灵敏度的极限,实现核天体物理中的一些极低截面核反应在伽莫夫窗口的直接测量,其中包括圣杯反应12C(α,γ)16O(截面约10-17mb);另一方面是提高加速器装置的能量范围,使研究范围覆盖恒星平稳演化阶段主要核过程的伽莫夫窗口能区。同时拓展深地加速器的研究领域也是深地实验的一个重要发展方向。

1) 深地实验核心装置加速器能力的提升是深地实验发展的最重要方向。考虑到加速器束流本底和干扰反应的影响,目前深地反应截面测量的极限在10-15～10-13mb,要将测量极限突破10-17mb,需要极大限度地提高测量的效应本底比。其中提高加速器的束流强度是最直接和有效的途径。

2) 极低截面综合测量技术的提升是深地实验发展的另一个重要方向。当前利用覆盖全空间的阵列组合已经有效提高了实验的探测效率,因此测量中的本底水平因素成为影响测量精度的关键环节。深地实验室提供了极低的宇宙线本底环境,同时也放大了地面实验中无需过多考虑的各种本底环节,包括环境本底、装置材料自身的放射性本底和束流传输打靶过程中引发的本底。

进一步降低深地实验的本底水平突破测量灵敏度极限需要各种测量技术的综合提升。其中最重要的是新一代探测技术的发展:在保持高效率的同时,利用低本底的新型晶体材料研制高分辨探测阵列;结合脉冲束、反符合等实验技术,实现探测阵列的粒子分辨、时间分辨和位置分辨能力,从而大幅减小束流本底的影响。此外,加速器束流强度的提高对反应靶技术提出了新的挑战,在实现高纯度靶物质的同时反应靶需要在几十千瓦的热功率下保持长时间的稳定工作。新近发展的超音速喷射型无窗气体靶技术,在增加靶厚的同时能够有效避免热功率在靶上的沉积,将是未来深地反应靶技术的重要发展方向。

在现有技术条件的基础上,如果深地加速器装置的束流强度提高到100 mA,束流本底控制在与探测器自身本底相当的水平,深地实验截面测量的极限将达到10-17mb(图14),实现对天体平稳演化阶段主要核过程的精确测量,包括核天体物理实验中的圣杯反应12C(α,γ)16O。这也是深地核天体物理实验发展的主要目标。

图14 深地实验不同束流强度的测量精度

3) 在突破截面测量极限的同时,开展深地加速器的多领域研究也是深地实验的重要发展方向。拓展深地加速器平台的研究领域对于充分发挥先进加速器装置、测量技术与深地极低辐射本底环境的组合优势,以及扩大深地核天体物理研究的生存空间具有重要的意义。包括提供核数据中重要反应的高精度参数、开展新能源领域低能聚变反应的精确测量、进行材料科学和环境科学中痕量放射性分析等都将是未来深地加速器装置可拓展的研究方向。

目前国际上3个深地核天体物理实验项目都在努力寻求测量能力和研究范围的突破。CASPAR因实验室建设需要暂时撤出了桑福德地下研究中心,对于日后的再次入驻,提升加速器束流强度无疑是其首要任务。LUNA的新一代3.5 MV单端静电加速器已进入安装调试阶段,计划利用格兰萨索实验室的B厅空间,将原有400 kV加速器和新建3.5 MV加速器组合成能量互补的离子束装置,以形成束流能量覆盖范围的优势。JUNA将于2023年底正式入驻锦屏地下实验室,在利用现有400 kV强流加速器开展实验研究的同时,JUNA提出了新一代深地实验平台Super-JUNA计划。Super-JUNA将适当提高加速器能量覆盖核天体物理研究中核心反应的伽莫夫窗口,以提升束流强度和突破测量技术作为主要目标,继续保持深地实验测量的灵敏度优势。展望深地核天体物理的发展,CASPER借实验室改造之机蓄势待发,LUNA凭借能量宽度优势雄心勃勃,JUNA欲以束流强度之利长风破浪,深地核天体物理实验未来可期!

JUNA加速器平台在锦屏深地实验室安装调试过程中得到了清华大学和雅砻江流域水电开发公司的全力支持,尤其是在实验室基础建设和后勤服务方面,中国锦屏地下实验室(CJPL)现场运维部门和锦屏地下实验室管理局给予了全方位的保障。在深地实验测量中JUNA得到了清华大学和上海交通大学的帮助。在此作者一并表示感谢。