錦屏深地核天體物理實驗進展

連 鋼,郭 冰,諶陽平,蘇 俊,李志宏,何建軍,唐曉東,崔保群,孫良亭,安 竹,柳衛平,5

(1.中國原子能科學研究院,北京 102413;2.北京師范大學,北京 100875;3.中國科學院 近代物理研究所,甘肅 蘭州 730000;4.四川大學,四川 成都 610064;5.南方科技大學,廣東 深圳 518055)

19世紀末隨著原子核物理的開端開啟了微觀世界的大門,人們逐漸認識到核反應是恒星抗衡引力收縮的能量來源,也是宇宙中除氫以外所有化學元素賴以合成的唯一機制。20世紀30年代,Bethe[1]提出恒星能量來源的兩種過程:質子-質子鏈反應和CNO循環。1957年,Burbidge等[2]發表了題為《恒星中元素的合成》的著名論文,闡明了除氫、氦、鋰等原初核合成產生的元素外,絕大多數元素都是在恒星演化過程中形成的,描述了恒星的演化進程和元素的合成路徑,從而確立了核天體物理學的基礎。

核天體物理是核物理與天體物理相交叉學科,將微觀世界原子核的反應規律和宏觀世界恒星的演化進程奇妙地融合在一起,其主要研究目標是:1) 宇宙中各種化學元素核合成的過程和場所;2) 核過程產生的能量對恒星結構及演化的影響[3]。隨著人們對宇宙的探索不斷深入,核天體物理在其中所扮演的角色愈加重要。經過近1個世紀的發展,核天體物理極大豐富了人類對于元素起源和恒星演化復雜過程的認知,但依然有許多亟待破解的難題。如大質量恒星的演化進程和最終命運,古老恒星中的重元素來源,比鐵重元素的合成場所和機制。其中“從鐵到鈾的重元素是如何產生的”被美國科學院宇宙物理學委員會列為本世紀待解決的11個重大物理問題之一[4]。解決這些問題的關鍵首先是對核天體物理關鍵反應在伽莫夫窗口的精確測量。

深地實驗室能夠極大地屏蔽宇宙線引起的背景輻射,提供極低輻射本底的實驗環境,使核天體物理關鍵反應在伽莫夫窗口的精確測量成為可能。本文對中國錦屏地下實驗室的核天體物理實驗進行綜述。

1 深地核天體物理實驗

1.1 深地核天體物理實驗的意義

天體演化進程中關鍵核反應的截面測量是核天體物理研究的核心內容之一,然而通過地面實驗想要獲得這些截面的直接測量數據是一個巨大挑戰。這是因為在恒星平穩燃燒階段,核反應發生在相對低溫的物理環境中,由于帶電粒子熱核反應的有效能區即伽莫夫窗口遠低于庫侖勢壘,反應截面甚小,巨大的宇宙線本底使地面開展的直接測量十分困難。通常人們利用高能實驗數據向低能區外推獲得伽莫夫窗口的反應截面數據,由于電子屏蔽效應和可能存在的共振影響使得這種外推帶有很大的不確定性。圖1示出12C+12C反應的天體物理S因子隨反應能量的變化[5],可以清楚看到根據高能數據外推,不同理論給出的S因子在伽莫夫窗口(陰影區域)存在數量級的差別,無法得出可靠的天體物理反應數據。

圖1 12C+12C反應的天體物理S因子

對于恒星平穩演化階段發生在伽莫夫窗口的帶電粒子核反應,其反應截面通常在10-18～10-9b范圍[6]。在現有實驗技術水平下,由于巨大的宇宙線本底在地面實驗室測量如此低的截面無疑是非常困難的。近年來,隨著基礎科學前沿領域探索的不斷深入,開展極端條件下的研究日益受到人們的廣泛關注。深空、深地、深海等極端環境下的實驗測量已成為科學創新的重要突破方向。其中深地環境能夠極大地屏蔽宇宙射線造成的背景,提供本底極低的測量環境,有利于微弱反應事件的精確測量和研究[7]。對于核天體物理,巖層覆蓋超過1 000 m的深地實驗室能夠將宇宙線繆子通量降低近6個數量級,從而有效降低宇宙線引發的本底,為伽莫夫窗口內熱核反應截面的直接測量提供了有利條件。

目前世界上已建成和在建的有十多家地下實驗室[8],研究領域涉及粒子物理、核天體物理、生命科學、地球科學和深部巖體力學等多個學科的重大前沿領域。深地的極低本底環境為天體演化進程中關鍵反應的直接測量提供了絕佳契機,深地核天體物理實驗已成為核天體物理的一個全新和重要的發展方向。

1.2 世界深地核天體物理實驗平臺

1990年,意大利在格蘭薩索國家實驗室(LNGS)啟動了LUNA項目[9],開創了深地核天體物理測量的先河。美國也于2015年在桑福德地下研究中心(SURF)啟動核天體物理CASPAR項目[10]。

隨著利用深地實驗室開展核天體物理實驗研究日益受到關注,歐美及亞洲國家提出眾多深地核天體物理計劃。特別是2020年,我國的JUNA項目在中國錦屏地下實驗室(CJPL)成功實施,為深地核天體物理實驗的發展注入了新的活力。

1.2.1意大利LUNA項目 意大利的LNGS是目前世界上最大的綜合性深地實驗室,實驗室垂直巖層覆蓋達1 400 m,宇宙線通量僅為地面的約百萬分之一。1989年LNGS正式開展深地實驗測量,目前運行包括暗物質、中微子、粒子物理、環境科學和核天體物理等多項深地研究項目。1994年,一臺50 kV加速器[11]在LNGS的輔助連接隧道完成安裝調試并開始實驗測量,成為世界上第一個深地核天體物理實驗裝置(LUNA1)。LUNA項目將天體演化關鍵反應的研究帶入到精確的直接測量階段。與地面實驗室相比,LUNA宇宙射線μ子通量低約106倍,γ射線本底低約2 500倍,中子本底低約1 000倍。LUNA1可提供最高流強1 000 μA的質子束和500 μA的3He+、4He+束流,開展了恒星氫燃燒階段若干關鍵反應的研究,其中包括元素核合成pp鏈中的3He(3He,2p)4He[12]、d(p,γ)3He[13]以及低能聚變反應中的電子屏蔽效應研究[14]。

為拓展研究范圍,2000年LUNA在LNGS的另一處輔助連接隧道安裝了新的加速器(LUNA2)[15]。LUNA2將束流最大能量提高到400 keV,完成了多項核天體物理重要反應的直接測量,包括原初核合成和恒星氫燃燒過程中pp鏈[16-21]、CNO循環[22-25]、Ne-Na循環[26-27]、Mg-Al 循環[28-30]的若干反應,以及元素合成s-過程中重要的中子源反應[31]。

表1列出自LUNA項目實施以來完成的核天體物理關鍵反應的直接測量工作。在這些深地實驗中,LUNA項目將測量能量推進到了伽莫夫窗口范圍,為天體物理網絡計算提供了可靠數據,其結果對太陽中微子物理、元素核合成及宇宙學等方面產生了重要影響。正是由于LUNA項目前期的出色工作,其建設3.5 MV加速器裝置的LUNA-MV升級計劃獲得了LNGS實驗室整個B廳深地實驗空間的使用權。

表1 LUNA項目完成的核天體物理實驗研究

1.2.2美國CASPAR項目 美國于2011年啟動了旨在研究恒星演化關鍵反應的深地測量DIANA計劃,目標是在桑福德地下研究中心(SURF)建立400 kV和3 MV兩臺強流加速器裝置,開展核天體物理的直接測量工作。后期面對深地核天體物理的國際競爭,為搶占先機將計劃縮減為CASPAR項目。CASPAR項目放棄了新研制強流加速器的計劃,轉而使用一臺制造于1958年的3 MV單端靜電加速器開展實驗測量。CASPAR項目位于SURF的4 850英尺作業面,有效巖石覆蓋將近1 500 m,宇宙線本底與意大利LNGS相近。

2015年,CASPAR項目開始在SURF安裝調試加速器裝置,2017年起開展實驗測量。首批實驗計劃包括s-過程的兩個重要中子源反應13C(α,n)16O和22Ne(α,n)25Mg,以及恒星氦燃燒階段的18O(α,γ)22Ne反應。近期18O(α,γ)22Ne實驗結果發表[32],其他測量數據還在分析階段。

1.2.3其他地下核天體物理實驗項目 除正在運行的3個深地核天體物理實驗項目外,世界其他一些深地實驗室也提出了核天體物理的研究計劃。其中包括:英國伯畢地下實驗室(Boulby)建設3 MV靜電加速器的ELENA計劃[33],西班牙坎夫蘭克地下實驗室(LSC)的CUNA深地核天體物理計劃,位于南美洲阿根廷和智利交界處安第斯地下實驗室(ANDES)的核天體物理計劃[34]。此外,羅馬尼亞和印度的科學家也提出了開展地下核天體物理實驗研究的想法。

位于德國德累斯頓市的福森科勒加速器實驗室(Felsenkeller accelerator laboratory)為一家淺地下核天體物理實驗室,表面巖層覆蓋47 m,實驗室通過反符合探測器進一步降低宇宙線引發的本底。目前,一臺5 MV的串列加速器已經在實驗室安裝調試完成,能夠提供最高流強100 μA的離子束[35]。福森科勒首批計劃包括3He(α,γ)7Be和12C(α,γ)16O反應的實驗測量。

2 中國深地核天體物理實驗

2.1 中國錦屏地下實驗室

2010年,清華大學聯合雅礱江流域水電開發有限公司利用錦屏二級水電站的交通隧道側向挖掘建成我國首個深地實驗室,即中國錦屏地下實驗室。實驗室由入口隧道、連接隧道和主實驗廳3部分構成,總容積4 000 m3。其中主實驗廳的長度為40 m,寬度為6.5 m,高度為7.5 m。錦屏實驗室垂直巖層覆蓋約2 400 m,周圍巖石主要由大理巖構成,天然放射性雜質含量非常低,是當前世界上輻射本底綜合條件最好的深地實驗室。

目前錦屏地下實驗室正在運行兩個探尋暗物質的研究項目,清華大學牽頭的CDEX項目[36]和上海交通大學牽頭的PandaX項目[37]。此外,實驗室還研制了我國第1套深地超低本底測量裝置,即超低本底測量平臺(GeTHU)[38],目前有3臺GeTHU系列譜儀在實驗室運行,為深地開展的各項實驗提供材料放射性本底篩選測量工作。中國錦屏地下實驗室憑借其獨特的地理優勢,獲得了國內外學術界的廣泛關注[39-40]。

2014年,錦屏實驗室開啟了二期建設[41],將新建包含8個主實驗廳、巖土實驗廳及輔助隧道在內的超大深地空間。其中8個主實驗廳長約50 m、寬約12 m、高約12 m,二期實驗室總容積超過30萬m3。十三五國家重大科技基礎設施“極深地下極低輻射本底前沿物理實驗設施”項目選址錦屏二期于2019年啟動建設,預計2024年完工,建成后將成為世界上規模最大、本底環境最好的綜合性深地實驗室。經錦屏地下實驗室管委會評估,錦屏二期的一個主實驗廳計劃用于核天體物理實驗研究。

2.2 JUNA實驗平臺

鑒于核天體物理直接測量的重要意義,我國的核天體物理研究者一直期待能夠開展深地環境的實驗測量,早在2002年就參加了意大利LUNA項目的合作實驗[42-43],2011年又參與了LUNA-MV升級計劃的國際研討。2015年,在清華大學和雅礱江公司的支持下,JUNA項目獲批入駐錦屏地下實驗室二期A1廳,啟動了中國首個深地核天體實驗項目。

JUNA項目旨在借助錦屏地下實驗室的超低輻射本底環境,研制強流高穩定加速器裝置并發展極低本底測量技術,開展恒星平穩演化氫燃燒和氦燃燒階段若干關鍵反應的直接精確測量,為理解恒星演化和元素起源提供關鍵的核物理輸入量,取得核天體物理領域創新性的研究成果。

2.2.1JUNA實驗本底水平 核天體物理實驗中,本底水平和測量記錄到的反應事例數是決定實驗靈敏度的決定性因素。就本底而言,JUNA實驗依托于中國錦屏地下實驗室,其表面垂直巖層覆蓋約2 400 m為世界之最,具有世界最“干凈”的本底環境。圖2給出了世界深地核天體實驗平臺本底水平的比較,可以看出JUNA實驗具有明顯的本底優勢。

圖2 深地核天體實驗平臺本底水平比較

實驗測量中的本底構成除宇宙線引發的本底外,還包括環境本底和加速器束流帶來的本底。深地環境極大地屏蔽了宇宙線引發的本底,但要進一步提高測量靈敏度以實現極低截面的直接測量,還需要有效地屏蔽環境本底和控制束流引發的本底。

環境本底主要包括實驗空間的天然本底(周圍巖石、廳內空氣等自身的放射性本底)和材料本底(廳內建筑材料以及實驗裝置材料的放射性本底)[44]。JUNA實驗中,室內建筑材料和加速器平臺包括屏蔽體自身的材料均通過GeTHU超低本底測量平臺進行了篩選,通過選擇低放射性材料降低了實驗的環境本底。同時JUNA利用錦屏一期實驗室開展了探測器本底研究,對不同屏蔽材料組合的探測器本底進行了測量,從而確定了適合錦屏深地環境的探測器屏蔽結構[45]。表2列出JUNA實驗所用探測陣列的本底水平。

表2 JUNA平臺γ和中子探測陣列的本底水平

在束流引發本底的控制方面,JUNA實驗通過提高束流的傳輸效率減少了束流在傳輸路徑上與各種元件材料的相互作用,同時使用高純度反應靶避免了干擾反應對測量結果的影響。

2.2.2強流加速器平臺 核天體物理深地實驗中,加速器束流強度和能量穩定度也是決定測量靈敏度的關鍵因素。JUNA研制了強流高穩定的400 kV加速器平臺(圖3),束流強度達到10 mA量級,能量穩定度好于0.05%。

圖3 JUNA 400 kV加速器平臺示意圖

JUNA強流加速器采用了2.45 GHz和14.5 GHz兩套ECR離子源系統,通過高可靠性微波窗、高品質束流引出系統和高壓脈沖調制等技術實現了強流束穩定產生與可靠引出[46]。高壓加速部分采用了短加速間隙、大孔徑加速管,配合高能傳輸段分析磁鐵的非對稱聚焦結構,克服了強流束傳輸中的空間電荷效應,實現了mA級束流大于90%的傳輸效率[47]。同時采用大功率高穩定的高壓電源,使強流束狀態下束流能量的長期穩定度好于0.05%,保證了實驗測量的精度。

JUNA加速器可提供最高能量400 keV、流強10 emA的質子和He+束流以及最高能量800 keV、流強2 emA的He2+束流。表3對比了JUNA加速器平臺和其他深地加速器平臺的束流參數。其中,CASPAR使用傳統加速器方案束流強度較小,JUNA加速器由于采用全新的離子源系統與加速器方案,因此和LUNA相比束流強度提高了10倍以上,并能提供2+態的束流以獲得更高能量從而拓展了研究范圍。

表3 深地核天體物理實驗平臺加速器參數比較

2.2.3低本底測量技術 JUNA在錦屏超低本底環境和強流加速器的基礎上,發展了相應的實驗測量技術,包括高效探測系統、高功率固體靶以及主動和被動相結合的屏蔽技術。

1) 高效探測系統

探測效率決定了測量中能夠記錄到的反應事例數,也是影響實驗靈敏度的重要因素。針對深地實驗的不同反應類型,JUNA研制了高效率的γ射線探測陣列、中子探測陣列和帶電粒子探測陣列。其中全立體角γ射線鍺酸鉍(BGO)探測陣列采用了上海硅酸鹽研究所的高性能BGO晶體,利用8塊晶體構建了超過95%立體角覆蓋的探測陣列,實現了70%(@6 MeV)的高能γ探測效率。JUNA利用晶體冷卻技術有效提高了BGO晶體的光產額,使探測陣列的能量分辨率達到10.9%,相較于LUNA同類裝置有了明顯改善,如圖4所示。BGO探測陣列外圍構建了鎘-鉛-銅復合結構的屏蔽體,結合反符合技術JUNA實驗將γ射線(6～10 MeV)的本底水平控制在每天13個左右。

圖4 JUNA BGO探測陣列能量分辨率

JUNA中子探測陣列采用了24根3He正比管探測單元和聚乙烯慢化體的復合結構,陣列外層還設計有5 cm的含硼聚乙烯屏蔽體。該中子探測陣列對2.5 MeV的中子探測效率達到25%,本底水平為4.7 h-1,相較地面降低兩個量級。

此外對于帶電粒子的探測,JUNA構建了一套4π硅探測陣列[48]。該陣列采用前放和探測器一體化的緊湊設計,減少了通過前放輸入端引入的噪聲。

2) 高功率固體靶

JUNA加速器提供的強流束能有效提高測量的效應本底比,但同時也給反應靶帶來了很大挑戰。首先強流束帶來的大量功率沉積對靶的散熱能力提出了更高要求,其次在強流束的轟擊下,反應靶表面濺射、起泡等破壞靶物質的效應將會放大,給測量的穩定性帶來困難。

JUNA實驗針對強流束設計了反應靶和水冷單元雙層結構的固體靶。其中水冷單元由高純無氧銅散熱片構建,通過背面多微槽結構(寬0.25 mm,間隔0.25 mm)形成的熱交換水路,能快速帶走束流在靶上沉積的能量。在此基礎上,還進一步設計了偏心旋轉靶,借助自轉讓靶的不同位置輪換承受束流功率,將靶承受的最大功率提高數倍以上。

JUNA的反應靶采用高純基底,通過離子注入、表面蒸鍍和磁過濾真空陰極弧沉積(FCVA)[49-51]等工藝,成功實現了高純度的同位素富集,避免了干擾反應對實驗的影響。同時采用靶外層鍍膜保護的方案,有效解決了強流束引起的濺射、起泡和層離等表面效應,大幅提高了實驗靶的耐輻照壽命。

3) 主動和被動屏蔽技術

JUNA借助GeTHU超低本底測試平臺選擇低本底材料構建了多材料復合結構的探測器被動屏蔽系統,降低了環境和束流引發本底的影響。JUNA實驗測量中還采用了基于探測器和數字信號處理的主動屏蔽技術。對于BGO探測陣列,根據環境中子誘發γ射線本底的級聯躍遷特性,通過對同一時間內探測陣列的響應數進行篩選,將γ射線本底進一步降低了5～10倍。中子探測陣列的實驗測量使用波形甄別技術,通過中子和γ射線信號上升時間的差別有效剔除了γ射線對中子測量的影響。

JUNA借助錦屏地下實驗室的本底優勢,建立了世界上最強流的深地加速器實驗平臺。JUNA加速器的束流強度超過意大利LUNA 10倍以上,并借助2+態離子束拓展了實驗的研究范圍。同時,JUNA發展了一系列深地實驗技術,使低本底和強流束的優勢得以充分發揮。圖5以(α,γ)反應截面測量為例,對比了JUNA和其他深地平臺的測量極限,可以看出,JUNA在測量靈敏度上具有明顯優勢,其他深地核天體物理實驗無法開展的一些直接測量利用JUNA平臺能夠得以實現。

圖5 (α,γ)反應截面測量范圍和靈敏度比較

2.3 JUNA首批實驗測量

利用錦屏地下實驗室二期建設的間隙,JUNA項目于2020年10月開始在錦屏地下實驗室A1實驗廳試運行,僅用3個月時間完成了加速器的深地安裝調試,2020年12月強流加速器平臺成功出束。圖6為JUNA強流加速器在深地現場安裝的照片。隨后JUNA開展了多個核天體物理關鍵反應的直接測量,研究范圍涉及恒星演化氫燃燒、氦燃燒階段關鍵反應以及慢速中子俘獲過程(s-過程)的重要中子源反應。表4列出JUNA平臺開展首批實驗測量的束流情況,利用強流加速器平臺的優勢,JUNA實驗短期內就取得了多項重要研究成果。

表4 JUNA首批實驗加速器平臺參數

圖6 JUNA強流加速器深地現場安裝照片

1)25Mg(p,γ)26Al反應直接測量

25Mg(p,γ)26Al反應是恒星爆發性氫燃燒中鎂鋁循環的關鍵反應,對理解大質量恒星演化過程中重元素的核合成具有重要意義,同時有助于解決銀河系觀測中大量26Al特征γ射線來源的疑難問題。理論研究表明,對反應起主導作用的是26Al質心系58、92、190、304 keV 等幾個共振能級的共振強度。由于該反應在伽莫夫窗口截面很小,地面實驗僅能測到質心系190 keV能級的共振強度,且誤差很大。

JUNA通過厚靶實驗方法利用4π立體角BGO γ射線探測陣列,測量了25Mg(p,γ)26Al反應幾個低能級的共振強度[55],其中92 keV能級的共振強度為(3.8±0.4)×10-10eV。對比2012年意大利LUNA的結果((2.9 ± 0.4)×10-10eV)[29],測量精度提高20%以上。結合理論計算,JUNA實驗準確確定了反應產生γ射線的分支比,得到92 keV共振能級布居26Al基態和同質異能態的比例為66%和34%,對解釋銀河系大量26Al特征γ射線來源提供了幫助。

圖7給出了25Mg(p,γ)26Al反應92 keV能級共振強度和基態分配因子的比較[55],可以看出JUNA的測量獲得了更高的精度。

圖7 25Mg(p,γ)26Al反應測量結果的比較[55]

2)19F(p,αγ)16O反應直接測量

宇宙中氟元素的起源迄今仍是一個懸而未決的問題,它是核天體物理的一個重要研究方向。理論研究認為,恒星演化末期的漸近巨星支星(AGB星)是氟元素的主要合成場所,但由于缺乏與氟相關的一系列關鍵核反應在伽莫夫窗口的實驗數據,目前標準的AGB星模型尚無法解釋天文觀測中的氟超豐現象。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(質心系能量70～350 keV)反應截面極低(約10-12b),之前實驗數據尚屬空白。

對19F(p,α)16O反應率有貢獻的主要有(p,αγ)和(p,α0)兩個反應道。JUNA實驗利用4π立體角BGO γ射線探測陣列,開展了(p,αγ)反應道研究,將測量的最低能量由之前質心系198 keV[52]向下推進至72.4 keV。JUNA的測量首次全面覆蓋AGB星的伽莫夫能區,獲得了該反應天體物理S因子的實驗數據(圖8),結合R矩陣計算將之前天體環境溫度T9=0.1附近的反應率不確定度降低了2～3個數量級[56]。

圖8 JUNA實驗19F(p,αγ)16O反應S因子測量結果[56]

3)19F(p,γ)20Ne反應直接測量

19F(p,γ)20Ne反應是恒星演化氫燃燒階段CNO循環的突破反應,是形成質量數A>20核素的重要途徑。藉由19F(p,γ)20Ne反應,在宇宙早期第一代恒星(也稱Pop Ⅲ星,或最古老恒星)演化中就可突破CNO循環,形成A>20的核素,并經過一系列質子俘獲和β+衰變最終生成穩定的雙幻數核40Ca,但天體理論模型計算的40Ca豐度比觀測值低了10～100倍。因此,第一代恒星中的鈣元素的起源仍是一個謎。

19F(p,γ)20Ne反應截面極低,JUNA首次在深地開展了該反應的直接測量,將測量能量由之前的300 keV推進到186 keV,并在能量225 keV處發現了一個新的共振。結合理論計算,新共振能級使19F(p,γ)20Ne反應率在天體溫度T9=0.1處提高了大約7倍,從而重現了最古老恒星(SMSS J031300.36-670839.3)中40Ca豐度的觀測數據[57](圖9)。這為解釋宇宙第一代恒星中重元素的起源提供了確鑿的實驗證據。

圖9 基于不同19F(p,γ)16O反應率計算的40Ca豐度[57]

4)13C(α,n)16O反應直接測量

從鐵到鈾的重元素來源一直是物理學的重大科學問題之一。理論研究認為重元素中有50%是在AGB星中通過s-過程產生。最新天文觀測和研究表明,當環境中的中子密度介于慢速和快速中子俘獲過程之間時,重元素合成還存在一種中間過程(i-過程)。13C(α,n)16O反應提供了中小質量恒星s-過程和i-過程的主要中子源,其反應率是研究這些核合成的基準數據,對于認識重元素的合成具有重要意義。對應s-過程和i-過程,13C(α,n)16O反應的伽莫夫窗口分別是質心系150～300 keV和200～540 keV,反應截面極小(<10-12b),直接測量在地面實驗室無法完成。

JUNA利用強流加速器平臺,結合地面四川大學的串列加速器,在質心系240～1 200 keV能區直接測量了13C(α,n)16O的反應截面,首次涵蓋了i-過程的伽莫夫窗口[58]。與LUNA實驗[31]相比,JUNA測量精度和能量范圍均有所提升(圖10),為s-過程和i-過程的研究提供了更為可靠的基準數據。

圖10 JUNA實驗13C(α,n)16O測量結果與其他實驗比較[58]

5)12C(α,γ)16O反應直接測量

12C(α,γ)16O反應是天體演化中的最重要反應之一,在所有質量大于0.55倍太陽質量的恒星演化中都起著關鍵作用,其截面對上至鐵的中等質量核素的合成和大質量恒星后期的演化進程有著決定性影響[59]。該反應在伽莫夫能區(質心系(300±80) keV)截面極低(約10-17b),且反應機制復雜,給實驗測量和理論計算帶來很大困難。如圖11所示,12C(α,γ)16O反應Q值為7.16 MeV,在質心系能量300 keV附近,其反應截面不僅包括直接俘獲輻射部分,域上9.59 MeV(Jπ=1-)能級寬共振的低能尾巴和域下7.12 MeV(Jπ=1-)、6.92 MeV(Jπ=2+)兩個束縛態共振的高能尾巴也有重要貢獻。正是因為在天體演化中極其重要的意義和復雜機制給實驗和理論研究帶來的巨大困難,12C(α,γ)16O反應被譽為核天體物理實驗的圣杯。自20世紀70年代至今,人們經過近50年的努力,伽莫夫能區的反應截面數據仍遠未達到理論模型要求的精度。

圖11 16O共振能級對12C(α,γ)16O反應截面的影響

2021年,JUNA首次完成了12C(α,γ)16O反應的深地直接測量,將測量的最低能量由質心系891 keV[54]推進到552 keV,第一次獲得該反應伽莫夫窗口能區附近的實驗數據。JUNA的實驗測量利用深地強流加速器裝置提供的強流He2+束(約1 mA),通過4π立體角BGO陣列結合主動屏蔽技術實現了反應全截面的測量。同時實驗中使用離子沉積厚靶技術獲得了高純度的同位素靶,突破了強流束引發的各種表面效應難題,有效避免了13C雜質的干擾反應并大幅提升了靶的耐輻照能力。JUNA實驗測量的靈敏度達到10-12b,比原有測量水平提高1個量級,相關實驗結果正準備發表。

6)18O(α,γ)22Ne反應直接測量

隕石中的SiC顆粒保存了大量AGB星核合成的原始信息,細致的質譜分析發現SiC顆粒的大小和其內部Ne同位素豐度比例存在著較強的關聯。因此,Ne 同位素豐度比例可以用于研究這些SiC顆粒的起源AGB星的性質,如質量和金屬性等。AGB星核合成中,Ne元素的兩個同位素21Ne和22Ne主要通過18O的α俘獲反應產生,其中18O(α,n)21Ne產生21Ne,18O(α,γ)22Ne反應產生22Ne,因此這兩個反應的反應率比例直接決定了AGB星核合成中21Ne/22Ne的豐度比。然而,由于在470 keV附近的一個關鍵共振的共振參數不確定,在AGB星典型溫度范圍(T9=0.1～0.3)內,18O(α,γ)22Ne反應率誤差很大,導致天體模型計算無法得到精確的AGB星Ne同位素豐度比。

此外,18O(α,γ)22Ne反應產生的22Ne為s-過程另一個重要的中子源反應22Ne(α,n)25Mg提供了種子核,其反應率大小對s-過程中質量數小于90的核素合成研究也具有重要的意義。

JUNA利用4π立體角BGO γ射線探測陣列,在錦屏實驗室完成了18O(α,γ)22Ne反應470 keV附近共振能量和共振強度的高精度測量[60]。JUNA實驗精確確定了共振能量為(474.0±1.1) keV,并得到了共振態的自旋宇稱。利用這一結果得出的18O(α,γ)22Ne反應在AGB星典型溫度區間精確的反應率,精度相比以前的結果[61-62]提高10倍以上(圖12)。高精度的反應率使21Ne同位素豐度的預測更加準確,對比隕石中發現的SiC星塵顆粒的21Ne豐度數據,能夠幫助我們了解這些星塵顆粒來源的AGB母星質量等性質。

圖12 JUNA實驗18O(α,γ)22Ne反應率與其他結果比較[60]

3 總結與展望

核天體物理將微觀世界和宏觀世界奇妙地融合在一起,始終處于基礎研究的前沿領域。經過近一個世紀的發展,人們對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難題。著名核天體物理學家威廉·福勒在1983年諾貝爾獲獎感言中說到:人類身體的90%是由碳元素和氧元素組成的,我們了解其中的化學和生物過程,但我們確實不知道形成碳元素和氧元素的天體核過程。如今,對于恒星演化和元素核合成中的關鍵一環——從碳到氧的核過程依然沒有可靠的實驗數據。這些天體演化進程中重要核反應數據的缺失是因為恒星平穩演化階段伽莫夫窗口內帶電粒子的反應截面非常低,在地面環境開展實驗研究非常困難。地下實驗室特別是深地實驗室對宇宙線本底的屏蔽,給核天體物理完成這些反應的直接測量提供了絕佳機會。

1990年世界首個深地核天體物理實驗項目意大利LUNA啟動,1994年正式開始實驗測量。LUNA項目將天體演化關鍵反應的研究帶入到精確測量的新階段。隨后,美國于2015年啟動了CASPAR項目,2020年我國JUNA項目成功實施。JUNA憑借加速器流強的優勢占據了深地核天體物理的領先位置,僅用4個月的深地實驗時間就取得多項重要研究成果,特別是JUNA首次在深地實驗室開展了核天體物理圣杯反應12C(α,γ)16O的直接測量,將測量能量推進到了伽莫夫窗口附近(圖13)。

圖13 12C(α,γ)16O反應實驗研究歷程

深地核天體物理實驗的目標是借助極低宇宙線本底的環境開展天體演化過程中一些極低截面核反應的精確測量,對此LUNA進行了開創性的工作,后續CASPER和JUNA的加入則為深地實驗測量注入了新的活力。未來深地實驗發展的方向一方面是突破反應截面測量靈敏度的極限,實現核天體物理中的一些極低截面核反應在伽莫夫窗口的直接測量,其中包括圣杯反應12C(α,γ)16O(截面約10-17mb);另一方面是提高加速器裝置的能量范圍,使研究范圍覆蓋恒星平穩演化階段主要核過程的伽莫夫窗口能區。同時拓展深地加速器的研究領域也是深地實驗的一個重要發展方向。

1) 深地實驗核心裝置加速器能力的提升是深地實驗發展的最重要方向。考慮到加速器束流本底和干擾反應的影響,目前深地反應截面測量的極限在10-15～10-13mb,要將測量極限突破10-17mb,需要極大限度地提高測量的效應本底比。其中提高加速器的束流強度是最直接和有效的途徑。

2) 極低截面綜合測量技術的提升是深地實驗發展的另一個重要方向。當前利用覆蓋全空間的陣列組合已經有效提高了實驗的探測效率,因此測量中的本底水平因素成為影響測量精度的關鍵環節。深地實驗室提供了極低的宇宙線本底環境,同時也放大了地面實驗中無需過多考慮的各種本底環節,包括環境本底、裝置材料自身的放射性本底和束流傳輸打靶過程中引發的本底。

進一步降低深地實驗的本底水平突破測量靈敏度極限需要各種測量技術的綜合提升。其中最重要的是新一代探測技術的發展:在保持高效率的同時,利用低本底的新型晶體材料研制高分辨探測陣列;結合脈沖束、反符合等實驗技術,實現探測陣列的粒子分辨、時間分辨和位置分辨能力,從而大幅減小束流本底的影響。此外,加速器束流強度的提高對反應靶技術提出了新的挑戰,在實現高純度靶物質的同時反應靶需要在幾十千瓦的熱功率下保持長時間的穩定工作。新近發展的超音速噴射型無窗氣體靶技術,在增加靶厚的同時能夠有效避免熱功率在靶上的沉積,將是未來深地反應靶技術的重要發展方向。

在現有技術條件的基礎上,如果深地加速器裝置的束流強度提高到100 mA,束流本底控制在與探測器自身本底相當的水平,深地實驗截面測量的極限將達到10-17mb(圖14),實現對天體平穩演化階段主要核過程的精確測量,包括核天體物理實驗中的圣杯反應12C(α,γ)16O。這也是深地核天體物理實驗發展的主要目標。

圖14 深地實驗不同束流強度的測量精度

3) 在突破截面測量極限的同時,開展深地加速器的多領域研究也是深地實驗的重要發展方向。拓展深地加速器平臺的研究領域對于充分發揮先進加速器裝置、測量技術與深地極低輻射本底環境的組合優勢,以及擴大深地核天體物理研究的生存空間具有重要的意義。包括提供核數據中重要反應的高精度參數、開展新能源領域低能聚變反應的精確測量、進行材料科學和環境科學中痕量放射性分析等都將是未來深地加速器裝置可拓展的研究方向。

目前國際上3個深地核天體物理實驗項目都在努力尋求測量能力和研究范圍的突破。CASPAR因實驗室建設需要暫時撤出了桑福德地下研究中心,對于日后的再次入駐,提升加速器束流強度無疑是其首要任務。LUNA的新一代3.5 MV單端靜電加速器已進入安裝調試階段,計劃利用格蘭薩索實驗室的B廳空間,將原有400 kV加速器和新建3.5 MV加速器組合成能量互補的離子束裝置,以形成束流能量覆蓋范圍的優勢。JUNA將于2023年底正式入駐錦屏地下實驗室,在利用現有400 kV強流加速器開展實驗研究的同時,JUNA提出了新一代深地實驗平臺Super-JUNA計劃。Super-JUNA將適當提高加速器能量覆蓋核天體物理研究中核心反應的伽莫夫窗口,以提升束流強度和突破測量技術作為主要目標,繼續保持深地實驗測量的靈敏度優勢。展望深地核天體物理的發展,CASPER借實驗室改造之機蓄勢待發,LUNA憑借能量寬度優勢雄心勃勃,JUNA欲以束流強度之利長風破浪,深地核天體物理實驗未來可期!

JUNA加速器平臺在錦屏深地實驗室安裝調試過程中得到了清華大學和雅礱江流域水電開發公司的全力支持,尤其是在實驗室基礎建設和后勤服務方面,中國錦屏地下實驗室(CJPL)現場運維部門和錦屏地下實驗室管理局給予了全方位的保障。在深地實驗測量中JUNA得到了清華大學和上海交通大學的幫助。在此作者一并表示感謝。