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~(18)F(P,α)~(15)O和~(18)F(P,γ)~(19)Ne的天体核反应率和核反应网络方程

舒能川  
【摘要】: 核天体物理学的中心内容是元素核合成及其天体演化的研究。如早期的宇宙,星际介质,红巨星,超新星爆,X-射线爆和γ-射线爆等多样的系统,这些核天体过程是利用复杂的计算机模型,进行重点研究的焦点。而这些模型需要巨量的数据输入,其中主要的是天体核反应率(粒子运动速度的分布函数与截面的卷积)。 ~(18)F(P,α)~(15)O和~(18)F(P,γ)~(19)Ne的核天体反应率在许多天体环境里具有重要的意义。在高温天体环境里,Nova(新星)的爆炸发射出大量的γ射线,热核反应~(18)F(p,α)~(15)O和~(18)F(p,γ)~(19)Ne的核天体反应率对于这些射线的研究是不可缺少的,其中~(18)F(p,γ)~(19)Ne被认为是重要的γ射线源。另外在核合成过程中,~(18)F(p,γ)~(19)Ne是核素从CNO循环到重核合成的一条途径,从A<19的核素合成到A≥19是一条不可逆的途径。 由于最近一些实验结果的分歧,以及~(19)Ne中的未知能级和有些能级中的未知量,导致这两个反应率存在很大的不确定。我们(美国橡树岭国家实验室)已经利用放射性束流以及稳定束流检查了最近的实验,对重要的两个能级E_(cm)=330,660 keV重新进行了测量,新结果的精度有很大的提高(本人参与了实验的部分工作,但本论文不包括实验部分内容)。 本论文检查了以前的实验结果,对实验上没有测得的~(19)Ne能级结构数据进行了计算或估计,得出了新的反应率,并计算了其误差。对应于恒星爆炸温度范围,我们给 中国原子醋科学研穷院溥士学位论文 出了反应率及其误差一以数字和拟合解析式的方式。我们把得到的反应率跟以前的 结果进行了比较,并讨论了其在某些核天体物理环境中对产物lsF的影响。 我们计算得到的新的‘SF(p,a),‘SF(p,的反应率,除了高温部分2一3GK外,其它 温度范围的值分别与Coc的反应率[c。c001在误差范围内一致。在Nova温度(、0.5 GK),本文的(p,a)、(p刀)的反应率比Coe的低,是因为我们采用新的尽=330 keV 的质子宽约为coc的0.5倍;在温度较高部分(1一3 GK),本文的(p,a)、(p,的的反应 率比Coc的高,是因为我们考虑了更高能量的能级;本文的(p,a)反应率的不确定性 要比Coc的小,这是因为我们采用了尽二330一及665一keV共振能级的更精确的新数 据,8一,38一,和287一keV共振能级的质子宽度有了上限。本文的(p,的反应率的不确 定性在低温部分要比Coc的小,是因为我们考虑了共振态8和 38 keV新实验数据的 质子宽度的上限。而在0.5 GK左右却要比Coc的大,是因为我们考虑了共振态330 keV的质子和a粒子宽度的误差,而在以前的研究中,这一点被忽略了。我们发现, 在某些温度下,。宽度的误差可以导致(p,的反应率的上下限变化5倍。 核反应网络方程是描述核合成过程的中元素合成和能量产生的的微分方程组。 本工作初步建立了网络方程和相应数据库的理论计算系统,着重讨论了rp一过程, 并探讨了一些我们关心的反应率数据在某些典型的核天体物理环境中的影响。 把我们的18F十p的新数据应用于网络方程计算,结果说明在Nova爆炸过程 中,‘”F的产物要比原先预计{Coc叫的高出约2倍,与!Bar02}的一致;在X一爆环境 里,经‘”F(p,的到较高核素的rp一过程不是一个重要的途径。 最近,我国原子能院就“C(p,的‘“N的直接俘获的截面作了间接的测量[Liu03],我 们根据其提供的直接部分的S因子更新了“c(p,的‘ZN的反应率[Liu03,Shu03A];并 利用网络方程计算系统,讨论了该反应率在巨质量贫金属星中的影响。计算结果表 明,在某些巨质量贫金属星中,“He通过“c(P,的‘ZN从p一p链过度到CNO循环,有 可能起到种子核的作用,引发星体的爆炸,从而改变巨质量星塌缩为黑洞的命运。 相关的已发表和待发表的文章共4篇,见附录(page 96)。


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