探索宇宙奥秘：原子核的起源之谜

中国科学院近代物理研究所

宇宙演化合成的核素

原始核合成—— 大爆炸后的核合成

要回答这个问题，首先要看看宇宙是从哪里来的。

根据大爆炸理论，宇宙始于约13.3至139亿年前的一次大爆炸，宇宙的膨胀和演化自此开始（如图1所示）。宇宙的演化一直持续到今天。大爆炸后约1 微秒，质子(p) 和中子(n) 及其反粒子开始出现。随着宇宙膨胀，其温度持续下降，越来越多的质子和中子积累。当温度降至0.7 MeV以下时，质子和中子的碰撞有机会结合形成氘核（D），多余的能量以伽马射线的形式释放出来。核反应表达式为：

n+p D + 或p(n, )D

当氘核和质子碰撞时，有可能产生氦核，即D(p,)^3He。当氘核与氘核碰撞时，也会产生^3He并释放出一个中子，即D(d,n)^3He。（d代表壳核D符号带小写字母）。氘核与中子的碰撞可能会产生氢同位素—— 氚(^3H)，也写作T，它有两个中子。有了He和T，就有更多的机会产生更多类型的核素，例如^3He(n,p)T、T(d,n)^4He、^3He(d,p)^4He。 ^4He的产生为进一步合成含有更多质子的原子核提供了机会，如图2所示。然而，随着宇宙不断膨胀，温度也迅速下降。再加上核合成路径上缺乏质量为5和8的稳定核素，大爆炸核合成在十分钟后终止。短短十几分钟，主要合成了D、T、^3He、^4He、^7Li、^7Be等几种核素。较重核素的产生量很小，可以忽略不计。

图1 宇宙的起源

图2 原始核合成网络

大爆炸后约38 万年，电子与原子核结合形成氢和氦原子。当温度进一步降低时，这些稳定的气体原子会聚集成大小不等的气体星云。这些星云在重力的影响下不断收缩和聚集，形成恒星。但这是大爆炸后数亿年的事了。

恒星演化过程中的核素合成

宇宙中恒星的质量大小不一，小到只有太阳的千分之一，大到是太阳的数万倍，甚至更大。由于恒星质量不同，它们的命运也不同（见图3）。

图3 恒星演化示意图

为什么恒星演化过程中会发生核反应？这是因为恒星的体积在引力的影响下收缩，引力势能转化为内能，导致内部温度升高。当达到核材料的着火温度时，就会发生核反应。核反应产生的热量反过来抵抗重力引起的收缩。当核燃料耗尽时，引力将再次克服核反应产生的膨胀力，导致恒星的下一次塌缩，进一步提高恒星的核心温度。恒星演化过程中，由于内部温度不同，会发生不同的核反应，见表1。

表1 恒星演化中的核反应过程

核燃烧过程实际上是以原子核为基本燃料的核反应过程。下面详细介绍各个燃烧过程的背景。

氢气燃烧

在恒星形成之前，其原始星云的尺寸会不断缩小，其核心温度会不断升高。当核心温度达到1000万度左右，密度达到数百克/立方厘米时，H核之间就会发生核反应，从而形成恒星。恒星的核心温度通常高于恒星内核燃料的着火温度。例如，太阳在中心0.25个太阳半径的区域内，温度高达1500万度，密度高达160克/立方厘米。这里发生氢气燃烧，释放出巨大的核能。核反应是太阳能的真正来源。

在氢气燃烧过程中，首先

然后还有

和

两个核反应过程。该燃烧过程的总体效果是4 个氢原子核合并成^4He 原子核，发射两个正电子、两个中微子和两个射线（见图4），能量约为27 MeV。由于恒星内部的负反馈，能量产生的速率非常稳定，从而使恒星的辐射长期保持恒定。在恒星内部的高密度高温环境中，^3He和^4He也可能发生^3He(^4He,g)^7Be反应。 ^7Be的半衰期T为53.29天，会衰变成^7Li，同时发射一个电子和一个中微子。 ^7Li将会发生

反应又回到氦气。这也是恒星氢燃烧过程中能够产生^7Li的原因。

图4 氢气燃烧时的核反应

氦气燃烧过程

当恒星完成氢燃烧过程时，其核心就会富含氦。氢燃烧的结束导致引力再次占主导地位，恒星的核心将进一步收缩，温度将进一步升高。当温度达到氦核的着火温度时，恒星内部的氦核就会被燃烧，导致恒星进入所谓的氦燃烧过程。

氦燃烧始于3 个氦核聚合成1 个^12C。该反应分为两步。第一步是两个氦核聚集在一起形成Be（铍8，铍元素的一种短命同位素）：

虽然Be的半衰期只有10s左右，但在氦核密度非常高的环境中，Be核在衰变之前可能会与另一个氦核碰撞，产生核反应：

当上述两个核反应过程结合在一起时，就变成

随着C核的产生，有机会发生以下核反应：

当温度足够高时，也会发生

和

等待核反应。

这一系列核反应的最终结果是在恒星中产生一系列原子量为4倍数的核素，如碳、氧、氖、镁等。

图5 氦气燃烧链示意图

大质量恒星的核燃烧过程

碳燃烧

在大质量恒星中，氦燃烧产生的碳和氧元素为恒星的进一步生长提供燃料。氦燃烧完成后，恒星核心的压力和温度将进一步升高。当温度达到约20亿度、密度达到约100公斤/立方厘米时，碳与碳碰撞时可以融合成更重的原子核：氧。氖、钠、镁等元素，如图6所示，这就是所谓的碳燃烧过程。从图中还可以看出，碳燃烧有产生中子的路径，这意味着碳燃烧也是中子的来源，这将为更重的原子核的产生提供炮弹（中子）。

图6 大质量恒星碳燃烧示意图

霓虹灯燃烧

碳燃烧过程将消耗大质量恒星核心中几乎所有的碳，产生氧/氖/镁核心。由于重力的作用，密度增大，温度升高到氖燃烧的燃点，即氖吸收高能伽马射线，释放出粒子和氧气。由于粒子的存在，它们会与周围的氖核发生反应，例如

或者如果有^21Ne，它可能会发生

反应。还会有

发生反应。

当氖燃烧时，氖就会耗尽，只剩下氧气和镁积聚在核心中。

氧气燃烧

氖燃烧后，恒星核心的温度进一步升至约26亿度，当密度增加至每立方厘米约200公斤时，富氧壳层中会发生氧燃烧过程。结果主要是磷31 加质子。和^28Si 加^4He。也就是说，氧气燃烧可以生成大量的^28Si（34%），这为进一步合成更重的核提供了可能性。

硅烧

当恒星核心的温度达到约30亿度、密度达到约10吨/立方厘米时，硅含量非常丰富的壳层中就会发生硅燃烧。硅的燃烧非常特殊。事实上，硅在短时间内不断吸收^4He，释放热量，并产生不同元素的同位素。它最终可以形成铁或镍的同位素。在这个过程中，一系列新生的原子核也会吸收射线并释放^4He（见图7）。

图7 硅燃烧中的核反应

在硅燃烧阶段，恒星核心的温度非常高，原子核处于统计平衡状态，最终形成比结合能最大的铁和镍同位素。此后，恒星中的核燃烧停止。为什么不会产生更重的原子核？从原子核结合能随质量数的变化图（图8）可以看出，合成比铁（镍）重的原子核时，必须吸收能量，这会降低原子核的温度。恒星的核心，从而失去了核反应的条件。因为要产生更重的原子核，需要更高的环境温度。另外，由于硅燃烧过程中能够产生的重原子核只能是相对贫中子的，因此它们的寿命必然很短，与其他原子核发生聚变的机会也很小。这两个原因导致硅的燃烧在铁核附近结束。

图8 原子核比结合能变化趋势

比铁重的原子核是如何形成的？

在某些天体过程中，例如超新星爆炸，会形成中子密度极高的环境。这时，一个原子核会同时吸收很多中子，形成一个中子数量极其多的原子核。由于中子数量过多，它迅速而连续地进行衰变，最终成为新的稳定或长寿命的原子核。这个过程称为r过程。通过这一过程，可以将质量非常重且中子丰度较大的铅208、铀235和铀238合成为稳定的原子核。这个过程涉及一系列极其富含中子的原子核，其中大多数具有未知的特性。目前，核物理学家正在努力合成这些核素并研究它们的性质。

s过程发生在低中子丰度环境中，例如红巨星阶段，并且会经过

该反应提供中子并引发重元素的中子俘获反应。上述环境中的这些核反应提供的中子数量有限，可能每立方厘米不到1 亿个。从铁元素附近的原子核开始，通过不断吸收中子和衰变过程，即

(Z,A)+n(Z+1,A+1)++(电中微子)

慢慢合成为82^208Pb元素和83^209Bi元素的极重原子核。

r过程和s过程都可以产生富中子核素。那么，贫中子核素在恒星演化过程中是如何合成的呢？

图9 r流程

快速质子吸收过程（rp-过程）

在这个过程中，由于质子丰富，环境温度非常高，比如10亿度左右，种子核可以快速吸收质子，然后释放出正电子，也就是^+衰变，回到比较稳定的状态，即，具有相对较长寿命的核素（图10）。用核反应术语表示：

这个核合成过程中产生的核素都是缺中子核素。这个过程一直持续到碲(Te)-105 合成为止。 Te-105 含有52 个质子和53 个中子，是一种会发生衰变的短寿命原子核。 Te-105附近存在许多衰变核素，它们形成厚壁，阻止rp-过程继续前进。

图10 快速质子吸收核合成过程路径

恒星演化的过程是漫长的，需要数十亿至数百亿年，但核反应却在瞬间（约十亿分之一秒）完成。在漫长的过程中，核反应随时随地都可能发生，产生的核素不断积累，形成了现在的宇宙。根据对地球物质或古代陨石的测量，已知太阳系中的元素丰度分布，也称为宇宙元素丰度分布（图11）。可以看出，氢和氦的丰度最高，锂、铍和硼的丰度明显下降，然后从碳元素开始，从另一个高位置逐渐下降。还可以看到，铁附近元素的丰度也很突出。这些是稳定的元素核，或者是寿命极长的核的丰度分布。

图11 太阳系元素丰度分布

无论如何，宇宙演化留下的原子核都是稳定的或者寿命非常长，数量也非常有限，对于研究原子核性质的变化规律来说是远远不够的。为此，科学家们在实验室里开展了原子核的合成和研究。

原子核在实验室中的诞生

当然，^17O的鉴定是Blanket在1925年完成的。1932年，查德威克利用^9Be(,n)^12C反应发现了中子。 1934年，意大利物理学家费米开始用中子轰击从氢到铀的一系列目标原子核，发现了许多新的核素（同位素）。同时，还发现中子在穿过物质时会减慢速度，减慢的中子更容易在U核上引起反应。当用中子轰击92 U号元素时，他认为得到了一种新的元素号为93的元素。根据上述结果，他于1938年11月10日获得了诺贝尔奖。几乎同时，德国物理学家哈恩等人用实验证实费米认为的93 号元素实际上是美国吸收的中子裂变产生的53 号元素钡的同位素。同年11 月22 日同年，他们将文章投稿至《自然》杂志，并于次年1月出版。费米闻讯后，迅速重复实验，证实了哈恩的结果。费米随后坦诚地检讨了自己的错误判断。在裂变的基础上，很快就提出了一个假说：当铀原子核吸收中子发生裂变时，会放出中子，这些中子会撞击其他铀原子核，导致它们裂变。这样的反应过程一直持续到所有原子都分裂为止。这就是著名的链式反应理论，为核裂变能的利用奠定了坚实的基础。

图12 E.卢瑟福(1871-1937)

近一个世纪以来，实验室已合成和研究了近3200种新核素。

合成新核素所需的条件

287种自然产生的核素远远不能满足人类探索核世界的需求。为了弄清楚核素有多少种以及它们的性质是什么，核物理学家千方百计在实验室里合成和研究新的原子核。迄今为止，总共已合成和研究了3200多种核素。

如何按照人们的意愿在实验室中制造出新的原子核？唯一的办法就是利用高速粒子（离子）轰击现有的原子核，引发核反应，产生新的原子核。为此，需要三种工具：粒子（离子）束、靶核和核识别设备。目前，世界上一些主要的核物理实验室都拥有较为先进的核反应设备。

合成新核素的几种方法

原则上，所有类型的核反应都可以用来产生新的核素。然而，为了以最低的成本尽快获得想要的目标核心，就必须选择最佳的方式。

要合成新的核素，首先需要选择正确的目标。不同时代，有不同的研究对象，但都是由简单到困难，从最接近稳定线的核素开始，或者从现有的核素开始，逐步向外扩展。

下面介绍几种产生新核素的典型方法，包括中子俘获反应、复合核过程、重原子核裂变和弹丸核碎裂等。

捕获中子以合成新的核素（同位素）

1932年，就在卡德威克发现中子一年后，芝加哥大学的几位学者利用这种新粒子——中子轰击氟（^19F(n, )^16N），并用一条^16N的飞行路径进行了观测由称为威尔逊云室的探测器检测（图13）。虽然目前还不确定^16N是否稳定，但这是第一个利用中子俘获来制造新原子核的实验。随后，意大利物理学家费米用中子轰击从氢到铀的一系列目标原子核，获得了许多新的原子核。

图13 查尔斯·威尔逊发明的云室（下）和云室中的粒子轨迹（上）

随着中子源的发展，通过中子俘获反应产生的新核的数量迅速增加。例如，从1935年到1945年的10年间，利用加速器中子源产生了80多种新核素。

核反应堆是良好的中子源，可以提供非常高的中子流强度（通量），可以通过中子俘获反应合成新的富中子核。用于合成118号元素^249Cf（98号元素的同位素）的目标核是通过在核反应堆中不断吸收中子而获得的。 1945年至1966年间，通过中子吸收反应在反应堆中发现了大约30种新的超铀核素，其中大部分在化学分离后使用质谱仪进行了鉴定。二战期间，美国建造了一座反应堆，生产原子弹的另一种高效炸药^239Pu，并在该反应堆中首次发现了新的超铀核素^242Am。 20世纪80年代，美国科学家在利弗莫尔池反应堆中通过中子辐照发现了^255Cf和^256Es。前苏联科学家通过在高中子通量反应堆SM-2上辐照Pu和Cf靶材，发现了^247Pu和^257Es。

核爆炸是中子通量极高的地方。在核爆炸中心，一秒钟内每平方厘米有多达10^20个中子通过。因此，就像天体环境中的快速中子俘获过程一样，^238U在这个地方瞬间吸收了多个中子，经过一系列的^衰变，形成了许多超铀元素的富中子同位素。例如，在美国迈克氢弹试验场收集了从铀到镄（100号元素）的70多种新核素（见图14）。

图14 核爆炸合成的新核素（图中红色三角形区域）

重核裂变也是合成新核素的重要途径

在涉及重原子核的核反应中，包括粒子吸收和高能重离子碰撞，重原子核或新产生的重原子核可能发生裂变，裂变产物中会包含新的核素。

中子诱发的重核裂变可以说对重核裂变现象的确认起到了关键的作用。它也是产生新核素的主要途径（见图15）。在反应堆中子源和加速器中子源引起的裂变反应中发现了200多种新核素。其中，西欧核中心1971年在反应堆附近成功建造在线同位素分离器后，发现了约70种新核素，其中大部分是短命新核素。

图15 235U热中子诱发裂变碎片分布（红圈内部分）

20世纪90年代，人们发现高能重离子弹核轰击目标核后会发生裂变。自此，新型短寿命核素的合成取得了突破。短短几年时间，通过高能重离子弹核裂变发现了近230种新核素。特别是^74Fe、^80Ni、^82Cu、^188Lu等一系列新的富中子核素的发现，极大地拓展了核素图富中子侧的范围。

复杂的核反应

图16 U400是前苏联建造的等时回旋加速器。 1978年投入运行，可将质量数A=4-209的重粒子加速至29-3 MeV/u

复杂核反应产生的新核素都是缺中子的。早期采用不对称反应体系（弹芯与目标核心的质量相差很大），生成的目标新核素距离稳定线不是太远，因此生成概率较高。但随着生成的目标核心逐渐远离稳定线，生成的概率也越来越小。例如，通过复杂核反应产生的超重核的横截面仅为10^-33-10^-38 bar的数量级，（1 bar=10^-24 cm，1 pb=10^-12 bar）（见图17）。因此，需要创新的技术方法，包括目标组合、目标核心收集和识别、加速器束流强度的提高等。例如，选择^48Ca+^249Cf反应体系合成118号超重核素。超重核合成流程如图18所示。

图17 超重型堆芯生成截面的变化

图18 超重核合成流程图

超重核合成的难度不仅在于需要在高通量反应堆中经过250多天的多轮辐照和分离才能获得数十毫克的目标物质，而且要富集^48Ca，其丰度仅为天然钙的0.187%。到67%，并加速成约310^12/s的光束。更困难的是要在几天或几十天内从数千亿个不同的原子核中准确识别出几个目标原子核。出来。半个多世纪以来，核物理学家不断努力，推动重离子加速器技术和先进实验检测方法的不断创新，在人工合成超重元素和新型核素的科学研究方面取得了重大进展，并合成了从103 到118 的16 种新元素，包括它们的许多同位素。但尚未达到理论预测的“超重稳定岛”。想要登陆稳定岛、领略它奇特的风景，还需要长期艰苦的努力。

图19显示了截至2017年超重元素领域实验物理学家合成的超重核素。近年来，核物理学家不断探索合成119号和120号元素的方法，但尚未成功。

图19 超重核素合成现状

中国科学家在超重核研究领域也做出了一定贡献。早期，使用氦喷嘴合成了105号和107号两种超重核素^259Db和^265Bh。随着国家科技实力的不断提高，近期又自主研发出充气反冲核分离器SHANS1和改进型SHANS2，并用于开展重核和超重核衰变特性的一系列实验研究。利用兰州重离子加速器提供的重离子束，科研人员在该装置上取得了多项重要实验成果：首次合成了^205Ac、^214,216U、^219,220,223,224Np等新核素，并进行了验证合成了第110号超重元素^217Ds。目前正在探索较重原子核的合成途径。

图20 中国科学院近代物理研究所充气式反冲核谱仪装置——SHANS2

命名新元素

经过近一个世纪的不懈努力，合成的新元素已达到第118号，填满了元素周期表第七周期的所有元素。国际纯粹与应用化学联合会(IUPAC) 和国际纯粹与应用物理学联合会(IUPAP) 命名了15 种合成超重元素。 104至118号元素的英文缩写分别为：Rf、Db。Sg、Bh、Hs、Mt、Ds、Rg、Cn、Nh、Fl、Mc、Lv、Ts、Og。对应的中文是：

壳核破碎

首先，既然是破片，那么破片产物的质量数A一定小于原弹核；此外，碎片产物多种多样，有的很轻，有的很重，有的非常缺乏中子。还有一些富含中子的物质。若弹芯和靶芯均为富中子，则弹芯破片后产生富中子产物核的概率较大，反之亦然；第三，每次碰撞后破片产物的数量与弹芯的数量有关。它与速度以及弹芯与靶芯的中心对准程度有关。

自从20世纪80年代发现高能重离子碰撞产生的所谓中子晕核，例如^11Li（含有3个质子和8个中子，其中两个中子分布在远离核心的地方^7Li）以来，炸弹核碎裂反应已被用来产生许多新的核素，特别是质子滴线附近的核素和极富中子核素，从而进一步扩大核素图的范围。例如，德国重离子物理实验室使用每个核子1000 MeV的^238U与Ti原子核进行碰撞。在一项实验中可以观察到数百种核素（见图21）。 1990 年以后观测到的大多数核素（超铀区域的核素除外）都是通过壳层碎裂反应产生的。特别是在核数小于20的区域，合成的新核素均达到中子滴线，例如观测到^7H、^21B、^31F、^39Na、^43Al、^47P、^59K。

图21 高能238U炸弹核破片产生的部分核素

由于壳核的碎裂可以产生大量远离稳定线的核素，包括极度贫中子和极度富中子核素，因此这种反应方法也被用来产生放射性束流。 —— 使用炸弹核碎裂将裂变产物用作新型炮弹轰击目标原子核，以研究那些极度富中子或极度缺乏中子的原子核的性质。未来它们还可能被用来合成新的超重核。多个国际知名核物理实验室均建有放射性束流装置，如法国GANIL、美国MSU、西欧核中心、日本RIKEN、中国科学院近代物理研究所等。我国正在建设的加速器也可以提供非常强的高能重离子束。用它轰击不同靶核得到的放射性离子产率很高，可用于合成新的超重元素。

图22 我国在建强流重离子加速器预计产生的放射性离子强度分布

近百年来，实验室合成了3000多种新核素，极大地拓展了核素图谱，使人们加深了对原子核的认识。

图23 不同时代实验室合成的新核素

总之，实验室中产生新核素的方法有很多种，但归根结底都是通过原子核之间比较强烈的碰撞产生的，即核反应。在实验室中，为了使原子核发生反应，一个或两个原子核必须具有很高的速度，然后与其他原子核碰撞。为了使原子核具有一定的速度，必须建造离子（粒子）加速器。同时还需要一个用于检测原子核（离子）的工具——核探测器。

不代表中国科学院物理研究所立场