AGB星s过程核合成铁种子核受中子照射的概率-河北师范大学学报.PDF

第3 1卷/第2 期/ 北师范大学学报/自然科学版/ Vol.31 No.2 2007 年3 月 JOURNALOFHEBEI NORMAL UNIVERSITY/Natural Science Edition/ Ma r.2007 AGB 星s 过程核合成:铁种子核受中子照射的概率 1, 2 2 张凤华 , 　张　波 (1.沧州师范专科学校物理系, 北 沧州　061001;2. 北师范大学物理科学与信息工程学院, 北石家庄　050016) 摘 要:根据3 种典型的AGB 星s 过程核合成模型的中子辐照量分布, 讨论了各恒星模型氦壳层区域内受中 子照射的铁种子核数目比率(或铁种子核受中子照射的概率).该值在一定程度上反映了s 过程核合成模型的特 点.结果表明, 所有概率都随重叠因子 r 单调增加, r =1 时, 存在极限值 1.在辐射s 过程核合成模型的情形, 概率 13 对 C 壳层占氦壳层的质量比例 q 的变化很敏感. 关键词:AGB 星;s 过程核合成;中子辐照量分布 中图分类号:P 148　　　文献标识码:A 　　　文章编号:1000-5854(2007)02-0184-04 元素核合成理论指出, 重元素(原子序数30)是由铁峰元素俘获中子而生成, 分为快中子俘获过程(r [1] 过程)和慢中子俘获过程(s 过程) .快中子俘获过程主要发生在爆炸的天体物理环境中, 如超新星爆发;慢 8 -3 中子俘获过程, 是指在较低的中子数密度(N 10 cm )条件下, 不稳定种子核俘获中子合成重元素同时 n [2] 13 发生β衰变的过程.Cameron 引入了2 个对重元素核合成至关重要的中子源:一个是 C 中子源, 通过反 13 16 22 22 25 应 C(α, n)O 释放中子;另一个是 Ne 中子源, 通过反应 Ne(α, n)Mg 释放中子.对AGB(asymptotic gi- [ 3, 4] ant branc )星演化图像的研究表明 , AGB 星氦壳层是发生s 过程的最佳场所. 对s 过程的研究主要从2 方面展开, 一是使用唯象的模型, 即所谓“经典的方法”, 二是通过与恒星模型 [5] 耦合的核合成计算.1961 年, Clayton 等 给出了经典s 过程方程组, 定义中子辐照量 　　　　τ= N n VT d t ∫ (VT 为中子的热运动速率), 并给出了单辐照解析解, 但并不能解释太阳系的元素丰度分布.实际上, 太阳系 [6] 分布是长期星系化学演化的结果, 是对应于各种中子辐照量核合成结果的累积效应.1965 年, Seeger 等 定 6 义 ρ(τ)dτ为中子辐照量在(τ～ τ+d τ)的铁种子核数目(归一化到10 个