2025年大學(xué)《核物理》專業(yè)題庫(kù)——核聚變反應(yīng)在星際空間的發(fā)生考試時(shí)間：______分鐘總分：______分姓名：______一、簡(jiǎn)述核結(jié)合能的概念及其在解釋元素豐度和核聚變反應(yīng)中的重要性。二、解釋什么是反應(yīng)截面？它如何影響星際空間中核聚變反應(yīng)的速率？請(qǐng)說明影響反應(yīng)截面的主要因素。三、描述恒星核合成中p-過程和CNO過程的區(qū)別。指出它們各自發(fā)生的典型條件（溫度、密度）以及主要產(chǎn)物元素。四、在星際介質(zhì)中，超重元素的合成主要依賴于哪些核反應(yīng)過程？簡(jiǎn)述其中一種（如r-過程或s-過程）的基本反應(yīng)路徑、關(guān)鍵條件以及可能的觸發(fā)機(jī)制。五、為什么星際空間中氫的豐度遠(yuǎn)高于氦？簡(jiǎn)述恒星演化對(duì)星際介質(zhì)化學(xué)成分演化的影響。六、中微子在星際核反應(yīng)中扮演什么角色？請(qǐng)舉例說明中微子捕獲在某一核反應(yīng)過程（如s-過程）中的作用機(jī)制。七、觀測(cè)到某些恒星光譜中存在特定的重元素譜線，而鄰近環(huán)境則缺乏這些元素。請(qǐng)分析這可能暗示了該恒星或其附近區(qū)域發(fā)生了何種類型的核反應(yīng)過程，并簡(jiǎn)述支持你結(jié)論的理由。八、假設(shè)在一個(gè)特定的星際區(qū)域，物理?xiàng)l件為溫度T1，密度ρ1。在該條件下，p-過程和CNO過程哪個(gè)可能占主導(dǎo)地位？請(qǐng)說明你的判斷依據(jù)，并簡(jiǎn)述該條件下可能的主要核反應(yīng)路徑。九、結(jié)合核反應(yīng)網(wǎng)絡(luò)的思想，解釋為什么我們銀河系中觀測(cè)到的元素豐度呈現(xiàn)出特定的演化模式，并指出哪些核合成過程（恒星核合成、超新星爆發(fā)、中子星合并等）對(duì)形成當(dāng)前豐度譜貢獻(xiàn)最大。試卷答案一、核結(jié)合能是指將原子核的所有核子（質(zhì)子和中子）結(jié)合在一起所釋放出的能量，或equivalently，原子核的靜止質(zhì)量與單個(gè)核子質(zhì)量之和的差值（質(zhì)量虧損）所對(duì)應(yīng)的能量。它反映了原子核的穩(wěn)定性。結(jié)合能曲線表明，輕核和重核的結(jié)合能相對(duì)其平均核子數(shù)較低，而中等質(zhì)量核（如鐵元素附近）具有最高的結(jié)合能。在解釋元素豐度時(shí)，元素合成傾向于朝著結(jié)合能更高的方向進(jìn)行，這解釋了為什么宇宙中存在穩(wěn)定的中等質(zhì)量元素，并預(yù)測(cè)了元素合成的上限。在核聚變反應(yīng)中，輕核聚合成較重核時(shí)，如果產(chǎn)物核的結(jié)合能大于反應(yīng)物核的結(jié)合能總和，則釋放能量，這是恒星輻射能量的來源。二、反應(yīng)截面是描述一個(gè)粒子（如中子或質(zhì)子）與目標(biāo)原子核發(fā)生相互作用概率的物理量，其物理意義可以理解為在單位路徑長(zhǎng)度上發(fā)生相互作用的概率大小，單位通常為靶恩（b）。反應(yīng)截面直接影響星際空間中核聚變反應(yīng)的速率。反應(yīng)速率正比于反應(yīng)物粒子數(shù)密度、反應(yīng)截面以及反應(yīng)物粒子的平均速度（或溫度的函數(shù)）。因此，即使溫度和密度條件滿足，如果反應(yīng)截面非常小，反應(yīng)速率也會(huì)很慢。影響反應(yīng)截面的主要因素包括反應(yīng)物的種類（質(zhì)子、中子、α粒子等）、原子核的種類、以及反應(yīng)發(fā)生的能量（粒子動(dòng)能）。反應(yīng)截面通常隨能量變化，存在共振峰等特征。三、p-過程（質(zhì)子過程）和CNO過程（碳氮氧循環(huán)）是恒星內(nèi)部?jī)煞N主要的氫融合為氦的反應(yīng)途徑。它們的區(qū)別主要體現(xiàn)在：1.反應(yīng)物與產(chǎn)物：p-過程主要利用質(zhì)子（氫核）作為反應(yīng)物，最終產(chǎn)物除了氦之外，還可能形成比氦更重的元素，如碳、氧等。CNO過程則利用碳（C）、氮（N）、氧（O）等較重元素作為催化劑，反應(yīng)物是氫，最終產(chǎn)物主要是氦，催化劑自身幾乎無凈消耗。2.發(fā)生的典型條件：p-過程發(fā)生在溫度相對(duì)較低（約1億K）但密度較高的恒星內(nèi)部區(qū)域，如太陽(yáng)的深處。CNO過程則需要非常高的溫度（約1.5億K以上）和相對(duì)較低的密度，這在更massive的主序星內(nèi)部更為常見。3.主要產(chǎn)物元素：p-過程除了產(chǎn)生氦外，還可能形成較重的元素。CNO過程主要產(chǎn)物是氦，并重整了反應(yīng)物催化劑。四、超重元素的合成主要依賴于r-過程（快中子俘獲過程）和s-過程（慢中子俘獲過程）。以r-過程為例，其基本反應(yīng)路徑是：在極端條件下（如超新星爆發(fā)或中子星合并），大量中子被原子核迅速捕獲，同時(shí)原子核來不及衰變，導(dǎo)致原子質(zhì)量數(shù)快速增加，形成不穩(wěn)定的重核，隨后通過β衰變轉(zhuǎn)變?yōu)榉€(wěn)定的中重核。關(guān)鍵條件包括極高的中子通量（每秒每立方厘米數(shù)個(gè)量級(jí)）和極短的時(shí)間尺度（秒到分鐘量級(jí)），以及反應(yīng)物豐度。可能的觸發(fā)機(jī)制包括超新星爆發(fā)提供的巨大能量和中子流，或中子星合并產(chǎn)生的極端物質(zhì)混合和豐富的中子源。五、星際空間中氫的豐度遠(yuǎn)高于氦，是因?yàn)闅涫怯钪嬷凶钤缧纬梢彩亲罨驹?，在宇宙大爆炸初期就形成了大量的氫和少量的氦，以及極微量的鋰。隨著宇宙膨脹和冷卻，早期形成的恒星通過核聚變消耗了部分氫，并合成了氦以及更重的元素。然而，由于恒星生命周期的限制，恒星在其演化過程中合成的元素總量遠(yuǎn)小于宇宙中原始元素的總量。恒星死亡時(shí)（如紅巨星演化末期）通過恒星風(fēng)將合成的重元素拋灑回星際空間，但這個(gè)過程主要補(bǔ)充的是中等質(zhì)量的元素，對(duì)氫的總豐度影響相對(duì)較小。因此，經(jīng)過漫長(zhǎng)宇宙歷史中恒星演化和元素返回的過程，星際介質(zhì)中保留了大量的原始?xì)?，而氦和其他元素的含量相?duì)較低。六、中微子在星際核反應(yīng)中扮演著重要的角色，特別是在改變?cè)雍素S度方面。它們不參與電荷相互作用，因此很難被原子核捕獲，也不易被電離，可以在宇宙中傳播很遠(yuǎn)。中微子主要在核反應(yīng)過程中被發(fā)射出來，或者被反應(yīng)產(chǎn)生的原子核俘獲（逆β衰變）。在s-過程（慢中子俘獲過程）中，中子被原子核緩慢捕獲后，原子核會(huì)經(jīng)歷一系列的β衰變，轉(zhuǎn)變?yōu)榉€(wěn)定的重核。中微子在此過程中被原子核俘獲，并轉(zhuǎn)變?yōu)殡娮樱ɑ蛘娮樱┖头措娮又形⒆樱ɑ螂娮又形⒆樱?。這個(gè)中微子俘獲步驟是s-過程區(qū)別于r-過程的關(guān)鍵特征，它決定了核反應(yīng)的速率和最終形成的重核種類。通過測(cè)量天體中某些放射性同位素（如鍶-82）產(chǎn)生的中微子，可以間接推斷s-過程的發(fā)生。七、觀測(cè)到特定恒星光譜中存在重元素譜線，而鄰近環(huán)境缺乏這些元素，這強(qiáng)烈暗示該恒星或其附近區(qū)域發(fā)生了顯著的核反應(yīng)過程，主要是r-過程（快中子俘獲過程）。理由如下：1）r-過程能夠合成宇宙中豐度相對(duì)稀有的重元素（原子序數(shù)Z>83或質(zhì)量數(shù)A>56），這些元素通過快速捕獲中子并在短時(shí)間內(nèi)衰變形成。2）r-過程的觸發(fā)機(jī)制（如超新星爆發(fā)或中子星合并）通常伴隨著極端的物理?xiàng)l件（極高的中子密度和通量），這可能通過沖擊波或激波與恒星物質(zhì)混合，將合成的重元素注入到恒星大氣中，從而在光譜中觀測(cè)到。3）如果鄰近環(huán)境缺乏這些重元素，表明該區(qū)域未經(jīng)歷或很少經(jīng)歷此類極端的核合成事件，而觀測(cè)到重元素的恒星則處于或鄰近這樣的活動(dòng)區(qū)域。八、在假設(shè)的物理?xiàng)l件T1和ρ1下，判斷p-過程和CNO過程哪個(gè)可能占主導(dǎo)，需要具體的T1和ρ1數(shù)值。但通?？梢砸罁?jù)以下經(jīng)驗(yàn)規(guī)則進(jìn)行判斷：1）CNO過程需要更高的溫度，一般認(rèn)為在T>1.5億K時(shí)變得顯著，并且通常需要相對(duì)較低的密度。2）p-過程可以在相對(duì)較低的溫度下發(fā)生，一般認(rèn)為在T≈1億K左右開始變得重要，并且需要較高的密度來保證反應(yīng)速率。因此，如果T1遠(yuǎn)高于1.5億K且ρ1相對(duì)較低，CNO過程可能占主導(dǎo)。如果T1在1億K左右或稍高，且ρ1較大，則p-過程可能更為重要。如果T1和ρ1的具體數(shù)值未知，則無法給出確定的答案，但可以指出判斷依據(jù)是溫度和密度的不同要求。在該條件下可能的主要核反應(yīng)路徑將取決于占主導(dǎo)地位的過程。例如，若p-過程主導(dǎo)，則可能涉及質(zhì)子俘獲鏈（如p+p→D,D+e+→He3,He3+p→He4+γ）以及后續(xù)的α俘獲過程。若CNO過程主導(dǎo)，則涉及C、N、O循環(huán)（如12C(p,γ)13N,13N(p,α)14C,14N(p,α)15O,15O(p,γ)16F,16F(p,α)12C...）。九、銀河系中觀測(cè)到的元素豐度呈現(xiàn)出特定的演化模式，主要是重元素豐度隨星族年齡增加而增加的趨勢(shì)。這反映了宇宙元素合成的歷史。當(dāng)前豐度譜的形成是恒星核合成（主要形成質(zhì)子過程元素H、He、Li以及CNO過程元素）、超新星爆發(fā)（主要合成中等質(zhì)量的元素，并將重元素拋灑回星際空間）和中子星合并（主要貢獻(xiàn)重元素，特別是r-過程元素）等多種核合成過程的長(zhǎng)期累積和混合的結(jié)果。年輕星族（