利用镜像核转移反应研究短寿命不稳定核（p，γ）反应

在高温高密度的天体环境中，丰质子不稳定核的质子俘获反应率可能接近或超过其β＋衰变的速率，在爆发性氢燃烧过程中起主导作用。确定这些天体物理重要反应的截面对于核物理和核天体物理都是一个巨大的挑战。     

41 ^11C（p，g）^12N的核天体反应率以及^3He至CNO的转换

核合成链^3He（a，γ）^7Be（a，γ）^11C（p，γ）^12N到CNO循环可能是另外一条途径替代^3He经由3^4He→^12C到CNO。这一点在某些特定的天体环境中显得很重要，例如贫金属的大质量星。其作用的大小，决定于它所包含的核反应的反应率，其中重要的是^11C的质子俘获反应与其β衰变的竞争。^11C（p，γ）^12N的直接俘获的核天体S因子在我们以前的工作中用实验进行了测量。     

利用镜像核转移反应研究短寿命不稳定核(p,γ)反应

介绍利用中子转移反应和镜像核的电荷对称性来间接研究丰质子核的(p,γ)反应。该方法有助于更充分地利用北京HI-13串列加速器次级束流线(GIRAFFE)上现有次级束流，拓宽其实验研究范围，间接得出质子辐射俘获截面（或反应率）且减小其不确定性（相对于已有数据）。在GIRAFFE上利用逆运动学测量了⁸Li(d,p)⁹Li反应的角分布，通过该方法间接确定了天体物理重要反应⁸B(p,γ)⁹C的直接俘获贡献。作为不同于以往的方法，给⁸B(p,γ)⁹C反应的现有研究结果提供了一独立的交叉检验。分析²⁶Mg(d,p)²⁷Mg反应基态、第一、第二激发态的角分布，间接确定²⁶Si(p,γ)²⁷P反应的直接和共振俘获贡献，首次从实验上导出²⁶Si(p,γ)²⁷P反应的直接俘获贡献。此方法也可以用于其它一系列重要的天体物理反应的研究。     

^13N（p，γ）^140天体物理反应率

在恒星演化的过程中，CNO反应链是其能量的重要来源之一。当温度高于10^8K时，高温CNO反应链会取代CNO反应链，成为主要反应。高温链中入射道包含放射性核的重要反应有^13N（p，γ）^14O，^17F（p，γ）^18Ne，^18F（p，α）^15O和^18F（p，γ）^19Ne等。     

39 ^8B（p，γ）^9C反应的天体物理S因子

^7Be（p，γ）^8B（p，γ）^9C（α，p）^12N反应链是通向高温CNO循环的重要路径之一，^8B（p，γ）^9C是该反应链中的关键反应。^8B（p，γ）^9C反应对于大质量贫金属星体的衍化有重要意义，该类星体中丰质子反应链的反应速率超过3α过程。在天体物理感兴趣的温度，直接俘获在。^8（p，γ）^9C反应中占主要贡献。     

^11C（p.γ）^12N反应的天体物理S—因子和反应率的计算

利用辐射俘获反应理论以及ANC方法,并结合中国原子能科学研究院核物理所实验小组利用11C（d,n）12N反应抽取出来的ANC系数计算了11C（p,γ）12N反应的天体物理S-因子,理论计算给出ANC2/S（0）=0.0181,再由ANC实验值得到S（0）=（0.190±0.080）×10-25eV·m2。并且计算了12N的2-态和2 共振能级对S-因子的贡献,得到Sres（0）=10-29　eV·m2。 另外,基于我国和国外实验截面数据进行了天体等离子体11C（p,γ）12N反应率的理论计     

^22Na次级束的产生

高温NeNa-MgAl反应链及紧接着的反应流中包括一系列入射道有丰质子放射性核的反应，^22Na处于印过程的路径上，其（p，γ）反应率对核合成的时标和Fe—Ni区核素的产生有重要影响。在新星爆发阶段合成的元素中，^22Na备受关注。^22Na的半衰期为2．6a，可能是新星和超新星爆发产生的，     

^8Li（p，d）^7Li角分布的测量

^8Li（p，d）^7Li是大爆炸原初核合成非标准模型和r过程种子核合成反应网络中的关键反应。在非标准模型中，A=8处稳定核空隙可以通过^4He（t，γ）^7Li（n，γ）^8Li（α，n）^11B（n，γ）^12B（e-v）^12C…、^8Li（α，n）^9Li（e-v）^9Be（n，γ）^10Be（e-v）^10B（n，γ）^11B（n，γ）^12B（e-v）^12C…等一系列反应链跨越过去，从而使核合成的反应能够向更重的核区发展。     

2H（d，γ）4He反应天体物理S因子测量

2H（d，γ）4He反应是原初核合成与星系核合成过程中的重要核反应。在质心系能量小于80kev处，该反应的天体物理因子双D明显偏离高能时的趋势，这意味着反应初态为5S2态，这将导致S（0）比以前在天体物理探究中采用的值要大32倍。     

核天体反应网络方程

核天体反应网络方程描述大体演化过程中的元素核合成及能量的释放。动态的核天体反应网络方程还包括天体演化过程中的热力学、流体动力学等,例如温度和密度的变化及等离子体的对流及物质的抛出等。静态方程用于处理特定温度和密度下核素丰度的变化和能量的释放,是分析天体核反应网络和反应率的重要工具。国际上,在这方面的研究已取得较大进展,但是因为其敏感性,这些程序不开放。     

硼-11质子辐射俘获反应的实验研究

在大爆炸原初核合成(Big Bang Nucleosynthesis,BBN)反应网络中,11B(p,γ)12C反应是合成12C核素的最主要反应之一,对该反应进行精确测量有重要意义。由于库仑势垒的作用,天体物理感兴趣的低能区11B(p,γ)12C反应截面极低,直接测量比较困难,一般可以采用谱因子方法进行间接测量。实验使用HI-13串列加速器Q3D磁谱仪和二维位置灵敏半导体探测器(Two-dimensional Position Sensitive Silicon Detector,2D-PSSD),测量了12C(11B,12C)11B弹性转移反应的角分布,并利用扭曲波波恩近似(Distorted wave Born approximation,DWBA)理论对实验角分布进行分析,得到了12C的质子谱因子,进而根据辐射俘获理论得到了11B(p,γ)12C直接辐射俘获反应的天体物理S(E)因子及反应率。     

对于窄共振反应~(13)C(p，γ)~(14)N中9.17MeV激发态厚靶产额的全新测量

正~(13)C(p,γ)~(14)N共振反应是核天体CNO核合成循环中的重要过程之一,对理解天体中恒星演化有重要意义。当质子能量为1.747MeV时,该反应释放出9.17MeV的高能γ射线可作为光核反应及爆炸物检测等应用研究的工具。已有工作分     

青蒿素对人乳腺癌细胞MDA-MB-435辐照后微核的影响研究

本实验主要分析青蒿素作用后p53功能突变的人乳腺癌细胞MDA-MB-435微核的变化。通过MTT法测定不同药物浓度及不同药物作用时间对细胞毒性的影响，通过胞质分裂阻滞法（CB法）计数青蒿素作用联合不同剂量^60Coγ射线照射后细胞的微核率（Micronucleus frequency，MNF）和微核细胞率（Micronucleus cell frequency，MNCF），将青蒿素作用的细胞与单纯照射细胞的微核率和微核细胞率的统计分析结果进行比较。实验结果表明，青蒿素对实验细胞MDA—MB-435毒性较小，在实验药物浓度为200μmol／L，作用时间为24h时，将CB微核法得到的数据进行回归拟合可以得到药物作用及未经药物作用的剂量效应曲线，比较两组曲线，青蒿素作用组的微核率及微核细胞率明显高于单纯照射细胞（p〉0．05）。     

天体物理重要反应13N(p,γ)14O的实验研究

¹³N(p,γ)¹⁴O是高温CNO循环中的关键反应，对恒星能量产生机制及其演化的研究具有重要意义。利用北京HI-13串列加速器次级束流线产生的13N放射性束测量了质心系能量为8.9MeV的¹³N(d,n)¹⁴O反应的角分布，导出了¹⁴O基态渐进归一化系数（ANC）为(29.4±5.3)fm^-1。此外，使用镜像核的电荷对称性，通过分析¹³C(d,p)¹⁴C反应的角分布，导出了与实验一致的¹⁴O基态质子ANC。使用最新开发出的R矩阵程序，导出¹³N(p,γ)¹⁴O反应在高温CNO循环中的天体物理S因子和反应率。将此数据代入核天体物理反应的网络程序进行计算，结果表明，新星中CNO循环产生的能量比原有的结果多5%，这可能会对新星的演化有一定的影响。     

Ni and Ni Alloys Fabricated by Spark Plasma Sintering System

在M≥10^5～10^8倍太阳质量的超大质量恒星的高温高密的天体环境中，氢燃烧是爆发性的，随着星体的温度升高，高温p-p链、高温CNO反应链、高温的NeNa—MgAl反应链以及接着发生的rp和αp过程将起着主导作用。当恒星温度升高到T6〉100（以10^6K为单位的无量纲单位）时，高温CNO反应链成为主导氢燃烧的过程.     

由^11C（d，n）^12N间接测量^11C（p.γ）^12N的天体物理S因子

11C（p,γ）12N是高温pp反应链的关键反应之一。在温度和密度足够高的大体物理环境中,该反应链对将物质从正常pp反应链转化为CNO核有很大贡献,可与3α过程竞争甚至起决定性作用。作为正常pp反应链和CNO核之间的连接反应,高温pp反应链对大质量、贫金属恒星的演化进程可能有重要影响。有的理论工作认为,12N的Ex=0.96-和1.19 MeV两个共振能级对反应率有决定性的贡献,直接辐射俘获过程的贡献可以忽略[1～3]。迄今尚没有11C（p,γ）12N反应的直接测量。目前,人们在进行天体物理网络计算时,对这类反应只能使用理论计算的结果,其偏差有时达到1～2个数量级,在此情况下,人们无法对反应路径的走向进行     

~(18)F(p,α)~(15)O,~(18)F(p.γ)~(19)Ne的核天体反应几率

氢在恒星的爆炸中燃烧。在这些环境中,温度范围为107～109K或更高,密度范围为102K～106g/cm3。在这些地方,核反应可以很快的发生,以致放射性核素诸如14O、15O、17F、18F等,在有机会衰变之前就俘获了质子。有关在这些环境中放射性核素的质子诱发反应,对于确定核素的合成以及能量的产生扮演着重要的角色。 特别是,当爆炸后,预测新星包层这些放射性核素的总量存在着很大的偏差,因为现在的18F（p,α）15O和18F（p,γ）19Ne反应在恒星中的反应率存在着很大的不确定性（达到约     

Neutron Diffraction Study of La1-xCaxMn0.96Fe0.04O3 （x=0.5、0.6） at Liquid Nitrogen Temperature

近年来，^8Li（n，γ）^9Li反应在二类超新星及大爆炸核合成中具有重要意义，引起了众多核天体物理学家的兴趣。在二类超新星核合成中，^4He（t，γ）^7Li（n，γ）^8Li（α，n）^11B反应链被认为是形成γ射线的过程种子核的关键反应之一。然而在核合成过程中，该反应链将受到^8Li（n，γ）^9Li反应的影响,^8Li（n，γ）^9Li与^8Li（α，n）^11B反应的竞争将在某种程度上降低A〉12核素的合成。     

44 利用ANC方法间接确定天体物理反应^26Si（p，γ）^27P的反应率

^26Al衰变放出能量为1．809MeV的γ射线，该射线在诸如新星、X射线爆炸等天体物理事件中是一个极好的观测量。^26Al主要通过反应链^24Mg（p，γ）^25Al（β^＋）^26Mg（p，γ）^26Al合成，然而^26Al的合成由于其短寿命（T1/2=6．34s）同质异能态的存在而变得复杂。^26Si（p，γ）^27P能跨越^26Al的主要产生链，是其合成过程中的重要反应之一。     

Chemical Form of Selection for ^79Se Measurement With AMS

在恒星演化的过程中，CNO反应链是其能量的重要来源之一。在高温和高密度的天体环境中，例如M≥10^5M⊙M⊙代表太阳质量）的超大质量恒星、新星和超新星中，氢、氦燃烧往往以一种爆发性的方式进行并涉及大量不稳定核。测量不稳定核反应截面是当今核天体物理感兴趣的领域之一.