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。     

^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     

11C(d,n)12N反应角分布的测量和虚衰变12N →11C+p渐近归一化系数的确定

利用HI 13串列加速器次级束流线产生的11C束测量了质心系能量为9.8 MeV的11C(d,n)12N反应的角分布。通过改变DWUCK4程序中径向积分的下限,验证了该反应的周边性。比较了实验结果与扭曲波玻恩近似(DWBA)计算,得出虚衰变12 N→11 C p的渐近归一化系数(ANC)平方为(2.86±0.91) fm-1。结果表明:直接俘获对11C(p,γ)12N反应有重要贡献。     

~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8B(p,γ)9C反应中占主要贡献     

^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。     

ANC方法和^12C（n,γ）^13C反应截面

本工作介绍了计算辐射俘获反应截面的一个有效方法——NC方法。利用此方法,并结合中国原子能科学研究院核物理研究所实验小组利用12C（d,p）13C反应抽取出来的ANC系数,计算了12（n,γ）13C反应截面,入射粒子n的能量范围为0～1MeV,覆盖了天体物理感兴趣的能区。在计算中,对入射粒子的入射波函数分别取平面波玻恩近似和扭曲波玻恩近似两种     

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     

~(14)N(~7Li,~6He)~(15)O和~(14)N(~7Li,~6Li)~(15)N反应的测量

正H是宇宙中丰度最高的元素,H燃烧反应是恒星重要的能量来源。H燃烧有p-p链和CNO循环两种方式。而~(14)N(p,γ)~(15)O是CNO1循环中最慢的核过程,它控制着整个CNO循环的进程,从而影响对球状星团年龄的判断。球状星团年龄与由哈勃常数确定的宇宙年龄之间的矛盾尚待解决。     

The ~(11)C(p, g)~(12)N Reaction Rate and the Conversion of ~3He Into CNO

The reaction sequence of 3He(a, g)7Be(a, g)11C(p, g)12N to CNO could be an alterative way to convert 3He into CNO instead of 34He 12C. It may become important in some specific environments, such as in the very massive stars with low multiplicity. Whether …     

Measurement of ^17F（d,n）^18Ne Reaction

Explosive hydrogen burning occurs in very massive （M≥ 10^5-10^8 M） star with high temperature and density. Hot pp chain, hot CNO, hot NeNa-MgAl chain and the flowing γp and ap process will play a prominent role in hydrogen burning as. the temperature goes higher. When the temperature of the star is hither than 10^8 K. high temnerature CNO chain is dominant in hydrogen burning,     

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。     

^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，     

^12∧C和^11∧B超核的γ谱学研究

本工作涉及的^12∧C和^11∧B B超核的γ谱学实验的目的是在交叉检验前实验确定与自旋相关的AN相互作用参数。试图通过测量^12∧C基态二重态能级间隔来理解^10∧B基态二重态能量间隔的理论预期值与实验结果的差别以及通过测量^11∧B的7＊2^＋→5／2^＋ M1跃迁来推算∧粒子在核介质中的磁矩。     

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。     

12C（6He，7Li）11B角分布的测量

6He核具有两个中子晕的特殊结构,对它的研究有助于核结构理论的发展。目前已经有大量的实验对其进行了广泛研究,其中,6He与12C的弹散和核反应也有一些实验给予了测量,然而,据作者所知,目前尚无7Li＋11B出射道的数据。     

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。     

40 次级束共振散射反应的厚靶实验方法

天体环境下的爆发性氢燃烧过程涉及大量不稳定核。作为天体物理模型的关键输入量，其反应率对于反应网络计算关系重大。在天体温度相对应的能量区间，氢燃烧主要以质子辐射俘获的方式，即A（p，γ）B反应进行。反应率主要由布居末态核基态的直接俘获和阈附近能级的共振俘获过程决定。直接测量（p，γ）反应通常需要高流强、低能量（0．5～1．0MeV／u）的放射性核束和无窗氢气体靶，在现有技术条件下难度较大。