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至真探索 · 核天体物理

恒星核合成的s过程与i过程

2026-05-08

1952年，一个天文学家在红巨星的光谱里看到了一种地球上不存在的东西——锝。锝没有稳定同位素，最长寿的也活不过420万年。一颗几十亿岁的恒星里冒出锝，只说明一件事：它在现场制造。制造的方式是中子捕获——原子核吃进一个中子，变重，如果太重就不稳定，β衰变吐出一个电子，质子多了一个，元素在周期表上挪了一格。慢的叫s过程，快的叫r过程。但2010年代以来，越来越多的恒星测出来的元素丰度，用s过程解释太重，用r过程解释太轻。它卡在中间。这就是i过程——intermediate process。

三种过程的区别很简单：中子多密。s过程像一条缓慢的流水线，中子密度只有10⁵到10¹⁰每立方厘米，一个原子核等上几年才碰上一个中子，来得及先β衰变再继续吃，老老实实沿着稳定线走。r过程像一场中子暴雨，密度超过10²⁰每立方厘米，原子核被中子淹没了，来不及衰变就被喂到远超稳定线的地方，最后洪水退去才集体衰变回去。i过程的中子密度在10¹³到10¹⁶每立方厘米——比s过程高一百万倍，比r过程低一万亿倍。这个中间地带，恰好能让原子核走出一道不同于前两者的路径，产出不同的同位素组合。

s过程的主场是AGB星——质量在1到8个太阳之间的晚期恒星。它的核心已经把氦烧完了，缩成碳氧白矮星的胚胎；外面包着两层壳，上面是氢燃烧壳，下面是氦燃烧壳；再外面是庞大的对流包层。氦壳每隔几万年会猛烈地烧一轮，叫热脉冲。脉冲使包层膨胀、冷却，氢壳暂时熄火；然后包层收缩，氢壳重新点燃。在这开关之间，对流包层会向下挖——第三次掘积（TDU）——把氦壳里新合成的碳和重元素捞上来，送到表面。锝就是这么上来的。

s过程需要中子源。历史上先被想到的是²²Ne(α,n)²⁵Mg。²²Ne从CNO循环留下的¹⁴N变来：¹⁴N先吃一个α变成¹⁸O，再吃一个α变成²²Ne。然后²²Ne再吃α，有两条路——(α,n)放出中子，(α,γ)不放。要(α,n)这条路的概率够高，温度得超过3亿开尔文。问题来了：s过程富集的AGB星绝大多数质量低于3个太阳，它们的热脉冲底部的温度根本烧不到这个门槛。1980年代，Iben和Renzini提出了另一个中子源：¹³C(α,n)¹⁶O。它在不到1亿开尔文就能点燃，慢悠悠地在脉冲间隙的几万年里持续放中子，密度不到10⁷每立方厘米。

¹³C怎么来？TDU时包层的对流往下挖，接触到氦壳里富含¹²C的区域。如果有少量质子跟着渗下去——像海浪退潮时在沙滩上留下一层水膜——¹²C吃掉质子变成¹³C。这层¹³C就是所谓"¹³C口袋"。它有多大、多厚、¹³C多浓，直接决定s过程走多远。这个口袋的形成机制是整个s过程研究的核心问题。

最直觉的机制是对流过冲。对流速度在边界不是突然归零，而是指数衰减。衰减系数β通常取0.1，调好了能同时满足太阳系s过程丰度和贫金属星的富集程度。但过冲不是唯一玩家。自转的效应出人意料地温和——Eddington-Sweet和Goldreich-Schubert-Fricke不稳定性在脉冲间隙确实会拉长¹³C口袋、把¹⁴N拉进来当毒药，但低质量AGB星的核心转得比预期的慢得多，星震学观测确认了这一点，所以自转的修正顶多是边缘性的。内重力波是一个更有意思的候选——对流边界激发的波在辐射区耗散，搅动局部的混合——但目前还没有完整的核合成计算跟进。

最有希望的是磁场。Busso等人提出的MHD混合机制能自然产生大而平坦的¹³C口袋，最关键的是它产生的¹⁴N特别少。少¹⁴N意味着三件事同时成立：氟产生减少（与银河演化一致），轻中子毒药消失，²²Ne生成被压低。太阳前SiC颗粒的同位素数据要求口袋质量超过10⁻³太阳质量且¹³C质量分数不能太高——MHD模型天然给出这种分布，而过冲的参数化模型很难同时满足。但磁场机制也不是最终答案——它需要约10⁵高斯的磁场，观测上我们还拿不到AGB星内部的磁场强度。

2024年，Domínguez等人写了一篇长文回顾从1919年质谱仪发明到今天的s过程研究史（EPJA 2026，arXiv:2603.08140），致敬刚刚去世的Gallino和Domínguez本人。文章把这段历史分成两期：第一期是纯核物理的唯象处理——用σN常数的实验事实反推中子照射量的指数分布，分出弱、主、强三个分量，但完全不管恒星内部长什么样；第二期是物理恒星模型——把核合成放进真实的AGB结构里算，¹³C口袋的形状从观测反过来约束。这个范式转换的起点是1981年Iben的发现：s过程富集的碳星都是低质量星，²²Ne烧不起来。

¹³C口袋的密码还没完全解开，但s过程的主框架已经相当牢固。2024年Contursi等人用Gaia DR3的GSP-Spec模块分析了近两万颗O-rich AGB星的Ce和Nd丰度——这是迄今最大的第二峰s过程元素样本（A&A 2024）。核心发现：越演化的星（越冷）Ce和Nd越高，是TDU一次次捞上来s过程产物的直接证据；1.5–2.5太阳质量的模型与观测完全吻合，确认¹³C(α,n)¹⁶O是主力中子源；5太阳质量以上的AGB星产不出那么高的Ce，因为²²Ne源偏向第一峰。

大质量星的弱s过程走另一条路。²²Ne(α,n)²⁵Mg在那里是主力——核心氦燃烧阶段温度够高，能维持约10⁵年，中子密度约10⁷每立方厘米，产出A从60到90的元素。但这个反应速率至今没测准。2025年Best等人在EPJA写了一篇关于²²Ne(α,n)²⁵Mg的综述：最重要的706 keV共振，Shahina等人2024年用Notre Dame的加速器新测到ωγ=100±22 μeV，跟20年前的Stuttgart测量一致，但只有Toronto的234±77 μeV的一半。而540 keV以下的共振只有上限，最新的直接测量上限是60 neV。间接测量——特别是TAMU的α转移反应——暗示557 keV共振可以忽略不计，但不同评价给出的反应率在氦燃烧温度处差了3倍。在15太阳质量的模型里，这个3倍的差距直接导致弱s过程第一峰产额3倍的差别。更头疼的是，AGB星的对流边界混合效率也会改变²²Ne的点燃温度，核物理不确定性和恒星物理不确定性目前还缠在一起解不开。地下实验室——三个大洲都在建——可能在未来几年直接测到450–706 keV之间的共振。

i过程的故事从CEMP-r/s星开始。这些碳增丰贫金属星同时有s过程特征（比如Ba多）和r过程特征（比如Eu多）。传统做法是把r过程和s过程的贡献按比例混合，但2015年Dardelet等人发现，单次照射的i过程模拟对某些CEMP-r/s星的匹配远优于r+s混合。问题是：i过程在哪种星里发生？

答案是质子吞入事件（PIE）。在低质量贫金属AGB星的早期热脉冲中，对流脉冲的顶部碰到氢丰富的区域，质子被卷进氦燃烧区。¹²C(p,γ)¹³N，¹³N花10分钟β衰变成¹³C，然后¹³C(α,n)¹⁶O在约2.5亿开尔文点燃——跟s过程同一个反应，但这次是在对流脉冲里瞬间爆发，不是在辐射间隙里慢慢释放。中子密度飙升到10¹³到10¹⁵每立方厘米。这就是i过程。

2024年Choplin等人用STAREVOL代码算了一组AGB模型（A&A 684, A206），核心发现是过冲参数f_top掌控一切。没有过冲时PIE只发生在[Fe/H]低于-2的1–3太阳质量星里；f_top=0.1时86%的模型都发生PIE，甚至接近太阳金属度。中子密度在1太阳质量[Fe/H]=-2.5的模型中达到10¹⁵每立方厘米，足以合成锕系元素——但要合成钍和铀需要至少1.5×10¹⁵每立方厘米。最稳健的预测区间是56<Z<80的元素，过冲变化对它们的影响不到0.5 dex；锕系则对过冲极其敏感，变化幅度达2–3个dex。

金属度越低，中子/种子核比越高，i过程走的越远。[Fe/H]=-0.5时只能到Z约40；-1.5时重元素开始大量出现；-2.0时Pb和Bi过产出4–5个dex。而2太阳质量的模型在[Fe/H]=-1.0和-0.5时，PIE之后还会留下一个¹³C口袋，在脉冲间隙驱动辐射s过程，最终表面呈现i+s混合特征。

2026年2月，Choplin等人发表了i过程系列论文的第六篇（A&A 706, A44），第一次把自转和磁场放进AGB星的i过程计算里。结论出人意料。没有磁场的自转模型中，自转混合把¹²C运进氢壳，CNO循环产生大量初级¹⁴N，¹⁴N变²²Ne，²²Ne在PIE期间成了致命的中子毒药——中子密度虽然不低，但全被²²Ne(n,γ)吸走了，只产出Z<40的元素。但是——星震学告诉我们真实恒星内部有磁场。Tayler-Spruit发电机产生强核-包层耦合，压平角速度分布，消除剪切混合，于是初级¹⁴N不再产生，i过程回归正常。星震学标定的C_T=50给出与观测一致的核心自转速率。换句话说，星震学否定了i过程被自转破坏的可能性。

但这篇论文也发现了一个有趣的副产品：无磁自转模型是唯一能显著产出氟的——[F/Fe]≈2.5，通过四条反应链从初级¹⁴N出发。可惜这类模型被星震学排除了。

i过程不止发生在AGB星里。2025年Wiedeking等人在Nature Reviews Physics上发表了一篇全面的综述（Nat. Rev. Phys. 7, 696–712），列出六种可能的i过程天体场所：低质量贫金属AGB星（质子吞入）、快速吸积白矮星（RAWD，He壳闪中的对流-反应性H吞入）、重生后AGB星（如樱井星V4334 Sgr，对流-反应性质子-¹²C燃烧）、超AGB星、第三星族大质量星、极贫金属低质量星的核心氦闪。共同点是：必须有对流把质子送进氦燃烧区，核燃烧和湍流混合同时起作用。

观测上的关键判据是Ba同位素。2025年Sitnova等人发表了10颗CEMP星的NLTE Ba同位素分析（A&A 704, A103），用了一个巧妙的方法：Ba II的共振线（4554Å和4934Å）对奇数同位素¹³⁵Ba和¹³⁷Ba的超精细分裂敏感，从属线（5853Å等）几乎不敏感——两条路测出来的Ba丰度差等于零时对应的F_odd就是真实值。结果清晰：CEMP-s星的F_odd从0.05到0.19，跟s过程预期的0.10和太阳的0.18一致；CEMP-rs星从0.34到0.57，明显偏高。关键是三颗CEMP-rs星（HD 196944、BPS BS 16080-175、BD-01 2582）同时具有高F_odd和高[Ba/Eu]——任何r+s混合都做不到这一点，因为高F_odd需要多混r过程，但r过程的[Ba/Eu]是负的。这个矛盾只能由i过程解决。

Choplin等人2025年的模型给出i过程的F_odd预测在0.6–0.8之间（[Fe/H]<-1时），跟观测吻合。考虑核物理不确定性后范围扩展到0.27–0.76，几乎覆盖了所有CEMP-rs星的测量值。

核物理不确定性是i过程研究的一块大石头。2024年Martinet等人（A&A 684, A8）系统研究了核模型和核参数两种不确定性对i过程预测的影响。在N=50和N=82壳闭合附近，不稳定的同位素的中子捕获率不确定度很大。一个里程碑式的测量是2024年Spyrou等人的¹³⁹Ba(n,γ)¹⁴⁰Ba——第一次为i过程直接测量了一颗关键中子捕获率（PRL 132, 202701）。但这只是一个开始。

Hauser-Feshbach统计模型算中子捕获率需要三个输入：核能级密度、γ强度函数、光学模型势。其中γ强度函数在低能端有一个神秘的上升——低能增强（LEE），2002年首次在⁹⁵Mo中被Wiedeking发现。2025年Chen等人在PRL上用角动量投影壳模型证实了LEE的来源：它是弱形变核中一种新的集体激发模式——"剪刀旋转"（scissors rotation），区别于好形变核中的剪刀振动。这本质上是一种M1跃迁——中子团相对于质子团的近似自由旋转。因为确认了LEE是真实的核结构效应而非分析假象，它对中子捕获率的提升就不是数字游戏——在某些i过程路径上，LEE可以让捕获率升高一个量级以上。

实验上的前沿在两条线推进。CERN的n_TOF装置在过去25年里测了大量s过程相关中子捕获截面，2025年发表了全面综述（EPJA 61, 155）。新的方向是用ISOLDE的放射性离子束制备纯样品，在n_TOF的NEAR新设施上做活化实验。另一条线是代用反应——用(d,pγ)之类的反应间接约束短寿命核的(n,γ)截面。2025年Sguazzin等人在PRL上第一次用重离子储存环上的逆运动学代用反应测到了中子发射概率（PRL 134, 072501），打开了放射性束直接约束的新窗口。

太阳前SiC颗粒提供了另一类独立约束。2025年Stephan等人用CHILI装置同时测量了55颗Murchison陨石SiC颗粒的Mo、Ru、Ba同位素（ApJ 981, 201）。核心发现：AGB颗粒（主流型、Y型、Z型）在Mo-Ru三同位素图上几乎完美的线性相关，回归线穿过太阳成分和纯s过程端元（δ⁹²Mo⁹⁶=-1000‰），证明p过程和r过程产物在母分子云中已经充分混合；但⁹⁵Mo和¹⁰⁰Mo的高MSWD值反映了s过程分支点对中子密度和温度的真实敏感性。Ba同位素与Mo的相关性弱得多——Ba是重s过程元素，Mo是轻s过程元素，它们的比例对金属度极度敏感。AB型颗粒的起源至今模糊，J型碳星、重生AGB和II型超新星都有可能，其中部分可能携带i过程信号。

银河化学演化的图景正在重新绘制。传统上s过程和r过程各管一段，但i过程——特别是它在[Fe/H]≈-1.3附近对¹⁰⁷Pd、¹²⁶Sn、¹²⁹I、¹³⁵Cs、¹⁸²Hf等短寿命放射性核的峰值产出（Choplin et al. EPJA 2025）——可能在早期银河的SLR库存中扮演了被低估的角色。唯一例外是例外是⁶⁰Fe，它的i过程产出随金属度增加而增加，AGB星不是低金属度下⁶⁰Fe的重要来源——那主要来自大质量星超新星。

2025年Käppeler等人用280个大质量星核合成模型研究了最新²²Ne+α反应率的影响（ApJ 2025），在银河化学演化框架下发现：不同反应率导致的第一峰s过程元素产额差异约3倍，跟反应率本身的差异一致。这意味着²²Ne(α,n)²⁵Mg的不确定度直接传播到银河化学演化的输出——如果连弱s过程的基本参数都还没钉死，i过程在银河历史中的真实贡献就更加模糊。

一个未解的裂缝是Pb问题。低金属度后AGB星的Pb丰度系统性低于模型预测——模型预言Pb应该飙升，观测却说没那么多。i过程曾被当作解药，但它要求特定的过冲参数组合，且在高质量模型中PIE难以触发。SiC颗粒要求的平坦大¹³C口袋也指向MHD混合机制而非简单的过冲。这些线索还没有合拢成一条统一的叙事。

另一条裂缝在3D。PIE本质上是一个三维过程——对流把质子往下搬，核反应把质子消耗掉，湍流混合和核燃烧在时间和空间上高度耦合。一维恒星模型用参数化的扩散系数处理这个过程，但Stephens等人的3D流体-核合成耦合计算显示，一维模型可能严重误判PIE的强度和持续时间。3D1D方法——把3D模拟的结果降维成一维模型的参数——是目前最可行的折中方案，但完整的3D计算仍然太贵。

把链条画出来：

``QCD → 核力 → 核反应率 → 一维/三维恒星模型 → 核合成|s过程: ¹³C口袋 (MHD? 过冲? 引力波?)i过程: PIE (过冲 f_top → Nn ~ 10¹³-10¹⁵)弱s: ²²Ne(α,n) (3倍不确定度)|vCEMP-r/s星 Ba同位素 F_odd: 0.34-0.57SiC颗粒 Mo/Ru/Ba同位素Gaia近2万颗AGB Ce/Nd|+-----------裂缝------------+| |¹³C口袋机制未定 PIE三维结构未知²²Ne反应率3倍差距 Pb问题未解LEE对捕获率的影响待量化``

链条的每一环都在快速推进。星震学排除了自转破坏i过程的可能性；Ba同位素的NLTE分析给出了区分s过程和i过程的观测判据；LEE的物理来源被确认为新的集体激发模式；¹³⁹Ba(n,γ)的首次测量打开了直接约束i过程核物理的大门；Gaia的大样本给出了s过程在银河中产出的统计图像。但链条还远没闭合——¹³C口袋的形成机制、²²Ne(α,n)²⁵Mg的低能共振、PIE的3D结构、Pb的过产出——每一个都卡在"我们知道这里有问题"和"我们还没能力解决"之间。i过程从假说变成了共识，但它具体贡献了多少、在哪些星里发生、受核物理还是恒星物理限制更多——这些问题的答案，正在数据的边缘成型。

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参考文献

  1. Domínguez, I., Abia, C., Busso, M., Palmerini, S., Straniero, O. (2026). s-process nucleosynthesis in low-mass AGB stars by the ¹³C(α,n)¹⁶O neutron source. *EPJA* 62, 96. arXiv:2603.08140
  2. Choplin, A., Siess, L., Goriely, S., Martinet, S. (2024). The intermediate neutron capture process. V. The i-process in AGB stars with overshoot. *A&A* 684, A206
  3. Choplin, A., Siess, L., Goriely, S., Eggenberger, P., Moyano, F.D. (2026). The intermediate neutron capture process. VI. Proton ingestion and i-process in rotating magnetic AGB stars. *A&A* 706, A44
  4. Wiedeking, M., Goriely, S., Guttormsen, M., Herwig, F., Larsen, A.-C., Liddick, S.N., Mücher, D., Richard, A.L., Siem, S., Spyrou, A. (2025). Unlocking i-process nucleosynthesis by bridging stellar and nuclear physics. *Nat. Rev. Phys.* 7, 696–712
  5. Best, A., et al. (2025). The ²²Ne(α,n)²⁵Mg reaction — state of the art, astrophysics, and perspectives. *EPJA* 61, 99
  6. Sitnova, T., et al. (2025). Distinct barium isotope ratios in CEMP-s and CEMP-rs stars. *A&A* 704, A103
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  8. Stephan, T., et al. (2025). Correlated molybdenum, ruthenium, and barium isotope anomalies in presolar silicon carbide grains. *ApJ* 981, 201
  9. Chen, F.-Q., et al. (2025). Origin of the low-energy enhancement of the γ-ray strength function. *Phys. Rev. Lett.* 134, 082502
  10. Spyrou, A., et al. (2024). Constraining the ¹³⁹Ba(n,γ)¹⁴⁰Ba reaction for the i-process. *Phys. Rev. Lett.* 132, 202701
  11. Sguazzin, A., et al. (2025). First measurement of neutron-emission probability with surrogate reaction in inverse kinematics at a heavy-ion storage ring. *Phys. Rev. Lett.* 134, 072501
  12. Choplin, A., Goriely, S., Siess, L. (2025). Synthesis of actinides and short-lived radionuclides during i-process nucleosynthesis in AGB stars. *EPJA* 61, 68
  13. Martinet, S., Goriely, S., Choplin, A., Siess, L. (2024). The intermediate neutron capture process. IV. Impact of nuclear uncertainties. *A&A* 684, A8
  14. Käppeler, F., et al. (2025). Impact of the latest ²²Ne+α reaction rates on nucleosynthesis in massive stars and galactic chemical evolution. *ApJ* 983, 120
  15. n_TOF Collaboration (2025). Neutron capture measurements for s-process nucleosynthesis: A review about CERN n_TOF developments and contributions. *EPJA* 61, 155