核天体物理学及尚待解决的重大疑难问题-文档资料
天体物理学中的疑难问题和挑战
天体物理学中的疑难问题和挑战天体物理学是一门历史悠久、广泛而深奥的学科，探讨的是宇宙中的恒星、行星、星云、星系等天体物理现象和它们之间的相互作用。
在探索宇宙奥秘的过程中，天体物理学遇到了一系列复杂的问题和挑战。
本文将以此为主题，探讨天体物理学中的疑难问题以及挑战。
一、黑洞黑洞是天体物理学中最神秘的领域之一，在物质坍缩到一定程度时形成的一种天体。
其扭曲时空奇点不断收缩且不能透过光等常见物质，因此得名黑洞。
虽然黑洞是一种很小的天体，但是其吸力极大，任何进入其吸引范围的物质都无法逃脱，因此成为了科学家们挑战的难点之一。
目前，科学家们一直在努力寻找更多的证据和理论来解释黑洞的形成和内部的奇异现象，希望能够进一步探索黑洞的秘密。
二、暗物质暗物质是当今天体物理学的另一个难题。
它是一种非常特殊的物质，它不会发射出电磁波，不受电磁场作用，也不与我们熟知的物质相互作用，但它的存在却可以通过引力作用被观测到。
暗物质在引力和宇宙学中扮演着重要的角色，尤其在处理宇宙学难题时显得格外关键。
不过，目前除了引力这一特征之外，我们对暗物质的了解还非常有限。
因此，科学家们在研究暗物质时也面临着种种挑战，努力寻找更多的实证和理论还有待进一步的探索和研究。
三、初期宇宙天体物理学还在探寻宇宙的初期状态，这也是一个令人挑战的难题。
宇宙大爆炸是一种相对而言比较成熟的理论来阐释宇宙的形成，但是它依然存在一些问题和疑问，比如初期宇宙存在的粒子、辐射、背景时空结构、物质的聚集和晚期宇宙那么广泛普遍的结构等等。
天体物理学家想要对这一问题做出深奥的阐述，就需要更好地利用现代科技手段来探测和研究宇宙。
四、恒星演化天体物理学探讨的还有恒星演化，也是一个充满疑问和挑战的方向。
恒星的年龄长，生命期长，生命过程复杂，演化环节很多，有多种可能性。
从理论上讲，恒星的起源应该是夸克云，可由于这一过程涉及到多个方面，如化学，物理学，天文学等，因此恒星的演化和寿命的推算是一项复杂的任务。
物理学十大难题的研究进展
物理学十大难题的研究进展物理学是自然科学中最古老、最基础的学科，研究物质、能量、空间和时间的本质、性质、规律和相互关系，是人类认识宇宙、探索未知、创造文明不可或缺的重要学科。
在物理学的发展历程中，由于人类的认知能力和科技水平的不断提高，研究的难度也日益加大，很多关键问题仍然被我们所困扰。
本篇文章将带您了解物理学中的十大难题及其研究进展。
一、黑暗能量与黑暗物质黑暗能量与黑暗物质是当前宇宙学中最为重要的难题之一。
黑暗能量与黑暗物质在宇宙形成、星系形成、宇宙膨胀等方面具有至关重要的作用，然而我们对它们的了解却非常有限。
黑暗能量的存在被认为是推动宇宙加速膨胀的原因，占据了宇宙总能量的约70%；而黑暗物质则在引力作用下影响了宇宙结构的形成。
尽管科学家们利用各种手段进行了搜寻，但它们的本质仍然不为人知，这是当前物理学中最为棘手的问题之一。
二、量子引力量子引力理论是继相对论和量子力学之后，人类对自然的第三种描述。
它试图将引力作用与量子力学相结合，从而探索微观世界的基础原理及其相互作用，以及研究黑洞、宇宙起源等宏观现象背后的微观机制。
然而，至今为止，量子引力理论仍然没有得到确定的解答，这是物理学中最为深奥、最具挑战性的问题之一。
三、超导材料超导材料是一种特殊的物质，可以在极低温度下表现出特异的电性质，如零电阻、磁场排斥、电流不损耗等。
虽然个别超导材料的临界温度已经达到了临界温度，但目前仍然存在很多挑战性问题，如为何某些材料可以实现高温超导、如何有效地制备高品质的超导材料、如何解决超导失效等。
超导材料的深入研究不仅可以为量子计算、全息图像等科技提供支撑，也对未来的储能技术等方面具有极大的意义。
四、宇宙暴涨宇宙暴涨理论是当代宇宙学中最为流行的理论之一，它认为宇宙在它形成之初经历了一次短暂而极端的膨胀，这导致宇宙变得异常平坦和均匀，并且形成了宇宙射线背景辐射。
然而，对于暴涨的机制、过程、持续时间等，仍然存在很多疑问和争议。
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Hale Waihona Puke 核天体物理学及尚待解决的重大疑难 问题
51、没有哪个社会可以制订一部永远 适用的 宪法， 甚至一 条永远 适用的 法律。 ——杰 斐逊 52、法律源于人的自卫本能。——英 格索尔
53、人们通常会发现，法律就是这样 一种的 网，触 犯法律 的人， 小的可 以穿网 而过， 大的可 以破网 而出， 只有中 等的才 会坠入 网中。 ——申 斯通 54、法律就是法律它是一座雄伟的大 夏，庇 护着我 们大家 ；它的 每一块 砖石都 垒在另 一块砖 石上。 ——高 尔斯华 绥 55、今天的法律未必明天仍是法律。 ——罗·伯顿
61、奢侈是舒适的，否则就不是奢侈 。——CocoCha nel 62、少而好学，如日出之阳；壮而好学 ，如日 中之光 ；志而 好学， 如炳烛 之光。 ——刘 向 63、三军可夺帅也，匹夫不可夺志也。 ——孔 丘 64、人生就是学校。在那里，与其说好 的教师 是幸福 ，不如 说好的 教师是 不幸。 ——海 贝尔 65、接受挑战，就可以享受胜利的喜悦 。——杰纳勒 尔·乔治·S·巴顿
第5讲 天体运动中的四大难点
2．[倾斜地球同步卫星与地面上物体物理量的比较]
我国发射的第三十二颗北斗导航卫星属倾斜地球同步轨
道卫星，卫星入轨并完成在轨测试后，将接入北斗卫星导
航系统，为用户提供更可靠服务。通过查询知道，倾斜地球同步轨道卫星
是运转轨道面与地球赤道面有夹角的轨道卫星，它的运转周期也是 24 小
时，如图所示，关于该北斗导航卫星说法正确的是
比较
近地卫星
同步卫星
赤道上随地球自转的物体
项目 (r1、ω1、v1、a1) (r2、ω2、v2、a2)
(r3、ω3、v3、a3)
角速度
线速度 向心加
速度
由 GMr2m＝mω2r 得 ω＝ 故 ω1>ω2
GrM3 ， 同步卫星的角速度与地球自 转角速度相同，故 ω2＝ω3
ω1>ω2＝ω3
由 GMr2m＝mvr2得 v＝ v1>v2
()
A．a 的向心加速度等于重力加速度 g B．c 在 4 h 内转过的圆心角为π6 C．b 在相同的时间内转过的弧长最长 D．d 的运动周期可能是 23 h
解析：同步卫星的运行周期与地球自转周期相同，角速度相同，则 a 和 c 的角 速度相同，根据 a＝ω2r 知，c 的向心加速度大，由GMr2m＝ma 知，c 的向心加 速度小于 b 的向心加速度，而 b 的向心加速度约为 g，故 a 的向心加速度小于 重力加速度 g，选项 A 错误；由于 c 为同步卫星，所以 c 的周期为 24 h，因此 4 h 内转过的圆心角为 θ＝π3，选项 B 错误；由四颗卫星的运行情况可知，b 运 行的线速度是最大的，所以其在相同的时间内转过的弧长最长，选项 C 正确； d 的运行周期比 c 要长，所以其周期应大于 24 h，选项 D 错误。 答案：C
天体物理学中的重大问题和解决方案
天体物理学中的重大问题和解决方案天体物理学是现代物理学中的一个重要分支，它研究宇宙中的星系、恒星、行星、黑洞等天体结构、演化、物理性质与它们之间的相互作用关系。
天体物理学研究的问题和解决方案是科学史上的重大成果。
本文就天体物理学中的一些重大问题和解决方案进行探讨。
一、黑洞的存在和性质黑洞是天体物理学中的重要概念。
黑洞是由一定质量的物质在极度压缩下形成的天体。
黑洞的最显著特征是它的引力极强，以至于内部的物质（包括光子）都不能逃逸。
黑洞的物理特性包括质量、角动量和电荷。
质量越大，黑洞的引力就越强，角动量越大，黑洞的自转就越快。
黑洞对于宇宙的演化有着举足轻重的地位，理解黑洞和它的性质是长期以来天体物理学的重要课题。
对于黑洞的研究，早期是通过研究其引力对周围物质的影响来进行的。
后来，人类发明了望远镜和探测器，使得研究范围得以扩大。
今天，人们可以使用X射线望远镜，通过探测辐射来察看黑洞的特征。
此外，人们也在通过模拟的方式来进一步探究黑洞的性质。
例如，大规模计算机模拟可以从数值上模拟黑洞的自转和引力，推导黑洞的行为和效应，并为对黑洞的进一步研究提供基础。
在研究中，科学家甚至发现了一个重大的跨学科的问题。
量子力学和相对论之间存在许多矛盾，难以描述黑洞物理现象，如黑洞对信息的吸收和熵增等。
解决这些问题是当前天体物理学研究的前沿问题。
二、引力波的探测引力波是一种大爆炸时产生的天体波动，它可以证实相对论的正确性，从而使天体物理学的研究更加深入、具体和有用。
引力波的研究系当今天体物理学的重要任务之一，是引力学的重大问题。
在过去的几十年里，很多人已经想方设法探测引力波，尽管一些方法已经提出来，但一直无法找到直接的证据。
最终，在2015年，LIGO科学合作组织通过直接观测到引力波的过程证明了引力波的存在。
随后，在2020年，人类成功探测到了由合并的两个中等质量黑洞产生的引力波，这是人类历史上最强的引力波事件。
引力波探测的成功解决了天体物理学的一个长期以来尚未解决的难题，它开辟了全新的天体观测领域，成为了现代天体物理学中的历史性事件。
核物理学对天体物理学研究的影响与启示
核物理学对天体物理学研究的影响与启示在广袤无垠的宇宙中，天体的演化和运行遵循着一系列复杂而神秘的规律。
天体物理学作为一门致力于探索宇宙奥秘的学科，一直在不断地寻求新的理论和方法来揭示这些规律。
核物理学，这个研究原子核结构、性质和核反应的学科，为天体物理学的研究提供了关键的理论基础和实验数据，对我们理解天体的形成、演化和内部结构产生了深远的影响。
核物理学为天体物理学提供了关于恒星内部能源产生机制的重要线索。
恒星是宇宙中最常见的天体之一，它们的发光发热是由于内部的核聚变反应。
在恒星的核心，高温高压的环境使得氢原子核聚变成氦原子核，释放出巨大的能量。
这个过程被称为质子质子链反应和碳氮氧循环反应。
核物理学通过对这些核反应截面、反应速率和能量释放的精确计算，让我们能够准确地描述恒星内部的能量产生和传输过程。
例如，太阳作为一颗典型的主序星，其内部的核聚变反应为地球提供了光和热。
通过核物理学的研究，我们可以了解到太阳内部的氢燃料还能够持续燃烧多久，以及太阳未来的演化路径。
核物理学对于超新星爆发的研究也具有至关重要的意义。
超新星爆发是恒星演化末期的一种剧烈现象，会释放出极其巨大的能量。
在超新星爆发的过程中，核合成过程会产生比铁更重的元素，如金、银、铀等。
核物理学中的核反应模型和理论可以帮助我们计算出这些元素的产生量和分布情况。
此外，超新星爆发还会将恒星内部合成的重元素抛射到星际空间中，为下一代恒星和行星的形成提供了物质基础。
通过对超新星遗迹的观测和核物理学的理论分析，我们可以更好地理解宇宙中元素的丰度分布和化学演化。
核物理学在解释宇宙射线的起源和成分方面也发挥着重要作用。
宇宙射线是来自宇宙空间的高能粒子，包括质子、电子、原子核等。
它们的能量范围非常广泛，从低能的太阳风粒子到超高能的宇宙射线粒子。
核物理学可以帮助我们了解宇宙射线在星际介质中的传播和相互作用，以及它们在加速源（如超新星遗迹、脉冲星等）中的产生机制。
物理学有待解决的问题
中微子的静止质量被物理学家列为20世纪末期物理学中一个有待解决的重要问题，它在理论物理学和天体物理学中占据着重要的地位〔1〕.长期以来，物理学理论一直认为，中微子的静止质量为零.不过，位于日本茂住(Mozumi)的超级神冈(Super-Kamiokande)中微子天文台最近却发现，中微子具有不为零的静止质量.Super-Kamiokande的物理学家们对两年来的观测数据进行分析后得出了这一结论.当1998年6月5日这一消息公布后，中微子问题再一次成为物理学界和天文学界的热门话题.在过去的几十年中，人们已经多次发现中微子具有静止质量的证据.由于这些证据数据量少，不能完全令人信服，因此，大多数理论物理学家依然保持审慎的态度.不过，这一次获得的证据是如此强有力，以致许多著名的物理学家都表示，他们绝对相信实验的结果.2 极端超高能宇宙线(UHECR)的天体起源问题(我的模型, 2002)≈ 2.75≈ 3.1"GZK 截断(cutoff) "(Greisen-Zatsepin-Kuz'min, 1966)由于γ-π产生过程宇宙射线(CR)中, 高能(E > Ecut )的质子将严重地损失能量, 使得高能宇宙射线的传播距离D 50 Mpc因此,GZK断言,宇宙射线中不会出现能量高于Ecut的超高能粒子(质子).但是,观测并未呈现GZK 截断.不仅如此,观测发现,E > 10^20eV 的UHECR的流量仍然相当高.极端超高能宇宙线的能量与流量E(eV) >10^19 >4×10^19 >10^20N(E) 581 57 8(Exposure: m2 s sr (AGASA记录, 到2000年5月)N(E) ~ 24 , E > 10^20 eV (直到3·10^20 eV)(P.L. Biermann(2001))最高的两次超高能事件为:3.2×10^20 eV (由Fly's Eye 探测到)2.1×10^20 eV (由AGASA探测到)流量: F( E>10^20 eV) ~ 1 particle· (km)-2(100yr)-1~ (1-3)×10-20 particles· cm-2sec-1 ~ 4×10-30 GeV-1 · cm -2 · sec-1极端超高能宇宙线的天体起源是当前最令人迷茫的理论课题之一.3 一些元素为什麽会产生天然蜕变？“蜕变定律”果真是有果无因的吗？β蜕变产生的负电子到底从何而来”射线果真与元素的嬗变没有直接关系吗。
物理学中的基本问题与挑战
物理学中的基本问题与挑战物理学被认为是自然科学中最基础和最深刻的学科之一。
它涉及到宇宙万物的本质和运动规律，对于人类探寻自然界的奥秘有着至关重要的作用。
在物理学的研究过程中，有一些基本问题和挑战，这些问题可能会影响到整个物理学的发展方向和趋势。
一、量子力学的基本问题量子力学作为物理学的一个分支，研究微观世界的运动规律。
其研究成果被广泛应用于新材料、新技术的研发中。
虽然量子力学已经被广泛应用于各个领域，但目前仍存在一些基本问题。
首先，量子力学中的“量子纠缠”问题是一个亟待解决的问题。
简单来说，“量子纠缠”是指当两个粒子发生碰撞后，它们之间的状态将变得互相依赖。
这种依赖关系图被称为“量子纠缠态”，由于这个状态不可测量，因此物理学家一直在尝试寻找一种方法来测量这种状态。
其次，量子力学还面临着“量子跳跃”问题。
例如，电子在实验室中被发现能够从一个轨道跳跃到另一个轨道，但是这个过程的原因至今为止是未知的。
这个问题的解决可能将有助于我们更好地理解电子的运动规律。
二、宇宙学中的挑战宇宙学作为物理学的一个分支，研究宇宙的起源、结构和演化规律。
它对我们了解宇宙的性质和构成有着至关重要的作用。
但是，宇宙学仍然存在一些困难和挑战。
首先，宇宙学中的“暗物质”问题是亟待解决的问题之一。
现有的实验数据表明，我们所看到的宇宙中只有约5%的物质，而剩下的95%都是暗物质和暗能量。
但是，目前对于暗物质的存在和性质仍然一无所知，这可能对我们理解宇宙的演化规律产生很大的影响。
其次，我们还需要更好地理解宇宙中黑洞的性质和演化规律。
黑洞是一种极其密集、强大的天体，它们对于宇宙中的物质和能量的影响非常巨大。
但是，黑洞的性质和运动规律仍然存在许多未知的问题，这可能对我们理解宇宙的演化产生非常大的影响。
三、理论物理中的挑战理论物理是一种探讨维度、规范理论、群论等方面的物理学分支，它为我们解释物理现象提供了理论基础。
但是，理论物理也存在很多基本的问题和挑战。
核天体物理中的核结构问题
第30卷增刊Ⅱ2006年12月高能物理与核物理HIGH ENERGY PHYSICS AND NUCLEAR PHYSICSVol.30,Supp.ⅡDec.,2006Nuclear Structure Aspects in Nuclear AstrophysicsMichael S.Smith1)(Physics Division,Oak Ridge National Laboratory,Oak Ridge,TN,37831-6354,USA)Abstract Nuclear structure information plays an extremely important role in studies of the evolution and explosion of stars and the cosmic synthesis of the elements.Properties of nuclear ground states(e.g.,masses, lifetimes,decay branches)and low-lying resonances(excitation energies,spins,parities,decay widths,spec-troscopic factors),especially on unstable nuclei,can quantitatively and qualitatively change predictions of astrophysical simulations.The location of the particle driplines and shell structure far from stability also strongly influence our astrophysical predictions.A number of examples of the dramatic impact that new nu-clear structure information has on simulations of nova explosions,X-ray bursts,and core collapse supernovae are given.Some of these are results of recent measurements with radioactive18F,82Ge,and84Se beams at ORNL’s Holifield Radioactive Ion Beam Facility.A new suite of software tools to help determine the astro-physical impact of nuclear physics studies will also be presented.Key words nuclear astrophysics,nucleosynthesis,radioactive beam,reaction rates,supernova1IntroductionThis is an incredibly exciting time for astro-physics.New measurements of neutrinos emit-ted from the core of our sun have shownflavor oscillations[1].A map of the entire galaxy in gamma rays emitted from the decay of26Al shows hotspots in “recent”element synthesis[2].Detailed spectral anal-ysis of material ejected from supernovae explosions such as the one in Cas A show anomalous abundances of44Ti[3]and the presence of iron in the outer ejected layers(showing the star turned itself inside out)[4]. Images and spectroscopy of a shell of material blown offnova explosions show isotopic anomalies and spa-tial density inhomogeneities[5].A diverse set of nuclear structure information on a wide variety of nuclei serves as essential input for simulations that attempt to explain these,and many other,observations of astrophysical phenomena.In-formation on unstable nuclei is particularly impor-tant to understand the nuclear processes occurring in the extremely high temperature and density envi-ronments characteristic of exploding stars[6].Some of the needed structure information,and the relevant astrophysical phenomena,include:resonance param-eters(novae);positron decays,proton separation en-ergies(X-ray bursts);level densities,alpha-nucleus potentials,decay lifetimes,masses,neutron separa-tion energies(supernovae).Also needed are:opti-cal model parameters,2-particle separation energies, single particle energy levels,decay modes,branch-ing ratios,and beta-delayed particle emission prob-abilities.The availability of beams of some of the nuclei involved in stellar explosions with reasonable purity,intensity,and emittance is now making it pos-sible to begin building an empirical foundation for models of stellar explosions.This experimental work, in combination with theoretical estimates of unmea-sured quantities,will enable nuclear structure science to make tremendous contributions to our understand-ing of how stars explode.Below I will give examples of the significant impact of nuclear structure studies1)E-mail:msmith@214—218增刊ⅡMichael S.Smith：核天体物理中的核结构问题215–some made with radioactive beams at Oak Ridge National Laboratory(ORNL)–in our understanding of three types of stellar explosions–nova explosions, X-ray bursts,and supernovae.2NovaeNovae occur in binary star systems in which a main sequence or giant star expands and transfers material to its white dwarf companion star.The accreted material increases in temperature and den-sity until thermonuclear reactions are triggered on the surface of the compact dwarf star,leading to a runaway explosion which generates up to1045ergs of energy in roughly1000seconds and increases the light output by up to a factor of a million.Nuclear reactions on unstable nuclei up to mass40are be-lieved responsible for the nova outburst[7],but the rates of most of the relevant reactions are unmea-sured.Theoretical estimates are particularly difficult to make because individual nuclear resonances can change reaction rates by factors of10—107,dra-matically changing predications of energy generation and element synthesis in these explosions.Therefore, searching for resonances and measuring their proper-ties(resonance energy,spin,partial and total widths) is absolutely essential to understand novae.Nuclei in the sd-shell are the most important,as the burning rarely involves nuclei with mass greater than40.As an example,the structure of18Ne was inves-tigated at ORNL to improve our estimate of the 17F(p,γ)18Ne reaction.This reaction,crucial in syn-thesis of15N,17O,18O,and18F in novae,is likely dominated by a3+resonance(known in the mirror nucleus18O)not seen in nine stable beam studies of 18Ne.By measuring the interference of resonant and elastic scattering using a radioactive17F beam pro-duced at ORNL’s Holifield Radioactive Ion Beam Fa-cility(HRIBF)[8],we provided thefirst unambiguous evidence for this important resonance,confirmed its spin and parity,and precisely determined the reso-nance energy and total width(to±2keV)[9].The now measured properties of this level changed the 17F(p,γ)18Ne rate calculations by up to a factor of30 over previous estimates using older nuclear structure information.When utilized as input for a nova nucle-osynthesis simulation,the rate based on the new18Ne level information changed the calculated production of17O in novae by factors of5when averaged over the entire exploding envelope,and by a factor of15,000 in the hottest regions of the envelope[10].3X-ray burstsA Type I X-ray burst(XRB)is a violent ther-monuclear runaway explosion[11]which is similar to a nova,except transfer of material is onto surface of a neutron star–the exotic remnant of a super-nova explosion.The resulting bursts of X-rays(10−8 erg·cm−2·s−1)can last for tens of seconds and can re-cur hourly or daily,and are driven by reactions[(α,p) and(p,γ)]on proton-rich nuclei with masses up to ap-proximately A=100via the“alpha-p process”and “rp-process”[12,13].Large-scale nuclear burning cal-culations are required to determine the energy gen-eration in XRBs that drives the observed X-ray lu-minosity.Nucleosynthesis calculations can also esti-mate the possible contribution of these explosions to the abundances of the rare,low-mass p-nuclides such as74Se,78Kr,92,94Mo,and96,98Ru that are difficult to synthesis in standard p-process scenarios[14].The peak temperatures of XRBs can be as high as109K.The proton capture reactions driving the burst proceed through resonances above the proton threshold,which for high mass nuclei(A>40)are at excitation energies where the level densities are quite high.For this reason,estimates of cross sec-tions from a statistical model are used for the over-whelming majority of the hundreds of strong interac-tion rates used in XRB computer simulations.How-ever,this approach is invalid for low level densities or near closed shells or subshells where individual res-onances can significantly contribute to the capture rates[15].Shell models can,however,be used to pre-dict the levels,spectroscopic strengths,and reduced transition probabilities needed to calculate resonant reaction rates.One recent study[16]used the shell model ANTOINE to determine the properties of res-onances in the fp shell.Excitation energies of previ-ously measured states are calculated in this approach216高能物理与核物理(HEP&NP)第30卷to typically within1MeV of their known energy,and spectroscopic factors are calculated to within40%of the known values.New rates based on this resonance information were then utilized in an XRB element synthesis simulation[16]and found to change the pre-dictions of synthesized abundances of a number of fp shell nuclei by a factor of∼10compared to simula-tions using the older reaction rates based solely on a statistical model.Measurements of level structure, and improved shell model calculations,are needed for accurate predictions of XRB physics.Furthermore,mass models and particle decay properties are also needed for XRB studies.The nu-clear burning in XRBs proceeds by successive proton capture reactions until halted by photodissociation (γ,p)at the proton dripline.Nuclear masses deter-mine the(p,γ)-(γ,p)detailed balance:the ratio of the rates at a temperature T is proportional to exp(−Q(p,γ)/kT)where Q(p,γ)is the Q-value for the proton capture reaction.Recently,a comparison of XRB luminosity predictions using four different mass models[17]found significant qualitative(shape of ini-tial and subsequent peaks)and quantitative(dura-tion,amplitude)changes.Another XRB study of the highest masses synthesized–the endpoint of XRB nucleosynthesis[18]–illustrated the model sensitivity to alpha decays.Their calculations suggested that the synthesis of elements beyond Sn-Sb-Te is difficult because of photo-induced alpha emission.However, this relied on the assumption that Te isotopes are alpha-unbound by∼4MeV.Experimental determina-tion of the Qαvalues and other properties are really needed to determine highest mass nuclides synthe-sized in XRBs.4SupernovaeSupernova explosions are powered not by nuclear reactions but by the gravitational collapse of the Fe core of a massive star.The collapse to densities greater than nuclear matter in the inner core is fol-lowed by a rebound,with inner core material moving outwards while the outer core materials is falling in. This sets up a shock wave which,with help from neu-trino interactions[19]and convection,propagates out-wards through the dense core and then to the lower density outer layers,completely disrupting the star and leaving behind either a neutron star or,for higher mass stars,a black hole.In this scenario,there is a high-entropy bubble formed above the newly-born neutron star,and the conditions(temperature,free neutron density,num-ber of heavy nuclei present)are just right to quickly form roughly half of all nuclei heavier than iron via the rapid neutron process(r-process)[20].This se-quence of nuclear reactions involves rapid neutron captures on neutron-rich unstable nuclei.Simula-tions of the r-process require nuclear structure in-formation(masses,lifetimes,level structure,decay properties)on thousands of nuclei out to the neutron drip line.Additionally,nuclear reaction information is needed,especially near the N=50and82closed neutron shells[21]where the abundances peak.Be-cause the relevant nuclei have very short lifetimes, information on their structure are challenging to ob-tain experimentally.These nuclei are also difficult to model theoreti-cally because they are many mass units away from stability and there is a general lack of experimen-tal information to constrain relevant theoretical mod-els.Nevertheless,the structure information is crucial for understanding the r-process,and nuclear masses are particularly important.During the supernova cooling phase,the sequence of reactions followed in the r-process follows contours of constant neutron separation energy.The wide variety of available mass models–phenomenological,microscopic,semi-microscopic–predict significantly different r-process reaction paths,which give radically different predic-tions of the abundances of nuclei synthesized in the r-process[22].Nuclear masses are also direct input into simplified r-process element abundance estimations that utilize the“waiting point”approximation[23]. Furthermore,masses are required to calculate ther-monuclear energy released during r-process burning, and are direct input in calculations of neutron cap-ture cross sections using a statistical reaction model.Other structure information,such as beta-delayed增刊ⅡMichael S.Smith：核天体物理中的核结构问题217neutron emission(βn),is also important for under-standing r-process burning.The neutron-rich un-stable nuclei that are in the r-process reaction path beta decay back to stability as explosion temperature drops;this decay changes the element,the Z,but not the mass value.Older r-process models(which did not includeβn),however,almost always underpredict the observations of nuclei in the mass range124—126 while overpredicting the abundances at the mass130 peak[22].The inclusion ofβn can solve this prob-lem because this decay branch lowers the mass value during decay.Significantly improved agreement be-tween theory and observations is obtained whenβn is included in the calculation[22].However,more exten-sive measurements of this branch are needed,both near mass130and near the other r-process abun-dance peaks at mass80and195.This branch may potentially also be important for light masses as well. There is one model[24]that suggests that the inclu-sion of reactions on light(Z<10)neutron-rich nuclei could modify predicted r-abundances by up to a factor of10.This study utilizes an old calculation of beta-delayed neutron emission[25]which may need updating at these low mass nuclei.New experimental information onβn would help understand the neces-sity for neutron captures on light-element nuclei in the r-process.Another exciting area of research is into the pos-sible weakening or disappearance of the traditional nuclear shell structure for unstable nuclei approach-ing the neutron drip line.There are numerous the-oretical models of shell gap evolution away from stability[22,26],and the astrophysical implications of this are profound:r-process abundance predictions can be changed by up to a factor of100-1000[22].The current lack of measurements makes shell gap evolu-tion difficult to study offstability.However,beams of neutron-rich unstable nuclei are now enabling an em-pirical foundation to be built for this work.ORNL’s HRIBF has the capability–unique in world–to uti-lize transfer reactions to investigate the level struc-ture of neutron-rich nuclei in and near the r-process path.For example,thefirst(d,p)measurements on nuclei at the N=50closed shell,82Ge(d,p)83Ge and84Se(d,p)85Se,have been measured at HRIBF[27], with the result that a weaker shell closure in83Ge is measured than previously predicted[28].Many more measurements needed to benchmark theory,however. Currently,(d,p)reactions on nuclei at the N=82 closed shell,132Sn and130Sn,are being measured at HRIBF,and many more studies are planned in the future.5Online nuclear astrophysics soft-ware toolsTo examine the astrophysical impact of the latest nuclear measurements and theoretical calculations,it is essential to process the nuclear information into a format that astrophysical simulations can utilize. This work,and more,is now greatly streamlined by the Computational Infrastructure for Nuclear Astrophysics[29].This is a unique suite of computer codes,freely available online at , that enables anyone to quickly–with a few mouse clicks–incorporate new nuclear physics results in astrophysical simulations,run the simulations,vi-sualize the results,and compare new predictions to those based on older data.Furthermore,the suite enables users to share large datasets(reaction rate libraries,astrophysical simulations)with each other in an online community.The nucleosynthesis calcu-lations utilized the reaction network code of Hix and Thielemann[30].More features are continually being added to this suite,many on the basis of user recom-mendations.For example,tools to visualize theoret-ical mass models and compare them with each other and with experimental masses were recently added to our suite.6SummaryTo understand the evolution and explosion of stars,and the accompanying synthesis of nuclei,it is necessary to determine the structure of subatomic rmation needed includes masses,life-times,decays,shell structure,resonance properties, and level densities.This is especially important for218高能物理与核物理(HEP&NP)第30卷nuclei away from stability,where nuclear theories are the most uncertain and the measurements are the most difficult to make.As measurements and theoretical calculations in nuclear structure improve, significant quantitative and qualitative changes are sometimes made in our prediction of astrophysical phenomena.The availability of beams of radioactive nuclei are now making it possible to build an em-pirical foundation for studies of exploding stars,and the impact of recent can now be quickly estimated with some online software tools.Much future nuclear structure work,both experimental and theoretical,is however still needed to improve our understanding of the cosmos.ORNL is managed by UT-Battelle,LLC,for the U.S.Department of Energy under contract DE-AC05-00OR22725.References1Fukada S et al.Phys.Rev.Lett.,2001,87:0713012Pluschke S et al.in Proc.Fourth INTEGRAL Workshop, Alicante,Spain,eds.Gimenez A et al.ESA Publications, 2001,553Renaud M et al.Astrophys.J.Lett.,2006,647:414Hughes J P et al.Astrophys.J.Lett.,2000,528:1095Krautter J et al.Astronom.J.,2002,124:28886Smith M S,Rehm K E.Ann.Rev.Nucl.Part.Sci.,2001, 51:917Starrfield S,Sparks W M,Truran J W et al.Astrophys.J., 2000,127(Suppl.):4858Tatum B A,Beene J R.In Proc.Particle Ac-celerator Conference(PAC’05),Knoxville,TN,2005, http://accelconf.web.cern.ch/accelconf/20059Bardayan D W et al.Phys.Rev.Lett.,1999,83:4510Parete-Koon S et al.Astrophys.J.,2003,598:123911Woosley S E,Taam R E.Nature,1976,263:10112Wallace R K,Woosley S E.Astrophys.J.,1981,45(Suppl.): 38913Woosley S E et al.Astrophys.J.,2004,151(Suppl.):7514Arnould M,Goriely S.Phys.Rept.,2003,384:115Rauscher T,Thielemann F K.Phys.Rev.,1997,C56:1613 16Fisker J L et al.At.Data Nucl.Data Tables,2001,79:241 17Brown B A et al.Phys.Rev.,2002,C65:04580218Schatz H et al.Phys.Rev.Lett.,2001,86:347119Bethe H,Wilson J.Astrophys.J.,1985,295:1420Woosley S E et al.Astrophys.J.,1994,433:22921Surman R,Engel J.Phys.Rev.,2003,C64:03580122Pfeiffer B et al.Nucl.Phys.,2001,A693:28223QIAN Y Z.Prog.Part.Nucl.Phys.,2003,50:15324Terasawa M et al.Astrophys.J.,2001,562:47025Thielemann F K et al.Astronom.Astrophys.,1983,123: 16226Stoitsov M V et al.Phys.Rev.,2003,C68:05431227Thomas J S et al.Phys.Rev.,2005,C71:021302(R);in preparation200628Brown A.private communication(2005)29Smith M S et al.in Proc.Origin Matter Evolution Galax-ies2005,Tokyo,Japan,AIP Conf.Proc.,2006,847:470;.30Hix W R,Thielemann F p.Appl.Math.,1999, 109:321核天体物理中的核结构问题Michael S.Smith1)(美国橡树岭国立实验室物理部TN37831-6354USA)摘要核结构信息在星体的演化和爆炸以及宇宙元素生成的研究中起着极重要的作用.原子核基态性质(如质量、寿命、衰变分支),特别是不稳定核的性质,可以定性地和定量地改变天体物理模拟的预言.远离稳定线粒子滴线的位置和壳结构也会强烈地影响天体物理的预言.举几个例子说明新的核结构信息对于新星、X射线爆和核芯塌缩超新星的戏剧性影响.其中的某些方面来自于橡树岭实验室放射性离子束设备上的18F,82Ge和84Se 放射核束的最新实验测量结果.同时展示新一套软件工具如何帮助确定核物理研究对于天体物理的影响.关键词核天体物理核合成放射性核束反应率超新星1)E-mail:msmith@。
2005年science提出的125个问题
2005年，科技杂志《Science》提出了125个未解决的科学问题，这些问题被认为是当时科学领域中最具挑战性的。
这其中涉及了物理学、化学、生物学、地球科学、天文学等多个学科领域。
这篇文章将会深入探讨2005年science提出的125个问题，分析并解释其中一些问题的意义和挑战，并探讨这些问题对科学发展的重要性。
1. 宇宙是如何形成的？2005年science提出的问题之一，宇宙的起源一直是天文学界的难题。
从宇宙大爆炸到宇宙的演化，科学家一直试图解开宇宙形成的奥秘。
不同的宇宙学理论和观测数据提供了不同的解释，但宇宙的起源仍是一个未解之谜。
2. 生命是如何起源的？生命的起源一直是生物学领域的核心问题。
从无机物质向有机物质演化的过程，再到最早的细胞是如何诞生的，生命起源的过程充满了神秘和复杂性，这是科学界一直努力解答的问题。
3. 人类行为和思维的本质是什么？除了自然科学领域，社会科学领域也提出了许多挑战性的问题。
人类的行为和思维是社会科学研究的核心课题之一，不同的学科从不同角度解读和解释人类行为和思维的本质。
总结回顾科学界提出的125个问题涉及了自然科学、社会科学等多个领域，这些问题小到微观的原子结构，大到宏观的宇宙形成，涵盖了整个科学研究的广度和深度。
这些问题的意义不仅在于引领着科学家们前进的方向，更在于这些问题的解答将对我们深刻认识世界、认识自身产生重要影响。
个人观点和理解我认为，这些未解之谜不仅仅是科学领域的挑战，更是人类对自然和人类自身的认知的挑战。
随着科学技术的不断发展，相信这些问题中的大部分将会被一一解答，而这一过程也将进一步推动科学的发展，促进人类对自然和自身的认知进步。
不知道这样的文章是否符合你指定的要求，希望能对你有所帮助。
科学界提出的125个未解之谜确实涵盖了广泛的领域，这些问题们都具有重要的意义和挑战性。
在接下来的文中，我们将深入探讨这些问题，并分析它们对科学发展的重要性。
让我们来谈谈宇宙的形成。
4.4 天体运动中的几个疑难问题
4.4天体运动中的几个疑难问题★【卫星变轨问题】例1．发射地球同步卫星时，先将卫星发射至圆形轨道1运行，在Q点开启发动机短时间加速，关闭发动机后，卫星沿椭圆轨道2运行，然后在P点再次开启发动机加速，将卫星送入圆形轨道3运行．则卫星分别在1、2、3轨道上正常运行时，试比较：(1)卫星在轨道3上的速度与在轨道1上的速度的大小；(2)卫星在轨道1上经过Q点的速度与在轨道2上经过Q点的速度的大小；卫星在轨道2上经过P点的速度与在轨道3上经过P点的速度的大小；(3)卫星在轨道1上经过Q点的加速度与在轨道2上经过Q点的加速度的大小；卫星在轨道2上经过P点的加速度与在轨道3上经过P点的加速度的大小；(4)卫星在三个轨道上运行的周期大小；(5)卫星在三个轨道上运行的机械能大小例2．我国第五颗北斗导航卫星是一颗地球同步轨道卫星．如图所示，假若第五颗北斗导航卫星先沿椭圆轨道Ⅰ飞行，后在远地点P处由椭圆轨道Ⅰ变轨进入地球同步圆轨道Ⅱ．下列说法正确的是()A．卫星在轨道Ⅱ运行时不受地球引力作用B．卫星在轨道Ⅱ运行时的速度小于7.9km/sC．卫星在椭圆轨道Ⅰ上的P点处加速进入轨道ⅡD．卫星在轨道Ⅱ运行时的向心加速度比在赤道上相对地球静止的物体的向心加速度小例3．2009年5月，航天飞机在完成对哈勃空间望远镜的维修任务后，在A点从圆形轨道Ⅰ进入椭圆轨道Ⅱ，B为轨道Ⅱ上的一点，如图所示，关于航天飞机的运动，下列说法中正确的有()A．在轨道Ⅱ上经过A的速度小于经过B的速度B．在轨道Ⅱ上经过A的动能小于在轨道Ⅰ上经过A的动能C．在轨道Ⅱ上运动的周期小于在轨道Ⅰ上运动的周期D．在轨道Ⅱ上经过A的加速度小于在轨道Ⅰ上经过A的加速度例4．发射地球同步卫星时，先将卫星发射至近地圆轨道1，然后经点火，使其沿椭圆轨道2运行，最后再次点火，将卫星送入同步圆轨道3，轨道1和2相切于Q点，轨道2和3相切于P点，设卫星在1轨道和3轨道正常运行的速度和加速度分别为v1、v3和a1、a3，在2轨道经过P点时的速度和加速度为v2和a2，且当卫星分别在1、2、3轨道上正常运行时周期分别为T1、T2、T3，以下说法正确的是()A．v1>v2>v3B．v1>v3>v2C．a1>a2>a3D．T1<T2<T3★【天体运动中的能量问题】例5．2013年我国相继完成“神十”与“天宫”对接，“嫦娥”携“玉兔”落月两大工程．某航天爱好者提出“玉兔”回家的设想：如图，将携带“玉兔”的返回系统由月球表面发射到h 高度的轨道上，与在该轨道绕月球做圆周运动的飞船对接，然后由飞船送“玉兔”返回地球．设“玉兔”质量为m ，月球半径为R ,月球表面的重力加速度为g 月，以月球表面为零势能面，“玉兔”在h 高度的引力势能可表示为E P ＝)(h R R GMmh +，其中G 为引力常量，M 为月球质量．若忽略月球的自转，从开始发射到对接完成需要对“玉兔”做的功为()A ．mg 月R R ＋h(h ＋2R )B ．mg 月R R ＋h (h ＋2R )C ．mg 月R R ＋h (h ＋22R )D ．mg 月R R ＋h(h ＋12R )例6．质量为m 的人造地球卫星与地心的距离为r 时，引力势能可表示为p GMm E r=-，其中G 为引力常量，M 为地球质量．该卫星原来的在半径为R 1的轨道上绕地球做匀速圆周运动，由于受到极稀薄空气的摩擦作用，飞行一段时间后其圆周运动的半径变为R 2，此过程中因摩擦而产生的热量为()A ．2111()GMm R R -B ．1211()GMm R R -C ．2111()2GMm R R -D ．1211()2GMm R R -★【卫星追遇问题】例7．如图所示，A 和B 两行星绕同一恒星C 做圆周运动，旋转方向相同，A 行星的周期为T 1，B 行星的周期为T 2，某一时刻两行星相距最近，则到下一次两行星相距最近经过的时间为．例8．某行星和地球绕太阳公转的轨道均可视为圆．每过N 年，该行星会运行到日地连线的延长线上，如图所示．该行星与地球的公转半径比为()A ．231(N N+B ．23(1N N -C ．321()N N +D ．32(1N N -9．太阳系各行星几乎在同一平面内沿同一方向绕太阳做圆周运动．当地球恰好运行到某地外行星和太阳之间，且三者几乎排成一条直线的现象，天文学称为“行星冲日”．据报道，2014年各行星冲日时间分别是：1月6日木星冲日；4月9日火里冲日；5月11日土星冲日；8月29日海王星冲日；10月8日天王星冲日．已知地球及各地外行星绕太阳运动的轨道半径如下表所示，则下列判断正确的是()地球火星木星土星天王星海王星轨道半径(AU) 1.0 1.55.29.51930A C ．天王星相邻两次冲日的时间间隔为土星的一半D ．地外行星中，海王星相邻两次冲日的时间间隔最短例10．已知地球自转周期和半径分别为T 和R ，地球同步卫星A 的圆轨道半径为h ，卫星B 沿半径为r (r <h )的圆轨道在地球赤道的正上方运行，其运行方向与地球自转方向相同．求：(1)卫星B 做圆周运动的周期；(2)卫星A 、B 连续地不能直接通讯的最长时间间隔(信号传输时间可忽略)．★【双星问题】例11．双星系统由两颗恒星组成，两恒星在相互引力的作用下，分别围绕其连线上的某一点做周期相同的匀速圆周运动．研究发现，双星系统演化过程中，两星的总质量、距离和周期均可能发生变化．若某双星系统中两星做圆周运动的周期为T ，经过一段时间演化后，两星总质量变为原来的k 倍，两星之间的距离变为原来的n 倍，则此时圆周运动的周期为()A ．n 3k 2T B ．n 3k T C ．n 2k T D ．n kT 例12．冥王星与其附近的另一星体卡戎可视为双星系统，质量比约为7：1，同时绕它们连线上某点O 做匀速圆周运动，由此可知，冥王星绕O 点运动的()A ．轨道半径约为卡戎的17B ．角速度大小约为卡戎的17C ．线速度大小约为卡戎的7倍D ．向心力大小约为卡戎的7倍课后训练1．人造地球卫星可以绕地球做匀速圆周运动，也可以沿椭圆轨道绕地球运动．对于沿椭圆轨道绕地球运动的卫星，以下说法正确的是()A ．近地点速度一定等于7.9km/sB ．远地点速度一定小于7.9km/sC ．发射此卫星的速度一定大于7.9km/sD ．近地点速度一定小于7.9km/s 2．我国“嫦娥一号”探月卫星发射后，先在“24小时轨道”上绕地球运行(即绕地球一圈需要24小时)，然后，经过两次变轨依次到达“48小时轨道”和“72小时轨道”；最后奔向月球．如果按圆形轨道计算，并忽略卫星质量的变化，则在每次变轨完成后与变轨前相比()A ．卫星动能增大，引力势能减小B ．卫星动能增大，引力势能增大C ．卫星动能减小，引力势能减小D ．卫星动能减小，引力势能增大3．“天宫一号”被长征二号火箭发射后，准确进入预定轨道，如图所示，“天宫一号”在轨道1上运行4周后，在Q 点开启发动机短时间加速，关闭发动机后，“天宫一号”沿椭圆轨道2运行到达P 点，开启发动机再次加速，进入轨道3绕地球做圆周运动，“天宫一号”在图示轨道1、2、3上正常运行时，下列说法正确的是()A ．“天宫一号”在轨道3上的速率大于在轨道1上的速率B ．“天宫一号”在轨道3上的角速度大于在轨道1上的角速度C ．“天宫一号”在轨道1上经过Q 点的加速度大于它在轨道2上经过Q 点的加速度D ．“天宫一号”在轨道2上经过P 点的加速度等于它在轨道3上经过P 点的加速度4．1970年4月24日，我国自行设计、制造的第一颗人造地球卫星“东红一号”发射成功，开创了我国航天事业的新纪元．“东方红一号”的运行轨道为椭圆轨道，其近地点M 和运地点N 的高度分别为439km 和2384km ，则()A ．卫星在M 点的势能大于N 点的势能B ．卫星在M 点的角速度大于N 点的角速度C ．卫星在M 点的加速度大于N 点的加速度D ．卫星在N 点的速度大于7.9km/s5．“嫦娥三号”任务是我国探月工程“绕、落、回”三步走中的第二步，“嫦娥三号”分三步实现了在月球表面平稳着陆．一、从100公里×100公里的绕月圆轨道上，通过变轨进入100公里×15公里的绕月椭圆轨道；二、着陆器在15公里高度开启发动机反推减速，进入缓慢的下降状态，到100米左右着陆器悬停，着陆器自动判断合适的着陆点；三、缓慢下降到距离月面4米高度时无初速度自由下落着陆，月球表面的重力加速度为地球表面的16.如图所示是“嫦娥三号”飞行轨道示意图(悬停阶段示意图未画出)．下列说法错误的是()A ．“嫦娥三号”在椭圆轨道上的周期小于圆轨道上的周期B ．“嫦娥三号”在圆轨道和椭圆轨道经过相切点时的加速度相等C ．着陆器在100米左右悬停时处于失重状态D ．着陆瞬间的速度一定小于4m/s6．如图所示，一颗人造卫星原来在椭圆轨道1绕地球E 运行，在P 变轨后进入轨道2做匀速圆周运动．下列说法正确的是()A ．不论在轨道1还是在轨道2运行，卫星在P 点的速度都相同B ．不论在轨道1还是在轨道2运行，卫星在P 点的加速度都相同C ．卫星在轨道1的任何位置都具有相同加速度D ．卫星在轨道2的任何位置都具有相同动量7．我国将发射“天宫二号”空间实验室，之后发射“神州十一号”飞船与“天宫二号”对接．假设“天宫二号”与“神州十一号”都围绕地球做匀速圆周运动，为了实现飞船与空间实验室的对接，下列措施可行的是()A ．使飞船与空间实验室在同一轨道上运行，然后飞船加速追上空间实验室实现对接B ．使飞船与空间实验室在同一轨道上运行，然后空间实验室减速等待飞船实现对接C ．飞船先在比空间实验室半径小的轨道上加速，加速后飞船逐渐靠近空间实验室，两者速度接近时实现对接D ．飞船先在比空间实验室半径小的轨道上减速，减速后飞船逐渐靠近空间实验室，两者速度接近时实现对接8．2013年12月2日，我国探月卫星“嫦娥三号”在西昌卫星发射中心成功发射升空，飞行轨道示意图如图所示．“嫦娥三号”从地面发射后奔向月球，先在轨道Ⅰ上运行，在P点从圆形轨道Ⅰ进入椭圆轨道Ⅱ，Q为轨道Ⅱ上的近月点，则“嫦娥三号”在轨道Ⅱ上()A．运行的周期大于在轨道Ⅰ上运行的周期B．从P到Q的过程中机械能不断减小C．经过P的速度小于在轨道Ⅰ上经过P的速度D．经过P的加速度小于在轨道Ⅰ上经过P的加速度9．如图所示，我国发射“神舟”十号飞船时，先将飞船发送到一个椭圆轨道上，其近地点M距地面200km，远地点N距地面340km.进入该轨道正常运行时，通过M、N点时的速率分别是v1和v2.当某次飞船通过N点时，地面指挥部发出指令，点燃飞船上的发动机，使飞船在短时间内加速后进入离地面340km的圆形轨道，开始绕地球做匀速圆周运动，这时飞船的速率为v3，比较飞船在M、N、P三点正常运行时(不包括点火加速阶段)的速率大小和加速度大小，下列结论正确的是()A．v1＞v3＞v2，a1＞a3＞a2B．v1＞v2＞v3，a1＞a2＝a3C．v1＞v2＝v3，a1＞a2＞a3D．v1＞v3＞v2，a1＞a2＝a310．目前，在地球周围有许多人造地球卫星绕着它转，其中一些卫星的轨道可近似为圆，且轨道半径逐渐变小．若卫星在轨道半径逐渐变小的过程中，只受到地球引力和薄气体阻力的作用，则下列判断正确的是() A．卫星的动能逐渐减小B．由于地球引力做正功，引力势能一定减小C．由于气体阻力做负功，地球引力做正功，机械能保持不变D．卫星克服气体阻力做的功小于引力势能的减小11．如图，海王星绕太阳沿椭圆轨道运动，P为近日点，Q为远日点，M、N为轨道短轴的两个端点，运行的周期为T0，若只考虑海王星和太阳之间的相互作用，则海王星在从P经过M、Q到N的运动过程中() A．从P到M所用的时间等于T04B．从Q到N阶段，机械能逐渐变大C.从P到Q阶段，速率逐渐变小D．从M到N阶段，万有引力对它先做负功后做正功12．2012年6曰18日，神州九号飞船与天宫一号目标飞行器在离地面343km的近圆轨道上成功进行了我国首次载人空间交会对接．对接轨道所处的空间存在极其稀薄的空气，下面说法正确的是()A．为实现对接，两者运行速度的大小都应介于第一宇宙速度和第二宇宙速度之间B．如不加干预，在运行一段时间后，天宫一号的动能可能会增加C．如不干涉，天宫一号的轨道高度将缓慢降低D．航天员在天宫一号中处于失重状态，说明航天员不受地球引力作用13．2013年2月15日中午12时30分左右，俄罗斯车里雅宾斯克州发生天体坠落事件．一块陨石从外太空飞向地球，到A点刚好进入大气层，由于受地球引力和大气层空气阻力的作用，轨道半径渐渐变小，则下列说法中正确的是()A．陨石在外太空减速飞向A处B．陨石绕地球运转时角速度渐渐变小C．陨石绕地球运转时速度渐渐变大D．进入大气层陨石的机械能渐渐变大14．如图所示，两颗星球组成的双星，在相互之间的万有引力作用下，绕连线上的O 点做周期相同的匀速圆周运动．现测得两颗星之间的距离为L ，质量之比为m 1∶m 2＝3∶2，下列说法中正确的是()A ．m 1、m 2做圆周运动的线速度之比为3∶2B ．m 1、m 2做圆周运动的角速度之比为3∶2C ．m 1做圆周运动的半径为25L D ．m 2做圆周运动的半径为25L 15．如图所示，两个星球A 、B 组成双星系统，它们在相互之间的万有引力作用下，绕连线上某点做周期相同的匀速圆周运动．已知A 、B 星球质量分别为m A 、m B ，万有引力常量为G ，求L 3T2(其中L 为两星中心距离，T 为两星的运动周期)．。
核天体物理2
E)爆发频率
• 银河系内肉眼可见超新星爆发频率: • q肉眼 ~ 1/(400年)
(由于银河系内星际介质挡光，绝大多数超新星肉眼看不见)
• 各种统计方法推论 q总 ~ (1/25 –1/30) 年-1 • SN Ia 爆发频率:
1990年以前认为 : qSNIa ~ qSNII
各种质量恒星的演化表
m=M/M⊙ 主序星阶段
主序后阶段
归宿
非常小 质量星
小质 量星
<0.07
0.07 0.5
1.1
中等 2.2 质量 恒星 (5-6)
(8-9)
不能点燃H燃烧(无主序阶段) Tc<1.0107 K, ρc>103 g/cm3 褐矮星
下半主序:PP链;光度低;Tc,Te 低; L M2 ; 主序时标>109年;
但 SNII、 SNIb、SNIc 抛向太空的Fe很少 M(Fe) 0.1 M⊙ /SNII
SN Ia
C) 空间分布
SN Ib
SN II
旋涡星系和椭园 星系内均有 在旋涡星系中， 同旋臂不相关
只出现在旋涡星系或不规则星系 同恒星形成区(H II区)相联系
同旋臂明显相关
前身星 (同光谱特征相结合的推论)
中/日天文学家 3C 58
Tycho Brahe Tycho
Kepler
Kepler
John lamsteed Cas A
Ian Shelton SN 1987A
1054超新星遗迹
---蟹状星云(Crab)
及其脉冲星(PSR0531)
近代超新星研究的序幕
• 1934年Baade & Zwicky在对河外星系的超新星进行系统地观测研 究的基础上，在1/3页的短论文中提出了四个完全崭新的重要预 言，它不仅正式提出中子星的观念,而且创见性地以超新星为枢 纽把它同恒星死亡、中子星、高能宇宙线的起源联系起来。 恒星死亡 超新星爆发 中子星
拟解决的关键科学问题和主要研究内容
拟解决的关键科学问题和主要研究内容三、拟解决的关键科学问题和主要研究内容在通常的稳定原子核中，质子和中子有对称相处的趋势(同位旋对称)，由此形成β稳定线。
远离β稳定线，则是指原子核的中子-质子数之比发生很大变化，或者说同位旋远离对称值。
此时系统的单核子束缚能减小（接近连续态），容易发生放射性衰变。
理论估计这种放射性的核可以达到约8000个，比传统核物理研究的对象（约300个）要多得多，它们可以在实验室或者天体核过程中大量产生。
初期的实验和理论研究表明，在远离稳定线区域，由于量子多体关联和与连续态的耦合，核的基本结构和反应过程可以发生引人注目的变化，如晕结构、集团结构、新幻数、软巨共振、多反应道耦合和多步反应过程等等。
这些变化通常是量子化和跳跃式的，往往被少数价核子的特殊关联性质所决定。
特别值得注意的是轻核区和新的幻数附近区域（包括超重核区），若干价核子的耦合效应更加突出。
这些变化会引发核反应概率反常地增强或减弱，从而改变人们对诸如能量释放和核素变迁过程的传统认识，产生难以估量的新的应用和对天体过程等的新的解释。
实验室研究远离稳定线核物理需要首先通过加速器和初级反应产生非稳定核组成的次级束流，所以又称为放射性核束物理（也称非稳定核物理、弱束缚核物理、奇特核物理等等）。
目前已经实现的放射性束流装置还只能达到部分非稳定核区域，并且束流强度普遍较弱（比稳定核束小几个数量级）。
随着粒子束流技术和探测技术的发展，还会不断观察到新现象和新例证。
因此，放射性核束物理还是正在起步的总体上待开发的广阔领域，它的核心问题就是非稳定核的结构和反应特性。
放射性核束物理必然直接影响到人们已经追求了几十年的超重元素的合成、鉴别和应用。
元素是自然界的最基本资源，超重元素的合成关系到一系列重大的基本科学和应用问题。
自二十世纪60年代中期理论预言了在Z=114、N=184附近存在超重核素稳定岛以来，欧洲和美国的一些著名实验室一直以巨大的热情进行超重元素合成的探索，不断取得进展。
世纪难题核子解决方案(3篇)
第1篇一、引言核能作为一种高效、清洁的能源，自20世纪初被发现以来，一直备受关注。
然而，随着核能的广泛应用，核安全、核废料处理、核事故风险等问题也日益凸显，成为困扰全球的世纪难题。
本文旨在探讨核能发展中的核子解决方案，以期为解决这些难题提供有益的思路。
二、核安全解决方案1. 核安全管理体系（1）建立完善的国家核安全管理体系，确保核能安全、高效、清洁发展。
（2）加强核安全监管，确保核设施的设计、建造、运行、退役等环节符合国际标准。
（3）提高核设施安全性能，降低核事故风险。
2. 核安全技术研发（1）研发新型核反应堆，提高核能利用效率，降低核废料产生量。
（2）加强核事故应急技术研发，提高核事故应急响应能力。
（3）开展核安全国际合作，共同应对核安全挑战。
三、核废料处理解决方案1. 核废料分类与处理（1）对核废料进行分类，区分高放废料、中放废料和低放废料。
（2）对高放废料进行长期深地质处置，确保核安全。
（3）对中放废料进行放射性衰变，降低放射性水平。
（4）对低放废料进行安全填埋。
2. 核废料处理技术研发（1）研发新型核废料处理技术，提高核废料处理效率。
（2）加强核废料处理设施建设，确保核废料处理能力。
（3）推广核废料处理国际合作，共同应对核废料处理挑战。
四、核事故风险解决方案1. 核事故预防（1）加强核设施安全管理，确保核设施在设计、建造、运行、退役等环节符合国际标准。
（2）提高核事故应急响应能力，确保核事故发生后能够迅速、有效地进行处置。
（3）加强核事故预防技术研发，提高核事故预防水平。
2. 核事故应急处理（1）制定完善的核事故应急预案，确保核事故发生后能够迅速、有效地进行处置。
（2）加强核事故应急演练，提高核事故应急响应能力。
（3）开展核事故应急国际合作，共同应对核事故风险。
五、核能可持续发展解决方案1. 核能技术创新（1）研发新一代核能技术，提高核能利用效率，降低核废料产生量。
（2）加强核能技术研发国际合作，共同推动核能技术创新。
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在理论上存在着许多重要疑难问题，有不少则属于天体 物理和理 论物理界共同关注的重大疑难问题。
核天体物理研究机构
西方先进国家核天体物理学的研究历史己在五、 六十年以上。 发达国家几乎都至少有十几个(或二、三十个)研究 小组从事核天体物理学各个不同方面的研究:包括 核天体物理实验、陨石分析、天体(恒星、星系)元 素丰度的测定以及前述各方面的理论研究(包括数 值模拟计算)。 参与研究的单位涉及天体物理学界、核物理学界 以及地学界(陨石分析)。
我国的研究小组
南京大学天文系(1980 —):( 彭秋和小组、戴子高) 核天体物理学各个方面的理论研究 北京应用数学所(1983 —2000): SNII 爆发机制数值模拟计算研究 北京师范大学天文系(1990 —) : SN统计研究与SNIa模拟计算研究 国家天文台 (1988 —) : 恒星化学丰度的观测测定;超新星观测 北京大学天文系(2000—徐仁新): (裸)奇异星 华中师范大学(2019—郑小平小组): (带外壳)奇异星 河北师范大学物理系(1990 —张波小组(同彭秋和合作)): AGB星核合成与元素丰度研究 西华师范大学物理系(2019 —罗志全(同彭秋和合作,)): 超新星核心内电子俘获过程研究
核物理研究所
上海原子核研究所(1990-1992, 彭秋和合作); 恒星内热核反应(12C + 12C, 16O + 16O, 14N + 16O )研究 兰州近代物理研究所(1993) 19Ne(p,γ)20Na 反应截面(间接)研究 北京原子能研究院(白希祥小组、陈永寿小组、姜山小 组, 2019 年以后开始转向实验核天体物理学研究: 天体 热核反应实验研究。2019年开始出成果。例: (吴开谡): 13C(, n)16O (中子源)截面研究 (舒能川): 3He(, )7Be(, )11C( p, )12N(+)12C 截面 研究 姜山小组:直接进行实验, 验证、支持彭秋和提出的合成 星际26Al的核反应途径预言 (2019), 实验在2019年初获 得初步成果。
II. II型超新星 的 爆发机制 问题
一、超新星爆发机制问题
• 超新星分类
1. 核心坍缩型超新星 (SNII、SNIb,、SNIc)
2. 吸积白 矮星的 热核爆 炸型超 新星 (SNIa)
大质量恒 星热核)M⊙
Fe 核心
T (3-5)109K 3109g/cm3
导致大质量恒星(演化结束时) 核心坍缩的主要物理因素
核天体物理学重大疑难问题
整个天文学和理论物理学共同关注的重大疑难问题有: • 超新星爆发机制问题: Δ 理论上至今仍然无法模拟II型超新星的爆发 中子星(脉冲星)方面的重大疑难(核天体物理)问题: 1)高速中子星的起因? Δ 2)年轻脉冲星Glitch现象产生的物理原因? Δ 星际 26Al的天体起源问题? Δ 极端超高能宇宙线的天体起源? Δ 太阳中微子问题 — 中微子振荡 Δ • 暴的产生机制? 奇异星? 裸奇异星? 重元素核合成的r-过程? 许多重要热核反应反应率(截面)的不确定性及其对天体物理过程 (例: rp-过程、s-过程、大质量恒星晚期热核演化)的影响?
核天体物理学
及尚待解决的
重大疑难问题
彭秋和 (南京大学天文系) 2019.11.17
内容
I. 引言：核天体物理学及其重大疑难问题 II. II. II型超新星的爆发机制问题?? III. III．我对超新星爆发机制的新观点与新建议(2019) IV. IV．高速中子星的物理本质??（我的新模型, 2019） V. V．脉冲星 Glich 的本质??（我的新模型, 2019） VI. VI． 星际26Al天体起源问题??（我的观点, 1992 —） VII. 极端超高能宇宙线的天体起源问题?? （我的模型, 2019） VIII．太阳中微子问题与中微子振荡!
核天体物理学是现代天体物理学的一个重要分支。先后 已有6人获得诺贝尔奖金(包报2019年的两位获奖者)。 在大规模核裁军之后，西方国家庞大的核物理研究机构 解体与转变研究方向。 •特别在1986年核天体物理学两个爆炸性新闻(大量放射性 元素星际26Al的发现以及核反应截面 12 16
的重新确定)致使整个大质量恒星演化研究重新改写之后， 在美德日等国家大力支持下, 实验核天体物理迅猛发展。 国际会议每至少两、三次以上。近年来天体物理观测 (例如陨石化学分析、恒星与星系化学元素丰度测定、各 种手段的空间光谱与X-射线谱线的观测) 获得飞跃发展。
(续)
星系化学演化学 星际空间中各种放射性核素的天体来源; 各种星体元素丰度反常的物理原因 陨石化学异常 的研究 两类超新星(及新星)爆发物理学 两类x射线暴机制 暴机制 中子星(内部)物理学和奇异星的研究 太阳中微子问题 超高能宇宙线的天体起源
核天体物理学的重要性与国际状况
I. 引言 核天体物理学 及其 重大疑难问题
核天体物理学范畴
核天体物理学:
广义:同(理论与实验)核物理学(包括粒子物理学)相关的天 体物理研究领域。 狭义:直接核(粒子)物理学理论与实验结果密切相关的天体 物理领域。 主要内容: 恒星内部热核燃烧与演化研究 元素核合成研究 1)宇宙早期核合成研究( A<12 轻元素核合成) 2)12A 70元素核合成(恒星内部热核聚变) 3)重元素(A>70)核合成: a) 慢中子俘获过程(s-过程); b) 快中子俘获过程(r-过程); c) 快质子俘获过程(rp过程)
C O
(续 )
由于天体内核反应截面的实验不确定性给天体物理理论 研究带来相当大的困难与不确定性。例:
( Al p Si ) 27 R 24 ( Al p Mg )
27 28
10-4 (1988 以前估计)
~ 104 (1988 )