最近一直在做²⁵Mg(p,γ)²⁶Al反应的实验研究，这个反应是伽马射线天文学观测到的最强伽马射线的重要来源。

       上世纪八十年代，随着伽马射线探测器进入太空，人们很快发现银河系中，特别是银盘附近存在大量的1.809 MeV的伽马射线。经过分析发现，这条伽马射线为²⁶Al基态通过β⁺或轨道电子俘获衰变到²⁶Mg时放射出来的。随着观测结果的深入，科学家们获得了这条伽马射线在银河系中的分布地图。根据这条伽马射线的通量分析，银河系中大约存在3倍太阳质量的²⁶Al。我们知道，²⁶Al的半衰期仅有0.72百万年，和太阳系同时产生的²⁶Al早已在宇宙的长河中衰变殆尽。那么，银河系中如此多的²⁶Al又是如何，在何处生产出来的呢？1983年诺贝尔物理学奖获得者威廉·富勒曾经撰文指出：星际²⁶Al的发现，是银河系中正在进行核合成的证据，为我们提供了核合成的模型计算与天文观测比较的机遇。自从在银河系中发现这一伽马射线以来，对星际²⁶Al起源的研究成为核天体物理学重大疑难和热点问题之一，被列入欧美核科学长期发展规划，也入选了我国“十一五”国家重点图书出版规划项目《10000个科学难题》物理学卷。

       银河系²⁶Al伽马射线的分布地图

       现有的研究结果表明：²⁵Mg(p,γ)²⁶Al反应是天体环境中产生²⁶Al的主要途径，而该反应的58,92,189和304 keV共振俘获截面决定这不同温度下的²⁵Mg(p,γ)²⁶Al天体物理反应率。在爆发性的环境中，304 keV共振俘获占主要地位。而在温度稍低的平稳核燃烧过程，92 keV具有重要贡献。我们的实验目标是测定所有共振对²⁵Mg(p,γ)²⁶Al天体物理反应率的贡献。为完成这一任务，我们使用刚刚研制成功的锦屏深地核天体物理加速器，利用其5 mA的强流质子束轰击²⁵Mg靶，通过测量反应出射的伽马射线来测定²⁵Mg(p,γ)²⁶Al反应的共振强度。

       对于孤立窄共振的实验测量是比较简单的，利用的公式如下：

其中，Y为反应产额，也就是记录的伽马射线总量，λ为共振能量对于的德布罗意波长，B_γ为这条伽马射线所占的分支比，ωγ为该能级的共振强度，m_Mg和m_p分别为Mg和质子的质量，ε_eff为靶对质子束的有效阻止本领。有效阻止本领决定了靶中Mg核的数密度以及杂质组分，必须精确知道才能获得精确的共振强度数据。靶中的杂质越少，实验时获得的产额就越多，阻止本领的不确定性也越小。因此，使用纯度较高的靶材料，可以有效地减少杂质对阻止本领的干扰，从而获得高精度的实验数据。

       为了获得高精度的实验结果，我们花重金购买了同位素为99.99%的²⁵Mg，并在制作过程中采用高真空，制作成的靶用氮气或氩气密封，以减少制作和运输过程中靶的氧化概率。然而，结果并不都是按预期达成的。

对实验数据的分析表明，无论我们做的如何细致，靶成份中总有一些挥之不去的氧。我和一个研究生设计了一个测定靶中氧含量的实验。可以通过测量靶中的微量的氧-18，来获得靶中的镁氧比。实验的结果见下图所示，能量高的峰为¹⁸O，6.5 MeV的峰是²⁵Mg的产额。根据这两个峰的比例，我们可以得到靶材料中镁氧的比例为5:1。

Mg质子俘获反应实验的伽马谱（文章见 DOI：10.1088/1674-1137/ac06aa）

      有了这个镁氧比的数据，我们可以很好地定出²⁵Mg(p,γ)²⁶Al中各能级的共振俘获截面。然而，为什么不同真空度，不同密封条件下制作的靶，都有这个5比1的数字？这里面有什么深层次的机制？我们还没有找到相关答案，或许搞材料的人看到本篇博文后能够给出正确的解释。