核天體物理學的一個里程碑

　　這聽起來或許有些驚人，每年，宇宙中都有約一千億顆恆星誕生，同時也有一樣多的恆星走向死亡。是的，就像生命同樣，恆星也會有本身的生命週期。爲了瞭解恆星的生命過程，核物理學家和天體物理學家每每會聯手，共同揭開發生在恆星內部的物理過程，從而預測恆星的終極命運。
　　恆星的演化和最終命運取決於它誕生時的質量。像太陽這樣的<strong>低質量恆星</strong>在脫離外層時會先變成紅巨星，接着轉變成由碳和氧構成的<strong>白矮</strong><strong>星</strong>。那些比太陽質量至少高出 11 倍的<strong>大質量恆星</strong>也會先轉變爲紅巨星，但在這些巨星的核心，核聚變仍然會繼續，直到核心徹底變成鐵核。一旦發生這種狀況，恆星就會中止產生能量，並開始在引力的做用下坍縮。恆星的核心隨後會被壓縮成<strong>中子星</strong>，而其外層則在<strong>超新星</strong>爆炸中被噴射出來。
　　然而，科學家對於<strong>中等質量恆</strong><strong>星</strong>（質量約爲太陽的 7 到 11 倍）的演化就不是那麼清晰了。研究人員認爲，它們會有兩種大相徑庭的死亡途徑，一種是經過<strong>熱核爆炸</strong>，另外一種是經過<strong>引力坍縮</strong>。究竟會發生哪種狀況，取決於當氧核開始聚變時的恆星內部條件。研究人員認爲，要肯定中等質量恆星的死亡結局，關鍵在於瞭解一種<strong>氖同位素的性質及其捕獲電子的能力</strong>。
　　在剛發表的兩篇論文中[1-2]，研究人員第一次測量了一種罕見的衰變——<strong>氟</strong>（F）衰變成<strong>氖</strong>（Ne），計算結果顯示出<strong>更有可能讓中等質量恆星走向死亡的是熱核爆炸，而不是引力坍縮</strong>。
　　氟和氖的故事與所謂的<strong>禁戒核躍遷</strong>有關。原子核和原子同樣，具備不一樣的能級，所以能夠存在於不一樣的能態。對於給定的放射性原子核，恆星內部的條件（如溫度和等離子體的密度）決定了它可能的能態。每一個能態的量子力學性質決定了原子核可能的衰變路徑。在地球上，若是衰變路徑發生的可能性很高，則稱爲<strong>允許衰變</strong>。相反，若是可能性很低，這種躍遷就被稱爲<strong>禁戒</strong>。但在恆星內部的極端條件下，這些被禁戒的躍遷會更頻繁地發生。所以，當研究人員在實驗室中測量核反應時，來自禁戒躍遷的極小貢獻每每是天體物理學應用中最關鍵的測量。
　　恆星中的一個重要的禁戒躍遷會經過²?F衰變成²?Ne，或者經過²?Ne 捕捉一個電子產生²?F將氟和氖鏈接起來。在大多數時候，躍遷會涉及到激發²?Ne 核（²?Ne²?），但在特定的條件下，躍遷主要會發生在²?Ne 的基態（²?Ne??），這種狀況極可能存在於中等質量恆星中。恆星的爆炸機制被預測在很大程度上取決於²?Ne 的電子捕獲率。因此測量躍遷發生在²?Ne??的頻率是理解恆星命運的關鍵。²?F和²?Ne??之間的躍遷是<strong>Oliver Kirseborn</strong>和他的同事想要測量的。
　　在芬蘭 JYFL 加速器實驗室進行的實驗中，Kirsebom 和他的同事們用一束²?F原子核轟擊了一片碳箔，在這個碳箔上植入了放射性原子核。而後他們監測了氟原子核的放射性衰變，這個過程釋放出一個<strong>高能電子</strong>和一個<strong>中微子</strong>。他們將衰變產生的高能電子集中在閃爍體探測器上，經過電子撞擊時產生的光來測量它們的能量。
　　研究人員測量了那些能量超過 5.8MeV 的電子。這些電子只能經過²?F到²?Ne??的禁戒躍遷產生。當²?F衰變成²?Ne²?時，衰變釋放的 1.634MeV 能量（即衰變能量）會被隨後由激發 Ne 所發射的光子帶走。但當²?F衰變成²時，所有的衰變能量（7.024MeV）會轉給電子和反中微子。因爲這種差別，由禁戒躍遷發射的電子比由更常見躍遷發射電子攜帶更多的能量。經過仔細計算每一種能量的電子數，研究小組肯定了²?F衰變至²?Ne??的概率爲 0.00041%（大約 25 萬分之一）。這聽起來很小，但這一比例足以使它成爲任何原子核中測量到的<strong>第二強的禁戒躍遷</strong>。
　　爲了理解他們的結果對中等質量恆星死亡的影響，Kirsebom 和他的同事們用他們測得的衰變率來計算²?Ne 在恆星環境下的電子捕獲率，<strong>得出的電子捕獲率比以前的計算結果高出 8 個數量級</strong>。接着，他們把這個較大的捕獲率輸入到中等質量恆星的模擬中，觀察到恆星核心的早期加熱和低密度下的氧聚變。基於這些觀測結果，研究人員發現與之前利用更小的電子捕獲率所做的預測相比，核聚變的能量要更小。在他們的全部模擬中，研究小組都觀察到了<strong>恆星的消亡是源自於熱核爆炸</strong>。此次爆炸只是部分地破壞了恆星，留下了一顆主要由氧、氖和鎂組成的白矮星。
　　Kirseborm 和他的同事<strong>得到的結果是</strong><strong>精確核天體物理學的一個里程碑</strong>。在第一次嘗試以後的幾十年裏，研究人員進行了專門的實驗設置來測量這個被禁止的<strong>β衰變</strong>躍遷——這是中等恆星核演化中最後的核物理不肯定性。
　　可是，這些恆星的演化仍然存在一些懸而未決的問題。研究人員如今須要關注<strong>熱力學</strong>，瞭解這些恆星核心是否會由於<strong>對流</strong>而變得不穩定，由於對流會混合物質，並將能量從核心向外輸送。這種混合能夠抵消電子捕獲率提升的影響，這意味着中等質量恆星也可能會由於引力坍縮而消亡。
　　只有當了解了恆星內部發生的全部過程的細節，才能解開這些天體是如何演化和死亡的祕密，從而幫助咱們更好地瞭解星系化學的演化，以及宇宙中緻密天體的數量。