核天体物理学的一个里程碑

　　这听起来或许有些惊人，每年，宇宙中都有约一千亿颗恒星诞生，同时也有一样多的恒星走向死亡。是的，就像生命同样，恒星也会有本身的生命周期。为了了解恒星的生命过程，核物理学家和天体物理学家每每会联手，共同揭开发生在恒星内部的物理过程，从而预测恒星的终极命运。
　　恒星的演化和最终命运取决于它诞生时的质量。像太阳这样的<strong>低质量恒星</strong>在脱离外层时会先变成红巨星，接着转变成由碳和氧构成的<strong>白矮</strong><strong>星</strong>。那些比太阳质量至少高出 11 倍的<strong>大质量恒星</strong>也会先转变为红巨星，但在这些巨星的核心，核聚变仍然会继续，直到核心彻底变成铁核。一旦发生这种状况，恒星就会中止产生能量，并开始在引力的做用下坍缩。恒星的核心随后会被压缩成<strong>中子星</strong>，而其外层则在<strong>超新星</strong>爆炸中被喷射出来。
　　然而，科学家对于<strong>中等质量恒</strong><strong>星</strong>（质量约为太阳的 7 到 11 倍）的演化就不是那么清晰了。研究人员认为，它们会有两种大相径庭的死亡途径，一种是经过<strong>热核爆炸</strong>，另外一种是经过<strong>引力坍缩</strong>。究竟会发生哪种状况，取决于当氧核开始聚变时的恒星内部条件。研究人员认为，要肯定中等质量恒星的死亡结局，关键在于了解一种<strong>氖同位素的性质及其捕获电子的能力</strong>。
　　在刚发表的两篇论文中[1-2]，研究人员第一次测量了一种罕见的衰变——<strong>氟</strong>（F）衰变成<strong>氖</strong>（Ne），计算结果显示出<strong>更有可能让中等质量恒星走向死亡的是热核爆炸，而不是引力坍缩</strong>。
　　氟和氖的故事与所谓的<strong>禁戒核跃迁</strong>有关。原子核和原子同样，具备不一样的能级，所以能够存在于不一样的能态。对于给定的放射性原子核，恒星内部的条件（如温度和等离子体的密度）决定了它可能的能态。每一个能态的量子力学性质决定了原子核可能的衰变路径。在地球上，若是衰变路径发生的可能性很高，则称为<strong>允许衰变</strong>。相反，若是可能性很低，这种跃迁就被称为<strong>禁戒</strong>。但在恒星内部的极端条件下，这些被禁戒的跃迁会更频繁地发生。所以，当研究人员在实验室中测量核反应时，来自禁戒跃迁的极小贡献每每是天体物理学应用中最关键的测量。
　　恒星中的一个重要的禁戒跃迁会经过²?F衰变成²?Ne，或者经过²?Ne 捕捉一个电子产生²?F将氟和氖链接起来。在大多数时候，跃迁会涉及到激发²?Ne 核（²?Ne²?），但在特定的条件下，跃迁主要会发生在²?Ne 的基态（²?Ne??），这种状况极可能存在于中等质量恒星中。恒星的爆炸机制被预测在很大程度上取决于²?Ne 的电子捕获率。因此测量跃迁发生在²?Ne??的频率是理解恒星命运的关键。²?F和²?Ne??之间的跃迁是<strong>Oliver Kirseborn</strong>和他的同事想要测量的。
　　在芬兰 JYFL 加速器实验室进行的实验中，Kirsebom 和他的同事们用一束²?F原子核轰击了一片碳箔，在这个碳箔上植入了放射性原子核。而后他们监测了氟原子核的放射性衰变，这个过程释放出一个<strong>高能电子</strong>和一个<strong>中微子</strong>。他们将衰变产生的高能电子集中在闪烁体探测器上，经过电子撞击时产生的光来测量它们的能量。
　　研究人员测量了那些能量超过 5.8MeV 的电子。这些电子只能经过²?F到²?Ne??的禁戒跃迁产生。当²?F衰变成²?Ne²?时，衰变释放的 1.634MeV 能量（即衰变能量）会被随后由激发 Ne 所发射的光子带走。但当²?F衰变成²时，所有的衰变能量（7.024MeV）会转给电子和反中微子。因为这种差别，由禁戒跃迁发射的电子比由更常见跃迁发射电子携带更多的能量。经过仔细计算每一种能量的电子数，研究小组肯定了²?F衰变至²?Ne??的概率为 0.00041%（大约 25 万分之一）。这听起来很小，但这一比例足以使它成为任何原子核中测量到的<strong>第二强的禁戒跃迁</strong>。
　　为了理解他们的结果对中等质量恒星死亡的影响，Kirsebom 和他的同事们用他们测得的衰变率来计算²?Ne 在恒星环境下的电子捕获率，<strong>得出的电子捕获率比以前的计算结果高出 8 个数量级</strong>。接着，他们把这个较大的捕获率输入到中等质量恒星的模拟中，观察到恒星核心的早期加热和低密度下的氧聚变。基于这些观测结果，研究人员发现与之前利用更小的电子捕获率所做的预测相比，核聚变的能量要更小。在他们的全部模拟中，研究小组都观察到了<strong>恒星的消亡是源自于热核爆炸</strong>。此次爆炸只是部分地破坏了恒星，留下了一颗主要由氧、氖和镁组成的白矮星。
　　Kirseborm 和他的同事<strong>得到的结果是</strong><strong>精确核天体物理学的一个里程碑</strong>。在第一次尝试以后的几十年里，研究人员进行了专门的实验设置来测量这个被禁止的<strong>β衰变</strong>跃迁——这是中等恒星核演化中最后的核物理不肯定性。
　　可是，这些恒星的演化仍然存在一些悬而未决的问题。研究人员如今须要关注<strong>热力学</strong>，了解这些恒星核心是否会由于<strong>对流</strong>而变得不稳定，由于对流会混合物质，并将能量从核心向外输送。这种混合能够抵消电子捕获率提升的影响，这意味着中等质量恒星也可能会由于引力坍缩而消亡。
　　只有当了解了恒星内部发生的全部过程的细节，才能解开这些天体是如何演化和死亡的秘密，从而帮助咱们更好地了解星系化学的演化，以及宇宙中致密天体的数量。