這聽起來或許有些驚人，每一年，宇宙中都有約一千億顆恒星誕生，同時也有同樣多的恒星走向死亡。是的，就像生命一樣，恒星也會有自己的生命周期。為了了解恒星的生命過程，核物理學家和天體物理學家往往會聯(lián)手，共同揭開發(fā)生在恒星內(nèi)部的物理過程，從而預測恒星的終極命運。

 

　　恒星的演化和最終命運取決于它誕生時的質(zhì)量。像太陽這樣的低質(zhì)量恒星在脫離外層時會先變成紅巨星，接著轉(zhuǎn)變成由碳和氧構(gòu)成的白矮星。那些比太陽質(zhì)量至少高出11倍的大質(zhì)量恒星也會先轉(zhuǎn)變?yōu)榧t巨星，但在這些巨星的核心，核聚變?nèi)匀粫^續(xù)，直到核心完全變成鐵核。一旦發(fā)生這種情況，恒星就會停止產(chǎn)生能量，并開始在引力的作用下坍縮。恒星的核心隨后會被壓縮成中子星，而其外層則在超新星爆炸中被噴射出來。

 

　　然而，科學家對于中等質(zhì)量恒星（質(zhì)量約為太陽的7到11倍）的演化就不是那么清晰了。研究人員認為，它們會有兩種截然不同的死亡途徑，一種是通過熱核爆炸，另一種是通過引力坍縮。究竟會發(fā)生哪一種情況，取決于當氧核開始聚變時的恒星內(nèi)部條件。研究人員認為，要確定中等質(zhì)量恒星的死亡結(jié)局，關(guān)鍵在于了解一種氖同位素的性質(zhì)及其捕獲電子的能力。

 

　　在剛發(fā)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——氟（F）衰變成氖（Ne），計算結(jié)果顯示出更有可能讓中等質(zhì)量恒星走向死亡的是熱核爆炸，而不是引力坍縮。

 

　　氟和氖的故事與所謂的禁戒核躍遷有關(guān)。原子核和原子一樣，具有不同的能級，因此可以存在于不同的能態(tài)。對于給定的放射性原子核，恒星內(nèi)部的條件（如溫度和等離子體的密度）決定了它可能的能態(tài)。每個能態(tài)的量子力學性質(zhì)決定了原子核可能的衰變路徑。在地球上，如果衰變路徑發(fā)生的可能性很高，則稱為容許衰變。相反，如果可能性很低，這種躍遷就被稱為禁戒。但在恒星內(nèi)部的極端條件下，這些被禁戒的躍遷會更頻繁地發(fā)生。因此，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往往是天體物理學應用中最關(guān)鍵的測量。

 

　　恒星中的一個重要的禁戒躍遷會通過2?F衰變成2?Ne，或者通過2?Ne捕捉一個電子產(chǎn)生2?F將氟和氖連接起來。在大多數(shù)時候，躍遷會涉及到激發(fā)2?Ne核（2?Ne2?），但在特定的條件下，躍遷主要會發(fā)生在2?Ne的基態(tài)（2?Ne??），這種情況很可能存在于中等質(zhì)量恒星中。恒星的爆炸機制被預測在很大程度上取決于2?Ne的電子捕獲率。所以測量躍遷發(fā)生在2?Ne??的頻率是理解恒星命運的關(guān)鍵。2?F和2?Ne??之間的躍遷是Oliver Kirseborn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。然后他們監(jiān)測了氟原子核的放射性衰變，這個過程釋放出一個高能電子和一個中微子。他們將衰變產(chǎn)生的高能電子集中在閃爍體探測器上，通過電子撞擊時產(chǎn)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。這些電子只能通過2?F到2?Ne??的禁戒躍遷產(chǎn)生。當2?F衰變成2?Ne2?時，衰變釋放的1.634MeV能量（即衰變能量）會被隨后由激發(fā)Ne所發(fā)射的光子帶走。但當2?F衰變成2時，全部的衰變能量（7.024MeV）會轉(zhuǎn)給電子和反中微子。由于這種差異，由禁戒躍遷發(fā)射的電子比由更常見躍遷發(fā)射電子攜帶更多的能量。通過仔細計算每一種能量的電子數(shù)，研究小組確定了2?F衰變至2?Ne??的幾率為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為任何原子核中測量到的第二強的禁戒躍遷。

 

　　為了理解他們的結(jié)果對中等質(zhì)量恒星死亡的影響，Kirsebom和他的同事們用他們測得的衰變率來計算2?Ne在恒星環(huán)境下的電子捕獲率，得出的電子捕獲率比之前的計算結(jié)果高出8個數(shù)量級。接著，他們把這個較大的捕獲率輸入到中等質(zhì)量恒星的模擬中，觀察到恒星核心的早期加熱和低密度下的氧聚變?；谶@些觀測結(jié)果，研究人員發(fā)現(xiàn)與以前利用更小的電子捕獲率所作的預測相比，核聚變的能量要更小。在他們的所有模擬中，研究小組都觀察到了恒星的消亡是源自于熱核爆炸。這次爆炸只是部分地破壞了恒星，留下了一顆主要由氧、氖和鎂組成的白矮星。

 

　　Kirseborm和他的同事獲得的結(jié)果是精確核天體物理學的一個里程碑。在第一次嘗試之后的幾十年里，研究人員進行了專門的實驗設置來測量這個被禁止的β衰變躍遷——這是中等恒星核演化中最后的核物理不確定性。

 

　　但是，這些恒星的演化仍然存在一些懸而未決的問題。研究人員現(xiàn)在需要關(guān)注熱力學，了解這些恒星核心是否會因為對流而變得不穩(wěn)定，因為對流會混合物質(zhì)，并將能量從核心向外輸送。這種混合可以抵消電子捕獲率提高的影響，這意味著中等質(zhì)量恒星也可能會因為引力坍縮而消亡。

 

　　只有當了解了恒星內(nèi)部發(fā)生的所有過程的細節(jié)，才能解開這些天體是如何演化和死亡的秘密，從而幫助我們更好地了解星系化學的演化，以及宇宙中致密天體的數(shù)量。