這聽起來或許有些驚人，每一年，宇宙中都有約一千億顆恆星誕生，同時也有同樣多的恆星走向死亡。是的，就像生命一樣，恆星也會有自己的生命週期。為了瞭解恆星的生命過程，核物理學家和天體物理學家往往會聯手，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。像太陽這樣的低質量恆星在脫離外層時會先變成紅巨星，接著轉變成由碳和氧構成的白矮星。那些比太陽質量至少高出11倍的大質量恆星也會先轉變為紅巨星，但在這些巨星的核心，核聚變仍然會繼續，直到核心完全變成鐵核。一旦發生這種情況，恆星就會停止產生能量，並開始在引力的作用下坍縮。恆星的核心隨後會被壓縮成中子星，而其外層則在超新星爆炸中被噴射出來。

然而，科學家對於中等質量恆星（質量約為太陽的7到11倍）的演化就不是那麼清晰了。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。究竟會發生哪一種情況，取決於當氧核開始聚變時的恆星內部條件。研究人員認為，要確定中等質量恆星的死亡結局，關鍵在於瞭解一種氖同位素的性質及其捕獲電子的能力。

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——氟（F）衰變成氖（Ne），計算結果顯示出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。

氟和氖的故事與所謂的禁戒核躍遷有關。原子核和原子一樣，具有不同的能級，因此可以存在於不同的能態。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，如果衰變路徑發生的可能性很高，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。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鍵的測量。

恆星中的一個重要的禁戒躍遷會通過²⁰F衰變成²⁰Ne，或者通過²⁰Ne捕捉一個電子產生²⁰F將氟和氖連接起來。在大多數時候，躍遷會涉及到激發²⁰Ne核（²⁰Ne²⁺），但在特定的條件下，躍遷主要會發生在²⁰Ne的基態（²⁰Ne⁰⁺），這種情況很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²⁰Ne的電子捕獲率。所以測量躍遷發生在²⁰Ne⁰⁺的頻率是理解恆星命運的關鍵。²⁰F和²⁰Ne⁰⁺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²⁰F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高能電子和一個中微子。他們將衰變產生的高能電子集中在閃爍體探測器上，通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。這些電子只能通過²⁰F到²⁰Ne⁰⁺的禁戒躍遷產生。當²⁰F衰變成²⁰Ne²⁺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²⁰F衰變成²時，全部的衰變能量（7.024MeV）會轉給電子和反中微子。由於這種差異，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。通過仔細計算每一種能量的電子數，研究小組確定了²⁰F衰變至²⁰Ne⁰⁺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²⁰Ne在恆星環境下的電子捕獲率，得出的電子捕獲率比之前的計算結果高出8個數量級。接著，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恆星的消亡是源自於熱核爆炸。這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和他的同事獲得的結果是精確核天體物理學的一個里程碑。在第一次嘗試之後的幾十年里，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——這是中等恆星核演化中最後的核物理不確定性。

但是，這些恆星的演化仍然存在一些懸而未決的問題。研究人員現在需要關注熱力學，瞭解這些恆星核心是否會因為對流而變得不穩定，因為對流會混合物質，並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，這意味著中等質量恆星也可能會因為引力坍縮而消亡。

只有當瞭解了恆星內部發生的所有過程的細節，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瞭解星系化學的演化，以及宇宙中致密天體的數量。