这听起来或许有些惊人，每一年，宇宙中都有约一千亿颗恒星诞生，同时也有同样多的恒星走向死亡。是的，就像生命一样，恒星也会有自己的生命周期。为了了解恒星的生命过程，核物理学家和天体物理学家往往会联手，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。像太阳这样的低质量恒星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白矮星。那些比太阳质量至少高出11倍的大质量恒星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，直到核心完全变成铁核。一旦发生这种情况，恒星就会停止产生能量，并开始在引力的作用下坍缩。恒星的核心随后会被压缩成中子星，而其外层则在超新星爆炸中被喷射出来。
然而，科学家对于中等质量恒星（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，它们会有两种截然不同的死亡途径，一种是通过热核爆炸，另一种是通过引力坍缩。究竟会发生哪一种情况，取决于当氧核开始聚变时的恒星内部条件。研究人员认为，要确定中等质量恒星的死亡结局，关键在于了解一种氖同位素的性质及其捕获电子的能力。
在刚发表的两篇论文中，研究人员第一次测量了一种罕见的衰变——氟衰变成氖，计算结果显示出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。氟和氖的故事与所谓的禁戒核跃迁有关。原子核和原子一样，具有不同的能级，因此可以存在于不同的能态。对于给定的放射性原子核，恒星内部的条件决定了它可能的能态。每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，如果衰变路径发生的可能性很高，则称为容许衰变。相反，如果可能性很低，这种跃迁就被称为禁戒。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。因此，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往往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通过²⁰F衰变成²⁰Ne，或者通过²⁰Ne捕捉一个电子产生²⁰F将氟和氖连接起来。
在大多数时候，跃迁会涉及到激发²⁰Ne核（²⁰Ne²⁺），但在特定的条件下，跃迁主要会发生在²⁰Ne的基态（²⁰Ne⁰⁺），这种情况很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²⁰Ne的电子捕获率。所以测量跃迁发生在²⁰Ne⁰⁺的频率是理解恒星命运的关键。²⁰F和²⁰Ne⁰⁺之间的跃迁是Oliver Kirseborn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²⁰F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。然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高能电子和一个中微子。他们将衰变产生的高能电子集中在闪烁体探测器上，通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。这些电子只能通过²⁰F到²⁰Ne⁰⁺的禁戒跃迁产生。
当²⁰F衰变成²⁰Ne²⁺时，衰变释放的1.634MeV能量会被随后由激发Ne所发射的光子带走。但当²⁰F衰变成²⁰Ne⁰⁺时，全部的衰变能量会转给电子和反中微子。由于这种差异，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。通过仔细计算每一种能量的电子数，研究小组确定了²⁰F衰变至²⁰Ne⁰⁺的几率为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第二强的禁戒跃迁。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²⁰Ne在恒星环境下的电子捕获率，得出的电子捕获率比之前的计算结果高出8个数量级。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，研究人员发现与以前利用更小的电子捕获率所作的预测相比，核聚变的能量要更小。在他们的所有模拟中，研究小组都观察到了恒星的消亡是源自于热核爆炸。这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和他的同事获得的结果是精确核天体物理学的一个里程碑。
在第一次尝试之后的几十年里，研究人员进行了专门的实验设置来测量这个被禁止的β衰变跃迁——这是中等恒星核演化中最后的核物理不确定性。
但是，这些恒星的演化仍然存在一些悬而未决的问题。研究人员现在需要关注热力学，了解这些恒星核心是否会对流而变得不稳定，因为对流会混合物质，并将能量从核心向外输送。这种混合可以抵消电子捕获率提高的影响，这意味着中等质量恒星也可能会因为引力坍缩而消亡。只有当了解了恒星内部发生的所有过程的细节，才能解开这些天体是如何演化和死亡的秘密，从而帮助我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。