$^{16}$O(p,$\gamma$)$^{17}$F Reaction and the C and O Isotopic Ratios in Red Giant Branch Stars

恒星は静止した標識ではなく、加齢とともに変化するダイナミックなエンジンである。太陽のような恒星が核内の水素燃料を使い果たすと、赤色巨星へと膨張し、表面温度は低下するものの、内部はより高温で激しく撹拌された状態になる。この段階において、恒星は「混合」と呼ばれるプロセスを経て、深部の燃焼している核からの物質が表面へと汲み上げられる。これにより、核の燃焼の「灰」が光の下へと引き上げられ、恒星の大気に現れる化学的な指紋を変化させる。炭素や酸素といった元素の異なる同位体（変種）の比率を測定することで、天文学者はこの混合がどれほど深く、そしてどれほど高温で行われたかを辿ることができる。しかし、これらの恒星の指紋を正しく読み解くためには、科学者たちはまず、これらの同位体を生成・破壊する核反応の正確な規則を理解しなければならない。酸素と陽子が関与するある種の反応は、長らくこのパズルの欠けている一片であり、天文学者たちが、これらの老齢期の巨星の内部でどれほどの混合が起きているのかを正確に把握することを困難にさせてきた。

研究チームは今回、陽子が酸素16の原子核に衝突してフッ素17を生成するという反応の高精度な新測定によって、その空白を埋めた。この特定の反応は、恒星が酸素16を破壊して酸素17を生成する主要な経路であり、赤色巨星で観測される同位体比を制御する極めて重要な「つまみ」となる。この測定を行うため、科学者たちはイタリアのグラン・サッソ国立研究所へと向かった。そこは、核反応による微弱な信号をかき消してしまう宇宙線を遮断するため、1キロメートル以上の岩盤によって遮蔽された施設である。そこで彼らは、固体の酸素ターゲットに陽子ビームを照射し、反応が起きた際に放出されるガンマ線を観測した。彼らはこれらの信号を捉えるために2つの異なる手法を用いた。一つは、新たに生成された原子が崩壊して放射線を放出するのを待つ方法であり、もう一つは、ガンマ線が生成された瞬間にそれを検出する方法であった。両方の手法が同じ結果を示し、これまで探索されたことのないエネルギー領域における反応速度を裏付けた。

新たなデータにより、この反応は従来考えられていたものとはわずかに異なる挙渡りをすることが明らかになり、恒星内部での反応速度の計算が精緻化された。研究者たちがこの新しい反応速度を恒星進化のコンピュータモデルに組み込んだところ、北の空に見える明るい赤色巨星、アルクトゥルスに関する長年の謎を解明できることが判明した。長年、モデルは、標準的な理論が予測する値と比較して、なぜアルクトゥルスがこれほど低い炭素13のレベルと高い酸素17のレベルを持っているのかを説明できずに苦心してきた。従来の反応速度では不確実性が大きすぎたため、その星が単に予想よりも質量の大きい星なのか、あるいは混合フェーズにおいてより高い内部温度に達したのかを判別することが不可能であった。この新しい、より正確な反応速度を用いることで、モデルはようやくこれら2つの可能性を区別できるようになったのである。

更新された計算によれば、アルクトゥスの観測された化学組成は、初期質量が太陽の約1.24倍であり、混合イベント中に最大で約2020万ケルビンの内部温度に達した恒星によって最もよく説明される。この研究は、炭素と同素体の比率を同時に測定することで、天文学者が恒星の質量による影響と内部温度による影響を解きほぐすことができるようになったことを示している。この画期的な成果は、これらの恒星に関する我々の理解における不確実性が、もはや核物理学の知識による制限を受けるのではなく、むしろ恒星からの光をいかに精密に測定できるかという点にあることを意味している。この研究は、赤色巨星のライフサイクルを理解するためのより明確な道筋を提供し、漠然とした推定を、恒星混合の履歴に対する精密な制約へと変えたのである。