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

Sterren zijn geen statische bakens; het zijn dynamische motoren die veranderen naarmate ze ouder worden. Wanneer een ster zoals onze zon de waterstofbrandstof in de kern heeft uitgeput, zwelt deze op tot een rode reus, waarbij het oppervlak afkoelt maar het binnenste heter en turbulenter wordt. Tijdens deze fase ondergaat de ster een proces dat menging wordt genoemd, waarbij materiaal uit de diepe, brandende kern naar het oppervlak wordt opgezwepen. Dit brengt nucleaire as naar het licht, waardoor de chemische vingerafdrukken die we in de atmosfeer van de ster kunnen zien, veranderen. Door de verhoudingen van verschillende isotopen te meten — variaties van elementen zoals koolstof en zuurstof — kunnen astronomen traceren hoe diep deze menging ging en hoe heet het werd. Om deze stellaire vingerafdrukken echter correct te kunnen lezen, moeten wetenschappers eerst de precieze regels begrijpen van de kernreacties die deze isotopen creëren en vernietigen. Een dergelijke reactie, waarbij zuurstof en protonen betrokken zijn, was lang een ontbrekend puzzelstukje, waardoor astronomen er niet zeker van wisten hoeveel menging er precies plaatsvond in deze verouderende reuzen.

Een team onderzoekers heeft die kloof nu gedicht met een nieuwe, hoogprecisie meting van de reactie waarbij een proton een zuurstof-16-kern raakt om fluor-17 te creëren. Deze specifieke reactie is de primaire manier waarop sterren zuurstof-16 vernietigen en zuurstof-17 produceren, wat het maakt tot een cruciale regelknop voor de isotopenverhoudingen die bij rode reuzen worden waargenomen. Om deze meting te verrichten, reisden de wetenschappers diep ondergronds naar het Gran Sasso National Laboratory in Italië, een faciliteit die beschermd wordt door meer dan een kilometer gesteente om kosmische straling te blokkeren die anders de zwakke signalen van kernreacties zou overstemmen. Daar vuurden ze een bundel protonen af op vaste zuurstofdoelen en observeerden de gammastraling die vrijkwam wanneer de reactie plaatsvond. Ze gebruikten twee verschillende methoden om deze signalen op te vangen: de ene methode hield in dat men wachtte tot de nieuw gecreëerde atomen vervielen en straling uitzonden, terwijl de andere methode de gammastraling direct detecteerde zodra deze werd geproduceerd. Beide methoden wezen naar hetzelfde resultaat, waarmee de reactiesnelheid in een energierange werd bevestigd die nog nooit eerder was verkend.

De nieuwe gegevens onthulden dat de reactie iets anders verloopt dan voorheen werd gedacht, wat leidde tot een verfijnde berekening van de snelheid waarmee deze in sterren plaatsvindt. Wanneer de onderzoekers deze nieuwe snelheid in computermodellen van stellaire evolutie invoerden, ontdekten zij dat het hen in staat stelde een langlopend mysterie rond de ster Arcturus op te lossen, een heldere rode reus die zichtbaar is aan de noordelijke hemel. Jarenlang worstelden modellen met de vraag waarom Arcturus zulke lage niveaus van koolstof-13 en hoge niveaus van zuurstof-17 vertoonde in vergelijking met wat de standaardtheorie voorspelde. De oude reactiesnelheden lieten te veel onzekerheid toe, waardoor het onmogelijk was om te bepalen of de ster simpelweg massiever was dan verwacht of dat hij een hogere interne temperatuur had bereikt tijdens zijn mengfase. Met de nieuwe, nauwkeurigere reactiesnelheid konden de modellen eindelijk onderscheid maken tussen deze twee mogelijkheden.

De bijgewerkte berekeningen toonden aan dat de waargenomen chemische samenstelling van Arcturus het best verklaard kan worden door een ster met een initiële massa van ongeveer 1,24 keer die van onze zon, die een maximale interne temperatuur van ongeveer 20,2 miljoen graden Kelvin bereikte tijdens haar menggebeurtenis. De studie laat zien dat door de verhoudingen van koolstof- en zuurstofisotopen samen te meten, astronomen nu de effecten van de massa van een ster kunnen ontwarren van de effecten van de interne temperatuur. Deze doorbraak betekent dat de onzekerheid in ons begrip van deze sterren niet langer beperkt wordt door onze kennis van de kernfysica, maar door hoe nauwkeurig we het licht van de sterren zelf kunnen meten. Het werk biedt een duidelijker pad voor het begrijpen van de levenscycli van rode reuzen, waarbij vage schattingen worden omgezet in precieze beperkingen op de geschiedenis van stellaire menging.