用真实光子解决的恒星氦燃烧中的开放问题

氦燃烧的结果是形成碳和氧两种元素。氦燃烧结束时碳与氧的比例对于理解前身星的最终命运和II型超新星中重元素的核合成至关重要，其中富氧恒星预计坍缩为黑洞，而富碳恒星则坍缩为中子星。Ia型超新星(SNeIa)被用作测量宇宙距离的标准烛光，利用经验的光变曲线-光度拉伸因子。理解产生碳/氧白矮星并因此构成SNeIa初始阶段的氦燃烧至关重要。由于氦燃烧的第一阶段——三α粒子俘获反应$^{8}Be(\alpha,\gamma)^{12}C$已被充分理解，因此必须以约10%或更高的精度提取Gamow窗口（300 keV）处$^{12}C(\alpha,\gamma)^{16}O$反应的截面。尽管文献中反复出现强烈声明，这一目标尚未实现。特别是，$^{16}N$的β延迟α粒子发射约束被证明不足以限制p波截面因子；例如，不能排除$S_{E1}(300)$的低值。因此，低能测量对于确定$^{12}C(\alpha,\gamma)^{16}O$反应难以捉摸的截面因子是必需的。我们正在建造一个时间投影室(TPC)，用于杜克大学HI$\gamma$S/TUNL设施提取的高强度光子束，以研究$^{16}O(\gamma,\alpha)^{12}C$反应，从而研究低至0.7 MeV能量的直接反应。这项工作正在进行中。