Università degli Studi di Catania Dipartimento Metodologie Fisiche e Chimiche per l’Ingegneria & LNS-INFN Sebastiana Puglia Studio della reazione 10B(p,α)7Be.

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1 Università degli Studi di Catania Dipartimento Metodologie Fisiche e Chimiche per l’Ingegneria & LNS-INFN Sebastiana Puglia Studio della reazione 10B(p,α)7Be attraverso il metodo del Trojan Horse 53° Congresso della Società Astronomica Italiana Pisa, 4-8 Maggio 2009

2 Punti Chiave della Discussione
Importanza astrofisica dello studio della reazione 10B(p,α)7Be Studio della reazione di interesse attraverso il THM Risultati preliminari

3 Gli Elementi Leggeri nell’Universo
H,D, He, Li, Be B Elementi leggeri Li, Be B BBS & Processi di spallazione Abbondanze ‘cosmiche’ degli elementi DEPLETION DEGLI ELEMENTI LEGGERI Abbondanze meteoritiche (Anders e Grevesse (1996) ) Evoluzione Chimica della Galassia; Nucleosintesi Primordiale & Processi di Spallazione su ISM; Struttura ed Evoluzione Stellare Li, Be, B vengono distrutti tramite reazioni (p,α) alle temperature: Li ·106 K Be ·106 K B ·106 K Importante ruolo in astrofisica Ammassi

4 Quadro Osservativo di Li Be e B
Li Be B come indicatori dei processi che avvengono nell’interno stellare (Boesgaard, 1998) Li Be B Perdite di massa (Schramm, 1990) Diffusione (Richer & Michaud, 1993) Slow mixing (Pinsonneault, 1990; Zahn, 1992) Depletion Li e Be Andamento circa costante del boro Parametri nucleari?

5 Reazioni nucleari THM S(E)= Eσ(E)exp(2πη)
Comprensione della struttura e dell’evoluzione stellare…. …..produzione di energia della stella REAZIONI TERMONUCLEARI Necessità di ‘’estrapolare’’ le sezioni d’urto alle energie astrofisiche FATTORE ASTROFISICO S(E)= Eσ(E)exp(2πη) Difficoltà sperimentali per le misure dirette di sezioni d’urto alle energie astrofisiche 10B(p,α)7Be E0≈10 keV T≈106K THM METODI INDIRETTI

6 10B(p,α)7Be E*11C=8.7MeVE10B-p=10keV E picco di Gamow ESTRAPOLAZIONE Obiettivostudiare la regione energetica in corrispondenza del picco di GamowTHM

7 Il Metodo del Trojan Horse
Studio di reazione di interesse astrofisico A(x,c)C selezionando il contributo quasi-libero di un’opportuna reazione a tre corpi a(A,cC)b indotta ad energie maggiori rispetto all’altezza della barriera coulombiana. Struttura a cluster nucleo a=x+b Break-up quasi libero di a “b” spettatore del processo virtuale x(A,C)c La reazione x(A,C)c avviene ad una energia Ecm=EcC- Q2body Ipotesi della PWIA a A x b C c A x c C La particella proiettile A interagisce con il solo cluster x del nucleo bersaglio; L’interazione della particella incidente con il cluster x è la stessa che si avrebbe se tale cluster fosse isolato L’energia di legame tra i costituenti b e x del nucleo è supposta trascurabile rispetto all’energia del proiettile d3σ dΩcdΩCdEC ∝ dσN KF · |Φ(Ps)|2 · dΩ Distribuzione di impulsi del nucleo spettatore Sezione d’urto di nucleo nudo del processo A(x,c)C Fattore cinematico

8 Nucleo ‘’cavallo di Troia’’
Applicazione del THM: studio della reazione 10B(p,α)7Be tramite la reazione a tre corpi 2H(10B,α7Be)n Nucleo ‘’cavallo di Troia’’ 2H 10B 2H α 7Be n p struttura a cluster del deuterio d=p+n; energia di legame 2.2 MeV distribuzioni di impulsi nota: massimo a ps=0 barriera coulombiana 10B-2H = 1.80 MeV Esperimento condotto presso i Laboratori Nazionali del Sud (Catania) 7Be. d=57cm θ=6.9 ±2.5 PSD2 ΔE Ebeam(10B)=24.4 MeV & Ibeam(10B)=1 nA CD2 10B++ Spessore target CD2 200 µg/cm2 7Be α α. d=35cm θ=8.2 ± 4 PSD1 Disposizione rivelatori attorno agli angoli quasi-liberi. α. d=33cm θ=17.9 ± 4.3 PSD3 10B beam @24.4MeV

9 Selezione degli eventi corrispondenti alla reazione a tre corpi 2H(10B,α7Be)n
Identificazione del Be Luogo cinematico Q di reazione (Qth= MeV) counts Q (MeV)

10 Meccanismi di Reazione
Eventuali meccanismi sequenziali provenienti dalla formazione di stati eccitati del 11C, 5He e 8Be Studio delle matrici di energia relativa Eαn vs EαBe, EBen vs EαBe 11C= 8.42 MeV & 8.70 MeV

11 Studio della variabile EαBe in funzione dell’impulso del neutrone
Presenza del meccanismo quasi-libero Distribuzione di impulsi del neutrone Confronto dei dati sperimentali (punti neri) con la distribuzione di impulsi teorica del “n” nel 2H data in termini della funzione di Hulthén d3σ dΩcdΩCdEC ∝ dσN KF · |Φ(Ps)|2 · dΩ Condizione necessaria per la presenza del meccanismo quasi-libero

12 Risultati preliminari
Per poter confrontare i dati estratti con il THM con quelli ottenuti in maniera diretta occorre introdurre la penetrabilità attraverso la barriera Coulombiana e normalizzare ai dati diretti. Sezione d’Urto TEST THM Direct, (Angulo1993) screening Dati diretti ESTRAPOLAZIONE Dati THM Fattore Astrofisico S(E)= Eσ(E)exp(2πη)

13 Fattore Astrofisico e Rate di Reazione
Estrapolazione PRELIMINARY - Dati THM - Dati diretti Risonanza 10keV PICCO DI GAMOW Dati THM 10-3 Rate ratio Risonanza 10keV Temperature di interesse

14 Conclusioni WORK IN PROGRESS
Misura della sezione d’urto ad energia di Gamow: misurata la risonanza riconducibile al livello del nucleo 11C*a 8.70 MeV, che corrisponde ad una energia nel centro di massa del sistema p-10B di Er = 10 keV Nuovo valore del massimo della risonanza Nuovo calcolo del ‘rate’ di reazione Quali implicazioni sui modelli evolutivi stellari??? WORK IN PROGRESS