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Misure di Sezioni d’urto di Reazioni Nucleari di Interesse Astrofisico (Esperimento LUNA) Roberto Bonetti e Alessandra Guglielmetti Istituto di Fisica.

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1 Misure di Sezioni d’urto di Reazioni Nucleari di Interesse Astrofisico (Esperimento LUNA) Roberto Bonetti e Alessandra Guglielmetti Istituto di Fisica Generale Applicata per la collaborazione LUNA (Genova, LNGS, Milano, Napoli, Padova, Torino, Bochum, Debrecen, Lisbona)

2 Picco di Gamow Energia Probabilità relativa Distribuzione Maxwelliana  e -E/kT Effetto Tunnell attraverso la barriera coulombiana Reazioni nucleari all’interno delle stelle Temperature stellari: sole  T 6 = 15 K AGB  T 6 = 90 K E = kT  (1 – 8) keV  Ec Energia di Gamow per le reazioni di combustione H E G = (6 – 88 keV)

3 Sezione d’urto e fattore astrofisico Regione del picco di Gamow Energia Fattore S (scala lin) Sezione d’urto (scala log) Fattore astrofisico Sezioni d’urto dell’ordine del picobarn !! Fattore di Gamow

4 Sole Luminosita’ (energia irradiata nell’unita’ di tempo) = 2 ·10 39 MeV/s Q-valore (energia liberata da ogni reazione) = MeV  Rate di reazione (numero di reazioni per unita’ di tempo) = s -1 Laboratorio sezione d’urto = picobarn= cm 2 efficienza = 10% corrente del fascio = 200  A = atomi/s spessore equivalente bersaglio =  g/cm 2 corrispondente a atomi bersaglio per cm 2  Rate di reazione (numero di reazioni per unita’ di tempo) = s -1 = meno di un evento al mese Per misurare ad energie stellari e’ necessario ridurre il fondo cosmico  Laboratorio Sotterraneo

5 LNGS: riduzione del fondo cosmico  n   Acceleratore da 400 kV: E fascio  50 – 400 keV I max  500  A per protoni  E  0.1 keV Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics

6 Ciclo p-p 85% 15% 0.02% % 12 C 13 N p,  -- 13 C 14 N p,  15 O ++ 15 N p,  p,  Ciclo CNO Ciclo dell’Idrogeno 4p  4 He + 2e MeV

7 Misura della reazione 3 He+ 3 He Reazione fondamentale nel ciclo p-p Misurata per energie all’interno del picco di Gamow Esclusa la presenza di risonanze a bassa energia  ”puzzle” dei neutrini solari

8 Ciclo CNO T> K M>1.1 Masse solari Il rate di produzione energetica e’ governato dalla sezione d’urto della reazione 14 N(p,  ) 15 O che e’ la reazione piu’ lenta del ciclo. Una sua variazione puo’ influenzare: Il flusso di neutrini dal ciclo CNO L’eta’ dei cluster globulari

9 S 14,1 /5 S 14,1 x5 Standard CF88 Cluster globulari e sezione d’urto di 14 N(p,  ) 15 O

10 factor 10 ! Angulo, Descouvement (2001), Nucl. Phys A Schröder et al. (1987) Nucl. Phys A S DC  0 (0)=1.55±0.34 keV-b (Schröder) S Tot (0)=3.20±0.54 keV-b (Schröder) S DC  0 (0)=0.08±0.06 keV-b (Angulo) S Tot (0)=1.77±0.20 keV-b (Angulo) fattore 20 circa 14 N(p,  ) 15 O

11 Bersaglio solido + Rivelatore HpGe Distribuzione angolare Alta densita’ Misura delle singole transizioni  Bassa efficienza Alta risoluzione Bersaglio gassoso + BGO summing crystal Purezza Stabilita’ Bassa risoluzione Alta efficienza S(E) totale E fascio minima = 80 keV E fascio minima = 140 keV Tecniche sperimentali a LUNA

12 Risultati Il fattore astrofisico totale della reazione 14 N(p,  ) 15 O è stato misurato direttamente fino a 70 keV con una precisione statistica del 9% e sistematica del 7%. Energia del picco di Gamow per la 14 N(p,  ) 15 O in diverse tipologie di stelle Misura diretta di S nel picco di Gamow di RGB e AGB, dove non sono più necessarie estrapolazioni. Conferma delle estrapolazioni più recenti con S(0) dimezzato rispetto a NACRE. Gli ammassi globulari sono più vecchi di 0.7 miliardi di anni. Il flusso dei neutrini solari del ciclo CNO è dimezzato.

13 Progetto in corso: studio della reazione 3 He( 4 He,  ) 7 Be John Bahcall e M. H. Pinsonneault, astro-ph/ v1, 2004:The rate of the reaction 3 He( 4 He,  ) 7 Be is the largest nuclear physics contributor to the uncertainties in the solar model predictions of the neutrino fluxes in the p-p chain. In the past 15 years, no one has remeasured this rate; it should be the highest priority for nuclear astrophysicists.“  S 34  S 34  3 % Per raggiungere  B /  B =3% si deve avere  S 34  S 34  3 % Misure precedenti effettuate con due diverse tecniche sperimentali: valori medi in disaccordo dell’ 11%

14 Misura a LUNA Entrambe le tecniche contemporaneamente e precisione del 5% Misura diretta: Target HpGe Rivelatore HPGe 135% posizionato sotto la camera Schermo di Pb da 0.3 m 3 attorno al rivelatore: ci si aspetta un’attenuazione di un fattore per  da 1.6 MeV Fascio di 4 He e bersaglio di 3 He con sistema di ricircolo per minori contaminazioni Correzione per effetti di riscaldamento del bersaglio indotti dal fascio  Misura di I*  tramite scattering Rutherford

15 Misura di attivazione: I nuclei di 7Be prodotti dalla reazione vengono raccolti e se ne misura l’attivita’ “off-line” con un rivelatore HpGe 125% completamente schermato Grazie alla soppressione del fondo di muoni del LNGS (10 -6 ) e allo schermo di Pb il fondo nella regione di interesse (  480 keV) e’ circa 2 conteggi/giorno Dopo un giorno di irraggiamento con I= 200  A e p= 1 mbar ci si aspetta: E cm = 160 keV n = 320 eventi/settimana Si puo’ ottenere la precisione desiderata


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