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"Misure delle sezioni d'urto del 151 Sm(n,) e 139 La(n,) ad n_TOF e relative implicazioni Astrofisiche" V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo.

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1 "Misure delle sezioni d'urto del 151 Sm(n,) e 139 La(n,) ad n_TOF e relative implicazioni Astrofisiche" V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo Aprile 2005 Rita Terlizzi e Stefano Marrone INFN e Dipartimento di Fisica, Università di Bari

2 Lo studio di reazioni indotte da neutroni è da sempre fondamentale in vari campi della Fisica Nucleare e dellAstrofisica Lo studio di reazioni indotte da neutroni è da sempre fondamentale in vari campi della Fisica Nucleare e dellAstrofisica Astrofisica ad n_TOF Conoscenza delle sezioni durto di cattura neutronica importante per la comprensione dei processi di Nucleosintesi Stellare: Descrizione delle abbondanze degli elementi Studio delle condizioni termodinamiche delle stelle Misure ad n_TOF per Astrofisica V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo Aprile 2005 Misure di isotopi radioattivi a breve vita media (s-process branchings) Misure di sezioni durto piccole di nuclei stabili (neutron magic: 139 La, Zr …)

3 La facility n_TOF V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo Aprile 2005 La facility per neutroni n_TOF è innovativa e adatta alle finalità dellAstrofisica Nucleare: Elevato flusso istantaneo (fino a 3 ordini di grandezza superiore quello delle altre facilities):permette di misurare isotopi radioattivi (Sm), campioni sottili e in breve tempo Grande separazione temporale fra bunches (2.4 s) riduce problema del wrap-around (overlap) Basso background: consente misura di basse sezioni durto (La) Alta risoluzione (~ 1.5x10 -4 ): possibilità di studiare risonanze in un range energetico maggiore

4 La reazione 151 Sm(n,): motivazioni scientifiche 151 Sm: - Importante branching isotope (cattura o decadimento ); -Rate di -decay dipende da temperatura Termometro del processo s; -Rate di cattura dipende dal flusso neutronico e dalla sezione durto. -Determinazione accurata della sezione durto informazioni sulle condizioni stellari (temperatura,densità, flusso di neutroni) durante la Nucleosintesi. Isotopo radioattivo (=93 anni); Campione di cattura (200 mg) ad elevata attività (150 GBq) V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo Aprile 2005 (n,) mai studiata prima(n,) mai studiata prima : le caratteristiche della facility n_TOF (ridotto background ed elevata risoluzione energetica) hanno permesso di realizzare questa misura con ottima precisione e in un ampio intervallo di energia. Sm Eu Gd 151 Sm 93 a 152 Sm 153 Sm 154 Sm 151 Eu 152 Eu 153 Eu 154 Eu 155 Eu 156 Eu 152 Gd 153 Gd 154 Gd 155 Gd 156 Gd 157 Gd 150 Sm

5 139 La 139 La 139 La: (bottleneck) - Numero magico di neutroni (N=82) (n,) piccola (bottleneck) - Principalmente prodotto per processo-s (isotopos-only ) nelle stelle vecchie e poco metalliche => può essere utile come indicatore del processo-s - Abbondanza nota con accuratezza: lo spettro di assorbimento contiene molte linee facilmente osservabili per la spettroscopia stellare (probabilità di transizione e la struttura iperfine recentemente studiate (Lawler et al, Apj 556,452 (2001)) La reazione 139 La(n,): motivazioni scientifiche V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo Aprile 2005

6 Apparato Sperimentale Rivelatori C 6 D 6 perpendicolari al fascio di neutroni e vicini al portacampioni in fibra Stima accurata del background con diversi campioni (Pb, C) Stima accurata del flusso con campione di Au C6D6C6D6C6D6C6D6 Fascio di n Portacampioni Misura di sezione durto di cattura attraverso la rivelazione della cascata di diseccitazione n 139 La 140 La AZAZ A+1 Z + n 0.0 V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo Aprile 2005

7 Risultati 151 Sm(n,): yield di cattura Regione delle Risonanze Risolte 1 eV - 1 keV -Background basso (ambientale); -Contributo dei neutroni diffusi dal campione è trascurabile. Regione delle Risonanze Non Risolte 1 keV - 1 MeV -Background elevato -Contributo dei raggi- del fascio (importante effetto al di sopra dei 10 keV) Background in-beam -rays stimato accuratamente con misure (Pb) e simulazioni (Geant) e successivamente sottratto. Flusso di neutroni stimato accuratamente (3%) per mezzo della misura della sezione durto standard dellAu V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo Aprile Sm Background

8 Formula di Breit-Wigner n Risultati 151 Sm(n,) : Analisi Risonanze nella Regione Risolta (RRR) V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo Aprile 2005 Estratte più di 500 risonanze con buona accuratezza e in un ampio intervallo di energia Questa misura fornisce il primo dato affidabile sulla σ capt. Differenze apprezzabili rispetto ai dati precedenti (Kirouac and Eiland)

9 Determinazione sperimentale della (n,) in the URR : - Sottrazione del background (soprattutto in-beam -rays) - Altre correzioni applicate (piccole): Self-shielding, Multiple scattering,Correzione del Dead Time, Contaminazione da altri isotopi. La sezione durto di n_TOF è sostanzialmente in accordo con i dati tabulati nei database JEF- 2.2 e ENDF/B-VI Risultati 151 Sm(n,): Analisi Regione Non Risolta (URR) V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo Aprile 2005

10 Branching factor per 151 Sm secondo il modello classico: Implicazioni Astrofisiche 151 Sm(n,) (1) ->N abbondanza nel processo s ->n n densità neutronica ->λ β vita media del decad-b ->σ Maxwellian Averaged Cross Section V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo Aprile 2005 Analisi branching in catena di processi-s importante test per i modelli di He-burning per le stelle AGB di piccola massa. Branching ratio (cattura/-decay ) fornisce informazioni sulle condizioni termodinamiche del sito, purchè sezioni durto di cattura accuratamente note Non tiene conto del contributo del processo p 151 Sm elemento di particolare interesse astrofisico: Branching isotope nella regione Sm-Eu-Gd p-process r-process Sm Eu Gd 151 Sm 93 a 151 Eu 152 Sm 152 Eu 153 Eu 152 Gd 153 Gd 154 Gd 150 Sm s-process

11 Fino ad ora, la MACS del 151 Sm era stimata da modelli statistici (scarsa accuratezza) La misura di n_TOF ha rimosso questa incertezza Valore attuale a kT=30 keV: 3.09 ± 0.15 b. -confermata misura FZK nella regione non risolta -più alta delle stime precedenti (a kT=30keV tra 1.5b e 2.8b) Implicazioni Astrofisiche 151 Sm(n,) (2) V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo Aprile 2005 In ambiente stellare è fondamentale conoscere la Maxwellian Averaged Cross-Section (MACS) e il rate di decadimento n_TOF

12 Secondo lapproccio classico, lelevata MACS, combinata con la densità neutronica stimata, implica un valore di temperatura (T 8 =4) incompatibile con le condizioni realistiche del He- burning. Queste inconsistenze vengono fuori anche dallanalisi di altri isotopi di branchings (Nd, Hf). Implicazioni Astrofisiche 151 Sm(n,) (3) V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo Aprile 2005 Soluzione al problema fornita dal Modello Stellare delle Thermally-Pulsing AGB per le stelle di piccola massa (R. Gallino et al., ApJ 497, 388 (1998). Neutroni prodotti per il 95 % dalla 13 C(,n) operante a basse temperature (8 keV).In queste condizioni il rate di-decay del 151 Sm è troppo basso per produrre 152 Gd. Durante l He-shell burning, la sorgente 22 Ne(,n) è attivata ad alta temperatura (23 keV). In questa fase 151 Sm decade in 151 Eu con successiva formazione del 152 Gd e degli altri isotopi del Sm.

13 Usando la MACS di n_TOF insieme a dati molto recenti per altri isotopi otteniamo: Gd è prodotto al 77% dell abbondanza solare nel processo s (23% processo p). Accordo con i modelli teorici che indicavano per il processo p il 12%. Isotopi del Gd dipendono fortemente dalle MACS degli isotopi del Sm e dellEu. -Produzione di 151 Eu nel processo s confermata intorno al 5%. Rimane un ottimo indicatore del processo-r. -Variazione dei rapporti di frazione isotopica ( 151 Eu/ 153 Eu). Attualmente si ottengono per queste quantità valori notevolmente più precisi rispetto al passato. Conclusione per 151 Sm(n, ): Inadeguatezza dellapproccio classico e forte evidenza della validità del modello TP-AGB: modelli stellari possono tener conto dei nuovi risultati per un fine tuning delle quantità nucleari in ambiente stellare e/o per un raffinamento degli stessi. Implicazioni Astrofisiche 151 Sm(n,) (4) V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo Aprile 2005

14 Contaminazione del 138 La Elevata risoluzione di n_TOF: estende regione risonanze risolte Background a tre componenti: ambientale,neutroni diffusi dal campione, raggi del fascio. Rappresenta il 20% dello yield totale Risultati 139 La(n,): yield di cattura V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo Aprile 2005 Oltre 10 keV yield e background coincidono Fino ad ora sezione durto di cattura del 139 La misurata con diverse tecniche (OaK Ridge, JAERI, FZK). Differenze > 40% Misurare questa reazione ad n_TOF per rimuovere le incertezze. Misura più precisa grazie al basso contributo del background.

15 Determinati i parametri delle risonanze fino a 9 keV per mezzo di fit dello yield di cattura (background sottratto) Confronto con diversi database (ENDF,JENDL,JEF) per parametri e assegnazioni di spin per verificare laccuratezza della misura In passato mai ottenuti risultati in un intervallo di energia così ampio Strength media: ~ -10% rispetto ai dati sperimentali precedenti (Nakajima,Musgrowe) ~ -20% rispetto ai database Risultati 139 La(n,): Analisi delle risonanze V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo Aprile 2005

16 MACS = n_TOF 1eV9KeV + Cdatabase 9KeV500KeV Implicazioni Astrofisiche 139 La(n,) (1) V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo Aprile 2005 Dati di n_TOF estrapolati a E n >9 keV per mezzo del database Jendl 3.2: -C rapporto fra n_TOF e Jendl nellintervallo dei dati sperimentali (differenza 3 %) A 30 keV, MACS di n_TOF in accordo con FZK Questi valori sono più bassi di quelli determinati sperimentalmente da Musgrove (a kT=30keV inferiori del 35 %). Calcolata per 139 La la Maxwellian Averaged Cross Section:

17 V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo Aprile 2005 Implicazioni Astrofisiche 139 La(n,) (2) La misura della 139 La(n,) ha determinato sperimentalmente la MACS del La a basse energie confermando alcune delle stime fatte in precedenza (OBrien, Physical Review C 68, (2003). ). In accordo con queste stime della MACS, la percentuale di La prodotta nel processo s (rispetto allabbondanza solare) calcolata con il modello stellare delle TP-AGB è del 73%. Rafforzata levidenza che il 139 La è un buon indicatore del processo-s negli spettri stellari e conseguentemente permette di tracciare il rapporto s/r per lintera evoluzione della stella Conclusione per 139 La(n, ): lanalisi comparata delle abbondanze dellEuropio (elemento prevalentemente prodotto nel processo r) e del Lantanio negli spettri, può fornire utili indicazioni sulla natura e sullorigine dei siti stellari dove avvengono processi r ed s.

18 Misurate accurtamente ad n_TOF due reazioni di interesse Astrofisico: 151 Sm(n,) e del 139 La(n,). Le performance eccellenti della facility n_TOF (elevato flusso istantaneo, alta risoluzione e basso background), hanno permesso di: misurare per la prima volta la sezione durto di cattura del 151 Sm e di ricavare importanti informazioni sul branching relativo ad A=151. Analisi dati completa, chiarite le relative implicazioni astrofisiche. determinare la Maxwellian Averaged Cross-Section del 139 La, rimuovendo le incertezze esistenti soprattutto a bassa energia. Tuttora in corso lo studio delle implicazioni Astrofisiche. Conclusioni V Meeting dellAstrofisica Nucleare Italiana, Teramo Aprile 2005


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