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V meeting dei gruppi di Astrofisica Nucleare Italiani Teramo, 20 Aprile 2005 Rosario Gianluca Pizzone INFN – Laboratori Nazionali del Sud, Catania Università

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Presentazione sul tema: "V meeting dei gruppi di Astrofisica Nucleare Italiani Teramo, 20 Aprile 2005 Rosario Gianluca Pizzone INFN – Laboratori Nazionali del Sud, Catania Università"— Transcript della presentazione:

1 V meeting dei gruppi di Astrofisica Nucleare Italiani Teramo, 20 Aprile 2005 Rosario Gianluca Pizzone INFN – Laboratori Nazionali del Sud, Catania Università di Catania Misure indirette delle sezioni d'urto di "distruzione" di elementi leggeri e implicazioni astrofisiche

2 Gli elementi leggeri nellUniverso e la loro importanza astrofisica Abbondanza di Li Be & B (Anders & Grevesse, 1989). Caratteristiche: D, Li, Be, B basse abbondanze; picco intorno ad A=56 (Fe) distribuzione quasi piatta oltre Fe decrescita esponenziale fino al Fe Caratteristiche: D, Li, Be, B basse abbondanze; picco intorno ad A=56 (Fe) distribuzione quasi piatta oltre Fe decrescita esponenziale fino al Fe Abbondanze cosmiche degli elementi Tali elementi malgrado siano così rari giocano un ruolo importante in molti problemi astrofisici Abbondanze meteoritiche: logN(Li)= 3.31±0.04 logN(Be)=1.42±0.04 logN(B)=2.78±0.05 Abbondanze meteoritiche: logN(Li)= 3.31±0.04 logN(Be)=1.42±0.04 logN(B)=2.78±0.05 Anders & Grevesse, 1989

3 Litio 7 Cosmologia & BBN Cosmologia & BBN Infatti esso è uno degli elementi la cui produzione È prevista dalla SBBN Abbondanza primordiale osservata vs. Calcoli teorici Stime per la densità barionica dellUniverso Confronto con WMAP … problema aperto Struttura ed evoluzione stellare Struttura ed evoluzione stellare - meccanismi di trasporto negli interni stellari (temperatura di bruciamento,T 6 = 2.1 K) Labbondanza del 7 Li può dare indicazioni per: Primordial Abundance S. Eidelmann et al. (2004) Mathews&Kajino 2005

4 Osservazioni: 7 Li Osservato in numerosi ambienti astrofisici. Li primordiale ricavato da osservazioni del plateau di Spite in stelle di pop. II (osservazioni spettroscopiche) Tuttavia per conoscere labbondanza primordiale di Li occorre valutare correttamente i meccanismi di depletion di questo elemento. Pop. II

5 Osservazioni: 6 Li Abbondanza del 6 Li importante per comprendere come (e in quale quantità) il 7 Li viene distrutto nelle stelle; Abbondanza del 6 Li importante per comprendere come (e in quale quantità) il 7 Li viene distrutto nelle stelle; nuovi constraint per la modellizazione della struttura stellare; nuovi constraint per la modellizazione della struttura stellare; Migliore comprensione dei processi di evoluzione temporale delle abbondanze di elementi leggeri; Migliore comprensione dei processi di evoluzione temporale delle abbondanze di elementi leggeri; Il 6 Li viene facilmente distrutto negli interni stellari e può essere osservato solo in pochi tipi di stelle (stelle dalone, stelle di disco Z<

6 Be: importanza Indicazione per modelli cosmologici (IBBN or SBBN) Indicazione per modelli cosmologici (IBBN or SBBN) (Kajino & Boyd 1989) (Kajino & Boyd 1989) Studio dei meccanismi di mixing non standard Studio dei meccanismi di mixing non standard negli interni stellari (unitamente a Li,B, T 6 =3.5 K) B: importanza Studio dei meccanismi di mixing non standard Studio dei meccanismi di mixing non standard negli interni stellari (insieme a Li, Be,T 6 =4.5 K) IBBN SBBN LiBeB danno indicazioni sugli interni stellari (Boesgaard et al., 1998) Ad esempio nel caso di meccanismi non standard di mescolamento LiBeB danno indicazioni sugli interni stellari (Boesgaard et al., 1998) Ad esempio nel caso di meccanismi non standard di mescolamento

7 Ruolo delle sezioni durto nucleari Reazioni (p, ) sono cruciali per comprendere la distruzione stellare degli elementi leggeri in ambiente stellare (E~1-50 keV); Reazioni (p, ) sono cruciali per comprendere la distruzione stellare degli elementi leggeri in ambiente stellare (E~1-50 keV); Le sezioni durto di queste reazioni (o i rate di reazione) sono un input necessario per i modelli astrofisici che studiano le abbondanze degli elementi leggeri nellUniverso. Esse devono essere misurate… Le sezioni durto di queste reazioni (o i rate di reazione) sono un input necessario per i modelli astrofisici che studiano le abbondanze degli elementi leggeri nellUniverso. Esse devono essere misurate… LiBeB Produzione BBN – spallazione in ISM- altri spallazione in ISM Distruzione BBN – processi stellari processi stellari processi stellari

8 Difficoltà sperimentali Per reazioni indotte da particelle cariche Per reazioni indotte da particelle cariche E cm (keV) <

9 Electron Screening I Misure a bassa energia sono state eseguite in laboratori sotterranei e.g. Gran Sasso Laboratories per alcune reazioni ma… Misure a bassa energia sono state eseguite in laboratori sotterranei e.g. Gran Sasso Laboratories per alcune reazioni ma… Alle energie astrofisiche (E cm ~keV) la presenza delle nubi elettroniche deve esser presa in considerazione negli esperimenti di laboratorio. Misure a bassa energia sono state eseguite in laboratori sotterranei e.g. Gran Sasso Laboratories per alcune reazioni ma… Misure a bassa energia sono state eseguite in laboratori sotterranei e.g. Gran Sasso Laboratories per alcune reazioni ma… Alle energie astrofisiche (E cm ~keV) la presenza delle nubi elettroniche deve esser presa in considerazione negli esperimenti di laboratorio. Fattore di amplificazione nel fattore astrofisico S(E) s = S(E) b exp( U e /E) Electron Screening f sc exp( Ue/E)

10 Electron Screening II Dati sperimentali (Schermati) Estrapolazione di S b (nucleo nudo) Procedura di Autofitting Correzione per screening stellare Quindi anche se le misure vengono fatte alle energie astrofisiche si presentano problemi derivanti dalla presenza degli elettroni atomici dei bersagli di laboratorio. Quindi anche se le misure vengono fatte alle energie astrofisiche si presentano problemi derivanti dalla presenza degli elettroni atomici dei bersagli di laboratorio. Screening Stellare Screening di Laboratorio (U e ) exp > (U e ) theor Una misura indipendente del fattore astrofisico di nucleo nudo è necessaria

11 Il metodo del Cavallo di Troia I metodi indiretti possono contribuire a migliorare la qualità dei risultati dellAstrofisica Nucleare. Tra questi il Metodo del Cavallo di Troia (THM) è particolarmente prezioso nel caso di reazioni indotte da particelle cariche. Esso permette lo studio di reazioni di interesse astrofisico ad esempio la x(A,C)c alle energie di Gamow, attraverso la selezione di una reazione a tre corpi appropriata a(A,Cs)c, indotta ad energie superiori alla barriera Coulombiana. Per processi quasi liberi, la sezione durto a due corpi è estratta misurando quella a tre corpi: a A x virtual reaction in nuclear field A + x c + C quasi free break-up s c C Spitaleri et al Sezione durto a 3-corpi misurata Sezione durto a 2-corpi Distribuzione impulsi spettatore s entro a

12 A x s a E cm = E Ax – B x-s ± moto intercluster E Ax energia di fascio nel centro di massa A-x. B x-s x-s energia di legame Gioca un ruolo chiave per la compensazione dellenergia di fascio E cm 0 !!! Lenergia del proiettile viene compensata dallenergia di Legame del nucleo Cavallo di Troia a A a x s Lenergia di interazione è: s spettatore x partecipante

13 Lapproccio PWIA per il THM è stato recentemente migliorato usando la MPWBA Spitaleri et al Con KF fattore cinematico, C l costante di normalizzazione (da fissare con confronto con dati diretti, Fattore di Penetrabilità E distribuzione dimpulsi dello spettatore allinterno di a Misurata Sezione durto bare dinteresse astrofisico Calcolata THM in MPWBA No Coulomb-suppression No Screening effects

14 Analisi dati attraverso il THM 1. 1.Trovare una opportuna reazione a 3-corpi (opportune condizioni cinematiche per latteso contributo quasi libero) ; 2. 2.Discriminazione dei processi quasi-liberi dagli altri; 3. 3.Estrazione della sezione durto a due corpi; 4. 4.Normalizzazione ai dati diretti a energie superiori alla barriera coulombiana; 5. 5.Estrazione di S b (E) dai dati sperimentali. Un esempio: il Metodo del Cavallo di Troia (THM) applicato alla 6 Li + p 3 He 2H2H p 6 Li n 3 He 6 Li + d 3 He + n Dalla:

15 Misura precedente (test validità) A. Tumino et al.: 2003 Dati Diretti Elwyn 1977 Riproduzione della risonanza corrispondente al livello Riproduzione della risonanza corrispondente al livello 5/2 - 7 Be a 7.2 MeV; Test di validità contempora- neamente ad energie superiori ed inferiori alla barriera coulombiana; Passo successivo è la misura alle energie astrofisiche (0-20 keV). E=25 MeV (INFN-LNS Tandem)

16 Tandem Catania – INFN LNS 2 telescopi E/E formati da rivelatore al silicio e position Sensitive Detector 1 Monitor Target: polietilene deuterato Studio della reazione via the 6 Li + p 3 He 6 Li + d 3 He + n p n clusters E beam = 14 MeV Angoli Quasi-liberi per 3 He e nei PSDs Trigger: coincidenze PSD-PSD# 33° 20° 3 He 6 Li d = Si det. of 20 m = PSD of 1000 m 1 2 2H2H p 6 Li n 3 He

17 6 Li + d 3 He + n Selezione particelle con tecnica E/E e identificazione del Luogo cinematico 3-body reaction identification Q=1.79 MeV Q-value 3-corpi

18 2. Distribuzione dimpulsi:accordo con distribuzione teorica. Successivamente solo eventi con |ps|<40 MeV/c sono selezionati funzione di Hulthèn Selezione del meccanismo quasi-libero:studio della distribuzione dimpulsi dello spettatore allinterno del nucleo cavallo di Troia. 6 Li + d 3 He + n 1. Correlazione angolare (condizione necessaria per meccanismo Quasi libero).

19 Dopo la normalizzazione a energie maggiori della barriera Coulombiana dati diretti ed indiretti devono essere in accordo tra loro. La discrepanza a basse energie è invece dovuta alleffetto di screening elettronico. Misurata Calcolata Estratta Tumino et al. (2004) Direct data (Engstler, 1992)

20 Alla stessa maniera è stata estratta la sezione durto a due corpi per la reazione Alla stessa maniera è stata estratta la sezione durto a due corpi per la reazione 7 Li + p a + a a partire dalla reazione 7 Li + d a + a + n 2H2H p 7 Li n α 7 Li(p, α ) 4 He THM data Direct data Lattuada et al Attualmente si sta lavorando alla estrazione dei dati per la Attualmente si sta lavorando alla estrazione dei dati per la 7 Li(p,a) 4 He a partire dalla 7 Li + 3 He a + a + d (test approssimazione polare) 3 He p 7 Li d α

21 Quadro riassuntivo Le reazione che distruggono gli isotopi del Li sono state studiate con il THM ad energie corrispondenti a quelle di interesse astrofisico. Le misure indirette confermano le precedenti estrapolazioni (per esempio NACRE). Le reazione che distruggono gli isotopi del Li sono state studiate con il THM ad energie corrispondenti a quelle di interesse astrofisico. Le misure indirette confermano le precedenti estrapolazioni (per esempio NACRE). 58 keVb55 ± 3 keVb 7 Li+p + S(E=0) Diretto S(E=0) THM Reazione 6 Li+p + 3 He 3.00 ± 0.19 MeVb 2.84 keVb 11 B+p o + 8 Be MeVb 2.1 MeVb 3 He+d + p 16.9 ± 0.5 MeVb Contributo La Cognata In progress 10 B+p + 7 Be 9 Be+p + 6 Li Contributo Lamia 6 Li+d MeVb

22 Risultati sulleffetto di screening elettronico : U e (theo) U e (THM) 6 Li+d U e (Dir) 6 Li+d U e (THM) 7 Li+p U e (Dir) 7 Li+p 186 eV 340 ± 50 eV 330±120 eV 330 ± 40 eV 300 ± 160 eV reazioni indotte da p su isotopi del litio: reazioni indotte da p su isotopi del litio: U e (theo) U e (THM) 6 Li+p U e (Dir) 6 Li+p 186 eV 450 ± 100 eV 470±150 eV Discrepanza sistematica tra il limite adiabatico e il valore misurato sperimentalmente! Reazione 3 He(d,p) 4 He: Reazione 3 He(d,p) 4 He: Contributo M. La Cognata

23 Implicazioni Astrofisiche Nucleosintesi primordiale Nucleosintesi primordiale La reazione La reazione 7 Li + p a + a --- THM rate Nacre rate Labbondanza per il 7 Li primordiale ottenuta cambiando il rate di reazione da quello estrapolato (NACRE) a quello misurato (THM) varia di poco. Pizzone et al. 2003

24 Implicazioni Astrofisiche Depletion del Litio Depletion del Litio Le reazioni Le reazioni 7 Li + p a + a e 6 Li + p a + 3 He Stelle osservate da Nissen et al (rapporto Li6/Li7) Incertezze astrofisiche (M, Z,, Y…) vs. incertezze nucleari (Pizzone et al. 2005)

25 Conclusioni Misurate le sezioni durto di nucleo nudo per le reazioni 7 Li(p,a) 4 He e 6 Li(p,a) 3 He alle energie di interesse astrofisico; Misurate le sezioni durto di nucleo nudo per le reazioni 7 Li(p,a) 4 He e 6 Li(p,a) 3 He alle energie di interesse astrofisico; Misura del potenziale di screening elettronico; Applicazioni astrofisiche: confermati i risultati ottenuti con NACRE. Nel caso della depletion stellare del Li (6 e 7) incertezze nucleari molto minori di quelle derivanti da osservabili astrofisiche. Misura della sezione durto 7 Li(p,a) 4 He attraverso il break-up dell 3 He: test sullapprossimazione polare; Misura della sezione durto 7 Li(p,a) 4 He attraverso il break-up dell 3 He: test sullapprossimazione polare;

26 C.Spitaleri, S. Cherubini, A.Del Zoppo, P.Figuera, M.Gulino, M.La Cognata, L.Lamia, A.Musumarra, R.G.Pizzone S.Romano, S.Tudisco, A.Tumino I N F N, Laboratori Nazionali del Sud, Catania, Italy Università di Catania, Italy The ASFIN Collaboration C.Rolfs Ruhr Universität Bochum, Germany S. Blagus, M. Milin, Ð. Miljanić, N. Soić Ruđer Bošković Insitute, Zagreb, Croatia A. Mukhamedhzhanow, L. Trache, R. Tribble Cyclotron Institute,Texas A&M University, USA S. Kubono CNS, Tokyo, Japan V. Kroha, V. Burjan Academy of Science,Prague, Czech Rep S. DeglInnocenti Università di Pisa A.Santo de Toledo Universidad de Sao Paulo, Brasil S. Typel GSI, Germany

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28 Spiegazioni possibili: Perdite di energia a E<100 keV; Estrapolazioni di S b (E) ad energie astrofisiche; Modelli teorici di screening elettronico (fisica atomica) Determinazioni sperimentali e teoriche dellelectron screening potential: Discrepanza sistematica (Engstler S. et al.: 1992, Z. Phys., A342, 471) (U e ) exp > (U e ) theor (Prati P. et al.: 1994, Z. Phys., A350, 171) (Zahnow D. et al.: 1997, Z. Phys., A359, 211) Per tutte le reazioni studiate. Una misura indipendente del fattore astrofisico di nucleo nudo è necessaria


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