Maurizio Busso (20%) Sergio Cristallo Luciano Piersanti David Gobrecht

Presentazione sul tema: "Maurizio Busso (20%) Sergio Cristallo Luciano Piersanti David Gobrecht"— Transcript della presentazione:

1 Il nuovo gruppo n_TOF@Perugia
Maurizio Busso (20%) Sergio Cristallo Luciano Piersanti David Gobrecht (sino a maggio 2017) Caterina Petrillo (20%) (da novembre 2016?)

2 Università di Perugia Maurizio Busso ha fatto gan parte della sua carriera sulle catture neutroniche lente nelle stelle (vedere e.g. Gallino, Busso & Picchio 1990, Nature; Busso, Gallino & Wasserburg 1999, ARAA). Nell’attività recente del suo gruppo i lavori su argomenti di n_TOF si legano a quelli di altri esperimenti INFN, come ASFIN e ERNA, e vedono ricercatori di questi esperimenti coinvolti.

3 ATTIVITA’ A PG SU MODELLI AUTOCONSISTENTI
DELLA FORMAZIONE DELLA SORGENTE DI NEUTRONI 13C L’idea avanzata è che le stelle AGB ricche di elementi s siano stelle magneticamente attive, evolute da oggetti simili al Sole. Per le fasi AGB e le zone ricche di He dove si sviluppa il TDU si è mostrato (Nucci & Busso 2014) che vale una MHD semplificata, e instabilità magnetizzate circolano alimentando un mescolamento che genera la tasca di 13C. Il modello prevede la formazione di una riserva estesa (4-5x10-3 Mo) di 13C, della forma qui rappresentata, dove il «veleno» 14N è quasi assente e il profilo di 13C è relativamente piatto e di bassa abbondanza in massa.

4 Il modello è stato mostrato (Trippella et al
Il modello è stato mostrato (Trippella et al. 2016) riprodurre le abbondanze solari della main component in stelle di metallicità elevata (quasi solare):

5 A bassa metallicità l’applicazione dello stesso principio per calcolare la tasca è in grado di riprodurre le abbondanze in stelle post-AGB meglio dei tradizionali lavori parametrizzati (come quelli di Busso et al e altri presentati più di recente da altri gruppi)

6 Anche nella riproduzione delle abbondanze isotopiche osservate in grani presolari di meteoriti primitive il modello soddisfa le proprietà indicate dal mio gruppo insieme agli sperimentali di Chicago negli anni passati (Liu et al. 2015, 2016), col vantaggio di farlo sulla base di un modello fisico (Trippella et al in preparation).

7 Caterina Petrillo è una tecnologa esperta di rivelazione dei neutroni, attività che ha svolto soprattutto su neutroni lenti (termici), ma che l’ha portata a diventare un’esperta di rivelatori di notorietà europea, coinvolta in molti progetti di prestigio della UE nel settore.

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11 Osservatorio Astronomico di Teramo
(INAF)

12 AGB structure CO Core He-shell H-shell 13C(α,n)16O 22Ne(α,n)25Mg
Earth radius (~10-2 RSUN) Earth-Sun (~200 RSUN) Convective Envelope 13C(α,n)16O 22Ne(α,n)25Mg

13 ROTATION It mixes 14N in 13C-rich layers (and viceversa), thus implying a decrease of the local neutron density and an increase of the iron seeds. As a consequence, the surface s-process distributions change.Possibly interesting for the 14N(n,p)14C reaction…

14 Possible Progenitor Systems for Sn Ia
Single Degenerate Double Degenerate The companion is a normal star with an H-rich or He-rich envelope The companion is a CO White Dwarf For both scenarios the main problem is related to the evolution up to the explosion

15 White dwarfs accreting helium (realistic system: 1.02+0.3):
a sequence of He-flashes during which neutrons come from the 22Ne(α,n)25Mg reaction

16 The chemistry during the whole accretion phase

17 Simmering phase and URCA processes
URCA process: a cooling process (emitting neutrinos) (Z,A)+e (Z-1,A)+ν The simmering phase in SNe Ia corresponds to the time span from the onset of C-flash-driven convective zone up to the explosive event. During this phase, lasting for about yr, the zone unstable for convection grows in mass, extending over almost the whole star. The interaction between core convection (triggered by 12C+12C) and URCA shells define the thermal and chemical profile for the subsequent explosion Main neutron source 22Ne(α,n)25Mg reaction (as the weak-s process in massive stars)

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19 Nucleosynthesis during the simmering phase
α capture p capture n capture

20 Nuove idee… (I) Distribuzione degli isotopi s-only nel Sole (modelli stellari + GCE)

21 Il caso del 134Cs e 134Ba

22 134Cs (β-) 134Ba 134Cs t1/2 ≈2 years log (t1/2) t1/2 ≈ 4 days T/100 MK
From Takahashi&Yokoi 1987 ADNT 36,375 134Cs t1/2 ≈2 years log (t1/2) t1/2 ≈ 4 days T/100 MK

23 134Cs(n,γ)135Cs Patronis et al Phys. Rev. C 69,

24 134Ba(n,γ)135Ba F. Voss et al., Phys. Rev. C 50, 2582 (1994)

25 Fattibilità Irraggiamento di un campione di 133Cs (costo ~300 euro) in un reattore per creare 134Cs e poi misurarlo in breve tempo (EAR2) 134Ba (abbondanza 2.4%)--> Dopo un anno si può fare una separazione chimica ottenendo 134Ba e misurarne la sezione d’urto.

26 Nuove (pazze) idee… (II)
HUGE TDU He-shell H-shell CO core Convective envelope HUGE PULSE SPLITTING

27 Misura della 32Si(n,γ) Eccesso di 32S trovato nei pre-solar grains in concomitanza a un basso 12C/13C

28 Solo stima teorica

29 Fattibilità ?

30 Nuove idee… (III) Distribuzione degli elementi pesanti in GCs arricchiti nel processo s

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32 140Ce(n,γ)141Ce F. Käppeler, et al. Phys. Rev. C 53, 1397 (1996)

33 Fattibilità 140Ce (abbondanza 88.5%) --> malgrado l'alta abbondanza, la sezione d'urto dell'isotopo è di gran lunga la più bassa. Necessario un isotopo arricchito.