Rosario Gianluca Pizzone

Presentazione sul tema: "Rosario Gianluca Pizzone"— Transcript della presentazione:

1 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 V meeting dei gruppi di Astrofisica Nucleare Italiani Teramo, 20 Aprile 2005

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

3 Litio 7 L’abbondanza del 7Li può dare indicazioni per:
Mathews&Kajino 2005 L’abbondanza del 7Li può dare indicazioni per: 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 dell’Universo Confronto con WMAP … problema aperto Struttura ed evoluzione stellare - meccanismi di trasporto negli interni stellari (temperatura di bruciamento,T6= 2.1 K) Primordial Abundance S. Eidelmann et al. (2004)

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

5 Osservazioni: 6Li Abbondanza del 6Li importante per comprendere come (e in quale quantità) il 7Li viene distrutto nelle stelle; nuovi constraint per la modellizazione della struttura stellare; Migliore comprensione dei processi di evoluzione temporale delle abbondanze di elementi leggeri; Il 6Li viene facilmente distrutto negli interni stellari e può essere osservato solo in pochi tipi di stelle (stelle d’alone, stelle di disco Z<<Zo). Esso risulta estremamente difficile da osservare, e sono richiesti spettri ad alta risoluzione (alto rapporto S/N) Poche determinazioni 6Li (Nissen et al 1999) Stelle di disco, -3<[Fe/H]<-0.6

6 Ad esempio nel caso di meccanismi non standard di mescolamento
Be: importanza Indicazione per modelli cosmologici (IBBN or SBBN) (Kajino & Boyd 1989) Studio dei meccanismi di mixing non standard negli interni stellari (unitamente a Li,B, T6=3.5 K) B: importanza negli interni stellari (insieme a Li, Be,T6=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

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

8 Difficoltà sperimentali
Per reazioni indotte da particelle cariche Ecm (keV) <<Ecoul (MeV) La sezione d’urto è esponenzialmente ridotta!! A tali energie gli esperimenti incontrano la difficoltà di bassissimi valori del rapporto segnale rumore. Il fattore astrofisico S(E) è definito come S(E) ha un comportamento poco variabile con l’energia e permette estrapolazioni meno difficoltose. Esse sono in generale basate su dati ad energie maggiori di quelle rilevanti per le applicazioni astrofisiche e quindi sono spesso inficiate da notevoli errori. V EC (MeV) 10-9:10-12 barn!!! S(E) = (E)Eexp(2)

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

10 Electron Screening II (Ue)exp > (Ue)theor
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 Dati sperimentali (Schermati) Correzione per screening stellare Estrapolazione di Sb (nucleo nudo) Procedura di Autofitting Una misura indipendente del fattore astrofisico di nucleo nudo è necessaria (Ue)exp > (Ue)theor

11 Il metodo del Cavallo di Troia
I metodi indiretti possono contribuire a migliorare la qualità dei risultati dell’Astrofisica 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 d’urto 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. 1999 Sezione d’urto a 3-corpi misurata Sezione d’urto a 2-corpi Distribuzione impulsi spettatore s entro a

12 Ecm  0 !!! a A a A Ecm = EAx– Bx-s ± moto intercluster
s spettatore x partecipante A a x s L’energia del proiettile viene compensata dall’energia di Legame del nucleo “Cavallo di Troia” a L’energia di interazione è: Ecm = EAx– Bx-s ± moto intercluster EAx energia di fascio nel centro di massa A-x. Bx-s x-s energia di legame A x s a Gioca un ruolo chiave per la compensazione dell’energia di fascio Ecm  0 !!!

13 d’interesse astrofisico
THM in MPWBA L’approccio PWIA per il THM è stato recentemente migliorato usando la MPWBA Spitaleri et al. 1999 Sezione d’urto “bare” d’interesse astrofisico Misurata Calcolata Con KF fattore cinematico, Cl costante di normalizzazione (da fissare con confronto con dati diretti, Fattore di Penetrabilità E distribuzione d’impulsi dello spettatore all’interno di a No Coulomb-suppression No Screening effects

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

15 Misura precedente (test validità)
Riproduzione della risonanza corrispondente al livello 5/2- 7Be 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) • A. Tumino et al.: 2003  Dati Diretti Elwyn 1977

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

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

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

19 Estratta Misurata Calcolata
Tumino et al. (2004) Direct data (Engstler, 1992) •  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 all’effetto di screening elettronico.

20 2H p 7Li n a α Alla stessa maniera è stata estratta la sezione d’urto a due corpi per la reazione 7Li + p  a + a a partire dalla reazione 7Li + d  a + a + n 7Li(p,α)4He THM data Direct data Lattuada et al. 2001 Attualmente si sta lavorando alla estrazione dei dati per la 7Li(p,a)4He a partire dalla 7Li + 3He  a + a + d (test approssimazione polare) 3He p 7Li d a α

21 Quadro riassuntivo 58 keVb 55 ± 3 keVb 7Li+p  + S(E=0) Diretto S(E=0) THM Reazione 6Li+p  +3He 3.00 ± 0.19 MeVb 2.84 keVb 11B+po+8Be 0.41  0.09 MeVb 2.1 MeVb 3He+d+ p 16.9 ± 0.5 MeVb Contributo La Cognata In progress 10B+p+7Be 9Be+p +6Li Contributo Lamia 6Li+d  + 17.4 MeVb 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).

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

23 Implicazioni Astrofisiche
Nucleosintesi primordiale La reazione 7Li + p  a + a --- THM rate Nacre rate L’abbondanza per il 7Li 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 Le reazioni 7Li + p  a + a e 6Li + p  a + 3He Stelle osservate da Nissen et al (rapporto Li6/Li7) Incertezze astrofisiche (M, Z, a, Y…) vs. incertezze nucleari (Pizzone et al. 2005)

25 Conclusioni Misurate le sezioni d’urto di nucleo nudo per le reazioni 7Li(p,a)4He e 6Li(p,a)3He 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 d’urto 7Li(p,a)4He attraverso il break-up dell’3He: test sull’approssimazione polare;

26 The ASFIN Collaboration
AStroFIsica Nucleare The ASFIN Collaboration 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 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. Degl’Innocenti Università di Pisa A.Santo de Toledo Universidad de Sao Paulo, Brasil S. Typel GSI, Germany

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