" Esistono persone cosi` pazze da scendere in profonde miniere
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1
Esistono persone cosi` pazzeda scendere in profonde miniereper osservare le stelle del cielo
(Naturalis Historia - Plinio 23-79 aC)
2
1021 stelle Mtot=1021M=1054 g
R=12109 ly=2middot10-31 gcm310-23torr
1 atomo H 10m3
modello evolutivo dellrsquoUniverso nascedallrsquoosservazione di alcune propr fondam
abbondanza relativa elementi relazione massa-luminosita` stelle (diagr H-R)
Regolaritarsquo su larga scala
Legge di Hubble (v recess sect) radiaz di fondo a 276 K
Origine ldquospettacolarerdquo Big-Bang
Universoosservabile 1010 1011 sect 1010 1011
3
Lrsquoespansione dellrsquoUniverso la Legge di Hubble
Spettri ottici delle stelle dipendono dagli elementichimici superficiali righe caratteristiche
Misura red-shift velocita`di allontanamentodella sorgente luminosa
sect in allontanamentotutte le aumentano
red-shift
Il red (o blue) ndashshift Z e`dato da
0
0vZ
Lrsquoeffetto Doppler prevede che
111Z (Z per v ltlt c)
Il valore di Z osservato serve per calcolare v
quasi tutte le galassie sono in allontanamento
v = Hmiddotd (d = distanza)
H = 15 kms106anni luce = 50 kmmiddots-1middotMpc-1
H e`detta costante di Hubble
4
Se v recessione e`rimasta costante neltempo ogni galassia in allontanamento danoi era un tempo arbitrariamente vicinaIl tempo trascorso da allora e`pari a
t = dv = H-1
Questo discorso vale per tutte le altre galassieIn un lontano passato ( tempo di Hubble H-1 )tutta la materia contenuta nellrsquoUniverso dovevaessere compressa ldquoovunquerdquo ad una densita`arbitrariamente elevataLrsquoetarsquo dellrsquoUniverso e`quindi stimata essere
tUniverso H-1 = (167)middot109 anni
Questo semplice calcolo ha condotto alla ipotesicosmologica che lrsquoUniverso abbia avuto inizio conuna esplosine primordiale di proporzioni davveroinimmaginabili il Big-Bang appunto
5
La radiazione di fondo
Nel 1965 i due radioastronomi Penzias e Wilsonscoprirono del tutto casualmante un altrofondamentale fenomeno cosmologicoLa radiazione di microonde che riempie uniformemente tutto lrsquoUniverso
Misure successive hanno mostrato che questaradiazione e`consistente con quella di un corponero alla temperatura T = 276 K
Tale radiazione non puo`essere generata daalcun oggetto astronomico noto (spettro difrequenza ed isotropia)
6
Si pensa che questa radiazione di microonde abbiaavuto origine in una epoca remota essa costituisceil piu`antico segnale mai misuratoQuesta radiazione e`la stessa che era presente neiprimi istanti di vita dellrsquoUniverso
Originariamente Trad = 1012 K
Con lrsquoespansione dellrsquoUniverso
RmaxT = cost (legge di Wien)T 1R
La radiazione si e`raffreddata fino a raggiungerela attuale temperatura di 276 K
Dalla legge di Stefan-Boltzmann
33
T2520c
KT13
N
Per 276 K densita`dei fotoni = 430 cm-3
N e`enorme rispetto al numero NB di nucleoni
NB = NAvogUniv = 12middot10-7 cm-3
NBN = 10-9
NellrsquoUniverso vi e`un nucleone ogni 109 fotoni
7
La fisica nucleare e lrsquoorigine dellrsquoUniverso
negli hellip ultimi 10 miliardi di anniformazione di stelle e galassienascita vita e morte delle stellenucleosintesi degli elementi
Astrofisica fisica nucleare
nei hellipldquoprimi tre minutirdquocreazione p n d He
mpgtkT per Tlt1012K
8
Elementi di fisica nucleare
NAZ X
242He
011H 20
4020Ca
14623892U
A e X definiscono univocamente lrsquoisotopo
XA H1 He4 Ca40 U238
Mn lt ZmP + NmN
A=Z+N
Ma = Mn + Zme ndash Be(Z)c2 me = Be(Z)c2
Ma 109 eVme 5middot105 eVBe = 136 eV
Atomo Idrogeno
Be(Z) 157middotZ73
Mn = Mn - ZmP - NmN E = Mnc2
E rappresenta lrsquoenergia rilasciata nelporcesso di formazione del nucleo
E rappresenta lrsquoenergia necessariaper disintegrare completam il nucleo
9
nucleo E EA2H 222 1114He 2830 70712C 9216 76816O 12762 79840Ca 34205 85556Fe 49226 879238U 180170 757
reaz esotermicaA lt 60 fusioneA gt 60 fissione
10
Reazioni nucleari
1 + 2 3 + 4 x + A B + y A(xy)B
Qn = (Mn1 + Mn2 ndash Mn3 ndash Mn3)c2
Qa = (Ma1 + Ma2 ndash Ma3 ndash Ma3)c2
Qa = Qn + mec2(Z1+Z2-Z3-Z4) + Be(Z1)+ Be(Z1)-Be(Z3)-Be(Z4)
Qn = Qa - Be (Be ltlt Qa)
nelle tavole delle masseeccesso di massa atomica M
M = (M -AmiddotMU)middotc2 (MeV)
MU = 112 massa atomo neutro di 12CMU = 931494 MeVc2
11
EsQ ndash valore reazione
3He(3He2p)4He
Q = 2middotM(3He) - M(4He) - 2middotM(1H) = 1286 MeV
3He + 3He 2p + 4He
12
Sezione drsquourto
geom = (Rp+ Rt)2
Rp
Rt
R = r0middotA13
1H + 1H = 02middot10-24 cm2
1H +238U = 28middot10-24 cm2
238U +238U = 48middot10-24 cm2
si misura in barn 1b = 10-24 cm2
= middot2
cmE2p
tp
tp
mm
mm
lab
tp
tcm E
mmm
E
dipende essenzialmente dalla natura dellaForza in gioco (nucleare em debole hellip)
15N(p)12C = 05 b Ep= 2 MeV3He( )7Be = 10-6 b E= 2 MeVp(p e+ )d = 10-20 b Ep= 2 MeV
13
HHe LiBeB Fe Pb
Lrsquoorigine degli elementi
14
Gli elementi di gran lunga piu` diffusi sonoH (80 ) ed He (20)H + He = 99 materia UniversoTutti gli altri i ldquometallirdquo assommano allrsquo 1
Alti picchi H He Fe Pb
Profonda valle Li Be B
1948 GamowNella prima frac12ora di vita dellrsquouniversoA A+1 A+2 hellip (cattura p n)Picchi He Fe Pb stabilita` nucleare
1957 Fowler e CameronElementi piu` pesanti sintetizzati nelle stelleesplos supernovae dispers nello spazio
3 12Cp + 12C 13N hellip + 12C 16O hellip
Li Be B Non esistono nuclei stabili con A=5 e A=8con H ed 4He le reazioni possibili sonop + 4He 5Li + 4He + 4He 8Be +
15
+ 8Be = 10-14 s
Q = -921 keV
Q2
R2vR2
trel
cont = 10-19 s
tcon ltlt + 8Be 8Be + 12C
La nucleosintesi degli elementi pesanti continuatuttrsquooggi durante le fasi evolutive delle stelle
Superato il gap A=5 A=8 nelle stelle si formanogli elementi piu` pesanti per processi di fusione
16
Perche` esistono Li Be B
Come si sono formati gli elementi con A gt 60
Produzione di Li Be B per ldquospallazionerdquo
p + 12C
11B + 2p10B + 2p + n10B + 3He9Be + 3p + n9Be + 3He + p7Li + 4p + 2n 7Li + 4He + 2p6Li + 4p + 3n6Li + 4He + 2p +n6Li + 4He + 3He
17
Formazione degli elementi con A gt 60
reazioni di cattura (n)Decadimento XnX 1A
ZAZ
XnX 2AZ
1AZX1A
ZSe e` stabile
X1AZSe e` instabile
si formano isotopi pesanti dellrsquoelemento X
YX 1A1Z
1AZ
si forma un nuovo elemento Y piu` pesante
Yield produzione elementi X e Y dipende dan (n)
Meccanismi di produzione dei neutroni13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
18
- B2FH Burbidge Burbidge Foyler e Hoyle- Cameron
Abbondanza relativa elementiPenetrazione barriera coulombiana
H ndash burning (H He)He ndash burning (He C O Ne)C O Ne ndash burning (produz di 16 A 28)Si ndash burning (produz di 28 A 60)Processi s r e p (produzione di A 60)Processi (produzione D Li Be B)
19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
2
1021 stelle Mtot=1021M=1054 g
R=12109 ly=2middot10-31 gcm310-23torr
1 atomo H 10m3
modello evolutivo dellrsquoUniverso nascedallrsquoosservazione di alcune propr fondam
abbondanza relativa elementi relazione massa-luminosita` stelle (diagr H-R)
Regolaritarsquo su larga scala
Legge di Hubble (v recess sect) radiaz di fondo a 276 K
Origine ldquospettacolarerdquo Big-Bang
Universoosservabile 1010 1011 sect 1010 1011
3
Lrsquoespansione dellrsquoUniverso la Legge di Hubble
Spettri ottici delle stelle dipendono dagli elementichimici superficiali righe caratteristiche
Misura red-shift velocita`di allontanamentodella sorgente luminosa
sect in allontanamentotutte le aumentano
red-shift
Il red (o blue) ndashshift Z e`dato da
0
0vZ
Lrsquoeffetto Doppler prevede che
111Z (Z per v ltlt c)
Il valore di Z osservato serve per calcolare v
quasi tutte le galassie sono in allontanamento
v = Hmiddotd (d = distanza)
H = 15 kms106anni luce = 50 kmmiddots-1middotMpc-1
H e`detta costante di Hubble
4
Se v recessione e`rimasta costante neltempo ogni galassia in allontanamento danoi era un tempo arbitrariamente vicinaIl tempo trascorso da allora e`pari a
t = dv = H-1
Questo discorso vale per tutte le altre galassieIn un lontano passato ( tempo di Hubble H-1 )tutta la materia contenuta nellrsquoUniverso dovevaessere compressa ldquoovunquerdquo ad una densita`arbitrariamente elevataLrsquoetarsquo dellrsquoUniverso e`quindi stimata essere
tUniverso H-1 = (167)middot109 anni
Questo semplice calcolo ha condotto alla ipotesicosmologica che lrsquoUniverso abbia avuto inizio conuna esplosine primordiale di proporzioni davveroinimmaginabili il Big-Bang appunto
5
La radiazione di fondo
Nel 1965 i due radioastronomi Penzias e Wilsonscoprirono del tutto casualmante un altrofondamentale fenomeno cosmologicoLa radiazione di microonde che riempie uniformemente tutto lrsquoUniverso
Misure successive hanno mostrato che questaradiazione e`consistente con quella di un corponero alla temperatura T = 276 K
Tale radiazione non puo`essere generata daalcun oggetto astronomico noto (spettro difrequenza ed isotropia)
6
Si pensa che questa radiazione di microonde abbiaavuto origine in una epoca remota essa costituisceil piu`antico segnale mai misuratoQuesta radiazione e`la stessa che era presente neiprimi istanti di vita dellrsquoUniverso
Originariamente Trad = 1012 K
Con lrsquoespansione dellrsquoUniverso
RmaxT = cost (legge di Wien)T 1R
La radiazione si e`raffreddata fino a raggiungerela attuale temperatura di 276 K
Dalla legge di Stefan-Boltzmann
33
T2520c
KT13
N
Per 276 K densita`dei fotoni = 430 cm-3
N e`enorme rispetto al numero NB di nucleoni
NB = NAvogUniv = 12middot10-7 cm-3
NBN = 10-9
NellrsquoUniverso vi e`un nucleone ogni 109 fotoni
7
La fisica nucleare e lrsquoorigine dellrsquoUniverso
negli hellip ultimi 10 miliardi di anniformazione di stelle e galassienascita vita e morte delle stellenucleosintesi degli elementi
Astrofisica fisica nucleare
nei hellipldquoprimi tre minutirdquocreazione p n d He
mpgtkT per Tlt1012K
8
Elementi di fisica nucleare
NAZ X
242He
011H 20
4020Ca
14623892U
A e X definiscono univocamente lrsquoisotopo
XA H1 He4 Ca40 U238
Mn lt ZmP + NmN
A=Z+N
Ma = Mn + Zme ndash Be(Z)c2 me = Be(Z)c2
Ma 109 eVme 5middot105 eVBe = 136 eV
Atomo Idrogeno
Be(Z) 157middotZ73
Mn = Mn - ZmP - NmN E = Mnc2
E rappresenta lrsquoenergia rilasciata nelporcesso di formazione del nucleo
E rappresenta lrsquoenergia necessariaper disintegrare completam il nucleo
9
nucleo E EA2H 222 1114He 2830 70712C 9216 76816O 12762 79840Ca 34205 85556Fe 49226 879238U 180170 757
reaz esotermicaA lt 60 fusioneA gt 60 fissione
10
Reazioni nucleari
1 + 2 3 + 4 x + A B + y A(xy)B
Qn = (Mn1 + Mn2 ndash Mn3 ndash Mn3)c2
Qa = (Ma1 + Ma2 ndash Ma3 ndash Ma3)c2
Qa = Qn + mec2(Z1+Z2-Z3-Z4) + Be(Z1)+ Be(Z1)-Be(Z3)-Be(Z4)
Qn = Qa - Be (Be ltlt Qa)
nelle tavole delle masseeccesso di massa atomica M
M = (M -AmiddotMU)middotc2 (MeV)
MU = 112 massa atomo neutro di 12CMU = 931494 MeVc2
11
EsQ ndash valore reazione
3He(3He2p)4He
Q = 2middotM(3He) - M(4He) - 2middotM(1H) = 1286 MeV
3He + 3He 2p + 4He
12
Sezione drsquourto
geom = (Rp+ Rt)2
Rp
Rt
R = r0middotA13
1H + 1H = 02middot10-24 cm2
1H +238U = 28middot10-24 cm2
238U +238U = 48middot10-24 cm2
si misura in barn 1b = 10-24 cm2
= middot2
cmE2p
tp
tp
mm
mm
lab
tp
tcm E
mmm
E
dipende essenzialmente dalla natura dellaForza in gioco (nucleare em debole hellip)
15N(p)12C = 05 b Ep= 2 MeV3He( )7Be = 10-6 b E= 2 MeVp(p e+ )d = 10-20 b Ep= 2 MeV
13
HHe LiBeB Fe Pb
Lrsquoorigine degli elementi
14
Gli elementi di gran lunga piu` diffusi sonoH (80 ) ed He (20)H + He = 99 materia UniversoTutti gli altri i ldquometallirdquo assommano allrsquo 1
Alti picchi H He Fe Pb
Profonda valle Li Be B
1948 GamowNella prima frac12ora di vita dellrsquouniversoA A+1 A+2 hellip (cattura p n)Picchi He Fe Pb stabilita` nucleare
1957 Fowler e CameronElementi piu` pesanti sintetizzati nelle stelleesplos supernovae dispers nello spazio
3 12Cp + 12C 13N hellip + 12C 16O hellip
Li Be B Non esistono nuclei stabili con A=5 e A=8con H ed 4He le reazioni possibili sonop + 4He 5Li + 4He + 4He 8Be +
15
+ 8Be = 10-14 s
Q = -921 keV
Q2
R2vR2
trel
cont = 10-19 s
tcon ltlt + 8Be 8Be + 12C
La nucleosintesi degli elementi pesanti continuatuttrsquooggi durante le fasi evolutive delle stelle
Superato il gap A=5 A=8 nelle stelle si formanogli elementi piu` pesanti per processi di fusione
16
Perche` esistono Li Be B
Come si sono formati gli elementi con A gt 60
Produzione di Li Be B per ldquospallazionerdquo
p + 12C
11B + 2p10B + 2p + n10B + 3He9Be + 3p + n9Be + 3He + p7Li + 4p + 2n 7Li + 4He + 2p6Li + 4p + 3n6Li + 4He + 2p +n6Li + 4He + 3He
17
Formazione degli elementi con A gt 60
reazioni di cattura (n)Decadimento XnX 1A
ZAZ
XnX 2AZ
1AZX1A
ZSe e` stabile
X1AZSe e` instabile
si formano isotopi pesanti dellrsquoelemento X
YX 1A1Z
1AZ
si forma un nuovo elemento Y piu` pesante
Yield produzione elementi X e Y dipende dan (n)
Meccanismi di produzione dei neutroni13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
18
- B2FH Burbidge Burbidge Foyler e Hoyle- Cameron
Abbondanza relativa elementiPenetrazione barriera coulombiana
H ndash burning (H He)He ndash burning (He C O Ne)C O Ne ndash burning (produz di 16 A 28)Si ndash burning (produz di 28 A 60)Processi s r e p (produzione di A 60)Processi (produzione D Li Be B)
19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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3
Lrsquoespansione dellrsquoUniverso la Legge di Hubble
Spettri ottici delle stelle dipendono dagli elementichimici superficiali righe caratteristiche
Misura red-shift velocita`di allontanamentodella sorgente luminosa
sect in allontanamentotutte le aumentano
red-shift
Il red (o blue) ndashshift Z e`dato da
0
0vZ
Lrsquoeffetto Doppler prevede che
111Z (Z per v ltlt c)
Il valore di Z osservato serve per calcolare v
quasi tutte le galassie sono in allontanamento
v = Hmiddotd (d = distanza)
H = 15 kms106anni luce = 50 kmmiddots-1middotMpc-1
H e`detta costante di Hubble
4
Se v recessione e`rimasta costante neltempo ogni galassia in allontanamento danoi era un tempo arbitrariamente vicinaIl tempo trascorso da allora e`pari a
t = dv = H-1
Questo discorso vale per tutte le altre galassieIn un lontano passato ( tempo di Hubble H-1 )tutta la materia contenuta nellrsquoUniverso dovevaessere compressa ldquoovunquerdquo ad una densita`arbitrariamente elevataLrsquoetarsquo dellrsquoUniverso e`quindi stimata essere
tUniverso H-1 = (167)middot109 anni
Questo semplice calcolo ha condotto alla ipotesicosmologica che lrsquoUniverso abbia avuto inizio conuna esplosine primordiale di proporzioni davveroinimmaginabili il Big-Bang appunto
5
La radiazione di fondo
Nel 1965 i due radioastronomi Penzias e Wilsonscoprirono del tutto casualmante un altrofondamentale fenomeno cosmologicoLa radiazione di microonde che riempie uniformemente tutto lrsquoUniverso
Misure successive hanno mostrato che questaradiazione e`consistente con quella di un corponero alla temperatura T = 276 K
Tale radiazione non puo`essere generata daalcun oggetto astronomico noto (spettro difrequenza ed isotropia)
6
Si pensa che questa radiazione di microonde abbiaavuto origine in una epoca remota essa costituisceil piu`antico segnale mai misuratoQuesta radiazione e`la stessa che era presente neiprimi istanti di vita dellrsquoUniverso
Originariamente Trad = 1012 K
Con lrsquoespansione dellrsquoUniverso
RmaxT = cost (legge di Wien)T 1R
La radiazione si e`raffreddata fino a raggiungerela attuale temperatura di 276 K
Dalla legge di Stefan-Boltzmann
33
T2520c
KT13
N
Per 276 K densita`dei fotoni = 430 cm-3
N e`enorme rispetto al numero NB di nucleoni
NB = NAvogUniv = 12middot10-7 cm-3
NBN = 10-9
NellrsquoUniverso vi e`un nucleone ogni 109 fotoni
7
La fisica nucleare e lrsquoorigine dellrsquoUniverso
negli hellip ultimi 10 miliardi di anniformazione di stelle e galassienascita vita e morte delle stellenucleosintesi degli elementi
Astrofisica fisica nucleare
nei hellipldquoprimi tre minutirdquocreazione p n d He
mpgtkT per Tlt1012K
8
Elementi di fisica nucleare
NAZ X
242He
011H 20
4020Ca
14623892U
A e X definiscono univocamente lrsquoisotopo
XA H1 He4 Ca40 U238
Mn lt ZmP + NmN
A=Z+N
Ma = Mn + Zme ndash Be(Z)c2 me = Be(Z)c2
Ma 109 eVme 5middot105 eVBe = 136 eV
Atomo Idrogeno
Be(Z) 157middotZ73
Mn = Mn - ZmP - NmN E = Mnc2
E rappresenta lrsquoenergia rilasciata nelporcesso di formazione del nucleo
E rappresenta lrsquoenergia necessariaper disintegrare completam il nucleo
9
nucleo E EA2H 222 1114He 2830 70712C 9216 76816O 12762 79840Ca 34205 85556Fe 49226 879238U 180170 757
reaz esotermicaA lt 60 fusioneA gt 60 fissione
10
Reazioni nucleari
1 + 2 3 + 4 x + A B + y A(xy)B
Qn = (Mn1 + Mn2 ndash Mn3 ndash Mn3)c2
Qa = (Ma1 + Ma2 ndash Ma3 ndash Ma3)c2
Qa = Qn + mec2(Z1+Z2-Z3-Z4) + Be(Z1)+ Be(Z1)-Be(Z3)-Be(Z4)
Qn = Qa - Be (Be ltlt Qa)
nelle tavole delle masseeccesso di massa atomica M
M = (M -AmiddotMU)middotc2 (MeV)
MU = 112 massa atomo neutro di 12CMU = 931494 MeVc2
11
EsQ ndash valore reazione
3He(3He2p)4He
Q = 2middotM(3He) - M(4He) - 2middotM(1H) = 1286 MeV
3He + 3He 2p + 4He
12
Sezione drsquourto
geom = (Rp+ Rt)2
Rp
Rt
R = r0middotA13
1H + 1H = 02middot10-24 cm2
1H +238U = 28middot10-24 cm2
238U +238U = 48middot10-24 cm2
si misura in barn 1b = 10-24 cm2
= middot2
cmE2p
tp
tp
mm
mm
lab
tp
tcm E
mmm
E
dipende essenzialmente dalla natura dellaForza in gioco (nucleare em debole hellip)
15N(p)12C = 05 b Ep= 2 MeV3He( )7Be = 10-6 b E= 2 MeVp(p e+ )d = 10-20 b Ep= 2 MeV
13
HHe LiBeB Fe Pb
Lrsquoorigine degli elementi
14
Gli elementi di gran lunga piu` diffusi sonoH (80 ) ed He (20)H + He = 99 materia UniversoTutti gli altri i ldquometallirdquo assommano allrsquo 1
Alti picchi H He Fe Pb
Profonda valle Li Be B
1948 GamowNella prima frac12ora di vita dellrsquouniversoA A+1 A+2 hellip (cattura p n)Picchi He Fe Pb stabilita` nucleare
1957 Fowler e CameronElementi piu` pesanti sintetizzati nelle stelleesplos supernovae dispers nello spazio
3 12Cp + 12C 13N hellip + 12C 16O hellip
Li Be B Non esistono nuclei stabili con A=5 e A=8con H ed 4He le reazioni possibili sonop + 4He 5Li + 4He + 4He 8Be +
15
+ 8Be = 10-14 s
Q = -921 keV
Q2
R2vR2
trel
cont = 10-19 s
tcon ltlt + 8Be 8Be + 12C
La nucleosintesi degli elementi pesanti continuatuttrsquooggi durante le fasi evolutive delle stelle
Superato il gap A=5 A=8 nelle stelle si formanogli elementi piu` pesanti per processi di fusione
16
Perche` esistono Li Be B
Come si sono formati gli elementi con A gt 60
Produzione di Li Be B per ldquospallazionerdquo
p + 12C
11B + 2p10B + 2p + n10B + 3He9Be + 3p + n9Be + 3He + p7Li + 4p + 2n 7Li + 4He + 2p6Li + 4p + 3n6Li + 4He + 2p +n6Li + 4He + 3He
17
Formazione degli elementi con A gt 60
reazioni di cattura (n)Decadimento XnX 1A
ZAZ
XnX 2AZ
1AZX1A
ZSe e` stabile
X1AZSe e` instabile
si formano isotopi pesanti dellrsquoelemento X
YX 1A1Z
1AZ
si forma un nuovo elemento Y piu` pesante
Yield produzione elementi X e Y dipende dan (n)
Meccanismi di produzione dei neutroni13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
18
- B2FH Burbidge Burbidge Foyler e Hoyle- Cameron
Abbondanza relativa elementiPenetrazione barriera coulombiana
H ndash burning (H He)He ndash burning (He C O Ne)C O Ne ndash burning (produz di 16 A 28)Si ndash burning (produz di 28 A 60)Processi s r e p (produzione di A 60)Processi (produzione D Li Be B)
19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
4
Se v recessione e`rimasta costante neltempo ogni galassia in allontanamento danoi era un tempo arbitrariamente vicinaIl tempo trascorso da allora e`pari a
t = dv = H-1
Questo discorso vale per tutte le altre galassieIn un lontano passato ( tempo di Hubble H-1 )tutta la materia contenuta nellrsquoUniverso dovevaessere compressa ldquoovunquerdquo ad una densita`arbitrariamente elevataLrsquoetarsquo dellrsquoUniverso e`quindi stimata essere
tUniverso H-1 = (167)middot109 anni
Questo semplice calcolo ha condotto alla ipotesicosmologica che lrsquoUniverso abbia avuto inizio conuna esplosine primordiale di proporzioni davveroinimmaginabili il Big-Bang appunto
5
La radiazione di fondo
Nel 1965 i due radioastronomi Penzias e Wilsonscoprirono del tutto casualmante un altrofondamentale fenomeno cosmologicoLa radiazione di microonde che riempie uniformemente tutto lrsquoUniverso
Misure successive hanno mostrato che questaradiazione e`consistente con quella di un corponero alla temperatura T = 276 K
Tale radiazione non puo`essere generata daalcun oggetto astronomico noto (spettro difrequenza ed isotropia)
6
Si pensa che questa radiazione di microonde abbiaavuto origine in una epoca remota essa costituisceil piu`antico segnale mai misuratoQuesta radiazione e`la stessa che era presente neiprimi istanti di vita dellrsquoUniverso
Originariamente Trad = 1012 K
Con lrsquoespansione dellrsquoUniverso
RmaxT = cost (legge di Wien)T 1R
La radiazione si e`raffreddata fino a raggiungerela attuale temperatura di 276 K
Dalla legge di Stefan-Boltzmann
33
T2520c
KT13
N
Per 276 K densita`dei fotoni = 430 cm-3
N e`enorme rispetto al numero NB di nucleoni
NB = NAvogUniv = 12middot10-7 cm-3
NBN = 10-9
NellrsquoUniverso vi e`un nucleone ogni 109 fotoni
7
La fisica nucleare e lrsquoorigine dellrsquoUniverso
negli hellip ultimi 10 miliardi di anniformazione di stelle e galassienascita vita e morte delle stellenucleosintesi degli elementi
Astrofisica fisica nucleare
nei hellipldquoprimi tre minutirdquocreazione p n d He
mpgtkT per Tlt1012K
8
Elementi di fisica nucleare
NAZ X
242He
011H 20
4020Ca
14623892U
A e X definiscono univocamente lrsquoisotopo
XA H1 He4 Ca40 U238
Mn lt ZmP + NmN
A=Z+N
Ma = Mn + Zme ndash Be(Z)c2 me = Be(Z)c2
Ma 109 eVme 5middot105 eVBe = 136 eV
Atomo Idrogeno
Be(Z) 157middotZ73
Mn = Mn - ZmP - NmN E = Mnc2
E rappresenta lrsquoenergia rilasciata nelporcesso di formazione del nucleo
E rappresenta lrsquoenergia necessariaper disintegrare completam il nucleo
9
nucleo E EA2H 222 1114He 2830 70712C 9216 76816O 12762 79840Ca 34205 85556Fe 49226 879238U 180170 757
reaz esotermicaA lt 60 fusioneA gt 60 fissione
10
Reazioni nucleari
1 + 2 3 + 4 x + A B + y A(xy)B
Qn = (Mn1 + Mn2 ndash Mn3 ndash Mn3)c2
Qa = (Ma1 + Ma2 ndash Ma3 ndash Ma3)c2
Qa = Qn + mec2(Z1+Z2-Z3-Z4) + Be(Z1)+ Be(Z1)-Be(Z3)-Be(Z4)
Qn = Qa - Be (Be ltlt Qa)
nelle tavole delle masseeccesso di massa atomica M
M = (M -AmiddotMU)middotc2 (MeV)
MU = 112 massa atomo neutro di 12CMU = 931494 MeVc2
11
EsQ ndash valore reazione
3He(3He2p)4He
Q = 2middotM(3He) - M(4He) - 2middotM(1H) = 1286 MeV
3He + 3He 2p + 4He
12
Sezione drsquourto
geom = (Rp+ Rt)2
Rp
Rt
R = r0middotA13
1H + 1H = 02middot10-24 cm2
1H +238U = 28middot10-24 cm2
238U +238U = 48middot10-24 cm2
si misura in barn 1b = 10-24 cm2
= middot2
cmE2p
tp
tp
mm
mm
lab
tp
tcm E
mmm
E
dipende essenzialmente dalla natura dellaForza in gioco (nucleare em debole hellip)
15N(p)12C = 05 b Ep= 2 MeV3He( )7Be = 10-6 b E= 2 MeVp(p e+ )d = 10-20 b Ep= 2 MeV
13
HHe LiBeB Fe Pb
Lrsquoorigine degli elementi
14
Gli elementi di gran lunga piu` diffusi sonoH (80 ) ed He (20)H + He = 99 materia UniversoTutti gli altri i ldquometallirdquo assommano allrsquo 1
Alti picchi H He Fe Pb
Profonda valle Li Be B
1948 GamowNella prima frac12ora di vita dellrsquouniversoA A+1 A+2 hellip (cattura p n)Picchi He Fe Pb stabilita` nucleare
1957 Fowler e CameronElementi piu` pesanti sintetizzati nelle stelleesplos supernovae dispers nello spazio
3 12Cp + 12C 13N hellip + 12C 16O hellip
Li Be B Non esistono nuclei stabili con A=5 e A=8con H ed 4He le reazioni possibili sonop + 4He 5Li + 4He + 4He 8Be +
15
+ 8Be = 10-14 s
Q = -921 keV
Q2
R2vR2
trel
cont = 10-19 s
tcon ltlt + 8Be 8Be + 12C
La nucleosintesi degli elementi pesanti continuatuttrsquooggi durante le fasi evolutive delle stelle
Superato il gap A=5 A=8 nelle stelle si formanogli elementi piu` pesanti per processi di fusione
16
Perche` esistono Li Be B
Come si sono formati gli elementi con A gt 60
Produzione di Li Be B per ldquospallazionerdquo
p + 12C
11B + 2p10B + 2p + n10B + 3He9Be + 3p + n9Be + 3He + p7Li + 4p + 2n 7Li + 4He + 2p6Li + 4p + 3n6Li + 4He + 2p +n6Li + 4He + 3He
17
Formazione degli elementi con A gt 60
reazioni di cattura (n)Decadimento XnX 1A
ZAZ
XnX 2AZ
1AZX1A
ZSe e` stabile
X1AZSe e` instabile
si formano isotopi pesanti dellrsquoelemento X
YX 1A1Z
1AZ
si forma un nuovo elemento Y piu` pesante
Yield produzione elementi X e Y dipende dan (n)
Meccanismi di produzione dei neutroni13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
18
- B2FH Burbidge Burbidge Foyler e Hoyle- Cameron
Abbondanza relativa elementiPenetrazione barriera coulombiana
H ndash burning (H He)He ndash burning (He C O Ne)C O Ne ndash burning (produz di 16 A 28)Si ndash burning (produz di 28 A 60)Processi s r e p (produzione di A 60)Processi (produzione D Li Be B)
19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
5
La radiazione di fondo
Nel 1965 i due radioastronomi Penzias e Wilsonscoprirono del tutto casualmante un altrofondamentale fenomeno cosmologicoLa radiazione di microonde che riempie uniformemente tutto lrsquoUniverso
Misure successive hanno mostrato che questaradiazione e`consistente con quella di un corponero alla temperatura T = 276 K
Tale radiazione non puo`essere generata daalcun oggetto astronomico noto (spettro difrequenza ed isotropia)
6
Si pensa che questa radiazione di microonde abbiaavuto origine in una epoca remota essa costituisceil piu`antico segnale mai misuratoQuesta radiazione e`la stessa che era presente neiprimi istanti di vita dellrsquoUniverso
Originariamente Trad = 1012 K
Con lrsquoespansione dellrsquoUniverso
RmaxT = cost (legge di Wien)T 1R
La radiazione si e`raffreddata fino a raggiungerela attuale temperatura di 276 K
Dalla legge di Stefan-Boltzmann
33
T2520c
KT13
N
Per 276 K densita`dei fotoni = 430 cm-3
N e`enorme rispetto al numero NB di nucleoni
NB = NAvogUniv = 12middot10-7 cm-3
NBN = 10-9
NellrsquoUniverso vi e`un nucleone ogni 109 fotoni
7
La fisica nucleare e lrsquoorigine dellrsquoUniverso
negli hellip ultimi 10 miliardi di anniformazione di stelle e galassienascita vita e morte delle stellenucleosintesi degli elementi
Astrofisica fisica nucleare
nei hellipldquoprimi tre minutirdquocreazione p n d He
mpgtkT per Tlt1012K
8
Elementi di fisica nucleare
NAZ X
242He
011H 20
4020Ca
14623892U
A e X definiscono univocamente lrsquoisotopo
XA H1 He4 Ca40 U238
Mn lt ZmP + NmN
A=Z+N
Ma = Mn + Zme ndash Be(Z)c2 me = Be(Z)c2
Ma 109 eVme 5middot105 eVBe = 136 eV
Atomo Idrogeno
Be(Z) 157middotZ73
Mn = Mn - ZmP - NmN E = Mnc2
E rappresenta lrsquoenergia rilasciata nelporcesso di formazione del nucleo
E rappresenta lrsquoenergia necessariaper disintegrare completam il nucleo
9
nucleo E EA2H 222 1114He 2830 70712C 9216 76816O 12762 79840Ca 34205 85556Fe 49226 879238U 180170 757
reaz esotermicaA lt 60 fusioneA gt 60 fissione
10
Reazioni nucleari
1 + 2 3 + 4 x + A B + y A(xy)B
Qn = (Mn1 + Mn2 ndash Mn3 ndash Mn3)c2
Qa = (Ma1 + Ma2 ndash Ma3 ndash Ma3)c2
Qa = Qn + mec2(Z1+Z2-Z3-Z4) + Be(Z1)+ Be(Z1)-Be(Z3)-Be(Z4)
Qn = Qa - Be (Be ltlt Qa)
nelle tavole delle masseeccesso di massa atomica M
M = (M -AmiddotMU)middotc2 (MeV)
MU = 112 massa atomo neutro di 12CMU = 931494 MeVc2
11
EsQ ndash valore reazione
3He(3He2p)4He
Q = 2middotM(3He) - M(4He) - 2middotM(1H) = 1286 MeV
3He + 3He 2p + 4He
12
Sezione drsquourto
geom = (Rp+ Rt)2
Rp
Rt
R = r0middotA13
1H + 1H = 02middot10-24 cm2
1H +238U = 28middot10-24 cm2
238U +238U = 48middot10-24 cm2
si misura in barn 1b = 10-24 cm2
= middot2
cmE2p
tp
tp
mm
mm
lab
tp
tcm E
mmm
E
dipende essenzialmente dalla natura dellaForza in gioco (nucleare em debole hellip)
15N(p)12C = 05 b Ep= 2 MeV3He( )7Be = 10-6 b E= 2 MeVp(p e+ )d = 10-20 b Ep= 2 MeV
13
HHe LiBeB Fe Pb
Lrsquoorigine degli elementi
14
Gli elementi di gran lunga piu` diffusi sonoH (80 ) ed He (20)H + He = 99 materia UniversoTutti gli altri i ldquometallirdquo assommano allrsquo 1
Alti picchi H He Fe Pb
Profonda valle Li Be B
1948 GamowNella prima frac12ora di vita dellrsquouniversoA A+1 A+2 hellip (cattura p n)Picchi He Fe Pb stabilita` nucleare
1957 Fowler e CameronElementi piu` pesanti sintetizzati nelle stelleesplos supernovae dispers nello spazio
3 12Cp + 12C 13N hellip + 12C 16O hellip
Li Be B Non esistono nuclei stabili con A=5 e A=8con H ed 4He le reazioni possibili sonop + 4He 5Li + 4He + 4He 8Be +
15
+ 8Be = 10-14 s
Q = -921 keV
Q2
R2vR2
trel
cont = 10-19 s
tcon ltlt + 8Be 8Be + 12C
La nucleosintesi degli elementi pesanti continuatuttrsquooggi durante le fasi evolutive delle stelle
Superato il gap A=5 A=8 nelle stelle si formanogli elementi piu` pesanti per processi di fusione
16
Perche` esistono Li Be B
Come si sono formati gli elementi con A gt 60
Produzione di Li Be B per ldquospallazionerdquo
p + 12C
11B + 2p10B + 2p + n10B + 3He9Be + 3p + n9Be + 3He + p7Li + 4p + 2n 7Li + 4He + 2p6Li + 4p + 3n6Li + 4He + 2p +n6Li + 4He + 3He
17
Formazione degli elementi con A gt 60
reazioni di cattura (n)Decadimento XnX 1A
ZAZ
XnX 2AZ
1AZX1A
ZSe e` stabile
X1AZSe e` instabile
si formano isotopi pesanti dellrsquoelemento X
YX 1A1Z
1AZ
si forma un nuovo elemento Y piu` pesante
Yield produzione elementi X e Y dipende dan (n)
Meccanismi di produzione dei neutroni13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
18
- B2FH Burbidge Burbidge Foyler e Hoyle- Cameron
Abbondanza relativa elementiPenetrazione barriera coulombiana
H ndash burning (H He)He ndash burning (He C O Ne)C O Ne ndash burning (produz di 16 A 28)Si ndash burning (produz di 28 A 60)Processi s r e p (produzione di A 60)Processi (produzione D Li Be B)
19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
6
Si pensa che questa radiazione di microonde abbiaavuto origine in una epoca remota essa costituisceil piu`antico segnale mai misuratoQuesta radiazione e`la stessa che era presente neiprimi istanti di vita dellrsquoUniverso
Originariamente Trad = 1012 K
Con lrsquoespansione dellrsquoUniverso
RmaxT = cost (legge di Wien)T 1R
La radiazione si e`raffreddata fino a raggiungerela attuale temperatura di 276 K
Dalla legge di Stefan-Boltzmann
33
T2520c
KT13
N
Per 276 K densita`dei fotoni = 430 cm-3
N e`enorme rispetto al numero NB di nucleoni
NB = NAvogUniv = 12middot10-7 cm-3
NBN = 10-9
NellrsquoUniverso vi e`un nucleone ogni 109 fotoni
7
La fisica nucleare e lrsquoorigine dellrsquoUniverso
negli hellip ultimi 10 miliardi di anniformazione di stelle e galassienascita vita e morte delle stellenucleosintesi degli elementi
Astrofisica fisica nucleare
nei hellipldquoprimi tre minutirdquocreazione p n d He
mpgtkT per Tlt1012K
8
Elementi di fisica nucleare
NAZ X
242He
011H 20
4020Ca
14623892U
A e X definiscono univocamente lrsquoisotopo
XA H1 He4 Ca40 U238
Mn lt ZmP + NmN
A=Z+N
Ma = Mn + Zme ndash Be(Z)c2 me = Be(Z)c2
Ma 109 eVme 5middot105 eVBe = 136 eV
Atomo Idrogeno
Be(Z) 157middotZ73
Mn = Mn - ZmP - NmN E = Mnc2
E rappresenta lrsquoenergia rilasciata nelporcesso di formazione del nucleo
E rappresenta lrsquoenergia necessariaper disintegrare completam il nucleo
9
nucleo E EA2H 222 1114He 2830 70712C 9216 76816O 12762 79840Ca 34205 85556Fe 49226 879238U 180170 757
reaz esotermicaA lt 60 fusioneA gt 60 fissione
10
Reazioni nucleari
1 + 2 3 + 4 x + A B + y A(xy)B
Qn = (Mn1 + Mn2 ndash Mn3 ndash Mn3)c2
Qa = (Ma1 + Ma2 ndash Ma3 ndash Ma3)c2
Qa = Qn + mec2(Z1+Z2-Z3-Z4) + Be(Z1)+ Be(Z1)-Be(Z3)-Be(Z4)
Qn = Qa - Be (Be ltlt Qa)
nelle tavole delle masseeccesso di massa atomica M
M = (M -AmiddotMU)middotc2 (MeV)
MU = 112 massa atomo neutro di 12CMU = 931494 MeVc2
11
EsQ ndash valore reazione
3He(3He2p)4He
Q = 2middotM(3He) - M(4He) - 2middotM(1H) = 1286 MeV
3He + 3He 2p + 4He
12
Sezione drsquourto
geom = (Rp+ Rt)2
Rp
Rt
R = r0middotA13
1H + 1H = 02middot10-24 cm2
1H +238U = 28middot10-24 cm2
238U +238U = 48middot10-24 cm2
si misura in barn 1b = 10-24 cm2
= middot2
cmE2p
tp
tp
mm
mm
lab
tp
tcm E
mmm
E
dipende essenzialmente dalla natura dellaForza in gioco (nucleare em debole hellip)
15N(p)12C = 05 b Ep= 2 MeV3He( )7Be = 10-6 b E= 2 MeVp(p e+ )d = 10-20 b Ep= 2 MeV
13
HHe LiBeB Fe Pb
Lrsquoorigine degli elementi
14
Gli elementi di gran lunga piu` diffusi sonoH (80 ) ed He (20)H + He = 99 materia UniversoTutti gli altri i ldquometallirdquo assommano allrsquo 1
Alti picchi H He Fe Pb
Profonda valle Li Be B
1948 GamowNella prima frac12ora di vita dellrsquouniversoA A+1 A+2 hellip (cattura p n)Picchi He Fe Pb stabilita` nucleare
1957 Fowler e CameronElementi piu` pesanti sintetizzati nelle stelleesplos supernovae dispers nello spazio
3 12Cp + 12C 13N hellip + 12C 16O hellip
Li Be B Non esistono nuclei stabili con A=5 e A=8con H ed 4He le reazioni possibili sonop + 4He 5Li + 4He + 4He 8Be +
15
+ 8Be = 10-14 s
Q = -921 keV
Q2
R2vR2
trel
cont = 10-19 s
tcon ltlt + 8Be 8Be + 12C
La nucleosintesi degli elementi pesanti continuatuttrsquooggi durante le fasi evolutive delle stelle
Superato il gap A=5 A=8 nelle stelle si formanogli elementi piu` pesanti per processi di fusione
16
Perche` esistono Li Be B
Come si sono formati gli elementi con A gt 60
Produzione di Li Be B per ldquospallazionerdquo
p + 12C
11B + 2p10B + 2p + n10B + 3He9Be + 3p + n9Be + 3He + p7Li + 4p + 2n 7Li + 4He + 2p6Li + 4p + 3n6Li + 4He + 2p +n6Li + 4He + 3He
17
Formazione degli elementi con A gt 60
reazioni di cattura (n)Decadimento XnX 1A
ZAZ
XnX 2AZ
1AZX1A
ZSe e` stabile
X1AZSe e` instabile
si formano isotopi pesanti dellrsquoelemento X
YX 1A1Z
1AZ
si forma un nuovo elemento Y piu` pesante
Yield produzione elementi X e Y dipende dan (n)
Meccanismi di produzione dei neutroni13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
18
- B2FH Burbidge Burbidge Foyler e Hoyle- Cameron
Abbondanza relativa elementiPenetrazione barriera coulombiana
H ndash burning (H He)He ndash burning (He C O Ne)C O Ne ndash burning (produz di 16 A 28)Si ndash burning (produz di 28 A 60)Processi s r e p (produzione di A 60)Processi (produzione D Li Be B)
19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
7
La fisica nucleare e lrsquoorigine dellrsquoUniverso
negli hellip ultimi 10 miliardi di anniformazione di stelle e galassienascita vita e morte delle stellenucleosintesi degli elementi
Astrofisica fisica nucleare
nei hellipldquoprimi tre minutirdquocreazione p n d He
mpgtkT per Tlt1012K
8
Elementi di fisica nucleare
NAZ X
242He
011H 20
4020Ca
14623892U
A e X definiscono univocamente lrsquoisotopo
XA H1 He4 Ca40 U238
Mn lt ZmP + NmN
A=Z+N
Ma = Mn + Zme ndash Be(Z)c2 me = Be(Z)c2
Ma 109 eVme 5middot105 eVBe = 136 eV
Atomo Idrogeno
Be(Z) 157middotZ73
Mn = Mn - ZmP - NmN E = Mnc2
E rappresenta lrsquoenergia rilasciata nelporcesso di formazione del nucleo
E rappresenta lrsquoenergia necessariaper disintegrare completam il nucleo
9
nucleo E EA2H 222 1114He 2830 70712C 9216 76816O 12762 79840Ca 34205 85556Fe 49226 879238U 180170 757
reaz esotermicaA lt 60 fusioneA gt 60 fissione
10
Reazioni nucleari
1 + 2 3 + 4 x + A B + y A(xy)B
Qn = (Mn1 + Mn2 ndash Mn3 ndash Mn3)c2
Qa = (Ma1 + Ma2 ndash Ma3 ndash Ma3)c2
Qa = Qn + mec2(Z1+Z2-Z3-Z4) + Be(Z1)+ Be(Z1)-Be(Z3)-Be(Z4)
Qn = Qa - Be (Be ltlt Qa)
nelle tavole delle masseeccesso di massa atomica M
M = (M -AmiddotMU)middotc2 (MeV)
MU = 112 massa atomo neutro di 12CMU = 931494 MeVc2
11
EsQ ndash valore reazione
3He(3He2p)4He
Q = 2middotM(3He) - M(4He) - 2middotM(1H) = 1286 MeV
3He + 3He 2p + 4He
12
Sezione drsquourto
geom = (Rp+ Rt)2
Rp
Rt
R = r0middotA13
1H + 1H = 02middot10-24 cm2
1H +238U = 28middot10-24 cm2
238U +238U = 48middot10-24 cm2
si misura in barn 1b = 10-24 cm2
= middot2
cmE2p
tp
tp
mm
mm
lab
tp
tcm E
mmm
E
dipende essenzialmente dalla natura dellaForza in gioco (nucleare em debole hellip)
15N(p)12C = 05 b Ep= 2 MeV3He( )7Be = 10-6 b E= 2 MeVp(p e+ )d = 10-20 b Ep= 2 MeV
13
HHe LiBeB Fe Pb
Lrsquoorigine degli elementi
14
Gli elementi di gran lunga piu` diffusi sonoH (80 ) ed He (20)H + He = 99 materia UniversoTutti gli altri i ldquometallirdquo assommano allrsquo 1
Alti picchi H He Fe Pb
Profonda valle Li Be B
1948 GamowNella prima frac12ora di vita dellrsquouniversoA A+1 A+2 hellip (cattura p n)Picchi He Fe Pb stabilita` nucleare
1957 Fowler e CameronElementi piu` pesanti sintetizzati nelle stelleesplos supernovae dispers nello spazio
3 12Cp + 12C 13N hellip + 12C 16O hellip
Li Be B Non esistono nuclei stabili con A=5 e A=8con H ed 4He le reazioni possibili sonop + 4He 5Li + 4He + 4He 8Be +
15
+ 8Be = 10-14 s
Q = -921 keV
Q2
R2vR2
trel
cont = 10-19 s
tcon ltlt + 8Be 8Be + 12C
La nucleosintesi degli elementi pesanti continuatuttrsquooggi durante le fasi evolutive delle stelle
Superato il gap A=5 A=8 nelle stelle si formanogli elementi piu` pesanti per processi di fusione
16
Perche` esistono Li Be B
Come si sono formati gli elementi con A gt 60
Produzione di Li Be B per ldquospallazionerdquo
p + 12C
11B + 2p10B + 2p + n10B + 3He9Be + 3p + n9Be + 3He + p7Li + 4p + 2n 7Li + 4He + 2p6Li + 4p + 3n6Li + 4He + 2p +n6Li + 4He + 3He
17
Formazione degli elementi con A gt 60
reazioni di cattura (n)Decadimento XnX 1A
ZAZ
XnX 2AZ
1AZX1A
ZSe e` stabile
X1AZSe e` instabile
si formano isotopi pesanti dellrsquoelemento X
YX 1A1Z
1AZ
si forma un nuovo elemento Y piu` pesante
Yield produzione elementi X e Y dipende dan (n)
Meccanismi di produzione dei neutroni13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
18
- B2FH Burbidge Burbidge Foyler e Hoyle- Cameron
Abbondanza relativa elementiPenetrazione barriera coulombiana
H ndash burning (H He)He ndash burning (He C O Ne)C O Ne ndash burning (produz di 16 A 28)Si ndash burning (produz di 28 A 60)Processi s r e p (produzione di A 60)Processi (produzione D Li Be B)
19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
- PowerPoint Presentation
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-
8
Elementi di fisica nucleare
NAZ X
242He
011H 20
4020Ca
14623892U
A e X definiscono univocamente lrsquoisotopo
XA H1 He4 Ca40 U238
Mn lt ZmP + NmN
A=Z+N
Ma = Mn + Zme ndash Be(Z)c2 me = Be(Z)c2
Ma 109 eVme 5middot105 eVBe = 136 eV
Atomo Idrogeno
Be(Z) 157middotZ73
Mn = Mn - ZmP - NmN E = Mnc2
E rappresenta lrsquoenergia rilasciata nelporcesso di formazione del nucleo
E rappresenta lrsquoenergia necessariaper disintegrare completam il nucleo
9
nucleo E EA2H 222 1114He 2830 70712C 9216 76816O 12762 79840Ca 34205 85556Fe 49226 879238U 180170 757
reaz esotermicaA lt 60 fusioneA gt 60 fissione
10
Reazioni nucleari
1 + 2 3 + 4 x + A B + y A(xy)B
Qn = (Mn1 + Mn2 ndash Mn3 ndash Mn3)c2
Qa = (Ma1 + Ma2 ndash Ma3 ndash Ma3)c2
Qa = Qn + mec2(Z1+Z2-Z3-Z4) + Be(Z1)+ Be(Z1)-Be(Z3)-Be(Z4)
Qn = Qa - Be (Be ltlt Qa)
nelle tavole delle masseeccesso di massa atomica M
M = (M -AmiddotMU)middotc2 (MeV)
MU = 112 massa atomo neutro di 12CMU = 931494 MeVc2
11
EsQ ndash valore reazione
3He(3He2p)4He
Q = 2middotM(3He) - M(4He) - 2middotM(1H) = 1286 MeV
3He + 3He 2p + 4He
12
Sezione drsquourto
geom = (Rp+ Rt)2
Rp
Rt
R = r0middotA13
1H + 1H = 02middot10-24 cm2
1H +238U = 28middot10-24 cm2
238U +238U = 48middot10-24 cm2
si misura in barn 1b = 10-24 cm2
= middot2
cmE2p
tp
tp
mm
mm
lab
tp
tcm E
mmm
E
dipende essenzialmente dalla natura dellaForza in gioco (nucleare em debole hellip)
15N(p)12C = 05 b Ep= 2 MeV3He( )7Be = 10-6 b E= 2 MeVp(p e+ )d = 10-20 b Ep= 2 MeV
13
HHe LiBeB Fe Pb
Lrsquoorigine degli elementi
14
Gli elementi di gran lunga piu` diffusi sonoH (80 ) ed He (20)H + He = 99 materia UniversoTutti gli altri i ldquometallirdquo assommano allrsquo 1
Alti picchi H He Fe Pb
Profonda valle Li Be B
1948 GamowNella prima frac12ora di vita dellrsquouniversoA A+1 A+2 hellip (cattura p n)Picchi He Fe Pb stabilita` nucleare
1957 Fowler e CameronElementi piu` pesanti sintetizzati nelle stelleesplos supernovae dispers nello spazio
3 12Cp + 12C 13N hellip + 12C 16O hellip
Li Be B Non esistono nuclei stabili con A=5 e A=8con H ed 4He le reazioni possibili sonop + 4He 5Li + 4He + 4He 8Be +
15
+ 8Be = 10-14 s
Q = -921 keV
Q2
R2vR2
trel
cont = 10-19 s
tcon ltlt + 8Be 8Be + 12C
La nucleosintesi degli elementi pesanti continuatuttrsquooggi durante le fasi evolutive delle stelle
Superato il gap A=5 A=8 nelle stelle si formanogli elementi piu` pesanti per processi di fusione
16
Perche` esistono Li Be B
Come si sono formati gli elementi con A gt 60
Produzione di Li Be B per ldquospallazionerdquo
p + 12C
11B + 2p10B + 2p + n10B + 3He9Be + 3p + n9Be + 3He + p7Li + 4p + 2n 7Li + 4He + 2p6Li + 4p + 3n6Li + 4He + 2p +n6Li + 4He + 3He
17
Formazione degli elementi con A gt 60
reazioni di cattura (n)Decadimento XnX 1A
ZAZ
XnX 2AZ
1AZX1A
ZSe e` stabile
X1AZSe e` instabile
si formano isotopi pesanti dellrsquoelemento X
YX 1A1Z
1AZ
si forma un nuovo elemento Y piu` pesante
Yield produzione elementi X e Y dipende dan (n)
Meccanismi di produzione dei neutroni13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
18
- B2FH Burbidge Burbidge Foyler e Hoyle- Cameron
Abbondanza relativa elementiPenetrazione barriera coulombiana
H ndash burning (H He)He ndash burning (He C O Ne)C O Ne ndash burning (produz di 16 A 28)Si ndash burning (produz di 28 A 60)Processi s r e p (produzione di A 60)Processi (produzione D Li Be B)
19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
- PowerPoint Presentation
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- Slide 111
- Slide 112
-
9
nucleo E EA2H 222 1114He 2830 70712C 9216 76816O 12762 79840Ca 34205 85556Fe 49226 879238U 180170 757
reaz esotermicaA lt 60 fusioneA gt 60 fissione
10
Reazioni nucleari
1 + 2 3 + 4 x + A B + y A(xy)B
Qn = (Mn1 + Mn2 ndash Mn3 ndash Mn3)c2
Qa = (Ma1 + Ma2 ndash Ma3 ndash Ma3)c2
Qa = Qn + mec2(Z1+Z2-Z3-Z4) + Be(Z1)+ Be(Z1)-Be(Z3)-Be(Z4)
Qn = Qa - Be (Be ltlt Qa)
nelle tavole delle masseeccesso di massa atomica M
M = (M -AmiddotMU)middotc2 (MeV)
MU = 112 massa atomo neutro di 12CMU = 931494 MeVc2
11
EsQ ndash valore reazione
3He(3He2p)4He
Q = 2middotM(3He) - M(4He) - 2middotM(1H) = 1286 MeV
3He + 3He 2p + 4He
12
Sezione drsquourto
geom = (Rp+ Rt)2
Rp
Rt
R = r0middotA13
1H + 1H = 02middot10-24 cm2
1H +238U = 28middot10-24 cm2
238U +238U = 48middot10-24 cm2
si misura in barn 1b = 10-24 cm2
= middot2
cmE2p
tp
tp
mm
mm
lab
tp
tcm E
mmm
E
dipende essenzialmente dalla natura dellaForza in gioco (nucleare em debole hellip)
15N(p)12C = 05 b Ep= 2 MeV3He( )7Be = 10-6 b E= 2 MeVp(p e+ )d = 10-20 b Ep= 2 MeV
13
HHe LiBeB Fe Pb
Lrsquoorigine degli elementi
14
Gli elementi di gran lunga piu` diffusi sonoH (80 ) ed He (20)H + He = 99 materia UniversoTutti gli altri i ldquometallirdquo assommano allrsquo 1
Alti picchi H He Fe Pb
Profonda valle Li Be B
1948 GamowNella prima frac12ora di vita dellrsquouniversoA A+1 A+2 hellip (cattura p n)Picchi He Fe Pb stabilita` nucleare
1957 Fowler e CameronElementi piu` pesanti sintetizzati nelle stelleesplos supernovae dispers nello spazio
3 12Cp + 12C 13N hellip + 12C 16O hellip
Li Be B Non esistono nuclei stabili con A=5 e A=8con H ed 4He le reazioni possibili sonop + 4He 5Li + 4He + 4He 8Be +
15
+ 8Be = 10-14 s
Q = -921 keV
Q2
R2vR2
trel
cont = 10-19 s
tcon ltlt + 8Be 8Be + 12C
La nucleosintesi degli elementi pesanti continuatuttrsquooggi durante le fasi evolutive delle stelle
Superato il gap A=5 A=8 nelle stelle si formanogli elementi piu` pesanti per processi di fusione
16
Perche` esistono Li Be B
Come si sono formati gli elementi con A gt 60
Produzione di Li Be B per ldquospallazionerdquo
p + 12C
11B + 2p10B + 2p + n10B + 3He9Be + 3p + n9Be + 3He + p7Li + 4p + 2n 7Li + 4He + 2p6Li + 4p + 3n6Li + 4He + 2p +n6Li + 4He + 3He
17
Formazione degli elementi con A gt 60
reazioni di cattura (n)Decadimento XnX 1A
ZAZ
XnX 2AZ
1AZX1A
ZSe e` stabile
X1AZSe e` instabile
si formano isotopi pesanti dellrsquoelemento X
YX 1A1Z
1AZ
si forma un nuovo elemento Y piu` pesante
Yield produzione elementi X e Y dipende dan (n)
Meccanismi di produzione dei neutroni13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
18
- B2FH Burbidge Burbidge Foyler e Hoyle- Cameron
Abbondanza relativa elementiPenetrazione barriera coulombiana
H ndash burning (H He)He ndash burning (He C O Ne)C O Ne ndash burning (produz di 16 A 28)Si ndash burning (produz di 28 A 60)Processi s r e p (produzione di A 60)Processi (produzione D Li Be B)
19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
10
Reazioni nucleari
1 + 2 3 + 4 x + A B + y A(xy)B
Qn = (Mn1 + Mn2 ndash Mn3 ndash Mn3)c2
Qa = (Ma1 + Ma2 ndash Ma3 ndash Ma3)c2
Qa = Qn + mec2(Z1+Z2-Z3-Z4) + Be(Z1)+ Be(Z1)-Be(Z3)-Be(Z4)
Qn = Qa - Be (Be ltlt Qa)
nelle tavole delle masseeccesso di massa atomica M
M = (M -AmiddotMU)middotc2 (MeV)
MU = 112 massa atomo neutro di 12CMU = 931494 MeVc2
11
EsQ ndash valore reazione
3He(3He2p)4He
Q = 2middotM(3He) - M(4He) - 2middotM(1H) = 1286 MeV
3He + 3He 2p + 4He
12
Sezione drsquourto
geom = (Rp+ Rt)2
Rp
Rt
R = r0middotA13
1H + 1H = 02middot10-24 cm2
1H +238U = 28middot10-24 cm2
238U +238U = 48middot10-24 cm2
si misura in barn 1b = 10-24 cm2
= middot2
cmE2p
tp
tp
mm
mm
lab
tp
tcm E
mmm
E
dipende essenzialmente dalla natura dellaForza in gioco (nucleare em debole hellip)
15N(p)12C = 05 b Ep= 2 MeV3He( )7Be = 10-6 b E= 2 MeVp(p e+ )d = 10-20 b Ep= 2 MeV
13
HHe LiBeB Fe Pb
Lrsquoorigine degli elementi
14
Gli elementi di gran lunga piu` diffusi sonoH (80 ) ed He (20)H + He = 99 materia UniversoTutti gli altri i ldquometallirdquo assommano allrsquo 1
Alti picchi H He Fe Pb
Profonda valle Li Be B
1948 GamowNella prima frac12ora di vita dellrsquouniversoA A+1 A+2 hellip (cattura p n)Picchi He Fe Pb stabilita` nucleare
1957 Fowler e CameronElementi piu` pesanti sintetizzati nelle stelleesplos supernovae dispers nello spazio
3 12Cp + 12C 13N hellip + 12C 16O hellip
Li Be B Non esistono nuclei stabili con A=5 e A=8con H ed 4He le reazioni possibili sonop + 4He 5Li + 4He + 4He 8Be +
15
+ 8Be = 10-14 s
Q = -921 keV
Q2
R2vR2
trel
cont = 10-19 s
tcon ltlt + 8Be 8Be + 12C
La nucleosintesi degli elementi pesanti continuatuttrsquooggi durante le fasi evolutive delle stelle
Superato il gap A=5 A=8 nelle stelle si formanogli elementi piu` pesanti per processi di fusione
16
Perche` esistono Li Be B
Come si sono formati gli elementi con A gt 60
Produzione di Li Be B per ldquospallazionerdquo
p + 12C
11B + 2p10B + 2p + n10B + 3He9Be + 3p + n9Be + 3He + p7Li + 4p + 2n 7Li + 4He + 2p6Li + 4p + 3n6Li + 4He + 2p +n6Li + 4He + 3He
17
Formazione degli elementi con A gt 60
reazioni di cattura (n)Decadimento XnX 1A
ZAZ
XnX 2AZ
1AZX1A
ZSe e` stabile
X1AZSe e` instabile
si formano isotopi pesanti dellrsquoelemento X
YX 1A1Z
1AZ
si forma un nuovo elemento Y piu` pesante
Yield produzione elementi X e Y dipende dan (n)
Meccanismi di produzione dei neutroni13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
18
- B2FH Burbidge Burbidge Foyler e Hoyle- Cameron
Abbondanza relativa elementiPenetrazione barriera coulombiana
H ndash burning (H He)He ndash burning (He C O Ne)C O Ne ndash burning (produz di 16 A 28)Si ndash burning (produz di 28 A 60)Processi s r e p (produzione di A 60)Processi (produzione D Li Be B)
19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
11
EsQ ndash valore reazione
3He(3He2p)4He
Q = 2middotM(3He) - M(4He) - 2middotM(1H) = 1286 MeV
3He + 3He 2p + 4He
12
Sezione drsquourto
geom = (Rp+ Rt)2
Rp
Rt
R = r0middotA13
1H + 1H = 02middot10-24 cm2
1H +238U = 28middot10-24 cm2
238U +238U = 48middot10-24 cm2
si misura in barn 1b = 10-24 cm2
= middot2
cmE2p
tp
tp
mm
mm
lab
tp
tcm E
mmm
E
dipende essenzialmente dalla natura dellaForza in gioco (nucleare em debole hellip)
15N(p)12C = 05 b Ep= 2 MeV3He( )7Be = 10-6 b E= 2 MeVp(p e+ )d = 10-20 b Ep= 2 MeV
13
HHe LiBeB Fe Pb
Lrsquoorigine degli elementi
14
Gli elementi di gran lunga piu` diffusi sonoH (80 ) ed He (20)H + He = 99 materia UniversoTutti gli altri i ldquometallirdquo assommano allrsquo 1
Alti picchi H He Fe Pb
Profonda valle Li Be B
1948 GamowNella prima frac12ora di vita dellrsquouniversoA A+1 A+2 hellip (cattura p n)Picchi He Fe Pb stabilita` nucleare
1957 Fowler e CameronElementi piu` pesanti sintetizzati nelle stelleesplos supernovae dispers nello spazio
3 12Cp + 12C 13N hellip + 12C 16O hellip
Li Be B Non esistono nuclei stabili con A=5 e A=8con H ed 4He le reazioni possibili sonop + 4He 5Li + 4He + 4He 8Be +
15
+ 8Be = 10-14 s
Q = -921 keV
Q2
R2vR2
trel
cont = 10-19 s
tcon ltlt + 8Be 8Be + 12C
La nucleosintesi degli elementi pesanti continuatuttrsquooggi durante le fasi evolutive delle stelle
Superato il gap A=5 A=8 nelle stelle si formanogli elementi piu` pesanti per processi di fusione
16
Perche` esistono Li Be B
Come si sono formati gli elementi con A gt 60
Produzione di Li Be B per ldquospallazionerdquo
p + 12C
11B + 2p10B + 2p + n10B + 3He9Be + 3p + n9Be + 3He + p7Li + 4p + 2n 7Li + 4He + 2p6Li + 4p + 3n6Li + 4He + 2p +n6Li + 4He + 3He
17
Formazione degli elementi con A gt 60
reazioni di cattura (n)Decadimento XnX 1A
ZAZ
XnX 2AZ
1AZX1A
ZSe e` stabile
X1AZSe e` instabile
si formano isotopi pesanti dellrsquoelemento X
YX 1A1Z
1AZ
si forma un nuovo elemento Y piu` pesante
Yield produzione elementi X e Y dipende dan (n)
Meccanismi di produzione dei neutroni13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
18
- B2FH Burbidge Burbidge Foyler e Hoyle- Cameron
Abbondanza relativa elementiPenetrazione barriera coulombiana
H ndash burning (H He)He ndash burning (He C O Ne)C O Ne ndash burning (produz di 16 A 28)Si ndash burning (produz di 28 A 60)Processi s r e p (produzione di A 60)Processi (produzione D Li Be B)
19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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12
Sezione drsquourto
geom = (Rp+ Rt)2
Rp
Rt
R = r0middotA13
1H + 1H = 02middot10-24 cm2
1H +238U = 28middot10-24 cm2
238U +238U = 48middot10-24 cm2
si misura in barn 1b = 10-24 cm2
= middot2
cmE2p
tp
tp
mm
mm
lab
tp
tcm E
mmm
E
dipende essenzialmente dalla natura dellaForza in gioco (nucleare em debole hellip)
15N(p)12C = 05 b Ep= 2 MeV3He( )7Be = 10-6 b E= 2 MeVp(p e+ )d = 10-20 b Ep= 2 MeV
13
HHe LiBeB Fe Pb
Lrsquoorigine degli elementi
14
Gli elementi di gran lunga piu` diffusi sonoH (80 ) ed He (20)H + He = 99 materia UniversoTutti gli altri i ldquometallirdquo assommano allrsquo 1
Alti picchi H He Fe Pb
Profonda valle Li Be B
1948 GamowNella prima frac12ora di vita dellrsquouniversoA A+1 A+2 hellip (cattura p n)Picchi He Fe Pb stabilita` nucleare
1957 Fowler e CameronElementi piu` pesanti sintetizzati nelle stelleesplos supernovae dispers nello spazio
3 12Cp + 12C 13N hellip + 12C 16O hellip
Li Be B Non esistono nuclei stabili con A=5 e A=8con H ed 4He le reazioni possibili sonop + 4He 5Li + 4He + 4He 8Be +
15
+ 8Be = 10-14 s
Q = -921 keV
Q2
R2vR2
trel
cont = 10-19 s
tcon ltlt + 8Be 8Be + 12C
La nucleosintesi degli elementi pesanti continuatuttrsquooggi durante le fasi evolutive delle stelle
Superato il gap A=5 A=8 nelle stelle si formanogli elementi piu` pesanti per processi di fusione
16
Perche` esistono Li Be B
Come si sono formati gli elementi con A gt 60
Produzione di Li Be B per ldquospallazionerdquo
p + 12C
11B + 2p10B + 2p + n10B + 3He9Be + 3p + n9Be + 3He + p7Li + 4p + 2n 7Li + 4He + 2p6Li + 4p + 3n6Li + 4He + 2p +n6Li + 4He + 3He
17
Formazione degli elementi con A gt 60
reazioni di cattura (n)Decadimento XnX 1A
ZAZ
XnX 2AZ
1AZX1A
ZSe e` stabile
X1AZSe e` instabile
si formano isotopi pesanti dellrsquoelemento X
YX 1A1Z
1AZ
si forma un nuovo elemento Y piu` pesante
Yield produzione elementi X e Y dipende dan (n)
Meccanismi di produzione dei neutroni13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
18
- B2FH Burbidge Burbidge Foyler e Hoyle- Cameron
Abbondanza relativa elementiPenetrazione barriera coulombiana
H ndash burning (H He)He ndash burning (He C O Ne)C O Ne ndash burning (produz di 16 A 28)Si ndash burning (produz di 28 A 60)Processi s r e p (produzione di A 60)Processi (produzione D Li Be B)
19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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13
HHe LiBeB Fe Pb
Lrsquoorigine degli elementi
14
Gli elementi di gran lunga piu` diffusi sonoH (80 ) ed He (20)H + He = 99 materia UniversoTutti gli altri i ldquometallirdquo assommano allrsquo 1
Alti picchi H He Fe Pb
Profonda valle Li Be B
1948 GamowNella prima frac12ora di vita dellrsquouniversoA A+1 A+2 hellip (cattura p n)Picchi He Fe Pb stabilita` nucleare
1957 Fowler e CameronElementi piu` pesanti sintetizzati nelle stelleesplos supernovae dispers nello spazio
3 12Cp + 12C 13N hellip + 12C 16O hellip
Li Be B Non esistono nuclei stabili con A=5 e A=8con H ed 4He le reazioni possibili sonop + 4He 5Li + 4He + 4He 8Be +
15
+ 8Be = 10-14 s
Q = -921 keV
Q2
R2vR2
trel
cont = 10-19 s
tcon ltlt + 8Be 8Be + 12C
La nucleosintesi degli elementi pesanti continuatuttrsquooggi durante le fasi evolutive delle stelle
Superato il gap A=5 A=8 nelle stelle si formanogli elementi piu` pesanti per processi di fusione
16
Perche` esistono Li Be B
Come si sono formati gli elementi con A gt 60
Produzione di Li Be B per ldquospallazionerdquo
p + 12C
11B + 2p10B + 2p + n10B + 3He9Be + 3p + n9Be + 3He + p7Li + 4p + 2n 7Li + 4He + 2p6Li + 4p + 3n6Li + 4He + 2p +n6Li + 4He + 3He
17
Formazione degli elementi con A gt 60
reazioni di cattura (n)Decadimento XnX 1A
ZAZ
XnX 2AZ
1AZX1A
ZSe e` stabile
X1AZSe e` instabile
si formano isotopi pesanti dellrsquoelemento X
YX 1A1Z
1AZ
si forma un nuovo elemento Y piu` pesante
Yield produzione elementi X e Y dipende dan (n)
Meccanismi di produzione dei neutroni13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
18
- B2FH Burbidge Burbidge Foyler e Hoyle- Cameron
Abbondanza relativa elementiPenetrazione barriera coulombiana
H ndash burning (H He)He ndash burning (He C O Ne)C O Ne ndash burning (produz di 16 A 28)Si ndash burning (produz di 28 A 60)Processi s r e p (produzione di A 60)Processi (produzione D Li Be B)
19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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14
Gli elementi di gran lunga piu` diffusi sonoH (80 ) ed He (20)H + He = 99 materia UniversoTutti gli altri i ldquometallirdquo assommano allrsquo 1
Alti picchi H He Fe Pb
Profonda valle Li Be B
1948 GamowNella prima frac12ora di vita dellrsquouniversoA A+1 A+2 hellip (cattura p n)Picchi He Fe Pb stabilita` nucleare
1957 Fowler e CameronElementi piu` pesanti sintetizzati nelle stelleesplos supernovae dispers nello spazio
3 12Cp + 12C 13N hellip + 12C 16O hellip
Li Be B Non esistono nuclei stabili con A=5 e A=8con H ed 4He le reazioni possibili sonop + 4He 5Li + 4He + 4He 8Be +
15
+ 8Be = 10-14 s
Q = -921 keV
Q2
R2vR2
trel
cont = 10-19 s
tcon ltlt + 8Be 8Be + 12C
La nucleosintesi degli elementi pesanti continuatuttrsquooggi durante le fasi evolutive delle stelle
Superato il gap A=5 A=8 nelle stelle si formanogli elementi piu` pesanti per processi di fusione
16
Perche` esistono Li Be B
Come si sono formati gli elementi con A gt 60
Produzione di Li Be B per ldquospallazionerdquo
p + 12C
11B + 2p10B + 2p + n10B + 3He9Be + 3p + n9Be + 3He + p7Li + 4p + 2n 7Li + 4He + 2p6Li + 4p + 3n6Li + 4He + 2p +n6Li + 4He + 3He
17
Formazione degli elementi con A gt 60
reazioni di cattura (n)Decadimento XnX 1A
ZAZ
XnX 2AZ
1AZX1A
ZSe e` stabile
X1AZSe e` instabile
si formano isotopi pesanti dellrsquoelemento X
YX 1A1Z
1AZ
si forma un nuovo elemento Y piu` pesante
Yield produzione elementi X e Y dipende dan (n)
Meccanismi di produzione dei neutroni13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
18
- B2FH Burbidge Burbidge Foyler e Hoyle- Cameron
Abbondanza relativa elementiPenetrazione barriera coulombiana
H ndash burning (H He)He ndash burning (He C O Ne)C O Ne ndash burning (produz di 16 A 28)Si ndash burning (produz di 28 A 60)Processi s r e p (produzione di A 60)Processi (produzione D Li Be B)
19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
15
+ 8Be = 10-14 s
Q = -921 keV
Q2
R2vR2
trel
cont = 10-19 s
tcon ltlt + 8Be 8Be + 12C
La nucleosintesi degli elementi pesanti continuatuttrsquooggi durante le fasi evolutive delle stelle
Superato il gap A=5 A=8 nelle stelle si formanogli elementi piu` pesanti per processi di fusione
16
Perche` esistono Li Be B
Come si sono formati gli elementi con A gt 60
Produzione di Li Be B per ldquospallazionerdquo
p + 12C
11B + 2p10B + 2p + n10B + 3He9Be + 3p + n9Be + 3He + p7Li + 4p + 2n 7Li + 4He + 2p6Li + 4p + 3n6Li + 4He + 2p +n6Li + 4He + 3He
17
Formazione degli elementi con A gt 60
reazioni di cattura (n)Decadimento XnX 1A
ZAZ
XnX 2AZ
1AZX1A
ZSe e` stabile
X1AZSe e` instabile
si formano isotopi pesanti dellrsquoelemento X
YX 1A1Z
1AZ
si forma un nuovo elemento Y piu` pesante
Yield produzione elementi X e Y dipende dan (n)
Meccanismi di produzione dei neutroni13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
18
- B2FH Burbidge Burbidge Foyler e Hoyle- Cameron
Abbondanza relativa elementiPenetrazione barriera coulombiana
H ndash burning (H He)He ndash burning (He C O Ne)C O Ne ndash burning (produz di 16 A 28)Si ndash burning (produz di 28 A 60)Processi s r e p (produzione di A 60)Processi (produzione D Li Be B)
19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
16
Perche` esistono Li Be B
Come si sono formati gli elementi con A gt 60
Produzione di Li Be B per ldquospallazionerdquo
p + 12C
11B + 2p10B + 2p + n10B + 3He9Be + 3p + n9Be + 3He + p7Li + 4p + 2n 7Li + 4He + 2p6Li + 4p + 3n6Li + 4He + 2p +n6Li + 4He + 3He
17
Formazione degli elementi con A gt 60
reazioni di cattura (n)Decadimento XnX 1A
ZAZ
XnX 2AZ
1AZX1A
ZSe e` stabile
X1AZSe e` instabile
si formano isotopi pesanti dellrsquoelemento X
YX 1A1Z
1AZ
si forma un nuovo elemento Y piu` pesante
Yield produzione elementi X e Y dipende dan (n)
Meccanismi di produzione dei neutroni13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
18
- B2FH Burbidge Burbidge Foyler e Hoyle- Cameron
Abbondanza relativa elementiPenetrazione barriera coulombiana
H ndash burning (H He)He ndash burning (He C O Ne)C O Ne ndash burning (produz di 16 A 28)Si ndash burning (produz di 28 A 60)Processi s r e p (produzione di A 60)Processi (produzione D Li Be B)
19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
17
Formazione degli elementi con A gt 60
reazioni di cattura (n)Decadimento XnX 1A
ZAZ
XnX 2AZ
1AZX1A
ZSe e` stabile
X1AZSe e` instabile
si formano isotopi pesanti dellrsquoelemento X
YX 1A1Z
1AZ
si forma un nuovo elemento Y piu` pesante
Yield produzione elementi X e Y dipende dan (n)
Meccanismi di produzione dei neutroni13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
18
- B2FH Burbidge Burbidge Foyler e Hoyle- Cameron
Abbondanza relativa elementiPenetrazione barriera coulombiana
H ndash burning (H He)He ndash burning (He C O Ne)C O Ne ndash burning (produz di 16 A 28)Si ndash burning (produz di 28 A 60)Processi s r e p (produzione di A 60)Processi (produzione D Li Be B)
19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
- PowerPoint Presentation
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-
18
- B2FH Burbidge Burbidge Foyler e Hoyle- Cameron
Abbondanza relativa elementiPenetrazione barriera coulombiana
H ndash burning (H He)He ndash burning (He C O Ne)C O Ne ndash burning (produz di 16 A 28)Si ndash burning (produz di 28 A 60)Processi s r e p (produzione di A 60)Processi (produzione D Li Be B)
19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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19
Il diagramma H-R
osservabili Temperatura superficiale (colore)Luminosita`(brillantezza)
2middot103 K lt T lt 5middot104 K 10-4 lt LL lt 106
Piano L-T non e` uniformemente popolato
Sequenza principale (MS) cluster giganti rosse cluster supergiganti nane bianche
LL e` il rapporto tra luminosita`assolute
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
20
M = 2middot1033 gR = 139middot1011 cm = 14 gcm3
T = 5800 KL = 383middot1033 ergs = 239middot1039 MeVs
L = 4middotmiddotR2middotmiddotT4corpo nero
= 567middot10-5 ergmiddotK-4middots-1middotcm-2
LL = (RR)2middot (TT)4
21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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21
LL = 106 TT = 4 R R = 60
superGiganti rosse LL = 104 TT = 12 R R = 400Per MM lt 50 si ottiene lt 10-6
stelle a bassissima densita`
Nane bianche LL = 5middot10-3 TT = 2 RR = 2middot10-2
per MM = 04 (teoria evoluz stellare)si ottiene = 8middot104
LL = 5middot10-4 TT = 13 RR = 01Poiche` L M72 (stelle della MS)MM = (LL)27 = 01 = 100stelle molto dense
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
22
Determinazione distanze stelle MS
classe spettrale LL LH-R L
L = wterramiddot4r2
terraw4L
r
Per le stelle della MS L T55
L M35
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
23
MS contiene il 95 delle stelle
Struttura intrinseca delle stelle e`governatadalle stesse leggi fisiche che governano il sole
dallo studio stelle binarie Mdal digramma H-R L
L M35
MM = 01 50 LL = 10-2 106
Es stella con M = 10M
Riserva combustibile = 10 volte riserva soleRate combustione 104 rate del sole Vita molto piu`breve
La massa e`il parametro fondamentale chedetermina il percorso evolutivo della stellaIl suo punto rappresentativo si sposta lungoil diagramma H-R lungo una traccia fissataa priori dal valore della massa M
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
24
Ammassi globulari stelle relativam vicine tra lorosi suppone che siano tutte alla stessa distanzasi suppone che si siano formate contemporaneam eta`e composizione chimica simili
Stelle meno brillanti (piccola massa) si trovanoancora sulla MSStelle piu`brillanti (massa maggiore) si sono gia`mosse verso la regione delle giganti rosse
ldquolegge orariardquo della evoluzione stellare
Ammassi globulari
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
- PowerPoint Presentation
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-
25
Nascita di una stella
- gas interstellare collassa in caduta libera
- [ ] [opacita` ] [Erad ] [T ] questa fase dura circa 30100 anni
- segue la fase di equilibrio radiativo si forma una protostella (luminosa) 2Ecin = 2ET = - EG (teorema viriale) per 106 108 anni L cost MS
-Stella entra nella MS del diagramma H-R punto di ingresso dipende dalla massa M
26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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26
Vita di una stella H-burning
Durante la fase di compressione EG ET
Quando Tcore = (12)middot107 Kiniziano le reazioni termonuclearihydrogen burning
Contrazione gravitazionele si arrestaEirrad = E da reaznucleari
Per un lungo periodo la stella cambia pocola sua Tsuperf e la sua luminosita`L ( MS)
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
e` nella MS da 5middot109 anniSole vi restera` per altri 5middot109 anni t = 1011 anni
Stelle con M 10M L 104 L t 107 anni
Dallrsquoorigine dellrsquoUniverso vi sono state moltegenerazioni di stelle massive nate e morteEsse hanno provveduto a diffondere i ldquometallirdquocioe`gli elementi piu`pesanti nel cosmo
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
27
Vita di una stella He-burning
La fase di H-burning ha accumulato nel core della stella prevalentemente 4He
I processi nucleari quindi si arrestano e la stella riprende la sua contrazione gravitazionale
T aumenta e H-burning inizia in una shell piu esterna attorno al core
Il core di 4He diventa sempre piu`denso e massivo
La crescita di Tint provoca aumento di pressione e una espansione delle regioni esterne
R cresce di un fattore 3050
La superficie esterna si raffredda
La stella diviene una gigante rossa
Inizia combustione dellrsquoElio
3 12C + 12C 16O +
28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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28
Morte di una stella
Dopo la stadio di Gigante rossa la sorte di unaStella dipende dalla sua massa
01 lt MM lt 14La stella non riesce ad innescare altre reazioninucleari Si contrae Tsuperf aumenta ed infine lastella si dissolve rilasciando nello spazio il suoinviluppoSuccessivamente il suo core esaurendo energiadiminuisce la sua luminisita` e si trasforma in unanana biancaLa nana bianca si spegnehellip (nana nera)
29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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29
14 lt MM lt 8 nova rilascio massa-energia graduale E = 1045 erg
MM gt 8 supernova meccanismo esplosivo E = 1051 erg rilasciati in pochi giorni fondo di Et = 1036 ergs per molti anni
Morte di una stella
Per stelle piu`massive si innescano altri ciclidi reazioni nulceari
contrazione aumento T
fusione nucl
Con la formazione del ferro (A=60) non si hapiu`guadagno di energia nelle reaz di fusione
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
30
Il ciclo vitale delle stelle
Lrsquoorigine degli elementi e la loro diffusione nel cosmo
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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-
31
velocita`di reazione nelle stelle
plasma stellare conNX particcm3 del tipo XNY particcm3 del tipo Yaventi velocita`relativa v
scegliamo arbitrariamenteXndashproiettili e Y-bersagli
v
v=0
Le particelle X vedono unrsquoarea effettivaF = (v)middotNY [cm-1]
Il flusso di particelle di tipo X e`J = NXmiddotv [cm-2s-1]
La velocita`di reazione r e`data da
r = FmiddotJ = NXmiddotNYmiddot(v)middotv [cm-3s-1]
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
32
Nel plasma stellare le particelle hanno unadistribuzione di velocita`(v) dipend da T
1dvv0
middotv ltmiddotv gt
0
dvvvvv
r = NXmiddotNYmiddotlt(v)middotv gt [cm-3s-1]
NXmiddotNY rappresenta il numero totaledi coppie di particelle non identicheIl prodotto e`massimo per NX = NY
Per particelle identiche il prodotto NXmiddotNY deve essere diviso per 2 (ldquodouble countingrdquo)
r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1
ltmiddotv gt = rate di reazione per coppia diparticelle
densita` [gcm3]frazione in massa Xi
frazione in mole Yi
Ni=middotNAvXiAi = middotNAvYi
33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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33
Vita media
Y(X) = vita media di un nucleo X per ilprocesso di distruzione causato dal nucleo Y
XY
XYY
X NX
1NX
dt
dN
vNNr1
dt
dNYXXY
Y
X
vN
1X
YY
vN
1Y
Xx
effetto particelle identiche XY e`cancellato
Se il plasma contiene n diversi elementi
n
1iiii
n
1i i
vNX1
X1
34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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34
kT2vm
kT2m
v4v223
2 exp
kTE
EE exp
Distrib Maxwell-Boltzmann
kT = 00862middotT6 [keV]
sulla terra kT = 26middot10-5 keVcentro del sole (T6=15) kT = 13 keVsupernova (T6=5000) kT = 430 keV
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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-
35
kT2vm
kT2m
v4v2x
23x2
xx exp
kT2
vm
kT2
mv4v
2y
23y2
yy exp
0 0
yxyx dvdvvvvvv
vx vy Vcm v = vx-vy
M=mx+my = mxmy(mx+my)
kT2v
kT2v4v
2232 exp
kT2VM
kT2M
V4V2
cm23
2cmcm exp
0 0
cmcm dvdVvvvVv
0
dvvvvv
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
36
Determinazione del rate di reazione
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Reazioni indotte da neutroni- prime fasi dellrsquoUniverso- nucleosintesi stellare
n p + e- + ( 10 min)
non possono essere presenti nel gas protostellaredevono essere prodotti tramite reazioni nucleari13C(n)16O 18O(n)21Ne 22Ne(n)25Mg
Sono i neutroni cosi`prodotti chesintetizzano gli elementi con A gt 60
termalizzano attraverso scattering elastico (v) distribuzione di Maxwell-Boltzmann
reazioni a due corpiA(n x)B (x = p )
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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- Slide 109
- Slide 110
- Slide 111
- Slide 112
-
37
2
III1221
21212 21HCCH431
1J21J21J2
1 + 2 3 + 4
J=momento angolare stato eccitato
J1J2 = momento angolare stati iniziali(somma stati finali e media stati iniziali)
ltC|HI|1+2gt = elem matrice canale ingresso formazione stato eccitatolt3+4|HII|Cgt = elem matrice canale uscita dedacimento stato eccitato
38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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38
2
III2nn nAHCCHxB
nel caso delle reazioni A(n x)B
Elemento di matrice scritto in terminidelle ampiezze di transizione
2middotn(En)middotx(Q+En)
canale di ingresso n(En) vnmiddotP(En) P(En) = penetraz barriera centifuga Per neutroni termici =0 e P0(En)=1 n(En) vn
canale di uscita x(Q+En) Per neutroni termici Q gtgt En
x(Q+En) x(Q) = cost
ldquolegge 1vrdquo
2middotvn 1vn
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
39
Reazioni indotte da particelle cariche
reazioni fusione hanno Q gt 0non avvengono ldquospontaneamenterdquo avvengono solo per T gt 106107 K
reZZ
V2
21C
r = R = R1 + R2 fme2 = 144 MeVmiddotfm EC MeV
kT MeV T 1010 K T = 15middot107 K
Effetto tunnel
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
40
Gia`nel 1920 (Eddington) era chiaro cheLrsquoenorme energia liberata nelle stelle eradi origine nucleare
Classicamente la barriera coulombianacostituiva un ostacololdquoinsormontabilerdquo
Nel 1928 Gamow presento` la suateoria quantisitca dellrsquoeffetto tunnel
Rc = raggio di ritorno classicoRn = raggio nucleare
21
nC
21nC
C2
C
2
n
1RR
1RRRK2
R
RP
arctanexp
21
C2 EE2
K
A bassa energia per E ltlt EC
P = exp(-2middotmiddot)
veZZ 2
21
21
21 EZZ29312
amuE keV
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
41
(E) 2 1E(E) exp(-2middotmiddot)
(E) = 1Emiddotexp(-2middotmiddot)middotS(E)
Il fattore astrofisico S(E)
S(E) definito da questa equazione contienetutti e soli gli effetti nucleari dellrsquointerazione
E` (era) necessaria una estrapolazione
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
42
dEkTE
EEkT8
v0
23
21
exp
Sostituendo lrsquoespressione di (E)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
0
23
21
exp
2121
2
2121 ZZ9890
eZZ2b
[ (MeV)12 ]
b2 e`detta energia di Gamow EG
Per reazioni non risonanti S(E) varia lentamenteS(E) cost = S(E0)
dEE
bkTE
ESkT8
v21
00
23
21
exp
43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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43
32
0 2
TkbE
E0 si trova derivando lrsquointegrando e trovando
il punto di massimo
3126
22
210 TZZ221E
[keV]
p + p E0 = 59 keVp + 14N E0 = 265 keV3He + 3He E0 = 215 keV + 12C E0 = 56 keV16O + 16O E0 = 237 keV
picco di Gamow per la reazione p + p
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
44
Meccanismo di cattura non risonante
Onda piana incidente stato stazion nucleo composto
B|H|A+x 2
single-step process
processo puramente em bremsstrahlung
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
45
Meccanismi risonanti
uno stato eccitato di energia Er del nucleocomposto si forma nel canale di ingresso
tale stato decade poi ai livelli sottostanti
Lo stato si forma solo se Q + ER = Er
ER = Er - Q
Ef|H|Er 2middot Er|Hf|A+x 2two-step process
amiddotb
Q
ER
Er
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
- PowerPoint Presentation
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-
46
J=momento angolare stato eccitatoJ1J2 = momento angolare stati iniziali
somma stati finali e media stati iniziali
2middot
1J21J21J2
21
ldquofattore statisticordquo
22R
ba
2EE
= a + b + hellip
22
R
ba12
11
2BW
2EE1
1J21J21J2
Formula di Breit-Wigner
conservazione mom angolare e parita`(regole di selezione)
j1 + j2 + = J
(-1)middot(j1)middot (j2) = (J)
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
- PowerPoint Presentation
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-
47
dEkTE
EEkT8
v0
BW23
21
exp
Per risonanze strette ( ltlt ER)la quantita` Emiddotexp(-EkT) cambia di pocoNellrsquointervallo enegetico della risonanza
dEEkTE
EkT8
v0
BWR
R23
21
exp
022
R
ba2R
0BW
2EE
dEdEE
ba2R
2
0BW 2dEE
1J21J21J2
21
ba
e`detta ldquostrengthrdquo della risonanzacorrisponde alla sezione drsquourto integrata
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
48
2ba2
RRR 4EE
R0
BW 2dEE
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Nel caso di risonanze strettePicco Gamow picco risonanza
Nel caso di piu`risonanze
j
jj
2
23
kT
Ef
kT2
v exp
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
49
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
Consideriamo la risonanza nel canale 14N(p)15Ocorripondente al livello dello 15O con le seguenti proprietarsquo Er = 892 MeV J = frac12+
Viene raggiunta per energia del protone pari aER = Er- Q = 16 MeV (Q=73 MeV)
Ampiezze parziali p = 01 MeV = 1 eV
protone in onda s ( = 0) InfattiJ1(protone) = frac12 J2(14N) = 1 J = frac12
Jgs(15O)= frac12- al gs [frac12+ frac12-] transiz E1
(ER=16 MeV) = 033 eV
Q
ER
Er
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
50
Importanza risonanze in ambiente astrofisico
sarebbe ridotta in proporzione a E2J+1 = E
3
(10 keV) = (16 MeV)middot(742892)3 = 057 eV
La vita media dei nuclei e le altre proprieta`delle stelle cambierebbero drasticamente
Supponiamo invece lo stesso livello shiftatoin basso di 15 MeV Er = 742 MeVER = Er- Q = 10 keV
In queste condizioni(ER=10 keV) = 329middot10-23 eV
kT
E
kT2
v RR
223
exp
Poichersquo
MeV61v
keV10v
3121061kT
1600kT10
MeV61
keV10
exp
p sarebbe ridotta del fattore di Gamow exp(-2)
eV10889MeV621
734
966keV10 23
PP
exp
exp
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
51
Il rischio delle estrapolazioni hellip
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
52
Un caso ldquoeclatanterdquo d + d 4He +
Estrapolazioneldquoteoricardquo
Una misura venne fatta nonostantefosse giudicata ldquoinutilerdquo dai teoriciehellip
53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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53
d + d 4He +
Teorici in coro ma ersquo ovvio
54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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54
bull bosoni identici con T= 0 L + S paribull E1 and M1 fortemente depressibull pura transizione E2
a bassa energia cattura in onda S5S2 5D0 domina su 1D2 1S0
Lo stato D dello 4He risulta fortemente esaltato dalla barriera centrifuga
d + d 4He +
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
- PowerPoint Presentation
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-
55
Finora abbiamo assunto interazionetra due nuclei ldquonudirdquo Vcoul
Se interagiscono atomi o ioni (esperimenti in laboratorio)
Effetto di schermo degli elettroni atomici
per r gt Ra Frepuls=0
per r lt Ra elettroni = cost -Z1eRa
tot = n + elettroni = Z1er - Z1eRa
Lrsquoaltezza efficace della barriera diviene
Eeff = Z1Z2e2Rn - Z1Z2e2Ra
RnRa 10-5 correzione trascurabile
Ma se RC gt Ra lo spessore di barrieraPuo`cambiare significativamente
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
- PowerPoint Presentation
- Slide 2
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- Slide 100
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- Slide 110
- Slide 111
- Slide 112
-
56
Classicamente RC e`dato dalla relazioneE = Z1Z2e2RC
RC gt Ra E lt Ue = Z1Z2e2Ra
Abbassamento della barriera della quantita` Ue
Aumento della energia cinetica di interazionea nuclei nudi della stessa quantita`Ue
E = Es + Ue
Plasma stellare gas di ioni e di elettroni21
Av2D Ne4Tk
R
i
i
ii
2i A
XZZ
Es p + 12C con T=108 K e = 102 gcm3
RD = 54middot10-9 cm Ra
Per maggiori RD diminusce correzione screening fondamentale
at = baremiddotf f=exp(middotUeE)
at Ue bare
bare RD plasma lt middotv gtplasma
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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- Slide 112
-
57
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Effetto dello screening elettronico (nel lab)
fat(E)
Processi stellari
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
potenzialedi ScreeningUe=
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
58
Soleplasma gas perfetto a T =107 KDistribuzione Maxw-Boltz distrib ltEgt ~ 10 keVdensita`=150 gcm3
Luminosita`L = 21039 MeVsQ-valore Q=2673 MeV
r = LQ = 1038 s-1
Laboratorio10-36cm2 lt s lt 10-33cm2 Efficienza di rivelazione ~ 10 Corrente del fascio IP ~ mA spessore bersaglio ~ gcm2
eventomese eventogiorno
Rateo di conteggi atteso
PAv
lab IA
Nr
enorme problema sperimentale
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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- Slide 112
-
59
Possibili soluzioni sperimentali
Diminuire fondo ambiente LNGS - LUNA Misura diretta reazioni di fusione nella zona del picco di Gamow Ecm EG
Misure in coincidenza recoil separator ERNA misure dirette ad energia EcmgtEG
estrapolaz ldquorealisticardquo
ldquoscavalcarerdquo la barriera coulombiana metodo del ldquotrojan horserdquo ASFIN misura indiretta per Ecm EG
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
- PowerPoint Presentation
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-
60
Metodo del Trojan Horse
Meccanismo quasi libero
Reazione a 3 corpi a + A c + C + s
con A clusterizzato in x s per studiare a + x c + C di interesse astrofisico
A
a C
c
spettatore s
Partecipante x
effetti coulombiani (barriera + el screening)
trascurabiliSe Ea gt Ecoul
Eax0 misure a energie astrofisiche Se Vrel= Va-VFermi 0
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
- PowerPoint Presentation
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-
61
Dalla sezione drsquourto a tre corpi misurata dalla rivelazione in coincidenza di c e C
Misura della sezione drsquourto di nucleoldquonudordquo di interesse astrofisico
|G(Ps)|2= distribuzione drsquoimpulso di s entro A
KF= fattore cinematico
Metodo del Trojan Horse
x(ac)C
2
scCc
3
dΩdσ
)G(P(KF)dEdΩdΩ
σd
astrofisica misurata
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
62
6Li(d)4He 6Li(6Li)4He 6Li =d
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull CSpitaleri et al 2000 sottoposto Phys Rev C)
7Li(p)4He 7Li(d)n d =p n
Ue=340plusmn51 eV
Uth=186 eV
Ue=350 eV
Uth=186 eV
(Engstler S et al 1992 Z Phys A342 471)
bull(Spitaleri C et al 1999 Phys Rev C60 055802)
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
63
14 BaF2 intorno aljet gas-target perCoinc -rinculi
Filtro di Wienfsuppr= 10-18
fascio 12C
Faraday cup
16O
camera ionizz
Filtro di Wien16O
Accettanzapp = plusmn2 = plusmn 2deg
fascio 12C
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
rivelazione nuclei composti di rinculocoincidenza nuclei di rinculondash
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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-
64
ERNAEuropean Recoil separator for Nuclear Astrophysics
Sviluppo di un separatore di rinculi per lo studio e per la misura
della sezione dacuteurto della reazione 12C()16O Ecm= 07 ndash 50 MeV
nucleosintesi durante la combustione dellacuteelio (Teff=02109 K =gt Ecm=300 keV)Evoluzione delle stelle massicce (M gt 10M)
(Ecm= 300) ha due componenti principali
E2 Ex=6917 keV Jp=2+ dir capt E1
Ex = 7117 keV JP=1-
Ex = 9580 keV Jp=1-
Ex gt 11000 keV Jp=1-
0-
0+
0+
3-
1-
1-
2+
16O
2+
4+
2-
12C+4He6049
6130
0
6917
7117
8872
9580
9847
10367
10957
J
400
Ex (keV) cm (keV)
27
062
stellar energywindow
- 45
2418
- 245
2685
3195
Ecm (keV)
experiment
Q = 7162 keV
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
- PowerPoint Presentation
- Slide 2
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-
65
stars ERNA
100E-02
100E-01
100E+00
100E+01
100E+02
-100E-01 400E-01 900E-01 140E+00 190E+00 240E+00 290E+00 340E+00
Interferenza gt0 interferenza lt0
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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-
66
ERNA (misura di tot E1 E2 [E0 ] )
nuclei 16O rinculo
dd
tot- (E1+ E2) gt 0 hellip
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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-
67
Riduzione del fondo ai LNGS(schermatura 4000 m we)
Radiazione LNGSsuperficie
muonineutroniFotoni
10-6
10-3
02
LUNA
Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
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|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
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82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
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3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
68
Bassa energia
Alta corrente
Altissima stabilitarsquo
69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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69
camera di reazione
sorgente di ioni
Assefascio
Windowless gas target gas
turbo turbo
fascio
detector
calorimetro
mbar
10-3 bar10-5 bar
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
- PowerPoint Presentation
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-
70
Interesse fisico- neutrini solari- 3He galattico
3He(3He2p)4He
La prima misura di una reazione di fusionenella regione del picco di Gamow
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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-
71
Una risonanza nel canale 3He(3He2p)4Heavrebbe almeno parzialmente spiegato
Problema dei neutrini solari
aumento
diminuzione
diminuzione
72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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72
Abbondanza 3He galattico
Qualsiasi teria prevede una concentrazioneattuale di 3He nello spazio interstellare molto maggiore di quanto misurato ( )
time (109 anni)
3H
eH
(1
05)
initial value
teoria
Risonanza meccan bruciam 3He piursquo efficente minori residui di 3He nel core della stella Minor rilascio nello ISM
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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- Slide 112
-
73
anche misurando sotto il picco di GamowEsistono ulteriori incertezze sperimentali
Esperimenti ldquoaccessorirdquo di LUNA2
Electron screening
Potere frenante dEdxa bassissima energia
(E)
Ue
dEdxmisura di
D(3Hep)4HeLNGS
3He(dp)4He Bochum+
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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-
74
ebareat UEE σσ
Shielded Nucleus
Electroncloud
Bare nucleus
RaRnRc
shieldedRc
bare
Projectile
EE
ZZ64515
at
eU
eEf
21μ
Ue ltlt E
EE
Efbare
atat σ
σ
Electron screening effect (in the lab)
fat(E)
Stellar processes
atom bare
plasma
Utot(r)=Ucoulomb - Ue Eeff = E + Ue
Screening potentialUe=
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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- Slide 112
-
75
D(3Hep)4He Explored energy range42 lt Ecmlt 138 keV
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
1105
countsday
6 countsday6
7
8
9
10
11
12
4 6 8 10 12 14
p= 03 mbar
p=01 mbar
p=02 mbar
p=005 mbar
6
7
8
9
10
11
12
13
4 6 8 10 30 50
bare nuclides
shielded nuclides
S(E
)[M
eV
b]
Ecm[keV]
Ue=(132 + 9) eV
76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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76
Potere frenante a bassissima energia
estrapolazione da tabelle di Ziegler
(Golser et al)
protoniin 4He
Ziegler tables
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
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V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
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e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
- PowerPoint Presentation
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-
77
LUNA
E = 198 eV Edsoglia = 182 keV
Emin(D2) meV (livelli molecolari)
Emin(3He) 1s2s = 198 eV
3He D2
d 3He
78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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- Slide 110
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78
Le reazioni di fusione delloHydrogen burning
Dati sperimentali esistentiStato dellrsquoarte attualeProspettive future
Le reazioni del ciclo CNO
Il ldquosolar neutrino puzzlerdquoErsquo possibile nua soluzione ldquonuclearerdquo
La catena pp
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
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dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
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e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
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e
2
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73
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22
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iHfgWfv1
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|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
79
Hydrogen burning
la catena pp
4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV
Reazione di partenza
p + p d + e+ +
Per E = E0 = 5 keV 4middot10-28 barn = 4middot10-52 cm2 interaz debole rallenta ciclo combustione
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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-
80
p + p d + e+ +
Questa reazione e`nota solo teoricamente
Hamiltoniana interaz p + p Hn + H
H ltlt Hn ldquoregola drsquoorordquo di Fermi
2
rel
iHfvE2
i (p+p)f (d + e+ + )
(E) = dNdE 3
2
hdpp4
Vdn
3
2
3e
2e
e hdpp4
Vh
dpp4VdndndN
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
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83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
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Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
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HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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- Slide 112
-
81
e2
e2e63
22
e dpEEphc
V16
dEdn
dndEdN
E
e
2
rel
e dpiHfvE2
d
73
45e
2cm
=145middot1070 eV-2 s-1 cm-6
g = 143510-49ergcm3 = 861010-5MeVfm3
22
rel
iHfgWfv1
W=(E+mec2)mec2
|f|H|i|2 1
Per E = 1 MeV = 10-47 cm2
S(0) = 38middot10-22 keVmiddotb lt v gtpp =12 middot10-43 cm3 s-1
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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- Slide 110
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-
82
ldquosperimentalmenterdquo hellip
PAv
lab IA
Nr
Ip = 1 mA = 1 rlab = 1 evento106 anni = 1023 cm-2
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
ppH
H vN1
H
= 09middot1010 y
protoni eta`della stella
lunga vita delle stelle interazione debole
L = 383middot1033 ergs = 24middot1039 MeVsQ(4p 4He) = 267 MeVN = L Q = 092middot1038 s-1
dmdt = 62middot1014 gs(ogni secondo 616 middot106 ton H He)M = 2middot1033 gt = M (dmdt) = 10 middot1011 y (rate costante)
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
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Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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-
83
combustione del deuterio
pdpp
2
pdpp vDHv2H
rrdtdD
In condizioni di equlibrio dDdt = 0
pd
pp
e v2
v
HD
p+p interaz Deboled(p)3He interaz em
1HD
e
Usando i valori dei reaction ratesDH = 56middot10-18 (T6 = 10)
H(H) = 1010 y H(D) = 16 s
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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-
84
vita media elementi plasma solarein condizioni di equilibrio
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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- Slide 110
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-
85
La combustione dellrsquoelio
3312HeHepd
3
rrrrdtHed
33
3333
12 vHeHevDH
Allrsquoequilibrio d(3He)dt = 0essendo D = Hmiddotltv gt112 ltv gt12
(3HeH)e = (ltv gt112 ltv gt33)12
Allrsquointerno del soleXH = XHe = 05 = 100 gcm3
3He(3He) = 22middot105 y
3He(dp)4He non e`efficiente perche`ladensita`di d nel plamsa e`bassissima( r = NXmiddotNYmiddotlt middotv gtmiddot(1+XY)-1 )
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
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06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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-
86
poiche`in un stella esiste sufficiente 4He ceneri di stelle precedenti big-bang
S33 = 5500 keVmiddotb (forte)S34 = 053 keVmiddotb (em)ma nel sole N4HE gtgt N3HE
r34 016middotr33
formazione del 7Be
3He(4He)7Be
87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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87
Sulla terra EC da elettroni atomici = 769 d misura
7Be(e-)7Li Q = 0862 MeV
E = 862 keV 896 E = 384 keV 104
Nelle stelle EC dal plasma = 120 d = 033 y teoria
88
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EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
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00
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[10
9c
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s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
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02
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04
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06
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GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
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eV
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GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
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Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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88
p(7Be) = 150 ye(7Be) = 033 y
EC 998 (p) 02
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
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Be)
[10
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8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
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e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
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06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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- Slide 80
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- Slide 96
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- Slide 99
- Slide 100
- Slide 101
- Slide 102
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- Slide 106
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-
89
[ 1 SNU = 10-36 reaz(atomo berssec) ]
HomestakeReazione usata e + 37Cl 37Ar + e-
Energia di soglia E = 081 MeV
Kamioka (Superk)Reazione usata e + e- ersquo + e-rsquoEnergia di soglia E = 75 MeV
Gallex amp SageReazione usata e + 71Ga 71Ge + e-
Energia di soglia E = 023 MeV
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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-
90
-80
-60
-40
-20
00
20
40
60
80
0 1 2 3 4 5 6 7 8
Be)
[10
9c
m-2
s-1
8Bcm -2 s -1
Kam
Hom
Gallex + Sage
BP 95
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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- Slide 108
- Slide 109
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-
91
Possibile ldquosoluzione nuclearerdquovariando S33 S17 T
Conoscenza sezioni drsquourto di fusione (E = E0) sorgenti dei neutrini nel sole
e`di fondamentale importanza
Qualunque sia la soluzionedel ldquosolar neutrino puzzlerdquobull fisica del neutrino bull fisica del sole (modelli)bull fisica nucleare
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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- Slide 92
- Slide 93
- Slide 94
- Slide 95
- Slide 96
- Slide 97
- Slide 98
- Slide 99
- Slide 100
- Slide 101
- Slide 102
- Slide 103
- Slide 104
- Slide 105
- Slide 106
- Slide 107
- Slide 108
- Slide 109
- Slide 110
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-
92
pp - chain
CNO - cycle
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
d(p)3He
3He(3He2p)4He
4He(3He )7Be
7Be(p )8B
15N(p )15O
(4p 4He + 2e+ + 2 + 267 MeV)
93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
07
0 10 20 30 40 50
GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
112
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93
pd
pp
e v2
v
HD
= 56middot10-18
Nel sole in condizioni di equilibrio
teoria
Nel sistema solare
eHD
10-5 misura
meccanismi di sintesi e distruzione del dvanno studiati in maggior dettaglioprime fasi universo preced formaz stelle
0
01
02
03
04
05
06
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GRIFFITS et al (1963)SCHMID et al (1997)
S-f
acto
r (k
eV
b)
Ecm (keV)
GAMOWPEAK
LUNA
situazione sperimentale
d(p)3He
94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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94
3He(3He2p)4He
95
Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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Dopo H-burning la stella lascia la MS e simuobe verso la regione delle giganti rossemixing convettivo porta materiale internosulla superficie della stella che si muovelungo il ramo orizzontaleLa stella emette il suo inviluppo convettivo e si muove verso la regione delle nane biancheDopo il mixing convettivo lrsquoabbondanza superfdi 3He non cambia significativamente fino alla emissione nel mezzo inyertellare
temperatura superficiale
LL
rilascio 3He nello spazio interstellare (ISM)
96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
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97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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96
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galattica
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
Ma se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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97
abbondanza galattica 3He
le abbondanze misurate di 3He non sono spiegate da alcun codice di evoluzione galatticaMa se lrsquo3He venisse distrutto nelle stellecon maggiore efficienza (S33 )
Risonanza ER = 16 keV keV
Superf solare protostella( 5middot109 anni fa)
Osservaz attuale
3H
eH
(1
05)
tempo (109 anni)
98
4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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4He(3He )7Be
I br non dipendono solo dalla sezione drsquourto
Non ersquo sufficiente misurare la 3He(3He2p)4He
reazione responsabiledella produzione di 7Be
da 7Be e da 8B
99
Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
101
ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
105
LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
106
LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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Produzione 7Be da 7Be da 8B
S17 valore assoluto ( 7Be) e ( 8B)
situazione sperimentale
4He(3He )7Be
100
S17S17 30
= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
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ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
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LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
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LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
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14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
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esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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= S17S17 = 30
picco Gamow
Situazione sperimentale
7Be(p )8B
S17
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ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
102
15N(p )15O
situazione sperimentale
103
turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
104
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Gamow peak will be totally explored
107
LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
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3He()7Be
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14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
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15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
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esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
15N(p )15O
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15N(p )15O
situazione sperimentale
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turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
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LUNA2 future plans
inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
presently undergroundassembled amp tested
hellip ready to go
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LUNA short term plans
LUNA1 (50 kV)
Gamow peak will be totally explored
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LUNA2 (400 kV)
Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
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3He()7Be
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14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
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15N(p )15O
situazione sperimentale
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esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
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inline Cocroft Waltoncomputer remote controlterminal voltage 40400 kVripple 10 Vppstability 20 VppRF ion source
HVEE
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15N(p )15O
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S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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turnoff distacco da MSesaurito H compressione aumento T innesco CNOturnoff dipende fortemente da S1 14
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
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alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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Solar neutrino problem
Astrophysics amp cosmology
pp-chain CNO-cycle3He(3He2p)4He 14N(p)15O
7Be(p)8B
4He(3He )7Be
108
3He()7Be
109
14N(p)15O ldquocollo di bottigliardquo del ciclo CNO
S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
110
15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
111
esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
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15N(p )15O
situazione sperimentale
Luna
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esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
turnoff (distacco da MS) dipende fortemente da S1 14
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S1 14 fortemente dipendente da interferenzacon risonanza sotto soglia (livello 7271 keV 15O)
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esaurito H compress aumento T innesco CNO
S1 14 fissa lrsquoeta` degli ammassi globulari
alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
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alcuni ammassi risultano piu`vecchi dellrsquoUniverso S1 14 cronometro dellrsquoUniverso
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