"Misure delle sezioni d'urto del 151 Sm(n,) e 139 La(n,) ad n_TOF e relative implicazioni...

"Misure delle sezioni "Misure delle sezioni d'urto del d'urto del 151151Sm(n,Sm(n,)) e e 139139La(n,La(n,)) ad ad nn_TOF e _TOF e relative implicazioni relative implicazioni

Astrofisiche"Astrofisiche"

V Meeting dell’Astrofisica Nucleare Italiana, Teramo 20-22 Aprile 2005

Rita Terlizzi e Stefano MarroneINFN e Dipartimento di Fisica, Università di Bari

Lo studio di reazioni indotte da neutroni è da sempre fondamentale in vari campi della Fisica Nucleare e Lo studio di reazioni indotte da neutroni è da sempre fondamentale in vari campi della Fisica Nucleare e dell’Astrofisicadell’Astrofisica

Astrofisica ad n_TOF

Conoscenza delle sezioni d’urto di cattura neutronica importante per la comprensione dei processi di Nucleosintesi Stellare:

•Descrizione delle abbondanze degli elementi

•Studio delle condizioni termodinamiche delle stelle

Misure ad n_TOF per Astrofisica


Misure di isotopi radioattivi a breve vita media (s-process branchings)Misure di sezioni d’urto piccole di nuclei stabili (neutron magic: 139La, Zr …)

La facility n_TOF


La facility per neutroni n_TOF è innovativa e adatta alle La facility per neutroni n_TOF è innovativa e adatta alle finalità dell’Astrofisica Nucleare:finalità dell’Astrofisica Nucleare:•Elevato flusso istantaneo (fino a 3 ordini di grandezza superiore quello delle altre facilities):permette di misurare isotopi radioattivi (Sm), campioni sottili e in breve tempo

•Grande separazione temporale fra bunches (2.4 s) riduce problema del wrap-around (overlap)

•Basso background: consente misura di basse sezioni d’urto (La)

•Alta risoluzione (~ 1.5x10-4): possibilità di studiare risonanze in un range energetico maggiore

La reazione 151Sm(n,): motivazioni scientifiche

151151Sm:Sm:-Importante” branching isotope” (cattura o decadimento ); -Rate di -decay dipende da temperatura Termometro del processo s;-Rate di cattura dipende dal flusso neutronico e dalla sezione d’urto.-Determinazione accurata della sezione d’urto informazioni sulle condizioni stellari (temperatura,densità, flusso di neutroni) durante la Nucleosintesi.

Isotopo radioattivo (=93 anni); Campione di cattura (200 mg) ad elevata attività (150 GBq)


(n,(n,) mai studiata prima) mai studiata prima: le caratteristiche della facility n_TOF (ridotto background ed elevata risoluzione energetica) hanno permesso di realizzare

questa misura con ottima precisione e in un ampio intervallo di energia.

Sm

Eu

Gd

151Sm 93 a

152Sm

153Sm

154Sm

151Eu

152Eu

153Eu

154Eu

155Eu

156Eu

152Gd

153Gd

154Gd

155Gd

156Gd

157Gd

150Sm

139La

139139LaLa: - Numero magico di neutroni (N=82) → (n,) piccola (bottleneck)(bottleneck)

- Principalmente prodotto per processo-s (isotopo“s-only ”) nelle stelle vecchie e poco metalliche => può essere utile come indicatore del processo-s

- Abbondanza nota con accuratezza: lo spettro di assorbimento contiene molte linee facilmente osservabili per la spettroscopia stellare (probabilità di transizione e la struttura iperfine recentemente studiate (Lawler et al, Apj 556,452 (2001))

La reazione 139La(n,): motivazioni scientifiche


Apparato Sperimentale

Rivelatori CRivelatori C66DD6 6 perpendicolari al fascio di perpendicolari al fascio di

neutroni e vicini al portacampioni in fibraneutroni e vicini al portacampioni in fibra

Analisi :•calibrazioni in energia dei C6D6;•calcolo delle Pulse Height Weighting Function;•Identificazione e sottrazione del background•Analisi delle risonanze

Analisi :•calibrazioni in energia dei C6D6;•calcolo delle Pulse Height Weighting Function;•Identificazione e sottrazione del background•Analisi delle risonanze

Stima accurata del background con Stima accurata del background con diversi campioni (Pb, C)diversi campioni (Pb, C)

Stima accurata del flusso con campione Stima accurata del flusso con campione di Audi Au

Stima accurata del background con Stima accurata del background con diversi campioni (Pb, C)diversi campioni (Pb, C)

Stima accurata del flusso con campione Stima accurata del flusso con campione di Audi Au

CC66DD66

Fascio di Fascio di nn

PortacampioPortacampionini

Misura di sezione d’urto di Misura di sezione d’urto di cattura attraverso la cattura attraverso la rivelazione della cascata rivelazione della cascata di diseccitazionedi diseccitazione

n 139La140La

AZ

A+1Z

+ n0.0


Risultati 151Sm(n,): yield di cattura

Regione delle Risonanze Risolte 1 eV - 1 keV -Background basso (ambientale); -Contributo dei neutroni diffusi dal campione è trascurabile.

Regione delle Risonanze Non Risolte 1 keV - 1 MeV -Background elevato -Contributo dei raggi- del fascio (importante effetto al di sopra dei 10 keV)

Background “in-beam -rays” stimato accuratamente con misure (Pb) e simulazioni (Geant) e successivamente sottratto.

Flusso di neutroni stimato accuratamente (3%) per mezzo della misura della sezione d’urto standard dell’Au


151SmBackground

Formula di Breit-Wigner

2 2

4 1

1n

jg

k

2R

( E E ) n

Risultati 151Sm(n,): Analisi Risonanze nella Regione Risolta (RRR)


Estratte più di 500 risonanze con buona accuratezza e in un ampio intervallo di energiaQuesta misura fornisce il primo dato affidabile sulla σcapt.

Differenze apprezzabili rispetto ai dati precedenti (Kirouac and Eiland)

Determinazione sperimentale della Determinazione sperimentale della (n,(n,) in the URR :) in the URR :

- Sottrazione del background (soprattutto in-beam -rays)

- Altre correzioni applicate (piccole): Self-shielding, Multiple scattering,Correzione del Dead Time, Contaminazione da altri isotopi.

La sezione d’urto di n_TOF è sostanzialmente in accordo con i dati tabulati nei database JEF-2.2 e ENDF/B-VI

Risultati 151Sm(n,): Analisi Regione Non Risolta (URR)


Branching factor per 151Sm secondo il modello classico:

Implicazioni Astrofisiche 151Sm(n,) (1) Implicazioni Astrofisiche 151Sm(n,) (1)

->N abbondanza nel processo s->nn densità neutronica->λβ vita media del decad-b->σ Maxwellian Averaged Cross Section


Analisi branching in catena di processi-s importante test per i modelli di He-burning per le stelle AGB di piccola massa.

Branching ratio (cattura/-decay) fornisce informazioni sulle condizioni termodinamiche del sito, purchè sezioni d’urto di cattura accuratamente note

Non tiene conto del contributo del processo p

SmSm

Sm

Sm

Gd

151151

151

150

152

vnN

N

n

151Sm elemento di particolare interesse astrofisico: Branching isotope nella regione Sm-Eu-Gd

p-process

r-process

Sm

Eu

Gd

151Sm 93 a

151Eu

152Sm

152Eu

153Eu

152Gd

153Gd

154Gd

150Sm

s-process

Fino ad ora, la MACS del 151Sm era stimata da modelli statistici (scarsa accuratezza)

La misura di n_TOF ha rimosso questa incertezza

Valore attuale a kT=30 keV: 3.09 ± 0.15 b.

-confermata misura FZK nella regione non risolta

-più alta delle stime precedenti (a kT=30keV tra 1.5b e 2.8b)



In ambiente stellare è fondamentale conoscere la Maxwellian Averaged Cross-Section (MACS) e il rate di decadimento

n_TOFn_TOF

Secondo l’approccio classico, l’elevata MACS, combinata con la densità neutronica stimata, implica un valore di temperatura (T8=4) incompatibile con le condizioni realistiche del “He-burning”. Queste inconsistenze vengono fuori anche dall’analisi di altri isotopi di branchings (Nd, Hf).



Soluzione al problema fornita dal Modello Stellare delle Thermally-Pulsing AGB per le stelle di piccola massa (R. Gallino et al., ApJ 497, 388 (1998).

•Neutroni prodotti per il 95 % dalla 13C(,n) operante a basse temperature (8 keV).In queste condizioni il rate di -decay del 151Sm è troppo basso per produrre 152Gd.

•Durante l’ He-shell burning, la sorgente 22Ne(,n) è attivata ad alta temperatura (23 keV). In questa fase 151Sm decade in 151Eu con successiva formazione del 152Gd e degli altri isotopi del Sm.

Usando la MACS di n_TOF insieme a dati molto recenti per altri isotopi otteniamo:-152Gd è prodotto al 77% dell’ abbondanza solare nel processo s (23% processo p). Accordo con i modelli teorici che indicavano per il processo p il 12%. Isotopi del Gd dipendono fortemente dalle MACS degli isotopi del Sm e dell’Eu.

-Produzione di 151Eu nel processo s confermata intorno al 5%. Rimane un ottimo indicatore del processo-r.

-Variazione dei rapporti di frazione isotopica (151Eu/153Eu). Attualmente si ottengono per queste quantità valori notevolmente più precisi rispetto al passato.

Conclusione per 151Sm(n,): Inadeguatezza dell’approccio classico e forte evidenza della validità del modello TP-AGB: modelli stellari possono tener conto dei nuovi risultati per un “fine tuning” delle quantità nucleari in ambiente stellare e/o per un raffinamento degli stessi.



Contaminazione del 138La

Elevata risoluzione di n_TOF: estende regione risonanze risolte

Background a tre componenti: ambientale,neutroni diffusi dal campione, raggi del fascio. Rappresenta il 20% dello yield totale

Risultati 139La(n,): yield di cattura Risultati 139La(n,): yield di cattura


Oltre 10 keV yield e background coincidono

Fino ad ora sezione d’urto di cattura del 139La misurata con diverse tecniche (OaK Ridge, JAERI, FZK). Differenze > 40% Misurare questa reazione ad n_TOF per rimuovere le incertezze. Misura più precisa grazie al basso contributo del background.

Fino ad ora sezione d’urto di cattura del 139La misurata con diverse tecniche (OaK Ridge, JAERI, FZK). Differenze > 40% Misurare questa reazione ad n_TOF per rimuovere le incertezze. Misura più precisa grazie al basso contributo del background.

Determinati i parametri delle risonanze fino a 9 keV per mezzo di fit dello yield di cattura (background sottratto)

Confronto con diversi database (ENDF,JENDL,JEF) per parametri e assegnazioni di spin per verificare l’accuratezza della misura

In passato mai ottenuti risultati in un intervallo di energia così ampio

Strength media:

~ -10% rispetto ai dati sperimentali precedenti (Nakajima,Musgrowe)

~ -20% rispetto ai database

Risultati 139La(n,): Analisi delle risonanze Risultati 139La(n,): Analisi delle risonanze


MACS = n_TOFMACS = n_TOF1eV→9KeV 1eV→9KeV + C+ C∙database∙database9KeV→500KeV9KeV→500KeV

Implicazioni Astrofisiche 139La(n,) (1) Implicazioni Astrofisiche 139La(n,) (1)


Dati di n_TOF estrapolati a En>9 keV per mezzo del database Jendl 3.2:

-“C” rapporto fra n_TOF e Jendl nell’intervallo dei dati sperimentali (differenza 3 %)

A 30 keV, MACS di n_TOF in A 30 keV, MACS di n_TOF in accordo con FZKaccordo con FZK

Questi valori sono più bassi di Questi valori sono più bassi di quelli determinati quelli determinati sperimentalmente da Musgrove sperimentalmente da Musgrove (a kT=30keV inferiori del 35 %).(a kT=30keV inferiori del 35 %).

A 30 keV, MACS di n_TOF in A 30 keV, MACS di n_TOF in accordo con FZKaccordo con FZK

Questi valori sono più bassi di Questi valori sono più bassi di quelli determinati quelli determinati sperimentalmente da Musgrove sperimentalmente da Musgrove (a kT=30keV inferiori del 35 %).(a kT=30keV inferiori del 35 %).

Calcolata per 139La la Maxwellian Averaged Cross Section:


Implicazioni Astrofisiche 139La(n,) (2) Implicazioni Astrofisiche 139La(n,) (2)

•La misura della 139La(n,) ha determinato sperimentalmente la MACS del La a basse energie confermando alcune delle stime fatte in precedenza (O’Brien, Physical Review C 68, 35801 (2003). ).

•In accordo con queste stime della MACS, la percentuale di La prodotta nel processo s (rispetto all’abbondanza solare) calcolata con il modello stellare delle TP-AGB è del 73%.

•Rafforzata l’evidenza che il 139La è un buon indicatore del processo-s negli spettri stellari e conseguentemente permette di tracciare il rapporto s/r per l’intera evoluzione della stella

Conclusione per 139La(n,): l’analisi comparata delle abbondanze dell’Europio (elemento prevalentemente prodotto nel processo r) e del Lantanio negli spettri, può fornire utili indicazioni sulla natura e sull’origine dei siti stellari dove avvengono processi r ed s.

Misurate accurtamente ad n_TOF due reazioni di interesse Astrofisico: 151Sm(n,) e del 139La(n,). Le performance eccellenti della facility n_TOF (elevato flusso istantaneo, alta risoluzione e basso background), hanno permesso di:

misurare per la prima volta la sezione d’urto di cattura del 151Sm e di ricavare importanti informazioni sul branching relativo ad A=151. Analisi dati completa, chiarite le relative implicazioni astrofisiche.

determinare la Maxwellian Averaged Cross-Section del 139La, rimuovendo le incertezze esistenti soprattutto a bassa energia. Tuttora in corso lo studio delle implicazioni Astrofisiche.

Conclusioni Conclusioni


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