V meeting dei gruppi di Astrofisica Nucleare Italiani

Teramo, 20 Aprile 2005

Rosario Gianluca PizzoneRosario Gianluca Pizzone

INFN – Laboratori Nazionali del Sud, INFN – Laboratori Nazionali del Sud, CataniaCatania

Università di CataniaUniversità di Catania

Misure indirette delle sezioni d'urto Misure indirette delle sezioni d'urto di "distruzione" di elementi leggeri di "distruzione" di elementi leggeri

e implicazioni astrofisichee implicazioni astrofisiche

Gli elementi Gli elementi leggerileggeri nell’Universo e nell’Universo e la loro importanza astrofisicala loro importanza astrofisica

Abbondanza di Li Be & B (Anders & Grevesse, 1989).

Caratteristiche:

• D, Li, Be, B basse abbondanze;• picco intorno ad A=56 (Fe)• distribuzione quasi piatta oltre Fe• decrescita esponenziale fino al Fe

Caratteristiche:

• D, Li, Be, B basse abbondanze;• picco intorno ad A=56 (Fe)• distribuzione quasi piatta oltre Fe• decrescita esponenziale fino al Fe

Abbondanze “cosmiche” degli elementi

Tali elementi malgrado siano così rari giocano un ruolo importante in molti problemi astrofisici

Abbondanze meteoritiche: logN(Li)= 3.31±0.04

logN(Be)=1.42±0.04

logN(B)=2.78±0.05

Abbondanze meteoritiche: logN(Li)= 3.31±0.04

logN(Be)=1.42±0.04

logN(B)=2.78±0.05Anders & Grevesse, 1989Anders & Grevesse, 1989

Litio 7Litio 7

Cosmologia & BBNCosmologia & BBNInfatti esso è uno degli elementi la cui produzione Infatti esso è uno degli elementi la cui produzione È prevista dalla È prevista dalla SBBNSBBN

Abbondanza primordiale osservata vs. Abbondanza primordiale osservata vs. Calcoli teoriciCalcoli teorici

Stime per la Stime per la densità barionicadensità barionica dell’Universo dell’Universo

Confronto con WMAP … problema apertoConfronto con WMAP … problema aperto

Struttura ed evoluzione stellare Struttura ed evoluzione stellare - meccanismi di trasporto negli interni stellari (temperatura di - meccanismi di trasporto negli interni stellari (temperatura di bruciamento,Tbruciamento,T66= 2.1 K)= 2.1 K)

L’abbondanza del 7Li può dare indicazioni per:

Pri

mord

ial A

bu

nd

an

ce

S. Eidelmann et al. (2004)S. Eidelmann et al. (2004)Mathews&Kajino 2005

Osservazioni: Osservazioni: 77LiLi

Osservato in numerosi ambienti astrofisici.Osservato in numerosi ambienti astrofisici.

Li primordiale ricavato da osservazioni del ‘plateau di Spite’ in stelle di Li primordiale ricavato da osservazioni del ‘plateau di Spite’ in stelle di pop. IIpop. II

(osservazioni spettroscopiche)(osservazioni spettroscopiche)

Tuttavia per conoscere l’abbondanza primordiale di Li occorre valutare correttamente i meccanismi di depletion di questo elemento.

Pop. IIPop. II

Osservazioni: 6LiAbbondanza del Abbondanza del 66Li importante per comprendere come (e in quale Li importante per comprendere come (e in quale quantità) il quantità) il 77Li viene distrutto nelle stelle; Li viene distrutto nelle stelle;

nuovi nuovi constraintconstraint per la modellizazione della struttura stellare; per la modellizazione della struttura stellare;

Migliore comprensione dei processi di evoluzione temporale delle Migliore comprensione dei processi di evoluzione temporale delle abbondanze di elementi leggeri;abbondanze di elementi leggeri;

Il Il 66Li viene facilmente distrutto negli interni stellari e può essere Li viene facilmente distrutto negli interni stellari e può essere osservato solo in pochi tipi di stelle (stelle d’alone, stelle di disco osservato solo in pochi tipi di stelle (stelle d’alone, stelle di disco

Z<<ZZ<<Zoo).).

Esso risulta estremamente difficile da osservare, e sono richiesti Esso risulta estremamente difficile da osservare, e sono richiesti spettri ad spettri ad alta risoluzione (alto rapporto S/N)alta risoluzione (alto rapporto S/N)

Poche determinazioni Poche determinazioni 66Li (Nissen et al Li (Nissen et al 1999)1999)

Stelle di disco, -3<[Fe/H]<-0.6Stelle di disco, -3<[Fe/H]<-0.6

Be: importanzaBe: importanza

Indicazione per modelli cosmologici (IBBN or SBBN) Indicazione per modelli cosmologici (IBBN or SBBN) (Kajino & Boyd 1989)(Kajino & Boyd 1989)

Studio dei meccanismi di mixing non standard Studio dei meccanismi di mixing non standard negli interni stellari negli interni stellari (unitamente a Li,B, T(unitamente a Li,B, T66=3.5 K)=3.5 K)

B: importanzaB: importanza

Studio dei meccanismi di mixing non standard Studio dei meccanismi di mixing non standard negli interni stellari (insieme a Li, Be,Tnegli interni stellari (insieme a Li, Be,T66=4.5 K)=4.5 K)

IBBNIBBN

SBBNSBBN

LiBeB danno indicazioni sugli interni stellari (Boesgaard et al., 1998)

Ad esempio nel caso di meccanismi non standard di mescolamento

LiBeB danno indicazioni sugli interni stellari (Boesgaard et al., 1998)

Ad esempio nel caso di meccanismi non standard di mescolamento

Ruolo delle sezioni d’urto nucleariRuolo delle sezioni d’urto nucleari

Reazioni (p,Reazioni (p,)) sono cruciali per comprendere la distruzione sono cruciali per comprendere la distruzione stellare degli elementi leggeri in ambiente stellare (E~1-50 stellare degli elementi leggeri in ambiente stellare (E~1-50 keV);keV);

Le sezioni d’urto Le sezioni d’urto di queste reazioni (o i di queste reazioni (o i raterate di reazione di reazione) ) sono un sono un inputinput necessario necessario per i modelli astrofisici che per i modelli astrofisici che studiano le abbondanze degli elementi leggeri nell’Universo. studiano le abbondanze degli elementi leggeri nell’Universo. Esse devono essere Esse devono essere misuratemisurate……

LiLi BeBe BB

ProduzioneProduzione BBN – BBN – spallazione in spallazione in ISM- altriISM- altri

spallazione in spallazione in ISMISM

spallazione in spallazione in ISMISM

Distruzione BBN – processi BBN – processi stellaristellari

processi stellariprocessi stellari processi stellariprocessi stellari

Difficoltà sperimentaliDifficoltà sperimentali

Per reazioni indotte da particelle carichePer reazioni indotte da particelle cariche

EEcm cm (keV) <<E(keV) <<Ecoul coul (MeV)(MeV)

La sezione d’urto è esponenzialmente ridotta!! A tali energie gli esperimenti incontrano la difficoltà di bassissimi valori del rapportosegnale rumore. Il fattore astrofisico S(E) è definito comeIl fattore astrofisico S(E) è definito come

S(E) ha un comportamento poco variabile con l’energia e S(E) ha un comportamento poco variabile con l’energia e permette estrapolazioni meno difficoltosepermette estrapolazioni meno difficoltose. . Esse sono in generale Esse sono in generale basate su dati ad energie maggiori di quelle rilevanti per le basate su dati ad energie maggiori di quelle rilevanti per le applicazioni astrofisiche e quindi sono spesso inficiate da notevoli applicazioni astrofisiche e quindi sono spesso inficiate da notevoli errori.errori.

S(E) = (E)Eexp(2)

V

EC

(MeV)

10-9:10-12 barn!!!

Electron Screening I Misure a bassa energia sono state eseguite in laboratori Misure a bassa energia sono state eseguite in laboratori sotterranei e.g. sotterranei e.g. LUNALUNA @ Gran Sasso Laboratories per alcune @ Gran Sasso Laboratories per alcune reazioni ma… reazioni ma… Alle energie astrofisiche (Ecm~keV) la presenza delle nubi elettroniche deve esser presa in considerazione negli esperimenti di laboratorio.

Misure a bassa energia sono state eseguite in laboratori Misure a bassa energia sono state eseguite in laboratori sotterranei e.g. sotterranei e.g. LUNALUNA @ Gran Sasso Laboratories per alcune @ Gran Sasso Laboratories per alcune reazioni ma… reazioni ma… Alle energie astrofisiche (Ecm~keV) la presenza delle nubi elettroniche deve esser presa in considerazione negli esperimenti di laboratorio.

Fattore di amplificazione nel fattore astrofisico S(E)s= S(E)b exp(Ue/E)

Electron Screeningfscexp(Ue/E)

Electron Screening II

Dati sperimentali(Schermati)

Estrapolazione di Sb (nucleo nudo)Procedura di Autofitting

Correzione per screening stellare

Quindi anche se le misure vengono fatte alle energie astrofisiche si Quindi anche se le misure vengono fatte alle energie astrofisiche si presentano problemi derivanti dalla presenza degli elettroni atomici dei presentano problemi derivanti dalla presenza degli elettroni atomici dei bersagli di laboratorio.bersagli di laboratorio.

Quindi anche se le misure vengono fatte alle energie astrofisiche si Quindi anche se le misure vengono fatte alle energie astrofisiche si presentano problemi derivanti dalla presenza degli elettroni atomici dei presentano problemi derivanti dalla presenza degli elettroni atomici dei bersagli di laboratorio.bersagli di laboratorio.

Screening Stellare Screening di LaboratorioScreening Stellare Screening di Laboratorio

(Ue)exp > (Ue)theor

Una misura indipendente del fattore astrofisico di nucleo nudo è

necessaria

Il metodo del Cavallo di TroiaIl metodo del Cavallo di Troia

• I metodi indiretti possono contribuire a migliorare la qualità dei risultati dell’Astrofisica Nucleare. Tra questi il Metodo del Cavallo di Troia (THM) è particolarmente prezioso nel caso di reazioni indotte da particelle cariche.

• Esso permette lo studio di reazioni di interesse astrofisico ad esempio la x(A,C)c alle energie di Gamow, attraverso la selezione di una reazione a tre corpi appropriata a(A,Cs)c, indotta ad energie superiori alla barriera Coulombiana.

Per processi quasi liberi, la sezione Per processi quasi liberi, la sezione d’urto a due corpi è estratta misurando d’urto a due corpi è estratta misurando quella a tre corpi:quella a tre corpi: a

A

x

virtual reaction in nuclear field

A + x c + C

quasi free break-up

s

c

C

Spitaleri et al. 1999Spitaleri et al. 1999

N

d

dS

pKF

Cd

cd

cdE

d

2)(

3

Sezione d’urto a 3-corpi misurata Sezione d’urto a 2-corpi

Distribuzione impulsi spettatore s entro a

A x

s

a

EEcmcm = E = EAxAx– B– Bx-sx-s ± moto ± moto

interclusterintercluster

EAx energia di fascio nel centro di massa A-

x.

Bx-s x-s energia di legame

Gioca un ruolo chiave per la compensazione dell’energia di fascio

EEcmcm

0 !!!0 !!!

L’energia del proiettile viene compensata dall’energia di Legame del nucleo “Cavallo di Troia” a

A

a x

s

L’energia di interazione è:L’energia di interazione è:

ss spettatore spettatore

x partecipantex partecipante

d

d

L’approccio PWIA per il THM è stato recentemente migliorato usando la MPWBASpitaleri et al. 1999

Con KF fattore cinematico, Cl costante di normalizzazione (da fissare con confronto con dati diretti,

Fattore di Penetrabilità

E distribuzione d’impulsi dello spettatore all’interno di a

Misurata Sezione d’urto “bare” d’interesse astrofisico

Calcolata

THM in MPWBATHM in MPWBA

No Coulomb-suppression

No Screening effects

Analisi dati attraverso il THMAnalisi dati attraverso il THM

1. Trovare una opportuna reazione a 3-corpi (opportune condizioni cinematiche per l’atteso contributo quasi libero) ;

2. Discriminazione dei processi quasi-liberi dagli altri;3. Estrazione della sezione d’urto a due corpi;4. Normalizzazione ai dati diretti a energie superiori alla barriera

coulombiana;5. Estrazione di Sb(E) dai dati sperimentali.

Un esempio: il Metodo del Cavallo di Troia (THM) applicato alla

6Li + p 3He2H

p6Li

n

3He6Li + d 3He + nDalla:Dalla:

Misura precedente (test validità)

• A. Tumino et al.: 2003

Dati Diretti Elwyn 1977

Riproduzione della risonanza Riproduzione della risonanza corrispondente al livello corrispondente al livello 5/2- 7Be a 7.2 MeV;

Test di validità contempora-neamente ad energie superiori ed inferiori alla barriera coulombiana;

Passo successivo è la misura alle energie astrofisiche (0-20 keV).

E=25 MeV

(INFN-LNS Tandem)

Tandem Catania – INFN LNS 2 telescopi E/E formati da rivelatoreal silicio e position Sensitive Detector1 Monitor Target: polietilene deuterato

Studio della reazione

via the

6Li + p 3He

6Li + d 3He + n

p n clustersEbeam = 14 MeV

Angoli Quasi-liberi per 3He e nei PSD’s

Trigger: coincidenzeTrigger: coincidenze PSD-PSD-PSD#PSD#

33°

20°

3He

6Li d

= Si det. of 20 m = PSD of 1000 m

1

2

2H

p6Li

n

3He

6Li + d 3He + n

Selezione particelle con tecnica E/E e identificazione del Luogo cinematico

3-body reaction identification3-body reaction identification

Q=1.79 MeVQ=1.79 MeV

Q-value 3-corpiQ-value 3-corpi

2. Distribuzione d’impulsi:accordo con distribuzione teorica. Successivamente solo eventi con |ps|<40 MeV/c sono selezionati

--- --- funzione di Hulthèn

Selezione del meccanismo quasi-Selezione del meccanismo quasi-liberolibero:studio della distribuzione d’impulsi :studio della distribuzione d’impulsi dello spettatore all’interno del nucleo dello spettatore all’interno del nucleo cavallo di Troia.cavallo di Troia.

6Li + d 3He + n

1. 1. Correlazione angolareCorrelazione angolare

(condizione necessaria per (condizione necessaria per meccanismomeccanismo

Quasi libero).Quasi libero).

Dopo la normalizzazione a energie Dopo la normalizzazione a energie maggiori della barriera maggiori della barriera Coulombiana dati diretti ed Coulombiana dati diretti ed indiretti devono essere in accordo indiretti devono essere in accordo tra loro. La discrepanza a basse tra loro. La discrepanza a basse energie è invece dovuta all’effetto energie è invece dovuta all’effetto di screening elettronico.di screening elettronico.

d

d

Misurata Calcolata

EstrattaEstratta

Tumino et al. (2004)

Direct data (Engstler, 1992)

•

Alla stessa maniera è stata estratta la Alla stessa maniera è stata estratta la sezione d’urto a due corpi per la reazione sezione d’urto a due corpi per la reazione 7Li + p a + a a partire dalla reazione 7Li + d a + a + n

2H

p7Li

n

α

7Li(p,α)4He

THM data

Direct data

Lattuada et al. 2001Lattuada et al. 2001

Attualmente si sta lavorando alla Attualmente si sta lavorando alla estrazione dei dati per la estrazione dei dati per la 7Li(p,a)4He a partire dalla 7Li + 3He a + a + d (test approssimazione polare)

3He

p7Li

d

α

Quadro riassuntivoQuadro riassuntivo

Le reazione che distruggono gli isotopi del Li sono state Le reazione che distruggono gli isotopi del Li sono state studiate con il THM ad energie corrispondenti a quelle studiate con il THM ad energie corrispondenti a quelle di interesse astrofisico. Le misure indirette confermano di interesse astrofisico. Le misure indirette confermano le precedenti estrapolazioni (per esempio le precedenti estrapolazioni (per esempio NACRENACRE). ).

58 keVb55 ± 3 keVb7Li+p +

S(E=0) DirettoS(E=0) DirettoS(E=0) THMS(E=0) THMReazioneReazione

6Li+p +3He 3.00 ± 0.19 MeVb 2.84 keVb 11B+po+8Be 0.41 0.09 MeVb 2.1 MeVb

3He+d+ p

16.9 ± 0.5 MeVb

Contributo La CognataContributo La Cognata

In progressIn progress10B+p+7Be

9Be+p +6Li Contributo LamiaContributo Lamia

6Li+d + 17.4 MeVb

Risultati sull’effetto di screening elettronico:

UUee (theo)(theo) UUee (THM) (THM)

66Li+dLi+dUUee (Dir) 6(Dir) 6Li+dLi+d UUee (THM) (THM)

77Li+pLi+pUUee (Dir) 7(Dir) 7Li+pLi+p

186 eV186 eV 340 340 ±± 50 eV 50 eV 330330±±120 120 eVeV

330 330 ±± 40 eV 40 eV 300 300 ±± 160 160 eVeV

reazioni indotte dareazioni indotte da p p su isotopi del litio: su isotopi del litio:

UUee (theo)(theo) UUee (THM) (THM)

66Li+pLi+pUUee (Dir) 6(Dir) 6Li+pLi+p

186 eV186 eV 450 450 ±± 100 100 eVeV

470470±±150 150 eVeV Discrepanza

sistematica tra il limite adiabatico e il valore misurato sperimentalmente!

Reazione Reazione 33He(d,p)He(d,p)44He:He:

Contributo M. La CognataContributo M. La Cognata

Implicazioni AstrofisicheImplicazioni Astrofisiche

Nucleosintesi primordialeNucleosintesi primordiale

La reazione La reazione 7Li + p a + a

--- --- THM rateTHM rate

Nacre rateNacre rate

L’abbondanza per il L’abbondanza per il 77Li primordiale Li primordiale ottenuta cambiando il rate di reazione ottenuta cambiando il rate di reazione da quello estrapolato (NACRE) a quello da quello estrapolato (NACRE) a quello misurato (THM) varia di poco.misurato (THM) varia di poco.

Pizzone et al. 2003Pizzone et al. 2003

ImplicazioniImplicazioni AstrofisicheAstrofisiche

Depletion del LitioDepletion del Litio

Le reazioni Le reazioni 7Li + p a + a e 6Li + p a + 3He

Stelle osservate da Nissen et al. 1999 (rapporto Li6/Li7)

Incertezze astrofisiche (M, Z, , Y…) vs. incertezze nucleari (Pizzone et al. 2005)

ConclusioniConclusioni

Misurate le sezioni d’urto di nucleo nudo per le reazioniMisurate le sezioni d’urto di nucleo nudo per le reazioni 77Li(p,a)Li(p,a)44HeHe e e 66Li(p,a)Li(p,a)33HeHe alle energie di interesse astrofisico; alle energie di interesse astrofisico;

Misura del potenziale di screening elettronico;

Applicazioni astrofisiche: confermati i risultati ottenuti con NACRE. Nel caso della depletion stellare del Li (6 e 7) incertezze nucleari molto minori di quelle derivanti da osservabili astrofisiche.

Misura della sezione d’urto Misura della sezione d’urto 77Li(p,a)Li(p,a)44HeHe attraverso il break-up dell’ attraverso il break-up dell’33He: He: test sull’approssimazione polare;test sull’approssimazione polare;

C.Spitaleri, S. Cherubini, A.Del Zoppo, P.Figuera, M.Gulino, M.La Cognata, L.Lamia, A.Musumarra, R.G.Pizzone S.Romano,

S.Tudisco, A.Tumino

I N F N, Laboratori Nazionali del Sud, Catania, Italy

Università di Catania, Italy

The The ASFINASFIN Collaboration Collaboration

C.Rolfs 

Ruhr Universität Bochum, Germany

S. Blagus, M. Milin, Ð. Miljanić, N. Soić

Ruđer Bošković Insitute , Zagreb, Croatia

A. Mukhamedhzhanow, L. Trache, R. Tribble

Cyclotron Institute,Texas A&M University, USA

S. Kubono

CNS, Tokyo, Japan

V. Kroha, V. Burjan

Academy of Science,Prague, Czech Rep

S. Degl’Innocenti

Università di Pisa

A.Santo de Toledo

Universidad de Sao Paulo, Brasil

S. Typel

GSI, Germany

Spiegazioni possibili:• Perdite di energia a E<100 keV;

• Estrapolazioni di Sb(E) ad energie astrofisiche;

• Modelli teorici di screening elettronico (fisica atomica)

Determinazioni sperimentali e teoriche Determinazioni sperimentali e teoriche dell’electron dell’electron

screening potentialscreening potential: :

Discrepanza sistematicaDiscrepanza sistematica

(Engstler S. et al.: 1992, Z. Phys., A342, 471)

(Ue)exp > (Ue)theor (Prati P. et al.: 1994, Z. Phys., A350, 171)

(Zahnow D. et al.: 1997, Z. Phys., A359, 211)

Per tutte le reazioni studiate.Per tutte le reazioni studiate.

Una misura indipendente del fattore astrofisico di nucleo nudo è necessaria