Università degli Studi di CataniaDipartimento Metodologie Fisiche e Chimiche per l’IngegneriaDipartimento Metodologie Fisiche e Chimiche per l’Ingegneria

&&LNS-INFNLNS-INFN

Studio della reazione Studio della reazione 1010B(p,α)B(p,α)77Be attraverso Be attraverso

il metodo del Trojan Horseil metodo del Trojan Horse

Sebastiana Sebastiana PugliaPuglia

53° Congresso della Società Astronomica 53° Congresso della Società Astronomica Italiana Italiana

Pisa, 4-8 Maggio 2009Pisa, 4-8 Maggio 2009

Punti Chiave della DiscussionePunti Chiave della Discussione

Importanza astrofisica dello studio della Importanza astrofisica dello studio della reazione reazione 1010B(p,B(p,αα))77BeBe

Studio della reazione di interesse Studio della reazione di interesse attraverso il THMattraverso il THM

Risultati preliminariRisultati preliminari

Gli Elementi Leggeri Gli Elementi Leggeri nell’Universonell’Universo

Abbondanze ‘cosmiche’ degli elementi

H,D, He, Li, Be B

BBS & Processi di spallazione

Elementi leggeriLi, Be B

Evoluzione Chimica della Evoluzione Chimica della Galassia;Galassia; Nucleosintesi Primordiale & Nucleosintesi Primordiale & Processi di Spallazione su Processi di Spallazione su ISM;ISM; Struttura ed Evoluzione Struttura ed Evoluzione StellareStellare

DEPLETION DEGLI DEPLETION DEGLI ELEMENTI LEGGERIELEMENTI LEGGERIAbbondanze

meteoritiche(Anders e Grevesse (1996) )

Li, Be, B vengono distrutti Li, Be, B vengono distrutti tramite reazioni (p,tramite reazioni (p,αα) alle ) alle temperature: temperature: Li 2Li 2··101066 K K Be 3.5Be 3.5··101066 K K B 5.3B 5.3··101066 K K

AmmassiAmmassi

Importante Importante ruolo in ruolo in

astrofisicaastrofisica

Quadro Osservativo di Li Be e BQuadro Osservativo di Li Be e B

Li Be B come indicatori dei processi che

avvengono nell’interno stellare (Boesgaard,

1998)

Perdite di massa (Schramm, 1990) Diffusione (Richer & Michaud,

1993) Slow mixing (Pinsonneault, 1990;

Zahn, 1992)

Depletion Li e Be

Andamento circa costante del boro Parametri nucleari?.......Parametri nucleari?.......

Li

Be

B

Reazioni nucleariReazioni nucleariComprensione della struttura e dell’evoluzione stellare….

Necessità di ‘’estrapolare’’ le sezioni d’urto alle energie astrofisicheFATTORE ASTROFISICO

S(E)= Eσ(E)exp(2πη)

METODI INDIRETTIMETODI INDIRETTI

Difficoltà sperimentali per le misure dirette di Difficoltà sperimentali per le misure dirette di sezioni d’urto alle energie astrofisichesezioni d’urto alle energie astrofisiche

…..produzione di energia della stella

REAZIONI TERMONUCLEARI

THM

1010B(p,B(p,αα))77BeBe EE00≈≈10 keV10 keV T≈10T≈1066KK

1010B(p,B(p,αα))77BeBe

E*11C=8.7MeVE10B-

p=10keV

E picco di Gamow

ESTRAPOLAZIONEESTRAPOLAZIONEObiettivostudiare

la regione energetica in corrispondenza del

picco di GamowTHM

Il Metodo del Trojan HorseIl Metodo del Trojan Horse

A

x

c

C

a

Ax

b

C

c

Struttura a cluster nucleo a=x+bBreak-up quasi libero di a“b” spettatore del processo virtuale x(A,C)cLa reazione x(A,C)c avviene ad una energia EEcmcm=E=EcCcC- Q- Q2body2body

Ipotesi della PWIA

Studio di reazione di interesse astrofisico A(x,c)C selezionando il contributo quasi-libero di un’opportuna reazione a tre corpi a(A,cC)b indotta ad energie maggiori rispetto all’altezza della barriera coulombiana.

•La particella proiettile La particella proiettile AA interagisce con il interagisce con il solo solo cluster x cluster x del nucleo bersaglio;del nucleo bersaglio;•L’interazione della particella incidente con il L’interazione della particella incidente con il cluster xcluster x è la stessa che si avrebbe se tale è la stessa che si avrebbe se tale clustercluster fosse isolato fosse isolato•L’energia di legame tra i costituenti L’energia di legame tra i costituenti bb e e x x del del nucleo è supposta trascurabile rispetto nucleo è supposta trascurabile rispetto all’energia del proiettileall’energia del proiettile

d3σ

dΩcdΩCdEC

∝dσN

KF · |Φ(Ps)|2 ·

dΩ

Fattore cinematicoDistribuzione di impulsi del nucleo spettatore

Sezione d’urto di nucleo nucleo nudonudo del processo A(x,c)C

Applicazione del THM: studio della Applicazione del THM: studio della reazione reazione 1010B(p,B(p,αα))77Be tramite la reazione a Be tramite la reazione a

tre corpi tre corpi 22H(H(1010B,B,αα77Be)nBe)n

10B

2H

α

7Be

n

p• struttura a cluster del deuterio d=p+n;• energia di legame 2.2 MeV• distribuzioni di impulsi nota: massimo a ps=0• barriera coulombiana 10B-2H = 1.80 MeV

Nucleo ‘’cavallo di

Troia’’

2H

10B++CD2

Esperimento condotto presso i Laboratori Nazionali del Sud (Catania) Ebeam(10B)=24.4 MeV & Ibeam(10B)=1 nA Spessore target CD2 200 µg/cm2

Disposizione rivelatori attorno agli angoli quasi-liberi.

PSD

2PSD

1

ΔE

PSD

3

7Be. d=57cm θ=6.9 ±2.5

α. d=35cm θ=8.2 ± 4

α. d=33cmθ=17.9 ± 4.310B beam

@24.4MeV

77BeBe

α

Selezione degli eventi corrispondenti alla Selezione degli eventi corrispondenti alla reazione a tre corpi reazione a tre corpi 22H(H(1010B,B,αα77Be)nBe)n

Luogo cinematico Q di reazione (Qth=-1.075 MeV)

Q (MeV)

cou

nts

Identificazione del Be

Meccanismi di Meccanismi di ReazioneReazione

Eventuali meccanismi sequenziali provenienti dalla formazione di stati eccitati del

11C, 5He e 8BeStudio delle matrici di energia relativa

Eαn vs EαBe, EBen vs EαBe

11C= 8.42 MeV & 8.70 MeV

Studio della variabile EStudio della variabile EααBeBe in funzione in funzione dell’impulso del neutronedell’impulso del neutrone

Presenza del meccanismo quasi-Presenza del meccanismo quasi-liberolibero

Distribuzione di Distribuzione di impulsiimpulsi del del neutroneneutrone

ConfrontoConfronto dei dati sperimentali (punti neri) con la dei dati sperimentali (punti neri) con la distribuzione di impulsi teorica del “n” nel distribuzione di impulsi teorica del “n” nel 22H data in H data in termini della funzione di Hulthéntermini della funzione di Hulthén

Condizione necessaria per la presenza del meccanismo quasi-libero

d3σdΩcdΩCdEC

∝dσN

KF · |Φ(Ps)|2 ·

dΩ

Risultati preliminariRisultati preliminari

THMDirect, (Angulo1993)

Per poter confrontare i dati estratti con il THM con quelli ottenuti in maniera diretta occorre introdurre la penetrabilità attraverso la barriera Coulombiana e normalizzare ai dati diretti.

Sezione d’Urto

TEST

Fattore Astrofisico

S(E)= Eσ(E)exp(2πη)

Dati diretti

Dati THM

screening

ESTRAPOLAZIONEESTRAPOLAZIONE

10-3

Rat

e ra

tio

PICCO DI GAMOWPICCO DI GAMOW

Fattore Astrofisico e Rate di Fattore Astrofisico e Rate di ReazioneReazione

Risonanza 10keVRisonanza 10keV

Dati THMDati THM- Dati THM

- Dati diretti

Risonanza Risonanza 10keV10keV

EstrapolazioneEstrapolazione

Temperature Temperature di interessedi interesse

PRELIMINAR

PRELIMINAR

YY

ConclusioniConclusioni Misura della sezione d’urto ad energia di Gamow:Misura della sezione d’urto ad energia di Gamow: misurata la risonanza riconducibile al livello del nucleo misurata la risonanza riconducibile al livello del nucleo 1111C*a 8.70 MeV, che C*a 8.70 MeV, che

corrisponde ad una energia nel centro di massa del sistema p-corrisponde ad una energia nel centro di massa del sistema p-1010B di Er = 10 keVB di Er = 10 keV Nuovo valore del massimo della risonanzaNuovo valore del massimo della risonanza Nuovo calcolo del ‘rate’ di reazione Nuovo calcolo del ‘rate’ di reazione

Quali implicazioni sui modelli evolutivi stellari???Quali implicazioni sui modelli evolutivi stellari???

WORK IN PROGRESS

WORK IN PROGRESS