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Aug 12, 2023

Misura delle sezioni trasversali $$ ^{181} $$ Ta( $$n,\gamma $$ ) fino a s stellari

Scientific Reports volume 13, numero articolo: 12657 (2023) Cita questo articolo 64 Accessi Dettagli metriche La sezione d'urto di cattura dei neutroni di \( ^{181} \)Ta è rilevante per il processo s del nucleare

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La sezione d'urto di cattura dei neutroni di \( ^{181} \)Ta è rilevante per il processo s dell'astrofisica nucleare, per l'analisi di campioni extraterrestri nella geologia planetaria e per la progettazione di sistemi di energia nucleare di nuova generazione. La sezione d'urto \(^{181}\)Ta(\(n,\gamma \)) è stata misurata tra 1 eV e 800 keV presso l'impianto di neutroni bianchi di backstreaming (Back-n) della sorgente di neutroni di spallazione cinese( CSNS) utilizzando la tecnica del tempo di volo (TOF) e \(\hbox {C}_{6}\,\hbox {D}_{6}\) rivelatori a scintillatore liquido. I risultati sperimentali vengono confrontati con i dati di diverse librerie valutate e precedenti esperimenti nella regione di risonanza risolta e non risolta. I parametri di risonanza vengono estratti utilizzando il codice R-Matrix SAMMY nella regione 1–700 eV. La sezione d'urto media astrofisica di Maxwell (MACS) da kT = da 5 a 100 keV è calcolata su un intervallo sufficientemente ampio di energie di neutroni. Per l'energia termica caratteristica di un sito astrofisico, a kT = 30keV il valore MACS di \(^{181}\)Ta è 834 ± 75 mb, il che mostra un'evidente discrepanza con il Database astrofisico di nucleosintesi nelle stelle di Karlsruhe (KADoNiS) valore consigliato 766 ± 15 mb. Le nuove misurazioni vincolano fortemente il MACS della reazione \(^{181}\)Ta(\(n,\gamma \)) nelle temperature del processo s stellare.

La maggior parte degli elementi più pesanti del ferro nell'universo sono sintetizzati principalmente da due processi di cattura dei neutroni nelle stelle, vale a dire il processo di cattura lenta dei neutroni (processo s)1 e il processo di cattura dei neutroni rapida (processo r)2. La scala temporale della cattura dei neutroni del processo s è dell'ordine di un anno, che è molto più lenta dei tipici tempi di decadimento \( \beta \)2. Quindi, il processo s si svolge principalmente lungo la valle di stabilità \( \beta \) come indicato in Fig. 1 e contribuisce per circa la metà delle abbondanze elementari tra Fe e Bi1. Al contrario, la cattura dei neutroni nel processo r avviene su una scala temporale di millisecondi, che è molto più veloce del decadimento di \( \beta \)2,3. Pertanto, il processo r termina solo quando si avvicina alla linea di gocciolamento dei neutroni, che alla fine forma nuclei stabili ricchi di neutroni (nuclei r) attraverso una serie di \( \beta \)-decadimenti2. Il processo r produce circa la metà degli elementi pesanti presenti in natura4.

Il percorso di cattura dei neutroni del processo s lungo la valle di stabilità \(\beta \).

Il tantalio naturale ha due isotopi stabili, l'isotopo stabile \({}^{181}\)Ta (99,988%) e l'isotopo longevo \({}^{180}\)Ta (0,012%), che ha un emivita di \(7,15\volte 10^{15}\) anni. \( ^{180} \)Ta è prodotto da due ramificazioni minori nel processo s lungo gli isotopi stabili dell'afnio discusso da Kappeler et al.5 e Malatji et al.6. \( ^{181} \)Ta è prodotto dal processo s, le sue sezioni d'urto (\(n,\gamma \)) e il MACS a 30 keV sono di grande importanza in astrofisica nucleare per comprendere il percorso di reazione del s -process7,8. Tuttavia, secondo la libreria EXFOR, le misurazioni continue e ad alta precisione delle sezioni trasversali di cattura nella regione di risonanza risolta non sono sufficienti. Anche i confronti delle librerie valutate ENDF/B-VIII.09, JEFF-3.310, TENDL-202111 e JENDL-512 mostrano notevoli discrepanze nelle sezioni trasversali (\(n,\gamma \)) per \( ^{181} \) Ta(\(n,\gamma \)) a queste energie nella Fig. 2. Esistono molti MACS sperimentali a kT = 30 keV, tuttavia, apparecchiature e metodi di misurazione diversi fanno variare notevolmente i risultati sperimentali.

Le differenze tra le quattro librerie valutate: ENDF/B-VIII.0, JENDL-5, JEFF-3.3,TENDL-2021 e JENDL-5.

La Luna si è formata da una violenta collisione frontale tra la Terra primordiale e un “embrione planetario” chiamato Theia circa 100 milioni di anni dopo la formazione della Terra. Essendo uno dei sistemi radioattivi di breve durata, il sistema estinto \( ^{182}\)Hf-\( ^{182}\)W è uno strumento versatile per indagare le potenziali differenze isotopiche tra la Terra e la Luna, che forniscono informazioni critiche vincoli sulla formazione ed evoluzione dei pianeti terrestri13,14,15. \(^{182}\)Gli studi sugli isotopi W su campioni lunari e di asteroidi dovrebbero prestare attenzione in particolare agli effetti dei raggi cosmici. I campioni extraterrestri esposti ai raggi cosmici subiranno una \( ^{181}\)Ta(\(n,\gamma \))\( ^{182}\)Ta(\(\beta ^-\))\( ^{182}\)W reazione, che fa sì che il valore misurato di \(^{182}\)W sia troppo alto rispetto al valore effettivo. Come correggere quantitativamente l'effetto isotopico causato dal processo di radiazione dei raggi cosmici è un grosso problema per l'analisi isotopica ad alta precisione di campioni lunari e di asteroidi16.