V meeting dei gruppi di Astrofisica Nucleare Italiani Teramo, 20 Aprile 2005

1. Rosario Gianluca Pizzone INFN – Laboratori Nazionali del Sud, Catania Università di Catania Misure indirette delle sezioni d'urto di "distruzione" di elementi leggeri e implicazioni astrofisiche V meeting dei gruppi di Astrofisica Nucleare Italiani Teramo, 20 Aprile 2005

2. Abbondanze “cosmiche” degli elementi Gli elementi leggeri nell’Universo e la 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 Abbondanze meteoritiche: logN(Li)= 3.31±0.04 logN(Be)=1.42±0.04 logN(B)=2.78±0.05 Anders & Grevesse, 1989 Tali elementi malgrado siano così rari giocano un ruolo importante in molti problemi astrofisici

3. Mathews&Kajino 2005 Litio 7 L’abbondanza del 7Li può dare indicazioni per: • Cosmologia & BBN Infatti esso è uno degli elementi la cui produzione È prevista dalla SBBN Abbondanza primordiale osservata vs. Calcoli teorici Stime per la densità barionica dell’Universo Confronto con WMAP … problema aperto • Struttura ed evoluzione stellare - meccanismi di trasporto negli interni stellari (temperatura di bruciamento,T6= 2.1 K) Primordial Abundance S. Eidelmann et al. (2004)

4. Osservazioni: 7Li Osservato in numerosi ambienti astrofisici. Li primordiale ricavato da osservazioni del ‘plateau di Spite’ in stelle di pop. II (osservazioni spettroscopiche) Pop. II Tuttavia per conoscere l’abbondanza primordiale di Li occorre valutare correttamente i meccanismi di depletion di questo elemento.

5. Poche determinazioni 6Li (Nissen et al 1999) Stelle di disco, -3<[Fe/H]<-0.6 Osservazioni:6Li • Abbondanza del 6Li importante per comprendere come (e in quale quantità) il 7Li viene distrutto nelle stelle; • nuovi constraint per la modellizazione della struttura stellare; • Migliore comprensione dei processi di evoluzione temporale delle abbondanze di elementi leggeri; Il 6Li viene facilmente distrutto negli interni stellari e può essere osservato solo in pochi tipi di stelle (stelle d’alone, stelle di disco Z<<Zo). Esso risulta estremamente difficile da osservare, e sono richiesti spettri ad alta risoluzione (alto rapporto S/N)

6. Be: importanza IBBN • Indicazione per modelli cosmologici (IBBN or SBBN) (Kajino & Boyd 1989) • Studio dei meccanismi di mixing non standard negli interni stellari (unitamente a Li,B, T6=3.5 K) B: importanza • Studio dei meccanismi di mixing non standard negli interni stellari (insieme a Li, Be,T6=4.5 K) SBBN LiBeB danno indicazioni sugli interni stellari (Boesgaard et al., 1998) Ad esempio nel caso di meccanismi non standard di mescolamento

7. Ruolo delle sezioni d’urto nucleari • Reazioni (p,a) sono cruciali per comprendere la distruzione stellare degli elementi leggeri in ambiente stellare (E~1-50 keV); • Le sezioni d’urto di queste reazioni (o i rate di reazione) sono un inputnecessario per i modelli astrofisici che studiano le abbondanze degli elementi leggeri nell’Universo. Esse devono essere misurate…

8. 10-9:10-12 barn!!! V EC (MeV) Difficoltà sperimentali • Per reazioni indotte da particelle cariche Ecm (keV) <<Ecoul (MeV) La sezione d’urto è esponenzialmente ridotta!! A tali energie gli esperimenti incontrano la difficoltà di bassissimi valori del rapporto segnale rumore. • Il fattore astrofisico S(E) è definito come • S(E) ha un comportamento poco variabile con l’energia e permette estrapolazioni meno difficoltose. Esse sono in generale basate su dati ad energie maggiori di quelle rilevanti per le applicazioni astrofisiche e quindi sono spesso inficiate da notevoli errori. S(E) =(E)Eexp(2)

9. Electron Screening I • Misure a bassa energia sono state eseguite in laboratori sotterranei e.g. LUNA @ Gran Sasso Laboratories per alcune reazioni ma… Alle energie astrofisiche (Ecm~keV) la presenza delle nubi elettroniche deve esser presa in considerazione negli esperimenti di laboratorio. Electron Screening fscexp(Ue/E) Fattore di amplificazione nel fattore astrofisico S(E)s= S(E)b exp(phUe/E)

10. Correzione per screening stellare Electron Screening II • Quindi anche se le misure vengono fatte alle energie astrofisiche si presentano problemi derivanti dalla presenza degli elettroni atomici dei bersagli di laboratorio. Screening Stellare  Screening di Laboratorio Dati sperimentali (Schermati) Estrapolazione di Sb (nucleo nudo) Procedura di Autofitting Una misura indipendentedel fattore astrofisico di nucleo nudo è necessaria (Ue)exp > (Ue)theor

11. Il 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. quasi free break-up Per processi quasi liberi, la sezione d’urto a due corpi è estratta misurando quella a tre corpi: a s x c A C virtual reaction in nuclear field A + x  c + C Distribuzione impulsi spettatore s entro a Sezione d’urto a 3-corpi misurata Spitaleri et al. 1999 Sezione d’urto a 2-corpi

12. a A x s a A x s s spettatore x partecipante L’energia del proiettile viene compensata dall’energia di Legame del nucleo “Cavallo di Troia” a L’energia di interazione è: Ecm = EAx– Bx-s ± moto intercluster EAx energia di fascio nel centro di massa A-x. Bx-sx-s energia di legame Ecm 0 !!! Gioca un ruolo chiave per la compensazione dell’energia di fascio

13. THM in MPWBA L’approccio PWIA per il THM è stato recentemente migliorato usando la MPWBA Spitaleri et al. 1999 Sezione d’urto “bare” d’interesse astrofisico Misurata Calcolata 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 No Coulomb-suppression No Screening effects

14. n 2H a p 6Li 3He Analisi dati attraverso il THM • Trovare una opportuna reazione a 3-corpi (opportune condizioni cinematiche per l’atteso contributo quasi libero) ; • Discriminazione dei processi quasi-liberi dagli altri; • Estrazione della sezione d’urto a due corpi; • Normalizzazione ai dati diretti a energie superiori alla barriera coulombiana; • Estrazione di Sb(E) dai dati sperimentali. Un esempio: il Metodo del Cavallo di Troia (THM) applicato alla 6Li + p  a + 3He 6Li + d  a + 3He+ n Dalla:

15. Misura precedente (test validità) • Riproduzione della risonanza 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) •A. Tumino et al.: 2003  Dati Diretti Elwyn 1977

16. n 2H a p 6Li 3He Studio della reazione 6Li + p  a+ 3He via the 6Li + d  a + 3He+ n p n clusters Ebeam = 14 MeV Tandem Catania – INFN LNS 2 telescopi DE/E formati da rivelatore al silicio e position Sensitive Detector 1 Monitor Target:polietilene deuterato 3He 1 d 6Li 33° 20° Angoli Quasi-liberi per 3He e a nei PSD’s = Si det. of 20 m  2 = PSD of 1000 m Trigger: coincidenzePSD-PSD#

17. 3-body reaction identification 6Li + d  a + 3He+ n Q=1.79 MeV Selezione particelle con tecnica DE/E e identificazione del Luogo cinematico Q-value 3-corpi

18. Selezione del meccanismo quasi-libero:studio della distribuzione d’impulsi dello spettatore all’interno del nucleo cavallo di Troia. 6Li + d  a + 3He+ n 1. Correlazione angolare (condizione necessaria per meccanismo Quasi libero).  2. Distribuzione d’impulsi:accordo con distribuzione teorica. Successivamente solo eventi con |ps|<40 MeV/c sono selezionati --- funzione di Hulthèn

19. • Tumino et al. (2004)  Direct data (Engstler, 1992) Estratta Misurata Calcolata Dopo la normalizzazione a energie maggiori della barriera Coulombiana dati diretti ed indiretti devono essere in accordo tra loro. La discrepanza a basse energie è invece dovuta all’effetto di screening elettronico.

20. n 2H a p 7Li Attualmente si sta lavorando alla estrazione dei dati per la 7Li(p,a)4He a partire dalla 7Li + 3He  a + a + d (test approssimazione polare) 7Li(p,α)4He α THM data d 3He Direct data Lattuada et al. 2001 a p 7Li α Alla stessa maniera è stata estratta la sezione d’urto a due corpi per la reazione 7Li + p  a + a a partire dalla reazione 7Li + d  a + a + n

21. Reazione 16.9 ± 0.5 MeVb S(E=0) THM S(E=0) Diretto 7Li+p  + 3He+d+p 55 ± 3 keVb 58 keVb 3.00 ± 0.19 MeVb 6Li+p  +3He 2.84 keVb 11B+po+8Be 0.41  0.09 MeVb 2.1 MeVb 17.4 MeVb 6Li+d  + Contributo La Cognata 10B+p+7Be In progress 9Be+p +6Li Contributo Lamia Quadro riassuntivo • Le reazione che distruggono gli isotopi del Li sono state studiate con il THM ad energie corrispondenti a quelle di interesse astrofisico. Le misure indirette confermano le precedenti estrapolazioni (per esempio NACRE).

22. Risultati sull’effetto di screening elettronico: • reazioni indotte da p su isotopi del litio: Discrepanza sistematica tra il limite adiabatico e il valore misurato sperimentalmente! • Reazione 3He(d,p)4He: Contributo M. La Cognata

23. --- THM rate Nacre rate Implicazioni Astrofisiche • Nucleosintesi primordiale • La reazione 7Li + p  a + a L’abbondanza per il 7Li primordiale ottenuta cambiando il rate di reazione da quello estrapolato (NACRE) a quello misurato (THM) varia di poco. Pizzone et al. 2003

24. ImplicazioniAstrofisiche • Depletion del Litio • 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, a, Y…) vs. incertezze nucleari (Pizzone et al. 2005)

25. Conclusioni • Misurate le sezioni d’urto di nucleo nudo per le reazioni7Li(p,a)4He e 6Li(p,a)3He 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 7Li(p,a)4He attraverso il break-up dell’3He: test sull’approssimazione polare;

26. AStroFIsica Nucleare The ASFIN Collaboration 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 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

28. Determinazioni sperimentali e teoriche dell’electron screening potential: Discrepanza 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. Spiegazioni possibili: • Perdite di energia a E<100 keV; • Estrapolazioni di Sb(E) ad energie astrofisiche; • Modelli teorici di screening elettronico (fisica atomica) Una misura indipendentedel fattore astrofisico di nucleo nudo è necessaria