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

Rapporti scientifici volume 13, numero articolo: 12657 (2023) Citare questo articolo

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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.

2.4 keV), but at the same time, too wide energy bins cannot exhibit the fine resonances structure. For energy below 6.00 eV, a super fine energy bin of 0.01 eV/bins was applied with statistical error < 1.00% because of the high $(n,\gamma ) $ cross section around the first resonance at 4.28 eV./p>\) in the resolved resonance region were used as input parameters for the TALYS code calculations. In addition, the global neutron optical model potential of Ref.41 was used in the calculations and other parameters are chosen with method reported in Chen et al.42, photon strength function is given by Kopecky and Uhl43, level density a and nuclear temperature T are given by Gilbert-Cameron model with adjusted parameters. The calculated capture cross sections well reproduced the experimental average cross sections of ${}^{181}$Ta as illustrated in Fig. 10(a)./p>