ASTROFÍSICA EN EL LABORATORIO

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1 ASTROFÍSICA EN EL LABORATORIO Andrés Arazi Laboratorio TANDAR Comisión Nacional de Energía Atómica Noviembre 2008

2 Energía del Sol y las estrellas M = g = 1057 átomos H P = W = MeVs-1 Energía química? Energía gravitatoria? El Sol. T1/2 ~ 105 años T1/2 ~ 107 años

3 Abundancia de elementos en el Sistema Solar Abundancia ~ energía de ligadura (defecto de masa) nuclear

4 Energía nuclear Rutherford (Cavendish, 1919): primera reacción nuclear observada reacciones nucleares α + 14N p + X generación de energía transmutación de elementos Eddington (Gales, 1920): What is possible in the Cavendish Laboratory may not be too difficult in the sun

5 1948: 1ra conexión entre la física nuclear y la astronomía R.A. Alpher, H. Bethe & G. Gamow: The individual abundances of various nuclear species must depend not so much on the values of their intrinsic stabilities (mass defects) as on the values of their neutron capture cross sections. n + AX A+1X A+1Y

6 ASTROFÍSICA NUCLEAR Astronomía: Física nuclear: más antigua de las ciencias: más reciente de las ciencias: primeras observaciones en Egipto y América central ~ 4000 a.c. siglo XX mayor de las escalas: cúmulo de galaxias ~ 1024 m Cúmulo de galaxias Coma. Cada punto es una galaxia. secciones eficaces de reacción menor de las escalas: partículas ~ m

7 Primer modelo de la nucleosíntesis estelar E.M. Burbidge, G.R. Burbidge, W.A. Fowler, F. Hoyle Synthesis of the Elements in Stars Geoffrey R. Burbidge, E. Margaret Burbidge y William A. Fowler Review of Modern Physics Volume 29, Number 4, October (1957) p

8 Nucleosíntesis primordial t=0 0 < t < 10-6 s Plasma q-g t ~ 10-2 s equilibrio p-n Big Bang p et >1012 K E > 100 MeV ρ ~ 1015 g/cm3 t ~ 1s decaimiento n ep. ν- n T ~ 10 K E ~ 1 MeV ρ ~ 105 g/cm3 10 T ~ 1011 K E ~ 10 MeV ρ ~ 1011 g/cm3 t ~ 102 s nucleosíntesis d n p p T ~ 109 K E ~ 0,1 MeV ρ ~ 105 g/cm3 n. ν t ~ 1010 años actualidad 1 3 He 4 He H (75%) 4 n He (25%) T~3K E ~ 0,25 mev ρ ~ g/cm3?

9 Resultado de la nucleosíntesis primordial A 12

10 Nucleosíntesis estelar nubes moleculares protoestrella g colapso gravitatorio T P Si M > 0,08 M combustión de hidrógeno en equilibrio hidrostático (T ~ 107 K) encendido de la combustión de hidrógeno g fusión de H presión térmica P g

11 Energías de la nucleosíntesis estelar T ~ 107 K kt ~ 0,86 kev pero VBC(p-p) = 468 kev! a T ~ 10 K 7 φμβ(468 kev) ~ φμβ(0,86 kev) La probabilidad de hallar un protón en el sol con energía > VBC(p-p) es menor a !!! Fusión de H por debajo de la barrera coulombiana por efecto túnel.

12 Pico de Gamow probabilidad de reacción Reaction rate : NA σ v = NA Distribución MaxwellBoltzmann 8 π M 12 ( kt ) 3 0 Probabilidad de efecto túnel a través de la barrera E e-e/kt e- σ( E ) E e -E/kT de E0 T 2/3 E0 T 5/6 Eg/E a T =15 MK E0 p+p E0= 6 kev P + 12C E0= 24 kev kt E0 Energy Eg/E = 2πΖ1Ζ2 e2/ v

13 Reacciones de captura captura no resonante γ captura resonante E4 E4 E3 γ γ ECM ECM A+a E3 Q E2 Β A+a Q E2 E1 E1 E0 E0 Β γ

14 factor S(E) (escala lin.) sección eficaz s(e) (escala log.) Captura no resonante a E<<EC σ(e) = πλ2e-2πηs(e) η = Z1Z2e2/(hν) es el parámetro de Sommerfeld. Mediciones S(E) es el factor astrofísico Extrapolación EC Energía (contiene todos los factores estrictamente nucleares). <σv> T(Eo/kT-2/3)

15 Ejemplos

16 Captura resonante Distribución de MaxwellBoltzmann ωγ2 ωγ2 ωγ1 E1 E2 <σv> Σ ωγi e-ei/kt E3

17 Captura resonante por debajo del umbral

18 Cadena protón protón 4p 4He + 2e+ + 2ν + 26,73 MeV p(p,e+ν)d - p(pe-,ν)d 86% 3 d(p,γ)3he 14% He( He,2p) He 3 4 p pi Qef=26,20 MeV (pérdida 2,0 %) 14% 3He(α,γ)7Be 7 7 Be(e-,ν)7Li Li(p,α)4He p p II Qef=25,66 MeV (pérdida 4,0 %) 0,02% 7 8 Be(p,γ)8B B(e+ν)8Be* 8 Be*(α)4He p p III Qef=19,17 MeV (pérdida 28,3 %)

19 Emisión de neutrinos decaimiento β+: captura electrónica: p(p,e+ν)d p(pe-,ν)d 7 7 Be(e-,ν)7Li 8 10% Be 478 kev 0 90% 7 Li 8 B(e+ν)8Be* >99% B 2900 kev <1% 0 8 Be

20 Espectro de neutrinos solares

21 Ciclo C N O

22 Diagrama de Hertzprung-Russell Ley de Stefan: nc ue c se L/L =(R/R )2(T/T )4 Luminosidad L=4πR2σT4 ia p ci in pr Sol al 30 kk Temperatura superficial 2 kk

23 Ciclo Ne Na

24 Cadena Mg Al

25 Expulsión de 26Alg al medio interestelar y su decaimiento Estrellas masivas (M ~ M ) en etapa de Wolf-Rayet: expulsan 10-4 M de 26Al Al en el medio interestelar: emite su rayo γ característico de 1809 kev 26

26 Telescopio de rayos γ COMPTEL

27 Mapa de la emisión de rayos γ de MeV de la galaxia, tomado por el telescopio COMPTEL.

28 Combustión de He α + α + α 8Be + α 12C* τ s C+γ 12 ε3α T41 C (α,γ)16o (α,γ)20ne (α,γ)24mg 12 Proceso triple α: único puente para pasar el intervalo de instabilidad A=5 y A=8 12 C* (estado excitado en 7,68 MeV) : predicho por Hoyle para poder explicar la abundancia de 12C en el Universo astronomía física nuclear

29 Diagrama de Hertzprung-Russell Ley de Stefan: L=4πR2σT4 Luminosidad L/L =(R/R )2(T/T )4 gigantes rojas 30 kk Sol Temperatura superficial 2 kk

30 Combustión de He en gigantes rojas

31 Combustión de C T ~ 0,5 GK: 12 C + 12C 20 Ne + α 23 Na + p Mg + n 23 Combustión de Si T ~ 3 GK: 28 Si(α,γ)32S (α,γ)36ar (α,γ)...52fe (α,γ)56ni

32 Estrella masiva en estado avanzado de combustión

33 Supernova tipo II: núcleo colapsante

34 Producción de elementos más pesados que el hierro Proceso s: (n,γ) < β Proceso r: (n,γ) > β

35 Supernova 1994D

36 Abundancia del sistema solar ~ eyección de supernova de 25 M

37 Síntesis de la nucleosíntesis Big Ban g s la l e r st e Supernovas

38 astrofísica nuclear experimental reacciones nucleares a muy bajas energías (centenas de kev) medición de secciones eficaces en extremo pequeñas (decenas de pico-barn!) Métodos de medición Detección on-line de rayos γ Método integrado midiendo la actividad γ Método integrado contando átomos con AMS Análisis de las partículas de retroceso Reacciones con haces radioactivos Actividad de material terrestre Actividad de material extraterrestre Caballo de Troya

39 Detección on-line de rayos γ fuente de iones acelerador reacción: A(a,γ)B rayo γ haz de proyectiles a de desexcitación (prompt) del núcleo compuesto B* blanco A detector γ

40 Detección on-line de rayos γ reacción A(a,γ)B : a + A B* B + γ Β ECM Energía A+a Q Β

41 Ej: 25 Mg(p,γ)26Al ERlab=317 kev Ex=6610 kev Energía Detección on-line de rayos γ 2+ Ε (kev) Al

42 Detección on-line de rayos γ acelerador fuente de iones rayos γ inducidos por rayos cósmicos reacción: A(a,γ)B interferencia: C(a,γ)D radioactividad natural rayo γ de D* haz de proyectiles a blanco A + contaminación C detector γ rayo γ de B*

43 Método integrado midiendo la actividad γ 1021 protones blanco de Mg 25 Implantador de iones 511 kev ~105 átomos de 26Alg formados 511 kev 26 Alm decae en 6 s I π E[keV] 0 m 5+ g + T1/2 = 6 s Al T1/2 = a Alg 1809 kev detector γ 0. N = - λ N = (106 a) átomos =1 decaimiento / década ε=1% Mg un evento detectado por milenio

44 Método integrado contando átomos con AMS 1021 protones blanco de Mg 25 Implantador de iones 511 kev ~105 átomos de 26Alg formados 511 kev 26 Alm decae en 6 s Mg se agregan ~100 µg (1019 átomos) de 27 Al se elimina el a niveles de ppm proceso químico muestra con 27 Medición de la concentración 26 Al/27Al (~ ) mediante la técnica AMS Acelerador tándem Al + 26Al cátodo para la fuente de iones

45 imán inyector selección de masa pre-aceleración fuente de iones 26 Conteo de átomos mediante Espectrometría de Masas con Aceleradores (AMS) muestra AlO- / 27AlO- eventos de 26Al en el detector Concentración = 27 Al en FC (µa 1 hora) disociación molecular folia de carbono (stripper) terminal de alta tensión: C = 26Al/27Al ~ ,5 MV / 12,0 MV eliminación de interferencias filtro de Wien imán analizador detector gaseoso múltiple- E selección de p/q 26 Al / Al identificación y conteo Al copa de Faraday Mg imán con gas separación de isobáros

46 imán inyector pre-aceleración fuente de iones 12 C- H(12C,γ)13N en stripper y análisis de la partícula de retroceso 1 reacción terminal de alta tensión 13 stripper gaseoso H2 N eliminación de 12C filtro de Wien imán analizador reducción de 13C 13 N 3+ detector gaseoso E-E

47 E N 13 C 13 Eresidual reacción en cinemática inversa: reacción a baja energía E(12C) = 2,7 MeV ECM = 206 kev alta energía para la discriminación

48 Origen de los núcleos 12C en el universo Nucleosíntesis durante el Big Bang Densidad del universo insuficiente A 12 Nucleosíntesis estelar Proceso triple α α + α + α 8Be + α 12C* único proceso? C+γ 12

49 Otros caminos posibles para la síntesis de 12C C 12 p B 11 α reacciones con núcleos radioactivos 8 Be 9 2α 4 He p Z 1 H n N 2 H n 3 H Be Li 7 Li n He β β 6 d 3 8 Li n 9 Li β t 2n 6 He 2n 8 He

50 Proyecto RIBRAS (Radioactive Ions Brasil)

51 Reacciones con haces radiactivos fuente de iones Li 6 He 8 acelerador reacciones de transferencia He 3 H 2 H 4 haces secundarios radiactivos solenoide ~ 108 part./s detector haz primario 7 Li, 30 MeV bloqueador del haz primario blanco primario de 9Be colimador B blanco secundario

52 Radioactividad en la Tierra: 60 Fe producido en una Supernova cercana

53

54 Radionucleidos en el Meteorito acondrito de Río IV acondrito ferrorrocoso (nuestra muestra) núcleo ferroso capa rocosa

55 Viaje en el Espacio

56 Producción de radionucleidos Σ Σ 3 N Pj (R,d)= ci A σ j,i,k (E) Jk (E,R,d)dE i=1 Ai k=10 N Decaimiento en la Tierra λ t j A( t ) P ( R,d ) e = j j

57 Separación química de elementos 2 mg de muestra de meteorito acondrito ferrorrocoso 36C 53M l n 59Ni 60Fe 10B C a A l e HNO3 (distillation) +AgNO3 36C l as AgCl +HCl 53M n 59Ni 60Fe 10B C a A l e 80ºC +dipropopyl ether 60F e org. 3 6 aq. Ag Cl for AMS 10B e 26Al41Ca 59Ni +10N HCl 5 3 M n Anion exchange 7N HCl 10N HCl 36C +NH3 aq. l C 10B A l C a a 59Ni e +1N HCl B A l e 7.1N HCl Cation exchange +1N HCl 41C 5 9 a Ni +(NH4)2C2O4 Cation exchange at 900ºC B 41C e +NH3 aq. Al ah2 for AMS at 900ºC 26A l2o3 for AMS

58 Conteo de átomos con AMS VERA Vienna Environmental ResearchAccelerator Cs-Beam Sputter Source for Negative Iones (40 samples) IonProductionandDetection ElectrostaticComponents MagneticComponents Beamline +3MV Tandem Accelerator Injection Magnet (switches 26 Stripper foil 27 (disocciates molecules) Al/ Al) Analyzing Magnet (selects 26Al3+ / 27Al3+ ) Electrostatic Analyzer Energy Detector m Al/27Al ~ Cl / Cl ~ Ca / Ca ~

59 Resultados Radio preatmosférico: cm Posición de la muestra: cm Edad terrestre ka

60 Caballo de Troya Reacción de interés A(a,γ)B A(c,d)B E4 E3 ECM chica (<< VBC ) a+a Reacción sustituta E4 E3 ECM grande (> VBC ) Q grande E2 E1 Β E2 c+a E1 Q chico E0 Β c a A B c A B E0

61 Reacción de α + 12C en gigantes rojas Reacción de interés 12 C(α,γ)16O Reacción sustituta 12 C(16O,12C)16O α + 12C Q = 7162 kev Q=0 16 Ο 12 α C Ο 16 Ο C 12 C 16 Ο

62 Transferencia de alfa y determinación de factores espectroscópicos subumbrales del proceso α + 12C de interés astrofísico C O 45 MeV 16 inelástico 12 C(16O,16O*)12C 12 transferencia 12 C(16O,12C)16O*

63 Factores espectroscópicos subumbrales del proceso α + 12C Ex (kev) C+α O 0 12 C0 O O (12C*) C* 12 C0(16O*) Eresidual E 16 O*

64 Agradecimientos a Colaboradores Grupo de Física de Iones Pesados y Espectrometría de Masas con Aceleradores (FIPEMA), TANDAR, CNEA: Ezequiel de Barberá Oscar Capurro María Angélica Cardona Patricio Carnelli Jorge Fernández Niello Juan Manuel Figueira Leticia Fimiani Patricio Grinberg Daniel Hojman Guillermo Martí Diego Martínez Heimann Pablo Montero Agustín Negri Alberto Pacheco Jorge Testoni Unidad de Actividad Química, CNEA Ana María La Gamma (ex) Física Teórica, CNEA Claudio Simeone

65 Instituto Argentino de Física del Espacio Jorge Miraglia María Silvia Gravielle Universidad de San Pablo, Brasil: Valdir Guimarães Alinka Lépine Szily Rubens Lichtentähler María Carmen Morais et al. Universidad Federal Fluminense, Brasil: Paulo R. Silveira Gómes Jesús Lubian CEADEN, Cuba: Iván Padrón Universidad de Viena, Austria: Anton Wallner et al. Universidad Técnica de Munich, Alemania: Gunther Korschinek et al. Univ. Ludwig Maximilians, Alemania: Dagmar Frischke Forschungszentrum Rossendorf, Alemania: Chavkat Akhmadaliev et al. Universidad de Chicago, EE.UU.: Jonathan Levine

66 Colaboradores de CNEA Operadores del acelerador Norberto Lema Carlos Míguez Carlos Palacio Sergio Milanese Fuente de iones Juan Carlos Donaire Omar Profesi Vacío y criogenia Julio Nicolai Andrés Fernández Salares Juan Carlos Suárez Sandín Taller Mecánico Carlos Farías Julio Lafranchi Domingo Simoncelli Hugo Zárate Protección radiológica Carlos Giménez Martín Suárez Gacero Blancos Hugo Grahman Gabriel Redelico Daniel Rodríguez Electrónica Carlos Bolaños Oscar Romanelli Juan Carlos Rufino Redes Roberto Delucca Luis Remez Secretaría Silvia Francesia Graciela Mastrogiacomo

67 Departamento de Radiobiología, CNEA Dra. Lucía Policastro Bianca

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