Medição das seções transversais $$ ^{181} $$ Ta( $$n,\gamma $$ ) até s estelares

May 31, 2024

Scientific Reports volume 13, Artigo número: 12657 (2023) Citar este artigo

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Detalhes das métricas

A seção transversal de captura de nêutrons de \( ^{181} \)Ta é relevante para o processo s da astrofísica nuclear, análise de amostras extraterrestres em geologia planetária e projeto de sistemas de energia nuclear de nova geração. A seção transversal \(^{181}\)Ta(\(n,\gamma \)) foi medida entre 1 eV e 800 keV na instalação de backstreaming de nêutrons brancos (Back-n) da fonte de nêutrons de espalação da China( CSNS) usando a técnica de tempo de voo (TOF) e detectores de cintiladores líquidos \(\hbox {C}_{6}\,\hbox {D}_{6}\). Os resultados experimentais são comparados com os dados de diversas bibliotecas avaliadas e experimentos anteriores na região de ressonância resolvida e não resolvida. Os parâmetros de ressonância são extraídos usando o código R-Matrix SAMMY na região de 1–700 eV. A seção transversal média astrofísica de Maxwell (MACS) de kT = 5 a 100 keV é calculada em uma faixa suficientemente ampla de energias de nêutrons. Para a energia térmica característica de um sítio astrofísico, em kT = 30keV o valor MACS de \(^{181}\)Ta é 834 ± 75 mb, o que mostra uma discrepância óbvia com o Banco de Dados Astrofísicos de Nucleossíntese em Estrelas de Karlsruhe (KADoNiS) valor recomendado 766 ± 15 mb. As novas medições restringem fortemente o MACS da reação \(^{181}\)Ta(\(n,\gamma \)) nas temperaturas estelares do processo s.

A maioria dos elementos mais pesados ​​que o ferro no universo são sintetizados principalmente por dois processos de captura de nêutrons nas estrelas, ou seja, o processo lento de captura de nêutrons (processo s)1 e o processo rápido de captura de nêutrons (processo r)2. A escala de tempo de captura de nêutrons do processo s é da ordem de um ano, que é muito mais lenta do que os tempos de decaimento \( \beta \) típicos2. Portanto, o processo s ocorre principalmente ao longo do vale de estabilidade \(\beta \) como indicado na Fig. 1 e contribui com cerca de metade das abundâncias elementares entre Fe e Bi1. Em contraste, a captura de nêutrons no processo r ocorre em uma escala de tempo de milissegundos, que é muito mais rápida do que o decaimento \( \beta \)2,3. Portanto, o processo r termina apenas quando se aproxima da linha de gotejamento de nêutrons, que finalmente forma núcleos ricos em nêutrons estáveis ​​(núcleos r) através de uma série de decaimentos \( \beta \)2. O processo r produz cerca de metade dos elementos pesados ​​encontrados na natureza4.

O caminho de captura de nêutrons do processo s ao longo do vale de estabilidade \(\beta \).

O tântalo natural tem dois isótopos estáveis, o isótopo estável \({}^{181}\)Ta (99,988%) e o isótopo de longa vida \({}^{180}\)Ta (0,012%), que tem um meia-vida de \(7,15\times 10^{15}\) anos. \( ^{180} \)Ta é produzido por duas ramificações menores no processo s ao longo dos isótopos estáveis ​​de háfnio que são discutidos por Kappeler et al.5 e Malatji et al.6. \( ^{181} \)Ta é produzido pelo processo s, suas seções transversais (\(n,\gamma \)) e MACS a 30 keV são de grande importância na astrofísica nuclear para a compreensão do caminho de reação do s -processo7,8. No entanto, de acordo com a biblioteca EXFOR, medições contínuas e de alta precisão das seções transversais de captura na região de ressonância resolvida não são suficientes. Comparações da biblioteca avaliada ENDF/B-VIII.09, JEFF-3.310, TENDL-202111 e JENDL-512 também exibem discrepâncias notáveis ​​em (\(n,\gamma \)) seções transversais para \( ^{181} \) Ta(\(n,\gamma \)) nessas energias na Fig. 2. Existem muitos MACS experimentais em kT = 30 keV, no entanto, diferentes equipamentos e métodos de medição fazem com que os resultados experimentais variem bastante.

As diferenças de quatro bibliotecas avaliadas: ENDF/B-VIII.0, JENDL-5, JEFF-3.3, TENDL-2021 e JENDL-5.

A lua foi formada por uma colisão violenta e frontal entre a Terra primitiva e um “embrião planetário” chamado Theia, aproximadamente 100 milhões de anos após a formação da Terra. Como um dos sistemas radioativos de vida curta, o extinto sistema \( ^{182}\)Hf-\( ^{182}\)W é uma ferramenta versátil para investigar potenciais diferenças isotópicas entre a Terra e a Lua, que fornecem críticas restrições à formação e evolução dos planetas terrestres13,14,15. \(^{182}\)Os estudos de isótopos W em amostras lunares e de asteróides devem prestar atenção particularmente aos efeitos dos raios cósmicos. As amostras extraterrestres expostas aos raios cósmicos sofrerão um \( ^{181}\)Ta(\(n,\gamma \))\( ^{182}\)Ta(\(\beta ^-\))\( ^{182}\)W reação, que faz com que o valor medido de \(^{182}\)W seja muito alto em comparação com o valor real. Como corrigir quantitativamente o efeito isotópico causado pelo processo de radiação dos raios cósmicos é um grande problema para a análise isotópica de alta precisão de amostras lunares e de asteróides .