Nucleosintesi nelle stelle massicce attraverso il Trojan Horse Method

The stellar nucleosynthesis processes are of fundamental importance as they are solely responsible for the production of all nuclei with a mass number A ≥ 12. In particular, thermonuclear fusion processes produce elements with mass A ≤ 52, while heavier elements are produced mainly through neutron capture reactions. There are two different nucleosynthesis processes by neutron capture: the s-process (slow) and the r-process (rapid). The difference lies in the time scale: in the first case, the neutron flux is such that the radiative capture (n, γ) is slower than the beta decay for the same nucleus, so that a possible beta-unstable isotope has enough time to decay between one capture and the next; in the second case, instead, the flow is so intense that the capture is considerably faster than the beta decay. The process-s is responsible for the synthesis of the elements in the vicinity of the nuclear stability valley (about half of the heavy elements). Two different components of the process are distinguished: the main component, present in AGB stars (M⊙ < M < 8M⊙), and the weak component, present in massive stars (M > 8M⊙). In this work, only the latter will be examined. The 22Ne(α, n)25Mg reaction is the main neutron source for the weak component and it is activated in two different contexts within the massive stars: during the helium burning at Tc ∼ 0.16 GK and the carbon burning at Tc ∼ 1.1 GK. However, the abundance of neutrons can be altered by the presence of the so-called neutron poisons that induce capture reactions that are not related to the s-process. In the context under consideration, one of the most important poisons is 16O(n, γ)17O. Once synthesized, 17O has several reaction channels available, including 17O(n, α)14C which behaves as an additional neutron poison and 17O(α, n)20Ne which instead recycles the previously removed neutron. The branching ratio of these two channels is important for neutron balance in the astrophysical environment of interest, therefore accurate measurements of the reaction rate are necessary. Despite this, the information in the literature about the cross-section of these two reactions is still insufficient. As mentioned at the beginning of this abstract, light nuclei are instead created by thermonuclear fusion processes. These processes use different fuels in the various evolutionary stages of the star and, in particular, the carbon and oxygen burning are of fundamental importance in the more advanced stages, when helium is now largely depleted. In both cases there are three main reactions that feed these two processes: 12C +12 C, 16O +16 O, and 12C +16O. Although the first and second are the prevailing reactions, respectively, in carbon and oxygen burning, 12C +16 O could play an important and peculiar role in both processes. In fact, in the last stages of the carbon combustion process, the abundance of 16O, produced in turn by 12C(α, γ)16O, is significantly higher than the abundance of 12C, therefore, if the rate of 12C +16 O is high enough, it could represent a highly competitive reaction channel compared to the main 12C +12 C in the burning phases in the shells. Similarly, during the oxygen burning, the high temperature and density cause the photodissociation of 16O, releasing 12C nuclei into the stellar environment that can then interact with the oxygen prevalent in the stellar environment. The 12C +16 O fusion comes into play in a temperature range between 1 GK, in the case of carbon burning, and 3.6 GK, in oxygen burning, which corresponds to an energy range, in the center of mass of the system, between 3 and 7.2 MeV respectively. The main decay channels are 24Mg + α(Q=6.77 MeV) and 27Al + p (Q=5.17 MeV). Numerous efforts, both experimental and theoretical, have been made to determine the reaction rate at energies of astrophysical interest; however, all of the do not go below 4 MeV in the center-of-mass frame, making it necessary to extrapolate to the Gamow region. The value of the extrapolated cross-section at 3 MeV differs, depending on the model used, even by two orders of magnitude. A new measurement reaching down to this low energy part of the Gamow region would be beneficial to correctly evaluate the impact of the 12C +16 O fusion. This thesis work will focus on the study of three reactions: 17O(n, α)14C, 16O(12C, α)24Mg and 16O(12C, p)27Al. All three reactions will be investigated using the Trojan Horse Method, a highly effective indirect method for studying reactions to energies of astrophysical interest. After a detailed explanation of the theoretical bases and theoretical and experimental methods used, the new experiments and the related stages of data analysis will be described in depth and, subsequently, the obtained results will be shown.

I processi di nucleosintesi stellare sono di fondamentale importanza in quanto sono gli unici responsabili della produzione di tutti i nuclei con numero di massa A ≥ 12. In particolare, i processi di fusione termonucleare producono elementi con massa A ≤ 52, mentre gli elementi più pesanti sono prodotti principalmente attraverso reazioni di cattura neutronica. Esistono due diversi processi di nucleosintesi mediante cattura di neutroni, il processo-s (slow, lento) e il processo-r (rapido). La differenza sta nella scala temporale: nel primo caso, il flusso di neutroni è tale che la cattura radiativa (n, γ) è più lenta del decadimento beta per lo stesso nucleo e pertanto un eventuale isotopo beta instabile ha abbastanza tempo per decadere tra una cattura e la successiva; nel secondo caso invece il flusso è così intenso che la cattura è notevolmente più veloce del decadimento beta e gli isotopi formati non hanno quindi il tempo di decadere. Il processo-s produce quindi gli elementi in prossimità della valle di stabilità nucleare (circa la metà degli elementi pesanti). Si distinguono due diverse componenti all’interno di questo processo: la componente principale, presente nelle stelle AGB (M⊙ < M < 8M⊙), e la componente debole, presente nelle stelle massicce (M > 8M⊙). In questo lavoro si esaminerà solo quest’ultima. La reazione 22Ne(α, n)25Mg è la principale sorgente di neutroni per la componente debole e si attiva in due diversi contesti all’interno delle stelle massicce: durante la combustione dell’elio a Tc ∼ 0.16 GK e la combustione del carbonio a Tc ∼ 1.1 GK. Tuttavia, l’abbondanza di neutroni può essere alterata dalla presenza dei cosiddetti veleni neutronici che inducono reazioni di cattura non correlate al processo-s. Nel contesto considerato, uno dei veleni più importanti è la reazione 16O(n, γ)17O. Inoltre, una volta sintetizzato, il 17O ha diversi canali di reazione disponibili tra cui il 17O(n, α)14C che si comporta come ulteriore veleno di neutroni, e il 17O(α, n)20Ne che invece ricicla il neutrone precedentemente rimosso. Il branching ratio di questi due canali è importante per l’equilibrio dei neutroni nell’ambiente astrofisico di interesse, pertanto sono necessarie misurazioni accurate del rate di reazione. Nonostante ciò, le informazioni in letteratura sulla sezione d’urto di queste due reazioni sono ancora insufficienti. Come accennato all’inizio di questo abstract, i nuclei leggeri vengono invece creati dai processi di fusione termonucleare. Questi processi utilizzano combustibili diversi nei vari stadi evolutivi della stella ed, in particolare, la combustione del carbonio e dell’ossigeno è di fondamentale importanza negli stadi più avanzati, quando l’elio è ormai in gran parte esaurito. In entrambi i casi sono tre le reazioni principali che alimentano questi due processi: 12C +12C, 16O +16O, e 12C+16O. Sebbene la prima e la seconda siano le reazioni prevalenti, rispettivamente, nella combustione del carbonio e dell’ossigeno, la 12C +16 O potrebbe giocare un ruolo importante e peculiare in entrambe processi. Infatti, nelle ultime fasi del processo di combustione del carbonio l’abbondanza di 16O, prodotta a sua volta da 12C(α, γ)16O, `e significativamente maggiore dell’abbondanza di 12C. Pertanto, se il rate di reazione della 12C +16O fosse abbastanza alto, essa potrebbe rappresentare un canale di reazione altamente competitivo rispetto al principale 12C +12 C durante il shell C-burning. Allo stesso modo, durante la combustione dell’ossigeno, l’alta temperatura e densità causano la foto-dissociazione dei nuclei di 16O, rilasciando 12C nell’ambiente stellare che possono quindi nuovamente interagire con l’ossigeno presente nell’ambiente stellare. Il processo di fusione 12C +16 O entra quindi in gioco in un intervallo di temperatura compreso tra 1 GK, nel caso della combustione del carbonio, e 3.6 GK, nella combustione dell’ossigeno, che corrisponde a sua volta ad un intervallo di energia, nel sistema di riferimento del centro di massa del sistema, compreso rispettivamente tra 3 e 7.2 MeV. I principali canali di decadimento sono 24Mg + α(Q=6.77 MeV) e 27Al + p (Q=5.17 MeV). Numerosi sforzi, sia sperimentali che teorici, sono stati fatti per determinare il rate di reazione ad energie di interesse astrofisico, tuttavia, tutte queste misure non scendono significativamente sotto i 4 MeV nel centro di massa, rendendo quindi necessaria l’estrapolazione nella regione di Gamow. Il valore della sezione d’urto estrapolata a 3 MeV differisce però, a seconda del modello utilizzato, anche di due ordini di grandezza. Pertanto, una nuova misura che raggiunga anche questa parte a bassa energia, sarebbe fondamentale per valutare correttamente il reale impatto della 12C +16 O. Questo lavoro di tesi si concentrerà sullo studio di tre reazioni: 17O(n, α)14C, 16O(12C, α)24Mg e 16O(12C, p)27Al. Tutte e tre le reazioni saranno studiate utilizzando il metodo del cavallo di Troia, un metodo indiretto appositamente sviluppato per studiare le reazioni alle energie di interesse astrofisico. Dopo una dettagliata illustrazione delle basi e modelli teorici e dei metodi sperimentali utilizzati, verranno descritti in dettaglio i nuovi esperimenti e le relative fasi di analisi dei dati e i relativi risultati verranno illustrati e commentanti.