Новости

Aug 12, 2023

Измерение сечений $$ ^{181} $$ Ta( $$n,\gamma $$ ) вплоть до звездных s

Scientific Reports, том 13, номер статьи: 12657 (2023) Цитировать эту статью 64 Доступы Детали метрики Сечение захвата нейтрона \( ^{181} \)Ta имеет отношение к s-процессу ядерного

Том 13 научных отчетов, номер статьи: 12657 (2023) Цитировать эту статью

64 доступа

Подробности о метриках

Сечение захвата нейтронов \( ^{181} \)Ta имеет отношение к s-процессу ядерной астрофизики, анализу внеземных образцов в планетарной геологии и проектированию ядерно-энергетических систем нового поколения. Сечение \(^{181}\)Ta(\(n,\gamma \)) было измерено в диапазоне от 1 эВ до 800 кэВ на установке обратных белых нейтронов (Back-n) китайского источника нейтронов расщепления ( CSNS) с использованием метода времени пролета (TOF) и \(\hbox {C}_{6}\,\hbox {D}_{6}\) жидкостных сцинтилляционных детекторов. Результаты экспериментов сравниваются с данными нескольких оцененных библиотек и предыдущих экспериментов в разрешенной и неразрешенной резонансной области. Резонансные параметры извлекаются с использованием кода R-Matrix SAMMY в диапазоне 1–700 эВ. Среднее астрофизическое Максвелловское сечение (MACS) от kT = 5 до 100 кэВ рассчитано в достаточно широком диапазоне энергий нейтронов. Для характерной тепловой энергии астрофизического узла при kT = 30 кэВ значение MACS \(^{181}\)Ta составляет 834 ± 75 мб, что показывает явное несоответствие с Астрофизической базой данных нуклеосинтеза в звездах Карлсруэ (KADoNiS) рекомендуемое значение 766±15 мб. Новые измерения сильно ограничивают MACS реакции \(^{181}\)Ta(\(n,\gamma \)) при температурах звездного s-процесса.

Большинство элементов тяжелее железа во Вселенной в основном синтезируются в результате двух процессов захвата нейтронов в звездах, т.е. процесса захвата медленных нейтронов (s-процесс)1 и процесса захвата быстрых нейтронов (r-процесс)2. Время захвата нейтронов в s-процессе составляет порядка года, что намного медленнее, чем типичное время \(\beta\) распада2. Следовательно, s-процесс происходит в основном вдоль долины стабильности \(\beta\), как показано на рис. 1, и составляет около половины содержаний элементов между Fe и Bi1. Напротив, захват нейтрона в r-процессе происходит за время миллисекунд, что намного быстрее, чем \(\beta\)-распады2,3. Поэтому r-процесс заканчивается только тогда, когда он приближается к нейтронной капельной линии, которая окончательно образует стабильные нейтронно-богатые ядра (r-ядра) посредством серии \(\beta\)-распадов2. В результате r-процесса образуется около половины тяжелых элементов, встречающихся в природе4.

Путь захвата нейтронов s-процесса по долине \(\beta\)-стабильности.

Природный тантал имеет два стабильных изотопа: стабильный изотоп \({}^{181}\)Ta (99,988%) и долгоживущий изотоп \({}^{180}\)Ta (0,012%), который имеет период полураспада \(7,15\x 10^{15}\) лет. \( ^{180} \)Ta образуется в результате двух незначительных разветвлений s-процесса вдоль стабильных изотопов гафния, что обсуждается Каппелером и др.5 и Малатджи и др.6. \( ^{181} \)Ta образуется в результате s-процесса, его (\(n,\gamma \)) сечения и MACS при 30 кэВ имеют большое значение в ядерной астрофизике для понимания пути реакции s -процесс7,8. Однако, по данным библиотеки EXFOR, высокоточных непрерывных измерений сечений захвата в разрешенной резонансной области недостаточно. Сравнение оцененных библиотек ENDF/B-VIII.09, JEFF-3.310, TENDL-202111 и JENDL-512 также демонстрирует заметные расхождения в сечениях (\(n,\gamma \)) для \( ^{181} \) Ta(\(n,\gamma\)) при этих энергиях на рис. 2. Существует множество экспериментальных МАКС при kT = 30 кэВ, однако из-за разного оборудования и методов измерений экспериментальные результаты сильно различаются.

Различия четырех оцениваемых библиотек: ENDF/B-VIII.0, JENDL-5, JEFF-3.3, TENDL-2021 и JENDL-5.

Луна образовалась в результате сильного лобового столкновения ранней Земли с «планетарным эмбрионом» под названием Тейя примерно через 100 миллионов лет после образования Земли. Как одна из короткоживущих радиоактивных систем, потухшая система \( ^{182}\)Hf-\( ^{182}\)W представляет собой универсальный инструмент для исследования потенциальных изотопных различий между Землей и Луной, которые обеспечивают критические ограничения на формирование и эволюцию планет земной группы13,14,15. \(^{182}\)Изотопные исследования W на образцах Луны и астероидов должны уделять особое внимание воздействию космических лучей. Внеземные образцы, подвергнутые воздействию космических лучей, подвергнутся \( ^{181}\)Ta(\(n,\gamma \))\( ^{182}\)Ta(\(\beta ^-\))\( ^{182}\)W, из-за которой измеренное значение \(^{182}\)W оказывается слишком высоким по сравнению с фактическим значением. Как количественно исправить изотопный эффект, вызванный радиационным процессом космических лучей, является основной проблемой высокоточного изотопного анализа образцов Луны и астероидов16.