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

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 .

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>