A Caccia dei Segreti dello Zinco nelle Stelle: La Nostra Avventura con il Metodo Somma-Gamma 4π

Svelare i Misteri Cosmici: Un Atomo alla Volta

Ciao a tutti! Oggi voglio portarvi con me in un viaggio affascinante, nel cuore della materia e delle stelle. Avete mai pensato a come si formano gli elementi chimici che compongono l’universo, noi compresi? Beh, è una delle domande che, come fisici nucleari, ci tiene svegli la notte! In particolare, il nostro team si è tuffato nello studio di alcune reazioni nucleari che coinvolgono gli isotopi dello zinco (parliamo di ⁶⁴Zn, ⁶⁶Zn e ⁶⁸Zn), e lo abbiamo fatto usando una tecnica super sofisticata chiamata “metodo somma-gamma 4π”. Sembra complicato? Tranquilli, vi guiderò passo passo!

Perché lo Zinco? E Cos’è Questo Famoso “Processo-p”?

Vi chiederete: perché proprio lo zinco? E cosa c’entrano le stelle? Tutto ruota attorno a un meccanismo chiamato processo-p (processo protone). Immaginate le stelle massicce, quelle che alla fine della loro vita esplodono come supernovae. In questi ambienti infernali, con temperature che vanno da 1.8 a 3.3 miliardi di gradi, avvengono reazioni nucleari che forgiano gli elementi più pesanti del ferro. La maggior parte si forma catturando neutroni (processi s e r), ma c’è un gruppetto di circa 35 nuclei stabili, ricchi di protoni, chiamati p-nuclei, che non possono essere creati in quel modo. Sono un po’ gli outsider della tavola periodica, e la loro origine è uno dei grandi enigmi dell’astrofisica nucleare. Le reazioni (α,γ) – dove una particella alfa (un nucleo di elio) colpisce un nucleo e viene catturata, emettendo un raggio gamma – sono cruciali per capire come si formano questi p-nuclei, inclusi quelli derivanti dallo zinco. Misurare con precisione la probabilità che queste reazioni avvengano (la loro “sezione d’urto”) è fondamentale per alimentare i modelli che descrivono la nucleosintesi stellare.

Il Nostro “Occhio” Speciale: Il Metodo Somma-Gamma 4π

Per “vedere” queste reazioni, abbiamo usato il metodo somma-gamma 4π. Immaginate un grosso cristallo di Ioduro di Sodio attivato al Tallio, NaI(Tl) – nel nostro caso, un cilindro di 12 pollici di lunghezza e diametro, con un foro al centro dove piazziamo il nostro bersaglio di zinco. Quando una particella alfa colpisce un nucleo di zinco e viene catturata, il nuovo nucleo più pesante si trova in uno stato eccitato e si “rilassa” emettendo una cascata di raggi gamma. Il bello del nostro detector è che, grazie al suo grande volume e al suo “tempo di decadimento” (circa 250 ns), non distingue i singoli fotoni della cascata se emessi rapidamente. Li somma tutti insieme, producendo un unico picco nello spettro energetico, chiamato “picco somma”. L’energia di questo picco ci dice esattamente quale reazione è avvenuta. Questo metodo, che abbiamo contribuito a sviluppare e perfezionare negli anni (il primo report risale al 2007!), è ormai una tecnica consolidata in astrofisica nucleare.

La vera sfida, però, è determinare l’efficienza assoluta del detector per questo picco somma. L’efficienza dipende dalla “molteplicità” della cascata gamma, cioè da quanti fotoni la compongono, un’informazione quasi sempre sconosciuta. In passato, l’incertezza su questa efficienza era piuttosto alta, tra il 15 e il 20%, il che si rifletteva sull’accuratezza delle nostre misure di sezione d’urto.

Un Salto di Qualità: Ridurre l’Incertezza con l’Analisi “In-Out”

Qui entra in gioco il colpo di genio! Abbiamo lavorato sodo per affinare la procedura di analisi, in particolare il cosiddetto “metodo in-out”. Questo ci ha permesso di ridurre drasticamente l’incertezza sull’efficienza assoluta del nostro detector NaI(Tl), portandola a circa il 4%! Un miglioramento enorme che ci consente ora di testare i modelli teorici con una sensibilità molto maggiore. Questo è stato uno degli obiettivi principali del lavoro che vi sto raccontando: non solo misurare nuove sezioni d’urto per le reazioni ⁶⁴Zn(α,γ)⁶⁸Ge, ⁶⁶Zn(α,γ)⁷⁰Ge e ⁶⁸Zn(α,γ)⁷²Ge a energie rilevanti per il processo-p (tra 4.756 e 9.352 MeV nel centro di massa), ma farlo con una precisione che metta davvero alla prova le teorie.

Le misure sono state effettuate presso l’acceleratore tandem Dynamitron da 4 MV del RUBION (Ruhr-University Bochum, Germania), utilizzando bersagli isotopicamente arricchiti. La “spessore” dei bersagli è stata determinata con precisione usando la Spettrometria di Retrodiffusione di Rutherford (RBS) prima e dopo gli esperimenti di sezione d’urto, per assicurarci che non ci fossero state perdite significative di materiale.

Cosa Ci Dicono i Dati? Confronto con i Modelli Teorici

Una volta ottenuti i nostri dati sperimentali di sezione d’urto e i corrispondenti fattori astrofisici S (che “ripuliscono” la sezione d’urto dalla dipendenza energetica dovuta alla barriera Coulombiana), li abbiamo confrontati con i calcoli teorici. Per farlo, abbiamo usato il codice di reazione nucleare TALYS (versione 2.0), un vero e proprio cavallo di battaglia nel nostro campo. TALYS offre una vasta gamma di modelli per i vari ingredienti nucleari necessari ai calcoli statistici basati sulla teoria di Hauser-Feshbach:

• Potenziali ottici per protoni e neutroni (p/n-OMP)
• Potenziali ottici per particelle alfa (α-OMP)
• Densità dei livelli nucleari (NLD)
• Funzioni di forza fotonica (PSF)

Testare i modelli di potenziale ottico alfa-nucleo (α-OMP) è cruciale. Questi potenziali descrivono l’interazione media tra una particella alfa e un nucleo, e sono un input fondamentale per calcolare le sezioni d’urto. Dato che il processo-p coinvolge una rete enorme di oltre 20.000 reazioni su quasi 2000 nuclei, la maggior parte delle sezioni d’urto deve essere predetta teoricamente. Capite bene quanto sia importante avere modelli α-OMP affidabili, specialmente a basse energie!

Ci siamo concentrati su tre combinazioni di modelli in TALYS:

1. K6193: La combinazione “default” di TALYS, puramente fenomenologica, che usa il p/n-OMP di Koning e Delaroche, l’α-OMP di V. Avrigeanu et al., la NLD di tipo Constant Temperature Fermi-Gas (CTFG) e la PSF Simple Modified Lorentzian (SMLO).
2. J5588: Una combinazione semi-microscopica, che usa il p/n-OMP di Bauge, Delaroche e Girod, l’α-OMP dispersivo semi-microscopico di Demetriou et al., NLD derivate da calcoli Hartree-Fock-Bogolyubov (HFB) con forza di Skyrme BSk14, e PSF da calcoli HFB dipendenti dalla temperatura più QRPA con forza di Gogny D1M.
3. K5588: Simile alla J5588, ma con il p/n-OMP fenomenologico di Koning e Delaroche.

Le Nostre Conclusioni: Quali Modelli Reggono il Confronto?

Ebbene, i risultati sono stati illuminanti!

• In tutti e tre i casi delle reazioni (α,γ) su zinco che abbiamo studiato, i dati sperimentali sono riprodotti con successo utilizzando esclusivamente l’α-OMP di Demetriou et al. [36]. Questo risultato è quasi indipendente dagli altri modelli nucleari usati per p/n-OMP, NLD e PSF.
• Sia la combinazione K5588 che la J5588 riproducono i dati sperimentali quasi altrettanto bene. Questo dimostra che il potere predittivo del p/n-OMP semi-microscopico di Bauge, Delaroche e Girod è paragonabile a quello del ben consolidato p/n-OMP fenomenologico di Koning e Delaroche.
• Le PSF ottenute da calcoli HFB dipendenti dalla temperatura più QRPA (con forza di Gogny D1M) si sono dimostrate in grado di riprodurre i nostri dati quando combinate con l’α-OMP di Demetriou et al. e le NLD Skyrme HFB. Il loro potere predittivo è pari, se non superiore, a quello del modello fenomenologico SMLO.
• Il modello di NLD Skyrme HFB si è confermato ancora una volta un modello “robusto”, come già suggerito in letteratura.

Abbiamo anche calcolato i tassi di reazione stellari. I risultati ottenuti con le combinazioni J5588 e K5588 concordano entro il 10% nell’intervallo di temperature rilevanti per il processo-p. Invece, i tassi calcolati con la combinazione default K6193 deviano da quelli degli altri due di oltre il 70% per le reazioni su ⁶⁴Zn e ⁶⁶Zn, ma non più del 15% nel caso del ⁶⁸Zn.

Infine, abbiamo confrontato i nostri tassi di reazione (ottenuti con la combinazione J5588) con quelli presenti nei database consolidati BRUSLIB e REACLIB. Abbiamo trovato deviazioni significative: i tassi BRUSLIB possono discostarsi fino a un fattore 7 per ⁶⁴Zn(α,γ) e ⁶⁶Zn(α,γ), mentre per REACLIB le deviazioni sono minori in questi due casi, ma maggiori (fattore 1.5-2) per ⁶⁸Zn(α,γ).

La Strada è Ancora Lunga (ma Emozionante!)

Questo lavoro ci ha permesso di fare un bel passo avanti, riducendo le incertezze sperimentali e testando con rigore i modelli teorici. Ma la ricerca non si ferma qui! Una delle scoperte più importanti è che per testare veramente le previsioni dei modelli α-OMP esistenti, dobbiamo misurare le sezioni d’urto (α,γ) in molte altre reazioni, soprattutto a energie più basse possibili, per coprire la parte inferiore delle cosiddette “finestre di Gamow” rilevanti per le temperature stellari. Ogni nuova misura precisa è un tassello in più per comporre il grande puzzle della nucleosintesi degli elementi e, in definitiva, per capire meglio da dove veniamo. È una sfida complessa, ma la passione per la scoperta ci spinge sempre avanti!

Fonte: Springer