항성까지의 $$ ^{181} $$ Ta( $$n,\gamma $$ ) 단면 측정

Scientific Reports 13권, 기사 번호: 12657(2023) 이 기사 인용

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측정항목 세부정보

$ ^{181} $Ta의 중성자 포획 단면은 핵천체물리학의 s-과정, 행성 지질학의 외계 시료 분석 및 차세대 원자력 에너지 시스템 설계와 관련이 있습니다. $^{181}$Ta($n,\gamma $) 단면적은 중국 파쇄 중성자 소스( 비행시간(TOF) 기술과 $\hbox {C}_{6}\,\hbox {D}_{6}$ 액체 신틸레이터 검출기를 사용하는 CSNS). 실험 결과는 여러 평가된 라이브러리의 데이터 및 해결된 공명 영역과 해결되지 않은 공명 영역의 이전 실험 데이터와 비교됩니다. 공명 매개변수는 1~700eV 영역에서 R-매트릭스 코드 SAMMY를 사용하여 추출됩니다. kT = 5 ~ 100keV의 천체 물리학적 맥스웰 평균 단면적(MACS)은 충분히 넓은 범위의 중성자 에너지에 대해 계산됩니다. kT = 30keV에서 천체 물리학 현장의 특징적인 열 에너지에 대해 $^{181}$Ta의 MACS 값은 834 ± 75mb입니다. 이는 Karlsruhe Asphysical Database of Nucleosynthesis in Stars(KADoNiS)와 명백한 불일치를 보여줍니다. 권장 값은 766 ± 15MB입니다. 새로운 측정은 항성 s-과정 온도에서 $^{181}$Ta($n,\gamma $) 반응의 MACS를 강력하게 제한합니다.

우주에 있는 철보다 무거운 원소의 대부분은 주로 별에서 두 가지 중성자 포획 과정, 즉 느린 중성자 포획 과정(s-process)1과 빠른 중성자 포획 과정(r-process)2에 의해 합성됩니다. s-프로세스의 중성자 포획 시간 규모는 1년 정도이며, 이는 일반적인 $ \beta $ 붕괴 시간보다 훨씬 느립니다2. 따라서 s-과정은 그림 1에 표시된 것처럼 주로 $ \beta $ 안정성 밸리를 따라 이루어지며 Fe와 Bi1 사이의 원소 풍부도의 약 절반을 차지합니다. 대조적으로, r-과정에서 중성자 포획은 밀리초 단위의 시간 규모로 발생하며 이는 $ \beta $ 붕괴보다 훨씬 빠릅니다2,3. 따라서 r-과정은 중성자 드립 라인에 접근할 때만 종료되며, 이는 일련의 $\beta$-붕괴2를 통해 최종적으로 안정적인 중성자가 풍부한 핵(r-핵)을 형성합니다. r-프로세스는 자연에서 발견되는 중원소의 약 절반을 생산합니다4.

$\beta$-안정성 계곡을 따른 s-프로세스의 중성자 포획 경로.

천연 탄탈륨에는 안정 동위원소 ${}^{181}$Ta(99.988%)와 장수명 동위원소 ${}^{180}$Ta(0.012%)라는 두 가지 안정 동위원소가 있습니다. 반감기는 $7.15\times 10^{15}$년입니다. $ ^{180} $ Ta는 Kappeler et al.5 및 Malatji et al.6에 의해 논의된 안정한 하프늄 동위원소를 따라 s-과정에서 두 개의 작은 가지에 의해 생성됩니다. $ ^{181} $Ta는 s-과정에 의해 생성되며, 그 ($n,\gamma $) 단면과 30keV에서의 MACS는 s의 반응 경로를 이해하는 데 핵 천체 물리학에서 매우 중요합니다. -프로세스7,8. 그러나 EXFOR 라이브러리에 따르면 분해된 공진 영역에서 캡처 단면을 고정밀, 연속으로 측정하는 것만으로는 충분하지 않습니다. 평가된 라이브러리 ENDF/B-VIII.09, JEFF-3.310, TENDL-202111 및 JENDL-512를 비교하면 $ ^{181} $에 대한 ($n,\gamma $) 단면에서 눈에 띄는 불일치가 나타납니다. 그림 2의 이러한 에너지에서 Ta($n,\gamma $). kT = 30 keV에서 실험적인 MACS가 많이 있지만 장비와 측정 방법이 다르면 실험 결과가 크게 달라집니다.

4개의 평가된 라이브러리의 차이점: ENDF/B-VIII.0, JENDL-5, JEFF-3.3, TENDL-2021 및 JENDL-5.

달은 지구가 형성된 지 약 1억년 후에 초기 지구와 테이아(Theia)라고 불리는 “행성 배아” 사이의 격렬한 정면 충돌로 형성되었습니다. 수명이 짧은 방사성 시스템 중 하나인 멸종된 $ ^{182}$Hf-$ ^{182}$W 시스템은 지구와 달 사이의 잠재적인 동위원소 차이를 조사하기 위한 다용도 도구입니다. 지구형 행성의 형성과 진화에 대한 제약13,14,15. 달과 소행성 샘플에 대한 W 동위원소 연구는 특히 우주선의 영향에 주의를 기울여야 합니다. 우주선에 노출된 외계 샘플은 $ ^{181}$Ta($n,\gamma $)$ ^{182}$Ta($\beta ^-$)$ ^{182}$W 반응으로 인해 $^{182}$W의 측정값이 실제 값에 비해 너무 높습니다. 달과 소행성 샘플의 고정밀 동위원소 분석에서는 우주선의 방사선 과정에 의해 발생하는 동위원소 효과를 어떻게 정량적으로 보정할 것인가가 주요 과제이다.

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>