Mesure des sections efficaces $$ ^{181} $$ Ta( $$n,\gamma $$ ) jusqu'à stellaire s

Rapports scientifiques volume 13, Numéro d'article : 12657 (2023) Citer cet article

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La section efficace de capture de neutrons de \( ^{181} \)Ta est pertinente pour le processus s d'astrophysique nucléaire, l'analyse d'échantillons extraterrestres en géologie planétaire et la conception de systèmes d'énergie nucléaire de nouvelle génération. La section efficace \(^{181}\)Ta(\(n,\gamma \)) a été mesurée entre 1 eV et 800 keV à l'installation de neutrons blancs en retour (Back-n) de la source de neutrons de spallation de Chine ( CSNS) utilisant la technique du temps de vol (TOF) et des \(\hbox {C}_{6}\,\hbox {D}_{6}\) détecteurs à scintillateur liquide. Les résultats expérimentaux sont comparés aux données de plusieurs bibliothèques évaluées et à des expériences antérieures dans la région de résonance résolue et non résolue. Les paramètres de résonance sont extraits à l'aide du code R-Matrix SAMMY dans la région 1–700 eV. La section efficace moyenne astrophysique de Maxwell (MACS) de kT = 5 à 100 keV est calculée sur une gamme suffisamment large d'énergies neutroniques. Pour l'énergie thermique caractéristique d'un site astrophysique, à kT = 30 keV, la valeur MACS de \(^{181}\)Ta est de 834 ± 75 mb, ce qui montre un écart évident avec la base de données astrophysique de Karlsruhe sur la nucléosynthèse dans les étoiles (KADoNiS). valeur recommandée 766 ± 15 mb. Les nouvelles mesures contraignent fortement le MACS de la réaction \(^{181}\)Ta(\(n,\gamma \)) dans les températures du processus s stellaire.

La plupart des éléments plus lourds que le fer dans l'univers sont principalement synthétisés par deux processus de capture de neutrons dans les étoiles, à savoir le processus lent de capture de neutrons (processus s)1 et le processus de capture rapide de neutrons (processus r)2. L’échelle de temps de capture des neutrons du processus s est de l’ordre d’un an, ce qui est beaucoup plus lent que les temps de désintégration typiques de \( \beta \)2. Par conséquent, le processus s se déroule principalement le long de la vallée de stabilité \(\beta\), comme indiqué sur la figure 1, et contribue à environ la moitié des abondances élémentaires entre Fe et Bi1. En revanche, la capture des neutrons dans le processus r se produit sur une échelle de temps de quelques millisecondes, ce qui est beaucoup plus rapide que les désintégrations de \( \beta \)2,3. Par conséquent, le processus r ne se termine que lorsqu’il s’approche de la ligne d’égouttement des neutrons, qui forme finalement des noyaux stables riches en neutrons (noyaux r) à travers une série de désintégrations \( \beta \)2. Le processus R produit environ la moitié des éléments lourds présents dans la nature4.

Le chemin de capture de neutrons du processus s le long de la vallée de stabilité \(\beta \).

Le tantale naturel contient deux isotopes stables, l'isotope stable \({}^{181}\)Ta (99,988 %) et l'isotope à vie longue \({}^{180}\)Ta (0,012 %), qui a un demi-vie de \(7,15\times 10^{15}\) ans. \( ^{180} \)Ta est produit par deux ramifications mineures dans le processus s le long des isotopes stables du hafnium qui sont discutés par Kappeler et al.5 et Malatji et al.6. \( ^{181} \)Ta est produit par le processus s, ses sections efficaces (\(n,\gamma \)) et son MACS à 30 keV sont d'une grande importance en astrophysique nucléaire pour comprendre le chemin de réaction du s -processus7,8. Cependant, selon la bibliothèque EXFOR, des mesures continues et de haute précision des sections efficaces de capture dans la région de résonance résolue ne sont pas suffisantes. Les comparaisons des bibliothèques évaluées ENDF/B-VIII.09, JEFF-3.310, TENDL-202111 et JENDL-512 présentent également des écarts notables dans les sections efficaces (\(n,\gamma \)) pour \( ^{181} \) Ta(\(n,\gamma \)) à ces énergies sur la figure 2. Il existe de nombreux MACS expérimentaux à kT = 30 keV, cependant, différents équipements et méthodes de mesure font varier considérablement les résultats expérimentaux.

Les différences de quatre bibliothèques évaluées : ENDF/B-VIII.0, JENDL-5, JEFF-3.3, TENDL-2021 et JENDL-5.

La Lune a été formée par une violente collision frontale entre la Terre primitive et un « embryon planétaire » appelé Theia environ 100 millions d’années après la formation de la Terre. En tant que système radioactif à courte durée de vie, le système éteint \( ^{182}\)Hf-\( ^{182}\)W est un outil polyvalent pour étudier les différences isotopiques potentielles entre la Terre et la Lune, qui fournissent des informations critiques. contraintes sur la formation et l’évolution des planètes telluriques13,14,15. \(^{182}\)Les études isotopiques W sur des échantillons de lune et d'astéroïdes doivent prêter particulièrement attention aux effets des rayons cosmiques. Les échantillons extraterrestres exposés aux rayons cosmiques subiront un \( ^{181}\)Ta(\(n,\gamma \))\( ^{182}\)Ta(\(\beta ^-\))\( ^{182}\)W réaction, qui fait que la valeur mesurée de \(^{182}\)W est trop élevée par rapport à la valeur réelle. La manière de corriger quantitativement l’effet isotopique provoqué par le processus de rayonnement des rayons cosmiques constitue un problème majeur pour l’analyse isotopique de haute précision des échantillons lunaires et d’astéroïdes16.