В то время как реакция 12C (?,?) 16O играет центральную роль в ядерной астрофизике, поперечное сечение в энергиях, имеющих отношение к гидростатическому сжиганию гелия, слишком мало для непосредственного измерения в лаборатории. В β-задержки α спектра изотопа 16n может быть использован для ограничения экстраполяции Е1 компонент с-фактором; однако, при таком подходе полученный s-фактор будет сильно коррелировать с предполагаемым коэффициентом разветвления βα. Мы переоценивается отношение ветвления βα путем имплантации ионов 16n в сегментированный детектор Si и подсчет числа распадов βα относительно количества имплантаций. Наш результат, 1.49(5) 10-5, представляет собой увеличение на 24% по сравнению с принятым значением и подразумевает увеличение на 10% экстраполированного S-фактора.
2015 Авторы. Опубликовано в. "Эльзевир" в. это открытый доступ к статье под CC
Введение
1.1. Астрофизических s-факторов 12с(α, γ)16о
Скорость реакции 12C (?,?) 16Oreaction по отношению к скорости тройной реакции регулирует относительную выработку углерода (C) и кислорода (O) при гидростатическом сжигании гелия в звездах и тем самым имеет большое значение для области ядерной астрофизики. Не только ч/з коэффициент на конец гелиевого горения напрямую находит свое отражение в наблюдаемой элементный состав, она также имеет глубокое влияние на последующее звездной эволюции: она влияет на нуклеосинтеза средней массы и s-процесс-только ядер[1], долгоживущих γ-излучения излучателей[2] и ν-процесс ядер[3], оказывает влияние на химический состав белых карликовых звезд и таким образом взрыв моделей Тип-ИЯ сверхновых[4]и масса, оставшаяся после массивных сверхновых[5]это также повлияло.
В центре масс-энергии, относящейся к гидростатическому сжиганию гелия, ЕС.м.≈0.3 МэВ, сечение 12С(α, γ)16Oreaction слишком мала, чтобы быть измерена непосредственно в лаборатории. В содеянном, самой низкой точки измерены до сих пор является ЕС.m.=0.89 МэВ[6]. Перспективы продления этих измерений до 0,3 МэВ в обозримом будущем невероятно малы, так как это повлечет за собой улучшение более чем на 5 порядков экспериментальной чувствительности.
Точную и точную экстраполяцию на астрономически значимые энергии можно сделать только путем включения дополнительных данных, полученных косвенными методами. При 0.3 МэВ S-факторе 12С (?,?) в реакции преобладают резонансные предельные значения Е1 и Е2 в наземном состоянии через хвосты подпорогов 1-и 2+состояний при 7.12 и 6.92 МэВ, при меньшем вкладе каскадных переходов[7]. Для определения относительного вклада компонентов Е1 и Е2 используются угловые распределения? - лучей, измеренные при высоких энергиях.
Экстраполяцию Е2 компонент может быть ограничена с помощью D-волнового фазового сдвига данных из (α, α)упругое рассеяние экспериментов. Используя этот подход, Tischhauser et al. (0.3) =53+13−18keVb[8],что также является значением, цитируемым Бухманном и Барнсом в их обзорной статье 2006 года[7]. Воспользовавшись новой (α, γ)сбор данных, Сейра и соавт. недавно получили более точное значение SE2(0.3) =62+9−6keVb[9]. Дополнительные ограничения на SE2 (0,3)получены из суб-кулоновых реакций переноса[10]и а?-каскадных экспериментов[11]. Исследован альтернативный подход, основанный на диссоциации кулонов[12].
Экстраполяция компонента Е1 слабо ограничена данными p-волнового фазового сдвига[7,8]. Точность и точность экстраполяции могут быть значительно улучшены за счет использования встроенных данных из радиолокатора 16N[13]. Используя этот подход, Azuma et al. получили СЭ1(0.3) =80(20) keVb[14], которое тоже значение цитирует Бухман и Barnes[7]. Совсем недавно, Тан и др. получим SE1(0.3) =84(21) keVb[15]. Другие авторы использовали данные из суб-Кулом α-реакции переноса получить дополнительных ограничений на СЭ1(0.3)[10
Каскадные переходы через четыре связанных возбужденных состояния в 16O ранее считались вкладом где-либо между 3 и 32 keVbto суммарный S(0,3) - фактор [7], но новые данные [9,16], как представляется, ограничивали их вклад в 11(3) keVb. Сочетая это с se2(0.3) =62+9−6keVb[9]и СЭ1(0.3) =84(21) keVb[15], получается общая s-фактор с(0.3) =157(23) keVb. Взяты по номиналу новые результаты Рефс.[9,16], таким образом, подразумевают значительное изменение в бюджете ошибок, при этом захват наземного состояния Е1 теперь делает на сегодняшний день наибольший вклад (13%) в общую ошибку, в то время как захват наземного состояния Е2 и каскадные переходы вносят лишь скромный вклад (6%). Точность 10% уже давно желаемое астрофизических мод-эллерс[17-19]. Это обеспечивает сильную мотивацию к снижению неопределенности на СЭ1(0,3).
Следует отметить, что неопределенность экстраполяции s-фактора является предметом жесткой дискуссии. Несколько авторов утверждали, что экспериментальные данные совместимы с двумя различными Val-UES SE1(0.3), высокое значение около 80 keVband низкое значение около 10 keVb, см., например, Refs.[20,21]. Аналогичным образом, было ar-gued[22], что два решения существуют для SE2(0,3), высокое значение около 150 keVband низкое значение около 60 keVb. Кроме того, Tanget Аль. было показано[15], что СЭ1(0.3)значение, полученное от одновременного анализа фазового сдвига, захват и βα-разложение данных уменьшается на 20-30%, если старый фазового сдвига данных справ.[23]повторно размещенные в более поздние фазы-сдвиг данных ссылок.[8,24]. Эти наблюдения стоят в резком контрасте с очень точным значением s(0.3) =161 ±(19)(стат)+8-2(сыс)keVbrecently сообщает Schür-Манн и соавт.[25]на основе глобального анализа выборки “мир данных”. Критериями отбора данных, принятых Шюрманн и соавт. с тех пор подверглись критике со стороны нескольких авторов[22,26].
1.2. В β-задержки α распада изотопа 16n
Основное внимание в настоящей работе уделяется снижению неопределенности по СЭ1(0,3)за счет улучшения экспериментального определения уровня детерминации 16N. Единственным?-разлагающимся состоянием в 16O, которое, по−видимому, питается в эдекее 16N, является 1-состояние при 9,6 МэВ, и в результате это состояние доминирует в спектруме. Столько, собственно, что ранее выявление его соотношения ßbranching, bß(9.6), были получены путем измерения коэффициент общей ßabranching, bßa, и bß предполагая, что(9.6) =bßa. Поскольку 9.6 MeVstate очень обширна, данный подход встречается с некоторыми трудностями: во-первых, броуд пик скрывает несколько, небольшая предыстория взносы, наиболее важным из которых является распад через 3−континууме, который, с явной интеграции 3−вклад, полученная с подгонки параметров Тан и соавт. предполагается , что ответственность за менее, чем 2%наблюдаемых распадов. Также наблюдались adecays через 2−уровень на уровне 8,87 МэВ и 2+уровень на уровне 9,84 МэВхэйв, но вклад этих уровней составляет менее 0,1% от общего спектра[27,28]. Во-вторых, широта создает проблему строгого определения bß (9.6). Причина в том, что 9.6 MeVstate мешает хвосту подпорогового 1−го состояния при 7,12 MeVand хвостами более высоких 1-резонансов. Поэтому мы ре-строгое самим с использованием bßa.
Взаимодействие между государственной 7.12 МэВ, а другой 1-компонентов делает aspectrum выступает довольно чувствительны к awidth этого государства. Следовательно, тщательное измерение программе aspectrum является одним из самых эффективных средств для ограничения awidth в состоянии 7.12 МэВ, которая доминирует над Е1 компонент основного состояния захвата в astrophysically соответствующих энергий. Хотя, как представляется, был достигнут определенный консенсус относительно формы экспериментального спектрума[15,29], улучшенное измерение bßais необходимо для фиксации абсолютной нормальной изации спектра
Баркер показал, как площадь уменьшается α Ширина 7.12 МэВ состоянии, полученные из R-матрица подходит к β-задержка aspectrum выступает изотопа 16n, прямо пропорционально предполагаемой кормить-ное соотношение bßa/bß(7.12)[13]. В пределе, где SE1(0.3)находится в непосредственной близости от захвата через 7.12 MeVstate, этот результат подразумевает, что рассчитанный SE1(0.3)также пропорционален bßa/bß(7.12).
Мы представляем в следующем качественный анализ того, как изменение в предполагаемой bßa влияет на снижение awidth, извлеченные из подходит к спектру 16Н βα: рассмотрим λ уровня с амплитудой подачи β, Bλ, и снижение awidth, γλα. Вклад этого уровня к общему aspectrum выступает пропорциональна (Bλγλα)2(После нотации Баркера и Уорбертон[30]). В целях расширения спектра по какой-то фактор, Ф, мы должны, если общая форма спектра сохраняется, масштаб (Bλγλα)2для все войска, уровня той же фактора F. Поскольку для 7.12 MeVstate установлено экспериментально с высокой точностью[15], любое изменение вклада этого уровня в спектрум должно предполагать изменение его величины. Из этих соображений мы заключаем, что изменения в абсолютной шкале программе aspectrum, я.е.bßa→fbßa, должно сопровождаться изменением γ2λα→fγ2λαfor в 7.12 MeVstate, который, к разумному приближении, приводит к СЭ1(0.3) →fSE1(0.3), см. также гл. 5
Проведем обзор того, что известно экспериментально о bß(7.12)и bßa: значение bß(7.12) =0.048(4)приводится в оценке TUNL[31], тем не менее, Тан и соавт. в последнее время установлено более точное значение bß(7.12) =0.052(2), хотя детали еще не были опубликованы.В TUNL оценки дает bßa=1.20(5) ×10-5, что в совокупности с bß(7.12) =0.048(4), подразумевает неопределенность 9%в соотношении bßa/bß(7.12)и, следовательно, неопределенность ±6 keVbin СЭ1(0.3). Однако это значение bßais основано на одном измерении, которое датируется 1961 годом[32]. Измерение, проведенное группой Майнца, основывалось на непосредственном подсчете частиц с помощью трубки Гейгер–Мюллер. При оценке погрешности хвосты не указываются. Немного разные значения можно найти в двух последующих публикациях группы Майнц: Ref.[28]дает bßa=1.19(4) ×10−5quoting реф.[32] в качестве источника, в то время как Ref.[33] дает то же самое значение, но с надутой ошибкой, bßa=1.19(10) ×10-5, цитируя Ref.[34]в качестве источника, который, как представляется, ошибка, потому что реф.[34] не упоминает о адекее 16N, не говоря уже о его разветвленном соотношении.
Независимое определение bßamay быть получены, отметив, что bßa=bß(8.87) ×bßa/bß(8.87), где bß(8.87)де-отмечает соотношение ßbranching из 8.87 MeVstate. По данным текущего (1993) TUNL оценки bß(8.87) =1.06(7) ×10-2, а bßa/bß(8.87) =1.00(7) ×10−3according для измерения группы Майнц[27]. Таким образом, получается bßa = 1.06(10) ×10-5. Однако происхождение значения bß(8.87), приведенного в текущей оценке TUNL, трудно проследить. Оценка 1986 года цитирует Е. К. Уорбертона, частного общения, как источника, в то время как более ранние оценки дают значение 1.0(2) ×10−2 цитируя несколько экспертиз из 1950-х годов в качестве источников. Таким образом, нам трудно оценить надежность значения bß(8.87), приведенного в текущей оценке TUNL.
Совсем недавно Чжао и др.[35]получили значение bßa=1.3(3) ×10-5.