Measurement of $^{144}$Sm(p,$γ$) cross-section at Gamow energies

Cette étude présente la première mesure du facteur astrophysique S et de la section efficace de la réaction $^{144}$Sm(p,$\gamma$)$^{145}$Eu dans la fenêtre de Gamow, utilisant la technique d'activation et des cibles déposées par voie moléculaire, avec des résultats en accord satisfaisant avec les prédictions théoriques des modèles statistiques TALYS et NON-SMOKER.

L'essentiel

🌌 La Chasse aux Étoiles : Comment on a "photographié" une réaction nucléaire

Imaginez que l'univers est une immense cuisine où les étoiles cuisent des ingrédients pour créer tous les éléments qui nous entourent (l'or, le fer, l'oxygène, etc.). Parfois, pour créer des ingrédients très spéciaux et rares appelés noyaux "p" (comme le Samarium-144), les étoiles doivent faire face à une chaleur extrême, comme dans un four à 3 ou 4 milliards de degrés.

Le problème ? Ces réactions se produisent à l'intérieur des étoiles, loin de notre portée. Les scientifiques ne peuvent pas y aller pour mesurer directement ce qui se passe. Alors, ils doivent faire l'inverse : recréer la situation sur Terre pour comprendre la recette.

C'est exactement ce que l'équipe de l'Institut de Physique Nucléaire de Saha (en Inde) a fait dans cette étude.

1. Le Jeu de Billard Inverse 🎱

Pour comprendre comment le Samarium-144 est créé dans une étoile, les chercheurs ont décidé de jouer le jeu à l'envers.

• Dans l'étoile : Des photons (des particules de lumière) très énergétiques frappent un noyau et lui enlèvent un proton. C'est comme si un rayon laser arrachait une bille à un tas de billes.
• Sur Terre : Comme il est très difficile de créer des rayons laser nucléaires aussi puissants, les chercheurs ont fait l'inverse. Ils ont pris un noyau de Samarium-144 (une cible) et ils ont lancé des protons (des balles) dessus pour voir s'ils pouvaient s'y accrocher et créer du Samarium-145.

C'est un peu comme essayer de comprendre comment un mur de briques s'effondre en lançant des balles contre un mur intact pour voir comment les briques s'assemblent. Grâce à une règle physique appelée "théorème de réciprocité", ce qu'ils apprennent sur l'assemblage leur permet de déduire comment le mur se déconstruit dans l'espace.

2. La Cuisine Nucléaire : Préparer la Cible 🧪

Pour faire cette expérience, il fallait préparer une "cible" très fine. Imaginez que vous devez peindre une feuille de papier avec une couche de peinture si fine qu'elle est presque invisible, mais qu'elle doit être parfaitement uniforme.

• Les chercheurs ont utilisé une technique appelée dépôt moléculaire. C'est comme si on utilisait un champ électrique pour faire "tomber" des gouttelettes de Samarium sur une feuille d'aluminium, comme une pluie très précise.
• Ils ont créé des couches de Samarium très fines (entre 100 et 350 microgrammes par centimètre carré) pour s'assurer que les protons puissent les traverser ou les toucher exactement comme prévu.

3. Le Tir au But : Accélérer les Protons 🚀

L'expérience a eu lieu dans un grand accélérateur de particules à Kolkata (VECC).

• Ils ont envoyé un faisceau de protons (des petits projectiles) à très grande vitesse.
• Comme ils ne pouvaient pas régler la vitesse du canon à n'importe quelle vitesse, ils ont utilisé une astuce de "filtres" : ils ont placé des feuilles d'aluminium devant la cible pour ralentir les protons, un peu comme des freins sur une voiture de course. Cela leur a permis de tester différentes vitesses (ou énergies), allant de 2,6 à 6,8 MeV.
• Ces vitesses correspondent exactement aux conditions de température qu'on trouve dans les étoiles géantes (ce qu'on appelle la "fenêtre de Gamow").

4. La Récolte et le Comptage 📸

Après avoir bombardé les cibles pendant plusieurs heures (parfois plusieurs jours), les chercheurs ont attendu que la "poussière" retombe.

• Le Samarium-145 créé est radioactif. Il se désintègre en émettant des rayons gamma (une lumière invisible très énergétique).
• Les chercheurs ont utilisé des détecteurs ultra-sensibles (des caméras géantes en germanium) pour "entendre" ces rayons gamma.
• En comptant combien de rayons ils ont détectés, ils ont pu calculer la probabilité que la réaction se produise. C'est ce qu'on appelle la "section efficace". Plus il y a de rayons, plus la réaction est fréquente.

5. Le Résultat : Une Nouvelle Recette pour l'Univers 📝

Avant cette étude, les scientifiques devaient deviner comment cette réaction se passait à basse énergie (autour de 2,6 MeV), car c'est très difficile à mesurer.

• La découverte : Ils ont réussi à mesurer cette probabilité pour la première fois à cette énergie précise.
• La comparaison : Ils ont comparé leurs résultats avec des modèles informatiques (comme un simulateur de vol pour les étoiles) appelés TALYS. Heureusement, leurs mesures réelles correspondaient très bien aux prédictions des ordinateurs !

En résumé 🎯

Cette équipe a réussi à :

1. Recréer les conditions d'une étoile brûlante dans un laboratoire en Inde.
2. Mesurer avec précision la probabilité que le Samarium-144 capture un proton.
3. Valider les modèles théoriques qui nous aident à comprendre comment l'univers fabrique les éléments lourds.

Grâce à cela, nous avons maintenant une meilleure "carte" pour comprendre comment les étoiles cuisent les ingrédients de la vie, et pourquoi certains éléments rares comme le Samarium sont si abondants dans notre système solaire. C'est une victoire pour l'astrophysique nucléaire ! 🌟

Résumé technique

1. Problématique et Contexte Scientifique

L'objectif principal de la physique nucléaire astrophysique est de déterminer les taux de réactions nucléaires se produisant dans les étoiles. Une classe spécifique de noyaux, les nucléides p (nucléides pauvres en neutrons), situés entre le Sélénium-74 et le Mercure-196, ne peut pas être produite par les processus de capture neutronique classiques (s et r). Ils sont synthétisés principalement via le processus γ (photodésintégration), impliquant des réactions comme $(\gamma, n)$, $(\gamma, p)$ ou $(\gamma, \alpha)$ à des températures élevées.

Le noyau $^{144}$Sm (Samarium-144) est un nucléide p d'intérêt majeur en raison de sa forte abondance solaire (3,08 %, le deuxième plus élevé après le $^{92}$Mo) due à sa coquille de neutrons magique. Sa formation dans le processus γ se fait principalement via la réaction inverse $(\gamma, p)$. Cependant, les faisceaux de photons de haute intensité nécessaires pour mesurer directement les sections efficaces $(\gamma, p)$ sont rares. Par conséquent, il est plus faisable de mesurer la réaction inverse $(p, \gamma)$ et d'utiliser le théorème de réciprocité pour déduire le taux de la réaction $(\gamma, p)$.

Le défi réside dans le fait que les réactions astrophysiques se produisent à des énergies très faibles (fenêtre de Gamow), difficiles à atteindre expérimentalement en raison de la barrière coulombienne. Les mesures précédentes (ex: Kinoshita et al.) présentaient des incertitudes énergétiques élevées et manquaient de données précises autour de 2,6 MeV.

2. Méthodologie Expérimentale

L'étude a été menée au VECC (Variable Energy Cyclotron Centre) à Kolkata, en Inde, utilisant le cyclotron K130.

• Préparation des cibles : Des cibles de $^{144}$Sm enrichi à 67 % (sous forme d'oxyde $^{144}$Sm$_2$O$_3$) ont été déposées sur des feuilles d'aluminium (99,45 %) à l'aide de la technique de dépôt moléculaire. Cette méthode a permis d'obtenir des cibles de haute qualité avec des épaisseurs comprises entre 100 et 350 $\mu$g/cm$^2$.
• Technique d'activation par empilement (Stack Foil) :
  • Pour les énergies de 4,2 à 6,8 MeV, deux empilements de cibles (S1 et S2) ont été irradiés. Des feuilles de cuivre ont été intercalées pour surveiller l'intensité du faisceau via la réaction $^{65}$Cu(p, n)$^{65}$Zn.
  • Pour les énergies inférieures à 4,2 MeV (jusqu'à 2,6 MeV), une cible unique a été utilisée avec des feuilles dégradantes en aluminium pour réduire l'énergie du faisceau de protons incident (initialement 7 MeV).
• Irradiation : Les cibles ont été bombardées par des faisceaux de protons (courant $\sim$1 $\mu$A) pendant des durées variant de quelques heures à plusieurs jours, selon l'énergie (les sections efficaces diminuant drastiquement à basse énergie).
• Spectroscopie Gamma : Après irradiation, les cibles ont été comptées à l'aide de détecteurs HPGe (Germanium à haute pureté) avec une efficacité relative de 40 %.
  • Des corrections rigoureuses ont été appliquées pour l'effet de coïncidence de sommation (summing effect), critique en raison de la géométrie proche (12,5 mm) nécessaire pour détecter la faible activité.
  • L'efficacité du détecteur a été calibrée avec une source standard $^{152}$Eu et ajustée pour les cibles de dimensions finies à l'aide du code Monte Carlo EFFTRAN.
• Analyse des données : Les sections efficaces ont été calculées en utilisant la formule d'activation, en tenant compte de l'incertitude sur l'énergie (straggling) simulée par les codes LISE++ et GEANT4.

3. Contributions Clés et Résultats

• Mesure de nouvelles sections efficaces : La section efficace de la réaction $^{144}$Sm(p, $\gamma$)$^{145}$Eu a été mesurée pour 11 énergies différentes de protons, couvrant la gamme de 2,6 à 6,8 MeV.
• Réduction des incertitudes : Contrairement aux études antérieures, cette expérience a réussi à réduire significativement l'incertitude énergétique, en particulier autour de la région de 2,6 MeV.
• Première mesure du facteur S : Pour la première fois, le facteur astrophysique S a été mesuré à l'énergie du centre de masse $E_{cm} = 2,57 \pm 0,13$ MeV, avec une valeur de $2,542 \pm 1,152 \times 10^{10}$ MeV-b.
• Comparaison avec les modèles théoriques :
  • Les données expérimentales ont été comparées aux prédictions du modèle statistique de Hauser-Feshbach utilisant les codes TALYS 1.96 et NON-SMOKER.
  • Une étude de sensibilité a révélé que la largeur protonique est le facteur dominant déterminant la section efficace dans la région d'énergie astrophysiquement pertinente (2,6–4 MeV).
  • Un accord satisfaisant a été observé entre les données expérimentales et les prédictions théoriques, en particulier avec une combinaison spécifique de potentiels optiques (OPM 1), de densités de niveaux nucléaires (ldmodel 5) et de fonctions de force gamma (γ-SF 3).
• Calcul des taux de réaction :
  • Les taux de réaction thermonucléaires pour $^{144}$Sm(p, $\gamma$) ont été estimés pour des températures stellaires de $T_9 = 2, 3$ et 4 GK (Giga-Kelvin).
  • En appliquant le théorème de réciprocité, les taux de la réaction inverse $^{145}$Eu($\gamma$, p) ont également été déduits et comparés à la base de données REACLIB.

4. Signification et Impact

Cette étude apporte des données expérimentales cruciales pour affiner les modèles de nucléosynthèse stellaire, en particulier pour le processus γ.

1. Précision accrue : La mesure à basse énergie (autour de 2,6 MeV) comble un vide dans les données expérimentales, permettant une extrapolation plus fiable des taux de réaction vers les conditions stellaires réelles.
2. Validation des modèles : La bonne concordance avec les codes TALYS valide les paramètres d'entrée (potentiels optiques, densités de niveaux) utilisés pour les noyaux riches en protons, renforçant la fiabilité des prédictions théoriques pour d'autres réactions similaires.
3. Compréhension de l'abondance : Les résultats aident à mieux comprendre l'abondance cosmique du $^{144}$Sm et d'autres nucléides p, en fournissant des taux de réaction précis pour les simulations d'évolution stellaire et d'explosions de supernovae.

En résumé, ce travail représente une avancée méthodologique et scientifique significative dans la caractérisation des réactions de capture protonique sur des noyaux lourds, offrant une base solide pour la modélisation astrophysique.