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

Este estudo mediu pela primeira vez o fator S astrofísico da reação $^{144}$Sm(p, $\gamma$)$^{145}$Eu nas energias da janela de Gamow, utilizando alvos depositados molecularmente e a técnica de ativação, e comparou os resultados com modelos teóricos para prever as taxas de reação relevantes para a nucleossíntese.

O essencial

Imagine que o universo é uma cozinha gigante e as estrelas são os grandes chefs que cozinham os elementos que compõem tudo o que vemos, desde o ferro no seu sangue até o ouro nos seus anéis. A maioria desses ingredientes é feita de forma "padrão", como assar um bolo comum. Mas existem alguns ingredientes raros e especiais, chamados núcleos p, que são como "pimentas" ou "temperos exóticos" que não seguem as receitas normais.

Este artigo científico é sobre um desses temperos raros: o Samário-144 (144Sm).

Aqui está a história do que os cientistas fizeram, explicada de forma simples:

1. O Mistério do Tempero Raro

O Samário-144 é especial porque é muito mais comum no universo do que seus vizinhos "irmãos". Os cientistas sabem que ele é criado em estrelas superquentes através de um processo chamado processo gama. Imagine que a estrela é um forno tão quente que a luz (fótons) bate nos átomos e "quebra" pedaços deles, transformando-os em novos elementos.

O problema é que, na Terra, não temos fornos tão quentes nem raios de luz tão fortes para fazer essa "quebra" diretamente e medir o que acontece. É como tentar medir a velocidade de um carro de Fórmula 1 apenas olhando para ele de longe, sem poder colocá-lo na pista.

2. O Truque de Magia: Fazer o Inverso

Como não podemos fazer o que a estrela faz (quebrar o átomo com luz), os cientistas decidiram fazer o inverso. Em vez de quebrar o átomo, eles vão construí-lo.

Eles pegaram um alvo de Samário-144 e atiraram prótons (partículas pequenas e rápidas) nele, como se estivessem jogando bolas de tênis contra uma parede de tijolos. Quando o próton acerta o Samário, ele se funde e cria um novo elemento (Europio-145), liberando um raio de luz (raio gama) no processo.

Ao medir quão fácil é essa "colisão" (a probabilidade de acerto), eles podem usar uma regra matemática chamada Teorema do Reciprocidade para descobrir exatamente o que aconteceria se fizessem o processo inverso (quebrar o átomo com luz) dentro da estrela. É como medir o quão fácil é empurrar uma porta para dentro para saber quão fácil ela abre para fora.

3. A Montanha-Russa de Energia

Para entender como a estrela funciona, os cientistas precisaram testar essa colisão em várias velocidades diferentes. Eles criaram uma "montanha-russa" de energia:

• Eles usaram um acelerador de partículas (um canhão de prótons) que atirava com muita força.
• Para diminuir a velocidade dos prótons (como colocar freios na montanha-russa), eles usaram folhas finas de alumínio e cobre. Os prótons batiam nessas folhas e perdiam um pouco de energia antes de atingir o alvo.
• Isso permitiu que eles testassem desde velocidades moderadas até velocidades muito baixas, que são as mais importantes para entender o que acontece no interior das estrelas (a chamada "Janela de Gamow").

4. A Receita da Cozinhadeira (Preparação do Alvo)

Um dos maiores desafios foi preparar o "alvo" (a parede de tijolos). Eles precisavam de uma camada muito fina e uniforme de Samário-144 sobre uma folha de alumínio.

• Eles usaram uma técnica chamada deposição molecular. Imagine que você tem um pó mágico (o Samário) dissolvido em água.
• Eles colocaram essa água em uma câmara e usaram eletricidade para "pintar" o Samário na folha de alumínio, como se estivessem usando um spray eletrostático superpreciso.
• O resultado foi uma camada finíssima (mais fina que um fio de cabelo), perfeita para o experimento.

5. O Resultado: O Mapa do Tesouro

Depois de bombardear o alvo por dias e medir os raios de luz que saíram (usando detectores super sensíveis chamados HPGe), eles conseguiram:

• Medir a probabilidade dessa reação acontecer pela primeira vez em energias muito baixas (perto de 2,6 MeV).
• Comparar com a teoria: Eles usaram supercomputadores (códigos como TALYS) que simulam como as estrelas funcionam. Os dados reais deles combinaram muito bem com as previsões dos computadores.
• Prever o futuro: Com esses dados, eles puderam calcular com mais precisão a "velocidade" dessa reação dentro das estrelas. Isso ajuda os astrônomos a entenderem melhor como o universo cria os elementos raros.

Resumo Final

Em suma, os cientistas não puderam ir até uma estrela para medir como o Samário-144 é feito. Então, eles trouxeram a estrela para o laboratório, fizeram o processo ao contrário (construindo o átomo em vez de quebrá-lo) e usaram matemática inteligente para traduzir esses resultados de volta para a linguagem das estrelas.

O resultado é um mapa mais preciso de como o universo cozinha seus ingredientes mais exóticos, confirmando que nossas teorias sobre o funcionamento das estrelas estão no caminho certo.

Resumo técnico

Título: Medição da seção de choque de 144Sm(p,γ) em energias de Gamow

1. Problema e Contexto Científico

O objetivo principal da astrofísica nuclear experimental é determinar as taxas de reações nucleares que ocorrem no interior das estrelas. Um dos grandes desafios reside na produção de núcleos p (p-nuclídeos), que são isótopos ricos em prótons situados entre o Selênio-74 e o Mercúrio-196. Esses núcleos não são produzidos pelos processos de captura de nêutrons lentos (s) ou rápidos (r), mas sim pelo processo $\gamma$ (fotodesintegração), onde reações como $(\gamma, n)$, $(\gamma, p)$ e $(\gamma, \alpha)$ ocorrem em ambientes de alta temperatura (acima de 2-3 GK).

O $^{144}$Sm é um núcleo p de particular importância devido à sua alta abundância solar (segunda apenas ao $^{92}$Mo), atribuída à sua "casca mágica" de nêutrons. Para entender sua formação, é necessário medir a taxa da reação inversa, $^{145}$Eu($\gamma$, p). No entanto, feixes de raios gama de alta intensidade são difíceis de obter. Portanto, a estratégia padrão é medir a reação inversa direta, $^{144}$Sm(p, $\gamma$), e utilizar o teorema da reciprocidade para inferir a taxa da reação de fotodesintegração.

O problema específico abordado neste trabalho é a necessidade de dados experimentais precisos da seção de choque de $^{144}$Sm(p, $\gamma$) na região de energia de Gamow (correspondente a temperaturas estelares de 2 a 4 GK), onde as incertezas anteriores eram elevadas e faltavam dados em energias mais baixas (próximas a 2,6 MeV).

2. Metodologia Experimental

O experimento foi realizado no Ciclotrão K130 do VECC (Variable Energy Cyclotron Centre), em Calcutá, Índia, utilizando a técnica de ativação por empilhamento de folhas (stacked foil activation technique).

• Preparação de Alvos: Foram utilizados alvos de óxido de Samário-144 enriquecido (67% $^{144}$Sm$_2$O$_3$) depositados sobre suportes de alumínio (99,45% puro). A deposição foi feita via técnica de deposição molecular, garantindo espessuras entre 100 e 350 $\mu$g/cm$^2$.
• Configuração do Feixe: Como a energia mínima do feixe de prótons disponível era de 7 MeV, utilizaram-se folhas degradadoras de alumínio para reduzir a energia do feixe.
  • Empilhamento (Stacks): Duas pilhas de alvos (S1 e S2) foram usadas para medir energias entre 4,2 e 6,8 MeV.
  • Alvo Único: Para energias abaixo de 4,2 MeV (até 2,6 MeV), foi utilizado um único alvo de $^{144}$Sm com folhas degradadoras variáveis na frente.
• Monitoramento: Folhas de cobre natural foram inseridas nas pilhas para monitorar a intensidade do feixe através da reação $^{65}$Cu(p, n)$^{65}$Zn.
• Medição de Atividade: Após a irradiação (que durou de algumas horas a vários dias, dependendo da energia), as amostras foram contadas usando um detector HPGe (Germânio de Alta Pureza) com 40% de eficiência relativa.
• Correções Críticas:
  • Efeito de Soma de Coincidência (Summing): Devido à proximidade da amostra ao detector (12,5 mm) para compensar a baixa atividade, foi aplicada uma correção rigorosa para efeitos de soma de coincidências (true coincidence summing) usando o código EFFTRAN.
  • Cálculo de Eficiência: A eficiência do detector foi calibrada com uma fonte padrão $^{152}$Eu e corrigida para a geometria finita das amostras.

3. Contribuições Principais

• Medição em Baixas Energias: Pela primeira vez, a seção de choque e o fator S foram medidos em energias de centro de massa próximas a 2,57 MeV, cobrindo uma parte da janela de Gamow para temperaturas de 2 GK, região anteriormente inexplorada com precisão.
• Redução de Incertezas: O estudo reduziu significativamente a incerteza na energia do feixe em comparação com medições anteriores (como as de Kinoshita et al.), utilizando simulações precisas (LISE++ e GEANT4) para estimar a degradação de energia e o espalhamento (straggling).
• Validação de Modelos Teóricos: Os dados experimentais foram comparados com previsões do modelo estatístico de Hauser-Feshbach utilizando os códigos TALYS 1.96 e NON-SMOKER, testando diversas combinações de potenciais ópticos, densidade de níveis nucleares e funções de força de raios gama.

4. Resultados

• Seção de Choque e Fator S: As seções de choque foram medidas para 11 energias de prótons (de 2,6 a 6,8 MeV). O fator S astrophísico foi determinado pela primeira vez em $E_{cm} = 2,57 \pm 0,13$ MeV, resultando em $S = 2,542 \pm 1,152 \times 10^{10}$ MeV-b.
• Comparação com Teoria: Os dados experimentais apresentaram um acordo satisfatório com as previsões teóricas do TALYS 1.96. A análise de sensibilidade revelou que a largura de próton ($\Gamma_p$) é o fator dominante para a determinação da seção de choque nesta região de energia, enquanto as larguras de nêutrons e raios gama tornam-se relevantes apenas em energias mais altas.
• Taxas de Reação: Com base nos parâmetros ajustados do TALYS (especificamente as combinações OPM 1, ldmodel 5 e diferentes funções de força de raios gama), foram calculadas as taxas de reação termonucleares para a reação direta $^{144}$Sm(p, $\gamma$) e, através do teorema da reciprocidade, para a reação inversa $^{145}$Eu($\gamma$, p).
• Concordância com Bancos de Dados: As taxas de reação calculadas mostraram boa concordância com os dados disponíveis no banco de dados REACLIB, embora com algumas variações que podem refinar os modelos astrofísicos.

5. Significado e Impacto

Este trabalho fornece dados experimentais cruciais para a compreensão da nucleossíntese de núcleos p no universo. Ao medir a reação $^{144}$Sm(p, $\gamma$) com precisão na janela de energia de Gamow relevante para supernovas e estrelas de nêutrons, o estudo:

1. Refina os Modelos de Nucleossíntese: Permite simulações mais precisas da abundância de $^{144}$Sm e outros núcleos p.
2. Valida Códigos Teóricos: Confirma que o código TALYS 1.96, com parâmetros específicos, pode prever com precisão as seções de choque para núcleos pesados ricos em prótons.
3. Permite Cálculos de Reações Inversas: Fornece a base necessária para calcular a taxa de destruição de $^{145}$Eu via fotodesintegração, um passo essencial para entender o ciclo de vida desses isótopos em ambientes estelares extremos.

Em resumo, o estudo preenche uma lacuna crítica nos dados experimentais de baixa energia, oferecendo uma base sólida para a astrofísica nuclear teórica e para a interpretação de observações de abundâncias estelares.