Esperimento LUNA: Studiare le stelle sotto il Gran Sasso. Rosanna Depalo INFN e Università degli Studi di Padova

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1 Esperimento LUNA: Studiare le stelle sotto il Gran Sasso Rosanna Depalo INFN e Università degli Studi di Padova Incontri di Fisica 2013 LNF 9-11/10/2013

2 Indice Introduzione astrofisica: - Abbondanze degli elementi nell'universo - Sorgente di energia delle stelle - Teoria della nucleosintesi stellare - Vita (e morte) di una stella Reazioni termonucleari nelle stelle - Il picco di Gamow - Perchè misurare sottoterra? L'esperimento LUNA (Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics) - Apparato sperimentale - Reazioni studiate - Un esempio: 22Ne + p 23Na + - Il progetto LUNA MV

3 Abbondanze degli elementi nell' Universo Come, dove e quando avviene la sintesi degli elementi? Le abbondanze degli elementi seguono dovunque la stessa distribuzione... Suess and Urey Reviews of Modern Physics 28 (1956) 53-74

4 Sorgente di energia delle stelle IlIl Sole: Sole: 88 RR == 6.96 xx 10 m m 30 M M == 22 xx kg kg TT == 5800 KK W = MeV/s LL == W = MeV/s -19 (1 (1eV ev~~ xx J) J)

5 Sorgente di energia delle stelle Energia rilasciata da contrazione gravitazionale: GM E= Ω= 3 10 J 2 10 MeV 2 4 R Sufficiente ad alimentare il Sole per : E 15 7 t= =3 10 s = anni L Incompatibile con età della terra ~ 4.5 x 109 anni

6 Teoria della nucleosintesi stellare 1920 Aston: M(He) < 4 M(H) Eddington: conversione 4 H He come sorgente di energia per le stelle...t troppo bassa! 1928 Gamow: probabilità effetto tunnel Atkinson - Bethe and Critchfield: catena pp Weizsacker Bethe: Ciclo CNO 1946 Hoyle: teoria della nucleosintesi nell'evoluzione stellare 1952 Merril: scoperta del tecnezio (T1/2 = 4.2 x 106 anni) nelle stelle, dimostrazione di nucleosintesi recente

7 Le stelle come reattori a fusione nucleare 4H He e MeV Tasso di fusione: L 38 fusioni N= MeV s Massa di H bruciata per unità di tempo: g 6 t M =4M protone N = s s 14 Tempo scala del bruciamento: 10 M 10 t= 10 anni M consistente con l'età della Terra!

8 Vita (e morte) di una stella Contrazione gravitazionale H He C/Ne/O Si Fe bruciamento H T > 107 K M > 0.08 Msun H bruciamento Si T > 5 x 109 K M > 15 Msun bruciamento He T > 108 K H M > 0.4 Msun He Bruciamenti C, Ne, O

9 Vita (e morte) di una stella: Fenomeni esplosivi Stelle massicce (15 < M < 30 Msun): core collapse supernovae Il materiale espulso arricchisce il mezzo interstellare Sistemi binari: Novae classiche supernovae Ia Stelle di seconda generazione

10 Reazioni termonucleari nelle stelle a+b X N Reazioni = Na Nb v tempo Volume Energia cinetica (Maxwell - Boltzmann) m v = kt kev 2 2 VS SEZIONE D'URTO Barriera Coulombiana ZaZbe2 EC= MeV R

11 Il picco di Gamow FISICA CLASSICA FISICA QUANTISTICA V V r r 1 2 π η σ (E )= S (E ) e E 2 π η Z a Z b EFFETTO EFFETTO TUNNEL TUNNEL m ab E E e-e/kt e-2 E e-e/kt e-2 Intervallo in energia rilevante per l'astrofisica

12 Reazioni termonucleari nelle stelle La sezione d urto diminuisce esponenzialmente con l'energia. nano-barn (1barn = cm2) Energie di interesse Astrofisico? Estrapolazione Barriera coulombiana Misura Misuraciò ciòche cheèèmisurabile, misurabile,eerendi rendimisurabile misurabileciò ciòche chenon nonlo loè. è. Galileo GalileoGalilei Galilei(1564 ( ) 1642)

13 Perchè misurare sottoterra? Sorgenti naturali di fondo: Radioattività naturale: catene di decadimento di U e Th Raggi cosmici: al livello del mare, principalmente muoni Laboratori Nazionali del Gran Sasso: 1400 m di roccia come schermo naturale ~ 1400 m

14 Perchè misurare sottoterra? Riduzione del fondo cosmico: 10-6 n 10-3 Catene U, Th Raggi cosmici

15 Come riprodurre cio` che accade nelle stelle? Nreazioni / t Nproiettili / t Nbersagli/ A ACCELERATORE Fascio molto intenso Buona risoluzione energetica ( E/E)

16 Come riprodurre cio` che accade nelle stelle? Nreazioni / t Nproiettili / t Nbersagli/ A BERSAGLIO ACCELERATORE Elevata densità e purezza

17 Come riprodurre cio` che accade nelle stelle? Nreazioni / t Nproiettili / t Nbersagli/ A BERSAGLIO ACCELERATORE PRODOTTI DI REAZIONE, p, n,,...

18 Come riprodurre cio` che accade nelle stelle? Nreazioni / t Nproiettili / t Nbersagli/ A BERSAGLIO ACCELERATORE PRODOTTI DI REAZIONE, p, n,,... RIVELATORE Alta efficienza

19 L'esperimento LUNA LUNA 400kV ENERGIA ENERGIA FASCIO: FASCIO: kev kev 15 part./s (~100 A) CORRENTE CORRENTE:: part./s (~100 A) E: E: ~~ ev ev STABILITÀ: STABILITÀ: ~~ 55 ev/h ev/h LUNA 50kV

20 L'esperimento LUNA Bersaglio Solido Bersaglio Gassoso Possibilità Possibilità di di ottimizzare ottimizzare l'efficienza l'efficienza con con diversi diversi rivelatori rivelatori di di fotoni fotoni oo particelle particelle

21 Reazioni studiate: catena p-p Riduzione Riduzione dell'incertezza dell'incertezza sul sul 77 flusso Be, flusso di di Be,88B) B) previsti previsti dai dai modelli modelli solari solari

22 Reazioni studiate: ciclo CNO C 13 (p, ) 14 N O (p, ) (p, ) 15 N (p, ) F 18 O 13 C 17 (p, ) 12 N (p, ) F (p, ) (p, ) 16 O (p, ) Limite Limite sull'eta` sull'eta` dell'universo dell'universo aumentato aumentato di di 1Gy 1Gy ridotto Flusso Flusso ridotto di di un un fattore fattore 22 CNO CNO 18 O 14 N + p 15O + => collo di bottiglia del ciclo CN

23 22 Ne + p 23Na + Regola la produzione degli elementi tra 20Ne e 27Al nelle giganti rosse e nelle esplosioni di novae Range LUNA TEST RUN: OSSERVATI 42 EVENTI IN 12h! GIGANTI ROSSE ESPLOSIONE NOVAE

24 Il progetto LUNA MV Reazioni chiave per il bruciamento dell' He: C + 16O + 12 C + 16O + n 13 Ne + 25Mg + n 22 T più alte rispetto al bruciamento dell' H Acceleratore di più alta energia 3.5 MV

25 Collaborazione LUNA INFN - LNGS (Italia): A. Best, A. Formicola M. Junker HZDR (Germania): D. Bemmerer, Z. Elekes, T. Szucs INFN Padova (Italia): C. Broggini, A. Caciolli, R. Depalo, R. Menegazzo INFN Roma La Sapienza (Italia): C. Gustavino ATOMKI, Debrecen (Ungheria): Zs.Fülöp, Gy. Gyurky, E.Somorjai Osservatorio di Collurania (Italia): O. Straniero Ruhr-Universität Bochum (Germania): F. Strieder University of Edinburgh (UK): M. Aliotta, T. Davinson, D. Scott, C. Bruno Università di Genova (Italia): F. Cavanna, P. Corvisiero, P. Prati Università e INFN Milano (Italy): A. Guglielmetti, D. Trezzi Università e INFN Napoli (Italia): G.Imbriani, A. Di Leva Università e INFN Torino (Italia): G.Gervino