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Aug 12, 2023

항성까지의 $$ ^{181} $$ Ta( $$n,\gamma $$ ) 단면 측정

Scientific Reports 13권, 기사 번호: 12657(2023) 이 기사 인용 64 측정항목 세부정보 액세스 \( ^{181} \)Ta의 중성자 포획 단면은 핵의 s-프로세스와 관련이 있습니다.

Scientific Reports 13권, 기사 번호: 12657(2023) 이 기사 인용

64 액세스

측정항목 세부정보

\( ^{181} \)Ta의 중성자 포획 단면은 핵천체물리학의 s-과정, 행성 지질학의 외계 시료 분석 및 차세대 원자력 에너지 시스템 설계와 관련이 있습니다. \(^{181}\)Ta(\(n,\gamma \)) 단면적은 중국 파쇄 중성자 소스( 비행시간(TOF) 기술과 \(\hbox {C}_{6}\,\hbox {D}_{6}\) 액체 신틸레이터 검출기를 사용하는 CSNS). 실험 결과는 여러 평가된 라이브러리의 데이터 및 해결된 공명 영역과 해결되지 않은 공명 영역의 이전 실험 데이터와 비교됩니다. 공명 매개변수는 1~700eV 영역에서 R-매트릭스 코드 SAMMY를 사용하여 추출됩니다. kT = 5 ~ 100keV의 천체 물리학적 맥스웰 평균 단면적(MACS)은 충분히 넓은 범위의 중성자 에너지에 대해 계산됩니다. kT = 30keV에서 천체 물리학 현장의 특징적인 열 에너지에 대해 \(^{181}\)Ta의 MACS 값은 834 ± 75mb입니다. 이는 Karlsruhe Asphysical Database of Nucleosynthesis in Stars(KADoNiS)와 명백한 불일치를 보여줍니다. 권장 값은 766 ± 15MB입니다. 새로운 측정은 항성 s-과정 온도에서 \(^{181}\)Ta(\(n,\gamma \)) 반응의 MACS를 강력하게 제한합니다.

우주에 있는 철보다 무거운 원소의 대부분은 주로 별에서 두 가지 중성자 포획 과정, 즉 느린 중성자 포획 과정(s-process)1과 빠른 중성자 포획 과정(r-process)2에 의해 합성됩니다. s-프로세스의 중성자 포획 시간 규모는 1년 정도이며, 이는 일반적인 \( \beta \) 붕괴 시간보다 훨씬 느립니다2. 따라서 s-과정은 그림 1에 표시된 것처럼 주로 \( \beta \) 안정성 밸리를 따라 이루어지며 Fe와 Bi1 사이의 원소 풍부도의 약 절반을 차지합니다. 대조적으로, r-과정에서 중성자 포획은 밀리초 단위의 시간 규모로 발생하며 이는 \( \beta \) 붕괴보다 훨씬 빠릅니다2,3. 따라서 r-과정은 중성자 드립 라인에 접근할 때만 종료되며, 이는 일련의 \(\beta\)-붕괴2를 통해 최종적으로 안정적인 중성자가 풍부한 핵(r-핵)을 형성합니다. r-프로세스는 자연에서 발견되는 중원소의 약 절반을 생산합니다4.

\(\beta\)-안정성 계곡을 따른 s-프로세스의 중성자 포획 경로.

천연 탄탈륨에는 안정 동위원소 \({}^{181}\)Ta(99.988%)와 장수명 동위원소 \({}^{180}\)Ta(0.012%)라는 두 가지 안정 동위원소가 있습니다. 반감기는 \(7.15\times 10^{15}\)년입니다. \( ^{180} \) Ta는 Kappeler et al.5 및 Malatji et al.6에 의해 논의된 안정한 하프늄 동위원소를 따라 s-과정에서 두 개의 작은 가지에 의해 생성됩니다. \( ^{181} \)Ta는 s-과정에 의해 생성되며, 그 (\(n,\gamma \)) 단면과 30keV에서의 MACS는 s의 반응 경로를 이해하는 데 핵 천체 물리학에서 매우 중요합니다. -프로세스7,8. 그러나 EXFOR 라이브러리에 따르면 분해된 공진 영역에서 캡처 단면을 고정밀, 연속으로 측정하는 것만으로는 충분하지 않습니다. 평가된 라이브러리 ENDF/B-VIII.09, JEFF-3.310, TENDL-202111 및 JENDL-512를 비교하면 \( ^{181} \)에 대한 (\(n,\gamma \)) 단면에서 눈에 띄는 불일치가 나타납니다. 그림 2의 이러한 에너지에서 Ta(\(n,\gamma \)). kT = 30 keV에서 실험적인 MACS가 많이 있지만 장비와 측정 방법이 다르면 실험 결과가 크게 달라집니다.

4개의 평가된 라이브러리의 차이점: ENDF/B-VIII.0, JENDL-5, JEFF-3.3, TENDL-2021 및 JENDL-5.

달은 지구가 형성된 지 약 1억년 후에 초기 지구와 테이아(Theia)라고 불리는 “행성 배아” 사이의 격렬한 정면 충돌로 형성되었습니다. 수명이 짧은 방사성 시스템 중 하나인 멸종된 \( ^{182}\)Hf-\( ^{182}\)W 시스템은 지구와 달 사이의 잠재적인 동위원소 차이를 조사하기 위한 다용도 도구입니다. 지구형 행성의 형성과 진화에 대한 제약13,14,15. 달과 소행성 샘플에 대한 W 동위원소 연구는 특히 우주선의 영향에 주의를 기울여야 합니다. 우주선에 노출된 외계 샘플은 \( ^{181}\)Ta(\(n,\gamma \))\( ^{182}\)Ta(\(\beta ^-\))\( ^{182}\)W 반응으로 인해 \(^{182}\)W의 측정값이 실제 값에 비해 너무 높습니다. 달과 소행성 샘플의 고정밀 동위원소 분석에서는 우주선의 방사선 과정에 의해 발생하는 동위원소 효과를 어떻게 정량적으로 보정할 것인가가 주요 과제이다.