Grazie a uno storage ring a temperature analoghe a quelle delle esplosioni stellari, per la prima volta è stato possibile studiare la fusione di idrogeno e xenon. Crediti: Mario Weigand, Goethe-Universität
Come si “crea” un elemento della tavola periodica? Dipende. Dal contesto in cui l’operazione avviene, e dall’elemento stesso. Per compiere questa “magia” (i fisici la chiamano nucleosintesi), la Natura può infatti seguire diverse strade: da quelle più comuni – come la produzione di elio dall’idrogeno attraverso la fusione nucleare in atto nel Sole – a quelle, più rare, che portano a riempire le caselle degli elementi più pesanti. Ebbene, è proprio riproducendo in laboratorio uno di questi ultimi e meno frequenti processi tipicamente astrofisici – la cattura protonica a bassa energia – che un team di scienziati guidati da Jan Glorius del Gsi Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung tedesco è riuscito a studiare in dettaglio la trasformazione di ioni di xenon in cesio tramite, appunto, la cattura di un protone. E a determinare con precisione la probabilità che questa cattura avvenga.
Il risultato, pubblicato ora su Physical Review Letters, non è stato semplice da ottenere. «In contesto astrofisico», spiega infatti Glorius, «queste reazioni sono più probabili in un intervallo di energia chiamato finestra di Gamow. In questo intervallo i nuclei tendono a essere un po’ lenti, e questo li rende difficili da ottenere con l’intensità richiesta. Inoltre, la sezione d’urto – la probabilità di cattura del protone – diminuisce rapidamente con l’energia. Fino a oggi era stato pressoché impossibile ricreare in laboratorio le giuste condizioni per questo tipo di reazioni».
Rappresentazione schematica dello storage ring del Gsi. Crediti: Gsi
Per riuscirci, i fisici del Gsi hanno anzitutto prodotto ioni di xenon-124. Poi, all’interno dello Experimental Storage Ring del Gsi, li hanno decelerati e li hanno fatti interagire con nuclei di idrogeno. Ciò ha portato a reazioni nelle quali i nuclei di xenon hanno catturato un protone, trasformandosi così in nuclei di cesio – proprio come accade negli scenari astrofisici che volevano riprodurre.
«In natura, esiste una trentina di isotopi, posizionati sul lato ricco di protoni della valle di stabilità beta, noti con il nome di p-only. Tali isotopi», spiega a Media Inaf Sergio Cristallo, ricercatore all’Osservatorio astronomico d’Abruzzo dell’Inaf ed esperto di nucleosintesi, «non si sono formati né attraverso il processo di cattura neutronica veloce (processo r, che avviene durante la fusione di due stelle di neutroni o durante l’esplosione di una supernova di tipo II) né attraverso il processo di cattura neutronica lenta (processo s, che avviene nella fase di ramo asintotico delle stelle di massa piccola e intermedia). Nonostante i p-only siano piuttosto rari (in media la loro abbondanza è meno dell’1 per cento dell’elemento di riferimento), l’estrema complessità dei processi alla base della loro produzione ha suscitato l’interesse di molti astrofisici e fisici nucleari sperimentali. Oltre alle incertezze riguardanti le condizioni fisiche di tali processi (densità protonica, presenza di nuclei seme di partenza, eccetera), ancora non è stato ancora univocamente identificato il loro sito di produzione (le ipotesi più robuste sono le supernove di tipo II e le supernove di tipo Ia). Infine, molti degli input nucleari che ne caratterizzano la nucleosintesi, come le sezioni d’urto per cattura protonica, non sono mai stati misurati (a causa delle notevoli complicazioni sperimentali). Poter disporre di sezioni d’urto nucleari misurate con precisione è condizione necessaria per poter calibrare i modelli teorici nucleari, necessari per predire teoricamente ciò che non può essere misurato sperimentalmente. In quest’ottica si inserisce la misura della sezione d’urto per cattura protonica sullo Xenon-124 (un isotopo p-only), che è stata condotta al laboratorio Gsi di Darmstadt».
Per saperne di più:
- Leggi su Physical Review Letters l’articolo “Approaching the Gamow window with stored ions: Direct measurement of 124Xe(p,γ) in the ESR storage ring“, di J. Glorius, C. Langer, Z. Slavkovská, L. Bott, C. Brandau, B. Brückner, K. Blaum, X. Chen, S. Dababneh, T. Davinson, P. Erbacher, S. Fiebiger, T. Gaßner, K. Göbel, M. Groothuis, A. Gumberidze, G. Gyürky, M. Heil, R. Hess, R. Hensch, P. Hillmann, P.-M. Hillenbrand, O. Hinrichs, B. Jurado, T. Kausch, A. Khodaparast, T. Kisselbach, N. Klapper, C. Kozhuharov, D. Kurtulgil, G. Lane, C. Lederer-Woods, M. Lestinsky, S. Litvinov, Yu. A. Litvinov, B. Löher, F. Nolden, N. Petridis, U. Popp, T. Rauscher, M. Reed, R. Reifarth, M. S. Sanjari, D. Savran, H. Simon, U. Spillmann, M. Steck, T. Stöhlker, J. Stumm, A. Surzhykov, T. Szücs, T. T. Nguyen, A. Taremi Zadeh, B. Thomas, S. Yu. Torilov, H. Törnqvist, M. Träger, C. Trageser, S. Trotsenko, L. Varga, M. Volknandt, H. Weick, M. Weigand, C. Wolf, P. J. Woods e Y. M. Xing