FIRB Futuro in ricerca

L'origine del 19F, l'unico isotopo stabile del fluoro, rappresenta un problema ancora irrisolto nell'ambito dell'astrofisica nucleare. Recentemente è stato stabilito che il sito principale di produzione del fluoro Galattico è la fase di Ramo Asintotico (Asymptotic Giant Branch, AGB), tramite la reazione 15N(a,g)19F. Durante questa fase evolutiva, l'energia necessaria per bilanciare la luminosita' superficiale è principalmente fornita dalla shell di H, posta appena sotto il bordo interno dell'inviluppo convettivo. Tale situazione è ricorrentemente interrotta dall'innesco di bruciamenti dell'elio in ambiente degenere, che portano allo sviluppo di instabilita' termiche nella shell di elio (Pulsi Termici - TP); a seguito di un TP, la He-intershell (ossia la zona compresa tra le shell di idrogeno ed elio) diviene instabile per convezione per un breve periodo, gli strati superiori espandono e, di conseguenza, la shell di idrogeno si spegne temporaneamente. A questo punto, l'inviluppo convettivo puo' penetrare nella He-intershell (ricca di carbonio), portando in superficie gli elementi sintetizzati in precedenza negli interni stellari. La reazione chiave alla base della produzione del fluoro è la 13C(a,n)16O; questa reazione si attiva se la temperatura è maggiore di circa 10^8 K. Il 13C viene prodotto in due diverse fasi: durante l'interpulso (fra 2 TPs) all'interno della shell di idrogeno, oppure in seguito ad ogni TDU, quando si forma la cosiddetta tasca di 13C. Entrambi i contributi sono importanti per la nucleosintesi del fluoro. I neutroni prodotti dalla reazione 13C(alpha,n)16O possono essere catturati dall'14N, il principale prodotto del bruciamento dell'idrogeno, attraverso la reazione 14N(n,p)14C, che a sua volta produce protoni. Contemporaneamente, la reazione 14C(a,g)18O e la catena nucleare 14N(a,g)18F(b+)18O creano l'18O. Quando l'18O e i protoni sono entrambi presenti, l'15N puo' essere sintetizzato attraverso la reazione 18O(p,a)15N. Più tardi, durante il successivo TP, l'15N cattura una particella alpha producendo il 19F (15N(a,g)19F). Il nostro scopo è migliorare la conoscenza sperimentale dei tassi di reazione dei processi bucleari coinvolti nella nucleosintesi del fluoro, e di valutare attentamente tutte le incertezze sperimentali. La temperatura nella zona compresa tra la He-shell e la H-shell durante la fase di AGB varia tra 20 e 300 milioni di gradi, a seconda che siano attivi il bruciamento in shell di idrogeno o quello di elio, rispettivamente. In termini di energia (picco di Gamow), queste temperature corrispondono a 30 e 100 KeV per le catture protoniche, oppure 80 e 250 KeV per le catture di particelle alpha. Misurare la sezione d'urto a tali energie è estremamente difficoltoso a causa della bassissima probabilità di reazione. Nell'ambito di questo progetto proponiamo di utilizzare il separatore di ioni di rinculo ERNA per lo studio delle reazioni 14N(a,g)18F e 15N(a,g)19F, che si sta re-installando a Caserta nel laboratorio CIRCE del CRdC INNOVA. Inoltre, in collaborazione con il Nuclear Structure Laboratory della University of Notre Dame inizieremo uno studio di fattibilità delle reazioni 17O(p,g)18F e 15N(p,a)12C. Con le nuove sezioni d'urto aggiorneremo il network di reazioni nucleari del codice di evoluzione stellare FRANEC, per poter studiare le conseguenze astrofisiche determinate dalle incertezze sperimentali nelle sezioni d'urto coinvolte nella nucleosintesi del fluoro. Nell'ambito del nostro progetto, ci proponioamo di calcolare accurati modelli di evoluzione stellare di stelle AGB di massa piccola e intermedia, per poter valutare in dettaglio il contributo derivante da questa classe di stelle al fluoro Galattico. Ciò richiederà l'inclusione nel network di tutti i canali nucleari rilevanti per la nucleosintesi del fluoro e lo studio degli effetti che le incertezze nelle sezioni d'urto hanno sulla sua produzione.