Với những thiết bị hiện đại dành cho nghiên cứu hạt nhân hiện nay, chúng ta hoàn toàn có thể tiến hành việc khảo sát các phản ứng xảy ra trong vũ trụ tại các phòng thí nghiệm trên mặt đấ
Trang 1BỘ GIÁO DỤC VÀ ĐÀO TẠO BỘ KHOA HỌC VÀ CÔNG NGHỆ VIỆN NĂNG LƯỢNG NGUYÊN TỬ VIỆT NAM
- -
Nguyễn Ngọc Duy
NGHIÊN CỨU MỘT SỐ PHẢN ỨNG HẠT NHÂN
CẦN THIẾT CHO THIÊN VĂN HỌC
Chuyên ngành: Vật lý nguyên tử và hạt nhân
Mã số: 62 44 05 01
TÓM TẮT LUẬN ÁN TIẾN SĨ VẬT LÝ
Hà Nội – 2013
Trang 2Công trình được hoàn thành tại:
- Viện Năng lượng Nguyên tử Việt Nam
Người hướng dẫn khoa học:
PGS TS Lê Hồng Khiêm
PGS TS Vương Hữu Tấn
Phản biện 1: Phản biện 2: Phản biện 3:
Luận án sẽ được bảo vệ trước Hội đồng chấm luận án cấp Viện họp tại: ……… …… vào hồi , ngày … tháng năm ……
Có thể tìm hiểu luận án tại:
- Thư viện Quốc gia Việt Nam
- Viện Năng lượng nguyên tử Việt Nam
Trang 3Mở đầu
Vật lý hạt nhân đóng vai trò quan trọng trong sự cải biến thế giới Việc nghiên cứu vật lý hạt nhân mang lại nhiều ứng dụng trong nhiều lĩnh vực, chẳng hạn như công nghiệp, nông nghiệp, y học,…Hơn nữa, vật lý hạt nhân còn là chiếc chìa khoá để nghiên cứu vũ trụ bao la
Những mô hình của sự hình thành và phát triển sao đã dự đoán về sự tồn tại của các quá trình hạt nhân đang diễn ra trong vũ trụ Khảo sát những phản ứng hạt nhân cần thiết cho thiên văn học có ý nghĩa rất quan trọng không chỉ trong lĩnh vực thiên văn mà còn cả đối với lĩnh vực cấu trúc hạt nhân Ngoài ra, những hạt nhân không bền trong môi trường sao được cho
là sẽ giúp chúng ta có những kiến thức mới hơn về cấu trúc hạt nhân Với những thiết bị hiện đại dành cho nghiên cứu hạt nhân hiện nay, chúng ta hoàn toàn có thể tiến hành việc khảo sát các phản ứng xảy ra trong
vũ trụ tại các phòng thí nghiệm trên mặt đất Đây là một điều kiện thuận lợi cho sự khám phá sâu hơn nữa về cấu trúc hạt nhân các hạt không bền và nghiên cứu một cách hiệu quả những phản ứng hạt nhân trong những chuỗi phản ứng của các quá trình tổng hợp nguyên tố trên các sao Trong đó, một
số phản ứng có vai trò hết sức quan trọng trong tiến trình phát triển của sao, cũng như liên quan mật thiết đến những sự bất thường trong quan sát thiên văn Chúng tôi đặc biệt quan tâm đến phản ứng 22 Mg(α,p) 25 Al vì nó có ý
nghĩa quan trọng trong việc nghiên cứu cấu trúc hạt giàu proton 26Si trong vùng năng lượng trên ngưỡng alpha (Ethr = 9.164 MeV) Dữ liệu hạt nhân trong vùng năng lượng này dường như còn bỏ trống, trong khi đối với hạt nhân gương của nó, 26Mg, mật độ mức trong vùng năng lương tương ứng tương đối cao Ngoài ra, phản ứng này cũng là một trong những mối kết nối quan trọng trong quá trình rp-process tại vị trí hạt nhân 22Mg trong quá trình tổng hợp nguyên tố trong vũ trụ Suất phản ứng của phản ứng này góp phần giải thích sự bất thường trong việc dò tìm tia gamma năng lượng 1.275 MeV và vấn đề Ne-E hiện nay Bên cạnh đó, thế “chờ” của 22Mg cũng được làm sáng tỏ dựa trên những kết quả nghiên cứu về phản ứng này và phản
ứng 22 Mg(p,γ) 23 Al
Trang 4Có hai phương pháp cơ bản để khảo sát suất phản ứng: phương pháp
sử dụng thông số các mức lượng tử của hạt nhân, có năng lượng tương ứng với vùng nhiệt độ cần khảo sát trong môi trường các sao và phương pháp tính trực tiếp suất phản ứng từ tiết diện phản ứng của phản ứng đó Chúng tôi đã tiến hành thiết kế đo đạc để thu các mức năng lượng của hạt không bền 26Si và tính toán suất phản ứng của 22 Mg(α,p) 25 Al thông qua các mức
cộng hưởng của 26Si trong thực nghiệm tán xạ hạt không bền 22Mg lên bia khí alpha Trong khuôn khổ luận án này, chúng tôi trình bày những kết quả thu được từ 22 Mg(α,α)22 Mg cho hạt nhân compound 26Si và tính suất phản
ứng của 22 Mg(α,p) 25 Al
Trên thế giới chỉ có hai nghiên cứu về hạt nhân 26Si trên ngưỡng alpha Nghiên cứu thứ nhất là phân rã beta từ hạt nhân 26P và nghiên cứu thứ hai là phản ứng 28 Si(p,t) 26 Si Tuy nhiên, các mức năng lượng trong những nghiên
cứu này không xa ngưỡng alpha, và do đó, không thoả mãn được vùng nhiệt
độ cao (T > 1 GK) trong môi trường Supernova và X-ray Burst Cho đến
trước luận án này, chưa có một công trình nào đo đạc trực tiếp tương tác
22 Mg+α
Mục tiêu của luận án
- Về vật lý hạt nhân: Xác định các mức năng lượng mới của 26Si trên ngưỡng alpha bao gồm các trạng thái lượng tử spins và chẵn lẻ Từ những thông tin này, cấu trúc nhóm của hạt giàu proton 26Si sẽ được khảo sát
- Về vật lý thiên văn: Dựa vào các trạng thái kích thích của 26Si từ tán xạ
22Mg+α, xác định suất phản ứng của 22 Mg(α,p) 25 Al, cùng với phản ứng
22 Mg(p,γ) 23 Al và phân rã beta của 22Mg để khảo sát “điểm chờ” 22Mg Từ
đó, đánh giá nguyên nhân của những sự bất thường trong quan sát thiên văn
về tia gamma 1.275 MeV và vấn đề Ne-E hiện nay Thừa số S-factor cần cho việc xác định suất phản ứng không cộng hưởng cũng được tính toán
- Sản xuất chùm hạt không bền 22 Mg: Sản xuất chùm hạt không bền
22Mg có độ sạch cao, cường độ lớn và năng lượng thoả mãn vùng trên ngưỡng alpha của 26Si và trong vùng nhiệt độ T = 0.5 - 3 GK
- Kĩ thuật detector: Cải tiến active-gas-target detector để đo đạc đồng
thời hạt nặng của chùm hạt tới và các hạt nhẹ bay ra sau phản ứng Đây là
Trang 5tính chất rất quan trọng và cần thiết đối các loại detector ghi đo phản ứng theo phương pháp động học ngược với kĩ thuật bia dày
Kết quả mới của luận án
Về mặt vật lý, luận án đã ghi nhận được sáu mức năng lượng trên ngưỡng alpha của 26Si Trong đó, có ba mức thấp trùng khớp với hai nghiên cứu trước đó và ba mức mới lần đầu tiên được ghi nhận Trạng thái spin và chẵn-lẻ của sáu mức này đã được xác định trong luận án này bằng việc làm khớp theo phương pháp R-matrix, dựa trên hàm kích thích tiết diện cộng hưởng của phản ứng 22 Mg(α,α) 22 Mg, những công trình trước đây chưa xác
định được trạng thái lượng tử cho các mức này
Đối với thiên văn học, suất phản ứng cộng hưởng của 22 Mg(α,p) 25 Al
trong vùng nhiệt độ sao T9 = 0.5 - 2.5 GK được xác định từ trạng thái cộng hưởng trong 22 Mg(α,α) 22 Mg Bên cạnh đó, hàm thừa số thiên văn S-factor
phụ thuộc vào năng lượng cũng được xác định Thừa số này quan trọng trong việc ngoại suy suất phản ứng không cộng hưởng của 22 Mg(α,p) 25 Al
Về mặt kĩ thuật thực nghiệm, detector khí loại mới dùng để đo đạc các phản ứng thiên văn đã được thiết kế và đưa vào sử dụng Ngoài ra, chùm hạt không bền 22Mg thoả mãn điều kiện cường độ cao cho việc đo đạc tán xạ lên alpha được tạo thành công Trong đó, số hạt 22Mg được tạo ra không tỉ
lệ tuyến tính với cường độ chùm hạt tới của phản ứng tạo 22Mg
Ứng dụng của kết quả nghiên cứu
Kết quả trong nghiên cứu này có thể được sử dụng để khảo sát cấu trúc nhóm trong hạt nhân 26Si trên ngưỡng alpha 9.164 MeV và góp phần giải thích một số hiện tượng bất thường trong quan sát thiên văn, chẳng hạn như
nghiên cứu này đóng góp vào sơ đồ các mức năng lượng chưa từng được ghi nhận của 26Si Ngoài ra, các mức này góp phần đánh giá trạng thái kích thích của hạt nhân gương của nó, 26Mg vì trạng thái spin và chẵn-lẻ của các mức kích thích của hạt nhân gương này vẫn còn thiếu rất nhiều Bên cạnh
đó, suất phản ứng của phản ứng 22 Mg(α,p) 25 Al có thể được dùng để so sánh
sự cạnh tranh của quá trình bắt proton và phân rã beta của 22Mg Ngoài ra,
Trang 6được khắc phục
Về kĩ thuật phát triển detector, loại detector khí hoạt động target detector) đã được thiết kế để có thể dùng cho các phản ứng trong bia khí theo cơ chế động học ngược
(active-gas-Nội dung của luận án
Bố cục luận án, được trình bày bằng tiếng Anh, với nội dung như sau:
- Chương 1: Những kiến thức tổng quan về vật lý hạt nhân, vật lý thiên văn và mục tiêu của luận án Những chuỗi phản ứng hạt nhân xảy ra trong quá trình hình thành và phát triển sao được khảo sát về mặt lý thuyết theo phương pháp suy luận từ mô hình hình thành sao Từ đó, xác định một
số phản ứng quan trọng để giải thích các hiện tượng thiên văn, trong đó có
22
Mg(α,p) 25 Al và 22 Mg(p,γ) 23 Al Lý thuyết khảo sát suất phản ứng trong môi
trường các sao cũng được trình bày trong chương này
- Chương 2: Đề cập đến thực nghiệm đo trực tiếp 22 Mg(α,α) 22 Mg
Trong chương này, phương pháp và bố trí thực nghiệm được trình bày một cách chi tiết Kết quả việc tạo chùm hạt không bền 22Mg cũng được chỉ ra trong phần này
- Chương 3: Trình bày việc xử lí số liệu thực nghiệm, những kết quả thu được từ thực nghiệm về hàm tiết diện vi phân theo năng lượng, các mức cộng hưởng của 26Si từ phản ứng 22 Mg(α,α) 22 Mg, suất phản ứng của 22
Mg(α,p) 25 Al so sánh với các phản ứng khác để khảo sát những vấn đề
thiên văn
- Kết luận và kiến nghị: Những kết luận quan trọng của luận án và một số vấn đề nghiên cứu tiếp theo
Trang 7Chương 1 Giới thiệu
Trong chương này, chúng tôi đề cập đến những kiến thức cần thiết, quan trọng của vật lý hạt nhân liên quan đến vật lý thiên văn Từ đó, chúng ta có thể nhận thấy vị trí, vai trò của phản ứng được nghiên cứu của luận án này
1.1 Nguồn gốc vật chất trong vũ trụ
Trình bày những giả thiết và suy luận đưa đến việc xác định vật chất
trong vũ trụ được cấu tạo bởi các hạt nucleon, hạt nhân và nguyên tử
1.2 Quá trình tổng hợp nguyên tố trên các sao
Trình bày quá trình tổng hợp nguyên tố trên các sao sau vụ nổ Big Bang diễn ra theo bốn quá trình chính: quá trình cháy hydrogen, quá trình cháy helium, quá trình tổng hợp nguyên tố đến Fe và quá trình tổng hợp nguyên tố nặng hơn Fe
1.2.1 Quá trình cháy Hydrogen
Tất cả quá trình tổng hợp bốn proton thành helium đều được gọi là quá
trình cháy hydrogen Trong đó, có ba quá trình chính là chuỗi proton-proton (pp), chu trình CNO và chu trình NeNa-MgAl Mỗi quá trình tổng hợp phụ
thuộc vào mật độ hạt, nhiệt độ và các hạt nhân xúc tác Trong đó, vai trò và tầm quan trọng trong các vấn đề thiên văn của các phản ứng
( )
,
Ne pγ Na, 22Na( )β υ+ 22Ne, 22Mg(α,p)25Al và 25Mg p( , )γ 26Al
được chỉ ra trong phần này
1.2.2 Quá trình cháy helium
Trình bày những nội dung cơ bản trong quá trình cháy Helium Việc nghiên cứu quá trình cháy helium rất hữu ích cho việc giải thích nguyên nhân của sự không tồn tại hạt nhân bền có số khối A = 5, A = 8 và A = 6 -
11 trong tự nhiên có độ phổ biến thấp
1.2.3 Quá trình tổng hợp nguyên tố đến Fe
Trình bày quá trình cháy carbon, cháy oxygen và cháy silicon
1.2.4 Quá trình tổng hợp hạt nhân nặng trên Fe
Trình bày các quá trình: s- process, r -process và p-process
1.3 Siêu tân tinh loại II
Mục này trình bày những kiến thức cơ bản về siêu tân tinh loại II Đây
là giai đoạn kết thúc của một ngôi sao và bắt đầu hình thành sao mới
Trang 81.4 X-ray burst
Trong phần này, hiện tượng bùng phát tia X (X-ray Burst) được trình bày Trong môi trường này, suất phản ứng của các phản ứng được cho là tương đối cao Ở giai đoạn cuối của X-ray Burst, tất cả các hạt nhân nhẹ đều
được biến đổi thành các nguyên tố nặng
1.5 Tầm quan trọng của số liệu hạt nhân 26 Si và phản ứng
22 Mg(ααα,ααα) 22 Mg
Mục này trình bày lý do của việc nghiên cứu thực nghiệm phản ứng
22 Mg+α Đây cũng chính là mục tiêu chính của đề tài
1.5.1 Suất phản ứng của 22 Mg(ααα,p) 25 Al
Phần này chỉ ra vị trí và vai trò quan trọng của phản ứng
22 Mg(α,p) 25 Al trong việc giải thích vấn đề Ne-E, quan sát tia gamma 1.275
MeV, làm sáng tỏ thế chờ của 22Mg, như trong hình 1.1
Hình 1.1 Điểm chờ 22 Mg và phản ứng 22 Mg(α,p) 25 Al trong quá trình cháy hydrogen thông qua chu trình NeNa-MgAl
1.5.2 Sự phân bố 26 Al trong thiên hà
Mục này trình bày tầm quan trọng của phân rã beta của 26Si về 26Al
26Al tồn tại ở trạng thái cơ bản và trạng thái đồng phân Nếu 26Si phân rã về
26Al ở trạng thái cơ bản thì sẽ ghi nhận được tia gamma 1.809 MeV từ 26Mg
ở trạng thái kích thích Độ phổ biến của 26Al giúp xác định tuổi thiên hà
1.5.3 Suất phản ứng của 25 Al(p,γ γγγ) 26 Si
Mục này trình bày tầm quan trọng của phản ứng 25 Al(p,γ) 26 Si mà suất
phản ứng này có thể được xác định bởi thông tin 26Si
Trang 91.5.4 Cấu trúc hạt nhân 26 Si trên ngưỡng alpha
Vai trò và tầm quan trọng của phản ứng 22 Mg(α,α) 22 Mg trong việc
nghiên cứu các mức cộng hưởng trong hạt nhân 26Si trên ngưỡng alpha
được trình bày trong phần này
1.6 Mục đích của luận án
- Khảo sát về mặt lý thuyết một số phản ứng quan trọng liên quan
đến một số hiện tượng thiên văn được chỉ ra, chẳng hạn như phản ứng α+α,
8Be+α, 25Mg(p,γ) 26 Al, 25Al(p,γ)26Si, 22 Mg(α,p) 25 Al …
- Đo đạc thực nghiệm 22 Mg+α để ghi nhận số liệu của 26Si trên ngưỡng alpha (9.164 MeV) và từ đó xác định suất phản ứng 22 Mg(α,p) 25 Al,
so sánh với suất phản ứng 22Mg(p,γ)23Al và suất phân rã beta của 22Mg để
đánh giá hiện tượng thiên văn về vấn đề Ne-E, tia gamma 1.275 MeV, thế
chờ của 22Mg
- Đánh giá tính toán suất phản ứng theo mẫu thống kê của
Hauser-Feshbach
1.7 Suất phản ứng trong môi trường sao
Việc xác định suất phản ứng được thực hiện dựa trên những lý thuyết
sau đây Suất phản ứng N A σv của một cặp hạt được đo với đơn vị cm 3 s -1
đối với phản ứng a + → + A b B được xác định như sau:
Trong đó, N a và N A là mật độ các hạt a và A σ( )v là tiết diện của phản ứng
tương tứng với vận tốc v, năng lượng E Khi đó:
=
Trang 10với k là vector sóng, r là khoảng cách phân tách giữa hai hạt, F l và G l là nghiệm của hàm Coulomb Theo cơ học lượng tử chúng ta có:
1/2 2 2 1/ 2
E tính theo keV, khối lượng rút gọn µ tính theo amu
Bên cạnh đó, cơ học lượng tử chỉ ra rằng tiết diện phản ứng σ tỉ lệ với bước sóng de-Broglie=/ p như sau:
Trong đó, S(E) được gọi là S-factor, là tham số thiên văn học
Từ (1.2) và (1.8), suất phản ứng được xác định bởi (1.9):
( )
1/ 2 3/2
1/ 2 0
Trang 111.7.2 Suất phản ứng hạt nhân cộng hưởng
Cơ chế phản ứng hạt nhân cộng hưởng được cho là xảy ra theo hai
bước: hình thành hạt hợp phần compound và phân rã về trạng thái cơ bản
Hình 1.2 Phản ứng cộng hưởng với cơ chế hạt nhân hợp phần
Trong phản ứng cộng hưởng, tiết diện phản ứng đối với các mức năng
lượng E được xác định bởi công thức Breit-Wigner:
Γa, Γb và Γ là độ rộng riêng phần và toàn phần của kênh vào và kênh ra E R
là năng lượng hạt tới Thừa số thống kê spin ω có thể tính bởi (1.15):
Trang 121.7.2.2 Cộng hưởng rộng
Trong trường hợp Γ /E R > 20% , cộng hưởng xảy ra trong khoảng
năng lượng rộng, tiết diện phản ứng cộng hưởng σ(E) tại giá trị năng lượng
E xung quanh E R với độ rộng ΓR = Γ(E R ) có thể được tính bởi (1.19):
( )2
/ 2( ) ( )
Γ và σR là độ rộng toàn phần tương ứng với năng lượng E và tiết diện phản
ứng tương ứng với năng lượng cộng hưởng E R Độ rộng riêng phần của các
hạt tương ứng với moment lượng tử quỹ đạo l được tính bởi:
θ là độ rộng rút gọn của trạng thái tương ứng với l và nó có thể được ghi
nhận từ thực nghiệm hoặc tính toán thông qua độ rộng Γi và giới hạn
Wigner W i của các kênh của phản ứng, với: l2 i,
ma trận R-matrix được xác định từ việc giải phương trình Shrodinger Luận
án này sử dụng code AZURE để làm khớp các giá trị thực nghiệm để thu nhận các trạng thái lượng tử trong phản ứng hạt nhân hợp phần
2.1 Phương pháp thực nghiệm
2.1.1 Xác định vùng năng lượng khảo sát
Phản ứng 22Mg + α đã được thiết kế để đo đạc trực tiếp tiết diện và
năng lượng của phản ứng 22 Mg(α,α) 22 Mg và 22 Mg(α,p) 25 Al nhằm thu nhận
thông tin về trạng thái lượng tử của 26Si trong vùng năng lượng E > Eαthr và
Trang 132.1.2 Cơ chế phản ứng động học ngược với bia dày
Để đảm bảo việc khảo sát năng lượng một cách liên tục trong vùng
nhiệt độ T9 = 0.5 – 2.5 GK, chúng ta cần tiến hành thực nghiệm với kỹ thuật bia dày Hình 2.1 chỉ ra tính chất của kỹ thuật bia dày khi nghiên cứu phản
ứng hạt nhân
Hình 2.1 Phản ứng với kỹ thuật bia dày theo cơ chế động học ngược
2.1.3 Hệ đo CRIB
Thực nghiệm 22Mg + α đã được tiến hành tại hệ phổ kế CRIB của
đại học tổng hợp Tokyo, đặt tại RIKEN, Nhật Bản Hình 2.2 là sơ đồ cấu
tạo của CRIB (Center for Nuclear Study - CNS - low energy Radioactive Ion Beam) có thể tạo ra các chùm hạt thứ cấp không bền có năng lượng E <
10 MeV/u từ những hạt nhân bền Các hạt nhân bền (từ 4He đến 40Ca), được tách ra từ nguồn ion ERC và được gia tốc bởi máy gia tốc cyclotron AVF (K = 70) với năng lượng 3 - 10 MeV/u và cường độ từ 100 enA (electron-nanoAmpere ) đến vài eµ A (electron-microAmpere) Chùm hạt sơ cấp bắn vào bia sơ cấp F0 để tạo ra chùm hạt không bền thứ cấp, chùm hạt không bền này sẽ được hệ phổ kế lọc hai lần bởi các cặp cực điện, cực từ và Wien filter Sau khi ra khỏi Wien filter, chùm hạt không bền cần thiết cho phản
ứng có độ sạch cao sẽ đi vào buồng bia phản ứng F3 cần khảo sát
Trang 14Hình 2.2 Sơ đồ hệ phổ kế CRIB của đại học Tokyo
Thực nghiệm phản ứng 22Mg + α được thiết kế dựa trên các nguyên lý làm việc của hệ phổ kế nêu trên Trong đó, chùm hạt sơ cấp được gia tốc từ cyclotron AVF bắn vào bia sơ cấp 3He, được giữ ở nhiệt độ nitrogen lỏng (90K) tại F0, tạo ra chùm 22Mg được lọc bởi các cực điện từ và Wien filter sau đó sẽ bắn vào bia thứ cấp là khí He+CO2(10%) tại F3 Hệ thống detector
ghi nhận sản phẩm α và p từ phản ứng 22Mg + α được đặt trong buồng F3
Trang 15mặt trước gồm 08 strip và mặt sau gồm 01 pad Trong phép đo phản ứng
22Mg + α có hai kênh ra cần quan tâm là: 22 Mg(α,α) 22 Mg và 22 Mg(α,p) 25 Al
Do quãng chạy của proton và alpha trong silicon khác nhau, vì vậy cần có
sự phân biệt hạt theo phương pháp ∆E-E, nên chúng tôi thiết kế hệ detector gồm 2 hoặc 3 lớp SSD Hình 2.4 mô tả thiết kế của hệ thống detector silicon dùng trong thực nghiệm này
2.1.4.3 Thiết kế active-gas-target detector GEM-MSTPC
Chúng tôi phát triển loại detector mới, dùng GEM foil và khí sử dụng cho detector cũng chính là bia của phản ứng, gọi là active-gas-target detector GEM-MSTPC Loại detector này gồm hai vùng chính là vùng dịch chuyển của electron và vùng khuếch đại tín hiệu, như trong hình 2.5
Hình 2.5 Cấu tạo chính của active-target detector GEM-MSTPC
Hình 2.6 Cấu trúc vùng khuếch đại tỉ lệ của detector GEM-MSTPC
Vùng dịch chuyển của electron có kích thước 450 mm x 220 mm x 100 mm (dài x rộng x cao), vùng này chứa bia khí He+CO2(10%) Vùng khuếch đại
tỉ lệ được thiết kế thành hai vùng để đo hạt nặng và hạt nhẹ, gọi là vùng low- gain và vùng high-gain Vùng low-gain sẽ đo chùm hạt nặng tới, có kích thước 200 mm x 110 mm Vùng high-gain gồm một vùng theo hướng
và hai vùng hai bên chùm hạt tới Trong mỗi vùng, bên dưới các GEM foil,
