mô tả các phản ứng trong quá trình hình thành một ngôi sao và các giai đoạn trong quá trình bắt giữ neutron chậm trong lòng một ngôi sao Biết được quá trình hình thành một ngôi sao là quá trình nhiệt hạch trong các ngôi sao. Các ngôi sao hình thành từ các đám mây khí lớn chứa khoảng 75% hydro và 25% heli. Những nhiễu động nhỏ về mật độ là mầm mống cho các cấu trúc sụp đổ do hấp dẫn trong những đám mây này, hình thành nên các tiền sao. Sau khi đốt cháy hết các chất nhẹ như Hidro, Heli, Carbon, Oxy, Silic hình thành 56Fe. Hạt nhân nhóm sắt tiếp tục bắt giữ neutron thông qua các quá trình s và r để tạo thành các hạt nhân nặng và bền vững hơn cho đến khi các ngôi sao suy sụp. Thu được tiết diện phản ứng MACS và tốc độ của phản ứng (n, γ) lên các hạt nhân ở điểm chờ và các hạt nhân 182W và 184W; Thu được tỉ số các đồng vị 182W184W trong tự nhiên; Từ đó làm rõ một số vấn đề liên quan đến sự bất thường về tỷ số giữa 184W182W được tìm thấy trong các mẫu thiên thạch và trong hệ mặt trời.
MỤC LỤC Trang phụ bìa i Lời cảm ơn ii MỞ ĐẦU l Lý chọn đề tài Mục đích nghiên cứu 3 Nội dung nghiên cứu Phương pháp nghiên cứu Phạm vi nghiên cứu NỘI DUNG CHƯƠNG I: QUÁ TRÌNH TIẾN HÓA CỦA SAO 1.1 Sự tổng hợp hạt nhân 1.1.1 Sự phân bố tính phong phú đồng vị hệ mặt trời 1.1.2 Sự tổng hợp hạt nhân 1.1.3 Phản ứng tổng hợp nhiệt hạch 1.1.3.1 Năng lượng liên kết 1.1.3.2 Chuỗi p-p 1.1.3.3 Chu trình CNO ( carbon–nitrogen–oxygen) 1.1.3.4 Sự đốt Heli 1.1.3.5 Sự đốt cháy carbon oxy 1.1.3.6 Đốt cháy Silic 1.1.3.7 Sự sụp đổ lõi siêu tân tinh trình sơ cấp 1.1.3.8 Nguyên tố sắt chuyển hóa 10 1.1.4 Phản ứng bắt giữ neutron 11 1.1.4.1 Tiết diện tốc độ phản ứng 11 1.1.4.2 Mô hình vỏ hạt nhân 12 1.1.4.3 MACS hệ số tăng cường (SEF) 12 1.1.4.4 Quá trình s 13 CHƯƠNG 2: SỰ TỔNG HỢP HẠT NHÂN THƠNG QUA Q TRÌNH BẮT GIỮ NEUTRON CHẬM 18 2.1 Mơ hình thiên văn AGB 20 2.2 Phản ứng hạt nhân 23 2.2.1 Giới thiệu tổng quan 23 2.2.2 Mật độ mức hạt nhân 23 2.2.3 Phản ứng (𝑛, 𝛾) 25 2.3 Tiết diện bắt giữ neutron 26 2.4 Chi tiết trình s 27 CHƯƠNG 3: TỔNG HỢP HẠT NHÂN 184W TỪ QUÁ TRÌNH S 32 3.1 Tổng hợp hạt nhân 184W 32 3.2 Tỷ lệ 182W / 184W 33 3.3 Kết thảo luận 34 KẾT LUẬN 36 TÀI LIỆU THAM KHẢO 37 MỞ ĐẦU l Lý chọn đề tài Vào năm 1957, Burbidge, Burbidge, Fowler Hoyle (B2FH) Cameron độc lập cơng bố cơng trình nghiên cứu chi tiết q trình hạt nhân lịng ngơi giải thích nhiều vấn đề liên quan đến quan sát thiên văn nguồn gốc nhiều nguyên tố hoá học đồng vị tương ứng quan sát tự nhiên Mơ hình lý thuyết hai cơng trình đánh dấu đời lĩnh vực vật lý thiên văn hạt nhân sử dụng rộng rãi Hiểu biết q trình hạt nhân vũ trụ có bước phát triển vượt bậc sau mốc quan trọng Như biết, cháy tạo nguyên tố hoá học với số khối thấp Fe thông qua chuỗi phản ứng hạt mang điện Các nguyên tố hoá học nặng Fe phần lớn tổng hợp từ chuỗi phản ứng bắt giữ neutron Sự bắt giữ neutron xảy theo hai trình s r tốc độ phản ứng tương ứng chậm hay nhanh so với tốc độ phân rã beta Quá trình s thường xảy khổng lồ trình r xảy mơi trường có dịng neutron tự cao kiện hợp neutron Vì trình s r tạo hạt nhân nằm vùng bền vùng giàu neutron nên khoảng 35 đồng vị giàu proton (các đồng vị từ 74Se đến 196Hg) tạo thành từ chế bắt giữ neutron Theo kết nghiên cứu cơng trình, số lượng hạt nhân p 10 – 100 lần hạt nhân từ trình s, r tạo thành từ quang phân rã hạt nhân vùng trung bình nặng tồn trước Đối với việc tạo hạt nhân p thiếu neutron, phản ứng quang phân rã (γ, n) xảy hạt nhân thu từ bắt giữ neutron Quá trình gọi trình γ, xảy điều kiện nhiệt độ đủ lớn (2 – GK) lớp nặng vụ nổ tân tinh Số liệu thực nghiệm tiết diện phản ứng hạt nhân đóng vai trị tối quan trọng cho mơ hình q trình γ Để thiết lập mơ hình cho q trình γ, hàng ngàn tiết diện phản ứng quang phân rã cần làm rõ Tuy nhiên, trình thường xảy mức lượng thấp Coulomb, chưa kiểm chứng thực nghiệm Hơn nữa, hiệu ứng kích thích hạt nhân nhiệt mơi trường plasma nhiệt độ cao nên giới trung tâm nghiên cứu thực nghiệm hạt nhân tiến hành đo tiết diện phản ứng bắt giữ hạt mang điện theo dạng động học ngược thay nghiên cứu trực tiếp phản ứng quang phân rã Phương pháp không đơn giản mặt cơng nghệ cung cấp thông tin quan trọng cho vật lý thiên văn hạt nhân, đặc biệt hạt nhân không bền, giàu neutron proton có thời gian sống ngắn Tốc độ phản ứng theo thu việc áp dụng lý thuyết cân chi tiết Như thế, hiểu biết bắt giữ neutron hạt mang điện có vai trị quan trọng cho việc tìm hiểu nguồn gốc hình thành hạt nhân giàu neutron proton từ chế vận hành q trình tiến hố làm rõ Ngoại trừ phản ứng từ tia vũ trụ, phản ứng thiên văn hạt nhân xảy môi trường plasma trạng thái cân nhiệt Đối với phản ứng (n, γ) q trình s, tốc độ phản ứng tính theo phương pháp thống kê sử dụng hàm phân bố Maxwell-Boltzmann tiết diện tương ứng phản ứng gọi MACS (Maxwellian-averaged cross section) với lượng đặc trưng kT = 30 keV Song song với kết thực nghiệm, nhiều kết tính tốn tiết diện phản ứng (n, γ) thực nhằm kiểm nghiệm mơ hình quang học α-hạt nhân mơ hình thống kê lý thuyết Từ mơ hình quang học hạt α cho phản ứng tán xạ đàn hồi phản ứng gây hạt α, M Avrigeanu cộng nghiên cứu tính bất định quang học α-hạt nhân nghiên cứu phản ứng gây hạt α mức lượng rào Coulomb Các nhà vật lý thiên văn kết hợp số liệu tiết diện hoặc tốc độ phản ứng (n, γ) nghiên cứu với mơ hình lý thuyết số liệu cần thiết khác thiên văn học để giải thích một số vấn đề liên quan đến bất thường tỷ số 182W/184W được tìm thấy mẫu thiên thạch hệ mặt trời Hiện tại, số liệu thực nghiệm tỷ số 182W/184W đo được từ nhiều mẩu thiên thạch khác lớn Trong đó, một số mơ hình lý thuyết được đưa để giải thích bất thường tỷ số 182W/184W nhưng kết thu được chưa khớp với số liệu thực nghiệm Từ lý chọn đề tài “Nghiên cứu q trình bắt giữ neutron chậm lịng ngơi sao” làm khóa luận tốt nghiệp 2 Mục tiêu nghiên cứu Nghiên cứu tạo thành hạt nhân nặng thơng qua q trình bắt giữ neutron chậm lịng ngơi Nội dung nghiên cứu Đề tài chủ yếu tập trung vào trình sau: + Nghiên cứu q trình tiến hóa sao: đốt cháy chất nghiên cứu q trình q trình s + Khảo sát tiết diện tốc độ phản ứng (n, γ) mơi trường + Tính tỷ lệ đồng vị 182W / 184W thảo luận kết Phương pháp nghiên cứu Sử dụng phương pháp học lượng tử thống kê lượng tử để tính tốn tốc độ, tiết diện phản ứng xét tỷ lệ 182W / 184W Phạm vi nghiên cứu Nghiên cứu q trình tiến hóa trình bắt giữ neutron chậm ngơi cụ thể q trình s Phản ứng nghiên cứu điều kiện môi trường với lượng – 30 keV mật độ neutron tùy thuộc vào nguồn neutron NỘI DUNG CHƯƠNG I: Q TRÌNH TIẾN HĨA CỦA SAO 1.1 Sự tổng hợp hạt nhân 1.1.1 Sự phân bố tính phong phú đồng vị hệ mặt trời Để mơ tả tốt phân bố tính phong phú hệ mặt trời (hình 1.1), nhiều nỗ lực thực từ quan sát thiên văn Các nguồn quan trọng để xác định phân bố phong phú mặt trời liệu từ quang phổ mặt trời liệu phân tích thiên thạch [1], [2], [3], [4] Tính phong phú/𝑆𝑖 = 106 Tính phong phú đồng vị hệ mặt trời Số khối Hình 1.1: Sự phân bố tính phong phú tài liệu đồng vị hệ mặt trời chuẩn hóa theo nguyên tố Silicon 106, theo [5] Các đỉnh phân bố cho thấy minh họa trình khác Đỉnh xung quanh nguyên tố heli kết trình tổng hợp hạt nhân nguyên thủy Đỉnh thứ hai xung quanh sắt bắt nguồn từ trạng thái cân thống kê hạt nhân cấu trúc đỉnh kép sau từ trình bắt neutron Sự phân bố tính phong phú mặt trời xem hệ trình tổng hợp hạt nhân chính, tổng hợp hạt nhân Big Bang, phản ứng nhiệt hạch phản ứng bắt nơtron chậm nhanh Các đồng vị lại kết q trình khác, có ảnh hưởng nhỏ đến phân bố tổng thể bỏ qua phân tích chi tiết đồng vị riêng lẻ 1.1.2 Sự tổng hợp hạt nhân Sau vũ trụ hình thành từ điểm kỳ dị, giãn nở lượng đơn vị thể tích giảm Biết tỷ lệ baryon/photon, bao gồm mật độ baryon tốc độ giãn nở, tính phong phú đồng vị ban đầu xác định với ba loại Tốc độ giãn nở tốc độ tương tác yếu, trình chuyển đổi neutron proton, tốc độ phản ứng hạt nhân tạo nên hạt nhân phức tạp Khi tốc độ chuyển đổi hạt trở nên nhỏ tốc độ giãn nở, neutron proton đóng băng với tỷ lệ khoảng 1: Vũ trụ phải giãn nở nhiều đeuteri trở nên ổn định chống lại phân ly quang học, liên kết 99,99% neutron thành 4He Tại thời điểm phân rã neutron tự làm giảm tỷ lệ n: p xuống khoảng 1: 7, dẫn đến thành phần khối lượng 4He 25% Rào Coulomb tăng thiếu hụt hạt nhân ổn định khối lượng ngăn cản trình tổng hợp hạt nhân Big Bang để tạo nguyên tố lớn 7Li Trong 20 phút sau Big Bang, nhiên liệu cho tạo thành [6] 1.1.3 Phản ứng tổng hợp nhiệt hạch Kết trình tổng hợp hạt nhân nguyên thủy tảng cho bước thay đổi thành phần hạt nhân nguyên tử vũ trụ, cụ thể q trình nhiệt hạch ngơi Các ngơi hình thành từ đám mây khí lớn chứa khoảng 75% hydro 25% heli Thế giải phóng từ sụp đổ làm nóng tiền nhiệt độ trung tâm đủ cao để tạo điều kiện cho trình nhiệt hạch Để hợp hai hạt nhân với nhau, lượng hệ phải vượt qua lực đẩy điện từ Do đó, thuyết động học cổ điển khơng thể giải thích q trình nhiệt hạch tồn ngơi có nhiệt độ q thấp để vượt qua rào Coulomb lượng thấp rào Couloumb Cơ học lượng tử với hiệu ứng chui ngầm giải thích hợp hai hạt tích điện tương tác đẩy điều kiện [7], [8] 1.1.3.1 Năng lượng liên kết Năng lượng liên kết hạt nhân kết giảm khối lượng tổng thành phần Ví dụ, hạt nhân heli bao gồm hai proton hai neutron, khối lượng nhẹ tổng bốn hạt Khối lượng cịn thiếu nằm lượng liên kết hạt tính công thức Einsteins 𝐸 = 𝑚 𝑐 Sự thay đổi độ dốc đường cong lượng liên kết, minh họa hình 1.2, từ hydro sang sắt, dẫn đến vòng đời khác trình cháy khác ngơi Phản ứng tổng hợp hydro, có sản lượng điện nucleon cao nhất, giai đoạn cháy dài trong giai đoạn cháy sau ngày ngắn lại 1.1.3.2 Chuỗi p-p Q trình đốt cháy hạt nhân đầu tiên, trình đốt cháy Hidro, bắt đầu nhiệt độ khoảng 106 K Những ngơi có khối lượng từ 0.07 𝑀⊙ đến 1.4 𝑀⊙ (𝑀⊙ khối lượng Mặt trời) dành phần lớn thời gian để sản xuất Heli từ Hidro thông qua chuỗi p-p Chuỗi p-p chuỗi phản ứng hạt nhân biến đổi Hidro thành đơteri [9], chuỗi thay đổi thành 3He cuối tạo 4He Năng lượng liên kết / Nucleon Năng lượng liên kết Số khối Hình 1.2: Năng lượng liên kết cực đại nucleon theo hàm số khối Đặc biệt cấu hình ổn định với lượng liên kết cực đại cục bao gồm 4He, 12C 16O Dữ liệu dẫn nguồn [10] 𝑝 + 𝑝 → 2𝐷 + 𝑒 + + 𝜈, 𝐷 + 𝑝 → 3𝐻𝑒 + 𝛾 , 𝐻𝑒 + 3𝐻𝑒 → 4𝐻𝑒 + 2𝑝 Năng lượng nucleon giải phóng trình 6,55 MeV Chuỗi p-p có “nút cổ chai” bước phản ứng tổng hợp proton-proton, bước phụ thuộc vào lực yếu chuyển proton thành neutron Bước cuối cùng, có rào Coulomb cao hơn, bước hợp hai hạt nhân Heli với Phản ứng cuối xảy nhanh bước nhiệt độ khơng phụ thuộc vào lực yếu [11] 1.1.3.3 Chu trình CNO ( carbon–nito–oxy ) Chu trình CNO, kích hoạt nhiệt độ vào khoảng 15 106 K, cạnh tranh với chuỗi p-p chiếm ưu ngơi có khối lượng lớn 1.4 𝑀⊙ Chu trình CNO tạo Heli từ Hidro, khác hạt nhân 12C chất xúc tác Chu trình CNO khơng cạnh tranh với lực yếu bước nhiệt hạch nào, đó, chu trình phụ thuộc nhiệt độ nhiều chuỗi p-p xảy nhanh nhiệt độ cao hơn, tốc độ phản ứng lúc cao [11] 12 𝐶 + 1𝐻 → 13 13 𝑁→ 13 𝐶 + 1𝐻 → 14 𝑁 + 1𝐻 → 15 15 𝑂→ 15 𝑁 + 1𝐻 → 12 13 14 15 𝑁 + 𝛾, 𝐶 + 𝑒 + + 𝜈, 𝑁 + 𝛾, 𝑂 + 𝛾, 𝑁 + 𝑒 + + 𝜈, 𝐶 + 4𝐻𝑒 Năng lượng nucleon giải phóng q trình 6,25 MeV Điểm “nút cổ chai” chu kỳ CNO bắt giữ proton hạt nhân 14N, dẫn đến tính phong phú 14N tăng lên sau chu kỳ CNO 1.1.3.4 Sự đốt Heli Sau Hidro trung tâm tiêu thụ lõi Heli hình thành, lõi co lại nhiệt độ đạt 108 K để tạo điều kiện cho trình đốt cháy Heli Tuy nhiên, ngơi có khối lượng 0,3 𝑀⊙ không tạo lõi Heli đủ lớn để tiếp tục trình nhiệt hạch Tất khác xảy trình đốt cháy vỏ Hidro đốt cháy lõi Heli Trong ngơi có khối lượng 𝑀⊙ , trình đốt cháy Heli tạo điều kiện thuận lợi vật chất suy biến điện tử, dẫn đến cháy nổ Heli, gọi chớp cháy Heli Ở ngơi có khối lượng 𝑀⊙ , đốt cháy Heli tạo vật chất không suy biến Do thời gian sống 8Be ngắn 2.6 × 10−16 giây nên q trình đốt cháy Heli hoạt động ba hạt alpha va chạm trùng Do đó, q trình đốt cháy Heli cịn gọi trình ba alpha Rào cản đường hầm hai hạt nhân Heli vượt qua chuỗi p- p, va chạm đồng thời ba hạt xảy nhiệt độ cao hơn, mật độ lượng Heli cao 𝐻𝑒 + 4𝐻𝑒 ⇄ 8𝐵𝑒, 𝐵𝑒 + 4𝐻𝑒 → 12 𝐶 Năng lượng nucleon giải phóng q trình 0,61 MeV Carbon tạo thành bắt giữ hạt alpha xa tạo nguyên tố nặng alpha, nguyên tố có hạt nhân bao gồm nhiều hạt alpha 12 16 20 𝐶 + 4𝐻𝑒 → 16 𝑂 + 4𝐻𝑒 → 20 𝑁𝑒 + 4𝐻𝑒 → 24 24 𝑀𝑔 + 4𝐻𝑒 → 𝑂, 𝑁𝑒, 𝑀𝑔, 28 𝑆𝑖 Sự thiếu cộng hưởng rào Coulomb ngày tăng nguyên tố nặng alpha làm giảm khả bắt giữ thêm alpha [12] Một nhánh phụ quan trọng trình đốt cháy Heli diễn phần lại chu trình CNO 14N, nút thắt cổ chai chu trình CNO, bắt giữ hạt alpha, đó, tạo phản ứng sau: 14 18 22 𝑁 + 4𝐻𝑒 → 𝑂 + 4𝐻𝑒 → 𝑁𝑒 + 4𝐻𝑒 → 18 22 25 𝑂, 𝑁𝑒, 𝑀𝑔 + 𝑛 Đây nguồn nơtron cho trình s Năng lượng kích thích Hình 2.3: Minh họa số mức kích thích hạt nhân theo lượng khích thích 𝐵𝑛 lượng tách neutron khỏi hạt nhân Hình 2.3 minh họa thay đổi số kích thích hạt nhân theo lượng kích thích Có thể thấy rằng, vùng lượng kích thích thấp (dưới MeV), mức kích thích hạt nhân tách biệt rõ ràng hay gọi rời rạc Khi lượng kích thích tăng, mức kích thích gần lại hay khoảng cách mức kích thích giảm tới mức vượt khả ghi nhận đầu dò (detector) đại Tương tự vậy, số tia (dịch chuyển gamma) phát mức vùng lớn Lúc này, người ta ghi nhận giá trị trung bình số mức kích thích số dịch chuyển gamme hạt nhân Xuất phát từ đó, khái niệm mật độ mức (MDM) đời Theo định nghĩa, MDM số mức kích thích đơn vị lượng kích thích Hai đại lượng có ý nghĩa quan trọng nhiều lĩnh vực nghiên khác cấu trúc hạt nhân, phản ứng hạt nhân lượng thấp, phản ứng phân hạch, trình tổng hợp nguyên tố vũ trụ Do vậy, nghiên cứu MDM chủ đề nghiên cứu then chốt vật lý hạt nhân, lý thuyết lẫn thực nghiệm Các mơ hình lý thuyết MDM chia thành loại, mơ hình tượng luận mơ hình vi mơ Một số mơ hình lý thuyết tượng luận sử dụng phổ biến mơ tả MDM gồm có mơ hình khí Fermi dịch chuyển ngược mơ hình nhiệt độ khơng đổi Các mơ hình lý thuyết tượng luận phát triển dựa hàm phân bố toán 24 học với tập hợp tham số mà giá trị chúng có dựa việc làm khớp với số liệu thực nghiệm biết Do vậy, mơ hình khơng có giá trị việc tiên đoán số liệu mà thực nghiệm hoàn toàn chưa xác định 2.2.3 Phản ứng (𝒏, 𝜸) Khi mẫu đặt trường neutron, hạt nhân mẫu bắt neutron để tạo thành hạt nhân kích thích, sau hạt nhân kích thích trở trạng thái cách phát xạ gamma gọi phản ứng (𝑛, 𝛾) 𝑛 + 184𝑊 → 185 𝑊 + 𝛾 (2.4) Thông thường tia gamma phát cách tức thời từ sản phẩm bắt neutron bị kích thích phát sau khoảng thời gian trễ định Nếu việc chiếu xạ thực trường neutron với phần đáng kể neutron lượng cao, xảy số phản ứng ngưỡng (threshold reactions) hạt nhân khác có mẫu tạo hạt nhân sản phẩm giống hạt nhân đo Ngoài ra, số nguyên tố phân hạch, có mẫu gây phân hạch tạo thành hạt nhân trùng với hạt nhân sản phẩm phản ứng (𝑛, 𝛾) Đây phản ứng nhiễu phải tính đến q trình xác định tốc độ phản ứng Trong trình chiếu xạ, số sản phẩm bắt neutron phân rã số loại tiếp tục bắt neutron để tạo thành hạt nhân khác bị hay gọi phản ứng đốt cháy (burn-up) Ở mật độ thơng lượng neutron cao, hạt nhân bia bị suy giảm, điều ảnh hưởng đến việc đo hạt nhân sản phẩm Phương trình vi phân tính đến thay đổi tốc độ phản ứng hạt nhân quan tâm biểu diễn sau: 𝑑𝑁𝑒 = 𝜙𝑁𝑚 𝜎𝑚 + 𝜙𝑁ℎ 𝜎ℎ + 𝜙𝑁𝑓 𝜎𝑓 𝛾𝑓 − 𝜙𝑁𝑐 𝜎𝑐 − 𝜆𝑐 𝑁𝑐 𝑑𝑥 (2.5) Trong phương trình (2.5), 𝜙 thơng lượng neutron, 𝜎 tiết diện phản ứng, N số hạt nhân mẫu, 𝜆 số phân rã 𝛾 xác suất phân hạch Các số “m” thị cho hạt nhân đo, “c” thị cho hạt nhân sản phẩm sau trình bắt neutron, “f” thị cho hạt nhân phân hạch “h” thị cho hạt nhân tạo thành hạt nhân “c” phản ứng ngưỡng neutron có lượng cao với tiết diện phản ứng 𝜎ℎ Hoạt độ riêng mẫu hoạt độ đo kết thúc chiếu, hiệu chỉnh thay đổi hàm lượng hạt 25 nhân phân rã thời gian đo, thời gian phân rã thời gian chiếu Do đó, từ hoạt động đo được, ta xác định tốc độ phản ứng hàm lượng hạt nhân đo, miễn biết xác thơng lượng neutron số hạt nhân tương ứng Như vậy, toán cịn lại tính tốc độ phản ứng số hạt nhân liên quan Tốc độ phản ứng A hạt neutron qua mẫu chứa hạt nhân thơng số hóa tiết diện phản ứng 𝜎 (𝑣) – đặc trưng cho hạt nhân phổ thông lượng 𝜑(𝑣) – liên quan đến mật độ số neutron qua mãu 𝑛(𝑣) với tốc độ 𝑣: 𝜑(𝑣 ) = 𝑣𝑛(𝑣 ) (2.6) Đầu vào vật lý hạt nhân quan trọng cho nghiên cứu quy trình mặt cắt bắt neutron sao, gọi MACS (mặt cắt trung bình Maxwellian) Trong trình làm việc này, phản ứng khác liên quan đến trình tổng hợp hạt nhân nghiên cứu MACS định nghĩa tốc độ phản ứng tính theo vận tốc xảy nhật phân bố Maxwell-Boltzmann Dữ liệu áp dụng tính tốn phản ứng tổng hợp hạt nhân nghiên cứu thu thập biên soạn MACS 2.3 Tiết diện bắt giữ neutron Vì thời gian sống neutron phụ thuộc vào độ lớn tiết diện bắt giữ neutron Năng lượng liên kết neutron hạt nhân nặng trung bình vào khoảng MeV Do đó, hạt nhân phức hợp kích thích (Z, A + 1) tạo thành cách thêm neutron lượng thấp vào hạt nhân (Z, A) thường có lượng kích thích vào khoảng MeV Mật độ trạng thái hạt nhân lượng kích thích hạt nhân nặng thường lớn, khoảng cách lượng hai trạng thái trung bình keV Do đó, bắt giữ neutron nguyên tố nặng xảy thông qua nhiều mức chồng chập lớn hạt nhân phức hợp Phân bố Maxwell-Boltzmann vận tốc neutron môi trường tạo giá trị trung bình trọng số 𝜎𝜈 lấy cộng hưởng chủ yếu vùng lân cận kT Thực nghiệm khó để thu độ phân giải lượng neutron so sánh với phân tách mức độ, phép đo thực nghiệm tính tốn giá trị 𝜎 vùng lượng đủ lớn thay đổi mượt mà theo lượng Người ta thấy 𝜎 thay đổi theo qui luật 𝜈 −1 lượng thấp 𝜎 gọi tiết diện nhiệt Sự phụ thuộc thay đổi thành 𝜈 −2 vùng kilovolt hấp thụ sóng s có hiệu cao 26 Ta có: 〈𝜎 〉 ≡ 〈𝜎𝜈〉 𝜈𝑇 (2.7) Khi đó, ∞ 〈𝜎𝑣 〉 = ∫ 𝜎𝜈𝜙(𝜈)𝑑𝜈, 𝜙(𝜈)𝑑𝜈 = 𝜋 1⁄ ( 𝜈 𝜈 𝑑𝜈 ) exp [− ( ) ] , 𝜈𝑇 𝜈𝑇 𝜈𝑇 (2.8) 2𝑘𝑇 ) , 𝜈𝑇 ≡ ( 𝜇𝑛 Với 𝜇𝑛 = 𝑀𝑛 𝑀𝐴 /(𝑀𝑛 + 𝑀𝐴 ) khối lượng rút gọn 2.4 Chi tiết trình s Trong trình bắt giữ neutron chậm, phân rã beta hạt nhân phóng xạ giả thiết nhanh so với tốc độ bắt neutron Giả thiết giúp đơn giản hóa nhiều phương trình chuỗi hạt nhân tạo trường hợp trên, ta đặt 𝑁𝐴 tính phong phú đồng vị có A đường q trình s Nghĩa điện tích Z có số khối A quĩ đạo khơng cần xác định điện tích khơng đổi theo giả thiết Vì tốc độ phân rã beta giả thiết nhanh, nữa, người ta bỏ qua tính phong phú loại phóng xạ giả thiết hạt nhân (Z,A+1) tạo phản ứng: (𝑍, 𝐴) + 𝑛 → (𝑍, 𝐴 + 1) + 𝛾 Nếu chất phóng xạ, hạt nhân cuối trở thành hạt nhân bền (Z + 1, A + 1) (𝑍, 𝐴 + 1) → (𝑍 + 1, 𝐴 + 1) + 𝛽− + 𝑣⃗ Tiếp theo, giả thiết nhóm nguyên tố nặng tồn bên Vùng chọn đặc trưng nhiệt độ T mật độ nơtron tự 𝑛𝑛 (𝑡) có tính đồng vùng chọn phụ thuộc vào thời gian Khi đó, phương trình vi phân cho tính phong phú hạt nhân nặng 27 𝑑𝑁𝐴 (𝑡) = −〈𝜎𝑣 〉𝐴 𝑛𝑛 (𝑡)𝑁𝐴 (𝑡) + 〈𝜎𝑣 〉𝐴−1 𝑛𝑛 (𝑡 )𝑁𝐴−1 (𝑡 ), 𝑑𝑡 (2.9) 〈𝜎𝑣 〉 xác định phương trình (2.3) cho tiết diện bắt giữ neutron, phụ thuộc vào thời gian nhiệt độ phụ thuộc vào thời gian Trên thực tế, trình s xảy số nhiệt độ khác vật lý thiên văn tương ứng với số nguồn neutron tự khác nhau, phụ thuộc vào q trình tiến hóa Trong phần trước, thấy giá trị trung bình 〈𝜎𝑣 〉 khơng nhạy so với thay đổi nhiệt độ, đặc biệt hạt nhân khơng magic, sử dụng phép gần đúng: 〈𝜎𝑣 〉 = 〈𝜎〉𝑣 𝑇 , (2.10) nghĩa phương trình (2.7) trở thành (2.10) giả thiết thêm 〈𝜎〉 𝑣 𝑇 số tương ứng với nhiệt độ gần khơng đổi giai đoạn giải phóng neutron Vì khối lượng rút gọn hệ gồm neutron hạt nhân nặng gần khối lượng neutron 𝑀𝑛 nên vận tốc hệ lấy vận tốc tuyệt đối neutron (không phụ thuộc vào khối lượng hạt nhân bia) Phương trình (2.9) viết lại 𝑑𝑁𝐴 = 𝑣 𝑇 𝑛𝑛 (𝑡)[−𝜎𝐴 (𝑘𝑇)𝑁𝐴 (𝑡 ) + 𝜎𝐴−1 (𝑘𝑇)𝑁𝐴 (𝑡 )], 𝑑𝑡 (2.11) để thuận tiện, dấu ngoặc mô tả tiết diện trung bình nhiệt lược bỏ Từ thời gian phơi sáng neutron 𝜏 định nghĩa sau: 𝑑𝜏 = 𝑣 𝑇 𝑛𝑛 (𝑡)𝑑𝑡, 𝜏 = 𝑣 𝑇 ∫ 𝑛𝑛 (𝑡 )𝑑𝑡 (2.12) Phương trình 2.8 trở thành: 𝑑𝑁𝐴 = −𝜎𝐴 𝑁𝐴 + 𝜎𝐴−1 𝑁𝐴−1 𝑑𝜏 (2.13) Ngay phương trình (2.13) mơ tả xác việc tạo thành tính phong phú nguyên tố nặng nhờ trình s, khơng có nghiệm khơng có điều kiện biên Điều kiện biên hồn tồn khơng ý nghĩa trường hợp này, hạt nhân nặng q trình s tổng hợp chuỗi bắt neutron hạt nhân có A> Bản thân q trình s khơng phải giai đoạn q trình đốt cháy hạt nhân mà tập hợp phản ứng phụ Chẳng hạn, số neutron giải phóng phản ứng 13C(𝛼, 𝑛) 16O, 17O(𝛼, 𝑛) 20Ne, 21Ne(𝛼, 𝑛) 24Mg 22Ne(𝛼, 𝑛) 25Mg xảy 28 q trình đốt cháy Heli, chủ yếu phản ứng tổng hợp 4He thành 12 C 16O Những phản ứng khác xảy 13C, 17O, 21Ne 22Ne, tồn lượng nhỏ tự nhiên thành phần Tương tự, neutron giải phóng bị bắt giữ đồng vị tồn khí nhiều 12C 16O Tuy nhiên, chế hiệu để sản xuất nguyên tố nặng bắt giữ neutron hạt nhân nhóm sắt, tạo thành đỉnh dồi cuối tổng hợp mà không hỗ trợ việc bắt neutron Khi phân tích vật liệu hệ mặt trời cho thấy tính dồi nhóm sắt đạt cực đại đồng vị 56 Fe 𝑁55 ≈ 𝑁57 ≈ 0.1𝑁56 Điều kiện biên viết: 𝑁𝐴 (0) = { 𝑁56 (0) 𝐴 = 56 𝐴 > 56 (2.14) Phương trình vi phân (2.13) khơng xác giá trị lớn số khối Chuỗi q trình s kết thúc hạt nhân có khối lượng A=209 209 Bi bền vững Vật chất có A=210 bắt giữ neutron 209Bi bị phân hủy phát xạ hạt alpha thành 206 Pb Do đó, hệ phương trình vi phân trở thành 𝑑𝑁56 = −𝜎56 𝑁56 , 𝑑𝜏 𝑑𝑁𝐴 = −𝜎𝐴 𝑁𝐴 + 𝜎𝐴−1 𝑁𝐴−1 𝑑𝜏 57 ≤ 𝐴 ≤ 209 , 𝐴 ≠ 206 (2.15) 𝑑𝑁206 = −𝜎206 𝑁206 + 𝜎205 𝑁205 + 𝜎209 𝑁209 , 𝑑𝜏 giải theo điều kiện biên cho phương trình (2.14) Tuy nhiên, phần tiếp theo, bỏ qua phương trình trường hợp 206 ≤A ≤209 giải hệ giới hạn đơn giản 56 ≤A ≤205 Các tính chất nghiệm suy trực tiếp từ phương trình vi phân 𝑑𝑁𝐴 = −𝜎𝐴 𝑁𝐴 + 𝜎𝐴−1 𝑁𝐴−1 𝑑𝜏 29 Rõ ràng thấy rằng: 𝑑𝑁𝐴 >0 𝑑𝜏 𝑑𝑁𝐴 0, 𝜎𝐴 𝐴−1 (2.16) Đối với đồng vị có khối lượng nguyên tử xa vùng vỏ kín Ta thấy rằng, tiết diện phản ứng có độ lớn dẫn đến độ chênh lệch hai tích nhỏ nhiều so với độ lớn hai tích Do đó, sử dụng phép gần 𝜎𝐴 𝑁𝐴 ≈ 𝜎𝐴−1 𝑁𝐴−1 , (2.17) phương trình thỏa mãn cục cho đồng vị có số neutron khơng magic Q trình s Q trình r Hình 2.4 Quá trình s qua đồng vị samarium Hiệu suất trình 𝛾 phụ thuộc vào tính phong phú hạt nhân chứa điểm chấm đen Hai số đồng vị samarium, 148Sm 150Sm hạt nhân phụ thuộc vào q trình s Ví dụ đặc trưng cho phép gần đồng vị samarium Quá trình s qua đồng vị 147−150Sm Nó qua 151Sm 152Sm, 151Sm có tính phóng xạ với chu kỳ bán rã mặt đất 80 năm, lớn thời gian sống bắt giữ neutron 151Sm 148Sm 150Sm đồng vị s chúng 148Nd 150Nd chắn trình γ Sử dụng phép gần cục ta có: 𝜎147 (𝑁147 )𝑠 ≈ 𝜎148 𝑁148 ≈ 𝜎149 (𝑁149 )𝑠 ≈ 𝜎150 𝑁150 , (2.18) số s có phần q trình s tính phong phú sử dụng Các đồng vị 148Nd 150Nd khơng có số có nghĩa chúng hạt nhân tạo từ trình s Thực nghiệm chứng minh 30 𝜎148 𝑁𝑑148 = 1.02 ± 0.06 𝜎150 𝑁𝑑150 Tuy nhiên, giới hạn phạm vi lớn khối lượng hạt nhân, phép gần cục khơng hồn tịa áp dụng Trong trường hợp ta sử dụng phép biến đổi Laplace: ∞ ̅𝑘 (𝑠) = ∫ 𝑒 𝑠𝜏 𝑁𝑘 (𝜏)𝑑𝜏, 𝑁 (2.19) Hình 2.5 đường cong 𝜎𝑁 hệ mặt trời Tích số tiết diện bắt giữ neutron nhiệt độ kT = 30 kev nhân với tính phong phú hạt nhân 106 nguyên tử silic theo số khối A Đường cong nét liền mơ tả kết tính tốn phân bố theo hàm mũ phơi sáng neutron [23] đó, để thuận tiện từ sử dụng số k = A - 55 để chuỗi k = Sử dụng tính chất phép biến đổi Laplace cho đạo hàm: ∞ ∫ 𝑒 𝑠𝜏 𝑑𝑁𝑘 (𝜏) ̅𝑘 (𝑠) − 𝑁𝑘 (0) 𝑑𝜏 = 𝑠𝑁 𝑑𝜏 (2.20) theo đó, phương trình biến đổi với điều kiện biên viết lại ̅1 (𝑠) = −𝜎1 𝑁 ̅1 (𝑠) − 𝑁1 (0) 𝑠𝑁 ̅2 (𝑠) = −𝜎2 𝑁 ̅2 (𝑠) + 𝜎1 𝑁 ̅1 (𝑠) 𝑠𝑁 ̅𝑘 (𝑠) = −𝜎𝑘 𝑁 ̅𝑘 (𝑠) + 𝜎𝑘−1 𝑁 ̅𝑘−1 (𝑠) 𝑠𝑁 31 (2.21) CHƯƠNG 3: TỔNG HỢP HẠT NHÂN 184W TỪ QUÁ TRÌNH S 3.1 Tổng hợp hạt nhân 184W Đường trình s vùng khối lượng xung quanh W thể Hình 3.1 Quá trình s giả định xảy giao điểm Heli AGB Các điểm phân nhánh đường s cạnh tranh bắt giữ neutron chậm phân rã β đồng vị không bền với chu kỳ bán rã β phụ thuộc vào nhiệt độ điều kiện củ a trình s Hình 3.1 Quá trình s đồng vị W Độ bền phân nhánh xác định hệ số phân nhánh 𝑓𝑛 𝑓−= 𝜆𝛽 , 𝜆𝛽 + 𝜆𝑛 (3.1) Trong 𝜆𝛽 = ln /𝑇1/2 , 𝜆𝑛 = 𝑁𝑛 𝑣 𝑇 〈𝜎〉 tốc độ phân rã 𝛽 tốc độ bắt giữ neutron 𝑁𝑛 , 𝑣 𝑇 𝑇1/2 lầ lượt mật độ neutron, vận tốc nhiệt chu kỳ bán rã Việc tạo W lớp He xen kẽ giai đoạn xen kẽ xung nhiệt bị ảnh hưởng mạnh phân nhánh 181Hf, 182Hf, 182Ta, 183Ta 185W (xem hình 3.1) Mặc dù 32 bắt giữ neutron giai đoạn ngắn ngủi chiếm vài phần trăm tổng lượng chiếu xạ, chúng cần thiết để điều chỉnh dạng phong phú nhánh trình s Tại điều kiện hoạt động điển hình nguồn neutron 13 𝐶 (𝛼, 𝑛) 16𝑂 (𝑇~0.9 × 108 , 𝑁𝑛 ~106 − 107 neutron/cm), hệ số phân nhánh 181 Hf, 182 Hf, 183Ta nhỏ (< 0.2%; 1.5%𝑣 < 0.1%) 181Hf, 182Ta, 183Ta phân rã 𝛽 thành 181 Ta, 182W, 183W tương ứng bắt neutron Do đó, đường q trình tạo 182W, 183W, 184 W thơng qua trình tự 181Hf (𝛽, 𝜈) 181Ta (𝑛, 𝛾 ) 182Ta (𝛽, 𝜈 ) 182W (𝑛, 𝛾 ) 183W (𝑛, 𝛾 ) 184W 3.2 Tỷ lệ 182W / 184W Tỷ lệ 182W / 184W xác định cách sử dụng phép gần đúng: 𝑟182,184𝑊 = 𝑁182𝑊 〈𝜎〉184𝑊 = 𝑁184𝑊 〈𝜎〉182𝑊 (3.2) Tính 𝜎𝑀𝐴𝐶𝑆 𝑁𝑠 tiết diện độ phong phú trình s biểu thị dạng hàm số khối 𝐴 −1 56 𝐺𝑁⊙ 〈𝜎〉𝑁𝑠 (𝐴) = ∏ (1 + 𝑖 ) 〈𝜎 〉𝜏0 𝜏0 (3.3) 𝑖=56 với 𝐺 = 0.057, 𝜏0 = 0.296, 𝑁𝑐 = 5.4 × 1026 𝑐𝑚−3 , 𝑁𝑛 = 4.1 × 108 𝑐𝑚−3 , 𝑘𝑇 = 30𝑘𝑒𝑉, 𝑇~0.3481 × 108 phương trình điểm phân nhánh có dạng sau: 〈𝜎〉𝑁𝑠 ( 182𝑊 ) 〈𝜎〉𝑁𝑠 ( 184𝑊 ) ≈ 𝜆𝐵 ( 182𝑇𝑎) 𝜆𝐵 ( 182𝑇𝑎) + 𝜆𝑛 ( 182𝑇𝑎) , 𝜎𝑁𝑠 ( 181𝐻𝑓) = 𝜎𝑁𝑠 ( 180𝐻𝑓)𝜁 ( 181𝐻𝑓 ), 𝜎𝑁𝑠 ( 181𝑇𝑎) = 𝜎𝑁𝑠 ( 181𝐻𝑓) 𝑓1 𝜁( 181𝑇𝑎), − 𝑓1 𝜎𝑁𝑠 ( 182𝑇𝑎) = 𝜎𝑁𝑠 ( 181𝑇𝑎)𝜁( 182𝑇𝑎), 𝜎𝑁𝑠 ( 182𝑊 ) = 𝜎𝑁𝑠 ( 182𝑇𝑎) với 𝑓1 𝑓2 hệ số phân nhánh 𝑓2 𝜁( 182𝑊 ), − 𝑓2 181 33 𝐻𝑓 182 𝑇𝑎 (3.4) (3.5) (3.6) (3.7) (3.8) 𝐴 𝜁( 𝑍) = [1 + −1 ] 𝜏0 𝜎( 𝐴𝑍) −1 (3.9) 1 ] 𝜁( 𝐴𝑍) = [ + − 𝑓1 𝜏0 𝜎( 𝐴𝑍) Ở nhiệt độ cao điều kiện mật độ neutron tìm thấy xung nhiệt AGB (𝑇~3 × 108 , 𝑁𝑛 ~1010 neutron/cm), điều kiện trình s sản xuất 182W, 183W, 186W khác Với điều kiện điểm phân nhánh 181Hf mở, đường trình s tiến hành qua chuỗi 181 Hf (𝑛, 𝛾 ) thành 183 W điểm phân nhánh 182 Hf (𝑛, 𝛾 ) Hf (𝛽, 𝜈) 183 183 183 Ta (𝛽, 𝜈) 183 W, bỏ qua 182 W tạo Ta kích hoạt (xem hình 3.1) Sau dịng neutron chấm dứt, 182W tạo chút phân rã 182Hf Chỉ có thay đổi nhỏ ~1 − 3% tỷ lệ 182W / 184W phân rã 182Hf mong đợi Đường trình s qua 181Hf (𝛽, 𝜈)182Ta (𝑛, 𝛾 )182Ta gặp hai điểm phân nhánh khác 182Ta 183Ta Điểm phân nhánh 182Ta có tốc độ phân rã 𝛽 phụ thuộc vào nhiệt độ hệ số phân nhánh >80% thời gian có mật độ neutron cao tạo nguồn 22Ne khiến dịng q trình s bỏ qua phần 182W 3.3 Kết thảo luận Sử dụng chương trình TALYS chúng tơi thu tiết diện phản ứng 182Ta (𝑛, 𝛾 ) cách sử dụng mơ hình mật độ mức hạt nhân khí Fermi (FG) Ta (𝑛, 𝛾) Tiết diện phản ứng [mb] 182 Năng lượng neutron Hình 3.2: Phản ứng bắt giữ neutron 182Ta(𝑛, 𝛾) sử dụng mơ hình mật độ mức hạt nhân FG: Mơ hình nhiệt độ khơng đổi mơ hình khí Fermi 34 Từ đồ thị chúng tơi thấy mơ hình khí FG mơ tả số liệu thực nghiệm tiết diện phản ứng 182Ta (𝑛, 𝛾 ) tốt lượng thấp Tại lượng cao mơ hình FG bị lệch so với thực nghiệm Điều giải thích mơ hình FG chưa mô tả đầy đủ đặc trưng vi mô cấu trúc hạt nhân Do đó, cần mở rộng nghiên cứu vi mơ cấu trúc hạt nhân để mô tả tốt liệu thực nghiệm Độ giàu đồng vị 182 W 184 W quan sát hệ mặt trời tương ứng 0,03384 0,03913 Khi đó, tỉ lệ 182W / 184W 0,86 Bằng cách tính số, chúng tơi thu từ phương trình (3.3) phương trình phân nhánh MACS phản ứng 182 Ta (𝑛, 𝛾 ) 30 keV 274 mb với tốc độ tương ứng 3,96 × 107 Trong q trình tính tốn với mật độ neutron nhiệt độ không đổi suốt thời gian q trình s Bằng cách sử dụng ngơn ngữ lập trình FORTRAN chúng tơi suy tỷ lệ 182W / 184W 0,81 Kết tính tốn thấp so với thực nghiệm 0,86 Điều chứng tỏ phần ngồi q trình s tổng hợp hạt nhân W bổ sung từ trình r Ngồi nhiệt độ mật độ neutron tính tốn mang giá trị trung bình Để mơ tả đầy đủ tính phong phú cảu đồng vị cần áp dụng mơ hình tiến hóa mã FRUITY hay MONASH 35 KẾT LUẬN Với mục tiêu ban đầu đề ra, đề tài: “ Nghiên cứu q trình bắt giữ neutron chậm lịng sao” thu nội dung sau: - Biết q trình hình thành ngơi q trình nhiệt hạch ngơi Các ngơi hình thành từ đám mây khí lớn chứa khoảng 75% hydro 25% heli Những nhiễu động nhỏ mật độ mầm mống cho cấu trúc sụp đổ hấp dẫn đám mây này, hình thành nên tiền - Sau đốt cháy hết chất nhẹ Hidro, Heli, Carbon, Oxy, Silic hình thành 56 Fe Hạt nhân nhóm sắt tiếp tục bắt giữ neutron thơng qua q trình s r để tạo thành hạt nhân nặng bền vững suy sụp - Thu tiết diện phản ứng MACS tốc độ phản ứng (n, γ) lên hạt nhân điểm chờ hạt nhân 182W 184W; Thu tỉ số đồng vị 182W/184W tự nhiên; Từ làm rõ một số vấn đề liên quan đến bất thường tỷ số 184W/182W được tìm thấy mẫu thiên thạch hệ mặt trời Việc nghiên cứu trình bắt giữu neutron chậm ngơi có ý nghĩa quan trọng việc nhận biết trình phát triển tập hợp Trong trình thực khóa luận, có gắng hoàn thiện đề tài qua tài liệu tham khảo, trao đổi tiếp thu ý kiến đóng góp chung chán khơng tránh khỏi sai sót Vậy nên em mong nhận bảo, ya kiến đóng góp cảu q thầy giáo để đề tài nghiên cứu e hoang thiện có thêm nhiều kinh nghiệm quý báu 36 TÀI LIỆU THAM KHẢO [1] Suess, H E and H C Urey (1956) “Abundances of the Elements” In: Rev Mod Phys 28 (1), pp 53–74 [2] Bernatowicz, T., G Fraundorf, T Ming, E Anders, B Wopenka, E Zinner, and P Fraundorf (1987) “Evidence for interstellar SiC in the Murray carbonaceous meteorite” In: Nature 330, pp 728–730 [3] Anders, E and E Zinner (1993) “Interstellar grains in primitive meteorites - Diamond, silicon carbide, and graphite” In: Meteoritics 28, pp [4] Lodders, K., H Palme, and H.-P Gail (2009) “Abundances of the Elements in the Solar System In: Landolt Băornstein, p 44 [5] Lodders, K (2003) “Solar System Abundances and Condensation Temperatures of the Elements” In: Astrophysical Journal 591, pp 1220–1247 [6] Olive, K A.,G Steigman, and T P Walker (2000) “Primordial nucleosynthesis: theory and observations” In: Physics Reports 333, pp 389–407 [7] Rolfs, C E and W S Rodney (1988) Cauldrons in the cosmos: Nuclear astrophysics [8] Rauscher, T (2010) “Relevant energy ranges for astrophysical reaction rates” In: Physical Review C 81.4, 045807, p 045807 [9] Bethe, H A and C L Critchfield (1938) “The Formation of Deuterons by Proton Combination” In: Physical Review 54 (4), pp 248–254 [10] Audi, G., O Bersillon, J Blachot, and A Wapstra (2003) “The Nubase evaluation of nuclear and decay properties” In: Nuclear Physics A 729.1 The 2003 {NUBASE} and Atomic Mass Evaluations, pp –128 [11] Adelberger et al 2011 [12] Prialnik, D (2009) An Introduction to the Theory of Stellar Structure and Evolution Cambridge University Press [13] Bethe, H A (1990) “Supernova mechanisms” In: Reviews of Modern Physics 62, pp 801–866 37 [14] Dillmann, I., M Heil, F Kappeler, R Plag, T Rauscher, and F.-K Thielemann (2006) KADoNiS- ă The Karlsruhe Astrophysical Database of Nucleosynthesis in Stars” In: Capture Gamma-Ray Spectroscopy and Related Topics Ed by A Woehr and A Aprahamian Vol 819 American Institute of Physics Conference Series, pp 123–127 [15] Kappeler, F., R Gallino, S Bisterzo, and W Aoki (2011) “The s process: Nuclear physics, stellar ămodels, and observations In: Reviews of Modern Physics 83, pp 157–194 [16] Seeger, P A., W A Fowler, and D D Clayton (1965) “Nucleosynthesis of Heavy Elements by Neutron Capture.” In: Astrophysical Journal, Supplement 11, p 121 [17] Kappeler, F., H Beer, K Wisshak, D D Clayton, R L Macklin, and R A Ward (1982) S- ă process studies in the light of new experimental cross sections - Distribution of neutron fluences and r-process residuals” In: Astrophysical Journal 257, pp [18] Kappeler, F., H Beer, and K Wisshak (1989) s-process nucleosynthesisnuclear physics and ăthe classical model In: Reports on Progress in Physics 52, pp [19] Cui, W., W Zhang, and B Zhang (2007) “Evolution of the Distribution of Neutron Exposures in the Galaxy Disc: An Analytical Model” In: Journal of Astrophysics and Astronomy 28, pp 55–66 [20] Bisterzo, S., R Gallino, O Straniero, S Cristallo, and F Kappeler (2010) “s-Process in low- “metallicity stars - I Theoretical predictions” In: Monthly Notices of the Royal Astronomy Society 404, pp [21] Kappeler, F., S Bisterzo, R Gallino, M Heil, M Pignatari, R Reifarth, O Straniero, S Walter, “N Winckler, and K Wisshak (2009) “Time-Scales of the s Process: from Minutes to Ages”.In: Publications of the Astronomical Society of Australia 26, pp 209–216 [22] Gallino, R., M Busso, G Picchio, C M Raiteri, and A Renzini (1988) “On the role of low-massasymptotic giant branch stars in producing a solar system distribution of s-process isotopes” In: Astrophysical Journal, Letters 334, pp L45–L49 [23] P A Seeger, W A Fowler, D D Clayton, Vật lý thiên văn J Suppl., 11: 121 (1965) 38 ... nghiệm Từ lý tơi chọn đề tài “Nghiên cứu q trình bắt giữ neutron chậm lịng ngơi sao” làm khóa luận tốt nghiệp 2 Mục tiêu nghiên cứu Nghiên cứu tạo thành hạt nhân nặng thông qua q trình bắt giữ... tượng luận mơ hình vi mơ Một số mơ hình lý thuyết tượng luận sử dụng phổ biến mô tả MDM gồm có mơ hình khí Fermi dịch chuyển ngược mơ hình nhiệt độ khơng đổi Các mơ hình lý thuyết tượng luận. .. hợp hạt nhân 184W 32 3.2 Tỷ lệ 182W / 184W 33 3.3 Kết thảo luận 34 KẾT LUẬN 36 TÀI LIỆU THAM KHẢO 37 MỞ ĐẦU l Lý chọn đề tài Vào