Tóm tắt luận án Nghiên cứu một số phản ứng hạt nhân cần thiết cho thiên văn học

BỘ 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 Công trình được hoàn thành tại: - Đại học Tổng hợp Tokyo, Nhật Bản. - 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. 1 Mở 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 22Mg(α,p)25Al 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 22Mg(p,γ)23Al. 2 Có 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 22Mg(α,p)25Al 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 22Mg(α,α)22Mg cho hạt nhân compound 26Si và tính suất phản ứng của 22Mg(α,p)25Al. 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 28Si(p,t)26Si. 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 22Mg+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 22Mg(α,p)25Al, cùng với phản ứng 22Mg(p,γ)23Al 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 22Mg: 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 3 tính 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 22Mg(α,α)22Mg, 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 22Mg(α,p)25Al trong vùng nhiệt độ sao T9 = 0.5 - 2.5 GK được xác định từ trạng thái cộng hưởng trong 22Mg(α,α)22Mg. 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 22Mg(α,p)25Al. 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 tia gamma 1.275 MeV; thế chờ của 22Mg;… Những kết quả thu được trong 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 22Mg(α,p)25Al có thể được dùng để so sánh sự cạnh tranh của quá trình bắt proton và phân rã beta của 22Mg. Ngoài ra, 4 kết quả suất phản ứng thu được từ thực nghiệm này cũng góp phần đánh giá việc khảo sát suất phản ứng theo lý thuyết thống kê của Hauser-Feshbach. Kĩ thuật tạo chùm hạt không bền 22Mg có thể được áp dụng đối với việc tạo các chùm hạt không bền cho các thực nghiệm khác. Sự bất thường trong sự phụ thuộc vào cường độ chùm vào của cường độ chùm hạt ra cần được khắc phục. Về kĩ thuật phát triển detector, loại detector khí hoạt động (active-gas- target detector) đã được thiết kế để có thể dùng cho các phản ứng trong bia khí theo cơ chế động học ngược. Nội dung của luận án Bố cục luận án, được trình bày bằng tiếng Anh, với nội dung như sau: - Phần mở đầu. - 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 22Mg(α,p)25Al và 22Mg(p,γ)23Al. 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 22Mg(α,α)22Mg. 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 22Mg(α,α)22Mg, suất phản ứng của 22Mg(α,p)25Al 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. 5 Chương 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 ( )22 23,Ne p Naγ , ( )22 22Na Neβ υ+ , ( )22 25,Mg p Alα và 25 26( , )Mg p Alγ 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. 6 1.4. 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 26Si và phản ứng 22Mg(α,α)22Mg Mục này trình bày lý do của việc nghiên cứu thực nghiệm phản ứng 22Mg+α. Đây cũng chính là mục tiêu chính của đề tài. 1.5.1. Suất phản ứng của 22Mg(α,p)25Al Phần này chỉ ra vị trí và vai trò quan trọng của phản ứng 22Mg(α,p)25Al 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 22Mg và phản ứng 22Mg(α,p)25Al trong quá trình cháy hydrogen thông qua chu trình NeNa-MgAl. 1.5.2. Sự phân bố 26Al 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 25Al(p,γ)26Si Mục này trình bày tầm quan trọng của phản ứng 25Al(p,γ)26Si mà suất phản ứng này có thể được xác định bởi thông tin 26Si. 7 1.5.4. Cấu trúc hạt nhân 26Si trên ngưỡng alpha Vai trò và tầm quan trọng của phản ứng 22Mg(α,α)22Mg 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)26Al, 25Al(p,γ)26Si, 22Mg(α,p)25Al …. - Đo đạc thực nghiệm 22Mg+α để ghi nhận số liệu của 26Si trên ngưỡng alpha (9.164 MeV) và từ đó xác định suất phản ứng 22Mg(α,p)25Al, 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 NA vσ của một cặp hạt được đo với đơn vị cm3s-1 đối với phản ứng a A b B+ → + được xác định như sau: ( ) ( ) 0 .A a AN v N N v v v dvσ φ σ ∞ = ∫ (1.1) Trong đó, Na và NA là mật độ các hạt a và A. ( )vσ là tiết diện của phản ứng tương tứng với vận tốc v, năng lượng E. Khi đó: ( ) 1 32 2 0 8 1 exp ,A EN v E E dE kT kT σ σ piµ ∞       = −           ∫ (1.2) với khối lượng rút gọn a A a A m m m m µ = + . 1.7.1. Phản ứng không cộng hưởng Xác suất xuyên rào Pl của hệ phản ứng được xác định bởi: 2 2 ,l l l krP F G = + (1.3) 8 với k là vector sóng, r là khoảng cách phân tách giữa hai hạt, Fl và Gl là nghiệm của hàm Coulomb. Theo cơ học lượng tử chúng ta có: 1/2 2 2 1/2 2(2 ) exp .a Al µ Z Z e P E pi  ∝ −    
(1.4) Biến đổi gần đúng xác suất xuyên rào ta thu được: ( )exp 2 ,lP piη= − (1.5) với η là tham số Sommerfeld xác định bởi: 2 , a AZ Z e v η =
(1.6a) ( )1/21 22 31.29 ,Z Z Eµpiη = (1.6b) 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: 2 2 1 .p Eσ pi pi − −∝ ∝ ∝
(1.7) Do đó, tiết diện phản ứng sẽ có dạng: ( ) ( ) ( )exp 2 . S E E E σ piη= − (1.8) 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 8 1 exp .A E bN v S E dE kT kT E σ piµ ∞       = − −           ∫ (1.9) Trong đó, ( )1/21/21 20.989 .b Z Z MeVµ= (1.10) Kết quả tổng hợp của hai hạng tử trong hàm e-mũ của (1.9) tạo ra một đỉnh phân bố, gọi là đỉnh Gamow. Tiết diện phản ứng trong vùng năng lượng này sẽ trội hơn hẳn so với những vùng khác. Tại đỉnh, suất phản ứng tính bởi: ( ) 1/2 3/2 0 1/2 0 8 1 exp .A E bN v S E dE kT kT E σ piµ ∞       = − −           ∫ (1.11) Với đỉnh: ( ) 2/3 1/32 2 2 0 1 2 61.22 ,2 bkTE Z Z T keVµ = =    (1.12) và độ rộng đỉnh: ( ) ( )1/61/2 2 2 50 1 2 64 0.749 .3 E kT Z Z T keVµ∆ = = (1.13) 9 1.7.2. 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: ( ) ( ) 2 22 , 2 a b BW RE E σ pi ω Γ Γ = Γ− +
(1.14) Γa, Γb và Γ là độ rộng riêng phần và toàn phần của kênh vào và kênh ra. ER là năng lượng hạt tới. Thừa số thống kê spin ω có thể tính bởi (1.15): ( ) ( ) 2 1 , 2 1 2 1a A J J J ω + = + + + (1.15) J, Ja và JA là spin của trạng thái cộng hưởng, spin của hạt tới và của bia. Kết hợp những biểu thức trên, suất phản ứng được viết lại như sau: ( ) 1 32 2 0 8 1 exp .A BW EN v E E dE kT kT σ σ piµ ∞       = −           ∫ (1.16) 1.7.2.1. Cộng hưởng hẹp Trong trường hợp Γ/ER < 20% , trong vùng cộng hưởng năng lượng thay đổi rất nhỏ khi đó suất phản ứng sẽ là: ( ) ( )3/29 6 6 116058.08 10 exp iA itot i E N v T T σ µ ωγ−−   = × −    ∑ [cm3.mol-1.s-1] (1.17) Ei có đơn vị MeV, µ có đơn vị amu, T6 có đơn vị MegaKelvin (MK) và hàm lực cộng hưởng được cho bởi: . a bωγ ω Γ Γ = Γ (1.18) 10 1.7.2.2. Cộng hưởng rộng Trong trường hợp Γ /ER > 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 ER với độ rộng ΓR = Γ(ER) có thể được tính bởi (1.19): ( )2 2 2 / 2( ) ( )( ) ,( ) ( ) ( - ) ( / 2) Ra b R a R b R R E E E E E E E σ σ ΓΓ Γ = Γ Γ + Γ (1.19) 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 ER. Độ rộng riêng phần của các hạt tương ứng với moment lượng tử quỹ đạo l được tính bởi: ( ) 1/2 22 2 , ,l l R l n E P E E R θ µ   Γ =    
(1.20) 2 lθ 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 Wi của các kênh của phản ứng, với: 2 ,il iW θ Γ = (1.21) và giới hạn Wigner: ( )2 2 3 , , l n i n P E R W Rµ =
(1.22) với ( )1/3 1/31.45n a AR A A= + . Suất phản ứng cộng hưởng rộng được xác định bởi (1.2) và (1.19). 1.8. Phương pháp R-matrix Nội dung cơ bản của phương pháp R-matrix được trình bày trong phần này. Trong đó, các thông số lượng tử của hạt nhân compound là các yếu tố 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. Chương 2. Thực nghiệm phản ứng 22Mg + α 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 22Mg(α,α)22Mg và 22Mg(α,p)25Al nhằm thu nhận thông tin về trạng thái lượng tử của 26Si trong vùng năng lượng E > Eαthr và 11 suất phản ứng (α,p) trong vùng nhiệt độ sao T9 = 0.5 – 2.5 GK. Cửa sổ Gamow ứng với vùng nhiệt độ môi trường sao được chỉ ra trong bảng 2.1. Bảng 2.1. Cửa sổ Gamow ứng với vùng nhiệt độ và năng lượng quan tâm Nhiệt độ (GK) Đỉnh Gamow (MeV) Độ rộng Gamow (MeV) Năng lượng 26Si (MeV) 0.5 0.960 0.469 9.890 - 10.359 1.5 2.000 1.174 10.575 - 11.749 2.5 2.808 1.796 11.074 - 12.870 2.1.2. 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 t