Im Brennpunkt der nuklearen Astrophysik : die Reaktion 12C(α,γ)16O

Abstract

Von theoretischen Astrophysikern wird seit Jahren eine präzisere Messung der thermonuklearen Reaktionsrate der Einfangreaktion 12C(alpha,gamma)16O gefordert. Da diese Reaktionsrate die stellare Nukleosynthese und die Evolution von Sternen massiv beeinflußt, gilt sie als die größte Unsicherheit und das wichtigste noch fehlende Glied im Netzwerk der Sternmodellrechnungen, und die Reaktion 12C(alpha,gamma)16O als die Schlüsselreaktion der Nuklearen Astrophysik schlechthin.

Mit dem Ziel, ihre Reaktionsrate genauer zu bestimmen, wurde die Reaktion 12C(alpha,gamma)16O im Rahmen dieser Arbeit zwischen Ecm = 890 keV und 2800 keV erneut vermessen, wobei Schwerpunkte auf der Untersuchung von Interferenzen im Bereich der schmalen 2+-Resonanz bei Ecm = 2.68 MeV und auf Messungen des Wirkungsquerschnitts bei tiefen Energien lagen. Da die Trennung der E1- und E2-Anteile des Wirkungsquerschnitts für die Extrapolation in den astrophysikalisch relevanten Energiebereich Ecm = 0.1-8 MeV aufgrund von Interferenzen unumgänglich ist, wurden in normaler Kinematik Winkelverteilungen der emittierten gamma-Quanten gemessen.

Dieser Arbeit liegen zwei neue, komplementäre Experimente zugrunde: Beim ersten Experiment wurden mit einer Anordnung von neun HPGe-Detektoren in 4pi-Geometrie erstmals Winkelverteilungen mit neun Winkelpositionen auf einmal aufgenommen, was überhaupt erst die präzise Vermessung der 2+-Resonanz ermöglichte. Ergänzend dazu wurde in einem zweiten Experiment mit verbesserter Target-Technologie und einem optimierten Setup - bestehend aus drei hocheffizienten HPGe-Detektoren auf einem Drehtisch und einem weiteren feststehenden HPGe-Detektor als Referenz - Winkelverteilungen bei einigen ausgewählten (tiefen) Energien gemessen. Auch hier konnten neun verschiedene Winkelpositionen realisiert und die bislang empfindlichsten Wirkungsquerschnitts-Messungen zur Reaktion 12C(alpha,gamma)16O durchgeführt werden.

Mit Hilfe der R-Matrix-Methode wurden die E1- und E2-Anteile des Wirkungsquerschnitts unabhängig voneinander in den relevanten Energiebereich extrapoliert. Der E1-Anteil wurde durch einen 3-Level-R-Matrix-Fit an die Einfangdaten aus den Winkelverteilungsmessungen und an Daten aus Experimenten zur elastischen alpha-Streuung sowie zum beta-verzögerten alpha-Zerfall von 16N beschrieben. Der E2-Anteil wurde durch einen 5-Level-R-Matrix-Fit an die Einfangdaten und elastische alpha-Streudaten bestimmt. In beiden Fällen wurden alle Interferenzmöglichkeiten getrennt betrachtet und jeweils der beste Fit zur Bestimmung der Reaktionsrate verwendet. Durch die Untersuchung der 2+-Resonanz gelang es, für den E2-Anteil einen Großteil möglicher Interferenzkombinationen auszuschließen. Im Fall des E1-Anteils ist durch die Messungen bei tiefen Energien erstmals die eindeutige Festlegung der Interferenzstruktur möglich. Die S-Faktoren bei Ecm = 300 keV ergeben sich zu SE1(300 keV) = 77(17) keVb und SE2(300 keV) = 81(22) keVb.

Zur Bestimmung der thermonuklearen Reaktionsrate wurden darüberhinaus alle bekannten gamma-Übergänge, die nicht zu SE1 oder SE2 beitragen, durch Breit-Wigner-Kurven mit energieabhängigen Breiten beschrieben, und damit deren Beitrag zum totalen S-Faktor bestimmt.

Die Reaktionsrate wurde dann im Temperaturbereich 0.001 <= T9 <= 10 durch numerische Integration der S-Faktoren ermittelt. Zur Verwendung der Reaktionsrate in Sternmodellrechnungen wurden außerdem Parametersätze für die beiden üblicherweise verwendeten analytischen Fitformeln abgeleitet, die mit Genauigkeiten von 7% bzw. 12% im Temperaturbereich 0.001 <= T9 <= 10 bzw. 0.02 <= T9 <= 10 Gültigkeit besitzen.

Durch die beiden neuen Experimente gelang es nicht nur, den Wirkungsquerschnitt der Reaktion 12C(alpha,gamma)16O deutlich empfindlicher als bisher zu vermessen, sondern auch wichtige, neue Informationen über die Interferenzstruktur zu gewinnen, und damit die thermonukleare Reaktionsrate mit einer relativen Unsicherheit von 25% genauer zu bestimmen als es jemals zuvor möglich war.

Theoretical astrophysicists frequently claimed a more precise experimental determination of the 12C(alpha,gamma)16O reaction rate in the past. This thermonuclear reaction rate affects the nucleosynthesis and the stellar evolution drastically. Therefore it is the leading nuclear uncertainty annoying star model calculations, and the 12C(alpha,gamma)16O reaction is considered to be the key reaction in nuclear astrophysics par excellence.

Aiming at a more precise determination of its reaction rate, in the frame of this thesis the 12C(alpha,gamma)16O reaction has been measured again between Ecm = 890 keV and 2800 keV. Emphasis was placed on the investigation of interference effects in the region of the narrow 2+ resonance around Ecm = 2.68 MeV and on accurate cross section measurements at low energies. As the extrapolation of the cross section to the astrophysically relevant energy range Ecm = 0.1-8 MeV is impossible without the separation of the interfering E1 and E2 contributions, gamma-angular distributions in regular kinematics have been measured to disentangle both contributions.

Two new complementary experiments form the basis of this thesis: The first used a 4pi-setup consisting of nine HPGe detectors, which allowed fast measurements of angular distributions with nine positions at once for the first time. That in turn enabled the first direct measurement of the excitation function around the 2+ resonance with sufficient statistics. Additionally in a second experiment with improved target technology and an optimized setup - consisting of three HPGe detectors with high efficiency and a further reference detector which has been fixed - angular distributions at several complementary (low) energies have been measured. Again nine independent angle positions could be realized, resulting in 12C(alpha,gamma)16O cross section measurements with the highest sensitivity so far.

The E1 and E2 parts of the cross section have been extrapolated to the relevant energy range independently by means of the R-matrix formalism. The E1 part has been described by a simultaneous 3-level R-matrix fit to the capture data from the angular distribution measurements as well as datasets from elastic alpha-scattering and beta-delayed alpha-decay of 16N. The E2 part has been determined by a 5-level R-matrix fit to the capture data and elastic alpha-scattering data. In both cases all possible interference combinations have been treated separately. The best fit then has been used to calculate the reaction rate. By the investigation of the 2+ resonance it was possible, to exclude most of the possible interference combinations. In the case of the E1 part it is for the first time possible to definitely fix the interference structure by the low energy measurements. The resulting S-factors at Ecm = 300 keV are SE1(300 keV) = 77(17) keVb and SE2 = 81(22) keVb.

To calculate the thermonuclear reaction rate in addition the contributions to the total cross section of all known gamma-transitions, which do not add to SE1 or SE2, have been described by Breit-Wigner curves with energy dependent widths.

Subsequently the reaction rate has been determined by numerical integration of the S-factors in the energy range 0.001 <= T9 <= 10. Moreover, for direct use of the reaction rate in star model calculations two parameter sets for the commonly used analytical fit formulas have been derived. They are valid for 0.001 <= T9 <= 10 and 0.02 <= T9 <= 10 respectively, with relative uncertainties of 7% and 12% respectively.

By means of the two new experiments it was not only possible to measure the 12C(alpha,gamma)16O cross section more sensitive than so far, but also to gain important information on the interference structure. This allowed to determine the thermonuclear reaction rate with a relative uncertainty of 25%, which is more precise than ever before.