12C(alpha,gamma)16O - die Schlüsselreaktion im Heliumbrennen der Sterne

Abstract

Die Reaktion 12C(alpha,gamma)16O nimmt eine Schlüsselstellung für die Nukleosynthese und bei der Durchführung von Sternmodellrechnungen ein. Von Astrophysikern, die solche Rechnungen durchführen, wurde wiederholt eine genauere experimentelle Bestimmung der Reaktionsrate angefordert, denn ihre Unsicherheiten wirken sich auf die gesamten Nukleosyntheserechnungen aus. Man sieht in der Reaktion 12C(alpha,gamma)16O die wichtigste zu bestimmende Reaktion der nuklearen Astrophysik neben Ne22(alpha,n)Mg25. Deshalb wurde diese Reaktion im Energiebereich Ecm = 0.95 MeV - 2.79 MeV mit weit empfindlicheren Detektoren als bei vorherigen Experimenten neu untersucht. Um eine für die Extrapolation in den astrophysikalisch relevanten Energiebereich um Ecm = 0.3 MeV notwendige Trennung von E1- und E2-Anteil des Wirkungsquerschnittes zu erreichen, wurden im gesamten Energiebereich Winkelverteilungen gemessen. Dies wurde ermöglicht, indem eine dichtgepackte Anordnung aus 3-4 großen Reinstgermaniumdetektoren mit aktiver Abschirmung aus BGO auf einem Drehtisch um das Target aufgestellt wurde. Hierdurch konnten Winkelverteilungen mit 8 bzw. 9 Datenpunkten aufgenommen werden, was genügend Information für eine zuverlässige Bestimmung des E1- und E2-Anteils beim alpha-Einfang liefert. Die Extrapolation in den astrophysikalischen Energiebereich wurde mit der R-Matrix-Methode für E1- und E2-Anteil getrennt durchgeführt. Für den E1-Anteil wurde ein 3-Level-R-Matrix-Fit an die Daten aus dieser Arbeit, an Daten aus Experimenten zur elastischen Streuung und dem beta-verzögerten \alpha-Zerfall von 16N durchgeführt. Dabei wurden alle möglichen Kombinationen für die Interferenzen der Zustände im (alpha,gamma)-Kanal separat behandelt und für den Extrapolationswert der beste Fit ausgewählt. Der E2-Anteil wurde erstmalig durch einen 5-Level-R-Matrix-Fit an die Daten aus dieser Arbeit und an Daten aus Experimenten zur elastischen Streuung beschrieben. Auch hier wurden die Interferenzen getrennt behandelt und der Extrapolationswert aus dem besten Fit extrahiert. Für die S-Faktoren ergeben sich die Werte SE1(0.3 MeV) = 76 +- 20 keV b und SE2(0.3 MeV) = 85 +- 30 keV b. Für die Kaskadenübergänge, also den gamma-Einfang in angeregte Zustände des 16O-Kerns, konnten die Anregungskurven nur aus den zugehörigen Folgeübergängen bestimmt werden. Als Extrapolationswert für den astrophysikalisch relevanten Energiebereich ergibt sich Scasc(0.3 MeV) < 8 keV b als Grenzwert. Aus den R-Matrix-Fits wurde durch numerische Integration die astrophysikalische Reaktionsrate im Temperaturbereich 0.001 <= T9 <= 10 gewonnen. Zusätzlich zu den R-Matrix-Fits für den E1- und E2-Anteil wurden sämtliche bekannten gamma-Übergänge durch Breit-Wigner-Kurven mit energieabhängigen Breiten berücksichtigt. Auch diese Kurven wurden numerisch integriert. Die astrophysikalische Reaktionsrate von 12C(alpha,gamma)16O wird tabellarisch und außerdem mit zwei unterschiedlichen analytischen Formeln wiedergegeben, wie sie heutzutage in den theoretischen Modellen gebräuchlich sind. Sie gelten im Temperaturbereich 0.001 <= T9 <= 10 bzw. 0.02 <= T9 <= 10 und haben eine Genauigkeit von 8% bzw. 12%.

12C(alpha,gamma)16O is a key reaction in stellar nucleosynthesis and in stellar model calculations. Astrophysicists, performing such calculations, requested experimental determinations of the reaction rate with higher accuracy, because uncertainties of the rate have an influence on all nucleosynthesis calculatuions. Thus 12C(alpha,gamma)16O is regarded as the most important reaction in nuclear astrophysics besides Ne22(alpha,n)25Mg. For this reason the reaction has been observed in the energy range Ecm = 0.95 MeV - 2.79 MeV with detectors of much higher sensitivity as in previous experiments. For the extrapolation to astrophysical relevant energies of about Ecm = 0.3 MeV a separation of the E1 and E2 contributions to the cross sections is necessary. This has been achieved by a setup of 3-4 HPGe detectors of high efficiency and with an active BGO shielding on a turnable table. Thus angular distributions with 8 resp. 9 data points could be measured, providing enough information for a reliable determination of the E1 and E2 part. For the extrapolation to astrophysical relevant energies the R-matrix method has been applied to the E1 and E2 part separately. The E1 part has been described with a 3 level R-matrix fit to the data from this work, to data from elastic scattering experiments and to data from the beta delayed alpha decay from 16N. All possible combinations of interferences in the (alpha,gamma) channel have been treated separately. The best fit has been chosen as the extrapolation value. For the first time a 5 level R matrix fit has been applied for the description of the E2 part. Data from this work and from elastic scattering experiments has been used. The interferences have been treated separately as in the E1 part, and the extrapolation has been chosen from the best fit. The resulting S factors are SE1(0.3 MeV) = 76 +- 20 keV b and SE2(0.3 MeV) = 85 +- 30 keV b. The yield curves for cascade transitions (gamma capture to excited states in 16O) have been determined from the succeeding transitions. The extrapolation to astrophysical relevant energies results in a limit of Scasc(0.3 MeV) < 8 keV b. The astrophysical reaction rate in the temperature range 0.001 <= T9 <= 10 has been extracted from the R matrix fits by numerical integration. Additionally to the R matrix fits for the E1 and E2 part all known gamma transitions have been take into account using Breit-Wigner curves with energy dependent widths. The astrophysical reaction rate of 12C(alpha,gamma)16O is given in tabular form and also with two different analytical expressions, that are used nowadays in theoretical model calculations. The expressions are valid in the temperature range 0.001 <= T9 <= 10 resp. 0.02 <= T9 <= 10 with an accuracy of 8% resp. 12%.