Nuclear structure studies relevant for astrophysics

Dette prosjektet går ut på å undersøke atomkjernens struktur ved eksitasjonsenergier som er relevante for astrofysiske prosesser, spesielt dannelsen av de grunnstoffene som er tyngre enn jern. Slike tunge grunnstoff dannes ved langsom nøytroninnfangning i stjerner (s-prosessen), ved rask nøytroninnfangning i eksplosive stellare miljøer (r-prosessen), og ved (rask) protoninnfangning eller fotodisintegrering i forskjellige typer supernova-eksplosjoner (pr- og p-prosessen). Det har vist seg at atomkjernens egenskaper, slik som antall kvantemekaniske energinivåer og gamma-henfallssannsynligheten av disse, betyr svært mye for hvilke grunnstoff som produseres og hvor mye som lages av hvert slag. Problemet er at disse egenskapene i mange tilfeller er lite kjent, og man har anvendt modeller som har vært lite testet eller ikke testet i det hele tatt på mange kjerner, rett og slett fordi man har manglet data i det relevante energiområdet for astrofysiske prosesser. Dette prosjektet har allerede bidratt til å belyse dette for flere kjerner i ulike masse områder, fra den tunge atomkjernen 233Th (PRC 85, 034607 (2012) og akseptert for publisering in Physical Review Letters) til den lette 44Ti (PRC 85, 014320 (2012)). Thorium er svært interessant for r-prosessen, fordi slike tunge kjerner kan kun dannes via denne prosessen, og i tillegg er de radioaktive men med en svært lang levetid (232Th har en halveringstid på 14 milliarder år, omtrent det samme som Universets alder). Mengden av uran-238 og thorium-232 i metallfattige halo-stjerner er derfor blitt brukt som "kjernekronometere" for å bestemme Universets alder. Når det gjelder titan-44, har det lenge vært kjent at mengden av produsert 44Ti i supernovaeksplosjoner avhenger sterkt av typen supernova, og de komplekse eksplosjonsbetingelsene. I tillegg har det vært store usikkerheter knyttet til denne atomkjernens egenskaper hed høye energier. Vårt arbeid og de nye dataene fra vårt eksperiment har vist viktigheten av å bruke modeller for energinivåene og gammahenfallssannsynligheten som samsvarer -- hvis ikke, får man svært dårlig overensstemmelse med våre data.

One of the most challenging topics within nuclear astrophysics today is the description of the observed element abundances in our solar system and the Universe. The reaction mechanisms that are called for to describe the stellar nucleosynthesis include r apid proton/neutron capture, slow neutron capture, and photodisintegration. However, as of today, the scientific community is far from having a complete picture of the nucleosynthesis. One reason for this is that the astrophysical site for the rapid neutr on capture process is still not firmly established; another is due to the wealth of required nuclear information. For a reaction network calculation on the nucleosynthesis involving about 2000 nuclei, more than 20 000 cross sections for the relevant nucle ar reactions are necessary as input. Because it is practically impossible to measure all these quantities experimentally, one has to rely on theoretical models for many nuclei. Naturally, the goal is then to get the models as precise and reliable as pos sible, and with a strong predictive power. The general approach to achieve this is to compare these models to existing data, and refine them and/or develop new theories and models in order to get the best possible understanding of the nuclear ingredients . The current project deals with these issues specifically. Two indispensable quantities that enter the reaction codes are the nuclear level density and the gamma-ray strength function. The level density is a measure of the accessible quantum levels of an atomic nucleus for a given excitation energy, while the gamma-ray strength function gives information on the average electromagnetic decay properties of the nucleus. The main objective of this project is to investigate how observed structures in the le vel density and gamma-ray strength function of nuclei relevant for the nucleosynthesis will influence on the capture cross sections, the capture reaction rates and consequently the estimated abundance patterns.