Chloe Fougeres

Nucleon-adding and -removing transfer reactions provide a unique experimental window into the anatomy of the shell-model picture of atomic nuclei. The authors put the neutron-removing transfer reaction 47K(d,t) and the neutron-adding counterpart 47K(d,p) to work for meticulously probing our understanding of the neutron shell structure and interaction of the last valence proton in 46K. With that, they provided a unique benchmark for the nuclear shell model on the quest to describe shell evolution in neutron-rich nuclei.

De la compréhension de l'abondance cosmique de 22Na par mesure de temps de vie en 23Mg: Les simulations de la nucléosynthèse dans les novæ prédisent la production du radioélément 22Na, une observable astronomique clé, par sa courte demi-vie, pour contraindre les modèles de novæ. Cette nucléosynthèse peut aussi expliquer l’excès mesuré de 22Ne dans certains grains présolaires et rayons cosmiques. La résonance à 0,204 MeV, dominant la réaction 22Na(p,y)23Mg aux températures des novæ, a une force discutée. Une expérience a été menée au GANIL afin de mesurer la durée de vie, le spin et rapport d’embranchement proton de l’état résonant à Ex=7,785 MeV dans le 23Mg. La réaction 3He(24Mg,⍺)23Mg* a été mesurée avec des détecteurs de particules (VAMOS, SPIDER) et avec le spectromètre gamma AGATA. Les particules alpha ont permis de reconstruire les énergies d’excitation. Sélectionnant les états peuplés, les spectres de raies y décalées Doppler ont été analysés avec plusieurs méthodes, dont une nouvelle, pour mesurer les durées de vie à une résolution de 1 fs. A cette fin, le code de simulation EVASIONS a été développé. Des protons issus d’états non liés ont été identifiés, cela a permis de mesurer le rapport d’embranchement proton de l’état clé. Une étude du modèle en couches permit de déterminer son spin, qui était aussi discuté expérimentalement. La force de résonance clé a été obtenue. Elle est inférieure à la sensibilité des expériences de mesure directe. Le taux de la réaction 22Na(p,y)23Mg a été réévalué avec la méthode Monte-Carlo. En utilisant le code de simulation stellaire MESA, nous avons pu montrer que la quantité éjectée de 22Na pendant les novæ peut être utilisée comme un outil permettant de quantifier certaines propriétés des novæ sous-jacentes. Finalement, nous avons estimé la distance limite de détection de 22Na durant des novæ et la fréquence d’observation de tels événements en utilisant la prochaine génération de télescopes spatiaux à raies y.

Observed abundances of Z ∼ 40 elements in metal-poor stars vary from star to star, indicating that the rapid and slow neutron capture processes may not contribute alone to the synthesis of elements beyond iron. The weak r-process was proposed to produce Z ∼ 40 elements in a subset of old stars. Thought to occur in the ν-driven ejecta of a core-collapse supernova, (α, xn) reactions would drive the nuclear flow toward heavier masses at T = 2−5 GK. However, current comparisons between modeled and observed yields do not bring satisfactory insights into the stellar environment, mainly due to the uncertainties of the nuclear physics inputs where the dispersion in a given reaction rate often exceeds 1 order of magnitude. Involved rates are calculated with the statistical model where the choice of an α-optical-model potential (αOMP) leads to such a poor precision. The first experiment on ⁸⁷Rb(α, xn) reactions at weak r-process energies is reported here. Total inclusive cross sections were assessed at E _c.m. = 8.1−13 MeV (3.7−7.6 GK) with the active target MUlti-Sampling Ionization Chamber. With an N = 50 seed nucleus, the measured values agree with statistical model estimates using the αOMP Atomki-V2. A reevaluated reaction rate was incorporated into new nucleosynthesis calculations, focusing on ν-driven ejecta conditions known to be sensitive to this specific rate. These conditions were found to fail to reproduce the lighter heavy element abundances in metal-poor stars.