Curriculum vitae et studiorum
Formazione
Gianluca Imbriani è nato il 23/11/1971 a Potenza.
Esperienze lavorative nell'ambito della ricerca
Relazioni e contributi congressi
Ha tenuto relazioni:
Attività Ricerca
Gianluca Imbriani, subito dopo la tesi di laurea, ha iniziato a collaborare, nell'ambito delle attività del gruppo III della sezione di
Napoli dell'INFN, agli esperimenti NABONA, LUNA e ERNA che si prefiggono di misurare sezioni d'urto di reazioni nucleari di interesse
astrofisico alle energie tipiche degli interni stellari. Fra il 1997 e il 2000 ha svolto il lavoro di dottorato sullo studio di due
reazioni, in particolare la 7Be(p,g)8B e la 12C(a,g)16O, sia da un punto di vista sperimentale, sia da un punto di vista astrofisico
teorico. La prima delle due reazioni costituisce uno dei terminali della catena p-p, ovvero uno dei modi in cui negli interni stellari
avviene la combustione dell'idrogeno, mentre la seconda, assieme al processo 3a, è il principale processo attivo durante la combustione
dell'elio.
Per questo lavoro di ricerca ha interagito intensamente sia con il gruppo sperimentale di astrofisica nucleare dell'EP3
(Experimental Physik III) della Rühr Universität di Bochum sia con i gruppi teorici di astrofisica stellare dell'Osservatorio
Astronomico di Teramo e dell'Osservatorio Astronomico di Roma.
L'energia di attivazione delle reazioni stellari è molto piccola, risultando dalla convoluzione tra la distribuzione di Boltzmann
delle velocità relative dei reagenti e l'andamento della sezione d'urto, fortemente decrescente al diminuire dell'energia (la funzione
risultante è quindi piccata su di un valore dell'energia detto picco di Gamow). In un numero limitato di casi, coinvolgenti essenzialmente
nuclei molto leggeri, è possibile estendere le misure di sezioni d'urto fino all'energia del picco di Gamow: in ogni caso i tassi di
conteggio sono proibitivamente bassi e la competizione del fondo cosmico impedisce un'estrazione efficiente del segnale. Nell'ambito di
questa metodica si inserisce l'esperimento LUNA che utilizza i laboratori nazionali del Gran Sasso dell'INFN, dove lo strato di 2000 m di
roccia sovrastante le sale sperimentali garantisce un'adeguata schermatura dalla radiazione cosmica. Le sezioni d'urto delle reazioni
3He(3He,2p)4He [1], d(3He,p)4He [4,6] e d(p,g)3He [17] sono state misurate nell'ambito del suddetto esperimento, raggiungendo per la
prima volta l'energia del picco di Gamow corrispondente alla temperatura del sole. A queste energie le sezioni d'urto sono fortemente
influenzate dall'effetto di electron screening, usualmente descritto introducendo un potenziale, detto di screening, che abbassa la
barriera coulombiana dei nuclei nudi nella determinazione del fattore di penetrabilità, determinando un aumento della sezione d'urto.
I valori trovati per le reazioni analizzate per il potenziale di screening elettronico sono in tutti i casi superiori al "limite
adiabatico" (differenza fra l'energia di legame dell'elettrone nell'atomo composto e la somma delle energie di legame degli atomi
partecipanti alla reazione). La ragione di tale discrepanza non è ancora motivata teoricamente, mentre è stata condotta un'accurata
analisi del potere frenante dei mezzi gassosi per le particelle incidenti [4,6], che influenza criticamente il valore del potenziale
di screening estratto dai dati. Nel caso della 3He(d,p) 4He è stato per la prima volta messo in evidenza un effetto di soglia
nell'andamento della perdita di energia in funzione dell'energia incidente.
Attualmente l'attività di ricerca è rivolta allo studio della reazione 14N(p,g)15O, il processo più lento del ciclo CNO.
La buona conoscenza della sezione d'urto di tale reazione consentirà di stabilire i tempi di permanenza di tutte le stelle con massa
superiore a 2M in sequenza principale e di determinare per le altre stelle la luminosità del punto di turn off (il punto in cui la
stella abbandona la sequenza principale). Infatti tutte le stelle di piccola massa bruciano l'idrogeno secondo la catena p-p fino a che
la frazione in massa centrale di quest'ultimo è superiore a 0.1, dopo di che l'energia prodotta dalla catena non è sufficiente a
sostenere la struttura stellare, che comincia a contrarsi. La temperatura e la densità centrale crescono fino ad attivare il ciclo CNO,
per cui l'uscita dalla Sequenza Principale è guidata dal valore della sezione d'urto della reazione 14N(p,g)15O. Una modifica di questa
sezione d'urto, rispetto ai valori attualmente adottati come risultati di estrapolazioni a bassa energia, cambierebbe i valori attesi di
luminosità del turn off, lasciando sostanzialmente inalterati i tempi di vita della stella. La determinazione stessa delle età degli
Ammassi Globulari (galassie di forma ellittica formate principalmente da stelle di piccola massa) più "vecchi" dipende criticamente dalla
conoscenza della sezione d'urto della 14N(p,g)15O [15]. Per poter effettuare questa misura è stato installato un nuovo acceleratore di
400kV all'interno delle sale sperimentali dei Laboratori Nazionali del Gran Sasso. Gianluca Imbriani ha partecipato ai lavori necessari
alla messa in opera del nuovo acceleratore. In particolare, si è occupato della calibrazione in energia dell'acceleratore ed è in corso
di ultimazione un lavoro tecnico-scientifico che descrive la metodologia originale utilizzata. In questo momento sta partecipando alla
presa dati della reazione 14N(p,g)15O e sta sviluppando un codice originale per l'analisi dei dati.
Quando non è possibile raggiungere le energie del picco di Gamow, è necessario ricorrere ad estrapolazioni della sezione d'urto misurata
in un intervallo energetico che si estende fino ad energie più basse possibili, compatibilmente con i tassi di conteggio osservabili,
comunque lontane dal picco di Gamow. I limiti di questo metodo sono evidenti soprattutto se sono presenti delle strutture risonanti
nell'intorno dell'energia da considerare. Per aumentare la precisione delle misure e l'efficienza della rivelazione dei prodotti della
reazione è possibile utilizzare il metodo basato sul separatore di ioni di rinculo. Questo metodo consiste nello studio della reazione
in cinematica inversa, cioè nel far incidere un fascio di ioni su un bersaglio gassoso di protoni (oppure di elio) e nella rivelazione
degli ioni prodotti in seguito alla cattura radiativa separati il meglio possibile dal fascio incidente (esperimenti NABONA ed ERNA).
La reazione 7Be(p,g)8B è stata studiata presso l'acceleratore TANDEM dell'Università Federico II nell'ambito dell'esperimento NABONA
[5,9]. In particolare Gianluca Imbriani si è occupato della misura dello scattering elastico p+7Be necessaria alla determinazione della
sezione d'urto in esame con il metodo degli ioni di rinculo [9] e dell'analisi dei dati raccolti durante la misura. Questa reazione è di
cruciale importanza nello studio del problema del neutrino solare, infatti il seguente decadimento b del 8B produce un neutrino che ha uno
spettro energetico fino a circa 12 MeV. Esso è stato osservato dagli esperimenti Superkamiokande ed il più recente SNO. Grazie alla
crescente precisione di tali esperimenti e alla migliore conoscenza delle sezioni d'urto in gioco, la discrepanza fra i dati osservati a
terra e i flussi previsti dal modello solare standard sta dando la possibilità di stimare la massa del neutrino alle energie fra 1 e
15 MeV. L'esperimento ERNA si propone di misurare la sezione d'urto della reazione 12C(a,g)16O, la misura di tale reazione si svolgerà
presso il Dynamitron Tandem Laboratorium (DTL) dell'Università di Bochum [2,3,10]. Gianluca Imbriani ha partecipato a tutti i test
effettuati presso il DTL per verificare le perfomance del separatore che si è installato.
Nell'ambito di questa tematica si è reso necessario studiare l'andamento degli stati di carica degli ioni nell'attravesamento di un
bersaglio gassoso riempito di idrogeno oppure di elio. Lo studio di tali distribuzioni, condotto presso l'acceleratore TANDEM presente
nel dipartimento di Scienze Fisiche dell'Università Federico II, è di cruciale importanza nella determinazione delle sezioni d'urto delle
reazioni di interesse astrofisico utilizzando il metodo del Separatore di Ioni di Rinculo. Difatti solo conoscendo con elevata precisione
la probabilità che ha lo ione di rinculo di assumere un determinato stato di carica nel bersaglio gassoso è possibile ricavare con buona
precisione il valore assoluto della sezione d'urto della reazione che si vuole studiare, normalizzando il numero di "rinculi" (Nr) al
numero di eventi scattering elastico (Nel) misurati nel gas target. Il processo di scambio carica dei prodotti di reazione all'interno del
bersaglio gassoso a partire dall'istante della loro formazione con un dato stato di carica iniziale è governato dalla sezione d'urto per
cessione o acquisto di un elettrone nella interazione degli ioni con gli atomi del bersaglio. Quando lo spessore attraversato è
sufficientemente grande i due processi vanno all'equilibrio e la distribuzione degli stati di carica è detta, appunto, di equilibrio.
Nei casi di interesse non è detto che questa condizione sia sempre verificata. Infatti, lo ione può essere creato in un qualsiasi punto
del gas target: se la reazione ha avuto luogo all'inizio del bersaglio gassoso la pressione vista dallo ione di rinculo corrisponde a
quella effettiva, ad esempio 5 mbar; se, invece, avviene al centro varrà 2.5 mbar e se, infine, avviene nella parte finale varrà 0 mbar.
Conoscendo, però, la dipendenza della distribuzione degli stati di carica dalla pressione è possibile ricostruire la dipendenza della
distribuzione degli stati di carica dallo spessore di gas attraversato [19]. Nel corso di queste misure sono state studiate le variazioni
degli stati di carica dell'16O e del 23Na al variare della pressione nel bersaglio gassoso, riempito di idrogeno oppure di elio.
Per quanto riguarda l'attività di ricerca teorica, Gianluca Imbriani si interessa di studiare l'evoluzione stellare per mezzo di un
codice numerico evolutivo. Tale codice simula l'evoluzione di una stella, risolvendo le equazioni di equilibrio stellare e valutando
tutti i possibili contributi energetici. Gli output del codice consentono di studiare tutte le fasi della vita di una stella; infatti,
vengono prodotti ad ogni iterazione modelli completi della struttura stellare che si sta analizzando. In particolare, egli si è
interessato di valutare le incertezze indotte dalla non buona conoscenza della sezione d'urto della reazione 12C(a,g)16O sull'evoluzione
di stelle in un ampio intervallo di masse (fra 0.8M€ e 25M€) e con diverse composizioni chimiche iniziali [7,14]. La suddetta reazione,
insieme al processo 3a, è il principale processo attivo durante la combustione dell'elio. Poichè la reazione è attiva in un ambiente
convettivo, sono stati compiuti alcuni test per poter comprendere la competizione fra la convezione e il processo analizzato, per meglio
determinare l'abbondanza finale di carbonio lasciata dalla combustione centrale di elio [14,20]. La conoscenza di questa abbondanza è di
fondamentale importanza per comprendere l'evoluzione successiva di una stella. Infatti, sia la determinazione delle abbondanze degli
elementi eiettati dall'esplosione di una Supernova di tipo II, sia la composizione chimica delle nane bianche risultanti dalla
degenerazione di una stella di piccola massa, dipendono fortemente da questo parametro. In particolare, nel primo di questi due
lavori [14] si è dimostrato che al variare dell'oveshooting non varia l'abbondanza finale di carbonio ed ossigeno, mentre queste ultime
sono molto sensibili all'immissione di elio nelle ultime fasi della combustione dell'elio. Quindi le abbondanze finali di carbonio e
ossigeno dipendono dal modo in cui vengono trattate le instabilità convettive, note come Breathing Pulses. Si è poi stimata l'incertezza
nella conoscenza dell'abbondanza finale di carbonio e ossigeno e quanto essa influenzi l'evoluzione di una stella di 25M€. Si è verificato
che non solo le abbondanze degli elementi eiettati ma anche il modo in cui procedono le combustioni successive cambiano profondamente
a seconda dell'abbondanza relativa di carbonio e di ossigeno alla fine dell'evoluzione dell'elio. Il secondo lavoro [20] è focalizzato
sullo studio di una stella di 3M€, quale progenitore di una nana bianca. Infatti, recentemente sono apparsi dei lavori nei quali dallo
studio delle oscillazioni superficiali di alcune nane bianche si è derivato l'abbondanza di ossigeno presente nella stella. Nel nostro
lavoro viene dimostrata l'impossibilità di utilizzare questo dato per determinare il tasso di reazione della 12C(a,g)16O, poiché esso
dipende dallo scenario convettivo considerato. L'unico di modo di risolvere la degenerazione fra tasso di reazione e convezione è quello
di misurare in laboratorio la sezione d'urto alla più bassa energia possibile.
Gianluca Imbriani sta studiando, inoltre, l'incidenza dei parametri nucleari sulle possibili soluzioni al problema del neutrino solare.
Ha prodotto con il codice FRANEC un modello solare standard per stabilire quanto varino i flussi attesi dei neutrini al variare dei
parametri fisici (temperatura superficiale, età, luminosità e sezioni d'urto nucleari) nell'intervallo fissato dagli errori sperimentali.
Ha poi studiato quanto queste variazioni influenzino la determinazione della massa del neutrino.Una particolare attenzione è stata
dedicata alle reazioni 7Be(p,g)8B ed 3He(4He,g)7Be le cui sezioni d'urto risultano essere i parametri che maggiormente influenzano la
determinazione della massa del neutrino [18].
Pubblicazioni scientifiche
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