Overarching ques/on 2: How does subatomic ma9er organize - PowerPoint PPT Presentation

Overarching ¡ques/on ¡2: ¡ How ¡does ¡subatomic ¡ma9er ¡ organize ¡itself ¡and ¡what ¡phenomena ¡emerge? ¡ o We ¡can ¡ask ¡this ¡at ¡different ¡levels ¡of ¡ resolu'on , ¡e.g., ¡about ¡the ¡structure ¡of ¡ nuclei ¡(here) ¡or ¡the ¡structure ¡of ¡the ¡proton ¡or ¡neutron ¡cons/tuents ¡(later). ¡ o Compare ¡to ¡how ¡atoms ¡organize ¡themselves ¡into ¡materials: ¡crystals, ¡glasses, ¡ liquids, ¡superfluids, ¡and ¡gases. ¡ ¡ What ¡type ¡of ¡material ¡is ¡a ¡nucleus? ¡ PERSPECTIVES ¡ON ¡THE ¡STRUCTURE ¡OF ¡ATOMIC ¡NUCLEI ¡ ¡ Ø ¡What ¡are ¡the ¡limits ¡of ¡nuclear ¡existence ¡and ¡how ¡do ¡nuclei ¡at ¡those ¡limits ¡live ¡and ¡die? ¡ ¡ Ø ¡What ¡do ¡regular ¡pa9erns ¡in ¡the ¡behavior ¡of ¡nuclei ¡divulge ¡about ¡the ¡nature ¡of ¡nuclear ¡ forces ¡and ¡the ¡mechanism ¡of ¡nuclear ¡binding? ¡ ¡ Ø ¡What ¡is ¡the ¡nature ¡of ¡extended ¡nucleonic ¡ma9er? ¡What ¡are ¡its ¡phases? ¡ ¡ Ø ¡How ¡can ¡nuclear ¡structure ¡and ¡reac/ons ¡be ¡described ¡in ¡a ¡unified ¡way? ¡ ¡ Ø ¡How ¡can ¡the ¡symbiosis ¡of ¡nuclear ¡physics ¡and ¡other ¡subfields ¡be ¡exploited ¡to ¡advance ¡ understanding ¡of ¡all ¡many-­‑body ¡systems? ¡ ¡

Figure ¡2.3 ¡from ¡page ¡36 ¡of ¡ Exploring ¡the ¡Heart ¡of ¡Ma:er ¡ Proton number ( Z ) Z = 82 Proton 60 (5/2 – ) 2,005 keV CD 2 (9/2 – ) 1,561 keV target (1/2 – ) 1,363 keV 50 3/2 – 854 keV 132 Sn beam 133 Sn 40 7/2 – beam 0 keV Z = 50 Counts N = 126 30 132 Sn Z = 28 20 N = 82 Z = 20 10 N = 50 Z = 8 N = 28 N = 20 0 Z = 2 N = 8 –2 –1 0 1 Neutron number ( N ) N = 2 Q (MeV) • On ¡the ¡leY, ¡the ¡now ¡familiar ¡Table ¡of ¡Nuclides. ¡ ¡The ¡black ¡squares ¡are ¡stable ¡nuclei, ¡ the ¡blue ¡region ¡is ¡the ¡r-­‑process ¡(rapid ¡neutron ¡captures). ¡In ¡r-­‑process ¡ nucleosynthesis, ¡successive ¡neutrons ¡must ¡be ¡captured ¡before ¡beta ¡decay. ¡ ¡ • Tin-­‑132 ¡and ¡nickel-­‑78 ¡are ¡new ¡ ¡doubly ¡magic ¡nuclei ¡adjacent ¡to ¡the ¡r-­‑process ¡region. ¡ ¡ • On ¡the ¡right ¡is ¡a ¡cartoon ¡of ¡a ¡ transfer ¡process : ¡d ¡+ ¡ 132 Sn ¡ à ¡p ¡+ ¡ 133 Sn. ¡ ¡The ¡states ¡are ¡ found ¡to ¡be ¡almost ¡pure ¡single-­‑par/cle ¡states, ¡which ¡is ¡a ¡verifica/on ¡of ¡the ¡doubly ¡ magic ¡nature ¡of ¡Tin-­‑132. ¡ ¡ ¡

Nucleosynthesis processes p-process i-process r-process s-process ν p-process Supernova EC process rp-process Neutron star crust Stellar fusion process Adapted from Frank Timmes and H Schatz More than half of Z > 28 and 90% of gold from r-process Where does it happen? Type II supernovae (match abundance data?), colliding neutron stars (enough events?), . . .

Figure ¡2.4 ¡from ¡page ¡37 ¡of ¡ Exploring ¡the ¡Heart ¡of ¡Ma:er ¡ 60 Tin region 0 -3 50 -6 -9 -12 Proton number 40 40 60 80 100 Superheavy region 140 0 130 -2 -4 -6 -8 120 -10 110 160 180 200 Neutron number • Comparison ¡of ¡smooth ¡semi-­‑empirical ¡mass ¡formula ¡predic/on ¡to ¡predicted ¡masses ¡ (which ¡agree ¡well ¡with ¡known ¡masses) ¡reveals ¡where ¡shell ¡effects ¡are ¡large. ¡ ¡Where ¡ do ¡they ¡occur ¡in ¡the ¡/n ¡region? ¡ ¡Are ¡these ¡nuclei ¡more ¡or ¡less ¡stable? ¡ • In ¡the ¡conjectured ¡superheavy ¡region, ¡the ¡Coulomb ¡and ¡strong ¡interac/ons ¡ compete, ¡leading ¡to ¡broad ¡regions ¡of ¡shell ¡effects. ¡ ¡The ¡paradigm ¡of ¡magic ¡numbers ¡ is ¡broken ¡here! ¡

Figure ¡2.5 ¡from ¡page ¡40 ¡of ¡ Exploring ¡the ¡Heart ¡of ¡Ma:er ¡ Physics of Superheavy Elements Chemistry of Superheavy Elements region of expected long-lived nuclei Cn Z=112: Copernicium very volatile noble metal

Figure ¡2.7 ¡from ¡page ¡48 ¡of ¡ Exploring ¡the ¡Heart ¡of ¡Ma:er ¡ FIGURE 2.7 Left: Experimental two-neutron separation energies S 2n extracted from measured nuclear masses in the Z = 50-82 and N = 82-126 shells. Removing a smooth reference from the bare values shown in the inset highlights the collective contributions attributed to the valence nucleons. The onset of nonspherical nuclear shapes is clearly seen around N = 90, along with more subtle effects near N = 84 and N = 116. Right: Illustration of shape/phase transitional behavior around N = 90. The signature observable R 4/2 (= E(4 + )/E(2 + )) varies from <2 for nuclei very near closed shells to ~2 for spherical vibrational nuclei, to ~3.33 for nonspherical nuclei. SOURCE: Figure courtesy of R. Burcu Cakirli, Max Planck Institute for Nuclear Physics, private communication, 2011. Based on data avail- able through 2010.

Figure ¡2.2.1 ¡from ¡page ¡47 ¡of ¡ Exploring ¡the ¡Heart ¡of ¡Ma:er ¡ 1 0.9 0.8 FG E/E 0.7 0.6 Neutron Matter 0.5 Cold Atoms 0.40 2 4 6 8 10 − k F a • Upper ¡right: ¡ Images ¡of ¡a ¡superfluid ¡condensate ¡of ¡fermion ¡pairs ¡in ¡the ¡laboratory, ¡with ¡ increasing ¡strength ¡of ¡the ¡pairing ¡obtained ¡by ¡varying ¡the ¡magne/c ¡field. ¡The ¡density ¡ tracks ¡the ¡equa/on ¡of ¡state ¡of ¡strongly ¡paired ¡fermions ¡from ¡the ¡Bose-­‑Einstein ¡condensate ¡ (BEC) ¡toward ¡the ¡very ¡strong ¡interac/on ¡(or ¡“unitary”) ¡limit. ¡ ¡ Lower ¡le?: ¡ Comparison ¡between ¡the ¡energies ¡of ¡cold ¡atoms ¡and ¡neutron ¡ma9er ¡at ¡very ¡ low ¡densi/es. ¡The ¡energies ¡are ¡given ¡rela/ve ¡to ¡those ¡of ¡a ¡noninterac/ng ¡Fermi ¡gas, ¡EFG, ¡ plo9ed ¡as ¡a ¡func/on ¡Fermi ¡momentum, ¡kF ¡/mes ¡sca9ering ¡length ¡a ¡(interac/on ¡strength). ¡

Figure ¡2.6 ¡from ¡page ¡44 ¡of ¡ Exploring ¡the ¡Heart ¡of ¡Ma:er ¡ Nuclear matter equation of state Nuclear observables Nuclear Many-body Neutron star interactions theory crust Astronomical observables Microphysics (transport,…) • To ¡understand ¡neutron-­‑rich ¡ma9er, ¡there ¡are ¡rare ¡isotope ¡and ¡PREX ¡ experiments ¡on ¡skins, ¡ ¡LIGO ¡and ¡Virgo ¡will ¡(hopefully!) ¡measure ¡gravita/onal ¡ waves, ¡and ¡high-­‑performance ¡compu/ng ¡will ¡simulate ¡the ¡neutron ¡star ¡crust. ¡

Figure ¡2.3.1 ¡from ¡page ¡53 ¡of ¡ Exploring ¡the ¡Heart ¡of ¡Ma:er ¡ Transport in QCD (quenched) QCD critical point Hot and Dense QCD Quarkonium spectroscopy QCD at T>0 High-T limit of QCD EOS Continuum extrapolated QCD EOS Cold QCD Nucleon Spin Alpha particle Nuclear force Gluon distributions Deuteron Neutron EDM Excited hadronspectrum Nuclear Light nuclei 0 ν ββ rates for 48 Ca Weakly bound nuclei Structure Light ion reactions Neutron induced fission Triple α process Dynamics of neutron star crust Nuclear Global solar model Astrophysics Precision nuclear network Multienergy neutrino transport Precision neutrino network 3D supernova Accelerator Physics Isotope separator optimization Energy Recovery Linac Electron-cooling design 6D Vlasov 10 -1 1 10 2 10 3 10 Petaflop-Yrs on Task • Es/mates ¡of ¡the ¡computa/onal ¡resources, ¡in ¡petaflop-­‑years ¡(what ¡kind ¡of ¡unit ¡ is ¡that?), ¡needed ¡to ¡make ¡breakthrough ¡predic/ons ¡in ¡key ¡areas ¡of ¡nuclear ¡ physics: ¡hot ¡and ¡dense ¡QCD, ¡structure ¡of ¡hadrons, ¡nuclear ¡structure ¡and ¡ reac/ons, ¡nuclear ¡astrophysics, ¡and ¡accelerator ¡physics. ¡ ¡[From ¡M. ¡Savage] ¡

Figure ¡2.10 ¡from ¡page ¡55 ¡of ¡ Exploring ¡the ¡Heart ¡of ¡Ma:er ¡ Above: ¡major ¡theore/cal ¡approaches ¡(but ¡ab ¡ini/o ¡is ¡ much ¡larger ¡now!). ¡Right ¡top: ¡ab ¡ini/o ¡quantum ¡Monte ¡ Carlo ¡calcula/on ¡of ¡proton ¡density ¡in ¡carbon-­‑12. ¡Right ¡ ¡ middle: ¡neutrino ¡flavor ¡oscilla/on ¡in ¡supernova. ¡Right ¡ bo9om: ¡energy ¡surface ¡for ¡fermion-­‑258 ¡from ¡nuclear ¡ DFT ¡explains ¡bimodal ¡fission. ¡ ¡