Progress in the description of stellar evolution is driven by the collaborative effort of nuclear physics, astrophysics and astronomy. Using those developments, the theory of the origin of elements in the Universe is challenged. This thesis addresses the problem behind the abundance of 44Ti and the origin of 26Al. The mismatch between the predicted abundance of 44Ti as produced by the only sites known to be able to create 44Ti, core collapse supernovae (CCSNe), and the observations, highlight the current uncertainty that exists in the physics of these stars. Several satellite based γ-ray observations of the isotope 44Ti have been reported in recent times and confirm the disagreement. As the amount of this isotope in stellar ejecta is thought to critically depend on the explosion mechanism, the ability to accurately model the observed abundance would be a pivotal step towards validating that theory. The most influential reaction to the amount of 44Ti in supernovae is 44Ti(α, p)47V. Here we report on a direct study of this reaction conducted at the REX-ISOLDE facility, CERN. The experiment was performed at a centre of mass energy 4.15±0.23 MeV, which is, for the first time, well within the Gamow window for core collapse supernovae. The experiment employed a beam of 44Ti extracted from highly irradiated components of the SINQ spallation neutron source of the Paul Scherrer Institute. No yield above background was observed, enabling an upper limit for the rate of this reaction to be determined. This result is below expectation, suggesting that the 44Ti(α, p)47V reaction proceeds more slowly than previously thought. Implications for astrophysical events, and remnant age, are discussed. In Wolf-Rayet and asymptotic giant branch (AGB) stars, the 26gAl(p,γ)27Si reaction is expected to govern the destruction of the cosmic γ-ray emitting nucleus 26Al. The rate of this reaction, however, is highly uncertain due to the unknown properties of several resonances in the temperature regime of hydrogen burning. We present a high-resolution inverse kinematic study of the 26gAl(d, p)27Al reaction as a method for constraining the strengths of key astrophysical resonances in the 26gAl(p,γ)27Si reaction. In particular, the results indicate that the resonance at Er = 127 keV in 27Si determines the entire 26gAl(p, γ)27Si reaction rate over almost the complete temperature range of Wolf-Rayet stars and AGB stars. The measurements of spectroscopic factors for many states in 27Al and a shell model calculation of nuclear properties of rp-resonant states in 27Si also allow for testing the structure model.

In dieser Diplomarbeit wurde das astrophysikalisch interessante Resonanztriplett der Reaktion 40Ca(α,γ)44Ti bei 4,5MeV untersucht. Am 3-MV-Tandetron des Helmholtz-Zentrums Dresden-Rossendorf wurden dafür die Energien von Protonen- und -Strahlen kalibriert, Anregungsfunktionen im Energiebereich der drei Resonanzen aufgenommen, vier CaOTargets aktiviert und deren Struktur mittels der Reaktion 40Ca(p,γ)41Sc überprüft. Im Felsenkeller-Niederniveaumesslabor wurde anschließend die Aktivität der Proben gemessen. Schließlich konnte die Summe der Resonanzstärken bei 4497 und 4510 keV -Energie im Laborsystem zu (12;8 2;3) eV und die Summe der Resonanzstärken des gesamten Tripletts, d.h. zusätzlich bei 4523 keV, zu (12;0 2;0) eV bestimmt werden. Bei der ersten Resonanzstärke konnte die Unsicherheit im Vergleich zur Literatur von 19% auf 18% verbessert werden. Außerdem bieten die Daten der vorliegenden Arbeit die Grundlage, zukünftig die Unsicherheiten noch erheblich weiter zu reduzieren. / In this thesis the astrophysically interesting resonance triplet of the 40Ca(α ,γ)44Ti reaction at 4.5MeV has been studied. For this purpose energies of proton and beams provided by 3MVTandetron at Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf have been calibrated. Excitation functions of energy regions near the resonances and in-beam spectra of four different targets have been measured. The 40Ca(p,γ)41Sc reaction has been used to scan the structure of the activated targets. Afterwards their activity has been measured in the underground laboratory Felsenkeller Dresden. Hence the sum of resonance strengths at laboratory energies of 4497 and 4510 keV of (12:8 2:3) eV has been determined as well as the sum of the total triplet strength, including 4523 keV, of (12:0 2:0) eV. In the case of the first resonance, the uncertainty was decreased from 19% to 18 %. Furthermore the results of this work establish a basis for reaching much lower uncertainties in the future.

In dieser Diplomarbeit wurde das astrophysikalisch interessante Resonanztriplett der Reaktion 40Ca(α,γ)44Ti bei 4,5MeV untersucht. Am 3-MV-Tandetron des Helmholtz-Zentrums Dresden-Rossendorf wurden dafür die Energien von Protonen- und -Strahlen kalibriert, Anregungsfunktionen im Energiebereich der drei Resonanzen aufgenommen, vier CaOTargets aktiviert und deren Struktur mittels der Reaktion 40Ca(p,γ)41Sc überprüft. Im Felsenkeller-Niederniveaumesslabor wurde anschließend die Aktivität der Proben gemessen. Schließlich konnte die Summe der Resonanzstärken bei 4497 und 4510 keV -Energie im Laborsystem zu (12;8 2;3) eV und die Summe der Resonanzstärken des gesamten Tripletts, d.h. zusätzlich bei 4523 keV, zu (12;0 2;0) eV bestimmt werden. Bei der ersten Resonanzstärke konnte die Unsicherheit im Vergleich zur Literatur von 19% auf 18% verbessert werden. Außerdem bieten die Daten der vorliegenden Arbeit die Grundlage, zukünftig die Unsicherheiten noch erheblich weiter zu reduzieren. / In this thesis the astrophysically interesting resonance triplet of the 40Ca(α ,γ)44Ti reaction at 4.5MeV has been studied. For this purpose energies of proton and beams provided by 3MVTandetron at Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf have been calibrated. Excitation functions of energy regions near the resonances and in-beam spectra of four different targets have been measured. The 40Ca(p,γ)41Sc reaction has been used to scan the structure of the activated targets. Afterwards their activity has been measured in the underground laboratory Felsenkeller Dresden. Hence the sum of resonance strengths at laboratory energies of 4497 and 4510 keV of (12:8 2:3) eV has been determined as well as the sum of the total triplet strength, including 4523 keV, of (12:0 2:0) eV. In the case of the first resonance, the uncertainty was decreased from 19% to 18 %. Furthermore the results of this work establish a basis for reaching much lower uncertainties in the future.

L'objectif de cette thèse est de fournir puis d'exploiter des contraintes observationnelles relatives aux étoiles massives et à leurs explosions de supernova. Pour cela, nous nous intéressons à la signature de leur activité de nucléosynthèse et plus particulièrement au rayonnement de décroissance de plusieurs isotopes radioactifs produits et libérés à divers stades de leur existence : le 44Ti, l'26Al et le 60Fe. Grâce au spectromètre haute-résolution SPI embarqué sur l'observatoire spatial INTEGRAL, nous avons pu caractériser l'émission de raies gamma associée à la décroissance de ces trois radio-isotopes.<br />Dans un premier temps, nous nous concentrons sur l'émission de décroissance du 44Ti présent dans le vestige de supernova Cassiopée A. Le but de cette étude est d'obtenir, par une analyse spectrale du signal, une information sur la cinématique de l'ejecta de Cassiopée A. Une telle donnée pourrait alors nous renseigner sur le mécanisme incertain par lequel l'effondrement gravitationnel d'une étoile massive en fin de vie aboutit à une explosion de supernova.<br />Nous nous intéressons ensuite aux raies gamma de la décroissance de l'26Al et du 60Fe. Ces deux isotopes à longue durée de vie s'accumulent dans le milieu interstellaire autour des étoiles massives et donnent lieu à une émission galactique diffuse à 1809 et 1173/1332 keV respectivement. Les observations SPI de cette émission sont confrontées à un modèle de la nucléosynthèse galactique construit à partir des plus récents modèles stellaires. Un travail plus détaillé est alors consacré à la région du Cygne, qui abrite une forte concentration d'étoiles massives proches. Les données SPI obtenues sont comparées aux prédictions théoriques d'un code de synthèse de population et d'une simulation numérique de diffusion de l'26Al à l'intérieur de la superbulle soufflée par l'amas Cyg OB2.