Il samario-151 radioattivo cattura un neutrone. È un classico punto di diramazione del processo s, la cui cattura è stata misurata su un campione radioattivo.
Il samario-151 vive circa 95 anni in laboratorio. In una stella AGB cattura un neutrone, proseguendo sul percorso principale verso il samario-152, oppure decade in europio-151, aprendo un percorso laterale attraverso gli isotopi dell'europio. Il suo decadimento in una stella dipende dalla temperatura, quindi la ripartizione tra i due percorsi dipende sia dalla densità di neutroni sia da quanto è calda la stella. Confrontare le abbondanze previste e osservate degli isotopi di samario, europio e gadolinio nel Sistema Solare mette quindi alla prova le condizioni all'interno delle stelle che li hanno prodotti.
Dati essenziali
- Quanto è noto
- Misurata su campioni radioattivi al CERN e a Karlsruhe; quanto in fretta il samario-151 decade in una stella calda è una questione a parte.
- Valutazione interattiva
- Nessuna valutazione interattiva per ora · Valutazioni
- Tassi di reazione
- Esplora i tassi →
- Valore Q · energia liberata
- 8,258 MeV
- Tempo di dimezzamento del 151Sm
- 94,6 anni
- Valore di laboratorio. In una stella possono cambiarlo gli stati eccitati termicamente e la ionizzazione; è questo tempo a decidere quanto spesso il nucleo decade prima di catturare un neutrone.
- Energia termica kT
- circa 8–23 keV, l'energia di un gas a 90–270 milioni di gradi
Per ambiente stellare
- 7,8 keVtasca di 13C nelle AGB, 90 MK
- 23 keVimpulso termico nelle AGB, 0,27 GK
- Perché non c'è una finestra di Gamow
- Un neutrone non risente della barriera coulombiana, quindi non c'è una finestra di Gamow: le energie rilevanti sono quelle della distribuzione termica stessa, intorno a kT.
- Tipo
- Cattura radiativa
Nella cronologia
Come è stata misurata
Le parti tecniche di questa pagina (l'elenco delle misure, i dettagli) sono in inglese.
2 misure, 2004–2006Mostra l'elencoNascondi l'elenco
2004
n_TOF, CERNCERN
Fasci di neutroni e tempo di volo · 1 eV – 1 MeV (energia del neutrone)
Radioactive sample; MACS at kT = 30 keV of 3100 ± 160 mb, well above the earlier theoretical estimates. [1]
2006
Karlsruhe Van de GraaffKernforschungszentrum Karlsruhe (oggi Karlsruhe Institute of Technology)
Fasci di neutroni e tempo di volo · neutroni di qualche keV, rivelatore 4π BaF2
Stellar capture cross section of the branch point measured with the Karlsruhe 4π barium fluoride array. [2]
Misure (EXFOR)
Tutte le serie di dati che EXFOR contiene per questa reazione, disegnate secondo le energie che coprono, a confronto con le energie che una stella usa davvero.
25 serie di dati in 10 voci EXFOR, 1950–2008 · 10 senza un intervallo di energia, non disegnate
- Energia più bassa in EXFOR
- Nessuna misura conta
- Nessuna serie di dati supera qui la regola per una misura («Come sono calcolati questi numeri»).
- Medie maxwelliane misurate
- 6 serie di dati
- kT da 5 keV a 100 keV
- Tasso da energie assenti in EXFOR
- 100 %
- a kT = 7,76 keV, stima liscia
- Energie che contano a kT = 7,76 keV
- Le barre solo contornate si vedono ma non contano (la regola è in «Come sono calcolati questi numeri»).
- Un rombo è una serie di dati a una sola energia. Le barre che escono dal bordo destro proseguono a energie più alte.
Le serie di dati della mappa, per grandezza
| Grandezza | Serie di dati | Intervallo di E_cm (keV) |
|---|---|---|
| σsezione d'urto | 2 | 25,1 meV – 25,1 meV |
| MACSmedia maxwelliana | 6 | 5 keV – 100 keV |
| …altro | 7 | 25,1 meV – 982 keV |
Come sono calcolati questi numeri
Energia più bassa misurata, in tutto l'esploratore dei dati nucleari: la più bassa energia nel centro di massa a cui una serie di dati di EXFOR misura la reazione stessa (sezione d'urto, fattore S, distribuzione angolare, resa o intensità di una risonanza), punto per punto. Un punto conta se è un valore e non un limite superiore o inferiore, se sta almeno una deviazione standard sopra lo zero e se la sua energia è fisica: almeno 1 keV per le particelle cariche, e non sotto la soglia di una reazione endotermica. Non contano: valori estrapolati, calcolati, valutati o derivati; dati superati, cancellati o preliminari; rapporti; un singolo valore del fattore S, che in EXFOR è il risultato di un fit; e i metodi indiretti (cavallo di Troia, dissociazione coulombiana, ANC, reazioni surrogate), riconosciuti dai codici di metodo e di analisi di EXFOR, dal loro testo e dal titolo. Prima si correggono gli errori di sistema di riferimento e di unità di EXFOR, e i valori che la letteratura indica come limiti superiori si leggono come limiti, da un elenco che riporta le prove per ciascuno. Le serie di dati che arrivano alla stessa energia entro il 0,5% sono citate tutte, dalla più vecchia. Tasso da energie assenti in EXFOR: la frazione dell'integrando del tasso a quella temperatura che cade fuori dagli intervalli di energia coperti dalle serie di dati che contano (dal punto misurato più basso al più alto), con un fattore S costante (σ ∝ S(E₀)/E · e^−2πη, quindi l'integrando è e^(−E/kT − 2πη)); per una cattura neutronica, σ ∝ 1/v. Le risonanze rendono irregolare l'integrando vero: è una stima di base, liscia.
Dettagli
Quanto è nota, nel dettaglio: Misurata a n_TOF e a Karlsruhe con campioni radioattivi; la dipendenza dalla temperatura del decadimento nella stella resta un ingrediente a parte.
At n_TOF the cross section was measured from 1 eV to 1 MeV on a radioactive 151Sm sample; the Maxwellian-averaged cross section at kT = 30 keV, 3100 ± 160 mb, is significantly larger than the theoretical predictions used before (Abbondanno et al. 2004). At Karlsruhe the stellar cross section was measured with the 4π BaF2 detector and neutrons from the 3.7 MV Van de Graaff (Wisshak et al. 2006). The branchings at 147Nd, 147Pm, 148Pm and 151Sm together determine the abundances of the s-only isotopes 148Sm and 150Sm, which are shielded from the r-process by 148Nd and 150Nd (Käppeler et al. 2011).
Valutazioni
Compilazioni che combinano i dati in un tasso di reazione raccomandato.
Reazioni correlate
Bibliografia
- 1.
U. Abbondanno et al. (n_TOF Collaboration)
Phys. Rev. Lett. 93, 161103 (2004) · 10.1103/PhysRevLett.93.161103
- 2.
K. Wisshak, F. Voss, F. Käppeler, M. Krtička, S. Raman, A. Mengoni, R. Gallino
Stellar neutron capture cross section of the unstable s-process branching point 151Sm
Phys. Rev. C 73, 015802 (2006) · 10.1103/PhysRevC.73.015802
- 3.
Z. Y. Bao, H. Beer, F. Käppeler, F. Voss, K. Wisshak, T. Rauscher
Neutron cross sections for nucleosynthesis studies
At. Data Nucl. Data Tables 76, 70 (2000) · 10.1006/adnd.2000.0838
- 4.
I. Dillmann et al.
Proc. Int. Conf. on Nuclear Data for Science and Technology 2007 (EDP Sciences, 2008), p. 575 (2008) · 10.1051/ndata:07303 · arXiv:0806.2076
- 5.
F. Käppeler, R. Gallino, S. Bisterzo, W. Aoki
The s process: nuclear physics, stellar models, and observations
Rev. Mod. Phys. 83, 157 (2011) · 10.1103/RevModPhys.83.157 · arXiv:1012.5218
Come citare questa pagina
J. Skowronski, 151Sm(n,γ)152Sm, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/151Sm-ng-152Sm.
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