Vai al contenuto
Atlante delle reazioni · Processo s

Cattura radiativa · Componente principale (stelle AGB)

209Bi(n,γ)210Bi

: bismuto‑209 + neutrone → bismuto‑210 + raggio gammaCome si legge la notazione

In questa pagina

Il bismuto-209 cattura un neutrone. È la fine del processo s: ciò che segue decade di nuovo in piombo, e il percorso si chiude in un ciclo.

Il bismuto-209 è il nucleo più pesante che il processo s raggiunge. Quando cattura un neutrone diventa bismuto-210, in una di due forme. Lo stato fondamentale decade in pochi giorni in polonio-210, che emette una particella alfa e diventa piombo-206; una forma eccitata di vita lunga, l'isomero, finisce anch'essa in piombo-206, con un decadimento alfa in tallio-206. I neutroni che arrivano al bismuto continuano quindi a circolare tra piombo e bismuto invece di costruire qualcosa di più pesante. La sezione d'urto decide quanta parte del bismuto del Sistema Solare è stata prodotta dal processo s, e quindi quanta ne resta da attribuire al processo r.

Dati essenziali

Quanto è noto
Misurata con fasci di neutroni; una misura del 2006 al CERN ha alzato il tasso alle temperature stellari più basse di circa il 16%.
Valutazione interattiva
Nessuna valutazione interattiva per ora · Valutazioni
Tassi di reazione
Esplora i tassi →
Valore Q · energia liberata
4,605 MeV
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.
Prodotto 210Bi
radioattivo, t½ = 5,01 giorni
Tipo
Cattura radiativa

Nella cronologia

  1. 2001Vengono scoperte tre stelle al piombo

Come è stata misurata

Le parti tecniche di questa pagina (l'elenco delle misure, i dettagli) sono in inglese.

2 misure, 2004–2006Mostra l'elenco
  1. 2004

    Karlsruhe Van de GraaffKernforschungszentrum Karlsruhe (oggi Karlsruhe Institute of Technology)

    Attivazione · quasi-Maxwellian kT = 25 keV

    Stellar cross sections of 208Pb and 209Bi at the end of the path; the partial cross section to the 210Bi ground state, which feeds 210Po. [1]

  2. 2006

    n_TOF, CERNCERN

    Fasci di neutroni e tempo di volo · risonanze risolte (energia del neutrone)

    Pulse-height weighting with low neutron sensitivity; rate at kT = 5–8 keV about 16% higher; s fraction of solar Bi 19 ± 3%. [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.

148 serie di dati in 50 voci EXFOR, 1945–2023 · 54 senza un intervallo di energia, non disegnate

Temperatura
Energia più bassa in EXFOR
25,2 meV
TATTERSALL et al., 1960; Revay et al., 2003; Revay et al., 2005; Borella et al., 2011; Al-Khasawneh et al., 2021; Shor et al., 2022 · σ · 20638.065
Medie maxwelliane misurate
28 serie di dati
kT da 5 keV a 50 keV
Tasso da energie assenti in EXFOR
100 %
a kT = 7,76 keV, stima liscia
10⁻⁷ keV10 meV1 eV100 eV10 keV1 MeV100 MeVEnergia, o kT per una media maxwelliana (keV)kT = 7,76 keVσσ→Eₓdσ/dΩωγMACSaltro
  • 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
Le serie di dati della mappa, per grandezza
GrandezzaSerie di datiIntervallo di E_cm (keV)
σsezione d'urto2525,2 meV – 14,7 MeV
σ→Eₓparziale425,2 meV – 25,2 meV
dσ/dΩdistribuzione angolare14,68 MeV – 8,26 MeV
ωγintensità di risonanza149,8 keV – 49,8 keV
MACSmedia maxwelliana285 keV – 50 keV
…altro350,524 meV – 14 MeV
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: I dati di risonanza sono stati rivisti a n_TOF nel 2006, alzando il tasso stellare alle basse temperature di circa il 16%.

Capture on 209Bi feeds both the 5.0 d ground state of 210Bi, which β−-decays to 210Po, and a long-lived isomer (t½ ≈ 3 × 106 yr in the laboratory). Activation at Karlsruhe measured the stellar cross sections of 208Pb and 209Bi at the termination of the path and the partial cross section to the ground state (Ratzel et al. 2004). Both states close the cycle at 206Pb: the ground state through 210Po (138 d) and its α decay, the 271 keV isomer through its own α decay to 206Tl and β− decay to 206Pb.

Both branch: 210Po can capture a neutron (211Po → 207Pb), and capture on the isomer gives 211Bi (α, 2.14 min → 207Tl → 207Pb), so part of the cycle leaks to 207Pb, by an amount that depends on the neutron density and the temperature (Domingo-Pardo et al. 2006). 209Bi itself is only quasi-stable: it α-decays with t½ ≈ 2 × 1019 yr. The capture resonances of 209Bi were measured at n_TOF with the pulse-height weighting technique, with a set-up of practically negligible neutron sensitivity.

In the stellar range kT = 5–8 keV the new rate is about 16% higher than the value used before; the s-process fraction of solar bismuth becomes 19 ± 3%, leaving an r-process residual of 81 ± 3% (Domingo-Pardo et al. 2006).

Valutazioni

Compilazioni che combinano i dati in un tasso di reazione raccomandato.

  • —Z. Y. Bao et al., At. Data Nucl. Data Tables 76, 70 (2000) [3]
  • —I. Dillmann et al., Nucl. Data Sheets 120, 171 (2014) [4]
  • —I. Dillmann et al., Proc. Int. Conf. on Nuclear Data for Science and Technology 2007 (EDP Sciences, 2008), p. 575 [5]

Reazioni correlate

Bibliografia

  1. 1.

    U. Ratzel, C. Arlandini, F. Käppeler et al.

    Nucleosynthesis at the termination point of the s process

    Phys. Rev. C 70, 065803 (2004) · 10.1103/PhysRevC.70.065803

  2. 2.

    C. Domingo-Pardo et al. (n_TOF Collaboration)

    New measurement of neutron capture resonances in 209Bi

    Phys. Rev. C 74, 025807 (2006) · 10.1103/PhysRevC.74.025807 · arXiv:nucl-ex/0610040

  3. 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. 4.

    I. Dillmann, T. Szücs, R. Plag, Z. Fülöp, F. Käppeler, A. Mengoni, T. Rauscher

    The Karlsruhe Astrophysical Database of Nucleosynthesis in Stars project – status and prospects

    Nucl. Data Sheets 120, 171 (2014) · arXiv:1408.3688

  5. 5.

    I. Dillmann et al.

    New stellar (n,γ) cross sections and the "Karlsruhe Astrophysical Database of Nucleosynthesis in Stars"

    Proc. Int. Conf. on Nuclear Data for Science and Technology 2007 (EDP Sciences, 2008), p. 575 (2008) · 10.1051/ndata:07303 · arXiv:0806.2076

Come citare questa pagina

J. Skowronski, 209Bi(n,γ)210Bi, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/209Bi-ng-210Bi.

Cita la data che hai usato: è quella dell'ultima modifica di questa pagina.

Qualcosa di sbagliato o mancante? Segnala un errore (apre una nuova segnalazione su GitHub) · Proponi una reazione (apre una nuova segnalazione su GitHub)