Atlante delle reazioni
Glossario
Le parole che l'atlante usa, in linguaggio semplice. Ogni pagina di reazione rimanda qui la prima volta che un termine compare.
Per mettere alla prova queste parole: esercizi.
- Carta dei nuclidi
Una mappa di tutti i nuclei atomici. Ogni casella è un nucleo: un passo verso l'alto aggiunge un protone (e quindi dà l'elemento successivo), un passo verso destra aggiunge un neutrone (un isotopo più pesante dello stesso elemento). La cattura di un protone sposta il nucleo in alto, quella di un neutrone a destra, e un decadimento β+, in cui un protone si trasforma in un neutrone, lo sposta di un passo in basso e di uno a destra. Sulla mappa dell'atlante i nuclei stabili sono pieni, in grigio, e quelli radioattivi solo contornati.
Vedi anche: Notazione delle reazioni
- Notazione delle reazionibersaglio(entra,esce)prodotto
I fisici scrivono una reazione come bersaglio(entra,esce)prodotto. 14N(p,γ)15O si legge: un nucleo di azoto‑14 (il bersaglio) cattura un protone (p, ciò che entra) e diventa ossigeno‑15 (il prodotto), emettendo un raggio γ (γ, ciò che esce). Il numerino prima del simbolo è il numero di massa, cioè quanti protoni e neutroni ci sono nel nucleo. Le particelle più comuni hanno nomi brevi: p per il protone, n per il neutrone, d per il deutone (un protone e un neutrone), α per un nucleo di elio‑4, γ per un raggio gamma, e+ per il positrone e ν per il neutrino.
Vedi anche: Carta dei nuclidi, Valore Q
- keV e MeVchiloelettronvolt, megaelettronvolt
Unità di energia per singole particelle. Un elettronvolt (eV) è l'energia che un elettrone acquista attraversando una differenza di potenziale di 1 volt; un keV ne vale mille e un MeV un milione. Al centro del Sole l'energia termica tipica di un nucleo è di circa 1,3 keV, mentre l'energia liberata da una singola reazione di fusione è di qualche MeV.
- Sezione d'urtoσ; barn (b), picobarn (pb)
La probabilità che una reazione avvenga, espressa come l'area efficace che ogni nucleo offre a un nucleo in arrivo. Si misura in barn: 1 barn vale 10−24 cm2, all'incirca la dimensione di un nucleo grande. Alle energie stellari le sezioni d'urto sono minuscole, spesso picobarn (10−12 barn) o meno: per questo in un esperimento avvengono così poche reazioni ed è così difficile contarle.
Vedi anche: Fattore astrofisico S, Finestra di Gamow
- Sezione d'urto differenzialedσ/dΩ
La sezione d'urto per unità di angolo solido in una data direzione: quanto è probabile che il prodotto di una reazione, o un nucleo diffuso, esca a quell'angolo. Sommata su tutte le direzioni dà la sezione d'urto totale. I dati di diffusione elastica, spesso usati nei fit R-matrix, sono sezioni d'urto differenziali, di solito divise per il valore di Rutherford atteso dalla sola repulsione elettrica.
Vedi anche: Sezione d'urto, R-matrix
- Fattore astrofisico SS(E), S(0); keV b
La sezione d'urto privata delle sue parti più ripide, che sono ben note. Poiché i nuclei devono attraversare per effetto tunnel la loro repulsione elettrica, la sezione d'urto crolla di molti ordini di grandezza quando l'energia scende. Scrivendo σ(E) = S(E) exp(−2πη) / E, cioè dividendo per la probabilità di tunnel (il fattore di Gamow exp(−2πη)) e per un fattore 1/E che viene dalle dimensioni quantistiche dei nuclei che si urtano, resta il fattore S, che varia lentamente con l'energia (tranne vicino alle risonanze) ed è quindi molto più facile da prolungare dalle energie misurate a quelle stellari. S(0) è il suo valore estrapolato a energia zero; si esprime in keV b o MeV b. Per due nuclei di carbonio si usa un fattore S modificato, S*, che divide anche per un ulteriore fattore che resta in un sistema così pesante.
Vedi anche: Sezione d'urto, R-matrix
- Barriera coulombiana
La repulsione elettrica tra due nuclei carichi positivamente, che li tiene separati finché non arrivano abbastanza vicini perché prevalga la forza nucleare forte. Per un protone e l'azoto‑14 la barriera è alta 2–3 MeV, mentre nel Sole l'energia tipica è circa mille volte più piccola; la fusione avviene lo stesso, raramente, per effetto tunnel attraverso la barriera. Un neutrone non ha carica e non sente alcuna barriera.
Vedi anche: Finestra di Gamow, Fattore astrofisico S
- Finestra di Gamowpicco di Gamow, E0
La stretta banda di energie a cui una reazione avviene davvero in una stella. In un gas caldo i nuclei veloci sono rari, mentre quelli lenti non superano quasi mai la repulsione elettrica; il prodotto dei due fattori è un picco, a un'energia ben più alta di quella termica tipica. Per 14N + p al centro del Sole si trova intorno a 27 keV. Misurare una sezione d'urto dentro la finestra di Gamow, o vicino, è l'obiettivo di esperimenti come LUNA.
Vedi anche: keV e MeV, Sezione d'urto, Temperature nelle stelle
- Risonanzaintensità della risonanza ωγ
Quando l'energia dei due nuclei che si urtano coincide con uno stato eccitato del nucleo che formano insieme, la sezione d'urto cresce di colpo, spesso di ordini di grandezza, in un intervallo stretto di energia. Una risonanza stretta è caratterizzata dalla sua energia e dalla sua intensità (ωγ). Una sola risonanza a bassa energia può dominare il tasso di una reazione in una stella: trovarle e misurarle è una parte importante del lavoro.
Vedi anche: R-matrix
- Stato eccitatolivello energetico
Un nucleo, come un atomo, può esistere solo a certe energie. La più bassa è lo stato fondamentale; le altre sono stati eccitati, che di solito cedono la loro energia in più in una minuscola frazione di secondo emettendo un raggio γ o una particella. Ogni nucleo ha il suo schema di livelli, e quelli appena sopra l'energia a cui due nuclei possono unirsi decidono dove una reazione ha risonanze.
Vedi anche: Risonanza, Nucleo composto
- Nucleo composto
Il nucleo che si forma per un istante quando due nuclei si uniscono: un protone e l'azoto‑14 formano l'ossigeno‑15, due nuclei di carbonio il magnesio‑24. Nasce in uno stato eccitato e si libera subito dell'energia in più, emettendo un raggio γ (una cattura) o spezzandosi in altre particelle. Il modo in cui decade non dipende da come si è formato, ma solo dalla sua energia e dalle sue altre proprietà.
Vedi anche: Stato eccitato, Rapporto di diramazione, Risonanza
- Valore Q
L'energia liberata da una reazione, in MeV. È la differenza tra le masse prima e dopo, convertita con E = mc2. Un valore Q positivo significa che la reazione libera energia, ed è ciò che scalda una stella; uno negativo che l'energia va fornita. L'atlante lo calcola dalle masse atomiche misurate della valutazione delle masse del 2020 (AME2020).
Vedi anche: Notazione delle reazioni
- Soglia e reazioni endotermicheendotermica, Q < 0
Una reazione con valore Q negativo è endotermica: assorbe energia invece di liberarla, e può avvenire solo se i nuclei che si urtano portano con sé almeno quell'energia, la soglia (|Q| nel centro di massa). In una stella solo i nuclei più veloci la superano, quindi per una reazione di questo tipo l'atlante mostra l'intervallo di energie appena sopra la soglia, non la finestra di Gamow ordinaria, che cadrebbe in parte o del tutto al di sotto.
Vedi anche: Valore Q, Finestra di Gamow
- Rapporto di diramazioneramo
Quando un nucleo può decadere, o una reazione può concludersi, in più di un modo, il rapporto di diramazione è la frazione che segue ciascuna via. Due nuclei di carbonio, per esempio, finiscono in neon‑20 e una particella alfa oppure in sodio‑23 e un protone; la ripartizione tra le due vie decide quanto sodio produce una stella.
Vedi anche: Nucleo composto
- Tasso di reazioneN_A⟨σv⟩
Quante reazioni avvengono al secondo in una data quantità di materia stellare. Combina la sezione d'urto a ogni energia con la distribuzione delle velocità dei nuclei alla temperatura della stella. I modelli stellari usano tabelle di tassi in funzione della temperatura: per questo l'atlante dice quanto bene è noto ciascun tasso. Le tabelle riportano N_A⟨σv⟩, il tasso per coppia di particelle, in cm3 mol−1 s−1; il numero di reazioni per centimetro cubo e per secondo è r = n1n2⟨σv⟩ / (1 + δ12), con n1 e n2 le densità numeriche dei due nuclei e δ12 = 1 se sono identici, così che ogni coppia sia contata una volta sola.
Vedi anche: Sezione d'urto, Quanto bene è noto un tasso
- Quanto bene è noto un tassoBen noto, In miglioramento, Incerto, Non misurato
Ogni pagina di reazione porta una di quattro etichette. Ben noto: il tasso è noto abbastanza bene per i modelli stellari che lo usano. In miglioramento: misure recenti hanno ridotto l'incertezza, ma una parte resta. Incerto: l'incertezza è abbastanza grande da cambiare i modelli che ne dipendono. Non misurato: non ci sono dati diretti alle energie che contano, e il tasso si basa su estrapolazioni, metodi indiretti o teoria. L'etichetta riassume, a giudizio dell'autore, le valutazioni citate nella pagina.
- Ben notoIl tasso di reazione è noto abbastanza bene per i modelli stellari che lo usano.
- In miglioramentoMisure recenti hanno ridotto l'incertezza sul tasso di reazione, ma una parte resta.
- IncertoIl tasso di reazione è abbastanza incerto da cambiare i modelli che ne dipendono.
- Non misuratoNon ci sono dati diretti alle energie che contano; il tasso di reazione si basa su estrapolazioni o su metodi indiretti.
Vedi anche: Tasso di reazione
- Temperature nelle stelleMK, GK, T9
Le temperature stellari si danno in milioni di kelvin (MK) o in miliardi di kelvin (GK, gigakelvin); T9 è la temperatura in GK. Il centro del Sole è a circa 15,7 MK, cioè T9 = 0,0157; l'elio brucia a circa 100–300 MK, e la combustione esplosiva più calda raggiunge alcuni GK.
Vedi anche: Finestra di Gamow
- Massa solareM☉
La massa del Sole, circa 2 × 1030 kg, usata come unità per le masse delle stelle. Una stella di 15 M☉ ha quindici volte la massa del Sole; la massa decide quanto si scalda il nucleo della stella e quindi quali reazioni vi avvengono.
- Sequenza principale
La lunga fase stabile in cui una stella brucia idrogeno in elio nel suo nucleo, con le catene pp o con il ciclo CNO. Le stelle vi trascorrono la maggior parte della loro vita; il Sole è sulla sequenza principale da circa 4,6 miliardi di anni. Quando l'idrogeno nel nucleo si esaurisce, la stella la lascia e diventa una gigante rossa.
Vedi anche: Massa solare
- Tempo di dimezzamentot½
Il tempo dopo il quale metà di un campione di un nucleo radioattivo è decaduta. Va da frazioni di secondo a miliardi di anni. L'atlante prende i tempi di dimezzamento dalla valutazione NUBASE2020; in una stella, dove gli atomi sono ionizzati, un tempo di dimezzamento che dipende dagli elettroni (cattura elettronica) può essere diverso.
- Stella AGBramo asintotico delle giganti
Una fase avanzata della vita delle stelle tra circa 1 e 8 masse solari. La stella ha un nucleo di carbonio e ossigeno, brucia idrogeno ed elio in gusci sottili intorno a esso e si gonfia in una gigante fredda che perde gran parte della sua massa in un vento lento. Le stelle AGB producono circa metà dei nuclei più pesanti del ferro, con il processo s, e arricchiscono la Galassia di carbonio e azoto.
Vedi anche: Processo s, Massa solare
- Processo scattura lenta di neutroni
Il processo di cattura lenta di neutroni. I nuclei catturano neutroni uno alla volta, abbastanza lentamente che un nucleo instabile di solito decade prima di catturare il successivo, così il processo risale lungo la valle dei nuclei stabili. Avviene soprattutto nelle stelle AGB e nelle stelle massicce, con i neutroni prodotti dalle reazioni 13C(α,n)16O e 22Ne(α,n)25Mg, e produce circa metà dei nuclei più pesanti del ferro.
Approfondisci nella pagina dedicata
Vedi anche: Processo r, Stella AGB, Processo s principale e debole, Punto di diramazione, Isotopi solo s e solo r, Sezione d'urto mediata su una maxwelliana
- Processo rcattura rapida di neutroni
Il processo di cattura rapida di neutroni. In un ambiente inondato di neutroni i nuclei ne catturano molti in una frazione di secondo, molto più in fretta di quanto possano decadere, e poi decadono di nuovo verso la stabilità. Produce l'altra metà degli elementi pesanti, tra cui l'oro e l'uranio. La fusione di stelle di neutroni è un sito confermato, dalla kilonova osservata con l'evento di onde gravitazionali GW170817 nel 2017.
Vedi anche: Processo s
- Processo s principale e debolecomponente principale e componente debole
Le due parti del processo s che emergono confrontando i suoi prodotti con il Sistema Solare. La componente principale viene dalle stelle AGB di piccola massa, con neutroni soprattutto dalla tasca di 13C, e produce la maggior parte dei nuclei del processo s dallo stronzio al piombo. La componente debole viene dalle stelle massicce, con neutroni dal 22Ne alla fine della combustione centrale dell'elio e nel guscio in cui brucia il carbonio, e produce soprattutto nuclei più leggeri della massa 90.
Vedi anche: Processo s, Tasca di 13C, Impulso termico
- Tasca di 13C
Uno strato sottile di una stella AGB, tra il guscio di elio e l'inviluppo di idrogeno, dove pochi protoni mescolati alle ceneri della combustione dell'elio trasformano il carbonio-12 in carbonio-13. Tra due impulsi termici il carbonio-13 cattura elio e libera neutroni con la 13C(α,n)16O, a un'energia termica di circa 8 keV. Vi si produce la maggior parte degli elementi pesanti del processo s.
Vedi anche: Impulso termico, Stella AGB, Veleno neutronico
- Impulso termicolampo del guscio di elio
In una stella AGB l'elio si accumula in un guscio sotto l'idrogeno che brucia, finché si accende in un lampo breve e violento, che rimescola il guscio per convezione. Il lampo si ripete più e più volte. Al suo culmine, intorno a 270 milioni di kelvin, accende brevemente la seconda sorgente di neutroni della stella, la 22Ne(α,n)25Mg, con una densità di neutroni più alta di quella della tasca di 13C.
Vedi anche: Tasca di 13C, Stella AGB
- Veleno neutronico
Un nucleo che cattura neutroni che altrimenti raggiungerebbero i semi di ferro del processo s. Un veleno può catturare neutroni solo di rado, ma se è molto più abbondante del ferro ne prende comunque una quota grande: l'azoto-14 nella tasca di 13C, l'ossigeno-16 e il neon-22 nelle stelle massicce.
Vedi anche: Tasca di 13C, Processo s
- Densità di neutroni
Il numero di neutroni liberi per centimetro cubo in una stella. Nel processo s è bassa: va da circa 107 per centimetro cubo nella tasca di 13C di una stella AGB fino a circa 1010 nei brevi lampi del 22Ne durante gli impulsi termici, e arriva a circa 1011–1012 nel guscio in cui brucia il carbonio di una stella massiccia. Nella tasca un nucleo con una tipica sezione d'urto di un decimo di barn aspetta circa 250 anni tra due catture. Nel processo r è più alta ancora di molti ordini di grandezza, oltre 1020. I punti di diramazione del processo s la misurano.
Vedi anche: Punto di diramazione, Processo s, Processo r
- Numeri magicigusci di neutroni chiusi
Protoni e neutroni riempiono gusci all'interno del nucleo, un po' come gli elettroni in un atomo. Un nucleo con 2, 8, 20, 28, 50, 82 o 126 neutroni ha un guscio chiuso ed è particolarmente stabile e restio a catturare un altro neutrone. A N = 50, 82 e 126 il processo s rallenta, e questo produce i picchi di abbondanza allo stronzio, al bario e al piombo.
Vedi anche: Processo s, Carta dei nuclidi
- Punto di diramazione
Un nucleo radioattivo sul percorso del processo s che vive abbastanza da catturare un neutrone prima di decadere, ma non sempre. Lì il percorso si biforca, e la quota di ciascun ramo dipende dalla densità di neutroni e talvolta dalla temperatura della stella. Le abbondanze dei nuclei che seguono, come il kripton-86 o gli isotopi del samario, fanno quindi da indicatore della densità di neutroni o da termometro.
Approfondisci nella pagina dedicata
Vedi anche: Densità di neutroni, Processo s, Rapporto di diramazione
- Isotopi solo s e solo r
Un isotopo stabile è solo s quando un isobaro stabile con Z minore (un nucleo con lo stesso numero di massa e meno protoni) lo scherma dai decadimenti che seguono il processo r, mentre il percorso del processo s lo attraversa; il samario-148 e il piombo-204 ne sono esempi. Un isotopo solo r è un isotopo ricco di neutroni che il percorso del processo s salta, come l'itterbio-176. Le loro abbondanze separano i due processi.
Vedi anche: Processo s, Processo r
- Sezione d'urto mediata su una maxwellianaMACS
In una stella i neutroni hanno la distribuzione di energie di un gas caldo, la distribuzione di Maxwell–Boltzmann. La sezione d'urto mediata su una maxwelliana è la sezione d'urto di cattura mediata su quella distribuzione a una data temperatura, ed è ciò che serve ai modelli stellari. Per convenzione si cita a un'energia termica kT = 30 keV, circa 350 milioni di kelvin. I valori misurati sono raccolti in KADoNiS, il Karlsruhe Astrophysical Database of Nucleosynthesis in Stars (Dillmann et al. 2014), e ora nel suo successore ASTRAL, che li ricalcola dai dati grezzi di ogni misura (Vescovi et al. 2023).
σ(E) è la sezione d'urto all'energia E del neutrone (nel centro di massa), kT l'energia termica. Vedi anche: Sezione d'urto, Tempo di volo, Attivazione
- Tempo di volo
Un modo di misurare l'energia di un neutrone: neutroni di tutte le energie vengono prodotti in un breve impulso, e il tempo che ciascuno impiega a percorrere una distanza nota, da decine a centinaia di metri, ne dà la velocità e quindi l'energia. Un solo esperimento misura così una sezione d'urto a molte energie insieme. n_TOF al CERN, GELINA a Geel e LANSCE a Los Alamos funzionano in questo modo.
Vedi anche: Sezione d'urto mediata su una maxwelliana, Attivazione
- Attivazione
Un modo di contare le reazioni a posteriori: un campione viene irraggiato, e i nuclei radioattivi prodotti dalla reazione si contano dopo, dal loro decadimento. Per il processo s, neutroni con uno spettro vicino a quello di una stella, prodotti da protoni sul litio, irraggiano il campione accanto a un foglio d'oro, la cui cattura ben nota fa da riferimento.
Vedi anche: Sezione d'urto mediata su una maxwelliana, Tempo di volo
- LUNA e i laboratori sotterraneiLaboratory for Underground Nuclear Astrophysics
In superficie i raggi cosmici lasciano in un rivelatore di raggi γ molti più segnali delle poche reazioni di una misura alle energie stellari. Un laboratorio in profondità è schermato dalla roccia che lo sovrasta. LUNA, ai Laboratori Nazionali del Gran Sasso dell'INFN, usa acceleratori sotto circa 1,4 km di roccia dall'inizio degli anni Novanta; la roccia riduce i muoni cosmici di circa un milione di volte. Oltre all'acceleratore da 400 kV di LUNA, la Bellotti Ion Beam Facility (BIBF), inaugurata nel 2023, ospita una macchina da 3,5 MV per la combustione dell'elio e del carbonio. Altri acceleratori in profondità sono in funzione in Cina (JUNA) e negli Stati Uniti (CASPAR); il Felsenkeller di Dresda, sotto 45 m di roccia, è un laboratorio a bassa profondità che aggiunge un sistema di veto attivo per i muoni.
- In superficie i raggi cosmici producono una pioggia continua di muoni, che lasciano segnali in qualunque rivelatore di raggi γ.
- Circa 1400 m di roccia (3800 m di acqua equivalente) fermano tutti i muoni tranne circa uno su un milione.
- LUNA 400 kV: fasci di protoni e di elio per la combustione dell'idrogeno, dai primi anni 2000.
- La macchina da 3,5 MV della Bellotti Ion Beam Facility (BIBF), inaugurata nel 2023: fasci di protoni, elio e carbonio per la combustione dell'elio e del carbonio.
- Il fascio colpisce un bersaglio; un rivelatore intorno conta i raggi γ o le particelle delle poche reazioni.
Schema, non in scala.
Vedi anche: Metri di acqua equivalente, Finestra di Gamow
- Metri di acqua equivalentem w.e.
Un modo di confrontare la profondità di laboratori sotterranei sotto rocce diverse: lo spessore d'acqua che fermerebbe i raggi cosmici quanto la roccia. Sopra i Laboratori del Gran Sasso ci sono circa 1,4 km di roccia, pari a circa 3800 m di acqua equivalente (m w.e.).
Vedi anche: LUNA e i laboratori sotterranei
- Schermaggio elettronico
In un bersaglio di laboratorio i nuclei stanno dentro gli atomi, e i loro elettroni nascondono in parte la carica del nucleo a un nucleo in arrivo. Questo abbassa la barriera elettrica e rende la sezione d'urto misurata alle energie più basse maggiore di quella dei nuclei nudi. In una stella lo schermaggio viene dagli elettroni liberi del plasma ed è diverso, quindi i dati di laboratorio vanno corretti; l'aumento misurato in laboratorio è spesso maggiore di quanto preveda la fisica atomica.
Vedi anche: Sezione d'urto, Metodo del cavallo di Troia
- R-matrixteoria della R-matrix, AZURE2
Un quadro teorico per il fit dei dati di reazioni nucleari. Entro un certo raggio il nucleo è descritto da un insieme di livelli, ciascuno con un'energia e delle larghezze; al di fuori le particelle si muovono sotto la forza elettrica, che è nota. Il fit di questi parametri a tutti i dati su un nucleo insieme dà un modello che si può prolungare alle basse energie delle stelle. AZURE2 è un codice R-matrix, ed è quello usato dalle valutazioni di questo sito.
Vedi anche: Fattore astrofisico S, Risonanza, Coefficiente di normalizzazione asintotica
- Coefficiente di normalizzazione asintoticaANC
Quando una cattura a energie molto basse avviene in modo diretto, senza passare per una risonanza, avviene per lo più lontano dal nucleo (è periferica), dove conta solo la coda della funzione d'onda del nucleo finale. L'ANC misura l'ampiezza di quella coda. Si può ricavare da reazioni di trasferimento a energia più alta, dove la sezione d'urto è grande, e dà poi la parte diretta, non risonante, della cattura alle energie stellari senza misurare la cattura stessa; le risonanze si aggiungono a parte.
Vedi anche: R-matrix
- Spin e paritàJπ
Come ruota un livello nucleare e come appare allo specchio: le due etichette che decidono quali livelli possono formare due nuclei che si scontrano. Ogni livello le porta, scritte insieme come Jπ, per esempio 3/2−. J è lo spin, il momento angolare totale del livello, contato in unità di ħ; la parità π, + o −, dice se la sua funzione d'onda resta uguale o cambia segno quando la si specchia attraverso il centro. Entrambi si conservano in una reazione, quindi fissano quali livelli possono formarsi e con quanto momento angolare orbitale i due nuclei devono avvicinarsi.
Vedi anche: Stato eccitato, Risonanza
- Larghezza parziale e ridottaΓ, γ2
Quanto facilmente un livello decade attraverso un canale, per esempio emettendo un protone o un raggio γ. La larghezza parziale Γ è un'energia (eV, keV): più è grande, più rapido è quel decadimento e più larga la risonanza; le larghezze di tutti i canali si sommano nella larghezza totale del livello. La larghezza ridotta γ2 è la stessa grandezza da cui si è tolta la penetrabilità delle barriere coulombiana e centrifuga, e misura quindi la sola struttura nucleare. Un fit R-matrix regola queste larghezze, insieme alle energie dei livelli, sui dati.
Vedi anche: R-matrix, Risonanza, Coefficiente di normalizzazione asintotica
- Coincidenza particella–γ
Registrare una particella e un raggio γ solo quando arrivano insieme, entro pochi miliardesimi di secondo. Una reazione vera dà spesso entrambi, un protone e il raggio γ del nucleo rimasto, mentre la maggior parte del fondo ne dà uno solo; richiederli insieme toglie quasi tutto il fondo, al prezzo di perdere i decadimenti che non emettono raggi γ.
Vedi anche: Sezione d'urto
- Normalizzazionefattore di scala, incertezza sistematica
Ogni serie di dati misurati porta con sé un'incertezza di scala complessiva, dovuta alla corrente del fascio, al numero di nuclei del bersaglio o all'efficienza del rivelatore, che sposta tutti i suoi punti in su o in giù insieme. In un fit come una valutazione R-matrix a ogni serie di dati si può dare un fattore di normalizzazione, libero di muoversi solo entro la sua incertezza di scala dichiarata.
Vedi anche: R-matrix, χ2 (chi quadro)
- χ2 (chi quadro)χ2/N
Una misura di quanto un modello descrive bene i dati: per ogni punto, la differenza tra modello e misura divisa per l'incertezza della misura, elevata al quadrato e sommata su tutti i punti. Dividendolo per il numero di punti si ottiene χ2/N: un valore vicino a 1 significa che il modello è in accordo con i dati entro le loro incertezze; valori molto più grandi indicano che non lo è, o che le incertezze sono sottostimate.
Vedi anche: R-matrix, Normalizzazione
- Metodo del cavallo di TroiaTHM
Un metodo indiretto. La reazione che interessa è nascosta dentro un'altra a energia più alta: il proiettile viene portato dentro da un nucleo più grande (il cavallo di Troia, per esempio un deutone che porta un protone), che supera facilmente la barriera coulombiana. Selezionando gli eventi in cui il resto del nucleo portatore fa solo da spettatore si ottiene l'andamento in energia della reazione a bassa energia, senza soppressione coulombiana né schermaggio elettronico. Il risultato si normalizza ai dati diretti a energia più alta.
Vedi anche: Schermaggio elettronico
- Cinematica inversa
Lo scambio dei ruoli di fascio e bersaglio: il nucleo più pesante viene accelerato e colpisce un bersaglio di idrogeno o di elio. I prodotti volano allora in avanti in un cono stretto, dove si possono raccogliere e identificare, e il nucleo pesante può essere uno a vita breve, con cui non si potrebbe mai fare un bersaglio.
Vedi anche: Separatore di rinculo
- Separatore di rinculo
Un insieme di magneti e campi elettrici che isola i pochi nuclei prodotti da una reazione in cinematica inversa dal fascio, miliardi di volte più intenso e diretto quasi nella stessa direzione. Contare direttamente i prodotti dà la sezione d'urto. DRAGON a TRIUMF, ERNA e St. George ne sono esempi.
Vedi anche: Cinematica inversa
- Soppressione della fusione
Una diminuzione della probabilità di fusione di due nuclei pesanti, a energie molto sotto la barriera coulombiana, più rapida di quanto prevedano i modelli usuali. Se avviene per due nuclei di carbonio, il fattore S raggiunge un massimo e poi cala verso le energie stellari, e il carbonio brucia più lentamente di quanto dica il tasso standard. Se avvenga davvero è ancora discusso.
Vedi anche: Fattore astrofisico S
- Superburst
Un lampo X raro e molto lungo emesso da una stella di neutroni che sottrae materia a una stella compagna. I lampi X ordinari, dovuti alla combustione di elio e idrogeno vicino alla superficie, durano da secondi a minuti; i superburst durano ore e si pensa che comincino quando il carbonio si accende più in profondità, nelle ceneri dei lampi precedenti.