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Atlante delle reazioni · Sorgenti di neutroni

Cattura radiativa · Veleni neutronici

16O(n,γ)17O

: ossigeno‑16 + neutrone → ossigeno‑17 + raggio gammaCome si legge la notazione

In questa pagina

L'ossigeno-16 cattura un neutrone. L'ossigeno è così abbondante che, pur con una sezione d'urto piccolissima, è uno dei principali veleni neutronici nelle stelle massicce.

Nel nucleo di elio e nei gusci in cui brucia il carbonio di una stella massiccia, l'ossigeno-16 è tra i nuclei più abbondanti. Ogni neutrone che cattura è sottratto ai semi di ferro del processo s debole. La perdita non è sempre definitiva: l'ossigeno-17 prodotto può catturare un nucleo di elio e restituire il neutrone attraverso la 17O(α,n)20Ne, quindi le due reazioni insieme decidono quanto l'ossigeno avveleni il processo.

Dati essenziali

Quanto è noto
Misurata, ma piccola e difficile da misurare; una revisione del 2016 di tutti i dati ha cambiato come il valore raccomandato varia con la temperatura.
Valutazione interattiva
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Tassi di reazione
Esplora i tassi →
Valore Q · energia liberata
4,143 MeV
Energia termica kT
circa 26 keV, l'energia di un gas a 300 milioni di gradi
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

Come è stata misurata

Questa parte tecnica della pagina (l'elenco delle misure) è in inglese.

1 misura, 1995Mostra l'elenco
  1. 1995

    Fasci di neutroni e tempo di volo · 10–80 keV (energia del neutrone)

    Cross section measured at stellar energies; it is dominated by nonresonant direct p-wave capture, and the Maxwellian average was derived. [1]

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.

31 serie di dati in 12 voci EXFOR, 1963–2020 · 4 senza un intervallo di energia, non disegnate

stella massiccia, combustione centrale dell'elio, kT = 25,9 keV

Energia più bassa in EXFOR
23,8 meV
McDonald et al., 1977; Firestone et al., 2016 · σ · 10668.004
Medie maxwelliane misurate
4 serie di dati
kT da 30 keV a 30 keV
Tasso da energie assenti in EXFOR
> 99,99 %
a kT = 25,9 keV, stima liscia
10 meV1 eV100 eV10 keV1 MeV100 MeVEnergia, o kT per una media maxwelliana (keV)kT = 25,9 keVσσ→Eₓdσ/dΩωγMACSaltro
  • Energie che contano a kT = 25,9 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'urto723,8 meV – 531 keV
σ→Eₓparziale1223,8 meV – 531 keV
dσ/dΩdistribuzione angolare16,58 MeV – 13,2 MeV
ωγintensità di risonanza1408 keV – 408 keV
MACSmedia maxwelliana430 keV – 30 keV
…altro223,8 meV – 6,98 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: La rivalutazione del 2016 di tutti i dati ha cambiato l'andamento in energia della sezione d'urto stellare raccomandata.

Alle energie stellari la sezione d'urto è dominata dalla cattura diretta non risonante in onda p, che la fa crescere con l'energia invece di diminuire come 1/v; lo stabilirono misure tra 10 e 80 keV (Igashira et al. 1995). Mohr et al. (2016) rivalutarono tutti i dati e raccomandarono sezioni d'urto mediate su una maxwelliana da kT = 5 a 100 keV, più basse della raccomandazione precedente fino a kT = 60 keV e fino al 14% più alte a 100 keV, e studiarono l'effetto sul processo s debole nella combustione centrale dell'elio (kT = 26 keV) e nella combustione del carbonio nei gusci (kT = 90 keV).

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) [2]
  • —P. Mohr et al., Astrophys. J. 827, 29 (2016) [3]

Reazioni correlate

Bibliografia

  1. 1.

    M. Igashira, Y. Nagai, K. Masuda, T. Ohsaki, H. Kitazawa

    Measurement of the 16O(n,γ)17O reaction cross section at stellar energy and the critical role of nonresonant p-wave neutron capture

    Astrophys. J. 441, L89 (1995)

  2. 2.

    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

  3. 3.

    P. Mohr, C. Heinz, M. Pignatari, I. Dillmann, A. Mengoni, F. Käppeler

    Re-evaluation of the 16O(n,γ)17O cross section at astrophysical energies and its role as neutron poison in the s process

    Astrophys. J. 827, 29 (2016) · arXiv:1605.02639

Come citare questa pagina

J. Skowronski, 16O(n,γ)17O, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/16O-ng-17O.

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