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Atlante delle reazioni · Processo s

Cattura radiativa · Processo s

56Fe(n,γ)57Fe

: ferro‑56 + neutrone → ferro‑57 + raggio gammaCome si legge la notazione

In questa pagina

Il ferro-56 cattura un neutrone. È il primo passo del processo s: quasi ogni nucleo pesante prodotto dal processo è nato come un seme di ferro.

Tra i nuclei troppo pesanti per fare da combustibile alle stelle, il ferro-56 è di gran lunga il più abbondante, ed era già presente nel gas da cui la stella si è formata. I neutroni liberati dentro la stella vengono catturati uno alla volta, prima dal ferro e poi dai suoi prodotti più pesanti, che salgono passo dopo passo verso il piombo. La facilità con cui il ferro cattura un neutrone fissa quanti semi vengono avviati sul percorso; insieme al numero di neutroni disponibili per seme, decide fin dove arriva il processo s.

Dati essenziali

Quanto è noto
Misurata molte volte, in diversi decenni, con fasci di neutroni; misure più recenti la affinano ancora.
Valutazione interattiva
Nessuna valutazione interattiva per ora · Valutazioni
Tassi di reazione
Esplora i tassi →
Valore Q · energia liberata
7,646 MeV
Energia termica kT
circa 8–90 keV, l'energia di un gas a 90–1000 milioni di gradi
Per ambiente stellare
  • 7,8 keVtasca di 13C nelle AGB, 90 MK
  • 23 keVimpulso termico nelle AGB, 0,27 GK
  • 26 keVstella massiccia, combustione centrale dell'elio, 0,3 GK
  • 90 keVstella massiccia, combustione del carbonio nei gusci, 1,04 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

Come è stata misurata

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

1 misura, 2014Mostra l'elenco
  1. 2014

    Fasci di neutroni e tempo di volo · neutroni di qualche keV da 7Li(p,n)7Be

    Capture cross sections of 56Fe and 57Fe by time of flight; Maxwellian-averaged cross sections derived for both isotopes. [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.

83 serie di dati in 40 voci EXFOR, 1952–2017 · 29 senza un intervallo di energia, non disegnate

Temperatura
Energia più bassa in EXFOR
7,18 meV
Shcherbakov et al., 1977; Firestone et al., 2017 · σ · 40544.002
Medie maxwelliane misurate
5 serie di dati
kT da 5 keV a 75 keV
Tasso da energie assenti in EXFOR
< 0,01 %
a kT = 7,76 keV, stima liscia
1 meV100 meV10 eV1 keV100 keV10 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'urto107,18 meV – 13,9 MeV
σ→Eₓparziale124,9 meV – 24,9 meV
dσ/dΩdistribuzione angolare28,84 MeV – 19,6 MeV
ωγintensità di risonanza2142,7 eV – 847 keV
MACSmedia maxwelliana55 keV – 75 keV
…altro1524,9 meV – 540 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: La sezione d'urto stellare raccomandata si basa su dati di risonanza a tempo di volo raccolti in diversi decenni e compilati da Bao et al. e da KADoNiS; misure più recenti la affinano.

Il tasso stellare si dà come sezione d'urto mediata su una maxwelliana (MACS); la compilazione di riferimento di Bao et al. (2000) raccomanda valori a kT = 30 keV, scalati a kT = 5–100 keV, e la sua erede KADoNiS (Dillmann et al. 2008) li aggiorna. La sezione d'urto degli isotopi del ferro nella regione dei keV è dominata da risonanze risolte misurate a tempo di volo. Wang et al. (2014) misurarono la cattura di neutroni di qualche keV su 56Fe e 57Fe a tempo di volo con una sorgente di neutroni 7Li(p,n)7Be e ne ricavarono la MACS di entrambi gli isotopi. Il prodotto 57Fe è stabile, come il 58Fe; la catena incontra il primo nucleo radioattivo al 59Fe.

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]
  • —I. Dillmann et al., Proc. Int. Conf. on Nuclear Data for Science and Technology 2007 (EDP Sciences, 2008), p. 575 [3]

Reazioni correlate

Bibliografia

  1. 1.
  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.

    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, 56Fe(n,γ)57Fe, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/56Fe-ng-57Fe.

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