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Atlante delle reazioni · Processo s

Cattura radiativa · Componente debole (stelle massicce)

62Ni(n,γ)63Ni

: nichel‑62 + neutrone → nichel‑63 + raggio gammaCome si legge la notazione

In questa pagina

Il nichel-62 cattura un neutrone. Nelle stelle massicce questa cattura è uno dei passi che frenano il processo s debole, e influisce su ciò che viene prodotto dopo.

Nelle stelle massicce i neutroni per seme di ferro sono troppo pochi perché il processo s arrivi lontano, e il flusso di materia resta nella regione tra il ferro e lo stronzio. Lì ogni cattura con una sezione d'urto piccola trattiene il flusso e riduce la produzione di tutti i nuclei più pesanti. Il nichel-62 è uno di questi passi, ed è per questo che la sua sezione d'urto stellare, soprattutto alle alte temperature dei gusci in cui brucia il carbonio, cambia la produzione prevista dei nuclei più pesanti, e in particolare del rame.

Dati essenziali

Quanto è noto
Nota a circa il 5%, da misure con fasci di neutroni al CERN, che ne hanno abbassato il valore per la combustione più calda delle stelle massicce.
Valutazione interattiva
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Tassi di reazione
Esplora i tassi →
Valore Q · energia liberata
6,838 MeV
Energia termica kT
circa 26–90 keV, l'energia di un gas a 300–1000 milioni di gradi
Per ambiente stellare
  • 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.
Prodotto 63Ni
radioattivo, t½ = 101 anni
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

    n_TOF, CERNCERN

    Fasci di neutroni e tempo di volo · risonanze fino a 200 keV (energia del neutrone)

    42 resonances analysed; MACS for kT = 5–100 keV with 4.5% total uncertainty, up to a factor 1.6 below KADoNiS at high kT. [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.

56 serie di dati in 27 voci EXFOR, 1952–2014 · 23 senza un intervallo di energia, non disegnate

Temperatura
Energia più bassa in EXFOR
24,6 meV
Cote et al., 1964; Doilnitsyn, 1965; Sims et al., 1970; Alpizar-Vicente et al., 2008 · dσ/dΩ · 13816.006
Medie maxwelliane misurate
15 serie di dati
kT da 5 keV a 100 keV
Tasso da energie assenti in EXFOR
< 0,01 %
a kT = 25,9 keV, stima liscia
10 meV100 meV1 eV10 eV100 eV1 keV10 keV100 keV1 MeVEnergia, o kT per una media maxwelliana (keV)kT = 25,9 keVσdσ/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'urto524,6 meV – 358 keV
dσ/dΩdistribuzione angolare124,9 meV – 24,9 meV
ωγintensità di risonanza23,94 keV – 4,53 keV
MACSmedia maxwelliana155 keV – 100 keV
…altro1024,6 meV – 295 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: Nota al 4,5% a kT = 30 keV dai dati di n_TOF, che hanno abbassato la sezione d'urto alle temperature più alte della combustione del carbonio fino a un fattore 1,6.

A n_TOF sono stati analizzati i nuclei di cattura di 42 risonanze del 62Ni fino a 200 keV, e sono state calcolate sezioni d'urto mediate su una maxwelliana per kT = 5–100 keV con un'incertezza totale del 4,5%. Concordano con il valore di KADoNiS a kT = 30 keV ma sono fino a 1,6 volte più basse alle temperature più alte, il che conta per la combustione del carbonio nei gusci a kT ≈ 90 keV (Lederer et al. 2014).

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, 62Ni(n,γ)63Ni, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/62Ni-ng-63Ni.

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