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Atlante delle reazioni · Processo s

Cattura radiativa · Componente debole (stelle massicce)

63Ni(n,γ)64Ni

: nichel‑63 + neutrone → nichel‑64 + raggio gammaCome si legge la notazione

In questa pagina

Il nichel-63 radioattivo cattura un neutrone prima di poter decadere. È uno dei primi punti di diramazione del processo s, e decide quanto rame producono le stelle massicce.

Il nichel-63 vive circa un secolo in laboratorio. In una stella massiccia può decadere in rame-63 oppure catturare un altro neutrone e diventare nichel-64; quale delle due cose avvenga più spesso dipende da quanti neutroni ci sono e da questa sezione d'urto. Le stelle massicce sono la principale sorgente del rame del Sistema Solare, quindi la diramazione al nichel-63 determina il rame, il nichel e lo zinco che producono. Per misurare la reazione serve un campione radioattivo, ed è per questo che è stata misurata per la prima volta solo nel 2013.

Dati essenziali

Quanto è noto
Misurata solo dal 2013, su un piccolo campione radioattivo; nota al 15–20%.
Valutazione interattiva
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Tassi di reazione
Esplora i tassi →
Valore Q · energia liberata
9,657 MeV
Tempo di dimezzamento del 63Ni
101 anni
Valore di laboratorio. In una stella possono cambiarlo gli stati eccitati termicamente e la ionizzazione; è questo tempo a decidere quanto spesso il nucleo decade prima di catturare un neutrone.
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.
Tipo
Cattura radiativa

Come è stata misurata

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

3 misure, 2013–2015Mostra l'elenco
  1. 2013

    n_TOF, CERNCERN

    Fasci di neutroni e tempo di volo · da energie termiche a 200 keV (energia del neutrone)

    First measurement; 12 new resonances; MACS for kT = 5–100 keV with uncertainties around 20%. [1]

  2. 2014

    n_TOF, CERNCERN

    Fasci di neutroni e tempo di volo · 10–270 keV (energia del neutrone)

    Unresolved cross sections with a systematic uncertainty of 17%, published together with 62Ni(n,γ). [2]

  3. 2015

    DANCE at LANSCELos Alamos Neutron Science Center, Los Alamos National Laboratory

    Fasci di neutroni e tempo di volo · tempo di volo dei neutroni, relativa a 197Au

    Cross section with the 4π BaF2 calorimeter DANCE, uncertainties below 15%; resonances identified by their Q-value; network sensitivity studied. [3]

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.

14 serie di dati in 8 voci EXFOR, 1971–2015 · 5 senza un intervallo di energia, non disegnate

Temperatura
Energia più bassa in EXFOR
24,9 meV
HARDER et al., 1992; Weigand et al., 2015 · σ · 22262.004
Medie maxwelliane misurate
3 serie di dati
kT da 1 keV a 109 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 keVσMACSaltro
  • 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'urto324,9 meV – 743 keV
MACSmedia maxwelliana31 keV – 109 keV
…altro324,9 meV – 24,9 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: Misurata dal 2013 su un campione radioattivo a n_TOF e a DANCE, con incertezze del 15–20%.

Before 2013 the stellar cross section rested on calculations and extrapolations; KADoNiS recommended 31 ± 6 mb at kT = 30 keV. The first measurement, at n_TOF, covered thermal energies up to 200 keV, determined the capture kernels of 12 new resonances and gave MACS for kT = 5–100 keV with uncertainties around 20%; models of a 25 M☉ star showed a significant effect on the s-process production of 63Cu, 64Ni and 64Zn (Lederer et al. 2013). Unresolved cross sections from 10 to 270 keV, with a systematic uncertainty of 17%, followed (Lederer et al. 2014). At LANSCE the calorimetric 4π BaF2 array DANCE measured the cross section relative to 197Au with uncertainties below 15% (Weigand et al. 2015).

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) [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.
  2. 2.
  3. 3.
  4. 4.

    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

  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, 63Ni(n,γ)64Ni, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/63Ni-ng-64Ni.

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