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
- Nessuna valutazione interattiva per ora · Valutazioni
- 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'elencoNascondi l'elenco
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]
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]
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
- 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
- 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
| Grandezza | Serie di dati | Intervallo di E_cm (keV) |
|---|---|---|
| σsezione d'urto | 3 | 24,9 meV – 743 keV |
| MACSmedia maxwelliana | 3 | 1 keV – 109 keV |
| …altro | 3 | 24,9 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.
Reazioni correlate
Bibliografia
- 1.
C. Lederer et al. (n_TOF Collaboration)
Neutron capture cross section of unstable 63Ni: implications for stellar nucleosynthesis
Phys. Rev. Lett. 110, 022501 (2013) · 10.1103/PhysRevLett.110.022501 · arXiv:1304.3310
- 2.
C. Lederer et al. (n_TOF Collaboration)
62Ni(n,γ) and 63Ni(n,γ) cross sections measured at the n_TOF facility at CERN
Phys. Rev. C 89, 025810 (2014) · 10.1103/PhysRevC.89.025810 · arXiv:1403.4778
- 3.
M. Weigand et al.
63Ni(n,γ) cross sections measured with DANCE
Phys. Rev. C 92, 045810 (2015) · 10.1103/PhysRevC.92.045810 · arXiv:1512.02263
- 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.
I. Dillmann et al.
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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