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Atlante delle reazioni · Processo s

Cattura radiativa · Processo s

85Kr(n,γ)86Kr

: kripton‑85 + neutrone → kripton‑86 + raggio gammaCome si legge la notazione

In questa pagina

Il kripton-85 radioattivo cattura un neutrone. Che catturi il neutrone o decada prima dipende dalla densità di neutroni nella stella. La reazione non è mai stata misurata direttamente.

Il kripton-85 vive circa dieci anni in laboratorio. Nella tasca di 13C di una stella AGB un nucleo aspetta qualche secolo il neutrone successivo, e nei brevi lampi del 22Ne solo qualche mese: se il kripton-85 decada o catturi dipende quindi da dove si forma. Se i neutroni sono pochi, decade in rubidio-85; se sono molti, ne cattura un altro e diventa kripton-86, e con la cattura successiva il flusso arriva al rubidio-87. Le quantità di kripton-86 e dei due isotopi del rubidio registrano quindi la densità di neutroni, che è diversa per le due sorgenti di neutroni: bassa nella tasca di 13C, più alta nei brevi lampi del 22Ne. Il kripton-86 dei grani di polvere stellare prodotti dalle stelle AGB e trovati nei meteoriti è uno degli indizi che si leggono in questo modo.

Dati essenziali

Quanto è noto
Mai misurata direttamente: il tasso di questo gas radioattivo si ricava da calcoli e da esperimenti indiretti.
Valutazione interattiva
Nessuna valutazione interattiva per ora · Valutazioni
Tassi di reazione
Esplora i tassi →
Valore Q · energia liberata
9,857 MeV
Tempo di dimezzamento dell'85Kr
10,7 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 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

Nella cronologia

  1. 1987Polvere di stelle AGB in un meteorite

Come è stata misurata

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

1 misura, 2013Mostra l'elenco
  1. 2013

    HIγS, Triangle Universities Nuclear Laboratory

    Reazioni fotonucleari · 86Kr(γ,n), fotoni da 9,86 a 13 MeV

    Photodisintegration of 86Kr with monoenergetic photons; with 86Kr(γ,γ′) it fixes the dipole strength used to predict 85Kr(n,γ). [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.

7 serie di dati in 4 voci EXFOR, 1950–2006 · 4 senza un intervallo di energia, non disegnate

Temperatura
Energia più bassa in EXFOR
Nessuna misura conta
Nessuna serie di dati supera qui la regola per una misura («Come sono calcolati questi numeri»).
Medie maxwelliane misurate
2 serie di dati
kT da 30 keV a 30 keV
Tasso da energie assenti in EXFOR
100 %
a kT = 7,76 keV, stima liscia
10 meV100 meV1 eV10 eV100 eV1 keV10 keV100 keVEnergia, o kT per una media maxwelliana (keV)kT = 7,76 keVσMACS
  • 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'urto125 meV – 25 meV
MACSmedia maxwelliana230 keV – 30 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: Non esiste una misura diretta; la sezione d'urto stellare viene da calcoli con il modello statistico vincolati dalla fotodisintegrazione dell'86Kr.

85Kr sits at the branching that feeds the s-process side of the N = 50 closed shell, where 86Kr, 87Rb and 88Sr have magic neutron number; the branching is a classic neutron-density indicator (Käppeler et al. 2011). Not all the flow reaches the 10.7 yr ground state: about 40–60% of the captures on 84Kr make 85Kr in its 4.5 h isomeric state, and about 80% of those decay straight to 85Rb, bypassing the branching (Lugaro and Chieffi 2011). There is no direct measurement, and the stellar cross section comes from statistical-model calculations.

Raut et al. (2013) constrained it indirectly: they measured the photodisintegration 86Kr(γ,n) at HIγS with monoenergetic photons from the neutron separation energy (9.86 MeV) to 13 MeV, combined it with 86Kr(γ,γ′) data into the dipole response of 86Kr, and used it to predict the 85Kr(n,γ) cross section. With it, AGB models of less than about 1.5 M☉, in which the 13C burns convectively, are a possible explanation for the highest 86Kr/82Kr ratios of presolar SiC grains.

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]
  • —F. Käppeler et al., Rev. Mod. Phys. 83, 157 (2011) [4]
  • —M. Lugaro, A. Chieffi, Lect. Notes Phys. 812, 83 (2011) [5]

Questioni aperte

  • Una misura diretta della sezione d'urto di cattura su un campione di 85Kr.

Reazioni correlate

Bibliografia

  1. 1.

    R. Raut, A. P. Tonchev, G. Rusev, W. Tornow, C. Iliadis, M. Lugaro, J. Buntain, S. Goriely, J. H. Kelley, R. Schwengner, A. Banu, N. Tsoneva

    Cross-section measurements of the 86Kr(γ,n) reaction to probe the s-process branching at 85Kr

    Phys. Rev. Lett. 111, 112501 (2013) · 10.1103/PhysRevLett.111.112501 · arXiv:1309.4159

  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

  4. 4.

    F. Käppeler, R. Gallino, S. Bisterzo, W. Aoki

    The s process: nuclear physics, stellar models, and observations

    Rev. Mod. Phys. 83, 157 (2011) · 10.1103/RevModPhys.83.157 · arXiv:1012.5218

  5. 5.

    M. Lugaro, A. Chieffi

    Radioactivities in low- and intermediate-mass stars

    Lect. Notes Phys. 812, 83 (2011) · arXiv:1010.1304

Come citare questa pagina

J. Skowronski, 85Kr(n,γ)86Kr, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/85Kr-ng-86Kr.

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