ニッケルの同位体

ニッケルの同位体（₂₈ Ni）
標準原子量 A r °(Ni)
	58.6934 ± 0.0004 ; 58.693 ± 0.001 （要約）;
	ビュー; 話す; 編集;

天然に存在するニッケル（₂₈ Ni）は、⁵⁸ Ni、⁶⁰ Ni、⁶¹ Ni、⁶² Ni、⁶⁴ Niの5つの安定同位体から構成されています^。58 Niは68%以上で最も豊富です。26種類の放射性同位体が特定されており、最も安定しているのは半減期が81 ,000年の⁵⁹ Ni 、半減期が101年の^{63 Ni、そして6.075日の}⁵⁶ Niです。その他の放射性同位体はすべて半減期が60時間未満であり、そのほとんどは半減期が30秒未満です。この元素には11種類のメタ状態が知られています。

同位体のリスト

核種 ^{[n 1]}	Z	北	同位体質量（Da）^[4]^{[n 2]}^{[n 3]}	半減期^[1] ^{[n 4]}	減衰モード^[1] ^{[n 5]}	娘同位体 ^{[n 6]}	スピンとパリティ^[1] ^{[n 7]}^{[n 4]}	天然存在比（モル分率）
核種 ^{[n 1]}	励起エネルギー			半減期^[1] ^{[n 4]}	減衰モード^[1] ^{[n 5]}	娘同位体 ^{[n 6]}	スピンとパリティ^[1] ^{[n 7]}^{[n 4]}	通常の割合^[1]	変動の範囲
⁴⁸ ニ	28	20	48.01952(46)#	2.8(8)ミリ秒	2ポイント（70％）	⁴⁶ 鉄	0歳以上
					β ⁺ (30%)	⁴⁸ Co ^{[n 8]}
					β ⁺、p?	⁴⁷ 鉄
⁴⁹ ニ	28	21	49.00916(64)#	7.5(10)ミリ秒	β ⁺、p（83％）	⁴⁸ 鉄	7/2−#
⁴⁹ ニ	28	21	49.00916(64)#	7.5(10)ミリ秒	β ⁺ (17%)	⁴⁹ Co ^{[n 8]}	7/2−#
⁵⁰ ニ	28	22	49.99629(54)#	18.5(12)ミリ秒	β ⁺、p（73％）	⁴⁹ 鉄	0歳以上
					β ⁺、2p（14％）	⁴⁸ マン
					β ⁺ (13%)	⁵⁰ 共同
⁵¹ ニ	28	23	50.98749(54)#	23.8(2)ミリ秒	β ⁺、p（87.2％）	⁵⁰ 鉄	7/2−#
					β ⁺ (12.3%)	⁵¹ 共同
					β ⁺、2p（0.5％）	⁴⁹ マン
⁵² ニ	28	24	51.975781(89)	41.8(10)ミリ秒	β ⁺ (68.9%)	⁵² 共同	0歳以上
⁵² ニ	28	24	51.975781(89)	41.8(10)ミリ秒	β ⁺、p（31.1％）	⁵¹ 鉄	0歳以上
⁵³ ニ	28	25	52.968190(27)	55.2(7)ミリ秒	β ⁺ (77.3%)	⁵³ 共同	（7月2日〜）
⁵³ ニ	28	25	52.968190(27)	55.2(7)ミリ秒	β ⁺、p（22.7％）	⁵² 鉄	（7月2日〜）
⁵⁴ ニ	28	26	53.9578330(50)	114.1(3)ミリ秒	β ⁺	⁵⁴ 共同	0歳以上
⁵⁴ ニ	28	26	53.9578330(50)	114.1(3)ミリ秒	β ⁺、p?	⁵³ 鉄	0歳以上
^54分ニ	6457.4(9) keV			152(4) ns	IT（64％）	⁵⁴ ニ	10歳以上
^54分ニ	6457.4(9) keV			152(4) ns	p（36％）	⁵³ 共同	10歳以上
⁵⁵ ニ	28	27	54.95132985(76)	203.9(13)ミリ秒	β ⁺	⁵⁵ 共同	7月2日
⁵⁶ ニ	28	28	55.94212776(43)	6.075(10) d	EC	⁵⁶ 共同	0歳以上
⁵⁶ ニ	28	28	55.94212776(43)	6.075(10) d	β ⁺ (<5.8 × 10 ⁻⁵ % ^[5]	⁵⁶ 共同	0歳以上
⁵⁷ ニ	28	29	56.93979139(61)	35.60(6) 時間	β ⁺	⁵⁷ 共同	3/2−
⁵⁸ ニ	28	30	57.93534165(37)	観測的に安定している^{[n 9]}			0歳以上	0.680769(190)
⁵⁹ ニ	28	31	58.93434544(38)	8.1(5)×10 ⁴年	EC（99％）	⁵⁹ 共同	3/2−
⁵⁹ ニ	28	31	58.93434544(38)	8.1(5)×10 ⁴年	β ⁺（1.5 × 10 ⁻⁵％）^[6]	⁵⁹ 共同	3/2−
⁶⁰ ニ	28	32	59.93078513(38)	安定した			0歳以上	0.262231(150)
⁶¹ ニ	28	33	60.93105482(38)	安定した			3/2−	0.011399(13)
⁶² Ni^{[n 10]}	28	34	61.92834475(46)	安定した			0歳以上	0.036345(40)
⁶³ ニ	28	35	62.92966902(46)	101.2(15)年	β ⁻	⁶³ 銅	1/2−
^63分ニ	87.15(11) keV			1.67(3) μs	それ	⁶³ニ	5/2−
⁶⁴ ニ	28	36	63.92796623(50)	安定した			0歳以上	0.009256(19)
⁶⁵ ニ	28	37	64.93008459(52)	2.5175(5) 時間	β ⁻	⁶⁵ 銅	5/2−
^65分ニ	63.37(5) keV			69(3) μs	それ	⁶⁵ニ	1/2−
⁶⁶ ニ	28	38	65.9291393(15)	54.6(3) 時間	β ⁻	⁶⁶ 銅	0歳以上
⁶⁷ ニ	28	39	66.9315694(31)	21(1) s	β ⁻	⁶⁷ 銅	1/2−
^{67メートル} ニ	1006.6(2) keV			13.34(19)μs	それ	⁶⁷ ニ	9/2+
⁶⁸ ニ	28	40	67.9318688(32)	29(2) s	β ⁻	⁶⁸ 銅	0歳以上
^68m1 ニ	1603.51(28) keV			270(5) ns	それ	⁶⁸ニ	0歳以上
^{68平方メートル} ニ	2849.1(3) keV			850(30)μs	それ	⁶⁸ニ	5−
⁶⁹ ニ	28	41	68.9356103(40)	11.4(3) s	β ⁻	⁶⁹ 銅	（9/2+）
^69m1 ニ	321(2) keV			3.5(4)秒	β ⁻	⁶⁹ 銅	（1/2−）
^69m1 ニ	321(2) keV			3.5(4)秒	IT（<0.01%）	⁶⁹ ニ	（1/2−）
^{69平方メートル} ニ	2700.0(10) keV			439(3) ns	それ	⁶⁹ニ	(17/2−)
⁷⁰ ニ	28	42	69.9364313(23)	6.0(3)秒	β ⁻	⁷⁰ 銅	0歳以上
^{70メートル} ニ	2860.91(8) keV			232(1) ns	それ	⁷⁰ Ni	8歳以上
⁷¹ ニ	28	43	70.9405190(24)	2.56(3)秒	β ⁻	⁷¹ 銅	（9/2+）
^{71メートル} ニ	499(5) keV			2.3(3)秒	β ⁻	⁷¹立方メートル	（1/2−）
⁷² ニ	28	44	71.9417859(24)	1.57(5)秒	β ⁻	⁷² 銅	0歳以上
⁷² ニ	28	44	71.9417859(24)	1.57(5)秒	β ⁻、n ?	⁷¹ 銅	0歳以上
⁷³ ニ	28	45	72.9462067(26)	840(30)ミリ秒	β ⁻	⁷³ 銅	（9/2+）
⁷³ ニ	28	45	72.9462067(26)	840(30)ミリ秒	β ⁻、n?	⁷² 銅	（9/2+）
⁷⁴ ニ	28	46	73.9479853(38) ^[7]	507.7(46)ミリ秒	β ⁻	⁷⁴ 銅	0歳以上
⁷⁴ ニ	28	46	73.9479853(38) ^[7]	507.7(46)ミリ秒	β ⁻、n?	⁷³ 銅	0歳以上
⁷⁵ ニ	28	47	74.952704(16) ^[7]	331.6(32)ミリ秒	β ⁻（90.0％）	⁷⁵ 銅	9/2+#
⁷⁵ ニ	28	47	74.952704(16) ^[7]	331.6(32)ミリ秒	β ⁻、n (10.0%)	⁷⁴ 銅	9/2+#
⁷⁶ ニ	28	48	75.95471(32)#	234.6(27)ミリ秒	β ⁻（86.0％）	⁷⁶ 銅	0歳以上
⁷⁶ ニ	28	48	75.95471(32)#	234.6(27)ミリ秒	β ⁻、n (14.0%)	⁷⁵ 銅	0歳以上
^{76メートル} ニ	2418.0(5) keV			547.8(33) ナノ秒	それ	⁷⁶ニ	（8歳以上）
⁷⁷ ニ	28	49	76.95990(43)#	158.9(42)ミリ秒	β ⁻（74％）	⁷⁷ 銅	9/2+#
					β ⁻、n (26%)	⁷⁶ 銅
					β ⁻、2n?	⁷⁵ 銅
⁷⁸ ニ	28	50	77.96256(43)#	122.2(51)ミリ秒	β ⁻	⁷⁸ 銅	0歳以上
					β ⁻、n?	⁷⁷ 銅
					β ⁻、2n?	⁷⁶ 銅
⁷⁹ ニ	28	51	78.96977(54)#	44(8)ミリ秒	β ⁻	⁷⁹ 銅	5/2+#
					β ⁻、n?	⁷⁸ 銅
					β ⁻、2n?	⁷⁷ 銅
⁸⁰ ニ	28	52	79.97505(64)#	30(22)ミリ秒	β ⁻	⁸⁰ 銅	0歳以上
					β ⁻、n?	⁷⁹ 銅
					β ⁻、2n?	⁷⁸ 銅
⁸¹ ニ	28	53	80.98273(75)#	30# ミリ秒 [>410 ナノ秒]	β ⁻ ?	⁸¹ 銅	3/2+#
⁸² ニ	28	54	81.98849(86)#	16# ミリ秒 [>410 ナノ秒]	β ⁻ ?	⁸² 銅	0歳以上
この表のヘッダーとフッター: ビュー

^ ^m Ni – 励起核異性体。
^ ( ) – 不確実性 (1 σ ) は、対応する最後の数字の後の括弧内に簡潔に示されます。
^ # – 原子質量は # でマークされています。値と不確実性は純粋な実験データからではなく、少なくとも部分的に質量表面 (TMS) の傾向から導き出されています。
^ ab # – # でマークされた値は、純粋に実験データから導き出されたものではなく、少なくとも部分的には近隣核種の傾向 (TNN) から導き出されたものです。
^ 崩壊のモード:
EC: 電子捕獲

それ：異性体転移
名前: 中性子放出
^ 太字の記号は娘製品です – 娘製品は安定しています。
^ ( ) スピン値 – 弱い割り当て引数を持つスピンを示します。
^ ab 崩壊生成物は観測されていないが、半減期が極めて短く、陽子放出に関しては非結合であることがわかっている。
^ β ⁺ β ⁺によって崩壊すると考えられる⁵⁸
半減期が7×10²⁰年以上のFe
^ すべての核種の中で核子あたりの結合エネルギーが最も高い

注目すべき同位体

ニッケルの既知の同位体は質量数が⁴⁸ Niから⁸² Niの範囲にあり、以下のものが含まれる。^[8]

1999年に発見されたニッケル48は、知られているニッケル同位体の中で最も中性子が少ない。28個の陽子と20個の中性子を持つニッケル ⁴⁸は「二重魔法核種」（²⁰⁸
Pb）であるため、核種図における位置から予想されるよりもはるかに安定しており、半減期は約3ミリ秒です。^[9]既知の二重魔法核種の中で最も高い陽子と中性子の比率（陽子過剰）を持っています。^[10]

ニッケル 56も二重魔法元素であり、超新星で大量に生成される。非常に大きな恒星の進化の最終段階では、水素やヘリウムなどの軽い元素の核融合が終了。恒星のライフサイクルの後期には、マグネシウム、シリコン、硫黄などの元素が融合してより重い元素が形成される。最後の核融合反応が停止すると、恒星は崩壊して超新星爆発を起こす。超新星爆発の間、シリコンの燃焼によって⁵⁶ Niが生成される。このニッケル同位体は、中性子と陽子の数が同数であるため、2 つの²⁸ Si原子を融合して容易に生成できるため好ましい。^{56 Ni は、}アルファ過程で生成できる最後の元素である。⁵⁶ Ni を超えると、核反応は吸熱的でエネルギー的に不利になる。^{56 Ni は}⁵⁶ Coに崩壊し、次に⁵⁶ Feにβ+ 崩壊する。^[11]⁵⁶ Niと⁵⁶ Coの放射性崩壊は、恒星の超新星で観測される光曲線のエネルギーの大部分を供給します。^{[12]これらの超新星の}光曲線の形状は、⁵⁶ Niから⁵⁶ Co、そして⁵⁶Feへの崩壊に対応する特徴的な時間スケールを示しています。

ニッケル58はニッケルの最も豊富な同位体であり、天然存在比は68.077%です。これは二重ベータ崩壊に対して不安定な唯一の同位体です。

ニッケル59は、半減期が81,000年と長寿命の宇宙線生成放射性核種です。59 Ni^は同位体地質学で多くの用途があります。59 Niは^、隕石の地球上の年代測定や、氷や堆積物中の地球外塵の存在量の測定に使用されています。

ニッケル60は絶滅した放射性核種の娘核種である。 ⁶⁰
Fe（半減期262万年）の⁶⁰ Feは半減期が非常に長いため、太陽系内の物質中に高濃度で^{残留することで、 60 Niの同位体組成に観測可能な変動が生じている可能性があります。したがって、地球外物質中の}⁶⁰ Niの存在量は、太陽系の起源や初期の歴史／極初期の歴史に関する洞察をもたらす可能性があります。残念ながら、初期の太陽系ではニッケル同位体が不均一に分布していたようです。そのため、これまでのところ、⁶⁰ Niの過剰量から実際の年代に関する情報は得られていません。60 Niはまた、アルファラダーの最終段階である60 Zn^の^崩壊によって生成される安定した最終生成物でもあります。

ニッケル61は核スピン（ I = 3/2）を持つ唯一のニッケルの安定同位体であり、 EPR分光法による研究に有用である。^[13]

ニッケル62は、電子殻を計算に含めると、あらゆる元素の同位体の中で核子あたりの結合エネルギーが最も高い。一方、鉄56は核子あたりの質量エネルギーが低い。核融合反応によってより重い同位体が発熱反応で生成される可能性もある（例えば、⁴⁰ Ca原子^{2個は陽電子崩壊4回で80} Krを生成し、核子あたり77 keVのエネルギーを放出する）。しかし、鉄/ニッケル領域に至る反応の方が、総エネルギー放出量が大きいため、より起こりやすい。

ニッケル63の主な用途は2つあります。1つは爆発物痕跡の検出、もう1つはサージプロテクターとして使用されるガス放電管などの特定の電子機器です。サージプロテクターは、コンピューターなどの繊細な電子機器を、流入する電流の急激な変化から保護する装置です。また、ガスクロマトグラフィーにおける電子捕獲検出器にも使用され、主にハロゲンの検出に使用されます。ペースメーカー用の小型ベータボルタ発電機への使用も提案されています。

ニッケル64はニッケルの最も重い安定同位体です。

ニッケル78は、この元素の最も重い同位体の一つです。28個の陽子と50個の中性子を持つニッケル78は二重魔法数であり、中性子と陽子の比が不均衡であるにもかかわらず、核結合エネルギーと安定性がはるかに高くなります。半減期は122±5.1ミリ秒です。^[14]中性子の魔法数のため、^{78 Niは鉄よりも重い元素の}超新星元素合成において重要な役割を果たすと考えられています。^[15]^{78 Niは、}N = 50の同位体である⁷⁹ Cuと⁸⁰ Znとともに、 r 過程における待機点を構成していると考えられています。この待機点では、殻ギャップによってさらなる中性子捕獲が遅延され、A = 80付近の同位体が蓄積されます。^[16]

参照

ニッケル以外の子製品

参考文献

^ abcde Kondev, FG; Wang, M.; Huang, WJ; Naimi, S.; Audi, G. (2021). 「NUBASE2020による核特性の評価」(PDF) . Chinese Physics C. 45 ( 3) 030001. doi :10.1088/1674-1137/abddae.
^ 「標準原子量：ニッケル」CIAAW . 2007年。
^ Prohaska, Thomas; Irrgeher, Johanna; Benefield, Jacqueline; Böhlke, John K.; Chesson, Lesley A.; Coplen, Tyler B.; Ding, Tiping; Dunn, Philip JH; Gröning, Manfred; Holden, Norman E.; Meijer, Harro AJ (2022-05-04). 「元素の標準原子量2021（IUPAC技術報告書）」. Pure and Applied Chemistry . doi :10.1515/pac-2019-0603. ISSN 1365-3075.
^ Wang, Meng; Huang, WJ; Kondev, FG; Audi, G.; Naimi, S. (2021). 「AME 2020 原子質量評価 (II). 表、グラフ、参考文献*」. Chinese Physics C. 45 ( 3) 030003. doi :10.1088/1674-1137/abddaf.
^ Sur, Bhaskar; Norman, Eric B.; Lesko, KT; Browne, Edgardo; Larimer, Ruth-Mary (1990年8月1日). 「Ni 56崩壊の再調査」. Physical Review C. 42 ( 2): 573– 580. doi :10.1103/PhysRevC.42.573.
^ I. Gresits; S. Tölgyesi (2003年9月). 「原子力発電所の放射性液体廃棄物中の軟X線放射同位体の測定」. Journal of Radioanalytical and Nuclear Chemistry . 258 (1): 107– 112. doi :10.1023/A:1026214310645. S2CID 93334310.
^ ab ジロー、S.;カネテ、L.バスティン、B.カンカイネン、A.ファンティーナ、AF。グルミネリ、F.アッシャー、P.エロネン、T.ジラール・アルシンドール、V.ヨキネン、A.カナム、A.アイダホ州ムーア。ネステレンコ、DA;デ・オリベイラ・サントス、F.ペンティラ、H.ペトローネ、C.ポジャライネン、I.デ・ルーバン、A.バージニア州ルブチェーニャ。ヴィレン、M.エイスト、J. (2022 年 10 月) 「二重マジック 78Ni に向けた質量測定: 核崩壊超新星における流体力学と核質量寄与」。物理学の文字 B。833 137309. doi :10.1016/j.physletb.2022.137309.
^ 「2017年の評価で初めて含まれる新たな核種」（PDF） . 核種発見プロジェクト. 2018年12月22日. 2018年5月22日閲覧。
^ 「二重魔法ニッケルの発見」CERN Courier 2000年3月15日. 2013年4月2日閲覧。
^ “Twice-magic metal makes its debut | Science News | Find Articles”. 2012年5月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。
^ 梅田英之、野本健一 (2008年2月1日). 「コア崩壊型超新星で56Niはどれだけ生成されるのか？ 30M⊙から100M⊙の星の進化と爆発」.天体物理学ジャーナル. 673 (2): 1014–1022 – 物理学研究所 (IOP) 経由.
^ Bouchet, P.; Danziger, IJ; Lucy, LB (1991年9月). 「SN 1987Aのボロメトリック光度曲線：アウトバースト後616日目から1316日目までの結果」. The Astronomical Journal . 102 (3): 1135– 1146 – Astrophysics Data System経由.
^ モーリス・ファン・ガステル;ヴォルフガング・ルビッツ(2009)。「[NiFe]ヒドロゲナーゼのEPR調査」。グレアム・ハンソンの場合。ローレンス・ベルリナー（編）。高解像度 EPR: 医療における金属酵素と金属への応用。ドルドレヒト: スプリンガー。 441–470ページ。ISBN 978-0-387-84856-3。
^ Bazin, D. (2017). 「視点：二重魔法のニッケル」. Physics . 10 (121): 121. doi : 10.1103/Physics.10.121 .
^ Davide Castelvecchi (2005年4月22日). 「原子衝突が超新星とビッグバンに光を当てる」Sky & Telescope .
^ Pereira, J.; Aprahamian, A.; Arndt, O.; Becerril, A.; Elliot, T.; Estrade, A.; Galaviz, D.; Hennrich, S.; Hosmer, P.; Kessler, R.; Kratz, K.-L.; Lorusso, G.; Mantica, PF; Matos, M.; Montes, F.; Santi, P.; Pfeiffer, B.; Quinn, M.; Schatz, H.; Schertz, F.; Schnorrenberger, L.; Smith, E.; Tomlin, BE; Walters, W.; Wöhr, A. (2009).国立超伝導サイクロトロン研究所におけるr過程核のベータ崩壊研究．第10回宇宙における核シンポジウム．マキナック島．arXiv : 0901.1802 .

[4] Ni – 励起核異性体。

[6] ( ) – 不確実性 (1 σ ) は、対応する最後の数字の後の括弧内に簡潔に示されます。

[TMS-7] # – 原子質量は # でマークされています。値と不確実性は純粋な実験データからではなく、少なくとも部分的に質量表面 (TMS) の傾向から導き出されています。

[TNN-8] # – # でマークされた値は、純粋に実験データから導き出されたものではなく、少なくとも部分的には近隣核種の傾向 (TNN) から導き出されたものです。

[9] 崩壊のモード:
EC: 電子捕獲

それ：異性体転移
名前: 中性子放出

[10] 太字の記号は娘製品です – 娘製品は安定しています。

[11] ( ) スピン値 – 弱い割り当て引数を持つスピンを示します。

[unbound-12] 崩壊生成物は観測されていないが、半減期が極めて短く、陽子放出に関しては非結合であることがわかっている。

[14] β ⁺ β ⁺によって崩壊すると考えられる⁵⁸
半減期が7×10²⁰年以上のFe

[16] すべての核種の中で核子あたりの結合エネルギーが最も高い

[NUBASE2020-1] Kondev, FG; Wang, M.; Huang, WJ; Naimi, S.; Audi, G. (2021). 「NUBASE2020による核特性の評価」(PDF) . Chinese Physics C. 45 ( 3) 030001. doi :10.1088/1674-1137/abddae.

[CIAAWnickel-2] 「標準原子量：ニッケル」CIAAW . 2007年。

[CIAAW2021-3] Prohaska, Thomas; Irrgeher, Johanna; Benefield, Jacqueline; Böhlke, John K.; Chesson, Lesley A.; Coplen, Tyler B.; Ding, Tiping; Dunn, Philip JH; Gröning, Manfred; Holden, Norman E.; Meijer, Harro AJ (2022-05-04). 「元素の標準原子量2021（IUPAC技術報告書）」. Pure and Applied Chemistry . doi :10.1515/pac-2019-0603. ISSN 1365-3075.

[AME2020_II-5] Wang, Meng; Huang, WJ; Kondev, FG; Audi, G.; Naimi, S. (2021). 「AME 2020 原子質量評価 (II). 表、グラフ、参考文献*」. Chinese Physics C. 45 ( 3) 030003. doi :10.1088/1674-1137/abddaf.

[13] Sur, Bhaskar; Norman, Eric B.; Lesko, KT; Browne, Edgardo; Larimer, Ruth-Mary (1990年8月1日). 「Ni 56崩壊の再調査」. Physical Review C. 42 ( 2): 573– 580. doi :10.1103/PhysRevC.42.573.

[15] I. Gresits; S. Tölgyesi (2003年9月). 「原子力発電所の放射性液体廃棄物中の軟X線放射同位体の測定」. Journal of Radioanalytical and Nuclear Chemistry . 258 (1): 107– 112. doi :10.1023/A:1026214310645. S2CID 93334310.

[giraud2022-17] ジロー、S.;カネテ、L.バスティン、B.カンカイネン、A.ファンティーナ、AF。グルミネリ、F.アッシャー、P.エロネン、T.ジラール・アルシンドール、V.ヨキネン、A.カナム、A.アイダホ州ムーア。ネステレンコ、DA;デ・オリベイラ・サントス、F.ペンティラ、H.ペトローネ、C.ポジャライネン、I.デ・ルーバン、A.バージニア州ルブチェーニャ。ヴィレン、M.エイスト、J. (2022 年 10 月) 「二重マジック 78Ni に向けた質量測定: 核崩壊超新星における流体力学と核質量寄与」。物理学の文字 B。833 137309. doi :10.1016/j.physletb.2022.137309.

[18] 「2017年の評価で初めて含まれる新たな核種」（PDF） . 核種発見プロジェクト. 2018年12月22日. 2018年5月22日閲覧。

[19] 「二重魔法ニッケルの発見」CERN Courier 2000年3月15日. 2013年4月2日閲覧。

[20] “Twice-magic metal makes its debut | Science News | Find Articles”. 2012年5月24日時点のオリジナルよりアーカイブ。

[21] 梅田英之、野本健一 (2008年2月1日). 「コア崩壊型超新星で56Niはどれだけ生成されるのか？ 30M⊙から100M⊙の星の進化と爆発」.天体物理学ジャーナル. 673 (2): 1014–1022 – 物理学研究所 (IOP) 経由.

[22] Bouchet, P.; Danziger, IJ; Lucy, LB (1991年9月). 「SN 1987Aのボロメトリック光度曲線：アウトバースト後616日目から1316日目までの結果」. The Astronomical Journal . 102 (3): 1135– 1146 – Astrophysics Data System経由.

[23] モーリス・ファン・ガステル;ヴォルフガング・ルビッツ(2009)。「[NiFe]ヒドロゲナーゼのEPR調査」。グレアム・ハンソンの場合。ローレンス・ベルリナー（編）。高解像度 EPR: 医療における金属酵素と金属への応用。ドルドレヒト: スプリンガー。 441–470ページ。ISBN 978-0-387-84856-3。

[magicNi78-24] Bazin, D. (2017). 「視点：二重魔法のニッケル」. Physics . 10 (121): 121. doi : 10.1103/Physics.10.121 .

[25] Davide Castelvecchi (2005年4月22日). 「原子衝突が超新星とビッグバンに光を当てる」Sky & Telescope .

[NSCL09-26] Pereira, J.; Aprahamian, A.; Arndt, O.; Becerril, A.; Elliot, T.; Estrade, A.; Galaviz, D.; Hennrich, S.; Hosmer, P.; Kessler, R.; Kratz, K.-L.; Lorusso, G.; Mantica, PF; Matos, M.; Montes, F.; Santi, P.; Pfeiffer, B.; Quinn, M.; Schatz, H.; Schertz, F.; Schnorrenberger, L.; Smith, E.; Tomlin, BE; Walters, W.; Wöhr, A. (2009).国立超伝導サイクロトロン研究所におけるr過程核のベータ崩壊研究．第10回宇宙における核シンポジウム．マキナック島．arXiv : 0901.1802 .

EC:	電子捕獲
それ：	異性体転移
名前:	中性子放出