¹²C(¹²C,α)²⁰Ne · Atlante delle reazioni

Due nuclei di carbonio si fondono, e il nucleo composto si spezza in neon-20 e un nucleo di elio. È il modo principale in cui il carbonio brucia nelle stelle.

Quando una stella di più di circa otto masse solari ha esaurito l'elio, il suo nucleo è fatto soprattutto di carbonio e ossigeno. Il nucleo si contrae e si scalda finché i nuclei di carbonio non si urtano abbastanza forte da fondersi. Ogni fusione produce un magnesio-24 molto eccitato, che si spezza subito, il più delle volte in neon-20 e una particella alfa oppure in sodio-23 e un protone. Il neon lasciato da questo ramo è il combustibile della fase successiva, la combustione del neon. La velocità con cui il carbonio si fonde decide quanto dura la combustione del carbonio, quanto deve essere calda, e quindi la struttura interna della stella prima che esploda. La stessa reazione innesca l'esplosione di una nana bianca in una supernova di tipo Ia e i rari e lunghi lampi X chiamati superburst sulle stelle di neutroni. Il suo tasso alle energie stellari è ancora incerto: gli esperimenti differiscono anche di fattori molto grandi.

Dati essenziali

Quanto è noto: Le misure dirette arrivano solo alla parte più alta delle energie a cui il carbonio brucia nelle stelle massicce, e la sezione d'urto misurata è piena di risonanze. I modi di prolungarla verso il basso, e una misura indiretta che raggiunge quelle energie, differiscono di ordini di grandezza.
Valutazione interattiva: Nessuna valutazione interattiva per ora · Valutazioni
Valore Q · energia liberata: 4,617 MeV
Finestra di Gamow: 2135 ± 450 keVcombustione centrale del carbonio, stella di 15 M☉, 0,83 GK (Combustione del carbonio)
1525 ± 295 keVinnesco di un superburst, stella di neutroni in accrescimento, 0,5 GK (Combustione del carbonio)
Tipo: Fusione

Nella cronologia

Come è stata misurata

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

10 misure, 1969–2026Mostra l'elenco

1969
Misura diretta in superficie · fino a E ≈ 2,5 MeV
Early measurements of the α and p channels, by charged-particle or γ-ray spectroscopy (High and Čujec recorded the γ-rays at 90° and 270°; Becker et al. detected the particles); together they covered the cross section down to about 2.5 MeV. [1, 2, 3, 4]
2006
Misura diretta in superficie
γ-ray measurement of the α and p channels, aimed at bringing the earlier, mutually inconsistent data sets into agreement. [5]
2007
Dynamitron Tandem Laboratory, BochumRuhr-Universität Bochum
Misura diretta in superficie · E = 2,10–4,75 MeV
γ-ray spectroscopy with thick carbon targets whose hydrogen contamination was made very low. A strong resonance at 2.14 MeV, at the Gamow peak of core carbon burning (0.83 GK) and above the window of superburst ignition (0.5 GK), raises the α-channel rate by about a factor of five near 0.8 GK. [6]
2018
INFN LNS, CataniaLaboratori Nazionali del Sud (INFN)
Metodo del cavallo di Troia · E = 0,8–2,7 MeV, da ¹²C(¹⁴N,α²⁰Ne)²H
Several resonances across the Gamow window; the combined α and p rate is more than 25 times the reference rate near 0.5 GK. The analysis was disputed by Mukhamedzhanov et al. (2019), who found that the rise disappears once Coulomb–nuclear distortions are included. [7, 8]
2020
Andromède, OrsayInstitut de Physique Nucléaire d'Orsay (IPN Orsay)
Misura diretta in superficie · fino alla finestra di Gamow delle stelle massicce
STELLA: particle–γ coincidences between the silicon array and LaBr₃ detectors, with a rotating target, remove the ambiguities of γ-only or particle-only measurements. The data span more than eight orders of magnitude and support the fusion-hindrance model. [9, 10]
2020
Nuclear Science Laboratory, Notre DameUniversity of Notre Dame
Misura diretta in superficie · resa su bersaglio spesso a passi di 50 keV
Particle–γ coincidences with the SAND silicon array at the 5U Pelletron on highly ordered pyrolytic graphite targets. The results disagree strongly with the Trojan Horse measurement. [11]
2020
Attivazione · ¹²C + ¹³C fino a E = 2,32 MeV
Not ¹²C + ¹²C itself: ¹²C(¹³C,p)²⁴Na measured by counting the ²⁴Na activity in an underground counting laboratory. Models normalized to these data give an upper limit on the non-resonant ¹²C + ¹²C cross section at stellar energies and argue against the S-factor maximum of the hindrance model. [12]
2022
CIRCE, CasertaCenter for Isotopic Research on Cultural and Environmental heritage (Università della Campania e INNOVA)
Misura diretta in superficie · E = 2,51–4,36 MeV
Protons and α particles identified with ΔE–E telescopes, in steps of 10–25 keV. The branching ratios of the individual proton and α groups change strongly with energy, and the angular distributions (three angles) are not isotropic, a possible cause of the disagreement between data sets. A first journal article (Eur. Phys. J. A 58, 65, 2022) was retracted (Eur. Phys. J. A 59, 120, 2023) because of an error in the script that computed the beam energy loss; the corrected article (Eur. Phys. J. A 60, 2024) keeps the general conclusions. [13, 14, 15]
2025
Andromède, OrsayInstitut de Physique Nucléaire d'Orsay (IPN Orsay)
Misura diretta in superficie · E ≈ 2,2–2,6 MeV; 3,23 MeV
Refined STELLA excitation function near its lowest coincidence points: a lower average S-factor than standard extrapolations between 2.2 and 2.6 MeV, and no confirmation of an overall rise of the S-factor at deep sub-barrier energies. [16]
2026
HI-13 tandem accelerator, China Institute of Atomic Energy, Beijing
Metodo del cavallo di Troia · finestra di Gamow, risonanze vicino a 1,5 MeV
An independent Trojan Horse measurement with ¹⁶O, not ¹⁴N, as the Trojan horse nucleus and the spectator α detected near 0°, which the authors describe as a first for the method; their analysis, DWBA-based as they describe it, gives resonances near 1.5 MeV in both the α₀ and α₁ channels. A preprint argues that the plane-wave approximation behind the analysis breaks down once Coulomb distortions are included (Mukhamedzhanov 2026); no reply has appeared yet. [17, 18]

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.

15 serie di dati in 12 voci EXFOR, 1973–2024

Temperatura

combustione centrale del carbonio, stella di 15 M☉, T₉ = 0,83 (830 MK)innesco di un superburst, stella di neutroni in accrescimento, T₉ = 0,5 (500 MK)

Energia più bassa in EXFOR: 2,13 MeV; Spillane et al., 2007 · S · O1712.002
Distanza dal picco di Gamow: Dentro la finestra; E₀ = 2130 keV, finestra 1680–2590 keV
Tasso da energie assenti in EXFOR: 45 %; a T₉ = 0,83, stima liscia · di cui 45 % sotto l'energia più bassa in EXFOR

Finestra di Gamow, tratteggiata dove nessuna misura arriva
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
Grandezza	Serie di dati	Intervallo di E_cm (keV)
σsezione d'urto	1	4,42 MeV – 6,48 MeV
Sfattore S	2	2,11 MeV – 5,34 MeV
σ→Eₓparziale	7	2,2 MeV – 6,01 MeV
dσ/dΩdistribuzione angolare	4	2,9 MeV – 35,8 MeV
…altro	1	4,88 MeV – 7,5 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.

Tutte le misure (15)Nucleo composto ²⁴Mg

Dettagli

¹²C + ¹²C forms ²⁴Mg at an excitation energy of about 13.9 MeV plus the centre-of-mass energy, which decays mainly by α emission to ²⁰Ne and by proton emission to ²³Na; the neutron channel to ²³Mg is closed below 2.6 MeV. The Gamow window for core carbon burning in a 15 M☉ star (0.83 GK) spans about 1.7–2.6 MeV, with its peak at 2.1 MeV; at the ignition of a superburst on an accreting neutron star, near 0.5 GK (Cooper et al. 2009), it moves down to about 1.2–1.8 MeV. Unlike most heavy-ion systems, the excitation function shows pronounced resonant structure down to the lowest measured energies, which makes any extrapolation from the data uncertain (Spillane et al. 2007; Zickefoose et al. 2018; Morales-Gallegos et al. 2024). The cross section of the neighbouring system ¹²C + ¹³C, which has no such resonances, has been used to set an upper limit on the non-resonant part (Zhang et al. 2020).

The excitation function is conventionally shown as the modified S-factor S*(E) = σ(E) E exp(87.21/√E + 0.46 E), with E in MeV, which removes most of the strong energy dependence that remains in the ordinary S-factor of this heavy system; the standard rate of Caughlan and Fowler (1988) assumes a constant S* below the data.

Below the data, two descriptions of the non-resonant trend compete. The fusion-hindrance model (Jiang et al. 2007) predicts that the S-factor passes through a maximum and falls at deep sub-barrier energies; the rates of Jiang et al. (2018) and Monpribat et al. (2022) are built on it, as alternatives to the standard rate of Caughlan and Fowler (1988). The particle–γ coincidence measurements at Orsay (STELLA, Fruet et al. 2020; Nippert et al. 2025) and at Notre Dame (Tan et al. 2020) remove most of the background from hydrogen and deuterium in the target that limited earlier singles measurements; the STELLA data support the hindrance trend. A refit of the same data sets with a free exponent in the logarithmic-slope parametrization finds no hindrance (Uzawa and Hagino 2025), so the question remains open.

The Trojan Horse measurement of Tumino et al. (2018), through ¹²C(¹⁴N,α²⁰Ne)²H and ¹²C(¹⁴N,p²³Na)²H in quasi-free kinematics, reported resonances between 0.8 and 2.7 MeV that raise the rate by more than a factor of 25 near 0.5 GK. Mukhamedzhanov et al. (2019) argued that the rise is an artefact of the plane-wave approximation used in the analysis and disappears when Coulomb–nuclear distortions are included; the direct coincidence data of Tan et al. (2020) disagree strongly with the Trojan Horse result. A possible physical origin for low-energy resonances is a set of 0⁺ states of ²⁴Mg near the ¹²C + ¹²C threshold, found in ²⁴Mg(α,α′) and decaying mostly to ²⁰Ne + α, which may be ¹²C + ¹²C cluster states playing a role like the Hoyle state's in helium burning (Adsley et al. 2022). LUNA is preparing a direct measurement of the γ-rays from the α and p channels at the underground Bellotti Ion Beam Facility, with an HPGe detector inside an active NaI(Tl) veto (Gesuè et al. 2025).

Energia del picco E₀ ± metà della larghezza a 1/e, nel centro di massa, dalle masse AME2020.

Valutazioni

Compilazioni che combinano i dati in un tasso di reazione raccomandato.

—G. R. Caughlan, W. A. Fowler, At. Data Nucl. Data Tables 40, 283 (1988) [19]
—C. L. Jiang, D. Santiago-Gonzalez, S. Almaraz-Calderon, K. E. Rehm et al., Phys. Rev. C 97, 012801 (2018) [20]
—E. Monpribat, S. Martinet, S. Courtin, M. Heine, S. Ekström, D. G. Jenkins, A. Choplin et al., Astron. Astrophys. 660, A47 (2022) [21]

Questioni aperte

Se il fattore S diminuisca a energie molto al di sotto della barriera (soppressione della fusione) o continui a crescere; la risposta dipende dalle scelte di fit e da quali delle numerose serie di dati si usano.
Se esistano risonanze sotto 2 MeV e quanto siano intense, come suggerisce l'analisi con il metodo del cavallo di Troia e come contestano i suoi critici.
Dati diretti sotto 2,1 MeV, l'obiettivo della campagna sotterranea di LUNA.

Discussa nella pagina delle questioni aperte

La fusione del carbonio alle energie stellari

Reazioni correlate

Bibliografia

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Experimental investigation of the stellar nuclear reaction ¹²C + ¹²C at low energies
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Re-examination of fusion hindrance in astrophysical ¹²C + ¹²C and ¹²C + ¹³C reactions
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Extending the Hoyle-state paradigm to ¹²C + ¹²C fusion
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Come citare questa pagina

J. Skowronski, ¹²C(¹²C,α)²⁰Ne, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/12C-12Ca-20Ne.

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