Un esito raro della fusione del carbonio: magnesio-23 e un neutrone. Richiede energia in più, quindi avviene solo negli ambienti più caldi in cui brucia il carbonio.
A differenza dei due rami principali, questo assorbe energia invece di liberarla: i nuclei di carbonio che si scontrano devono portare almeno circa 2,6 MeV. Alle temperature della normale combustione del carbonio pochissime collisioni sono così energetiche, quindi il ramo è piccolo. Conta per gli elementi prodotti dove il carbonio brucia più caldo: nelle esplosioni delle prime stelle, molto massicce, contribuisce a fissare quanto sodio e quanto alluminio vengono prodotti. Il magnesio-23 che produce è radioattivo e decade in pochi secondi in sodio-23. Le misure dirette hanno raggiunto le energie a cui la reazione opera nelle stelle.
Dati essenziali
- Quanto è noto
- Una misura diretta ha raggiunto le energie stellari, e l'estrapolazione al di sotto si appoggia sul canale protonico, misurato meglio; quanto regga dipende dalle stesse questioni aperte della fusione del carbonio nel suo insieme.
- Valutazione interattiva
- Nessuna valutazione interattiva per ora · Valutazioni
- Valore Q · energia richiesta
- -2,598 MeV
- Finestra di Gamow
- 2600–2835 keVSopra la soglia di 2,60 MeVcombustione centrale del carbonio, stella di 15 M☉, 0,83 GK (Combustione del carbonio)
- 2600–2675 keVSopra la soglia di 2,60 MeVinnesco di un superburst, stella di neutroni in accrescimento, 0,5 GK (Combustione del carbonio)
- Prodotto 23Mg
- radioattivo, t½ = 11,3 s
- Tipo
- Fusione
Come è stata misurata
Le parti tecniche di questa pagina (l'elenco delle misure, i dettagli) sono in inglese.
1 misura, 2015Mostra l'elencoNascondi l'elenco
2015
Nuclear Science Laboratory, Notre DameUniversity of Notre Dame
Misura diretta in superficie · fino in profondità nell'intervallo di energie astrofisiche
First direct measurement at stellar energies, by neutron counting checked against the 23Mg activity; the extrapolation uses the mirror reaction 12C(12C,p)23Na. [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.
3 serie di dati in 3 voci EXFOR, 2006–2015
- Energia più bassa in EXFOR
- 3,1 MeV
- Bucher et al., 2015 · S · C2168.002
- Distanza dal picco di Gamow
- 2,1 larghezze di Gamow sopra
- E₀ = 2600 keV, finestra 2600–2830 keV
- Tasso da energie assenti in EXFOR
- 100 %
- a T₉ = 0,83, stima liscia · di cui 100 % 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
| Grandezza | Serie di dati | Intervallo di E_cm (keV) |
|---|---|---|
| σsezione d'urto | 1 | 4,42 MeV – 6,48 MeV |
| Sfattore S | 1 | 3,1 MeV – 6,47 MeV |
| σ→Eₓparziale | 1 | 3,7 MeV – 6,01 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
The channel is endothermic (Q = −2.60 MeV) and closed below that energy, so the ordinary Gamow window (2.1 ± 0.45 MeV at 0.83 GK) lies almost entirely below threshold: the energies that contribute start at 2.60 MeV and fall off within a few hundred keV, as the Boltzmann factor drops faster than the Coulomb penetration rises (the range shown in the facts box). Bucher et al. (2015) measured it directly at the Notre Dame FN tandem into the astrophysical energy range, with a neutron detector whose efficiency was simulated and checked with monoenergetic neutrons, and cross-checked the cross section by counting the 23Mg activity. Their extrapolation to lower energies uses data on the mirror proton channel, 12C(12C,p)23Na; they quote a rate uncertainty smaller than astrophysical models require, and find the channel important for sodium and aluminium production in Population III pair-instability supernovae, and non-negligible for the weak s-process and for 60Fe.
In carbon-shell burning the main neutron source of the weak s-process is 22Ne(α,n)25Mg, with the α particles supplied by 12C(12C,α)20Ne; the n channel adds neutrons directly, and how much depends on its share of the total rate. Pignatari et al. (2013) followed the s-process and p-process yields of a 25 M☉ star with the total rate and the three channels varied, and found them sensitive to both.
Energia del picco E0 ± metà della larghezza a 1/e, nel centro di massa, dalle masse AME2020. Per una reazione endotermica la finestra ordinaria cadrebbe in parte o del tutto sotto la soglia, |Q|, dove la reazione non può avvenire; l'intervallo mostrato parte dalla soglia e arriva fin dove il prodotto del fattore di Boltzmann e della penetrazione coulombiana, exp(−E/kT − 2πη), è sceso di 1/e rispetto al suo massimo sopra soglia.
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) [2]
Questioni aperte
- La validità dell'estrapolazione dal canale speculare, che eredita la struttura risonante e la questione della soppressione della fusione nella 12C(12C,p)23Na.
Reazioni correlate
Bibliografia
- 1.
B. Bucher, X. D. Tang, X. Fang et al.
First direct measurement of 12C(12C,n)23Mg at stellar energies
Phys. Rev. Lett. 114, 251102 (2015) · 10.1103/PhysRevLett.114.251102 · arXiv:1507.03980
- 2.
G. R. Caughlan, W. A. Fowler
Thermonuclear reaction rates V
At. Data Nucl. Data Tables 40, 283 (1988)
- 3.
M. Pignatari, R. Hirschi, M. Wiescher et al.
The 12C + 12C reaction and the impact on nucleosynthesis in massive stars
Astrophys. J. 762, 31 (2013) · 10.1088/0004-637X/762/1/31 · arXiv:1212.3962
Come citare questa pagina
J. Skowronski, 12C(12C,n)23Mg, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/12C-12Cn-23Mg.
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