¹²C(¹²C,p)²³Na · Atlante delle reazioni

Due nuclei di carbonio si fondono, e il nucleo composto si spezza in sodio-23 e un protone. Insieme al ramo verso il neon-20, è il modo in cui il carbonio brucia nelle stelle.

La fusione del carbonio ha due esiti principali: neon-20 con una particella alfa, e sodio-23 con un protone. Questo ramo produce sodio. I protoni che libera non sopravvivono a lungo nel nucleo caldo della stella: vengono catturati dai nuclei vicini, e sul sodio-23 producono neon-20 o magnesio-24. L'equilibrio tra i due rami, e la velocità con cui il carbonio si fonde, fissano quanto sodio e quanto neon lascia una stella massiccia. Misurare la reazione alle energie del nucleo di una stella è molto difficile, e i risultati dei diversi metodi differiscono ancora anche di fattori molto grandi.

Dati essenziali

Quanto è noto: La sezione d'urto misurata è piena di risonanze, i dati diretti arrivano solo alla parte più alta delle energie che contano nelle stelle, e i modi di prolungarli verso il basso differiscono di ordini di grandezza.
Valutazione interattiva: Nessuna valutazione interattiva per ora · Valutazioni
Valore Q · energia liberata: 2,241 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.

11 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; 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 of both channels on targets with very low hydrogen contamination; new resonances at and below 3 MeV, the strongest at 2.14 MeV. [6]
2018
Misura diretta in superficie · E = 2,00–4,00 MeV
Proton spectroscopy: broad resonances above 3.00 MeV, and data compatible with the resonance structure near 2.1 MeV. The low-energy points are limited by count rate and possible background from hydrogen in the target; the authors judge any extrapolation highly uncertain. [7]
2018
INFN LNS, CataniaLaboratori Nazionali del Sud (INFN)
Metodo del cavallo di Troia · E = 0,8–2,7 MeV, da ¹²C(¹⁴N,p²³Na)²H
Several resonances across the Gamow window and a combined rate more than 25 times the reference rate near 0.5 GK; disputed by Mukhamedzhanov et al. (2019). [8, 9]
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; the data support the fusion-hindrance model. [10, 11]
2020
Nuclear Science Laboratory, Notre DameUniversity of Notre Dame
Misura diretta in superficie · resa su bersaglio spesso a passi di 50 keV
SAND particle–γ coincidences; strong disagreement with the Trojan Horse result. [12]
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. [13]
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. [14, 15, 16]
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: a lower average S-factor than standard extrapolations between 2.2 and 2.6 MeV, and at 3.23 MeV a ratio of only about 2% between the proton and α branches to the first excited states. [17]
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
Preprint. The same ¹⁶O-breakup technique as for the α channel shows resonant structure near 1.5 MeV in the p₀ and p₁ channels and no hindrance in the measured range; the trend is qualitatively like that of Tumino et al. (2018) and unlike the modified analysis of Mukhamedzhanov et al. (2019). [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.

25 serie di dati in 10 voci EXFOR, 1977–2024

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: 2,16 MeV; Spillane et al., 2007 · S · O1712.003
Distanza dal picco di Gamow: Dentro la finestra; E₀ = 2130 keV, finestra 1680–2590 keV
Tasso da energie assenti in EXFOR: 48 %; a T₉ = 0,83, stima liscia · di cui 48 % 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	2,13 MeV – 5,35 MeV
σ→Eₓparziale	20	2,2 MeV – 6,01 MeV
dσ/dΩdistribuzione angolare	1	2,52 MeV – 4,35 MeV
Yresa	1	2 MeV – 4 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 (25)Nucleo composto ²⁴Mg

Dettagli

The proton channel (Q = 2.24 MeV) is measured either by detecting the protons, whose spectrum resolves the ²³Na final states, or through the γ rays of ²³Na, mainly the 440 keV line from its first excited state, which cannot see the decays that feed the ground state directly. Hydrogen and deuterium in the carbon target produce a beam-induced background that dominates singles measurements at the lowest energies (Zickefoose et al. 2018). Particle–γ coincidences (Fruet et al. 2020; Tan et al. 2020; Nippert et al. 2025) select the protons in coincidence with the de-excitation γ-rays and suppress this background, at the cost of the ground-state branch, which must be inferred.

The excitation function shows resonances down to about 2.1 MeV (Spillane et al. 2007; Zickefoose et al. 2018), with branching ratios of the individual proton groups that change strongly from one energy to the next (Morales-Gallegos et al. 2024). The Gamow window spans about 1.7–2.6 MeV for core carbon burning at 0.83 GK and about 1.2–1.8 MeV for superburst ignition near 0.5 GK (Cooper et al. 2009), so direct data cover only the upper half of the first and none of the second. Below the data the same questions apply as for the α channel: fusion hindrance or a rising S-factor, and the disputed Trojan Horse resonances (Tumino et al. 2018; Mukhamedzhanov et al. 2019). The p channel also serves as the mirror reference for extrapolating the n channel, ¹²C(¹²C,n)²³Mg (Bucher et al. 2015). LUNA is preparing a direct measurement of the γ-rays of the p and α channels below 2.1 MeV 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

Il ramo protonico verso lo stato fondamentale, che le misure di raggi γ e in coincidenza non vedono direttamente.
Il rapporto di diramazione p/α alle energie della combustione del carbonio, che decide la resa di sodio.
Se il fattore S diminuisca (soppressione della fusione) o continui a crescere al di sotto dei dati.

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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The ¹²C + ¹²C sub-Coulomb fusion cross section
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Measurement of the ¹²C(¹²C,p)²³Na cross section near the Gamow energy
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L. Morales-Gallegos et al.
Direct measurements of the ¹²C+¹²C reactions cross-sections towards astrophysical energies
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Detector characterization for a new ¹²C + ¹²C reaction study at LUNA
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Come citare questa pagina

J. Skowronski, ¹²C(¹²C,p)²³Na, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/12C-12Cp-23Na.

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