¹²C(α,γ)¹⁶O · Atlante delle reazioni

Il carbonio-12 cattura un nucleo di elio e diventa ossigeno-16. Insieme al processo tre alfa, decide quanto carbonio e quanto ossigeno producono le stelle.

Mentre l'elio brucia nel nucleo di una stella, il carbonio viene prodotto dal processo tre alfa e distrutto da questa reazione. Quando l'elio si esaurisce, l'equilibrio tra le due lascia un rapporto ben preciso tra carbonio e ossigeno. Quel rapporto determina il resto della vita della stella: decide quali combustibili bruceranno dopo, la struttura delle nane bianche, la massa dei buchi neri lasciati dalle stelle più pesanti e le quantità di molti elementi espulsi nelle supernovae. Per questo la reazione è spesso definita la più importante dell'astrofisica nucleare. È anche una delle più difficili da misurare: alle energie dell'interno delle stelle avviene troppo raramente per qualunque esperimento realizzato finora.

Dati essenziali

Quanto è noto: Nessun esperimento ha ancora raggiunto le energie a cui l'elio brucia nelle stelle: i dati più bassi sono intorno a 1 MeV, circa tre volte più in alto. Il tasso stellare si ottiene prolungando verso il basso l'andamento misurato con un modello nucleare, e la sua incertezza dipende da come la reazione si ripartisce tra i suoi due modi principali di emettere il raggio γ.
Valutazione interattiva: Nessuna valutazione interattiva per ora · Valutazioni
Tassi di reazione: Esplora i tassi →
Valore Q · energia liberata: 7,162 MeV
Finestra di Gamow: 315 ± 85 keVcombustione centrale dell'elio, 0,2 GK (Combustione dell'elio)
Tipo: Cattura radiativa

Nella cronologia

Come è stata misurata

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

8 misure, 2001–2026Mostra l'elenco

2001
Dynamitron, StuttgartInstitut für Strahlenphysik, Universität Stuttgart
Misura diretta in superficie · cattura E1 ed E2, cinematica diretta
γ-ray angular distributions separated E1 and E2 ground-state capture; the derived rate is about 30% below the NACRE rate near 10⁸ K. [1, 2, 3]
2005
ERNA recoil separatorLaboratorio CIRCE, Caserta (alla Ruhr-Universität Bochum fino al 2009)
Cinematica inversa e separatori di rinculo · E = 1,9–4,9 MeV
First direct measurement of the total cross section: ¹⁶O recoils detected with the ERNA recoil separator behind a windowless helium gas target, with no γ-ray coincidence. [4]
2006
Dynamitron, StuttgartInstitut für Strahlenphysik, Universität Stuttgart
Misura diretta in superficie · E = 1,30–2,78 MeV
An array of nine EUROGAM HPGe detectors with BGO shields recorded the ground-state angular distributions at all angles at once, with α beams up to 340 µA on implanted ¹²C targets; E1 and E2 S-factors were derived with the mixing phase free or fixed from α + ¹²C scattering. [5]
2006
DRAGON, TRIUMFTRIUMF
Cinematica inversa e separatori di rinculo · E = 2,2–5,42 MeV
Cascade through the 6.05 MeV 0⁺ state, measured with a BGO array in coincidence with recoils at the focal plane; S₆.₀(300 keV) = 25 (+16/−15) keV b, the largest cascade contribution. [6]
2011
ERNA recoil separatorLaboratorio CIRCE, Caserta (alla Ruhr-Universität Bochum fino al 2009)
Cinematica inversa e separatori di rinculo · E = 3,3–4,5 MeV
The 6.05 MeV cascade was found to be pure E2 in this range; the extrapolation gives a negligible contribution at helium-burning energies, in contrast with the earlier DRAGON result. [7]
2012
Karlsruhe Van de GraaffKernforschungszentrum Karlsruhe (oggi Karlsruhe Institute of Technology)
Misura diretta in superficie · E = 1,00–1,51 MeV
Nearly 4π BaF₂ array with a pulsed beam; the high efficiency allowed low beam currents, avoiding target degradation, and gave E1 and E2 components with accuracy comparable to the best Ge data. [8]
2023
Q3D magnetic spectrograph
Reazioni di trasferimento e ANC · stato fondamentale del ¹⁶O tramite ¹²C(¹¹B,⁷Li)¹⁶O
A new ground-state ANC, addressing a spread of more than two orders of magnitude among earlier values; the resulting total rate is up to 21% above deBoer et al. (2017), and in massive helium-core models it lowers the lower and upper edges of the black-hole mass gap by about 12% and 5%. [9]
2026
HIγS, Triangle Universities Nuclear Laboratory
Reazioni fotonucleari · distribuzioni angolari della ¹⁶O(γ,α)¹²C
Background-free angular distributions of the time-reversed reaction, measured with a time projection chamber filled with N₂O gas; the measured E1–E2 mixing phase is reported to agree with the unitarity prediction for the first time. [10]

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.

64 serie di dati in 21 voci EXFOR, 1964–2021 · 2 senza un intervallo di energia, non disegnate

combustione centrale dell'elio, T₉ = 0,2 (200 MK)

Energia più bassa in EXFOR: 940 keV; Redder et al., 1987 · S · F0580.002
Distanza dal picco di Gamow: 3,7 larghezze di Gamow sopra; E₀ = 315 keV, finestra 230–401 keV
Tasso da energie assenti in EXFOR: > 99,99 %; a T₉ = 0,2, stima liscia · di cui > 99,99 % 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	3	1 MeV – 3,07 MeV
Sfattore S	10	225 keV – 4,06 MeV
σ→Eₓparziale	23	300 keV – 6,3 MeV
dσ/dΩdistribuzione angolare	21	1 MeV – 31,6 MeV
ωγintensità di risonanza	1	2,4 MeV – 5,29 MeV
…altro	4	935 keV – 3,39 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 (64)Nucleo composto ¹⁶O

Dettagli

The stellar energy is near E = 300 keV, where the cross section is far below the sensitivity of any experiment so far. The S-factor is therefore extrapolated with multi-channel R-matrix fits from data above about 1 MeV. The ground-state capture is dominated by two components: E1 capture through the high-energy tail of the 1⁻ subthreshold state at 7.12 MeV interfering with the broad 1⁻ resonance at 9.6 MeV, and E2 capture through the 2⁺ subthreshold state at 6.92 MeV plus a direct contribution. Separating the two multipoles requires γ-ray angular distributions; the cascade transitions through the 6.05, 6.13, 6.92 and 7.12 MeV states add a few per cent at 300 keV but dominate at higher energies (deBoer et al. 2017).

Surface experiments in forward kinematics with high-intensity α beams and Ge or BaF₂ arrays (Stuttgart, Karlsruhe) measured the E1 and E2 angular distributions; recoil separators (ERNA, DRAGON) measured the total cross section in inverse kinematics, independent of the γ-ray angular distribution. The review of deBoer et al. (2017) combined capture, scattering and β-delayed α-emission data in a global R-matrix analysis and gave the recommended rate used here. Its extrapolation is still debated: a ground-state ANC measured through ¹²C(¹¹B,⁷Li)¹⁶O gives a total rate up to 21% higher (Shen et al. 2023), and a time projection chamber in the γ beam of HIγS measured background-free angular distributions of the inverse reaction ¹⁶O(γ,α)¹²C, with an E1–E2 phase reported to agree with unitarity for the first time (Haverson et al. 2026).

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.

—R. J. deBoer et al., Rev. Mod. Phys. 89, 035007 (2017) [11]
—C. Angulo, M. Arnould, M. Rayet et al. (NACRE Collaboration), Nucl. Phys. A 656, 3 (1999) [12]
—Y. Xu et al., Nucl. Phys. A 918, 61 (2013) [13]

Questioni aperte

Dati diretti sotto 1 MeV, che richiedono un acceleratore sotterraneo capace di fornire fasci α intensi, oppure fasci γ di alta intensità per la reazione inversa ¹⁶O(γ,α)¹²C.
Il fattore S della transizione E2 allo stato fondamentale, la cui estrapolazione dipende dall'ANC dello stato sotto soglia a 6,92 MeV e dall'interferenza con la cattura diretta.
Il contributo della cascata attraverso lo stato a 6,05 MeV a bassa energia, dove le analisi di DRAGON e di ERNA differiscono.

Discussa nella pagina delle questioni aperte

Reazioni correlate

Bibliografia

1.
R. Kunz, M. Jaeger, A. Mayer, J. W. Hammer, G. Staudt, S. Harissopulos, T. Paradellis
¹²C(α,γ)¹⁶O: the key reaction in stellar nucleosynthesis
Phys. Rev. Lett. 86, 3244 (2001) · 10.1103/PhysRevLett.86.3244
2.
R. Kunz, M. Jaeger, A. Mayer, J. W. Hammer, G. Staudt, S. Harissopulos, T. Paradellis
Astrophysical reaction rate of ¹²C(α,γ)¹⁶O
Astrophys. J. 567, 643 (2002) · 10.1086/338384
3.
J. W. Hammer, M. Fey, R. Kunz et al.
E1 and E2 capture cross section and astrophysical reaction rate of the key reaction ¹²C(α,γ)¹⁶O
Nucl. Phys. A 758, 363 (2005) · 10.1016/j.nuclphysa.2005.05.066
4.
D. Schürmann et al.
First direct measurement of the total cross-section of ¹²C(α,γ)¹⁶O
Eur. Phys. J. A 26, 301 (2005) · 10.1140/epja/i2005-10175-2 · arXiv:nucl-ex/0511050
5.
M. Assunção et al.
E1 and E2 S factors of ¹²C(α,γ₀)¹⁶O from γ-ray angular distributions with a 4π-detector array
Phys. Rev. C 73, 055801 (2006) · 10.1103/PhysRevC.73.055801
6.
C. Matei, L. Buchmann, W. R. Hannes, D. A. Hutcheon, C. Ruiz, C. R. Brune, J. Caggiano, A. A. Chen, J. D'Auria, A. Laird et al.
Measurement of the cascade transition via the first excited state of ¹⁶O in the ¹²C(α,γ)¹⁶O reaction, and its S factor in stellar helium burning
Phys. Rev. Lett. 97, 242503 (2006) · 10.1103/PhysRevLett.97.242503
7.
D. Schürmann, A. Di Leva, L. Gialanella, R. Kunz, F. Strieder et al.
Study of the 6.05 MeV cascade transition in ¹²C(α,γ)¹⁶O
Phys. Lett. B 703, 557 (2011) · 10.1016/j.physletb.2011.08.061
8.
R. Plag, R. Reifarth, M. Heil, F. Käppeler, G. Rupp, F. Voss, K. Wisshak
¹²C(α,γ)¹⁶O studied with the Karlsruhe 4π BaF₂ detector
Phys. Rev. C 86, 015805 (2012) · 10.1103/PhysRevC.86.015805
9.
Y. P. Shen et al.
New determination of the ¹²C(α,γ)¹⁶O reaction rate and its impact on the black-hole mass gap
Astrophys. J. 945, 41 (2023) · 10.3847/1538-4357/acb7de
10.
K. Haverson, R. Smith, M. Gai et al.
Background-free ¹²C(α,γ) angular distribution measurements with a time projection chamber operating in gamma beams
Commun. Phys. 9, 27 (2026) · 10.1038/s42005-025-02458-7
11.
R. J. deBoer, J. Görres, M. Wiescher, R. E. Azuma, A. Best, C. R. Brune, C. E. Fields, S. Jones, M. Pignatari, D. Sayre, K. Smith, F. X. Timmes, E. Uberseder
The ¹²C(α,γ)¹⁶O reaction and its implications for stellar helium burning
Rev. Mod. Phys. 89, 035007 (2017) · 10.1103/RevModPhys.89.035007 · arXiv:1709.03144
12.
C. Angulo, M. Arnould, M. Rayet et al. (NACRE Collaboration)
A compilation of charged-particle induced thermonuclear reaction rates
Nucl. Phys. A 656, 3 (1999)
13.
Y. Xu, K. Takahashi, S. Goriely, M. Arnould, M. Ohta, H. Utsunomiya
NACRE II: an update of the NACRE compilation of charged-particle-induced thermonuclear reaction rates for nuclei with mass number A < 16
Nucl. Phys. A 918, 61 (2013) · 10.1016/j.nuclphysa.2013.09.007 · arXiv:1310.7099
14.
R. Farmer, M. Renzo, S. E. de Mink, M. Fishbach, S. Justham
Constraints from gravitational-wave detections of binary black hole mergers on the ¹²C(α,γ)¹⁶O rate
Astrophys. J. Lett. 902, L36 (2020) · arXiv:2006.06678

Come citare questa pagina

J. Skowronski, ¹²C(α,γ)¹⁶O, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/12C-ag-16O.

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