Il primo passo del ciclo CN. Un nucleo di carbonio-12 cattura un protone, emette un raggio γ e diventa azoto-13 radioattivo, che poi decade in carbonio-13.
Insieme alla cattura protonica successiva, sul carbonio-13, questa reazione fissa il rapporto tra i due isotopi stabili del carbonio nel gas che ha bruciato idrogeno. Gli astronomi misurano questo rapporto nelle atmosfere delle giganti rosse, dove indica quanta materia degli strati in combustione è stata rimescolata fino alla superficie. La stessa reazione produce anche il carbonio-13 che, nelle stelle giganti, libererà poi i neutroni necessari a costruire molti elementi più pesanti del ferro.
Dati essenziali
- Quanto è noto
- Misurata sotto terra fino a basse energie con un'incertezza sotto il 10%; le misure più vecchie differiscono dalle nuove di circa un quarto nel complesso, e il perché è ancora una questione aperta.
- Valutazione interattiva
- Mostra i dati · 13N →
- Tassi di reazione
- Esplora i tassi →
- Valore Q · energia liberata
- 1,943 MeV
- Prodotto 13N
- radioattivo, t½ = 9,96 min
- Tipo
- Cattura radiativa
Nella cronologia
Come è stata misurata
Questa parte tecnica della pagina (l'elenco delle misure) è in inglese.
5 misure, 1974–2023, una a LUNAMostra l'elencoNascondi l'elenco
1974
Misura diretta in superficie · da circa 150 keV a 2,5 MeV (energia del protone)
Showed that direct E1 capture to the ground state, interfering with the resonances at proton energies of 457 and 1699 keV, is needed to describe the excitation function; ground-state spectroscopic factor C2S = 0.49 ± 0.15. [1]
2023
Atomki, DebrecenInstitute for Nuclear Research (Atomki)
Attivazione · 300–1900 keV (energia del protone)
Total cross section from the 13N activity, with uncertainties independent of in-beam γ-ray spectroscopy; covers the region of the 1.7 MeV resonance, where earlier data were scarce. [2]
2023
Felsenkeller 5 MVLaboratorio sotterraneo Felsenkeller (HZDR e TU Dresden)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · 320–620 keV
Shallow-underground measurement across the 422 keV resonance; S-factor about 25% below the literature. The R-matrix fit gives the first excited state of 13N at 2369.6(4) keV with Γγ = 0.49(3) eV and Γp = 34.9(2) keV. [3]
2023
Nuclear Science Laboratory, Notre DameUniversity of Notre Dame
Misura diretta in superficie · 1,0–2,5 MeV (energia del protone)
Absolute cross section over a wide energy range to fix the overall normalization and the interference between overlapping resonances; the extrapolation to low energy uses a Bayesian uncertainty analysis. [4]
2023
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · fino a 60 keV
Prompt γ-ray detection and activation, with overall systematic uncertainties of 7–8%; the S-factor is about 25% lower than most earlier data. [5]
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.
74 serie di dati in 34 voci EXFOR, 1950–2023 · 12 senza un intervallo di energia, non disegnate
- Energia più bassa in EXFOR
- 67,9 keV
- Skowronski et al., 2023 · S · O2599.003
- Distanza dal picco di Gamow
- 3,2 larghezze di Gamow sopra
- E₀ = 24,7 keV, finestra 18–31,3 keV
- Tasso da energie assenti in EXFOR
- > 99,99 %
- a T₉ = 0,0157, 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
| Grandezza | Serie di dati | Intervallo di E_cm (keV) |
|---|---|---|
| σsezione d'urto | 13 | 78,4 keV – 15,1 MeV |
| Sfattore S | 6 | 25 keV – 979 keV |
| σ→Eₓparziale | 2 | 1,51 MeV – 1,59 MeV |
| dσ/dΩdistribuzione angolare | 23 | 130 keV – 161 MeV |
| Aypolarizzazione | 1 | 26,1 MeV – 26,1 MeV |
| Yresa | 5 | 175 keV – 2,22 MeV |
| ωγintensità di risonanza | 1 | 2,37 MeV – 2,37 MeV |
| …altro | 11 | 148 keV – 2,21 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.
Provala: una valutazione R-matrix
Su questo sito gira un modello AZURE2 di questo sistema. Cambia le energie e le larghezze dei livelli e osserva come cambiano il fit ai dati e l'estrapolazione alle energie stellari.
Dettagli
Quanto è nota, nel dettaglio: I dati diretti arrivano ora a 60 keV con incertezze sistematiche del 7–8%; la questione aperta è la differenza di normalizzazione di circa il 25% rispetto alle serie di dati più vecchie.
A bassa energia la cattura procede per cattura diretta E1 verso lo stato fondamentale del 13N, che interferisce con l'ampia risonanza a E = 422 keV formata dal primo stato eccitato del 13N. Il fattore S alle energie stellari si ottiene da fit R-matrix, quindi il risultato dipende dalla normalizzazione dei dati e dalla larghezza di quella risonanza. Le misure dal 2023 in poi, con spettroscopia γ in linea e per attivazione, danno fattori S circa il 25% più bassi della maggior parte della letteratura precedente. I dati di LUNA arrivano a E = 60 keV, dove la sezione d'urto entra nell'intervallo di energie della combustione dell'idrogeno nei gusci delle stelle giganti.
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.
Questioni aperte
- La differenza di normalizzazione del 25% tra le misure dal 2023 in poi e le serie di dati più vecchie.
- La larghezza radiativa della risonanza a 422 keV, che domina il tasso alle temperature più alte.
Reazioni correlate
Bibliografia
- 1.
C. Rolfs and R. E. Azuma
Interference effects in 12C(p,γ)13N and direct capture to unbound states
Nucl. Phys. A 227, 291 (1974) · 10.1016/0375-9474(74)90798-2
- 2.
Gy. Gyürky, L. Csedreki, T. Szücs, G. G. Kiss, Z. Halász and Zs. Fülöp
Cross section measurement of the 12C(p,γ)13N reaction with activation in a wide energy range
Eur. Phys. J. A 59, 59 (2023) · 10.1140/epja/s10050-023-00974-0 · arXiv:2303.05999
- 3.
J. Skowronski et al.
Improved S factor of the 12C(p,γ)13N reaction at E = 320–620 keV and the 422 keV resonance
Phys. Rev. C 107, L062801 (2023) · 10.1103/PhysRevC.107.L062801 · arXiv:2306.09022
- 4.
K.-U. Kettner, R. J. deBoer, J. Görres, M. Wiescher et al.
Absolute cross section of the 12C(p,γ)13N reaction
Phys. Rev. C 108, 035805 (2023) · 10.1103/PhysRevC.108.035805
- 5.
J. Skowronski et al. (LUNA Collaboration)
Proton-capture rates on carbon isotopes and their impact on the astrophysical 12C/13C ratio
Phys. Rev. Lett. 131, 162701 (2023) · 10.1103/PhysRevLett.131.162701 · arXiv:2308.16098LUNA
- 6.
Y. Xu, K. Takahashi, S. Goriely, M. Arnould, M. Ohta, H. Utsunomiya
Nucl. Phys. A 918, 61 (2013) · 10.1016/j.nuclphysa.2013.09.007 · arXiv:1310.7099
- 7.
B. Acharya et al.
Solar fusion III: New data and theory for hydrogen-burning stars
Rev. Mod. Phys. 97, 035002 (2025) · 10.1103/8lm7-gs18 · arXiv:2405.06470
- 8.
J. Skowronski et al. (LUNA Collaboration)
A comparative analysis of R-matrix fitting: 12C(p,γ)13N as test case
Phys. Rev. C 111, 035802 (2025) · 10.1103/PhysRevC.111.035802 · arXiv:2502.14040LUNA
Come citare questa pagina
J. Skowronski, 12C(p,γ)13N, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/12C-pg-13N.
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