Il carbonio-13 cattura un protone, emette un raggio γ e diventa azoto-14. È il passo del ciclo CN che distrugge il carbonio-13.
L'equilibrio tra questa reazione, che distrugge il carbonio-13, e la cattura sul carbonio-12, che lo produce, fissa il rapporto tra i due isotopi del carbonio lasciati dalla combustione dell'idrogeno. Quel rapporto si misura nelle giganti rosse, nelle nebulose planetarie e nei grani dei meteoriti, e serve a verificare come si rimescola la materia all'interno delle stelle. Il tasso controlla anche quanto carbonio-13 sopravvive per fare da sorgente di neutroni nelle stelle giganti.
Dati essenziali
- Quanto è noto
- Misurata sotto terra fino a basse energie con un'incertezza sotto il 10%; il tasso è risultato più basso che nelle tabelle precedenti.
- Valutazione interattiva
- Mostra i dati · 14N →
- Tassi di reazione
- Esplora i tassi →
- Valore Q · energia liberata
- 7,551 MeV
- Tipo
- Cattura radiativa
Come è stata misurata
- Misura diretta in laboratorio sotterraneo
- Misura diretta in superficie
- Reazioni di trasferimento e ANC
Questa parte tecnica della pagina (l'elenco delle misure) è in inglese.
3 misure, 1994–2025, una a LUNAMostra l'elencoNascondi l'elenco
1994
Misura diretta in superficie · 120–950 keV (energia del protone)
Cross sections for capture to the first six states of 14N, most of them for the first time; resonances at Ep = 450.4 and 557.6 ± 0.5 keV; total S-factor extrapolated to 25 keV of 7.7 ± 1.0 keV b. [1]
2023
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · fino a 60 keV
Prompt γ-ray detection with overall systematic uncertainties of 7–8%; the S-factor is about 30% lower than most earlier data. [2]
2025
Felsenkeller 5 MVLaboratorio sotterraneo Felsenkeller (HZDR e TU Dresden)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · 310–680 keV (Ep = 330–740 keV)
Shallow-underground measurement in direct kinematics. The S-factor agrees with LUNA at low energy and is about 20% below the earlier literature over the whole range; new parameters for the two resonances and S_tot(0) = 6.4(4) keV b. [3]
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.
49 serie di dati in 20 voci EXFOR, 1952–2023 · 6 senza un intervallo di energia, non disegnate
- Energia più bassa in EXFOR
- 60,7 keV
- Skowronski et al., 2023 · S · O2599.005
- Distanza dal picco di Gamow
- 2,7 larghezze di Gamow sopra
- E₀ = 24,7 keV, finestra 18–31,4 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 | 3 | 120 keV – 1,95 MeV |
| Sfattore S | 4 | 25 keV – 561 keV |
| σ→Eₓparziale | 16 | 85,8 keV – 14,4 MeV |
| dσ/dΩdistribuzione angolare | 10 | 148 keV – 16,8 MeV |
| ωγintensità di risonanza | 5 | 475 keV – 3,5 MeV |
| …altro | 5 | 510 keV – 14,4 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.
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 sotterranei arrivano ora a 60 keV con un'incertezza sistematica del 7–8 %; il tasso è più basso che nelle compilazioni basate sui dati del 1994, e i parametri delle risonanze sono stati rivisti.
Sotto 1 MeV la sezione d'urto è la somma della cattura diretta e di due risonanze, uno stato 2− e uno stato 1− nel 14N osservati a energie del protone di circa 448 e 551 keV. La cattura popola lo stato fondamentale e diversi stati eccitati del 14N, quindi il fattore S totale a bassa energia si basa su fit R-matrix delle singole transizioni. Per molto tempo una sola serie di dati riportava tutte le transizioni. La misura di LUNA ha esteso i dati fino a E = 60 keV e, insieme ai dati successivi di Felsenkeller, dà fattori S più bassi del 20–30% rispetto alla letteratura precedente.
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 diramazione della cattura verso gli stati eccitati del 14N sotto 300 keV, dove esistono solo i dati di LUNA.
- La causa della differenza del 20–30% tra i dati recenti e la serie di dati del 1994.
Reazioni correlate
Bibliografia
- 1.
J. D. King, R. E. Azuma, J. B. Vise, J. Görres, C. Rolfs, H. P. Trautvetter and A. E. Vlieks
Cross section and astrophysical S-factor for the 13C(p,γ)14N reaction
Nucl. Phys. A 567, 354 (1994) · 10.1016/0375-9474(94)90154-6
- 2.
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
- 3.
J. Skowronski, D. Piatti, A. Caciolli, S. Turkat et al.
Phys. Rev. C 111, 064611 (2025) · 10.1103/h1yt-5myk · arXiv:2512.17288
- 4.
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
- 5.
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
Come citare questa pagina
J. Skowronski, 13C(p,γ)14N, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/13C-pg-14N.
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