¹⁴N(p,γ)¹⁵O · Atlante delle reazioni

Il passo più lento del ciclo CNO. Il suo tasso decide quanto velocemente procede il ciclo, quanta energia fornisce e quanti neutrini CNO lasciano il Sole.

In una stella che brucia idrogeno attraverso il ciclo CNO, i nuclei restano più a lungo come ¹⁴N prima di catturare il protone successivo. Questa sola reazione detta quindi il ritmo dell'intero ciclo. Controlla la produzione di energia delle stelle più massicce del Sole, il flusso di neutrini CNO dal nucleo del Sole e, attraverso la durata della vita delle stelle che lasciano la sequenza principale, le età stimate per gli ammassi stellari più antichi.

Dati essenziali

Quanto è noto: Misurata sotto terra vicino alle energie del Sole. Resta incerto come la reazione si ripartisca tra i diversi modi in cui emette raggi γ, e l'ultimo passo fino alle energie solari; una misura del 2025 trova un tasso più alto di circa il 14% rispetto a quello raccomandato.
Valutazione interattiva: Nessuna valutazione interattiva per ora · Valutazioni
Tassi di reazione: Esplora i tassi →
Valore Q · energia liberata: 7,297 MeV
Finestra di Gamow: 27 ± 7 keVcentro del Sole, 15,7 MK (Ciclo CN (CNO-I))
47 ± 14 keVnucleo di una stella di 15 M☉, 35 MK (Ciclo CN (CNO-I))
Prodotto ¹⁵O: radioattivo, t_½ = 2,04 min
Tipo: Cattura radiativa

Nella cronologia

Come è stata misurata

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

14 misure, 2001–2025, di cui 5 a LUNAMostra l'elenco

2001
Triangle Universities Nuclear Laboratory, Durham NC
Vite medie degli stati eccitati · risonanza a 259 keV (attenuazione dello spostamento Doppler)
Mean lifetime of the 6793 keV state of ¹⁵O, τ ≈ 1.6 fs (90% C.L.), from the Doppler-shift attenuation method. The value implies a much smaller contribution of the subthreshold state to the ground-state transition than inferred from the (p,γ) data. [1]
2003
Cyclotron Institute, Texas A&MTexas A&M University
Reazioni di trasferimento e ANC · reazioni di trasferimento di protoni
Asymptotic normalization coefficients for ¹⁴N + p → ¹⁵O from proton-transfer reactions, which fix the normalization of the direct capture to the ¹⁵O states and constrain the S-factor at zero energy. [2]
2004
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · 140–400 keV (energia del protone)
First underground measurement with a solid TiN target and a HPGe detector, separating the γ-ray transitions; total S(0) = 1.7 ± 0.2 keV b from an R-matrix analysis. [3]
2005
Triangle Universities Nuclear Laboratory, Durham NC
Misura diretta in superficie · 155–524 keV (energia del protone)
Direct measurement of the individual transitions at the surface; the extrapolated total S(0) is close to 1.7 keV b, in agreement with the LUNA result. [4]
2005
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · 119–367 keV (energia efficace)
Full account of the LUNA solid-target campaign with TiN targets and HPGe detectors. Because of the level structure of ¹⁵O, the extrapolated S(0) depends on the R-matrix model. [5]
2006
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · fino a 70 keV
Windowless nitrogen gas target and 4π BGO summing detector; the cross section was measured down to 70 keV, where it is 0.24 pb. [6]
2008
Vite medie degli stati eccitati · risonanza a 278 keV (energia del protone; attenuazione dello spostamento Doppler)
New Doppler-shift attenuation measurement of the 6792 keV state at the same resonance: the finite lifetime reported in 2001 is not confirmed, and τ < 0.77 fs. [7]
2011
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · energie del protone 359, 380 e 399 keV
A composite germanium detector reduced the summing corrections; new cross sections for capture to the ground state and to the 5181, 6172 and 6792 keV states. [8]
2018
HZDR Tandetron, Dresden-RossendorfHelmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf
Misura diretta in superficie · 0,357–1,292 MeV
S-factors at twelve energies for capture to the 6.79 MeV state, the strongest transition, and at ten energies between 0.479 and 1.202 MeV for the second strongest; the total rate uncertainty remained about 8%. [9]
2021
Nuclear Science Laboratory, Notre DameUniversity of Notre Dame
Vite medie degli stati eccitati · attenuazione dello spostamento Doppler
Lifetimes of several excited states of ¹⁵O; τ = 0.6 ± 0.4 fs for the 6792 keV state, below the 2001 value and consistent with the 2008 limit. [10]
2022
Atomki, DebrecenInstitute for Nuclear Research (Atomki)
Attivazione · 550–1400 keV
Total cross section from the ¹⁵O activity, counted through the annihilation radiation of its β⁺ decay, with about 10% uncertainty and no dependence on γ-ray angular distributions or summing. [11]
2022
Nuclear Science Laboratory, Notre DameUniversity of Notre Dame
Misura diretta in superficie · 0,27–1,07 MeV (energia del protone)
New data in an energy range where few measurements existed, analysed with a multichannel R-matrix fit of the ground-state and 6.79 MeV transitions; differences between the data and the R-matrix fits remain. [12]
2025
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · circa 100–370 keV (campagna in corso)
Description of a new LUNA campaign with solid nitrogen targets and a 4π BGO detector, which aims at total and partial cross sections for a rate with 5% precision; no cross sections published yet. [13, 14]
2025
350 kV accelerator, Hefei
Misura diretta in superficie · E^ₚ = 110–260 keV
All transitions measured at once and their S-factors determined together in a multichannel Bayesian analysis of the γ spectra; S(0) = 1.92 ± 0.08 keV b, about 14% above the Solar Fusion III recommendation. The authors discuss what the higher value means for the tension between Borexino's CNO neutrinos and the low-metallicity solar composition. [15]

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.

126 serie di dati in 31 voci EXFOR, 1951–2023 · 15 senza un intervallo di energia, non disegnate

Temperatura

centro del Sole, T₉ = 0,0157 (15,7 MK)nucleo di una stella di 15 M☉, T₉ = 0,035 (35 MK)

Energia più bassa in EXFOR: 70,1 keV; Bemmerer et al., 2006 · S · O1458.002.A
Distanza dal picco di Gamow: 3 larghezze di Gamow sopra; E₀ = 27,4 keV, finestra 20,4–34,5 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

Le serie di dati della mappa, per grandezza
Grandezza	Serie di dati	Intervallo di E_cm (keV)
σsezione d'urto	7	70,1 keV – 175 MeV
Sfattore S	3	933 eV – 228 keV
σ→Eₓparziale	24	119 keV – 4,88 MeV
dσ/dΩdistribuzione angolare	51	126 keV – 17,7 MeV
Aypolarizzazione	1	126 keV – 126 keV
Yresa	2	254 keV – 2,6 MeV
ωγintensità di risonanza	14	118 keV – 6,34 MeV
…altro	9	242 keV – 2,24 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 (126)Nucleo composto ¹⁵O

Dettagli

Quanto è nota, nel dettaglio: I dati diretti arrivano a 70 keV; l'incertezza residua viene dalla suddivisione nelle singole transizioni γ e dall'estrapolazione alle energie solari. Solar Fusion III raccomanda S(0) = 1,68 ± 0,14 keV b; una misura del 2025 trova 1,92 ± 0,08 keV b.

At solar temperatures the Gamow window lies near 27 keV, where the cross section is far too small to measure, so the S-factor is extrapolated from higher energies with R-matrix fits. The capture proceeds mainly to the 6.79 MeV excited state of ¹⁵O and to its ground state, which makes the extrapolation sensitive to the γ-ray summing. Capture into the 6.79 MeV state carries most of the low-energy S-factor.

As a subthreshold resonance, the state also shapes the ground-state transition, and that contribution scales with its radiative width, i.e. with the inverse of its lifetime; it has been probed through the lifetime and through asymptotic normalization coefficients from transfer reactions. The LUNA measurements at the 400 kV accelerator under Gran Sasso extended the data down to 70 keV, much closer to the solar energies than any surface experiment, and gave a total S(0) near 1.7 keV b; Solar Fusion III recommends S(0) = 1.68 ± 0.14 keV b, an uncertainty of 8.4%. A 2025 measurement at Ep = 110–260 keV with the 350 kV accelerator in Hefei determined all transitions together in a multichannel Bayesian analysis and reports S(0) = 1.92 ± 0.08 keV b, about 14% above the Solar Fusion III value (Chen et al. 2025); the two have not yet been reconciled.

The rate matters for the Sun because Borexino's measurement of the CNO neutrino flux can be turned into the carbon and nitrogen content of the solar core only through it (Borexino 2023). Surface measurements at HZDR and Notre Dame since 2018 cover 0.3–1.3 MeV with high precision and anchor the R-matrix fit above the underground data, and an activation measurement at Atomki gives the total cross section at 0.55–1.4 MeV independently of γ-ray spectroscopy. A new LUNA campaign with solid nitrogen targets and a 4π BGO detector aims at the total and partial cross sections at about 100–370 keV, for a rate with 5% precision (Gosta et al. 2025; Compagnucci 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.

—E. G. Adelberger et al., Rev. Mod. Phys. 83, 195 (2011) [16]
—Y. Xu et al., Nucl. Phys. A 918, 61 (2013) [17]
—B. Acharya et al., Rev. Mod. Phys. 97, 035002 (2025) [18]

Questioni aperte

La transizione allo stato fondamentale, il cui contributo a bassa energia dipende dall'interferenza nel fit R-matrix.
La vita media dello stato a 6,79 MeV del ¹⁵O, per la quale i valori pubblicati non concordano.
Il fattore S totale S(0), per il quale il valore del 2025, 1,92 ± 0,08 keV b, e la raccomandazione di Solar Fusion III, 1,68 ± 0,14 keV b, differiscono di circa il 14%.

Discussa nella pagina delle questioni aperte

Reazioni correlate

Bibliografia

1.
P. F. Bertone, A. E. Champagne, D. C. Powell, C. Iliadis, S. E. Hale and V. Y. Hansper
Lifetime of the 6793-keV state in ¹⁵O
Phys. Rev. Lett. 87, 152501 (2001) · 10.1103/PhysRevLett.87.152501
2.
A. M. Mukhamedzhanov, P. Bém, B. A. Brown, V. Burjan, C. A. Gagliardi, V. Kroha, J. Novák, F. M. Nunes, Š. Piskoř, F. Pirlepesov, E. Šimečková, R. E. Tribble and J. Vincour
Asymptotic normalization coefficients for ¹⁴N + p → ¹⁵O and the astrophysical S factor for ¹⁴N(p,γ)¹⁵O
Phys. Rev. C 67, 065804 (2003); erratum Phys. Rev. C 68, 019901 (2003) · 10.1103/PhysRevC.67.065804
3.
A. Formicola et al. (LUNA Collaboration)
Astrophysical S-factor of ¹⁴N(p,γ)¹⁵O
Phys. Lett. B 591, 61 (2004) · 10.1016/j.physletb.2004.03.092 · arXiv:nucl-ex/0312015LUNA
4.
R. C. Runkle, A. E. Champagne et al.
Direct measurement of the ¹⁴N(p,γ)¹⁵O S factor
Phys. Rev. Lett. 94, 082503 (2005) · 10.1103/PhysRevLett.94.082503 · arXiv:nucl-ex/0408018
5.
G. Imbriani et al. (LUNA Collaboration)
S-factor of ¹⁴N(p,γ)¹⁵O at astrophysical energies
Eur. Phys. J. A 25, 455 (2005) · 10.1140/epja/i2005-10138-7 · arXiv:nucl-ex/0509005LUNA
6.
A. Lemut et al. (LUNA Collaboration)
First measurement of the ¹⁴N(p,γ)¹⁵O cross section down to 70 keV
Phys. Lett. B 634, 483 (2006) · 10.1016/j.physletb.2006.02.021 · arXiv:nucl-ex/0602012LUNA
7.
D. Schürmann et al.
Lifetime measurement of the 6792 keV state in ¹⁵O, important for the astrophysical S factor extrapolation in ¹⁴N(p,γ)¹⁵O
Phys. Rev. C 77, 055803 (2008) · 10.1103/PhysRevC.77.055803 · arXiv:0804.1934
8.
M. Marta et al. (LUNA Collaboration)
The ¹⁴N(p,γ)¹⁵O reaction studied with a composite germanium detector
Phys. Rev. C 83, 045804 (2011) · 10.1103/PhysRevC.83.045804 · arXiv:1103.5393LUNA
9.
L. Wagner et al.
Astrophysical S factor of the ¹⁴N(p,γ)¹⁵O reaction at 0.4–1.3 MeV
Phys. Rev. C 97, 015801 (2018) · 10.1103/PhysRevC.97.015801 · arXiv:1711.10847
10.
B. Frentz et al.
Lifetime measurements of excited states in ¹⁵O
Phys. Rev. C 103, 045802 (2021) · 10.1103/PhysRevC.103.045802
11.
Gy. Gyürky, Z. Halász, G. G. Kiss, T. Szücs, Zs. Fülöp
Activation cross section measurement of the ¹⁴N(p,γ)¹⁵O astrophysical key reaction
Phys. Rev. C 105, L022801 (2022) · 10.1103/PhysRevC.105.L022801 · arXiv:2201.10176
12.
B. Frentz et al.
Investigation of the ¹⁴N(p,γ)¹⁵O reaction and its impact on the CNO cycle
Phys. Rev. C 106, 065803 (2022) · 10.1103/PhysRevC.106.065803
13.
G. Gosta et al. (LUNA Collaboration)
The SOCIAL project: measurement of the ¹⁴N(p,γ)¹⁵O cross section
Eur. Phys. J. A 61, 110 (2025) · 10.1140/epja/s10050-025-01561-1LUNA
14.
A. Compagnucci et al. (LUNA Collaboration)
Towards a comprehensive study of the ¹⁴N(p,γ)¹⁵O astrophysical key reaction: description of the experimental technique including novel target preparation
Eur. Phys. J. A 61, 191 (2025) · 10.1140/epja/s10050-025-01658-7LUNA
15.
X. Chen, J. Su, Y. P. Shen et al.
Enhanced S-factor for the ¹⁴N(p,γ)¹⁵O reaction and its impact on the solar composition problem
Phys. Rev. Lett. 135, 232701 (2025) · 10.1103/q756-hzmt · arXiv:2410.16086
16.
E. G. Adelberger et al.
Solar fusion cross sections II: the pp chain and CNO cycles
Rev. Mod. Phys. 83, 195 (2011) · 10.1103/RevModPhys.83.195
17.
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
18.
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
19.
Borexino Collaboration
Experimental evidence of neutrinos produced in the CNO fusion cycle in the Sun
Nature 587, 577 (2020) · 10.1038/s41586-020-2934-0
20.
D. Basilico et al. (Borexino Collaboration)
Final results of Borexino on CNO solar neutrinos
Phys. Rev. D 108, 102005 (2023) · arXiv:2307.14636

Come citare questa pagina

J. Skowronski, ¹⁴N(p,γ)¹⁵O, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/14N-pg-15O.

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