L'ultimo passo del ciclo CN. L'azoto-15 cattura un protone e si spezza in carbonio-12 e un nucleo di elio, così il carbonio che aveva avviato il ciclo ritorna.
Un protone che colpisce l'azoto-15 può o espellere un nucleo di elio, chiudendo il ciclo CN, o restare e formare ossigeno-16, aprendo il secondo ciclo CNO. Il primo esito è di gran lunga il più frequente. Il rapporto tra i due decide quanta materia esce dal ciclo CN verso i cicli che passano per ossigeno e fluoro, e quindi quanto ossigeno-16 produce la combustione dell'idrogeno.
Dati essenziali
- Quanto è noto
- Le misure dirette e il metodo indiretto del cavallo di Troia concordano, con incertezze del 7% e del 19%. La reazione è veloce, e la sua incertezza residua non limita i modelli del ciclo CN.
- Valutazione interattiva
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- Tassi di reazione
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- Valore Q · energia liberata
- 4,965 MeV
- Tipo
- Reazione di scambio di particelle
Nella cronologia
Come è stata misurata
Le parti tecniche di questa pagina (l'elenco delle misure, i dettagli) sono in inglese.
3 misure, 1982–2009Mostra l'elencoNascondi l'elenco
1982
Misura diretta in superficie · 80–810 keV (energia del protone)
Cross section of the α0 channel measured with a 350 kV implanter and a 1 MV accelerator, normalized at Ep = 353.4 keV. For decades this was the main direct data set at low energy and the basis of the recommended S(0). [1]
2007
Metodo del cavallo di Troia · circa 20–312 keV
Bare-nucleus cross section from the quasi-free 2H(15N,α12C)n reaction at 60 MeV beam energy; agrees with the direct data between 70 and 312 keV and extends the S-factor to about 20 keV. [2]
2009
Metodo del cavallo di Troia · nuova analisi R-matrix
R-matrix fits of the direct and Trojan-Horse data, including the finite energy resolution of the latter: S(0) = 73.0 ± 5.0 MeV b from the direct data, adopted by Solar Fusion II, and 70.0 ± 13.5 MeV b from the Trojan-Horse data. [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.
138 serie di dati in 24 voci EXFOR, 1952–2021 · 3 senza un intervallo di energia, non disegnate
- Energia più bassa in EXFOR
- 69,6 keV
- Redder et al., 1982 · dσ/dΩ · A0142.004
- Distanza dal picco di Gamow
- 3 larghezze di Gamow sopra
- E₀ = 27,5 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
| Grandezza | Serie di dati | Intervallo di E_cm (keV) |
|---|---|---|
| σsezione d'urto | 3 | 20 keV – 1,5 MeV |
| Sfattore S | 1 | 19,2 MeV – 576 MeV |
| σ→Eₓparziale | 14 | 72,7 keV – 14,2 MeV |
| dσ/dΩdistribuzione angolare | 111 | 50 keV – 40,6 MeV |
| ωγintensità di risonanza | 3 | 314 keV – 1,54 MeV |
| …altro | 3 | 836 keV – 2,25 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.
Dettagli
The (p,α) channel competes with 15N(p,γ)16O through the same 16O compound states; at low energy both are dominated by the tails of two broad 1− resonances, whose interference fixes the energy dependence of the S-factor. The cross section is large compared with the other CN-cycle reactions, so it never limits the cycle speed; what matters for nucleosynthesis is the ratio to the (p,γ) channel. The direct data of 1982 reach a proton energy of 80 keV.
Trojan-Horse data extend the S-factor down to about 20 keV without Coulomb suppression or electron screening, and agree with the direct data where they overlap. R-matrix fits give S(0) = 73 ± 5 MeV b from the direct data and 70 ± 13.5 MeV b from the Trojan-Horse data.
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 correzione per lo schermaggio elettronico necessaria per confrontare i dati diretti alle energie più basse con i risultati del metodo del cavallo di Troia.
Reazioni correlate
Bibliografia
- 1.
A. Redder, H. W. Becker, H. Lorenz-Wirzba, C. Rolfs, P. Schmalbrock and H. P. Trautvetter
The 15N(p,α0)12C reaction at stellar energies
Z. Phys. A 305, 325 (1982)
- 2.
M. La Cognata, S. Romano, C. Spitaleri et al.
Phys. Rev. C 76, 065804 (2007) · 10.1103/PhysRevC.76.065804
- 3.
M. La Cognata, V. Z. Goldberg, A. M. Mukhamedzhanov, C. Spitaleri and R. E. Tribble
Improved determination of the astrophysical S(0) factor of the 15N(p,α)12C reaction
Phys. Rev. C 80, 012801(R) (2009) · 10.1103/PhysRevC.80.012801
- 4.
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
- 5.
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
- 6.
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, 15N(p,α)12C, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/15N-pa-12C.
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