Vai al contenuto
Atlante delle reazioni · Cicli CNO

Cattura radiativa · CNO-II

16O(p,γ)17F

: ossigeno‑16 + protone → fluoro‑17 + raggio gammaCome si legge la notazione

In questa pagina

L'ossigeno-16 cattura un protone e diventa fluoro-17 radioattivo. È il passo più lento del secondo ciclo CNO.

Poiché questa cattura è lenta, la maggior parte dell'ossigeno-16 di una stella sopravvive alla combustione dell'idrogeno. La piccola parte che brucia produce ossigeno-17, la cui quantità rispetto all'ossigeno-16 si misura nelle giganti rosse e nei grani di polvere stellare trovati nei meteoriti, e serve a verificare i modelli stellari.

Dati essenziali

Quanto è noto
Nota a circa il 4%: come la sezione d'urto varia con l'energia è ben compreso dalla teoria, e l'incertezza residua riguarda la scala complessiva delle misure.
Valutazione interattiva
Mostra i dati · 17F →
Tassi di reazione
Esplora i tassi →
Valore Q · energia liberata
0,600 MeV
Finestra di Gamow
Prodotto 17F
radioattivo, t½ = 1,07 min
Tipo
Cattura radiativa

Come è stata misurata

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

2 misure, 1997–2022Mostra l'elenco
  1. 1997

    Misura diretta in superficie

    Cross sections for capture to the ground state and to the first excited state. The S-factor for the excited-state transition rises as the energy decreases, which the authors explained by the loose binding of the proton in the 1/2+ state. [1]

  2. 2022

    Calcolo teorico · tutte le serie di dati affidabili, in un nuovo fit

    All reliable cross sections fitted with a single-particle potential model, the ANCs of the 17F ground and first excited states used as scaling parameters, with statistical and systematic uncertainties treated separately; the rate uncertainty is ±4.2%, about half of the previously reported 7.5%. [2]

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.

26 serie di dati in 11 voci EXFOR, 1954–2012 · 5 senza un intervallo di energia, non disegnate

nucleo di una stella di 15 M☉, T₉ = 0,035 (35 MK)

Energia più bassa in EXFOR
132 keV
Hester et al., 1958 · σ · C0174.002
Distanza dal picco di Gamow
2,8 larghezze di Gamow sopra
E₀ = 51,3 keV, finestra 36,9–65,7 keV
Tasso da energie assenti in EXFOR
> 99,99 %
a T₉ = 0,035, stima liscia · di cui > 99,99 % sotto l'energia più bassa in EXFOR
10 keV100 keV1 MeV10 MeV100 MeVEnergia nel centro di massa (keV)E₀ = 51,3 keVσSσ→Eₓdσ/dΩAyaltropiù bassa in EXFOR 132 keV
  • 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
GrandezzaSerie di datiIntervallo di E_cm (keV)
σsezione d'urto3132 keV – 580 keV
Sfattore S3249 keV – 2,82 MeV
σ→Eₓparziale3470 keV – 2,4 MeV
dσ/dΩdistribuzione angolare9225 keV – 41,8 MeV
Aypolarizzazione119,6 MeV – 19,6 MeV
…altro2941 keV – 28,2 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: Una reazione di cattura diretta non risonante il cui andamento in energia è fissato dalla teoria; un'analisi bayesiana (2022) dà il tasso entro il ±4,2%, circa metà del 7% precedente, limitato dalla normalizzazione dei dati in superficie.

There are no resonances at stellar energies. The cross section is direct capture to the 17F ground state and to its first excited state, a weakly bound 1/2+ level whose extended wave function makes the capture to it dominant at low energy and gives the S-factor a steep rise towards zero energy. The energy dependence is therefore well described by direct-capture and microscopic models, and the rate rests on surface data scaled with such a model.

Solar Fusion II adopts S(0) = 10.6 ± 0.8 keV b from model calculations normalized to the data of 1973 and 1997. A 2008 evaluation, which corrected the data sets since 1958 for coincidence summing and stopping powers, gives the rate with an uncertainty of about 7%. A Bayesian fit of all reliable data, with a potential model whose scaling parameters are the asymptotic normalization coefficients of the two bound states, halves that uncertainty to ±4.2% (Iliadis et al. 2022).

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) [3]
  • —C. Iliadis et al., Phys. Rev. C 77, 045802 (2008) [4]
  • —B. Acharya et al., Rev. Mod. Phys. 97, 035002 (2025) [5]
  • —C. Iliadis et al., Phys. Rev. C 106, 055802 (2022) [2]

Questioni aperte

  • Dati diretti più vicini alla finestra di Gamow, per verificare l'aumento previsto del fattore S a bassa energia.

Reazioni correlate

Bibliografia

  1. 1.

    R. Morlock, R. Kunz, A. Mayer, M. Jaeger et al.

    Halo properties of the first 1/2+ state in 17F from the 16O(p,γ)17F reaction

    Phys. Rev. Lett. 79, 3837 (1997) · 10.1103/PhysRevLett.79.3837

  2. 2.
  3. 3.

    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

  4. 4.

    C. Iliadis, C. Angulo, P. Descouvemont, M. Lugaro and P. Mohr

    New reaction rate for 16O(p,γ)17F and its influence on the oxygen isotopic ratios in massive AGB stars

    Phys. Rev. C 77, 045802 (2008) · 10.1103/PhysRevC.77.045802 · arXiv:0803.2757

  5. 5.

Come citare questa pagina

J. Skowronski, 16O(p,γ)17F, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/16O-pg-17F.

Cita la data che hai usato: è quella dell'ultima modifica di questa pagina.

Qualcosa di sbagliato o mancante? Segnala un errore (apre una nuova segnalazione su GitHub) · Proponi una reazione (apre una nuova segnalazione su GitHub)