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
- 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'elencoNascondi l'elenco
1997
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]
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
- 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 | 132 keV – 580 keV |
| Sfattore S | 3 | 249 keV – 2,82 MeV |
| σ→Eₓparziale | 3 | 470 keV – 2,4 MeV |
| dσ/dΩdistribuzione angolare | 9 | 225 keV – 41,8 MeV |
| Aypolarizzazione | 1 | 19,6 MeV – 19,6 MeV |
| …altro | 2 | 941 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.
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.
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.
C. Iliadis, V. Palanivelrajan, R. S. de Souza
Bayesian estimation of the S factor and thermonuclear reaction rate for 16O(p,γ)17F
Phys. Rev. C 106, 055802 (2022) · 10.1103/PhysRevC.106.055802 · arXiv:2210.14354
- 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.
C. Iliadis, C. Angulo, P. Descouvemont, M. Lugaro and P. Mohr
Phys. Rev. C 77, 045802 (2008) · 10.1103/PhysRevC.77.045802 · arXiv:0803.2757
- 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, 16O(p,γ)17F, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/16O-pg-17F.
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