L'ossigeno-17 cattura un protone e si spezza in azoto-14 e un nucleo di elio. Questo chiude il secondo ciclo CNO e distrugge l'ossigeno-17.
La quantità di ossigeno-17 che una stella produce e poi mostra in superficie dipende da quanto velocemente questa reazione lo distrugge. Gli astronomi confrontano con i modelli stellari il rapporto tra ossigeno-17 e ossigeno-16 nelle giganti rosse e nei grani di polvere stellare trovati nei meteoriti, e questa reazione è uno dei principali ingredienti nucleari di quel confronto. Nelle esplosioni di nova compete con la 17O(p,γ)18F, che produce il fluoro-18 radioattivo.
Dati essenziali
- Quanto è noto
- Alle temperature delle novae il tasso è ben misurato. Nelle giganti rosse e nelle stelle AGB dipende da una sola risonanza, molto debole, a 64,5 keV, un'energia a cui la reazione è fortemente favorita; lì la misura sotterranea e il metodo indiretto del cavallo di Troia differiscono di circa un fattore 3.
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- Tassi di reazione
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- Valore Q · energia liberata
- 1,192 MeV
- Tipo
- Reazione di scambio di particelle
Come è stata misurata
- Misura diretta in laboratorio sotterraneo
- Misura diretta in superficie
- Cinematica inversa e separatori di rinculo
- Metodo del cavallo di Troia
Le parti tecniche di questa pagina (l'elenco delle misure, i dettagli) sono in inglese.
6 misure, 2005–2016, di cui 2 a LUNAMostra l'elencoNascondi l'elenco
2005
CSNSM, OrsayCentre de Sciences Nucléaires et de Sciences de la Matière (CNRS/IN2P3 e Université Paris-Sud), dal 2020 parte di IJCLab
Misura diretta in superficie · intorno a Ep = 194 keV
Discovery of the resonance at E_R(lab) = 194.1 ± 0.6 keV in the (p,α) channel, with strength 1.6 ± 0.2 meV; the (p,γ) channel was measured by activation in the same experiment. [1]
2007
Holifield Radioactive Ion Beam Facility, Oak Ridge
Cinematica inversa e separatori di rinculo · risonanza a 183 keV
Heavy-ion 17O beam on a windowless hydrogen gas target, with α and 14N detected in coincidence by silicon strip detectors inside the gas: E_R = 183.5 (+0.1/−0.4) keV and ωγ = 1.70 ± 0.15 meV. [2]
2010
Metodo del cavallo di Troia · 0–300 keV
Indirect measurement of the bare-nucleus cross section; both the 65 keV and the 183 keV resonances are observed and the strength of the 65 keV resonance is extracted. [3]
2015
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · risonanza a Ep = 194,8 keV
Commissioning of a silicon-detector setup for α particles underground: ωγ = 1.68 ± 0.03 (stat) ± 0.12 (syst) meV and Ep = 194.8 ± 0.3 keV, the most precise resonance energy so far. Underground the background near 200 keV was up to a factor of 15 lower than at the surface. [4]
2015
Metodo del cavallo di Troia · risonanze a 65 e 183 keV
Improved Trojan-Horse analysis of narrow-resonance strengths; the 65 keV strength was used to renormalize the same resonance in the (p,γ) channel. [5]
2016
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · risonanza a 64,5 keV
Direct measurement of the 64.5 keV resonance: ωγ = 10.0 ± 1.4 (stat) ± 0.7 (syst) neV and Γp = 35 ± 5 (stat) ± 3 (syst) neV, about twice the earlier values, which doubles the rate at red-giant and AGB temperatures and lowers the predicted 17O/16O ratio. [6]
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.
17 serie di dati in 9 voci EXFOR, 1962–2016 · 7 senza un intervallo di energia, non disegnate
nucleo di una stella di 15 M☉, T₉ = 0,035 (35 MK)
- Energia più bassa in EXFOR
- 64,5 keV
- Bruno et al., 2016 · ωγ · O2313.002
- Distanza dal picco di Gamow
- Solo il bordo superiore della finestra
- E₀ = 51,4 keV, finestra 37–65,7 keV
- Tasso da energie assenti in EXFOR
- > 99,99 %
- a T₉ = 0,035, stima liscia · di cui 85 % sotto l'energia più bassa in EXFOR
1 serie di dati di intensità di risonanza arrivano in questa finestra: la stima liscia non tiene conto delle risonanze.
- 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) |
|---|---|---|
| dσ/dΩdistribuzione angolare | 5 | 183 keV – 494 MeV |
| Yresa | 1 | 183 keV – 190 keV |
| ωγintensità di risonanza | 3 | 64,5 keV – 184 keV |
| …altro | 1 | 183 keV – 183 keV |
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
At the temperatures of red giants and AGB stars the rate is dominated by a narrow resonance at E = 64.5 keV (the 18F state at Ex = 5672 keV), whose strength is too small to measure at the surface. At nova temperatures the resonance at E = 183 keV dominates. It was reported as a new resonance in 2005, and its (p,α) strength, 1.6–1.7 meV, now agrees between several experiments.
LUNA measured the 64.5 keV resonance directly underground: ωγ = 10.0 ± 1.4 (stat) ± 0.7 (syst) neV, which gives a proton width of 35 ± 5 ± 3 neV, about twice the earlier values, and doubles the rate at red-giant and AGB temperatures. The Trojan-Horse determinations of the same resonance give a lower strength.
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 differenza di circa un fattore 3 tra l'intensità della risonanza a 64,5 keV misurata da LUNA e quella ricavata con il metodo del cavallo di Troia.
- Lo stato sotto soglia del 18F, il cui contributo alle energie solari è discusso in Solar Fusion II insieme alla risonanza a 65 keV.
Reazioni correlate
Bibliografia
- 1.
A. Chafa, V. Tatischeff et al.
Hydrogen burning of 17O in classical novae
Phys. Rev. Lett. 95, 031101 (2005) · 10.1103/PhysRevLett.95.031101 · arXiv:astro-ph/0506500
- 2.
B. H. Moazen et al.
Measurement of the 183 keV resonance in 17O(p,α)14N using a novel technique
Phys. Rev. C 75, 065801 (2007) · 10.1103/PhysRevC.75.065801
- 3.
M. L. Sergi, C. Spitaleri, M. La Cognata et al.
New high accuracy measurement of the 17O(p,α)14N reaction rate at astrophysical temperatures
Phys. Rev. C 82, 032801(R) (2010) · 10.1103/PhysRevC.82.032801
- 4.
C. G. Bruno et al. (LUNA Collaboration)
Resonance strengths in the 17,18O(p,α)14,15N reactions and background suppression underground
Eur. Phys. J. A 51, 94 (2015) · 10.1140/epja/i2015-15094-yLUNA
- 5.
M. L. Sergi, C. Spitaleri, M. La Cognata et al.
Phys. Rev. C 91, 065803 (2015) · 10.1103/PhysRevC.91.065803
- 6.
C. G. Bruno et al. (LUNA Collaboration)
Improved direct measurement of the 64.5 keV resonance strength in the 17O(p,α)14N reaction at LUNA
Phys. Rev. Lett. 117, 142502 (2016) · 10.1103/PhysRevLett.117.142502 · arXiv:1610.00483LUNA
- 7.
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
- 8.
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
- 9.
D. Rapagnani et al. (LUNA Collaboration)
Revision of the CNO cycle: rate of 17O destruction in stars
Phys. Rev. C 111, 025805 (2025) · 10.1103/PhysRevC.111.025805LUNA
Come citare questa pagina
J. Skowronski, 17O(p,α)14N, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/17O-pa-14N.
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