¹⁷O(p,γ)¹⁸F · Atlante delle reazioni

L'ossigeno-17 cattura un protone e diventa fluoro-18 radioattivo. Apre il terzo ciclo CNO.

Nelle esplosioni di nova questa reazione produce fluoro-18. Quando il fluoro-18 decade emette positroni, e la loro annichilazione produce raggi γ che i telescopi spaziali potrebbero rivelare nelle prime ore dopo l'esplosione. Il tasso fissa anche, insieme alla ¹⁷O(p,α)¹⁴N, quanto ossigeno-17 e ossigeno-18 espelle una nova, da confrontare con i rapporti isotopici dei grani presolari che si pensa provengano dalle novae.

Dati essenziali

Quanto è noto: Ben misurata alle temperature delle esplosioni di nova; alle temperature più basse delle stelle ordinarie dipende da una risonanza molto debole misurata direttamente una sola volta.
Valutazione interattiva: Nessuna valutazione interattiva per ora · Valutazioni
Tassi di reazione: Esplora i tassi →
Valore Q · energia liberata: 5,607 MeV
Finestra di Gamow: 65 ± 19 keVstella AGB, 50 MK (CNO-III)
165 ± 61 keVnova classica, 0,2 GK (CNO-III)
Prodotto ¹⁸F: radioattivo, t_½ = 1,83 h
Tipo: Cattura radiativa

Come è stata misurata

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

8 misure, 2005–2024, di cui 3 a LUNAMostra l'elenco

2005
LENA, TUNLTriangle Universities Nuclear Laboratory
Misura diretta in superficie · 140–540 keV (energia del protone)
Proton beams of up to 100 µA on tantalum backings anodised in ¹⁷O-enriched water; new thermonuclear rate including the 183 keV resonance. [1]
2005
CSNSM, OrsayCentre de Sciences Nucléaires et de Sciences de la Matière (CNRS/IN2P3 e Université Paris-Sud), dal 2020 parte di IJCLab
Attivazione · intorno a Ep = 194 keV
The (p,γ) channel of the 183 keV resonance measured by ¹⁸F activation, together with the (p,α) channel. [2]
2012
DRAGON, TRIUMFTRIUMF
Cinematica inversa e separatori di rinculo · 250–500 keV
S-factor measured in inverse kinematics with the DRAGON recoil separator, which detects the ¹⁸F recoils directly. [3]
2012
Nuclear Science Laboratory, Notre DameUniversity of Notre Dame
Misura diretta in superficie
The primary γ-ray transitions were used in an R-matrix analysis to estimate the direct-capture contribution; the new rate combines these data with earlier S-factor determinations. [4]
2012
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · 200–370 keV
First direct measurement in the Gamow window of classical novae; ωγ(183 keV) = 1.67 ± 0.12 µeV, the most precise value then, and a rate uncertainty reduced by a factor of 4. [5]
2014
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · finestra di Gamow delle novae
Full analysis of the LUNA campaign with prompt γ-ray detection and activation; recommended rate with which the oxygen and fluorine isotopes ejected by novae are predicted to about 10%. [6]
2015
LENA, TUNLTriangle Universities Nuclear Laboratory
Misura diretta in superficie · 170–530 keV (energia del protone)
Beam currents up to 2 mA; ωγ = (1.86 ± 0.13) µeV for the resonance at Ep = 193 keV and (13.70 ± 0.96) meV at 518 keV, and a direct-capture S(0) = 4.82 ± 0.41 keV b. [7]
2024
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · risonanza a 64,5 keV
First direct measurement of the 64.5 keV resonance, the lowest strength ever measured directly: ωγ = 30 ± 6 (stat) ± 2 (syst) peV. The proton width, 34 ± 7 ± 3 neV, agrees with the LUNA result from the (p,α) channel. [8]

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.

33 serie di dati in 11 voci EXFOR, 1973–2017 · 4 senza un intervallo di energia, non disegnate

Temperatura

stella AGB, T₉ = 0,05 (50 MK)nova classica, T₉ = 0,2 (200 MK)

Energia più bassa in EXFOR: 160 keV; Buckner et al., 2015 · S · C2155.002 Non ancora in EXFOR: LUNA 400 kV (2024), risonanza a 64,5 keV.
Distanza dal picco di Gamow: 2,5 larghezze di Gamow sopra; E₀ = 65,1 keV, finestra 45,8–84,5 keV
Tasso da energie assenti in EXFOR: > 99,99 %; a T₉ = 0,05, 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	3	257 keV – 1,7 MeV
Sfattore S	7	10 keV – 1,78 MeV
σ→Eₓparziale	5	167 keV – 1,53 MeV
dσ/dΩdistribuzione angolare	6	283 keV – 1,81 MeV
ωγintensità di risonanza	8	557 eV – 1,04 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 (33)Nucleo composto ¹⁸F

Dettagli

Quanto è nota, nel dettaglio: La risonanza rilevante per le novae è misurata direttamente a circa il 7%; a temperature più basse dominano l'incertezza la risonanza a 64,5 keV, misurata direttamente una sola volta, e la componente di cattura diretta.

At nova temperatures the rate is dominated by the resonance at E = 183 keV together with the non-resonant direct-capture contribution; at lower temperatures the narrow resonance at 64.5 keV also contributes. The 183 keV resonance strength and the direct-capture S-factor have been measured with prompt-γ, activation and recoil-separator techniques; the γ-ray decay of the resonance proceeds through many cascades, which makes efficiency and angular corrections important. The LUNA measurements at Gran Sasso gave ωγ(183 keV) = 1.67 ± 0.12 µeV and reduced the rate uncertainty at nova temperatures by a factor of 4; the lower background revealed γ-ray transitions missed at the surface. In 2024 LUNA also measured the 64.5 keV resonance directly, ωγ = 30 ± 6 (stat) ± 2 (syst) peV, about twice the value adopted from indirect 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.

—B. Acharya et al., Rev. Mod. Phys. 97, 035002 (2025) [9]

Questioni aperte

Il fattore S della cattura diretta tra le risonanze a bassa energia.
L'intensità della risonanza a 64,5 keV, per la quale il risultato diretto è circa il doppio del valore ricavato da dati indiretti.

Reazioni correlate

Bibliografia

1.
C. Fox, C. Iliadis, A. E. Champagne, R. P. Fitzgerald, R. Longland, J. Newton, J. Pollanen and R. Runkle
Thermonuclear reaction rate of ¹⁷O(p,γ)¹⁸F
Phys. Rev. C 71, 055801 (2005) · 10.1103/PhysRevC.71.055801
2.
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
3.
U. Hager et al.
Measurement of the ¹⁷O(p,γ)¹⁸F reaction rate at astrophysically relevant energies
Phys. Rev. C 85, 035803 (2012) · 10.1103/PhysRevC.85.035803
4.
A. Kontos, J. Görres, A. Best, M. Couder, R. deBoer, G. Imbriani, Q. Li, D. Robertson, D. Schürmann, E. Stech, E. Uberseder and M. Wiescher
Proton capture on ¹⁷O and its astrophysical implications
Phys. Rev. C 86, 055801 (2012); erratum Phys. Rev. C 88, 029905 (2013) · 10.1103/PhysRevC.86.055801 · arXiv:1210.7866
5.
D. A. Scott et al. (LUNA Collaboration)
First direct measurement of the ¹⁷O(p,γ)¹⁸F reaction cross section at Gamow energies for classical novae
Phys. Rev. Lett. 109, 202501 (2012) · 10.1103/PhysRevLett.109.202501 · arXiv:1210.6529LUNA
6.
A. Di Leva et al. (LUNA Collaboration)
Underground study of the ¹⁷O(p,γ)¹⁸F reaction relevant for explosive hydrogen burning
Phys. Rev. C 89, 015803 (2014) · 10.1103/PhysRevC.89.015803LUNA
7.
M. Q. Buckner, C. Iliadis, K. J. Kelly, L. N. Downen, A. E. Champagne, J. M. Cesaratto, C. Howard and R. Longland
High-intensity-beam study of ¹⁷O(p,γ)¹⁸F and thermonuclear reaction rates for ¹⁷O + p
Phys. Rev. C 91, 015812 (2015) · 10.1103/PhysRevC.91.015812
8.
R. M. Gesuè et al. (LUNA Collaboration)
First direct measurement of the 64.5 keV resonance strength in the ¹⁷O(p,γ)¹⁸F reaction
Phys. Rev. Lett. 133, 052701 (2024) · 10.1103/PhysRevLett.133.052701 · arXiv:2408.03015LUNA
9.
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, ¹⁷O(p,γ)¹⁸F, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/17O-pg-18F.

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