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Atlante delle reazioni · Cicli CNO

Cattura radiativa · CNO-IV

18O(p,γ)19F

: ossigeno‑18 + protone → fluoro‑19 + raggio gammaCome si legge la notazione

In miglioramentoMisurata a LUNA
In questa pagina

L'ossigeno-18 cattura un protone e lo trattiene, diventando fluoro-19. Questo apre il quarto ciclo CNO.

La maggior parte dei protoni che colpiscono l'ossigeno-18 produce invece un nucleo di elio e azoto-15. La piccola frazione che forma fluoro-19 decide quanta materia passa nell'ultimo ciclo CNO e verso il neon. Il tasso entra anche nei rapporti isotopici dell'ossigeno previsti per le stelle giganti e le novae.

Dati essenziali

Quanto è noto
Misurata direttamente fino a basse energie, il che ha escluso un grande contributo un tempo ritenuto possibile; la parte a energia più bassa va ancora studiata.
Valutazione interattiva
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Tassi di reazione
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Valore Q · energia liberata
7,994 MeV
Finestra di Gamow
  • 65 ± 19 keVstella AGB, 50 MK (CNO-IV)
  • 165 ± 61 keVnova classica, 0,2 GK (CNO-IV)
Tipo
Cattura radiativa

Come è stata misurata

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

3 misure, 2012–2021, di cui 2 a LUNAMostra l'elenco
  1. 2012

    LENA, TUNLTriangle Universities Nuclear Laboratory

    Misura diretta in superficie · risonanza a 95 keV (energia del protone)

    Intense beams from an electron-cyclotron-resonance ion source and γγ-coincidence detection on anodised tantalum targets enriched to 99.3% in 18O; a new upper limit for the strength of the 95 keV resonance and rates for cool bottom processing in low-mass AGB stars. [1]

  2. 2019

    LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)

    Misura diretta in laboratorio sotterraneo · 85–140 keV

    First direct measurement in this energy range, with a 4π BGO summing detector. The 90 keV resonance has ωγ = 0.53 ± 0.07 neV, three orders of magnitude below the indirect estimate and a factor of 20 below the previous upper limit, so it does not contribute significantly to the stellar rate. [2]

  3. 2021

    LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)

    Misura diretta in laboratorio sotterraneo · risonanze a 151, 215, 274 e 334 keV (energia del protone)

    Second LUNA campaign, with a HPGe detector, on the higher-energy resonances; it confirmed the contributions of these resonances to the stellar rate. [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.

46 serie di dati in 7 voci EXFOR, 1969–2021 · 6 senza un intervallo di energia, non disegnate

Temperatura
Energia più bassa in EXFOR
85,2 keV
Best et al., 2019 · Y · O2457.002
Distanza dal picco di Gamow
0,52 larghezze di Gamow sopra
E₀ = 65,2 keV, finestra 45,9–84,6 keV
Tasso da energie assenti in EXFOR
87 %
a T₉ = 0,05, stima liscia · di cui 87 % sotto l'energia più bassa in EXFOR
10 keV100 keV1 MeV10 MeVEnergia nel centro di massa (keV)E₀ = 65,2 keVSσ→Eₓdσ/dΩYωγaltropiù bassa in EXFOR 85,2 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)
Sfattore S1118 keV – 118 keV
σ→Eₓparziale21,75 MeV – 1,75 MeV
dσ/dΩdistribuzione angolare32520 keV – 2,09 MeV
Yresa185,3 keV – 148 keV
ωγintensità di risonanza385,2 keV – 1,83 MeV
…altro1143 keV – 316 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

Quanto è nota, nel dettaglio: I dati diretti arrivano a 85 keV ed escludono un grande contributo a 90 keV; la componente di cattura diretta e la risonanza a 20 keV vanno ancora studiate.

The same 19F states govern 18O(p,γ)19F and 18O(p,α)15N, so the two reactions share resonance energies and total widths and differ in the partial widths. At stellar energies the γ-ray channel is weak compared with the α channel. The low-energy cross section is the sum of direct capture, the tail of the strong resonance at E = 143 keV, the resonance at 90 keV and, at the lowest temperatures, a resonance at 20 keV known only from indirect data.

LUNA measured the 90 keV resonance directly for the first time, with a 4π BGO summing detector deep underground: its strength, 0.53 ± 0.07 neV, is too small to matter for the stellar rate. Solar Fusion III adopts a direct-capture S(0) = 23 ± 3.8 keV b.

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) [4]

Questioni aperte

  • Il fattore S della cattura diretta a bassa energia, che Solar Fusion III indica come da studiare ancora.
  • L'intensità della risonanza a 20 keV, nota solo da dati indiretti.

Reazioni correlate

Bibliografia

  1. 1.

    M. Q. Buckner, C. Iliadis et al.

    Thermonuclear reaction rate of 18O(p,γ)19F

    Phys. Rev. C 86, 065804 (2012) · 10.1103/PhysRevC.86.065804 · arXiv:1212.1126

  2. 2.
  3. 3.

    F. R. Pantaleo et al. (LUNA Collaboration)

    Low-energy cross section of the 18O(p,γ)19F reaction

    Phys. Rev. C 104, 025802 (2021) · 10.1103/PhysRevC.104.025802LUNA

  4. 4.

Come citare questa pagina

J. Skowronski, 18O(p,γ)19F, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/18O-pg-19F.

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