Il fluoro-19 cattura un protone e si spezza in ossigeno-16 e un nucleo di elio. È il modo principale in cui le stelle distruggono il fluoro durante la combustione dell'idrogeno.
Il fluoro è il più fragile degli elementi leggeri prodotti nelle stelle, e la sua origine è ancora discussa. Nelle stelle AGB, che si pensa producano gran parte del fluoro della Galassia, una parte del fluoro prodotto può essere distrutta da questa reazione se viene mescolata in strati caldi in cui brucia l'idrogeno. La reazione riporta anche materia all'ossigeno-16 e chiude il quarto ciclo CNO.
Dati essenziali
- Quanto è noto
- La parte della reazione che lascia l'ossigeno eccitato, così che emette un raggio γ, è stata ora misurata sotto terra alle energie stellari. La parte principale, che lascia l'ossigeno nello stato fondamentale, sotto 200 keV è nota solo dal metodo indiretto del cavallo di Troia.
- Valutazione interattiva
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- Tassi di reazione
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- Valore Q · energia liberata
- 8,114 MeV
- Tipo
- Reazione di scambio di particelle
Come è stata misurata
Questa parte tecnica della pagina (l'elenco delle misure) è in inglese.
5 misure, 2011–2023Mostra l'elencoNascondi l'elenco
2011
Metodo del cavallo di Troia · sotto circa 300 keV (canale α0)
First study of the α0 channel at astrophysical energies, from the quasi-free parts of 2H(19F,α16O)n and 19F(3He,α16O)d. Resonances not observed before raise the rate at astrophysical temperatures by up to a factor of 1.7. [1]
2015
Misura diretta in superficie · 0,2–0,6 MeV (canale α0)
Direct measurement at deeply sub-Coulomb energies; the S-factor is 1.5–2 times larger than the extrapolations then adopted. [2]
2017
Metodo del cavallo di Troia · circa 0–1 MeV (canale α0)
Improved Trojan-Horse measurement of the α0 S-factor over the energy range of astrophysical interest. [3]
2021
JUNAChina Jinping Underground Laboratory
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · 72,4–344 keV
First measurement of the (p,αγ) channel in the low-energy part of the Gamow window (70–200 keV), at the China JinPing Underground Laboratory. [4]
2023
Misura diretta in superficie · E_cm = 0,4–0,9 MeV (canale α0)
Direct measurement with the LHASA silicon-strip array; the S-factor is about 1.4 times the NACRE value in the 0.6–0.8 MeV region, confirming the trend of the latest data. A fuller account with angular distributions followed in 2025 and resolves the discrepancy between the two earlier data sets. [5, 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.
217 serie di dati in 47 voci EXFOR, 1954–2023 · 4 senza un intervallo di energia, non disegnate
- Energia più bassa in EXFOR
- 170 keV
- Lombardo et al., 2015 · S · O2278.007
- Distanza dal picco di Gamow
- 2,5 larghezze di Gamow sopra
- E₀ = 70,6 keV, finestra 50,5–90,7 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
| Grandezza | Serie di dati | Intervallo di E_cm (keV) |
|---|---|---|
| σsezione d'urto | 8 | 185 keV – 3,44 MeV |
| Sfattore S | 2 | 189 keV – 3,44 MeV |
| σ→Eₓparziale | 28 | 170 keV – 21,6 MeV |
| dσ/dΩdistribuzione angolare | 157 | 180 keV – 36,1 MeV |
| Yresa | 7 | 316 keV – 3,8 MeV |
| ωγintensità di risonanza | 4 | 225 keV – 1,52 MeV |
| …altro | 7 | 693 keV – 36,1 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.
Dettagli
La reazione procede attraverso stati del 20Ne e ha diversi canali α: verso lo stato fondamentale del 16O, con emissione di particelle α, e verso stati eccitati del 16O, seguiti da emissione di raggi γ (e di coppie). A bassa energia ogni canale va misurato separatamente. Per il canale α0 i dati diretti arrivano a 0,2 MeV e danno fattori S 1,5–2 volte più grandi delle estrapolazioni adottate, e i dati del Cavallo di Troia, che arrivano a energie più basse, mostrano risonanze che le misure dirette non avevano visto.
Il canale (p,αγ) è stato misurato in profondità sotto terra a JUNA in tutta la finestra di Gamow, da E = 72 a 344 keV. Tra 0,4 e 0,9 MeV le misure con la matrice di rivelatori al silicio LHASA (2023, 2025) danno un fattore S del canale α0 circa 1,4 volte il valore di NACRE a 0,6–0,8 MeV e risolvono il disaccordo tra le due serie di dati precedenti in quella regione.
Energia del picco E0 ± metà della larghezza a 1/e, nel centro di massa, dalle masse AME2020.
Questioni aperte
- Il contributo delle risonanze a bassa energia ai singoli canali α.
- Il rapporto con la 19F(p,γ)20Ne, che decide quanta materia sfugge dai cicli CNO verso il neon.
Discussa nella pagina delle questioni aperte
Reazioni correlate
Bibliografia
- 1.
M. La Cognata et al.
Astrophys. J. Lett. 739, L54 (2011) · 10.1088/2041-8205/739/2/L54
- 2.
I. Lombardo, D. Dell'Aquila, A. Di Leva, I. Indelicato et al.
Toward a reassessment of the 19F(p,α0)16O reaction rate at astrophysical temperatures
Phys. Lett. B 748, 178 (2015)
- 3.
I. Indelicato et al.
New improved indirect measurement of the 19F(p,α)16O reaction at energies of astrophysical relevance
Astrophys. J. 845, 19 (2017)
- 4.
L. Y. Zhang et al. (JUNA Collaboration)
Phys. Rev. Lett. 127, 152702 (2021) · 10.1103/PhysRevLett.127.152702
- 5.
G. L. Guardo et al.
Direct measurement of the 19F(p,α)16O reaction at E_cm = 0.4–0.9 MeV using the LHASA detector array
Eur. Phys. J. A 59 (2023) · 10.1140/epja/s10050-023-00957-1
- 6.
T. Petruse et al.
Direct measurement of the 19F(p,α)16O reaction using the LHASA detector array
Eur. Phys. J. A 61, 4 (2025) · 10.1140/epja/s10050-024-01462-9
Come citare questa pagina
J. Skowronski, 19F(p,α)16O, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/19F-pa-16O.
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