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Atlante delle reazioni · Cicli CNO

Cattura radiativa · CNO-IV

19F(p,γ)20Ne

: fluoro‑19 + protone → neon‑20 + raggio gammaCome si legge la notazione

In questa pagina

Il fluoro-19 cattura un protone e lo trattiene, diventando neon-20. È la via d'uscita dai cicli CNO verso elementi più pesanti.

In tutti i cicli CNO i nuclei catalizzatori, carbonio, azoto, ossigeno e fluoro, vengono riciclati, così il loro numero totale resta lo stesso. Questa reazione è l'eccezione: porta materia fuori dai cicli verso il neon, da cui i cicli NeNa e MgAl possono costruire nuclei più pesanti. Il suo tasso, confrontato con quello, molto più alto, della 19F(p,α)16O, fissa quanto velocemente avviene questa fuga nella combustione dell'idrogeno molto calda, come nelle stelle massicce prive di elementi pesanti e nelle esplosioni di nova.

Dati essenziali

Quanto è noto
Misurata sotto terra fino a energie piuttosto basse. Più in basso il tasso dipende da risonanze deboli non ancora osservate direttamente, e da quanto spesso questa reazione prevale sulla concorrente 19F(p,α)16O.
Valutazione interattiva
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Tassi di reazione
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Valore Q · energia liberata
12,843 MeV
Finestra di Gamow
  • 71 ± 20 keVstella AGB, 50 MK (CNO-IV)
  • 180 ± 64 keVnova classica, 0,2 GK (CNO-IV)
Tipo
Cattura radiativa

Nella cronologia

  1. 2022JUNA misura 19F(p,γ)20Ne sotto terra

Come è stata misurata

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

2 misure, 2008–2022Mostra l'elenco
  1. 2008

    Nuclear Science Laboratory, Notre DameUniversity of Notre Dame

    Misura diretta in superficie · 200–760 keV

    Resonances at 323.9, 564 and 634 keV and interference terms between them; only an upper limit for the expected resonance at 213 keV. Only the transition to the first excited state of 20Ne was measured. [1]

  2. 2022

    JUNAChina Jinping Underground Laboratory

    Misura diretta in laboratorio sotterraneo · fino a 186 keV

    Direct measurement at the China JinPing Underground Laboratory; a key resonance at 225 keV raises the rate near 0.1 GK by up to a factor of 7.4. Stellar models then give a stronger breakout from the CNO cycle in first stars, a possible source of the calcium seen in the most iron-poor stars. [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.

19 serie di dati in 8 voci EXFOR, 1948–2021 · 1 senza un intervallo di energia, non disegnate

Temperatura
Energia più bassa in EXFOR
277 keV
Subotic et al., 1979 · dσ/dΩ · F0795.002 Non ancora in EXFOR: JUNA (2022), fino a 186 keV.
Distanza dal picco di Gamow
5,1 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
10 keV100 keV1 MeV10 MeV100 MeVEnergia nel centro di massa (keV)E₀ = 70,6 keVσσ→Eₓdσ/dΩAyωγaltropiù bassa in EXFOR 277 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)
σsezione d'urto1317 keV – 1,29 MeV
σ→Eₓparziale33,29 MeV – 24,1 MeV
dσ/dΩdistribuzione angolare8277 keV – 12,6 MeV
Aypolarizzazione23,24 MeV – 12,6 MeV
ωγintensità di risonanza3323 keV – 888 keV
…altro13,89 MeV – 12,2 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.

Dettagli

Quanto è nota, nel dettaglio: I dati sotterranei arrivano ora a 186 keV; più in basso il tasso dipende da risonanze deboli non ancora misurate direttamente, e dal rapporto (p,γ)/(p,α).

The γ-ray channel is weak compared with the α channels of the same 20Ne states, so measurements at low energy need intense beams and low-background detection, which motivated underground experiments. The rate at the relevant temperatures depends on low-energy resonances and on the non-resonant contribution, and on the γ-ray branchings of the 20Ne states near the proton threshold. A surface measurement in 2008 observed only the transition to the first excited state of 20Ne and gave an upper limit for the resonance near 213 keV.

The JUNA experiment, deep under the JinPing mountain, reached E = 186 keV and identified a key resonance at 225 keV; near 0.1 GK its rate is up to 7.4 times the previous recommendation. Before the JUNA result, an R-matrix analysis fitted the (p,γ), (p,α) and (p,p) data together (deBoer et al. 2021). It found the rate uncertainty considerably larger than previously reported.

The causes are unresolved interferences, possible threshold and subthreshold states and direct capture. A Gamow shell model calculation gives, near 0.1 GK, a rate close to the JUNA one (Dong et al. 2024, preprint). A 19F + p measurement is under way at the LUNA 400 kV accelerator.

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) [3]

Questioni aperte

  • L'intensità delle risonanze di energia più bassa e il contributo non risonante.
  • Il rapporto di fuga (p,γ)/(p,α) alle temperature della combustione dell'idrogeno ad alta temperatura.

Discussa nella pagina delle questioni aperte

Reazioni correlate

Bibliografia

  1. 1.
  2. 2.
  3. 3.
  4. 4.

    R. J. deBoer et al.

    The 19F(p,γ)20Ne and 19F(p,α)16O reaction rates and their effect on calcium production in Population III stars

    Phys. Rev. C 103, 055815 (2021)

  5. 5.

    G. X. Dong, X. B. Wang, N. Michel, M. Płoszajczak

    19F(p,γ)20Ne reaction rate and the puzzling calcium abundance in metal poor stars

    arXiv preprint (2024) · arXiv:2411.17243

Come citare questa pagina

J. Skowronski, 19F(p,γ)20Ne, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/19F-pg-20Ne.

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