Il neon-22 cattura un nucleo di elio e libera un neutrone. È la principale sorgente di neutroni nelle stelle massicce e una sorgente secondaria negli ultimi impulsi termici delle stelle giganti.
Mentre bruciano idrogeno, le stelle trasformano in azoto-14 il carbonio, l'azoto e l'ossigeno con cui sono nate. Quando brucia l'elio, l'azoto diventa neon-22. Verso la fine della combustione dell'elio nelle stelle con più di circa dieci volte la massa del Sole, e durante gli impulsi termici più caldi delle stelle giganti, la temperatura sale abbastanza perché il neon-22 catturi un nucleo di elio e liberi un neutrone. Questi neutroni producono la maggior parte degli elementi tra il ferro e lo stronzio, il cosiddetto processo s debole. Liberare un neutrone costa energia, quindi sotto una certa soglia la reazione non può avvenire. Sotto la soglia, e in competizione sopra di essa, il neon-22 può catturare elio attraverso un'altra reazione, 22Ne(α,γ)26Mg, che lo consuma senza dare un neutrone. L'equilibrio tra le due decide quanti neutroni vengono liberati.
Dati essenziali
- Quanto è noto
- Alle energie che contano nelle stelle gli esperimenti diretti danno solo limiti superiori, e i metodi indiretti non sono ancora in accordo.
- Valutazione interattiva
- Nessuna valutazione interattiva per ora · Valutazioni
- Tassi di reazione
- Esplora i tassi →
- Valore Q · energia richiesta
- -0,478 MeV
- Finestra di Gamow
- 480–710 keVSopra la soglia di 0,48 MeVimpulso termico nelle AGB, 0,27 GK (Sorgenti di neutroni del processo s)
- 480–765 keVSopra la soglia di 0,48 MeVstella massiccia, fine della combustione centrale dell'elio, 0,3 GK (Sorgenti di neutroni del processo s)
- Tipo
- Reazione di scambio di particelle
Nella cronologia
Come è stata misurata
- Misura diretta in superficie
- Fasci di neutroni e tempo di volo
- Reazioni di trasferimento e ANC
- Misura diretta in laboratorio sotterraneo
Le parti tecniche di questa pagina (l'elenco delle misure, i dettagli) sono in inglese.
6 misure, 1993–2024Mostra l'elencoNascondi l'elenco
1993
Direct measurement of both s-process neutron sources, 22Ne(α,n)25Mg and 13C(α,n)16O, with new rates for each. [1]
2001
Dynamitron, StuttgartInstitut für Strahlenphysik, Universität Stuttgart
Misura diretta in superficie · E(α,lab) = 0,57–1,47 MeV
Windowless gas target Rhinoceros and a new neutron detector with active shielding, up to 50% efficiency and 0.02 counts/s background; the resulting rate lies well below earlier compilations for some stellar temperatures below 0.3 GK. [2]
2017
n_TOF, CERNCERN
Fasci di neutroni e tempo di volo · 25Mg + n, energia del neutrone da valori termici a circa 300 keV
25Mg(n,γ) and total cross sections fitted together in an R-matrix analysis gave unambiguous spin-parity assignments for 26Mg states above the neutron threshold; the limits point to a larger (α,n)/(α,γ) ratio than previously evaluated. [3]
2020
Cyclotron Institute, Texas A&MTexas A&M University
Reazioni di trasferimento e ANC · 22Ne(6Li,d)26Mg in cinematica inversa
Deuterons and 26Mg recoils detected in coincidence with the TIARA array and the MDM spectrometer; a new neutron/γ decay branching ratio for a key resonance gives it a new α strength. [4]
2020
Cyclotron Institute, Texas A&MTexas A&M University
Reazioni di trasferimento e ANC · 22Ne(6Li,d) e 22Ne(7Li,t), fascio di 22Ne da 1,0 MeV/u
Partial α widths of 26Mg resonances in the Gamow window; the derived (α,n) and (α,γ) rates differ significantly from earlier values. [5]
2024
Nuclear Science Laboratory, Notre DameUniversity of Notre Dame
Misura diretta in superficie · risonanza a 830 keV (E_α,lab; E_cm ≈ 702 keV)
Strength of the key resonance remeasured with a stilbene detector; similar to the earlier direct results and about three times the (α,γ) strength, against transfer data that imply the two are about equal. [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.
16 serie di dati in 9 voci EXFOR, 1973–2024 · 3 senza un intervallo di energia, non disegnate
- Energia più bassa in EXFOR
- 693 keV
- Drotleff et al., 1991; Harms et al., 1991; DROTLEFF et al., 1993; Jaeger et al., 2001 · σ · O0967.002
- Distanza dal picco di Gamow
- Solo il bordo superiore della finestra
- E₀ = 564 keV, finestra 478–710 keV
- Tasso da energie assenti in EXFOR
- 85 %
- a T₉ = 0,27, 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) |
|---|---|---|
| σsezione d'urto | 5 | 476 keV – 4,34 MeV |
| Sfattore S | 1 | 476 keV – 1,96 MeV |
| σ→Eₓparziale | 3 | 623 keV – 1,8 MeV |
| ωγintensità di risonanza | 4 | 537 keV – 2,54 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: Sotto la risonanza a 830 keV (E_α,lab; E_cm ≈ 702 keV) esistono solo limiti superiori da esperimenti diretti, e i vincoli indiretti sugli stati del 26Mg vicini alla soglia non sono ancora in accordo. Una nuova misura diretta è in corso a LUNA nell'ambito del progetto SHADES.
The reaction opens just above the neutron threshold, and the rate at T9 ≈ 0.2–0.3 is dominated by resonances in 26Mg above it, in particular the well-known resonance at 830 keV (E_α,lab; E_cm ≈ 702 keV). Below it, direct experiments give only upper limits, because the cross section is small and the neutron background in surface laboratories is large. The rate therefore rests on the properties of near-threshold 26Mg states obtained indirectly: neutron resonances in 25Mg + n measured at n_TOF (Massimi et al. 2017), α-transfer reactions (Ota et al. 2020; Jayatissa et al. 2020). The evaluation of Adsley et al. (2021), based on updated spin-parity assignments, lowered the (α,n) rate substantially while leaving the (α,γ) rate almost unchanged. The transfer data suggest that the neutron and γ strengths of the 830 keV resonance are about equal; direct measurements, most recently with a stilbene detector (Shahina et al. 2024), find the (α,n) strength about three times the (α,γ) strength.
A direct measurement below the 830 keV resonance is the aim of the SHADES project, with a hybrid array of EJ-309 scintillators and 3He counters and a recirculating gas target at the MV machine of the Bellotti Ion Beam Facility (BIBF); the expected sensitivity gain is more than two orders of magnitude (Rapagnani et al. 2022).
Energia del picco E0 ± metà della larghezza a 1/e, nel centro di massa, dalle masse AME2020. Per una reazione endotermica la finestra ordinaria cadrebbe in parte o del tutto sotto la soglia, |Q|, dove la reazione non può avvenire; l'intervallo mostrato parte dalla soglia e arriva fin dove il prodotto del fattore di Boltzmann e della penetrazione coulombiana, exp(−E/kT − 2πη), è sceso di 1/e rispetto al suo massimo sopra soglia.
Valutazioni
Compilazioni che combinano i dati in un tasso di reazione raccomandato.
Questioni aperte
- Una misura diretta sotto la risonanza a 830 keV, che richiede il basso fondo di neutroni di un laboratorio sotterraneo e un rivelatore di neutroni sensibile alla loro energia.
- Spin, parità e larghezza α degli stati del 26Mg appena sopra la soglia neutronica, per i quali i dati di trasferimento e quelli delle risonanze di neutroni non concordano ancora.
- Il rapporto tra le intensità (α,n) e (α,γ) della risonanza a 830 keV, circa 3 nelle misure dirette e circa 1 dai dati di trasferimento.
Discussa nella pagina delle questioni aperte
Reazioni correlate
Bibliografia
- 1.
H. W. Drotleff, A. Denker, H. Knee, M. Soiné, G. Wolf, J. W. Hammer, U. Greife, C. Rolfs, H. P. Trautvetter
Reaction rates of the s-process neutron sources 13C(α,n)16O and 22Ne(α,n)25Mg
Astrophys. J. 414, 735 (1993)
- 2.
M. Jaeger, R. Kunz, A. Mayer, J. W. Hammer, G. Staudt, K. L. Kratz, B. Pfeiffer
22Ne(α,n)25Mg: the key neutron source in massive stars
Phys. Rev. Lett. 87, 202501 (2001) · 10.1103/PhysRevLett.87.202501
- 3.
C. Massimi et al. (n_TOF Collaboration)
Neutron spectroscopy of 26Mg states: constraining the stellar neutron source 22Ne(α,n)25Mg
Phys. Lett. B 768, 1 (2017) · 10.1016/j.physletb.2017.02.025 · arXiv:1702.04520
- 4.
S. Ota, G. Christian et al.
Decay properties of 22Ne + α resonances and their impact on s-process nucleosynthesis
Phys. Lett. B 802, 135256 (2020) · 10.1016/j.physletb.2020.135256 · arXiv:2001.08206
- 5.
H. Jayatissa, G. V. Rogachev et al.
Phys. Lett. B 802, 135267 (2020) · 10.1016/j.physletb.2020.135267 · arXiv:2001.08316
- 6.
Shahina, R. J. deBoer, M. Wiescher et al.
Phys. Rev. C 110, 015801 (2024) · 10.1103/PhysRevC.110.015801
- 7.
C. Angulo, M. Arnould, M. Rayet et al. (NACRE Collaboration)
A compilation of charged-particle induced thermonuclear reaction rates
Nucl. Phys. A 656, 3 (1999)
- 8.
P. Adsley et al.
Reevaluation of the 22Ne(α,γ)26Mg and 22Ne(α,n)25Mg reaction rates
Phys. Rev. C 103, 015805 (2021) · 10.1103/PhysRevC.103.015805 · arXiv:2005.14482
Come citare questa pagina
J. Skowronski, 22Ne(α,n)25Mg, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/22Ne-an-25Mg.
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