²²Ne(p,γ)²³Na · Atlante delle reazioni

La cattura protonica sul ²²Ne che produce sodio. È il modo principale in cui le stelle producono il ²³Na, l'unico isotopo stabile del sodio, durante la combustione dell'idrogeno.

Molti vecchi ammassi stellari della Via Lattea contengono stelle con più sodio e meno ossigeno delle loro vicine. Questo andamento, detto anticorrelazione sodio-ossigeno, si pensa venga da materia bruciata ad alta temperatura in una generazione precedente di stelle. Quali stelle abbiano fatto questa combustione, per esempio stelle massicce del ramo asintotico delle giganti (stelle AGB), è ancora discusso, e la risposta dipende da quanto velocemente il ²²Ne si trasforma in sodio. La stessa reazione fissa in parte le rese di sodio e di neon delle esplosioni di nova. Per decenni il suo tasso è stato incerto di grandi fattori perché diverse possibili risonanze a bassa energia non erano mai state viste; la maggior parte è stata ora misurata o esclusa.

Dati essenziali

Quanto è noto: Le misure sotterranee hanno trovato o escluso le risonanze a bassa energia, e l'incertezza sul tasso è scesa di circa mille volte; alcuni dettagli dell'analisi sono ancora discussi.
Valutazione interattiva: Mostra i dati · ²³Na →
Tassi di reazione: Esplora i tassi →
Valore Q · energia liberata: 8,794 MeV
Finestra di Gamow: 105 ± 31 keVcombustione HBB nelle stelle AGB, 80 MK (Ciclo NeNa)
190 ± 66 keVnova classica, 0,2 GK (Ciclo NeNa)
Tipo: Cattura radiativa

Come è stata misurata

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

7 misure, 2014–2024, di cui 4 a LUNAMostra l'elenco

2014
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · risonanza a E^ₚ = 186 keV
Feasibility study for the underground campaign, including the beam-induced background. First direct observation of the 186 keV resonance, with a lower limit ωγ > 0.12 × 10⁻⁶ eV on its strength. [1]
2015
HZDR Tandetron, Dresden-RossendorfHelmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf
Misura diretta in superficie · E^ₚ = 436–1279 keV (cinque risonanze)
Strengths of the 436, 639 and 661 keV resonances relative to those at 479 and 1279 keV, with a ²²Ne-implanted tantalum target. Consistent with but more precise than the literature, except the 661 keV resonance, which is ten times weaker; improved γ-ray branching ratios. [2]
2015
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · E^ₚ = 156,2; 189,5 e 259,7 keV
First direct observation of the three resonances, with strengths known to 2–7%, and much lower upper limits on three tentative resonances; the full account is in Depalo et al. (2016). An erratum raised the strengths by 18–19% after including the beam energy straggling, with unchanged astrophysical conclusions. [3, 4, 5]
2017
LENA, TUNLTriangle Universities Nuclear Laboratory
Misura diretta in superficie · E^ₚ sotto 200 keV (sorgente ionica ECR) ed energie più alte (acceleratore da 1 MV)
Independent measurement of the low-energy resonances with ²²Ne implanted in tantalum backings. [6]
2018
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · E^ₚ = 71 e 105 keV, e fuori risonanza
Upper limits of 6 × 10⁻¹¹ and 7 × 10⁻¹¹ eV (90% CL) on the two suggested resonances, and the off-resonance S-factor at very low energy, which constrains direct capture and a subthreshold resonance. The rate uncertainty at 0.1 GK was reduced by three orders of magnitude. [7]
2020
DRAGON, TRIUMFTRIUMF
Cinematica inversa e separatori di rinculo · E_cm = 149–1222 keV (risonanze); 282–511 keV (non risonante)
First measurement in inverse kinematics, a ²²Ne beam on a windowless H₂ target, with different systematic uncertainties from all earlier work. The 458 keV reference resonance has ωγ = 0.439(22) eV, below the two most recent forward-kinematics values and in agreement with older ones; the rate is a factor of 4 above STARLIB-2013, with little effect on ²³Na in AGB stars but an effect on Ne–Al nuclei in novae. [8, 9]
2024
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · cattura diretta fino a E^ₚ = 188 keV
Full account of the high-statistics LUNA data: new γ-decay branchings for the resonances at E^ₚ = 156.2 and 259.7 keV, and partial cross sections for direct capture to several states of ²³Na down to E^ₚ = 188 keV, the lowest energy so far. A new R-matrix fit gives a revised rate; tensions remain on some branching ratios and on the capture to excited states. [10]

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.

32 serie di dati in 16 voci EXFOR, 1975–2022 · 2 senza un intervallo di energia, non disegnate

Temperatura

combustione HBB nelle stelle AGB, T₉ = 0,08 (80 MK)nova classica, T₉ = 0,2 (200 MK)

Energia più bassa in EXFOR: 149 keV; Cavanna et al., 2015; Depalo et al., 2016; Ferraro et al., 2018; Lennarz et al., 2020; Williams et al., 2020 · ωγ · D4330.002
Distanza dal picco di Gamow: 0,73 larghezze di Gamow sopra; E₀ = 104 keV, finestra 73–135 keV
Tasso da energie assenti in EXFOR: 95 %; a T₉ = 0,08, stima liscia · di cui 95 % sotto l'energia più bassa in EXFOR

2 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

Le serie di dati della mappa, per grandezza
Grandezza	Serie di dati	Intervallo di E_cm (keV)
σsezione d'urto	1	282 keV – 511 keV
Sfattore S	3	183 keV – 1,62 MeV
σ→Eₓparziale	2	406 keV – 1,9 MeV
dσ/dΩdistribuzione angolare	2	814 keV – 1,82 MeV
ωγintensità di risonanza	16	67,9 keV – 2,11 MeV
…altro	6	149 keV – 611 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.

Tutte le misure (32)Nucleo composto ²³Na

Provala: una valutazione R-matrix

Su questo sito gira un modello AZURE2 di questo sistema. Cambia le energie e le larghezze dei livelli e osserva come cambiano il fit ai dati e l'estrapolazione alle energie stellari.

Apri la valutazione del ²³Na →doi:10.1103/PhysRevC.109.064627

Dettagli

Quanto è nota, nel dettaglio: Le risonanze a bassa energia sono ora misurate o escluse e l'incertezza sul tasso a 0,1 GK è scesa di circa tre ordini di grandezza; restano in discussione la normalizzazione alle risonanze di riferimento a energia più alta e la componente non risonante.

At the temperatures of hot-bottom burning and of novae the rate is a sum of narrow resonances and of a non-resonant component, made of direct capture and of the tails of subthreshold states. Before 2014 several resonances below E^ₚ = 300 keV were known only as upper limits or from indirect data, and the tentative resonances at E^ₚ = 71 and 105 keV, together with the non-resonant component, left the rate at 0.1 GK uncertain by orders of magnitude. LUNA observed the E^ₚ = 186 keV resonance in a feasibility study (Cavanna et al. 2014) and then measured the resonances at E^ₚ = 156.2, 189.5 and 259.7 keV directly for the first time with a windowless ²²Ne gas target and two HPGe detectors (Cavanna et al. 2015; Depalo et al. 2016).

The original strengths were later raised by 18–19% because the energy straggling of the beam had been neglected (erratum, 2018). A second LUNA campaign set upper limits of 6 × 10⁻¹¹ eV and 7 × 10⁻¹¹ eV on the 71 and 105 keV resonances and measured the off-resonance S-factor (Ferraro et al. 2018); a further analysis of direct capture and resonances at low energy followed (Takács et al. 2024). At TUNL, Kelly et al. (2017) measured the low-energy resonances with implanted targets.

At higher energies, the resonances used to normalize the low-energy data were remeasured at HZDR (Depalo et al. 2015) and, in inverse kinematics, at DRAGON (Lennarz et al. 2020; Williams et al. 2020), where the strength of the E_cm = 458 keV reference resonance came out 0.439(22) eV, measured for the first time independently of other resonance strengths: lower than the two most recent forward-kinematics values, in agreement with three older ones.

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.

—C. Angulo, M. Arnould, M. Rayet et al. (NACRE Collaboration), Nucl. Phys. A 656, 3 (1999) [11]

Questioni aperte

L'intensità della risonanza di riferimento a E_cm = 458 keV, per la quale il valore di DRAGON, 0,439(22) eV, è più basso dei due risultati più recenti in cinematica diretta; le intensità normalizzate a essa ne ereditano la discrepanza.
L'entità della componente non risonante (cattura diretta e stati sotto soglia) tra le risonanze.
Se il tasso aggiornato basti ai modelli di stelle AGB per riprodurre l'anticorrelazione sodio–ossigeno negli ammassi globulari.

Reazioni correlate

Bibliografia

1.
F. Cavanna et al. (LUNA Collaboration)
A new study of the ²²Ne(p,γ)²³Na reaction deep underground: feasibility, setup, and first observation of the 186 keV resonance
Eur. Phys. J. A 50, 179 (2014) · 10.1140/epja/i2014-14179-5 · arXiv:1411.2888LUNA
2.
R. Depalo et al.
Strengths of the resonances at 436, 479, 639, 661, and 1279 keV in the ²²Ne(p,γ)²³Na reaction
Phys. Rev. C 92, 045807 (2015) · 10.1103/PhysRevC.92.045807 · arXiv:1507.03893
3.
F. Cavanna et al. (LUNA Collaboration)
Three new low-energy resonances in the ²²Ne(p,γ)²³Na reaction
Phys. Rev. Lett. 115, 252501 (2015) · 10.1103/PhysRevLett.115.252501 · arXiv:1511.05329LUNA
4.
R. Depalo et al. (LUNA Collaboration)
Direct measurement of low-energy ²²Ne(p,γ)²³Na resonances
Phys. Rev. C 94, 055804 (2016) · 10.1103/PhysRevC.94.055804 · arXiv:1610.00925LUNA
5.
F. Cavanna et al. (LUNA Collaboration)
Erratum: Three new low-energy resonances in the ²²Ne(p,γ)²³Na reaction
Phys. Rev. Lett. 120, 239901 (2018) · 10.1103/PhysRevLett.120.239901LUNA
6.
K. J. Kelly, A. E. Champagne, L. N. Downen, J. R. Dermigny, S. Hunt, C. Iliadis, A. L. Cooper
New measurements of low-energy resonances in the ²²Ne(p,γ)²³Na reaction
Phys. Rev. C 95, 015806 (2017) · 10.1103/PhysRevC.95.015806
7.
F. Ferraro et al. (LUNA Collaboration)
Direct capture cross section and the E^ₚ = 71 and 105 keV resonances in the ²²Ne(p,γ)²³Na reaction
Phys. Rev. Lett. 121, 172701 (2018) · 10.1103/PhysRevLett.121.172701 · arXiv:1810.01628LUNA
8.
A. Lennarz et al.
First inverse kinematics measurement of key resonances in the ²²Ne(p,γ)²³Na reaction at stellar temperatures
Phys. Lett. B 807, 135539 (2020) · 10.1016/j.physletb.2020.135539 · arXiv:1910.00791
9.
M. Williams et al.
First inverse kinematics study of the ²²Ne(p,γ)²³Na reaction and its role in AGB star and classical nova nucleosynthesis
Phys. Rev. C 102, 035801 (2020) · 10.1103/PhysRevC.102.035801 · arXiv:1910.01698
10.
M. P. Takács et al. (LUNA Collaboration)
Direct capture cross section and resonances in the ²²Ne(p,γ)²³Na reaction at low energy
Phys. Rev. C 109, 064627 (2024) · 10.1103/PhysRevC.109.064627LUNA
11.
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)

Come citare questa pagina

J. Skowronski, ²²Ne(p,γ)²³Na, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/22Ne-pg-23Na.

Cita la data che hai usato: è quella dell'ultima modifica di questa pagina.

Qualcosa di sbagliato o mancante? Segnala un errore (apre una nuova segnalazione su GitHub) · Proponi una reazione (apre una nuova segnalazione su GitHub)