La reazione che produce il 26Al radioattivo nelle stelle che bruciano idrogeno. Il decadimento del 26Al dà la riga γ a 1809 keV osservata in tutta la Via Lattea.
Il 26Al vive abbastanza a lungo da diffondersi nella Galassia ma non così a lungo da accumularsi, quindi la riga γ a 1809 keV del suo decadimento mostra dove sono stati prodotti nuclei negli ultimi pochi milioni di anni. I telescopi spaziali mappano questa riga, e la quantità di 26Al che osservano viene confrontata con la produzione prevista di stelle massicce, stelle di Wolf-Rayet, stelle AGB e novae. La maggior parte di quel 26Al è prodotta da questa reazione. La reazione può lasciare il 26Al nel suo stato fondamentale, che dà la riga γ, oppure in uno stato eccitato di vita breve, l'isomero 26ᵐAl, che decade direttamente in 26Mg senza emetterla. Come si ripartiscono le catture tra i due decide quanto della riga produce una stella. La stessa reazione conta anche per il 26Al presente un tempo nel Sistema Solare primordiale, registrato nei meteoriti, e per le abbondanze di magnesio e alluminio delle stelle degli ammassi globulari.
Dati essenziali
- Quanto è noto
- Le risonanze chiave sono state misurate direttamente sotto terra, a LUNA e a JUNA. L'incertezza principale rimasta è quanta parte del prodotto si formi nello stato a vita lunga dell'alluminio-26, quello che i telescopi per raggi γ vedono nella Galassia.
- Valutazione interattiva
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- Tassi di reazione
- Esplora i tassi →
- Valore Q · energia liberata
- 6,306 MeV
- Prodotto 26Al
- radioattivo, t½ = 717 000 anni
- Tipo
- Cattura radiativa
Nella cronologia
Come è stata misurata
Le parti tecniche di questa pagina (l'elenco delle misure, i dettagli) sono in inglese.
4 misure, 1990–2022, di cui 2 a LUNAMostra l'elencoNascondi l'elenco
1990
Misura diretta in superficie · risonanze (p,γ) di bassa energia
γ-ray decay schemes of the low-energy resonances, measured together with resonances in 26Mg(p,γ) and 27Al(p,γ). [1]
2010
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · risonanza a E_cm = 304 keV
Strength of the 304 keV resonance with higher accuracy than before, to serve as a normalization for the low-energy resonances. [2]
2012
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · risonanze a E_cm = 92 e 189 keV
First direct observation of the 92 keV resonance with a 4π BGO summing detector, ωγ = (2.9 ± 0.6) × 10−10 eV. γ-ray branchings and strength of the 189 keV resonance with an HPGe detector, 20% higher than previous values. [3]
2022
JUNAChina Jinping Underground Laboratory
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · risonanza a E_cm = 92 keV
First experiment at JUNA in the China Jinping Underground Laboratory: a precise measurement of the 92 keV resonance, independent of the LUNA one. [4]
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.
24 serie di dati in 13 voci EXFOR, 1962–2021 · 3 senza un intervallo di energia, non disegnate
- Energia più bassa in EXFOR
- 88,6 keV
- Strieder et al., 2012 · ωγ · O1976.003
- Distanza dal picco di Gamow
- Dentro la finestra
- E₀ = 117 keV, finestra 84,6–150 keV
- Tasso da energie assenti in EXFOR
- 6,5 %
- a T₉ = 0,08, stima liscia · di cui 5,8 % 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
| Grandezza | Serie di dati | Intervallo di E_cm (keV) |
|---|---|---|
| dσ/dΩdistribuzione angolare | 4 | 298 keV – 1,77 MeV |
| ωγintensità di risonanza | 12 | 88,6 keV – 1,98 MeV |
| …altro | 5 | 182 keV – 1,63 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: Le risonanze chiave a bassa energia sono state misurate direttamente sotto terra, a LUNA e a JUNA; la ripartizione tra stato fondamentale e isomero, soprattutto per la risonanza a 92 keV, è la principale incertezza residua sulla resa di 26Al nello stato fondamentale.
Between 50 and 150 MK the rate is given by a handful of narrow resonances, of which the one at E_cm = 92 keV dominates around 100 MK. Each resonance decays by a γ-ray cascade that ends either in the ground state or in the isomer of 26Al, so the rate has to be split using the measured ground-state fraction of each resonance. At LUNA, Limata et al. (2010) measured the strength of the 304 keV resonance as a reference for the weaker ones, and Strieder et al. (2012) observed the 92 keV resonance directly for the first time with a 4π BGO summing detector, ωγ = (2.9 ± 0.6) × 10−10 eV, and studied the γ-ray branchings and strength of the 189 keV resonance with an HPGe detector, finding a strength 20% larger than earlier works.
The rate derived from these data (Straniero et al. 2013) increases the production of the isomer by up to a factor of 5 between 50 and 150 MK and doubles the total rate at 100 MK, so less 26Al is made in the ground state. The JUNA collaboration chose the 92 keV resonance for the first experiment at the China Jinping Underground Laboratory and reported a precise measurement of its strength (Su et al. 2022). The γ-ray decay schemes of the low-energy resonances were first studied by Iliadis et al. (1990).
For the 92 keV resonance, Kankainen et al. (2021) identified four γ-ray transitions and obtained a ground-state fraction f0 = 0.52(2)(6), the most precise value so far and at the low end of those adopted before, which lowers the production of 26Al in its ground state.
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.
Questioni aperte
- La frazione verso lo stato fondamentale della risonanza a 92 keV, che fissa quanta parte del tasso produce 26Al nel suo stato fondamentale, e quindi la riga a 1809 keV.
- Il confronto tra le intensità della risonanza a 92 keV misurate da LUNA e da JUNA, le due misure dirette in laboratori sotterranei profondi.
- L'effetto della maggiore produzione dell'isomero sulle rese di 26Al delle stelle di Wolf–Rayet e delle AGB massicce.
Discussa nella pagina delle questioni aperte
Reazioni correlate
Bibliografia
- 1.
C. Iliadis et al.
Low-energy resonances in 25Mg(p,γ)26Al, 26Mg(p,γ)27Al and 27Al(p,γ)28Si
Nucl. Phys. A 512, 509 (1990)
- 2.
B. Limata et al. (LUNA Collaboration)
New experimental study of low-energy (p,γ) resonances in magnesium isotopes
Phys. Rev. C 82, 015801 (2010) · 10.1103/PhysRevC.82.015801 · arXiv:1006.5281LUNA
- 3.
F. Strieder et al. (LUNA Collaboration)
The 25Mg(p,γ)26Al reaction at low astrophysical energies
Phys. Lett. B 707, 60 (2012) · 10.1016/j.physletb.2011.12.029 · arXiv:1112.3313LUNA
- 4.
J. Su, H. Zhang, Z. H. Li et al. (JUNA Collaboration)
First result from the Jinping Underground Nuclear Astrophysics experiment JUNA: precise measurement of the 92 keV 25Mg(p,γ)26Al resonance
Sci. Bull. 67, 125 (2022)
- 5.
O. Straniero et al. (LUNA Collaboration)
Impact of a revised 25Mg(p,γ)26Al reaction rate on the operation of the Mg-Al cycle
Astrophys. J. 763, 100 (2013) · arXiv:1211.6661LUNA
- 6.
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)
- 7.
A. Kankainen et al.
Phys. Lett. B 813, 136033 (2021) · 10.1016/j.physletb.2020.136033
- 8.
C. Lederer-Woods et al. (n_TOF Collaboration)
Destruction of the cosmic γ-ray emitter 26Al in massive stars: study of the key 26Al(n,p) reaction
Phys. Rev. C 104, L022803 (2021) · 10.1103/PhysRevC.104.L022803
Come citare questa pagina
J. Skowronski, 25Mg(p,γ)26Al, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/25Mg-pg-26Al.
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