²H(p,γ)³He · Atlante delle reazioni

Un deutone cattura un protone e diventa ³He, emettendo un raggio γ. Nel Sole segue quasi subito la fusione di due protoni. Dopo il Big Bang fu una delle tre reazioni che distrussero il deuterio, e la meno conosciuta prima di LUNA.

Il deuterio, il nucleo formato da un protone e un neutrone, si formò nei primi minuti dopo il Big Bang. Quanto ne sia sopravvissuto dipende da due cose: la densità della materia ordinaria nell'Universo e la velocità delle reazioni che lo bruciano. Questa reazione è una di esse. Gli astronomi misurano il deuterio rimasto in nubi di gas lontane e quasi primordiali; se il tasso di combustione è noto, quella misura dà la densità di materia, che si può poi confrontare con il valore ricavato dalla radiazione cosmica di fondo, la luce rimasta dal Big Bang. Nelle stelle la reazione è così veloce che non limita mai la catena pp, ma brucia il deuterio delle stelle giovani prima che comincino a bruciare idrogeno.

Dati essenziali

Quanto è noto: Dalla misura di LUNA del 2020 il tasso alle energie della nucleosintesi primordiale è noto a circa il 3%. Restano piccole differenze con i calcoli teorici e con i dati a energie più alte.
Valutazione interattiva: Nessuna valutazione interattiva per ora · Valutazioni
Tassi di reazione: Esplora i tassi →
Valore Q · energia liberata: 5,493 MeV
Finestra di Gamow: 6,7 ± 3,5 keVcentro del Sole, 15,7 MK (pp-I)
92 ± 92 keVcollo di bottiglia del deuterio, 0,8 GK (Nucleosintesi primordiale)
48 ± 41 keVfine della nucleosintesi primordiale, 0,3 GK (Nucleosintesi primordiale)
Tipo: Cattura radiativa

Nella cronologia

2020LUNA misura la combustione del deuterio per la cosmologiaLUNA

Come è stata misurata

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

7 misure, 1997–2024, di cui 3 a LUNAMostra l'elenco

1997
Triangle Universities Nuclear Laboratory, Durham NC
Misura diretta in superficie · sotto 80 keV
Cross sections, S-factors and analyzing powers with polarized and unpolarized beams; the extracted S(0) was about 25% below the value then used in astrophysics, and the vector analyzing power proved sensitive to meson-exchange currents. [1, 2]
2002
LUNA 50 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · fino a 2,5 keV
Windowless gas target and segmented 4π BGO detector; first data inside and below the solar Gamow peak, with about 10% accuracy. [3]
2016
Calcolo teorico · intervallo della nucleosintesi primordiale
Ab initio calculation with the AV18 and Urbana IX interactions and relativistic corrections to the one-body current; S-factor about 10% above the adopted fits. [4]
2019
Jožef Stefan InstituteJožef Stefan Institute
Misura diretta in superficie · 47–210 keV
Deuterated titanium targets and two HPGe detectors at 90° and 135°; cross sections and angular distributions in good agreement with the ab initio calculation. [5]
2020
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · intervallo della nucleosintesi primordiale
High-purity D₂ gas target, intense proton beam and a HPGe detector, after a commissioning campaign that brought the systematic uncertainty below 3%. The new rate gives the baryon density to 1.6%, in agreement with the CMB. [6, 7]
2021
HZDR Tandetron, Dresden-RossendorfHelmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf
Misura diretta in superficie · 265–1094 keV
Solid TiD targets, HPGe detectors at 55° and 90°, target deuterium content measured in situ and by elastic recoil detection; the data favour an S-factor higher than earlier fits in this range. [8]
2024
LUNA 400 kVLaboratori Nazionali del Gran Sasso (INFN)
Misura diretta in laboratorio sotterraneo · energie da 30 a 280 keV
Angular distribution of the capture γ-rays inferred from the shape of the γ spectrum of a single HPGe detector facing an extended D₂ gas target, and compared with ab initio predictions. [9]

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.

50 serie di dati in 26 voci EXFOR, 1962–2021 · 7 senza un intervallo di energia, non disegnate

Temperatura

centro del Sole, T₉ = 0,0157 (15,7 MK)collo di bottiglia del deuterio, T₉ = 0,8 (800 MK)fine della nucleosintesi primordiale, T₉ = 0,3 (300 MK)

Energia più bassa in EXFOR: 2,18 keV; Bystritsky et al., 2010 · S · F1083.004
Distanza dal picco di Gamow: 0,65 larghezze di Gamow sotto; E₀ = 6,7 keV, finestra 3,22–10,2 keV
Tasso da energie assenti in EXFOR: 0,06 %; a T₉ = 0,0157, stima liscia · di cui 0,06 % 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

Le serie di dati della mappa, per grandezza
Grandezza	Serie di dati	Intervallo di E_cm (keV)
σsezione d'urto	9	2,52 keV – 7,91 MeV
Sfattore S	10	2,18 keV – 1,09 MeV
σ→Eₓparziale	1	95 MeV – 127 MeV
dσ/dΩdistribuzione angolare	14	10 keV – 316 MeV
Aypolarizzazione	7	10 keV – 316 MeV
…altro	2	3,33 MeV – 127 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.

Tutte le misure (50)Nucleo composto ³He

Dettagli

Two energy ranges matter. The solar Gamow window lies at a few keV, where the LUNA 50 kV accelerator measured the cross section with about 10% accuracy well below the solar Gamow peak. For Big Bang nucleosynthesis (BBN) the relevant centre-of-mass energies range from tens to a few hundred keV, where before 2020 the data had large uncertainties and an ab initio calculation (Marcucci et al. 2016) predicted an S-factor about 10% above the adopted fits.

The capture is dominated by E1 and M1 transitions to the ³He ground state; polarization observables measured at TUNL below 80 keV are sensitive to meson-exchange currents. The LUNA 400 kV measurement with a windowless D₂ gas target and a HPGe detector reached a systematic uncertainty below 3% and settled the rate in the BBN range. With it the BBN-derived baryon density has a 1.6% uncertainty and agrees with the value from the cosmic microwave background (CMB).

Measurements at higher energy, with TiD targets, constrain the energy dependence above the BBN window.

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.

—E. G. Adelberger et al., Rev. Mod. Phys. 83, 195 (2011) [10]
—B. Acharya et al., Rev. Mod. Phys. 97, 035002 (2025) [11]
—P. Descouvemont et al., At. Data Nucl. Data Tables 88, 203 (2004) [12]
—O. Pisanti et al., JCAP 04, 020 (2021) [13]
—B. D. Fields et al., JCAP 03, 010 (2020); erratum JCAP 11, E02 (2020) [14]

Questioni aperte

La tensione residua, a livello di qualche per cento, tra il fattore S misurato e i calcoli ab initio.
L'andamento in energia sopra la finestra della nucleosintesi primordiale, dove i dati del 2021 con bersagli di TiD stanno sopra i fit precedenti.

Discussa nella pagina delle questioni aperte

Il deuterio primordiale e la densità di barioni

Reazioni correlate

Bibliografia

1.
L. Ma, H. J. Karwowski, C. R. Brune et al.
Measurements of ¹H(d⃗,γ)³He and ²H(p⃗,γ)³He at very low energies
Phys. Rev. C 55, 588 (1997) · 10.1103/PhysRevC.55.588
2.
G. J. Schmid et al.
The ²H(p⃗,γ)³He and ¹H(d⃗,γ)³He reactions below 80 keV
Phys. Rev. C 56, 2565 (1997) · 10.1103/PhysRevC.56.2565
3.
C. Casella et al. (LUNA Collaboration)
First measurement of the d(p,γ)³He cross section down to the solar Gamow peak
Nucl. Phys. A 706, 203 (2002) · 10.1016/S0375-9474(02)00749-2LUNA
4.
L. E. Marcucci, G. Mangano, A. Kievsky, M. Viviani
Implication of the proton-deuteron radiative capture for Big Bang Nucleosynthesis
Phys. Rev. Lett. 116, 102501 (2016) · 10.1103/PhysRevLett.116.102501 · arXiv:1510.07877
5.
I. Tišma, M. Lipoglavšek, M. Mihovilovič et al.
Experimental cross section and angular distribution of the ²H(p,γ)³He reaction at Big-Bang nucleosynthesis energies
Eur. Phys. J. A 55, 137 (2019) · 10.1140/epja/i2019-12816-1
6.
V. Mossa et al. (LUNA Collaboration)
Setup commissioning for an improved measurement of the D(p,γ)³He cross section at Big Bang Nucleosynthesis energies
Eur. Phys. J. A 56, 144 (2020) · 10.1140/epja/s10050-020-00149-1 · arXiv:2005.00002LUNA
7.
V. Mossa et al. (LUNA Collaboration)
The baryon density of the Universe from an improved rate of deuterium burning
Nature 587, 210 (2020) · 10.1038/s41586-020-2878-4LUNA
8.
S. Turkat et al.
Measurement of the ²H(p,γ)³He S factor at 265–1094 keV
Phys. Rev. C 103, 045805 (2021) · 10.1103/PhysRevC.103.045805 · arXiv:2104.06914
9.
K. Stöckel et al. (LUNA Collaboration)
Novel approach to infer the ²H(p,γ)³He angular distribution: experimental results and comparison with theoretical calculations
Phys. Rev. C 110, L032801 (2024) · 10.1103/PhysRevC.110.L032801LUNA
10.
E. G. Adelberger et al.
Solar fusion cross sections II: the pp chain and CNO cycles
Rev. Mod. Phys. 83, 195 (2011) · 10.1103/RevModPhys.83.195
11.
B. Acharya et al.
Solar fusion III: New data and theory for hydrogen-burning stars
Rev. Mod. Phys. 97, 035002 (2025) · 10.1103/8lm7-gs18 · arXiv:2405.06470
12.
P. Descouvemont, A. Adahchour, C. Angulo, A. Coc, E. Vangioni-Flam
Compilation and R-matrix analysis of Big Bang nuclear reaction rates
At. Data Nucl. Data Tables 88, 203 (2004) · arXiv:astro-ph/0407101
13.
O. Pisanti, G. Mangano, G. Miele, P. Mazzella
Primordial deuterium after LUNA: concordances and error budget
JCAP 04, 020 (2021) · 10.1088/1475-7516/2021/04/020 · arXiv:2011.11537
14.
B. D. Fields, K. A. Olive, T.-H. Yeh, C. Young
Big-Bang Nucleosynthesis after Planck
JCAP 03, 010 (2020); erratum JCAP 11, E02 (2020) · 10.1088/1475-7516/2020/03/010 · arXiv:1912.01132

Come citare questa pagina

J. Skowronski, ²H(p,γ)³He, in Atlante delle reazioni, 2026-10-12, https://jskowron.eu/it/atlas/2H-pg-3He.

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