Atlante delle reazioni
Una storia dell'astrofisica nucleare
Come abbiamo capito che cosa alimenta le stelle: le idee, le misure, le osservazioni che le hanno messe alla prova e i laboratori che hanno reso possibili le misure.
Anni '20
ago. 1920
Eddington propone che le stelle brucino idrogeno in elio
Teoria
In un discorso alla British Association a Cardiff, Arthur Eddington osservò che un nucleo di elio pesa meno di quattro nuclei di idrogeno. Sostenne che la massa persa quando l'idrogeno si trasforma in elio dentro le stelle sarebbe stata liberata come energia, abbastanza da farle brillare per moltissimo tempo. Come ciò potesse avvenire non era ancora noto.
1928
Gamow spiega come le particelle attraversano la barriera coulombiana
Teoria
George Gamow usò la nuova meccanica quantistica per spiegare il decadimento alfa. Una particella può attraversare la repulsione elettrica tra i nuclei, la barriera coulombiana, anche quando la sua energia è troppo bassa per superarla. Questo effetto, detto effetto tunnel, è ciò che rende possibile la fusione nucleare nelle stelle.
1929
Atkinson e Houtermans applicano l'effetto tunnel alle stelle
Teoria
Robert Atkinson e Fritz Houtermans usarono il risultato di Gamow per stimare quanto spesso i nuclei leggeri si fondono alle temperature dell'interno delle stelle. Trovarono che l'effetto tunnel rende queste reazioni abbastanza frequenti da alimentare una stella. Il loro articolo è spesso considerato l'inizio dell'astrofisica nucleare.
Anni '30
1938
Von Weizsäcker e il ciclo carbonio-azoto
Teoria
In due articoli sulla Physikalische Zeitschrift, Carl Friedrich von Weizsäcker discusse quali reazioni nucleari potessero alimentare le stelle. Il secondo articolo proponeva un ciclo in cui nuclei di carbonio e azoto aiutano a trasformare l'idrogeno in elio e alla fine vengono restituiti. Le sue note e lettere mostrano che anche dopo il 1939, quando si dedicò alla fissione e alle ricerche di guerra, continuò a riflettere sulle stelle di neutroni e sulla cosmologia.
ago. 1938
Bethe e Critchfield descrivono la fusione protone-protone
Teoria
Hans Bethe e Charles Critchfield calcolarono il tasso con cui due protoni si fondono in un deutone, emettendo un positrone e un neutrino. Questo lentissimo processo di interazione debole è il primo passo della catena protone-protone che alimenta il Sole.
mar. 1939
“Energy production in stars” di Bethe
Teoria
Hans Bethe elaborò nei dettagli il ciclo carbonio-azoto e ne stimò il tasso. Concluse che nelle stelle carbonio e azoto agiscono da catalizzatori che fondono i protoni in elio. Insieme alla catena protone-protone, questa è ancora la base della nostra comprensione della combustione dell'idrogeno.
Anni '40
1946
Los Alamos giudica molto improbabile l'incendio dell'atmosfera
Teoria · Esperimento
Nel 1942 Edward Teller si era chiesto se una bomba a fissione potesse innescare la combustione dell'azoto nell'aria. Hans Bethe giudicò molto bassa la probabilità, e nel 1946 Emil Konopinski, Cloyd Marvin e Teller trovarono che, nelle loro ipotesi, l'energia persa per irraggiamento supera sempre quella guadagnata dalla fusione di due nuclei di azoto-14; chiesero comunque altri studi. A Notre Dame, esperimenti segreti con l'acceleratore negli anni Quaranta studiarono quanto efficacemente l'aria raffreddi la palla di fuoco di un'esplosione nucleare. L'esperienza acquisita confluì nell'astrofisica nucleare del dopoguerra.
apr. 1948
Alpher, Bethe e Gamow sull'Universo primordiale caldo
Teoria
Ralph Alpher e George Gamow proposero che gli elementi leggeri si fossero formati nei primi istanti di un Universo caldo e in espansione. Gamow aggiunse il nome di Bethe perché gli autori suonassero come le prime tre lettere dell'alfabeto greco. Da quell'idea nacque la teoria della nucleosintesi primordiale, anche se si scoprì poi che gli elementi più pesanti si formano nelle stelle.
Anni '50
1952
Il processo tre alfa di Salpeter
Teoria
Edwin Salpeter mostrò come l'elio possa bruciare nelle giganti rosse. Due nuclei di elio formano l'instabile 8Be, che vive appena abbastanza da catturare un terzo nucleo di elio e diventare carbonio. Svolse questo lavoro al Kellogg Radiation Laboratory del Caltech, con William Fowler, nell'estate del 1951.
1952
Il tecnezio viene trovato nelle giganti rosse
Osservazione
Paul Merrill trovò le righe del tecnezio negli spettri delle giganti rosse di classe S. Il tecnezio non ha isotopi stabili, e anche i più longevi durano solo pochi milioni di anni, molto meno dell'età di quelle stelle. Doveva essere stato prodotto al loro interno: la prima prova diretta che le stelle costruiscono gli elementi, con le catture lente di neutroni del processo s.
nov. 1953
Viene scoperto lo stato a 7,68 MeV del carbonio-12
Esperimento
Al Caltech, Dunbar, Pixley, Wenzel e Whaling trovarono uno stato eccitato del 12C a 7,68 ± 0,03 MeV nella reazione 14N(d,α)12C. Fred Hoyle aveva fatto notare che un tale stato avrebbe reso il processo tre alfa abbastanza veloce da produrre il carbonio che osserviamo. Oggi è chiamato stato di Hoyle.
1954
Hoyle sulla sintesi degli elementi nelle stelle calde
Teoria
Fred Hoyle sostenne che gli elementi dal carbonio al nichel sono prodotti alle alte temperature raggiunte all'interno delle stelle massicce nelle ultime fasi della loro vita. L'articolo espose l'idea che la maggior parte degli elementi sia stata prodotta dalle stelle, non dal Big Bang.
1957
Cook, Fowler e i Lauritsen confermano lo stato di Hoyle
Esperimento
Al Kellogg Radiation Laboratory, Cook, Fowler, C. C. Lauritsen e T. Lauritsen studiarono il decadimento del 12B verso lo stato a 7,65 MeV del 12C e la sua rottura in tre particelle alfa. Conclusero che lo stato poteva essere la risonanza di cui Hoyle aveva bisogno per la combustione dell'elio nelle giganti rosse.
giu. 1957
Le lezioni di Cameron sulla nucleogenesi
Teoria
Alastair Cameron, a Chalk River in Canada, pubblicò un resoconto indipendente di come gli elementi vengono prodotti nelle stelle. Tra gli altri risultati indicò le due reazioni che forniscono i neutroni per la cattura neutronica lenta, 13C(α,n)16O e 22Ne(α,n)25Mg.
ott. 1957
L'articolo B2FH
Teoria
Margaret Burbidge, Geoffrey Burbidge, William Fowler e Fred Hoyle pubblicarono una rassegna di 104 pagine su come gli elementi vengono prodotti nelle stelle. Classificava i processi secondo le reazioni nucleari coinvolte, comprese la cattura neutronica lenta e rapida, e li confrontava con le abbondanze misurate nel Sistema Solare. È nota con le iniziali degli autori, B2FH.
Anni '60
1961
Il processo s come catena di catture di neutroni
Teoria
Donald Clayton, William Fowler, Thomas Hull e Barbara Zimmerman calcolarono come si accumulano le abbondanze lungo una lunga catena di catture lente di neutroni e confrontarono il risultato con le abbondanze osservate degli elementi pesanti, per il processo lento che B2FH aveva individuato.
1964
Bahcall propone un esperimento sui neutrini solari con il cloro
Teoria
John Bahcall calcolò il tasso con cui i neutrini solari avrebbero trasformato il cloro in argon in una grande vasca sotterranea. Il tasso era dominato dai rari neutrini di alta energia del decadimento dell'8B, ed era abbastanza grande da rendere l'esperimento realizzabile. Raymond Davis descrisse il rivelatore in un articolo gemello sulla stessa rivista.
mag. 1968
Davis rivela i neutrini solari, e nasce il problema dei neutrini solari
Osservazione
Raymond Davis e colleghi contarono gli atomi di argon prodotti dai neutrini solari in una grande vasca di liquido contenente cloro nella miniera di Homestake, in South Dakota. Nello stesso numero, John Bahcall e collaboratori mostrarono che i modelli solari prevedevano un tasso circa 2,5 volte più alto del limite di Davis. La discrepanza divenne nota come problema dei neutrini solari.
Anni '80
1983
Premio Nobel a Fowler e Chandrasekhar
Esperimento
William Fowler condivise il premio Nobel per la Fisica con Subrahmanyan Chandrasekhar. La metà di Fowler riconosceva i suoi studi sperimentali e teorici delle reazioni nucleari che formano gli elementi chimici, in gran parte svolti al Kellogg Radiation Laboratory del Caltech.
1984
Il 26Al radioattivo viene osservato nella Galassia
Osservazione
Lo spettrometro γ al germanio del satellite HEAO 3 rivelò la riga a 1809 keV emessa quando il 26Al decade. Era la prima riga γ di un nucleo radioattivo trovata nella Galassia. Il flusso implicava circa tre masse solari di 26Al nel mezzo interstellare, tutto prodotto negli ultimi pochi milioni di anni.
1987
Neutrini dalla supernova SN 1987A
Osservazione
Una stella esplose nella Grande Nube di Magellano, e il rivelatore Kamiokande-II in Giappone registrò undici eventi di neutrini in circa 13 secondi. Anche il rivelatore IMB negli Stati Uniti vide il lampo. Fu la prima rivelazione di neutrini da una stella diversa dal Sole.
1987
Polvere di stelle AGB in un meteorite
Osservazione
Nel meteorite di Murray furono trovati grani di carburo di silicio di meno di un micrometro, con composizioni isotopiche diverse da tutto ciò che si è formato nel Sistema Solare. Si condensarono intorno a giganti rosse prima che nascesse il Sole. Gli elementi pesanti intrappolati in questi grani portano l'impronta del processo s di una singola stella, misurata atomo per atomo in laboratorio.
1989
Kamiokande-II vede i neutrini solari dell'8B
Osservazione
Il rivelatore ad acqua Kamiokande-II misurò in tempo reale i neutrini solari di alta energia dal decadimento dell'8B. In 450 giorni trovò circa metà del flusso previsto dal modello solare standard, confermando con una tecnica diversa il deficit visto a Homestake.
Anni '90
dic. 1991
SAGE, il primo esperimento al gallio
Osservazione
Il Soviet–American Gallium Experiment a Baksan usava circa 30 tonnellate di gallio, che cattura i neutrini di bassa energia della fusione protone-protone. Il suo primo risultato era ben al di sotto della previsione dei modelli solari.
1992
GALLEX osserva i neutrini pp al Gran Sasso
Osservazione
Il rivelatore al gallio GALLEX, ai Laboratori Nazionali del Gran Sasso, misurò 83 ± 19 (stat.) ± 8 (sist.) SNU. La collaborazione presentò il risultato come la prima osservazione dei neutrini della fusione protone-protone, la reazione che avvia la produzione di energia del Sole.
ott. 1994
LUNA, il primo acceleratore sotterraneo
LUNA
Un piccolo acceleratore da 50 kV fu installato in profondità sotto il Gran Sasso, dove la roccia ferma la maggior parte dei raggi cosmici. Aveva un bersaglio gassoso senza finestre ed era costruito per misurare 3He(3He,2p)4He alle energie a cui la reazione avviene nel Sole. L'articolo che descrive l'apparato uscì nel 1994.
1996
Un anello di accumulazione mostra che il renio-187 nudo decade in pochi anni
Esperimento
Il renio-187 vive circa 42 miliardi di anni come atomo neutro. Privato di tutti i suoi elettroni nell'anello di accumulazione del GSI, decadde con un tempo di dimezzamento di 32,9 anni, perché il suo elettrone può allora nascere in un'orbita atomica vuota. Dentro le stelle, dove gli atomi sono ionizzati, i tempi di dimezzamento di laboratorio possono quindi cambiare del tutto; il risultato tocca anche l'orologio renio–osmio usato per datare la Galassia.
1998
Super-Kamiokande scopre le oscillazioni dei neutrini
Osservazione
Super-Kamiokande trovò meno neutrini muonici atmosferici del previsto, e il deficit dipendeva da quanta strada i neutrini avevano percorso attraverso la Terra. I dati si spiegano con neutrini che cambiano tipo, cioè oscillano, lungo il percorso. L'oscillazione richiede che i neutrini abbiano massa.
1998
Solar Fusion I
Teoria
Un gruppo di sperimentatori e teorici passò in rassegna le reazioni nucleari che producono l'energia del Sole e i suoi neutrini. Fornirono fattori S raccomandati a bassa energia, con le loro incertezze, e indicarono gli esperimenti e i calcoli necessari per migliorarli.
1999
La compilazione NACRE
Teoria
La collaborazione NACRE raccolse le sezioni d'urto misurate delle reazioni con particelle cariche della combustione stellare di idrogeno, elio e carbonio. Le trasformò in tassi di reazione termonucleari in un formato comune, usato per molti anni da chi costruisce modelli stellari.
1999
LUNA misura 3He + 3He dentro il picco di Gamow solare
LUNA
Con l'acceleratore da 50 kV, LUNA misurò la fusione di due nuclei di 3He fino a 16,5 keV, un'energia a cui la reazione avviene davvero nel Sole. Non fu trovata alcuna risonanza stretta. Una risonanza del genere era stata proposta come spiegazione nucleare del problema dei neutrini solari.
Anni 2000
2000
Una compilazione delle sezioni d'urto stellari di cattura neutronica
Esperimento
Bao, Beer, Käppeler, Voss, Wisshak e Rauscher passarono in rassegna le sezioni d'urto di cattura neutronica misurate per i nuclei dall'idrogeno al bismuto e raccomandarono valori stellari a un'energia termica di 30 keV, con calcoli dove non esisteva una misura. Divenne il riferimento per i modelli del processo s, e oggi prosegue nella banca dati KADoNiS.
2001
Vengono scoperte tre stelle al piombo
Osservazione
Van Eck, Goriely, Jorissen e Plez trovarono tre stelle antiche, povere di ferro, arricchite di piombo più che di qualunque altro elemento più pesante del ferro. Con meno semi di ferro per gli stessi neutroni, in queste stelle il processo s arriva fino al piombo, come avevano previsto i modelli delle stelle AGB.
2002
SNO mostra che i neutrini solari cambiano sapore
Osservazione
Il Sudbury Neutrino Observatory in Canada usò acqua pesante per misurare sia i neutrini elettronici sia il numero totale di neutrini di tutti i tipi provenienti dal decadimento dell'8B nel Sole. Il totale era in accordo con i modelli solari, ma solo circa un terzo arrivava come neutrini elettronici. Il problema dei neutrini solari era dovuto alla fisica dei neutrini, non al Sole.
dic. 2002
Premio Nobel a Davis e Koshiba
Osservazione
Raymond Davis e Masatoshi Koshiba ricevettero il premio Nobel per la Fisica per il loro lavoro sui neutrini provenienti dallo spazio. In 25 anni l'esperimento di Homestake catturò circa 2200 neutrini solari, un terzo del numero previsto. Kamiokande confermò il deficit e rivelò i neutrini della SN 1987A.
2003
L'acceleratore LUNA da 400 kV
LUNA
Al Gran Sasso fu installato un secondo acceleratore, più grande. L'energia del suo fascio di protoni è nota entro circa 300 eV, la dispersione in energia è inferiore a 100 eV e la deriva è di soli 5 eV circa all'ora. Questa stabilità permette le lunghe misure necessarie per sezioni d'urto molto piccole.
2004
LUNA misura 14N(p,γ)15O sotto terra
LUNA
LUNA misurò la reazione più lenta del ciclo CNO a energie più basse di quelle raggiungibili dai laboratori in superficie, con un bersaglio solido e un rivelatore al germanio. Il fattore S estrapolato a energia zero, 1,7 ± 0,2 keV b, era più basso che nelle compilazioni precedenti: il ciclo CNO procede quindi più lentamente di quanto si pensasse.
2004
Un punto di diramazione radioattivo del processo s misurato a n_TOF
Esperimento
All'impianto n_TOF del CERN la sezione d'urto di cattura neutronica del samario-151, che vive circa 95 anni, fu misurata su un campione radioattivo da 1 eV a 1 MeV. Il valore stellare risultò ben al di sopra delle previsioni teoriche usate fino ad allora.
2006
14N(p,γ)15O fino a 70 keV
LUNA
Con un bersaglio di azoto gassoso circondato da un grande rivelatore, LUNA misurò la 14N(p,γ)15O fino a 70 keV. A quell'energia la sezione d'urto è di soli 0,24 picobarn: nessun esperimento si era mai spinto così vicino alle energie solari.
2007
La fusione 12C + 12C misurata vicino alla finestra di Gamow
Esperimento
Al Dynamitron di Bochum, Spillane e colleghi misurarono la fusione del carbonio fino a 2,1 MeV, con bersagli di carbonio quasi privi di idrogeno. Trovarono una forte risonanza a 2,14 MeV, che aumenta di circa cinque volte il tasso di uno dei rami intorno a 0,8 GK, e mostrarono quanto sia incerta ogni estrapolazione a energie più basse.
ago. 2007
Borexino rivela in tempo reale i neutrini solari del 7Be
Osservazione
Il rivelatore a scintillatore liquido Borexino, ai Laboratori Nazionali del Gran Sasso, misurò uno per uno i neutrini da 0,862 MeV della cattura elettronica del 7Be nel Sole. Fu la prima misura in tempo reale di neutrini solari sotto 1 MeV.
Anni 2010
2011
Solar Fusion II
Teoria
Un gruppo di sperimentatori e teorici passò in rassegna le sezioni d'urto della catena protone-protone e dei cicli CNO e raccomandò i valori da usare nei modelli solari. La rassegna seguiva una precedente del 1998.
ago. 2014
Borexino vede i neutrini pp
Osservazione
Borexino misurò lo spettro dei neutrini della fusione protone-protone, la prima reazione della catena principale del Sole. La collaborazione stimò che questa catena produce circa il 99% della potenza del Sole.
2015
Premio Nobel a Kajita e McDonald
Osservazione
Takaaki Kajita (Super-Kamiokande) e Arthur McDonald (SNO) condivisero il premio Nobel per la Fisica per aver mostrato che i neutrini cambiano tipo durante il viaggio. Questo significa che i neutrini hanno massa.
2017
Primo fascio a CASPAR
Infrastruttura
Un acceleratore trasferito da Notre Dame al livello 4850 ft della Sanford Underground Research Facility, in South Dakota, fornì il suo primo fascio. È il primo acceleratore sotterraneo per l'astrofisica nucleare negli Stati Uniti, nella miniera dove Davis aveva contato i neutrini solari.
2017
Una rassegna sulla 12C(α,γ)16O
Teoria
deBoer e colleghi raccolsero le misure della 12C(α,γ)16O, la reazione che fissa quanto carbonio e quanto ossigeno lascia la combustione dell'elio, e le adattarono insieme con un'analisi R-matrix. Studiarono anche come la sua incertezza si rifletta sui modelli stellari.
ago. 2017
La coalescenza di due stelle di neutroni produce elementi pesanti
Osservazione
Il 17 agosto 2017 i rivelatori LIGO e Virgo registrarono le onde gravitazionali emesse da due stelle di neutroni in coalescenza. I telescopi trovarono poi il bagliore dell'esplosione, una kilonova. I suoi spettri mostravano elementi prodotti dalla cattura neutronica rapida, il processo r.
mag. 2018
Risonanze nella fusione del carbonio con il cavallo di Troia, e un dibattito
Esperimento
Con il metodo indiretto del cavallo di Troia, ai LNS di Catania, Tumino e colleghi riportarono risonanze nella fusione del carbonio alle energie stellari, che aumentano il tasso di oltre 25 volte intorno a 0,5 GK. L'analisi fu presto contestata, e le misure dirette del 2020 a Orsay e a Notre Dame non videro un tale aumento.
lug. 2019
Apre il laboratorio sotterraneo con acceleratore Felsenkeller
Infrastruttura
HZDR e TU Dresden inaugurarono un acceleratore da 5 MV sotto 45 m di roccia nelle gallerie Felsenkeller di Dresda. La roccia riduce il flusso di muoni cosmici di un fattore 40. Con un veto attivo per i muoni, il fondo è circa il doppio di quello di un laboratorio sotterraneo profondo.
Anni 2020
nov. 2020
LUNA misura la combustione del deuterio per la cosmologia
LUNA
LUNA misurò con alta precisione d(p,γ)3He alle energie della nucleosintesi primordiale. Con questo tasso, la quantità osservata di deuterio primordiale dà la densità della materia ordinaria nell'Universo all'1,6%, in accordo con la radiazione cosmica di fondo.
nov. 2020
Borexino rivela i neutrini CNO
Osservazione
Borexino riportò la prima osservazione sperimentale dei neutrini del ciclo CNO nel Sole. Mostra direttamente che il ciclo è attivo nelle stelle. Nel Sole fornisce circa l'1% dell'energia.
2022
Un acceleratore da 3,5 MV viene installato sotto il Gran Sasso
LUNA
Un acceleratore Singletron da 3,5 MV, costruito da High Voltage Engineering Europa, fu installato nel laboratorio sotterraneo del Gran Sasso: è la macchina MV della Bellotti Ion Beam Facility (BIBF). Fornisce fasci di protoni, elio e carbonio, così che la combustione dell'elio e del carbonio si possa studiare sotto terra.
ott. 2022
JUNA misura 19F(p,γ)20Ne sotto terra
Esperimento
L'acceleratore JUNA, sotto circa 2400 m di roccia al China Jinping Underground Laboratory, misurò la 19F(p,γ)20Ne fino a 186 keV e trovò una risonanza a 225 keV. Intorno a 0,1 GK il nuovo tasso è fino a 7,4 volte quello precedente. La reazione fa uscire materia dal ciclo CNO, e il tasso più alto potrebbe spiegare il calcio in una delle stelle più antiche che si conoscano.
ott. 2023
Inaugurazione della Bellotti Ion Beam Facility
LUNA
Il laboratorio sotterraneo con acceleratore fu inaugurato e intitolato a Enrico Bellotti, il primo direttore dei Laboratori Nazionali del Gran Sasso, che vi avviò la fisica con acceleratori sotto terra. È aperto a utenti esterni, con il tempo di fascio assegnato tramite bandi annuali.
nov. 2024
Misurato il decadimento stellare del tallio-205
Esperimento
Ioni nudi di tallio-205, in circolazione nell'anello di accumulazione del GSI, decaddero in piombo-205 per decadimento β in stato legato, con un tempo di dimezzamento di 291 giorni. Nelle stelle questo decadimento produce piombo-205, un nucleo radioattivo le cui tracce nei meteoriti aiutano a datare la nascita del Sole; la misura, attesa da tempo, fissa un dato nucleare chiave di quell'orologio.
2025
Solar Fusion III
Teoria
Una nuova rassegna raccolse i dati e la teoria sulla combustione dell'idrogeno nel Sole e nelle altre stelle apparsi dopo Solar Fusion II. Fornisce fattori S raccomandati, con le loro incertezze, per la catena protone-protone e i cicli CNO.
ago. 2026
Misurata la cattura neutronica sul niobio-94 radioattivo
Esperimento
I grani di polvere stellare più antichi del Sole contengono più molibdeno-94 di quanto prevedessero i modelli precedenti. La sua produzione dipende dal niobio-94, un punto di diramazione radioattivo del processo s, dove la cattura neutronica compete con il decadimento. A n_TOF, al CERN, la sua sezione d'urto di cattura è stata misurata per la prima volta. Il risultato conferma la scala generale delle stime teoriche; usato in modelli completamente accoppiati di stelle giganti di piccola massa, insieme alla loro fisica migliorata, li mette d'accordo con i grani.