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Le reazioni che bruciano idrogeno nel ciclo CNO hanno sezioni d'urto che calano esponenzialmente verso le energie stellari: nella finestra di Gamow possono arrivare alla scala del picobarn, che sulla superficie della Terra è indistinguibile dal fondo dei raggi cosmici. La risposta di LUNA sono 1,4 km di dolomia sopra l'esperimento, che riducono il flusso di muoni di sei ordini di grandezza e rendono possibile la misura.

Per le catture radiative di protoni sul ¹²C e sul ¹³C, a LUNA e al Felsenkeller, ho guidato l'analisi e metà della campagna di misure. Queste misure hanno ridotto sensibilmente l'incertezza dei tassi di cattura protonica su entrambi gli isotopi del carbonio e, con essi, quella del rapporto astrofisico ¹²C/¹³C. Oggi coordino il gruppo di lavoro ¹⁹F + p all'acceleratore da 400 kV di LUNA, nel laboratorio sotterraneo del Gran Sasso.

In parallelo sono il coordinatore DAQ della collaborazione: ho progettato e gestisco l'infrastruttura di acquisizione e di slow control delle campagne di misura in corso a LUNA e dell'acceleratore da 3,5 MV. È ciò che permette di fare i turni da remoto, il che per un esperimento sotto 1,4 km di roccia non è poco.

In AZURE2 una serie di dati misurati diventa una sezione d'urto: un modello R-matrix a più livelli e più canali, adattato ai dati di tutti i canali che condividono un nucleo composto, e poi estrapolato alle energie a cui avviene davvero la combustione stellare. È usato in università, laboratori nazionali e alla IAEA.

Da quando ne sono il responsabile ho lavorato sulle parti che decidono se un'analisi moderna sia fattibile o no: gradienti analitici e jacobiano dei residui calcolati all'interno del modello, così che un fit o una catena MCMC non debbano più pagare, con le differenze finite, tempi di calcolo qualche centinaio di volte più lunghi; un integratore del tasso di reazione che calcola la tabella una volta sola; osservabili di polarizzazione; diffusione di particelle identiche. Accanto a questo, l'interfaccia grafica, la documentazione, il supporto e la formazione per la comunità degli utenti.

La sezione delle valutazioni di questo sito esegue lo stesso codice su analisi reali, pubblicate e non ancora pubblicate.

Lo stato a 6,79 MeV del ¹⁵O si trova circa 0,5 MeV sotto la soglia protonica. La cattura in questo stato fornisce la maggior parte del fattore astrofisico S a bassa energia della ¹⁴N(p,γ)¹⁵O, il passo più lento del ciclo CNO e quindi la reazione che ne fissa il ritmo e il flusso di neutrini CNO. Come risonanza sotto soglia, lo stato influenza anche la transizione allo stato fondamentale, e questo contributo è proporzionale alla sua larghezza radiativa, cioè all'inverso della sua vita media. La vita media è inferiore al femtosecondo, e i valori pubblicati non concordano; la risoluzione in posizione di un rivelatore a tracciamento di raggi γ è ciò che permette di misurarla con precisione sfruttando l'effetto Doppler.

Sono il portavoce della misura eseguita con AGATA a Legnaro e ho guidato l'intera catena di analisi: correzione Doppler, ricostruzione cinematica, simulazione Geant4 ed estrazione bayesiana della vita media. L'analisi è conclusa e il manoscritto è in revisione presso Nature Physics.

Ogni misura di laboratorio di una sezione d'urto a bassa energia si fa con atomi, non con nuclei nudi, e la nube elettronica scherma la barriera coulombiana. L'aumento che ne risulta cresce al diminuire dell'energia, proprio dove all'astrofisica serve il valore, e i potenziali di schermaggio misurati sono risultati costantemente più grandi di quanto la teoria consenta.

A CRYRING la reazione ¹⁵N + p è studiata in cinematica inversa con un fascio immagazzinato e raffreddato, che cambia la configurazione atomica della collisione, e permette così di affrontare la discrepanza da un'angolazione preclusa a un esperimento convenzionale su bersaglio.