Physics Letters B (Mar 2019)
Improved astrophysical rate for the 18O(p,α)15N reaction by underground measurements
- C.G. Bruno,
- M. Aliotta,
- P. Descouvemont,
- A. Best,
- T. Davinson,
- D. Bemmerer,
- A. Boeltzig,
- C. Broggini,
- A. Caciolli,
- F. Cavanna,
- T. Chillery,
- G.F. Ciani,
- P. Corvisiero,
- R. Depalo,
- A. Di Leva,
- Z. Elekes,
- F. Ferraro,
- A. Formicola,
- Zs. Fülöp,
- G. Gervino,
- A. Guglielmetti,
- C. Gustavino,
- Gy. Gyürky,
- G. Imbriani,
- M. Junker,
- M. Lugaro,
- P. Marigo,
- R. Menegazzo,
- V. Mossa,
- F.R. Pantaleo,
- D. Piatti,
- P. Prati,
- K. Stöckel,
- O. Straniero,
- F. Strieder,
- T. Szücs,
- M.P. Takács,
- D. Trezzi
Affiliations
- C.G. Bruno
- SUPA, School of Physics and Astronomy, University of Edinburgh, EH9 3FD Edinburgh, United Kingdom; Corresponding authors.
- M. Aliotta
- SUPA, School of Physics and Astronomy, University of Edinburgh, EH9 3FD Edinburgh, United Kingdom; Corresponding authors.
- P. Descouvemont
- Physique Nucléaire Théorique et Physique Mathématique, C.P. 229, Université Libre de Bruxelles (ULB), B 1050 Brussels, Belgium
- A. Best
- Università di Napoli “Federico II”, and INFN, Sezione di Napoli, 80126 Napoli, Italy
- T. Davinson
- SUPA, School of Physics and Astronomy, University of Edinburgh, EH9 3FD Edinburgh, United Kingdom
- D. Bemmerer
- Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf, Bautzner Landstr. 400, 01328 Dresden, Germany
- A. Boeltzig
- Gran Sasso Science Institute, Viale F. Crispi 7, 67100 L'Aquila, Italy; INFN, Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS), 67100 Assergi, Italy
- C. Broggini
- INFN, Sezione di Padova, Via F. Marzolo 8, 35131 Padova, Italy
- A. Caciolli
- Università degli Studi di Padova and INFN, Sezione di Padova, Via F. Marzolo 8, 35131 Padova, Italy
- F. Cavanna
- INFN, Sezione di Genova, Via Dodecaneso 33, 16146 Genova, Italy
- T. Chillery
- SUPA, School of Physics and Astronomy, University of Edinburgh, EH9 3FD Edinburgh, United Kingdom
- G.F. Ciani
- Gran Sasso Science Institute, Viale F. Crispi 7, 67100 L'Aquila, Italy
- P. Corvisiero
- INFN, Sezione di Genova, Via Dodecaneso 33, 16146 Genova, Italy; Università degli Studi di Genova, Via Dodecaneso 33, 16146 Genova, Italy
- R. Depalo
- Università degli Studi di Padova and INFN, Sezione di Padova, Via F. Marzolo 8, 35131 Padova, Italy
- A. Di Leva
- Università di Napoli “Federico II”, and INFN, Sezione di Napoli, 80126 Napoli, Italy
- Z. Elekes
- Institute for Nuclear Research (MTA ATOMKI), PO Box 51, HU-4001 Debrecen, Hungary
- F. Ferraro
- INFN, Sezione di Genova, Via Dodecaneso 33, 16146 Genova, Italy; Università degli Studi di Genova, Via Dodecaneso 33, 16146 Genova, Italy
- A. Formicola
- INFN, Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS), 67100 Assergi, Italy
- Zs. Fülöp
- Institute for Nuclear Research (MTA ATOMKI), PO Box 51, HU-4001 Debrecen, Hungary
- G. Gervino
- Università degli Studi di Torino and INFN, Sezione di Torino, Via P. Giuria 1, 10125 Torino, Italy
- A. Guglielmetti
- Università degli Studi di Milano and INFN, Sezione di Milano, Via G. Celoria 16, 20133 Milano, Italy
- C. Gustavino
- INFN, Sezione di Roma, Piazzale A. Moro 2, 00185 Roma, Italy
- Gy. Gyürky
- Institute for Nuclear Research (MTA ATOMKI), PO Box 51, HU-4001 Debrecen, Hungary
- G. Imbriani
- Università di Napoli “Federico II”, and INFN, Sezione di Napoli, 80126 Napoli, Italy
- M. Junker
- INFN, Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS), 67100 Assergi, Italy
- M. Lugaro
- Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, Hungarian Academy of Sciences, 1121 Budapest, Hungary
- P. Marigo
- INFN, Sezione di Padova, Via F. Marzolo 8, 35131 Padova, Italy; Università degli Studi di Padova and INFN, Sezione di Padova, Via F. Marzolo 8, 35131 Padova, Italy
- R. Menegazzo
- Università degli Studi di Padova and INFN, Sezione di Padova, Via F. Marzolo 8, 35131 Padova, Italy
- V. Mossa
- Università degli Studi di Bari and INFN, Sezione di Bari, 70125 Bari, Italy
- F.R. Pantaleo
- Università degli Studi di Bari and INFN, Sezione di Bari, 70125 Bari, Italy
- D. Piatti
- Università degli Studi di Padova and INFN, Sezione di Padova, Via F. Marzolo 8, 35131 Padova, Italy
- P. Prati
- INFN, Sezione di Genova, Via Dodecaneso 33, 16146 Genova, Italy; Università degli Studi di Genova, Via Dodecaneso 33, 16146 Genova, Italy
- K. Stöckel
- Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf, Bautzner Landstr. 400, 01328 Dresden, Germany; Technische Universität Dresden, Institut für Kern- und Teilchenphysik, Zellescher Weg 19, 01069 Dresden, Germany
- O. Straniero
- INFN, Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS), 67100 Assergi, Italy; Osservatorio Astronomico di Collurania, Teramo, and INFN, Sezione di Napoli, 80126 Napoli, Italy
- F. Strieder
- South Dakota School of Mines & Technology, 501 E. Saint Joseph St., SD 57701, USA
- T. Szücs
- Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf, Bautzner Landstr. 400, 01328 Dresden, Germany; Institute for Nuclear Research (MTA ATOMKI), PO Box 51, HU-4001 Debrecen, Hungary
- M.P. Takács
- Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf, Bautzner Landstr. 400, 01328 Dresden, Germany; Technische Universität Dresden, Institut für Kern- und Teilchenphysik, Zellescher Weg 19, 01069 Dresden, Germany
- D. Trezzi
- Università degli Studi di Milano and INFN, Sezione di Milano, Via G. Celoria 16, 20133 Milano, Italy
- Journal volume & issue
-
Vol. 790
pp. 237 – 242
Abstract
The 18O(p,α)15N reaction affects the synthesis of 15N, 18O and 19F isotopes, whose abundances can be used to probe the nucleosynthesis and mixing processes occurring deep inside asymptotic giant branch (AGB) stars. We performed a low-background direct measurement of the 18O(p,α)15N reaction cross-section at the Laboratory for Underground Nuclear Astrophysics (LUNA) from center of mass energy Ec.m.=340 keV down to Ec.m.=55 keV, the lowest energy measured to date corresponding to a cross-section of less than 1 picobarn/sr. The strength of a key resonance at center of mass energy Er=90 keV was found to be a factor of 10 higher than previously reported. A multi-channel R-matrix analysis of our and other data available in the literature was performed. Over a wide temperature range, T=0.01–1.00 GK, our new astrophysical rate is both more accurate and precise than recent evaluations. Stronger constraints can now be placed on the physical processes controlling nucleosynthesis in AGB stars with interesting consequences on the abundance of 18O in these stars and in stardust grains, specifically on the production sites of oxygen-rich Group II grains. Keywords: Stellar hydrogen burning, Hydrostatic stellar nucleosynthesis
