Le reazioni nucleari che generano l'energia e producono gli elementi avvengono all'interno delle stelle in uno stretto intervallo di energia: il picco di Gamow. In questa regione, in genere sotto i 100 keV, molto più in basso dell'energia Coulombiana, la sezione d'urto decresce in modo esponenziale al calare dell'energia. 

Il suo valore estremamente piccolo, dal pico al femto-barn ed anche inferiore, ne ha sempre impedito la misura diretta in un laboratorio di superficie, dove gli eventi di fondo, prodotti dalle interazioni dei raggi cosmici, sono di gran lunga dominanti. In genere, l'andamento della sezione d'urto, misurato alle energie più alte, viene estrapolato all'interno del picco di Gamow, con importanti incertezze. In particolare, non si tiene conto in nessun modo di una possible risonanza che potrebbe aumentare di ordini di grandezza la sezione d'urto rispetto al valore estrapolato. 

 

 

Un altro effetto può essere studiato solo scendendo alle basse energie: lo schermo elettronico. La nube di elettroni che circonda i nuclei che interagiscono diminuisce l'altezza della barriera Coulombiana ed aumenta quindi la sezione d'urto. Lo schermo elettronico deve essere misurato e compreso per poter estrarre le sezioni d'urto nucleare su cui si fondano i modelli della nucleosintesi stellare. 

Per iniziare a misurare in questa regione inesplorata dell'astrofisica nucleare abbiamo installato due acceleratori, da 50 kV e 400 kV, nel laboratorio sotterraneo del Gran Sasso. Le caratteristiche qualificanti di ambedue gli acceleratori sono la corrente di fascio molto alta e la dispersione in energia molto stretta. 

Abbiamo sviluppato sia bersagli gassosi a pompaggio differenziale che bersagli solidi di grande purezza, mentre i rivelatori tipici sono silici, germani ultra-puri e un grande BGO segmentato. 

                                                                       Fig.1: Fattore astrofisico S(E) per la reazione ³He(³He,2p)⁴He 

I risultati più importanti che abbiamo ottenuto sono le sole misure esistenti di sezioni d'urto all'interno del picco di Gamow del Sole: ³He(³He,2p)⁴He e d(p,γ)³He (Fig.1 e Fig.2 mostrano il fattore astrofisico S(E) delle due reazioni). 

La prima reazione è fondamentale nel ciclo di fusione pp, con effetti sul flusso di neutrini solari, mentre la seconda governa la vita delle proto-stelle, cioè le stelle in cui non si è ancora accesa la fusione dell'idrogeno. 

                                                                      Fig.2: Fattore astrofisico S(E) per la reazione d(p,γ)³He 

Ora stiamo misurando ¹⁴N(p,γ)¹⁵O che, essendo la reazione più lenta del ciclo CNO, è quella che ne determina l'efficienza. In particolare, l'analisi dei dati ottenuti nel 2002 riduce in modo sensibile la sezione d'urto rispetto a quella usata nel modello standard (Fig.3 and Fig.4 mostrano il fattore astrofisico S(E) per le transizioni allo stato fondamentale ed alla eccitazione di 6.79 MeV in ¹⁵O). 

                                                                        Fig.3: Fattore astrofisico S(E) per la transizione allo stato fondamentale nella reazione ¹⁴N(p,γ)¹⁵O 

Due importanti conseguenze: la predizione del flusso di neutrini solari prodotti nel ciclo CNO si riduce di un fattore 2 e l'età dei più antichi ammassi globulari deve essere aumentata di 0.7 - 1 Gyr rispetto alle stime correnti. 

                                                                       Fig.4: Fattore astrofisico S(E) per il popolamento dell'eccitazione a 6.79 MeV nella reazione ¹⁴N(p,γ)¹⁵O 

Con queste misure LUNA ha dimostrato che, misurando in un laboratorio sotterraneo con le tecniche tipiche degli esperimenti a bassissimo fondo, è davvero possible misurare le sezioni d'urto di fusione all'energia alla quale questi processi avvengono nelle stelle. Queste misure saranno poi seguite dalla misura di ³He(⁴He,γ)⁷Be, il processo che determina il flusso dei neutrini del ⁷Be dal Sole.