Evolution, Explosion and Nucleosynthesis of Core Collapse Supernovae
我们提出了一组新的前超新星演化和爆炸产额的大质量恒星的初始太阳组成（Y=0.285，Z=0.02）在质量范围13-35 Msun。所有的模型都是用最新版本（4.97）的FRANEC代码计算的，该代码现在包括了从中子到Mo 98的核网络。爆炸核合成计算了两次：第一次采用流体程序，第二次采用辐射主导激波近似（RDA）。
2003-04-10 astro-ph
Nucleosynthesis of PopIII Core Collapse Supernovae and the Abundances of Extremely Metal Poor Stars
基于新一代理论超新星前模型和零金属量大质量恒星的爆炸，以及[Fe/H]<-2.5的均匀恒星样本的新丰度分析，我们提出了对极端贫金属恒星中观测到的丰度的新分析（Cayrel et al. 2004）。
2005-07-14 astro-ph
Non-spherical core collapse supernovae and nucleosynthesis
受超新星SN 1987 A观测的启发，多位作者模拟了核心坍缩超新星包层中的Rayleigh-Taylor（RT）不稳定性（有关评论，请参阅Mueller 1998）。在这些模拟中发现的非径向运动定性地与SN 1987 A中的观测结果一致，但未能定量地解释新合成的56 Ni的混合程度。在这里，我们提出了一个2D流体动力学模拟的结果，重新解决这个故障，并涵盖了核心反弹后的第一个5小时的整个演变。
2000-10-04 astro-ph
Explosive Nucleosynthesis of Weak r-Process Elements in Extremely Metal-Poor Core-Collapse Supernovae
有人试图用比Zn轻的元素的超新星核合成模型来拟合极端贫金属恒星的丰度模式。另一方面，观测表明，EMP星的存在具有特别高的“弱r过程元素”Sr，Y和Zr的比例。虽然提出了几种可能的过程，这些元素的起源，完整的解决方案，重现这些比例尚未找到。为了重现这些恒星的丰度模式，我们研究了一个模型，从传统的质量削减的内部区域的中子丰富的物质喷射。我们发现，在高能超新星（或称“超超新星”）中，爆发性核合成可以再现Sr、Y和Zr的高丰度，而在正常超新星中，核合成不能使Sr、Y和Zr的丰度增加。我们的结果意味着，如果这些元素是从一个正常的超新星喷出，核合成在更高的熵流比超新星激波是必需的。
2008-10-31 astro-ph
Core-Collapse Very Massive Stars: Evolution, Explosion, and Nucleosynthesis of Population III 500 -- 1000 $M_{\odot}$ Stars
我们计算了星族III中具有500 $M_{\odot}$和1000 $M_{\odot}$的超大质量恒星的演化、坍缩、爆炸和核合成。超新星前的演化是在球对称中计算的。在双极射流模型的基础上，用二维程序计算了坍塌和爆炸。我们比较了核合成的结果与星系团内物质、M82中的热气体和星系晕中的极贫金属恒星的丰度模式。发现500 $M_{\odot}$和1000 $M_{\odot}$模型都进入了对不稳定区域，但继续经历核心坍缩。在前超新星阶段，硅燃烧区占据了很大一部分，超过总质量的20%。对于中度非球面爆炸，核合成的图案相匹配的观测数据的集群内介质和M82。我们的研究结果表明，第三星族核心坍缩的超大质量恒星的爆炸对星系团中气体的化学演化有重要贡献。对于星系晕星，我们的[O/Fe]比小于观测丰度。然而，我们提出的设想自然与这一结果相一致。对于$500M_{\odot}$和1000 $M_{\odot}$模型，最终黑洞质量分别为$\sim 230M_{\odot}$和$\sim 500M_{\odot}$。这一结果可能支持这样一种观点，即星族III的超大质量恒星是最近报道发现的中等质量黑洞的起源。
2006-05-09 astro-ph
R-Process Nucleosynthesis in MHD Jet Explosions of Core-Collapse Supernovae
研究了一颗大质量恒星13 $M_{\odot}$中超新星磁流体动力学爆发过程中的$r$核合成.与球形爆炸的情况相反，由于旋转和磁场的组合效应，喷流状爆炸显著降低了铁芯上方层内的电子分数。我们发现导致$r$过程的低电子分数的喷射物质来自于前超新星模型的富硅层。这导致太阳能$r$工艺元素的产量达到第三个峰值。我们使用包含自发裂变和$β$延迟裂变的全核反应网络来检验裂变是否影响$r$过程路径。此外，我们特别注意如何质量公式影响的$r$过程的峰值与使用两个质量公式。结果表明，两个公式都能再现全球丰度分布，但在具体分布上有较大差异。我们指出，如果MHD效应在超新星爆炸中起重要作用，那么在$r$过程核合成中会有变化。
2005-04-05 astro-ph
Nucleosynthesis Yields of Core-Collapse Supernovae and Hypernovae, and Galactic Chemical Evolution
我们提出了新的核合成产率作为恒星质量，金属丰度和爆炸能量（对应于正常的超新星和超超新星）的函数。我们将结果应用于太阳附近的化学演化。我们的新产量是基于超新星（SNe）和极贫金属（EMP）恒星的观测/理论研究的新发展，这些研究为测试爆炸模型及其核合成提供了极好的机会。我们使用单个SN的光变曲线和光谱拟合来估计祖源的质量、爆炸能量和产生的56Ni质量。通过与EMP星丰度图的比较，确定了核坍缩SNe的模型参数，如混合回退参数等。更具体地说，我们考虑了两种不同的大质量超新星：1）非常有活力的超新星，其动能（KE）是正常的核心坍缩超新星KE的10倍以上，和2）非常微弱和低能量的超新星（微弱的SNe）。这两类新的SNe可能是"黑洞形成" SNe，有旋转或非旋转的黑洞。超新星核合成的特征是具有较大的丰度比（Zn，Co，V，Ti）/Fe和较小的丰度比（Mn，Cr）/Fe，这可以解释在EMP星中观测到的这些比值的趋势。暗SNe核合成的特点是大量的回落，这解释了大多数贫铁星的丰度模式。这些比较表明，形成黑洞的SNe对早期银河系（和宇宙）的化学演化做出了重要贡献。
2006-05-30 astro-ph
Super-AGB stars: evolution and associated nucleosynthesis
基于90个恒星模型的演化计算，我们分析了初始成分和核心过冲对超AGB星的He燃烧后演化和相关核合成的影响，特别注意C燃烧阶段。此外，还简要讨论了过渡质量$M_{up}$、$M_{N}$和$M_{mas}$（分别定义为C燃烧开始的临界初始质量、电子俘获超新星的最小初始质量和完成所有核燃烧阶段的最小初始质量）与核心He燃烧阶段的性质之间的可能联系。
2008-05-23 astro-ph
Nucleosynthesis and Clump Formation in a Core Collapse Supernova
高分辨率的二维模拟进行了前五分钟的核心坍缩超新星爆炸的演变在15太阳质量的蓝超巨星祖。计算在反弹后不久开始，包括中微子-物质相互作用，使用中微子的灯泡近似，以及由于爆炸性硅和氧燃烧引起的核合成的处理。我们发现，新形成的铁族元素分布在整个内半部分的氦核心的瑞利-泰勒不稳定性在Ni+Si/O和C+O/He接口，播种对流翻转在爆炸的早期阶段。观察到速度高达约4000 km/s的快速移动的镍蘑菇。这为Ib型爆炸的光变曲线和光谱合成研究中所需的混合提供了一个自然的解释。然而，对后来的计算的继续表明，SN 1987 A中观测到的铁速度不能再现，因为在He/H界面处的激波留下的致密壳层中的团块强烈减速。
2000-01-12 astro-ph
Nucleosynthesis in Core-Collapse Supernovae and GRB--Metal-Poor Star Connection
本文综述了不同恒星质量、爆炸能量和金属丰度的核塌缩超新星（SNe）的核合成产额。与贫金属恒星丰度模式的比较为检验爆炸模型及其核合成提供了极好的机会。我们表明，极贫金属（EMP）恒星的丰度模式，例如，C、Co、Zn相对于Fe的过量与高能爆炸（Hypernovae，HNe）而不是正常超新星的产额更好地一致。我们注意到，EMP星丰度分布的变化与超新星-伽玛暴联系的多样性有关。我们总结了（1）GRB-SNe，（2）Non-GRB HNe/SNe，（3）XRF-SN，（4）Non-SN GRB的不同性质。特别是，非SN伽玛暴（暗超新星）已被预测，以解释富C EMP星的起源。我们表明，这些变化和连接可以模拟在一个统一的方式与相对论射流引起的爆炸。最后，我们检查是否最明亮的超新星2006 gy可以一贯的对不稳定超新星模型的解释。
2007-07-15 astro-ph
nu-Process Nucleosynthesis in Population III Core-Collapse Supernovae
我们调查的中微子核相互作用（核过程）的铁峰元素的生产在第三人口的核心坍缩超新星的影响。核过程和随后的质子、中子俘获反应在完全和不完全硅燃烧区产生奇Z铁峰元素。这一反应序列增强了超新星喷出物中Sc、Mn和Co的丰度。15颗和25颗M_sol星的超新星爆炸模型很好地再现了贫金属晕星的平均Mn/Fe比值。为了重现观测到的Mn/Fe比，超新星中的中微子总能量应该是3 ~ 9 × 10^{53}尔格。更强的中微子照射和其他生产网站是必要的复制所观察到的Sc/Fe和Co/Fe的比例，虽然这些比例增加的核过程。
2007-10-01 astro-ph
Nucleosynthesis Calculations from Core-Collapse Supernovae
我们回顾了计算核合成产额的一些不确定性，重点是爆炸机制。目前的计算倾向于使用活塞，能量注入或中微子不透明度的增强来驱动爆炸。我们表明，能量注入，或者更准确地说，熵注入机制是最适合模仿我们目前的理解对流增强超新星发动机。增强的中微子不透明度技术与核心坍缩超新星的模拟在质量上不一致，并且可能会在产量上产生误差。但活塞驱动的爆炸是最不一致的。活塞驱动爆炸严重低估了回落量，导致重元素产额的数量级误差。为了获得精确到几个级别的因子的产量，我们必须使用熵或能量注入，这已经成为NuGrid协作方法。
2008-11-28 astro-ph
Dependence of S-Process Nucleosynthesis in Massive Stars on Triple-Alpha and 12C(a,g)16O Reaction Rate Uncertainties
我们已经研究了大质量恒星的s-过程核合成的敏感性+/-2 σ变化的三重α和12 C（a，g）16 O反应的速率。我们模拟了大质量恒星从氢燃烧到铁核坍缩，再到超新星爆炸的演化过程。我们发现：58 Fe和96 Zr之间的s过程核素的产生因子随着He燃烧反应速率的变化而强烈变化;使用Lodders（2003）的太阳丰度而不是Anders和Grevesse（1989）的太阳丰度减少了s过程核合成;核芯He燃烧和壳层C燃烧之后的燃烧阶段对爆炸后的产生因子有显著影响。我们还讨论了氦燃烧速率的不确定性对大质量恒星中新的初级中子捕获过程（LEPP）证据的影响。
2009-07-13 astro-ph
Massive Star Evolution: Nucleosynthesis and Nuclear Reaction Rate Uncertainties
我们提出了一个核合成计算的25太阳质量的太阳组成，包括所有相关的同位素到钋的恒星。特别是，涵盖了所有稳定同位素和必要的核反应速率。我们跟踪了恒星演化从氢燃烧到铁核坍缩，并使用"活塞“方法模拟了爆炸。讨论了两个关键的核反应速率C12（a，g）和Ne 22（a，n）对恒星演化和核合成的影响。前者显着影响所产生的核心大小（铁，硅，氧）和恒星的整体超新星前结构。因此，它对超新星爆炸本身和形成的致密残骸有着重要的影响。后率大大影响了大质量恒星的S-过程，我们证明了不同的目前建议的值为这个率的原因的变化。
2001-09-30 astro-ph
Nucleosynthesis in Electron Capture Supernovae of AGB Stars
研究了具有O-Ne-Mg核的AGB星（初始质量为8.8 M_ \odot）的电子俘获超新星的核合成。核心反弹后的第一个810毫秒的热力学轨迹是从最近的国家的最先进的流体动力学模拟。核合成的结果具有许多不同于其他铁核恒星（初始质量大于10 M_ \odot）坍缩产生的超新星的特征。首先是喷出物中含有少量的56 Ni（= 0.002-0.004 M_ \odot），这可以解释SNe 2008 S和1997 D等暗超新星的观测性质。此外，大的Ni/Fe比与蟹状星云（SN 1054的遗迹）的光谱结果是合理的一致。第二是大量产生64 Zn、70 Ge和轻p核（74 Se、78 Kr、84 Sr和92 Mo），特别是90 Zr，它们来源于低Y_e（= 0.46-0.49，每个核子的电子数）的喷出物。然而，我们发现，最小Y_e值仅增加1-2%，就能缓和90 Zr的过剩生产。相比之下，64 Zn的生产相对于Y_e的小变化是相当稳健的。这提供了这类事件发生的上限，约为所有核心坍缩超新星的30%。
2009-01-07 astro-ph
Common-Envelope Evolution: the Nucleosynthesis in Mergers of Massive Stars
我们研究合并的大质量恒星内的一个共同的信封组成的一个红超巨星的质量为1 - 5 -20 Msun和主序星的伴侣1-5 Msun的双星系统。我们特别感兴趣的阶段时，二次，已过度填充其罗氏波瓣内的共同信封，开始转移质量的核心的主要在一个非常高的质量转移率和随后的核合成的核心影响区域。使用参数化模型的信封在这个阶段的结构，我们进行2维流体动力学计算与慕尼黑普罗米修斯代码计算的流从中学和它的影响的核心的主要。我们发现，对于低端的估计质量传递速率，低熵，富氢的材料可以深入渗透到主核心的核合成通过热CNO循环可以发生，相关的中子暴露可能是足够高的显着的S-处理。对于我们估计范围的高端和流中密度较高的传质速率，流的影响可能导致氦的疏浚，但中子产生太低，无法进行显著的S处理。
2001-02-08 astro-ph
Impact of Few-Body Reactions on Explosive Nucleosynthesis: The Big-Bang and Supernovae
我们研究了在各种天体物理条件下轻到重质量元素爆炸核合成中的几个体反应。在SNeII引力核坍缩的中微子驱动风中，一些轻核和重不稳定核在产生r过程元素中起着重要作用。我们讨论了三体反应$^4$ He $(αn, γ)^9$ Be如何起着非常关键的作用，它的截面是知之甚少的。我们注意到r过程中的其他几个反应与大爆炸核合成有关。我们简要地讨论一下银河系的化学演化。
2000-06-06 astro-ph
Nucleosynthesis in the Hot Convective Bubble in Core-Collapse Supernovae
当大质量恒星坍缩的核心发生爆炸时，中微子辐射会驱动原中子星外的辐射、核子和核子对组成的热气泡中的对流。此后不久，中微子从中子星中驱动出类似风的外流。在对流气泡和早期风中，弱相互作用暂时导致质子过剩（Ye > 0.5）在喷射物质中发展。这种情况至少会持续第一秒，并且大约0.05 - 0.1太阳质量的抛射物具有不寻常的成分，可能对核合成很重要。使用示踪粒子跟踪由Janka，Buras和Rampp（2003）计算的成功超新星爆炸的二维模型中的条件，我们确定了这种物质的组成。大部分是氦和56镍。其余的是相对稀有的物种，由对正电子发射不稳定的富质子同位素衰变产生。在没有明显的带电中微子捕获的情况下，核流将被64 Ge附近的长寿命等待点核所阻碍。由此产生的丰度模式可以适度富含一些有趣的稀有同位素，如45 Sc，49 Ti和64 Zn。目前的计算意味着，与超新星其余部分的主要物质相比，产量大约是解释太阳45 Sc和49 Ti丰度所需的产量。由于合成过程在高金属量和低金属量的恒星中几乎是相同的，这些物质的初级产物可能在低金属量恒星的丰度中具有可辨别的特征。我们还讨论了核物理和早期超新星演化的不确定性，感兴趣的核的丰度是敏感的。
2004-09-17 astro-ph
Evolution and Nucleosynthesis of Very Massive Primordial Stars
我们调查的演变，最终的命运，和核合成的产量旋转和非旋转的超大质量恒星（VMS）的零金属。首先，我们解决的问题，由于振动不稳定性氢燃烧过程中的质量损失。我们发现，这些对象是更稳定的比在以前的研究中发现的太阳组成的VMS，并预计只有微不足道的质量损失驱动的脉动。当这些恒星以巨大的氦核到达演化的终点时，它们遇到了对创造不稳定性。我们发现对于氦核质量为~64... 133个太阳质量的这些恒星被完全破坏，爆炸能量高达~ 1 E53 erg，并喷出高达~60个太阳质量的Ni 56恒星，具有更大质量的氦核心，坍缩成黑洞。我们提出的第一个计算，遵循这样一个巨大的旋转恒星的崩溃，并预测X射线爆发和显着的引力波发射可能会导致。
2000-10-10 astro-ph
s-Process Nucleosynthesis in Advanced Burning Phases of Massive Stars
我们提出了一个详细的研究的s-过程核合成的大质量恒星的太阳一样的初始成分和质量15，20，25，和30 Msun。我们更新了我们以前的结果的s-过程核合成的核心氦燃烧这些恒星，然后专注于分析的S-过程中遇到的物理条件下的壳碳燃烧。我们表明，最近的汇编的Ne 22（α，n）Mg 25率导致显着降低的S-过程中的核心氦燃烧的效率。特别是，这个速率导致了迄今为止在大质量恒星的核心氦燃烧过程中发现的Kr 80的最低过剩系数。由壳碳燃烧产生的S-过程产率对碳壳的结构演化非常敏感。这种结构是由在核心氦燃烧结束时获得的C12的质量分数的影响，这反过来又主要是由C12（α，γ）O 16反应。这种反应速率的不确定性仍然存在，这意味着大质量恒星中的s过程也受到这种不确定性的影响。我们确定了一些同位素，如Zn 70和Rb 87作为大质量恒星壳碳燃烧过程中的S-过程的签名。在确定我们的s-唯一的恒星产额的太阳丰度的相对贡献，我们发现它是重要的是要考虑到壳碳燃烧的中子照射。当我们用Salpeter初始质量函数分析我们的产额时，我们发现大质量恒星对质量A <= 87的纯s核的贡献至少为40%。对于质量A >90的纯s核，除了Gd 152、Os 187和Hg 198分别为~ 14%、~ 13%和~ 11%外，大质量恒星的贡献平均为~ 7%。
2006-09-28 astro-ph
The Breakout of Protostellar Winds in the Infalling Environment
原恒星风爆发的时间可能取决于下落流的演化，而不是中央发动机的突然变化。我研究从纯流入流出的过渡，在旋转分子云核心的内向外崩溃的背景下。我用数值方法跟踪了由恒星风和下落气体的冲击所产生的激波壳层的运动。这些完全依赖于时间的计算包括壳层落回恒星表面的情况，以及它作为真正的外流爆发的情况。假设风是从原恒星表面发射的，爆发时间由描述风的参数（Mdot_w，V_w）和坍缩云核的参数（a_0，Omega）决定。被困风阶段由足够强的风组成，可以将物质从恒星表面推回，但又太弱，无法将沉重的冲击带出恒星的引力势。为了产生大规模的外流，受冲击的物质必须能够爬出恒星的引力势阱，并携带着密集的、向上掠入的物质。
2002-11-26 astro-ph
Multi-dimensional nucleosynthesis calculations of Type II SNe
通过将示踪粒子方法与一维和二维欧拉流体动力学计算相结合，研究了核塌缩超新星的爆炸性核燃烧。采用最新的实验和理论核数据，我们计算的15 Msun恒星与太阳金属丰度的核合成产额，通过后处理的温度和密度的历史平流示踪粒子。我们比较我们的结果发表在文献中的一维计算。
2003-05-22 astro-ph
An Explosive End to Intermediate-Mass Zero-Metallicity Stars and Early Universe Nucleosynthesis
我们使用剑桥恒星演化程序STARS模拟了5-7颗太阳质量的零金属丰度恒星的演化。随着在AGB阶段的氢和氦燃烧壳层的分辨率提高，我们能够模拟整个热脉冲渐近巨分支（TP-AGB）阶段。热脉冲的氦光度明显低于金属丰度较高的恒星，因此没有第三次被挖掘出来。通过在第二次打捞过程中预先混合的碳的热底燃烧，包层富含氮。由于缺乏第三次疏浚，没有进行s流程富集。随着核心质量的增加，热脉冲变得越来越弱，最终停止。从那时起，恒星进入一个静止的燃烧阶段，持续到恒星中心的碳点燃，此时CO核心质量为1.36太阳质量。有了如此高的简并度和如此接近的核心质量，我们预计这些恒星将爆炸为1.5型超新星，非常类似于Ia型超新星，但在富含氢的外壳内。
2007-12-07 astro-ph
Interstellar $^{36}$S: a probe of s-process nucleosynthesis
首次在星际空间探测到含$^{36}$ S的分子。在八个银河系分子热核中观测到C $^{36}$ S的$J$ = $2-1$和$3-2$跃迁。通过与CS的其他光学薄同位素物种的比较，$^{34}$ S/ $^{36}$ S的丰度比为115 $(\pm 17)$。这比太阳系中的200小，支持了$^{36}$ S与其他稳定硫同位素不同的观点，它是一个纯粹的次级核，是由大质量恒星中的s-过程核合成产生的。
1996-07-13 astro-ph
A New Study of s-Process Nucleosynthesis in Massive Stars
我们提出了一个全面的研究的s-过程核合成在15，20，25和30 $\msun$恒星模型具有太阳般的初始成分。恒星演化到中心氖的点火，有659个物种的网络耦合到恒星模型。这样，从一个燃烧阶段到另一个燃烧阶段的初始组成被一致地确定，特别是关于中子俘获反应。我们计算的目的是获得一个完整的帐户的s-过程产额从大质量恒星。在目前的工作中，我们主要集中在中心氦燃烧过程中的s-过程，并阐明一些主要的不确定性影响的计算。我们简要地展示了如何先进的燃烧可以显着影响的核心氦燃烧的s-过程的产品，特别是，可以大大耗尽$^{80}$氪，强烈过度生产的早期核心氦燃烧阶段，但是，我们留下一个完整的分析的s-过程在先进的进化阶段（特别是在壳碳燃烧）到随后的文件。我们的研究结果可以帮助限制产率的s-过程的材料从大质量恒星在其前超新星演化。
1998-12-11 astro-ph
The Nucleosynthetic Signature of Population III
越来越多的证据表明，第一代恒星的质量可能相当大（~100-300 M太阳）。这些恒星会留下独特的核合成特征吗？我们探索了氦核的核合成，其质量范围为M_He=64至133 Msun，对应于主序星质量约为140至260 Msun。在M_He=133 M_sun以上，没有旋转，使用当前的反应速率，形成一个黑洞，没有核合成被喷出。对于较轻的氦核质量，~40至63 M_sun，剧烈的脉动发生，由对不稳定性引起，并伴随着超新星般的质量喷射，但恒星最终产生一个大的铁的核心在流体静力平衡。很可能这个核心也坍缩成一个黑洞，从而将对不稳定性超新星的重元素核合成与其他质量的重元素核合成（无论是在上面还是下面）完全分开。事实上，对于所有主序质量在约25 M_sun和140 M_sun（M_He = 9至63 M_sun）之间以及260 M_sun以上的第三星族恒星来说，黑洞的形成都是可能的结果。对不稳定超新星的核合成随氦核的质量而变化很大，氦核的质量决定了反弹过程中达到的最高温度。在爆炸核心质量的上部范围，产生最大57 M_sun的Ni 56，使这些成为宇宙中最具活力和最明亮的热核爆炸。在质量分布上积分，我们发现对不稳定性超新星产生具有偶核电荷的原子核的大致太阳分布，但在产生具有奇核电荷的元素方面显着不足。此外，由于缺乏s-和r-过程，基本上不产生比锌重的元素。
2001-10-31 astro-ph
Supernova Neutrino-Effects on R-Process Nucleosynthesis in Black Hole Formation
质量范围很广的恒星为中到重质量的元素提供了各种各样的生产场所。质量为$\geq 8 M_{\odot}$的超大质量恒星以超新星爆炸而达到演化的高潮，超新星爆炸被认为是r过程核合成最可行的候选天体物理场所。如果超新星r过程的模型是正确的，那么核合成的结果也可能对超新星爆炸的遗迹、$i.e.$中子星或黑洞构成重要的约束。在非常巨大的核心坍缩的情况下，一个残余的恒星黑洞被认为是形成的。由于黑洞的形成，在开尔文-亥姆霍兹冷却阶段，来自中子化核和中微子球的强烈中微子流可能突然停止。探索这种中微子通量截断的可观测结果是有趣的。最近有文献提出，甚至中微子质量也可以由中微子发射停止后的形变中微子能谱的时间延迟（中微子截止效应）来确定。在这里，我们研究的r-过程核合成中微子截止效应的预期理论响应，以寻找这种现象的另一个独立的签名。我们发现，当中微子驱动风中的膨胀物质脱离核统计平衡（NSE）的临界时刻之后，中微子截止对r过程产额有一个敏感的响应。如果截断发生在r-过程中，r-过程核合成产额的变化最大。利用这一结果，结合未来对SN中微子谱随时间变化的探测，我们可以确定SN坍缩过程中何时形成黑洞。
2005-07-30 astro-ph
Nucleosynthesis in Neutrino-Driven Supernovae
核心坍缩超新星是化学元素宇宙起源故事的主角。现有的模型，一般假设球对称和参数化的爆炸，已经能够广泛复制观察到的元素模式。然而，包括中微子相互作用产生显着的改善，喷出物的组成相比，观察。中微子相互作用也可能为轻p过程核提供超新星源。
2005-11-18 astro-ph
Heavy element nucleosynthesis in a collapsar
我们研究了在类星体中重元素的合成。我们已经计算了详细的组成磁驱动射流喷出的一个恒星，这是基于长期的，磁流体动力学模拟的快速旋转的大质量恒星的40 Msun在核心崩溃。我们使用两个大的核反应网络，通过射流产生阶段，从坍缩阶段到喷射阶段，跟踪大约4000种核素的丰度的演变。我们发现r-过程在喷流中成功地进行，因此当先驱体具有10^{12} G的大磁场和快速旋转的核时，U和Th被大量合成。喷流内部的反射模式与太阳系中的r元素相似。重富中子核\sim 0.01 Msun可以从这颗恒星中喷射出来。详细的丰度取决于质量模型的核性质，β衰变率和裂变，中子滴线附近的核。此外，我们发现，p-核产生没有种子核：不仅轻p-核，如Se 74，Kr 78，Sr 84，和Mo 92，但也重p-核，In 113，Sn 115，和La 138，可以大量合成的射流。喷出物中p核的数量比核心坍缩超新星（SNe）中的要多得多。特别地，在喷出物中显著地产生SNe中缺乏的Mo 92、In 113、Sn 115和La 138。
2006-02-21 astro-ph
Nucleosynthesis in neutrino heated matter: The vp-process and the r-process
本文综述了超新星中重元素核合成的最新进展。最近的流体动力学模型的核心坍缩超新星表明，大量的质子丰富的物质下，强中微子通量喷射。该物质构成了vp过程的位点，其中反中微子吸收反应催化A > 64的核的核合成。超新星也与自然界中最重元素的合成过程有关。裂变过程中的r-过程可以发挥重要作用，在确定最终的丰度模式，并在解释几乎普遍的特点，看到贫金属的r-过程丰富的恒星。
2006-08-23 astro-ph
Neutrino-driven wind and wind termination shock in supernova cores
来自超新星中心新生中子星的中微子驱动的风膨胀成爆炸早期的喷出物。在与这种较慢的物质碰撞时，风物质在风终止激波中减速。通过在球对称的流体动力学模拟，我们表明，这可能会导致风熵，密度和温度的大幅增加，并强烈减速的风膨胀。这一现象对晚风中可能的r-过程核合成的影响仍然需要详细探讨。二维模型表明，风喷出物碰撞是高度各向异性的，并可能导致核合成的方向依赖，即使中微子驱动的风本身是球对称的。
2006-12-22 astro-ph
The neutrino-induced neutron source in helium shell and r-process nucleosynthesis
巨大的中微子脉冲发生在一个巨大的恒星核心的崩溃，预计将有助于轻化学元素和重的同位素的起源。结果表明，在一般情况下，恒星物质的加热，由于中微子散射电子和从中微子氦分裂后的热核反应释放的热量应考虑在内。在动力学网络的基础上，利用Z=8之前的所有重要反应，研究了中微子驱动中子通量的主要特征和随时间变化的特征。利用氦分裂产生的随时间变化的自由中子密度Y_n（t），计算了3200个核素的r过程核合成。研究发现，在贫金属恒星的情况下，Z < 0.01 Z（太阳），由此产生的自由中子密度似乎足够高，可以在有利的条件下有效地驱动r过程。但在半径R > R_cr \approx 10 ^9 cm的氦壳层中，中微子诱导的r过程不可能获得足够数量的重核。我们推测，为了使中微子诱导的r-过程有效地在壳层中工作，人们必须调用非标准的前超新星模型，其中氦有希望更接近坍缩的核心，例如，由于大规模的混合或/和旋转和磁场。除了这种奇异的可能性，氦壳层中中微子诱导的核合成肯定不足以解释观测到的太阳r过程丰度。
1998-07-06 astro-ph
Peculiar Chemical Abundances in the Starburst Galaxy M82 and Hypernova Nucleosynthesis
X射线观测表明，与氧相比，星暴星系M82中的化学丰度相当丰富。这样的丰度模式不能用任何传统的I型和II型超新星产量的组合来解释。此外，观测到的热等离子体的能量与重元素质量比也远高于正常超新星的结果。我们计算了核心坍缩超新星的爆炸核合成，并表明超新星核合成可以解释丰度模式和能量与重元素质量之间的大比值。这样的超新星爆炸预计会发生在质量大于20-25 Msun的恒星上，并且很可能主导了星暴，因为M82星暴后的年龄估计只有10^6 ~ 10^7年。我们还研究了对不稳定超新星（~ 150-300 Msun），并得出结论，在这些超新星的能量重元素质量比太小，无法解释的观察。
2002-07-02 astro-ph
General relativistic effects in the neutrino-driven wind and r-process nucleosynthesis
我们讨论了在稳态中微子驱动的“风”，这可能会产生从新生中子星的广义相对论效应。特别是，我们推广以前的分析估计的每重子的熵$S$，质量流出率$\dot M$，和动力学膨胀时间尺度$τ_{dyn}$。我们发现，$S$增加和$τ_{dyn}$减少的质量与半径比的值的增加描述的超新星核心。这两种趋势都表明，更紧凑的核心将导致每个铁峰值种子核的中子数更高。中子-种子比率的这种增强可能是中微子加热的超新星喷出物中成功的r-过程核合成所必需的。
1997-01-22 astro-ph gr-qc nucl-th
Nucleosynthesis in Classical Novae: ONe vs. CO White Dwarfs
详细的核合成在喷出物的经典新星已经确定了网格的流体动力学新星模型。报告的14个演化序列，从吸积开始到爆炸和喷射阶段，跨越了CO和ONe白矮星质量（0.8-1.35 $M_o$）和吸积包层和白矮星核心之间的混合水平（25-75%）。每个同位素的合成，从${}^1$ H到${}^{40}$ Ca，讨论了其对模型参数的敏感性。特别强调的是同位素，如${}^{13}$ C，${}^{15}$ N和${}^{17}$ O，这可能占其银河系含量的重要部分。还分析了放射性同位素${}^7$ Be、${}^{22}$ Na和${}^{26}$ Al的产生，因为它们可以通过其$γ$射线发射提供对热核失控模型的直接测试。由此产生的元素产量再现相当不错的光谱丰度测定几个研究良好的经典新星。
1997-09-16 astro-ph
Nucleosynthesis in Supernovae
核心坍缩超新星的能量传输主要来自中微子。因此，超新星的某些性质可能依赖于标准模型弱相互作用的对称性和特征。中微子俘获的截面比反中微子俘获的截面大一个量级的中微子能量与核子质量之比。这会使质子中子星上方由$ν$驱动的风中中子与质子的比例降低约20%，并可能显著阻碍r-过程核合成。
1999-05-19 astro-ph hep-ph nucl-th
Supernova SN1987A Bound on Neutrino Spectra for R-Process Nucleosynthesis
核心坍缩超新星中的中微子驱动风是r过程核合成的一个有吸引力的场所。风中的电子分数$Y_e$取决于可观测到的中微子能量和光度。平均反中微子能量受超新星SN 1987A数据的限制，而轻子数守恒限制了反中微子与中微子光度的比值。如果风中的$Y_e$适合于快速中子俘获核合成，那么电子中微子的平均能量可能会比目前超新星模拟中预测的要低得多，或者可能会有新的中微子物理学，如无菌中微子的振荡。
2002-01-31 astro-ph hep-ph nucl-th
Evidence for nucleosynthesis in supernova $γ$-process: Universal scaling on p-nuclei
通过对太阳系丰度的分析，我们发现了p核和s核的两个普适标度律。这些结果表明，超新星（SN）爆炸中的γ过程是最有希望的p核起源，近50年来，人们一直在讨论许多可能的核反应和位置。此外，刻度提供了新的概念：伽马过程的普遍性和新的核宇宙计时器。我们对典型的核塌缩SN爆炸模型进行了γ过程核合成计算，计算结果满足观测标度。
2004-09-28 astro-ph nucl-ex nucl-th
