Understanding nuclear "pasta": current status and future prospects
在超新星的核心和中子星的壳中，原子核可以采取有趣的形状，如棒或板等，它们被称为核“面食”。“近年来，我们研究了面食阶段，重点是量子分子动力学（QMD）方法的动力学方面。在这篇文章中，我们回顾了这些作品。我们也专注于库仑相互作用的治疗。
2006-10-28 astro-ph nucl-th
Simulating pasta phases by molecular dynamics and cold atoms --- Formation in supernovae and superfluid neutrons in neutron stars
在致密的恒星中，如超新星和中子星的坍缩核心，推测存在核“面食”，如棒状和板状核。然而，它们是否真的在超新星核心中形成仍然不清楚。在这里，我们解决了这个问题，证明了一个棒状核的晶格是由体心立方晶格压缩形成的。我们还发现，形成过程是由最近邻核之间的吸引力触发的，当它们的密度分布重叠时，这种吸引力开始发挥作用，而不是裂变不稳定性。我们还讨论了中子星壳中的pasta相与超冷费米气体之间的联系。
2011-07-23 astro-ph.SR cond-mat.quant-gas nucl-th
Uncertainties in the pasta-phase properties of catalysed neutron stars
中子星的内部预计会呈现出不同的物质状态。特别是，称为“面食”相的复杂非球形结构可能存在于内壳的最高密度处，可能对不同的中子星现象产生影响。我们研究的面食阶段的属性和面食观测值的不确定性，这是由于我们的核能功能的不完整的知识。为此，我们采用了可压缩的液滴模型的方法与表面参数优化的实验核质量或理论计算。为了评估模型的不确定性，我们进行了贝叶斯分析，主要是不同的模型参数使用统一的先验，并产生后验分布与过滤器占我们目前的低密度核物理知识和高密度中子星物理约束。我们的研究结果表明，核物理的约束，如在非常低的密度和实验质量测量的中子物质状态方程，是至关重要的，在确定地壳和面食可观的。考虑到所有的限制，我们证明了面食阶段的存在是稳健的预测在一个重要的部分内地壳。我们估计与面食阶段相关的地壳相对厚度为$R_{\rm pasta}/R_{\rm crust}=0.128\pm 0.047$，相对转动惯量为$I_{\rm pasta}/I_{\rm crust}=0.480\pm 0.137$。我们的研究结果表明，表面和曲率参数是更有影响力的比散装参数的描述面食可观的。我们还表明，使用一个表面张力，这是不一致的散装功能导致低估的平均值和不确定性的面食属性，从而突出了一致的核功能计算的重要性。
2021-10-27 astro-ph.HE nucl-th
Formation of Nuclear "Pasta" in Supernovae
在超新星核心中，核“面食”相，如棒状核的三角晶格和板状核的层状结构被认为存在。然而，目前还不清楚它们是否真的是在超新星坍缩的核心中形成的。使用{ \it ab-initio}的量子分子动力学（QMD）的数值模拟，我们在这里解决了这个问题，证明了一个棒状核的晶格是由体心立方晶格压缩形成。我们还发现，在过渡过程中，系统经历了曲折的细长核的配置，这是由两个原始的球形核融合形成的。
2009-08-27 astro-ph.SR cond-mat.other nucl-th
Recent progress on understanding "pasta" phases in dense stars
在超新星的核心和中子星的壳中，原子核可以采取有趣的形状，如棒或板等，它们被称为核“面食”。“最近，我们一直在研究面食阶段，重点是量子分子动力学（QMD）方法的动力学方面。我们回顾了我们的研究结果在以下主题：动态形成的面食阶段冷却下来的热均匀的核物质的密度与温度平面上的相图，压缩和它们的机制引起的面食阶段之间的结构转变。本文还讨论了我们工作中所用到的核相互作用的性质。
2005-12-06 astro-ph nucl-th
Dynamical response of the nuclear pasta in neutron star crusts
核面食--一种新的物质状态，核子排列成各种复杂的形状--预计将在中子星的地壳和核心坍缩超新星中发现，其亚核密度约为$10^{14}$ g/cm $^3$。由于挫折，一种从短程核吸引力和长程库仑排斥力之间的竞争中出现的现象，核面食显示出独特的低能激发的优势。这些激发可能对许多输运性质产生强烈影响，例如中微子在恒星环境中的传播。原子核的激发光谱是通过涉及多达100，000个核子的分子动力学模拟计算的。在1 - 2 MeV的能量范围内，pasta的动态响应表现为经典的等离子体振荡。此外，在低能量下发现相当大的强度。然而，这种低能强度在包含单个代表性重核的简单离子模型中是缺失的。低能量强度的动态响应中观察到的面食很可能是一个密度波，涉及内部自由度的集群。
2005-08-23 astro-ph nucl-th
Nuclear pasta in hot dense matter and its implications for neutrino scattering
我们发现当物质接近β平衡时，有限温度效应会大大降低亚核密度下富中子物质中大核子团簇的丰度。大的原子核和奇异的非球形原子核结构称为pasta，在$T=0$向均匀物质过渡的附近，它们在相对较低的温度下溶解。对于接近β-平衡的物质，我们发现对于现实的状态方程，面食熔化温度为$T_m^β\simeq 4\pm 1$ ~MeV。面食溶解的机制进行了讨论，并在一般情况下，$T_m^β$被证明是敏感的质子馏分。我们发现，相干中微子散射的核和面食作出适度的贡献，在超新星和中子星合并遇到的条件下的不透明度。银河系超新星中微子信号的影响进行了简要讨论。
2017-10-27 astro-ph.HE nucl-th
A Survey of Nuclear Pasta in the Intermediate Density Regime: Structure Functions for Neutrino Scattering
背景资料：由于长程库仑力和短程强作用力之间的竞争而产生的核面食物质被认为存在于天体物理场景中，例如中子星和核心坍缩超新星。它的结构可以对中微子的传输或中子星的潮汐变形性产生很大的影响。目的：我们研究了核面对中微子相互作用的影响，并将结果与均匀物质进行了比较。方法：利用密度泛函理论计算了核物质的弹性和非弹性静态结构因子，其中包含了中微子散射的主要核输入。结果：每个面食结构在弹性结构因子中留下了独特的印记，并大大增强。所有构型的非弹性结构因子非常相似。结论：核面对中微子中性流散射不透明度有显著影响。而对于非弹性反应的截面减少，弹性相干散射显着增加。这种效应对于中子星的冷却以及核心坍缩超新星模型都很重要。
2019-12-22 astro-ph.HE nucl-th
The pasta phase and its consequences on neutrino opacities
在本文中，我们计算了与中微子不透明度有关的扩散系数，考虑了低密度核团和均匀物质的形成。我们的研究结果表明，平均自由程显着改变的存在下，在恒星物质的核面食相比，与均匀的物质得到的结果。中微子不透明度的这些差异肯定会影响质子中子星的开尔文-亥姆霍兹相位，从而影响超新星爆炸模拟的结果。
2010-11-03 astro-ph.HE nucl-th
Pasta phases within the QMC model
本文研究了核物质和中子星物质的低密度区。在这个区域的面食阶段的存在下进行的夸克-介子耦合（QMC）模型，其中包括夸克自由度的范围内搜索。固定的质子分数被认为是，以及核物质在β平衡在零温度。我们讨论了最近的尝试，以更好地了解共存相制度的表面能，我们提出的结果表明，存在的面食相的表面能系数的一些选择。我们还分析了核面对中子星某些性质的影响。包含pasta相的状态方程将成为未来用于超新星模拟的完整网格的一部分。
2016-10-19 nucl-th
Pairing effects in nuclear pasta phase within the relativistic Thomas-Fermi formalism
本文研究了质子中子星早期和其它条件下，电子包围的非均匀核物质中的配对效应。在Wigner-Seitz单元中，在Wigner-Fermi近似下，解决了所谓的核面食相在亚饱和密度。这个问题的解决对于理解超新星爆炸后新生的中子星的物理性质具有重要意义。结果表明，在某些条件下，面团相比均匀核物质更稳定，并研究了在确定这些稳定相时对力的相关性。
2021-11-26 nucl-th
Dynamical Simulation of Nuclear "Pasta": Soft Condensed Matter in Dense Stars
二十多年前，人们预测原子核可以具有有趣的形状，如棒或板等，在超新星的核心和中子星的外壳中。这些非球形的核被称为核“面”。近年来，我们用量子分子动力学（QMD）方法研究了pasta相的动力学，为这一体系的研究开辟了新的方向。我们的研究结果包括：通过冷却热的均匀核物质动态地形成面团相;在密度与温度平面中的相图;通过压缩诱导的面团相之间的结构转变以及它们进行的机制的阐明。在这篇文章中，我们给出了面食阶段的基础物理学和天体物理学的概述，并回顾我们的工作，为其他领域的读者。
2007-05-10 astro-ph cond-mat.soft nucl-th
Modeling Nuclear Pasta and the Transition to Uniform Nuclear Matter with the 3D Skyrme-Hartree-Fock Method at Finite Temperature I: Core-Collapse Supernovae
本文介绍了一种新的三维有限温度Skyrme-Hartree-Fock+BCS方法研究非均匀核物质在密度和温度下向均匀核物质过渡的性质的第一批结果。计算是在一个立方盒子中进行的，代表了物质局部周期结构的一个单元格。对中子密度四极矩的两个独立分量施加约束，以研究物质的总能量密度对晶胞中原子核结构几何形状的依赖关系。这种方法允许自洽建模的影响，如（一）中子滴，导致在外部的中子气体的原子核结构，（二）壳效应的束缚和未束缚的核子，（三）出现的各种奇异的核形状，统称为“核面食”和（四）这些结构的溶解成均匀的核物质的密度和/或温度增加。本文的第一部分报道了大质量恒星核塌缩中非均匀核物质性质的计算。计算在重子数密度为$n_{\rm b}$ = 0.04 - 0.12 fm $^{\rm -3}$，质子分数为$y_{\rm p}=0.3$和温度范围为0 - 7.5 MeV。出现了各种各样的核形状。有人建议，在面食政权的过渡到均匀的物质，在过渡，物质的热力学性质的变化不连续的，化学性质的变化平稳。
2009-04-30 astro-ph.SR nucl-th
Phase transitions in Core-Collapse Supernova Matter at sub-saturation densities
我们进行了三维，有限温度Skyrme-Hartree-Fock研究的非均匀核物质，以确定临界密度和温度之间的pasta相和均匀物质的相变及其性质。我们采用四种不同的参数化的Skyrme核能密度泛函，SkM $^*$，SLy 4，NRAPR和SQMC 700，其中跨越一系列的饱和密度对称性能量行为的各种核实验探针的约束。对于这些相互作用中的每一个，我们计算的自由能，压力，熵和化学势的范围内的粒子数密度的核面食相预计存在，0.02 - 0.12 fm $^{-3}$，温度2 - 8兆电子伏和质子分数为0.3。我们发现明确的证据一阶相变均匀的物质，未软化的面食阶段的存在。没有确凿的迹象之间的面食阶段的一阶相变观察，有人认为，热力学量不断变化的权利，一阶相变均匀的物质。我们比较我们的结果与热力学spinodals计算使用相同的Skyrme参数化，发现短程库仑相关性和量子壳效应的影响，包括在我们的模型导致的面食阶段存在的密度高达0.1 fm $^{-3}$以上的spinodal边界，从而增加过渡密度均匀的物质相同的量。过渡密度，否则被证明是不敏感的对称性能量在饱和密度的范围内的各种实验约束的一致性约束，并可以被视为是一个很好的确定量。
2014-11-07 nucl-th
Thermodynamic properties of nuclear "pasta" in neutron star crusts
得到了零温下中子星物质在亚核密度下的平衡相图。采用可压缩液滴模型，考虑了球形、棒状和板状核以及球形和棒状核泡。这个模型的目的是把不确定性的核表面张力和质子化学势滴中子气体。所得相图表明，对于这些量的典型值，具有棒状核和板状核的相在低于系统变得均匀的点的密度下以库仑晶格的形式出现。热波动导致位移的核从他们的平衡位置被认为是通过明确的评估其弹性常数，这些波动可以有效地破坏层状晶格的板状核的温度区域中的典型的物质在中子星地壳。
2000-07-08 astro-ph nucl-th
Appearance of the Single Gyroid Network Phase in Nuclear Pasta Matter
在超新星爆炸的条件下，核物质会展开成各种各样的空间结构相，称为核面食。通过对周期性晶格的静态和动态Hartree-Fock模拟，我们研究了具有负弯曲界面的周期性网络结构在核面结构中的作用。作为最突出的结果，我们确定了第一次的{ \it单螺旋}网络结构的立方手性$I4_123$对称性，一个众所周知的配置在纳米结构的软物质系统，作为一个动态状态和作为一个冷却的静态解决方案。在动力学模拟的过程中自发地形成了单螺旋结构。大多数是同质异能态。与基态的非常小的能量差异表明其与核团结构的相关性。
2014-10-31 astro-ph.HE nucl-th
The effect of the energy functional on the pasta-phase properties of catalysed neutron stars
核面食，这是一个不均匀分布的核物质的非球形集群结构的特点，预计将发生在一个狭窄的空间区域的底部的内壳的中子星，但面食层的宽度是强烈的模型依赖。在可压缩液滴模型的框架下，利用贝叶斯推断推方法分析了从头算手征微扰理论计算和核质量实验测量对次饱和能泛函和表面张力的约束.后验模型被用来获得一般的预测控制不确定性的地壳面食和面食核心过渡。相关性研究允许提取最有影响力的参数计算的面食阶段。强调了高阶经验参数和表面张力的重要作用。
2021-11-08 astro-ph.HE nucl-th
Properties of pasta phases in catalyzed neutron stars
奇特的非球形核结构，被称为"面食”相，预计存在于中子星的内壳底部。我们研究这些配置的性质，在催化中子星内的可压缩液滴模型的方法，与表面参数优化，以重现实验核质量。我们的研究结果表明，面食相的性能表现出很强的模型依赖性。为了估计模型的不确定性，进行贝叶斯分析，结合信息从核物理实验和手征微扰理论计算与天体物理观测。推断的后验分布进行了讨论，特别侧重于低密度能量泛函的预测效果。
2022-06-16 astro-ph.HE nucl-th
Quantum Nuclear Pasta and Nuclear Symmetry Energy
复杂而奇特的核几何形状预计将自然出现在密集的核物质中，这些物质发现于中子星和超新星环境的地壳中，统称为核面食。pasta几何依赖于平均重子密度、质子分数和温度，并且在确定超新星和中子星地壳中物质的许多输运性质方面至关重要。使用一组自洽的微观核能密度泛函，我们提出的第一个结果的大规模量子模拟的面食阶段在重子密度$0.03 \leq ρ\leq 0.10$ FM $^{-3}$，质子分数$0.05 \leq Y_p \leq 0.40$，和零温度。特别是完整的量子模拟，使我们能够彻底调查的作用和影响的核对称性能量的面食配置。我们使用Sky 3D代码，解决了三维笛卡尔网格上的Skyrme Hartree-Fock方程。对于核相互作用，我们使用最先进的UNEDF 1参数化，这是介绍了研究大变形的核，因此是适合的核面食的研究。核对称能的密度依赖性是通过调整两个纯粹的isovector观测值，是不敏感的，目前可用的实验数据模拟。我们发现，一个最小的核子总数$A=2000$是必要的，以防止包含虚假壳效应的结果，并尽量减少有限尺寸的影响。我们发现，在中子星壳中存在着多种核面几何结构，其结果强烈依赖于核对称能。随着质子分数的增加，核对称能的影响不那么明显。在$T=0$ MeV的量子核面食计算被证明很容易陷入亚稳态，并讨论了可能的补救措施，以避免亚稳态的解决方案。
2017-03-04 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Fluctuations in the pasta phase
接近饱和密度的重子物质很可能呈现复杂的非均匀结构，统称为pasta相。在有限的温度下，不同的几何结构预计将共存，对中子星地壳的导电性和中微子在超新星物质中的传输的潜在后果。在一个统计的多组分方法的框架中，我们计算的组成物质在面食阶段考虑密度，质子分数，和几何形状的波动。使用一个现实的能量泛函从相对论平均场论和温度和同位旋依赖的表面张力拟合从Pastas-Fermi计算，我们表明，不同的几何形状可以共存于一个大部分的意大利面相，下到温度的顺序的结晶温度的中子星地壳。定量估计的电荷波动。
2021-05-07 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Quantum Simulations of Nuclei and Nuclear Pasta with the Multi-resolution Adaptive Numerical Environment for Scientific Simulations
中子星和超新星物质的密度刚好低于核物质饱和密度，预计会形成一个奇特形状的晶格。这些所谓的核面食阶段是由库仑挫折造成的。它们的弹性和输运性质被认为对中子星的热演化、磁场演化、自转和振荡起着重要的作用。此外，它们可以影响核心坍缩超新星中的中微子不透明度。在这项工作中，我们提出了证明的原则3D Skyrme Hartree-Fock（SHF）模拟核面食与多分辨率自适应数值环境科学模拟（MADNESS）。我们进行基准研究$^{16} \mathrm{O}$，$^{208} \mathrm{Pb}$和$^{238} \mathrm{U}$核基态和计算结合能通过三维SHF模拟。实验测得的结合能，以及从一个既定的SHF代码与理论预测值的结果进行比较。核面食模拟初始化在所谓的华夫几何获得的印第安纳大学分子动力学（IUMD）代码。晶胞尺寸为24 μ m，平均密度约为$ρ= 0.05 \:\mathrm{fm}^{-3}$，质子分数约为$Y_p = 0.3$，温度约为$T=0\:$ MeV.我们的计算再现了具有不同几何形状的轻核和重核的结合能和形状。对于面食模拟，我们发现，最终的几何形状是非常相似的初始华夫饼状态。在目前的pasta计算中，自旋轨道力没有包括在内，但将来会加入。在MADNESS框架内，我们可以成功地进行非均匀核物质的计算。通过使用来自IUMD的pasta配置，可以探索不同的几何形状并测…
2016-03-21 astro-ph.IM astro-ph.SR nucl-th
Effects of Neutrino Trapping on Thermodynamic Properties of Nuclear ``Pasta''
本文研究了在中微子简并气体存在下，物质在亚核密度下的几何结构。采用可压缩液滴模型，考虑了球形、圆柱形和平面形晶核以及球形和圆柱形晶核气泡的结晶相。该模型允许的不确定性轻子分数$Y_{\rm L}$除了那些在核表面张力$E_{\rm surf}$和质子化学势在体中子物质$μ_{\rm p}^{(0)}$。在零温度下获得的相图表明，只有具有棒状和板状核的相在典型的$Y_{\rm L}$、$E_{\rm surf}$和$μ_{\rm p}^{(0)}$值下出现，而气泡相，特别是具有球形气泡的气泡相，最好是在假设的较低的$Y_{\rm L}$和/或$E_{\rm surf}$值下出现。对于棒状和板状核，热致位移计算从各自的弹性常数。研究发现，在超新星核心的温度下，热涨落会破坏板状核的层状晶格，几乎与核模型和中微子简并度无关。
2000-08-07 astro-ph nucl-th
Nuclear pasta structures at high temperatures
本文在相对论平均场模型的框架下，采用高斯-费米近似，研究了高温下原子核的pasta结构。获得典型的面食结构（液滴、棒、板、管和气泡），其形成各种晶体构型。这些核面食的属性检查在一个三维的几何形状与反射对称性，其中最佳的晶格常数是固定的复制液滴/气泡密度，最大限度地减少自由能采用球形或圆柱形近似的维格纳-塞茨细胞。发现不同的晶体结构可以通过体积守恒变形相互演化。对于固定的密度和温度，不同形状和晶格结构的核面团的每个重子的自由能的差异通常在几十keV的数量级上，这表明这些结构可能共存。随着温度的升高，热力学波动预计会破坏核面食结构的长程有序。然后，我们估计的临界条件核面食变得无序，表现得像液体，这是敏感的密度，温度，质子分数，和核形状。如果我们进一步提高温度，最终核团的不均匀结构变得不稳定，并转化为均匀的核物质。估计了核物质的相图，这对理解中子星的演化、超新星动力学和双中子星合并等问题有一定的参考价值。
2022-09-27 astro-ph.HE nucl-th
Curvature effect on nuclear pasta: Is it helpful for gyroid appearance?
在超新星核心和中子星壳中，原子核被认为会变形为棒状和片状，通常被称为核面食。本文用曲率修正的液滴模型研究了核团的平衡性质。它被证实，曲率效应的作用，以降低不同形状之间的过渡密度。我们还研究了螺旋状结构，这是最近建议作为一个不同类型的核面食类比的聚合物系统。本文研究的回转面结构近似地表示为平均曲率为零的周期极小曲面的延拓。与我们的预期相反，我们发现从目前的近似公式，曲率修正的行为略有不利的螺旋结构的外观。通过比较的能量校正的回转体阶段和假设的阶段组成的d维领域，其中d是一个一般的维数，我们表明，回转体是不可能属于一个家庭的广义维领域。
2011-07-10 astro-ph.HE nucl-th
Neutrino diffusion in the pasta phase matter within the Thomas-Fermi approach
本文研究了中微子在非均匀核物质中的行为和性质。核物质本身由非线性Walecka模型建模，其中所谓的核面团相使用Wigner-Seitz单元中求解的Wigner-Fermi近似来描述。我们得到的总截面和平均自由程的中微子，考虑到散射和中微子吸收，并比较两种已知的模型参数化的最终结果：一种是在强扇区的非线性效应明确地写在模型拉格朗日和另一个在其中的耦合常数是密度相关的。这个问题的解决对于理解超新星爆炸后新生中子星中中微子的扩散具有重要意义。
2015-05-25 astro-ph.HE nucl-th
Three-dimensional calculation of inhomogeneous structure in low-density nuclear matter
在与中子星地壳区和超新星坍缩阶段有关的低密度核物质中，可能存在称为“核面食”的非均匀结构。迄今为止，对核物质的研究大多采用Wigner-Seitz盒近似，并对液滴、棒、板等几何结构进行了分析，本文基于相对论平均场模型，在相对论平均场近似下，对β平衡下质子比固定的非均匀核物质进行了全三维计算。在我们的计算中，观察到典型的面食结构。但各面状结构的密度区域存在一定差异。
2011-06-17 astro-ph.SR nucl-th
Nuclear pasta and symmetry energy in the relativistic point-coupling model
低密度核物质的不均匀结构，被称为核面食，预计不仅会出现在中子星的内壳中，而且还会出现在核心坍缩的超新星爆炸和中子星合并中。我们利用费密近似对低密度区的非均匀核物质和中子星物质进行了全三维计算。核相互作用用相对论平均场方法描述，用点耦合相互作用代替每个通道中的介子交换作用。通过在等尺度矢量相互作用和等矢量矢量相互作用之间引入耦合项，我们研究了核对称能及其密度依赖性对pasta结构的影响。研究发现，丰中子物质中的pasta相的性质强烈依赖于对称能及其斜率。除了典型的形状，如液滴，棒，板，管和气泡，一些中间面食结构也观察到在冷恒星物质与相对较大的质子分数。我们发现，非球形的形状是不可能形成的中子星壳，因为质子分数在$β$平衡是相当小的。内壳的性质可能导致中子星半径的明显差异。
2021-04-06 astro-ph.HE nucl-th
A Survey of Nuclear Pasta in the Intermediate Density Regime I: Shapes and Energies
背景资料：由于长程库仑力和短程强作用力之间的竞争而出现的核面食，被认为存在于天体物理场景中，例如中子星和核心坍缩超新星。它的结构可以对中微子的传输或中子星的潮汐变形性产生很大的影响。目的：我们研究了几种可能的面食配置，所有这些最小的表面配置，预计将出现在核面食的中密度制度，即约40%的核饱和密度。特别是，我们感兴趣的能量谱考虑不同的面食配置。方法：采用密度泛函理论（DFT）方法，通过优化周期长度，计算了质子含量XP = 1/10，1/3和1/2时不同构型的结合能.我们研究有限温度效应和电子屏蔽的影响。结果：与均匀物质相比，核糊显著降低能量，尤其是对于$X_P \geq 1/3$。然而，不同的构型具有非常相似的结合能。对于大的质子含量，$X_P \geq 1/3$，意大利面配置是非常稳定的，对于较低的质子含量，几兆电子伏的温度就足以过渡到均匀的物质。电子屏蔽对原子核的结合能影响不大，但增加了原子核的周期长度。结论：中密度状态下的核面食降低了所研究的所有质子部分的物质能量。它甚至可以在几MeV的高温下存活。由于各种构型具有非常相似的能量，因此可以预期许多构型已经可以在低温度下同时共存。
2019-06-19 astro-ph.HE nucl-th
Nuclear pasta in hot and dense matter and its influence on the equation of state for astrophysical simulations
我们探讨了超新星物质中出现的核面食的性质，即，在有限温度下的物质，具有固定的质子分数。用可压缩液滴模型研究了具有一系列几何形状的pasta相，在该模型中，核物质分离成核子的稠密液相和核子与$α$粒子的稀气相.两个共存相的平衡条件是由最小化的总自由能，包括表面和库仑贡献，这是明显不同于吉布斯条件的相平衡，由于有限尺寸效应。与只考虑球形核的结果相比，pasta相的引入可以延迟向均匀物质的转变，并扩大相图中的非均匀物质区域。用CLD模型计算得到的热力学量与用Thomas-Fermi近似进行天体物理模拟的实际状态方程表中的热力学量是一致的。据发现，各种面食形状的密度范围取决于温度$T$和质子分数$Y_p$。此外，核对称能及其密度依赖性可能在确定pasta相的性质中起着至关重要的作用。我们的研究结果表明，pasta相图是最敏感的依赖于对称能斜率$L$，特别是在低-$Y_p$和高-$T$区域。
2020-07-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Time-Dependent Hartree-Fock Approach to Nuclear Pasta at Finite Temperature
我们提出了模拟中子丰富的物质在亚核密度，如超新星物质，与时间相关的Hartree-Fock近似在几兆电子伏的温度。初始状态由随机分布在空间中的$α$粒子组成，这些粒子在动量空间中具有麦克斯韦-玻尔兹曼分布。加上费米分布平面波初始化的中子背景，计算反映了天体物理物质的合理近似。这种物质演变成球形、棒状和板状形状及其混合物。模拟采用周期性三维网格中的完整Skyrme相互作用。通过改进的形态分析的基础上Minkowski泛函，所有八个面食形状可以唯一地确定只有两个估值的符号，即欧拉特征和积分平均曲率。此外，我们提出了细胞密度分布的方差作为区分面食物质从均匀的物质的措施。
2013-03-28 astro-ph.HE nucl-th
Gyroid Phase in Nuclear Pasta
核物质被认为是不均匀的亚核密度，实现在超新星核心和中子星壳，和核物质的结构变化从球形到圆柱，板，圆柱孔和球形孔的密度增加。在这封信中，我们讨论了其他可能的结构，即螺旋形和双金刚石形态，这是在嵌段共聚物中发现的周期性双连续结构。利用可压缩的液滴模型，我们评估他们的表面和库仑能量，并表明有一个机会的回旋外观附近的过渡点从一个圆柱体到一个平板。原子核和聚合物系统之间的这种有趣的类比不仅仅是定性的。两个系统在相变时的体积分数也相似。虽然最初列出的五种形状长期以来一直被认为是所谓的核面食在亚核密度的唯一主要成分，我们的研究结果意味着，这可能不是这种情况下，并建议核面食，包括gyroid阶段需要更详细的研究。
2009-09-17 astro-ph.HE cond-mat.soft nucl-th
Nuclear pasta structures and symmetry energy
本文在相对论平均场模型的基本框架下，采用反射对称性，研究了低密度核物质在三维几何中的结构。通过对平均场进行快速余弦变换展开，并仅考虑单胞的一个八分圆，提高了数值计算的精度和效率。有限单元尺寸的影响被仔细处理，通过寻找最佳的单元尺寸。典型的面食结构（液滴，棒，板，管，和气泡）安排在各种结晶配置获得固定的质子馏分和$β$平衡。研究发现，体心立方（BCC）和面心立方（FCC）晶格中液滴/气泡的性质相似，随着密度的增加，面心立方晶格通常比体心立方晶格更稳定。对于杆/管相，蜂窝晶格总是比简单晶格更稳定。通过引入$ω$ - $ρ$交叉耦合项，我们进一步研究了具有较小对称能$L = 41.34$ MeV斜率的pasta结构，这预示着核壳转变和非球形核的起始密度较大。由于$L$的减少而引起的这种变化预计会对中子星、超新星动力学和双中子星合并中的各种性质产生影响。
2021-05-19 astro-ph.HE nucl-th
Low density nuclear matter with quantum molecular dynamics : The role of the symmetry energy
我们研究了与同位旋相关的核力对中子星内壳中pasta相的影响。为此，我们模拟地壳的量子分子动力学（QMD）的框架内。为了最大限度地提高数值性能，一个新开发的代码已经在GPU处理器上实现。作为地壳研究的第一个应用程序，我们调查的依赖性的特定面食阶段的相互作用的同位旋依赖性，包括在这个部门的相互作用的非线性项。我们的研究结果表明，在早期的研究相比，面食相的相图是不是很敏感的同位旋效应。我们发现，提取的同位旋参数，如不对称能量和斜率的数值数据的影响，高阶项的不对称依赖的能量每个粒子。此外，从意大利面到均匀相的快速过渡被观察到，即使是典型的超新星环境的质子-中子比。
2016-08-25 astro-ph.SR nucl-th
Nuclear Pasta and Crustal Quasi-Periodic Oscillations in Neutron Star
INFN, Sezione di Pisa（意大利国家核物理研究所比萨分部）；Dipartimento di Fisica, Università di Pisa（比萨大学物理系）
本研究通过贝叶斯方法分析中子星核 pasta 结构及其对准周期振荡的影响，揭示了对称能参数与振荡频率的关联。
2026-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Astromaterial Science and Nuclear Pasta
我们将“天体材料科学”定义为研究质量上比地球上的材料密度大的天体中的材料。天体材料可以具有与其大密度相关的独特性质，尽管它们可能以类似于更传统的材料的方式组织。通过类比地球材料，我们把我们的研究天体材料分为硬和软，并讨论每一个例子。这里讨论的硬天体材料是一种晶格，例如冷白矮星内部和中子星外壳中的库仑晶体，而软天体材料是在中子星内部外壳中发现的核团。特别是，我们讨论了如何分子动力学模拟已被用来计算天体材料的属性来解释观测的白矮星和中子星。研究库仑晶体是为了了解致密恒星是如何冻结的。它们令人难以置信的强度可能使旋转中子星上的地壳“山脉”成为激光干涉引力波天文台（LIGO）可能探测到的引力波的来源。在中子星壳底部附近，预计会有密度为$10^{14}$ g/cm $^3$的核团。核吸引力和库仑排斥力之间的竞争将中子和质子重新排列成复杂的非球形形状，如片状（千层面）或管状（意大利面条）。半经典分子动力学模拟的核面食已被用来研究这些阶段，并计算其输运性质，如中微子不透明度，热导率和电导率。中子星的观测可能对这些性质很敏感，可以用来解释超新星中微子、磁场衰变和吸积中子星地壳冷却的观测。最后，我们将核面食形状与生物系统中看到的一些类似形状进行比较。
2017-06-26 astro-ph.HE cond-mat.mtrl-sci cond-mat.soft
The cooling of the Cassiopeia A neutron star as a probe of the nuclear symmetry energy and nuclear pasta
在过去的十年中，对Cas A超新星遗迹中的中子星的X射线观测表明，这颗恒星的表面温度正在迅速下降$\approx$ $2-5.5\%$。一种解释认为，快速冷却是由恒星核心的中子超流引发的，导致中子库珀对断裂和形成（PBF）的中微子发射增强。使用一致的中子星地壳和核心状态方程（EOS）和成分，我们探讨了这种解释的灵敏度密度依赖的对称性能量$L$的EOS，并加强中微子冷却的存在下，在地壳“核面食”的气泡阶段。在保守的范围内的中子星质量和信封组成的冷却建模，我们发现$L\lesssim70$兆电子伏，与地球上的实验约束和其他天体物理观测的竞争。对于接近$M\gtrsim 1.65 M_{\odot}$的最可能质量的质量，约束变得更加严格$35\lesssim L\lesssim 55$ MeV。包含的气泡冷却过程降低了恒星在PBF阶段的冷却速率，只有当$L\lesssim45$ MeV，考虑到所有的质量，对应于中子星半径$\lesssim 11$公里，匹配观察到的速率。
2013-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Elastic properties of nuclear pasta in a fully three-dimensional geometry
在相对论平均场模型的框架下，考虑反射对称性的全三维几何结构，采用大应变（$\varepsilon \lesssim 0.5$）方法，在T-Fermi近似下，对中子星物质的弹性性质进行了较为真实的估计.我们的计算证实了假设库仑晶体的液滴相以上的中子滴密度，但并不工作在大密度，因为弹性常数被发现后，达到其峰值降低的有效性。同样，在不可压缩的液滴模型中导出的解析公式在小密度下对棒相给出了很好的描述，这高估了较大密度下的弹性常数。对于平板，由于忽略了其厚度的变化，由液滴模型得到的解析公式与我们的数值估计在定性上一致，但在定量上不一致。通过对数值结果的拟合，引入阻尼因子对解析公式进行了改进。核对称能的影响，采用两个参数集，对应的对称能$L = 41.34$和89.39 MeV的斜率检查。即使考虑到多晶各向异性引起的不确定性，用$L = 41.34$和89.39 MeV得到的中子星物质的弹性性质也有明显的不同，从而导致不同中子星活动的可探测性差异。
2023-02-15 astro-ph.HE nucl-th
Links Between Heavy Ion and Astrophysics
重离子实验为检验天体物理模型提供了重要数据。高密度状态方程可以在HI碰撞中探测到，并应用于核塌缩超新星中形成的热质子中子星。宇称半径实验（PREX）旨在利用宇称违反电子散射精确测量$^{208}$ Pb的中子半径。这决定了富中子物质的压力和对称能的密度依赖性。在中子星壳和超新星中，核吸引力和库仑排斥力之间的竞争可以形成奇特的形状，称为核面食。这种竞争可以用多重断裂HI反应来探测。我们使用大尺度半经典模拟来研究超新星中的非均匀富中子物质。我们发现天体物理系统中的库仑相互作用抑制了密度涨落。结果，不存在一级液汽相变。最后，低密度物质的维里展开表明，核汽相是复杂的，除了自由核子外，还含有大量的α粒子和其他轻核。
2006-02-13 astro-ph nucl-th
Nuclear Waffles
在超新星和中子星中发现的密集的富含中子的物质预计会形成复杂的不均匀相，称为核面食。面食形状取决于密度、温度和质子分数，并决定了超新星和中子星壳的许多输运性质。我们使用两个最近开发的混合CPU/GPU代码进行大规模的分子动力学（MD）模拟与$51200$和$409600$核子的核面食。从MD模拟的输出，我们描述的拓扑结构和计算两个可观的径向分布函数$g(r)$和结构因子$S(q)$，系统的质子分数$Y_p=0.10, 0.20, 0.30$和$0.40$在约三分之一的核饱和密度和温度附近的$1.0$兆电子伏。我们观察到，两个最低的质子分数系统模拟，$Y_p=0.10$和$0.20$，迅速平衡，形成液体状结构。同时，两个更高质子分数的系统，$Y_p=0.30$和$0.40$，需要更长的时间来平衡和组织自己在固体状的周期性结构。此外，$Y_p=0.40$系统由通过缺陷互连的板（千层面相）组成，而$Y_p=0.30$系统由一堆穿孔板（核华夫饼相）组成。在我们的MD模拟质子分数$Y_p\ge0.30$的周期性配置中观察到的质子和中子的结构因子$S(q)$，这涉及到超新星和中子星地壳的许多输运性质的重要后果。对华夫相及其结构如何取决于温度、模拟尺寸和筛选长度的详细研究表明，有限尺寸效应似乎受到控制，而且华夫相中的板在略高于$1.0$ MeV的温度下合并，板中的孔在略低于$1.0$ MeV的温度…
2014-11-03 astro-ph.HE nucl-th
Molecular Dynamics for Dense Matter
本文综述了核子多体系统的一种分子动力学方法--量子分子动力学（QMD），以及我们用这种方法所做的研究。这些研究涉及与中子星壳、超新星核心和重离子碰撞有关的核物质的结构和动力学。量子分子动力学的一个重要优点是可以在不对原子核结构作任何假设的情况下研究核子多体系统的动力学过程。首先，我们集中在低密度核物质的不均匀结构，不仅包括球形核，而且包括核“面食”，即，杆状和板状核。我们证明了在核物质的基态和平衡态中可以出现pasta相，而不需要假定核的形状。接下来，我们展示了我们对核物质压缩的模拟，它对应于超新星的坍缩阶段。随着密度的增加，球形核的结晶固体通过连接相邻的核而变成三角形的棒状晶格。最后，我们讨论了膨胀核物质中碎片的形成。我们的研究结果表明，一个普遍接受的方案的基础上的液-气相变是不合理的在较低的温度。
2012-07-05 astro-ph.SR cond-mat.other nucl-th
Reducing Uncertainties in the Production of the Gamma Emitting Nuclei 26Al, 44Ti, and 60Fe in Core Collapse Supernovae by Using Effective Helium Burning Rates
我们用氦燃烧反应的有效反应速率（ERR）来预测核坍缩超新星中γ发射核26 Al、44 Ti和60 Fe的产额。ERR允许的反应速率值的预测产率的变化比以前得到的小得多，并且比其他不确定性小。一个基于超新星前结构的超新星核合成产额的“过滤器”被用来估计失败的超新星对初始质量函数平均产额的影响;这大大降低了所有这些同位素的产额，但预测的产额比60 Fe/26 Al几乎没有受到影响。这个比率的鲁棒性是有希望的数据比较，但它是大于观察到的性质，这种差异的可能原因进行了讨论。
2017-04-05 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Propagating Uncertainties from Nuclear Physics to Gamma-rays in Core Collapse Supernovae
Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Michigan State University（密歇根州立大学）；North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学）；Triangle Universities Nuclear Laboratory（三角大学核实验室）；Theoretisch-Physikalisches Institut, Friedrich-Schiller-Universität Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学理论物理研究所）；Universitat de Valencia（瓦伦西亚大学）；University of Victoria（维多利亚大学）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；School of Physics, Engineering and Technology, University of York（约克大学物理、工程与技术学院）；Louisiana State University（路易斯安那州立大学）；Technische Universität Darmstadt（达姆施塔特工业大学）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung GmbH（德国重离子研究中心）；Max-Planck-Institut für Kernphysik（马克斯·普朗克核物理研究所）
本文探讨了通过核物理和天体物理不确定性最小化，利用超新星产率探测超新星引擎和致密物质物理的潜力。
2026-01-08 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Nuclear physics uncertainties in neutrino-driven, neutron-rich supernova ejecta
核心坍缩超新星（CCSNe）中的中子驱动喷出物提供了一个有趣的天体物理场景，其中Sr和Ag之间的较轻的重元素可以合成。以前的研究强调了（$α,n$）反应在这些元素的产生中所起的重要作用，特别是在富中子和富α环境中。本文研究了在不同天体物理条件下元素丰度对特定（$α,n$）反应速率不确定度的敏感性。在蒙特卡洛核合成研究超过36个代表性的天体物理风条件下，我们已经确定了最重要的反应的基础上，他们对最终元素丰度的影响。对这些反应的实验研究将减少核合成的不确定性，并有可能利用观测来了解较轻重元素的起源及其形成的天体物理条件。
2020-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
The Neutrino Opacity of Neutron Star Inner Crust
对中子星、原中子星和坍缩超新星中的丰中子物质的研究，有助于进一步了解核物质在高度非对称核中的行为。在这些系统中存在异质结构，通常被称为核团。为了研究结构对中微子不透明度的影响，我们采用已用于研究核多重碎裂的半经典分子动力学模型，研究了不同热力学条件下非均匀物质的中微子不透明度动力学。对于不同的密度、质子分数和温度，我们计算了甚长程不透明度和团簇分布。中微子不透明度对核塌缩超新星的演化和中微子散射具有重要意义。
2017-04-19 nucl-th
Synoptic Sky Surveys and the Diffuse Supernova Neutrino Background: Removing Astrophysical Uncertainties and Revealing Invisible Supernovae
在我们的宇宙视界内，来自所有核心坍缩超新星的累积（反）中微子产生产生了弥散超新星中微子背景（DSNB），这是在可探测性的边缘。观测到的流量取决于超新星物理学，但也取决于超新星爆炸的宇宙历史;目前，宇宙超新星爆发率引入了相当大的（+/-40%）不确定性，主要是通过其绝对标准化。然而，一种新的宽视场重复扫描（天气）光学天空调查即将上线，并将以前所未有的深度，完整性和动态范围在时域中绘制天空。我们表明，这些调查将获得宇宙超新星率直接计数，在一个公正的方式和高统计，从而将允许精确的预测DSNB。即将进行的巡天将大大减少DSNB源历史的不确定性，预计将由系统学主导+/-5%，因此观测到的高能通量将测试超新星中微子物理学。即将进行的巡天观测可到达的宇宙部分（z < 1）包括预期的10-26 MeV DSNB事件率的大部分（约87%）的祖先。我们表明，精确测定（光学检测）宇宙超新星的历史也将使DSNB成为一个强大的探测器的额外的中微子通量从光学不可见的超新星，这可能是看不见的，无论是由于意外的大尘埃遮蔽在宿主星系，或因为一些核心坍缩事件直接进行黑洞的形成，并没有给出一个光学爆发。
2010-03-11 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Impact of Uncertainties in Nuclear Reaction Cross Sections on p-Nucleosynthesis in Thermonuclear Supernovae
本文开发蒙特卡洛后处理方法量化核反应率不确定性对核合成丰度的影响，并应用于Ia型超新星中p-核的产生，发现最终丰度不确定性总体较小且主要由高密度区域主导。
2019-08-16 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Probing hadron-quark phase transition in twin stars using $f$-modes
本研究通过中子星$f$-模引力波探测，利用含“意面相”的模型和普适关系，探讨识别双星及强子-夸克相变性质的可能性，发现第三代探测器有前景但不确定性增加识别难度。
2024-06-05 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
The impact of nuclear uncertainties on the p-process nucleosynthesis in Supernovae
Institut d’Astronomie et d’Astrophysique, Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学天体物理学与天文学研究所）
研究核不确定性对超新星中p-过程核合成的影响，通过多种方法量化相关不确定性，发现光中子发射不确定性主导总体预算，主要源于局部参数变化，许多关键反应涉及稳定核可实验获取，为理解该过程提供新认识。
2026-07-13 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Uncertainties in the production of iron-group nuclides in core-collapse supernovae from Monte Carlo variations of reaction rates
Kogakuin University（工学院大学）；The University of Tokyo（东京大学）；RIKEN Pioneering Research Institute (PRI)（理化学研究所先导研究本部）；National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ)（日本国立天文台）；North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学）；University of Basel（巴塞尔大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）
研究核心坍缩超新星中铁族核素生产的不确定性，通过蒙特卡洛方法分析反应率影响，识别关键反应对放射性核素生产的作用。
2026-01-20 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Uncertainties in the nu p-process: supernova dynamics versus nuclear physics
我们研究超新星动力学以及核数据输入中的不确定性如何影响中微子驱动风中的NUP过程。对于超新星的动力学，我们发现，风终止由前面的密集喷出物壳，以及电子分数（Y_{e, 3} ;在3 10^9 K）起着至关重要的作用。在（1.5-3）10^9 K温度范围内的风终止大大提高了nu p过程的效率。这意味着早期的风阶段，当前面的超新星喷出物的最内层仍然是200-1000公里的中心，是最相关的NUP过程。Y_{e, 3} = 0.52-0.60的流出导致产生高达A=108的p-核，具有令人感兴趣的量。此外，如果达到Y_{e, 3} = 0.65，则可以产生高达A=152的p核。对于核数据输入，我们测试了与pp链区域（A < 12）的爆发相关的速率、重核上的（n，p）速率以及沿着核过程途径的核质量的敏感性。我们发现，一个小的变化率的三α和（n，p）反应56镍导致的p-核生产的实质性变化。我们还发现，96 Pd（N=50）的nup过程的路径上发挥的作用，作为第二个种子核的生产较重的p-核。Zr的核质量的不确定性可能导致p同位素Sr的丰度减少两倍。
2010-12-31 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Nuclear structure uncertainties in coherent elastic neutrino-nucleus scattering
研究了原子核结构的不确定性对描述中微子与原子核相干散射过程的影响。基于一个特定的核模型的参考计算定义和截面，并在我们的银河系中的超新星爆炸产生的中微子，并通过spiritual中子源产生的事件的预期数量进行评估。通过改变参考计算的输入参数，估计它们在截面上和在检测到的事件的数量上的相关性。七个具有不同质子与中子比的球形核被认为是探测器中中微子的可能目标，最轻的是$^{12}$ C和最重的$^{208}$ Pb。核模型的不确定性所产生的影响比超新星中微子通量模型所产生的影响小得多。这使得相干弹性中微子-核散射成为研究中微子源、中微子-核相互作用细节的可靠工具，并最终提取有关核中中子分布的信息。
2020-03-16 nucl-th
Supernova equations of state including full nuclear ensemble with in-medium effects
我们构建了新的状态方程的重子在亚核密度的核心坍缩超新星模拟中使用。各种核的丰度与热力学量一起获得。该公式是对已有模型的推广，其中核子采用了相对论平均场论和TM 1参数集，$d$、$t$、$h$和$α$采用了量子方法，其它核采用了核统计平衡下的液滴模型.本文在准粒子描述的基础上，对除$d$、$t$、$h$和$α$以外的轻核模型进行了重新表述。此外，我们修改了模型，使重核的表面和壳层能量的温度依赖性可以考虑在内。重核的pasta相和$d$、$t$、$h$和$α$的泡利能和自能位移以与前面模型相同的方式考虑。我们发现，在这项工作中的修改，核组成的影响很大，而化学量的变化不大。特别是在$T \sim 1$ MeV以上，壳层效应的冲刷对质量分布有很大的影响.这一改进可能对超新星核心的电子俘获率和相干中微子在核上的散射率产生重要影响。
2017-07-20 astro-ph.HE nucl-th
Phases of hot nuclear matter at subnuclear densities
用量子分子动力学（QMD）模拟研究了亚核密度下热稠密物质的结构。我们利用两点关联函数和Minkowski泛函分析核子分布和核形状，确定相分离线，并根据核结构对核物质的相进行分类。相图表明，由于核物质区的热膨胀，不同原子核结构之间的相界密度随温度的升高而降低。相分离的临界温度对于质子部分$x=0.5$为$\agt 6$ MeV，对于$x=0.3$为$\agt 5$ MeV。我们的结果表明，除了简单的“面食”阶段，超新星核心的“海绵”阶段与负欧拉特征的存在，直到$T \alt 3$ MeV。
2010-03-11 astro-ph cond-mat nucl-th
The Impact of Nuclear Reaction Rate Uncertainties On The Evolution of Core-Collapse Supernova Progenitors
通过将STARLIB反应速率库提供的反应速率概率密度函数与$\texttt{MESA}$恒星模型相结合，探讨了核心坍缩超新星祖先在热核反应速率的复合不确定性方面的性质.我们发展了1000 15 $M_{\odot}$模型从前主序核心O-耗尽在太阳和太阳下的金属丰度为2000 Monte Carlo恒星模型。对于每个恒星模型，我们独立地，同时采样665热核反应速率，并使用它们在一个$\texttt{MESA}$原位反应网络，以下127个同位素从$^{1}$ H到$^{64}$ Zn。在这个框架下，我们调查的核心质量，燃烧寿命，成分和结构特性在五个不同的进化时期。在每个时期，我们测量每个属性的变化的概率分布函数，并计算每个采样反应速率的斯皮尔曼等级相关系数，以确定哪个反应速率对每个属性的变化影响最大。我们发现$^{14}$ N $(p,γ)^{15}$ O、三重$α$、$^{12}$ C $(α,γ)^{16}$ O、$^{12}$ C（$^{12}$ C，$p$）$^{23}$ Na，$^{12}$ C（$^{16}$ O，$p$）$^{27}$ Al，$^{16}$ O（$^{16}$ O，$n$）$^{31}$ S，$^{16}$ O（$^{16}$ O，$p$）$^{31}$ P和$^{16}$ O（$^{16}$ O，$α$）$^{28}$ Si的反应速率决定了所测性能的变化…
2017-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
