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
Deep-Ocean Crusts as Telescopes: Using Live Radioisotopes to Probe Supernova Nucleosynthesis
最近在深海铁锰结壳中发现了活的60 Fe，这些铁锰结壳在大约300万年前的地层中被分离出来。由于60 Fe的平均寿命为220万年，近地超新星是这种信号的唯一可能来源，我们在这里探索超新星起源的后果。我们结合60 Fe数据与几个超新星核合成模型计算超新星距离作为一个功能的祖质量，发现允许的范围为15-120 pc。我们还预测了其他几种放射性同位素的预期信号，这些信号与超新星距离无关。可能存在于接近或高于背景水平的物质有10 Be、26 Al、53 Mn、182 Hf和244 Pu。其中，182 Hf和244 Pu几乎是无背景的，提供了最好的机会来提供强有力的证实60 Fe信号的超新星起源，并证明至少有一些超新星是r过程的来源。我们预测的准确性受到不同质量超新星预测的60 Fe产率的巨大不确定性的阻碍，因此新的地壳数据激发了对这个问题的加倍理论攻击。
2004-10-22 astro-ph
Neutrino-nucleus interaction and supernova r-process nucleosynthesis
我们讨论了与超新星r-过程核合成有关的各种中微子-核相互作用，这可能发生在年轻中子星的中微子驱动风中。这些相互作用包括电子中微子和反中微子在自由核子上的碰撞、电子-中微子在丰中子核上的俘获以及重味中微子与α粒子和丰中子核的中性流相互作用。我们描述了这些相互作用如何影响r-过程核合成，并讨论了它们的影响的物理条件，导致一个成功的超新星r-过程的影响。我们的结论是，可能需要一个低的电子分数和/或一个短的动态时间尺度，以提供足够的中子种子比的r-过程中的中微子驱动的风。在短动态时间尺度的情况下，风必须在r过程期间被包含。可能的机制，可以给一个低的电子分数或包含风进行了讨论。
1996-11-13 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
Explosive nucleosynthesis
许多与伽玛射线天体物理学相关的放射性核是在爆发事件中合成的，例如经典新星和超新星。在这些情况下，爆炸性核合成的最新结果的审查，特别强调随后的伽马射线发射从个别新星和超新星爆炸。还回顾了喷出物的动力学性质对伽马射线发射特征的影响，以及新星和超新星模型中仍然存在的不确定性。
2001-03-26 astro-ph
Nucleosynthesis in Type II supernovae and the abundances in metal-poor stars
我们探讨了各种参数（质量切割，中子过剩，爆炸能量，祖质量）对II型超新星核合成的影响，以解释所观察到的趋势的铁峰元素丰度比（[Cr/Fe]，[Mn/Fe]，[Co/Fe]和[Ni/Fe]）晕星作为金属丰度的函数范围$ -4 \le$ [Fe/H] $\le -2.5$。[Cr[Mn/Fe]和[Mn/Fe]随[Fe/H]的减小而减小，而[Co/Fe]则随[Fe/H]的减小而增大。我们表明，这样的行为可以解释的变化，在II型超新星的质量削减作为一个功能的祖质量，它提供了一个不断变化的组合，从富含α冻结出Si燃烧和不完全的Si燃烧的核合成。这一解释与通过模拟单个超新星的早期光变曲线确定的喷出$^{56}$ Ni的量是一致的。我们还认为，晕星的[H/Fe]比值主要取决于与单个超新星喷出物混合的星际氢的质量，该质量随爆炸能量和前身星的斯特伦格伦半径的增大而增大。
1998-12-15 astro-ph
Type Ia Supernovae: Simulations and Nucleosynthesis
我们提出了我们的第一个核合成的热核破裂的静态冷的Bracrasekhar质量的C/O白矮星的数值模拟结果。二维模拟进行了自适应网格欧拉流体动力学代码，FLASH，作为一个火焰捕捉计划的被动缩放的演变。为了计算同位素产额及其速度分布，在恒星中嵌入了10，000个无质量的示踪粒子。粒子沿流线平流，并提供了爆炸的拉格朗日描述。我们简要介绍了我们的验证测试和初步结果后处理的粒子轨迹与适度（214同位素）的反应网络。
2005-05-19 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
Matter-enhanced antineutrino flavor transformation and supernova nucleosynthesis
如果$\barν_e$和$\barν_{μ(τ)}$的真空质量满足$m_{\barν_e}>m_{\barν_{μ(τ)}}$，那么在超新星中可以发生物质增强的反中微子味转换。对于$δm^2> 1$ eV $^2$，这种风味转变可能会影响中微子加热的超新星喷出物中的电子分数$Y_e$。我们指出，这样的味道转换将不会驱动$Y_e>0.5$在$r$过程的核合成时代，在最好的超新星模型，这样的核合成。因此，在中微子加热的超新星喷出物中，物质增强的反中微子味转换$\barν_e\rightleftharpoons\barν_{μ(τ)}$和$r$过程的核合成之间没有明显的冲突。
1995-02-17 astro-ph hep-ph
Nucleosynthesis of Light Elements and Heavy r-Process Elements through the nu-Process in Supernova Explosion
本文从超新星中微子和银河系化学演化的角度研究了Ⅱ型超新星中轻元素~ 7 Li和~（11）B以及r过程元素的核合成。我们研究了超新星中微子的光度和平均能量（温度）对这两个核合成过程的影响。采用超新星中微子的总能量E_nu和中微子光度τ_nu的衰变时间的一般模型来理解这两个过程。采用16.2 M_odot星的超新星爆炸模型，通过后处理计算了SN 1987 A的轻元素核合成。我们发现7 Li和11B的抛射质量与中微子的总能量大致成正比，并弱依赖于中微子光度的衰变时间。对于r-过程核合成，我们采用了与1.4 M_odot中子星中微子驱动风模型相同的中微子光度模型。我们发现r过程的核合成是通过中微子的峰值亮度来影响的，峰值亮度取决于E_nu/tau_nu。我们还讨论了在轻元素的银河系化学演化中11B的过量产生这一尚未解决的问题。我们必须假设E_{nu} < 1.2 \times 10^{53}尔格，以避免11 B的过量产生，与从SN 1987 A的观测中推断出的3.0 \times 10^{53}尔格相比，11 B的过量产生太小而无法接受。我们建议把nu_{mu, tau}及其反粒子的温度降到T_{ nu_{mu, tau} } = T_{bar{nu}_{mu，tau}} = 6.0 MeV/k。中微子温度的这种修改，以解决11B的生产过剩的问题，同时仍然保持成功的r-过程丰度模式。
2003-11-21 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
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
Supernova Nucleosynthesis in the Early Universe
宇宙中第一次金属富集是由第三星族（Pop）恒星的超新星（SN）爆炸造成的。这种痕迹仍然存在于极贫金属（EMP）恒星的丰度模式中。通过比较Pop III SNe核合成的产额与EMP星的丰度模式，研究了Pop III SNe核合成的性质。我们主要研究（1）不同能量沉积率[ $\dot{E}_{\rm dep}=(0.3-1500)\times10^{51}{\rm ergs s^{-1}}$ ]下喷流诱导的SNe，以及（2）不同主序星质量（$M_{\rm ms}=13-50M_\odot$）和爆炸能量[ $E=(1-40)\times10^{51}$尔格]下的SNe。Pop III SNe的变化可以解释EMP星的变化：（1）[Fe/H]低而[C/Fe]高;（2）丰度比[X/Fe]对[Fe/H]的变化趋势。
2008-09-24 astro-ph
Spallative Nucleosynthesis in Supernova Remnants. I. Analytical Estimates
散裂核合成被认为是宇宙中唯一能够产生大量铍的过程。因此，需要高能粒子（EP）和核（在这种情况下最有效的C，N和O核），这表明超新星（SNe）可能直接参与了在银河系晕星中观察到的Be核的合成。我们应用当前有关超新星遗迹（SNR）演化和粒子激波加速的知识来计算与星际介质中SN爆炸相关的总Be产额，重点关注银河系化学演化的第一阶段（即当金属丰度Z < 0.01 Z_odot）我们表明，动力学方面必须仔细考虑，并对SN爆炸后在正向和反向冲击波作用下加速的EP引起的空间反应进行了解析计算。我们的研究结果表明，在早期银河系中的Be的生产仍然知之甚少，可能意味着选择性加速过程（非常有利于CNO加速），重新考虑观测数据（特别是O与Fe的相关性），甚至新的能源。
1998-11-30 astro-ph
Dispersion of Inferred SNe Ia/SNe II Ratios for Current Models of Supernova Nucleosynthesis
通过将超新星核合成的数值结果与太阳系丰度相拟合，我们估计了银河系中Ia型和II型超新星（$N_{Ia}/ N_{II}$）的相对频率的色散。如果采用Woosley和Weaver（1995，WW 95）的模型计算II型超新星（SNe II），则$N_{Ia}/ N_{II}$的比值为0.056- 0.14，这与观测结果是一致的。另一方面，对于Hashimoto（1995，Ha 95）的模型，$N_{Ia}/ N_{II}$的上限变得太大。但就丰度核而言，Ha 95比WW 95更能拟合太阳值。这些结果表明，Ha 95可以很好地再现太阳系的主要核，而WW 95可以在很宽的质量数范围内再现太阳值。我们还注意到，对于Ia型超新星（SNe Ia），如果采用延迟爆轰模型，则$N_{Ia}/ N_{II}$有变小的趋势。本研究得到的$N_{Ia}/ N_{II}$的色散比Tsujimoto等人（1995）的结论大，这将对Ia超新星的祖先的平均寿命和/或我们银河系的恒星形成率历史的估计产生影响。
1998-07-02 astro-ph
Type Ia Supernovae: Influence of the Initial Composition on the Nucleosynthesis, Light Curves, Spectra and Consequences for the Determination of Omega_M & Lambda
研究了爆炸的白矮星的初始成分对Ia型超新星的核合成、光变曲线和光谱的影响，以评估宇宙学时间尺度上演化效应的大小，如何识别这些效应以及如何对其进行校正。计算是基于一组延迟爆轰模型，给出了一个很好的帐户的光学和红外线曲线和光谱的演变。爆炸和光变曲线的计算使用一维拉格朗日辐射水力程序，包括一个核网络。NLTE-光谱计算的各个时期使用的结构产生的光变曲线代码。下面的问题是解决：我们了解祖先的进化和它的金属丰度？什么是宇宙学参数$Ω_M$和$Λ$的测定系统的影响，我们如何才能认识到这种潜在的“陷阱”，并纠正进化的影响？
1997-09-24 astro-ph
Nucleosynthesis in Type Ia Supernovae
Ia型超新星的克拉塞卡质量模型的主要不确定性包括吸积白矮星的伴星（或决定碳点火密度的吸积率）和点火后的火焰速度。我们提出了相对缓慢的爆燃（1.5 - 3%的声速）的核合成的结果，以限制从伴星吸积的速度。由于电子俘获，在中心区域合成了大量的富中子物质，例如^{54}Cr、^{50}Ti、^{58}Fe、^{62}Ni等。为了避免^{54}Cr/^{56}Fe和^{50}Ti/^{56}Fe的比值过大，热核逃逸时白矮星的中心密度必须低至\ltsim 2 \e 9 \gmc。如此低的中心密度可以通过与$\dot M \gtsim 1 \times 10^{-7} M_\odot yr^{-1}$一样快的吸积来实现。这些快速吸积的白矮星可能对应于超软X射线源。
1997-06-03 astro-ph
P-Process Nucleosynthesis inside Supernova-Driven Supercritical Accretion Disks
利用光学厚平流主导流的自相似解，研究了1.4 M太阳系致密天体周围超临界吸积盘中的p过程核合成.超临界吸积预计会发生在超新星中，备用物质会吸积到新生的致密物体上。当吸积率m_dot = M_dot c^2/（16 L_Edd）>10^5时，在超新星驱动的超临界吸积盘（SSAD）中，通过p-过程合成了相当数量的p-核，其中L_Edd为爱丁顿光度.当远离致密天体的回落气体的丰度是原始超新星中氧/氖层的丰度时，从SSAD中喷出的p核的Abstract剖面具有与II型超新星中氧/氖层的Abstract剖面相似的特征。总体丰度分布与太阳系的丰度分布一致。一些p型核，如Mo、Ru、Sn和La，在SSAD中和II型超新星一样，生产不足。如果在爆炸过程中，备用气体通过瑞利-泰勒不稳定性与一小部分质子混合，则在SSAD内产生大量的Mo 92。虽然P核的总体丰度分布与太阳系有很大的不同，但当回落气体中含有丰富的质子时，也会产生Ru 96和La 138。SSAD中的p-过程核合成有助于p-核的化学演化，特别是Mo 92，如果通过喷流和/或风喷射出几个后备物质的话。
2002-11-08 astro-ph
Constraints on Dark Energy from Supernovae, Gamma Ray Bursts, Acoustic Oscillations, Nucleosynthesis and Large Scale Structure and the Hubble constant
光度距离与红移定律现在使用超新星和伽马射线暴测量，角尺寸距离在最后散射的表面由CMB测量，在z = 0.35时由重子声学振荡测量。本文将这些数据拟合到状态方程模型中，其中w =-1，w = const，w（z）= w_0+w_a（1-a）。最后一个模型是不良的距离数据的约束，导致非物理的解决方案，其中暗能量占主导地位，在早期的时间，除非修改的大尺度结构和声学尺度的约束，以允许早期的暗能量的影响。平坦的LambdaCDM模型与所有数据一致。
2007-04-29 astro-ph
Nucleosynthesis as a result of multiple delayed detonations in Type Ia Supernovae
用SPH程序对质量为1.36 M的白矮星$_\odot$的爆炸过程进行了三维数值模拟。爆炸遵循延迟引爆模式。在这种情况下，爆燃-爆轰转变是由瑞利-泰勒不稳定性和湍流引起的火焰阵面的大幅度收缩引起的。核合成产额的计算表明，某些中子化同位素，如54 ^Fe或58 ^Ni，相对于太阳系的比率并没有过度产生。中等质量元素的分布也与正常SNIa的光谱相一致。然而，例外的是碳和氧的丰度，这是过度生产。
2002-10-16 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
Sterile neutrinos and supernova nucleosynthesis
研究了超新星爆发中不育中微子在r过程核合成中的作用。以前有人认为，如果超新星是重元素的起源，那么中微子混合的大部分可以排除。结果表明，转换为不育中微子可能会避开这些限制。这种转换可以提高核合成的可能性进行了研究。所需的质谱与其他观察到的现象，如太阳中微子问题，大气中的中微子问题，暗物质和LSND信号建议中微子质量是一致的。
1995-11-15 astro-ph hep-ph nucl-th
Spallative Nucleosynthesis in Supernova Remnants. II. Time-dependent numerical results
我们计算了与星际介质中孤立超新星爆炸相关的轻元素的散裂产生，使用时间相关模型，考虑到喷射的浓缩物质的稀释和绝热能量损失。我们首先推导出高能粒子（EPs）在正向和反向冲击加速的注入函数，作为时间的函数。然后，我们计算在这两种情况下获得的Be产量，并将它们与我们银河系晕中贫金属恒星的观测数据所暗示的值进行比较，使用O和Fe数据。我们发现，这里研究的任何过程都不能解释这些恒星中发现的Be量，这证实了Parizot和Drury（1999）的分析结果。最后，我们分析了这些结果对银河系化学演化的影响，并提出一个涉及超级气泡的模型可能会以一种非常自然的方式缓解能量学问题。
1999-03-23 astro-ph
On the Sensitivity of Massive Star Nucleosynthesis and Evolution to Solar Abundances and to Uncertainties in Helium Burning Reaction Rates
我们探讨了前超新星演化和超新星核合成产额的依赖关系的不确定性氦燃烧反应速率。使用Lodders（2003）修正的太阳丰度作为初始恒星组成，而不是Anders & Grevesse（1989）的结果，改变了超新星的产额，并限制了这些产额对12 C（a，g）16 O反应速率的限制。中等重量元素（A = 16-40）的生产因素被认为是在合理的协议与观察到的太阳能比在目前的实验不确定性的三重α反应速率。然而，两个反应速率或其中任何一个单独的相同数量的同时变化，可以引起核心碳点火时中心12 C丰度和超新星遗迹质量的显着变化。因此，对氦的燃烧速率进行实验测定仍然是重要的，这样就可以知道它们的比值和绝对值，精确度为10%或更好。
2007-12-09 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
Pop III Hypernova Nucleosynthesis and Abundances in Very Metal-Poor Halo Stars
计算了M = 13 ~ 270 Msun的大质量Pop III星的演化和核合成，并与贫金属晕星的丰度进行了比较。观测到的丰度可以用M < ~ 130 Msun的高能核心坍缩超新星（"hypernovae“）来解释，但不能用M ~ 140-270 Msun的对不稳定超新星（PISNe）来解释。这一结果限制了Pop III和非常贫金属的Pop II恒星的IMF。
2002-05-22 astro-ph
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
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
The Reaction Rate Sensitivity of Nucleosynthesis in Type II Supernovae
我们探讨了大质量恒星超新星中中等质量元素（28 < A < 80）的核合成对模型中所用核反应速率的敏感性。两个反应速率数据的标准来源（Woosley等，1978;和Thielemann等，1987）被用于其他方面相同的成对计算。两者都包括Caughlan & Fowler（1988）的实验反应速率作为共同的主干。两个恒星模型计算的两个主要序列的质量：15和25太阳质量。每颗恒星都是从核心的氢燃烧演化到超新星前的状态，携带着一个相当大的反应网络，然后在靠近铁核边缘的地方用活塞爆炸，如Woosley & Weaver（1995）所描述的。最后的恒星产量与两个速率集计算的模型进行了比较，发现在大多数情况下，在整个范围内的核研究不到两个因素的差异。的主要差异的原因进行了详细讨论，随着物理基础的两个反应速率集。核合成的结果是相对稳健的，不像预期的那样对核反应速率的不确定性敏感，尽管它们对所采用的恒星模型敏感。
1999-04-06 astro-ph
Nucleosynthesis of Zinc and Iron-Peak Elements in Pop III Type II Supernovae : Comparison with abundances of Very Metal-Poor Halo Stars
我们计算了大质量Pop III星的核心坍缩爆炸的核合成，并将结果与贫金属晕星的丰度进行比较，以约束Pop III超新星的参数。我们专注于铁峰元素，特别是，我们试图重现大[Zn/Fe]观察到的极端贫金属恒星。观察到的比值[Zn，Co，Mn，Cr，V/Fe]的有趣趋势与超新星喷出物中完全和不完全Si燃烧区的相对质量的变化有关。我们发现，[Zn/Fe]是更大的更深的质量削减，更小的中子过剩，和更大的爆炸能量。在贫金属晕星中观察到的大[Zn/Fe]和[O/Fe]表明完全Si燃烧物质的深度混合和II型超新星中大量的回落。此外，需要大的爆炸能量（对于M ~ 13 Msun，E_51>~ 2;对于M >~ 20 Msun，E_51 >~ 20）来再现[Zn/Fe] ~ 0.5。观测到的铁峰元素丰度比的趋势，更好地解释了这种高能量（"超新星“）模型，而不是简单的”深“质量削减效应，因为镍的过剩可以避免在超新星模型。我们还给出了M = 130 - 300 Msun星的对不稳定超新星爆炸的产额，并讨论了对不稳定超新星不能解释非常贫金属星的丰度特征。
2001-12-08 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
Variations in the Abundance Pattern of Extremely Metal-poor Stars and Nucleosynthesis in Population III Supernovae
我们计算的核合成人口（Pop）III超新星（SNe），并比较产量与各种丰度模式的极端贫金属（EMP）的恒星。我们假设观测到的EMP星是第二代星，具有Pop III SNe的金属丰度模式。以前Pop III SNe的理论产额不能解释铁峰元素（Mn，Co，Ni，Zn）/Fe之间丰度比的变化趋势以及在某些[Fe/H] <~-2.5的EMP星中观察到的大C/Fe比。本文指出，如果在M ~ 20 - 130 Msun的核塌缩SN模型中引入更高的爆炸能量和混合回落，则可以更好地解释典型星和富C星的上述丰度特征。我们认为，[Fe/H] ~ -2.5星的丰度模式对应于正常爆炸能量的超新星产额，而[Fe/H] =~ -4 ~-3的碳非增强（[C/Fe] < 1）星的丰度模式对应于高能超新星产额。富C星（[C/Fe]> 2）和低[Fe/H]（=-5-3.5）的丰度分布可以用SN 1997 D观测到的微弱SNe的产额来解释。在超新星诱导的恒星形成模型中，我们可以定性地解释为什么由微弱或高能超新星形成的EMP星比由正常超新星形成的EMP星具有更低的[Fe/H]。我们还研究了铁峰元素的丰度比与电子摩尔分数Ye的关系，并得出结论：在[Fe/H] <~-3.5的典型EMP星中，要实现大的Co/Fe和Zn/Fe比值，仍然需要很大的爆炸能量。
2004-09-29 astro-ph
Nucleosynthesis-relevant conditions in neutrino-driven supernova outflows. I. Spherically symmetric hydrodynamic simulations
我们调查的行为和后果的反向冲击，终止超音速膨胀的重子风，这是由中微子加热关闭表面（非磁化）新生的中子星在超新星核心。为此，我们进行长时间的流体动力学模拟在球对称。与以前的相对论风研究一致，我们发现中微子驱动的外流加速到超音速，并且在半径约10 km、质量约为1.4太阳质量（引力质量）的紧凑中子星的情况下，风的熵达到约100 k_B/核子。然而，风受到超新星核心环境的强烈影响。当超音速外流与前面较慢的超新星喷出物碰撞时，它会被终止激波突然减速和激波加热。这种反向激波的径向位置随时间变化，并取决于中微子风的强度和不同质量和结构的祖星的不同条件。它的基本性质和行为可以通过简单的分析来理解。我们证明，通过反向冲击的物质的熵可以增加到渐近风值的倍数。因此，在爆炸开始后的几秒钟内，它可以超过每个核子400 kB。冲击风的温度通常会降到10^9 K左右或更低，而被冲击减速的物质的密度和温度只会非常缓慢地继续下降。这样的条件可能会强烈影响超新星核合成的重要阶段，在时间和祖依赖的方式。（节略）
2007-03-21 astro-ph
Sterile neutrinos and supernova nucleosynthesis
一个轻的无菌中微子物种已被引入，以解释太阳和大气中微子的困惑和LSND实验的结果，同时提供了一个热的组成部分的暗物质。采用这个计划的中微子质量和混合，我们展示了如何增强的活动-无菌中微子转换，然后由活动-活动中微子转换可以解决强有力的中子赤字问题的r-过程与中微子加热的超新星喷出物相关的核合成模型。
1999-10-09 astro-ph hep-ph nucl-th
Chemical abundance patterns -- fingerprints of nucleosynthesis in the first stars
低金属量系统的星际介质在恒星形成过程中，由于超新星事件在局部范围内富集了介质，因此会表现出化学丰度的不均匀性。如果恒星形成的时间尺度比星际物质混合的时间尺度短，那么这种不均匀性就会反映在低质量恒星的表面丰度中，从而保留了第一代超新星核合成的详细信息。因此，除了大的散射行为外，在恒星的分布中，当显示在与不同元素丰度比有关的图表中时，预计会发现特征图案和子结构。这些模式出现从特定的变化与祖恒星质量的超新星产量，它表明，模式是不敏感的初始质量函数（IMF），即使在模式内的恒星的相对密度可能会有所不同。分析理论的形成模式，它表明，从统计的角度来看，丰度比可以跟踪不同的核合成网站，即使当混合的星际介质发生。利用这些结果，应该有可能根据大量均匀的贫金属星系晕恒星样本的相对丰度比信息，凭经验确定超新星产率。
2002-07-09 astro-ph
Explosive Nucleosynthesis: Coupling Reaction Networks to AMR Hydrodynamics
近年来，自适应网格加密（AMR）技术已成功地应用于许多天体物理问题。这种方法还可以对超新星爆炸进行一致的多维建模。在这方面的贡献，我们解决了一些计算困难时，试图将AMR方法爆炸性核合成和超新星包络弹射。
1998-06-13 astro-ph
Roles of Supernova Ejecta in Nucleosynthesis of Light Elements, Li, Be, and B
本文用相对论流体动力学程序研究了Ic型超新星（SNe Ic）的爆发过程，研究了其喷出物的最外层在轻元素核合成过程中的作用，并将其作为“初级”过程的一种可能机制。我们已经证实，最外层的能量分布的质量分数只有0.001%，遵循以前的工作提出的经验公式时，爆炸激烈。在这种爆炸中，相当大一部分喷出物（质量为$>$ 0.1%）的能量大于溅射反应的阈值能量。另一方面，它被发现，最外层的喷出物变得更有活力比经验公式预测时，爆炸能量每单位喷出物质量小于$\sim 1.3\times 10^{51}{ergs/}\Msun$。因此，有必要对爆炸进行数值计算，以估算SNe Ic的轻元素产额。对于SN 1998 bw等高能爆炸，使用经验公式会将产额高估$\gtsim 3$因子，而对于SN 1994 I等能量较低的爆炸，则会将产额低估类似因子。本文通过求解超新星Ic喷出物产生的宇宙射线的传输方程，估算了超新星Ic轻元素Li、Be和B（LiBeB）的产额，并与观测值进行了比较。
2004-04-15 astro-ph
Explosive Nucleosynthesis in Axisymmetrically Deformed Type II Supernovae
利用二维流体动力学计算方法研究了II型超新星轴对称爆炸下的爆炸核合成。并与SN 1987A的观测结果进行了比较。我们的主要发现如下：（1）合成了$^{44}Ti$，从而解释了SN 1987 A辐射热光变曲线的尾部。我们认为这是因为在轴对称爆炸下，富α粒子的冻结发生得更活跃。(2)与观察结果相比，$^{57}Ni$和$^{58}Ni$往往会过度产生。然而，这种倾向强烈依赖于祖先的模型。我们还比较了质量数范围$A= 16-73$内各元素的丰度与太阳值。我们发现了三个突出的特点。(1)对于$A=16-40$范围内的核，它们的丰度对激波的初始形式不敏感。这种不敏感性是有利的，因为迄今为止的球面计算可以解释太阳系在这个质量范围内的丰度。(2)与球形爆炸相比，轴对称爆炸在A=45附近有相当好的增强。特别是，$^{44}Ca$，这是生产不足，在目前的球面计算，是显着增强。(3)此外，在A=65附近存在增强。这种趋势不依赖于质量切割的形式，而是依赖于初始冲击波的形式。这种增强可能是这个质量范围内的生产过剩的问题，尽管这种影响相对较小，因为I型超新星主要负责这个质量数范围。
1997-09-16 astro-ph
Resonant Neutrino Spin-Flavor Precession and Supernova Nucleosynthesis and Dynamics
讨论了Majorana中微子共振旋味旋进（RSFP）对中微子加热的超新星喷出物中重元素核合成和超新星动力学的影响。在评估RSFP的影响，我们明确包括物质增强（MSW）共振中微子味转换效应在适当的情况下。我们指出，对于中微子磁矩和原中子星磁场的合理范围，具有宇宙学意义的质量（1- 100 eV）的$ν_τ$（或$ν_μ$）到轻$\bar ν_e$的自旋-味道转换可能导致中微子加热的超新星喷出物中中子过剩的增强。这可能有利于与超新星后期中微子加热喷出物相关的$r$过程核合成模型。早期中微子类似的自旋-味道转换可能导致激波再加热率增加，伴随着更大的超新星爆炸能量。然而，我们表明，这种增加的中微子加热可能会伴随着增强的中子过剩，这可能会加剧问题的中子数$N = 50$核在超新星喷出物从这个阶段。在所有这些情况下，平均$\barν_e$能量将比没有中微子混合的超新星模型所预测的要高。这可以允许SN 1987 a数据约束基于RSFP的方案。
1997-01-31 astro-ph hep-ph
Hypernova Nucleosynthesis and Early Chemical Evolution
我们回顾了“超新星”核合成的特征，即，爆炸能量非常大的超新星（$ \gsim 10^{52} $尔格）。与普通的核塌缩超新星相比，超超新星的产额具有以下特点：1）完全硅燃烧发生在更大的区域，因此超超新星完全硅燃烧区与不完全硅燃烧区的质量比一般大于普通超新星。因此，更高能量的爆炸倾向于产生更大的[（Zn，Co）/Fe]、更小的[（Mn，Cr）/Fe]和更大的[Fe/O]，这可以解释在非常贫金属的恒星中观察到的趋势。2)Si燃烧发生在较低密度区域，从而增强了富含$α$的冻析效果。因此，$^{44}$ Ca、$^{48}$ Ti和$^{64}$ Zn的生成量比正常超新星要多。在非常贫金属的恒星中观察到的大[（Ti，Zn）/Fe]比强烈表明了超新星的重要贡献。3)由于爆炸能量更大，氧气燃烧也发生在更广泛的区域。然后合成更大量的Si、S、Ar和Ca（“Si”），这使得“Si”/O比更大。星暴星系M82的丰度模式可能归因于超新星爆炸。除了“Si”/O外，爆炸中的非球形增强了超新星的核合成性质。因此，我们认为，超新星对早期银河系（和宇宙）的化学演化作出了重要贡献。
2001-10-24 astro-ph
Supernova Nucleosynthesis in Population III 13 -- 50 $M_{\odot}$ Stars and Abundance Patterns of Extremely Metal-Poor Stars
我们进行流体动力学和核合成的核心坍缩超新星（SNe）和超新星（HNe）的人口（Pop）III星的计算。我们提供了新的产额的主序列的质量$M_{\rm MS}=13-50$ $M_{\odot}$和爆炸能量的$E=1-40\times10^{51}$尔格申请化学演化研究。我们的HN产量的基础上的混合回落模型的爆炸再现观测到的丰度模式的极贫金属（EMP）的恒星（$-4< {\rm [Fe/H]}< -3$），而非常贫金属（VMP）的恒星（$-3<{\rm [Fe/H]} < -2$）再现的正常SN产量集成在Salpeter初始质量函数。此外，观测到的EMP星丰度比[X/Fe]对[Fe/H]的小色散趋势可以再现为由$M_{\rm MS}$和$E$的各种组合产生的序列。这是因为我们采用了经验关系式，即更大质量的HNe会喷出更大量的Fe。我们的研究结果表明，所观察到的趋势与小的色散并不一定意味着快速均匀混合在早期的银河系晕在[Fe/H] $< -3$，但可以复制的“不稳定”的化学演化模型。此外，我们研究如何修改的电子摩尔分数$Y_{\rm e}$的分布和密度的presupernova模型提高与观测的一致性。在这方面，我们讨论了中微子驱动的风和吸积盘的核合成的可能贡献。
2007-01-25 astro-ph
Neutrino-Neutrino Scattering and Matter-Enhanced Neutrino Flavor Transformation in Supernovae
我们研究了II型超新星中中微子球上方区域的物质增强中微子味转换（$ν_{τ(μ)}\rightleftharpoonsν_e$）。我们的治疗明确包括贡献的中微子传播哈密顿中微子中微子前向散射。适当地包括这些贡献表明，它们对增强超新星激波再加热所需的$ν_e$ - $ν_{τ(μ)}$真空质量平方差$δm^2$和真空混合角$θ$或等价的$\sin^22θ$范围的影响完全可以忽略。当考虑到中微子背景效应时，我们发现中微子加热的超新星喷出物的$r$过程核合成仍然是一个灵敏的探测器之间的混合轻$ν_e$和$ν_{τ(μ)}$具有宇宙学意义的质量。中微子-中微子散射的贡献被发现有一个一般的小影响上的$(δm^2,\ \sin^22θ)$参数区域探测的$r$过程核合成。我们指出，中微子背景的非线性效应将$r$过程核合成的灵敏度范围扩展到更小的$δm^2$值。
1994-06-29 astro-ph
44Ti nucleosynthesis gamma-ray lines with SIMBOL-X
在这篇文章中，我们讨论了44 Ti核合成伽马射线线和他们的能见度与SIMBOL-X从模拟的基础上，其预期的灵敏度和光谱成像能力。44 Ti放射性核可以提供超新星爆炸细节的宝贵信息。它的寿命约为85年，这使它成为这些恒星爆炸年轻的最佳指标，通过其在67.9，78.4 keV和1.157 MeV的三条伽马射线线。我们集中在最年轻的银河系超新星遗迹，即：仙后座A，其位置和多普勒速度估计的44钛发射区的残骸将提供第一次的核合成过程中发生在最内层的超新星的独特的看法; SN 1987 A，在大麦云星云中，其前身是已知的，对这些谱线的预期测量将极大地限制恒星演化模型; Tycho和Kepler SNR，迄今为止从未检测到44 Ti线。银河系中“年轻，失踪和隐藏”的超新星遗迹的问题也将使用SIMBOL-X在44 Ti过量位置的观测来解决，像INTEGRAL和SWIFT/BAT这样的宽视场仪器应该能够揭示。
2007-09-17 astro-ph
s-Process Nucleosynthesis in AGB Stars: A Test for Stellar Evolution
[摘要]我们用三种不同的恒星演化模型研究了AGB星的s-过程，计算了一颗3 Msun和太阳金属丰度的恒星。首先，我们调查的形成和主中子源的效率。我们参数化地改变从包层进入富含C12的核心的质子数。对于p/C12 > 0.3，主要产生N14，其代表主要的中子毒物。He中间壳层中C12的含量与时间积分中子通量的最大值成正比。然后，我们生成详细的s-过程计算的基础上，恒星演化模型构建了三个不同的代码。一个代码认为对流流体动力过冲，取决于一个自由参数f，并导致部分混合对流边界以外，最有效的第三疏浚和形成的C13口袋。对于其他两个代码，在后处理核合成计算中引入相同的C13口袋。该模型一般再现光谱观察到的s-过程增强。无超调情况下的结果非常相似。包括流体动力过冲的代码产生的He intershell组合物附近观察到的H-缺乏中心恒星的行星状星云。由于这种壳层间的疏通，中子通量在脉冲间隔期间和热脉冲内都具有更高的效率。s-元素分布被推向较重的s-过程元素，并产生了由s-过程路径中的分支点供给的大量丰中子同位素。几个观测约束更好地匹配模型无超调。我们的研究需要扩展到不同的质量和金属丰度，并在自由超调参数f的空间。
2002-12-16 astro-ph
Gamma-ray Observations of Explosive Nucleosynthesis Products
在这篇评论中，我将讨论各种伽马射线发射线，预计和已观察到的放射性爆炸核合成产物。最重要的伽马射线线来自Ni-56、Ni-57和Ti-44的衰变链。Ni-56是Ia型超新星的主要爆炸性核合成产物，但Ni-56也是核心坍缩超新星的产物。从SN 1987 A中探测到了其子产物Co-56的γ射线发射。这种早期发射的发生表明，在超新星最内层合成的Ni-56的一部分必须与最外层的喷出物混合。特别注意的是给出的γ射线线发射的衰变链的Ti-44，给出线发射在68 keV，78 keV，和1157 keV。考虑到它的衰变时间为86年，人们认为这条谱线来自年轻的超新星遗迹。Ti-44的生产对爆炸性质非常敏感，这使得Ti-44成为研究超新星爆炸内层的理想工具。到目前为止，Ti-44的伽马射线线发射只在超新星遗迹Cas A中被探测到。我讨论了COMPTEL和BeppoSAX的这些探测结果，它们表明Ti-44的当量为（1.5+/-1.0 x10 ^{-4} Msun。此外，我提出了一些初步的Cas A观测结果的INTEGRAL，它产生了一个3sigma检测的68千电子伏线与ISGRI仪器在一个水平上与BeppoSAX结果一致。对可用的INTEGRAL-SPI数据的初步分析表明，窄线发射（Δ v < 1000 km/s）在2 σ水平上几乎可以排除。（节录）
2005-01-29 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
Nucleosynthesis in The Oxygen-Rich Supernova Remnant G292.0+1.8 from Chandra X-Ray Spectroscopy
我们继续分析银河系富氧超新星遗迹（SNR）G292.0+1.8，这是由{ \it钱德拉X射线天文台}观测到的。高角分辨率的{ \it钱德拉}数据解决富含金属的喷出物结以及冲击拱星介质。G292.0+1.8中喷出物的X射线发射主要由高度电离的O、Ne和Mg组成。测量的丰度比表明，这种物质是在大质量祖星的流体静力演化过程中产生的。与仙后座A相反，几乎没有证据表明爆炸性核合成产生了发射X射线的喷出物，即，富含Si、S，特别是Fe的材料。这限制了G292.0+1.8中深层喷出物物质的混合或翻转量，并表明喷出物按成分强烈分层，反向冲击没有传播到Si/S或富Fe区。另一方面，明亮的赤道带主要由具有正常化学成分的X射线发射，这支持了冲击致密的星周物质的起源。我们发现SNR中的热压力远高于脉冲星风星云（PWN）中的压力，这表明反向激波还没有开始与PWN相互作用。
2003-12-29 astro-ph
Nucleosynthesis in Chandrasekhar Mass Models for Type Ia Supernovae and Constraints on Progenitor Systems and Burning-Front Propagation
我们计算爆炸性核合成在Ia型超新星（SNe Ia）的Krasekhar质量模型，以获得新的约束的物质吸积到祖白矮星的速度和中心碳爆燃的点火密度。计算的Fe-组富中子核的丰度是高度敏感的电子捕获发生在中心层。从一个缓慢的中心爆燃，并从一个快速爆燃或延迟爆炸的外层，产量相结合，并把太阳同位素丰度进行比较。我们发现（1）为了避免$^{54}$ Cr/ $^{56}$ Fe和$^{50}$ Ti/ $^{56}$ Fe的比值过大，点火密度应低至\ltsim 2 \e 9 \gmc;（2）为了避免$^{58}$ Ni和$^{54}$ Fe的过量产生，要么火焰速度不应超过中心低$Y_e$层中声速的百分之几，或者说与太阳系相比，它的前身恒星必须是贫金属的。如此低的中心密度可以通过像$\dot M$ \gtsim 1 $\times$ 10 $^{-7}$ M $_\odot$ yr $^{-1}$那样快的快速吸积来实现。为了重现$^{48}$ Ca的太阳丰度，还需要在更高密度下经历点火的祖先系统。我们还发现，$^{56}$ Ni的总量，Si-Ca/Fe比，以及元素如Mn和Cr（不完全Si燃烧灰）的丰度，取决于延迟爆轰中的爆燃-爆轰转变的密度。我们的核合成结果有利于过渡密度略低于2.2 $\times 10^7$ g cm $^{-3}$。
2000-02-17 astro-ph
The most metal-poor damped Ly alpha system at z<3: constraints on early nucleosynthesis
为了限制宇宙中非常早期的核合成的条件，我们比较了一个极端贫金属阻尼莱曼α（DLA）吸收剂的化学富集模式与最近的爆炸核合成模型计算的预测。为此，我们利用公开的UVES/VLT高光谱分辨率数据，分析了类星体Q 0913 +072（z_em=2.785）附近z_abs=2.6183的DLA系统的化学丰度。该吸收器中的总中性氢柱密度为logN（HI）=20.36。精确的列密度推导出CII，NI，OI，Al II，Si II，和Fe II。给出了Fe III和Ni II的上限。[C/H]=-2.83，[N/H]=-3.84，[O/H]=-2.47，该体系代表了迄今为止研究的最贫金属的DLA体系之一。它提供了一个独特的机会来测量准确的CNO丰度在原星系结构在高红移。鉴于非常低的总体丰度水平和观测到的丰度模式，数据表明，这个DLA系统的化学演化是由一个或最多几个恒星代。参考数值模型计算，DLA系统中的化学丰度与大质量恒星（10-50 M_sun）的零金属丰度群体作为核心坍缩超新星（SNe）爆炸的单个星暴的富集一致，即，经典的II型超新星（SNeII），也可能是高能（E>10^51erg）的核心坍缩超新星，即所谓的超超新星（HNe）。相比之下，使用非零金属丰度祖先或其他爆炸机制的模型，如对不稳定超新星（PISNe）或Ia型超新星（SNeIa），与观测到的丰度模式不匹配。
2006-02-06 astro-ph
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
The 40Ca(alpha,gamma)44Ti reaction in the energy regime of supernova nucleosynthesis
44Ti（t1/2 = 59 y）核素是超新星核合成的重要标志，最近被γ射线天文学从Cas A残骸中观测到。我们在实验室用~（44）Ti核的直接离线计数法研究了~（40）Ca（α，γ）~（44）Ti（E_cm = 0.6 - 1.2MeV/u）反应。产量，显着高于从以前的实验中推断，分析的统计模型，使用微观核输入。相关的恒星速率具有重要的天体物理学后果，使计算出的超新星44Ti产额比以前的估计增加了约2倍，并使其更接近Cas A观测。
2006-01-11 astro-ph nucl-ex
Fission Cycling in Supernova Nucleosynthesis: Active-Sterile Neutrino Oscillations
我们研究了在超新星核后反弹中微子驱动的风环境中的核合成的存在下，活跃的不育中微子转换。我们考虑了在一定混合参数范围内的活性-惰性中微子振荡：真空质量平方差为0.1 eV^2 < dm^2 < 100 eV^2，真空混合角为sin ^2（2 θ_v）> 10^-4。我们发现一个一致的r-过程模式的大范围的混合参数，是在粗略的协议与晕星CS 22892-052丰度和图案的形状是由裂变循环。我们发现r-过程峰形成的允许区域与LSND和NSBL（3+1）的允许区域重叠。
2006-02-26 astro-ph hep-ph nucl-th
Supernova Neutrino Nucleosynthesis of Light Elements with Neutrino Oscillations
通过中微子-核相互作用在超新星中合成轻元素，nu过程受到超新星环境中中微子振荡的影响。在O/C层中存在13-混合共振，这增加了外富He层中的荷电核过程反应速率。与没有中微子振荡的情况相比，对于正常质量体系和绝热13-混合共振，7 Li和11B的产额分别增加了约1.9和1.3倍。在倒置的质量等级和非绝热13-混合共振的情况下，7 Li和11B产率的增加要小得多。因此，对有超新星富集迹象的恒星中7 Li/11B比率的观测可以提供一个独特的中微子振荡测试，并限制它们的参数和质量等级。
2006-06-02 astro-ph hep-ph
Liquid-Gas Phase Transition of Supernova Matter and Its Relation to Nucleosynthesis
利用相对论平均场方法和基于碎片的统计模型研究了超新星爆炸中致密物质的液-气相变。发现该体系的沸腾温度很高（当rho_B >= 10^{-7} fm^{-3}时，T_{boil} >= 0.7 MeV），且绝热路径即使在高熵时也会穿过共存区的边界。这表明经历相变的材料可以被喷射到外部。计算了沸点附近的碎片质量和同位素分布。在rho_B = 10^{-7}、10^{-5}、10 ^{-3}和10^{-2} fm^{-3}处，铁、第一、第二和第三峰处有大量重元素形成。
2002-08-12 astro-ph nucl-th
