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 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
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
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
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
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
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
Cosmological Nucleosynthesis in the Big-Bang and Supernovae
最近对宇宙微波背景（CMB）辐射功率谱的观测表明，宇宙学最有可能是平坦的。这表明，普适重子密度参数$Ω_b h^2 \approx 0.022 \sim 0.030$太大，以至于不能接受在同质大爆炸模型中对原始核合成的理论预言$Ω_b h^2 \le 0.017$。理论上限来自原始$^7$ Li丰度的严格限制。为了解决这个问题，我们提出了两个宇宙学模型：轻子非对称大爆炸核合成模型和重子非均匀大爆炸核合成模型。在这些宇宙学模型中，核过程类似于引力坍缩超新星爆炸中的r-过程核合成。大质量恒星$\geq 10 M_{\odot}$的演化以超新星爆炸而告终，超新星爆炸被认为是r过程核合成最可行的候选地点。即使在重元素的核合成中，原中子星表面的初始熵和密度也是如此之高，以至于核统计平衡有利于产生大量的轻核。在这样的爆炸环境中，许多轻到中等质量的富中子放射性核以及重质量核起着重要的作用。
2002-03-13 astro-ph
r-Process Nucleosynthesis in Shocked Surface Layers of O-Ne-Mg Cores
我们证明了O-Ne-Mg核的冲击表面层在其崩溃后的快速膨胀可以导致r-过程核合成。当超新星激波加速穿过这些层时，它使它们膨胀得如此之快，以至于在大部分膨胀过程中，自由核子与α粒子保持不平衡。这使得包括锕系元素在内的重r过程同位素得以形成，尽管物质的初始中子过剩非常低。我们估计，从这个网站的重r-过程核的产量可能足以解释这些同位素的银河库存。
2007-08-13 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
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 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
Initial Shock Waves for Explosive Nucleosynthesis in Type II Supernova
我们对爆轰驱动的超新星核合成进行了一维计算，并研究了它对激波初始形式的敏感性。我们发现，如果输入能量更多地以动能而不是内能的形式注入，则在质量切割附近的峰值温度变得更高。然后，质量削减变得更大，因此，富含中子的物质较少包含在喷出物中;与以前的模型相比，这有利于产生观测数据。我们的结果意味着处理各种恒星演化过程的标准方法，如对流和电子捕获在硅燃烧阶段，仍然是兼容的爆炸核合成的计算。
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
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 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
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
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 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
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
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 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
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
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
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
Hypernova Nucleosynthesis and Galactic Chemical Evolution
我们研究“超新星”中的核合成，即，具有非常大的爆炸能量（$ \gsim 10^{52} $尔格）的超新星，无论是球形还是非球形爆炸。与普通的核塌缩超新星相比，超超新星的产额具有以下特点：1）完全硅燃烧发生在更大的区域，因此超超新星完全硅燃烧区与不完全硅燃烧区的质量比一般大于普通超新星。因此，较高能量的爆炸倾向于产生较大的[（Zn，Co）/Fe]、较小的[（Mn，Cr）/Fe]和较大的[Fe/O]，这可以解释在非常贫金属的恒星中观察到的趋势。2)Si燃烧发生在较低密度区域，从而增强了富含$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。
2001-05-08 astro-ph
Hypernovae and Other Black-Hole-Forming Supernovae
在过去的几年中，一些特殊的核心坍缩超新星（SNe）被发现。它们的爆炸动能比这类超新星的典型值大一个数量级以上，因此这些超新星被称为“超超新星”。我们首先描述了如何从观测和建模中得出超新星的基本性质。这些超新星似乎来自质量相当大的恒星，因此形成了黑洞。另一方面，也有一些大质量超新星的例子，它们只有很小的动能。我们认为，具有非旋转黑洞的恒星很可能会“安静地”坍缩，喷出少量的重元素（暗超新星）。相比之下，有旋转黑洞的恒星可能会产生非常活跃的超新星（Hypernovae）。我们提出了这两种类型的“形成黑洞”的超新星不同的核合成功能。超新星核合成的特点是较大的丰度比（Zn，Co，V，Ti）/Fe和较小的（Mn，Cr）/Fe。暗超新星中的核合成以大量的回落为特征。我们表明，最缺铁的恒星HE 0107 -5240和其他极贫金属富碳恒星的丰度模式与形成黑洞的超新星的丰度模式非常一致，但与对不稳定超新星的丰度模式不一致。这表明形成黑洞的超新星对早期银河系（和宇宙）的化学演化做出了重要贡献。
2003-08-08 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
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
Stability of Standing Accretion Shocks, With an Eye Toward Core Collapse Supernovae
我们研究的稳定性，球形吸积冲击。吸积冲击出现在核心坍缩超新星（本文的重点），恒星形成，吸积白矮星和中子星。我们提出了一个简单的分析模型，并使用随时间变化的流体动力学模拟表明，这种解决方案是稳定的径向扰动。在两个维度上，我们表明，小扰动的球形激波前可以导致快速增长的湍流后面的冲击，驱动的涡量从现在的非球形激波的注射。我们讨论的后果，这种不稳定性可能有超新星机制。
2002-10-29 astro-ph
Explosive Nucleosynthesis in Hypernovae
我们研究了“超新星”中核合成的特征，即，爆炸能量非常大的超新星（$ \gsim 10^{52} $尔格）。我们对这些高能爆炸进行了详细的核合成计算，并与普通的核心坍缩超新星的产率进行了比较。我们发现，完全和不完全的硅燃烧发生在更广泛的，密度较低的区域，使α丰富的冻结增强，并产生更多的钛相比，普通的超新星核合成。此外，氧和碳的燃烧发生在比普通超新星更广泛、密度更低的区域。因此，燃料元素O、C、Al的丰度较低，而通过氧燃烧合成了较大量的Si、S、Ar和Ca（"Si"）;这导致喷出物中的"Si "/O比率较大。喷出物中完全和不完全硅燃烧区之间质量比的增加可以解释贫金属星中铁峰元素之间的丰度比。此外，增强的“Si”/O比可以解释在恒星爆发星系中观察到的丰度比。我们还讨论了增强的[Ti/Fe]和[Fe/O]对银河系化学演化和低质量黑洞双星丰度的其他意义。
2001-03-25 astro-ph
Explosive Nucleosynthesis in Axisymmetrically Deformed Type II Supernovae
利用二维流体动力学计算方法研究了II型超新星轴对称爆炸下的爆炸核合成。并与SN 1987A的观测结果进行了比较。我们的主要发现如下：（1）合成了$^{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$，这是生产不足，在目前的球面计算，是显着增强。(3)此外，在A=65附近存在增强。这种趋势不依赖于质量切割的形式，而是依赖于初始冲击波的形式。这种增强可能是这个质量范围内的生产过剩的问题，尽管这种影响相对较小，因为I型超新星主要负责这个质量数范围。
1997-09-16 astro-ph
Nucleosynthesis and Gamma Ray-Line Astronomy
电磁波谱中能量最高的部分，承载着宇宙中原子核合成的最纯粹的线索。放射性物质在恒星环境中合成并被喷射到星际介质中，其衰变产生特定的伽马射线线。到目前为止收集到的观测结果显示，在整个银盘、年轻超新星遗迹（Cas A、船帆座）和附近的河外超新星（SN 1987 A、SN 1991 T和SN 1998 bu）中存在放射性活动的证据，这些放射性活动以特定的伽马射线线的形式出现，分别来自26 Al、44 Ti和56 Co的放射性衰变。讨论了放射性核的热核合成的各种天体物理学场所：AGB和沃尔夫-拉叶星、新星、Ia型和II型超新星。快速粒子的核激发也产生伽马射线线，这些射线线已经在太阳耀斑中被非常详细地观察到，更假设的是，从活跃的恒星形成区域，那里有大量的超新星和WR星。本文综述了这一非热过程及其核合成结果。由e+ + e-湮灭产生的511 keV谱线也提供了关于爆炸性核合成以及正电子湮灭的星际介质性质的重要信息。INTEGRAL是专门用于高分辨率核谱学的主要飞行任务，应能在这一领域取得重要进展。
1999-02-04 astro-ph
Hypernova Nucleosynthesis and Implications for Cosmic Chemical Evolution
我们研究了“超新星”中核合成的特征，即，爆炸能量非常大的超新星（$\gsim 10^{52}$尔格）。对宇宙化学演化和M82丰度的意义进行了讨论。
2001-01-26 astro-ph
Neutrino-Neutrino Scattering and Matter-Enhanced Neutrino Flavor Transformation in Supernovae
我们研究了II型超新星中中微子球上方区域的物质增强中微子味转换（$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
X-ray emission from radiative shocks in Type II supernovae
计算了II型超新星与致密星周介质相互作用的X射线辐射。在IIL型和IIn型超新星中，质量损失率通常很高，足以使反向激波后面的区域具有辐射性，产生强烈的辐射，特别是X射线。我们提出了一个模型的辐射反向冲击的情况下，从冷却区的排放。在定常流动的假设下，流体动力学模型与时间相关的电离平衡和多级计算相结合。稳态近似的适用性进行了讨论的喷出物密度梯度和不同的化学成分的各种值。我们展示了如何新兴的频谱强烈依赖于反向冲击波的速度和组成的冲击气体。我们讨论了由该模型产生的光谱和单温度光谱之间的差异。特别是线发射的差异很大，这可能会严重影响丰度估计。我们还说明了吸收的影响，在冷冲击喷出物。我们的模型对各种类型的超新星的适用性进行了讨论。
2005-10-28 astro-ph
Nucleosynthesis Basics and Applications to Supernovae
这篇评论集中在一般的核合成过程和它们在大质量恒星和超新星中的应用。简要介绍了天体物理等离子体中控制成分变化的物理学。给出了热核反应速率和核反应网络的基本方程。讨论了反应速率所需的核物理输入，即核反应、光致衰变、电子和正电子俘获、中微子俘获、非弹性中微子散射和β衰变半衰期的截面。我们特别考察了预测热核反应反应速率的不确定性的现状，而实验的现状在本卷中由其他人讨论（见M。Wiescher）。首先简要回顾了恒星演化中的流体静力燃烧阶段，然后讨论了大质量恒星的命运，即II型超新星爆炸（SNe II）中的核合成。除了Ia型超新星是用双星系统中的白矮星爆炸来解释的（这里不讨论），所有其他类型的超新星似乎都与大质量恒星（M $>$ 8 M $_\odot$）在流体静力演化末期的引力坍缩有关。SN 1987 A是第一颗已知的II型超新星，也是核合成计算的一个例子。最后，我们讨论了在r-过程中产生的重元素的Th和U及其可能的连接到超新星。
1998-02-06 astro-ph nucl-th
Hypernovae and their Nucleosynthesis
我们回顾了“超新星”核合成的特征，即，具有非常大爆炸能量（$ \gsim 10^{52} $尔格）的核心坍缩超新星。超超新星的产额具有以下特点：1）超超新星中完全和不完全硅燃烧区的质量比大于正常超新星。因此，更高能量的爆炸倾向于产生更大的[（Zn，Co，V）/Fe]和更小的[（Mn，Cr）/Fe]，这可以解释在非常贫金属的恒星中观察到的趋势。2)由于富含$α$的冻结作用增强，$^{44}$ Ca、$^{48}$ Ti和$^{64}$ Zn的产生比正常超新星中的要丰富得多.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)氧燃烧发生在超新星中更广泛的区域，以合成更大量的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。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。
2002-09-04 astro-ph
Aspherical Properties of Hydrodynamics and Nucleosynthesis in Jet-induced Supernovae
喷流诱发的超新星（SNe）被认为发生在伽马射线暴（GRB）和高能SNe（超新星）中。我调查射流引起的爆炸人口III $40_\odot$星的二维特殊相对论流体动力学代码的流体动力学和核合成的性质。得到了高、低能沉积率$\dot{E}_{\rm dep}=120\times10^{51} {\rm ergs s^{-1}}$和$1.5\times10^{51} {\rm ergs s^{-1}}$模型爆炸后的丰度分布和产额与角度的关系。在喷流引起的超新星中，Fe峰产物的喷射和未处理物质的回落解释了极贫金属（EMP）星的丰度模式。还发现缺硅贫金属星HE 1424- 0241的特殊丰度模式可由含$\dot{E}_{\rm dep}=120\times10^{51} {\rm ergs s^{-1}}$的模型的$θ=30^\circ-35^\circ$角定界产额重现。此外，我比较了射流诱导爆炸和球形爆炸的产量，并确认射流诱导爆炸中的喷射和回落几乎等同于球形爆炸中的“混合回落”。然而，与球形模型相比，在射流诱发爆炸中实现了高熵环境，因此[（Sc，Ti，V，Cr，Co，Zn）/Fe]增强。[Sc/Fe]和[Ti/Fe]的增强改善了与EMP星丰度模式的一致性。
2008-08-26 astro-ph
Analytic Approach to the Stability of Standing Accretion Shocks: Application to Core-Collapse Supernovae
我们探讨了一个分析模型的吸积激波后反弹阶段的核心坍缩超新星爆炸。我们发现增长振荡的冲击在l=1和l=2模式，与现有的各种数值模拟。对于适度的值的外吸积激波的内边界的激波流的比例，不稳定性似乎来自于被困声波的增长，而在较高的值，激波后平流显然发挥了作用。因此，这里描述的模型可能与最近由Blondin和Mezzacappa以及Foglizzo及其合作者提出的不同的不稳定机制有关。
2007-01-09 astro-ph
Nucleosynthesis and Remnants in Massive Stars of Solar Metallicity
Hans Bethe在许多方面为我们理解大质量恒星中发生的超新星做出了贡献，但是，直到今天，仍然缺乏爆炸如何被激发的第一原理模型。然而，核合成的定量理论是可能的。我们提出了一个调查的核合成发生在32颗恒星的太阳金属量在12至120太阳质量的质量范围。最新的太阳丰度，不透明度，质量损失率，和当前的估计核反应率。根据核合成、测量的中子星质量和光变曲线，讨论了超新星的质量切割和爆炸能量的限制。核合成的结果，当集成在萨尔彼得初始质量函数（IMF），同意很好地与什么是在太阳中看到的。我们讨论了一些详细的生产的长寿命的放射性，26铝和60铁，以及为什么最近的模型为基础的估计比60铁/26铝是过大相比，卫星观测。这种差异的一个主要来源是这些不稳定同位素产生和毁灭的不确定的核截面。
2007-02-06 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
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
Inelastic Neutrino-Helium Scatterings and Standing Accretion Shock Instability in Core-Collapse Supernovae
我们提出的数值实验的结果，在其中，我们已经调查的非弹性中微子氦相互作用的影响，应该发生在反弹后超新星核心的常设吸积激波不稳定性。对吸积流通过驻存吸积激波作用于质子中子星的轴对称流体动力学模拟表明，相互作用相对较小，激波不稳定性的线性增长几乎不受影响。在不稳定性进入非线性区域后，非弹性反应产生的额外加热对激波的复苏变得重要，但只有当中微子光度非常接近临界值时，激波才会在没有相互作用的情况下复苏。我们还研究了微扰初始振幅和μ、τ中微子温度对结果的依赖性。
2006-06-08 astro-ph
New Nuclear Reaction Flow during r-Process Nucleosynthesis in Supernovae: Critical Role of Light Neutron-Rich Nuclei
我们研究了轻丰中子核在超新星r过程核合成中的作用。以往对r过程的研究主要集中在重不稳定核的反应流上。虽然核反应网络包括几千个重核，但在这些研究中仅使用了通过稳定线附近的轻质量核的有限反应流。然而，在中微子驱动风中r过程的可行方案中，初始条件是由中子，质子和电子-正电子对组成的高熵热等离子体经历强烈的中微子通量。在这样的环境中，轻质量核和重核在种子核和r-过程元素的产生中将发挥重要作用。因此，我们已经扩展了我们的全隐式核反应网络，使其包括Z $ \leq 10$的中子滴线以下的所有核，以及Z $ \geq 10$的更大网络。在目前的核合成研究中，我们利用大规模SNeII爆炸的风模型来研究这个扩展网络的影响。我们发现，一个新的核反应流路打开在非常轻的中子丰富的区域。这种新的核反应流可以改变最终的重元素丰度多达一个数量级。
2001-07-19 astro-ph nucl-th
Magnetohydrodynamic Rebound Shocks of Supernovae
我们构建磁流体动力学（MHD）的相似反弹冲击加入“准静态”的渐近解周围的中央简并核心，探索在超新星爆炸的随机磁场演化的MHD模型。这为进一步研究同步辐射诊断、宇宙射线的MHD冲击加速以及致密天体中强磁场的性质提供了理论基础。空间中的磁场强度接近一个极限比，这是可比的喷出物的质量与祖质量的比率，在这个自相似的反弹MHD冲击演化。致密残余星的强磁场主要是由于引力核坍缩和磁场的径向分布。
2007-04-02 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
Ion Heating in Collisionless Shocks in Supernovae and the Heliosphere
非碰撞激波在许多天体物理现象中起着作用，从日球层的日冕物质抛射（CME）到超新星遗迹。它们在加热和加速粒子中的作用是公认的，但离子加热的确切机制还没有得到很好的理解。两个系统，CME和超新星遗迹，进行了检查，以确定加热的重离子，因为他们通过碰撞冲击，从而提供了一个种子人口的宇宙射线加速过程。三个参数进行检查，等离子体β，马赫数的冲击和冲击的磁角。CME优先加热重离子。这与超新星的数据相反，超新星的数据显示出小于质量比例的加热。除了这些研究之外，天体物理系统中的加热还涉及中性原子。一个蒙特卡罗模型模拟了中性粒子穿过激波的过程。中性粒子可以产生冲击波的前兆，从而进一步加热等离子体。这项工作使用来自日光层的原位数据来研究天文系统，因为共同的冲击特性是远程研究冲击的磁分量的独特方式。
2005-06-14 astro-ph
Pulsar spins from an instability in the accretion shock of supernovae
在核心坍缩的超新星中，旋转动力的射电望远镜诞生时的初始旋转周期为300毫秒（有些短至20毫秒）。在传统的图像中，这种快速旋转是旋转恒星核心坍缩期间角动量守恒的结果。这导致了一个必然的结论，即脉冲星的自旋与祖先星的旋转直接相关。然而，到目前为止，恒星理论还不能解释脉冲星自旋的分布，这表明诞生旋转要么太慢，要么太快。在这里，我们报告了一个强大的不稳定性的停滞吸积休克核心坍缩超新星，能够产生一个强大的旋转流附近的吸积原中子星。足够的角动量被沉积在原中子星上，以产生与观测一致的最终自旋周期，即使从球对称的初始条件开始。这为中子星自旋的产生提供了一种新的机制，并削弱了（如果不是打破的话）超新星祖先核的旋转周期与脉冲星自旋之间的假设相关性。
2006-11-21 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
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
Turbulence and particle acceleration in collisionless supernovae remnant shocks: I-Anisotropic spectra solutions
本文研究了加速宇宙射线流在冲击波前驱体中激发的MHD湍流的性质。两个公认的制度（非共振和共振）的流不稳定性考虑在内。我们表明，非共振不稳定性是非常有效的，通过其增长和非线性传输之间的平衡饱和。然后宇宙射线共振不稳定性接管并被通过激波的平流淬灭。如果激波速度$V_{\rm sh}$大于$ξ_{\rm CR} c$的几倍，则湍流水平由非共振区决定，其中$ξ_{\rm CR}$是宇宙射线压力与激波动能的比值。这种不稳定性决定了谱与$k_\parallel$（沿激波法线的波数）的相关性。Alfvén波的横向级联同时决定了$k_{\perp}$的依赖性。我们还研究了前向波和后向波之间湍流能量的重新分配，这是通过两个阿尔文波和一个慢磁声波的相互作用而发生的。最后发现最长波长处的光谱几乎与$k_{\parallel}^{-1}$成正比。下游，各向异性通过激波交叉处的压缩而进一步增强。
2006-03-17 astro-ph
