Nucleosynthesis in neutrino-driven winds: I. The physical conditions
在中子星生命的前20秒，其巨大的中微子光度会导致其表面的明显质量损失。先前的研究表明，中微子驱动的风可能是r过程发生的地方。核合成对表征风的四个物理参数敏感：质量损失率，每个重子的熵，电子分数和动态时间尺度。不同的作者使用超新星的数值模型，得出了这些关键参数的不同数值。在这里，我们推导出它们的值解析和测试我们的分析结果，使用隐式流体动力学代码的数值计算。利用我们的分析和数值方法，我们还研究了各种因素如何影响我们的结果。所导出的熵通常低于产生强r过程所需的值，差2 ~ 3倍。各种因素，可能会给一个更高的熵或在风中更迅速的膨胀进行了讨论。
1996-11-12 astro-ph
The Physics of Protoneutron Star Winds: Implications for r-Process Nucleosynthesis
我们解决了中微子驱动的质子中子星风的广义相对论稳态本征值问题，它立即遵循核心坍缩超新星爆炸。我们提供速度，密度，温度和成分的配置文件，并探讨系统和结构通用这样的风的各种质子中子星的特点。此外，我们推导出的熵，动力学时标，和中子种子比在广义相对论的框架中必不可少的评估这个网站作为一个候选人的$r$过程核合成。一般来说，我们发现，对于一个给定的质量流出率（$\dot{M}$），风的动力学时标是显着短于以前认为的。我们反对高熵（$\gtrsim300$每k $_{B}$每重子），长动力学时标$r$过程的时代的存在或可行性。为了支持这一结论，我们模拟质子中子星冷却阶段，计算核合成产率在我们的稳态配置文件，并估计综合质量损失。我们发现跨音速风只有在极低的$\dot{M}$（$\lesssim1\times10^{-9}$ M $_\odot$ s $^{-1}$）和极长的动力学时标（$τ_ρ\gtrsim0.5$秒）时才进入高熵相。我们的研究结果支持可能存在一个早期的$r$过程时代在适度的熵（$\sim150$）和非常短的动力学时标，在我们的计算与一个非常大质量或非常紧凑的质子中子星，合同迅速后，前超新星。我们探索可能的修改，我们的模型，这可能会产生显着的$r$过程核合成一般。最后，我们推测的影响回落和冲击的风物理和核合成。
2001-08-01 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
Constraints on Early Nucleosynthesis from the Abundance Pattern of a Damped Ly-alpha System at z = 2.626
我们通过分析一个富金属星系在高红移时的详细化学富集模式，研究了年轻宇宙的化学演化。最近在z = 2.626的阻尼莱曼α吸收体（DLA）的气相中检测到20多种元素，这为探索早期核合成提供了一条令人兴奋的新途径。给定一个严格的上限年龄~2.5 Gyr和气相金属丰度约三分之一的太阳，我们已经证明了DLA丰度模式是一致的化学演化模型的预测，其中星际富集是由大质量的恒星与一个小的贡献，从Ia型超新星。经验数据和模型之间的差异被用来突出突出核合成理论中的突出问题，包括II型超新星模型高估太阳下金属丰度的“奇偶”效应的大小的趋势。我们的研究结果表明，除了大质量恒星提供的镁和锌之外，可能还需要补充来源。
2004-01-21 astro-ph
Nucleosynthesis inside Gamma-Ray Burst Accretion Disks
我们调查核合成内的伽马射线暴吸积盘和风从磁盘的内部区域发射使用一维模型的磁盘和风和核反应网络。远离中心黑洞，吸积气体的成分被认为是大质量恒星在核心坍缩之前的富氧层。我们发现，磁盘由五个层，其特征在于占主导地位的元素：O 16，Si 28，Fe 54（和Ni 56），He 4，和核子，和个别层向内移动，保持整体配置文件的组合物作为吸积率降低。Ni 56通过风从盘的内部区域大量喷射，电子分数\simeq 0.5。除了铁族之外，比Cu重的元素，特别是Cu 63和Zn 64，也是通过风大量产生的。各种各样的丰中子核也可以在风中从盘的丰中子区域产生，尽管估计的产量有很大的不确定性。
2004-05-26 astro-ph
Nucleosynthesis in neutrino-driven winds: II. Implications for heavy element synthesis
在中子星生命的前20秒，其巨大的中微子光度会导致其表面的明显质量损失。这种中微子驱动的风以前被认为是r过程的可能地点。Qian和Woosley（1996）从解析和数值两方面推导了风中重元素合成的物理条件。这些条件包括熵（S），电子分数（Ye），动态时间尺度和质量损失率。在这里，我们探讨这些条件的核合成的影响。我们发现，标准的风模型推导出的文件是不足以使r-过程，虽然他们确实产生了一些罕见的物种以上的铁族。我们进一步确定的熵，电子分数，和所需的动态时间尺度，使r-过程的一般限制。特别是，我们从核反应网络计算得到的条件，以提供一个足够的中子-种子比生产的铂峰。这些条件的范围从0.001-0.1 s的合理动态时间尺度的Ye = 0.2和S < 100/重子，到0.1 s的动态时间尺度的Ye = 0.4-0.495和S > 400/重子。这些条件也推导出解析来说明物理决定的中子种子比。
1996-11-13 astro-ph
Electromagnetic Cascades and Cascade Nucleosynthesis in the Early Universe
我们描述了一个计算电磁级联辐射和物质在早期宇宙中发起的大质量粒子的衰变或其他一些过程。我们使用了蒙特卡罗和数值技术的组合，使我们能够使用精确的截面，在已知的情况下，所有相关的过程。在大爆炸核合成时期之后启动的级联中，级联中的$γ$ -射线将光致分解$^4$ He，产生$^3$ He和氘。使用所观察到的$^3$他和氘的丰度，我们能够把级联能量沉积作为宇宙时间的函数的约束。在大质量原始粒子衰变的情况下，我们把大质量原始粒子的密度限制为它们的平均衰变时间的函数，以及衰变中微子的预期强度。
1995-01-16 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
Electromagnetic Cascade in the Early Universe and its Application to the Big-Bang Nucleosynthesis
我们研究了早期宇宙中由极高能光子注入引发的电磁级联，并通过数值求解玻尔兹曼方程组计算了级联谱。在计算中，我们考虑了背景电子的康普顿散射和背景核子的对产生，以及光子-光子过程和逆康普顿散射。我们还将级联谱应用于大爆炸核合成中重不稳定粒子的光解过程，得到了它们的寿命和丰度的约束。
1994-12-16 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
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
Primordial Nucleosynthesis as a Test of the Friedmann Equation in the Early Universe
在标准的热大爆炸模型中，早期宇宙的膨胀由弗里德曼方程给出，其能量密度由相对论性粒子主导。由于在各种模型中，这个方程是改变，我们介绍了弗里德曼方程的修改，并表明，我们可以约束它们使用大爆炸核合成数据。当没有中微子/反中微子不对称性时，这些修改是紧密结合的，但在不对称性的存在下，边界变得松散得多。作为一个例子，我们将我们的结果应用到一个模型中，其中第二和第三家庭与第一家庭（非万有引力）不同地耦合到引力。
2003-09-18 astro-ph hep-ph
The Origin of Present Day Cosmic Rays: Fresh SN Ejecta or Interstellar Medium Material ? I Cosmic Ray Composition and SN Nucleosynthesis. A Conflict with the Early Galactic Evolution of Be ?
现今宇宙射线（CR）的成分与SN喷出物物质的显著加速不一致（即使喷出物颗粒物质优先加速）。目前的CR主要是由ISM（“太阳混合物”）和拱星（富含22 Ne和12 C的WR风）气体和颗粒物质的加速引起的。事实上，CR源的组成没有显示出与SN核合成有关的异常：（i）CR源FeNi/MgSiCa比率具有精确的太阳能混合值，而FeNi主要在SN Ia中合成，MgSiCa在SN II中合成。如果CR起源于SN喷出物，这就需要对各种SN Ia和SN II的加速效率有严格的条件。(ii)相对于在SNae中制造的所有元素，不在任何SN中制造的主S过程元素的非缺陷。(iii)所有CR源同位素比都与太阳混合一致（除了22 Ne和12 C过量、WR风）。(iv)CR中没有59 Ni意味着SN核合成和加速之间的时间延迟大于10^5年。(v)SNR和CR冲击加速的物理学意味着内部喷出物物质的加速相对来说是微不足道的（Ellison & Meyer，本卷）。目前的CR在超级气泡材料之外的主要加速似乎也是不可信的。这些关于当前CR的结论并不一定与早期银河系中Be/H的线性演化相冲突。在早期的银河ISM中，几乎没有重元素，因此，即使是微量的新加工物质的加速，也必然在C和O生成Be的过程中起着主导作用。“Be指示器”对起源于ISM的可能占主导地位的早期银河系CR成分视而不见，当时几乎由纯H和He组成。
1999-05-05 astro-ph
Primordial Nucleosynthesis and Dark Matter
本文在简要介绍早期宇宙学的基础上，回顾了大爆炸核合成的研究现状，并对理论与观测的一致性进行了详细的分析。He 4和Li 7的丰度决定了重子-光子比$η$的值相对较低，$η\approx 1.8 \times 10^{-10}$，并与最近在类星体吸收系统中测量的D/H值相一致。这些结果对银河系的化学演化、宇宙中重子暗物质的数量以及早期宇宙中允许的自由度有着深远的影响。最后，宇宙学暗物质的动机将特别强调放在超对称候选人审查。
1997-07-17 astro-ph
Constraining Antimatter Domains in the Early Universe with Big Bang Nucleosynthesis
我们考虑了小尺度物质-反物质畴结构对大爆炸核合成的影响，并对早期宇宙中反物质的数量提出了上限。对于在核合成之前湮灭的小结构域，这个限制来自He-4的产生不足。对于较大的畴，极限来自He-3的过量产生。大部分来自反质子-氦湮灭的He-3也被湮灭。He-3的主要来源是由湮灭引发的电磁级联引起的He-4的光衰变。
2000-01-17 astro-ph hep-ph nucl-ex
Neutrino Mixing and Nucleosynthesis in Core-Collapse Supernovae
对核心坍缩超新星作了简单的描述。讨论了超新星环境中中微子驱动风、中微子通量和光度、反应速率以及平衡电子分数的性质。简要回顾了与核心坍缩超新星有关的中微子混合和中微子相互作用。计算了几种可能影响快中子俘获过程（r过程）核合成的演化情景下的电子分数值。
2005-02-12 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
Neutrino Oscillations and the Early Universe
本文简要介绍了与太阳和大气中微子异常有关的中微子振荡的观测和理论状况。详细讨论了中微子振荡对早期宇宙演化的影响。本文简要回顾了标准的大爆炸核合成以及共振和非共振中微子振荡对活跃中微子和He-4原初核合成的影响。讨论了BBN对中微子振荡参数的宇宙学约束。
2003-12-21 astro-ph
Protoneutron Star Winds
中子驱动的风被认为是伴随着新生的质子中子星的开尔文-亥姆霍兹冷却阶段在核心坍缩超新星之后的第一秒。这些外流是快速中子俘获核合成（r-过程）的天体物理学场所的可能候选者。在这一章中，我们回顾了质子中子星风的物理学，并评估了它们作为重r过程核素产生场所的潜力。我们表明，球形跨音速质子中子星风不产生强大的$r$过程核合成的“规范”中子星与1.4 M太阳的引力质量和坐标半径为10公里。我们进一步推测和评论的中微子驱动的风从质子中子星与强磁场的一些方面。
2003-09-03 astro-ph
Nucleosynthesis in the Early Galaxy
最近对r过程富集的贫金属星丰度的观测揭示了元素$Z\leq47$的不均匀丰度模式。基于元素丰度之间的非相关性的趋势，作为一个函数的Eu丰富的大样本的金属贫星，它表明，一个一致的和强大的轻元素的主要过程（LEPP）和r-过程模式中发现的R-II贫金属星的混合解释了这种明显的不均匀性。此外，我们从观测中推导出了LEPP的丰度模式，并表明它与使用最近的s过程模型时太阳丰度中缺失的分量是一致的。由于LEPP的天体物理学站点是未知的，我们探索的可能性内的一个站点独立的方法的中子捕获过程。建议中子密度为$n_{n}\leq10^{13}$ $cm^{-3}$或在$n_{n}\geq10^{24}$ $cm^{-3}$范围内的情景最能解释观测结果。
2007-09-04 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
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
R-Process Nucleosynthesis In Neutrino-Driven Winds From A Typical Neutron Star With M = 1.4 Msun
研究了中微子驱动风中的外边界条件对r过程核合成的影响。我们对中微子驱动风的流体动力学和r过程的核反应网络计算进行了数值模拟。作为流体动力计算的外边界条件，我们在风的最外层设置了一个压力，它正接近激波壁。通过改变边界压力，我们得到了在中微子驱动风中膨胀物质的各种渐近热温度。我们发现，比中微子驱动风研究中所用的温度稍低的渐近温度可以导致成功的r-过程丰度模式，即使对于典型的原中子星质量为Mns ~ 1.4 Msun的中子星，这种模式也与太阳系的r-过程丰度模式有合理的一致性.稍低的渐近温度降低带电粒子反应速率和所得到的种子元素的量，并导致高的中子-种子比成功的r-过程。这是一个新的想法，它不同于以往的模型的中微子驱动的风从非常大的质量（Mns ~ 2.0 Msun）和紧凑的（Rns ~ 10 km）中子星，以获得一个成功的r-过程丰度图案短的膨胀时间和高的熵。虽然这样大的质量有时会受到中子星质量的观测事实的批评，我们通过重新考虑风的边界条件来消除这种批评。我们还探讨了边界条件与中子星质量之间的关系，中子星质量与中子星的前身质量有关。
2002-06-18 astro-ph nucl-th
Nucleosynthesis in Outflows from the Inner Regions of Collapsars
我们认为核合成流出起源于内部区域的粘性吸积盘后形成的崩溃旋转的大质量恒星。我们表明，风一样的外流驱动的粘性和中微子加热可以有效地合成铁族元素以近相对论速度移动。计算得到的~（56）Ni的质量和渐近速度与SN 1998bw和SN 2003dh的观测结果一致。这些稳定的类似风的流出物通常富含质子，其特征是只有适度的熵，因此基本上合成不出比铁族元素更重的元素。我们还讨论了气泡状的外流所造成的快速能量沉积在局部区域附近或在吸积盘。这些间歇喷出物出现低电子分数，是一个有前途的网站为A = 130 r-过程峰值元素的合成。
2004-01-16 astro-ph
Nucleosynthesis in Early Stars
本文给出了一些早期恒星结构和核合成计算的初步结果。这项研究（仍在进行中）旨在探索第二代低质量和中等质量恒星的预期化学特征，这些恒星可能是由大爆炸和Pop III（Z=0）超新星物质组合形成的。尽管现阶段研究还不完整，但我们在模型中发现了一些重要特征。这些早期恒星的初始化学成分被发现与仅仅通过缩放太阳成分给出的结果有很大的不同。最明显的区别是缺乏氮。这不应显著影响结构演变，因为由于碳（和氧）的存在，氮将通过CNO循环快速产生。然而，它应该影响核合成产率。我们还发现，我们的非常低的金属丰度5太阳质量模型，[Fe/H]=-4.01，没有达到RGB -它直接进入氦燃烧阶段。它也没有经历第一次的挖掘。这不是一个新发现，但它将对恒星表面的化学演化产生影响，并应该改变我们目前正在计算的核合成产额。我们的高金属量恒星，其球状星团组成为[Fe/H]=-1.40，确实经历了所有标准的演化阶段，但与太阳金属量恒星相比，也有显着更高的表面温度和光度。它们的内部温度也更高，这将再次影响最终的核合成产率。
2003-05-01 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 Early Supernova Winds II: The Role of Neutrinos
核天体物理学中一个悬而未决的谜团是所谓的p过程核的起源，从A = 92到126。一般的II型超新星的氖壳层和氧壳层都能产生较轻和较重的p过程核，但这些中间同位素，特别是92，94 Mo和96，98 Ru的来源一直是个谜。在这里，我们探讨这些核的生产在中微子驱动的风从一个年轻的中子星。我们考虑这样的早期，风仍然包含质子过剩，因为电子中微子和正电子捕获中子的速率比质子的反向捕获速率快。根据Frohlich等人2005年的建议，我们还考虑了这样的可能性：除了质子、α粒子和重粒子之外，反应p（bar（nu_e），e+）n还维持了小通量的中子。这种中子通量对于通过（n，p）和（n，γ）反应桥接沿rp过程路径的长等待点至关重要。利用Janka等人2003年提出的最近二维超新星模型的未修改的喷出物历史，我们发现了高达102 Pd的富p核的合成。然而，如果这些喷出物的熵增加两倍，合成扩展到120 Te。熵的增加更大，这可能反映了流体动力学模型中忽略的磁场或振动能量输入的作用，导致产生大量的r-、s-和p-过程核，最高可达A约170，甚至在质子丰富的风中也是如此。
2005-11-07 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
The Early Mirror Universe: Inflation, Baryogenesis, Nucleosynthesis and Dark Matter
可以存在一个平行的“镜像”世界，它与可观察世界具有相同的粒子物理学，并且只通过引力耦合后者。核合成界要求镜像扇区的温度比普通扇区的温度小。由于这个原因，它的演化应该大大偏离标准宇宙学，就像重子生成，核合成等关键时期而言。从解释两个扇区初始温度不同的暴胀假设出发，研究了早期镜像宇宙的时间历史。特别是，我们表明，在大统一理论或电弱重子生成的情况下，在镜像世界中的重子不对称性应该大于在可观察的，事实上，镜像重子可以提供占主导地位的暗物质组成的宇宙。此外，通过对核合成时期的分析，我们发现镜像氦的丰度应该远大于普通氦的丰度。简要讨论了镜像重子作为一种自相互作用的暗物质对大尺度结构形成、CMB各向异性、星系晕结构、微透镜等的意义。
2001-01-29 astro-ph hep-ph
Early Star Formation, Nucleosynthesis, and Chemical Evolution in Proto-Galactic Clouds
我们提出了数值模拟来描述核合成和演化的前银河系云的模型，这是出于冷暗物质模拟的层次星系形成。我们采用SN诱导的恒星形成机制，并遵循II型和Ia型SNe的化学富集和能量输入。我们利用金属依赖的产量，包括有限的恒星寿命。我们推导出金属丰度分布函数，年龄-金属丰度关系，和相对元素丰度的一些α-和Fe-组元素。我们发现，外晕的金属丰度分布函数的色散是由不同初始条件的云的贡献再现。最初质量大于现在球状星团的星云被发现在最初的0.1 Gyr中幸存下来，这表明这样的系统可能有助于第一批恒星的形成，并且可能是自我富集的。更大质量的云只有在假设初始质量函数不偏向大质量恒星时才是稳定的。某些α-和Fe-族元素的预测相对丰度显示出良好的协议与观测值低于[Fe/H] = -4时，铁产量相对于恒星模型减少的金属丰度。所观察到的散射也再现了许多元素，包括所观察到的分叉在[α/Fe]与低[Fe/H]的恒星。然而，预测的分散可能是太大的一些α元素，除非假设一个有限的范围内的祖质量。结果表明，在极低的金属丰度下，低质量的SNeII是不存在的，而第一批参与核合成的恒星的质量上限可能小于40个太阳质量。
2006-03-28 astro-ph
Antimatter Regions in the Early Universe and Big Bang Nucleosynthesis
我们研究了存在反物质区域的大爆炸核合成。根据反物质区域的距离尺度，以及它们湮灭的时代，早期宇宙中反物质的数量受到观测到的丰度的限制。小的区域，其中湮灭弱freezeout后，但在核合成之前，导致减少的4 He产量，因为中子湮没。核合成后湮灭的大区域导致3 He产率增加。氘的生产也受到影响，但影响不大。~ 3 He的三种最重要的产生机制是：1）~ 4 He的湮没辐射光致衰变，2）pbar-~ 4 He的湮没，3）nbar-~ 4 He的反~ 4 He湮没产生的“次级”反中子的湮没。虽然pbar-4 He湮灭产生的3 He比二次nbar-4 He湮灭更多，但后者的产物在后来的湮灭中更好地存活下来，因为它们分布在更远离湮灭区的地方。
2000-09-20 astro-ph hep-ph nucl-ex
The Crisis Confronting Standard Big Bang Nucleosynthesis
原始核合成在充满辐射和物质（重子）的膨胀宇宙的早期演化过程中是不可避免的。然而，精确的丰度产额敏感地依赖于重子密度、辐射含量和早期膨胀率。对于"标准”大爆炸核合成（SBBN），只有D、$^3$ He、$^4$ He和$^7$ Li以天体物理学上有趣的丰度产生，这些丰度仅取决于一个"自由”参数，$η= n_{\rm B}/n_γ$，重子（核子）与光子的比率。SBBN有四个原始丰度和一个可调参数，是一个非常可检验的理论。在理论与数据的对抗中，目前的观察表明，一场危机可追溯到氘（倾向于$η$的"高”值）和氦-4（倾向于"低”$η$值）之间的紧张关系。在这篇文章中，我在普林斯顿大学“宇宙学的批判性对话”（1996年6月）讨论的材料的书面版本，我将提出一个冲突的情况下，并显示如何在近原始类星体吸收器的氘最近的观测加剧了这个问题。最后，我简要描述了一种替代的，“动态”的方法来约束核子密度，这可能是一些值给定当前氘二分法。
1996-08-13 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
On the Dynamics of Proto-Neutron Star Winds and r-Process Nucleosynthesis
我们在这里研究的形成重r-过程核的高熵环境中的快速膨胀的中微子驱动的风从紧凑的对象。特别是，我们探索了在A> 130区域中的元素创建对流出物的低温行为的敏感性。为了这个目的，我们采用了一个简化的模型的动力学和辐射为主的，绝热外流的热力学演化。它包括第一阶段的快速，指数冷却，其次是第二阶段的缓慢演变，无论是假设恒定的密度和温度或幂律衰减这些量。这些情况下，应该捕捉最相关的影响，一个强减速或跨音速外流的加速度下降，分别，例如，在风终止冲击所造成的碰撞较慢，前面的超新星喷出物。我们发现，不仅两个膨胀阶段之间的转变温度可以在铂峰的形成有很大的差异，而且在后期阶段的详细冷却规律。除非转变温度和相应的（自由中子）密度变得太小（T <2 * 10^8 K），否则在此阶段较低的温度或较快的温度下降会使第三个丰度峰出现得更强。由于在~2 * 10^8 K和~10^9 K之间的核光致衰变率对温度的敏感性比n俘获率对自由中子密度的敏感性更高，因此在这个温度范围内更快的冷却使r过程路径更接近n滴线。在低（γ，n）-但高β-衰变率的情况下，r-处理不通过（γ，n）-（n，γ）平衡进行，而是通过（n，γ）-反应和β-衰变的准平衡进行，正如Wanajo最近指出的那样。
2008-11-24 astro-ph
Quark-Gluon Plasma in the Early Universe
早期宇宙中的QCD相变可能会在重子光子比和同位旋中留下不均匀性，这可能会影响后来的核合成。在很高的温度下，由于渐近自由，QCD等离子体可以用微扰理论描述，但可能的相变需要像格点规范理论这样的非微扰方法。假设一阶跃迁确实发生了，可以求解一组动力学方程，通过它来演化宇宙，并量化不均匀性的尺度。不幸的是，这个尺度似乎太小了两个数量级，不足以影响核合成。
2001-01-29 astro-ph
Thermodynamics of the early Universe with mirror dark matter
镜像物质是一种很有希望的自碰撞暗物质候选者。在这里，我们研究的温度低于~100兆电子伏的早期宇宙中存在一个隐藏的镜像部门与完整的宇称对称性和引力相互作用的演化。这个温度范围是有趣的原始核合成分析，因此，我们专注于在这两个部门的自由度的时间演变。数值求解方程组，我们得到了一个有趣的预测，即在大爆炸核合成前后，随着温度的降低，超中微子族的有效数目增加，这有助于解决核合成和宇宙微波背景形成时期计算的超中微子族的数目之间的差异。
2008-09-07 astro-ph hep-ph
Primordial Nucleosynthesis with CMB Inputs: Probing the Early Universe and Light Element Astrophysics
宇宙微波背景（CMB）对重子-光子比$η\propto Ω_{\rm baryon} h^2$的测定将从（标准）大爆炸核合成（BBN）计算中删除最后一个自由参数。这将使BBN成为早期宇宙物理学的更敏锐的探测器，例如，大大改进了BBN对轻中微子种类$N_{ν,eff}$的有效数量的测量。我们展示了如何CMB可以提高这一限制，目前的轻元素数据。此外，通过使用其他元素，特别是氘，将有可能独立于\he 4来限制$N_{ν,eff}$;这将允许更严格的限制和系统学测试。例如，如果$η\sim 6.0\times 10^{-10}$为$η$，则3%的$η$测量值与10%（3%）的原始D/H测量值一起可以测量$N_{ν,eff}$至$σ_{95%}(N_ν) = 1.8$（1.0）的95%置信水平。如果采用标准模型值$N_{ν,eff}=3$，则可以使用CMB的$η$（及其不确定性）对原始丰度进行准确预测。这些决定可以反过来成为关键的投入，在核合成历史（化学演化）的星系，从而对这些模型的约束。
2001-05-22 astro-ph hep-ph nucl-th
Big Bang Nucleosynthesis and neutrinos
我们对大爆炸核合成（BBN）进行了简要回顾。我们讨论了氘和氦-4原始丰度的理论和观测不确定性及其对确定重要宇宙学参数的影响。此外，我们提出了一些最近的结果，在早期宇宙中的积极无菌中微子振荡和它们对BBN的影响。
2003-10-10 astro-ph hep-ph
Neutrinos and Primordial Nucleosynthesis
讨论了大爆炸核合成（BBN）作为研究中微子性质的独特工具的重要性，并总结了最近对弱反应与热浴解耦以及e+e-湮灭后中微子再加热的自洽和鲁棒处理的步骤。我们还强调了宇宙微波背景（CMB）的各向异性在提供一个准确的和独立的重子密度参数ω b的测定的重要作用。BBN是目前一个强大的无参数理论，可以测试早期宇宙中中微子退耦的标准场景。此外，它还可以限制中微子领域的新物理。概述了今后几年改进的前景。
2004-12-10 astro-ph
Active-Sterile Neutrino Mixing in the Early Universe and Primordial Nucleosynthesis
研究了早期宇宙中中微子的物质增强（MSW）变换对原初氦产额（Y_p）的影响。我们发现，微中子能谱的变化对Y_p的影响远大于膨胀率的变化。具体而言，由于低能电子中微子的转化而导致的缺失可以通过解除低能中子衰变的费米阻塞和通过停止低能中微子对中子的捕获来显著影响中子-质子弱互转换率。我们发现在v_{μ，τ}-v_s-v_e混合的情况下，当m_{v_{μ，τ}}^2 - m_{ν_s} ^2 \le 10^4 eV^2时，Y_p在因果视界内的变化为-0.005 \le δY_p \leq 0.013，下限为m_{v_{μ，τ}}^2 - m_{ν_s} ^2 \approx 100 eV^2，在ν_e-ν_s混合的情况下，对于m_{ν_e} ^2- m_{ν_s} ^2 \le 1 eV ^2，\le δY_p \leq为-0.002 0.
1999-04-03 astro-ph hep-ph
Effects of a torsion field on Big Bang nucleosynthesis
在本文中，它是调查扭转，这在大多数量子引力理论中自然产生的，是否有可观察到的大爆炸核合成的影响。扭转可以导致中微子之间的自旋翻转，从而将它们变成无菌中微子。在早期宇宙中，它们可以改变氦的丰度，这受到观测的严格限制。在这里，我计算在多大程度上扭转的弦论类型导致不同意与大爆炸核合成的预测。
1999-06-25 astro-ph gr-qc
Neutrino oscillations in the early Universe
我们讨论了早期宇宙中中微子的振荡效应，更新了宇宙学对振荡参数的约束。结果表明，太阳中微子问题的无菌LOW解几乎完全排除在宇宙核合成考虑之外。讨论了这一约束松弛的两种可能性：高原始氦-4产额和核合成时期遗留的轻子不对称性。数值分析表明，当Y_p=0.25时，仅放松了对LOW解的约束，而L > 10^{-5}时，则可以消除对LOW解的约束。
2001-02-09 astro-ph hep-ph
Neutrinos and the Supernova Origin of the Elements
超新星产生的热中子星释放出强烈的中微子流。中子和质子上的电子中微子和反中微子捕获反应分别提供热量，驱动热中子星的风。同样的反应也决定了风物质的中子丰度。当风物质从中子星向外扩展时，通过快速中子俘获的核合成，即r过程，可能发生在风物质中。风物质的中子丰度，以及其中的r-过程核合成，对μ子（或τ子）中微子/反中微子和电子（或无菌）中微子/反中微子之间的混合很敏感。间接参数和直接测试的r-过程元素的超新星起源进行了讨论，建立一个目标，超新星r-过程核合成作为一个重要的探针中微子混合。
2000-08-30 astro-ph hep-ph nucl-th
Spin-Statistics Connexion, Neutrinos, and Big Bang Nucleosynthesis
我们展示了如何在早期宇宙的$^4$氦丰度可以用来证明宏观样品的中微子在热平衡分布确实根据费米-狄拉克统计。
1995-12-11 astro-ph hep-ph
Lithium-6: A Probe of the Early Universe
我认为6Li的合成是由于大爆炸核合成时代之后遗留粒子的衰变，如引力子或模量。合成的6Li/H比可以与贫金属恒星中的6Li/H相比，在没有恒星耗尽6Li的情况下，对遗迹粒子密度的约束比通常考虑的3 He过量产生要强得多。在这样一个非热核合成的时代，6Li的产生也可以被认为是在贫金属晕星中观察到的相对高的6Li/H比率的一个可能的解释。
2000-02-25 astro-ph hep-ph
Big Bang Nucleosynthesis: Probing the First 20 Minutes
在热的、致密的早期宇宙演化的最初20分钟内，宇宙核反应堆合成了大量的氘、氦-3、氦-4和锂-7。在大爆炸核合成（BBN）过程中产生的这些轻核素的原始丰度对重子的普遍密度和早期宇宙膨胀率很敏感，早期宇宙膨胀率在早期时期由相对论粒子（"辐射“）如光子和中微子的能量密度控制。大约38万年后，当宇宙背景辐射（CBR）从质子和电子的电离等离子体中释放出来时，CBR上的温度波动谱也取决于重子和辐射密度。BBN和CBR所施加的约束之间的比较揭示了宇宙在其演化过程中两个相距甚远的时期的惊人一致的图像。结合这两个探针导致新的和更严格的限制目前的重子密度，对可能的新物理超越粒子物理学的标准模型，以及确定一些挑战天文学和天体物理学。在这篇综述中，我们将介绍BBN的现状以及重子密度和辐射能量密度的相关估计。
2003-07-11 astro-ph hep-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
Neutrino-Induced Fission and r-Process Nucleosynthesis
一个r-过程的情况下，裂变，但没有裂变循环被认为是占所观察到的丰度模式的中子俘获元素在超贫金属星。有人提出，中微子反应在诱导裂变的祖核后，在II型超新星的r-过程冻结起着至关重要的作用。为了促进中微子诱发的裂变，所提出的r过程方案被限制在低密度环境中发生，例如来自中子星的中微子驱动风。进一步的研究，以发展这种情况下强调。
2002-03-13 astro-ph nucl-th
Recent Progress in Understanding Nucleosynthesis via Rapid Neutron Capture
我讨论了最近的进展，在我们的理解核合成通过快速中子捕获，r-过程，早期太阳系的陨石数据和低金属丰度恒星的观测为基础。目前，所有的数据都要求有两种不同的r过程事件，并建议超新星与这些事件有关。r过程中超新星来源的多样性可能取决于单个超新星中是否形成了中子星或黑洞。如果这种依赖性被这里讨论的未来观察所证实，那么它将对核物质的性质产生重要影响。
2000-08-01 astro-ph nucl-th
Relating gravitational wave constraints from primordial nucleosynthesis, pulsar timing, laser interferometers, and the CMB: implications for the early universe
我们导出了引力波观测量r和Omega_gw（f）之间的一般主方程。这里r是张量标量比，受宇宙微波背景实验（CMB）的约束; Omega_gw（f）是原始引力波的能谱，例如受脉冲星定时测量、激光干涉仪实验和大爆炸核合成（BBN）的约束。对主方程求导得到倾斜d（ln Omega_gw（f））/d（ln f）的新表达式。r和Omega_gw（f）之间的关系敏感地依赖于早期宇宙的不确定性物理，我们表明，这种不确定性可能被封装（以与模型无关的方式）通过两个量：w_hat（f）和nt_hat（f），其中nt_hat（f）是nt（k）上的某个对数平均值（原始张量谱指数）; w_hat（f）是对w_tilde（a）（视界重返后早期宇宙的有效状态方程）的某个对数平均。这里，有效状态方程参数w_tilde（a）是普通状态方程参数w（a）和体积粘度zeta（a）的组合。因此，通过比较r和Omega_gw（f）上的约束，可以获得[w_hat（f），nt_hat（f）]平面中的（非常紧的）约束。特别是，这是限制（或检测）在BBN之前的早期宇宙中存在“刚性”能量成分（w > 1/3）的最佳方法。最后，虽然我们的分析大多没有假设暴胀，但我们指出，如果CMB实验检测到r的非零值，那么我们将立即获得（作为免费的副产品）在暴胀结束和BBN开始之间的“原始黑暗时代”期间，在数学平均的有效状态方程参数上的新上限w_hat…
2007-08-18 astro-ph gr-qc hep-ph
Relic neutrino asymmetries and big bang nucleosynthesis in a four neutrino model
普通中微子和惰性中微子之间的振荡可以在早期宇宙中产生大的中微子不对称性。这些不对称性可以通过改变核反应速率来显著影响大爆炸核合成（BBN）。我们在一个由中微子异常和暗物质问题激发的三个普通中微子和一个不育中微子组成的模型中研究了这一现象。我们计算如何轻子不对称性产生的温度下，他们对BBN的影响演变。原始氦生产的不对称性的影响被确定，导致BBN期间的中微子味的有效数量约为2.7或3.1取决于轻子不对称性的符号。
1998-08-24 astro-ph hep-ph
Determination of Omega_b From Big Bang Nucleosynthesis in the Presence of Regions of Antimatter
在早期宇宙中反物质区域的产生在许多重子生成模型中都有预测。小尺度的反物质区域会在核合成过程中或之后不久湮灭，影响轻元素的丰度。在本文中，我们研究如何在欧米茄_b的可接受的范围内的反物质区域的存在下的变化，相比，标准的大爆炸核合成。结果表明，低4 He值（Y_p < 0.240）和低D/H值（D/H <4 e-5）的同时产生是可能的，但在Omega_b较大时，过量产生7 Li是不可避免的。
2001-03-27 astro-ph hep-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
