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 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 Gamma Ray Burst Accretion Disks
我们遵循的核反应，发生在吸积盘的恒星质量的黑洞，是吸积在一个非常高的速度，每秒0.01至1太阳质量，因为是在许多目前的模型实现伽马射线暴（GRB）。盘中的中子化程度是吸积率、黑洞质量、克尔参数和盘粘性的敏感函数。对于高吸积率和低粘性，到达黑洞的物质将主要由中子组成。这种程度的中子化将有重要的影响，伽玛射线暴产生喷流的动力学，也许为r-过程的合成。对于较低的吸积率和高粘度，可能是适当的外盘在Bracksar模型，中子质子平等持续允许可能的合成56镍在磁盘风。56 Ni必须存在才能形成任何光学明亮的Ib型超新星，特别是那些与伽玛暴相关的超新星。
2002-09-19 astro-ph
Sensitivity of r-Process Nucleosynthesis to Light-Element Nuclear Reactions
我们研究了r过程核合成对18种轻元素核反应速率的效率和灵敏度。我们采用经验幂律关系参数化的反应灵敏度。我们利用两种不同的流体动力学模型的中微子驱动的风，以研究我们的结果对超新星风模型的依赖性。我们还利用指数模型来近似各种其他合理的条件的r-过程。我们确定了几个特定的核反应轻丰中子的核，在确定最终的r-过程核合成产率发挥关键作用。作为一个例子，我们研究了碳同位素中的“半等待”点。我们发现，不仅中子俘获和$β$-衰变，但$(α, \mathrm{n})$反应是重要的，在确定沿r-过程path.Our的数值结果从这个灵敏度分析服务首先澄清轻核反应是最有影响力的，在确定最终的r-过程丰度的等待点。我们还量化了目前核不确定性对最终r-过程丰度的影响。因此，这项研究强调和激励未来的核反应速率的测定将最强烈地影响我们的理解r-过程核合成。
2005-08-11 astro-ph
Inhomogeneous Primordial Nucleosynthesis: Coupled Nuclear Reactions and Hydrodynamic Dissipation Processes
我们提出了一个详细的研究非均匀大爆炸核合成，第一次，核反应耦合到所有显着的波动耗散过程。这些过程包括中微子热输运，重子扩散，光子扩散热输运，以及光子-电子汤姆逊阻力的流体动力学膨胀。轻元素丰度产率提出了广泛的范围内的初始振幅和长度尺度的球形凝聚波动。$^2$ H、$^3$ He、$^4$ He和$^7$ Li核合成产率与观测推断的原始丰度不一致，但波动特征范围很窄。在核合成时期后期，涨落的快速流体动力学膨胀导致$^7$ Li（$^7$ Be）的显著破坏，只有当重子对闭合密度的贡献（$Ω_b$）小于或相当于均匀大爆炸核合成中这个量的上限时。这意味着，$^7$锂的过量生产将peclude的上限为$Ω_b$的任何非均匀核合成的情况下，采用球形凝聚波动的增加。
1993-12-30 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 Baryon-Rich Outflows Associated With Gamma-Ray Bursts
伽马射线暴（GRB）的强产生意味着形成具有非常低的重子负载和高度相对论速度的外流，但更多的重子丰富，更慢的外流也可能发生在大多数GRB中央引擎的情况下，无论是“环喷风”或"失败的GRB“。在这里，我们研究核合成的可能性，在这样的重子丰富的流出进行详细的反应网络计算的基本火球模型的框架。结果表明，达到温和的相对论速度的高重子负载火球可以合成可观数量的重中子捕获元素的质量达到铂峰和超越。少量但有趣的轻元素，如氘和硼也可以产生。根据中子过剩和重子负载，高熵、快速初始膨胀和随后的逐渐膨胀的组合可以导致反应流达到裂变状态，其路径可以介于$r$ -和$s$ -过程（"$n$ -过程“）之间。这些外流的核合成签名可以在黑洞双星系统的伴星和大多数贫金属恒星中观察到，可能提供一个重要的探测伽玛射线暴源的内部条件。一些重元素也可能对太阳丰度有贡献。讨论了在各个方向进一步发展的前景。
2003-06-04 astro-ph
Nucleosynthesis simulations for a wide range of nuclear production sites from NuGrid
天体物理环境中的核合成模拟是核物理学反应速率研究与天体物理学应用的交叉点，例如在银河系化学演化或近场宇宙学领域。不幸的是，目前这种应用的可用产率是基于各种贡献的核生产站点之间的异质性假设，无论是在热力学环境本身的建模方面，还是在特定核反应速率和汇编的选择方面。另一方面，新的核反应速率测定通常需要很长时间才能纳入天体物理学应用。NuGrid项目通过提供一组代码和这些代码相互作用的框架来解决这些问题。在这篇文章中，我们描述了NuGrid项目的动机，目标和第一个结果。核心是一个新的和不断发展的后处理核合成代码（PPN），可以遵循静态和爆炸核合成后，多区1D-恒星演化以及多区流体动力学输入，包括爆炸。在AGB和大质量恒星领域获得了第一批结果。
2008-11-28 astro-ph
Nuclear Ashes: Reviewing Thirty Years of Nucleosynthesis in Classical Novae
支持经典新星爆发“热核逃逸模型”的观测证据之一依赖于伴随的核合成。在本文中，我们强调核合成在我们理解的新星现象的约束模型，通过比较从喷出物的原子丰度测定和同位素比测量的可能新星起源的前太阳颗粒中发挥的相关作用。此外，新星核合成的终点提供了一些线索，有助于理解在喷出物中发现的金属丰度增强的混合过程，也揭示了有关底层白矮星性质（质量、光度.）的信息。我们首先讨论新星爆发和银河系化学丰度之间的相互作用：经典新星爆发被认为是银河系中13 C，15 N和17 O的主要来源，并对其他A < 40的物种，如7 Li或26 Al的丰度做出贡献。我们描述了爆炸过程中的主要核路径，特别强调放射性物质的合成，特别感兴趣的是从新星（7 Li，18F，22 Na，26 Al）预测的伽马射线输出。概述了最近发现的前太阳新星候选颗粒，以及讨论所发挥的作用，核不确定性与关键反应的NeNa-MgAl和Si-Ca地区，也给出。
2002-09-10 astro-ph
Nuclear Aspects of Nucleosynthesis in Massive Stars
介绍了一套新的大质量恒星恒星演化和核合成计算的初步结果。这些结果是用扩展到Bi的反应网络得到的。讨论的重点是在前和后爆炸核合成的核速率的重要性。需要进一步的实验来研究特定的反应和核特性（光学α +核势）的强调。
2000-08-31 astro-ph nucl-th
Nuclear Astrophysics
核物理学在天体物理学中的应用有着悠久而富有成效的历史，这种历史一直延续到今天。天体物理学数据和理论的准确性和广度的进步推动了对基础核物理学更好的实验和理论理解的需求。本文将回顾核物理发挥重要作用的一些场景，包括大爆炸核合成，中微子生产我们的太阳，在新星核合成，创建比铁更重的元素，和中子星。大爆炸核合成与早期宇宙中A <= 7的元素的形成有关;所需的主要核物理输入是少核子反应截面。重元素的核合成涉及各种质子、α、中子和光子诱导的反应，以及放射性衰变。放射性离子束设施的出现为研究这些过程开辟了一条重要的新途径，因为许多过程涉及放射性物质。核物理在中子星中也扮演着重要的角色：核物质状态方程和涉及中微子发射的冷却过程都扮演着非常重要的角色。最新的发展和核物理学和天体物理学之间的相互作用将得到强调。
2005-02-28 astro-ph
The r-process nucleosynthesis: a continued challenge for nuclear physics and astrophysics
天体物理学的网站和r-过程核合成发生的具体条件的识别仍然是天体物理学未解之谜。本文强调了核物理在这个问题上所面临的一些重要的未来挑战，特别是在确定中子滴线附近的奇异核的辐射中子俘获率和重丰中子核的裂变几率。这些量对于确定最初冷的中子星物质减压后的物质组成特别重要。新的详细的r-过程的计算和最终成分的喷射内部和外部的中子星地壳材料的估计。我们讨论了天体物理和核物理中的许多不确定性对喷射物质最终成分的影响。对于A > 140的核，预测和太阳丰度模式之间的相似性，以及不同输入参数的预测的鲁棒性，使得这种情况下最有希望的，值得进一步探索。
2004-10-19 astro-ph
Computational Methods for Nucleosynthesis and Nuclear Energy Generation
这篇评论集中在两个原则的方法来发展核丰度天体物理模拟，通过速率方程和通过平衡的演变。因为一般来说，核合成应用中的速率方程形成了一个非常刚性的系统，隐式方法已被证明是强制性的，导致需要求解中等大小的矩阵方程。努力提高这些速率方程方法的性能集中在这些矩阵方程的有效解决方案，通过充分利用这些矩阵的稀疏性。最近的工作产生的混合计划，使用局部平衡，以减少计算成本的速率方程进行了讨论。这种方案提供了显着的改进，在反应网络的速度和准确的情况下，计算与完全平衡失败。
1999-06-29 astro-ph
Nucleosynthesis and the variation of fundamental couplings
我们确定的基本“常数”的变化对大爆炸核合成的氦丰度预测的影响。分析估计分两部分进行：第一步确定氦丰度对核物理参数的依赖性，而第二步将这些参数与粒子物理的基本耦合联系起来。这个过程可以灵活地将几个耦合的时间变化纳入大统一理论中，同时保持核物理计算与任何依赖模型的假设分离。
2004-05-19 astro-ph
Nucleosynthesis in the Outflow from Gamma Ray Burst Accretion Disks
我们研究的核合成产品，产生的流出快速吸积盘。我们发现，类型的元素合成显着不同的程度的中微子在磁盘中的捕获，因此吸积率的磁盘。具有相对高的吸积速率（例如10M_solar/s）的中微子可以产生在r过程中发现的非常富中子的核。具有较温和的吸积速率的地幔可以产生大量的镍以及轻元素，如锂和硼。具有较低吸积速率（如0.1M_solar/s）的超导体产生大量的镍以及一些不寻常的核（如Ti-49、Sc-45、Zn-64和Mo-92）。这种广泛的潜在核合成产物是由于从盘中发射的电子中微子和反中微子对流出物中的中子质子比的不同影响。我们使用的流出参数化和讨论我们的结果在熵和流出加速。
2005-09-13 astro-ph nucl-th
Nuclear Composition of Gamma-Ray Burst Fireballs
我们研究了形成伽玛暴火球核成分的三个过程：（1）中央引擎中的中子化，（2）火球膨胀和冷却时的核合成，以及（3）随后的内部冲击中的核分裂。火球被发现有一个中子过剩和一个勉强成功的核合成。它们由自由核子、α粒子和氘组成。一个强有力的结果是一个重要的中子成分的生存，这具有重要的意义。首先，如在以前的工作中所示，中子可以导致可观察到的多GeV中微子发射。第二，正如我们在随附的论文中所示，中子在半径达10^{17} cm处影响爆炸动力学，并改变了GRB余辉发射的机制。
2003-01-16 astro-ph
Gamma-Ray Line Astrophysics and Stellar Nucleosynthesis: Perspectives for INTEGRAL
核伽马射线谱线是核天体物理学最真实的诊断工具，因为它们可以明确地识别同位素种类。在过去15年中，仪器的不断改进导致在各个天体物理站点（SN 1987 A和SN 1991 T，Cas-A，银河系盘）发现了几种放射性物质（Al 26，Co 56，Co 57，Ti 44）。这些发现推动了理论活动的核合成这些放射性同位素和相应的网站上的精细建模，提高我们的知识恒星演化，恒星爆炸，星系结构等，我在这里回顾伽马射线线天体物理学的现状，并提出一些观点与恒星核合成，在未来的任务，如INTEGRAL。
1999-01-26 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
Nucleosynthesis in Advective Accretion Disk around Compact Object
研究了致密天体周围吸积盘中的核合成。当物质落向致密物体时，由于核物质的相互作用，核能在高温下释放。在参数空间的某些区域，由于盘的粘性效应，核能变得与能量释放相当或更高。在这些区域，磁盘可能变得不稳定。此外，盘内核丰度的变化也很显著.
2001-03-12 astro-ph gr-qc
The r-process of stellar nucleosynthesis: Astrophysics and nuclear physics achievements and mysteries
恒星核合成的r过程，或快速中子俘获过程，被用来解释在各种金属丰度的恒星和太阳系中观察到的比铁重的稳定（和一些长寿命的放射性）富中子核素的产生。为了模拟r过程，需要非常大量的核信息。这涉及到稳定谷和中子滴线附近之间的各种轻重核的静态特性，以及它们的β衰变分支或它们的反应性。所有这些要求所带来的巨大挑战性的实验和理论任务进行审查，并在该领域的最先进的发展。多年来，已经建立了不同复杂程度的基于核物理学和不含天体物理学的r过程模型。我们回顾了它们的优点和缺点。长期以来，大质量恒星的核心坍缩超新星一直被认为是r过程的特殊位置。我们提出了一个简短的总结一维或多维球形或非球形爆炸模拟可用的日期。他们的预测面临的要求，以获得一个r-过程。本文还讨论了中子星合并后物质减压过程中r-核素合成的可能性。
2007-05-31 astro-ph
Neutrinos and Nucleosynthesis in Gamma-Ray Burst Accretion Disks
我们计算了恒星质量黑洞周围的吸积盘中物质的核组成，这些黑洞被认为伴随着伽马射线暴（GRB）。我们遵循质量元素的吸积盘开始在点的核离解和计算的电子分数的演变，由于电子，正电子，电子中微子和电子反中微子捕获。我们发现，在吸积率为1 M_solar/s或更高的盘的内部区域，电子俘获引起的盘材料的中子化可以被中微子相互作用逆转.在这些情况下，内部盘区域对中微子来说是光学厚的，因此为了估计发射的中微子通量，我们找到了每个光学厚盘模型的中微子最后散射表面（相当于原中子星中微子层）。我们还估计了中微子相互作用对从GRB吸积盘流出的中子-质子比的影响，并发现即使当盘对中微子来说是光学薄的时候，它也是显著的。
2003-11-24 astro-ph nucl-th
Evolution and Nucleosynthesis of Massive Stars and Related Nuclear Uncertainties
评述了对天体物理反应速率预测有重要意义的原子核性质。在第一部分中，最近的模拟演化和核合成的恒星之间的15和25太阳质量。这项研究是用来说明所需的核输入，以及给一些例子的敏感性，某些利率。第二部分集中在核率的统计模型（豪泽-费什巴赫）和直接捕获（DWBA）的预测。一些重要的成分得到解决。更详细地讨论了预测能级密度，宇称分布和光学α +核势的方法。
2003-06-13 astro-ph nucl-th
The Effects of Thermonuclear Reaction Rate Variations on Nova Nucleosynthesis: A Sensitivity Study
我们研究了热核反应速率不确定性对新星核合成的影响。单区核合成计算已经通过采用最热氢燃烧区（即，大部分核合成发生的区域）。我们从7个不同的，最近发表的，流体动力学新星模拟覆盖的峰值温度范围从Tpeak=0.145-0.418 GK我们的配置文件。对于这些配置文件中的每一个，我们单独改变了175个反应的速率在其相关的误差和分析所产生的丰度变化的142个同位素的质量范围低于A=40。总共进行了7350次核反应网络计算。我们使用最新的热核反应速率评估的质量范围A=1-20和A=20-40。对于理论天体物理学家，我们的研究结果表明，在何种程度上新星核合成计算依赖于目前不确定的核物理输入，而实验核物理学家，我们的研究结果至少代表了一个定性的指导，为未来的测量在稳定和放射性离子束设施。我们发现，目前的反应速率估计是可靠的预测的Li，Be，C和N丰度新星核合成。然而，为了预测更可靠的O，F，Ne，Na，Mg，Al，Si，S，Cl和Ar丰度，必须显着降低几个反应的速率不确定性。结果以表格形式列出了每个采用的新星模拟。
2002-06-03 astro-ph
R-process nucleosynthesis calculations with complete nuclear physics input
r过程是核天体物理学的主要挑战之一。它的天体物理学位置尚未确定，但有观测证据表明，至少有两个可能的位置应该有助于太阳系丰富的r-过程元素，并且负责产生比Z=56重的元素的r-过程运行得相当稳健，总是产生相同的相对丰度。从核物理学的观点来看，r过程需要知道大量涉及奇异核的反应速率。这些包括中子俘获率、β衰变和裂变率，后者是r过程中产生的较重原子核的裂变率。我们首次开发了一个完整的反应速率数据库，其中除了中子俘获速率和β衰变半衰期外，还包括所有可能诱发裂变的反应（中子俘获、β衰变和自发裂变）以及相应的裂变产额。此外，我们已经实现了这些反应速率在一个完全隐式的反应网络。我们已经进行了r-过程计算的中微子驱动的风的情况下，探索裂变是否可以提供一个强大的r-过程模式。
2008-12-04 astro-ph
Nuclear Reaction Network for Primordial Nucleosynthesis: a detailed analysis of rates, uncertainties and light nuclei yields
我们详细分析了标准的原始核合成方案。特别讨论了详细预测轻核素丰度所涉及的关键理论问题，如弱反应速率、中微子退耦和核速率模型。我们还进行了新的分析，现有的数据进入核合成反应网络的主要核过程，特别强调其不确定性，以及在确定相应的不确定性轻核素理论估计的作用。利用从宇宙微波背景各向异性测量得到的重子密度，讨论了2H、3He、4He和7Li的理论结果与实验结果的现状。
2018-03-22 astro-ph hep-ph nucl-th
Nuclear Reactions Rates Governing the Nucleosynthesis of Ti44
在某些太阳前石墨和碳化硅颗粒中大量过量的Ca 44为超新星中产生Ti 44提供了强有力的证据。此外，CGRO/COMPTEL最近从Cas A SNR探测到的Ti 44 γ线表明，放射性Ti 44是在超新星中产生的。这使得Ti 44丰度成为超新星的可观测诊断。通过使用一个核反应网络，我们系统地改变了反应速率和组的反应速率，以实验确定那些管理的核心塌陷超新星核合成Ti 44丰度。我们通过重复计算相同的绝热膨胀来调查核速率依赖性，峰值温度和密度分别选择为5.5xE9 K和1 E7 g/cc，以近似详细的超新星模型中的条件。我们发现，对于相等的中子和质子总数（η =0），Ti 44的产生对以下反应速率最敏感：Ti 44（α，p）V 47，α（2 α，γ）C 12，Ti 44（α，γ）Cr 48，V 45（p，γ）Cr 46。我们将最敏感的反应按其对Ti 44生产的重要性的顺序制成表格，接近目前接受的横截面的标准值，在相对于其标准值降低的反应速率（0.01倍）和增加的反应速率（100倍）下。尽管大多数反应在η> 0时仍保持其重要性，但当η>= 0.0004时，V45（p，gamma）Cr 46的重要性迅速下降。其他反应在中子过量较大时具有更大的意义：C12（α，γ）O 16、Ca 40（α，γ）Ti44、Al 27（α，n）P30、Si 30（α，n）S33。由于这些速率中有许多是未知的实验…
1998-06-15 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$的更大网络。在目前的核合成研究中，我们利用大规模SNeII爆炸的风模型来研究这个扩展网络的影响。我们发现，一个新的核反应流路打开在非常轻的中子丰富的区域。这种新的核反应流可以改变最终的重元素丰度多达一个数量级。
2001-07-19 astro-ph nucl-th
Mergers of neutron star black hole binaries with small mass ratios: nucleosynthesis, gamma-ray bursts and electromagnetic transients
我讨论的黑洞中子星双星系统的合并与黑洞质量之间的14和20 \msun的模拟。计算使用了三维光滑粒子流体动力学代码，温度依赖的，核物质状态方程和多味中微子计划。利用\Pacz -Wiita赝势和引力辐射反作用力模拟了广义相对论效应。与之前的纯牛顿计算相反，在所有探索的情况下都没有发生情景传质。中子星在其大部分质量被直接转移到黑洞之后，总是被完全破坏。对于质量在14和16 \Msun之间的黑洞，形成了一个吸积盘，然而，它的大部分都在最后一个稳定轨道内，因此以很大的径向速度落入黑洞。这些盘（与中子星合并的情况相反）很薄，除了螺旋激波外，基本上是冷的。对于更高质量的黑洞（$M_{\rm BH} \ge 18$ \msun），几乎完整的中子星消失在黑洞中，而没有形成吸积盘。在这些情况下，幸存的物质被潮汐力矩旋转起来，并作为富含中子的物质的半环喷出。没有一个被调查的系统是一个有前途的GRB中央引擎。我们发现中子星的\Msun在0.01到0.2之间是动态喷出的。就像Ia型超新星一样，这种物质的放射性衰变将使光变曲线的峰值亮度达到$10^{44}$ erg/s的几倍。最大值将在合并后约三天达到，主要在光学/近红外波段可见。聚结本身可以产生具有$\sim 10$ ms持续时间的热谱的前驱脉冲。
2005-08-04 astro-ph
Estimating reaction rates and uncertainties for primordial nucleosynthesis
本文提出了一种在原始核合成计算中直接引入核输入的蒙特卡罗方法。该方法的目的是弥补目前的误差估计的缺点，通过消除中间数据评估和直接与实验数据，允许误差估计仅基于公布的实验不确定度。这种技术还允许简单地纳入新数据，并通过引入更精确的数据来减少错误。我们的方法的应用表明，以前的误差估计的计算丰度太大，多达三个因素。由于BBN计算中的不确定性目前主导着从轻元素丰度得出的推论，重新估计的误差对宇宙重子密度，中微子物理和晕星中的锂耗尽有重要影响。我们的直接方法允许详细讨论核输入的状态，通过明确识别改进的截面测量将是最有用的地方。
2000-01-25 astro-ph
Nuclear Astrophysics with Gamma-ray-ray Line Observations
自2002年以来，高光谱分辨率伽马射线光谱仪一直在空间运行。在得到详细的科学解释之前，需要做出重大努力来理解仪器的响应和背景;到目前为止，高分辨率的线形研究已经导致了重大的天体物理学限制，不仅通过研究太阳耀斑的细节，而且还通过研究银河系的核过程：来自Cas A超新星的44 Ti只能在68和78 keV的低能谱线中被探测到，来自同一衰变的1157 keV谱线则没有被观测到;这限制了44 Ti在核塌缩超新星中的喷射。通过~（26）Al、~（60）Fe和正电子湮没γ射线测量研究了扩散核合成。放射性~（26）Al衰变产生的γ射线可以在不受限制的光谱精度下测量。对银河系中恒星源产生的~（26）Al总质量的新测定结果为2.8 +/-0.9 M_（太阳），~（26）Al源周围的星际介质似乎具有~100 km s-1的速度特征。SPI能清楚地探测到~（60）Fe，它与~（26）Al的强度比为15%，低于超新星和双星核合成模型的预测值。核合成源可能是银河系正电子的次要贡献者;考虑到核合成源预计主要分布在银河系的圆盘部分，这可以从湮灭伽马射线发射的膨胀中心空间分布推断出来。显然，通过这些空间飞行任务，正在提供关于宇宙源内部和周围的核过程和天体物理过程的新观点。
2006-09-15 astro-ph
Prediction of Astrophysical Reaction Rates: Methods, Data Needs, and Consequences for Nucleosynthesis Studies
天体物理学中的大多数核反应都涉及不稳定的原子核，这些原子核还不能通过实验完全获得。因此，对通过理论手段可靠地预测截面和反应速率有很高的要求。大多数反应可以在统计模型（Hauser-Feshbach）的框架内进行处理。核性质的全局参数化需要远离稳定性的预测，这将探索我们对强作用力的理解，并将其发挥到极限。在II型超新星的详细核合成研究的框架中说明了天体物理方案对核输入的敏感性。比较了在同一爆炸模型中用两组不同的反应速率计算得到的丰度。确定了关键反应和所需的核信息。
2000-07-28 astro-ph nucl-th
The periodic bursters XB1323-619 and GS1826-24: longterm evolution of the nuclear burning regime and comparison with theory
大多数X射线爆发源并没有像预期的那样显示出随亮度增加的爆发率，但这在两个时钟爆发XB 1323 -619和GS 1826 -24中可以看到。我们提出了一个详细的调查，这两个来源的情况下，第一个来源，跨越18年。基于测量的爆发率，X射线光度，α参数和两个时间常数一般存在于爆发衰变，我们证明了rp核燃烧过程的重要性。与理论的详细比较表明，虽然在每个源的爆发率与理论值吻合良好，有一个以上的因素5的爆发率在一个给定的光度源之间的差异。我们发现，这是主要原因是，这两个源有显着不同的发射面积的中子星在非突发发射，一个因素往往被忽视。这个面积的变化可以解释大多数爆发源爆发率与光度的反比关系。
2007-10-22 astro-ph
The nuclear reaction waiting points, Mg22, Si26, S30, and Ar34, and bolometrically double peaked type I X-ray bursts
从几个辐射源观测到了具有双峰的I型X射线爆发。两个峰值之间的间隔大约为几秒。我们提出一个热核反应流中的核等待点阻抗来解释这些观察结果。原子核结构信息表明了潜在的等待点：Mg 22、Si 26、S30和Ar 34，它们出现在进一步的反应流必须等待β-衰变的条件下，因为（α，p）-反应太弱而不能克服目标库仑势垒，并且（p，γ）-反应在爆发温度下被光衰变淬灭。结论是实验上未知的S_（30）（α，p）Cl_（33）和Ar_（34）（α，p）K_（37）的效应在观测X射线爆发光变曲线时可能是直接可见的。
2003-12-13 astro-ph
Reaction Rates and Nuclear Properties Relevant for Nucleosynthesis in Massive Stars and Far From Stability
天体物理环境中的爆炸性核燃烧产生不稳定的原子核，这些原子核又可以成为后续反应的目标。此外，它还涉及到大量的稳定核素，这些核素还没有被实验充分探索。因此，有必要借助理论模型来预测反应截面和热核反应速率。这样的预测也感兴趣的放射性离子束设施的调查。一个扩展的图书馆的理论截面和反应速率。α +核势的问题的解决和新的参数化。在低水平密度下正确预测截面的问题由62 Ni（n，γ）反应说明。
2003-06-13 astro-ph nucl-th
Sensitivity of p-Process Nucleosynthesis to Nuclear Reaction Rates in a 25 Solar Mass Supernova Model
利用全核反应网络研究了冲击波阵面穿过O/Ne层时II型超新星爆发的天体物理p过程，它是比铁重的富质子稳定核起源的原因.计算进行了多层模型，采用种子的爆炸前的演变的25太阳质量的恒星。计算反应通量，以确定负责合成富质子核的主要反应路径和分支点。为了研究核反应率对预测的p-过程丰度的影响，已经进行了大量的模拟，具有不同的集体和单独修改的中子，质子，α-捕获和光衰变率。这些结果不仅对探索p-过程计算中与核物理相关的不确定性是相关的，而且对确定未来实验的策略和规划也是重要的。
2006-08-16 astro-ph nucl-th
Explosive Nucleosynthesis: Prospects
爆炸性核合成是热核反应的核物理学和反应发生的等离子体流体力学的结合。它取决于初始条件-恒星演化到爆炸不稳定性，以及爆炸机制的性质。爆炸核合成的一些关键问题是燃烧与流体动力学的相互作用，对流区的微观混合程度，以及对流和旋转对球对称性的破坏。最近的高强度激光实验为天体物理流体动力学代码的实验室测试提供了新的机会。SN1987A、SN1998bw（GRB980425？）和船底座η，以及黑洞或中子星的形成。
1999-08-16 astro-ph
Nucleosynthesis Clocks and the Age of the Galaxy
核宇宙年代学涉及使用放射性核素及其放射性衰变子体的丰度来确定元素的有限年龄及其形成的时间尺度。虽然存在几种特定核合成机制的放射性产物，可以揭示这些机制的历史，但在r过程中形成的长寿命锕系同位素{232}Th，{235}U和{238}U目前在设定银河核合成的时间尺度方面发挥着主要作用。在银河系化学演化研究的背景下，年龄测定受到内在模型不确定性的限制。最近的研究采取了另一种方法，即测定单个恒星的年龄。场晕星和球状星团星的钍/铕定年结果为15 +/- 4 Gyr。对于已知钍丰度和铀丰度上限的恒星来说，恒星年龄的下限也是可靠的。对于两颗极度缺乏金属的场晕星CS 22892-052和HD 115444，银河系物质的核年龄下限在10-11 Gyr之间。CS 31082-00的Th/U年龄为12.5 +/- 3 Gyr。对球状星团中钍和铀丰度的观测，应该可以用原子核测定星团的年龄，这些年龄可以与传统的恒星演化的年龄相比较。
2001-09-27 astro-ph
Nucleosynthesis Calculations for the Ejecta of Neutron Star Coalescences
本文给出了对中子星并合喷出物的全动力学r过程网络计算结果。利用三维流体动力学程序（牛顿引力加上引力波发射产生的反作用力）和一个现实的核物质状态方程，详细计算了中子星双星的螺旋上升和最后的剧烈合并过程.所发现的喷出物的轨迹作为动力学r过程计算的输入，其中遵循所有相关的核反应（包括在膨胀材料中沉积核能的β衰变）。我们发现所有的喷射物质都经历了r过程。对于初始叶接近0.1的丰度分布非常准确地再现太阳r-过程模式的核与A以上130。对于较轻的原子核，会遇到强烈的丰度不足（与太阳相比）的分布。我们表明，这种行为是符合最新的观测非常古老，贫金属的恒星，尽管简单化的参数，最近已经提出了反对的可能性NSM作为银河系r-过程材料的可能来源。
2000-12-09 astro-ph
Models for Type I X-Ray Bursts with Improved Nuclear Physics
I型X射线爆发的多区模型，使用一个自适应的核反应网络前所未有的规模，高达1300同位素。最多15个爆发的序列如下两个选择的吸积率和金属丰度。在0.1爱丁顿（和0.02爱丁顿低金属），氢氦组合闪光发生。这些光变曲线的上升时间，形状和尾部是敏感的核燃烧的效率在不同的等待点沿rp过程的路径和这些敏感性进行了探讨。爆发显示出“成分惯性”，因为它们的性质取决于吸积发生在先前爆发的灰烬上，这些灰烬包含剩余的氢，氦和CNO核。这起到降低爆裂特性对金属性的敏感性的作用。对于所研究的吸积率，只有一个模型中的第一个异常爆发产生的核重为A=100，其他爆发主要产生A~64的核。氢-氦爆发后残留的碳量通常小于1%（质量），并随着灰烬被后续爆发周期性加热而进一步减少。在0.02爱丁顿和太阳金属丰度较低的吸积率下，爆发在无氢氦层中点燃。在这一层的底部，高达90%的氦在不稳定的点火之前已经燃烧成碳。这些氦点燃的爆发具有更短、更明亮的光变曲线，具有更短的尾部，非常快的上升时间（<0.1 s），并且灰烬比铁组轻。
2003-07-24 astro-ph
Proton-Rich Nuclear Statistical Equilibrium
处于核统计平衡状态的富质子物质是核合成研究最少的领域之一。原因之一是氢燃烧后，恒星演化是在中子和质子数相等或中子丰度稍高的条件下进行的。恒星中的富质子核合成只有在吸积到白矮星或中子星上的富氢物质爆炸时，或者在核合成之前或期间，来自新生原中子星或中子星盘的风中的中微子相互作用驱动物质富质子时才会发生。在本文中，我们解决了NSE方程的范围内的质子丰富的热力学条件。我们表明，冷质子丰富的NSE是从中子丰富的NSE质的不同。代替由具有最大的每个核子的结合能的Fe峰核（其具有接近规定的电子分数的质子与核子比）主导，用于接近冻结温度的富含质子的材料的NSE主要由Ni 56和自由质子组成。以前的核反应网络计算结果依赖于这种非直观的高质子丰度，本文将对此进行解释。我们展示了如何的差异，特别是大部分的自由质子所产生的自由能的最小化作为一个微妙的竞争之间的熵和核结合能的结果。
2008-08-14 astro-ph
Crucial inputs to nucleosynthesis calculations
本文第一部分讨论了与预测复合反应有关的核性质。第二部分讨论直接反应，特别强调直接中子俘获。
2008-03-11 astro-ph nucl-th
On Solar System and Cosmic Rays Nucleosynthesis and Spallation Processes
本文简要介绍了太阳系和宇宙射线中的核素丰度及其合成机制。本文讨论了spp过程在核合成中的作用。对与核天体物理学有关的散射截面的最近测量、汇编、计算和评价作了简短的回顾。结果表明，在过去的一些天体物理模拟中，旧的实验核数据和理论截面是在最近的测量和计算不符合。建议采用最近测量和可靠计算的核截面进行新的天体物理模拟，进一步研究以获得更好的截面，并为天体物理产生评估的天体截面库。
2000-08-24 astro-ph nucl-ex nucl-th
PArthENoPE: Public Algorithm Evaluating the Nucleosynthesis of Primordial Elements
我们描述了一个计算大爆炸核合成过程中产生的轻元素丰度的程序，该程序可在http://parthenope.na.infn.it/上公开获得。程序从核统计平衡条件出发，求解一组耦合的常微分方程组，跟踪核素偏离化学平衡的情况，确定它们的渐近丰度随重子密度、有效中微子数、宇宙学常数和中微子化学势等输入宇宙学参数的变化。该程序需要商业NAG库例程。
2008-05-30 astro-ph hep-ph
The NACRE Thermonuclear Reaction Compilation and Big Bang Nucleosynthesis
输入核反应截面的不确定性决定了大爆炸核合成（BBN）的理论预言。在本文中，我们研究的影响BBN最近的核数据和热核反应速率的汇编NACRE合作。我们确认，采用的利率不会使预测的中心值发生大的整体变化，但会影响这些预测中的不确定性的大小。因此，我们详细研究了NACRE所考虑的单个反应速率的不确定性。当NACRE的误差估计被视为1σ极限时，所得到的BBN误差预算与以前的表格相似。我们提出了两个新的程序推导反应速率的不确定性从核数据：一个设置下限的错误，和一个我们认为是一个合理的描述目前的错误预算。我们传播这些不确定性估计通过BBN代码，并发现，当核数据的错误是最准确的描述，所产生的轻元素的不确定性是显着小于在以前的一些表格，但大于其他。利用这些结果，我们得到的宇宙重子-光子比$η$的限制，并比较这独立的限制$η$从最近的球载测量的宇宙微波背景辐射（CMB）。我们讨论了通过关键的核反应测量和轻元素观测来改善BBN结果的方法。
2001-05-17 astro-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
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
Primordial Nucleosynthesis for the New Cosmology: Determining Uncertainties and Examining Concordance
大爆炸核合成（BBN）和宇宙微波背景（CMB）在标准宇宙学中有着悠久的历史。预测和观察到的轻元素丰度之间的一般一致性提供了一个普适重子密度的直接探针。最近的CMB各向异性测量，特别是WMAP卫星进行的观测，通过独立测量宇宙重子密度来检查这种一致性。这种一致性测试的关键是对BBN轻元素丰度预测的不确定性的定量理解。这些不确定性主要是由核截面中的系统误差引起的。我们批判性地分析横截面数据，产生表示，描述这些数据及其不确定性，考虑到数据之间的相关性，并明确处理数据集之间的系统误差。使用这些更新的核输入，我们计算新的BBN丰度预测，并定量地检查它们与观测的一致性。根据所采用的氘观测结果，我们可以得到重子密度的以下约束：在68%的置信度下，Ω Bh^2 =0.0229 \pm 0.0013或Ω Bh^2 = 0.0216^{+0.0020}_{-0.0021}，固定N_{ν,eff} =3.0。对氦和锂观测系统学的关注限制了基于此数据提供的置信约束。随着新的核截面数据、轻元素丰度观测和CMB各向异性分辨率的不断提高，可以对核和粒子天体物理学施加更严格的约束。删节
2004-06-20 astro-ph nucl-ex
Recent Efforts in Data Compilations for Nuclear Astrophysics
介绍了2007年5月29日至6月3日在意大利特伦托ECT* 举行的JINA-CARINA合作会议“核合成建模的核物理数据汇编”上所做的一些工作。这项合作的主要目标是开发一个更新和统一的核反应数据库，用于模拟各种各样的恒星核合成情景。目前，天体物理学界使用了大量不同的反应库（REACLIB）。http：//www.nscl.msu.edu/ñero/db/上的“JINA Reaclib数据库”旨在合并和拟合各种汇编的最新实验恒星截面和反应速率数据，例如NACRE及其对大爆炸核合成的扩展，Caughlan和Fowler，Iliadis等人，和KADoNiS。KADoNiS（卡尔斯鲁厄天体核合成天体物理数据库，http：//nuclear-astrophysics.fzk.de/kadonis）项目是一个与s过程相关的中子俘获截面在线数据库。当前版本v0.2已经包含在巴塞尔大学的REACLIB文件中（http：//download.nucastro.org/astro/reaclib）。给出了KADoNiS中实验恒星$(n,γ)$截面的现状。介绍了JINA-CARINA合作组建立的轻带电粒子反应测量和评价的“高优先级清单”。橡树岭小组通过http://www.nucastrodata.org主页提供了提交和评估新数据的中央网络访问点。“工作流程工具”旨在使评价过程透明化，使用户能够跟踪进…
2008-06-12 astro-ph nucl-ex
Neutrino Capture and r-Process Nucleosynthesis
我们探讨了在新生中子星的中微子驱动的喷出物中r-过程核合成过程中的中微子捕获。我们专注于带电电流弱相互作用和元素合成之间的相互作用，我们描绘了平衡核动力学的重要作用。在自由核子与轻核和/或重核共存期间，电子中微子俘获抑制了r过程。在所有阶段，自由中子的俘获比原子核的俘获具有更大的影响。然而，中微子在重核上的俘获，如果它本身很强，也会对r过程有害，直到大的核平衡团簇破裂，r过程的经典中子俘获阶段开始。r-过程对中微子辐射的敏感性意味着中微子俘获效应可以强烈地限制r-过程的位置，中微子物理，或两者兼而有之。这些结果也适用于r过程的情况下，而不是中微子加热风。
1998-09-18 astro-ph nucl-th
Comment on B. Davids et al.; Proton-Decaying States in 22Mg and the Nucleosynthesis of 22Na in Novae
B.S. Davids { \em等人}明确假设\ne 22和\mg 22中的模拟态的辐射宽度相等。我们证明，这种对Iso-spin对称性的误用会导致非常错误的结果。对基本原子核结构的考虑表明，这种假设可能有很大的不准确性（见\mg 22），这一点从与最近在\mg 22中测量的辐射宽度的比较中可以明显看出。从模拟跃迁估算辐射宽度是常见的，但往往是错误的（例如在\mg 22中），不应被视为核天体物理学中的有用工具。
2004-09-14 astro-ph nucl-ex nucl-th
Big bang nucleosynthesis as a probe of fundamental "constants"
大爆炸核合成（BBN）是对许多基本粒子物理参数值的最早敏感探测。我们发现原始丰度对标准BBN代码的所有相关参数（包括结合能和核反应速率）的主要线性依赖关系。这使我们能够对基本参数的可能变化设定限制。我们发现，7Li预计将显着更敏感的比其他物种的许多基本参数，结果也适用于大统一（GUT）模型中的耦合强度的变化。我们的工作还表明，如果要更准确地探测“常数”的值，核理论的哪些领域需要进一步发展。
2007-10-25 astro-ph gr-qc hep-ph
Primordial nucleosynthesis as a probe of fundamental physics parameters
本文系统地分析了基本耦合和质量尺度的变化对原初核合成的影响。第一步建立了原始元素丰度对大量核物理参数（包括核结合能）变化的响应。我们发现n-p质量差（对于4 He丰度）、核子质量（对于氘）和A= 3，4，7的结合能（对于3 He、6Li和7 Li）的强烈影响。第二步将核参数与粒子物理学的标准模型的参数联系起来。氘的丰度，尤其是7 Li的丰度，强烈地依赖于轻夸克的平均质量hat{m} \equiv（m_u+m_d）/2。我们计算的基本参数的变化服从大统一所产生的关系时的丰度的行为。我们还讨论了锂丰度的实质性转变的可能性，而氘和4 He丰度只有微弱的影响。
2007-08-10 astro-ph gr-qc hep-ph
Time-varying coupling strengths, nuclear forces and unification
我们研究了氘系统中核子-核子力对高能耦合强度值的依赖关系，这通常取决于额外维度的几何形状。氘在核合成后的任何时候都是稳定的，这就限制了QCD禁闭标度与轻夸克质量之比随时间的变化。我们讨论这个比率，这是指数敏感的高能量耦合，和基本参数之间的关系，在各种类别的统一理论。氘核的结合能也有望对核合成产生重要影响，我们对这种影响进行了量化。
2003-01-24 astro-ph gr-qc hep-ph
Limits on Cosmological Variation of Strong Interaction and Quark Masses from Big Bang Nucleosynthesis, Cosmic, Laboratory and Oklo Data
最近的数据宇宙学变化的电磁精细结构常数从遥远的类星体（QSO）的吸收光谱激发了更广泛的讨论可能的变化的其他常数。我们讨论了强标度和夸克质量的变化。我们从（i）原始大爆炸核合成（BBN），（ii）欧克陆天然核反应堆，（iii）类星体吸收光谱，（iv）超精细间隔的实验室测量中得出它们相对变化的极限。
2002-02-18 astro-ph gr-qc hep-ph
