Neutrino Astrophysics
W. C. Haxton
我回顾了中微子天体物理学的现状，包括太阳中微子;大气中微子;中微子质量和振荡;超新星中微子;中微子核合成（大爆炸核合成，中微子过程，r-过程）;中微子冷却和红巨星;和高能中微子天文学。
I review the current status of neutrino astrophysics, including solar neutrinos; atmospheric neutrinos; neutrino mass and oscillations; supernova neutrinos; neutrino nucleosynthesis (Big Bang nucleosynthesis, the neutrino process, the r-process); neutrino cooling and red giants; and high energy neutrino astronomy.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
继续探索
Neutrino Effects in Nucleosynthesis
II型超新星内部的核合成发生在强烈的中微子流中。我讨论了与中微子相互作用相关的一些效应，包括中微子过程中的直接合成，中微子在控制r-过程路径和后处理r-过程产物中的作用，以及中微子振荡的联系。
Neutrino-induced nucleosynthesis and the site of the r-process
如果r-过程发生在II型超新星的深处，可能是最受欢迎的提议地点，r-过程元素的丰度可能会被强烈的中微子通量改变。我们指出，这种影响将是特别明显的8同位素，可以有效地合成的中微子反应后r-过程冻结。我们发现，观察到的这些同位素的丰度是完全一致的中微子诱导的核合成，强烈主张超新星r-过程网站。推导出的注量严格限制的冻结半径和动态时间尺度的r-过程。
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。
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。
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。
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。
Neutrino-induced nucleosynthesis of A>64 nuclei: The nu p-process
我们提出了一个新的核合成过程，我们表示为nu p-过程，它发生在超新星（可能还有伽马射线暴）中，当强中微子流产生富含质子的喷出物时。在这个过程中，富质子环境中的反中微子衰变产生的中子会立即被缺中子核捕获。这允许质量数A >64的核的核合成。这使得这个过程成为解释太阳92，94 Mo和96，98 Ru丰度起源的可能候选者。这一过程也为在超贫金属恒星中发现的大量锶提供了一个自然的解释。
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。
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。
Neutrino-induced neutron spallation and supernova r-process nucleosynthesis
为了探索中微子辐照对超新星r过程核合成的影响，我们计算了荷电和中性流中微子在丰中子重核上的反应速率，并估算了由此产生的中微子辐射的平均中子数。我们的研究结果表明，充电电流$ν_e$捕获可以是重要的突破等待点核在N=50和82，同时仍然允许形成丰度峰。此外，在r-过程冻结后，似乎有独特的中性电流和充电电流后处理效果。从观测到的太阳r-过程丰度分布中减去中微子后处理效应表明，A=124-126和183-187这两个质量区域对中微子后处理效应非常敏感。这对控制r-过程的冻结半径和动态时标施加了非常严格的限制。此外，我们发现，这些质量窗口内的丰度模式是完全一致的中微子相互作用的合成。这提供了一个强有力的论据，r-过程必须发生在核心坍缩超新星提供的强烈中微子流中。
Neutrino Nucleosynthesis
我们研究中微子过程的核合成在大质量恒星使用新计算的截面，扩大的反应网络，和完整的和自洽的模型的祖星。我们重新评估生产轻同位素丰富的祖细胞，以及稀有，重，富含质子的同位素。特别地，给出了B11，F19，La138和Ta180的新结果。这些同位素的产生限制了中微子的光谱和振荡。
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。
An Active-Sterile Neutrino Transformation Solution for r-Process Nucleosynthesis
我们讨论了如何在中微子和反中微子通道中物质增强的活性无菌中微子转换可以使中微子加热的超新星喷出物中的快速中子捕获（r-过程）核的生产。在这个方案中，最轻的无菌中微子比电子中微子重，并通过真空质量平方差从电子中微子中分裂出来，真空质量平方差大约在3 eV和70 eV之间，真空混合角由$^2$给出。
Astrophysical Models of r-Process Nucleosynthesis: An Update
本文介绍了通过快速中子俘获进行核合成的天体物理模型的最新进展。在超新星氦壳层中，中微子引发的r过程的金属丰度可能高达太阳值的10^-3倍。另一个r过程源，可能是中子星合并，需要更高的金属丰度。
Collective Neutrino Oscillations and Nucleosynthesis
集体中微子振荡现象是由大量中微子环境中的中微子-中微子相互作用引起的。由于这样的环境很可能是重元素合成的场所，因此理解集体中微子振荡的各个方面对于完整地解释核合成似乎是必要的。我简要地总结了一些显着的特点，随着最近的工作的性质和天体物理应用的集体中微子振荡。
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。
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。
Neutrino Spectra from Accretion Disks: Neutrino General Relativistic Effects and the Consequences for Nucleosynthesis
黑洞吸积盘被认为是一系列有趣的核合成的好候选者，包括r过程。黑洞的存在会影响中微子的流量，并影响由发射的中微子和从盘中喷出的热流出物质相互作用而产生的核合成。研究了广义相对论效应对黑洞吸积盘发射中微子的影响。我们目前的丰度通过考虑零测地线和能量转移两个不同的磁盘模型。我们发现中微子轨道的弯曲和能量的移动对核合成的结果都有重要的影响
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。
Neutrinos and Heavy Element Nucleosynthesis
本章综述了中微子及其味振荡对核心坍缩超新星和双中子星合并等爆炸事件中v、vp和r过程等重元素核合成过程的影响。
Neutrinos, Weak Interactions, and r-process Nucleosynthesis
本文讨论了理解核塌缩超新星中子质子比的两个关键问题。其中之一是中微子-核子截面作为超新星能量的行为。另一个问题是当包含了单体和二体相互作用项时，核心附近中微子气体的多体性质。
Neutrino nucleosynthesis: An overview
在超新星爆炸过程中产生的中微子会引起恒星外壳中丰富的原子核的反应，并以这种方式促进宇宙中元素的合成。这个中微子核合成过程被认为是$^7$ Li、$^{11}$ B、$^{19}$ F、$^{138}$ La和$^{180}$ Ta的重要来源，也是长寿命放射性核素$^{22}$ Na和$^{26}$ Al的重要来源，这两种核素都是$γ$射线天文学的关键同位素。本文综述了中微子核合成模拟的最新进展。
Big Bang Nucleosynthesis in the presence of sterile neutrinos with altered dispersion relations
大爆炸核合成对轻的无菌中微子与活性物质的混合施加了严格的限制。在这里，我们将讨论如何改变色散关系可以削弱这种界限，并允许新的不育中微子自由度与早期宇宙中轻元素的成功产生的兼容性。
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。
A Big-Bang Nucleosynthesis Limit on the Neutral Fermion Decays into Neutrinos
利用原初氦丰度，通过限制额外螺旋度态的数量，为狄拉克中微子的磁矩提供了一个上限。考虑中微子磁矩引起的重无菌质量本征态衰变中产生的非热光子，我们探讨了大爆炸核合成过程中产生的所有轻元素的观测丰度所施加的约束。
Linking neutrino oscillations to the nucleosynthesis of elements
中微子与物质的相互作用在决定爆炸性天体物理环境中的核合成结果方面发挥着重要作用，例如核心坍缩超新星或致密物体的合并。在这篇文章中，我们首先讨论了我们最近的工作的重要性，研究集体中微子振荡的时间演化的活性味在确定其对核合成的影响。然后，我们考虑可能的活性无菌中微子混合，并证明需要一个一致的方法来发展中微子的味道振荡，物质组成，和流体动力学时，味道振荡可以发生在非常深的超新星。
Neutrino Nucleosynthesis of radioactive nuclei in supernovae
研究了太阳金属丰度为15 M $_\odot$ ~ 40 M $_\odot$的母星在爆炸性超新星核合成中中微子诱发的核素产生。我们改进了以前的调查i）通过使用一个全球性的偏微分截面中微子诱导的带电和中性电流反应的核与电荷数$Z < 76 $和ii）通过考虑现代超新星中微子光谱，有显着较低的平均能量相比，以前采用的中微子核合成研究。我们证实了中微子核合成产生的$^7$ Li、$^{11}$ B、$^{138}$ La和$^{180}$ Ta，尽管由于中微子光谱的变化，丰度稍小。我们发现，对于质量小于20 M的恒星，$_\odot$，$^{19}$ F主要由爆炸核合成产生，而对于更高质量的恒星，它是由$ν$过程产生的。我们还发现，中微子诱导的反应，无论是直接或间接地提供了一个增强的丰富的轻粒子，显着有助于生产的放射性核素$^{22}$钠和$^{26}$铝。这两个核是伽玛射线天文学的主要候选人。然而，其他主要靶点，$^{44}$ Ti和$^{60}$ Fe，由中微子诱导的反应产生的意义不大。我们还发现了一个大的增加生产的长寿命的核$^{92}$ Nb和$^{98}$ Tc由于带电电流中微子捕获。
Neutrino Degeneracy and Decoupling: New Limits from Primordial Nucleosynthesis and the Cosmic Microwave Background
我们重新分析了宇宙学对存在净普适轻子不对称性和中微子简并性的限制。我们表明，中微子可以开始去耦在更高的温度比以前的估计，由于几个修正，减少中微子反应速率。因此，当粒子自由度改变时，这些退耦的中微子不会被加热。在$e^\pm$湮灭之后，残余中微子与光子温度的合成比率可以从标准非简并比率显著地减少超过两倍。这改变了膨胀率和随后的原始核合成，光子去耦和结构形成。特别是，我们分析物理上合理的轻子不对称模型与大$ν_μ$和$ν_τ$简并与一个温和的$ν_e$简并。我们表明，核合成本身允许非常大的中微子简并$0 \le \xinum$，$\xinut \le 40$，$0 \le \xinue \le 1.4$连同大重子密度$0.1 \le Ω_b \h502 \le 1$，只要一些原始锂的破坏已经发生。我们还表明，结构的形成和宇宙微波背景的功率谱允许的可能性$Ω= 1$，$Ω_Λ= 0.4$，宇宙模型，其中既有显着的轻子不对称性（$| \xinum | = | \xinut | \approx 11$）和一个相对较大的重子密度（$Ω_b \h502 \approx 0.2$）。我们的最佳拟合中微子简并，重子含量高的模型主要区别于微波背景功率谱中的第二个峰值的抑制。这与最近来自BOOMERANG和MAXIMA-1的高分辨率数据一致。
Neutron-induced nucleosynthesis
中子诱导核合成在天体物理学中起着重要的作用，例如在早期宇宙的原始核合成中，在红巨星中发生的s-过程中，以及在II型超新星中发生的$α$ -富冻结和r-过程中。本文评述了中子核合成的三个重要方面：天体物理背景、确定热核能区反应截面和反应速率的实验方法和理论模型。详细讨论了热能和热核能中子俘获的三个具体例子。
Neutrinos, Rare Isotopes of Exotic Nuclei and Nuclear Astrophysics
讨论了中微子物理学、天体物理学场所中元素的核合成、稀有奇异核的实验室测量和天文观测之间的联系。强调了中微子所起的关键作用，并强调了中微子物理与核合成之间的密切联系。
Effects of Random Density Fluctuations on Matter-Enhanced Neutrino Flavor Transitions in Supernovae and Implications for Supernova Dynamics and Nucleosynthesis
计算了后核反弹超新星环境中随机密度涨落对双中微子味变换（$ν_{τ(μ)} \rightleftharpoons ν_e$）的影响。特别是，我们遵循数值的中微子状态传播通过随机场的密度波动的味道演变。我们研究了中微子味去极化的途径，并研究了这种现象在早期激波再加热时期和后期r-过程核合成时期的影响。我们的研究结果表明，显着的波动引起的中微子味去极化效应发生在这些环境中，只有当零级（无密度fluctautions）的中微子状态的演化包括绝热传播通过共振（质量级交叉）。在激波再加热阶段，振幅大于0.05%的局部物质密度波动的去极化效应可以导致激波后面的材料的加热速率比没有中微子味转换的情况下增加-但这对应于相对于绝热中微子转换的情况下这个数量的显着减少。如果r-过程核合成发生在超新星演化的后期阶段，那么要求的中子丰富的条件排除了中微子质量平方差和真空混合角（$δm^2,\ \sin^22θ$）的中微子味转换的参数空间的区域。我们发现，在随机波动的存在下，这个排除的区域没有显着改变，即使是随机波动的幅度为1%的本地物质密度。
Astrophysical neutron capture rates in s- and r-process nucleosynthesis
测量和计算了轻核和重核的天体物理中子俘获率。在3.75 MV Karlsruhe Van de Graaff加速器上应用活化技术进行测量，在Geel电子直线加速器（GELINA）上使用飞行时间（TOF）方法。使用直接和复合核俘获模型进行计算。
Majorana Neutrino Magnetic Moment and Neutrino Decoupling in Big Bang Nucleosynthesis
我们研究了当Majorana中微子（电子中微子、μ子中微子、τ中微子）具有跃迁磁矩时的早期宇宙物理。这些超出通常的弱相互作用耦合的额外耦合改变了中微子从电子/正电子和光子等离子体中解耦的方式。我们计算如何过渡磁矩耦合修改中微子退耦温度，然后使用一个完整的弱，强，电磁反应网络来计算相应的变化大爆炸核合成丰度产量。我们发现，轻元素丰度和其他宇宙学参数对10^{-10}玻尔磁子量级的磁耦合敏感。考虑到最近对亚MeV Borexino数据的分析，将Majorana矩限制在10^{-11} Bohr磁子或更小的数量级，我们发现宇宙学参数的变化从磁贡献到中微子退耦温度低于即将到来的精确观测水平。
Recent Progress in Nuclear Astrophysics
该手稿回顾了近年来在核天体物理学各个方面取得的进展，包括恒星核合成、超新星坍缩和爆炸的核方面、中微子诱导的反应及其在超新星机制和核合成中的可能作用、双星系统中的爆炸性氢燃烧，以及最后对超新星遗迹中$γ$射线的观测。
Topology of nuclear reaction networks of interest for astrophysics
我们对宇宙中观测到的元素丰度的理解，源于大爆炸期间的核反应或恒星环境中的核合成，需要基于多维核合成计算的理论分析，涉及通过数千个核过程连接的数百个核。直到最近，完整的核合成网络计算仍然是计算昂贵和禁止的。由马玉刚领导的一个中国小组最近发表的一篇文章[1]证明，过去十年中为研究复杂网络而开发的先进计算算法正在为最终实现核天体物理学的这一最终目标铺平道路。
Sensitivity studies for r-process nucleosynthesis in three astrophysical scenarios
在快速中子俘获或r-过程核合成中，重元素通过一系列中子俘获和β衰变积累，其中涉及数千个远离稳定的原子核。虽然我们了解了r过程如何进行的基本原理，但它的天体物理学位置仍然不确定。我们用来测试潜在天体物理场景的核网络模拟需要核物理数据（质量、β衰变寿命、中子俘获率、裂变概率），这些数据涵盖了从稳定谷到中子滴线的所有核，这些核位于核图表的富中子一侧。在这里，我们讨论最近的敏感性研究，旨在确定哪些个别的核数据是最重要的r-过程计算。我们考虑三种类型的天体物理学的情况：一个传统的热r-过程，一个冷r-过程中的温度和密度迅速下降，和一个中子星合并轨迹。
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。
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。
11B and Constraints on Neutrino Oscillations and Spectra from Neutrino Nucleosynthesis
我们研究了核心坍缩超新星中中微子过程同位素7 Li、11 B、19 F、138 La和180 Ta的产额对三重α和12 C（α，γ）16 O反应速率变化的敏感性。与太阳丰度相比，这些恒星中产生的7 Li不到15%，19 F约25-80%，138 La约一半。在每个氦燃烧速率的2 σ范围内，11 B被过量产生，产量的变化量大于中微子振荡效应引起的变化量。然而，总的11B产额最终可能会对超新星中微子光谱提供限制。
Effect of collective neutrino flavor oscillations on vp-process nucleosynthesis
vp过程是发生在核坍缩超新星中的一个初级核合成过程。在这个过程中，电子反中微子扮演着重要的角色。它们通过吸收质子产生中子，通过（n，p）反应，中子可以克服具有相当长的β衰变和质子捕获寿命的等待点核。vp过程合成重元素对\bar ν_e的光度和光谱有敏感的依赖性。最近的研究表明，后者受到中微子集体味振荡的影响，在一定分裂能量以上，这种味振荡可以交换\bar ν_e和\bar ν_{μ，τ}谱。假设这样的交换方案，我们研究了集体中微子味振荡对vp过程核合成的影响。我们的结果表明，质量数A=108的轻p核的产生对集体中微子振荡非常敏感。
Neutrinos and nucleosynthesis of elements
本文综述中微子在超新星与双中子星并合中的作用，梳理核物质中微子相互作用、中微子核合成产额及集体味振荡建模的最新进展。
Neutrino-driven wind simulations and nucleosynthesis of heavy elements
核心坍缩超新星爆炸之后的中微子驱动风，提出了一个迷人的核天体物理学问题，需要了解先进的天体物理学模拟，极端条件下物质和中微子相互作用的性质，奇异核的结构和反应，以及与前沿天文观测的比较。在过去的20年里，中微子驱动的风引起了广泛的关注，因为它被认为是天体物理学站点的候选者，其中一半的重元素是通过r过程产生的。在这篇综述中，我们总结了我们目前的理解中微子驱动的风动力学和核合成的角度来看。近年来，通过改进模拟和更好的微观物理学，在了解风方面取得了快速进展。该领域的现状是，流体动力学模拟没有达到r过程所需的极端条件，风的质子或中子丰度仍有待更详细的研究。然而，核合成研究和观测已经指出中微子驱动的风可以解释较轻的重元素，如Sr，Y，Zr的起源。
Neutrinos in Astrophysics and Cosmology
中微子在天体物理学和宇宙学的许多方面都起着至关重要的作用。由于中微子的性质控制着电子的比例，或者说是中子与质子的比例，所以中微子的性质影响着r过程核合成的产率。类似地，大爆炸核合成时期的弱退耦温度与中子质子比呈指数关系。在这些会议记录中，我简要地总结了一些最近的工作，探索中微子在天体物理学和宇宙学中的作用。
A Long, Cold, Early r-process? Neutrino-induced Nucleosynthesis in He Shells Revisited
我们重新审视了核心坍缩超新星的He壳层中中微子驱动的r过程机制，发现它可以在金属量<太阳/1000的早期恒星中成功，在相对较低的温度和中子密度下，在~ 10-20 s内产生A ~ 130和195丰度峰。该机制是敏感的中微子发射模型和中微子振荡。我们讨论了r-过程的影响，它可能会改变对贫金属恒星丰度数据的解释，并指出需要进一步的计算，包括超新星冲击的影响。
Impact of neutrino flavor oscillations on the neutrino-driven wind nucleosynthesis of an electron-capture supernova
中微子振荡，特别是对轻不育态的中微子振荡，可能对核合成产额产生反馈效应。对于第一次，我们进行核合成计算中微子驱动的风轨迹从中微子冷却阶段的8.8 Msun的电子捕获超新星，其流体动力学演化计算在球对称与复杂的中微子输运和叶演化后处理，包括中微子振荡之间的活跃和活跃的无菌口味。我们还考虑了中微子吸收和发射过程中的α效应以及弱磁性和反冲修正。我们观察到的叶演变，这取决于在一个微妙的方式上的相对径向位置的无菌MSW共振，集体风味的转变，并在α粒子的形成上的影响。对于所采用的超新星祖先，我们发现，中微子振荡，也与eV质量的无菌状态，不显着影响元素的形成，特别是不能使爆炸后的风外流中子丰富到足以激活一个强大的r-过程。我们的结论变得更加强大的时候，为了模仿状态方程相关的修正，由于核子势的影响，在稠密介质中微子不透明度，6例减少叶在风中被认为是。在这些情况下，尽管活性中微子转化为不育中微子，但与没有振荡和活性味转换的情况下获得的值相比，Ye增加或没有显着降低。这是无菌中微子产生、中微子-中微子相互作用和α效应之间复杂相互作用的结果。
Neutrino-nucleus reactions and their role for supernova dynamics and nucleosynthesis
近年来，对超新星中微子引起的核反应的描述取得了重大进展。在与超新星中微子相关的能量和动量转移中，中微子-核截面主要由允许跃迁决定，然而，通常有不可忽略的来自（第一）禁戒跃迁的贡献。对于几个允许的原子核，伽莫夫-泰勒强度分布可以从电荷交换反应和非弹性电子散射数据中导出。重要的是，对角化壳层模型已被证明可以准确地描述这些数据，因此成为合适的工具来计算允许的贡献中微子核截面超新星中微子。更高的多极贡献通常在准粒子随机相位近似的框架内计算，它很好地描述了巨共振的总强度和位置。本文综述了近年来在计算超新星中微子核截面方面所取得的进展，并讨论了用数据验证的问题。此外，综述还总结了中微子核反应对超新星动力学和相关核合成的影响。这些包括中微子被原子核吸收（原子核电子俘获的逆过程，这是坍缩过程中主要的弱相互作用过程），非弹性中微子-原子核散射和中微子对发射引起的原子核去激发。我们还讨论了最近发现的$νp$过程，r-过程和中微子过程，其中中微子核反应的影响最大的中微子诱导反应的作用。最后，我们简要地回顾了中微子核反应的超新星中微子的观测地球上的探测器的重要性。（节录）
Reanalysis of the (J = 5) state at 592 keV in 180Ta and its role in the neutrino-process nucleosynthesis of 180Ta in supernovae
我们分析了中微子过程中异构体180 Tam的产生和冻结。我们认为一个可能的低洼中间（J = 5）状态的影响，在592千电子伏使用的过渡宽度估计从测得的半衰期。我们发现，592 keV能级只使剩余的同分异构体布居比以前的结果有很小的降低;也就是说，考虑到对转变宽度的这种更好的估计，异构体布居比从R = 0.39变为R = 0.38，而先前估计该转变可将该比率降低至R = 0.18。这一发现加强了138 La和180 Ta是由中微子核合成共同产生的证据，其电子中微子温度为kT~4 MeV。
Impact of active-sterile neutrino mixing on supernova explosion and nucleosynthesis
结果表明，对于由反应堆中微子异常所暗示的活性-无活性味混合参数，在8.8 M太阳电子俘获超新星的核心附近，电子分数为\approx 1/3的区域发生了大量的\ν_e-\ν_s和\bar\ν_e-\bar\ν_s转换.与没有这种转换的情况相比，喷射物质的中子丰度提高，可以生产从Sr，Y和Zr到Cd的元素，与贫金属恒星HD 122563的观测结果基本一致。活跃-无菌的味道转换也强烈抑制中微子加热，有时它是重要的复苏的冲击。我们的研究结果表明，超新星爆炸和核合成的模拟可以用来约束主动无菌混合参数结合中微子实验和宇宙学的考虑。
Neutrino decoupling including flavour oscillations and primordial nucleosynthesis
我们重新讨论了中微子在早期宇宙中的味振荡去耦。我们重新推导的量子动力学方程，确定中微子演化的基础上BBGKY类层次结构，并包括第一次完整的碰撞项，与所有相关的反应的对角和非对角项。我们重点讨论了零化学势的情况，并数值求解这些方程。我们还开发了一个近似方案的基础上绝热演化的物质基础。事实上，振荡和宇宙学时间尺度之间的巨大差异允许考虑平均味振荡，当与微分系统雅可比矩阵的直接计算相结合时，平均味振荡可以将数值积分加速两个数量级。近似的数值方案也是有用的，以获得更多的洞察中微子去耦的物理。结合等离子体热力学QED修正的最新结果，我们将中微子的有效数更新为$N_{\mathrm{eff}} = 3.0440$。最后，我们研究了中微子退耦过程中味振荡对随后的原始核合成的影响。
Neutrino Astrophysics
中微子天体物理学的回顾，包括太阳和大气中微子;中微子质量和振荡;超新星机制，超新星中微子的生产，和相关的核合成;宇宙学中微子和大爆炸核合成;中微子冷却和中微子性质的相关限制;和高能天体物理中微子。
Collective neutrino oscillations and heavy-element nucleosynthesis in supernovae: exploring potential effects of many-body neutrino correlations
本文研究超新星中集体中微子振荡对核合成的影响，发现其可显著改变νp过程和r过程产额，并提出中微子诱发的“νi过程”；超越平均场的多体量子关联也可能导致不同的核素产额。
Neutrinos And Big Bang Nucleosynthesis
根据粒子物理学和宇宙学的标准模型，当前宇宙中应该存在类似于宇宙微波光子背景的宇宙中微子背景。弱相互作用的弱点使得中微子背景无法用现有技术检测到。然而，宇宙中微子背景可以通过它对大爆炸核合成（BBN）和宇宙微波背景（CMB）辐射的宇宙学效应间接探测。在这篇BBN评论中，重点关注中微子，更一般地说是暗辐射，对“等效中微子”（暗辐射）的数量，重子不对称性（重子密度）和可能的轻子不对称性（中微子简并度）的BBN约束进行了审查和更新。BBN对暗辐射和重子密度的限制来自于对氘和氦-4的原始丰度的考虑，与CMB的互补结果非常一致，提供了一个暗示性的，但目前还没有定论的暗辐射存在的暗示，它们限制了任何轻子的不对称性。对于这里考虑的所有情况，都存在一个“锂问题”：BBN预测的锂丰度超过观测推断的原始值约3倍。
Nucleosynthesis of "Light" Heavy Nuclei in Neutrino-driven Winds. Role of ($α,n$) reactions
核心坍缩超新星之后的中子驱动风被认为是合成所谓的轻重元素（Sr到Ag之间）的合适场所。对于中等丰中子风，（$α,n$）反应在弱r过程中起着关键作用，成为驱动核物质向重元素迁移的主要机制。在本文中，我们总结了网络计算的丰度的天体物理条件的敏感性，（$α,n$）反应速率的不确定性。少数（$α,n$）反应的列表被确定为占主导地位的元素丰度计算的不确定性。这些反应的测量将允许识别弱r过程的天体物理条件，通过比较计算/观测到的丰度在r-有限的恒星。
Supernova neutrinos and nucleosynthesis
对贫金属恒星的观测表明，至少有两个不同的核合成位点有助于产生r-过程元素。一个站点负责生产轻r过程元素Z<~50，而另一个站点生产重r过程元素。我们已经分析了最近的观测结果的贫金属的恒星，只选择的恒星是丰富的轻r-过程元素和重r-过程元素的穷人。我们发现，所观察到的N=50元素（Sr，Y和Zr）和Fe的丰度之间有很强的相关性。这表明，来自核塌缩超新星的中微子驱动风是这些元素产生的主要场所。我们探索这种可能性进行核合成计算的基础上长期玻尔兹曼中微子输运模拟。它们基于状态方程，该方程再现了最近对核对称能的约束。我们预测早期的喷出物是富中子的，Ye ~ 0.48，它在4 s左右变成富质子的，当我们的模拟停止时，在9 s达到Ye = 0.586。该模型中的核合成产生Zn和Mo之间的元素，包括92 Mo。元素丰度与贫金属恒星HD 12263的观测结果一致。对于Ge和Mo之间的元素，我们主要产生缺中子同位素。这一预测可以通过对贫金属恒星同位素丰度的观测得到证实。在我们的计算中没有产生比Mo（Z=42）更重的元素，也没有产生重r过程元素。
Progress in Nuclear Astrophysics: a multi-disciplinary field with still many open questions
核天体物理是一个多学科交叉的领域，对核数据的需求量巨大。在它的各个领域中，恒星演化和核合成显然与核物理学关系最密切。天体物理学应用对核数据的需求对实验技术以及现有核模型的鲁棒性和预测能力提出了挑战。尽管过去几年取得了令人印象深刻的进展，但仍然存在重大问题和困惑。在目前的贡献，只有几个核天体物理学的具体方面进行了讨论。这些涉及到一些实验进展有关的测量的关键反应的相关性的所谓的s-和p-过程的核合成，在理论上的努力，在预测核特性的异国情调的富中子核的兴趣r-过程的核合成，以及最近引进的机器学习技术在核天体物理学的应用。
Explosive nucleosynthesis: nuclear physics impact using neutrino-driven wind simulations
我们提出核合成研究的基础上的流体动力学模拟的核心坍缩超新星和随后的中微子驱动的风。虽然在这些模拟中发现的条件不适合快速中子俘获（r-过程）产生比A $\sim$ 130重的元素，但这可以通过人为增加风熵来解决。用这种方法，人们可以模拟发生r过程的喷出物的一般行为。我们研究了长期动力学演化和核物理输入对最终丰度的影响，并表明不同的核质量模型导致丰度的显着变化。这些差异可能与核质量远离稳定性的行为有关。此外，我们还详细地分析了当物质衰变回稳定态时，中子俘获和β缓发中子发射的影响。在我们研究的所有案例中，冻结效应大于先前的估计，并在冻结后的丰度产生实质性的变化。
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