Impact of astrophysical processes on the gamma-ray background from dark matter annihilations
我们研究了宇宙学晕中暗物质粒子湮灭产生的伽马射线背景对天体物理过程的影响，特别关注超大质量黑洞形成的后果。在这些物体从小种子上的物质吸积中逐渐形成的情况下，暗物质首先被压缩成非常密集的“尖峰”，然后由于湮灭和散射恒星尖端，其密度逐渐降低。相对于以前的分析，基于非进化晕，预测的湮灭信号是较高的，并在低能量显着失真，反映了大的贡献，总流量从未进化的尖峰在高红移。由信号的特定红移分布所产生的特殊光谱特征，将把所提出的方案与更传统的天体物理学解释区分开来。我们讨论了这如何影响检测的前景，并表明，即使在没有来自银河系中心的信号的情况下，从DM湮灭的伽马射线背景可能是可检测的。
2007-07-31 astro-ph
Study of time lags in HETE-2 Gamma-Ray Bursts with redshift: search for astrophysical effects and Quantum Gravity signature
研究不同能带的伽马射线暴光变曲线中尖峰之间的时间滞后作为红移的函数，可能会导致对量子引力效应的探测。我们分析了HETE-2在2001年至2006年期间探测到的15个具有测量红移的伽马射线暴，以测量与天体物理效应相关的时间滞后，并在额外维度弦模型的框架下寻找量子引力特征。光子标记数据的使用使我们能够考虑各种能量范围。系统的影响，由于选择和削减进行了评估。从光变曲线最大值的研究中未检测到显著的量子引力效应，并将量子引力标度参数的下限设定为3.2x10**15 GeV，置信水平为95%。
2007-10-16 astro-ph
$^{92}$Mo($α,α$)$^{92}$Mo scattering,the $^{92}$Mo--$α$ optical potential, and the $^{96}$Ru($γ,α$)$^{92}$Mo reaction rate at astrophysically relevant energies
在能量为$E_{\rm{c.m.}} \approx$ 13、16和19 MeV的宽角范围内测量了$^{92}$ Mo（$α$，$α$）$^{92}$ Mo的弹性散射截面。本文导出了$^{92}$ Mo-$α$系统在库仑势垒附近和库仑势垒之下的光学势的实部和虚部。结果符合$α$ -核折叠电位的系统行为.天体物理学相关的$^{96}$ Ru（$γ$，$α$）$^{92}$ Mo反应率在$T_9=2.0$和$T_9=3.0$可以确定到约16%的准确度，并与以前发表的理论率进行比较。
2001-10-18 astro-ph
Measurement of the (gamma,n) reaction rates of the nuclides 190Pt, 192Pt, and 198Pt in the astrophysical gamma-process
研究了在与天体物理伽马过程有关的温度下，在恒星光子浴中重缺中子核的核合成。为了得到（γ，n）截面和反应速率，用多个不同端点能量的韧致辐射谱叠加的方法模拟了恒星光子浴。作为该方法的第一个测试，导出了铂同位素190 Pt、192 Pt和198 Pt的（γ，n）反应速率。并与其它实验数据和理论计算结果进行了比较。
2001-03-07 astro-ph nucl-ex
Two effects relevant for the study of astrophysical reaction rates: gamma transitions in capture reactions and Coulomb suppression of the stellar enhancement
核合成过程涉及数千个核的反应，既接近稳定性，又远离稳定性。编制天体物理学研究中使用的反应速率需要实验和理论投入。在这种情况下，两个有趣的方面进行了讨论：（一）相关的伽马跃迁能量在天体物理俘获反应，和（ii）新发现的库仑抑制恒星增强因子。后者使一些负Q值的反应比它们的逆反应更有利于实验研究，这与人们的普遍看法相反。
2008-08-27 astro-ph nucl-ex nucl-th
Astrophysical Effects of nu+gamma-->nu+gamma+gamma and Its Crossed Processes
最近，Dicus和Repko计算了能量低于e^{+}e^{-}对产生阈值时的nu gamma --> nu gamma gamma。他们发现横截面的数量级为10^{-52} omega ^{gamma}，其中gamma =10，其中omega是初始粒子之一的CMS能量，单位为MeV。交叉过程的截面与一阶因子相同。本说明调查的程度，这些过程可以，如果他们的结果外推超过1兆电子伏：影响超新星动力学;切断能量非常高的宇宙光子和中微子的能量分布;并可能引起一个可观察到的伽马信号从散射的中微子从一个超新星的第二个超新星接近的空间和时间。根据超新星1987 A，我们还估计，在几MeV以上的区域，γ必须低于8.4。
1997-07-09 astro-ph hep-ph
The Importance of Parity-Dependence of the Nuclear Level Density in the Prediction of Astrophysical Reaction Rates
最近导出了pf + g_（9/2）壳层核能级宇称分布随激发能变化的一个简单描述。我们在一个全球核水平密度模型中实现了这一点。在统计模型的框架内，横截面和天体物理反应速率计算在Fe区域和比较率与共同假设的奇偶性分布均匀。我们发现相当大的差异，特别是涉及粒子的出口通道的反应。
2003-02-18 astro-ph nucl-th
Coulomb displacement energy and the low-energy astrophysical S factor for the Be7(p,gamma)B8 reaction
讨论了A=8，J=2+，T=1态的库仑位移能与Be_7（p，γ）B_8反应的低能天体物理S因子之间的关系。位移能解释在一个粒子孔模型。势阱几何形状的粒子位移能量的依赖关系进行了研究，并用于与粒子位移能量的均方根半径和渐近归一化的价质子波函数在B8。渐近归一化用于计算Be_7（p，γ）B_8反应的天体物理S因子。的关系，Li 7（n，γ）反应，B8四极矩，径向密度，和分裂动量分布进行了讨论。
1995-06-20 astro-ph nucl-th
Tables of Nuclear Cross Sections and Reaction Rates: an Addendum to the Paper "Astrophysical Reaction Rates from Statistical Model Calculations"
在以前的出版物[原子数据和核数据表75，1（2000）]中，我们给出了七个参数的分析拟合理论反应速率，这些反应速率是从统计模型（豪泽-费什巴赫形式主义）中计算的核截面得出的，目标为9<Z<84（Ne到Bi），质量范围达到中子和质子滴线。所考虑的反应是（n，gamma）、（n，p）、（n，alpha）、（p，gamma）、（p，alpha）、（alpha，gamma）及其逆反应。在公众的需求，我们在这里提出的理论核截面和天体物理反应速率，从这些速率拟合推导出来，我们提供这些数据作为在线电子文件。对应于拟合率，提供了两个完整的数据集，其中之一包括一个唯象处理的壳层淬火丰中子核。
2001-04-02 astro-ph nucl-th
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
Complete inclusion of parity-dependent level densities in the statistical description of astrophysical reaction rates
微观计算表明，在原子核的低激发能下，原子核的能级密度具有很强的宇称依赖性。在此之前，这种依赖性要么被忽略，要么只在Hauser-Feshbach计算的初始和最终通道中实现。我们提出了一种间接的方法来说明一个完整的宇称依赖的所有步骤的反应，包括一个复合核形成的反应。为了说明天体物理反应速率的影响，我们提出了在同位素链的镍和锡的中子捕获率。与宇称均分的标准假设相比，我们发现即使在相当大的激发能下，复合核中的核能级密度的宇称依赖性也会引起天体物理学感兴趣的能量区的显著差异。
2008-04-28 astro-ph nucl-th
Improved predictions of nuclear reaction rates with the TALYS reaction code for astrophysical applications
天体物理学应用中的核反应速率传统上是根据Hauser-Feshbach反应代码确定的。这些代码采用了一些从未被测试过的近似，如简化的宽度波动校正，忽略电磁衰变级联过程中的延迟或多粒子发射，或在增加入射能量时不存在预平衡贡献。最近更新了反应代码TCHS，以估计与天体物理相关的麦克斯韦平均反应速率。这些新的发展使反应速率的计算具有更高的精度和可靠性，并使以前的代码的近似值得以研究。详细介绍了TAPIS对与天体物理学有关的热核速率的预测，并与广泛使用的相同核成分的代码进行了比较。结果表明，TADES预测可能显着不同，从以前的代码，特别是对于核，没有或很少的核数据。结果表明，预平衡过程对奇异丰中子核的天体物理速率有显著的影响。首次计算了所有核的麦克斯韦平均（n，2n）反应速率，并讨论了它与辐射俘获率的竞争. TADSS程序提供了一种新的工具，以提高准确性和可靠性的方式估算与天体物理学有关的所有核反应速率。
2008-06-13 astro-ph nucl-th
Low-Energy Direct Capture in the 8Li(n,gamma)9Li and 8B(p,gamma)9C Reactions
用直接俘获模型分析了~ 8Li（n，γ）~ 9 Li和~ 8B（p，γ）~ 9 C俘获反应的截面。在低能量，这是天体物理学相关的区域的捕获过程中占主导地位的E1从传入的s-波的束缚p-状态的过渡。两个镜像反应的截面可以用一致的势参数同时描述，而以前的计算大大高估了捕获截面。然而，电势的参数必须非常仔细地选择，因为计算的8Li（n，γ）9 Li反应的截面敏感地取决于电势强度。
2003-04-22 astro-ph nucl-th
Proton Threshold States in the 22Na(p,gamma)23Mg Reaction and Astrophysical Implications
23 Mg中的质子阈态对于天体物理相关的质子俘获反应22 Na（p，gamma）23 Mg是重要的。在间接测定最低态的共振强度时，有些自旋宇称的归属在实验上仍然不确定，而这些共振强度是直接方法无法达到的。我们用壳模型、库仑位移和Ehrman位移计算研究了这些态。根据Jenkins等人最近的实验测定，从计算的和观察到的性质的比较中，我们将E=7643 keV处的最低相关共振态与激发的3/2+状态相关联。由此我们推断出在T_9=0.1K以下的恒星温度下，~（22）Na（p，gamma）~（23）Mg的反应速率有显著的提高。
2006-12-19 astro-ph nucl-th
Photon-induced Reactions in Stars and in the Laboratory: A Critical Comparison
在天体物理学p-（或γ-）过程中，光子引发的反应发生在1.8 < T9 < 3.3的典型温度下。（gamma，n）、（gamma，p）或（gamma，alpha）反应的实验数据--如果在相关的能量范围内可用--不能直接用于测量天体物理学上的（gamma，n）、（gamma，p）或（gamma，alpha）反应速率，因为在这些高温下靶核会受到热激发。通常，统计模型计算用于预测光子诱导的反应速率。实验反应截面、理论预测和天体物理学反应速率之间的关系将被严格地讨论。
2004-05-28 astro-ph nucl-ex
Effects of Axion-Photon Mixing on Gamma-Ray Spectra from Magnetized Astrophysical Sources
天体物理伽马射线源有各种各样的大小和磁化。我们推导出一般条件下，从这样的源的伽马射线光谱将受到显着影响的轴子光子混合。我们发现，依赖于磁场的强度和相干性，轴子耦合下降到~ 1/（10**13 GeV）可以引起显着的轴子光子转换的吸积大质量黑洞的环境中。共振可以发生在轴子质量项和等离子体频率项之间以及等离子体频率项和真空Cotton-Mouton位移之间。共振跃迁和非共振跃迁都可以在活动星系核的伽玛射线谱的有限能量区间内产生可探测的特征，甚至是强的散射。这种效应可以发生在keV到TeV的能量耦合，目前允许的所有实验约束。
2007-08-08 astro-ph hep-ph
Low-energy photodisintegration of 9Be and alpha + alpha + n <-> 9Be + gamma reactions at astrophysical conditions
建立了9 Be核低能光致衰变的半微观模型，并对实验数据进行了分析。较早的放射性同位素数据得到了这一分析的支持。导出了理论光致蜕变截面。计算了α + α + n -> 9 Be + γ反应和9 Be的逆光蜕变的天体物理速率。将α + α + n -> 9 Be + γ的新反应速率与先前的估计进行比较。
1998-02-09 astro-ph nucl-ex nucl-th
7Be(p,gamma)8B astrophysical S-factor from precision cross section measurements
我们测量了从E_cm = 186到1200 keV的~ 7 Be（p，gamma）~ 8B截面，每个点的几何加系统精度优于± 5%。测量了所有重要的系统误差，包括8B反向散射损耗。根据我们在E_cm <= 300 keV的实验数据和Descouvemont和Baye的理论，我们得到S_（17）（0）= 22.3 +-0.7（expt）+-0.5（理论）eV-b。
2001-11-17 astro-ph nucl-ex
Can Astrophysical Gamma Ray Sources Mimic Dark Matter Annihilation in Galactic Satellites?
宇宙暗物质的性质是未知的。最令人信服的假设是，暗物质由100 GeV质量范围内的弱相互作用大质量粒子（WIMP）组成。这些粒子会在星系晕中湮灭，产生高能伽马射线，这种射线可能被伽马射线望远镜（如GLAST卫星）探测到。我们调查的能力GLAST区分WIMP湮没源和天体物理源。聚焦于冷暗物质模型预测的银河系卫星晕，我们发现WIMP伽马射线谱几乎是唯一的;通过包括光谱和空间信息，可以以令人信服的方式将最亮的WIMP源与已知源类分离。候选的WIMP源可以用成像大气切伦科夫望远镜进一步研究。最后，大型强子对撞机的数据可能会对银河系暗物质的研究产生至关重要的影响。
2007-03-08 astro-ph hep-ph
The astrophysical rate of 15O(alpha,gamma)19Ne via recoil-decay tagging and its implications for nova nucleosynthesis
15 O（alpha，gamma）19 Ne反应是从热CNO循环进入rp过程的两种已知途径之一。它的天体物理速率取决于19 Ne的激发态的衰变特性，而这些激发态恰好位于15 O + α阈值之上。我们用43 MeV/u的p（~（21）Ne，t）~（19）Ne反应测量了这些态的α衰变分支比。结合我们的分支比测量与以前的测定这些状态的辐射宽度，我们计算的天体物理率15 O（α，γ）19 Ne。使用这个反应速率，我们进行流体动力学计算的新星爆发，并得出结论，没有显着的突破，从热CNO循环到RP过程发生在经典新星通过15 O（α，γ）19 Ne。
2003-02-10 astro-ph nucl-ex nucl-th
Weakly screened thermonuclear reactions in astrophysical plasmas: Improving Salpeter's model
本文详细研究了电子简并度和非线性屏蔽效应对Salpeter弱屏蔽模型有效性的影响。该模型的局限性进行了调查，并提出了一个改进的，可以考虑非线性屏蔽效应。它的应用太阳pp反应得到一个准确的屏蔽增强因子，并提供了一个非常可靠的估计相关的中微子通量的不确定性。
2003-06-23 astro-ph nucl-th
Applicability Of The Hauser-Feshbach Approach For The Determination of Astrophysical Reaction Rates
核天体物理学需要了解原子核和温度在很大范围内的反应速率。在最近的计算中，核能级密度--作为统计模型（豪泽-费什巴赫）的一个重要组成部分--显示出最高的不确定性。在一个后移费米气体形式主义，利用能量依赖的能级密度参数和采用微观修正，从最近的FRDM质量公式，我们得到了一个高度改进的适合实验能级密度。由此产生的水平密度用于确定标准的适用性的统计模型对中子引起的反应。
1996-09-02 astro-ph nucl-th
Astrophysical Reaction Rates for $^{10}$B(p,$α$)$^{7}$Be and $^{11}$B(p,$α$)$^{8}$Be From a Direct Model
用DWBA方法研究了$^{10}$ B（p，$α$）$^{7}$ Be和$^{11}$ B（p，$α$）$^{8}$ Be反应.对于这两个反应，过渡到基态和第一激发态进行了研究。在$^{10}$ B（p，$α$）$^{7}$ Be的情况下，在$E_{Res}=10$ keV的共振可以在势模型中一致地描述，从而允许将天体物理$S$因子数据扩展到非常低的能量。在约$E_{Res}=550$ keV处的共振的强干扰需要该共振的Breit-Wigner描述和对反应$^{10}$ B（p，$α_1$）$^{7}$ Be $^*$引入干扰项。在$^{11}$ B+p反应中观察到的两个同位旋$T=1$共振（在$E_{Res1}=149$ keV和$E_{Res2}=619$ keV）需要Breit-Wigner共振和干扰项来拟合$^{11}$ B（p，$α$）$^{8}$ Be反应的数据。$S$ -因子和热核反应速率给出了每个反应。目前的计算是第一个一致的参数化过渡到基态和第一激发态在低能量。
1996-02-17 astro-ph nucl-th
Atomic effects in astrophysical nuclear reactions
本文提出了两个描述天体物理能量下实验室核反应中出现的电子屏蔽效应的模型。第一个模型的双电子屏蔽能与最近LUNA的实验结果非常一致的破碎反应$% He3(He3,2p)He^{4}$，迄今为止，这违背了所有可用的理论模型。此外，多电子效应，提高实验室反应的CNO循环和其他先进的核燃烧阶段，也研究了通过的CNO-费米模型，推导出的分析公式，建立一个下限和上限的相关屏蔽能量。第二个模型的结果，这表明一个非常令人满意的兼容性与绝热近似的，预计将是特别有用的，在未来的实验中更准确地确定的CNO天体物理因子。
2001-01-06 astro-ph nucl-ex nucl-th
Large-scale prediction of the parity distribution in the nuclear level density and application to astrophysical reaction rates
本文利用泊松分布的独立准粒子假设，结合BCS占据数，提出了一种计算核能级密度中与激发能相关的宇称比的一般方法。据发现，它是至关重要的，采用一个足够大的模型空间，以允许激励从低洼的壳和更高的壳超出一个单一的主要壳。仅发现宇称比在至少5-10 MeV的激发能以上平衡。此外，一个超调效应接近主要壳被发现的奇偶性相反的基态奇偶性可能占主导地位的范围内的几个兆电子伏之前，奇偶比最终平衡。该方法适合于大规模计算，如在天体物理学应用。宇称分布计算的所有核从质子滴线中子滴线和从Ne到Bi。这些结果然后被用来重新计算天体物理学的反应速率在豪泽-费什巴赫统计模型。虽然某些跃迁可以被大大增强或抑制，但对天体物理学相关反应的影响仍然有限，这主要是由于恒星反应速率中目标态的热布居。
2007-04-26 astro-ph nucl-th
Astrophysical relevance of $γ$ transition energies
相关的伽马能量范围被明确地确定，其中额外的伽马强度必须位于对天体物理学相关反应产生影响的地方。结果表明，如果不考虑孤立态的贡献，则透射系数和能级密度的能量依赖性折叠将导致2<=E_gamma<=4 MeV的γ能量的最大贡献.在这种情况下，电偶极跃迁占主导地位。这些发现允许更准确地判断γ强度的修改与天体物理学的相关性。
2008-08-27 astro-ph nucl-ex nucl-th
Astrophysical factor for the neutron generator 13C(alpha,n)16O reaction in the AGB stars
反应13 C（alpha，n）被认为是AGB星s-过程的主要中子源。在低能量的截面是占主导地位的1/2+ 6.356 MeV的亚阈值共振17 O的贡献是确定了一个非常大的不确定性~1000%，在恒星温度。在这项工作中，我们进行了最精确的测定低能量天体物理S因子使用的间接渐近归一化（ANC）技术。用亚库仑α转移反应（6Li，d）测量了亚阈态的α粒子ANC。使用确定的ANC，我们计算了S（0），其结果是比NACRE编译中小一个数量级。
2006-05-18 astro-ph nucl-ex
Thermonuclear Reaction Rate of 23Mg(p,gamma)24$Al
更新的恒星反应23 Mg（p，γ）24 Al的速率计算通过使用所有可用的实验信息24 Al激发能。质子和伽玛射线的部分宽度天体物理上重要的共振来自壳模型计算。实验观察到的24铝水平与壳模型状态的对应关系是基于应用的等压多重态质量方程。我们的新速率表明，在大质量白矮星的热核逃逸过程中，23 Mg（p，gamma）24 Al反应影响了质量A>20区域的核合成。
1998-06-05 astro-ph nucl-th
Non-extensive resonant reaction rates in astrophysical plasmas
我们研究了两种不同的物理场景的热核反应在恒星等离子体进行通过窄共振在低能量或通过低能量翼的宽共振在高能量。相应地，我们推导出两个近似的解析公式，以计算热核共振反应速率内非常耦合和非理想的天体物理等离子体中，非广延效应可能会出现。我们的结果是简单的一阶校正因子，推广了众所周知的经典率的框架下得到的Maxwell-Boltzmann统计力学。作为我们的结果的一个可能的应用，我们计算的总校正因子的依赖关系相对于共振位于的能量，在一个非常密集和非理想的碳等离子体。
2003-12-24 astro-ph cond-mat.stat-mech nucl-th
The astrophysical rate of 15O(alpha,gamma)19Ne via the (p,t) reaction in inverse kinematics
利用反冲符合技术测量了~（19）Ne近阈态α衰变分支比。填充这些状态使用（p，t）反应在逆运动学，我们检测到的反冲和它们的衰变产物与100%的几何效率使用磁光谱仪。结合我们的分支比测量与独立的测定这些状态的辐射宽度，我们计算的天体物理率的15 O（α，γ）19 Ne。使用这个反应速率，我们进行流体动力学计算的新星爆发，并得出结论，没有显着的突破热CNO循环到RP过程中发生在新星通过15 O（α，γ）19 Ne。
2003-03-24 astro-ph nucl-ex nucl-th
Screened Coulomb potentials for astrophysical nuclear fusion reactions
天体物理能级实验室聚变反应的电子屏蔽加速是天体物理学中一个尚未解决的重要问题。这种效应在这里建模考虑氢类原子的融合，其电子概率密度用于泊松方程，以获得相应的屏蔽库仑势能。这样就可以考虑原子的激发和聚变原子的变形。这些潜力，然后处理半经典，以获得屏蔽（加速）因子的反应。利用所提出的模型，首次研究了超强磁场对实验室氢聚变反应的影响，结果表明，尽管$% dd$反应的截面有了相当大的增加，但$pp$反应仍然太慢，不能进行实验。该模型最后应用于$H^{2}(d,p) H^{3}$聚变反应，描述令人满意的实验数据，虽然仍然存在一些模糊的分子性质的氘核目标。值得注意的是，本方法为氢聚变反应提供了足够高的屏蔽能量，使得也可以考虑旁观者核的带走能量。
2000-09-04 astro-ph nucl-th physics.atom-ph
Alpha-decay branching ratios of near-threshold states in 19Ne and the astrophysical rate of 15O(alpha,gamma)19Ne
15 O（alpha，gamma）19 Ne反应是吸积中子星从热CNO循环爆发到rp过程的两条途径之一。它的天体物理速率主要取决于19 Ne的激发态的衰变特性，而这些激发态恰好位于15 O + α阈值之上。我们用43 MeV/u的p（~（21）Ne，t）~（19）Ne反应测量了这些态的α衰变分支比。结合我们的测量与以前确定的这些状态的辐射宽度，我们得出结论，没有显着的突破热CNO循环到RP过程中的新星是可能通过15 O（α，γ）19 Ne，假设目前的模型准确地代表他们的温度和密度条件。
2002-10-22 astro-ph nucl-ex nucl-th
Off-shell effects in the energy dependence of the Be7(p,gamma)B8 astrophysical S factor
我表明，离壳效应，如反对称化和Be-7扭曲，可以显着影响能量依赖的非共振Be 7（p，γ）B8天体物理S因子在较高的能量。在Ecm = 0.3- 1.5MeV能量范围内，对这些效应作适当的处理，可使本八体模型的S因子的E1分量在玻态上是平坦的。由本模型预测的非共振S因子的能量依赖性与低能直接捕获数据和现有的高能库仑解离数据一致。不管目前的能量关系是否正确，离壳效应能使从高能（E_cm > 0.7MeV）数据外推的S（0）值发生15- 20%的变化。
1996-10-28 astro-ph nucl-ex nucl-th
Study of the He3(He4,gamma)Be7 and H3(He4,gamma)Li7 reactions in an extended two-cluster model
在扩展的两团簇模型中研究了He 3（He 4，gamma）Be 7和H3（He 4，gamma）Li 7反应，该模型包含α +h/t和Li 6 +p/n团簇化.结果表明，Li ~（6+）p/n沟道的引入可以显著改变Be ~（7+）和Li ~（7+）核的零能反应截面、S（0）和其他性质，如四极矩Q。然而，结果与已知的S（0）和Q之间的相关趋势一致。此外，我们证明了天体物理S因子的零能量导数的值比目前认为的更不确定。
2000-06-23 astro-ph nucl-ex nucl-th
The stopping of swift protons in matter and its implication for astrophysical fusion reactions
研究了低能碰撞中快质子和氘的阻止本领与速度的关系。在较低的入射能量下，电子的停止主要是由于核停止和电子的电荷交换，当Ep >=200 eV时，第二种机制起主导作用。基于双中心电子波函数的电荷交换机制的动力学处理产生非常透明的交换概率的结果。我们预测，停止截面变化约为v的1.35功率的氢靶上的弹丸质子在1 keV的能量区域。
2000-05-14 astro-ph nucl-ex nucl-th
