Explosive Nucleosynthesis in Aspherical Hypernova Explosions and Late Time Spectra of SN1998bw
本文介绍了超新星SN 1998 bw的非球面爆炸模型。用二维流体动力学程序和详细的核反应网络研究了非球形爆炸中的核合成。非球形爆炸导致强烈的富含$α$的冻出，从而提高喷出物中[ $^{44}$ Ca，$^{48}$ Ti，和$^{64}$ Zn / Fe]的丰度比.计算了5200 ° C附近以Fe为主的混合星云和[ \OI ] 6300、6363 ° C的星云谱线，并与SN 1998 bw观测到的晚期谱线进行了比较。与球形模型相比，如果SN 1998 bw是一个从喷流方向看动能为$\sim 10^{52}$尔格的强非球形爆炸，则能更好地解释观测到的星云光谱的异常特征。
2001-09-27 astro-ph
Explosive Nucleosynthesis Associated with Formation of Jet-induced GRBs in Massive Stars
我们在Bracksar模型下进行了二维相对论流体动力学模拟。爆炸核合成的计算也完成了。我们调查的祖细胞和能量沉积率的结构上产生的爆炸核合成的影响，假设56 Ni主要是在由中微子加热发射的喷流合成。我们发现56 Ni的量对能量沉积速率非常敏感。因此，我们得出结论，在某些X射线余辉中，如GRB 010921中，探测不到潜在的超新星是很自然的。我们还指出，在GRB 011211的X射线余辉中，中间质量数的元素Si和S的相对丰度，如果在中心机处的能量沉积速率相对较长，则可以自然地解释，因为在这样的环境下，合成的~（56）Ni量很少。如果这种讨论是正确的，那么X射线余辉中的线特征与伽玛暴的持续时间之间应该存在相关性。应该指出的是，GRB 011211的持续时间为270秒，使其成为Beppo-SAX观测到的最长的爆发，尽管它受到红移的影响（z_host=2.14），这支持了我们的结论。我们的研究结果还表明，I型超新星模型中的能量沉积速率相对较低（\dot{E} \sim 10^{51} erg/s），可能难以重现在超新星SN 1998 bw中观测到的56 Ni的量。这意味着伴随伽玛射线暴的超新星的中心引擎的机制可能受到爆炸性核合成的讨论的限制。
2003-06-20 astro-ph
Explosive Nucleosynthesis from GRB and Hypernova Progenitors: Direct Collapse versus Fallback
长时间伽马射线暴背后的伽马星引擎提取了坍缩恒星快速吸积到恒星质量的黑洞中释放的能量。在坍缩的恒星中，这种黑洞可以通过两种方式形成：恒星核心直接坍缩成黑洞，以及在微弱的超新星爆炸中由回落引起的黑洞的延迟坍缩。对于延迟坍缩的黑洞，强的超新星驱动爆炸在冲击波爆发之前超过了弱的超新星爆炸，很难将这种黑洞形成场景与直接坍缩场景区分开来。然而，延迟坍缩机制，其双重爆炸，产生爆炸性的核合成产额，是非常不同的直接坍缩的情况。我们提出了1维的研究从两个黑洞形成的情况下，核合成产量的差异和趋势。
2006-04-21 astro-ph
Explosive Nucleosynthesis in GRB Jets Accompanied by Hypernovae
利用MacFadyen和Woosley（1999）的模型，进行了一个二维的流体动力学模拟，研究了一颗星的爆炸核合成。结果表明，当爆发持续时间为\sim 10秒时（这被认为是典型的爆发时间尺度），喷流中产生的~（56）Ni不足以解释观测到的超新星数量。即使合成了相当数量的56 Ni，如果所有的爆炸能量最初沉积，喷流的开口角变得太宽，在这种情况下，实现高度相对论的流出和伽马射线暴。从这些结果可以得出结论，在与伽玛暴有关的超新星中，56 Ni的起源不是喷流中的爆炸核合成。我们认为起源于吸积盘中的爆炸核合成的观点更有希望。我们还表明，爆炸成为双极自然由于变形的祖细胞的影响。这一事实表明，在吸积盘中合成并作为流出物输送的56 Ni被吹向旋转轴，这将解释SN 1998 bw的线特征和SN 2003 jd的双峰线特征。喷流中56 Ni衰变产生的一部分γ射线线将出现而不会损失其能量，因为只要喷流是相对论性流，喷流就会在大量56 Ni衰变之前变得光学薄。我们发现，丰富的原子核的质量数\sim 40在喷出物中的能量沉积率敏感地依赖于。因此，可以通过对贫金属星化学成分的观测来确定哪一种模型才是伴随着超新星的伽马射线暴的合适模型。
2006-05-11 astro-ph
Evolution, Explosion and Nucleosynthesis of Core Collapse Supernovae
我们提出了一组新的前超新星演化和爆炸产额的大质量恒星的初始太阳组成（Y=0.285，Z=0.02）在质量范围13-35 Msun。所有的模型都是用最新版本（4.97）的FRANEC代码计算的，该代码现在包括了从中子到Mo 98的核网络。爆炸核合成计算了两次：第一次采用流体程序，第二次采用辐射主导激波近似（RDA）。
2003-04-10 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} $尔格）。我们对这些高能爆炸进行了详细的核合成计算，并与普通的核心坍缩超新星的产率进行了比较。我们发现，完全和不完全的硅燃烧发生在更广泛的，密度较低的区域，使α丰富的冻结增强，并产生更多的钛相比，普通的超新星核合成。此外，氧和碳的燃烧发生在比普通超新星更广泛、密度更低的区域。因此，燃料元素O、C、Al的丰度较低，而通过氧燃烧合成了较大量的Si、S、Ar和Ca（"Si"）;这导致喷出物中的"Si "/O比率较大。喷出物中完全和不完全硅燃烧区之间质量比的增加可以解释贫金属星中铁峰元素之间的丰度比。此外，增强的“Si”/O比可以解释在恒星爆发星系中观察到的丰度比。我们还讨论了增强的[Ti/Fe]和[Fe/O]对银河系化学演化和低质量黑洞双星丰度的其他意义。
2001-03-25 astro-ph
Neutrino Mixing and Nucleosynthesis in Core-Collapse Supernovae
对核心坍缩超新星作了简单的描述。讨论了超新星环境中中微子驱动风、中微子通量和光度、反应速率以及平衡电子分数的性质。简要回顾了与核心坍缩超新星有关的中微子混合和中微子相互作用。计算了几种可能影响快中子俘获过程（r过程）核合成的演化情景下的电子分数值。
2005-02-12 astro-ph
Fireballs, Flares and Flickering: A Semi-analytic, LTE, Explosive Model from Accretion Disks to Supernovae
我们推导出简单的解析表达式的连续光变曲线和光谱的耀斑和闪烁的事件发生在广泛的天体物理系统。我们比较这些结果的数据从激变变量SS天鹅座，也与SN 1987 A，推导出的物理参数的材料。拟合的数据表明，一个几乎与时间无关的光球温度所产生的强温度依赖性的不透明度时，氢部分电离。
2004-10-11 astro-ph
Nucleosynthesis In Core Collapse Supernovae
我们提出了我们最新的一套presupernova演化和爆炸性核合成的大质量恒星的范围在11和120 Msun之间的太阳和零金属丰度的产量的基本性质。
2006-01-10 astro-ph
Gamma-ray Observations of Explosive Nucleosynthesis Products
在这篇评论中，我将讨论各种伽马射线发射线，预计和已观察到的放射性爆炸核合成产物。最重要的伽马射线线来自Ni-56、Ni-57和Ti-44的衰变链。Ni-56是Ia型超新星的主要爆炸性核合成产物，但Ni-56也是核心坍缩超新星的产物。从SN 1987 A中探测到了其子产物Co-56的γ射线发射。这种早期发射的发生表明，在超新星最内层合成的Ni-56的一部分必须与最外层的喷出物混合。特别注意的是给出的γ射线线发射的衰变链的Ti-44，给出线发射在68 keV，78 keV，和1157 keV。考虑到它的衰变时间为86年，人们认为这条谱线来自年轻的超新星遗迹。Ti-44的生产对爆炸性质非常敏感，这使得Ti-44成为研究超新星爆炸内层的理想工具。到目前为止，Ti-44的伽马射线线发射只在超新星遗迹Cas A中被探测到。我讨论了COMPTEL和BeppoSAX的这些探测结果，它们表明Ti-44的当量为（1.5+/-1.0 x10 ^{-4} Msun。此外，我提出了一些初步的Cas A观测结果的INTEGRAL，它产生了一个3sigma检测的68千电子伏线与ISGRI仪器在一个水平上与BeppoSAX结果一致。对可用的INTEGRAL-SPI数据的初步分析表明，窄线发射（Δ v < 1000 km/s）在2 σ水平上几乎可以排除。（节录）
2005-01-29 astro-ph
Nucleosynthesis in O-Ne-Mg Supernovae
我们已经研究了详细的核合成的冲击表面层的氧-氖-镁核塌缩超新星的眼睛，以确定是否适合r过程核合成的条件。我们在未修改的模型中没有发现这样的条件，但确实发现了N=50的核（以前在早期富含中子的中微子风中看到过）的过量生产，如果被喷射出来，将对银河系化学演化造成严重的问题。
2007-12-27 astro-ph
Explosive Nucleosynthesis in Axisymmetrically Deformed Type II Supernovae
利用二维流体动力学计算方法研究了II型超新星轴对称爆炸下的爆炸核合成。并与SN 1987A的观测结果进行了比较。我们的主要发现如下：（1）合成了$^{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 in Type II Supernovae
计算了主序星质量从13 $M_\odot$到70 $M_\odot$的前超新星演化和爆炸核合成。我们研究了超新星产额对恒星质量、$^{12}C(α, γ) ^{16}O}$速率和爆炸能量的依赖关系。超新星的产额积分的初始质量函数进行了比较，太阳的丰度。
1997-06-03 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
Nucleosynthesis in Black-Hole-Forming Supernovae and Abundance Patterns of Extremely Metal-Poor Stars
质量大于$\sim$ 20 - 25 \ms的恒星在演化结束时会形成一个黑洞。具有非旋转黑洞的恒星可能会“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，这可以解释在极贫金属恒星中观测到的这些比值的趋势。暗超新星中的核合成以大量的回落为特征。我们发现最近发现的最贫铁的恒星，HE 0107 -5240，和其他极端贫金属的富碳恒星的丰度模式是符合的黑洞形成的超新星，但不是对不稳定超新星。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。最后，我们讨论了第一（流行III）明星的性质。
2003-06-21 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
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
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
Dynamics of shock propagation and nucleosynthesis conditions in O-Ne-Mg core supernovae
最近有人提出，爆炸O-Ne-Mg核的冲击表面层为r过程核合成提供了条件，因为它们的快速膨胀和高熵使重r过程同位素即使在初始中子过剩非常低的环境中也能形成。我们在这里表明，最复杂的可用流体动力学模拟（在球形和轴对称）不支持这个新的r-过程的情况下，因为它们不能提供必要的条件的温度，熵，和膨胀时间尺度的重要因素。这表明，r-过程元素的形成与Ning等人（2007，NQM 07）的建议不同，或者影响爆炸动力学的一些基本核心属性可能与Nomoto的祖先模型预测的不同。
2008-04-18 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 of Fe60 in massive stars
我们在一定程度上讨论了Fe 60在11和120 Msun之间的大质量恒星的流体静力学和爆炸阶段的生产。我们还比较了Fe 60/Al 26 γ射线线通量比根据本计算所获得的探测值报告的INTEGRAL/SPI。
2006-01-10 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
Pop III Hypernova Nucleosynthesis and Abundances in Very Metal-Poor Halo Stars
计算了M = 13 ~ 270 Msun的大质量Pop III星的演化和核合成，并与贫金属晕星的丰度进行了比较。观测到的丰度可以用M < ~ 130 Msun的高能核心坍缩超新星（"hypernovae“）来解释，但不能用M ~ 140-270 Msun的对不稳定超新星（PISNe）来解释。这一结果限制了Pop III和非常贫金属的Pop II恒星的IMF。
2002-05-22 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
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 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
Exploding and Non-exploding Stars: Coupling Nuclear Reaction Networks to Multidimensional Hydrodynamics
经过几十年的一维核合成计算，计算资源的增长同时达到了一个水平，这是第一次允许天体物理学家考虑在爆炸环境中进行常规的真实多维核合成计算，在某种程度上，也在非爆炸环境中。在目前的贡献，我们试图给出一个简短的概述，在这些模拟中遇到的物理和数值问题。此外，我们评估的准确性，目前可以实现在核合成产率的计算，使用多维模拟核心坍缩超新星作为一个例子。
2000-11-09 astro-ph
Nucleosynthesis and Mixing in Cassiopeia A
我们目前的结果从仙后座A（Cas A）超新星遗迹（SNR）的钱德拉X射线天文台的第一次光观测。X射线光谱在所有空间尺度上变化，直到仪器极限（SNR下为0.02 pc）。基于四个选定区域的代表性光谱，我们研究了Cas A的核合成和混合过程。我们第一次明确地确定了富含铁的喷出物产生的爆炸硅燃烧在一个年轻的银河SNR。在残骸的其他地方，我们看到了富硅的氧爆炸燃烧喷出物。值得注意的是，我们的研究发现，富铁的喷出物位于富硅材料之外，从而得出结论，喷出物的整体运动是广泛的，并在Cas A足够的能量，导致空间反转的超新星核心的一个重要部分在爆炸期间。这种反转很可能是由中微子驱动的对流层中上升的气泡中出现的羽流中富含“Fe”的喷出物引起的。此外，来自$^{56}$ Ni的放射性衰变能量可能有助于该材料的后续演化。我们还发现了暗淡的、轮廓分明的细丝，它们的X射线光谱没有任何特征，可能是Cas A中宇宙射线加速的位置。
1999-10-26 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
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
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
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
Atypical Thermonuclear Supernovae from Tidally Crushed White Dwarfs
越来越多的证据表明，中等质量黑洞（IMBH）存在于某些球状星团中。当恒星在星团中扩散时，一些恒星将不可避免地离黑洞足够近，以至于它们遭受潮汐破坏。IMBH假说的一个吸引人的特点是它不仅有可能破坏太阳型恒星，而且有可能破坏致密的白矮星。注意力集中在靠近黑洞的白矮星的命运上，这些白矮星被破坏和压缩到可能引发爆炸性核燃烧的程度。精确的动力学建模的遭遇加上核网络允许一个现实的确定爆炸能量释放，有人认为，点火是一个自然的结果，所有品种的白矮星通过潮汐半径内。虽然事件发生率估计明显低于正常的Ia型超新星的发生率，但这种遭遇可能在拥有IMBH的球状星团中足够频繁，足以保证对这类新超新星的搜索。
2007-12-15 astro-ph
Nucleosynthesis in early supernova winds III: No significant contribution from neutron-rich pockets
最近使用先进的中微子输运对II型超新星进行的核合成计算确定，早期的中微子风富含质子。然而，同时喷出的一小部分是由富含中子的口袋组成的。在本文中，我们计算的核合成的贡献，从中子丰富的口袋中的热对流气泡的核心坍缩超新星，并表明，他们没有显着的总核合成。
2007-12-18 astro-ph
Dependence of S-Process Nucleosynthesis in Massive Stars on Triple-Alpha and 12C(a,g)16O Reaction Rate Uncertainties
我们已经研究了大质量恒星的s-过程核合成的敏感性+/-2 σ变化的三重α和12 C（a，g）16 O反应的速率。我们模拟了大质量恒星从氢燃烧到铁核坍缩，再到超新星爆炸的演化过程。我们发现：58 Fe和96 Zr之间的s过程核素的产生因子随着He燃烧反应速率的变化而强烈变化;使用Lodders（2003）的太阳丰度而不是Anders和Grevesse（1989）的太阳丰度减少了s过程核合成;核芯He燃烧和壳层C燃烧之后的燃烧阶段对爆炸后的产生因子有显著影响。我们还讨论了氦燃烧速率的不确定性对大质量恒星中新的初级中子捕获过程（LEPP）证据的影响。
2009-07-13 astro-ph
