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
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
On the Sensitivity of Massive Star Nucleosynthesis and Evolution to Solar Abundances and to Uncertainties in Helium Burning Reaction Rates
我们探讨了前超新星演化和超新星核合成产额的依赖关系的不确定性氦燃烧反应速率。使用Lodders（2003）修正的太阳丰度作为初始恒星组成，而不是Anders & Grevesse（1989）的结果，改变了超新星的产额，并限制了这些产额对12 C（a，g）16 O反应速率的限制。中等重量元素（A = 16-40）的生产因素被认为是在合理的协议与观察到的太阳能比在目前的实验不确定性的三重α反应速率。然而，两个反应速率或其中任何一个单独的相同数量的同时变化，可以引起核心碳点火时中心12 C丰度和超新星遗迹质量的显着变化。因此，对氦的燃烧速率进行实验测定仍然是重要的，这样就可以知道它们的比值和绝对值，精确度为10%或更好。
2007-12-09 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
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 novae: experimental progress in the determination of nuclear reaction rates
新星核合成中的核不确定性的来源已被确定使用流体动力学新星模型。随后进行了实验性努力，大大减少了这些不确定性。这对于评价新星对银河系化学演化、伽马射线天文学和可能的太阳前颗粒研究的贡献是重要的。特别是，对预期伽马射线通量的估计对于规划利用现有或未来的卫星进行观测至关重要。
2008-01-18 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
Big-bang nucleosynthesis with the NACRE compilation
我们更新的大爆炸核合成（BBN）计算的基础上，最近的NACRE汇编的反应速率。特别是，我们计算的不确定性有关的核反应速率的丰度7Li和比较我们的结果与其他最近的分析。
2001-01-17 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
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
Quantifying uncertainties in primordial nucleosynthesis without Monte Carlo simulations
我们提出了一个简单的方法来确定轻元素丰度的（相关）不确定性预期从大爆炸核合成，这避免了冗长的蒙特卡罗模拟的需要。我们的方法有助于澄清不同的核反应的作用，有助于一个特定的元素丰度，并使得它很容易实现能量无关的变化，在测量的反应速率。作为一个应用程序，我们演示了这种方法如何简化统计估计的核子光子比通过比较标准的BBN预测与观测推断的丰度。
1998-06-23 astro-ph hep-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
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
The Impact of the NACRE Compilation on the Big Bang Nucleosynthesis
我们更新的大爆炸核合成（BBN）计算的基础上，最近的NACRE汇编的反应速率。我们估计了与宇宙学和天体物理学感兴趣的D、3He、4He、6Li、7Li、9Be、10B和11B丰度的核反应速率有关的不确定度。我们使用锂作为宇宙重子密度的主要指标，而不是氘。
2000-09-19 astro-ph
Explosive nucleosynthesis
许多与伽玛射线天体物理学相关的放射性核是在爆发事件中合成的，例如经典新星和超新星。在这些情况下，爆炸性核合成的最新结果的审查，特别强调随后的伽马射线发射从个别新星和超新星爆炸。还回顾了喷出物的动力学性质对伽马射线发射特征的影响，以及新星和超新星模型中仍然存在的不确定性。
2001-03-26 astro-ph
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
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
Reaction Rates Uncertainties and the Production of F19 in AGB Stars
我们提出了核合成计算和由此产生的19 F恒星产量为一个大的模型，具有不同的质量和金属丰度。我们发现，氟的生产取决于对流脉冲的温度，初级12 C的量混合到信封第三疏通和部分混合区的范围。然后，我们进行了详细的分析的反应速率参与生产的19 F和他们的不确定性的影响。我们发现，主要的不确定性与14 C（α，γ）18 O和19 F（α，p）22 Ne反应速率。对于这两个反应，我们提出了新的估计率和它们的不确定性。部分混合区的重要性降低时，使用我们的估计为14 C（α，γ）18 O率。考虑到与部分混合区有关的不确定性和与核反应有关的不确定性，在AGB星中观测到的19 F增强的最高值与模型不匹配。这是一个必须通过更好地理解部分混合区中的形成和核合成来修正的问题，也与减少14 C（α，γ）18 O反应速率的不确定性有关。同时，在AGB核合成的计算中应考虑对流包层底部冷底处理的可能影响。这个过程原则上可以通过降低恒星表面的C/O比来帮助匹配观测到的最高19 F丰度，同时保持19 F丰度不变。
2004-07-27 astro-ph
Reaction Rate Uncertainties: NeNa and MgAl in AGB Stars
我们研究了在中等质量渐近巨星分支（AGB）恒星中，由于热底燃烧（HBB）的操作，NeNa和MgAl链的质子捕获反应速率的不确定性对核合成的影响。六溴代二苯核合成与钠、放射性Al 26和重镁同位素的产生有关，可能是球状星团中观测到的O、Na、Mg和Al丰度异常的原因。我们用基于完整恒星演化模型的分析代码对HBB进行建模，因此我们可以快速覆盖大的参数空间。反应速率首先单独变化，然后一起变化。这产生了连锁效应，其中一个反应速率的增加影响反应链下游的同位素的产生。我们发现Ne22，Na23和Al26的产率是最容易受到当前核反应速率的不确定性。
2006-07-24 astro-ph
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
Primordial nucleosynthesis with a varying fine structure constant: An improved estimate
我们计算原始轻元素丰度的情况下，精细结构常数α不同于目前的值，包括许多来源的α依赖性忽略了以前的计算。具体来说，我们考虑的贡献所产生的库仑势垒穿透，光子耦合到核电流，和核质量的电磁分量。我们发现原始丰度对α的依赖性比之前估计的要弱，在^7Li的情况下，α的依赖性高达2倍。我们讨论的限制，从个人的丰度测量和影响这些限制的不确定性的变化α。虽然目前对原始D/H、^4 He/H和^7 Li/H的最佳测量值可以通过调整α和普适重子密度来两两协调，但在不考虑系统误差的情况下，α的值不允许同时容纳这三个值。结合所测量的丰度与观测到的宇宙微波背景中的声峰，在不确定性范围内，α没有变化。
2002-07-22 astro-ph
Big Bang Nucleosynthesis and Dark Matter: Baryons and Neutrinos
我提出了一个大爆炸核合成的评论，集中在理论的不确定性的统计分析，并在观测丰度的系统误差。这两个理论对于限制自然界中重子暗物质的数量和轻中微子种类的数量都有重要的意义。在不允许系统的不确定性丰度，我们发现，同质BBN将导致约束$Ω_B \le .07$和$N_ν \le 3.07$。即使考虑到最大的系统不确定性在$^4$他，和$^7$李，我们发现$Ω_B \le .163$。对于中间范围，我们提供了新的分析适合的上限$N_ν$和$Ω_B$作为氦的质量分数，$Y_p$的函数。
1994-09-09 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
Big Bad Nucleosynthesis: A Review
大爆炸核合成可能代表了第一个，也可能是最强大的粒子-天体物理学联系。因此，它应为这一领域的其他工作提供一个范例。我讨论了标准模型BBN的预测和约束的现状，然后认为，观测系统的不确定性问题是限制我们的能力与观测约束理论的关键特征。然而，目前有几个非常重要的限制。例如，假设最大的系统不确定性在$^4$ He，D，和$^7$ Li，我们发现一个保守的上限$Ω_B \le 0.16$，为了BBN的预测，以同意与观察。同样重要的是，我们发现，BBN的预测是不一致的，除非$^4He$丰度的质量大于$23.9\%$，或D + $^3$他估计是不正确的。相比之下，除非系统的不确定性被考虑在内，引用的原始$^4He$分数的$2σ$观测上限是$23.8\%$。
1995-01-27 astro-ph hep-ph
Light Element Synthesis in High Entropy Relativistic Flows Associated with Gamma Ray Bursts
我们计算和讨论了轻元素冻结核合成在高熵风和火球的熵每重子，动态时间尺度特征相对论膨胀，和中子质子比的宽范围。在伽马射线暴（GRB）的特征条件下，我们发现氘的产生量是惊人的，最终丰度值为2 H/H约2%，这取决于火球的同位旋、后期动力学以及中子退耦引起的高能非热核反应的影响。这意味着，有潜在的可能是可检测的本地增强与伽玛射线暴事件相关的氘丰度。
2002-05-03 astro-ph
Assessing Big-Bang Nucleosynthesis
轻元素丰度及其演变的系统不确定性使得严格的统计评估变得困难。然而，使用贝叶斯方法，我们表明，以下声明是鲁棒的：预测和测量的丰度符合95%的可信度，只有当重子-光子比介于$2\times 10^{-10}$和$6.5\times 10^{-10}$之间，轻中微子种类的数量小于3.9。我们的分析表明，$^4$ He丰度可能被系统性地低估了。
1995-08-07 astro-ph
Full computation of massive AGB evolution. I. The large impact of convection on nucleosynthesis
人们很好地认识到，过绝热对流的描述影响了发光渐近巨星分支（AGB）恒星在“热底燃烧”（HBB）阶段的包络结构。我们强调，这种重要的不确定性在建模中所起的作用比可以归因的作用要戏剧性得多，例如，核截面的不确定性。由于今天的作用暂时归因于HBB核合成作为球状星团的自我富集的网站，有必要探讨不同的对流处方获得的核合成的差异。我们提出的详细的演化计算结果的中间质量的恒星在AGB阶段的演变。我们仔细地遵循核合成的基础上的外部对流区，显示出非常不同的结果，可以得到根据所采用的presciption找出温度梯度内的不稳定区域。我们讨论的各种化学物种的产量的不确定性和这些来源可以发挥的星际介质的污染物的作用。
2004-11-08 astro-ph
Big Bang Nucleosynthesis: Current Status
在其炽热、致密的早期演化过程中，宇宙是一个原始的核反应堆，在最初的1000秒内合成了轻核素D、3 He、4 He和7 Li。目前观测到的这些残余核素的丰度为早期宇宙提供了一个独特的窗口。将审查当前观测对宇宙学（核子的普遍密度）和粒子物理学（标准模型之外的新粒子）的影响。目前的数据似乎与标准的热大爆炸模型对三种轻中微子的预测大致一致，核子与光子的比例限制在100亿分之3-4的狭窄范围内。然而，在更仔细的观察中，氘和氦-4的推断原始丰度之间的紧张关系被揭示出来。虽然在接近原始的高红移类星体吸收体中观测到氘可能有助于缓解这种紧张局势，但目前的数据似乎加剧了危机。这种冲突的解决可能取决于数据（统计不确定性？），通过数据分析（系统不确定性？），或者与基础物理学（大质量、不稳定和/或简并中微子？）来自大尺度动力学和结构的宇宙学观测的独立（非BBN）证据可能有助于决定当前的选择。
1998-03-05 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
Gamma-ray line emission from OB associations and young open clusters. II. The Cygnus region
天鹅座区域的伽马射线和微波观测揭示了1.809 MeV线发射的强烈信号，归因于26 Al的放射性衰变，这与53 GHz的自由-自由发射密切相关，源自电离的星际介质。我们模拟了这两个排放使用多波长的进化合成代码的大质量恒星协会，我们应用于已知的大质量恒星群体在天鹅座。对于所有的OB协会和年轻的疏散星团在外地，我们确定了人口的年龄，距离和丰富度，以及在所有这些数量的不确定性，从公布的光度和光谱数据。我们通过贝叶斯方法传播模型不确定性中的总体不确定性。年轻的球状星团天鹅座OB 2是天鹅座26 Al核合成和电离的主要来源。我们的模型很好地再现了天鹅座地区的电离光度，但它低估了26铝生产约2倍。我们将这种低估归因于当前核合成模型的缺点，并建议将恒星自转作为提高26 Al产量的可能机制。我们还模拟了天鹅座地区的60 Fe核合成，但最近的超新星事件数量很少，表明只有很少的60 Fe生产。因此，即将到来的INTEGRAL天文台预计不会探测到天鹅座1.137 MeV和1.332 MeV的60 Fe衰变线。
2002-06-04 astro-ph
Column Densities Towards Three Bursting Low-Mass X-ray Binaries from High Resolution X-ray Spectroscopy
我们通过模拟钱德拉X射线天文台获得的高分辨率X射线光谱中发现的Mg和Si吸收边，测量了中子星双星GX 17+2、4U 1705-44和4U 1728-34的银河系氢柱密度。我们发现GX 17+2的N_H =（2.38 +/- 0.12）x 10^22 cm^-2，4U 1705-44的N_H =（2.44 +/- 0.09）x 10^22 cm^-2，4U 1728-34的N_H =（2.49 +/- 0.14）x 10^22 cm^-2。这些值是在合理的协议与氢柱密度推断较早从建模的连续光谱的来源。我们的结果可以用来约束这些源的X射线谱的模型参数的不确定性，这些不确定性与氢柱密度的不确定性相关。在热核X射线爆发期间获得的连续谱的情况下，它们将显着降低光谱测量的质量和半径的中子星的不确定性。
2008-09-30 astro-ph
Precision Measurements of d(d,p)t and d(d,n)^3He Total Cross Sections at Big-Bang Nucleosynthesis Energies
最近的威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）测量已经确定了宇宙$Ω_b$的重子密度，精度约为4%。在$Ω_b$严格约束的情况下，可以进行大爆炸核合成（BBN）丰度预测与原始丰度观测的比较，并用于测试BBN模型和/或进一步约束具有弱观测极限的同位素丰度。为了提高BBN模型的极限和改善约束条件，关键核反应速率的不确定性必须最小化。为此，我们在110 keV到650 keV的实验室能量范围内对d（d，p）t和d（d，n）^3He的总截面进行了新的精确测量。同时对两种反应的角分布和归一化数据进行能量和角度的完全拟合。通过在拟合中包括实验变量的参数，检测器、反应和反应能之间的误差相关性通过计算方法精确地制成表格。由于不确定性约为2% +/- 1%的标度误差，这些新的测量结果显着改善了现有的数据集。在相关温度下，利用本文的数据，发现这两个反应速率都比广泛使用的核天体物理学反应速率汇编（NACRE）中的结果高约7%.因此，这些数据不仅会减少不确定性，而且会修改BBN丰度预测。
2006-06-01 astro-ph nucl-ex
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
Oxygen isotopic ratios in first dredge-up red giant stars and nuclear reaction rate uncertainties revisited
我们描述了一个一般而简单的方法来分析传播的核反应速率的不确定性在恒星核合成和混合的背景下。该方法结合了后处理核合成和混合计算的Monte Carlo计划。用这种方法，我们重新分析的依赖性理论氧同位素比预测在第一次挖掘红巨星分支恒星系统的方式。这些预测对于解释陨石中的日前Al_2O_3颗粒具有重要意义。具有不确定性的反应速率取自NACRE汇编（Angulo等人，1999年）。在我们对初始质量从1到3 M_sun的恒星模型的系统分析中，我们包括了七个反应速率。我们发现O 18（p，alpha）N 15反应的反应速率的不确定性通常会导致O 16/O 18理论比值的误差约为+20/-5%. O 16/O 17预测的误差为+-10%至40%，取决于恒星质量，并持续受到O 16（p，gamma）F 17反应相对较小的不确定性的支配。利用NACRE汇编对反应速率不确定性的新估计，p-俘获反应O 17（p，alpha）N 14和O 17（p，gamma）F 18对恒星质量≤ 1.5 M_sun的理论预测几乎没有影响。然而，对于质量> 1.5 M_sun的情况并非如此，其中核心混合和随后的包络混合相互作用。在这些情况下，核心混合复杂后疏浚表面丰度，在其他反应的不确定性有一个次要的，但明显的影响表面丰度。
2002-12-05 astro-ph
Models of Type I X-ray Bursts from GS 1826-24: A Probe of rp-Process Hydrogen Burning
X射线爆发器GS 1826-24显示了非常规则的I型X射线爆发，其能量和重现时间与热核点火模型吻合得很好。我们提出了一个广泛的核反应网络的rp过程核合成后，使用多区模型的序列的爆发光变曲线的计算。理论和观测到的爆发光变曲线显示出显著的一致性。这些模型自然地解释了这些爆发的缓慢~5s上升和长~ 100 s的尾巴，以及它们对质量吸积率的依赖。这一比较提供了进一步的证据，太阳的金属丰度在吸积材料在这个来源，并限制了距离的来源。主要的区别是，观察到的光变曲线没有显示出明显的两阶段上升的模式。这可能反映了燃烧蔓延到恒星表面的时间，或者可能表明我们对热传输或核物理的处理需要修改。我们的球对称模型，其中包括化学和热惯性从以前的爆发的灰烬，以及再现的吸积率的爆发属性的趋势。不需要改变附积燃料的覆盖率。
2007-11-08 astro-ph
Big Bang Nucleosynthesis Constraints and Light Element Abundance Estimates
为了阐明轻元素丰度估计的系统不确定性对可从大爆炸核合成（BBN）导出的宇宙学界限的影响的意义，我们提出了表，给出了当原始\he和$^7$ Li的界限改变时，$Ω_{baryon}$和$N_ν$的界限。这使我们能够得到这些估计和$Ω_{baryon}$和$N_ν$的约束之间的新关系。例如，只有当氦的质量分数为$Y_p \ge .245$时，$^7$ Li（或D）才能在重子密度的上限中起作用，只有当$Y_p \ge .250$时，$^4$ He才不再起束缚$\etaten$的作用。所有的元素组合在一起往往会给出一个严格的上界的$0.16$上$Ω_{baryon}$。我们还发现，如果D+ $^3$ He/H小于$ 10^{-4}$，则$Y_p$必须超过0.239，以保证理论与观测的一致性。更新的核反应速率，更新的中子半衰期，蒙特卡罗技术，和预测的丰度之间的相关性被纳入我们的分析。我们还讨论了BBN预测的统计分析的背景下，系统的不确定性的处理。
1994-09-19 astro-ph hep-ph
Big Bang Nucleosynthesis (in "The Review of Particle Properties" 2004)
对宇宙核合成的现状进行了评述。在含有3种相对论中微子的标准模型框架下，对应于氦-4和锂-7原始丰度的重子-光子比η比氘丰度低约2 σ。后一个值也与WMAP对CMB各向异性观测的η独立测定值相一致。然而，考虑到丰度估计中的系统不确定性，在η=（3.4 - 6.9）x 10^{-10}@95% c.l.范围内总体一致。对应于宇宙学重子密度Ω_B h ^2 = 0.012 - 0.025。如果上述差异是由于中微子化学势，那么核合成允许的有效中微子种类多达7.1种。对新物理学的其他限制进行了简要讨论。
2004-06-29 astro-ph hep-ph
Photon-induced Nucleosynthesis: Current Problems and Experimental Approaches
光子诱导反应在稀有缺中子p核的核合成中起着关键作用。本文重点讨论了（gamma，alpha）、（gamma，p）和（gamma，n）反应定义了相应的p过程路径，分析了光子诱导反应及其逆俘获反应的实验室截面与恒星反应速率之间的关系，并对各种实验方法进行了评价。在库仑波函数的基础上，提出了一种改进的天体物理S因子S_C（E）。S_C（E）避免了重核俘获反应的能量依赖性。据发现，一种特殊类型的同步辐射可在SPring-8模拟恒星黑体辐射在数十亿开尔文是一个有前途的工具，为未来的实验。通过使用黑体同步辐射，可以预期p过程路径中的（γ，α）和（γ，p）反应的足够的事件率。这些实验将为改进统计模型中涉及的核参数提供数据，从而减少核合成计算的不确定性。
2007-05-16 astro-ph nucl-ex
Prospects for obtaining an r-process from Gamma Ray Burst Disk Winds
讨论了在伽马射线暴吸积盘风中发生r过程核合成的可能性。如果圆盘的温度足够高，电子反中微子和中微子都被捕获，就会发生这种情况。这意味着吸积盘的吸积速率大于每秒太阳质量，尽管较低的吸积速率和较高的黑洞自旋参数也可能提供可行的环境。此外，盘的流出必须具有相对较低的熵，例如s = 10左右，或者风的初始加速度必须足够慢，使得中微子和反中微子捕获，而不是电子和正电子捕获，从而设置电子分数。
2004-07-27 astro-ph nucl-th
