Asymptotic normalization coefficient of ^{8}B from breakup reactions and the S_{17} astrophysical factor
我们证明了在30-300 MeV/u能量范围内，可以从松散束缚核的单核子破裂反应中提取渐近归一化系数（ANC）。特别地，^{8}B的分裂是根据扩展的Glauber模型来描述的。从几种能量和不同靶的分裂数据中提取出该核基态的8 B ANC，C^2 = 0.450+/-0.039} fm^-1，得出太阳中微子产生的关键反应7 Be（p，gamma）8 B的天体物理因子S_{17}（0）= 17.4+/-1.5 eVb。这里所描述的过程是更一般的，提供了一个间接的方法来确定天体物理学感兴趣的反应速率与松散约束的放射性核束。
2001-11-08 nucl-ex
Investigation of alpha-induced reactions on 127I for the astrophysical gamma process
为了给天体物理γ过程的模拟提供截面数据，用活化技术研究了α-诱发的~（127）I反应。精确测量了536.1keV γ跃迁的相对强度，其不确定度由13%降低到4%。通过测量特征X射线的产额，首次确定了127 I（α，γ）~（131）Cs反应的截面接近天体物理相关的能量区域，能量为9.50 <Ec. m。< 15.15由于反应模型的改进，$ MeV. The 127I(alpha,n)130Cs reaction was studied in the range 9.62 < Ec.m. < 15.15 MeV by measuring the yield of the 536.1 keV gamma-ray and at the lower part of this energy range by counting the characteristic X-rays. A comparison of the resulting cross sections to predictions of statistical model calculations confirmed the predictions of the astrophysically relevant averaged alpha width. Nevertheless, the newly derived stell…
2012-09-06 nucl-ex
Proton induced reaction cross section measurements on Se isotopes for the astrophysical p process
作为天体物理p过程相关反应系统研究的继续，用活化技术测量了能量为1.3 - 3.6MeV的~（74，76）Se（p，γ）~（75，77）Br和~（82）Se（p，n）~（82）Br反应的截面。结果进行了比较，豪泽-Feshbach统计模型计算使用NON-SMOKER和MOST代码的预测。计算的灵敏度的变化，光学质子的潜力和核的水平密度进行了研究。发现74 Se（p，γ）75 Br和82 Se（p，n）82 Br反应的理论和实验反应速率之间有很好的一致性。
2003-10-08 nucl-ex
Determining reaction cross sections via characteristic X-ray detection: α-induced reactions on 169Tm for the astrophysical γ -process
利用探测172，173 Lu电子俘获衰变后的特征X射线辐射的新方法，首次测量了169 Tm（α，γ）173 Lu和169 Tm（α，n）172 Lu反应截面。尽管反应产物的半衰期相对较长（T1/2分别为500和6.7天），但可以测量169 Tm（α，γ）173 Lu反应的截面，接近伽莫夫窗口（T9 = 3.5 GK），在Ec.m. = 13.16和17.08 MeV。用电子转移光谱法测定了~（169）Tm（α，n）~（172）Lu的反应截面。= 11.21 MeV，最高达EC. m。= 17.08 MeV。实验结果与理论预测进行了比较
2010-12-03 nucl-ex
Determination of astrophysical 12N(p,g)13O reaction rate from the 2H(12N, 13O)n reaction and its astrophysical implications
低金属丰度的大质量恒星的演化主要取决于它们产生的CNO核素的数量。$^{12}$ N（$p$，\，$γ$）$^{13}$ O反应是rap-process的一个重要分支点，它被认为是缓慢的3 $α$过程产生CNO种子核的替代途径，因此可能改变大质量恒星的命运。本文首次测量了$E_{\mathrm{c.m.}}$ = 8.4MeV的$^2$ H（$^{12}$ N，I，$^{13}$ O）$n$质子转移反应的角分布。基于Johnson-Soper方法，从测量的角分布中提取$^{13}$ O $_\mathrm{g.s.}$ $\rightarrow$ $^{12}$ N + $p$的虚拟衰变的渐近归一化系数（ANC）的平方为3.92 $\pm$ 1.47 fm $^{-1}$，并用于计算$^{12}$ N（$p$，\，$γ$）$^{13}$ O反应中的直接分量。在零能量下的直接天体物理S因子为0.39 $\pm$ 0.15 keV b。考虑到$^{13}$ O基态的直接俘获、第一激发态的共振俘获以及它们的干扰，我们确定了$^{12}$ N（$p$，\，$γ$）$^{13}$ O反应的总的天体物理S因子和速率.新的速率比REACLIB编译的速率慢两个数量级。我们的反应网络计算与目前的速度意味着，$^{12}$ N（$p,\,γ$）$^{13}$ O将只成功地竞争与$β^+$衰变的$^{1…
2012-11-21 nucl-ex
Alpha-induced reactions for the astrophysical p-process: the case of 151Eu
用活化法测量了~（151）Eu（α，γ）~（155）Tb和~（151）Eu（α，n）~（154）Tb反应的截面。测量的一些方面在这里提出，以说明所需的实验技术的要求，以获得天体物理p-过程核合成的核数据。初步的截面的结果，并与统计模型计算的预测。
2009-10-19 nucl-ex
Neutron spectroscopic factors of 7Li and astrophysical 6Li(n,g)7Li reaction rates
本文研究了~ 7 Li（6Li，6Li）~ 7 Li弹性散射和~ 7 Li（6Li，7 Li_{g.s.}）~ 6Li，~ 7 Li（6Li，7 Li *_{0.48}）~ 6Li转移反应的角分布。= 23.7 MeV的磁场。通过拟合弹性散射微分截面，得到了6 Li +7 Li的光学势。基于扭曲波玻恩近似（DWBA）分析，确定了7 Li =6Li+n的基态和第一激发态的光谱因子分别为0.73 ± 0.05和0.90 ± 0.09。利用光谱因子，推导出6 Li（n，g）7 Li直接中子俘获反应的截面和天体物理6 Li（n，g）7 Li反应速率。
2010-01-25 nucl-ex
Test of statistical model cross section calculations for $α$-induced reactions on $^{107}$Ag at energies of astrophysical interest
天体物理反应率是研究$p$核起源的核反应网络模拟的必要输入，它主要来源于理论截面。过去的实验已经发现在某些情况下，理论和实验截面之间存在相当大的差异，特别是对于低能的（$α$，$γ$）反应。因此，重要的是要在低，天体物理学相关的能量实验测试理论截面预测。目的是测量低能量下$^{107}$ Ag（$α$，$γ$）$^{111}$ In和$^{107}$ Ag（$α$，n）$^{110}$ In的反应截面，以扩展涉及$α$粒子的天体物理反应的实验数据库。反应速率的预测是非常敏感的光学模型参数，这引入了很大的不确定性，涉及$α$粒子在低能量的理论速率。我们还使用豪泽-费什巴赫统计模型计算来研究预测和数据之间可能存在差异的根源。活化技术已被用来测量反应截面的有效质心能量之间的7.79 MeV和12.50 MeV。分别测定了（$α$，n）反应的异构体截面和基态截面。测得的横截面被认为是低于理论预测的（$α$，$γ$）反应。在Hauser-Feshbach模型中改变计算的平均宽度，很明显，只有当重新调整$γ$ -与中子宽度的比率并在光学$α$ + $^{107}$ Ag势中使用能量依赖的虚部时，才能同时再现（$α$，$γ$）和（$α$，n）反应的数据。
2015-04-07 nucl-ex
Tests of Transfer Reaction Determinations of Astrophysical S-Factors
的${}^{16}O ({}^{3}He,d) {}^{17}F$反应已被用来确定渐近归一化系数的过渡到地面和第一激发态的${}^{17}F$。这些系数提供了${}^{17}F \to{}^{16}O + p$重叠函数尾部的归一化，并允许我们计算天体物理能量下${}^{16}O (p,γ){}^{17}F$的S因子。计算出的S-因子进行比较，测量和发现是非常好的协议。这提供了第一次测试这种间接方法，以确定天体物理直接捕获率使用转移反应。此外，我们的结果产生S（0）的捕获到$^{17}F$的基态和第一激发态，没有从更高的能量外推相关的不确定性。
1998-11-09 nucl-ex
Observation of double pygmy resonances in $^{195,196}$Pt and enhanced astrophysical reaction rates
我们对$^{195,196}$ Pt $γ$强度函数的测量表明在$E_γ= 4-8$ MeV区域有双峰增强。对于第一次，这些共振的详细形状揭示了准连续体中的激发能。我们表明，相应的中子俘获截面和天体物理反应速率增加到2倍时，这些新观察到的pygmy共振。这些结果提供了可信的理论预测增强反应速率，由于这样的pygmy共振，因此是重要的，更好地了解r-过程核合成。
2014-02-11 nucl-ex
Sensitivity study for the $^{12}$C($α,γ$)$^{16}$O astrophysical reaction rate
$^{12}$ C（$α,γ$）$^{16}$ O反应在核天体物理学中具有关键作用。一个多层次的R-矩阵分析被用来进行外推的天体物理S因子为300千电子伏的恒星能量的这种反应。根据实验误差，通过对现有的随机E1和E2基态数据进行多次拟合来确定S因子外推的统计精度。在此框架内，在杰斐逊实验室（JLab）的未来拟议的实验的影响进行了评估。拟议的JLab实验将利用一个高强度的低能量韧致辐射束，撞击在富氧的单流体泡室，以测量逆$^{16}$ O（$γ,α$）$^{12}$ C反应的总截面。研究了低能量数据和高精度数据的重要性。
2018-09-26 nucl-ex
Astrophysical Neutrino Reactions and Muon Capture in Deuterium
我们讨论了精确研究氘中μ介子俘获对正确理解一些基本天体物理过程的重要性
2010-12-10 nucl-ex nucl-th
Study of the astrophysically important $\boldsymbol{^{23}\mathrm{Na}(α,p)^{26}\mathrm{Mg}}$ and $\boldsymbol{^{23}\mathrm{Na}(α,n)^{26}\mathrm{Al}}$ reactions
$^{23}$ Na $(α,p)^{26}$ Mg和$^{23}$ Na $(α,n)^{26}$ Al反应对于我们理解大质量恒星中的$^{26}$ Al丰度具有重要意义。这项工作的目的是报告使用主动靶系统直接和同时测量这些天体物理学上重要的反应。以$^{4}$ He为活性靶气体，采用逆运动学方法研究了反应。我们测量的激发函数的能量范围约为2至6 MeV的质心。我们发现$^{23}$ Na $(α,p)^{26}$ Mg反应和$^{23}$ Na $(α,n)^{26}$ Al反应的截面与以前的实验和统计模型计算符合得很好。
2016-08-10 nucl-ex
Impact of $^{16}$O($e,e'α$)$^{12}$C measurements on the $^{12}$C($α,γ$)$^{16}$O astrophysical reaction rate
$^{12}$ C（$α,γ$）$^{16}$ O反应是恒星氦燃烧的重要组成部分，在核天体物理中具有重要作用。它直接影响大质量恒星的演化和最终状态，也影响大质量恒星核合成的元素丰度。提供一个可靠的估计，在恒星氦燃烧温度下的这种反应的能量依赖性一直是一个长期的和重要的目标。在这项工作中，我们研究的作用，潜在的新的测量的反应，$^{16}$ O（$e,e'α$）$^{12}$ C反应，在减少整体的不确定性。本文用多级$R$矩阵分析外推了$^{12}$ C（$α,γ$）$^{16}$ O反应的天体物理S因子到300 keV的恒星能量。通过对现有$E1$和$E2$基态捕获数据进行多次拟合来确定$S$因子外推的统计精度，包括未来可能测量的$^{16}$ O（$e,e'α$）$^{12}$ C反应的影响。特别是，我们认为建议麻省理工学院的实验，将利用高强度的低能量的电子束，撞击在一个无窗的氧气目标作为一种手段，以确定该反应的总$E1$和$E2$横截面。
2019-08-29 nucl-ex
Cross section of $α$-induced reactions on iridium isotopes obtained from thick target yield measurement for the astrophysical $γ$ process
重同位素的辐射$α$ -俘获反应的恒星反应速率对于$γ$过程网络计算是至关重要的。这些速率通常来自统计模型计算，需要验证，但实验数据库非常稀缺。本文介绍了首次在接近天体物理相关能区进行的铱同位素的$α$诱导反应截面测量结果。用活化技术测量了E $_α= 13.4$和17 MeV之间$^{191}$ Ir（$α$，$γ$）$^{195}$ Au，$^{191}$ Ir（$α$，n）$^{194}$ Au，$^{193}$ Ir（$α$，n）$^{196m}$ Au，$^{193}$ Ir（$α$，n）$^{196}$ Au反应的厚靶产额.首次用X射线计数法测定厚靶产额。这导致了前所未有的敏感性。从测得的厚靶产率，反应截面的推导和统计模型计算比较。最近提出的$α$ +核光学势的能量相关的修改给出了一个很好的描述的实验数据。
2017-11-30 nucl-ex
First application of the Trojan Horse Method with a Radioactive Ion Beam: study of the $^{18}$F($p,α$)$^{15}$O}} reaction at astrophysical energies
在天体物理能区测量不稳定核素的反应截面是实验核物理中最具挑战性的任务之一。在这种情况下，使用间接方法往往是不可避免的。本文首次将特洛伊木马方法应用于放射性离子束感生反应，研究了与天体物理有关的低能$^{18}$ F（$p,α$）$^{15}$ O过程，通过三体反应$^{2}$ H（$^{18}$ F，$α^{15}$ O）n.了解$^{18}$ F（$p, α$）$^{15}$ O反应速率对理解新星爆炸现象至关重要。该反应的截面的特征在于在$^{19}$ Ne中存在几个共振以及它们之间可能的干扰效应。文献报道的结果并不令人满意，对$^{18}$ F（$p,α$）$^{15}$ O反应截面的新研究将是有用的。本文讨论了有关能级的自旋宇称分配，并在考虑干涉效应的情况下提取了天体物理S因子
2015-05-04 nucl-ex
Measurement of (alpha,n) reaction cross sections of erbium isotopes for testing astrophysical rate predictions
核心坍缩和/或Ia型超新星爆炸中的$γ$过程被认为可以解释大多数所谓的$p$核（Se和Hg之间的35种富含质子的同位素）的起源。$γ$ -工艺反应网络研究的反应速率必须使用Hauser-Feshbach统计模型计算进行预测。最近的调查表明，在预测的$α$ -宽度在天体物理能量，这是一个重要的输入统计模型的问题。它对$p$核的上质量范围内的丰度预测的可靠性有影响。随着测量的$^{164,166}$ Er（$α$，n）$^{167,169}$ Yb反应截面的能量接近天体物理学相关的能量范围内，我们测试了最近提出的低能量修改的$α$ +原子核光学势的质量区域中，$γ$ -过程计算表现出生产不足的$p$核。对$α$ -宽度使用相同的光学势，该光学势是从组合的$^{162}$ Er（$α$，n）和$^{162}$ Er（$α$，$γ$）测量得到的，这使得需要对光学$α$ +核势进行低能修改是合理的。
2015-03-06 nucl-ex
Cross-section measurements of radiative proton-capture reactions in $^{112}$Cd at energies of astrophysical interest
涉及通常称为p核的核群的反应是天体物理学场所核合成机制的一部分。核中的$^{113}$就是这样一个例子，关于它在极端恒星环境中的起源，有几个悬而未决的问题。在这项工作中，辐射质子捕获反应$^{112}$ Cd（p，$γ$）$^{113}$ In的横截面的实验研究首次尝试在伽莫夫窗口内的能量与同位素富集的$^{112}$ Cd目标。两种不同的技术，在束$γ$ -射线光谱和活化方法，已被应用。后一种方法是需要考虑的存在下，一个低洼的$^{113}$在异构体在392千电子伏的半衰期为$\approx 100$分钟。从截面，天体物理的S因子和异构体的比例已另外推导。实验结果进行了比较，详细的豪泽-Feshbach的理论计算，使用THEMS，并讨论其意义的光学模型潜在的参与。
2019-05-30 nucl-ex
Investigation of $α$-induced reactions on Sb isotopes relevant to the astrophysical $γ$-process
本工作的目的是测量$^{121}$ Sb（$α,γ$）$^{125}$ I、$^{121}$ Sb（$α$，n）$^{124}$ I和$^{123}$ Sb（$α$，n）$^{126}$ I反应截面。用活化技术研究了$α$在天然和富集锑靶上的诱导反应。首次测量并报道了$^{121}$ Sb的（$α$，$γ$）截面。确定$^{121}$ Sb的横截面（$α$，$γ$）$^{125}$ I，$^{121}$ Sb（$α$，n）$^{124}$ I和$^{123}$ Sb（$α$，n）$^{126}$ I反应，测量反应产物的$β$ -衰变后的$γ$ -射线的产率。对于最低横截面的测量，用LEPS（低能光子光谱仪）检测器对特征X射线进行计数。$^{121}$ Sb（$α$，$γ$）$^{125}$ I、$^{121}$ Sb（$α$，n）$^{124}$ I和$^{123}$ Sb（$α$，n）$^{126}$ I反应的截面在9.74 MeV至15.48 MeV的能量范围内进行了高精度测量，接近天体物理学相关的能量窗口。统计模型计算的预测结果进行了比较。（$α$，n）数据表明，$α$宽度预测这些反应。计算高估了（$α$，$γ$）结果，但这是由于应用了中子和$γ$宽度。与天体物理反应速率相关的是计算中使用的$α$宽度，而对于其他反应，$α$宽度似乎被高估了，并且在测量的能量范围内，它们的能量…
2018-03-21 nucl-ex
Astrophysical S factor for the radiative capture 12N(p,gamma)13O determined from the 14N(12N,13O)13C proton transfer reaction
用渐近归一化系数（ANC）方法计算了滴线核12 N上辐射质子俘获反应的截面。我们利用12 MeV/核子的~（14）N（~（12）N，~（13）O）~（13）C质子转移反应，提取~（13）O → ~（12）N + p的ANC，并由此计算~（12）N（p，γ）~（13）O反应的天体物理S因子的直接分量。讨论了所用的光学势和质子转移反应的DWBA分析。对于入口通道，光学势是从与传输测量同时进行的弹性散射测量推断的。根据该转移，我们确定ANC的平方，C^2（130 g. s.）= 2.53 +/- 0.30 fm-1，因此在零能量下直接天体物理S因子的值为0.33（4）keVb。在直接和共振俘获之间的低能量下的相长干涉导致Stotal（0）= 0.42（5）keVb的增强。12 N（p，gamma）13 O反应与富氢的大质量第三星族恒星的演化有关，因为它可能在热pp链核燃烧过程中发挥作用，可能发生在这样的物体中。
2008-10-31 nucl-ex
New measurement of $^{12}$C+$^{12}$C fusion reaction at astrophysical energies
碳氧燃烧反应，特别是$^{12}$ C+ $^{12}$ C聚变，对于理解和解释恒星演化的晚期以及激变双星系统（如Ia型超新星和X射线超暴）的点火和核合成具有重要意义。一个新的测量这种反应已经在圣母大学使用粒子- $γ$符合技术与SAND（硅探测器阵列）在高强度5 U Pelletron加速器。报道了与核天体物理有关的低能$^{12}$ C+ $^{12}$ C聚变的新结果。他们表现出强烈的不同意最近的测量使用间接特洛伊木马的方法。将讨论在天体物理情景下对碳燃烧过程的影响。
2020-05-07 nucl-ex
New Astrophysical Reaction Rate for the $^{12}\textrm{C}(α,γ)^{16}\textrm{O}$ Reaction
本文根据与实验数据拟合的整体R矩阵计算了$^{12}$ C（$α,γ$）$^{16}$ O的一个新的天体物理反应速率。以表格形式并通过分析拟合表达式提供了$^{12}$ C（$α,γ$）$^{16}$ O在0.04 $\leq$ $T_9$ $\leq$ 10之间的恒星温度下的反应速率。当$T_9$ = 0.2时，反应速率为（7.83 $\pm$ 0.35）$\times10^{15}$ $\rm{cm^3 mol^{-1} s^{-1}}$，恒星氦燃烧发生。
2016-02-04 nucl-ex nucl-th
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
Improved $^{192,194,195,196}$Pt($n,γ$) and $^{192}$Ir($n,γ$) astrophysical reactions rates
$^{192}$ Pt仅由慢中子俘获（\textit{s}）核合成过程产生，因此该核素的准确（$n$，$γ$）反应速率将允许其用作接近\textit{s}过程核合成流程终止的重要校准点。出于这个原因，我们已经测量了中子俘获和总截面$% ^{192,194,195,196,nat}$铂的能量范围从10 eV到几百keV的橡树岭电子直线加速器。对其他铂同位素的测量部分是由于只有相对较少的适度富集的$^{192}$铂样品可用。根据这些数据计算了天体物理$% ^{192,194,195,196}$ Pt（$n,γ$）反应率，精确度约为3%-5%。对于这些同位素中的任何一种，以前都没有发表过准确的反应速率。在\textit{s}工艺温度下，以前推荐的速率比我们的新速率大（高达35%），并且作为温度的函数具有显著不同的形状。我们使用我们的新的Pt结果，连同$^{191,193}$ Ir（n，$% γ$）数据，校准核统计模型的计算，从而获得一个未测量的\textit{s} -过程分支点同位素$^{192}$ Ir的改进率。
2013-09-03 nucl-ex
The 23Na(α,p) 26Mg reaction rate at astrophysically relevant energies
大质量恒星中26 Al的产生对23 Na（a，p）26 Mg截面敏感。最近的实验数据表明，目前推荐的截面被低估了40倍。本文给出了~（23）Na（a，p）~（26）Mg反应的微分截面。= 1.7 - 2.5 MeV。卢瑟福散射的同时测量提供了独立于目标特性变化的绝对归一化。测量p 0和p 1的角分布，以确定总截面。结果表明，与建议费率所依据的统计模型计算结果没有重大偏差。因此，我们保留了以前的建议，没有增加横截面和恒星反应速率的40倍，影响26铝产额从大质量恒星超过三倍。
2015-06-23 nucl-ex
Astrophysical Reaction Rates as a Challenge for Nuclear Reaction Theory
介绍了恒星核反应的有关能量范围。讨论了低能复合反应和直接反应。恒星的修改的截面。实验的影响进行了概述。
2010-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
New measurement of the d(d,p)t reaction at astrophysical energies via the Trojan-horse method
d（d，p）t反应的研究对于标准大爆炸和恒星演化中的核合成以及未来聚变堆的能源生产规划都具有重要意义。用特洛伊木马方法间接测量了能量从400 keV到几keV的d（d，p）t裸核天体物理S（E）因子，该方法应用于9.5 MeV锂束流引起的准自由过程$\rm {}^2H({}^6Li,pt){}^4He$，它更接近于零准自由能点。精确的分析导致$\rm S_{bare}(0)=56.7 \pm 2.0 keV \cdot b$和相应的电子屏蔽电位$\rm U_e = 13.2 \pm 4.3 eV$的测定。此外，这项工作给出了一个更新的测试特洛伊木马核不变性相比，以前的间接调查使用$\rm {}^3He=(d+p)$分裂。
2015-05-27 nucl-ex
Measurements of proton induced reaction cross sections on 120Te for the astrophysical p-process
用活化法测量了有效质心能量在2.47 - 7.93 MeV范围内的~（120）Te（p，γ）~（121）I和~（120）Te（p，n）~（120）I反应的总截面。靶是通过在铝和碳背衬箔上蒸发99.4%同位素富集的120 Te来制备的，并用圣母大学的FN串列加速器提供的质子束轰击。截面和$S$因子是从观测到的伽马射线活动推导出来的，该伽马射线活动由安装在紧密几何结构中的两个Clover HPGe探测器离线检测。的结果，并与预测的统计模型计算使用代码NON-SMOKER和THERS。
2009-08-28 nucl-ex
First Direct Measurement of an Astrophysical p-Process Reaction Cross Section Using a Radioactive Ion Beam
我们首次用入射能量为2.4和2.7 A MeV的~（83）Rb的放射性核束直接测量了~（83）Rb（p，g）辐射俘获反应截面。在有效相对动能Ecm = 2.393 MeV处测得的横截面小于统计模型计算的预测值，该能量处于核心坍缩超新星的相关能量窗口内。这导致在天体物理学p过程中产生的84 Sr丰度高于先前计算的丰度。此外，目前的数据与理论预测的差异表明，进一步的实验研究涉及不稳定的弹丸的p-过程反应是明确的保证。
2021-09-14 nucl-ex
Origin of a maximum of astrophysical $S$ factor in heavy-ion fusion reactions at deep subbarrier energies
深亚垒能重离子聚变截面的阻碍现象往往伴随着一个最大的天体物理$S$因子在阈值能量的融合障碍。我们认为，这种现象可以自然地解释时，融合激发函数与两个潜在的，具有较大（较小）的对数斜率在能量低于（高于）阈值能量。这一分析清楚地表明，天体物理$S$因子提供了一个方便的工具来分析深亚势垒阻碍现象，即使$S$因子可能有一个很强的能量依赖性的重离子系统不同于天体物理反应。
2018-01-29 nucl-ex nucl-th
The Cross Section Calculation of the $^{112}$Sn($α$,$γ$)$^{116}$Te Reaction with Different Nuclear Models at the Astrophysical Energy Range
天体物理$p$过程的理论截面计算是必要的，因为大多数相关反应在技术上很难在实验室中测量。即使反应被测量到，大多数测量到的反应都是在天体物理能量的更高能量范围内进行的。因此，$p$过程模拟所需的几乎所有截面都必须从理论上计算或外推到天体物理能量。$^{112}$ Sn（$α$，$γ$）$^{116}$ Te是$p$过程核合成的重要反应。在天体物理感兴趣的能量下，采用不同的全局光学模型势、能级密度和强度函数模型，研究了$^{112}$ Sn（$α$，$γ$）$^{116}$ Te反应的理论截面.计算了天体物理$S$因子，并与EXFOR数据库中的实验数据进行了比较。Demetriou等人的色散模型的光学模型势的计算，后移费米能级密度模型和Brink-Axel Lorentzian强度函数模型能较好地再现天体物理相关能区的实验结果。在$p$工艺温度下使用这些模型参数计算反应速率，并与当前版本的反应速率库Reaclib和Starlib进行比较。
2017-04-03 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Broad levels in $^{17}$O and their relevance for the astrophysical s-process
$^{17}$ O中的水平以两种相反的方式影响天体物理学的s过程。在$^{17}$ O中，激发能约为7 MeV的$^{13}$ C（$α$，$n$）$^{16}$ O反应中的共振增强了中子产生，而在$^{16}$ O（$n$，$γ$）$^{17}$ O反应中，对应于$^{17}$ O中激发能为$4-5$ MeV的能级的低位共振减少了可用中子的数量。本工作利用$^{19}$ F（$d$，$α$）$^{17}$ O反应测定了$^{17}$ O中相关能级的绝对宽度。结果改善了以前采用的值的不确定性，并解决了最近研究的$1/2^+$水平接近$^{13}$ C（$α$，$n$）$^{16}$ O反应阈值之间的差异。此外，改进的激发能量和宽度提供了几个状态在$^{17}$ O激发能量接近8 MeV。
2015-11-15 nucl-ex
Experimental cross sections of 165Ho(α,n)168Tm and 166Er(α,n)169Yb for optical potential studies relevant for the astrophysical γ-process
背景资料：光学势是天体物理γ过程模拟中预测核反应速率的关键因素。对于涉及α粒子的反应，相关的不确定性特别大。这包括在γ过程中特别重要的（γ，α）反应。目的：（α，n）反应的测量允许优化目前使用的α核电位。反应165 Ho（α，n）和166 Er（α，n）探测了质量区域中的光学模型，在该区域中，γ过程计算显示出p核的产生不足，这还不清楚。方法：为了研究165 Ho（α，n）和166 Er（α，n）在反应阈值附近的能量依赖截面，使用美国圣母大学的FN串列Van de Graaff加速器对自支撑金属箔进行了α粒子辐照。随后通过监测特异性β-衰变通道测定诱导活性。结果如下：在截面几乎只对α宽度敏感的能量处，采用广泛使用的整体α势的Hauser-Feshbach预测很好地描述了数据。在较低能量下，朝向反应阈值出现增加的差异。结论：在能量大于14 MeV时，α势是合适的，但在接近反应阈值时，α势有必要进行修正。由于γ和中子宽度对预测的影响不可忽略，因此需要补充数据来判断发现的差异是否可以单独归因于α宽度。
2014-07-07 nucl-ex
Measurements of $^{152}$Gd(p,$γ$)$^{153}$Tb and $^{152}$Gd(p,n)$^{152}$Tb reaction cross sections for the astrophysical $γ$ process
用活化法分别在有效质心能量\mbox{$3.47 \leq E_\mathrm{c.m.}^\mathrm{eff}\leq 7.94$ MeV}和\mbox{$4.96 \leq E_\mathrm{c.m.}^\mathrm{eff} \leq 7.94$ MeV}下测量了$^{152}$ Gd（p，$γ$）$^{153}$ Tb和$^{152}$ Gd（p，n）$^{152}$ Tb反应的总截面.靶的制备是在铝箔上蒸发30.6%同位素富集的$^{152}$ Gd氧化物，并用回旋加速器提供的质子束轰击。截面推导出从观察到的$γ$ -射线活动，这是离线检测的HPGe探测器在低背景环境中。统计模型计算的预测结果和比较。这种比较支持了前面提出的修改后的光学质子+ $^{152}$ Gd电位。
2015-06-30 nucl-ex
Astrophysical $S_{E2}$ factor of the ${}^{12}\mathrm{C}(α,γ){}^{16}\mathrm{O}$ reaction through the ${}^{12}\mathrm{C}({}^{11}\mathrm{B},{}^{7}\mathrm{Li}){}^{16}\mathrm{O}$ transfer reaction
${}^{12}\mathrm{C}(α,γ){}^{16}\mathrm{O}$反应在质量为$M >$ 0.55 $M_\odot$的恒星演化中起着关键作用。在伽莫夫窗口（$E_\textrm{c.m.}$ = 300 keV，$T_\textrm9$ = 0.2）内的${}^{12}\mathrm{C}(α,γ){}^{16}\mathrm{O}$反应的横截面非常小（约为$10^{-17}$仓），这使得利用现有技术在地面实验室中进行直接测量是不可行的。到目前为止，在较低能量下的截面只能从较高能量下的数据外推。然而，两个阈下共振，位于$E_x$ = 7.117 MeV和$E_x$ = 6.917 MeV，使这种外推更复杂。本文通过${}^{12}\mathrm{C}({}^{11}\mathrm{B},{}^{7}\mathrm{Li}){}^{16}\mathrm{O}$反应研究了${}^{12}\mathrm{C}(α,γ){}^{16}\mathrm{O}$反应中的6.917 MeV亚阈共振。实验在HI-13串列加速器上使用Q3 D磁谱仪进行。我们测量了导致6.917 MeV态的${}^{12}\mathrm{C}({}^{11}\mathrm{B},{}^{7}\mathrm{Li}){}^{16}\mathrm{O}$转移反应的角分布。基于FRDWBA分析，我们导出了$…
2018-11-15 nucl-ex
Constraining the Astrophysical p Process: Cross Section Measurement of the 84Kr(p,g)85Rb Reaction in Inverse Kinematics
核天体物理学中最大的问题之一是了解元素来自哪里以及它们是如何形成的。这项工作的重点是p过程，一个核合成过程，由一系列的光衰变反应负责产生稳定的同位素的质子丰富的稳定性。这些原子核被称为p核，不能通过众所周知的中子俘获过程产生。目前的p-过程模型严重依赖于理论来提供相关的反应速率来预测最终的p-核丰度，并且需要更多的实验数据。本工作报告的实验进行的国家超导回旋加速器实验室，NSCL，在密歇根州立大学使用ReA设施测量$^{84}$ Kr（p，$γ$）$^{85}$ Rb反应截面的逆运动学与SUN探测器。逆$^{85}$ Rb（$γ$，p）$^{84}$ Kr反应是p-过程反应网络中的一个分支点，其在$^{78}$ Kr p核的生产中的敏感性研究中被强调为一个重要反应。设计并制作了一种新的氢气靶，发展了一种新的本底扣除和探测器效率计算的分析技术。将实验截面与使用NON-SMOKER和TRONS代码的标准统计模型计算进行比较。
2023-03-13 nucl-ex
Determining astrophysical three-body radiative capture reaction rates from inclusive Coulomb break-up measurements
建立了弱束缚三体系统库仑包容破裂几率与辐射俘获反应反应速率之间的关系。这种直接的联系提供了一个强大的程序来估计天体物理感兴趣的原子核的反应速率，通过测量包括在不同的能量和角度的分裂过程。这可能是一个有利的替代反应速率的测定从$B(E1)$分布通过独家库仑破裂实验的测量。此外，它提供了一个参考，以评估不同的理论方法，已被用来计算反应速率的有效性。该程序被应用到$^{11}$ Li（$^{9}$ Li+n+n）和$^6$ He（$^{4}$ He+n+n）三体系统中，已有一些数据。
2016-04-21 nucl-ex nucl-th
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
Active target TPC for study of photonuclear reactions at astrophysical energies
华沙大学物理系开发并建造了一个旨在研究天体物理能量下的光核反应的装置-一个活动靶时间投影室。该装置在克拉科夫的波兰科学院核物理研究所成功地用于两个实验，其中测量了γ和中子与CO2气体靶的反应。反应产物被检测到，并重建了它们的动量。初步结果显示。
2023-03-13 nucl-ex physics.ins-det
Measurement of the plasma astrophysical S factor for the 3He(D, p)4He reaction in exploding molecular clusters
利用强超快激光脉冲与氘分子团簇的相互作用，首次在几keV的温度下测量了~ 3 He（D，p）~ 4 He聚变反应的等离子体天体物理S因子。在气体喷射靶中混合不同比例的D2和3 He或CD 4和3 He，以允许测量3 He（D，p）4 He反应的截面。测量了3 He（D，p）4 He反应产生的14.7 MeV质子的产额，以提取低能下的天体物理S因子。我们的结果与文献中发现的其他S因子参数化是一致的。
2013-07-01 nucl-ex physics.plasm-ph
Screening enhancement factors for laboratory CNO and rp astrophysical reactions
实验室CNO和rp天体物理反应的截面由于靶核周围的多电子云的存在而增强。因此，除非进行适当的修正，否则相关的天体物理因素会被高估。这项研究给出了一个估计的错误，如果不考虑屏蔽效应和实验室的能量阈值，在屏蔽效应出现一个粗略的配置文件。结果表明，对于大多数实际目的，可以忽略对过去相关实验的筛选校正。然而，关于未来的实验，筛选校正的CNO反应肯定是重要的，因为它们是密切相关的太阳中微子通量和rp过程。此外，根据目前的结果，特别是在目前和今后的月球实验中，必须考虑到筛选效应，在这些实验中，筛选出的天体物理因素将得到很大程度的增强。
2003-05-09 nucl-ex nucl-th
Nuclear physics uncertainties of the astrophysical gamma-process studied through the 64Zn(p,alpha)61Cu and 64Zn(p,gamma)65Ga reactions
在最近的工作中，用~（64）Zn（p，α）~（61）Cu反应的截面测量证明了天体物理网络计算中所用的标准α核光学势不能再现重元素核合成相关能量下的实验数据。在本论文中所获得的实验数据的分析继续通过比较的结果与预测使用不同的参数。结果表明，最近建议的标准光学势的修改导致更好地描述的数据。
2018-02-08 nucl-ex nucl-th
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
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
Direct study of the alpha-nucleus optical potential at astrophysical energies using the 64Zn(p,alpha)61Cu reaction
在重元素核合成过程的模型计算中，核反应速率是从利用各种核输入参数的统计模型计算中获得的。结果发现，在涉及α粒子的反应的情况下，由于在很大程度上未知的低能α-核光学势的计算承担了很高的不确定性。实验通常限于更高的能量，因此无法得出直接的天体物理结果。本文首次利用（p，α）反应研究α核光学势。测量的~（64）Zn（p，alpha）~（61）Cu截面对α核势非常敏感，测量范围覆盖了整个天体物理学相关的能量范围。通过与模型计算结果的比较，为天体物理模型中使用的全局光学势的不正确性提供了直接证据。
2014-11-18 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Trojan Horse method and radioactive ion beams: study of $^{18}$F(p,$α$)$^{15}$O reaction at astrophysical energies
首次将特洛伊木马方法应用于放射性离子束诱导的反应，研究了在与天体物理相关的低能下，通过三体反应$^{18}$ F（d，$α$ $^{15}$ O）n生成的反应$^{18}$ F（p，$α$）$^{15}$ O.新星爆发中$^{18}$ F的丰度对于理解这种天体物理现象是一个重要问题。因此，有必要研究新星中产生或破坏$^{18}$ F的核反应。$^{18}$ F（p，$α$）$^{15}$ O是主要的$^{18}$ F破坏通道之一。本文介绍了初步结果。
2012-10-31 astro-ph.SR nucl-ex
Potential model for nuclear astrophysical fusion reactions with a square-well potential
核天体物理反应的势模型在用方阱势拟合实验数据时，需要相当浅的核势。我们讨论了这种明显不同的行为，从一个光滑的伍兹-撒克逊潜力，其中一个深的潜力，往往是采用的起源。我们认为，由于在边界的急剧变化的潜力的半径参数往往是大的方阱模型，这导致了一个大的吸收半径。然后需要在吸收区域中抑制波函数，这最终可以通过使用浅电势来实现。因此，我们澄清了为什么方阱势已经能够再现大量的融合数据的原因。
2019-03-12 nucl-ex nucl-th
Experimental study of the astrophysical gamma-process reaction 124Xe(alpha,gamma)128Ba
在天体物理伽马过程中，重的、富含质子的同位素的合成通过光致蜕变反应进行。为了更好地理解这个过程，必须知道所涉及的核反应的速率。发现反应128 Ba（g，a）124 Ba影响p核124 Ba的丰度。由于这种反应的恒星速率不能直接通过测量来确定，因此本工作的目的是测量逆124 Ba（a，g）128 Ba反应的截面，并将结果与统计模型预测进行比较。非常重要的是，获得了低于（a，n）阈值的数据。在更高能量下同时研究124 Ba（a，n）127 Ba反应通道，可以进一步确定数据和预测之间差异的来源。用活化法用薄窗124 Ω气室测量124 Ω + α截面。所研究的能量范围在E = 11和15 MeV之间，接近天体物理学相关的能量范围。将得到的截面与统计模型计算结果进行了比较。实验的截面比以前用于天体物理计算的标准预测要小。作为差异的主要来源，确定了理论α宽度。实验数据表明，在天体物理能量范围内，α宽度至少低0.125倍。根据我们的测量结果，推断出128 Ba（g，a）124 Ba恒星速率的上限。在两个不同的模型中研究了这个速率对25颗太阳质量恒星的核心坍缩超新星爆炸的影响。只有当速率增加到高于以前的标准值时，才可能通过这一反应途径对124丰度做出重大贡献。由于实验数据排除了这一点，它们也证明了这一生产路径的封闭性。
2016-09-19 astro-ph.SR nucl-ex
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
Alpha-induced reaction cross section measurements on 151Eu for the astrophysical gamma-process
为了将天体物理γ过程的实验数据库扩展到未探测的重质量区，用活化技术测量了12 - 17 MeV低能下~（151）Eu（α，γ）~（155）Tb和~（151）Eu（α，n）~（154）Tb反应的截面。统计模型计算的预测结果进行了比较，发现计算高估的截面约2倍。敏感性分析表明，这种差异是由α +核通道的描述不充分造成的。在γ-过程网络计算中，建议将151 Eu（alpha，gamma）155 Tb的反应速率与McFadden和Satchler（1966）使用的光学势的理论速率相比降低两倍。
2010-08-23 astro-ph.SR nucl-ex
Resonance strengths in the 14N(p,gamma)15O astrophysical key reaction measured with activation
14 N（p，gamma）15 O反应在各种天体物理场景中起着至关重要的作用。它的反应速率在当今高精度天体物理学时代必须被准确地知道。反应的截面通常是相对于低能共振测量的，因此必须精确地确定其强度。基于15 O衰变测量的活化方法尚未用于14 N（p，gamma）15 O反应的现代测量。本工作的目的是提供强度数据的两个共振在14 N（p，γ）15 O反应使用的活化方法。所获得的值在很大程度上是独立的，从以前的数据测量束γ光谱，是免费的，从他们的一些系统的不确定性。固态TiN靶用Atomki的Tandetron加速器提供的质子束使用循环活化来辐照。通过探测511 keV正电子湮没γ射线测量产生的15 O同位素的衰变。Ep = 278 keV共振的强度测量为13.4 ± 0.8 meV，而Ep = 1058 keV共振的强度为442 ± 27 meV。得到的Ep = 278 keV的共振强度是在公平的协议与最近的两个工程推荐的值。另一方面，Ep = 1058 keV的共振强度比先前值高约20%。这种差异可能部分是由于以前忽略的有限目标厚度校正引起的。由于仅使用低能共振作为截面测量的标准化点，因此计算出的14 N（p，gamma）15 O反应的天体物理反应速率以及因此的天体物理结果不受当前结果的改变。
2019-07-17 astro-ph.SR nucl-ex
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
Impact of $^{16}$O($γ$,$α$)$^{12}$C measurements on the $^{12}$C($α,γ$)$^{16}$O astrophysical reaction rate
$^{12}$ C（$α,γ$）$^{16}$ O反应是恒星氦燃烧的重要组成部分，在核天体物理中起着重要作用。它直接影响大质量恒星的演化和最终状态，同时也影响这类恒星核合成产生的元素丰度。提供一个可靠的估计，在恒星氦燃烧温度的这种反应的能量依赖性一直是该领域的主要目标。在这项工作中，我们研究的作用，潜在的新测量的逆反应，$^{16}$ O（$γ,α$）$^{12}$ C，在减少整体的不确定性。一个多层次的R-矩阵分析是用来进行外推的天体物理S因子为300千电子伏的恒星能量的这种反应。通过对现有的E1和E2基态捕获数据进行多次拟合来确定S因子外推的统计精度，包括未来可能测量的$^{16}$ O（$γ,α$）$^{12}$ C反应的影响。特别是，我们考虑一个建议的JLab实验，将利用高强度的低能量韧致辐射束，撞击在富氧的单流体气泡室，以测量逆反应的总截面。研究了低能量数据和高精度数据的重要性。
2019-04-30 nucl-ex nucl-th
Sensitivity of astrophysical reaction rates to nuclear uncertainties
研究了核反应速率对核性质变化的敏感性。靶核范围从质子到中子滴线，10<=Z<=83。所考虑的反应是由强相互作用介导的核子和α诱导的反应。给出了在目标基态上进行的反应对总恒星速率的贡献。一般依赖于各种输入量进行了讨论。此外，灵敏度的实验室截面的核子，α，γ-诱导的反应，允许估计的影响截面测量。最后，推荐的程序，探索和改善反应速率的不确定性，使用目前的敏感性数据进行了概述。
2012-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
