Radiogenic p-isotopes from SNIa, nuclear physics uncertainties and Galactic chemical evolution compared with values in primitive meteorites
本文计算了不同金属丰度的Ia型超新星的多维Krasekhar-质量模型中丰质子同位素的核合成。该框架给出了短寿命放射性同位素92 Nb、97 Tc、98 Tc和146 Sm的预测丰度。丰度种子是通过计算从双星伴星到碳氧白矮星上的物质的s-过程核合成得到的。被认为是在不同的金属丰度和13 C-口袋效率的细网格的S-种子。银河系化学演化模型是用来预测的贡献SNIa的太阳系p-核组成的陨石测量。核物理的不确定性对于确定SNeIa在92 Nb和146 Sm生产中的作用至关重要。我们发现，如果标准的SNeIa是所有SNIa的至少50%，他们是强有力的候选人再现陨石中观察到的放射性成因的P-过程签名。
2014-08-28 astro-ph.SR
Isotope Anomalies in the Fe-group Elements in Meteorites and Connection to Nucleosynthesis in AGB Stars
我们研究了中子捕获在AGB星\oq铁组\cqb元素的影响，重点是铬，铁，镍。这些元素在太阳系物质中显示出$^{54}$ Cr、$^{58}$ Fe和$^{64}$ Ni的异常，通常归因于SNe。然而，当大部分的星际介质（ISM）在AGB星中被再加工时，这些元素也被再加工。我们通过1.5 \msb和3 \msb AGB模型，采用太阳和1/3太阳金属丰度计算了这种后处理对Cr，Fe和Ni的影响。所有情况下都产生过量的$^{54}$ Cr、$^{58}$ Fe和$^{64}$ Ni，而其他同位素几乎没有改变;因此，观察结果可以用AGB处理来解释。结果是稳健的，不依赖于详细的初始同位素组成。其他\oq Fe组\cqb元素的后果，然后探讨。包括$^{50}$ Ti过量，以及部分生产的$^{46,47,49}$ Ti。在许多拱星凝聚体中，Ti定量地反映了AGB中子捕获的这些影响。数据的分散是由于局部ISM同位素组成的微小变化（粒度）造成的。对于Si，主要影响是由于不同SNe源的局部ISM的变化。讨论了钙的问题，特别是关于$^{48}$钙。测量数据通常以假设$^{42}$ Ca/ $^{44}$ Ca的地面值来表示。在AGB星或具有可变初始$^{42}$ Ca/ $^{44}$ Ca比率的源中处理的材料可以给出明显的$^{48}$ Ca过量/不足，归因于SNe。银河系化学演化的更广泛的问题也讨论…
2015-03-08 astro-ph.SR
Production of Lithium and Heavy Elements in AGB Stars Experiencing PIEs
本文研究了经历质子摄入事件的AGB恒星中锂和超铁元素的核合成，发现所有模型均产生锂且伴随$^{13}$C富集，揭示了其与J型碳星的潜在联系，并提供了低金属丰度下重元素产量及电子俘获率拟合公式。
2024-10-16 astro-ph.SR
Measurement of the 91Zr(p,gamma)92mNb cross section motivated by type Ia supernova nucleosynthesis
重的、富含质子的同位素的合成是一个知之甚少的天体物理过程。热核（Ia型）超新星爆炸是建议的地点之一，早期太阳系中存在的一些同位素的丰度可以用来测试模型。92 Nb就是这样的同位素，在其合成中起作用的反应之一是91 Zr（p，γ）92 Nb。由于目前还没有实验截面，核合成模型只能依靠理论计算。在本工作中，我们测量了~（91）Zr（p，γ）~（92）mNb在天体物理能下的活化截面。结果很好地证实了预测的截面和反应速率为91 Zr（p，γ）92 Nb，用于天体物理模拟。
2021-08-23 astro-ph.SR nucl-ex
The Impact of Helium-Burning Reaction Rates on Massive Star Evolution and Nucleosynthesis
研究了大质量恒星的超新星前演化和超新星核合成产额对氦燃烧反应速率变化的敏感性。我们使用Lodders（2009）的当前太阳丰度作为初始恒星组成。我们计算了一个包含12个初始恒星质量和176个模型的网格，以探索独立改变12 ^C（a，g）16 ^O和3a反应速率（分别表示为R_a12和R_3a）的影响。中质量元素（A=16-40）和纯s同位素沿弱s过程路径的产生因子（70 Ge，76 Se，80 Kr，82 Kr，86 Sr，87 Sr）的R_3a和Ra_（12）的变化与预测值（± 25%）基本一致;然而，纯s同位素倾向于比中质量同位素更高的R_3a值。R_3a（R_a12）的实验不确定度（一个标准偏差）约为+/-10%（+/-25%）。结果表明，一个更准确的测量这些速率将减少在其他的不确定性，从目前的计算推断。我们还观察到急剧变化的生产因素和标准偏差的小变化的反应速率，由于恒星的对流结构的差异。紧凑性参数被用来评估哪些模型可能会爆炸为成功的超新星，从而有助于爆炸性核合成产量。我们还提供了每个模型的近似剩余质量和核心氦燃烧结束时的碳质量分数作为后期演化阶段的关键参数
2013-02-12 astro-ph.SR
Impact of New beta-decay Half-lives on r-process Nucleosynthesis
我们研究了新测量的β衰变半衰期对r过程核合成的影响。这些新的速率是由最近在RIKEN Nishina中心的放射性同位素束工厂设施进行的实验确定的。我们采用了基于磁流体动力学超新星爆炸模型的r过程核合成环境，其中包括强磁场和祖先的快速旋转。一些新的β衰变速率是在r过程路径上或附近的核的，因此它们影响了r过程的核合成产额和时间尺度。新测得的β衰变半衰期的主要影响是，相对于根据有限程液滴质量模型估计的β衰变率计算的丰度，质量数A = 110 - 120的同位素的计算丰度有所增加。这种效应稍微解释了，但不能完全解释，与太阳系r-过程丰度相比，r-过程模型产生A = 110 - 120同位素的趋势。
2012-04-04 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
He-accreting WD: Nucleosynthesis in the extreme binary system (1.02+0.30) M$_\odot$
研究了具有大质量白矮星施主和吸积体的AM~CVn星的演化性质。作为它们的代表，我们考虑一个二进制最初组成的0.30 M $_\odot$，He WD和1.02 M $_\odot$，CO WD。计算了施主的质量转移率随时间的变化，并计算了吸积体的演化，考虑了质量交换对轨道参数演化的影响。我们模型的热响应的吸积CO WD与FUN进化代码耦合到一个完整的核网络，从氢到铋，包括700多个同位素连接约1000个核过程。我们发现，这些系统中的吸积体经历了稳定的He燃烧和温和的He闪光以及强烈的He闪光阶段，最终形成了由大量（$\sim 0.1$ M $_\odot$）富He缓冲层覆盖的CO WDs。在He闪光（温和和强烈）期间，He壳层中的温度升高到$3\times 10^8$ K以上，因此${^{22}Ne}(α,n){^{25}Mg}$反应变得有效，并且可以产生富含$n$的同位素。在强烈的非动力学He闪光触发的RLOF事件中，富含$α$ -元素和富含$n$同位素的物质被喷射出来，污染了星际介质。我们的研究结果强烈表明，大规模的AM CVn系统与WD捐助者没有经历一个最终的非常强大的动态氦闪光驱动的爆炸性事件，如SN. IA。虽然喷出的物质是高度富集的重同位素，大规模的AM CVn系统对银河系化学演化的相对贡献是，最有可能的，由于其预期的稀缺性，可以忽略不计。
2019-01-02 astro-ph.SR
Freeze-out yields of radioactivities in core-collapse supernovae
我们从两种机制探讨了核坍缩超新星在冻结膨胀过程中的核合成趋势。第一种机制与通过超新星激波吸积的同质恒星祖物质内的对流和不稳定性有关。第二种机制与原中子星上方喷出物的动荡内部区域内的超音速风终止激波（反向激波）的影响有关。我们的结果表明，在冻结膨胀过程中产生的质量范围为12<=A<=122的同位素可以分为两个家族。第一族的同位素表现出共同的质量分数演化曲线，其每个同位素的特定形状取决于在每种类型的冻结膨胀期间两个平衡态之间的特征性转变（平衡态转变）。第一族包括这个质量范围内的大多数同位素。第二个家族仅限于魔核和同位素，它们不维持任何跃迁，成为核流中心，并主导最终的组成。我们使用指数和幂律绝热剖面来识别核反应之间的动态大尺度和小尺度平衡模式。此外，我们引入非单调的参数化剖面，以探测反向冲击和多维爆炸不对称性对核合成的影响。的情况下，其中的非单调配置文件有利于生产的放射性。非单调冻结的配置文件涉及较长的非平衡核合成间隔相比，指数和幂律的配置文件，导致质量分数的趋势和产量分布，可能无法实现的单调冻结的配置文件。
2011-10-21 astro-ph.SR
Heavy Elements Nucleosynthesis On Accreting White Dwarfs: building seeds for the p-process
太阳系中富含质子的反式铁同位素的起源仍然不确定。在快速吸积的白矮星相外层，具有n-俘获核合成种子的单简并热核超新星（SNIa）可能会产生这些同位素。用MESA程序计算了五个初始质量大于~ 0.85Msun的白矮星模型吸积相的恒星结构。1，1.26，1.32和1.38Msun模型的近地表层是最具代表性的区域，其中大部分的p核是在SNIa爆炸过程中产生的，对于这些模型，我们还计算了外层的中子俘获核合成。与以前的低质量快速吸积白矮星模型相反，我们发现H壳层灰是n俘获核合成的主要场所。在质量最大的WD中，我们发现中子密度高达几个10^15 cm^-3。通过H壳灰的重现，这些中间中子密度可以有效地维持很长一段时间，导致高中子照射，产生高达Pb的强中子。中子密度和中子照射量都随着吸积WD质量的增加而增加。最后，使用获得的丰度作为种子计算SNIa核合成。我们得到了太阳到超太阳的p核丰度，A>96。我们的模型表明，SNIa是一个可行的p-过程生产网站。
2020-07-27 astro-ph.SR
The 13C-Pocket Structure in AGB Models: Constraints from Zirconium Isotope Abundances in Single Mainstream SiC Grains
我们提出了具有不同$^{13}$ C口袋内部结构的后处理AGB核合成模型，以更好地解释Nicolussi等人（1997）和Barzyk等人（2007）在主流前太阳SiC颗粒中的锆同位素测量结果。我们发现，高于太阳能$^{92}$锆/ $^{94}$锆的比例可以预测采用$^{13}$ C口袋与平坦的$^{13}$ C配置文件，而不是以前的深度递减$^{13}$ C配置文件。锆同位素和AGB模型的晶粒数据之间的一致性得到改善，为Liu等人（2014）最近提出的基于主流SiC晶粒中钡同位素的平坦$^{13}$ C分布提供了额外的支持。
2014-05-06 astro-ph.SR
Abundance Patterns in S-type AGB stars : Setting Constraints on Nucleosynthesis and Stellar Evolution Models
在AGB的演化过程中，S型星是第一个经历S-过程核合成和第三次dredge-ups的天体，因此在其大气中表现出S-过程特征。它们显著的质量损失率（10^-7 ~ 10^-6 M*/年）使它们成为太阳金属丰度下AGB核合成产额的主要贡献者。S星的精确丰度测定对于限制第三次挖掘的光度和效率（到目前为止，在所有当前的核合成模型中只粗略地参数化）至关重要。在这里，专用的S-星模型大气被用来确定精确的丰度的关键S-过程元素，并设置约束核合成和恒星演化模型。锝是一种没有稳定同位素的元素（99 Tc是AGB星中唯一由s过程产生的同位素，半衰期为2.1 x 10^5年）。它的检测被认为是最好的签名，有效地填充恒星的热脉冲AGB阶段的演变。派生的Tc/Zr丰度进行了比较，作为派生的[Zr/Fe]过丰度的函数，与AGB恒星模型预测。[Zr/Fe]的超丰度与模型预测吻合良好，而Tc/Zr的丰度略有高估。这种差异有助于对AGB星的核合成和恒星演化模型设置更好的约束。
2010-11-09 astro-ph.SR
Stellar Nucleosynthesis Nuclear Data Mining
恒星核合成是一种重要的核物理现象，是目前观测到的化学元素和同位素丰度的原因。它也是我们理解自然的基石假设之一。它的理论预测往往通过天体物理观测和同位素丰度计算值与观测值的比较来验证。这些计算在很大程度上依赖于核反应速率、截面和衰变数据的可用性。在这项工作中，我们将提供一个大爆炸，恒星和爆炸核合成和现代计算机工具的理论和实验核反应数据的审查。将给出评价和汇编核反应数据的例子。主要的数据库和它们在核反应计算中的输入将被讨论。
2012-03-07 astro-ph.SR
NuGrid stellar data set - III. Updated low-mass AGB models and s-process nucleosynthesis with metallicities Z=0.01, Z=0.02 and Z=0.03
我们今天在太阳系中观察到的铁以外的中子俘获同位素的产生是r过程、s过程和可能的i过程共同作用的结果。低质量AGB（2 < M/Msun < 3）和大质量（M >10 Msun）星被认为是s-过程的发生地。在这项工作中，我们考虑了低质量AGB星的演化和核合成。我们提供了一个更新的NuGrid集模型，采用相同的一般物理假设，但使用更新的对流边界混合模型占内部重力波的贡献。组合数据集包括初始质量Mzams/Msun = 2、3，Z = 0.03、0.02、0.01。这些模型计算与MESA恒星代码和演化是后续的AGB阶段结束。在后处理中用NuGrid mppnp代码计算所有同位素的核合成。对流边界混合模型导致形成的13 C-口袋的三倍宽相比，在以前的一组模型中获得的，使现在的模拟结果与观测更接近一致。我们还讨论了其他过程的潜在影响，诱导混合，如旋转，采用与理论和观测兼容的参数模型。提供完整的产量数据表、衍生数据产品和在线分析数据访问。
2019-06-05 astro-ph.SR
Mass Measurements of Neutron-Deficient Y, Zr, and Nb Isotopes and Their Impact on $rp$ and $νp$ Nucleosynthesis Processes
在兰州实验储存环CSRe上首次采用等离子体质谱法测量了$^{82}$ Zr和$^{84}$ Nb的质量，测量不确定度为$\sim 10$ keV，并对$^{79}$ Y、$^{81}$ Zr和$^{83}$ Nb的质量进行了更高精度的重新测定。%后者与文献值有显著差异。后者的约束明显小于其文献值。我们的新的和准确的质量消除了核图上这一区域质量表面的不规则性。我们的研究结果不支持预测的岛屿明显的低$α$分离能缺中子的钼和Tc同位素，使Zr-Nb循环的形成在$rp$过程中不太可能。$^{83}$ Nb的新质子分离能被确定为比原子质量评估2012中的小490（400）~keV。这部分地消除了在先前的$νp$过程模拟中相对于缺中子钼同位素的$p$核$^{84}$ Sr的过量产生。
2018-04-06 astro-ph.SR nucl-ex
Sensitivity study for s process nucleosynthesis in AGB stars
在本文中，我们提出了一个大规模的灵敏度研究的主要组成部分的$s$过程中的反应速率。本研究的目的是确定所有的利率，这对$s$过程的丰度分布和三个最重要的生产率的每种同位素的全球影响。我们已经进行了辐射$^{13}$ C口袋和对流热脉冲，在AGB星的$s$过程的网站的敏感性研究。我们确定了22个率，这对AGB星的$s$过程丰度的影响最大。
2016-02-15 astro-ph.SR
Comparison between core-collapse supernova nucleosynthesis and meteoric stardust grains: investigating magnesium, aluminium, and chromium
太阳系固体样品中核合成起源的同位素变化已有很好的记录，但这些变化的起源仍然不确定。在原行星盘不同区域形成的材料中观察到的\iso{54} Cr的变异性归因于太阳前富铬氧化物（铬铁矿）颗粒的数量不一，这些颗粒存在于陨石星尘库存中，很可能起源于某种类型的超新星爆炸。为了研究核心坍缩超新星（CCSNe）是否可能是这些颗粒的起源地，我们分析了初始质量为15，20和25 M $_{\odot}$的恒星CCSN模型的产量，以及太阳金属丰度。我们提出了一个广泛的丰富的数据集的铬，镁，铝同位素作为封闭质量的函数。我们发现的情况下，爆炸性C-灰产生的组合物与观察到的\iso{54} Cr/ \iso{52} Cr和\iso{53} Cr/ \iso{52} Cr比以及\iso{50} Cr/ \iso{52} Cr比非常一致。考虑到原子质量为50的信号也可能源自\iso{50} Ti，爆炸性He燃烧的灰烬也与观察到的比率相匹配。此外，太阳系组成的He灰烬（富含Al和Cr，相对于Mg，以模拟铬铁矿颗粒的组成）的材料可能会重现观察到的Mg和Cr异常之间的相关性，而来自C-灰烬的材料并不存在显着的Mg异常以及Cr同位素的变化。在所有情况下，非放射成因的，稳定的镁同位素的变化占主导地位的变化预计从\iso{26}铝。
2022-01-16 astro-ph.SR
r-Process Nucleosynthesis: Connecting Rare-Isotope Beam Facilities with the Cosmos
这是r过程核合成研究的一个激动人心的时刻。最近，中子星合并GW 170817被观测到非常详细的引力波和电磁辐射，从无线电到伽马射线。相关的千诺瓦的红色表明，中子星合并是一个重要的r-过程的网站。对中子星合并和核心坍缩超新星的天体物理模拟正在取得迅速进展。探测到来自下一颗银河系超新星的电子中微子和反中微子，将限制中微子驱动风的成分，并提供独特的核合成信息。最后，FRIB和其他稀有同位素束设施将很快具有引人注目的新能力，可以合成许多参与r过程的富中子核。新的能力可以显着提高我们对r过程的理解，并可能解决经典核天体物理学中的主要突出问题之一。然而，为了充分利用新的实验能力并充分解释结果，在天体物理学，天文学和核理论的许多相关领域需要大量的基础设施。我们将把这些实验的背景下，讨论天体物理模拟和观测的r-过程网站，观测恒星丰度，银河系化学演化，和核理论的结构和反应非常丰富的中子核。这篇综述论文是在2016年6月为期三周的核理论国际合作计划中发起的，我们探讨了有希望的r过程实验，并讨论了它们可能的影响，以及它们的天体物理学，天文学和核理论背景。
2018-05-12 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Super and Massive AGB Stars: II - Nucleosynthesis and Yields - Z=0.02, 0.008 and 0.004
我们已经计算了详细的演化和核合成模型的超大质量AGB恒星的质量范围为6.5-9.0 Msun在0.5 Msun的划分与金属丰度Z=0.02，0.008和0.004。这些计算，我们发现第三次挖掘和热底部燃烧，填补了现有的低和中等质量的AGB恒星模型和高质量的恒星模型，成为超新星之间的差距。对于所考虑的金属丰度，产量的组成在很大程度上是由热动力条件在对流信封的基础上，而不是由第三次疏浚所产生的污染。我们调查的各种不确定性的影响，有关的质量损失率，混合长度参数，和治疗后的信封不稳定性，发展接近年底的（超级）AGB阶段的演变。改变这些参数会改变产率，主要是因为它们会影响第三次疏浚富集的数量，并在较小程度上影响热的底部燃烧条件。我们的模型产生了大量的He 4，Li 7（取决于质量损失公式）C13，N14，O 17，Na 23，Mg 25，以及放射性同位素Al 26与以前的调查一致。此外，我们的研究结果表明，丰富的Ne 22，Mg 26和Fe 60，以及我们的代理中子捕获物种的大幅增加，代表所有物种比铁重。这些恒星可能对银河系中较重的Mg同位素N14、Li 7和Al 27的库存做出了重要贡献。
2013-10-09 astro-ph.SR
Strontium-84 Enrichments in Presolar Grains Provide First Evidence of p-process Nucleosynthesis in Core-collapse Supernovae
University of Louisiana at Lafayette（路易斯安那大学拉斐特分校）；International Health Research Institute（国际健康研究所）；Lawrence Livermore National Laboratory（劳伦斯利弗莫尔国家实验室）；Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, HUN-REN（孔科利天文台，匈牙利研究网络天文学与地球科学研究中心）；CSFK, MTA Centre of Excellence（CSFK，匈牙利科学院卓越中心）；NuGrid Collaboration（NuGrid合作组织）；University of Bayreuth（拜罗伊特大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare - Laboratori Nazionali del Sud（意大利国家核物理研究所南方实验室）；Institute of Physics and Astronomy, ELTE, Eötvös Loránd University（罗兰大学物理与天文学研究所）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；Clemson University（克莱姆森大学）；Department of Geoscience, University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校地质科学系）；Washington University（华盛顿大学）
本研究通过检测前太阳颗粒中的84Sr富集，首次提供了核心坍缩超新星中p过程核合成的观测证据。
2026-01-29 astro-ph.SR
AGB stars and presolar grains
在陨石中发现的太阳前物质中，发现了丰富的AGB起源的SiC和Al $_{2}$ O $_{3}$颗粒，它们记录了C、N、O、$^{26}$、Al和s元素的同位素比值，这些比值在限制AGB星\cite{zin,gal}的核合成模型中被证明是非常有价值的。特别是，当这些比率在SiC颗粒中测量时，它们清楚地揭示了它们在冷却AGB拱星包层中的普遍起源，并提供了有关核合成位点（结构内部深处的H和He燃烧层）的局部物理和条件的信息。在为SiC数据的主要部分（所谓的{ \it主流}数据）确定的性质中，我们提到了大范围的$^{14}$ N/ $^{15}$ N比，延伸到太阳值\cite{mar}以下，以及$^{12}$ C/ $^{13}$ C比$\gtrsim$ 30。相反，其他类别的谷物显示出较低的碳同位素比（$\gtrsim 10$）和氮同位素的巨大分散，其中$^{15}$ N过量。在相同的颗粒中，目前由慢中子捕获提供的同位素揭示了这一过程的特征模式，其效率略低于解释太阳主要s过程成分所需的效率。在氧化物晶粒中，特别是Al $_{2}$ O $_{3}$晶体中可以发现互补约束。在这里，氧同位素和$^{26}$ Al的含量对于澄清已知影响演化的低质量恒星的部分混合过程具有特别重要的意义。成功的数据建模，以及在解释一些提到的同位素比率，通过目前的核合成模型的问题进行了简要概述。
2013-12-23 astro-ph.SR
Super and massive AGB stars - III. Nucleosynthesis in metal-poor and very metal-poor stars - Z=0.001 and 0.0001
我们提出了一个新的网格的恒星模型和核合成产额的超AGB恒星的金属丰度Z=0.001和0.0001，适用于银河系内的化学演化模型。与更多富含金属的恒星相反，在这些低金属度模型中，热底部燃烧是表面成分的主要驱动力，第三次挖掘和腐蚀性第二次挖掘的效果也对产量产生了强烈的影响。这些贫金属和非常贫金属的超级AGB恒星产生大量的He 4，C13和N14，以及重镁同位素Mg 25和Mg 26。在金属丰度Z约为0.001时，产率趋势发生转变，低于此值时，我们发现C12、O 16、N15、Al 27和Si 28的产率为正，但对于较高的金属丰度，情况并非如此。我们探讨了来自于超级AGB星的风处方的大的不确定性，发现Ne 22，Na 23，Mg 24，25，26，Al 27和我们的s-过程代理同位素g的产额大约有2个数量级的差异。我们发现，包含可变成分的低温分子不透明度是唯一关键的超级AGB星的金属丰度低于Z约0.001。我们分析我们的结果，在文献中，解决这个问题：超级AGB星的污染负责极端人口的球状星团NGC 2808？我们的结果，以及以前的研究，似乎不能令人满意地匹配的极端人口在这个球状星团。
2014-03-20 astro-ph.SR
Abundance Calculations of Neon Isotopes in the Predicted Lifetime of the Sun
University of Sharjah（沙迦大学）；Sharjah Academy for Astronomy, Space Sciences and Technology（沙迦天文学、空间科学与技术学院）；Arab Union for Astronomy and Space Sciences（阿拉伯天文学与空间科学联盟）；The University of Jordan（约旦大学）
本研究计算了太阳不同演化阶段中氖同位素的丰度，发现20Ne和22Ne始终占主导，而18Ne和19Ne在氢燃烧期迅速衰变，为恒星演化和核合成研究提供新数据。
2026-02-20 astro-ph.SR
The s-process nucleosynthesis in massive stars: current status and uncertainties due to convective overshooting
内容：众所周知，所谓的s-过程负责产生富含中子的反式铁元素，这些元素构成了太阳系组成中的大部分“重核素”（即比铁族核更重的核素），被认为是宇宙丰度的“参考标准”数据集。特别是，s-过程通过一系列的中子俘获反应和β衰变沿着“稳定谷”移动，产生了大约一半的反式铁同位素。为了解释观测到的太阳s核丰度分布，需要不止一个s过程“成分”（即具有一组物理条件（如中子暴露、初始丰度和中子密度）的核合成事件）。目前关于这个问题的观点认为，存在几个组成部分，在恒星环境方面，对应于不同演化阶段的不同类别的恒星。目的：本章的目的是回顾发生在大质量恒星的s-过程核合成（所谓的s-过程的弱分量），特别注意最近的研究，致力于分析如何的不确定性，由于恒星演化建模，特别是由于对流过冲影响这种核合成过程的效率。
2012-03-20 astro-ph.SR
The $γ$-process nucleosynthesis in core-collapse supernovae. I. A novel analysis of $γ$-process yields in massive stars
本研究针对核心坍缩超新星$\gamma$-过程理论与观测的差异，分析5组不同质量大质量恒星模型的产额与同位素比，发现模型离散性大，并证实C-O壳层并合是该过程的额外贡献场所。
2023-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Constraining r-process nucleosynthesis via enhanced accuracy neutron-capture experiments
Instituto de Física Corpuscular, CSIC - Universitat de València（粒子物理研究所，西班牙科学理事会-瓦伦西亚大学）；School of Physics and Astronomy, University of Edinburgh（爱丁堡大学物理与天文学学院）；Agenzia nazionale per le nuove tecnologie, l’energia e lo sviluppo economico sostenibile (ENEA)（国家新技术、能源和可持续经济发展局）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare, Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所博洛尼分所）；European Organization for Nuclear Research (CERN)（欧洲核子研究组织）
通过改进精度的中子捕获实验，约束r过程核合成的同位素丰度，优先考虑未来实验重点。
2026-01-31 astro-ph.SR nucl-ex
Galactic chemical evolution of short-lived radioactive isotopes produced by explosive nucleosynthesis: $^{60}$Fe and $^{53}$Mn
本研究利用银河化学演化模型模拟$^{53}$Mn和$^{60}$Fe的丰度比，并与陨石数据比较，发现自洽解存在，但$^{60}$Fe/$^{53}$Mn比值需更多暗淡核坍缩超新星来解释。
2025-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosive Nucleosynthesis in Magnetohydrodynamical Jets from Collapsars II. Heavy-Element Nucleosynthesis of s, r, p-Processes
研究了一颗太阳金属丰度为70 M的大质量恒星在主序星阶段的核合成。氢燃烧后的氦核质量相当于32 M太阳能。在考虑弱s-、p-和r-过程的情况下，对恒星演化和喷流状超新星爆炸的Bracksar模型进行了核合成计算。我们证实了60 < A < 90的s-元素相对于太阳丰度在流体静力核合成中是高度过剩的。在氧燃烧过程中，A > 90的p-元素通过种子s-元素的光致衰变产生。然而，除了^{180}Ta之外，所产生的p-元素在后期阶段被分解。在爆发性核合成中，由于r-过程，90 < A < 160的元素相对于太阳值显著过剩。只有重p元素（N > 50）通过p过程过量生产。与Fujimoto et al.2007，2008在40 M太阳的Bronchsar模型中对r过程核合成的计算结果相比，我们的喷流模型不能对太阳r元素和中间p元素的第三个峰做出贡献.利用Salpeter的IMF对70 M_2太阳星的过剩产生因子进行平均，我们认为70 M_2太阳星可能对60 < A < 90的弱s元素和90 < A < 160的丰中子元素有贡献。我们证实了在高峰值温度的喷射物质中轻p元素的初级合成。该喷出物的[Sr/Eu] \sim-0.4，与典型的r过程富集星CS22892-052的[Sr/Eu] \sim -1不同。我们发现Sr-Y-Zr同位素主要是在与轻p元素初级产生过程类似的爆炸核合成中合成的，这被认…
2012-10-16 astro-ph.SR
Co-production of light p-, s- and r-process isotopes in the high-entropy wind of type II supernovae
我们已经进行了大规模的核合成计算的高熵风（HEW）的情况下，II型超新星。主要目的是限制轻反式铁元素的经典“纯p”同位素的生产条件。然而，我们发现，对于范围为0.458 $\le$ Y $_e$ $\le$ 0.478的电子分数，在低熵（S $\le$ 100）下，在富含$α$的冻结之后，通过初级带电粒子过程在HEW中共同产生了$^{64}$ Zn和$^{98}$ Ru之间的p-、s-和r-过程核的相当大的丰度。通过上述Y $_e$ - S相关性，给定元素（例如$^{64}$ Zn（p）/ $^{70}$ Zn（r）或$^{92}$ Mo（p）/ $^{94}$ Mo（p））以及相邻元素（例如$^{70}$ Ge（s+p）/ $^{74}$ Se（p）或$^{74}$ Se（p）/$^{78}$ Kr（p））中的大多数预测同位素丰度比与观测到的太阳系比值一致。以Mo同位素链作为一个特别具有挑战性的例子，我们证明了我们的HEW模型可以解释所有7种稳定同位素的产生，从“仅p”的$^{92}$ Mo，通过“仅s”的$^{96}$ Mo到“仅r”的$^{100}$ Mo。此外，我们的模型是能够再现钼的同位素组成的前太阳能SiC X颗粒。
2009-06-05 astro-ph.SR
Nucleosynthesis inside accretion disks and outflows formed during core collapse of massive stars
我们调查核合成内的伽玛射线暴（GRB）的吸积盘，并在这些磁盘推出的外流主要是在第二型的背景下，双星。我们报告了盘中几种不寻常核的合成，如31 P、39 K、43 Sc、35 Cl以及钛、钒、铬、锰和铜的各种同位素。我们还证实了铁族元素和α-元素的存在，如以前的作者所示。这样合成的重元素中的大部分从盘中喷出，并在流出物中存活下来。虽然BeppoSAX、Chandra、XMM-Newton等在伽玛暴的X射线余辉中观测到了其中几种元素的发射线，Swift似乎还没有找到这些行。
2013-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosive Nucleosynthesis in Near-Chandrasekhar Mass White Dwarf Models for Type Ia Supernovae: Dependence on Model Parameters
利用湍流爆燃模型和爆燃-爆轰转换（DDT），对Ia型超新星（SNe Ia）的近亚克拉塞卡质量白矮星（WD）模型进行了二维流体动力学模拟.我们对41个模型进行了参数调查，以研究初始中心密度（即，WD质量），金属含量，火焰形状，DDT标准，湍流火焰公式比以前的研究更广泛的参数空间。通过后处理核合成计算获得这些模拟中$^{11}$ C至$^{91}$ Tc的最终同位素丰度。调查包括SNe Ia模型，中心密度从$5 \times 10^8$ g cm $^{-3}$到$5 \times 10^9$ g cm $^{-3}$（WD质量为1.30 - 1.38 $M_\odot$），金属度从0到5 $Z_{\odot}$，C/O质量比从0.3 - 1.0，点火核包括居中和偏心点火核。给出了33个模型的稳定同位素（从$^{12}$ C到$^{70}$ Zn）和主要放射性同位素的产额表。从太阳组成中获得的$^{55}$ Mn，$^{56}$ Fe，$^{57}$ Fe和$^{58}$ Ni的观测丰度，以及观测良好的超新星Ia和超新星Ia遗迹被用来约束爆炸模型和超新星祖先。讨论了纯湍流爆燃模型和亚发光爆燃模型之间的联系。我们发现，依赖的核合成产率的金属丰度和中心密度（WD质量）是大的。为了适应这些观测丰度，也为银河系化学演化建模的应用程序，这些依赖性的金属丰度和WD质量应考虑在内。
2019-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Lithium synthesis in microquasar accretion
我们研究了恒星质量黑洞周围由伴星吸积形成的热环面中锂同位素的合成。我们发现，可以产生相当数量的稳定同位素6Li和7 Li，确切的数字随环面的特性而变化，每种同位素都可达到1 e-2 Msun。这种质量输出足以污染整个银河系，其污染程度与银河系形成前的锂含量相当，并足以克服其他来源，如宇宙射线散射或恒星核合成。
2012-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
The End of Nucleosynthesis: Production of Lead and Thorium in the Early Galaxy
我们研究了27颗贫金属星（-3.1 < [Fe/H] < -1.4）的Pb和Th丰度，它们的重金属（Z > 56）富集仅由快速（r-）核合成过程产生。新的丰度来自HST/STIS，Keck/HIRES和VLT/UVES光谱，并结合文献中的其他测量，以形成一个更完整的图片核合成中产生的最重元素的r-过程。在所有情况下，稀土元素和第3 r-过程峰值元素（La，Eu，Er，Hf和Ir）之间的丰度比是恒定的，相当于缩放的太阳系r-过程丰度分布。我们比较恒星观测与经典的“等待点”近似的r-过程计算。在这些计算中，将23 < log（n_n）< 30范围内的15个加权中子密度分量的叠加拟合到r过程丰度峰上，成功地再现了太阳系稳定同位素分布和低金属丰度星Ba和U之间稳定的重元素丰度模式。在这些天体物理条件下，这是典型的“主”r-过程，我们发现非常好的协议之间的恒星铅r-过程的丰度和我们的模型预测。对于Th/Eu比值非常高的恒星（所谓的锕系元素增强），我们的观测表明，任何核合成偏离主r过程的影响-最多-只有超出第三r过程峰的元素，即Pb，Th和U。我们的理论计算还表明，可能的r-过程丰度“损失”的核裂变是可以忽略不计的同位素沿r-过程之间的路径铅和长寿命的放射性同位素的Th和U。
2009-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Karlsruhe Astrophysical Database of Nucleosynthesis in Stars Project - Status and Prospects
KADoNiS（卡尔斯鲁厄天体核合成天体物理数据库）项目是一个天体物理学在线数据库，用于收集与$s$过程和$γ$过程中的核合成有关的横截面。$s$工艺数据库（www.kadonis.org）于2005年启动，目前正面临第四次更新（KADoNiS v1.0）。$γ$ -进程数据库（KADoNiS-p，www.kadonis.org/pprocess）最近进行了修订，并于2013年3月重新启动。这两个数据库都是重离子核合成实验截面的汇编。对于$s$过程，给出了$^{1}$ H和$^{210}$ Bi之间的360多种同位素在$kT$ = 5-100~keV范围内的麦克斯韦平均截面。对于$γ$ -过程数据库，收集了来自$(p,γ), (p,n), (p,α), (α,γ), (α,n)$的所有可用实验数据，以及在各自的伽莫夫窗口中或接近各自的伽莫夫窗口的$^{70}$ Ge和$^{209}$ Bi之间的$(α,p)$反应，并且可以与理论预测进行比较。这两个数据库的目的是方便用户快速查阅与天体物理学有关的能源区域的现有数据。
2014-08-16 astro-ph.SR nucl-ex
Nucleosynthesis in the Innermost Ejecta of Neutrino-Drive Supernova Explosions in Two Dimensions
我们研究的核合成在最里面的，中微子处理的喷出物（几个$10^{-3}\,M_\odot$）的自洽的，两维爆炸模型的核心坍缩超新星的六个不同的初始质量的祖星。三个模型的初始质量接近超新星范围的低质量端，$8.8\,M_\odot$（e8.8;电子捕获超新星），$9.6\,M_\odot$（z9.6）和$8.1\,M_\odot$（u8.1），初始金属丰度分别为太阳金属丰度的1，0和$10^{-4}$倍。另外三个是太阳金属丰度模型，初始质量分别为$11.2\,M_\odot$（s11）、$15\,M_\odot$（s15）和$27\,M_\odot$（s27）。低质量模型e8.8、z9.6和u8.1对于从Zn到Zr的轻反式铁元素表现出100- 200的高生产因子（相对于太阳的核合成丰度）。这与这些模型中富含中子的物质的明显喷射有关。值得注意的是，祖细胞e8.8和z9.6的核合成结果几乎是相同的，包括有趣的$^{48}$ Ca和$^{60}$ Fe的产生，而不管它们在坍缩之前的核（O-Ne-Mg和Fe）是完全不同的。在质量更大的模型s11、s15和s27中，产生了几种轻反式铁元素的富质子同位素，包括$p$同位素$^{92}$ Mo（s27），其生产因子高达$\sim$ 30。因此，低质量端附近的电子捕获和核心坍缩超新星都可能是银河系轻反式铁元素（从Zn到Zr）的主要贡献者，可能还有$^{…
2017-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosive Nucleosynthesis in Core-Collapse Type II Supernovae: Insights from new C, N, Si, and Al-Mg isotopic compositions of presolar grains
本研究分析默奇森陨石中的前太阳X型SiC等颗粒，校正污染与SIMS标准偏差，揭示同位素负相关趋势并约束CCSNe爆炸核合成过程。
2023-12-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
From local chemistry to galactic evolution: unlocking the power of interstellar isotopes with ALMA2040
该研究提出用灵敏度提升一个数量级、瞬时带宽至少512 GHz的ALMA2040，探测星际同位素体，解析局部化学处理与星系演化的关联，确立分子同位素为相关定量探针。
2026-10-16 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Sulphur isotopes toward Sagittarius B2 extended envelope in the Galactic Center
本文通过对银河系中心Sgr B2的硫同位素高灵敏度成图观测，精确测得32S/34S和34S/33S比值，证实32S/34S向银心递减趋势终止，揭示银心大质量恒星形成率下降。
2023-10-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
Californium-254 and kilonova light curves
中子星合并为重元素的产生提供了独特的条件，同时也为我们理解这种被称为$r$过程的合成提供了实验平台。我们已经进行了动态核合成计算，并确定了一个单一的同位素，$^{254}$ Cf，这有一个特别高的影响亮度的电磁瞬变与合并的顺序为15至250天。这是由于这种同位素的半衰期非常长，与其他核通道相比，裂变热化的效率更高。我们估计了该核的裂变碎片产额，并概述了$^{254}$ Cf对光曲线产生最大影响的天体物理条件。未来的观测中，在这一制度期间明亮的中红外线可能表明锕系核合成的生产。
2018-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Nucleosynthesis of binary-stripped stars
本文使用MESA恒星演化代码和162同位素核网络模拟发现，双星剥离恒星比单星更有效地产生元素（如氟和钾），且C12/C13可指示质量转移保守性，V44、Mn52和Cr48等同位素能约束超新星爆炸模型。
2023-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the parallelization of stellar evolution codes
通过数千个核过程连接数百个核的多维核合成研究在计算上仍然是禁止的。迄今为止，大多数核合成研究要么依赖于球对称的流体静力学/流体动力学模拟，要么依赖于使用直接与巨大的核反应网络相关的温度和密度随时间变化的后处理模拟。并行计算已被视为计算密集型模拟的主要允许因素。本文探讨了恒星代码并行化的不同优点和缺点，提供了建议，何时以及如何并行化可能有助于提高性能的代码天体物理应用。我们报告不同的并行化策略成功地适用于球对称，拉格朗日，隐式流体动力学代码SHIVA，广泛用于经典新星和I型X射线爆发的建模。加速因子为26和35已获得与SHIVA的并行版本，在一个200壳层的I型X射线爆发的模拟进行了两个核反应网络：一个简化的，由324个同位素和1392个反应，和一个更广泛的网络与606个核素和3551核相互作用。41（324-同位素网络）和85（606-同位素网络）的最大加速，也预测为200个核心，强调计算域的壳的数量构成了一个有效的上限的最大数量的核心，可以在并行应用程序中使用。
2018-11-22 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.comp-ph
The p-process in exploding rotating massive stars
p-过程核合成可以解释在太阳系中观察到的比铁重的富含质子的同位素，但差异仍然存在，关于p-过程的天体物理学位置的重要问题仍然没有答案。我们调查如何在爆炸旋转的大质量恒星，经历了增强的S-过程核合成在他们的生活中，通过旋转混合的P-过程操作。我们计算了25个金属丰度为$Z=10^{-3}$的$M_{\odot}$恒星模型，它们具有不同的初始自转速度和速率，用于不确定的$^{17}$ O（$α$，$γ$）$^{21}$ Ne反应.核合成计算，随后与737个同位素的网络，被耦合到恒星演化，和p-过程核合成计算在后处理在最后的演化阶段和各种能量的球形爆炸。在我们的模型中，p-核素主要是在爆炸过程中合成的，而不是在最终的静水燃烧阶段。p-过程产率主要取决于反式铁种子的初始数量，而反式铁种子的初始数量又取决于初始旋转。我们发现旋转对p-过程的影响与旋转对s-过程的影响相当。从零到快旋转，质量数为$A<140$的核素的s过程产额增加了$3-4$ dex，p过程产额也增加了。以较低的$^{17}$ O（$α,γ$）速率快速旋转可显著产生具有$A\geq140$的s-和p-核素。我们的研究结果表明，大质量恒星的核心坍缩超新星对太阳（和银河系）p核的贡献在过去被低估了，更具体地说，具有亚太阳金属丰度的大质量恒星的贡献甚至可能占主导地位。更详细的研究，包括恒星模型与广泛的质量和金属量仍有待进行。
2022-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnesium isotopes: a tool to understand self-enrichment in Globular Clusters
在球状星团（GCs）中形成多个种群的渐近巨星分支（AGB）自富集模型中的一个关键问题是不能再现镁同位素比率，尽管该模型原则上可以解释镁的耗尽。在这项工作中，我们分析了各种p-捕获截面上的不确定性如何影响AGB星喷出物中镁含量的相关结果。当25 Mg在100 MK的温度下的质子捕获率，特别是25 Mg（p，γ）26 Alm通道，相对于最近的实验测定提高了3倍时，成功地再现了在M13和NGC 6752中观察到的镁同位素分布和总体Mg-Al趋势。这一假设也允许再现在NGC 2419中观察到的Mg扩散和Mg-Si扩散关系的全部范围。在感兴趣的温度下的25 Mg（p，γ）26 Alm反应速率的不确定性在这里留下空间，我们的假设，我们建议，需要新的实验测量来解决这个问题。我们还讨论了基于超大质量恒星核合成的竞争模型。
2018-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Synthesis of actinides and short-lived radionuclides during i-process nucleosynthesis in AGB stars
本文利用STAREVOL程序研究AGB星质子摄入事件驱动的i过程核合成，发现低金属丰度模型可产生锕系元素及多种短寿命放射性核素，为星系化学增丰提供潜在来源。
2025-04-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Neutrino-driven winds in the aftermath of a neutron star merger: nucleosynthesis and electromagnetic transients
我们提出了一个全面的核合成研究的中微子驱动的风后，一个双中子星合并。我们的重点是初始残余阶段时，一个大质量的中央中子星是存在的。使用示踪剂从最近的流体动力学模拟，我们确定总质量和综合丰度来表征未结合物质的组成。我们发现核合成产额敏感地依赖于大质量中子星的寿命和极角。超过$9 \cdot 10^{-3} M_\odot$的物质变为未结合状态，直至达到$\sim 200~{\rm ms}$。由于$Y_{\rm e} \approx 0.2 - 0.4$的电子分数，主要合成质量数为$A < 130$的原子核，补充了早期动态喷出物的产量。这两种类型的喷出物的混合场景可以解释丰富的r-过程贫金属星的丰度模式。此外，我们还计算了新产生的放射性同位素衰变的加热速率。在约$4~{\rm h}$之后，得到的光变曲线在蓝色带中达到峰值。此外，由于在动态喷出物中的重r-过程核的高不透明度导致在$3-4~{\rm d}$之后的红外中的第二个峰。
2015-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
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。
2024-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
