Stellar Weak Interaction Rates and Energy Losses for fp-Shell Nuclei Calculated in the Proton-Neutron Quasiparticle Random-Phase Approximation (II).(A = 61 to 80)
采用改进的质子-中子准粒子RPA模型，计算了恒星物质中大质量核在fp壳层中的弱相互作用率和能量损失.计算了质量数从A = 61到80的209个核的弱反应率。这些也包括许多富中子核，它们在核心坍缩计算的动力学中起着关键作用。在很宽的密度（10 < ρ Y_{e}（gcm^{-3}）< 10^{11}）和温度（10^{7} < T（K）30 x 10^{9}）范围内计算了恒星的弱速率。这是我们从计算sd壳层中恒星核的弱速率开始的系列论文中的第三篇。计算的速率考虑到最新的实验能级和ft值汇编。考虑了粒子发射过程的影响，计算了恒星环境中粒子发射过程的能量和几率。我们的结果在这里提出的温度和密度的缩写规模。
1999-07-29 nucl-th
Microscopic Calculations of Stellar Weak Rates for sd- and fp-Shell Nuclei for Astrophysical Applications
本文首次采用质子-中子准粒子RPA计算sd壳和fp壳原子核在高温高密度下的弱相互作用率，覆盖质量数18至100的700个核素，并结合最新实验数据与粒子发射过程，为天体物理应用提供关键输入。
2025-03-10 nucl-th
Expected impact from weak reactions with light nuclei in core-collapse supernova simulations
我们研究了轻核团簇在核心坍缩超新星模拟中的作用。反应速率的表达式开发了一个大的选择带电电流的吸收和散射过程与轻团簇。在平均场水平考虑介质修改。我们探讨了可能的影响超新星动力学和中微子信号的质量吸积阶段之前，可能的爆炸开始，以及在随后的质子中子星deleptnoization爆炸开始后，已经推出。
2015-12-01 astro-ph.HE nucl-th
New equations of state based on the liquid drop model of heavy nuclei and quantum approach to light nuclei for core-collapse supernova simulations
我们构建了新的状态方程的重子在亚核密度用于核心坍缩模拟的大质量恒星。各种核的丰度与热力学量一起获得。根据核子的相对论平均场论和质子数在~ 1000以内的原子核的质量公式，建立了一个模型自由能。该公式是以前模型的推广，在以前的模型中，我们采用了液滴模型的核统计平衡下的所有核。我们重新制定了新的液滴模型，使体积能量的温度依赖性可以考虑在内。此外，我们扩大了核图表中的区域，其中壳层的影响，通过使用理论质量数据，除了实验的。我们还采用了轻核的量子理论质量评估，其中包括泡利和自能位移，不包括在普通的液滴模型。重核的pasta相以与前一模型相同的方式考虑。我们发现重核的丰度受核的壳效应和体能量的温度依赖性的影响。这些变化可能对超新星核中电子俘获率和相干中微子散射率有重要影响。轻核的丰度也被新的质量评估所修改，这可能会影响超新星核心和激波包层的加热和冷却速率。
2013-06-25 astro-ph.HE nucl-th
Nuclei in Core-Collapse Supernovae Engine
本文综述了用于核塌缩超新星模拟的核状态方程和核塌缩超新星的组成核及其在核塌缩超新星模拟中的作用。各种核，如氘，铁和极富中子的核组成了CCSNe的中央引擎。坍缩核的中心在发生核反弹之前是由富中子重核控制的。它们之间的弱相互作用显著影响中微子的发射和产生的原中子星的大小。在核心反弹之后，在膨胀的冲击波和新形成的中子星（NS）之间，重核溶解成质子、中子和轻核。在确定冲击波动力学和超新星爆炸的外层信封的一些关键组成部分是中微子相互作用的核子和轻核，如氘。状态方程提供了材料性质和核组成之间的关系，并且需要模拟这种爆炸。对均匀和非均匀核物质的进一步研究有助于加深对CCSNe机制和超新星核性质的理解。均匀核物质物态方程的知识正通过微观计算、地面实验和NS观测的结合而不断得到改进。结合各种核实验和现有理论，认为在非均匀核物质状态方程模型中，重核的有限温度效应、稀核物质中轻核的形成以及向均匀核物质的转变等问题还有待改进。
2022-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Weak Interaction Rates Of sd-Shell Nuclei In Stellar Environment Calculated in the Proton-Neutron Quasiparticle Random Phase Approximation
本文用广义的质子-中子准粒子RPA模型计算了恒星环境中sd壳层核的允许弱相互作用速率。十二个不同的弱率计算每个核作为温度和密度的函数。该项目包括计算质量从A = 18到100的总共709个原子核的弱速率。本文计算了sd壳层核的弱反应率。计算的俘获和衰变率考虑到最新的实验能级和ft值汇编。结果也与以前的作品进行了比较。粒子发射过程从激发态，以前被忽略，考虑到，并发现显着影响一些β衰变率。
1999-07-27 nucl-th
Stellar weak-interaction rates for $rp$-process waiting-point nuclei from projected shell model
本研究提出纳入最多六准粒子组态的投影壳模型，首次计算8个$rp$过程等待点核的星体弱相互作用速率，分析高阶组态的影响，发现$rp$过程环境下等待点核有效半衰期较地球环境显著缩短。
2023-08-22 nucl-th
Shell model calculations of stellar weak interaction rates: I. Gamow-Teller distributions and spectra of nuclei in the mass range A=45-65
质量范围A=45-65的原子核的电子俘获和β衰变率在许多天体物理环境中起着重要作用。用大尺度壳层模型计算这些速率是可取的，但它需要重现pf壳层核的Gamow-Teller强度分布和谱。在本文中，我们表明，大规模的壳模型计算，采用稍有争议的修正版本的著名的KB 3相互作用，满足这些必要的要求。特别是，我们的计算再现实验可用的GT+和GT-强度分布和核半衰期，并适当地描述了核光谱。
1999-03-15 nucl-th
Unblocking of stellar electron capture for neutron-rich $N=50$ nuclei at finite temperature
我们已经计算了富中子$N=50$核（$^{78}$ Ni，$^{82}$ Ge，$^{86}$ Kr，$^{88}$ Sr）在热QRPA方法中的电子俘获率，在温度$T=0$，对应于基态的俘获，并在$T=10$ GK（0.86 MeV），这是一个典型的温度下，$N=50$核是丰富的超新星崩溃期间。在最近的实验中，我们发现没有伽莫夫-泰勒（GT $_+$）的强度在低激发能量，$E<7$兆电子伏，所造成的泡利阻塞诱导的$N=50$壳间隙。在天体物理学相关的温度下，这种泡利阻挡的GT $_+$强度被克服的热激发整个$Z=40$质子和$N=50$中子壳层间隙，导致相当大的GT贡献的电子捕获。在高密度下，$N=50$核对恒星电子捕获很重要，禁戒跃迁对捕获率有显著的贡献。我们的研究结果表明，富中子的$N=50$核不作为电子捕获的障碍，在超新星坍缩。
2020-02-14 nucl-th
Neutron-rich nuclei and the equation of state of stellar matter
在这篇文章中，我们将回顾我们目前对密度和温度条件下的物质状态方程的理解，在那里它可以用核子自由度来描述。在零温度下，所有的信息都包含在核能的等差线和等差线通道中。在有限的温度下，特别强调的是在核子制度的热力学的特异性，同时存在的远程电磁和短程核相互作用。由此产生的相图，以及不同的观测值的奇异核的中子丰富的一面，天体物理学的影响，将触及。
2013-01-29 nucl-th
The role of excited states in rp-process for sd shell nuclei
我们调查的重要性，质子捕获的低洼激发态，热激发在炎热的恒星环境。除了以前已知的$^{32}$ Cl $(p,γ)^{33}$ Ar的情况下，我们发现其他几个sd壳核与大的恒星增强因子。我们讨论的不确定性，这引入到反相过程核合成。
2014-04-29 nucl-th
On the Cosmic Nuclear Cycle and the Similarity of Nuclei and Stars
在致密的恒星核心中，中子之间的排斥作用导致恒星表面的亮度和稳定的氢外流。由引力坍缩产生的质量更大的致密天体中的中子排斥产生了剧烈的、能量更高的宇宙学事件（类星体、伽马射线暴和活动星系中心），在中子排斥被认识之前，这些事件被认为是黑洞造成的。在宇宙学尺度上，核物质不是通过聚变朝一个方向演化，而是在聚变、引力坍缩和离解（包括中子发射）之间循环。这个循环既不涉及最初大爆炸中物质的产生，也不涉及物质消失到黑洞中。玻尔注意到的原子和行星结构之间的相似性延伸到了原子核和恒星结构之间的相似性。
2005-11-18 nucl-th
Impact of electron capture rates on nuclei far from stability on core-collapse supernovae
利用广义相对论广义相对论中的球对称模拟方法，研究了丰中子核的电子俘获截面对坍缩动力学的影响.因此，我们改变处方EC率对个别核，核相互作用的EoS，质量模型的核统计平衡分布和祖模型。在与以前的作品，我们表明，个别EC率是最重要的来源，在模拟中的不确定性，而其他输入只有轻微的影响结果。最近提出的一个解析公式外推微观结果的稳定核EC率的中子丰富的区域，与核结构数据和参数拟合从大规模壳模型计算的功能形式的动机，显示出导致相当大的（16%）减少电子分数在反弹相比，更原始的处方率，导致更小的内核质量和更慢的冲击传播。我们表明，EC过程涉及$\approx$ 130个不同的核物种主要在N = 50壳层封闭区域的86 Kr附近，并建立一个列表中最重要的核进行研究，以限制全球利率。
2019-09-02 astro-ph.HE nucl-th
Self-consistent microscopic calculations for electron captures on nuclei in core-collapse supernovae
本文在相对论准粒子无规相位近似框架下自洽计算了核心坍缩超新星中 Z=20–52 原子核的电子俘获率，纳入一级禁戒跃迁及温度效应，并应用于一维坍缩模拟，揭示了其对电子丰度、中微子光度和核心反弹质量的影响。
2025-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Sensitivity of nuclear statistical equilibrium to nuclear uncertainties during stellar core collapse
通过改变核物质的体积性质、丰中子核的质量数据和核模型的有限温度修正，系统地研究了在与大质量恒星核坍缩相关的热力学条件下核统计平衡状态方程。研究发现，核自由能的温度依赖性对熵和核成分有重要影响，而熵和核成分又影响着核心坍缩超新星的动力学。体相性质和质量数据的影响较小。对于所有模型，可能有助于核心去质子化的常见细胞核是靠近$Z\approx30$和$N\approx50$的细胞核。然而，一个模型的内部自由度的半经验表达式，高估了数密度的幻核与$N\approx50$和$82$，而一个模型，其中核壳效应不考虑，低估了数密度的重核，特别是幻核。其他模型，其中包括壳效应的温度依赖性的内部自由度和/或在核内部自由能，表明之间的差异，人口的魔核和非魔核消失的温度升高。完全统计状态方程的建立需要对质子数25-45、中子数40-85的中等质量丰中子核进行进一步的理论和实验研究。
2018-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Finite-temperature electron-capture rates for neutron-rich nuclei around N=50 and effects on core-collapse supernovae simulations
研究了恒星电子俘获率与温度的关系，重点研究了$N=50$周围的原子核，即$Z=28$上方的原子核，它们在核心坍缩超新星（CCSN）的坍缩阶段起着重要作用.两个新的恒星EC率的微观计算得到的相对论和非相对论的有限温度准粒子随机相位近似方法，为一个传统的网格的温度和密度。在这两种方法中，EC率由于伽莫夫-泰勒转换包括在内。在相对论计算中，第一禁戒跃迁的贡献也包括在内，并强烈地增加了EC率。新的EC率进行了比较与大规模的壳模型计算的特定情况下的$^{86}$氪，提供洞察有限的温度效应的EC率。在相应的堆芯坍缩热力学条件下，本工作的不同计算结果之间的差异在一个数量级之内。用球对称GR1D模拟程序对CCSN进行了数值模拟，以量化这种差异对崩塌动力学的影响。这些模拟还包括基于两个参数化近似的EC率。核心反弹的中微子光度和封闭的质量的比较表明，不同的EC率的模拟之间的差异相对较小（$\approx 5\%$），这表明EC率作为这些模拟的输入已成为很好的约束。
2021-12-02 astro-ph.SR nucl-th
Impact of Effective Nucleon Mass and Multineutron States on the Equation of State for Core-Collapse Supernovae
The University of Tokyo（东京大学）；Kanto Gakuin University（关东学院大学）；RIKEN（理化学研究所）；National Institute of Technology, Numazu College（国立名古屋工业学校沼津高等专门学校）；Nankai University（南开大学）；Tokyo University of Science（东京科学大学）
研究有效核子质量及双中子、四中子态对超新星方程状态的影响，发现大质量导致中子富集环境核组成变化，多中子态减少自由中子分数，影响化学势并促进重核形成，最终降低自由能。
2026-04-13 nucl-th
Comparing treatments of weak reactions with nuclei in simulations of core-collapse supernovae
我们进行了广泛的研究核弱相互作用对核心坍缩超新星（CCSNe）的影响，特别注意核丰度之间的一致性状态方程（EOS）和核弱相互作用。我们基于变分方法计算均匀物质的性质。对于非均匀核物质，我们考虑了各种有限密度效应和热效应，并直接用核丰度计算核的弱相互作用率。为了量化一致的治疗核丰度的CCSN动力学的影响，我们进行了球对称CCSN模拟与完整的玻尔兹曼中微子输运，系统地改变治疗的弱相互作用，EOSs和祖模型。我们发现，不一致的处理之间的EOS和弱相互作用率的核丰度削弱了EOS的动力学和中微子信号的依赖。我们还检验了两种人工处方对轻核弱相互作用的有效性，发现这两种处方都影响动力学。此外，中微子的光度与基准模型相差约10%，中微子的平均能量与基准模型相差0.25-1 MeV。我们还发现，中子化爆发中微子信号依赖于祖更强烈的EOS，防止检测到这个信号约束的EOS。
2018-12-24 astro-ph.HE nucl-th
Numerical Study of Stellar Core Collapse and Neutrino Emission Using the Nuclear Equation of State Obtained by the Variational Method
采用基于微观变分计算的状态方程，结合真实的核力，对大质量恒星的核塌缩过程进行了数值模拟。初始质量分别为$15M_\odot$、$9.6M_\odot$和$30M_\odot$的先驱体模型分别作为普通核心坍缩超新星激波失速、低质量超新星成功爆炸和黑洞形成的例子。此外，从恒星坍缩发射的中微子进行了评估。然后，变分状态方程被证实在所有情况下工作得很好。我们还研究了恒星坍缩的动力学、热结构和中微子发射对状态方程的依赖性。
2021-03-26 astro-ph.HE nucl-th
Reducing Uncertainties in the Production of the Gamma Emitting Nuclei 26Al, 44Ti, and 60Fe in Core Collapse Supernovae by Using Effective Helium Burning Rates
我们用氦燃烧反应的有效反应速率（ERR）来预测核坍缩超新星中γ发射核26 Al、44 Ti和60 Fe的产额。ERR允许的反应速率值的预测产率的变化比以前得到的小得多，并且比其他不确定性小。一个基于超新星前结构的超新星核合成产额的“过滤器”被用来估计失败的超新星对初始质量函数平均产额的影响;这大大降低了所有这些同位素的产额，但预测的产额比60 Fe/26 Al几乎没有受到影响。这个比率的鲁棒性是有希望的数据比较，但它是大于观察到的性质，这种差异的可能原因进行了讨论。
2017-04-05 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Heavy baryons in hot stellar matter with light nuclei and hypernuclei
在相对论平均场模型下，研究了在超新星或双星合并等低密度物质中轻核、超核和重子（包括超子和$Δ$ -重子）的产生.五个轻核和三个轻超核一起考虑。超子和$Δ$ -重子的存在使团簇的溶解向更大的密度移动，并增加了团簇的丰度。电荷分数越小，温度越高，这种效应越大。选择$Δ$ -重子的耦合是为了使中子星内部的核子有效质量保持有限。
2022-04-05 astro-ph.HE nucl-th
A new baryonic equation of state at sub-nuclear densities for core-collapse simulations
我们计算了一个新的状态方程的重子在亚核密度意味着使用的核心坍缩模拟的大质量恒星。各种核的丰度与热力学量一起获得。该公式是NSE描述和液滴近似的核。利用核子的相对论平均场论和原子序数~ 1000的原子核的质量公式计算了模型自由能。我们还考虑了pasta相，因此在我们的EOS中，向均匀核物质的转变以传统方式发生：原子核没有解离为核子，而是一直持续到向均匀核物质的转变。核物质。我们发现，自由能和其他化学量与采用单核近似的标准物态方程之一沈氏物态方程的自由能和其他化学量相差不大。另一方面，平均质量系统地不同，这可能对超新星核心中的电子捕获率和相干中微子散射率有重要影响。同样有趣的是，质量数的均方根与平均质量数差别不大，因为前者对于核上相干散射率的评估很重要，但迄今为止还没有得到。EOS表目前正在构建中，其中将包括弱相互作用率。
2011-08-10 astro-ph.HE nucl-th
The influence of inelastic neutrino reactions with light nuclei on the standing accretion shock instability in core-collapse supernovae
本文通过数值实验研究了中微子与轻核的非弹性反应对驻存吸积激波不稳定性的影响。用中微子输运的灯泡近似和多核状态方程计算了冲击波的时间演化。在流体动力学模拟中，除了考虑了普通带电流与核子的相互作用外，还考虑了中微子与氘、氚、氦离子和α粒子的非弹性相互作用。假设轴对称，但没有强加赤道对称。结果表明，在增益区底部附近，氘核的加热率可达核子加热率的10%。另一方面，α粒子在冲击波附近被加热，这在冲击波膨胀，物质密度和温度变低时很重要。在SASI的非线性阶段，有轻核加热的模型与无轻核加热的模型有不同的演化。这是因为增益区中的物质具有变化的密度和温度，并且出现局部富含氘和α粒子的子区域。虽然轻核从来不是主要的热源，它们在某些情况下有利于激波复苏，而在其他情况下则不利，但它们是不可忽略的，需要进一步研究。
2013-08-07 astro-ph.HE nucl-th
Modification of the Brink-Axel Hypothesis for High Temperature Nuclear Weak Interactions
我们提出壳模型计算的电子俘获强度分布在A=28核和计算相应的捕获率在超新星核心条件。我们发现，在这些核的Brink-Axel假设的Gamow-Teller强度分布失败，在低和中等的初始激发能，但可能是一个有效的工具，在高激发。在高初始激励下GT强度的重新分布可能会影响崩溃过程中的捕获率。如果我们在轻核中发现的这些趋势也适用于在恒星坍缩期间提供中子化主要通道的重核，那么超新星核心电子捕获物理学可能有两个含义。首先，一个修改后的Brink-Axel假设可以是一个有效的近似用于崩溃代码。第二，电子捕获强度可能会在跃迁能量中显著下降，这可能会增加恒星坍缩期间的整体电子捕获率。
2014-08-26 astro-ph.HE nucl-th
Astrophysical Rates for Explosive Nucleosynthesis: Stellar and Laboratory Rates for Exotic Nuclei
恒星的影响和反应机制与预测天体物理反应速率远离稳定性的选择概述。
2009-11-02 astro-ph.HE astro-ph.IM nucl-th
Stellar weak decay rates in neutron-deficient medium-mass nuclei
弱衰变率恒星密度和温度条件下举行的快速质子捕获过程中的中子缺乏中等质量的等待点核从Ni延伸到Sn的研究。这些等待点核的邻近同位素也包括在分析中。该问题的原子核结构部分在变形的Skyrme Hartree-Fock + BCS + QRPA方法中描述，该方法不仅再现了β衰变半衰期，而且再现了在陆地条件下测量的可用Gamow-Teller强度分布。讨论了衰变率对密度和温度的各种敏感性。特别地，我们研究了来自母核中的热填充激发态的贡献的影响，以及β衰变和连续电子捕获之间的竞争。
2011-02-03 astro-ph.SR nucl-th
Comparison of statistical treatments for the equation of state for core-collapse supernovae
在坍缩、反弹和随后的爆炸过程中释放出的中微子提供了有关超新星动力学的信息。中微子的光谱是由它与恒星内部区域的原子核和核子之间的弱相互作用决定的，因此中微子的光谱是由物质的组成决定的。恒星物质的组成，温度范围从$T=1-3$兆电子伏和密度范围从$10^{-5}$到0.1倍的饱和密度进行了探讨。我们研究了通常用于描述超新星模拟中的致密物质的单核近似，并表明，虽然近似在大多数密度下预测能量和压力是准确的，但它不能准确地预测组成。我们发现，随着温度和密度的增加，单核近似系统地高估了实际存在的原子核的质量数，并低估了较轻的原子核的贡献。
2008-10-06 astro-ph nucl-th
An approach toward the successful supernova explosion by physics of unstable nuclei
本文采用基于不稳定核的新的核状态方程，通过数值模拟研究了中微子驱动的超新星爆发机制。我们报告的新结果的模拟广义相对论流体力学与玻尔兹曼中微子输运球对称。我们采用新的相对论性状态方程数据集和传统的状态方程数据集（Lattimer-Swesty状态方程）来研究对堆芯坍缩、反弹和激波传播动力学的影响。我们跟踪了在反弹后超过500毫秒的失速激波的行为，并比较了超新星核心的演化。
2005-06-25 astro-ph nucl-th
Dependence of weak interaction rates on the nuclear composition during stellar core collapse
研究了大质量恒星核塌缩过程中核组分对重核弱相互作用速率的影响。利用状态方程模型计算了核统计平衡态下的核丰度，并考虑了介质对核质量的影响。本文系统地研究了电子俘获和中微子-重核散射对核壳效应和单核近似的敏感性。我们发现，高温下壳层效应的消除通过平滑核丰度分布，使弱核电子俘获率发生显著变化：早期电子俘获率降低$\sim$ 20 $\%$，晚期电子俘获率最多增加$\sim$ 40 $\%$，而中微子-核散射截面减小$\sim$ 15 $\%$ .这是因为当壳层效应消失时，开壳层核变得丰富，而不是那些具有闭合中子壳层的核。我们还发现基于平均值的单核描述导致了对弱速率的低估。电子俘获和中微子在重核上的相干散射分别在早期和晚期被$\sim$ 80 $\%$和$\sim$ 5 $\%$减少。这些结果表明，NSE类状态方程解释壳层冲刷是必不可少的可靠估计弱相互作用率在核心坍缩超新星的模拟。
2017-03-18 astro-ph.HE nucl-th
Electron Capture Rates of Mid-fp Shell Nuclei for Supernova and Stellar Evolution
本文建立了一个详细的模型，计算了大质量恒星核心演化到超新星爆发的前超新星阶段和坍缩阶段中某些fp壳层核的电子俘获率。该模型使用明确的Gamow-Teller强度函数获得通过（n，p）反应的研究。这些速率包括来自母核的激发态以及来自与逆反应平衡的共振态的贡献，即子核的β衰变。与壳模型的结果和早期的计算由Aufderheide等人。和富勒，福勒和纽曼。对于具有负Q值的核$^{56}$ Fe、$^{55}$ Mn和$^{60}$ Ni，观察到来自激发态的大贡献。
1999-10-04 astro-ph nucl-th
A new equation of state for core-collapse supernovae based on realistic nuclear forces and including a full nuclear ensemble
我们已经建立了一个核物质状态方程（EOS），其中包括一个完整的核系综用于核心坍缩超新星模拟。它是基于两位作者最近导出的均匀核物质状态方程，将变分方法应用于现实的两体和三体核力。我们利用重核的扩展液滴模型和轻核的量子理论质量估计。除了现实的核力，包括在介质中的影响，对整个合奏的核，使新的状态方程的最现实的状态方程的超新星模拟之一。我们与FYSS状态方程进行了比较，FYSS状态方程是基于相同的核系综公式，但采用相对论平均场（RMF）理论与均匀核物质的TM 1参数集。新的状态方程比FYSS状态方程在核饱和密度附近和以上更软。我们发现，由于新方程中原子核的饱和密度较大，对称能较小，因此新方程中小质量数的丰中子核比FYSS方程中的丰中子核更丰富。我们将这两种状态方程应用于一维超新星模拟，发现新的状态方程由于具有更小的对称能，在坍缩阶段给出了更低的电子分数和更高的温度。因此，对于新的EOS，内核具有较小的质量。另一方面，由于新EOS的柔软性，它更紧凑，并在更高的密度下反弹。在两个模拟中，外核中冲击波的向外传播非常相似，这可能是一个伪像，虽然，由于使用了相同的重核电子捕获率表，忽略了这些计算中两个EOS之间的核组成差异。
2017-07-20 astro-ph.HE nucl-th
Stellar electron-capture rates in pf-shell nuclei from quasiparticle random-phase approximation calculations
在不同的密度和温度条件下的电子捕获率进行了评估的一组PF壳核代表的成分在前超新星形成。该问题的原子核结构部分描述在一个准粒子随机相位近似的基础上变形Skyrme Hartree-Fock自洽平均场与配对相关和剩余相互作用的粒子-空穴和粒子-粒子通道。的伽莫夫-泰勒强度的能量分布进行评估和比较基准壳模型计算和实验数据提取的电荷交换反应。讨论了弱速率的模型依赖性，并分析了密度和温度的各种敏感性。
2013-04-08 astro-ph.SR nucl-th
Self consistent calculation of the nuclear composition in hot and dense stellar matter
本文研究了超新星爆发时在特征密度和温度下恒星物质中重核的质量分数和介质性质。在可压缩的液滴模型中描述了单个原子核，并考虑了体积、表面和库仑能量的变化。自洽地计算了原子核的平衡性质和重核的全系综。结果表明，系综中的重核要么被压缩，要么被解压缩，这取决于系统的同位旋不对称性。压缩或减压对重核的结合能、总质量分数和平均质量数的影响很小，尽管单个核本身的平衡密度在正常核密度的百分之一以上有明显的变化。我们发现，由于自由核子的密度不同，单核近似下的原子核结构与多核近似下的实际结构存在偏差。这项研究表明，需要一个多核的描述，以现实地考虑在超新星物质的原子核结构的介质中的影响。
2017-03-18 astro-ph.HE nucl-th
The Sensitivity of Core-Collapse Supernovae to Nuclear Electron Capture
为了研究天体物理环境对中重核电子俘获率变化的敏感性，建立了一个弱率库。有了这个库，核心坍缩和早期后反弹阶段的核心坍缩超新星核电子捕获的敏感性进行了检查，通过系统和统计变化的单个核的电子捕获率。通过将理论速率与从电荷交换和$β$ -衰变测量中推导出的速率进行比较来指示与不确定性一致的因子来调整速率。为了确保模型独立的评估，进行了一组全面的祖细胞和状态方程的灵敏度研究。在我们的系统研究中，我们发现在激波形成时内核质量的+16/-4%范围和在去质子化爆发期间峰值ν e光度的$\pm$ 20%范围。这些范围是从一个单独的祖星研究中看到的范围的五倍，在该研究中，我们评估了这些参数对32个前超新星恒星模型的敏感性。它也被发现，模拟是更敏感的电子捕获率的减少比增强，特别是在N = 50封闭的中子壳层附近的丰中子核的速率的减少。由于对中重核（A > 65）和丰中子核的测量很少，并且由于在单个核水平上考虑原子核结构的精确理论模型不容易获得，这些核的速率可能被高估。如果更准确的估计证实了这一点，本研究的结果表明，可以预期堆芯坍塌轨迹会发生重大变化。因此，实验和理论的努力应该集中在这个区域的核图表。
2015-08-28 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Shell-model calculations of stellar weak interaction rates: II. Weak rates for nuclei in the mass range A=45-65 in supernovae environment
根据大尺度壳模型计算，我们测定了A=45-65范围内100多个核的电子俘获、正电子俘获和β衰变率。给出了密度ρY_e =10^7-10^{10} mol/cm ^3和温度T=10^9-10^{10} K时的速率，因此对两类超新星（Ia型和II型）都是相关的。壳层模型的电子俘获率明显小于目前的假设。当质子重子比Ye =0.42- 0.46mol/g时，大质量恒星的β衰变速率比电子俘获速率快。
2000-01-10 astro-ph nucl-th
Simulation of the Spherically Symmetric Stellar Core Collapse, Bounce, and Postbounce Evolution of a 13 Solar Mass Star with Boltzmann Neutrino Transport, and Its Implications for the Supernova Mechanism
精确的三味玻尔兹曼中微子运输，我们模拟的恒星核心崩溃，反弹，和postbounce演化的13太阳质量的恒星在球对称，牛顿极限，没有调用对流。在没有对流的情况下，以前的球对称模型，实现近似玻尔兹曼传输，未能产生爆炸。我们的动机是考虑确切的运输，以确定这些失败是由于运输近似，并回答剩余的超新星理论中的基本问题。这里提出的模型是从不同祖先开始的一系列模型中的第一个。在这个模型中，没有得到超新星爆炸。我们讨论了我们的结果的超新星机制的后果。
2000-12-19 astro-ph nucl-th
Microscopic Calculations of Weak Interaction Rates of Nuclei in Stellar Environment for A = 18 to 100
本文报道了用广义的质子-中子准粒子RPA模型和可分离的Gamow-Teller力对709个A = 18 ~ 100的核进行的恒星物质中弱相互作用率的微观计算。这是有史以来第一次在宽的温度-密度网格上计算弱速率的广泛微观计算，包括10^7 \leq T（K）\leq 30 \times 10^9和10 \leq ρ Y_{e}（gcm^{-3}）\leq 10^{11}，以及更大的质量范围。粒子发射过程从激发态，以前被忽略，被考虑在内，并发现显着影响一些$β$衰变率。计算的捕获和衰变率考虑了最新的实验能级和$ft$值汇编。我们计算的电子捕获和$β$ -衰变率，在$fp$ -壳，显示出相当大的差异与最近报道的壳模型对角化方法计算。
1999-01-27 astro-ph nucl-th
Equilibrium nuclear ensembles taking into account vaporization of hot nuclei in dense stellar matter
本文研究了稠密高温恒星环境中由核子和全核混合组成的核物质的高温效应。单个核内描述的可压缩液滴模型是基于Skyrme相互作用的体积能量，并考虑到在有限的温度和密度的表面和库仑能量的修改。自由能量密度相对于所有重核的单个平衡密度和核成分最小。我们发现，它们的优化平衡密度变得越来越小，在高温下，因为增加的热贡献的体积自由能和表面能的减少。富中子核在某些温度下变得不稳定并相继消失。对两组模型参数进行了计算，导致核对称能中斜率参数的不同值。结果表明，较大的斜率参数降低了平衡密度和熔化温度。我们还将新模型与其他一些方法进行了比较，发现以前忽略蒸发的计算在$T \lesssim 10$ MeV处低估了重核的质量分数，而在$T\gtrsim10$ ~MeV处高估了重核的质量分数.为了建立爆炸性天体物理现象的状态方程，需要进一步完善核蒸发和轻团簇的计算。
2018-02-23 astro-ph.HE nucl-th
Validity of Brink Axel Hypothesis for calculations of allowed stellar weak rates of heavy nuclei
本文评估了Brink-Axel假设在计算重核允许恒星弱过程速率中的有效性，探讨了该假设在天体物理核合成计算中的适用性与局限性。
2024-11-20 astro-ph.SR nucl-th
Gamow-Teller strength distributions for nuclei in pre-supernova stellar cores
大质量恒星核心的电子俘获和$β$衰变在II型超新星爆发的各个阶段起着重要的作用。f-p壳层中的核对于前超新星恒星的硅燃烧后阶段的这些反应特别重要。本文利用高能前向散射（p，n）和（n，p）反应的数据，用几个形状参数描述了中fp壳层核的Gamow-Teller巨共振（GTGR）的能量分布。GTGR质心$E_{GT}$的能量被进一步概括为核性质的函数，如质量数、同位旋和核的其他壳模型性质。由于GT强度的很大一部分位于GTGR区域，并且GTGR可用于发生在与前超新星和坍缩恒星的核心相关的能量处的弱跃迁，因此我们的结果与研究任意富中子的F-P壳核的重要$e^-$捕获和$β$衰变率有关。使用所观察到的GTGR和Isobaric Analog States（IAS）的能量系统学，我们比较了Bohr-Mottelson两粒子相互作用哈密顿量的同位素表的不同区域的耦合系数。
1995-09-19 astro-ph nucl-th
Calculation of stellar electron-capture cross sections on nuclei based on microscopic Skyrme functionals
基于Skyrme泛函，提出了一个计算有限温度下核弱相互作用速率的完全自洽微观框架。在有限温度Skyrme Hartree-Fock模型中确定了单核子基和相应的初核态热占据因子，并利用有限温度RPA计算了电荷交换到激发态的跃迁.有效的相互作用是自洽实现的：有限温度单核子Hartree-Fock方程和RPA的矩阵方程都基于相同的Skyrme能量密度泛函。使用一组有代表性的Skyrme泛函，该模型适用于计算恒星的电子捕获截面的铁质量群中的选定的核和富中子的Ge同位素。
2009-09-16 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
GT strengths and electron-capture rates for pf-shell nuclei of relevance for late stellar evolution
本文提出了一个系统的评估能力的理论模型，再现实验Gamow-Teller过渡强度分布测量通过（n，p）型电荷交换反应在中间束能量。重点是从pf壳层（45<A<64）中的稳定核的跃迁。实验和理论的伽莫夫-泰勒强度分布之间的偏差的影响派生恒星的电子捕获率的密度和温度的相关Ia型和II型超新星进行了研究。包括在研究中的理论模型是基于壳模型，使用KB 3G和GXPF 1a的相互作用，和准粒子随机相近似（QRPA）使用基态变形参数和质量从有限范围液滴模型。
2012-04-09 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Studying newborn neutron stars by the transient emission after stellar collapses and compact binary mergers
中子星（NS）的形成，无论是大质量恒星的坍缩还是致密天体的合并，通常都可以通过爆炸喷射物质发出的明亮瞬变来指示。特别地，如果新生NS可以以毫秒周期旋转并且具有足够高的磁场，则NS的自旋下降将向发射材料提供显著量的能量。结果表明，在大质量恒星坍缩过程中可以产生超亮的超新星，而在白矮星的NS并合和吸积引起的坍缩过程中则可以产生一些异常的快速演化和发光的光学瞬变现象。在所有情况下，如果新生NS的偶极磁场可以被放大到高达$10^{15}$ G，则可以发射相对论性喷流，然后当射流成功地从周围的近各向同性喷射物质中爆发时，可以产生伽马射线暴。
2019-04-09 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Stellar Core Collapse with Hadron-Quark Phase Transition
强子物质在高温和/或高密度下经历解除禁闭转变为夸克物质。它将在大质量恒星的坍缩核心中实现。在MIT袋模型框架下，将相互作用的模糊性封装在袋常数中。一些引发核心坍缩的祖星会爆炸成超新星，而另一些则会变成黑洞。堆芯坍塌的命运进行了调查的各种情况下。在袋常数B=90、150和250 MeV fm^{-3}的情况下，建立了包含强子-夸克相变的状态方程。为了描述混合相，使用吉布斯条件。采用具有不同袋常数的状态方程，对15和40 Msolar的先驱体模型进行了堆芯坍塌模拟。当袋常数B=90 MeV fm^{-3}时，对于40 Msolar模型，从反弹到黑洞形成的时间间隔大大缩短，对于15 Msolar模型，第二次反弹使激波复活，导致爆炸.
2013-09-18 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
