Astrophysical Rates for Explosive Nucleosynthesis: Stellar and Laboratory Rates for Exotic Nuclei
T. Rauscher
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。
A selected overview of stellar effects and reaction mechanisms with relevance to the prediction of astrophysical reaction rates far off stability is provided.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Impact of New Gamow-Teller Strengths on Explosive Type Ia Supernova Nucleosynthesis
最近的实验结果已经证实了可能的减少的GT $_+$强度的pf壳核。这些富含质子的核与Ia型超新星的爆燃和爆炸燃烧阶段有关。虽然先前的GT强度导致核合成预测的电子分数低于预期，但与先前的壳层模型预测相比，GT $_+$强度的降低可能导致电子分数略微增加，尽管增强不如先前的增强那么大，从Fuller，Fowler和Newman基于独立粒子模型计算的速率。一个壳模型参数化已经开发，更紧密地匹配实验GT的优势。由此产生的电子捕获率用于碳爆燃和爆炸阶段的Ia型超新星的核合成计算，并将最终的质量分数与使用更常用的速率获得的质量分数进行比较。
Type Ia Supernovae and their Explosive Nucleosynthesis: Constraints on Progenitors
Ia型超新星（SNe Ia）的前身是什么，它们是近克拉塞卡质量还是亚克拉塞卡质量的白矮星，几十年来一直是争论的问题。各种观测提示支持这两个模型作为主要的祖先。本文综述了这两类母星中Ia超新星的爆炸物理和化学丰度模式。我们将讨论超新星Ia的观测数据，他们的残余物，银河系和星系团可以帮助我们确定的基本特征，超新星Ia的数值模型需要匹配。
Explosive nucleosynthesis with fast neutrino-flavor conversion in core-collapse supernovae
快速中微子味转换（FFC）是核心坍缩超新星（CCSN）理论中可能改变游戏规则的成分。在本文中，我们研究的影响，包括FFC与非对称中微子发射到核合成计算参数的方式结合爆炸核合成的影响。我们发现，喷出物的组成是没有明显的影响，FFC比Co轻的元素，而组成的影响，FFC的较重的元素。我们还发现，FFC的作用取决于中微子发射的不对称程度（$m_{\rm asy}$）和中微子味混合的程度。FFC对$m_{\rm asy}$的影响不是单调的，当$m_{\rm asy}$达到$\sim 10\%$时，喷出物成分的变化比无FFC时增大，而FFC对超大非对称中微子发射（$\gtrsim 30 \%$）的核合成影响很小.我们的研究结果表明，FFC有利于在大多数情况下，富中子的喷出物的生产，虽然它使喷出物更富质子，如果反中微子的转换比中微子的转换更有力。这种趋势的关键因素是中微子吸收，其对核合成的影响可以通过简单的诊断来量化。
The physics of Core-Collapse Supernovae: explosion mechanism and explosive nucleosynthesis
本文综述了核心坍缩超新星的1D和3D模拟进展，探讨了大质量恒星演化、爆炸机制、激波传播及各阶段的不确定性，并说明了爆炸的典型核合成产物。
Explosive nucleosynthesis of ultra-stripped Type Ic supernovae: application to light trans-iron elements
研究了由1.45和1.5 M $_\odot$ CO星演化的超剥离Ic型超新星在中微子驱动的二维爆炸过程中的爆炸核合成。这些超新星以$\sim 10^{50}$ erg的爆炸能量爆炸并释放出$\sim 0.1$ M $_\odot$喷出物。轻的反式铁元素Ga-Zr在中微子辐照的喷出物中产生。这些元素的丰度分布有很大的不确定性，因为中微子照射的喷出物的电子分数的不确定性。元素的产率将小于0.01 M $_\odot$。由轻CO核演化而来的超剥离超新星和核塌缩超新星可能是轻反式铁元素的主要来源。它们也能产生富中子核$^{48}$ Ca。超剥离超新星喷出$^{56}$ Ni，$\sim$为0.006 - 0.01 M $_\odot$。如果大部分中微子辐照的喷出物是富质子的，则会产生更多的$^{56}$ Ni。这些超新星的光变曲线表明它们是一种亚发光的快速衰变爆炸，峰值量级约为$-15$ - $-16$。未来对超剥离超新星的观测可能会对一类中子星合并的事件率产生限制。
Explosive Nucleosynthesis in Near-Chandrasekhar-mass White Dwarf Models for Type Iax Supernovae: Dependence on Model Parameters
最近观察到的Ia型超新星（SNe Ia）的多样性，促使我们进行理论模拟的SNe Ia的参数范围很宽。特别是Iax型超新星（SNe Iax）的起源一直不清楚。继我们以前的工作的参数依赖性的SN Ia模型，我们专注于SNe Iax在本研究中。对于SNe Iax模型，我们采用了目前主流的近E-10质量C+O白矮星（WD）的纯湍流爆燃（PTD）模型。我们进行了二维流体动力学模拟爆燃波的传播，留下一个小的WD残留物的背后和喷射核合成材料。我们展示了如何爆炸属性，如核合成和爆炸能量，取决于模型参数，如中心密度和组成的WD（包括混合WD），湍流火焰处方和初始火焰几何形状。我们提取了相关的观测值在我们的模型，并与最近发现的低质量WD与不寻常的表面丰度模式和一些SN残留的丰度模式。我们提供的核合成产额表的应用，恒星考古学和银河系化学演化。我们的研究结果与文献中的代表性模型进行了比较。
General properties of astrophysical reaction rates in explosive nucleosynthesis
与中间和重靶核的反应速率的预测与轻核的根本差异进行了讨论，特别强调恒星的修改率。基态和激发态的贡献，恒星率的量化，推导出一个线性加权的激发态的贡献，尽管玻尔兹曼人口的核状态。一个库仑抑制效应的激发态的贡献被确定，对通常的Q值规则，在一些反应。适当列入修订恒星率的实验数据，包含修订的不确定性。应用程序的s-过程表明，在中子俘获率的实际不确定性大于预期的实验误差。定义了反应速率和截面的灵敏度，并讨论了它们在反应研究中的应用。该结论为如何最好地提高天体物理模拟中使用的速率以及如何评估其不确定性提供了实验和理论指导。
Explosive nucleosynthesis in the neutrino-driven aspherical supernova explosion of a non-rotating 15$M_{\odot}$ star with solar metallicity
我们调查爆炸性核合成在非旋转的15 $M_\odot$恒星与太阳的金属爆炸中微子加热超新星（SN）机制的辅助下，两个常设吸积激波不稳定性（SASI）和对流。为了在我们的二维流体动力学模拟中触发爆炸，我们用一个简单的灯泡方案近似中微子输运，并系统地改变从质子中子星发射的中微子通量。通过后处理计算，我们评估了质量数为$\le 70$的核的SN喷出物的丰度和质量，采用大型核反应网络。非球形的丰度分布，这是观察到在附近的核心塌陷SN残留物，得到的非旋转球对称的祖，由于低模式SASI的增长。对于质量在前坍缩核内部区域（$\le 10,000\km$）的喷出物的$(0.4-0.5) \Ms$范围内的模型，超新星喷出物的绝对分布与太阳系的绝对分布相似。对于这些模型，爆炸能量和\nuc{Ni}{56}质量分别为$ \simeq 10^{51} \rm erg$和$(0.05-0.06) \Ms$，它们估计的中子星重子质量与中子星双星中观测到的质量相当。这些发现可能没有什么不确定性，因为大多数喷出物是由通过冲击波加热的物质组成的，并且具有相对确定的丰度。在天鹅座环中观察到的Ne、Mg、Si和Fe的丰度比与来自$15\Ms$祖先内部区域的SN喷出物很好地再现。
Explosive Nucleosynthesis in Sub-Chandrasekhar Mass White Dwarf Models for Type Ia Supernovae: Dependence on Model Parameters
最近对Ia型超新星（SNe Ia）的观测显示了爆炸强度、光变曲线和化学成分的多样性。为了研究超新星Ia这种多样性的可能起源，我们对钱德拉塞卡质量附近的碳氧（CO）白矮星（WD）的爆炸和相关核合成进行了多维流体动力学研究，参数范围很广（Leung and Nomoto 2018 ApJ）。在本文中，我们扩展我们的宽参数调查模型的爆炸sub-Bracrasekhar质量CO WD。爆炸机理采用双爆轰模型。测量的模型参数包括$Z = 0 - 5~Z_\odot$的金属丰度、$M = 0.90 - 1.20~M_\odot$的CO WD质量和$M_{\rm He} = 0.05 - 0.20~M_\odot$的He包络质量。我们还研究了初始He爆轰配置，如球形，气泡，和环形形状，触发C爆轰。对于这些参数，我们推导出最小的He信封质量触发C爆轰。然后，我们研究如何爆炸动力学和相关的核合成依赖于这些参数，并比较我们的结果与以前的代表性模型。我们将我们的核合成产率与在SNe Ia 2011 fe，2012 cg和2014 J中观察到的Fe峰元素和同位素的异常丰度模式以及SNe Ia残留物3C 397进行比较，以提供对它们的祖先和环境的限制。本文给出了亚克拉塞卡质量爆炸的核合成产额表，讨论了它们在银河系化学演化和考古学中的作用。
Neutrino Nucleosynthesis of radioactive nuclei in supernovae
研究了太阳金属丰度为15 M $_\odot$ ~ 40 M $_\odot$的母星在爆炸性超新星核合成中中微子诱发的核素产生。我们改进了以前的调查i）通过使用一个全球性的偏微分截面中微子诱导的带电和中性电流反应的核与电荷数$Z < 76 $和ii）通过考虑现代超新星中微子光谱，有显着较低的平均能量相比，以前采用的中微子核合成研究。我们证实了中微子核合成产生的$^7$ Li、$^{11}$ B、$^{138}$ La和$^{180}$ Ta，尽管由于中微子光谱的变化，丰度稍小。我们发现，对于质量小于20 M的恒星，$_\odot$，$^{19}$ F主要由爆炸核合成产生，而对于更高质量的恒星，它是由$ν$过程产生的。我们还发现，中微子诱导的反应，无论是直接或间接地提供了一个增强的丰富的轻粒子，显着有助于生产的放射性核素$^{22}$钠和$^{26}$铝。这两个核是伽玛射线天文学的主要候选人。然而，其他主要靶点，$^{44}$ Ti和$^{60}$ Fe，由中微子诱导的反应产生的意义不大。我们还发现了一个大的增加生产的长寿命的核$^{92}$ Nb和$^{98}$ Tc由于带电电流中微子捕获。
Nucleosynthesis in thermonuclear supernovae
热核（Ia型）超新星的爆炸能量来自于轻“燃料”核（主要是碳和氧）爆炸融合成以铁和硅族元素为主的更紧密结合的核“灰”时释放的核结合能的差异。同样的爆炸性热核聚变事件也是促成重元素，特别是铁族元素核合成的主要过程之一。例如，太阳及其行星系统中的大多数铁和锰都是在热核超新星中产生的。本文综述了碳氧白矮星材料中爆炸热核燃烧的物理过程，以及利用流体动力学爆炸模型计算预测核合成的方法。虽然主要的爆炸情景仍不清楚，但核燃烧和核合成的许多方面对所有模型都是共同的，必须以某种形式发生，以产生观测到的产量。我们总结了现有爆炸模型的预测核合成产量，特别强调不同的建议方案导致Ia型超新星的核合成签名的特征差异。在此之后，我们将讨论这些签名如何与几个单独的超新星，遗迹，以及我们的星系和星系团中的物质组成的观察比较。
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。
Explodability matters: how realistic neutrino-driven explosions change explosive nucleosynthesis yields
本文通过分析三种恒星演化代码模拟的大量前体，探讨中微子驱动爆炸与简单爆炸模型对核合成产量的影响，发现更真实的中微子驱动爆炸能更准确地预测超新星产量。
ALMA spectral survey of Supernova 1987A --- molecular inventory, chemistry, dynamics and explosive nucleosynthesis
本文报道了超新星1987 A在毫米波段的首次分子谱线测量。在ALMA 210- 300和340- 360 GHz谱中，我们探测到冷（20- 170 K）CO、28 SiO、HCO+和SO，还有来自喷出物的较弱的29 SiO谱线。这是首次在年轻超新星遗迹中发现HCO+和SO。我们发现在J=6- 5和5- 4 SiO线剖面中有一个倾角，这表明喷出物的形态可能是拉长的。CO和SiO线轮廓的差异与流体动力学模拟一致，流体动力学模拟表明瑞利-泰勒不稳定性导致气体混合，较重的元素受到更大的干扰，使结构更加细长。我们得到的同位素比值为28 SiO/29 SiO>13，28 SiO/30 SiO>14，12 CO/13 CO>21，最可能的极限为28 SiO/29 SiO>128，28 SiO/30 SiO>189。SN 1987 A的低29 Si和30 Si丰度与核合成模型一致，该模型表明在低金属丰度环境中，如大麦云云，富中子同位素的形成效率低下。推断出的HCO+的大质量（~ 5x 10 ^-6 Msun）和SiS的小质量（<6x 10 ^-5 Msun）可能是爆炸后元素立即混合的结果。这种混合可能导致一些氢从包层沉入富碳和富氧区域，从而形成大量的HCO+。氧原子可能已经渗透到硅和硫区，抑制了SiS的形成。我们的ALMA观测打开了一个新的窗口，研究化学，动力学和爆炸核合成超新星。
The $γ$-process nucleosynthesis in core-collapse supernovae II. Effect of the explosive recipe
本研究探讨了不同爆炸能量和配方对核心坍缩超新星中p核核合成的影响，发现p核产率通常随爆炸能量增加而提升，且C-O壳层合并的爆炸前产生机制具有稳健性。
Origin of the p-Nuclei in Explosive Nucleosynthesis
许多天然存在的富含质子的核素（p核）不能在s和r过程中产生。已经发现，大质量恒星可以通过光致蜕变产生p核，这是由已经存在的中重核和重核所引起的。这种所谓的伽马过程需要足够高的温度，并发生在预爆炸或爆炸O/Ne燃烧中，取决于恒星的质量。虽然伽马过程已经成功地产生了大范围的p核，但两个质量区域仍然存在问题，A<110和150<A<165，其中许多p核严重不足。问题的根源尚待查明。在反应网络中包含大量的不稳定核，这些核只有理论上预测的反应速率，因此核输入可能包含不确定性。在γ过程温度下，已发现稳定核的带电粒子光学势的亏损。另一方面，伽马过程的条件（温度曲线，熵的O壳，种子成分）也敏感地依赖于恒星的结构和演化的细节，以及对初始金属丰度。然而，特别是缺乏的低质量p-核可能需要额外的生产过程或地点，例如在Ia型超新星（subbrasrasekhar）中的生产。此外，在RP和NU-P-过程中的合成（IM）的可能性进行了讨论。如果是这样的话，p核的产生将是几个不同过程的叠加，而不一定是在同一地点。
Proton-rich nucleosynthesis and nuclear physics
虽然爆炸性核合成的详细条件是从天体物理模型中推导出来的，但核物理决定了丰度产额的基本模式，而不仅仅是平衡过程。专注于nu-p-和伽马过程，一般核合成功能的天体物理模型的范围内，但（大多）独立的细节建模，提出。剩余的不确定性，由于不确定的Q值和反应速率进行了讨论。
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。
Presupernova evolution and explosive nucleosynthesis of rotating massive stars in the metallicity range -3 <=[Fe/H]<= 0
我们提出了一个新的大质量恒星前超新星模型网格，其质量范围在13 ~ 120 Msun之间，包括四种金属丰度（即[Fe/H]=0，-1，-2和-3）和三种初始自转速度（即0，150和300 km/s）。爆炸已被模拟以下三个不同的假设，以显示如何依赖于剩余质量的初始质量关系的产量。从H到Bi的扩展网络完全耦合到模型的物理演化。主要结果可归纳如下。a）在太阳金属丰度下，在不旋转的情况下，爆炸为红超巨星（RSG）的最大质量约为17 Msun，所有更大质量的恒星都爆炸为WR星。所有旋转的模型，反之亦然，爆炸为沃尔夫-拉叶（WR）星。b）由旋转引起的不稳定性触发的核心He燃烧和H燃烧壳层之间的相互作用驱动了CNO的所有产物的大量初级量的合成，而不仅仅是N14。其中一小部分极大地富集了He核的辐射部分（并负责大量生产F），一小部分进入对流核，从而导致一个重要的初级中子通量，能够合成重核高达Pb。c）在我们的方案中，对于没有或中等初始旋转速度的所有金属丰度，都预测了由引力波（GW 150914，GW 151226，GW 170104，GW 170814）的第一次探测所推断的残余质量的数量级。
Neutrinos and Heavy Element Nucleosynthesis
本章综述了中微子及其味振荡对核心坍缩超新星和双中子星合并等爆炸事件中v、vp和r过程等重元素核合成过程的影响。
Astrophysical Nuclear Reactions: from Hydrogen Burning to Supernovae Explosions
本论文的主要工作是研究大质量恒星中核反应的动力学、周期和量子力学过程，以及在超新星爆发中起关键作用的爆炸核合成现象。将探讨四个主要领域：物理学的核反应，氢燃烧，CNO循环和爆炸超新星现象。第一章将提供核物理的背景和潜在的方法，如量子力学方面，截面和麦克斯韦-玻尔兹曼分布的概述。下一章将描述低质量恒星（我们的太阳）的氢燃烧过程，涉及更高质量恒星的CNO和热CNO循环以及钠和镁等其他循环。第三章将回顾红巨星由于氢燃料耗尽而参与的氦燃烧过程。下面将简要地讨论其他氦处理方法的概况。第四章对超新星爆炸中爆炸燃烧过程的公认模型进行了总结。爆炸核合成与重元素一起作为硅燃烧过程也将被描述。
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。
Nucleosynthesis in magnetorotational supernovae: impact of the magnetic field configuration
本文通过五个三维MHD模型比较不同磁场拓扑对磁旋转超新星核合成的影响，发现产物可从铁族延伸至第三r过程峰，且主要由爆炸动力学与磁场构型决定。
Mapping 3-D Explosive Nucleosynthesis in Type II Supernova 2024ggi with Infrared Emission Lines
本文通过分析II型超新星2024ggi的光学和近红外光谱，研究其三维爆炸核合成特征，发现通过元素质量分布与投影速度的简单映射可以复现CMFGEN辐射转移计算中的发射线谱，表明只有高质量前体的三维爆炸模型才能解释观测到的镍混合范围。
Stellar evolution, SN explosion, and nucleosynthesis
本章概述了核心坍缩与热核超新星（SN）的恒星演化通道、爆发机制及爆发性核合成，并总结了利用日益丰富的瞬变观测数据来约束前身星性质与爆发机制的SN观测特性。
Impact of nuclear masses on r-process nucleosynthesis: bulk properties versus shell effects
研究核质量模型对r过程核合成的影响，发现整体性质对核素分布影响小，而局部壳效应主导丰度变化。
Constraining nucleosynthesis in neutrino-driven winds: observations, simulations and nuclear physics
产生第一个$r$过程峰（$Z = 38-47$）的较轻重元素的一个有希望的天体物理学场所是中等富中子（$0.4 < Y_e < 0.5$）中微子驱动的爆炸环境的喷出物，如核心坍缩超新星和中子星合并，在那里弱$r$过程起作用。这种核合成表现出的不确定性，从$(α,xn)$反应的实验数据的情况下，富中子核，这是目前基于统计模型的估计。在这项工作中，我们报告了一个新的核反应的影响，使用Monte Carlo方法和改进的$(α,xn)$率的基础上的原子V2 $α$光学模型势（$α$ OMP）。我们将我们的结果与最新的贫金属恒星[Fe/H] $<$ -1.5列表的观测结果进行比较，以找到中微子驱动风的条件，在那里可以合成较轻的重元素。我们确定了一系列$(α,xn)$反应速率，它们在不同的天体物理条件下会影响关键元素的比例。我们的研究旨在利用现有的和新一代的放射性核束设施开展更多的$(α, xn)$反应的核物理实验，并开展更多的贫金属星的观测研究。
Screening Effects on Electron Capture Rates and Type Ia Supernova Nucleosynthesis
Ia型超新星（SNe Ia）被认为是一颗白矮星的热核爆炸，但其祖先的质量仍然是一个悬而未决的问题。在超新星Ia的近M_Ch模型中，中心密度达到>10^9 g cm^{-3}。电子化学势变得高于fp-壳层核之间的电子捕获（EC）跃迁的Q值，因此一部分可用电子被铁族元素捕获，从而形成富中子同位素。由于EC反应速率对密度敏感，中子化程度是区分近M_Ch模型和亚M_Ch模型的关键。为了比较观察和理论模型，EC反应的准确处理是必要的。然而，在以往的理论工作中，电子屏蔽对EC的影响被忽略。屏蔽降低了EC速率，从而导致更高的电子分数。在近M_Ch单简并模型中，我们对EC进行了电子屏蔽，计算了Ia超新星爆炸核合成。结果表明，考虑屏蔽效应后，46，48 Ca，50 Ti，54 Cr，58 Fe，64 Ni和67，70 Zn等丰中子核的丰度降低。其中，50 Ti，54 Cr和58 Fe特别令人感兴趣，因为这些核的太阳丰度的很大一部分被认为来自SNe Ia。我们的结论是，在现代超新星Ia模型中实施屏蔽效应的EC是可取的，以精确计算丰中子核素的丰度。
Constraining the astrophysical origin of the p-nuclei through nuclear physics and meteoritic data
少数自然产生的富含质子的核素（p核）不能在s-和r-过程中产生。它们的起源还不太清楚。大质量恒星可以通过光致蜕变产生p核，这种蜕变是由已经存在的中重核和重核完成的。这种所谓的伽马过程需要很高的恒星等离子体温度，主要发生在核心坍缩超新星的O/Ne爆炸燃烧中。虽然大质量恒星中的伽马过程已经成功地产生了大量的p核，但仍然存在重大缺陷。近年来，为了寻找替代或补充大质量恒星模型的可行方案，研究了越来越多的过程和地点。然而，大量的不稳定核，只有理论上预测的反应速率包括在反应网络中，因此核输入也可能具有相当大的不确定性。评述了天体物理模型、核输入和观测约束的现状。在概述了目前讨论的模型之后，重点是通过不同手段更好地约束这些模型的可能性。陨石数据不仅提供了p核的实际同位素丰度，而且还可以限制富质子核合成的可能贡献。评论的主要部分集中在核合成研究中使用的扩展反应网络所需的天体物理反应速率的确定所涉及的核不确定性。实验方法进行了讨论，连同其必要的连接到理论，这是特别明显的反应与中间和重核爆炸性核燃烧，甚至接近稳定。
Massive Stars and their Supernovae
大质量恒星及其超新星是放射性同位素的主要来源，因此对它们的观测有助于改进我们的天体物理模型。我们对恒星演化和最终爆炸终点（如超新星或超超新星或伽马射线暴的理解依赖于磁流体动力学、伴随成分变化的核反应产生的能量、辐射输运和热力学性质（如恒星物质的状态方程）的组合。核能生产包括在恒星演化和爆炸结束阶段触发的所有核反应，也包括在此过程中产生的不稳定同位素。辐射输运涵盖了光子输运的原子物理学（例如不透明度），但也包括核物理学和中微子核子/核相互作用的后期阶段和核心崩溃。在这里，我们想集中在天体物理方面，即描述大质量恒星的演化及其端点，特别强调其喷出物的组成（在演化过程中的恒星风或爆炸喷出物的形式）。低质量和中等质量的恒星在演化结束时会变成一颗含有未燃烧的C和O成分的白矮星。大质量恒星演化超过这一点，并经历所有的恒星燃烧阶段，从H到He，C，Ne，O和Si燃烧，直到核心坍缩和爆炸结束阶段。在这一章中，我们将更详细地讨论所涉及的核合成过程和放射性核的产生。
Tidal Disruption of a White Dwarf by a Black Hole: The Diversity of Nucleosynthesis, Explosion Energy, and the Fate of Debris Streams
我们运行了一套流体动力学模拟的潮汐中断事件（TDEs）的白矮星（WD）的黑洞（BH）与广泛的WD/BH质量和轨道参数。我们实施核反应来研究核合成及其通过释放核能而产生的动力学效应。释放的核能有效地增加了未结合的喷出物的分数。对于具有1.2 $\mathrm{M}_{\odot}$的重WD，这种影响较弱，因为碎片的特定轨道能量分布主要由潮汐力而不是由爆炸反应决定。TDE的元素产率主要取决于WD的初始组成，而BH质量和轨道参数也影响合成元素的总量。Tanikawa等人（2017年）发现，低分辨率的WD-BH TDE模拟受到虚假加热和不准确的核反应结果的影响。为了检查我们的计算的有效性，我们比较了合成元素的量与它们的上限，在某种程度上，我们可以避免由于低分辨率的不确定性。结果基本上是一致的，因此支持我们的发现。我们发现特定的TDEs早期自我相交的WD发生在第一近心点通道，促进形成的吸积盘。我们预计，相对论喷流和/或风将在这些情况下形成，因为吸积率将是超级爱丁顿。WD-BH TDEs导致各种事件，这取决于WD/BH质量和轨道的近心点半径。
Presolar Grains As Probes of Supernova Nucleosynthesis
本文综述含44Ti等前太阳超新星颗粒的同位素证据，讨论超新星核合成、混合机制及陨石同位素异常的成因与未来方向。
The importance of charged particle reactions in the r-process on supernovae and neutron stars
我们提出了一个动态产生的$(p,xn)$机制，作为一组新的核反应，可以产生高密度中子，并解释了r-和rp-元素。我们计算了我们提出的机制产生的钍和铀的速率，并表明它与不同的恒星条件下发现的爆炸事件在初始温度为$T \geq 3\times 10^{9} K$与“冻结”的中微子驱动的风是兼容的。我们表明，带电粒子反应可以解释的差异，在${}^{232}Th$和${}^{235,238}U$核计时器的丰度。我们扩展的快速质子（rp）过程的终点远远超出了以前的工作表明，$(p,xn)$反应可能有助于重稳定的缺中子核素的核合成，如${}^{190}Pt$，${}^{184}Os$，${}^{180}W$和${}^{174}$ Hf。这意味着在一个更广泛的定义的rp过程，并有重要的后果，核合成的重元素。我们表明，我们不需要假设一个极端的条件下的超丰中子核的滴线。
Impact of Uncertainties in Astrophysical Reaction Rates on Nucleosynthesis in the $νp$ Process
$νp$过程出现在富含质子的热物质中，这些物质在中微子风中膨胀，并且可能在爆炸性环境中实现，例如核心坍缩超新星或吸积盘的流出。应用大型反应网络中所有天体物理反应速率的蒙特卡罗变分，研究了核反应截面的不确定性对最终产生丰度的影响。由于$νp$过程的详细天体物理条件仍然未知，因此进行了参数研究，其中有23条轨迹覆盖了大范围的熵和$Y_\mathrm{e}$。由此产生的丰度的不确定性给出了每个轨迹。$νp$过程被推测对轻$p$核素有贡献，但到目前为止还不可能重现太阳同位素比率。结果表明，在核不确定度范围内，甚至在单个轨道内，再现太阳$^{92}$ Mo/ $^{94}$ Mo丰度比是可能的.然而，相对于钼区，在Kr-Sr区的丰度的太阳值不能在一个单一的轨迹内实现。不过，它们仍然可以通过不同轨迹的加权叠加来获得，具体取决于生产现场的实际条件。对于所需条件的更强约束，有必要降低温度$T>3$ GK下3 $α$和$^{56}$ Ni（n，p）$^{56}$ Co速率的不确定性。
Production of 44Ti and iron-group nuclei in the ejecta of 3D neutrino-driven supernovae
该研究首次基于三维中微子驱动超新星模拟，发现44Ti产额较一维模型显著增强，并揭示长时间演化及非单调温密历史是关键，同时识别出富质子喷出物中45Sc和64Zn的高产特征。
Stellar neutron capture reactions at low and high temperature
天体物理学反应速率的确定需要根据流体静力学和爆炸燃烧的条件而采用不同的方法。这里的重点是辐射中子俘获反应的天体物理反应速率。相关的核合成过程不仅涉及s-过程，而且涉及i-、r-和$γ$ -过程，从核的角度来看，它们主要在中子和核的相对相互作用能以及所涉及的核的核能级密度方面有所不同。重点放在低温和高温反应之间的差异。在这些反应速率的预测和测量可能的并发症进行说明，并解决理论和实验之间的联系。
The impact of mass uncertainties on the r-process nucleosynthesis in neutron star mergers
本研究探讨核质量预测中的模型与参数不确定性对中子星并合中r-过程核合成及抛射物成分的影响，发现两者显著影响重元素产生，核模型改进对降低预测不确定性至关重要。
Relevant energy ranges for astrophysical reaction rates
利用理论截面计算了质子-中子滴注线10 ≤ Z ≤ 83靶上（p，gamma），（p，n），（p，alpha），（alpha，gamma），（alpha，n），（alpha，p），（n，gamma），（n，p），（n，alpha）的天体物理反应速率的有效能量窗（Gamow窗）。结果表明，广泛使用的近似公式的相关能量范围是无效的大量的反应有关的流体静力学和爆炸核合成。讨论了平均宽度的能量依赖性对伽莫夫窗口位置的影响，并以表格形式给出了结果（也在http：//download.nucastro.org/astro/gamow/）。
$r$-process nucleosynthesis from compact binary mergers
两颗中子星或一颗中子星与一个黑洞的合并，往往会导致在太空中高速膨胀的太阳质量物质的几分之一被喷射出来。由于物质来自于中子星的剧烈分裂，这些喷出物最初非常致密、炽热，而且中子含量极高。少数可用的质子形成重核（“种子”），吸收更多的自由中子，增加它们的大小。中子密度如此之高，以至于在产生的不稳定核可以衰变到更稳定的构型之前发生了大量的中子捕获，将中子转化为质子。主要取决于初始中子丰度，这种机制导致形成高达一半的重元素，我们在自然界中观察到，它被称为快速中子捕获过程（“$r$ -过程”）。要预测喷出物的精确成分，需要对实验室中从未产生过的非常奇特的核的性质有详细的了解。尽管长期以来一直是一种推测性的情况，但现在有几个观测证据表明，紧凑的双星合并是宇宙中形成重元素的主要场所之一。其中最引人注目的是在一颗中子星双星合并后探测到了千诺瓦：这一天文瞬变现象发出的光确实是由新合成的富中子核的放射性衰变提供动力的，这证明了紧凑双星合并作为宇宙锻造的实际性质。
Three-dimensional neutrino-driven supernovae: Neutron star kicks, spins, and asymmetric ejection of nucleosynthesis products
我们提出了三维模拟的超新星（SN）爆炸的非旋转恒星，触发的中微子加热机制与适当的选择的核心中微子光度。结果表明，流体动力学不稳定性引起的非对称物质抛射可以通过“引力拖船机制”将中子星（NS）加速到超过700 km/s的反冲速度，这足以解释大多数观测到的脉冲星速度。相关的NS自旋周期约为100 ms至8 s，自旋和反冲幅度或方向之间没有任何相关性。这表明，更快的自旋和可能的自旋-反冲对准可能需要在坍缩之前在祖核中的角动量。我们的模拟第一次证明了NS踢的大小和各向异性喷射的冲击后面的爆炸燃烧所产生的重元素之间的明确的相关性。在大NS反冲的情况下，与反冲矢量相反的爆炸明显更强。因此，大部分Fe族元素，特别是镍，大多数以大团块的形式逆着反冲方向喷射。这与低反冲速度的情况形成对比，在低反冲速度的情况下，富Ni团块更各向同性地分布。中等质量的原子核比Si（如Ca和Ti）重也表现出显着的增强在半球的方向相反的快速NS运动，而C，O和Ne的分布不受影响，和Mg只有轻微的。映射的空间分布的重元素与确定的脉冲星运动的SN残留物可能提供一个重要的诊断测试的踢机制。与基于各向异性中微子发射的反冲方案不同，我们的流体动力学加速模型预测了Fe族元素及其核前体在与NS反冲相反的方向上的增强喷射。（节略）
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