NACRE II: an update of the NACRE compilation of charged-particle-induced thermonuclear reaction rates for nuclei with mass number $A < 16$
NACRE汇编的更新[Angulo等人，Nucl.Phys.A656（1999）3]。这个新的汇编，被称为NACRE II，报告了34个带电粒子引起的热核反应速率，两体放能反应的核素与质量数$A<16$，其中15个是粒子转移反应和其余的辐射捕获反应。与NACRE相比，NACRE II的特点是：（1）在NACRE中收集的实验数据中增加了后来报道的数据，最好是在2013年初之前在该领域的主要期刊上报道的数据;（2）采用潜在模型作为外推到天体物理$S$ -因子的非常低能量的主要工具，并对不确定性进行系统评估。与NACRE一样，对于$10^{6}$ $\simeq\leq$ T $\leq$ $10^{10}$ K范围内的温度，速率以表格形式给出。除了“采用”率外，还提供了它们的下限和上限。新的费率以电子形式提供，作为布鲁塞尔核数据图书馆（BRUSLIB）的一部分。NACRE II速率也取代了天体物理学核网络生成器（NETGEN）中以前的NACRE速率。[http：//www.astro.ulb.ac.be/databases.html]
2013-10-26 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Reevaluation of thermonuclear reaction rate of 50Fe(p,gamma)51Co
根据兰州CSRe最近的精确质量测量，重新估算了I型X射线暴（XRB）温度范围内50 Fe（p，γ）51 Co反应的热核反应速率，首次确定了51 Co核的质子分离能Sp=142+/-77keV。与以前的理论预测相比，实验Sp值具有更小的不确定性。基于核壳模型和镜像原子核结构信息，利用实验测量的Sp值计算了~（50）Fe（p，γ）~（51）Co反应的两组热核反应速率。结果表明，由于51 Co的低激发态激发态密度较低，因此，用双稳态模型计算该反应并不理想。在这项工作中，我们建议，一套新的反应速率的基础上的镜像结构的51 Cr应纳入未来的天体物理网络计算。
2016-09-29 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Bayesian Estimation of the $S$ Factor and Thermonuclear Reaction Rate for $^{16}$O(p,$γ$)$^{17}$F
$^{16}$ O（p，$γ$）$^{17}$ F反应是CNO质量区中最慢的氢燃烧过程。它的热核反应率敏感地影响了许多天体物理学站点（包括AGB星）的氧同位素比率预测。该反应已经测量了几次在低轰击能量使用各种技术。最新评估的实验速率报告的不确定度约为7.5%，低于$1$ ~GK。然而，之前的比率估计仅代表最佳猜测，并且不是基于严格的统计方法。我们应用贝叶斯模型来拟合所有可靠的$^{16}$ O（p，$γ$）$^{17}$ F截面数据，并考虑统计和系统不确定性的独立贡献。采用的核反应模型是一个单粒子势模型，其中包含一个用于产生径向束缚态波函数的Woods-Saxon势。该模型有三个物理参数，Woods-Saxon势的半径和扩散度，以及最终束缚态在$^{17}$ F中的渐近归一化系数（ANC）。我们发现，使用ANC作为缩放参数执行贝叶斯$S$因子拟合具有明显的优势，而不是采用光谱因子。基于这些结果，我们提出了第一个严格的统计估计实验$^{16}$ O（p，$γ$）$^{17}$ F反应速率，与不确定性（$\pm 4.2$ \%）的一半，以前报道的值。
2022-10-25 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Closed-form representations of extended astrophysical thermonuclear functions
Pondicherry University（本地治里大学）
研究宇宙学和恒星核合成中热核反应速率的闭式解析评估，利用麦克唐纳分布考察非共振反应速率积分扩展，探讨广义特殊函数应用及分析相关反应概率积分。
2026-07-15 astro-ph.SR
Thermonuclear 17O(n,gamma)18O reaction rate and its astrophysical implications
在对直接俘获和共振俘获贡献进行全面计算的基础上，导出了一个新的热核$^{17}$ O（$n$，$γ$）$^{18}$ O速率，温度范围可达2 GK.我们首先计算了直流和亚阈值的贡献，在能量区域高达1兆电子伏，并估计了相关的不确定性，通过蒙特卡罗方法。它表明，在0.01 $\sim$ 2 GK的温度范围内，当前速率明显大于JINA REACLIB中采用的速率，高达$\sim$ 80倍。在$s$ -过程和$r$ -过程模型中，我们的速率对天体物理的影响已经得到了检验。在我们的主要$s$ -过程模型，模拟闪光驱动的对流混合在缺金属的渐近巨星分支星，$^{18}$ O和$^{19}$ F的丰度在脉冲间阶段显着增强的因素$\sim 20$ - $40$由于新的更大的$^{17}$ O（$n$，$γ$）$^{18}$ O率。然而，它表明，这种反应几乎不影响大质量恒星中的弱$s$ -过程，因为大质量恒星中的$^{17}$ O丰度从未变得显著大。对于$r$过程核合成，我们研究了我们的速率在Bracksar和中子爆发模型中的影响，发现这种影响可以忽略不计，尽管由于增强的新速率而发现了一个有趣的“漏洞”效应，如果裂变再循环不参与模型，它会显着改变最终的核丰度，然而，如果考虑到裂变再循环，这些显著差异几乎完全消失。
2021-10-06 astro-ph.SR nucl-th
Sensitivity study of explosive nucleosynthesis in Type Ia supernovae: I. Modification of individual thermonuclear reaction rates
我们探讨了由于Ia型超新星的核合成相对于核反应速率的不确定性的敏感性。我们采用了一个标准的一维延迟爆轰模型的一个质量为1196核白矮星的爆炸，并后处理的热力学轨迹的每个质量壳核合成代码，增加（减少）的10倍的速率。我们还计算了不同速率的12 C和16 O聚变反应的流体动力学模型。对于选定的反应，我们已经重新计算了核合成与替代处方的速率从JINA REACLIB数据库，并分析了温度范围内的修改，其速率有最强的影响核合成。除了12 C核的聚变反应外，Ia型超新星模型的核合成反应对于核反应速率的变化是相当稳健的。爆炸能量的变化小于\sim 4%。由于聚变反应速率的改变而引起的核合成的变化也是相当温和的，例如，质量分数大于0.02的物质的产率变化都不大于2倍。我们提供了最丰富的物种相对于与质子，中子和阿尔法最激烈的反应率的产率的灵敏度。一般来说，铁族核的产额比中等质量元素的产额更稳健。在带电粒子反应中，对超新星核合成影响最大的是30 Si + p \rightleftarrows 31 P + γ、20 Ne + α \rightleftarrows 24 Mg + γ和24 Mg + α \rightleftarrows 27 Al + p。（节略）
2012-04-09 astro-ph.SR nucl-th
The 2025 Evaluation of Experimental Thermonuclear Reaction Rates (ETR25)
Triangle Universities Nuclear Laboratory (TUNL), Duke University（三角大学核实验室，杜克大学）；Department of Physics & Astronomy, University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校物理与天文学系）；Department of Physics, North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学物理系）；HUN-REN Institute for Nuclear Research (Atomki)（匈牙利研究与创新网络核研究所）
本文评估了2025年实验热核反应率，提供了不同温度下的反应率值及不确定性，用于核合成计算和恒星模型模拟。
2026-01-27 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Thermonuclear $^{19}$F($p$,$α_0$)$^{16}$O reaction rate
通过重新评价现有的实验数据，结合低能理论$R$矩阵外推，导出了0.007- 10 GK温度范围内的热核$^{19}$ F（$p$，$α_0$）$^{16}$ O反应速率。我们的新利率偏离了约30%相比，以前的，虽然所有的利率是一致的不确定性。在非常低的温度下（例如0.01 GK），我们的反应速率比最近公布的速率小约20%，这是因为低能外推$S$ -因子的差异和对进入反应速率计算的还原质量的更准确估计。在高于$\sim$ 1 GK的温度下，我们的速率较小，例如，在1.75 GK左右减小约20%，因为我们已经以细致的方式重新评估了之前的数据（Isoya等人，7，116（1958））。目前的解释是支持的直接实验数据。在0.2GK以下的温度范围内，估算的不确定度约为20%，这主要是由于低能实验数据的缺乏和现有数据的不确定度较大造成的。渐近巨星分支（AGB）星在0.2 GK以下的温度演化，其中$^{19}$ F（$p$，$α$）$^{16}$ O反应可能起着非常重要的作用。然而，目前的反应速率的准确性是不够的，以帮助描述，在仔细的方式，在AGB星中观察到的氟过丰度现象。因此，在低能量区精确的截面（或$S$因子）数据是天体物理核合成研究的必要条件。
2017-10-30 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
The Effects of Thermonuclear Reaction-Rate Variations on 26Al Production in Massive Stars: a Sensitivity Study
我们研究了大质量恒星中热核反应速率变化对26 Al产生的影响。在这种事件中的主导生产网站最近调查使用恒星模型计算：爆炸性的碳燃烧，对流壳碳燃烧，对流核心氢燃烧。后处理核合成的计算进行了这些网站，采用最近的恒星演化模型的温度-密度-时间的配置文件。对于每一个剖面，我们分别将所有相关反应的速率乘以因子10、2、0.5和0.1，并分析了由此产生的26 Al丰度变化。我们的模拟是基于下一代核物理库，称为STARLIB，其中包含最近的蒙特卡罗反应速率的评估。特别注意的是量化的速率不确定性的那些反应，最敏感的影响26铝生产。对于恒星模型，我们的结果表明，在何种程度上26 Al核合成的预测取决于目前不确定的核物理输入，而对于核实验，我们的结果代表了未来的测量指南。我们把上面提到的三个不同的大质量恒星位置的反应速率敏感性研究结果制成表格。发现电流反应速率的几个不确定性影响26 Al的生产。特别重要的反应是26 Al（n，p）26 Mg、25 Mg（α，n）28 Si、24 Mg（n，γ）25 Mg和23 Na（α，p）26 Mg。这些反应应该是未来测量的主要目标。总的来说，我们估计，在这里探索的大质量恒星模型预测的26铝产量的核物理不确定性约为3倍。
2011-01-28 astro-ph.SR
New 26P(p,γ)27S thermonuclear reaction rate and its astrophysical implication in rp-process
本研究利用实验约束的27S质量和壳模型预测的能级结构重新评估了26P(p,γ)27S热核反应速率，发现新速率比以往小一个数量级，且该反应路径对产生27P的重要性降低，仅使铝的最终产量减少7.1%。
2023-04-30 astro-ph.SR nucl-th
Electron screening effect on stellar thermonuclear fusion
我们研究了等离子体相关效应对各种恒星物体非共振热核反应的影响，即在中子星的液体包层中，以及白矮星、低质量恒星和亚恒星物体的内部。我们特别研究了在线性混合规则近似下和线性混合规则近似下电子屏蔽对稠密等离子体热核反应增强的影响以及高密度下由于量子效应引起的修正。此外，我们研究了最近的一些非常规（汤川势和“量子尾”）恒星热核聚变的理论结果，并表明这些方案不适用于恒星的条件。
2013-10-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Thermonuclear fusion in dense stars: Electron screening, conductive cooling, and magnetic field effects
本文研究了白矮星内部和中子星液体包层中等离子体关联对碳氧非共振热核反应的影响。我们研究了在线性混合规则之外的稠密等离子体中电子屏蔽对热核反应热力学增强的影响。利用这些改进的增强因子，我们计算了白矮星和中子星中碳和氧的点火曲线。考虑到中子星包层的详细热结构，评估了中子星包层的能量平衡和点火条件。将结果与文献中常规使用的简化的“单区模型”进行比较。我们还考虑了强磁场对磁星海洋点火曲线的影响。
2012-10-16 astro-ph.SR
Thermonuclear reaction rate of 18O(p,gamma)19F
对于0.8-8.0太阳质量的恒星，核合成在渐近巨星分支（AGB）阶段进入最后阶段。在这一演化阶段，恒星大气中会发生颗粒凝聚，恒星会经历显著的质量损失。太阳前颗粒的产生通常可以归因于这种独特的恒星环境。太阳前氧化物颗粒的一个子集具有戏剧性的18 O耗尽，不能用标准的AGB恒星燃烧阶段和疏浚模型来解释。一个额外的混合过程，被称为“冷底处理”（CBP），提出了低质量AGB星。在某些恒星环境和太阳前颗粒样品中观察到的18 O耗尽可能是CBP期间18 O +p过程的结果。我们在这里报告的18 O（p，γ）19 F反应在低能量的研究。基于我们的新结果，我们发现，在Er = 95 keV（实验室）的共振在与CBP相关的温度下对反应速率的影响可以忽略不计。我们还确定，直接捕获的S-因子几乎是一个因子2低于以前建议的值在低能量。本文提出了一种改进的~（18）O（p，γ）~（19）F热核反应速率。
2012-12-05 astro-ph.SR nucl-ex
Sensitivity to Thermonuclear Reaction Rates in Modeling the Abundance Anomalies of NGC 2419
球状星团中的畸变异常为每个星团内存在多个恒星星族提供了强有力的证据。这些星群通常被解释为不同的世代，目前观测到的第二代恒星部分是由大质量的第一代“污染”恒星的喷出物形成的，从而产生了异常的丰度模式。污染物的确切性质及其富集机制仍不清楚。即便如此，在球状星团NGC 2419内的第二代恒星中测量的化学丰度为这一令人困惑的过程提供了深入的了解。以前的工作使用蒙特卡罗核反应网络计算来限制可以重现观测到的丰度的温度-密度条件，从而对污染物的来源进行了严格的限制。然而，还没有研究单个反应速率对这些条件的影响。因此，我们对核物理输入进行了详尽的灵敏度研究，以确定哪些反应对这些预测的影响最大。我们发现，$^{30}$ Si（p，$γ$）$^{31}$ P，$^{37}$ Ar（p，$γ$）$^{38}$ K，$^{38}$ Ar（p，$γ$）$^{39}$ K，和$^{39}$ K（p，$γ$）$^{40}$ Ca反应都是决定温度-密度条件的关键，并最终决定了污染物的来源。最后，我们对未来的实验提出了建议。
2017-09-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Massive stars as thermonuclear reactors and their explosions following core collapse
核反应改变恒星内部的原子核。这就是恒星核合成的过程。综述了测定恒星内部核反应速率的基本概念。恒星如何在大多数时间里如此缓慢地燃烧燃料也被考虑在内。恒星热核反应涉及质子在流体静力燃烧的第一次讨论。然后我讨论了氦燃烧阶段的三重α反应。碳和氧之所以能在红巨星中存活下来，是因为氧和氖的原子核结构。接下来讨论在静止条件下碳、氖、氧和硅的进一步核燃烧。在随后的核心崩溃阶段，由于电子捕获费米海在一个简并的核心顶部的中子化发生。计算了来自附近超新星的中微子的预期信号。超新星通常在致密的星周介质中爆炸，这是由于祖星在恒星风或双星系统中的质量转移中失去了最外层的包层。在光学，红外，无线电和X射线波段的观测揭示了星周介质和超新星喷出物的性质及其动力学，我讨论了其中的一些观测结果及其解释。
2009-07-30 astro-ph.SR
Spectroscopy of $^{19}$Ne for the thermonuclear $^{15}$O($α,γ$)$^{19}$Ne and $^{18}$F($p,α$)$^{15}$O reaction rates
$^{15}$ O（$α,γ$）$^{19}$ Ne和$^{18}$ F（$p,α$）$^{15}$ O反应的热核速率的不稳定性影响模型对I型X射线爆发的光变曲线的预测，以及在经典新星中产生的可观察到的放射性同位素$^{18}$ F的数量。为了解决这些不确定性，我们已经研究了核结构的$^{19}$ Ne超过$E_{x} = 4.0 - 5.1$ MeV和$6.1 - 7.3$ MeV使用$^{19}$ F（$^{3}$ He，t）$^{19}$ Ne反应。我们发现4.14和4.20 MeV能级的$J^π$值分别与$9/2^{-}$和$7/2^{-}$一致，与以前的假设相反。我们确认最近观察到的三重态约6.4兆电子伏，并发现证据表明，在6.29兆电子伏的状态，略低于质子阈值，是广泛的或双重的。我们的数据还表明，预测但尚未观测到的水平可能存在于6.86 MeV状态附近。迫切需要更高分辨率的实验来进一步澄清质子阈值附近的$^{19}$ Ne的结构，然后才能确定新星模型的可靠的$^{18}$ F（$p,α$）$^{15}$ O速率。
2015-11-03 astro-ph.SR nucl-ex
Uncertainties in the production of p nuclides in thermonuclear supernovae determined by Monte Carlo variations
起源于从伴星吸积物质的白矮星爆炸的热核超新星被认为是产生$p$核素的场所。这种核在爆炸期间产生，在富含来自先前强$s$处理的种子核的层中。这些种子主要通过光衰变反应转化为质子更丰富的同位素。在蒙特卡罗方法中使用了来自2D爆炸模型的数千个轨迹。温度依赖的不确定性被单独分配到数千个速率同时变化的后处理在一个扩展的核反应网络。确定了由于天体物理反应率的不确定性而引起的最终核丰度的不确定性。除了35种经典的$p$核素外，还测定了放射性核素$^{92}$ Nb、$^{97,98}$ Tc、$^{146}$ Sm和丰度比$Y$的丰度不确定度（${}^{92}$ Mo）/ $Y$（${}^{94}$ Mo），$Y$（${}^{92}$ Nb）/ $Y$（${}^{92}$ Mo），$Y$（${}^{97}$ Tc）/ $Y$（${}^{98}$ Ru）、$Y$（${}^{98}$ Tc）/ $Y$（${}^{98}$ Ru）和$Y$（${}^{146}$ Sm）/ $Y$（${}^{144}$ Sm），对银河系化学演化研究很重要。未发现的一般低于一个因素的两个，虽然大多数核合成流主要涉及预测率较大的不确定性。对总不确定性的主要贡献来自于一组源自爆炸白矮星内部的高峰值密度轨迹。低密度和高密度轨道之间的区别允许得出更一般的结论，也适用于白矮星爆炸的其他模拟。
2017-12-12 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
The Effects of Variations in Nuclear Interactions on Nucleosynthesis in Thermonuclear Supernovae
核物理不确定性对热核超新星核合成的影响尚未通过多模型的全面和系统研究得到充分探讨。为了更好地约束这些现象的产量预测，我们进行了敏感性研究后处理热力学的历史，从两个不同的流体动力学，Eschrasekhar质量爆炸模型。我们单独改变了所有输入反应，并首次将弱相互作用速率改变了10倍，并将每种情况下的产率与使用标准速率的产率进行了比较。在我们网络中的2305个核反应中，我们发现只有53个反应的速率对丰度至少为10^-8 M_sun的任何物种的产额的影响至少为2倍。12 C（a，g）、12 C +12 C、20 Ne（a，p）、20 Ne（a，g）和30 Si（p，g）反应的速率是当以10倍变化时改变最多产率的那些反应速率之一。从我们的网络中658个弱相互作用速率的10倍个体变化来看，只有恒星28 Si（b+）28 Al，32 S（b+）32 P和36 Ar（b+）36 Cl速率显著影响模型中物种的产额。进一步的试验表明，温度T > 1.5 GK时反应速率的变化具有最大的影响，可用作爆炸诊断的放射性核素的比率的变化小于2倍，而单个反应速度的变化为10倍。两种模型中的核合成对单个核反应速率和弱相互作用速率的变化都具有较强的鲁棒性。对有限数量的反应进行实验室测量将有助于进一步限制预测。此外，我们确认需要一个一致的治疗相关的恒星弱相互作用率，因为这些速率的同时变化（而不是个别变化）在我们的模型…
2013-06-25 astro-ph.SR nucl-ex
Investigation of $^{31}$P levels near the proton threshold by Nuclear Resonance Fluorescence and the impact on the $^{30}$Si(p,$γ$)$^{31}$P thermonuclear rate
本文利用核共振荧光研究 $^{31}$P 质子阈附近能级，首次确定两个新共振态的角动量转移，并据此显著下调低温区 $^{30}$Si(p,$γ$)$^{31}$P 热核反应率，为恒星核合成模型提供关键约束。
2025-06-05 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Analytical results connecting stellar structure parameters and extended reaction rates
在非共振反应速率的速度分布的可能的修改导致扩展的反应速率概率积分。这些热核函数的封闭形式表示被用来获得恒星的光度和中微子发射率。通过麦克斯韦-玻尔兹曼能量分布确定标准核反应速率的复合参数{C}通过比麦克斯韦-玻尔兹曼分布更一般的分布由扩展的反应速率扩展为{C}^*。新的分布是由Mathai在2005年引入的路径模型[Linear Algebra and Its Applications，396，317-328]得到的。简单的分析模型被认为是利用不同的作者评估恒星的光度和中微子发射率，并获得广义的特殊功能，如梅杰的G-功能和福克斯的H-功能。标准的和扩展的非共振热核函数进行了比较，通过绘制它们。新的能量分布的行为，更一般的麦克斯韦-玻尔兹曼也进行了研究。
2011-09-23 astro-ph.SR
Evaluation of the $^{13}$N($α$,p)$^{16}$O thermonuclear reaction rate and its impact on the isotopic composition of supernova grains
有人认为，当核心坍缩超新星的激波穿过大质量恒星的氦壳层时，氢被吸入氦壳层可能导致高的$^{13}$ C和$^{15}$ N过剩。这一预测的问题非常高的$^{13}$ C和$^{15}$ N丰度观察到罕见的前太阳SiC颗粒，这通常是由于经典的新星的起源。在这种情况下，$^{13}$ N（$α$，p）$^{16}$ O反应发挥着重要作用，因为它与$^{13}$ N $β^+$竞争-衰变为$^{13}$ C。恒星演化计算中使用的$^{13}$ N（$α$，p）$^{16}$ O反应速率来自CF 88汇编，关于这个速率的起源信息非常少。本工作的目标是根据现有的实验数据，提供推荐的$^{13}$ N（$α$，p）$^{16}$ O反应速率。使用在Alto设施中使用$^{13}$ C（$^7$ Li，t）$^{17}$ O α-转移反应测量的$^{17}$ O核中的模拟态的光谱信息，研究了$^{17}$ F复合核中的未束缚核态，并使用DWBA分析导出了光谱因子。该光谱信息用于计算推荐的$^{13}$ N（$α$，p）$^{16}$ O反应速率，使用Monte Carlo方法具有有意义的不确定性。发现本$^{13}$ N（$α$，p）$^{16}$ O反应速率在先前评价的2倍内，典型不确定度为2-3倍。这种不确定性的来源来自于$E_r^{c.m.} = 221$、741和959 keV的三个共振…
2020-06-24 astro-ph.SR nucl-ex
Three-body calculations of triple-alpha reaction
近年来，在解决量子力学三体问题中，人们用不同的方法研究了恒星中三个4 He核融合成一个12 C核的三α（3α）过程。在10^7 ~ 10^8 K的恒星低温下，他们关于该过程的热核反应速率的结果相差几个数量级。在本文中，我们将介绍的3α过程的计算修改Faddeev三体形式，其中库仑相互作用的长程效应容纳。该过程的反应速率是通过一个反过程，12 C核的3-α光致衰变计算的。在10^7 K时，计算的反应速率比核天体物理学反应速率汇编（NACRE）的结果大10倍，明显小于最近的三体计算结果。我们将讨论差异的可能原因。
2013-05-04 astro-ph.SR nucl-th
Investigation of thermonuclear $^{18}$Ne($α$,$p$)$^{21}$Na rate via resonant elastic scattering of $^{21}$Na+$p$
$^{18}$ Ne（$α$，$p$）$^{21}$ Na反应被认为是从热CNO循环到I型X射线暴rp过程的关键爆发反应之一。本文通过测量$^{21}$ Na+ $p$的共振弹性散射，研究了复合核$^{22}$ Mg的共振性质。从CNS放射性离子束分离器输送的89 MeV $^{21}$ Na放射性束轰击8.8 mg/cm $^2$厚聚乙烯（CH $_{2}$）$_{n}$靶。$^{21}$ Na束强度约为2 $\times$ × 10 $^{5}$ pps，纯度约为70%。用三套$ΔE$-$E$望远镜分别在$θ_{c.m.}$ $\approx$ 175.2 ${^\circ}$、152.2 ${^\circ}$和150.5 ${^\circ}$的质心散射角处测量反冲质子。用厚靶方法得到了能量为$E_x$（$^{22}$ Mg）=5.5- 9.2MeV的激发函数。总共观察到$^{22}$ Mg中质子阈值以上的23个状态，并且通过对激发函数的$R$矩阵分析来确定它们的共振参数。我们已经做了几个新的$J^π$的任务，并确认了一些尝试性的任务，在以前的工作。根据我们推荐的自旋宇称分配，重新计算了热核$^{18}$ Ne（$α$，$p$）$^{21}$ Na的速率.我们的新速率的天体物理影响已经通过一个区域的后处理x射线爆发计算进行了研究。我们发现，在这些天体物理现象中，$^{18}$ …
2014-03-19 astro-ph.SR nucl-ex
Astrophysical Reaction Rates for Charged-Particle Induced Reactions on Proton-Rich Nuclides
University of Basel（巴塞尔大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）
本研究通过更新的SMARAGD模型计算了质子丰富核素的反应率，特别针对核合成中所需的质子和α粒子诱导反应，并改进了对实验数据的描述。
2026-01-09 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The Impact of Nuclear Reaction Rate Uncertainties On The Evolution of Core-Collapse Supernova Progenitors
通过将STARLIB反应速率库提供的反应速率概率密度函数与$\texttt{MESA}$恒星模型相结合，探讨了核心坍缩超新星祖先在热核反应速率的复合不确定性方面的性质.我们发展了1000 15 $M_{\odot}$模型从前主序核心O-耗尽在太阳和太阳下的金属丰度为2000 Monte Carlo恒星模型。对于每个恒星模型，我们独立地，同时采样665热核反应速率，并使用它们在一个$\texttt{MESA}$原位反应网络，以下127个同位素从$^{1}$ H到$^{64}$ Zn。在这个框架下，我们调查的核心质量，燃烧寿命，成分和结构特性在五个不同的进化时期。在每个时期，我们测量每个属性的变化的概率分布函数，并计算每个采样反应速率的斯皮尔曼等级相关系数，以确定哪个反应速率对每个属性的变化影响最大。我们发现$^{14}$ N $(p,γ)^{15}$ O、三重$α$、$^{12}$ C $(α,γ)^{16}$ O、$^{12}$ C（$^{12}$ C，$p$）$^{23}$ Na，$^{12}$ C（$^{16}$ O，$p$）$^{27}$ Al，$^{16}$ O（$^{16}$ O，$n$）$^{31}$ S，$^{16}$ O（$^{16}$ O，$p$）$^{31}$ P和$^{16}$ O（$^{16}$ O，$α$）$^{28}$ Si的反应速率决定了所测性能的变化…
2017-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Determination of the photodisintegration reaction rates involving charged particles: systematical calculations and proposed measurements based on Extreme Light Infrastructure - Nuclear Physics (ELI-NP)
涉及带电粒子的光致衰变反应速率与p-过程核合成有关，p-过程核合成旨在解释比铁重的稳定缺中子核素的产生。本文计算了从稳定核到质子滴线核约3000个10<Z<100的靶核的（g，p）和（g，a）反应的截面和天体物理速率。为了研究计算对光学模型势的敏感性，我们考虑了唯象的Woods-Saxon势和微观的折叠光学模型势。系统的比较表明，反应速率，特别是（g，a）反应，显着影响的OMPs。因此，更好地确定OMP是至关重要的，以减少涉及带电粒子的光致衰变反应速率的不确定性。与此同时，ELI-NP的伽马束设施正在开发中，这将为实验研究天体物理学感兴趣的光致蜕变反应提供新的机会。考虑到核合成研究中发现的重要反应和补充p核反应实验结果的目的，提出了基于ELI-NP的γ束装置和用于带电粒子探测的ELISSA探测器对6个（g，p）和8个（g，a）反应进行测量，并进行了相应的GEANT 4模拟。测量这些反应所需的最低能量的伽玛束估计。结果表明，在p过程的T_9 =2.5的伽莫夫窗口内，直接测量这些光核反应是可行的，在ELI-NP上是有希望的。预期的实验结果将被用来约束带电粒子的OMP，这最终可以减少p过程核合成的反应速率的不确定性。
2018-10-11 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Modeling subgrid combustion processes in simulations of thermonuclear supernovae
Ia型超新星被认为是由碳氧白矮星恒星残骸的热核燃烧产生的。然而，导致观测到超新星的详细爆炸场景和恒星进化起源场景（或多个场景）仍然相当不确定。对所提出的设想的主要检验之一是与例如从超新星光谱推断出的爆炸产物进行比较。进行这种比较需要通过模拟所提出的方案来计算燃烧动力学和产物。在这里，我们讨论了两个具体的爆炸方案，爆燃-爆轰过渡和氦壳双爆轰，考虑到这两个例子，我们继续讨论在这些爆炸中发生的燃烧的计算建模的挑战。亚音速和超音速传播的反应前沿进行了讨论，分别称为爆燃和爆轰。燃烧的几个主要阶段发生在长度和时间尺度上，这些尺度比爆炸模拟中的尺度小许多数量级。试图捕捉这种次网格行为的模型和这些模型的验证进行了简要讨论。
2019-08-16 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
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。
2020-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Improved thermonuclear rate of $^{42}$Ti($p$,$γ$)$^{43}$V and its astrophysical implication in rp-process
本研究基于更新的共振参数、直接S因子和核质量数据，以孤立共振求和替代Hauser-Feshbach模型重估$^{42}$Ti($p$,$γ$)$^{43}$V反应率，发现差异最高达4个数量级，并通过rp过程模拟证实$^{43}$V不可绕过。
2025-10-21 astro-ph.SR
Examination of the role of the $^{14}$O($α$,$p$)$^{17}$F reaction rate in type I x-ray bursts
$^{14}$ O（$α$，$p$）$^{17}$ F反应是I型X射线爆发（XRB）中从热CNO循环到rp过程爆发的关键反应之一。通过$^{17}$ F+ $p$的共振弹性散射研究了复合核$^{18}$ Ne的共振性质。放射性$^{17}$ F束由CNS放射性离子束分离器（CRIB）分离，并以3.6 MeV/核子轰击厚H $_2$气体靶。用三台$Δ$ E-E硅望远镜分别在实验室角度$θ$ $_{lab}$ $\approx$ 3 $^\circ$、10 $^\circ$和18 $^\circ$测量反冲光粒子。在$E_{x}$ =6.15，6.28，6.35，6.85和7.05 MeV的五个共振被观察到的激发函数，和它们的自旋宇称已被确定的基础上$R$矩阵分析。特别是，$J^π$ =1 $^-$被确定为6.15 MeV状态，该状态主导热核$^{14}$ O（$α$，$p$）$^{17}$ F速率低于2 GK。同时，在$E_{x}$ =6.85 $\pm$ 0.11 MeV处观察到$^{18}$ Ne中可能的新激发态，并暂定$J$ =0。这个态可能是镜像核$^{18}$ O中6.880 MeV（0 $^{-}$）能级的模拟态，或者是六粒子四空穴（6 $p$-4 $h$）带的带头态（0 $^+$）。一个新的热核$^{14}$ O（$α$，$p$）$^{17}$ F率已被确定，并已使用XR…
2014-07-16 astro-ph.SR nucl-ex
