56Ni, Explosive Nucleosynthesis, and SNe Ia Diversity
铁族元素钛到锌的起源被认为是在Ia型（热核）和II型（核心坍缩）超新星爆炸燃烧的条件下发生的。在这些动态环境中，发现最丰富的产物是56 Ni（τ = 8.5天），通过56 Co（τ = 111.5天）衰变为56 Fe。对于超新星Ia，峰值亮度与以56 Ni形式喷射的质量成正比。因此，Ia超新星在峰值亮度范围内的多样性提供了一个直接测量56 Ni喷射质量的方法。在这篇文章中，我们确定并简要讨论了可能影响56Ni质量的因素，并使用观测和理论来量化它们的影响。我们具体解决的变化，在不同的恒星星族和可能的区别，相对于超新星Ia的祖先。
2011-07-07 astro-ph.SR
Explosive nucleosynthesis: nuclear physics impact using neutrino-driven wind simulations
我们提出核合成研究的基础上的流体动力学模拟的核心坍缩超新星和随后的中微子驱动的风。虽然在这些模拟中发现的条件不适合快速中子俘获（r-过程）产生比A $\sim$ 130重的元素，但这可以通过人为增加风熵来解决。用这种方法，人们可以模拟发生r过程的喷出物的一般行为。我们研究了长期动力学演化和核物理输入对最终丰度的影响，并表明不同的核质量模型导致丰度的显着变化。这些差异可能与核质量远离稳定性的行为有关。此外，我们还详细地分析了当物质衰变回稳定态时，中子俘获和β缓发中子发射的影响。在我们研究的所有案例中，冻结效应大于先前的估计，并在冻结后的丰度产生实质性的变化。
2010-12-14 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
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。
2012-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Explosive nucleosynthesis in core-collapse supernovae
通过快速中子俘获（r-过程）产生比铁重的一半元素的具体机制和天体物理学位置仍有待发现。为了重现太阳系和古老晕星的丰度，至少需要两种成分：重r-过程核（A>130）和对应于较轻重核（A<130）的弱r-过程。在这项工作中，我们提出了核合成研究的基础上的轨道流体动力学模拟核心坍缩超新星和随后的中微子驱动的风。我们表明，弱的r-过程元素可以产生中微子驱动的风，我们把它们的丰度从新生的中子星的中微子发射。根据最新的流体动力学模拟，重r过程元素不能在中微子驱动的风中合成。然而，通过人为地增加风熵，可以制造高达A=195的元素。用这种方法，人们可以模拟出发生r过程的喷出物的一般行为。我们用它来研究核物理输入（核质量，中子俘获截面，β-延迟中子发射）和长期动力学演化对最终丰度的影响。
2010-12-22 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
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。
2017-04-03 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
Explodability matters: how realistic neutrino-driven explosions change explosive nucleosynthesis yields
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；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）
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。
2026-04-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2017-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2024-05-13 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
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
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。
2018-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Presupernova evolution and explosive nucleosynthesis of rotating massive stars II: the Super Solar models at [Fe/H]=0.3
本文研究金属丰度为太阳两倍的旋转大质量恒星演化，发现高质量损失导致更小的 He 核和 CO 核质量、更高的 12C 残留，并解释了旋转模型中初级中子俘获核合成产额的反常趋势。
2024-03-27 astro-ph.SR
Explosive nucleosynthesis of a metal-deficient star as the source of a distinct odd-even effect in the solar twin HIP 11915
在太阳和贫金属恒星中观察到的丰度模式显示出明显的奇偶效应。一个重要的问题是，太阳金属丰度恒星的奇偶效应是否与太阳相似，或者是否存在可以告诉我们不同化学富集历史的变化。在这项工作中，我们报告的第一次观测证据的差异奇偶效应的太阳孪生HIP 11915，相对于太阳的奇偶丰度模式。利用ESTERO摄谱仪和VLT望远镜获得了这颗恒星的高分辨率（140 000）和信噪比（$\sim$ 420）光谱。由于高光谱质量，我们获得了非常精确的恒星参数（$σ(T_{\rm eff})$ = 2 K，$σ(\rm{[Fe/H]})$ = 0.003 dex，和$σ(\log g)$ = 0.008 dex）。我们以高精度（$\sim$ 0.01 dex）确定了20种元素（$Z\leq39$）的化学丰度，即使在进行银河系化学演化校正后，也显示出强烈的奇偶效应模式。这种奇偶效应在一颗$\rm{M_{\odot}}$为13、金属丰度Z = 0.001的核心坍缩超新星中被稀释成1 $\rm{M_{\odot}}$的贫金属气体中得到了相当好的再现。我们的研究结果表明HIP 11915具有与太阳略有不同的奇偶效应，从而证实了不同的超新星富集历史。
2021-01-25 astro-ph.SR
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。
2013-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Uncertainties in the production of iron-group nuclides in core-collapse supernovae from Monte Carlo variations of reaction rates
Kogakuin University（工学院大学）；The University of Tokyo（东京大学）；RIKEN Pioneering Research Institute (PRI)（理化学研究所先导研究本部）；National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ)（日本国立天文台）；North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学）；University of Basel（巴塞尔大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）
研究核心坍缩超新星中铁族核素生产的不确定性，通过蒙特卡洛方法分析反应率影响，识别关键反应对放射性核素生产的作用。
2026-01-20 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
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
Mapping 3-D Explosive Nucleosynthesis in Type II Supernova 2024ggi with Infrared Emission Lines
California Institute of Technology（加州理工学院）；Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS-Sorbonne Université（巴黎天体物理学研究所，法国国家科学研究中心-索邦大学）；Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；University of Idaho（爱达荷大学）
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。
2026-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impact of new data for neutron-rich heavy nuclei on theoretical models for $r$-process nucleosynthesis
目前的模式为$r$过程进行了总结，强调从核物理测量和天文观测的关键约束。特别是，我们分析了核物理输入的重要性，如β衰变率、核质量、中子俘获截面、β缓发中子发射、自发裂变概率、β和中子诱发裂变、裂变碎片质量分布;中微子诱导的反应截面等，我们强调模型的影响$r$过程核合成新测量的$β$衰变半衰期，质量和光谱学的富中子核附近的$r$过程的路径。我们概述了r过程核合成的中微子驱动风以上的原中子星在核心坍缩超新星随着磁流体动力学喷流的可能性旋转超新星爆炸模型。我们还考虑了中子星合并作为r过程环境的可能性。新测量的核性质远离稳定性的一个关键结果是封闭中子壳附近富中子同位素的壳猝灭程度。这导致对$r$ -过程核合成的位点的重要限制，其中冻结发生在快速的时间尺度上。
2016-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
A unified model for nucleosynthesis of heavy elements in stars
本文提出了一个星中重元素（A > 57）核合成的统一模型.中子注量率可以用来描述任意中子注量率下的中子俘获。我们的方法解决了耦合微分方程，描述了2696个核的中子俘获和衰变，数值上没有截断那些只包括捕获或衰变，传统上假设在弱中子通量（S过程）。结果表明，重核的合成总是沿着稳定核谷的一个宽的谱带演化。太阳系中观测到的丰度已经在最简单的模型中合理地再现了。该模型预测，弱或中等中子通量的核合成会产生传统上认为会导致超新星爆炸（r过程）的高中子通量的元素。
2017-12-02 astro-ph.SR nucl-ex
Nucleosynthesis simulations for the production of the p-nuclei $^{\text{92}}$Mo and $^{\text{94}}$Mo in a Supernova type II model
我们提出了一个核合成的灵敏度研究的$γ$ -过程中的超新星II型模型内的NuGrid研究平台。模拟的目的是确定当地钼的p核的相关生产和销毁率，并确定最终丰度对这些率的敏感性。我们发现，局部破坏率强烈地决定了丰度的$^{92}$钼和$^{94}$钼，并量化的影响。
2015-07-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
The Influence of a Shock on the Nucleosynthesis Developing during the Explosion of a Low-Mass Neutron Star
本研究针对密近双星剥离形成的低质量中子星爆炸场景，分析了爆炸激波加热对核合成的影响，发现激波短期加热会显著改变内壳层r过程元素合成结果，且外壳层会生成质量数50-130的新元素。
2024-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Alpha-constrained QSE Nucleosynthesis in High-entropy and Fast-expanding Material
我们研究了高熵（$s/k_{\rm B}\gtrsim100$）和快速膨胀（$τ_{\rm exp}\sim10^{-3}\ {\rm s}$）材料中的核合成过程。在这样一种电子分数接近0.5的材料中，发生了一个有趣的核合成过程。在这一过程中，$A>100$的重核丰度分布在高温下达到准统计平衡（QSE），并在核合成结束时冻结。我们解释这种丰度分布使用本文中制定的“α约束QSE”丰度。我们证明，这种核合成将发生在中微子驱动的风从大质量的原中子星的超新星，其中$A\sim140$ $p$ -核的合成。
2016-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Nucleosynthesis of "Light" Heavy Nuclei in Neutrino-driven Winds. Role of ($α,n$) reactions
核心坍缩超新星之后的中子驱动风被认为是合成所谓的轻重元素（Sr到Ag之间）的合适场所。对于中等丰中子风，（$α,n$）反应在弱r过程中起着关键作用，成为驱动核物质向重元素迁移的主要机制。在本文中，我们总结了网络计算的丰度的天体物理条件的敏感性，（$α,n$）反应速率的不确定性。少数（$α,n$）反应的列表被确定为占主导地位的元素丰度计算的不确定性。这些反应的测量将允许识别弱r过程的天体物理条件，通过比较计算/观测到的丰度在r-有限的恒星。
2020-01-03 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Systematic exploration of heavy element nucleosynthesis in protomagnetar outflows
我们研究的中微子驱动的风从快速旋转，高度磁化和错位的原磁星使用的核反应网络天网的核合成产物。本文采用半解析参数化的原磁星模型，系统地研究了原磁星中微子驱动风合成核并最终产生超高能宇宙射线（UHECR）的能力。我们发现，对于富含中子的流出（$Y_e<0.5$），合成的重元素（$\overline{A}\sim 20-65$）是可能的，在第一个$\sim 10$秒的流出，但这些核受到组成改变的光致衰变的粒子加速在耗散半径的时代。然而，在流出的第一个$\sim 10$秒之后，核合成到达较轻的元素（$\overline{A}\sim 10-50$），这些元素不受随后的光致衰变的影响。对于富质子（$Y_e \geq 0.5$）流出物，合成受到更多限制（$\overline{A}\sim 4-15$）。这些表明，虽然原磁星通常不会合成比第二r-过程峰值元素重的核，但它们是中等/重质量UHECR的有趣来源。对于所有的配置，最快速旋转的原磁星是更有利于核合成与较弱的依赖于磁场强度。
2022-04-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stability beyond the neutron drip-line near the third peak of the r-process nucleosynthesis
在相对论平均场论的框架下，采用考虑ω介子矢量自耦合的拉格朗日模型NL-SV 1，研究了N=126时r过程核合成第三峰区的核壳效应.我们的研究包括Hf（Z=72）到Ba（Z=56）同位素链中N=110-140的偶偶核。结果表明，在N=126的核壳效应仍然很强，即使远离β稳定线。当中子滴线接近N=126时，原子核显示出极小的中子分离能。然而，在中子滴线之外，我们观察到一个有趣的特征，即对于Z=62-68的同位素链，在N ~ 132-134附近的一些核显示出增强的中子分离能。这对于Gd（Z=64）和Dy（Z=66）的同位素尤其明显。这些核在中子滴线以外表现出稳定性的现象。我们的单粒子谱的分析表明，这是由这些核假设的变形所产生的，其结果是中子单粒子谱的能量被向下推，从而导致超出滴线的稳定性增强。
2011-06-30 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Neutron Star Mergers and Nucleosynthesis of Heavy Elements
自从发现脉冲双星和观测到其轨道能量损失以来，中子星合并的存在就得到了支持，这与广义相对论是一致的。它们被认为是快速中子俘获过程（r-过程）的核合成位点，该过程负责产生除Fe之外的所有重元素的大约一半，并且是除Pb和Bi之外的元素的唯一来源。基于中子星物质减压的详细核合成计算与太阳重核r过程丰度是一致的。中子星合并也被确认为通过其红外余辉产生短持续时间的γ射线爆发。喷射物质中的高中子密度允许剧烈的r过程，导致远离（核）稳定区域的最重核的裂变循环。几种核性质的不一致性影响丰度分布。天体物理事件的模拟还取决于流体动力学处理、合并后和黑洞可能出现之前中微子风的发生以及黑洞吸积盘的性质。我们讨论了核和建模的不确定性的影响，并得出结论，二进制紧凑的合并可能是一个（或）在我们的银河系的r-过程核生产的主导网站。
2017-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
R-Process Nucleosynthesis in Dynamically Ejected Matter of Neutron Star Mergers
尽管快速中子俘获过程（r过程）对于解释大约一半A > 60的稳定核的起源至关重要，但这一过程的天体物理学位置尚未确定。在这里，我们研究的r-过程核合成的材料，是动态喷出的潮汐和压力的力量合并期间的二元中子星（NS），并在毫秒之后。这是我们第一次利用相对论流体动力学模拟这样的事件，定义一致的条件，确定核合成，即，中子富集、熵、早期密度演化以及由此产生的膨胀时间尺度和喷出物质量。我们发现，10^{-3}-10 ^{-2}太阳质量的抛射，这足以使合并成为重（A > 140）星系r核的主要来源，合并率约为每年10^{-5}。虽然非对称合并喷射的质量是对称合并的2-3倍，但确切的数量取决于NS的半径对于“刚性”核物质状态方程（EOS）是否为15 km或对于“软”EOS是否为12 km。由于有效的裂变再循环，减压过程中的R-过程核合成对详细条件变得很不敏感，产生了一种非常符合太阳r-丰度分布的成分，质量数A > 140。估计的光变曲线供电的放射性衰变加热的r-过程核的近似模型，我们预计在B-V-R波段的高发射1-2天，潜在的可观察到的持续时间更长的情况下，不对称合并，因为更大的喷出物质量。
2011-08-09 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Challenges in nucleosynthesis of trans-iron elements
铁以外的核合成提出了额外的挑战时，没有遇到研究天体物理过程涉及轻核。天体物理学的网站和条件并不为人们所熟知的一些过程。在核物理方面，需要不同的方法，无论是在理论上还是实验上。主要的区别和最重要的考虑是核合成过程和反应的选择，特别是$s$ -，$r$ -，$γ$ -，和$νp$ -过程。在讨论的问题是在网站和生产条件的不确定性，实验室和恒星之间的差异率，反应机制，重要的转变，热人口的激发态，和恒星率的不确定性估计。间接实验方法的实用性和局限性也得到了解决。不应将本报告视为将所讨论的问题局限于具体进程。目的是一般性地介绍概念和可能的陷阱以及一些例子。类似的问题可能适用于进一步的天体物理过程，涉及核从铁区向上和/或在高等离子体温度。这里提出的框架和策略旨在帮助未来的实验和理论方法的概念。
2014-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Fission fragment distributions of neutron-rich nuclei based on Langevin calculations: toward r-process simulations
与r过程相关的非常富含神经元的核的核裂变对于核图上核合成流程的终止和最终丰度是必不可少的。然而，大多数可用的裂变数据的r-过程的计算是基于理论预测，包括唯象处理。在这项研究中，我们计算了一系列远离β稳定线的丰中子核的核裂变分布。由于大多数这些核是实验未知的，我们是基于理论计算的基础上的动力学裂变模型与朗之万方法。我们对丰中子锕系核进行了裂变分布计算，适用于r过程核合成模拟。在本文中，我们得到的质量和电荷分布与实验数据进行了比较。我们还展示了富中子U和Fm同位素的质量分布的系统行为的结果。
2021-05-19 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Type Ia Supernovae as Sites of p-process: Two-Dimensional Models Coupled to Nucleosynthesis
我们探索SNe Ia作为p-过程网站的框架内的二维SNe Ia延迟爆轰和纯爆燃模型。WD的前体被认为已经达到了在一个二元系统的质量吸积从一个巨大的/主要的序列伴侣的Sirrasekhar质量。我们使用增强的S-种子分布，从一系列的热脉冲不稳定性在AGB阶段和吸积材料。我们应用示踪粒子方法重建核合成的拉格朗日粒子的热历史，被动平流的流体动力学计算。对于每个粒子，我们遵循爆炸核合成与所有同位素的详细网络209 Bi。我们发现，SNe Ia可以产生大量的p-核，无论是轻p-核低于A=120和重p核，在相当平坦的平均生产因子，紧密相关的s-过程种子分布。我们首次发现一个恒星源能够产生几乎与56 Fe相同水平的轻和重p核，包括非常有争议的中子魔92，94 Mo和96，98 Ru。我们还发现，有一个重要的贡献，从p-过程核合成的s-只有核80 Kr，86 Sr，到中子魔术90 Zr，和丰中子96 Zr。最后，我们研究了p过程的金属性效应。从不同的s-过程种子分布开始，对于两个金属丰度Z = 0.02和Z = 0.001，运行具有不同初始组成的SNe Ia模型，我们估计SNe Ia可以贡献至少50%的太阳p-过程组成。
2011-06-03 astro-ph.SR
Nucleosynthesis in the Ejecta of Neutron Star Mergers
金、铂或铀等重元素是在r过程中产生的，该过程需要富中子和爆炸性环境。中子星合并是r-过程位置的一个有希望的候选者。他们表现出三种不同的渠道，满足这些条件的物质喷射：由于潮汐扭矩，中微子驱动的风和蒸发物质的吸积盘的动态喷出物。本文首次研究了中子星与超大质量中子星合并产生的中微子驱动风的综合核合成。从最近的流体动力学模拟的轨迹分为四个不同的角度区域和后处理的反应网络。我们发现电子分数在$Y_e \approx 0.1 - 0.4$附近变化，但其分布对于每个喷射角都不同。因此，风喷出物不经历一个强大的r-过程，而是拥有不同的核合成产量取决于角度范围。与动态喷出物相比，少量的富中子物质被释放，但中微子驱动风中的$A \lesssim 130$产生较轻的重元素可以补充动态喷出物的强r过程。
2015-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Propagation of Hauser-Feshbach uncertainty estimates to r-process nucleosynthesis: Benchmark of statistical property models for neutron rich nuclei far from stability
对中子星合并事件GW 170817的多信使观测重新激发了关于大质量元素通过r过程核合成的天体物理起源的争论。这种研究的一个关键方面是以一种有意义的方式将天文观测与理论核合成产量进行比较。为了进行真实的核合成计算，理解微观物理细节（如核反应速率）的不确定性与理解天体物理环境建模中的不确定性一样重要。我们提出了一个调查的中子俘获率计算的不确定性远离稳定使用豪泽-Feshbach模型。我们提供了一个定量测量的计算的可靠性时，我们外推模型的统计性质的核在r-过程网络。我们选择了几个适合于中子俘获的能级密度和γ射线强度模型，并用它们来计算网络中每个核的反应速率。我们观察统计特性如何影响理论反应速率。然后用蒙特卡罗技术对速率进行采样，并用于网络计算，以绘制可能的r-过程丰度的范围。结果表明，计算之间的中子捕获率可以变化几个数量级。现象学模型提供比半微观更平滑的结果。然而，它们不能再现原子核结构的变化，如壳的闭合。虽然半微观模型预测原子核结构效应远离稳定性，但尚不清楚这些结果在定量上是否准确。不确定性对r-过程产率的影响大到足以阻碍观测和计算之间的比较。发展更好的微观模型的伽马强度和能级密度的进展是迫切需要提高r-过程模型的保真度。
2020-10-04 astro-ph.SR nucl-th
Nucleosynthesis in outflows of compact objects and detection prospects of associated kilonovae
本研究对比三类天体的核合成产额，明确r过程元素的主要来源，同时给出MR CCSNe的事件率上限，并预测LSST依托引力波触发每年可探测的千新星事件数量。
2023-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiative neutron capture reaction rates for r-process nucleosynthesis
本研究围绕质量数约80的r过程峰，计算辐射中子俘获（n,γ）截面与反应率，指出丰中子核不确定性较大且低能增强会显著提高反应率。
2022-06-30 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
The impact of nuclear uncertainties on the p-process nucleosynthesis in Supernovae
Institut d’Astronomie et d’Astrophysique, Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学天体物理学与天文学研究所）
研究核不确定性对超新星中p-过程核合成的影响，通过多种方法量化相关不确定性，发现光中子发射不确定性主导总体预算，主要源于局部参数变化，许多关键反应涉及稳定核可实验获取，为理解该过程提供新认识。
2026-07-13 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Impact of hypernova νp-process nucleosynthesis on the galactic chemical evolution of Mo and Ru
考虑到$νp$过程核合成的贡献，我们计算了Mo和Ru的银河系化学演化（GCE）。我们根据最近的模型估算了各种超新星（SN）祖先中通过$νp$ -过程的$p$ -核（如$^{92,94}\mathrm{Mo}$和$^{96,98}\mathrm{Ru}$）的产额。特别是，高能超新星中的$νp$ -过程产生了大量的$p$ -核相比，在普通的核心崩溃SNe的产量。正因为如此，银河系中$^{92,94}\mathrm{Mo}$和$^{96,98}\mathrm{Ru}$的丰度在[Fe/H]=0时通过$νp$ -过程显著增强。我们发现，在低金属丰度[Fe/H $]<-2$]下，超新星中的$νp$ -过程是影响$^{92}$ Mo元素丰度的主要因素.当考虑到超新星中的$νp$过程时，我们对贫金属星元素丰度的理论预测与观测数据更加一致。
2021-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Effect of collective neutrino flavor oscillations on vp-process nucleosynthesis
vp过程是发生在核坍缩超新星中的一个初级核合成过程。在这个过程中，电子反中微子扮演着重要的角色。它们通过吸收质子产生中子，通过（n，p）反应，中子可以克服具有相当长的β衰变和质子捕获寿命的等待点核。vp过程合成重元素对\bar ν_e的光度和光谱有敏感的依赖性。最近的研究表明，后者受到中微子集体味振荡的影响，在一定分裂能量以上，这种味振荡可以交换\bar ν_e和\bar ν_{μ，τ}谱。假设这样的交换方案，我们研究了集体中微子味振荡对vp过程核合成的影响。我们的结果表明，质量数A=108的轻p核的产生对集体中微子振荡非常敏感。
2011-05-26 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
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
The impact of individual nuclear properties on $r$-process nucleosynthesis
据认为，自然界中发现的重元素丰度的大约一半是由天体物理学的快速中子俘获过程或核合成的“$r$过程”产生的。这个多方面的问题仍然是所有物理学中最大的公开挑战之一。核物理性质的知识，如质量，$β$ -衰变和中子俘获率，以及$β$ -缓发中子发射概率是进入$r$ -过程核合成计算的关键输入。虽然已经确定了接近稳定的核的性质，但关于可能参与$r$过程的远离稳定的丰中子核，仍有许多未知之处。灵敏度研究测量了核物理输入变化的天体物理响应，从而可以分离出最重要的核特性，这些特性决定了在自然界中观察到的最终丰度。本文综述了最近的敏感性研究的程度，并强调了这些研究如何发挥关键作用，促进新的见解$r$过程。这些工具的开发促进了对最先进测量的集中努力，推动了新设施的建设，并将最终推动社区应对`从铁到铀的元素是如何形成的？'.
2015-08-28 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
$β$-delayed fission in $r$-process nucleosynthesis
本文采用准粒子无规相位近似加Hauser-Feshbach（QRPA+HF）方法计算了重丰中子核的$β$缓发中子发射和$β$缓发裂变。从$β$ -衰变后的复合核的初始布居，我们考虑到中子、$γ$ -射线和裂变之间的竞争，遵循统计衰变。我们发现了一个区域的核素，其中$β$延迟裂变的概率是$\sim100$ %，这可能会阻止超重元素的生产在自然界中。对于中子滴线附近的一个核子集，中子多重性和裂变概率都很大，导致多机会$β$ -延迟裂变的有趣的可能性，一种新的衰变模式，极端丰中子重核。在这种新的衰变模式中，$β$ -衰变之后可以是多个中子发射，导致随后的子代，每个子代具有裂变的概率。我们探讨的影响$β$ -延迟裂变的快速中子捕获过程（$r$ -过程）核合成的潮汐喷出物的中子星-中子星合并，并表明它是一个关键的裂变通道，形状附近的第二个$r$ -过程峰值的最终丰度。
2018-02-12 astro-ph.SR nucl-th
Origin of the Chemical Elements
这篇评论提供了必要的背景，从天体物理学，核和粒子物理学，以了解宇宙起源的化学元素。它反映了2009年在这一发展非常迅速的跨学科研究方向的最新技术水平。讨论总结了宇宙和星系演化过程中的核合成过程，包括原始核合成，恒星演化，以及单星系和双星系统中的爆炸核合成。
2010-12-07 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Big Bang Nucleosynthesis with long-lived strongly interacting relic particles
研究了遗留的长寿命强相互作用大质量粒子（X粒子）对大爆炸核合成（BBN）的影响。X粒子被认为存在于BBN时期，但在检测到之前很久就衰变了。假设X与核子之间的相互作用强度与核子之间的相互作用强度相似。计算了X核的核反应和β衰变速率，并计算了中性带电X^0粒子存在下的BBN，同时考虑了核对X^0的俘获。因此，在相对较早的BBN时期，X^0粒子与正常核形成束缚态，导致重元素的产生。对X^0丰度的限制来自对原始轻元素丰度的观测。粒子模型预测寿命超过约200秒的长寿有色粒子被拒绝。这种情况更倾向于生产9Be和10B。因此，在这些元素的原始丰度上可能保留着X粒子的特征。总结了四种不同模型中轻元素丰度的可能签名。
2010-01-09 astro-ph.CO astro-ph.SR
Reexamining the temperature and neutron density conditions for r-process nucleosynthesis with augmented nuclear mass models
我们探索的影响，核质量的r-过程核合成所需的温度和中子密度的条件下，使用四个核质量模型增强了最新的原子质量评估。对于每一个模型，我们推导出的条件下观察到的丰度峰在质量数A ~ 80，130，和195的等待点近似下，并进一步确定的条件，可以最好地再现的r-过程丰度模式（r-模式）推断的太阳系和银河系晕中的贫金属恒星观察。我们发现：（1）在A ~ 80和195处产生丰度峰的条件有很大的不同，这表明，至少对某些核质量模型来说，这两个峰不是同时产生的;（2）N = 126闭合中子壳层临界等待点（CWP）核所需的典型条件与N = 126闭合中子壳层临界等待点（CWP）核所需的典型条件有明显的重叠。（3）N = 82的CWP核所需的典型条件可以重现在贫金属星HD 122563上观测到的r-斑图，这与太阳的r-斑图有很大的不同。我们还研究了核质量的不确定性如何影响r-过程所需的条件，并确定了一些关键的核，包括76镍到78镍，82锌，131镉，和132镉在稀有同位素束设施的精确质量测量。
2013-01-30 astro-ph.SR nucl-th
