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 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。
2022-12-18 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
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。
2024-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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。
2020-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2010-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Common Occurrence of Explosive Hydrogen Burning in Type II Supernovae
本文报道了16个AB型（14 N/15 N <solar，AB 1）富15 N前太阳SiC颗粒的Mo同位素数据及其相关的Sr和Ba同位素比值。16个AB 1颗粒中有8个显示S-过程Mo同位素组成，以及S-过程Ba和/或Sr同位素组成。我们发现，AB 1颗粒的比例高于AB 2颗粒（14 N/15 N>太阳），从而为Liu等人（2017 a）最近提出的两个AB亚群的划分提供了进一步的支持，他们表明AB 1颗粒很可能起源于具有爆炸性H燃烧的II型超新星（SNe）。比较的Sr，Mo和Ba同位素组成的AB 1颗粒与SN模型的预测表明，S-过程的同位素组成的AB 1颗粒导致中子捕获过程中发生的祖大质量恒星的前SN演化，而不是从爆炸中子捕获过程。此外，（1）X颗粒的同位素组成表明，在SN X颗粒的祖先SN e的富C区发生了爆炸性H燃烧，（2）模型模拟表明，在He/C区的底部和He/N区的顶部都发生了爆炸性H燃烧，这意味着爆炸性H燃烧是外SN区的一种普遍现象。
2018-01-26 astro-ph.SR
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
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
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
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。
2018-06-28 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
Constraints on explosive silicon burning in core-collapse supernovae from measured Ni/Fe ratios
核心坍缩超新星爆炸核合成产额的测量为爆炸模型提供了检验。我们调查的限制，可从测量量的镍和铁的放射性衰变后，使用核合成网络与参数化的热力学轨迹的爆炸条件。Ni/Fe比在大多数情况下由58 Ni/（54 Fe +56 Ni）的产生比控制，其倾向于随着更高的中子过剩和更高的熵而增长。对于SN 2012 ec，一个超新星，产生的镍/铁比$3.4\pm1.2$倍太阳，我们发现，燃烧的燃料与中子过剩$η\approx 6\times 10^{-3}$是必需的。除非母星的金属丰度超过太阳的5倍，否则母星中唯一具有这种中子过剩的层就是硅壳。超新星产生大量稳定的镍，因此表明这个深埋层可以在爆炸中至少部分地被喷射出来。我们发现，常见的球对称模型的$M_{\rm ZAMS} \lesssim 13$ Msun恒星爆炸的延迟时间小于一秒（$M_{\rm cut} < 1.5$ Msun）能够实现这样的硅壳弹射。产生太阳或太阳下Ni/Fe比的超新星，如SN 1987 A，必须只燃烧和喷射氧壳层材料，这允许设定质量切割的下限。最后，我们发现，极端的Ni/Fe值的60-75倍太阳得出的螃蟹不能复制任何现实熵燃烧以外的铁的核心，和中微子中子化获得的电子捕获模型仍然是唯一可行的解释。
2015-05-20 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
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
Brans-Dicke model constrained from Big Bang nucleosynthesis and magnitude redshift relations of Supernovae
本文利用$ω=10^4$的耦合常数研究了具有可变宇宙项的Brans-Dicke模型（$BDΛ$）。在这个模型中固有的参数的约束，从大爆炸核合成和观测到的丰度之间的比较。进一步研究了在平坦宇宙中有无另一常数宇宙学项时$BDΛ$的星等红移（$m-z$）关系。Ia型超新星的观测数据被用于$0.01<z<2$的红移范围。结果表明，尽管我们的模型参数对$m-z$关系不敏感，但当宇宙学常数项的能量密度为0.7时，我们的模型可以解释SNIa观测.
2010-07-07 astro-ph.CO 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
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
Reanalysis of the (J = 5) state at 592 keV in 180Ta and its role in the neutrino-process nucleosynthesis of 180Ta in supernovae
我们分析了中微子过程中异构体180 Tam的产生和冻结。我们认为一个可能的低洼中间（J = 5）状态的影响，在592千电子伏使用的过渡宽度估计从测得的半衰期。我们发现，592 keV能级只使剩余的同分异构体布居比以前的结果有很小的降低;也就是说，考虑到对转变宽度的这种更好的估计，异构体布居比从R = 0.39变为R = 0.38，而先前估计该转变可将该比率降低至R = 0.18。这一发现加强了138 La和180 Ta是由中微子核合成共同产生的证据，其电子中微子温度为kT~4 MeV。
2010-12-28 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry: Nucleosynthesis Yields
核心坍缩超新星（CCSNe）是大质量恒星的极高能量死亡。它们在宇宙中许多重元素的合成和传播中起着至关重要的作用。在过去，CCSN核合成计算依赖于人工爆炸方法，无法充分捕捉恒星最内层的物理现象。PUSH方法以SN 1987 A为基准进行校准，利用原中子星（PNS）发射的重味中微子的能量来触发参数化爆炸。这使得有可能遵循PNS的一致演变，并确保更准确地处理喷出物的电子分数。在这里，我们提出了铁组核合成的核心塌陷超新星，爆炸与PUSH，为两个不同的祖先系列的结果。计算出的收益率观测贫金属星数据的比较。核合成产率将计算所有元素和广泛的祖细胞质量。这些产率对于星系化学演化的模型非常有用。
2017-01-18 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
Advancing Nucleosynthesis in Self-consistent, Multidimensional Models of Core-Collapse Supernovae
利用多维辐射流体动力学程序CHIMERA，在极轴对称模拟中研究了核心坍缩超新星（CCSN）的核合成。传统上，计算成本限制了CCSN模型中核组成的演变，最多只能是一个14种$α$网络。这样一个简化的网络限制了准确地演化详细成分、中子化和核能产生率的能力。拉格朗日示踪粒子通常用于扩展核网络演化，通过在后处理核合成计算中加入更真实的网络。诸如示踪粒子的空间分辨率差、膨胀时间尺度的估计以及在模拟结束时的“质量切割”的确定等限制强加了这种方法固有的不确定性。我们提出了一个详细的分析后处理核合成计算和未来的模型的影响，这些不确定性。
2014-10-31 astro-ph.SR
An aspherical distribution for the explosive burning ash of core-collapse supernovae
基于最大剥离包层核心坍缩超新星晚期光谱样本，发现约半数爆发显著偏离球对称，其氧燃烧灰烬与未燃烧氧空间分布反相关，支持双极爆发模型，并揭示非球对称程度随碳氧核质量增大而增加。
2023-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
PUSHing core-collapse supernovae to explosions in spherical symmetry V: Equation of state dependency of explosion properties, nucleosynthesis yields, and compact remnants
在本系列的第五篇论文中，我们使用参数化的球对称爆炸方法PUSH来研究八种不同的核状态方程（EOS）的影响。我们提出并讨论了爆炸性质和详细的核合成产额，并预测了所有模拟的残余物（中子星或黑洞）。为此，我们进行了两组模拟。第一，使用SFHo状态方程对11至40 M $_{\odot}$的非旋转恒星在三种不同金属丰度下进行了完整的研究。第二，一套模拟的四个祖先（16 M $_{\odot}$在三个金属丰度和25 M $_{\odot}$在太阳金属丰度）为八个不同的核EOS。我们比较我们预测的爆炸能量和产量观察到的超新星和贫金属恒星HD~84937。我们发现爆炸性质和核合成产率的EOS依赖的差异。然而，与观察结果相比，这些差异还不足以排除本工作中考虑的任何EOS。
2022-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry III: Nucleosynthesis Yields
在先前提出的原理验证研究中，我们建立了一个参数化的球对称爆炸方法（PUSH），可以再现各种爆炸前模型的核心坍缩超新星的许多特征。该方法是基于中微子驱动的机制，遵循崩溃，反弹和爆炸。我们的核合成预测模型有两个关键方面。首先，质量削减和爆炸能量同时出现在模拟中（确定每个恒星模型的铁族喷出物的数量）。第二，中微子和物质之间的相互作用被一致地包括在内（设置最里面的喷射物的电子分数）。在本文中，我们使用Ebinger等人（2018）成功的爆炸模型，其中包括两套太阳金属丰度的爆炸前模型，组合质量在10.8和120 M $_{\odot}$之间。我们进行系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量。由此产生的$^{56}$镍喷出物是在总体上与正常的核心坍缩超新星的观测值。铁组产额也与贫金属恒星HD84937的丰度一致。我们还提出了一个比较我们的结果与观测趋势的α元素铁的比例。
2018-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
G-Mode Excitation During the Pre-explosive Simmering of Type Ia Supernovae
在一颗白矮星（WD）爆炸性燃烧形成Ia型超新星（SN Ia）之前，这颗恒星在一个对流的碳燃烧区“沸腾”了大约10^3年。我估计在这一阶段的对流g模式的激发，并探讨其可能对WD的影响。当这些模式从WD的核心向其表面传播时，它们的振幅随着密度的减小而增大。一旦这些模式达到非线性振幅，它们就会破裂并将其能量沉积到质量为~10^{-4}M_ \odot的壳层中。这使表面温度升高了6*10^8 K，这足以点燃一层氦，这在某些Ia超新星的情况下是可能存在的。这主要合成28 Si、32 S、40 Ca和一些44 Ti。这些灰烬在随后的爆炸中膨胀，速度高达20，000 km/s，这可以解释在许多Ia超新星中看到的高速特征（HVFs）。因此，HVFs的出现将是一个有用的判别确定之间的祖先，因为易燃的富氦层将不会存在的C/O WD的吸积在合并的情况下。我还讨论了44 Ti生产的影响。
2011-05-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Neutrino-Induced Nucleosynthesis in Helium Shells of Early Core-Collapse Supernovae
总结了我们对金属丰度为$Z\lesssim 10^{-3}\,Z_\odot$的早期核塌缩超新星He壳层中中微子驱动核合成的研究。我们发现，对于$\sim 11$-$15\,{\rm M}_\odot$的祖核，$^4{\rm He}(\barν_e,e^+n)^3{\rm H}$在He壳层中释放的中子可以被捕获，产生质量数高达$A \sim 200$的核。这种机制对中微子发射光谱和味振荡很敏感。此外，我们发现了两个新的中微子诱导生产的$^{9}$ Be在He壳层的主要机制。第一种机制通过$^7{\rm Li}(n,γ)^8{\rm Li}(n,γ)^9{\rm Li}(e^-\barν_e)^9{\rm Be}$产生$^9$ Be，并依赖于低爆炸能量来维持其存在。第二种机制在$\sim 8\,{\rm M}_\odot$的祖细胞中起作用，其中$^9$ Be可以在冲击的He壳材料的快速膨胀期间通过$^7{\rm Li}(^3{\rm H},n_0)^9{\rm Be}$直接产生。参与这些机制的轻核$^7$ Li和$^3$ H是由中微子与$^4$ He相互作用产生的。我们讨论了中微子诱导的核合成在He壳解释贫金属恒星的元素丰度的影响。
2015-12-04 astro-ph.SR
Nucleosynthetic Constraints on the Mass of the Heaviest Supernovae
假设一个Salpeter初始质量函数，以太阳丰度为代表样本，我们探讨了大质量恒星核合成对超新星爆炸截断的敏感性。我们假设，所有质量的恒星都通过它们的爆炸前恒星风来促进核合成，但是超过某个极限主序星质量，前超新星恒星就变成了一个黑洞，并不再喷发。假设根本没有截止，从氧到原子质量90的太阳丰度非常适合，即，假设所有质量不超过120个太阳的恒星都能成功地形成超新星。如果上限降低到25个太阳质量，则拟合度几乎不会降低。这个极限可以进一步降低，但是在剩余的范围内超新星所需的事件率迅速上升，以补偿更大质量恒星失去的核合成。s过程的核合成急剧下降，在风中产生的物质，例如，碳与爆炸中产生的元素相比变得不可接受地大，例如，硅和氧。然而，通过改变不确定的物理学，特别是大质量恒星的质量损失率和氖-22到镁-25的反应速率，可以接受的核合成仍然可以达到18个太阳质量的截止值。这需要超新星的频率比所有恒星爆炸时获得的基准值大三倍，以产生所需的氧-16。还研究了铁-60和铝-26的核合成。
2013-02-27 astro-ph.SR
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
Dust formation in massive stars and their explosive ends
我们回顾了沃尔夫-拉叶双星系统和II型超新星喷出物中尘埃形成的观测证据。现有的理论模型描述的凝聚固体在富碳的沃尔夫-拉叶星和超新星附近，并在高红移进行了讨论。我们描述了新的建模碳和氧为基础的晶粒成核化学动力学方法适用于喷出物的大规模对不稳定超新星在早期宇宙。最后讨论了WC双星碰撞风区的尘埃形成过程。
2009-09-01 astro-ph.CO astro-ph.SR
PUSHing core-collapse supernovae to explosions in spherical symmetry IV: Explodability, remnant properties and nucleosynthesis yields of low metallicity stars
在本系列的第四篇论文中，我们使用参数化的球对称爆炸方法PUSH对两组非旋转恒星祖先模型进行了系统的研究。我们的研究包括爆炸前的模型与金属丰度Z=0和Z=Z $_{\odot}\times 10^{-4}$和覆盖的祖质量范围从11到75 M $_\odot$。我们提出并讨论了所有模型的爆炸性质，并预测在这种方法内的残余物（中子星或黑洞）的质量分布。我们还进行了系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量作为祖质量和金属丰度的函数。我们提出了我们的核合成结果与观测派生的$^{56}$镍喷出物从正常的核心坍缩超新星和铁族丰度的贫金属星HD~84937的比较。总的来说，我们的爆炸能量，剩余质量分布，$^{56}$镍质量，和铁组产率的结果是一致的正常CCSNe的观察。我们发现，在低和零金属丰度的恒星祖先更容易BH的形成比那些在太阳的金属丰度，这允许在LIGO/VIRGO观察到的质量范围内的BH的形成。
2020-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in 2D Core-Collapse Supernovae of 11.2 and 17.0 M$_{\odot}$ Progenitors: Implications for Mo and Ru Production
核心坍缩超新星是银河系历史上第一个重元素污染源。因此，重要的是研究其喷出物的核组成，并了解它们对祖细胞结构的依赖性（例如，质量、致密性、金属性）。在这里，我们提出了一个详细的核合成研究的基础上，两个长期的，二维的核心坍缩超新星模拟的11.2 M的$_{\odot}$和17.0 M的$_{\odot}$星。我们发现，在这两种模型中，核远远超出了铁组（高达$Z \approx 44$）可以产生，并详细讨论了p核$^{92,94}$ Mo和$^{96,98}$ Ru的核合成。虽然我们在两个模拟中观察到在稍微富中子的条件下产生$^{92}$ Mo和$^{94}$ Mo，但$^{96,98}$ Ru只能通过$ν$ p过程有效地产生。此外，在$ν$ p-过程中Ru的产生在很大程度上取决于喷出物中非常富含质子的材料的存在。当比较这些同位素在太阳系和太阳前颗粒中的丰度比时，这种生产机制的解开产生了有趣的后果。
2017-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Collective neutrino oscillations and heavy-element nucleosynthesis in supernovae: exploring potential effects of many-body neutrino correlations
本文研究超新星中集体中微子振荡对核合成的影响，发现其可显著改变νp过程和r过程产额，并提出中微子诱发的“νi过程”；超越平均场的多体量子关联也可能导致不同的核素产额。
2024-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-th
Massive Star Evolution and Nucleosynthesis -Lower End of Fe-Core Collapse Supernova Progenitors and Remnant Neutron Star Mass Distribution-
为了探索恒星演化、超新星、伽马射线暴和核合成等各个方面的问题，我们开发了一个新的高效的恒星演化程序。在本文中，我们描述了这个新的代码和比较的结果与以前的代码计算。具体而言，我们专注于铁核坍缩超新星下端的祖先演化，以及残余中子星的质量分布。我们描述了不同的假设将导致不同的中子星质量分布。我们还回顾了我们研究小组最近的工作。
2012-07-23 astro-ph.SR
Neutrinos, supernovae, and the origin of the heavy elements
质量约为8-100太阳质量的恒星以核心坍缩超新星（SNe）的形式结束生命。在这个过程中，它们释放出强大的中微子爆发，产生各种元素，并留下一颗中子星或一个黑洞。广泛的质量范围的SN祖结果在不同的中微子信号，爆炸能量，和核合成产物。产生比铁重的原子核的一个主要机制是快速中子俘获，或称r过程。这个过程可以以几种方式连接到SNe。本文简要评述了SNe的中微子发射、爆炸和核合成的研究现状。
2018-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Pre-Explosive Observational Properties of Type Ia Supernovae
在双简并旋转驱动吸积的框架下，旋转CO WD直接吸积富CO物质的演化路径被跟踪到爆炸爆发前几秒钟。我们发现，演化特性只依赖于实际质量的吸积WD，而不是在以前的历史。我们确定预期的频率和振幅的引力波发射，这发生在质量传递过程中，作为一个自调谐机制的吸积过程本身。与银河系源有关的引力信号可以很容易地用下一代空间干涉仪检测到，并可以为祖先模型提供显着的约束。银河系中爆炸前物体的预期统计分布也在有效温度-视热星等图中提供，这些图可用于通过紫外线勘测确定合并的DD系统。我们强调，热核爆炸的发生是由于物理条件的衰减保持过稳定的结构以上的经典Ehrasekhar限制，而不是由一个稳定的WD质量增加到这个限制。这一结论与祖先的进化情景无关，但它是旋转稳定效应的直接结果。这样的发生是认识论的变化，在定义的点火过程中吸积WD的角度。此外，这需要一个很长的进化时期（几百万年），以达到爆炸后，上述条件停止保持稳定的WD。因此，实际上不可能在最近的爆炸前帧中探测到甚至非常接近SN Ia的爆炸WD伴星的痕迹。
2013-04-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of asymmetric neutrino emissions on nucleosynthesis in core-collapse supernovae
研究了中微子驱动的核心坍缩超新星（CCSNe）中不对称中微子辐射对爆炸性核合成的影响。我们发现，不对称的排放往往会产生大量的质子丰富的喷出物（电子分数，$Y_e > 0.51$）在较高的$ν_{\rm e}$排放的半球，而富中子物质（$Y_e < 0.49$）在较高的${\bar ν}_{\rm e}$排放的相对半球喷射。对于$\ge 30\%$较大的不对称情况，富含中子的喷出物大量产生，其中有太多的元素比锌相比，太阳丰度。这可能是CCSNe中不对称中微子发射的上限。元素分布的特征也被观察到：（1）丰度轻于钙是不敏感的非对称中微子发射：（2）生产的锌和锗是更大的富中子的喷出物，即使是较小的不对称情况下，$\le 10\%$。我们讨论了这些观测结果，这些结果可能解释超新星遗迹（SNRs）中重元素和中子星踢的不对称性之间的（反）相关性。未来对$α$元素Fe、Zn和Ge的质量和空间分布的直接测量的SNR观测将为我们提供关于中微子发射不对称程度的信息。
2019-07-12 astro-ph.HE 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
Nucleosynthesis in Type Ia Supernovae, Classical Novae, and Type I X-Ray Bursts. A Primer on Stellar Explosions
Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya（加泰罗尼亚空间研究所）
本文综述了Ia型超新星、经典新星和I型X射线暴的核合成过程，结合多学科方法探讨恒星爆炸中的元素生成机制。
2026-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
$^{16}O(p,α)^{13}N$ makes explosive oxygen burning sensitive to the metallicity of the progenitors of type Ia supernovae
尽管Ia型超新星的主要核合成产物属于铁族，但中等质量的α核（硅、硫、氩和钙）在其光谱中突出，直到最大亮度过去几周。最近测量的钙，氩和硫的丰度在Ia型超新星遗迹已被解释为金属依赖的氧燃烧，根据以前的理论预测。已知与$^{16}$ O熔合反应的氧消耗相比，$α$富氧燃烧是由$^{16}$ O $\rightarrow^{12}$ C随后的有效$^{12}$ C+ $^{12}$ C熔合反应产生的，但是依赖于祖金属性的精确机制至今仍未确定.我表明，链$^{16}$ O（p，$α$）$^{13}$ N（$γ$，p）$^{12}$ C促进$α$ -富氧燃烧时，质子丰度大，增加了氩和钙的合成相对于硫和硅。对于高金属丰度的祖先，自由中子的存在导致质子丰度下降，上述链是无效的。虽然$^{16}$ O（p，$α$）$^{13}$ N的速率可以在天体物理反应速率库中找到，但它的不确定性是不受约束的。假设除了$^{16}$ O（p，$α$）$^{13}$ N之外的所有反应速率都保持它们的标准值，那么在$3-5\times10^9$ K量级的温度下，$^{16}$ O（p，$α$）$^{13}$ N速率增加大约7倍就足以解释在银河系和大麦哲伦星系超新星遗迹中测量到的整个钙硫质量比范围。这些相同的测量提供了在所述温度范围内$^{16}$ O（p，$α$）$^{13}$ N速率的下限，相对于广泛使用的文献表格…
2019-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Pre-explosive accretion and simmering phases of Type Ia Supernovae
在吸积WD接近Ekrasekhar极限，流体静力学碳燃烧之前的动力学突破。在这个\textit{simmering}阶段，$e-$俘获在恒星的中心区域是能量上有利的，而$β-$衰变则更倾向于外部，这两个区域通过不断增长的对流不稳定性连接起来。我们分析了弱相互作用和对流之间的相互作用，所谓的对流URCA过程，在酝酿阶段的SNe Ia祖先和它的影响的物理和化学性质的爆炸时期。与以前的研究不同，我们发现，由碳燃烧提供动力的对流核心仍然局限在${^{21}(Ne,F)}$ URCA壳内。因此，在爆炸之前必须消耗大量的碳，最终发生的密度比以前估计的要大。此外，我们还发现，对流核的扩展和平均中子化依赖于WD前身的初始金属丰度。对于爆发时期对流核的平均中子化，我们得到了${\overlineη_{exp}} = (1.094\pm 0.143)\times 10^{-3} + (9.168\pm 0.677)\times 10^{-2}\times Z$。在对流核之外，中子化则由原始恒星中C+N+O的初始量决定。由于S、Ca、Cr和Mn这些通常被用来评估爆炸前中子化的元素主要产生于重中子化的核心之外，因此对历史上第谷和开普勒超新星Ia的祖先的金属丰度估计过高的问题仍然没有解决。
2022-01-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stellar origin of 15N-rich presolar SiC grains of type AB: supernovae with explosive hydrogen burning
我们报告了来自Murchison陨石的59个高度富集13 C的太阳前亚微米至微米尺寸的SiC颗粒的C、N和Si同位素数据，包括8个推定的新星颗粒（PNG）和29个富含15 N（14 N/15 N <=太阳）的AB颗粒，以及它们的Mg-Al、S和Ca-Ti同位素数据。这37个颗粒富含13 C、15 N和26 Al，PNGs显示出更极端的增强。富15 N的AB晶粒比富14 N的AB晶粒具有更高的26 Al和30 Si过剩。因此，我们建议将AB颗粒分为第1组（14 N/15 N <太阳）和第2组（14 N/15 N>=太阳）。我们首次获得了5个AB 1颗粒和1个PNG颗粒的S和Ti同位素数据，并发现了32 S和/或50 Ti的增强。有趣的是，一个AB 1粮食有最大的32 S和50 Ti过剩，强烈建议中子捕获核合成起源的32 S过剩，从而最初存在的放射性32 Si（t1/2=153年）。更重要的是，我们发现AB 1颗粒的15 N和26 Al过剩形成了一种趋势，延伸到C2颗粒所占据的N-Al同位素图中的区域，强烈表明AB 1和C2颗粒具有共同的恒星起源。超新星模型与AB 1和C2颗粒数据的比较表明，这些颗粒来自SNe，经历了H摄入到其祖先的He/C区。
2017-05-23 astro-ph.SR
The r-process nucleosynthesis in the various jet-like explosions of magnetorotational core-collapse supernovae
研究了核心坍缩超新星（CC-SNe）中的r过程核合成，重点讨论了旋转和强磁场引起的爆炸情况。核合成计算进行磁流体动力学爆炸模型的基础上，具有广泛的初始旋转和磁场的参数。爆炸模型分为两种不同类型：即，磁喷流和延迟磁喷流，它们的原中子星（PNS）在坍缩过程中的磁场较强，在核反弹过程中的磁场相对较弱。根据每个爆炸模型的流体动力学轨迹，我们证实了r-过程成功地发生在反磁喷流中，它产生了包括锕系元素在内的重核。另一方面，延迟磁喷流中的r过程被抑制，其仅合成直到第二峰（$A \sim 130$）的核。因此，延迟磁喷流中的r过程只能解释在贫金属恒星中观察到的“弱r过程”模式，而不能解释太阳丰度所代表的“主r过程”。我们的研究结果表明，核心坍缩超新星是可能的重r过程元素的天文来源，如果他们的磁场足够强，而较弱的磁爆炸可能会产生“弱r过程”图案（$A \lesssim 130$）。我们展示了磁旋转超新星对于解释银河系化学演化的潜在重要性和必要性，以及r过程增强的贫金属星的丰度。我们还研究了由于弱相互作用，决定了最终的中子丰富的喷出物的PNS的性质剩余的不确定性的影响。此外，我们简要讨论了初级射流中的放射性同位素产率（例如，$^{56}$ Ni），以及SNe的几次光学观测和相关的高能天文现象。
2015-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Simultaneous Constraints on the Star Formation History and Nucleosynthesis of Sculptor dSph
我们以玉夫座dSph为测试案例，证明使用多达七个恒星丰度比可以对本星系群dSph的恒星形成历史（SFH）施加观测约束。我们使用一个区域的化学演化模型，以适应整体的丰度模式的$α$元素（探测核心坍缩超新星发生后不久，恒星形成），$s$过程的元素（探测AGB核合成在中间延迟时间），和铁峰元素（探测延迟Ia型超新星）。我们的最佳拟合模型表明，雕塑dSph有一个古老的SFH，与以前的估计深测光一致。然而，我们得出一个总的恒星形成持续时间的$\sim0.9$陀螺仪，这是短于光度导出的SFH。我们探讨了各种模型假设对我们测量的影响，发现对这些假设的修改仍然会产生持续时间相对较短的SFH $\lesssim1.4$ Gyr。我们的模型也能够比较超新星和AGB恒星的预测核合成产率，并可以提供洞察单个元素的核合成在Sculptor dSph。我们发现，观察到的[Mn/Fe]和[Ni/Fe]的趋势是最一致的子$M_{\mathrm{Ch}}$ Ia型超新星模型，并结合“提示”（延迟时间类似于核心坍缩超新星）和“延迟”（最小延迟时间$\gtrsim50$ MYR）$r$ -过程事件可能需要重现观察到的[Ba/Mg]和[Eu/Mg]的趋势。
2021-11-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
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。
2024-10-25 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Robust r-process Nucleosynthesis Beyond Lanthanides in the Common Envelop Jet Supernovae
本研究揭示公共包层喷流超新星r过程场景能产生第三r过程峰元素与镧系元素的最大比值，并解释特定贫金属星观测特征，为锕系增强星年龄提供估计。
2023-10-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis Modes in the High-Entropy-Wind of Type II Supernovae: Comparison of Calculations with Halo-Star Observations
虽然II型超新星的高熵风（HEW）仍然是快速中子捕获（r-）过程中最有希望的地点之一，但流体动力学模拟尚未重现后者发生的天体物理条件。我们已经进行了大规模的网络计算的HEW的扩展参数范围内，寻求识别或约束的必要条件，完全再现所有的r-过程残差N_{r,\odot} = N_{\odot}- N_{s,\odot}通过比较结果与最近的天文观测。加权熵轨迹的叠加导致超过Sn的整体N_{r,\odot}图案的极好再现。对于较轻的元素，从Fe族通过Sr-Y-Zr到Ag，我们的HEW计算表明从需要明显不同的来源（条件/位点）到可能的与r-过程元素的共同生产的过渡，前提是一系列的熵都有贡献。这解释了最近的晕星观测的一个明确的非相关性的锌和锗和一个弱相关性的锶锆与较重的r-过程元素。此外，Ru和Pd的新观测数据似乎也证实了与Sr以及主要的r-过程元素（例如Eu）的部分相关性。
2009-01-16 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
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
