Neutrino cooling rates due to $^{54,55,56}$Fe for presupernova evolution of massive stars
精确估算中微子能量损失率对于研究恒星演化的后期阶段，特别是中子星和白矮星的冷却是非常必要的。质子-中子准粒子无规相近似（pn-QRPA）理论最近被成功地用于恒星铁同位素弱相互作用率的微观计算。在这里，我提出了详细的计算中微子和反中微子冷却率由于关键铁同位素在恒星物质中使用pn-QRPA理论。速率是在适合于堆芯坍塌模拟器的温度-密度尺度的细网格上计算的。将计算出的比率与先前的计算进行比较。由于铁的同位素的中微子冷却率是在整体上很好的协议使用大尺度壳模型计算的速率。在大质量恒星的前超新星演化过程中，从氧壳层燃烧到对流核硅燃烧阶段结束前后，由$^{54}$ Fe引起的中微子冷却速率比相应的壳层模型速率大3 ~ 4倍。在以前的计算中使用的布林克假设有时会导致错误的结果。Brink假设假定所有激发态的Gamow-Teller强度分布是相同的。然而，计算结果表明，激发态的质心和总强度与基态分布有明显的不同。热布居激发态强度分布的这些变化可以相当显著地改变总的弱相互作用速率。由于正电子俘获和铁同位素的$β$衰变，计算出的反中微子冷却速率比相应的中微子冷却速率小几个数量级，特别是在低温和高恒星密度下，可以安全地忽略不计。
2012-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Gamow-Teller strength distributions and neutrino energy loss rates due to chromium isotopes in stellar matter
铬同位素的伽莫夫-泰勒跃迁在大质量恒星的超新星前演化中起着重要的作用。$β$ -铬同位素的衰变率和电子俘获率显著影响轻子分数的时间变化率（$\dot{Y_{e}}$）。该参数的微调是模拟超新星爆炸成功的关键之一。由于电子俘获和$β$衰变而产生的（反）中微子在前超新星阶段对恒星物质是透明的。它们带走能量，导致恒星核心冷却。本文计算了具有天体物理意义的铬同位素上由于弱相互作用引起的Gamow-Teller强度分布和（反）中微子能量损失率。我们将我们的结果与测量数据和以前的计算结果进行比较。
2016-02-20 nucl-th
Presupernova collapse models with improved weak-interaction rates
最近基于大壳模型对角化计算了恒星弱相互作用速率的改进值。利用这些新的速率（包括β衰变和电子俘获），我们研究了15-40 Msun大质量恒星的超新星前演化。将我们的新模型与Woosley和Weaver的一组标准超新星前模型进行比较，我们发现坍缩开始时电子与重子之比Ye的值显着更大，并且铁核质量减少了约0.1兆太阳。β衰变的加入约占修订的一半，而另一半则是核物理学改进的结果。这些变化将对核合成和超新星爆炸机制产生重要影响。
2000-07-27 astro-ph nucl-th
Presupernova Evolution with Improved Rates for Weak Interactions
最近用壳模型计算了质量范围为A = 45 - 65的核的弱相互作用率，对迄今为止Fuller，Fowler，& Newman（FFN）的标准集作了重大修订。特别是，关键的电子捕获率，如Co 60的电子捕获率要小得多。我们在这里考虑的影响，这些修订率的presupernova（后氧燃烧）演化的质量范围在11至40 M_sun的大质量恒星。此外，我们包括，第一次在模型中，由我们的小组，现代率的β衰变的影响，除了电子捕获和正电子发射。在新模型中，铁核坍缩时中心电子摩尔数的值通常比Woosley & Weaver（1995）中的值大（Δ Y_e = 0.005 ~ 0.015），而且更大质量的模型有显示更大差异的趋势。大约一半的变化是β衰变的结果;另一半是电子捕获速率较小的结果。与仅仅根据较大的Y_e所预期的不同，新铁核的质量由于外铁核中熵的减少而系统地变小。铁核质量的变化范围从零到0.1 M_sun。正如Aufderheide等人（1994）所预测的那样，我们还观察到，在核心坍塌之前，有一种趋向于β平衡的趋势，随着核心坍塌的进行，这种平衡随后会丧失。我们讨论的关键弱反应速率，β衰变和电子捕获，负责的演变Y_e和未来的测量提出建议。
2000-11-28 astro-ph nucl-th
Ground and excited states Gamow-Teller strength distributions of iron isotopes and associated capture rates for core-collapse simulations
本文报道了$^{54,55,56}$ Fe的基态和激发态Gamow-Teller（GT）强度分布的微观计算，包括电子俘获和电子衰减方向。这些铁同位素的相关电子和正电子捕获率也在恒星物质中计算。这些计算是最近推出的，本文是后续详细讨论GT强度分布和恒星捕获率的关键铁同位素。在质子-中子准粒子无规相近似（PN-QRPA）理论的框架内进行的计算。pn-QRPA理论允许GT强度函数和恒星捕获率的微观\textit{state-by-state}计算，这大大增加了结果的可靠性。首次考虑了原子核的实验形变。在大质量恒星的核心中，铁的同位素$^{54,55,56}$ Fe被认为是降低电子与重子比（$Y_{e}$）的关键因素，主要通过这些核素的电子捕获。超新星爆发前恒星的结构会因为核心物质的$Y_{e}$和熵的变化而改变。结果令人鼓舞，并与测量（在可能的情况下）和其他计算进行了比较。计算的电子捕获率与壳模型结果总体上吻合良好。在大质量恒星的超新星前演化过程中，从氧壳燃烧阶段到对流核心硅燃烧结束前后，计算出的$^{54}$ Fe上的电子捕获率大约是相应壳模型速率的三倍。然而，计算出的正电子捕获率被抑制了2到5个数量级。
2012-03-21 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Neutrino and anti-neutrino energy loss rates due to iron isotopes suitable for core-collapse simulations
精确估算中微子能量损失率对于研究恒星演化的后期阶段，特别是中子星和白矮星的冷却是非常必要的。到达地球的中微子和反中微子的能谱也可以提供关于初级中微子通量以及中微子混合情况的有用信息（值得注意的是，这些超新星中微子是在超新星爆炸后发射的，这是比本文所考虑的恒星演化晚得多的阶段）。近年来，利用质子-中子准粒子无规相近似（pn-QRPA）理论，对铁同位素弱相互作用介导速率的微观计算进行了改进。在这里，我首次提出了恒星物质中由于$^{54,55,56}$ Fe引起的中微子和反中微子能量损失率的细网格计算。在大质量恒星的核心中，铁的同位素$^{54,55,56}$ Fe被认为是降低电子与重子比（$Y_{e}$）的关键因素，主要通过这些核素的电子捕获。核心坍缩模拟器可能会发现这种计算适合于插值目的，并在必要时纳入恒星演化代码中。计算的冷却速率也与以前的计算进行了比较。
2014-08-19 astro-ph.SR nucl-th
Stellar $β^{\pm}$ decay rates of iron isotopes and its implications in astrophysics
$β$ -衰变和正电子衰变被认为在大质量恒星的恒星演化的后期阶段发挥了重要作用，最终导致超新星爆炸。近年来，采用改进模型参数的质子-中子准粒子无规相近似（pn-QRPA）理论，对铁的关键同位素的弱相互作用介导速率进行了微观计算。本文详细讨论了恒星环境中铁同位素（$^{54,55,56}$ Fe）的$β^{\pm}$衰变率的改进计算。pn-QRPA理论允许对恒星速率进行微观的“逐态”计算，这将在后面的文章中解释。激发态的Gamow-Teller分布与基态有很大的不同，从这些激发态出发计算衰变率可以大大提高总衰变率计算的可靠性，特别是在恒星演化的后期。报告的衰变率也与早期的计算进行了比较。正电子衰变率与大尺度壳层模型计算结果基本一致。这项工作的主要发现包括恒星$β$ -衰变率的$^{54,55,56}$ Fe是约3 - 5个数量级小于以前的假设，因此无关的$Y_{e}$的演变过程中的超新星阶段的大质量恒星的确定。目前的工作不鼓励列入$^{55,56}$铁的关键恒星$β$衰变核的列表中建议由以前的模拟结果。
2014-08-19 astro-ph.SR nucl-th
Fine-Grid Calculations for Stellar Electron and Positron Capture Rates on Fe-Isotopes
获得精确可靠的核数据是恒星演化和核合成研究取得成功的先决条件。核心坍缩模拟器发现，从大质量恒星的核心坍缩中产生爆炸是一个挑战。人们相信，更好地理解核心崩溃的微观物理可以导致成功的结果。弱相互作用过程能够触发坍缩并控制核物质的轻子-重子比（$Y_{e}$）。结果表明，大质量恒星核心内$Y_{e}$的时间变化在恒星演化中起着关键作用，在前超新星演化的不同阶段对该参数进行微调是产生爆炸的关键。在大质量恒星的前超新星演化过程中，铁的同位素，主要是$^{54,55,56}$ Fe，被认为是通过电子捕获这些核素来控制$Y_{e}$比率的关键角色。最近，利用质子-中子准粒子无规相近似（pn-QRPA）理论，提出了一种改进的铁同位素弱相互作用介导速率的微观计算方法。pn-QRPA理论允许微观\textit{state-by-state}计算恒星捕获率，这大大增加了计算率的可靠性。这些结果表明，在恒星演化的不同阶段，$Y_{e}$的比率会有一些微调。在这里，我们提出了第一次精细网格计算的电子和正电子捕获率的$^{54,55,56}$铁。核心坍缩模拟器可能会发现这种计算适合于插值目的，并在必要时纳入恒星演化代码中。
2011-08-23 nucl-th
Excitation functions and isotopic effects in (n,p) reactions for stable iron isotopes from reaction threshold to 20 MeV
用Talys-1.2核模型程序计算了~（54）Fe，~（56）Fe，~（57）Fe和~（58）Fe四种稳定铁同位素从反应阈到20 MeV的（n，p）反应激发函数，这实质上涉及到一组全局参数的拟合.计算和实验数据之间的一个很好的协议，得到了最小的努力，参数拟合和只有一个自由参数称为“壳阻尼因子”已调整。这对于验证具有更高预测能力的核模型方法是非常重要的。用预平衡模型解释了中子与铁同位素反应中（n，p）截面随中子数增加而系统性减小的现象。对复合核和预平衡反应机制以及同位素效应也进行了深入的研究。
2011-08-11 nucl-th
Nuclear structure properties and weak interaction rates of even-even Fe isotopes
该研究结合 IBM1 与 pnQRPA 分析 A=50–70 丰中子偶偶 Fe 同位素的核结构及形变对弱相互作用率的影响，发现所得恒星率可较以往结果低至多4个数量级。
2024-10-25 astro-ph.SR nucl-th
Nucleosynthesis in Massive Stars - Including All Stable Isotopes
我们提出的第一个计算遵循所有稳定同位素（及其丰富的放射性祖先）在一个精细分区的恒星模型计算从中央氢燃烧通过爆炸作为II型超新星的发病演化。计算进行了15太阳质量的Pop I星使用最新的实验和理论的核数据，修订的不透明度表，并考虑到由于恒星风的质量损失。我们发现，由于伽马过程，在A=120的质量数以上，大约太阳能产生富含质子的同位素。我们还发现了一个弱的s-过程，它与伽马过程和爆炸性氦和碳燃烧一起，产生了几乎所有A=60至85的原子核的太阳丰度。还指出和讨论了s过程对质量90以上重核丰度的一些修正。新的弱速率导致前超新星核心的性质发生重大变化。
2000-06-25 astro-ph nucl-th
Unique first-forbidden $β$-decay rates for neutron-rich nickel isotopes in stellar environment
在天体物理环境中，允许的伽莫夫-特勒（GT）跃迁是重要的，特别是对于大质量恒星超新星前演化的$β$ -衰变率，因为它们有助于在重恒星坍缩之前和期间对恒星物质的轻子到重子含量进行微调。在GT跃迁不受欢迎的环境中，第一禁戒跃迁变得重要，特别是在中重核和重核中。特别是在丰中子核的情况下，第一禁戒跃迁是有利的，主要是由于这些跃迁的相空间放大。本文首次用质子-中子准粒子无规相近似（pn-QRPA）理论计算了恒星环境中几种丰中子镍同位素$^{72-78}$ Ni的总$β$-衰变半衰期和唯一的第一禁戒（U1 F）$β$ -衰变率。对于$β$ -衰变半衰期的计算，考虑了允许的和唯一的第一禁戒跃迁。总半衰期的比较与测量和其他理论计算，其中发现pn-QRPA结果与实验更好地一致，并且同时提示在第一禁止率中包含秩0和秩1算子以获得更好的结果。
2014-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Nuclear structure properties and decay rates of molybdenum isotopes
本文利用RMF模型和形变pn-QRPA模型计算了质量数82至138的Mo同位素核结构性质及恒星环境下的电子俘获与β衰变率，为恒星超新星前演化模拟提供关键弱率数据。
2025-04-12 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
Evolution of low-lying M1 modes in germanium isotopes
磁偶极子强度函数的一系列锗同位素$N = Z = 32$ $N$ = 48的基础上计算的大量的过渡强度内的壳模型。分析了$1g_{9/2}$轨道中强度随中子数增加的演化。一个双峰结构，包括一个向低过渡能量的增强和共振的区域中的剪刀模式被确定。低能量的增强是最强的封闭壳附近，特别是在几乎完全填充的$1g_{9/2}$轨道，而剪刀状共振是最明显的中间的开放壳，这与大小也推导出电四极跃迁强度。这一结果与以前较短系列铁同位素的研究结果一致，证明了两种低位磁偶极子模式作为全球结构特征的存在和相关性。
2022-03-01 nucl-ex nucl-th
Lepton capture rates due to isotopes of vanadium in astrophysical environment
本文利用pn-QRPA模型计算了22种钒同位素在广泛恒星密度和温度范围内的轻子俘获率，并与其他模型比较，发现高温下pn-QRPA结果高出1-2个数量级。
2025-04-12 nucl-th
Gamow-Teller strength and lepton captures rates on 66-71Ni in stellar matter
本文利用形变pn-QRPA模型计算了富中子镍同位素66-71Ni的Gamow-Teller跃迁及恒星环境下的弱衰变率，发现高温下轻子俘获率比先前计算高两个数量级并成为主导模式。
2025-05-06 nucl-th
Supernova β^- decay of nuclides 53Fe, 54Fe, 55Fe, and 56Fe in strongly screened plasma
电子屏蔽对β衰变反应的电子能量和阈能有很大的影响。本文研究了几种铁同位素的$β^-$衰变率。电子屏蔽β衰变率增加了约两个数量级。由于Q值修正引起的强屏蔽β衰变率比没有Q值修正的强屏蔽β衰变率高一个数量级以上。
2018-02-05 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Effect of Nuclear Deformation on Electron Capture Cross-section on Chromium Isotopes
本文利用pn-QRPA模型研究核形变对46,48,50Cr电子俘获截面的影响，发现电子俘获截面随形变参数增大而增大，并验证了GT强度分布与实验数据及Ikeda求和规则的一致性。
2025-03-10 nucl-th
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
Nuclear Weak Rates and Nuclear Weak Processes in Stars
利用壳层模型计算了恒星环境中的核弱过程，包括伽莫夫-特勒（GT）跃迁和自旋-偶极跃迁，并将其应用于恒星核弱过程。指出了精确弱速率对天体物理过程研究的重要作用。利用$sd$壳层的弱速率研究了8-10 M $_{\odot}$恒星ONeMg核的演化.研究了Urca核过程对核的冷却和$^{20}$ Ne双电子俘获对核的加热。特别地，用Walecka和Behrs-B $\ddot{\mbox{u}}$ hring的多极展开方法计算了$^{20}$ Ne的第二禁戒跃迁的电子俘获率，并讨论了核的最终命运，即核坍缩或热核爆炸.本文将$pf$壳层的弱速率应用于Ia型超新星铁族元素的核合成。与太阳丰度相比，富中子铁同位素的过量生产问题现在已减少到两倍以内。利用推广的Kuo-Krenciglowa方法计算了反转岛中$A$ =31的Urca核对的弱相互作用率.用$pf$ - $sdg$壳计算了$^{78}$ Ni中的跃迁强度和电子俘获率，并与随机相近似和有效俘获率公式计算结果进行了比较. $β$ -$N$ =126同位素的衰变率用GT和第一禁戒跃迁进行评估。发现半衰期短于标准模型获得的半衰期。用新的壳模型哈密顿量计算了$^{13}$ C，$^{16}$ O和$^{40}$ Ar的中子核反应截面.对核合成，中微子探测，中微子振荡和中微子质量等级的影响进行了讨论。
2022-06-02 astro-ph.SR 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
Thermal Conductivity and Thermal Hall Effect in Dense Electron-Ion Plasma
本研究考察了致密星电子-离子等离子体的热导率与热霍尔效应，提供了不同状态下的解析标度关系和拟合公式，可用于温暖致密星的耗散磁流体力学模拟。
2024-11-15 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Electron capture cross sections for stellar nucleosynthesis
在第一阶段的工作中，我们在实验室条件下详细计算了电子在核上俘获的截面。为了实现这一目标，我们利用了一个改进版本的质子-中子准粒子随机相位近似（PN-QRPA）的优点，并进行了国家的排他性的过程，导致在所选的模型空间内的任何可访问的过渡率的状态进行评估。在我们目前研究的第二阶段，我们将上述$e^-$ -捕获截面转换为恒星环境的，通过插入的温度依赖性通过麦克斯韦-玻尔兹曼分布描述恒星电子气。作为一个具体的核靶，我们使用$^{66}Zn$同位素，它属于铁族核，在核心坍缩超新星环境下的恒星核合成中起着重要作用。
2015-02-25 nucl-th
Nuclear Reactions Important in Alpha-Rich Freezeouts
富阿尔法的冻结从平衡状态发生在大质量恒星的核心坍缩爆炸期间，当超新星冲击波穿过恒星富硅的外壳时。原子核被加热到高温并分解成核子和α粒子。随着物质的膨胀和冷却，这些物质随后重新组装，从而产生新的重核，包括一些重要的超新星观测数据。在本文中，我们介绍了两个基于Web的应用程序。第一个显示的结果的反应速率的灵敏度研究富含α的冻出产量。第二个允许感兴趣的读者运行参数化的爆炸硅燃烧计算，其中用户输入他自己的参数。这些工具旨在帮助确定对实验研究很重要的核反应速率。然后，我们分析了几种铁族同位素（59 Ni，57 Co，56 Co和55 Fe）作为可观测量的作用，并检查了在其生产中重要的反应速率。
2002-11-08 nucl-th
Nucleosynthesis in the accretion disks of Type II collapsars
本文研究了由II型双星形成的伽马射线暴（GRB）吸积盘内的核合成。在这些类星体中，大质量恒星的核心坍缩首先导致原中子星的形成，并驱动了温和的超新星爆炸。然而，这颗超新星的喷出物缺乏动量，并落回中子星，中子星转化为恒星质量的黑洞。为了研究这种由超新星喷出物的回落物质形成的吸积盘的流体动力学和核合成，我们使用了已经建立的流体动力学模型。在这样的盘中，中微子冷却在温度和密度较高的内盘中变得很重要。吸积率（点{M}）越高，盘中的密度和温度越高。在这项工作中，我们处理的吸积盘具有相对较低的吸积率：0.001 M_sun s^{-1} \lesssim.{M} \lesssim 0.01 M_sun s^{-1}，因此这些磁盘主要是平流占主导地位。我们以氦和硅的丰度作为外盘核合成的初始条件，结合盘流体力学和核网络程序，研究了物质流入和落入中心物体时的丰度演化。我们调查的变化，在磁盘的核合成产物的初始丰度在外盘的变化，也与质量吸积率的变化。我们报道了几个不寻常的核，如{31}P，{39}K，{43}Sc，{35}Cl，以及钛，钒，铬，锰和铜的各种同位素的合成。我们还证实，铁，钴，镍，氩，钙，硫和硅的同位素得到合成的磁盘，如以前的作者所示。这样合成的重元素中有许多是通过外流从盘中喷出的，因此它们应该在观测数据中留下它们的特征。
2013-05-08 astro-ph.HE nucl-th
The Sun is a plasma diffuser that sorts atoms by mass
太阳是一个磁等离子体扩散器，它有选择地将轻元素如H和He以及每种元素的较轻同位素移动到其表面。太阳是在超新星坍缩的核心上形成的。它主要由铁，氧，镍，硅和硫组成，靠近SN核心，就像岩石行星和普通陨石一样。氢离子由核心的中子发射和衰变产生，被深层磁场向上加速，因此充当了维持太阳质量分离的载气。从中心中子星发射的中子引发了一系列的反应，产生了太阳光度、太阳中微子、太阳质量分馏，以及在太阳风中倾泻出的中子衰变产物H。质量分馏似乎也在母星中发生，并且可能发生在其他恒星中。
2007-02-05 astro-ph nucl-th
