The Nucleosynthesis and Reaction Rates of Fluorine 19 ($^{19}F$) in the Sun
我们通过核合成方案研究太阳中$^{19}F$的丰度。此外,我们还计算了不同温度下$^{19}F$核合成的速率方程和反应速率。还得到了核合成的其它重要函数(核配分函数和统计平衡条件)。由此产生的$^{19}F$的稳定性发生在A = 19和质量过剩= -1.4874 MeV的原子核处。结果,这将趋向于一系列的中子俘获和β衰变,直到产生$^{19}F$。$^{15}N$($α$,$γ$)$^{19}F$的反应速率主要由三个低能共振的贡献决定,这增强了包膜中最终$^{19}F$的丰度。
2019-04-21 astro-ph.GA astro-ph.SR nucl-th
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
Neutrino Effects in Nucleosynthesis
II型超新星内部的核合成发生在强烈的中微子流中。我讨论了与中微子相互作用相关的一些效应,包括中微子过程中的直接合成,中微子在控制r-过程路径和后处理r-过程产物中的作用,以及中微子振荡的联系。
2000-12-18 astro-ph hep-ph nucl-th
Neutrino-driven wind simulations and nucleosynthesis of heavy elements
核心坍缩超新星爆炸之后的中微子驱动风,提出了一个迷人的核天体物理学问题,需要了解先进的天体物理学模拟,极端条件下物质和中微子相互作用的性质,奇异核的结构和反应,以及与前沿天文观测的比较。在过去的20年里,中微子驱动的风引起了广泛的关注,因为它被认为是天体物理学站点的候选者,其中一半的重元素是通过r过程产生的。在这篇综述中,我们总结了我们目前的理解中微子驱动的风动力学和核合成的角度来看。近年来,通过改进模拟和更好的微观物理学,在了解风方面取得了快速进展。该领域的现状是,流体动力学模拟没有达到r过程所需的极端条件,风的质子或中子丰度仍有待更详细的研究。然而,核合成研究和观测已经指出中微子驱动的风可以解释较轻的重元素,如Sr,Y,Zr的起源。
2012-07-11 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Neutrino Spectra from Accretion Disks: Neutrino General Relativistic Effects and the Consequences for Nucleosynthesis
黑洞吸积盘被认为是一系列有趣的核合成的好候选者,包括r过程。黑洞的存在会影响中微子的流量,并影响由发射的中微子和从盘中喷出的热流出物质相互作用而产生的核合成。研究了广义相对论效应对黑洞吸积盘发射中微子的影响。我们目前的丰度通过考虑零测地线和能量转移两个不同的磁盘模型。我们发现中微子轨道的弯曲和能量的移动对核合成的结果都有重要的影响
2011-05-31 astro-ph.HE nucl-th
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。
2023-09-12 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Neutrinos, Weak Interactions, and r-process Nucleosynthesis
本文讨论了理解核塌缩超新星中子质子比的两个关键问题。其中之一是中微子-核子截面作为超新星能量的行为。另一个问题是当包含了单体和二体相互作用项时,核心附近中微子气体的多体性质。
2006-08-18 nucl-th
Sterile neutrinos and supernova nucleosynthesis
研究了超新星爆发中不育中微子在r过程核合成中的作用。以前有人认为,如果超新星是重元素的起源,那么中微子混合的大部分可以排除。结果表明,转换为不育中微子可能会避开这些限制。这种转换可以提高核合成的可能性进行了研究。所需的质谱与其他观察到的现象,如太阳中微子问题,大气中的中微子问题,暗物质和LSND信号建议中微子质量是一致的。
1995-11-15 astro-ph hep-ph nucl-th
11B and Constraints on Neutrino Oscillations and Spectra from Neutrino Nucleosynthesis
我们研究了核心坍缩超新星中中微子过程同位素7 Li、11 B、19 F、138 La和180 Ta的产额对三重α和12 C(α,γ)16 O反应速率变化的敏感性。与太阳丰度相比,这些恒星中产生的7 Li不到15%,19 F约25-80%,138 La约一半。在每个氦燃烧速率的2 σ范围内,11 B被过量产生,产量的变化量大于中微子振荡效应引起的变化量。然而,总的11B产额最终可能会对超新星中微子光谱提供限制。
2011-02-23 astro-ph.SR hep-ph nucl-ex
Neutrino nucleosynthesis: An overview
在超新星爆炸过程中产生的中微子会引起恒星外壳中丰富的原子核的反应,并以这种方式促进宇宙中元素的合成。这个中微子核合成过程被认为是$^7$ Li、$^{11}$ B、$^{19}$ F、$^{138}$ La和$^{180}$ Ta的重要来源,也是长寿命放射性核素$^{22}$ Na和$^{26}$ Al的重要来源,这两种核素都是$γ$射线天文学的关键同位素。本文综述了中微子核合成模拟的最新进展。
2019-01-11 astro-ph.HE 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
Neutrinos and nucleosynthesis of elements
本文综述中微子在超新星与双中子星并合中的作用,梳理核物质中微子相互作用、中微子核合成产额及集体味振荡建模的最新进展。
2024-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Sterile neutrinos and supernova nucleosynthesis
一个轻的无菌中微子物种已被引入,以解释太阳和大气中微子的困惑和LSND实验的结果,同时提供了一个热的组成部分的暗物质。采用这个计划的中微子质量和混合,我们展示了如何增强的活动-无菌中微子转换,然后由活动-活动中微子转换可以解决强有力的中子赤字问题的r-过程与中微子加热的超新星喷出物相关的核合成模型。
1999-10-09 astro-ph hep-ph nucl-th
Big Bang Nucleosynthesis in the presence of sterile neutrinos with altered dispersion relations
大爆炸核合成对轻的无菌中微子与活性物质的混合施加了严格的限制。在这里,我们将讨论如何改变色散关系可以削弱这种界限,并允许新的不育中微子自由度与早期宇宙中轻元素的成功产生的兼容性。
2016-06-21 astro-ph.CO hep-ph nucl-th
Supernova SN1987A Bound on Neutrino Spectra for R-Process Nucleosynthesis
核心坍缩超新星中的中微子驱动风是r过程核合成的一个有吸引力的场所。风中的电子分数$Y_e$取决于可观测到的中微子能量和光度。平均反中微子能量受超新星SN 1987A数据的限制,而轻子数守恒限制了反中微子与中微子光度的比值。如果风中的$Y_e$适合于快速中子俘获核合成,那么电子中微子的平均能量可能会比目前超新星模拟中预测的要低得多,或者可能会有新的中微子物理学,如无菌中微子的振荡。
2002-01-31 astro-ph hep-ph nucl-th
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
Nuclear Reactions For Nucleosynthesis Beyond Fe
在测定恒星的反式铁核合成反应性时,需要知道的核跃迁要比轻核反应多得多。这需要不同的理论和实验方法。一些具体的反式铁核合成的问题进行了讨论。
2015-08-26 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
A Big-Bang Nucleosynthesis Limit on the Neutral Fermion Decays into Neutrinos
利用原初氦丰度,通过限制额外螺旋度态的数量,为狄拉克中微子的磁矩提供了一个上限。考虑中微子磁矩引起的重无菌质量本征态衰变中产生的非热光子,我们探讨了大爆炸核合成过程中产生的所有轻元素的观测丰度所施加的约束。
2013-04-09 astro-ph.CO nucl-th
Linking neutrino oscillations to the nucleosynthesis of elements
中微子与物质的相互作用在决定爆炸性天体物理环境中的核合成结果方面发挥着重要作用,例如核心坍缩超新星或致密物体的合并。在这篇文章中,我们首先讨论了我们最近的工作的重要性,研究集体中微子振荡的时间演化的活性味在确定其对核合成的影响。然后,我们考虑可能的活性无菌中微子混合,并证明需要一个一致的方法来发展中微子的味道振荡,物质组成,和流体动力学时,味道振荡可以发生在非常深的超新星。
2015-12-11 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
The Big Bang Nucleosynthesis abundances of the light elements using improved thermonuclear reaction rates
大爆炸核合成(BBN)是均匀各向同性膨胀宇宙的一个重要阶段。然后可以将该时期轻元素合成的计算结果与轻元素的丰度进行比较。BBN模型的理论计算依赖于早期宇宙的初始条件和核物理实验测量的反应截面。最近,NACRE(核天体物理学反应汇编)数据库的更新。这个改进的汇编包括34个轻核素的两体反应的热核反应速率(15个是粒子转移反应,19个是辐射俘获反应)。在这项工作中,我们通过使用这些更新的热核反应速率的代码\texttt{AlterBBN}的框架内计算BBN丰度。我们的结果表明,新的原始锂丰度的数值结果是7.1%,比以前的计算。
2023-03-13 nucl-th
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。
2015-05-05 astro-ph.HE nucl-th
Neural network-based prediction of particle-induced fission cross sections for r-process nucleosynthesis trained with dynamical reaction models
针对r过程核合成中粒子诱发裂变截面计算困难的问题,利用INCL+ABLA模型训练神经网络,在超参数空间中预测质子诱发散裂反应,为r过程计算提供高效方案。
2025-02-24 nucl-th
Neutrino Nucleosynthesis
我们研究中微子过程的核合成在大质量恒星使用新计算的截面,扩大的反应网络,和完整的和自洽的模型的祖星。我们重新评估生产轻同位素丰富的祖细胞,以及稀有,重,富含质子的同位素。特别地,给出了B11,F19,La138和Ta180的新结果。这些同位素的产生限制了中微子的光谱和振荡。
2003-07-31 astro-ph hep-ph nucl-th
Neutrino-induced nucleosynthesis and the site of the r-process
如果r-过程发生在II型超新星的深处,可能是最受欢迎的提议地点,r-过程元素的丰度可能会被强烈的中微子通量改变。我们指出,这种影响将是特别明显的8同位素,可以有效地合成的中微子反应后r-过程冻结。我们发现,观察到的这些同位素的丰度是完全一致的中微子诱导的核合成,强烈主张超新星r-过程网站。推导出的注量严格限制的冻结半径和动态时间尺度的r-过程。
1996-12-05 astro-ph nucl-th
Neutrino Capture and r-Process Nucleosynthesis
我们探讨了在新生中子星的中微子驱动的喷出物中r-过程核合成过程中的中微子捕获。我们专注于带电电流弱相互作用和元素合成之间的相互作用,我们描绘了平衡核动力学的重要作用。在自由核子与轻核和/或重核共存期间,电子中微子俘获抑制了r过程。在所有阶段,自由中子的俘获比原子核的俘获具有更大的影响。然而,中微子在重核上的俘获,如果它本身很强,也会对r过程有害,直到大的核平衡团簇破裂,r过程的经典中子俘获阶段开始。r-过程对中微子辐射的敏感性意味着中微子俘获效应可以强烈地限制r-过程的位置,中微子物理,或两者兼而有之。这些结果也适用于r过程的情况下,而不是中微子加热风。
1998-09-18 astro-ph nucl-th
Neutrino Astrophysics
我回顾了中微子天体物理学的现状,包括太阳中微子;大气中微子;中微子质量和振荡;超新星中微子;中微子核合成(大爆炸核合成,中微子过程,r-过程);中微子冷却和红巨星;和高能中微子天文学。
2008-08-05 astro-ph nucl-th
Majorana Neutrino Magnetic Moment and Neutrino Decoupling in Big Bang Nucleosynthesis
我们研究了当Majorana中微子(电子中微子、μ子中微子、τ中微子)具有跃迁磁矩时的早期宇宙物理。这些超出通常的弱相互作用耦合的额外耦合改变了中微子从电子/正电子和光子等离子体中解耦的方式。我们计算如何过渡磁矩耦合修改中微子退耦温度,然后使用一个完整的弱,强,电磁反应网络来计算相应的变化大爆炸核合成丰度产量。我们发现,轻元素丰度和其他宇宙学参数对10^{-10}玻尔磁子量级的磁耦合敏感。考虑到最近对亚MeV Borexino数据的分析,将Majorana矩限制在10^{-11} Bohr磁子或更小的数量级,我们发现宇宙学参数的变化从磁贡献到中微子退耦温度低于即将到来的精确观测水平。
2015-11-17 astro-ph.CO hep-ph nucl-th
An Active-Sterile Neutrino Transformation Solution for r-Process Nucleosynthesis
我们讨论了如何在中微子和反中微子通道中物质增强的活性无菌中微子转换可以使中微子加热的超新星喷出物中的快速中子捕获(r-过程)核的生产。在这个方案中,最轻的无菌中微子比电子中微子重,并通过真空质量平方差从电子中微子中分裂出来,真空质量平方差大约在3 eV和70 eV之间,真空混合角由$^2$给出。
1999-02-06 astro-ph hep-ph nucl-th
Neutrino-Induced Fission and r-Process Nucleosynthesis
一个r-过程的情况下,裂变,但没有裂变循环被认为是占所观察到的丰度模式的中子俘获元素在超贫金属星。有人提出,中微子反应在诱导裂变的祖核后,在II型超新星的r-过程冻结起着至关重要的作用。为了促进中微子诱发的裂变,所提出的r过程方案被限制在低密度环境中发生,例如来自中子星的中微子驱动风。进一步的研究,以发展这种情况下强调。
2002-03-13 astro-ph nucl-th
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
Neutrino-induced nucleosynthesis of A>64 nuclei: The nu p-process
我们提出了一个新的核合成过程,我们表示为nu p-过程,它发生在超新星(可能还有伽马射线暴)中,当强中微子流产生富含质子的喷出物时。在这个过程中,富质子环境中的反中微子衰变产生的中子会立即被缺中子核捕获。这允许质量数A >64的核的核合成。这使得这个过程成为解释太阳92,94 Mo和96,98 Ru丰度起源的可能候选者。这一过程也为在超贫金属恒星中发现的大量锶提供了一个自然的解释。
2005-11-12 astro-ph nucl-th
Neutrinos, Rare Isotopes of Exotic Nuclei and Nuclear Astrophysics
讨论了中微子物理学、天体物理学场所中元素的核合成、稀有奇异核的实验室测量和天文观测之间的联系。强调了中微子所起的关键作用,并强调了中微子物理与核合成之间的密切联系。
2014-10-21 nucl-th
Prediction of Astrophysical Reaction Rates: Methods, Data Needs, and Consequences for Nucleosynthesis Studies
天体物理学中的大多数核反应都涉及不稳定的原子核,这些原子核还不能通过实验完全获得。因此,对通过理论手段可靠地预测截面和反应速率有很高的要求。大多数反应可以在统计模型(Hauser-Feshbach)的框架内进行处理。核性质的全局参数化需要远离稳定性的预测,这将探索我们对强作用力的理解,并将其发挥到极限。在II型超新星的详细核合成研究的框架中说明了天体物理方案对核输入的敏感性。比较了在同一爆炸模型中用两组不同的反应速率计算得到的丰度。确定了关键反应和所需的核信息。
2000-07-28 astro-ph nucl-th
Uncertainties in $ν$p-process nucleosynthesis from Monte Carlo variation of reaction rates
有人认为,当热的、致密的、富含质子的物质在强反中微子流中膨胀时,会发生$ν$ p过程。在这样的环境中,富质子核素可以在质子捕获和(n,p)反应的序列中产生,其中自由中子通过$\overlineν_\mathrm{e}+\mathrm{p} \rightarrow \mathrm{n}+\mathrm{e}^+$反应原位产生。详细的流体动力学演化决定了核合成路径从N = Z线的何处断开,以及它在核图上的位置。在这项工作中,采用大规模蒙特卡罗方法研究了由于核反应速率的不确定性而导致的最终同位素丰度的不确定性,同时改变了一万个反应。由于尚未确定$ν$ p过程的确定天体物理学位置,因此对大范围的模型条件进行了研究。目前的参数研究提供了,为每一个模型,确定的关键核反应主导的不确定性,为一个给定的核素丰度。由于$ν$ p过程中出现的所有速率都涉及不稳定核,因此只有理论速率可用,最终丰度的不确定性大于更接近稳定的核合成过程。然而,大多数不确定性仍然低于三个因素的轨道与强大的核合成。更极端的条件允许生产更重的核素,但显示出更大的不确定性,因为在许多速率的不确定性的积累,因为核合成的终止不是在平衡条件下。研究还发现,${}^{92}$ Mo和${}^{94}$ Mo丰度的太阳比在不确定度范围内可以重现。
2019-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Crucial inputs to nucleosynthesis calculations
本文第一部分讨论了与预测复合反应有关的核性质。第二部分讨论直接反应,特别强调直接中子俘获。
2008-03-11 astro-ph nucl-th
QED corrections to the big-bang nucleosynthesis reaction rates
我们计算辐射修正的核反应速率,决定了大爆炸核合成(BBN)的结果。任何产生能量高于$2m_e$的光子的核反应都必须有相应的反应来补充,在相应的反应中,末态光子被电子-正电子对取代。我们发现,对生产带来了一个典型的$0.2 \%$增强光子发射率,导致类似的元素丰度的大小修正。唯一的例外是$^4{\rm He}$丰度,它对核反应速率的微小变化不敏感。我们还研究了真空极化对库仑势垒的影响,当反应速率从测得的能量外推到BBN伽莫夫峰能量时,它会带来一个小的额外校正。
2020-09-23 astro-ph.CO hep-ph nucl-th
Fission Cycling in Supernova Nucleosynthesis: Active-Sterile Neutrino Oscillations
我们研究了在超新星核后反弹中微子驱动的风环境中的核合成的存在下,活跃的不育中微子转换。我们考虑了在一定混合参数范围内的活性-惰性中微子振荡:真空质量平方差为0.1 eV^2 < dm^2 < 100 eV^2,真空混合角为sin ^2(2 θ_v)> 10^-4。我们发现一个一致的r-过程模式的大范围的混合参数,是在粗略的协议与晕星CS 22892-052丰度和图案的形状是由裂变循环。我们发现r-过程峰形成的允许区域与LSND和NSBL(3+1)的允许区域重叠。
2006-02-26 astro-ph hep-ph nucl-th
Neutrino Astrophysics
中微子天体物理学的回顾,包括太阳和大气中微子;中微子质量和振荡;超新星机制,超新星中微子的生产,和相关的核合成;宇宙学中微子和大爆炸核合成;中微子冷却和中微子性质的相关限制;和高能天体物理中微子。
2012-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
Nuclear Reaction Network for Primordial Nucleosynthesis: a detailed analysis of rates, uncertainties and light nuclei yields
我们详细分析了标准的原始核合成方案。特别讨论了详细预测轻核素丰度所涉及的关键理论问题,如弱反应速率、中微子退耦和核速率模型。我们还进行了新的分析,现有的数据进入核合成反应网络的主要核过程,特别强调其不确定性,以及在确定相应的不确定性轻核素理论估计的作用。利用从宇宙微波背景各向异性测量得到的重子密度,讨论了2H、3He、4He和7Li的理论结果与实验结果的现状。
2018-03-22 astro-ph hep-ph nucl-th
General relativistic effects in the neutrino-driven wind and r-process nucleosynthesis
我们讨论了在稳态中微子驱动的“风”,这可能会产生从新生中子星的广义相对论效应。特别是,我们推广以前的分析估计的每重子的熵$S$,质量流出率$\dot M$,和动力学膨胀时间尺度$τ_{dyn}$。我们发现,$S$增加和$τ_{dyn}$减少的质量与半径比的值的增加描述的超新星核心。这两种趋势都表明,更紧凑的核心将导致每个铁峰值种子核的中子数更高。中子-种子比率的这种增强可能是中微子加热的超新星喷出物中成功的r-过程核合成所必需的。
1997-01-22 astro-ph gr-qc nucl-th
Neutrino-induced neutron spallation and supernova r-process nucleosynthesis
为了探索中微子辐照对超新星r过程核合成的影响,我们计算了荷电和中性流中微子在丰中子重核上的反应速率,并估算了由此产生的中微子辐射的平均中子数。我们的研究结果表明,充电电流$ν_e$捕获可以是重要的突破等待点核在N=50和82,同时仍然允许形成丰度峰。此外,在r-过程冻结后,似乎有独特的中性电流和充电电流后处理效果。从观测到的太阳r-过程丰度分布中减去中微子后处理效应表明,A=124-126和183-187这两个质量区域对中微子后处理效应非常敏感。这对控制r-过程的冻结半径和动态时标施加了非常严格的限制。此外,我们发现,这些质量窗口内的丰度模式是完全一致的中微子相互作用的合成。这提供了一个强有力的论据,r-过程必须发生在核心坍缩超新星提供的强烈中微子流中。
1996-11-05 astro-ph nucl-th
Nuclear reaction rates and the primordial nucleosynthesis
大爆炸核合成(BBN)中元素原始丰度的理论预测受到输入核反应速率的不确定性的支配。我们调查的效果修改这些反应速率轻元素丰度产率在BBN取代现有的88个反应速率的35。我们已经研究了这些产率作为演化时间或温度的函数。我们发现,使用这些新的反应速率的结果,在氦的质量分数只有一点点增加,在BBN计算中得到以前。这允许洞察的作用,核反应速率在设置的中子质子比在BBN时代。我们观察到,即使有相当大的核物理的不确定性,这些核反应中的大多数具有最小的影响,标准的BBN丰度产额的$^6$锂和$^7$锂。
2011-11-15 astro-ph.CO nucl-ex nucl-th
New Nuclear Reaction Flow during r-Process Nucleosynthesis in Supernovae: Critical Role of Light Neutron-Rich Nuclei
我们研究了轻丰中子核在超新星r过程核合成中的作用。以往对r过程的研究主要集中在重不稳定核的反应流上。虽然核反应网络包括几千个重核,但在这些研究中仅使用了通过稳定线附近的轻质量核的有限反应流。然而,在中微子驱动风中r过程的可行方案中,初始条件是由中子,质子和电子-正电子对组成的高熵热等离子体经历强烈的中微子通量。在这样的环境中,轻质量核和重核在种子核和r-过程元素的产生中将发挥重要作用。因此,我们已经扩展了我们的全隐式核反应网络,使其包括Z $ \leq 10$的中子滴线以下的所有核,以及Z $ \geq 10$的更大网络。在目前的核合成研究中,我们利用大规模SNeII爆炸的风模型来研究这个扩展网络的影响。我们发现,一个新的核反应流路打开在非常轻的中子丰富的区域。这种新的核反应流可以改变最终的重元素丰度多达一个数量级。
2001-07-19 astro-ph nucl-th
Reaction Rates and Nuclear Properties Relevant for Nucleosynthesis in Massive Stars and Far From Stability
天体物理环境中的爆炸性核燃烧产生不稳定的原子核,这些原子核又可以成为后续反应的目标。此外,它还涉及到大量的稳定核素,这些核素还没有被实验充分探索。因此,有必要借助理论模型来预测反应截面和热核反应速率。这样的预测也感兴趣的放射性离子束设施的调查。一个扩展的图书馆的理论截面和反应速率。α +核势的问题的解决和新的参数化。在低水平密度下正确预测截面的问题由62 Ni(n,γ)反应说明。
2003-06-13 astro-ph nucl-th
New Nuclear Physics for Big Bang Nucleosynthesis
我们讨论了核反应,它可能在大爆炸核合成(BBN)中发挥作用。这些反应中的大多数涉及锂和铍同位素,其中一些反应的速率以前没有包括在BBN计算中。这些反应很少在实验室中得到很好的研究。我们还讨论了这些反应中的新效应,包括核靶态的热布居、共振增强和非热中子反应产物。我们进行的敏感性研究表明,即使考虑到相当大的核物理的不确定性,这些核反应中的大多数具有最小的杠杆作用的标准BBN丰度产量的6Li和7Li。虽然有几个有可能改变收益率显着,我们认为,这是不太可能的。
2010-08-04 astro-ph.CO hep-ph nucl-ex
Neutrinos and Nucleosynthesis in Gamma-Ray Burst Accretion Disks
我们计算了恒星质量黑洞周围的吸积盘中物质的核组成,这些黑洞被认为伴随着伽马射线暴(GRB)。我们遵循质量元素的吸积盘开始在点的核离解和计算的电子分数的演变,由于电子,正电子,电子中微子和电子反中微子捕获。我们发现,在吸积率为1 M_solar/s或更高的盘的内部区域,电子俘获引起的盘材料的中子化可以被中微子相互作用逆转.在这些情况下,内部盘区域对中微子来说是光学厚的,因此为了估计发射的中微子通量,我们找到了每个光学厚盘模型的中微子最后散射表面(相当于原中子星中微子层)。我们还估计了中微子相互作用对从GRB吸积盘流出的中子-质子比的影响,并发现即使当盘对中微子来说是光学薄的时候,它也是显著的。
2003-11-24 astro-ph nucl-th
Neutrino-nucleus reactions and their role for supernova dynamics and nucleosynthesis
近年来,对超新星中微子引起的核反应的描述取得了重大进展。在与超新星中微子相关的能量和动量转移中,中微子-核截面主要由允许跃迁决定,然而,通常有不可忽略的来自(第一)禁戒跃迁的贡献。对于几个允许的原子核,伽莫夫-泰勒强度分布可以从电荷交换反应和非弹性电子散射数据中导出。重要的是,对角化壳层模型已被证明可以准确地描述这些数据,因此成为合适的工具来计算允许的贡献中微子核截面超新星中微子。更高的多极贡献通常在准粒子随机相位近似的框架内计算,它很好地描述了巨共振的总强度和位置。本文综述了近年来在计算超新星中微子核截面方面所取得的进展,并讨论了用数据验证的问题。此外,综述还总结了中微子核反应对超新星动力学和相关核合成的影响。这些包括中微子被原子核吸收(原子核电子俘获的逆过程,这是坍缩过程中主要的弱相互作用过程),非弹性中微子-原子核散射和中微子对发射引起的原子核去激发。我们还讨论了最近发现的$νp$过程,r-过程和中微子过程,其中中微子核反应的影响最大的中微子诱导反应的作用。最后,我们简要地回顾了中微子核反应的超新星中微子的观测地球上的探测器的重要性。(节录)
2015-03-27 astro-ph.HE nucl-th
Nucleosynthesis in Supernovae
核心坍缩超新星的能量传输主要来自中微子。因此,超新星的某些性质可能依赖于标准模型弱相互作用的对称性和特征。中微子俘获的截面比反中微子俘获的截面大一个量级的中微子能量与核子质量之比。这会使质子中子星上方由$ν$驱动的风中中子与质子的比例降低约20%,并可能显著阻碍r-过程核合成。
1999-05-19 astro-ph hep-ph nucl-th
Impact of active-sterile neutrino mixing on supernova explosion and nucleosynthesis
结果表明,对于由反应堆中微子异常所暗示的活性-无活性味混合参数,在8.8 M太阳电子俘获超新星的核心附近,电子分数为\approx 1/3的区域发生了大量的\ν_e-\ν_s和\bar\ν_e-\bar\ν_s转换.与没有这种转换的情况相比,喷射物质的中子丰度提高,可以生产从Sr,Y和Zr到Cd的元素,与贫金属恒星HD 122563的观测结果基本一致。活跃-无菌的味道转换也强烈抑制中微子加热,有时它是重要的复苏的冲击。我们的研究结果表明,超新星爆炸和核合成的模拟可以用来约束主动无菌混合参数结合中微子实验和宇宙学的考虑。
2013-11-15 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Neutrino decoupling including flavour oscillations and primordial nucleosynthesis
我们重新讨论了中微子在早期宇宙中的味振荡去耦。我们重新推导的量子动力学方程,确定中微子演化的基础上BBGKY类层次结构,并包括第一次完整的碰撞项,与所有相关的反应的对角和非对角项。我们重点讨论了零化学势的情况,并数值求解这些方程。我们还开发了一个近似方案的基础上绝热演化的物质基础。事实上,振荡和宇宙学时间尺度之间的巨大差异允许考虑平均味振荡,当与微分系统雅可比矩阵的直接计算相结合时,平均味振荡可以将数值积分加速两个数量级。近似的数值方案也是有用的,以获得更多的洞察中微子去耦的物理。结合等离子体热力学QED修正的最新结果,我们将中微子的有效数更新为$N_{\mathrm{eff}} = 3.0440$。最后,我们研究了中微子退耦过程中味振荡对随后的原始核合成的影响。
2020-12-06 astro-ph.CO hep-ph nucl-th
Impact of Uncertainties in Nuclear Reaction Cross Sections on p-Nucleosynthesis in Thermonuclear Supernovae
本文开发蒙特卡洛后处理方法量化核反应率不确定性对核合成丰度的影响,并应用于Ia型超新星中p-核的产生,发现最终丰度不确定性总体较小且主要由高密度区域主导。
2019-08-16 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Neutrinos And Big Bang Nucleosynthesis
根据粒子物理学和宇宙学的标准模型,当前宇宙中应该存在类似于宇宙微波光子背景的宇宙中微子背景。弱相互作用的弱点使得中微子背景无法用现有技术检测到。然而,宇宙中微子背景可以通过它对大爆炸核合成(BBN)和宇宙微波背景(CMB)辐射的宇宙学效应间接探测。在这篇BBN评论中,重点关注中微子,更一般地说是暗辐射,对“等效中微子”(暗辐射)的数量,重子不对称性(重子密度)和可能的轻子不对称性(中微子简并度)的BBN约束进行了审查和更新。BBN对暗辐射和重子密度的限制来自于对氘和氦-4的原始丰度的考虑,与CMB的互补结果非常一致,提供了一个暗示性的,但目前还没有定论的暗辐射存在的暗示,它们限制了任何轻子的不对称性。对于这里考虑的所有情况,都存在一个“锂问题”:BBN预测的锂丰度超过观测推断的原始值约3倍。
2012-07-31 astro-ph.CO hep-ph nucl-ex
Monte Carlo variations as a tool to assess nuclear physics uncertainties in nucleosynthesis studies
在核合成模型中,中子、质子和$α$引起的反应截面和反应速率的不确定性对最终同位素丰度的影响是核合成和银河系化学演化研究中的一个重要问题。我们开发了一种蒙特卡罗方法,允许大规模的核不确定性对核合成的影响的后处理研究。温度相关的速率不确定性结合现实的实验和理论的不确定性。解释了反应截面对核靶激发态贡献的重要性,这些贡献具有不同于热玻尔兹曼布居因子的权重。从详细的统计分析的Monte Carlo数据的不确定性,在最终的丰度的概率密度分布。此外,基于速率和丰度相关性,自动化程序从许多区域或示踪剂的叠加中识别复杂流型中最重要的反应。该方法已被应用于一些核合成过程。
2019-09-17 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Neutrino Degeneracy and Decoupling: New Limits from Primordial Nucleosynthesis and the Cosmic Microwave Background
我们重新分析了宇宙学对存在净普适轻子不对称性和中微子简并性的限制。我们表明,中微子可以开始去耦在更高的温度比以前的估计,由于几个修正,减少中微子反应速率。因此,当粒子自由度改变时,这些退耦的中微子不会被加热。在$e^\pm$湮灭之后,残余中微子与光子温度的合成比率可以从标准非简并比率显著地减少超过两倍。这改变了膨胀率和随后的原始核合成,光子去耦和结构形成。特别是,我们分析物理上合理的轻子不对称模型与大$ν_μ$和$ν_τ$简并与一个温和的$ν_e$简并。我们表明,核合成本身允许非常大的中微子简并$0 \le \xinum$,$\xinut \le 40$,$0 \le \xinue \le 1.4$连同大重子密度$0.1 \le Ω_b \h502 \le 1$,只要一些原始锂的破坏已经发生。我们还表明,结构的形成和宇宙微波背景的功率谱允许的可能性$Ω= 1$,$Ω_Λ= 0.4$,宇宙模型,其中既有显着的轻子不对称性($| \xinum | = | \xinut | \approx 11$)和一个相对较大的重子密度($Ω_b \h502 \approx 0.2$)。我们的最佳拟合中微子简并,重子含量高的模型主要区别于微波背景功率谱中的第二个峰值的抑制。这与最近来自BOOMERANG和MAXIMA-1的高分辨率数据一致。
2001-02-22 astro-ph hep-ph nucl-th