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
The thermonuclear rate for the 19F(a,p)22Ne reaction at stellar temperatures
$^{19}$ F（$α$，p）$^{22}$ Ne反应被认为是AGB和Wolf-Rayet星中氟耗尽的主要来源之一。由于缺乏可用的实验研究，反应速率仍然保留很大的不确定性。在这项工作中的两个出口通道的基态和第一激发态的$^{22}$ Ne的产率已被测量和几个以前未观察到的共振已被发现在能量范围E $_{lab}$ =792-1993 keV。通过对反应数据的详细R矩阵分析确定了能级参数，并根据现有的实验信息提供了一个新的反应速率。
2008-03-04 nucl-ex
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
Thermonuclear reaction rate of $^{29}$Si(p,$γ$)$^{30}$P
$^{29}$ Si（p，$γ$）$^{30}$ P反应的热核速率影响经典新星中$^{29}$ Si的丰度。一个可靠的反应速率对于测试太阳前星尘颗粒的新星亲子关系是必不可少的。目前，考虑到经典新星被认为是尘埃颗粒的多产者，在研究的数千种颗粒中，没有经典新星颗粒在原始陨石中被明确识别的事实令人困惑。我们研究了$^{29}$ Si $+$ $p$反应在$200$ $-$ $420$ ~keV的质心能量，并提出了改进值的共振能，能级激发能，共振强度，和分支比。在质量中心能量为$303$ keV处发现了一个新的共振。对于在$215$ ~keV的预期共振，可以确定强度的实验上限。我们评估了质子阈值附近的能级结构，并根据所有可用的实验信息提出了新的反应速率。我们的新的反应速率大大降低了不确定性相比，以前的结果在温度$T$ $\ge$ $140$ ~MK，这是最重要的经典新星核合成。未来的实验，以提高在较低温度下的反应速率进行了讨论。
2022-05-13 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
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 Reaction Rate of $^{30}$Si(p,$γ$)$^{31}$P
高温氢燃烧环境中硅的合成为球状星团丰度异常的研究提供了一条可能的途径。这是在以前的研究中提出的，该研究发现与$^{30}$ Si（p，$γ$）$^{31}$ P反应速率相关的大的不确定性妨碍了对球状星团NGC 2419中观测到的Mg-K反相关产生的恒星条件的坚定理解。在努力提高反应速率，我们提出了新的强度测量的$^{30}$ Si（p，$γ$）$^{31}$ P的$E_r^{lab} = 435$ keV和$E_r^{lab} = 501$ keV共振。对于前者，这是以前未观察到的，我们得到的共振强度$ωγ= (1.28 \pm 0.25$）$\times 10^{-4}$ eV。对于后者，我们获得了一个值$ωγ= (1.88 \pm 0.14)$ $\times 10^{-1}$ eV，它具有较小的不确定性相比，以前测量的强度。基于这些结果，对热核反应速率进行了重新评价。新测量的影响是在对NGC 2419研究重要的温度下将反应速率降低$\approx$ 10倍。在这些温度下的速率不确定性也显著降低。
2019-12-13 nucl-ex
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
Experimental measurements of the O15(alpha,gamma)Ne19 reaction rate and the stability of thermonuclear burning on accreting neutron stars
近距离双星系统中的中子星经常从它们的伴星吸积物质。在中子星的大气层中，吸积物质的热核点火导致热核爆炸，根据吸积率，热核爆炸被观察为周期性地在数小时和数天之间发生的X射线爆发。点火条件的特点是由一个敏感的相互作用之间的增长率的燃料供应和其耗尽率的核燃烧在热CNO循环和rp过程。对于吸积率接近稳定燃烧的爆发点火，因此，严重依赖于热CNO爆发反应，O 15（α，γ）Ne 19，调节热CNO循环和快速质子捕获过程之间的流量。直到最近，O 15（α，γ）Ne 19-反应速率还不为实验所知，理论估计值具有很大的不确定性。在本文中，我们进行了参数研究的不确定性，这反应速率和确定的天体物理后果的第一次测量这反应速率。我们的研究结果证实了早期的预测，并表明，理论上燃烧仍然不稳定的吸积率附近的爱丁顿限制，在天文观测。
2007-05-07 astro-ph nucl-ex
Measurement of the 91Zr(p,gamma)92mNb cross section motivated by type Ia supernova nucleosynthesis
重的、富含质子的同位素的合成是一个知之甚少的天体物理过程。热核（Ia型）超新星爆炸是建议的地点之一，早期太阳系中存在的一些同位素的丰度可以用来测试模型。92 Nb就是这样的同位素，在其合成中起作用的反应之一是91 Zr（p，γ）92 Nb。由于目前还没有实验截面，核合成模型只能依靠理论计算。在本工作中，我们测量了~（91）Zr（p，γ）~（92）mNb在天体物理能下的活化截面。结果很好地证实了预测的截面和反应速率为91 Zr（p，γ）92 Nb，用于天体物理模拟。
2021-08-23 astro-ph.SR nucl-ex
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
Nucleosynthesis: what direct reactions can do for it?
与恒星演化有关的反应很难在小天体物理能量下在实验室中直接测量。近年来，间接反应法被发展并应用于低能天体物理S因子的提取。这些方法需要结合新的实验技术和理论的努力，这是这个简短的评论的主题。
2013-03-05 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Simulation of a low-background proton detector for studying low-energy resonances relevant in thermonuclear reactions
国家超导回旋加速器实验室（NSCL）正在开发一种新的探测器，用于测量β延迟粒子发射的低能带电粒子。这些低能粒子对核天体物理研究非常重要。使用气态系统而不是固态检测器降低了对β的灵敏度，同时保持了对更高质量带电粒子（如质子或α）的高效率。这种对β的低灵敏度将其对背景的贡献最小化到150 keV。基于\textsc{Geant4}的详细仿真工具已经开发了这种未来的探测器。
2016-06-23 nucl-ex physics.ins-det
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
New $^{63}$Ga(p,$γ$)$^{64}$Ge and $^{64}$Ge(p,$γ$)$^{65}$As reaction rates corresponding to the temperature regime of thermonuclear X-ray bursts
本文利用最新实验数据和GXPF1A壳模型计算，确定了$^{63}$Ga(p,γ)$^{64}$Ge和$^{64}$Ge(p,γ)$^{65}$As在X射线暴温度范围内的反应速率及其不确定性。
2024-12-18 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Experimental study of the $^{30}$Si($^{3}$He,$d$)$^{31}$P reaction and thermonuclear reaction rate of $^{30}$Si($p$,$γ$)$^{31}$P
[背景]某些球状星团中的异常现象，如钾的增强和镁的贫化，可以用早期恒星污染目前观测到的恒星来解释。结果表明，污染点的温度和密度的可能范围取决于少数几个临界反应速率的强度。该反应已被确定为这些重要反应之一。[目的]评价热核反应反应速率的关键因素是共振的强度，在低能量下，共振的强度与它们的质子宽度成正比。因此，这项工作的目标是确定质子宽度的非结合态31 P。[方法]在Maier-Leibnitz实验室用单质子转移反应研究了31 P的态。用Q3 D磁谱仪检测氘。提取了27个态的角分布和光谱因子，计算了未结合态的质子宽度和共振强度。[结果]首次在单质子转移反应中观察到了多个自由态。在20 MK以上，反应速率现在完全由观察到的状态性质来估计。来自除共振之外的所有共振的反应速率不确定性已经降低到低于高于该温度的两倍。共振的未知自旋和宇称主导了相关温度范围内速率的不确定性。[结论]反应速率的剩余不确定性来源于未知的共振自旋和宇称，这可以在感兴趣的温度范围内将反应速率改变十倍。
2022-01-10 astro-ph.GA nucl-ex
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
Bayesian Estimation of the D(p,$γ$)$^3$He Thermonuclear Reaction Rate
大爆炸核合成（英语：Big bang nucleosynthesis，BBN）是宇宙早期轻核素产生的标准模型理论，发生在大爆炸后约20分钟。特别是氘的产生对原始重子密度和中微子种类的数量非常敏感，它的丰度可以作为早期宇宙条件的敏感测试。将观测到的氘丰度与预测的氘丰度进行比较，需要对相关热核反应速率及其相应的不确定性有可靠的了解。最近的观测报告了原始氘丰度的百分比准确性，但一些基于BBN的理论预测与测量值有矛盾，因为氘燃烧反应的截面存在不确定性。在这项工作中，我们分析了S-因子的D（p，$γ$）$^3$ He反应使用分层贝叶斯模型。我们考虑了1955- 2021年期间的11个实验的结果，比任何其他研究都多。我们还提出了两个不同的拟合函数，一个基于微观核理论的双参数函数和一个四参数多项式的结果。我们推荐的反应速率在$0.8$ ~GK的不确定度为2.2%，这是对氘BBN最重要的温度。我们的利率和以前的结果之间的差异进行了讨论。
2021-08-31 astro-ph.CO nucl-ex nucl-th
The role of the screening potential in the deuteron-deuteron thermonuclear reaction rates
University of Birjand（比尔詹德大学）
本文计算了金属环境中考虑电子屏蔽效应的氘-氘热核反应率，发现具有屏蔽势与无屏蔽势的反应率比值可用$ \exp\left(4.70 +6.50\\:{U_{e}}/{T_{9}}\right)$描述。
2026-09-29 nucl-ex nucl-th
Photoneutron reaction cross section measurements on 94Mo and 90Zr relevant to the p-process nucleosynthesis
在美国三角大学核实验室（TUNL）的高强度γ射线源（HIγS）装置上，用准单色光子束对94 Mo（γ，n）和90 Zr（γ，n）反应的光致衰变截面进行了实验研究。的光中子反应截面的能量依赖性进行了测量，从各自的中子发射阈值高达13.5 MeV的高精度。这些测量有助于更广泛的核反应相关的p-过程核合成的理解调查。结果与Hauser-Feshbach统计模型计算的偶极γ射线强度函数的预测进行了比较。在p-过程核合成的典型感兴趣范围内，作为温度函数的94 Mo（γ，n）和90 Zr（γ，n）光中子恒星反应速率显示了光中子恒星反应速率在中子阈值附近对实验数据的敏感性。
2018-12-30 nucl-ex
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
Re-investigation of neutron capture by 84Kr and 86Kr in the s-process nucleosynthesis
本研究利用统计模型程序Talys v1.96再研究s过程中84Kr、86Kr的中子俘获过程，分析核能级密度的影响，所得结果与既往研究吻合，且通过微调核性质复现了实验数据。
2024-10-09 astro-ph.SR nucl-ex 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
Study of the $^{22}$Mg waiting point relevant for x-ray burst nucleosynthesis via the $^{22}$Mg($α$,$p$)$^{25}$Al reaction
该研究利用MUSIC装置直接测量了$^{22}$Mg($α$,$p$)$^{25}$Al反应截面，发现其反应率比此前测量高约4倍，表明X射线暴核合成中$^{22}$Mg等待点可被显著绕过。
2022-11-01 nucl-ex
The s-process nucleosynthesis in low mass stars: impact of the uncertainties in the nuclear physics determined by Monte Carlo variations
我们研究了中子俘获和弱反应（重元素）的不确定性对低质量恒星的s-过程核合成的影响，使用基于蒙特卡罗的方法。我们进行了广泛的核反应网络计算，包括新评估的温度依赖的上限和下限的个人反应速率。我们先进的方法能够评估对最终丰度影响更大的反应。我们发现，β衰变率的不确定性通常影响附近的S-过程分支的核素，而在最终丰度的不确定性是由中子捕获率的不确定性，直接产生或破坏感兴趣的核素。由重元素反应引起的总核不确定性约为50%。
2018-10-10 astro-ph.SR nucl-ex 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
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
Measurement of the $^{90, 92}$Zr(p,$γ$)$^{91,93}$Nb reactions for the nucleosynthesis of elements around A=90
使用圣母大学的NSCL SuN检测器进行反应$^{90, 92}$ Zr（p，$γ$）$^{91,93}$ Nb的横截面测量。这些反应是合成轻p核的核反应流的一部分。对于$^{90}$ Zr（p，$γ$）$^{91}$ Nb反应，新的测量解决了先前结果之间的不一致。对于$^{92}$ Zr（p，$γ$）$^{93}$ Nb反应，本工作首次测量了该反应截面。这两个反应截面进行了比较，理论计算和一个非常好的协议与标准的非吸烟模型观察。
2013-10-21 nucl-ex
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
Low Energy measurement of the $^{96}\mathrm{Zr}(α,n)^{99}\mathrm{Mo}$ reaction cross section and its impact on weak r-process nucleosynthesis
在核心坍缩的超新星和中子星合并中，中微子驱动的喷出物可以形成比铁更轻的重元素，甚至可以达到银左右。稍微富中子的条件有利于弱r过程，它遵循接近稳定的路径。因此，β衰变与膨胀时间尺度相比是缓慢的，并且（$α$，n）反应对于将物质向更重的核移动变得至关重要。这些反应的速率计算与统计模型和他们的主要不确定性，在能量相关的弱r-过程，是$α$ +核光学势。计算$α$ +原子核光学势时有几组参数，导致反应速率的偏差很大，甚至超过一个数量级。最近，$^{96}$ Zr（$α$，n）$^{99}$ Mo反应已被确定为影响从Ru到Cd的元素的产生的关键反应。在这里，我们提出了第一个横截面测量的能量（6.22兆电子伏$\leq$ E $_\mathrm{c.m.}$ $\leq$ 12.47兆电子伏）相关的弱r-过程的反应。新的数据提供了一个严格的测试，各种模型的预测，这是必要的，以提高弱r-过程网络计算的精度。强烈降低反应速率的不确定性导致非常好的约束核合成产额$Z = 44 - 48$同位素在不同的中微子驱动的风条件下。
2021-03-02 nucl-ex
Photon-induced Nucleosynthesis: Current Problems and Experimental Approaches
光子诱导反应在稀有缺中子p核的核合成中起着关键作用。本文重点讨论了（gamma，alpha）、（gamma，p）和（gamma，n）反应定义了相应的p过程路径，分析了光子诱导反应及其逆俘获反应的实验室截面与恒星反应速率之间的关系，并对各种实验方法进行了评价。在库仑波函数的基础上，提出了一种改进的天体物理S因子S_C（E）。S_C（E）避免了重核俘获反应的能量依赖性。据发现，一种特殊类型的同步辐射可在SPring-8模拟恒星黑体辐射在数十亿开尔文是一个有前途的工具，为未来的实验。通过使用黑体同步辐射，可以预期p过程路径中的（γ，α）和（γ，p）反应的足够的事件率。这些实验将为改进统计模型中涉及的核参数提供数据，从而减少核合成计算的不确定性。
2007-05-16 astro-ph nucl-ex
Production of A=6,7 Nuclides in the Alpha + Alpha Reaction and Cosmic Ray Nucleosynthesis
在159.3、279.6和619.8 MeV的轰击能量下测量了α + α反应中产生6 He、6 Li、7 Li和7 Be的截面，发现截面随能量的增加而迅速减小。这些截面对于计算锂同位素在宇宙射线中的核合成速率是必不可少的，因此在我们理解Li、Be和B的合成过程中起着关键作用。6Li的结果与宇宙射线产生计算中常用的表列值有很大差异，导致6Li的产生量较低。
2001-04-03 astro-ph nucl-ex
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
First direct measurement of the $^{13}$N($α$,$p$)$^{16}$O reaction relevant for core-collapse supernovae nucleosynthesis
了解核心坍缩超新星（CCSN）的爆炸机制对于使用模型观测比较准确地模拟不同祖星的CCSN场景非常重要。各种核反应速率的不确定性相关的CCSN方案强烈影响这些恒星模型的准确性。在这些反应中，已发现$^{13}$ N（$α$，$p$）$^{16}$ O反应在不同温度下影响CCSN的各个阶段。这项工作提出了第一次直接测量的$^{13}$ N（$α$，$p$）$^{16}$ O反应进行使用34.6 MeV的放射性$^{13}$ N离子束和主动靶探测器MUSIC（多采样电离室）在阿贡国家实验室。由此产生的总$^{13}$ N（$α$，$p$）$^{16}$ O反应截面从这个测量的质心能量范围为3.26 - 6.02 MeV的，并与计算使用豪泽-Feshbach形式主义。在CCSN温度下，反应速率的不稳定性显著降低。
2022-05-02 nucl-ex
Sensitivity of ${^{44}}$Ti and ${^{56}}$Ni production in CCSN shock-driven nucleosynthesis to reaction rates
最近的观测进展使${^{44}}$ Ti在核心坍缩超新星（CCSN）遗迹中的高分辨率映射成为可能。观测和模型之间的比较提供了严格的约束CCSN机制。然而，过去的工作已经确定了几个不确定的核反应速率，影响${^{44}}$钛和${^{56}}$镍生产后处理模型计算。利用{ \tt MESA}（Modules for Experiments in Stellar Astrophysics），通过CCSN演化了$15~M_{\odot}$、$18~M_{\odot}$、$22~M_{\odot}$和$25~M_{\odot}$等4颗零龄主序星的一维模型，并研究了${^{44}}$ Ti和${^{56}}$ Ni产生的反应速率敏感性.我们通过对CCSN爆炸能量和质量切割进行各种假设来测试我们结果的稳健性。我们发现许多反应对${^{44}}$ Ti和${^{56}}$ Ni的核合成具有显著影响，特别是对于较低的祖细胞质量。值得注意的是，反应速率$^{13}{\rm N}(α,p)^{16}{\rm O}$、$^{17}{\rm F}(α,p)^{20}{\rm Ne}$、$^{52}{\rm Fe}(α,p)^{55}{\rm Co}$、$^{56}{\rm Ni}(α,p)^{59}{\rm Cu}$、$^{57}{\rm Ni}(n,p)^{57}{\rm Co}$、$^{56}{\rm…
2020-05-29 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
New Nuclear Physics for Big Bang Nucleosynthesis
我们讨论了核反应，它可能在大爆炸核合成（BBN）中发挥作用。这些反应中的大多数涉及锂和铍同位素，其中一些反应的速率以前没有包括在BBN计算中。这些反应很少在实验室中得到很好的研究。我们还讨论了这些反应中的新效应，包括核靶态的热布居、共振增强和非热中子反应产物。我们进行的敏感性研究表明，即使考虑到相当大的核物理的不确定性，这些核反应中的大多数具有最小的杠杆作用的标准BBN丰度产量的6Li和7Li。虽然有几个有可能改变收益率显着，我们认为，这是不太可能的。
2010-08-04 astro-ph.CO hep-ph nucl-ex
Completing the nuclear reaction puzzle of the nucleosynthesis of 92Mo
现代物理学要解决的最大问题之一是，比铁重的元素是如何在极端的天体物理环境中产生的。这个问题的一个特别具有挑战性的部分是所谓的p核的产生，据信p核主要产生于某些类型的超新星。缺乏必要的核数据是确定确切地点和天体物理条件的障碍。本文首次测量了$^{92}$ Mo的核能级密度和平均强度函数。最先进的p-过程计算系统地低估了观测到的这种同位素的太阳丰度。我们的数据提供了严格的限制$^{91}$ Nb $(p,γ)^{92}$ Mo的反应速率，这是最后一个未测量的反应在核合成的难题$^{92}$ Mo。根据我们的结果，我们得出结论，$^{92}$钼丰度异常是不是由于核物理输入天体物理模型计算。
2016-07-21 nucl-ex
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
Thermonuclear fusion rates for tritium + deuterium using Bayesian methods
$^3$ H（d，n）$^4$ He反应具有大的低能截面，很可能用于未来的商业聚变堆。这种反应也发生在大爆炸核合成过程中。对这两种情况的研究都需要准确和精确的融合率。为此，我们实现了一个一级，两个通道的R-矩阵近似到贝叶斯模型。我们的主要目标是预测可靠的天体物理S-因子和估计R-矩阵参数使用贝叶斯方法。在我们的研究中，所有相关的参数进行采样，包括通道半径，边界条件参数，和数据集归一化因子。此外，我们严格考虑到测量的轰击能量和S因子的不确定性。通过对贝叶斯S因子样本进行数值积分，得到了$^3$ H（d，n）$^4$ He反应的热核反应率和反应性.在$1.0$ MK和$1.0$ GK之间的温度下，目前的反应速率不确定度在0.2%至0.6%的范围内。我们的反应速率与以前的结果相差2.9%，接近1.0 GK。我们的反应性小于以前的结果，最大偏差为2.9%附近的热能为$4$ keV。目前的速率或反应性的不确定性是更可靠的相比，以前的研究，不包括通道半径，边界条件参数，和数据集归一化因子的拟合。最后，我们调查以前的索赔电子屏蔽效应在公布的$^3$ H（d，n）$^4$他的数据。没有这样的效果是明显的，只能得到一个上限的电子屏蔽电位。
2019-01-14 astro-ph.IM nucl-ex nucl-th
The $^{15}$N($\bmα$,$\bmγ$)$^{19}$F reaction and nucleosynthesis of $^{19}$F
在0.6 - 2.7 MeV能量范围内，研究了$^{15}$ N（$α$，$γ$）$^{19}$ F反应的几个共振态.共振强度和分支比已被确定。高灵敏度可以通过组合{ \sc{dynamitron} }强流加速器、无窗气体靶系统{ \sc{rhinoceros} }和有源屏蔽锗探测器来获得。首次在（$α$，$γ$）通道中观察到两个水平的$^{19}$ F，并测量到低于先前实验检测限的几个弱分支。两个观察到的共振对应于已明确指定的$^{19}$ F中的$α$ -簇态。天体物理学反应率就是从这组共振强度中推导出来的。
2002-11-27 astro-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
The 40Ca(alpha,gamma)44Ti reaction in the energy regime of supernova nucleosynthesis
44Ti（t1/2 = 59 y）核素是超新星核合成的重要标志，最近被γ射线天文学从Cas A残骸中观测到。我们在实验室用~（44）Ti核的直接离线计数法研究了~（40）Ca（α，γ）~（44）Ti（E_cm = 0.6 - 1.2MeV/u）反应。产量，显着高于从以前的实验中推断，分析的统计模型，使用微观核输入。相关的恒星速率具有重要的天体物理学后果，使计算出的超新星44Ti产额比以前的估计增加了约2倍，并使其更接近Cas A观测。
2006-01-11 astro-ph nucl-ex
Big Bang nucleosynthesis revisited via Trojan Horse Method measurements
核反应速率是理解原始核合成的最重要的输入之一，因此也是对早期宇宙进行定量描述的最重要的输入。本文给出了~ 2 H（d，p）_3H，~ 2 H（d，n）_3He，~ 7 Li（p，α）_4He和~ 3 He（d，p）_4He反应直接截面的最新汇编。这些都是大爆炸核合成计算中最不确定的截面。通过特洛伊木马法（THM）的测量也进行了审查，并与直接数据进行比较。在这项工作中的反应速率和相应的建议的错误被用作原始核合成计算的输入，以评估其对2 H，3，4 He和7 Li原始丰度的影响，然后与观测进行比较。
2014-03-19 astro-ph.CO nucl-ex nucl-th
