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
Statistical Methods for Thermonuclear Reaction Rates and Nucleosynthesis Simulations
估算热核反应速率和核合成的严格统计方法在核天体物理学中正日益得到确立。面临的主要挑战是实验反应速率是从大量不同的测量核参数（例如，天体物理S因子、共振能量和强度、粒子和伽马射线部分宽度）。我们讨论的应用程序的Monte Carlo方法两个不同的，但相关的问题。首先，给定一组测量的核参数，如何才能最好地估计由此产生的热核反应速率和相关的不确定性？第二，给定一组适当的反应速率，如何才能最好地估计来自核合成的丰度（即，反应网络）计算？这里描述的技术提供了概率密度函数，其可用于导出任何期望覆盖概率的统计上有意义的反应速率和最终丰度。例子给出了应用程序的s-过程中子源，核心坍缩超新星，经典新星，大爆炸核合成。
2014-09-19 astro-ph.SR nucl-ex
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
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
Proton capture cross section of Sr isotopes and their importance for nucleosynthesis of proton-rich nuclides
在天体物理相关能量范围内，测量了三种稳定Sr同位素的（p，$γ$）截面。这些反应对于恒星核合成中的$p$过程是重要的，此外，质量区（质量为100）内的反应截面对于与爆炸性氢和氦燃烧有关的$rp$过程也是重要的.据推测，这种$rp$ -过程可能是在这个质量区域中一定量的$p$ -核的原因。利用活化技术测定了$^{84,86,87}$ Sr同位素的（p，$γ$）截面。测量是在德布勒森原子能机构的5 MV范德格拉夫加速器上进行的。将所得的截面与统计模型计算的预测值进行比较。对$^{84}$ Sr（p，$γ$）$^{85}$ Y的预测结果与实验结果吻合较好，而对其它两个反应的预测结果则随质量数的增加而增加.还计算了相应的天体物理反应速率。
2001-09-03 nucl-ex
First inverse kinematics study of the $^{22}$Ne$(p,γ)^{23}$Na reaction and its role in AGB star and classical nova nucleosynthesis
钠和氧的丰度被观察到是反相关的所有研究良好的球状星团。渐近巨星分支（AGB）恒星经历热底燃烧（HBB）被认为是产生富钠贫氧物质并将其驱逐到ISM星系团的主要候选者。22 Ne（p，gamma）23 Na反应已被证明强烈影响六溴代二苯过程中产生的23 Na的量。这个反应对经典新星核合成也很重要，灵敏度研究表明，当不同的反应速率之间可用的汇编时，Ne-Al区域的几种同位素的丰度会发生显着变化。在这里，我们提出了第一个逆运动学测量的关键共振强度以及直接捕获S因子。总之，这项研究代表了最大的质心能量范围（149-1222 keV），在此范围内，该反应已在一个实验中测量。我们的结果为低能量共振在Ecm=149，181和248千电子伏是在最近的正向运动学结果很好的协议，我们还发现了一个直接捕获S-因子与文献值62千电子伏。然而，在Ecm = 458 keV的重要参考共振的情况下，我们发现wg=0.44 +/- 0.02 eV的强度值，这是显着低于最近的结果。使用我们的新的建议率，我们探讨这些结果对AGB星和经典新星核合成的影响。在AGB星的情况下，我们看到相对于STARLIB-2013中包含的速率，丰度变化非常小。然而，我们观察到的碳-氧（CO）和氧-氖（ONe）的经典新星模型在这里考虑的同位素的变化高达2的因素。22 Ne（p，gamma）23 Na的反应速率现在已经被很好地限制，不会对经典…
2019-10-03 nucl-ex
Constraining the destruction rate of $^{40}$K in stellar nucleosynthesis through the study of the $^{40}$Ar(p,n)$^{40}$K reaction
40K在类地系外行星的辐射加热中起着重要作用，这可能会影响其表面可居住环境的发展。这些行星内部的40K初始量取决于它们形成的星际云的组成。在这种背景下，在恒星演化过程中调节40 K产生的核反应可以发挥关键作用。在这项研究中，我们第一次限制的天体物理反应速率的40 K（n，p）40 Ar，这是负责40 K的破坏在恒星核合成。我们对40Ar（p，n）40K反应进行了微分截面测量，在3.2和4.0 MeV之间的质量中心和0度和135度之间的各种角度的六个能量。实验在俄亥俄大学的爱德华兹加速器实验室进行，使用了射束摆动器目标位置和标准的中子飞行时间技术。总截面和分截面随能量变化，这是由于来自等压模拟态和Ericson型涨落的贡献。能量平均中子角分布相对于90度是对称的，并且与统计模型的理论预测一致。根据实验数据，提取了局域透射系数，计算了40 Ar（p，n）40 K和40 K（n，p）40 Ar反应的天体物理反应速率。我们的研究结果支持了40K在大质量恒星中通过40K（n，p）40Ar反应的破坏率比以前的估计要大。这一结果直接影响到核合成的40 K预测恒星产额，这是目前用于研究系外行星重要性质的银河系化学演化模型的关键输入参数。
2020-03-18 nucl-ex
Low-Energy Photodisintegration of the Deuteron and Big-Bang Nucleosynthesis
使用杜克自由电子激光实验室的高强度伽马射线源的线偏振伽马射线束，测量了2.39和4.05 MeV之间的七种伽马射线能量下氘核光致衰变的光子分析功率。这些数据为逆反应的理论计算提供了严格的测试，逆反应是在大爆炸核合成的重要能量下的中子-质子辐射捕获反应。计算结果与势模型和有效场论的计算结果符合得很好。因此，从大爆炸核合成得到的重子密度的不确定性至少可以降低20%。
2003-09-10 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
Experimentally constrained ($p,γ$)$^{89}$Y and ($n,γ$)$^{89}$Y reaction rates relevant to the $p$-process nucleosynthesis
本文用奥斯陆方法对$^{89}$ Y（$p,p' γ$）$^{89}$ Y符合数据提取了$^{89}$ Y的核能级密度和$γ$射线强度函数. $γ$射线强度函数显示了与以前在这个质量区域（$^{93-98}$ Mo）的观测一致的低能量增强。壳模型计算支持所观察到的增强是由于强，低能量$M1$在高激发能的过渡。数据进一步用作计算$^{88}$ Sr（$p,γ$）$^{89}$ Y和$^{88}$ Y（$n,γ$）$^{89}$ Y横截面的输入，其中THENS反应代码。比较横截面数据，在可用的情况下，以及与值从BRUSLIB库，显示出令人满意的协议。
2016-04-28 nucl-ex
High-energy break-up of 6Li as a tool to study the Big-Bang nucleosynthesis reaction 2H(alpha,gamma)6Li
最近声称在老晕星中观测到不可忽略的6Li数量，重新引起了人们对6Li大爆炸核合成（BBN）的兴趣。在预测的BBN丰度中，6Li的一个重要成分是低能2H（α，γ）6Li截面。到目前为止，这个截面唯一可用的实验结果表明，在400 keV以下，几乎恒定的天体物理S因子，与理论预期相反。我们报告一个新的测量的2H（α，γ）6Li反应使用的6Li在150 A MeV的分裂。尽管我们无法通过实验将库仑贡献与核贡献分开，但通过分析散射角分布，我们找到了库仑核干涉的明确证据。这与我们的理论描述是一致的，这表明在低能量下S_24因子的下降也由大多数其他模型预测。因此，我们发现甚至更低的上限计算原始6Li丰度比以前。
2010-11-29 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
Study of ($^6$Li, $d$) and ($^6$Li, $t$) reactions on $^{22}$Ne and implications for $s$-process nucleosynthesis
在能量为$7$ MeV/核子的条件下，通过$^{22}$ Ne（$^{6}$ Li，$dγ$）$^{26}$ Mg反应，研究了$^{26}$ Mg中的$α$团簇态.填充了$^{26}$ Mg中$E_x$ = 4 - 12 MeV之间的态，并确定了相对的$α$光谱因子。这些状态中的一些对应于$^{22}$ Ne（$α$，n）$^{25}$ Mg反应的伽莫夫窗口中的共振，该反应是天体物理学$s$ -过程中的主要中子源之一。我们表明，$α$ -集群强度的状态分析在这项工作中有关键的影响S-过程的丰度。利用我们的新的$^{22}$ Ne（$α$，n）$^{25}$ Mg和$^{22}$ Ne（$α$，$γ$）$^{26}$ Mg反应率，我们对大质量星和渐近巨星分支星进行了新的s过程计算，并将所得的产额与文献中用其他$^{22}$ Ne+ $α$反应率得到的产额进行了比较.我们观察到的S-过程丰度的影响高达三个中等质量的AGB恒星的因素和高达十个大质量的恒星的因素。此外，通过$^{22}$ Ne（$^{6}$ Li，$t$）$^{25}$ Mg反应首次鉴定了$E_x$ $<$ 5 MeV的$^{25}$ Mg中的态。我们提出了这些状态的（$^6$ Li，$t$）光谱因子，并注意到在反应选择性方面与$(d,p$）反应的相似性。
2021-06-30 nucl-ex
First experimental constraint on the $^{191}$Os$(n,γ)$ reaction rate relevant to $s$-process nucleosynthesis
本文用奥斯陆方法从$^{192}$ Os（$α,α^\primeγ$）$^{192}$ Os反应的粒子- $γ$符合数据中提取了$^{192}$ Os的核能级密度和$γ$衰变强度。发现能级密度是激发能的一个相当平滑的函数，近似遵循恒温模型。的$γ$ -衰变强度进行比较以上的中子分离能量的光中子截面数据，并$E1$和$M1$强度的原子核在这个质量区域来自初级转换后的中子捕获。我们的结果是在很好的协议与这些以前的数据，并绘制一个一致的图片$γ$强度函数的范围$E_γ\approx 1.5-6 $兆电子伏。使用测量的核能级密度和$γ$ -衰变强度作为输入到核反应代码TMENS，我们提供了第一个实验约束的麦克斯韦平均截面（MACS）的$^{191}$ Os（$n,γ$）$^{192}$ Os反应相关的$s$ -过程核合成。研究了由能级密度和$γ$强度函数的归一化过程引入的系统不确定性，并将其传播到计算的麦克斯韦平均截面。在$k_BT=30$ keV，$\langle σ\rangle_{n,γ}=1134\pm 375$ mb处得到的麦克斯韦平均截面与KADoNiS计划提供的理论估算值吻合得很好，为KADoNiS的取值提供了实验支持.也发现与从其他库获得的MACS值，如TENDL-2017、ENDF/B-VII.0和JEFF，具有良好的一致性。
2019-06-16 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
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
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
Comment on N. Rijal et al. "Measurement of d + 7Be Cross Sections for Big-Bang Nucleosynthesis"
Rijal等人在他们最近的出版物[Phys. Rev. Lett { \bf 122}，182701（2019），arXiv：1808.07893]中，关于“大爆炸核合成（BBN）的d + $^7$ Be截面的测量"，歪曲了他们的结果，他们歪曲了Parker（72）和Caughlan和Fowler（88）以前的工作，并且很可能与过去几十年建立的BBN理论相矛盾。这篇评论旨在纠正这些错误陈述，并严格审查他们对BBN的说法。
2019-08-18 astro-ph.CO nucl-ex 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
The 95zr(n, gamma)96zr cross section from the surrogate ratio method and its effect on the s-process nucleosynthesis
95 Zr（n，gamma）96 Zr反应截面在渐近巨星分支星s-过程核合成的模拟中是至关重要的，因为它控制着不稳定95 Zr分支点的操作和随后96 Zr的产生。我们测量了~（94）Zr（~（18）O，~（16）O）和~（90）Zr（~（18）O，~（16）O）反应，得到了~（96）Zr ~* 和~（92）Zr ~* 的γ-衰变几率比，用替代比法确定了~（95）Zr（n，γ）~（96）Zr反应截面。我们推导出的麦克斯韦平均截面为66+-16 mb（30 keV），接近Bao等人（2000）推荐的值，但分别比Toukan & Kappeler（1990）和Lugaro等人（2014）提出的值大30%和两倍以上，并且通常用于s过程模型。我们测试了新的速率在恒星模型与质量之间的2和6 Msun和金属丰度0.014和0.03。最大的变化--80%的96 Zr变化--出现在质量为3-4 Msun的模型中，其中22 Ne中子源被轻度激活。新的速率仍然可以提供与陨石星尘碳化硅颗粒的数据相匹配，前提是母星的最大质量低于4 Msun，金属量为0.03。
2017-09-14 nucl-ex
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
First Proton-Induced Cross Sections on a Stored Rare Ion Beam: Measurement of 118Te(p,γ) for Explosive Nucleosynthesis
本文首次在储存环上测量放射性离子束118Te的质子诱发截面，提供6-10 MeV数据并外推至伽莫夫窗口，为爆炸核合成提供新约束。
2025-10-09 nucl-ex
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
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
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
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
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
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
An ERC Starting Grant project on p-process nucleosynthesis concluded
2008年，启动了一个由欧洲研究理事会支助的题为“与天体物理p过程核合成有关的核反应研究”的启动赠款项目。在对质子和α引起的天体物理p过程核反应进行了五年的成功研究之后，该项目结束了。本文综述了该领域的研究进展和主要成果。
2015-09-03 astro-ph.SR nucl-ex
Theoretical calculation of nuclear reactions of interest for Big Bang Nucleosynthesis
标准大爆炸核合成（BBN）预测了早期宇宙中轻元素的丰度。即使与实验数据的总体一致性较好，但在${}^7$ Li和${}^6$ Li的残余丰度上仍存在一些差异。为了排除或确认这些情景，BBN模型需要精确的输入参数，特别是BBN核反应网络的横截面。然而，由于库仑势垒对截面的抑制使得测量非常困难，并且因此受到大的系统误差的影响。因此，可靠的理论计算结果的根本，以减少不确定性。在这项工作中，我们提出了一个理论研究的两个核反应连接到${}^6$锂丰度和最近的$α$ +d $\rightarrow$ ${}^6$锂+ $γ$和p+ ${}^6$锂$\rightarrow$ ${}^7$ Be+ $γ$辐射捕获。对于第一个反应，我们使用一个所谓的从头算方法，在该方法中，我们解决了完整的六体问题，通过使用现实的核势来描述核子相互作用。特别是，我们集中在计算和表征的最终状态的反应，${}^6$锂基态，专注于电磁静态结构和相关的量从天体物理的角度来看，如渐近归一化系数。为了做到这一点，我们使用的超球谐方法开发的比萨集团提供了第一次使用这种方法的可能性超过A = 4核系统。第二个反应，而不是研究通过使用两体簇的方法，其中质子和${}^6$锂被认为是无结构的粒子。在这项工作中获得的发射光子的角分布被LUNA合作组织用来确定用于测量反应的探测器的效率。
2020-12-15 nucl-ex nucl-th
On Solar System and Cosmic Rays Nucleosynthesis and Spallation Processes
本文简要介绍了太阳系和宇宙射线中的核素丰度及其合成机制。本文讨论了spp过程在核合成中的作用。对与核天体物理学有关的散射截面的最近测量、汇编、计算和评价作了简短的回顾。结果表明，在过去的一些天体物理模拟中，旧的实验核数据和理论截面是在最近的测量和计算不符合。建议采用最近测量和可靠计算的核截面进行新的天体物理模拟，进一步研究以获得更好的截面，并为天体物理产生评估的天体截面库。
2000-08-24 astro-ph nucl-ex nucl-th
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
Neutron-induced nucleosynthesis
中子诱导核合成在天体物理学中起着重要的作用，例如在早期宇宙的原始核合成中，在红巨星中发生的s-过程中，以及在II型超新星中发生的$α$ -富冻结和r-过程中。本文评述了中子核合成的三个重要方面：天体物理背景、确定热核能区反应截面和反应速率的实验方法和理论模型。详细讨论了热能和热核能中子俘获的三个具体例子。
1996-08-20 astro-ph nucl-ex nucl-th
Direct measurement of resonances in $^7$Be($α,γ$)$^{11}$C relevant to $νp$-process nucleosynthesis
利用强放射性$^7$ Be束和DRAGON反冲分离器，首次直接测量了强度未知的$^7$ Be（$α,γ$）$^{11}$ C反应的两个共振。我们报告的第一次测量的1155和1110 keV的共振强度的$1.73 \pm 0.25(stat.) \pm 0.40(syst.)$电子伏特和$125 ^{+27}_{-25}(stat.) \pm 15(syst.)$毫电子伏特，分别。本文的结果使$^7$ Be（$α,γ$）$^{11}$ C反应速率的不确定度在T = 1.5-3 GK范围内降低到$\sim$ 9.4-10.7%，这与中微子驱动的核心坍缩超新星外流（$νp$ -过程）的核合成有关。我们没有发现新的反应速率对$νp$过程核合成的影响.
2022-09-14 astro-ph.HE nucl-ex
New Stellar $(n,γ)$ Cross Sections and The "Karlsruhe Astrophysical Database of Nucleosynthesis in Stars"
自2005年4月以来，定期更新的恒星中子截面汇编可在http://nuclear-astrophysics.fzk.de/kadonis网站上查阅。这个在线数据库被称为“卡尔斯鲁厄天体物理学恒星核合成数据库”项目，是基于Bao等人2000年的汇编。当前版本\textsc{KADoNiS} v0.2（2007年1月）包括$^{1}$ H和$^{210}$ Po之间的280种同位素的推荐截面，以及75种没有实验信息的同位素的半经验估计值。关于恒星$(n,γ)$截面的32个稳定的，富质子同位素的$p$过程中产生的实验信息，只有20个同位素，但其中9个有相当大的不确定度$\geq$ 9%。第一部分系统地研究了$p$过程同位素$^{74}$ Se、$^{84}$ Sr、$^{102}$ Pd、$^{120}$ Te、$^{130}$ Ba、$^{132}$ Ba、$^{156}$ Dy和$^{174}$ Hf的恒星$(n,γ)$截面。在另一个应用中，\textsc{KADoNiS} v0.2用于巴塞尔大学的反应库的修饰。用这个修改后的库$p$ -过程网络进行计算，并与以前的结果进行比较。
2008-06-12 astro-ph nucl-ex
Precision Measurements of d(d,p)t and d(d,n)^3He Total Cross Sections at Big-Bang Nucleosynthesis Energies
最近的威尔金森微波各向异性探测器（WMAP）测量已经确定了宇宙$Ω_b$的重子密度，精度约为4%。在$Ω_b$严格约束的情况下，可以进行大爆炸核合成（BBN）丰度预测与原始丰度观测的比较，并用于测试BBN模型和/或进一步约束具有弱观测极限的同位素丰度。为了提高BBN模型的极限和改善约束条件，关键核反应速率的不确定性必须最小化。为此，我们在110 keV到650 keV的实验室能量范围内对d（d，p）t和d（d，n）^3He的总截面进行了新的精确测量。同时对两种反应的角分布和归一化数据进行能量和角度的完全拟合。通过在拟合中包括实验变量的参数，检测器、反应和反应能之间的误差相关性通过计算方法精确地制成表格。由于不确定性约为2% +/- 1%的标度误差，这些新的测量结果显着改善了现有的数据集。在相关温度下，利用本文的数据，发现这两个反应速率都比广泛使用的核天体物理学反应速率汇编（NACRE）中的结果高约7%.因此，这些数据不仅会减少不确定性，而且会修改BBN丰度预测。
2006-06-01 astro-ph 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
Photoneutron cross sections for Ni isotopes: Toward understanding $(n,γ)$ cross sections relevant to the weak s-process nucleosynthesis
在NewSUBARU同步辐射装置上，使用激光康普顿散射产生的准单色$γ$射线束，在单中子和双中子阈值之间的能量下，测量了$^{58}$ Ni、$^{60}$ Ni、$^{61}$ Ni和$^{64}$ Ni的光中子截面。新的光中子数据被用来提取的$γ$ -射线强度函数的中子阈值以上的奥斯陆方法得到的信息的阈值以下的补充。本文讨论了Ni同位素（包括$^{63}$ Ni）的辐射中子俘获截面和麦克斯韦平均截面，一个沿着弱s过程路径的分支点核。截面是用实验约束的$γ$ -射线强度函数计算的，该函数来自Hartree-Fock-Bogolyubov加上准粒子-基于$E1$和$M1$组分的Gogny D1 M相互作用的随机相位近似，并补充了$M1$上弯。
2018-10-07 nucl-ex nucl-th
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
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$^{13}{\rm N}(α,p)^{16}{\rm O}$、$^{17}{\rm F}(α,p)^{20}{\rm Ne}$、$^{52}{\rm Fe}(α,p)^{55}{\rm Co}$、$^{56}{\rm Ni}(α,p)^{59}{\rm Cu}$、$^{57}{\rm Ni}(n,p)^{57}{\rm Co}$、$^{56}{\rm…
2020-05-29 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Constraining nucleosynthesis in neutrino-driven winds: observations, simulations and nuclear physics
产生第一个$r$过程峰（$Z = 38-47$）的较轻重元素的一个有希望的天体物理学场所是中等富中子（$0.4 < Y_e < 0.5$）中微子驱动的爆炸环境的喷出物，如核心坍缩超新星和中子星合并，在那里弱$r$过程起作用。这种核合成表现出的不确定性，从$(α,xn)$反应的实验数据的情况下，富中子核，这是目前基于统计模型的估计。在这项工作中，我们报告了一个新的核反应的影响，使用Monte Carlo方法和改进的$(α,xn)$率的基础上的原子V2 $α$光学模型势（$α$ OMP）。我们将我们的结果与最新的贫金属恒星[Fe/H] $<$ -1.5列表的观测结果进行比较，以找到中微子驱动风的条件，在那里可以合成较轻的重元素。我们确定了一系列$(α,xn)$反应速率，它们在不同的天体物理条件下会影响关键元素的比例。我们的研究旨在利用现有的和新一代的放射性核束设施开展更多的$(α, xn)$反应的核物理实验，并开展更多的贫金属星的观测研究。
2022-04-14 astro-ph.HE nucl-ex
KADoNiS- The Karlsruhe Astrophysical Database of Nucleosynthesis in Stars
“卡尔斯鲁厄恒星核合成天体物理数据库”（KADoNiS）项目是一个与s过程和p过程相关的实验截面的在线数据库。它可以在http://nuclear-astrophysics.fzk.de/kadonis上找到，由两部分组成。第一部分是Bao等人1987年和2000年有关大爆炸和s-过程核合成的（n，$γ$）截面汇编的更新续篇。第二部分将是一个实验性的p-过程数据库，预计将于2005/06年冬季启动。KADoNiS项目于2005年4月启动，自2005年8月以来，第一次部分更新已上线。在本文中，我们提出了一个简短的概述的第一次更新的s-过程数据库，以及概述的状态恒星（n，$γ$）截面的所有32 p同位素。
2008-05-30 astro-ph 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
Reaction rates for the s-process neutron source 22Ne+α
22 Ne（α，n）25 Mg反应是s过程的重要中子源。在大质量恒星中，22 Ne（α，n）25 Mg是中子的主要来源，在核心氦燃烧和壳层碳燃烧时都是如此。在AGB星中，13 C（α，n）16 O反应是主要的中子源，而22 Ne +α反应主要影响热脉冲期间的s过程分支。竞争的22 Ne（α，n）25 Mg和22 Ne（α，γ）26 Mg反应的速率不确定性导致s过程核合成的大的变化。在这里，我们使用最近的实验结果和蒙特卡罗抽样来呈现最新且统计上严格的22 Ne +α反应速率。我们的新速率用于大质量恒星和AGB恒星的后处理核合成计算。我们表明，核合成的不确定性所产生的新的利率相比，以前发表的结果显着减少，但在目前的数据中的几个模糊性仍然必须加以解决。提出了进一步研究解决这些问题的建议。
2012-06-18 astro-ph.SR nucl-ex
Quantification of nuclear uncertainties in nucleosynthesis of elements beyond Iron
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。一般来说，较高的温度和核能级密度导致激发的目标状态的跃迁的贡献更强。这可能会妨碍横截面测量，以确定恒星反应速率和理论的贡献仍然很重要。此外，在天体物理学相关的能量范围内进行测量往往是不可行的。灵敏度分析不仅可以确定贡献的核性质，而且也是实验人员解释其数据对预测截面和速率的影响的方便工具。它还可以通过简化整个计算序列中的中间步骤来加快未来核合成的输入变化研究。大规模的预测的敏感性和基态的贡献，恒星率，允许估计以及率可以直接约束实验。作为应用实例讨论了反应185W（n，γ）和186W（γ，n）。核合成模拟中预测丰度的不确定性研究依赖于反应速率误差的知识。提出了一种改进的不确定度分析处理方法，以及结合实验数据和理论得出新的反应速率及其不确定度的方法。例如，它被应用于s过程的中子捕获率，导致比之前假设的更大的不确定性。
2014-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
The s-process nucleosynthesis: 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和大质量恒星的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。我们发现β衰变率的不确定性只影响少数核附近的S-过程分支，而在最终丰度的不确定性是由中子俘获率的不确定性。我们提出了一个不确定的利率作为候选人，以改善测量未来的实验。
2017-08-02 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
First inverse kinematics measurement of resonances in $^7$Be($α,γ$)$^{11}$C relevant to neutrino-driven wind nucleosynthesis using DRAGON
解释银河系轻$p$ -核起源的一个可能机制是，在核心坍缩超新星的富质子中微子驱动的风喷出物中，通过$νp$ -过程进行核合成。然而，这种生产方案对潜在的超新星动力学和核物理输入非常敏感。就核不确定性而言，通过$^7$ Be（$α,γ$）$^{11}$ C反应从$pp$ -链的突破已被确定为影响核流从而影响$νp$ -过程效率的重要环节。然而，在相关温度范围T = 1.5-3 GK内，其反应速率知之甚少。我们报告的第一个直接测量的两个共振的$^7$ Be（$α,γ$）$^{11}$ C反应与以前未知的强度使用强烈的放射性$^7$ Be束从ISAC设施和龙反冲分离器在逆运动学。在相关温度范围内，我们已将$^7$ Be（$α,γ$）$^{11}$ C反应速率不确定度降低到$\sim$ 9.4-10.7%。
2022-09-14 astro-ph.HE nucl-ex
The Karlsruhe Astrophysical Database of Nucleosynthesis in Stars Project - Status and Prospects
KADoNiS（卡尔斯鲁厄天体核合成天体物理数据库）项目是一个天体物理学在线数据库，用于收集与$s$过程和$γ$过程中的核合成有关的横截面。$s$工艺数据库（www.kadonis.org）于2005年启动，目前正面临第四次更新（KADoNiS v1.0）。$γ$ -进程数据库（KADoNiS-p，www.kadonis.org/pprocess）最近进行了修订，并于2013年3月重新启动。这两个数据库都是重离子核合成实验截面的汇编。对于$s$过程，给出了$^{1}$ H和$^{210}$ Bi之间的360多种同位素在$kT$ = 5-100~keV范围内的麦克斯韦平均截面。对于$γ$ -过程数据库，收集了来自$(p,γ), (p,n), (p,α), (α,γ), (α,n)$的所有可用实验数据，以及在各自的伽莫夫窗口中或接近各自的伽莫夫窗口的$^{70}$ Ge和$^{209}$ Bi之间的$(α,p)$反应，并且可以与理论预测进行比较。这两个数据库的目的是方便用户快速查阅与天体物理学有关的能源区域的现有数据。
2014-08-16 astro-ph.SR nucl-ex
Big Bang Nucleosynthesis results refined via the Trojan Horse Method
Laboratori Nazionali del Sud, INFN（南方国家实验室，意大利核物理研究所）；Dipartimento di Fisica e Astronomia ‘Ettore Majorana’, Universitá di Catania（卡塔尼亚大学埃托雷·马约拉纳物理与天文学系）；Centro Siciliano di Fisica Nucleare e Struttura della Materia (CSFNSM)（西西里核物理与物质结构中心）；Sezione di Napoli, INFN（意大利核物理研究所那不勒斯分部）；Dipartimento di Fisica e Astronomia ’Galileo Galilei’,Universitá degli Studi di Padova（帕多瓦大学伽利略·伽利莱物理与天文学系）；Sezione di Padova, INFN（意大利核物理研究所帕多瓦分部）
通过特洛伊马方法优化大爆炸核合成结果，改进了$^7$Li和氘丰度与观测数据的一致性。
2025-12-30 astro-ph.CO nucl-ex nucl-th
The astrophysical rate of 15O(alpha,gamma)19Ne via recoil-decay tagging and its implications for nova nucleosynthesis
15 O（alpha，gamma）19 Ne反应是从热CNO循环进入rp过程的两种已知途径之一。它的天体物理速率取决于19 Ne的激发态的衰变特性，而这些激发态恰好位于15 O + α阈值之上。我们用43 MeV/u的p（~（21）Ne，t）~（19）Ne反应测量了这些态的α衰变分支比。结合我们的分支比测量与以前的测定这些状态的辐射宽度，我们计算的天体物理率15 O（α，γ）19 Ne。使用这个反应速率，我们进行流体动力学计算的新星爆发，并得出结论，没有显着的突破，从热CNO循环到RP过程发生在经典新星通过15 O（α，γ）19 Ne。
2003-02-10 astro-ph nucl-ex nucl-th
Standard Big-Bang Nucleosynthesis up to CNO with an improved extended nuclear network
原初核合成（BBN）与宇宙膨胀和宇宙微波背景辐射一起，是大爆炸模型的三大强有力证据之一。在这项研究中，我们改进了标准的BBN计算，考虑到新的核物理分析，我们扩大了核网络，直到钠。这对于估计可能影响星族III恒星演化的CNO质量分数的原始值尤其重要。我们首次列出了超过400个反应的完整网络，并参考了速率的起源，包括使用Tensor S代码计算的\approx 270反应速率。结合宇宙学轻元素，我们计算了原始的铍核、硼核、碳核、氮核和氧核。我们进行了灵敏度研究，以确定CNO，9 Be和硼核合成的重要反应。我们使用实验数据和/或理论评估重新评估了那些重要的反应速率。将结果与先前的计算结果进行比较：原始Berthalene丰度比先前的评估增加了4倍，但我们注意到B/H和CNO/H丰度比保持稳定，接近其先前的值0.7 \times 10-15。另一方面，核网络的延伸并没有改变7 Li的值，因此它的丰度仍然是观测到的光谱值的3-4倍。
2011-07-06 astro-ph.CO astro-ph.HE nucl-ex
Setup commissioning for an improved measurement of the D(p,gamma)3He cross section at Big Bang Nucleosynthesis energies
在大爆炸核合成过程中氘的产生和破坏所涉及的反应中，燃烧氘的D（p，gamma）3He反应具有最大的不确定性，并限制了原始氘丰度的理论估计精度。在这里，我们报告的结果，用于测量的D（p，γ）3He反应的横截面在实验室的地下核天体物理学的格兰萨索实验室（意大利）的实验装置的仔细调试。试运行旨在最大限度地减少测量截面中的所有系统不确定性来源。所获得的总体系统误差（<3%）将能够改进BBN氘丰度的预测。
2020-04-29 astro-ph.CO nucl-ex physics.ins-det
High-Precision Measurement of D($γ$, $n$)$p$ Photodisintegration Reaction and Implications for Big-Bang Nucleosynthesis
Fudan University（复旦大学）
高精度测量D(γ,n)p光解反应并改进热核速率，显著提高大爆炸核合成中质子密度参数的精度，揭示了宇宙学参数的潜在新物理线索。
2026-02-18 astro-ph.CO astro-ph.IM nucl-ex
