Photospheric velocity evolution of SN 2020bvc: signature of $r$-process nucleosynthesis from a collapsar
本文通过拟合 SN 2020bvc 的光变曲线和光球层速度，发现约 0.36 倍太阳质量的 $r$-过程物质与超新星抛射物混合能更好解释速度演化，为坍缩星作为 $r$-过程核合成场所提供了观测证据。
2023-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Proto-Neutron Star Convection and the Neutrino-Driven Wind: Implications for the r-Process
来自原中子星的中微子驱动风被认为是r过程核合成的场所，尽管大多数先前的工作已经发现，仅由中微子加热的风不能产生第三个r过程峰。然而，有几个研究小组已经注意到，在风中引入次级热源可以充分改变水动力条件，使强r过程得以进行。一个可能的次级热源是重力声波，由原始中子星内部的对流产生。当这些波传播到风中时，它们既可以加速风，又可以冲击并将能量储存到风中。此外，这些波对风的加速可以减少中微子捕获的总数，从而减少风的最终电子分数。在富中子条件下，所有这些效应都可以使条件更有利于r-过程核合成。在这里，我们提出了一个系统的调查，这些对流产生的重力声波风内的潜在核合成的影响。我们发现，在风中的波效应可以产生有利的条件，一个强大的r-过程，即使在波的能量通量是一个因素的$10^{-4}$小于总中微子能量通量和风是轻微的中子丰富。然而，这在很大程度上取决于波变得非线性并形成冲击的半径。我们还发现，激波形成后的熵产生和激波形成前由波产生的应力引起的风的加速都会影响这些波的结构和核合成。
2023-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in neutrino-heated ejecta and neutrino-driven winds of core-collapse supernovae; neutrino-induced nucleosynthesis
核心坍缩超新星最内部的喷出物被认为是某些铁族和重核的来源。喷出物主要由中微子加热驱动，主要是由于中微子捕获自由中子和质子。这样的中微子相互作用对于设置喷出物中的中子丰度起着至关重要的作用。最近的流体力学研究表明，复杂的中微子输运表明，喷出物只是温和的中子丰富，甚至质子丰富。在这样的条件下，合成了各种各样的反式铁同位素，而中子丰度不足以产生r过程核。在这篇文章中，介绍了核心坍缩超新星中中微子加热的喷出物和中微子驱动的风中核合成的基本概念以及最新研究。中微子加热的喷出物表明早期喷出物的组成部分，在最初的几个seocnds中，各向异性对流活动的中微子层以上的物质成为重要的核合成。然后，中微子驱动的风随之而来，这是从原中子星表面出现的近似各向同性的外流。根据这些特点，本文分别基于最近的多维流体动力学模拟和半解成风解对核合成进行了研究。这些研究表明，反式铁物种高达原子质量数90，以及一些稀有同位素，如48 Ca和92 Mo，在中微子加热的喷出物中产生。中微子驱动的风不太可能是r-过程核的来源，而是原子序数为110的富含质子的同位素的有希望的来源。
2023-03-16 astro-ph.HE
Nucleosynthesis of 56Ni in wind-driven Supernova Explosions and Constraints on the Central Engine of Gamma-Ray Bursts
理论上预期的性质的超新星驱动的风/喷流进行了讨论。近似的解析公式推导出明确的基本物理过程中所涉及的风/射流驱动爆炸，它表明，爆炸性能的特征在于能量注入率（Edot_iso）和质量注入率（Mdot_iso）。为了解释与伽马射线暴（GRB）980425相关的SN 1998 bw观测结果，需要满足以下条件：Edot_iso Mdot_iso>~10 ^{51} erg M_sun s ^{-2}和Edot_iso>~2 x 10 ^{52} erg s ^{-1}（如果风洛伦兹因子Gamma_w~1）或Edot_iso>~7 x 10 ^{52} erg s ^{-1}（如果Gamma_w>> 1）。在SN 1998bw中，~（56）Ni（~0.4M_sun）可能产生于受冲击的恒星地幔，而不是风。SNe的预期性质，例如，喷出的56Ni质量和喷出物质量根据Edot_iso和Mdot_iso而变化。SN性质从高Edot_iso和Mdot_iso到低Edot_iso和Mdot_iso的顺序如下：SN 1998bw--中等情况--低质量喷出物（<~1M_sun $），其中56Ni来自风--整体塌陷。这种多样性可以解释与伽玛暴相关的超新星的多样性。我们的结果可以用来约束风/喷流的性质，这是联系在一起的中央引擎的伽玛暴，通过研究相关的超新星的属性。
2009-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Proto-Neutron Star Convection and the Neutrino-Driven Wind: Implications for the $ν$p-Process
本研究探究原中子星对流驱动波对富质子中微子驱动风$ν$p过程核合成的影响，发现波效应可显著改变核合成过程，高波光度下可形成重至$A\thickapprox 200$的元素，揭示了对流波在核合成中的关键作用。
2024-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in jet-driven and jet-associated supernovae
与常规的核心坍缩超新星相反，快速旋转的大质量恒星的爆炸可以发展出喷流，即沿着旋转轴方向的快速准直流出。根据旋转速率和坍缩前的磁场强度，以及放大磁场的可能机制，这样的核心可以通过磁旋转而不是通过基于中微子加热的标准超新星机制爆炸。这种情况可以解释在超新星类中观察到的最高动能。在更长的时间尺度上，旋转和磁场在原磁星或超吸积黑洞驱动的长伽马射线暴的引擎中起着重要的作用。这两类事件的特征都是由中微子驱动的相对论性喷流和风或中心物体的磁自旋下降。这些事件中的核合成包括铁族元素的产生，包括可能增强的放射性56镍的合成，导致高峰值亮度。此外，这些事件是所有恒星核心坍缩事件中最有可能通过快速中子捕获形成最重原子核的事件。越来越复杂的数值模拟表明，至少有一个有限的r过程是可能的，但它仍然开放如何强大的数值方法和初始条件的变化，这一结果是。如果是这样的话，带有喷流的超新星可能有助于观测到的银河系化学富集，特别是在中子星合并之前的早期。
2023-03-22 astro-ph.HE
Nucleosynthesis in High-Entropy Hot-Bubbles of SNe and Abundance Patterns of Extremely Metal-Poor Stars
有人认为，极贫金属（EMP）星的丰度可以由超新星（HNe）复制，而不是由正常超新星（SNe）复制。然而，最近也有人提出，如果最里面的富中子或富质子物质被喷射出来，则喷射物质的丰度模式会发生变化，正常的SNe也可能重现EMP星的观测结果。在这封信中，我们计算爆炸性核合成与各种叶和熵，并调查是否正常SNe与这个最内层的物质，我们称之为“热泡”的组成部分，可以重现丰富的EMP星。我们发现富中子（Ye = 0.45 - 0.49）和富质子（Ye = 0.51 - 0.55）的物质可以增加Zn/Fe和Co/Fe比值，但倾向于过量产生其他Fe峰元素。除此之外，我们还发现，如果稍微富含质子的物质（0.50 <= Ye <0.501，s/kb~15 - 40）被喷射到~0.06 Msolar，即使是正常的SNe也可以再现EMP星的丰度，尽管它需要微调Ye。另一方面，HNe可以更容易地再现EMP星的观测，而无需微调。我们的结果表明，HNe是EMP星丰度分布最有可能的起源。
2010-07-31 astro-ph.HE nucl-th
Nucleosynthesis in the Ejecta of Neutron Star Mergers
金、铂或铀等重元素是在r过程中产生的，该过程需要富中子和爆炸性环境。中子星合并是r-过程位置的一个有希望的候选者。他们表现出三种不同的渠道，满足这些条件的物质喷射：由于潮汐扭矩，中微子驱动的风和蒸发物质的吸积盘的动态喷出物。本文首次研究了中子星与超大质量中子星合并产生的中微子驱动风的综合核合成。从最近的流体动力学模拟的轨迹分为四个不同的角度区域和后处理的反应网络。我们发现电子分数在$Y_e \approx 0.1 - 0.4$附近变化，但其分布对于每个喷射角都不同。因此，风喷出物不经历一个强大的r-过程，而是拥有不同的核合成产量取决于角度范围。与动态喷出物相比，少量的富中子物质被释放，但中微子驱动风中的$A \lesssim 130$产生较轻的重元素可以补充动态喷出物的强r过程。
2015-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Nucleosynthesis in advective disc and outflow: possible explanation for overabundances in winds from X-ray binaries
基于一个带模型，在来自X射线双星（XRB）的风中观察到的不同元素的多条光谱线指示元素的超太阳丰度，例如Mg、Si、S、Ar、Ca、Cr、Mn、Co。为了找到一个可能的起源，这些过剩，我们探讨核合成平流，几何厚，次开普勒，吸积盘XRB和活动星系核（AGN），并进一步在流出盘发射。基于流体力学，采用半隐式欧拉法求解核网络程序，得到了单元丰度的演化。虽然对流盘的密度很低，但由于温度比Keplerian Shakura-Sunyaev盘（SSD）高，因此前者发生了显著的核合成。由于外流底部的温度受圆盘温度的限制，核合成也发生在外流中，取决于它的发射温度。到目前为止，XRB和AGN盘的外部区域被认为是较冷的SSD，内部区域是平流盘，共同形成一个盘风系统。因此，通过外流处理后新演化的丰度可以改变整个盘风系统环境中存在的不同元素的丰度。我们发现Mg、Si、Ar、Cr的丰度是太阳丰度的2-6倍，这与观测结果是一致的。因此，对于大多数XRB，当只有铁线存在时，包括这些演变的丰度预计将大大改变观测分析。
2019-04-02 astro-ph.HE
Potential Impact of Fast Flavor Oscillations on Neutrino-driven Winds and Their Nucleosynthesis
质子中子星（PNS）强烈的中微子辐射驱动的风是产生比Fe族重的核的重要场所。由于中微子角分布的某些特征，所谓的快速味振荡可能发生在非常接近PNS表面的地方，有效地重置了驱动风的中微子光度和能谱。利用来自两个核心坍缩超新星模拟的代表低质量端和高质量端的相关祖先的非振荡中微子发射特性，我们研究了快味振荡对中微子驱动风及其核合成的潜在影响。我们发现，这种振荡可以增加总质量损失的因素高达~ 1.5-1.7，并导致显着更多的质子丰富的条件。后一种效应可以大大提高64 Zn和所谓的轻p核74 Se、78 Kr和84 Sr的产量。贫金属恒星的丰度，银河系的化学演化一般，陨石中的同位素异常的影响进行了讨论。
2020-06-19 astro-ph.HE
High-entropy ejections from magnetized proto-neutron star winds: implications for heavy element nucleosynthesis
虽然最初被认为是有希望的r-过程核的生产，标准模型的中微子加热风从原中子星（PNS）没有达到必要的中子-种子比的生产镧系元素和锕系元素。然而，由r-，rp-，或$νp$ -过程在PNS风中创建的丰度分布敏感地依赖于流的熵和动力学膨胀时间尺度，这可能强烈地受到高磁场的影响。在这里，我们提出的结果，从磁流体动力学模拟的非旋转中微子加热PNS风与强偶极子磁场从$10^{14}-10^{16}$ G，并评估其在改变核合成条件的作用。强场在赤道形成一个封闭的区域和头盔流光结构，在环形等离子体团中有间歇性的动力学质量喷射。我们发现显着增强的熵在这些地区和条件有利于第三峰r-过程核合成，如果风是中子丰富。相反，如果风是富含质子的，则条件将影响来自$νp$过程的丰度。我们量化的熵和动力学膨胀时间尺度的喷射物质的分布，以及影响熵所需的临界磁场强度。对于$B\gtrsim10^{15}$ G，我们发现$\gtrsim10^{-6}$ M $_{\odot}$和高达$\sim10^{-5}$ M $_{\odot}$的高熵物质在风相中的每一个高磁化中子星诞生中都被喷射出来，这为宇宙中迅速的重元素富集提供了一种机制。在超新星遗迹中发现的前双星伴星，遗迹本身和逃逸恒星可能会表现出过度丰度。我们提供了一个比较等离子体团喷发的半解析模型，并讨论了影响和扩展。
2019-11-02 astro-ph.HE
Neutrino-driven winds in the aftermath of a neutron star merger: nucleosynthesis and electromagnetic transients
我们提出了一个全面的核合成研究的中微子驱动的风后，一个双中子星合并。我们的重点是初始残余阶段时，一个大质量的中央中子星是存在的。使用示踪剂从最近的流体动力学模拟，我们确定总质量和综合丰度来表征未结合物质的组成。我们发现核合成产额敏感地依赖于大质量中子星的寿命和极角。超过$9 \cdot 10^{-3} M_\odot$的物质变为未结合状态，直至达到$\sim 200~{\rm ms}$。由于$Y_{\rm e} \approx 0.2 - 0.4$的电子分数，主要合成质量数为$A < 130$的原子核，补充了早期动态喷出物的产量。这两种类型的喷出物的混合场景可以解释丰富的r-过程贫金属星的丰度模式。此外，我们还计算了新产生的放射性同位素衰变的加热速率。在约$4~{\rm h}$之后，得到的光变曲线在蓝色带中达到峰值。此外，由于在动态喷出物中的重r-过程核的高不透明度导致在$3-4~{\rm d}$之后的红外中的第二个峰。
2015-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
New Wolf-Rayet wind yields and nucleosynthesis of Helium stars
本研究采用最新流体动力学星风速率计算太阳金属丰度下12-50M☉初始氦星的经典沃尔夫-拉叶星模型，明确其星风产额、¹⁹F产出及弱s过程中子贡献，并与观测比值对比。
2024-07-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Integrated Nucleosynthesis in Neutrino Driven Winds
虽然它们只是核心坍缩超新星中喷出的质量的一小部分，但来自新生原中子星（PNS）的中微子驱动风（NDWs）有可能对超新星核合成做出重大贡献。在以前的工作中，NDW被认为是r-过程和轻p-过程同位素的可能来源。在本文中，我们提出的含时流体动力学计算的核合成在NDW，其中包括精确的弱相互作用物理耦合到一个完整的核反应网络。使用两个已发表的模型的PNS中微子光度，我们预测的贡献NDW的综合核合成产率的整个超新星。对于所考虑的中微子光度历史，在最基本的情况下没有真正的r过程发生。然而，由PNS的较老的$1.4 M_\odot$模型驱动的风在较晚的时候是中等富中子的，并且产生相对于氧接近太阳比例的$^{87}$ Rb、$^{88}$ Sr、$^{89}$ Y和$^{90}$ Zr。最近研究的$1.27 M_\odot$ PNS的风在其整个演化过程中富含质子，对任何元素的丰度都没有显着贡献。因此，NDW的最简单模型似乎不太可能产生r过程。最多，它有助于产生N = 50的闭壳层元素和一些轻p核。在这样做的过程中，它可能会在贫金属恒星的丰度上留下一个独特的签名，但结果对爆炸的不确定模型和所涉及的中子星的质量都很敏感。
2010-04-27 astro-ph.HE
Dynamics of neutrino-driven winds: inclusion of accurate weak interaction rates in strong magnetic fields
通过求解牛顿定态风方程，考虑年轻中子星的精确弱相互作用率和磁场，研究了原中子星中微子驱动风的动力学和核合成.对于典型的1.4 M $_{\odot}$ PNS模型，我们发现核合成产物与中微子和反中微子的光度密切相关。光度越低，弱相互作用和磁场对NDW的影响越大。在典型的高反中微子光度为$8\times 10^{51}$ erg s $^{-1}$时，中微子和反中微子在NDW中占主导地位，MF几乎不改变风的性质。而在NDW后期的低反中微子光度（$10^{51}$ erg s $^{-1}$）下，强MF中的产物和核合成质量发生了显著变化，但其重要性不如反中微子光度高的早期阶段。因此，对于大多数模型考虑的NDW从PNS，根据我们的计算的影响，MF和净弱相互作用的核合成是不显着的。
2012-10-12 astro-ph.HE
Nucleosynthesis signatures of neutrino-driven winds from proto-neutron stars: a perspective from chemical evolution models
我们测试的假设，所观察到的第一个峰值（Sr，Y，Zr）和第二个峰值（Ba）的S-过程中的元素丰度低金属含量的银河系恒星，和元素Mo和Ru的丰度，可以解释一个普遍的R-过程的贡献起源于中微子驱动的风从高磁性和快速旋转的原中子星（原NS）。我们构建的化学演化模型，将最近的原NS产量的计算，除了从AGB星，Ia型超新星的贡献，和两个替代的大规模星风和核心坍缩超新星的产量。对于非旋转的大质量恒星产量从任何一组，没有原NS风模型低估了$0.3$ - $1\,\text{dex}$在低金属丰度观测到的s-过程峰值丰度，他们严重低估了钼和钌在所有金属丰度。模型结合风产额从原NS与旋转周期$P \sim 2$ - $5\,\text{ms}$适合所有这些元素的观测趋势很好。或者，模型省略原NS风，但采用快速旋转的大质量恒星的产量，与$v_{\rm rot}$之间的$150$和$300\,\text{km}\,\text{s}^{-1}$，可以合理地解释观测到的丰度水平$\text{[Fe/H]}<-2$。这些模型在更高的金属丰度下高估了[Sr/Fe]和[Mo/Fe]，但通过调整$v_{\rm rot}$对恒星金属丰度的依赖性，它们可能在[Fe/H]上达到可接受的拟合。如果许多原始NS在出生时就具有强磁场和短自旋周期，那么它们的中微子驱动风就为低金属丰度恒星星族中的Sr、Y、Zr、Mo、Ru和Ba提…
2021-09-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical Relativity Simulations of the Neutron Star Merger GW170817: Long-Term Remnant Evolutions, Winds, Remnant Disks, and Nucleosynthesis
我们提出了一个系统的数值相对论研究的动力学喷出物，风和核合成的中子星合并残留物。用近似中微子输运和磁流体湍流亚网格模型模拟了与GW 170817兼容的啁啾质量、不同质量比和五个微物理状态方程的双星，并在100毫秒内进行了磁流体湍流模拟.螺旋密度波从中子星遗迹传播到磁盘触发风与质量通量${\sim}0.1{-}0.5\,{\rm M_\odot/s}$持续整个模拟，只要遗迹不崩溃的黑洞。这种风具有平均电子分数$\gtrsim 0.3$和平均速度${\sim}0.1-0.17\,$ c，因此是产生弱$r$过程元素（质量数$A<195$）的场所。围绕着长寿命残留物的尘埃具有质量${\sim}0.1{-}0.2\,{\rm M_\odot}$，温度在靠近内缘的地方达到$\lesssim10\,$ MeV的峰值，并且由于激波在盘中传播而导致熵的特征双峰分布。在我们有针对性的模拟计算的动力学和螺旋波喷出物是不兼容的AT2017gfo使用两个组件kilonova模型推断。相反，他们指出，包括盘风在内的多分量kilonova模型对于解释AT2017gfo是必要的。核合成相结合的动力喷出物和螺旋波风在相当质量的长寿命合并强劲占所有的$r$过程的峰值，从质量数${\sim}75$的锕系元素的太阳丰度。总丰度对物态方程的依赖性较弱，而质量比影响第一峰元素的产生。
2020-08-12 astro-ph.HE gr-qc
Implication of the Steady State Equilibrium Condition for Electron-Positron Gas in the Neutrino-driven Wind from Proto-Neutron Star
基于中子-质子-电子-正电子气体在质子中子星中微子驱动风中的稳态平衡条件，我们用一种简单有效的方法估算了风中的初始电子分数。我们发现风中的条件可能更适合r-过程核合成。
2010-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Heavy element nucleosynthesis in rotating proto-magnetar winds
本文通过磁流体力学模拟与核反应网络后处理，系统研究旋转原磁星风中的重元素核合成，发现即使磁场较弱也能稳定产生直至第三峰乃至更重的r-过程元素，并估计其可贡献银河系r-过程存量的5-100%。
2025-07-01 astro-ph.HE
The Origin of Elements from Carbon to Uranium
为了更深入地理解元素周期表中元素的起源，我们从第一性原理出发，为从C（A=12）到U（A=238）的所有稳定元素构建了银河系化学演化（GCE）模型，即，使用所有化学富集源的理论核合成产额和事件速率。这使我们能够预测元素的起源作为时间和环境的函数。在太阳附近，我们发现初始质量M> 30 M_（\odot）的恒星，如果有M~20- 50 M_（\odot）的超新星（HNe）的贡献，就可以成为失败的超新星。超渐近巨星分支（AGB）星（在太阳金属丰度处具有M~8- 10 M_ \odot）对GCE的贡献可以忽略不计，除非低质量超AGB星的混合白矮星爆发为Iax型超新星，或者高质量超AGB星爆发为电子俘获超新星（ECSNe）。在中子俘获元素中，第二（Ba）和第三（Pb）峰元素的观测丰度与我们从AGB星的慢中子俘获过程（S-过程）的最新产量很好地再现。第一个峰值元素Sr、Y和Zr是由ECSNe和AGB星一起产生的。中子星合并可以产生快速中子俘获过程（r-过程）元素的Th和U，但时间尺度太长，无法解释低金属丰度的观测。如果25-50 M_ \odot超新星中有3%是产生r-过程元素的磁旋转超新星，就可以很好地解释所观察到的演化趋势，如Eu的演化趋势。随着太阳的邻居，我们还预测的演化趋势，在晕，凸起，厚盘未来的比较与银河系考古调查。
2020-08-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Neutron Star Mergers and Nucleosynthesis of Heavy Elements
自从发现脉冲双星和观测到其轨道能量损失以来，中子星合并的存在就得到了支持，这与广义相对论是一致的。它们被认为是快速中子俘获过程（r-过程）的核合成位点，该过程负责产生除Fe之外的所有重元素的大约一半，并且是除Pb和Bi之外的元素的唯一来源。基于中子星物质减压的详细核合成计算与太阳重核r过程丰度是一致的。中子星合并也被确认为通过其红外余辉产生短持续时间的γ射线爆发。喷射物质中的高中子密度允许剧烈的r过程，导致远离（核）稳定区域的最重核的裂变循环。几种核性质的不一致性影响丰度分布。天体物理事件的模拟还取决于流体动力学处理、合并后和黑洞可能出现之前中微子风的发生以及黑洞吸积盘的性质。我们讨论了核和建模的不确定性的影响，并得出结论，二进制紧凑的合并可能是一个（或）在我们的银河系的r-过程核生产的主导网站。
2017-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Favorable conditions for heavy element nucleosynthesis in rotating proto-magnetar winds
该研究利用二维磁流体动力学模拟表明，快速旋转的原磁星风可准周期喷出高熵物质，并定量给出产生第三r过程峰及p核的有利磁场、周期与产量条件。
2024-09-05 astro-ph.HE
Solar r-process-constrained actinide production in neutrino-driven winds of supernovae
长寿命放射性核作为核宇宙计时器和核合成源活动的宇宙示踪剂发挥着重要作用。特别是锕系元素区域的核，如钍、铀和钚，可以证明环境中的浓缩是由仍然神秘的天体物理来源造成的，这些来源是通过快速中子捕获过程（r-过程）产生富中子核的原因。超新星和合并中子星（NS）或NS-黑洞双星被认为是最有可能的来源的r-核。但是，赞成其中一种或另一种或两者的论点都是间接的，并利用了假设;它们是以理论模型为基础的，但仍有简化和缺陷。一个明确的生产事件的观测确定仍然失踪。为了便于在此方向上进行搜索，例如\通过在恒星包层、星际介质或地球储层中寻找放射性示踪剂，我们改进了对核心坍缩超新星中微子驱动风中锕系元素（$^{232}$ Th、$^{235,236,238}$ U、$^{237}$ Np、$^{244}$ Pu和$^{247}$ Cm）产生的理论估计和相应的不确定度范围。由于最先进的超新星模型不产生r-过程可行的条件-但仍然缺乏，例如，强磁场的影响-我们的研究基于一个简单的分析，牛顿，绝热和稳态风模型，并考虑大量贡献分量的叠加，其核合成相关参数（质量重量，熵，膨胀时间尺度，和中子过剩）的约束下，积分风核合成密切再现太阳系分布的r-过程元素的假设。我们还测试了不确定的核物理的影响。
2016-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The long-term evolution of neutron star merger remnants - I. The impact of r-process nucleosynthesis
我们遵循的长期演变的动态喷出物的中子星合并长达100年的密度范围约40个数量级。我们包括核能输入新鲜合成，放射性衰变的核在我们的模拟和研究其对残余动力学的影响。虽然核加热大大改变了长期的演变，我们发现，运行核网络在纯粹的流体动力学模拟（即没有加热）产生实际上可以接受的核合成结果。辐射加热的主要动力学效应是迅速消除初始质量分布的不均匀性，随后演化自相似地进行，100年后残余物仍然携带着初始二元质量比的记忆。我们还探讨了两个质量喷射通道的核合成产额。动态喷出物非常稳健地产生“强”r-过程元素与$A > 130$的模式，这是基本上独立的合并系统的细节。从一个简单的模型中，我们发现，中微子驱动的风产生“弱”的r-过程的贡献与$50 < A < 130$的丰度模式有很大的不同合并的情况下。这是因为它们的电子分数，由中微子光度的比例决定，在不同的情况下变化很大。这样的风不会产生任何$^{56}{\rm Ni}$，而是一系列放射性同位素，这些同位素的寿命足够长，除了动态喷出物中的“macronova”之外，还能产生第二个放射性供电的电磁瞬变。虽然我们的风模型非常简单，但它仍然证明了这种中微子驱动的风对电磁瞬变的潜力，并激发了进一步，更详细的中微子流体动力学研究。在配套文件中更详细地讨论了所提到的瞬态的属性。
2014-01-17 astro-ph.HE
Effects of Hoyle state de-excitation on $νp$-process nucleosynthesis and Galactic chemical evolution
本文研究粒子诱导Hoyle态退激发对νp过程核合成的影响，发现质子散射在低温下增强三α反应率并改变$^{92,94}$Mo和$^{96,98}$Ru产额，结合超新星与超新星贡献的银河系化学演化计算表明超新星νp过程对p-核丰度有显著影响。
2023-07-06 astro-ph.GA astro-ph.HE nucl-ex
Impact of new data for neutron-rich heavy nuclei on theoretical models for $r$-process nucleosynthesis
目前的模式为$r$过程进行了总结，强调从核物理测量和天文观测的关键约束。特别是，我们分析了核物理输入的重要性，如β衰变率、核质量、中子俘获截面、β缓发中子发射、自发裂变概率、β和中子诱发裂变、裂变碎片质量分布;中微子诱导的反应截面等，我们强调模型的影响$r$过程核合成新测量的$β$衰变半衰期，质量和光谱学的富中子核附近的$r$过程的路径。我们概述了r过程核合成的中微子驱动风以上的原中子星在核心坍缩超新星随着磁流体动力学喷流的可能性旋转超新星爆炸模型。我们还考虑了中子星合并作为r过程环境的可能性。新测量的核性质远离稳定性的一个关键结果是封闭中子壳附近富中子同位素的壳猝灭程度。这导致对$r$ -过程核合成的位点的重要限制，其中冻结发生在快速的时间尺度上。
2016-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Nucleosynthesis in core-collapse supernova explosions triggered by a quark-hadron phase transition
我们探讨了大质量恒星爆炸中的重元素核合成，这些爆炸是由核心坍缩超新星早期反弹阶段的夸克-强子相变触发的。本研究是基于广义相对论辐射流体力学模拟与三味玻尔兹曼中微子输运球对称，其中利用夸克-强子混合状态方程的基础上的MIT袋模型的奇异夸克物质。在恒星核心内部的夸克-强子相变形成了一个冲击波，向原中子星的表面传播。冲击波导致爆炸和蒸发富含中子的物质，这些物质堆积或吸积在原中子星上。后来，在冷却阶段，原始中子星发展出一种富含质子的中微子驱动风。我们提出了一个详细的分析，在富含中子和质子的喷出物的核合成结果，并比较我们的综合核合成与金属贫星的观测。
2012-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Radio Constraints on $r$-process Nucleosynthesis by Collapsars
宇宙中最重的元素是通过快速中子捕获（$r$ -过程）在极富中子的流出中合成的。通过对GW 170817的多信使观测，中子星合并被认为是一个重要的$r$过程源。坍缩星也被认为是重元素的潜在主要来源;然而，由于其他发射机制的污染，这很难通过光学观测进行探测。在这里，我们提出的观测约束$r$过程的核合成的基础上，附近的长伽马射线暴的无线电跟踪观测的Eurasar。我们的假设，晚时间的无线电发射产生的emisar风喷出物负责锻造$r$ -过程元素，并考虑可以设置在这种情况下使用的样本雨燕/BAT伽玛暴位于2 Gpc的无线电观测的约束。在我们的样本中，没有发现超过伽马射线暴的射电余辉的射电对应物，在我们考虑的模型下，将Eksar $r$ -过程的贡献限制在$\lesssim0.2$ M $_\odot$，恒定的环并密度给出了更严格的限制。虽然我们的结果是在紧张局势与Bossars是大多数$r$过程的生产基地，喷出物的质量和速度分布的Bossar风尚未很好地模拟。因此，我们的结果目前受到很大的不确定性，但进一步的理论工作可以大大改善它们。
2022-02-20 astro-ph.HE
Signatures of hypermassive neutron star lifetimes on r-process nucleosynthesis in the disk ejecta from neutron star mergers
我们研究了中子星合并过程中吸积盘喷出的风中重元素的核合成。本文计算了变寿命超大质量中子星（HMNS）遗迹盘流出流中元素的形成过程，考虑了角动量输运对盘演化的影响。我们采用长期的轴对称流体动力学磁盘模拟模拟的喷出物，并计算r-过程核合成与示踪粒子使用的核反应网络包含$\sim 8000$物种。我们发现，以前已知的HMNS的寿命，喷射质量和平均电子分数之间的强相关性的流出直接关系到磁盘上的中微子照射量，它占主导地位的质量喷射在早期的中微子驱动的风的形式。镧系元素和锕系元素的生产在短的HMNS寿命（$\lesssim 10$ ms）时饱和，额外的喷出物有助于形成蓝色光学千诺瓦组分，用于寿命较长的HMNS。我们发现从磁盘流出单独和太阳r-过程分布的丰度只有很短的HMNS寿命（$\lesssim 10$毫秒）之间的协议。对于较长的寿命，稀土和第三r过程的峰值显着不足相比，太阳的图案，需要额外的贡献，从动态喷出物。来自旋转黑洞（BH）的核合成信号只能与中等寿命（$\lesssim 60$ ms）的HMNS重叠。最后，我们表明，角动量输运不仅有助于后期流出的组件，但它也提高了中微子驱动的组件移动材料的引力势的较浅的区域，除了提供额外的加热。
2017-09-22 astro-ph.HE
$r$-process Nucleosynthesis and Kilonovae from Hypermassive Neutron Star Remnants
基于对超大质量中子星（HMNS）残骸的三维广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟，研究了由双中子星（BNS）合并引起的$r$过程核合成和千诺瓦辐射.模拟包括一个微物理有限温度状态方程（EOS）和中微子发射和吸收的影响，通过泄漏计划。我们使用拉格朗日示踪粒子跟踪喷出物的热力学性质，并使用核反应网络$\texttt{SkyNet}$确定其组成。我们调查的影响，中微子上的核合成产率通过改变中微子光度在后处理过程中。喷出物的电子分数$Y_e$显示出广泛的分布，峰值在$\sim$ 0.25-0.4之间，这取决于所采用的中微子光度。我们发现，由此产生的$r$过程的丰度模式不同于太阳能，没有显着的生产材料超出第二个$r$过程峰值时，使用光度记录的示踪粒子。我们还映射的HMNS流出的辐射流体动力学代码$\texttt{SNEC}$和预测的辐射光度的演变，以及宽带光变曲线的千诺瓦。辐射热光变曲线在一天的时间尺度上达到峰值，最亮的辐射出现在红外波段。这是第一次直接计算的$r$过程产量和kilonova信号预期从HMNS风的基础上三维GRMHD模拟。对于寿命较长的残留物，这些风可能是产生千诺瓦排放的主要喷出物成分。
2021-12-01 astro-ph.HE
Origin of the Heaviest Elements: the Rapid Neutron-Capture Process
在自然界中发现的重元素中，约有一半是由一个特殊的天体物理核合成过程产生的：快速中子俘获过程（r-过程）。虽然这一想法在60多年前就已经提出，但全面理解面临着两种类型的不确定性/未决问题：（a）核图表中的核合成路径靠近中子滴线，目前只有有限的实验信息可用，并且必须强烈依赖于对核性质的理论预测。(b)虽然多年来r-过程的发生一直与超新星有关，但最近的研究对这种环境提出了实质性的质疑。替代方案包括中子星合并，中子星黑洞合并，但也可能是罕见的超新星，以及极喷流喷出物和吸积盘流出与快速旋转的大质量恒星的崩溃与高磁场的超新星/超新星。恒星r-过程丰度观测，提供了洞察力，并限制在负责任的恒星生产网站的频率和条件。其中之一，中子星合并，刚刚确定和有关的引力波事件GW 170817。高分辨率的观测，由于实验原子数据的改进而越来越精确，在确定旧晕星的重元素丰度模式方面特别重要，从而确定我们银河系最早的核合成的程度和性质。本文结合核、原子和天文科学领域的新成果和重大突破，试图回答“从铁到铀的元素是如何形成的？”这一问题。“（节略）
2021-02-01 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Dynamics, nucleosynthesis, and kilonova signature of black hole - neutron star merger ejecta
我们通过模拟在潮汐尾和盘风中物质的形成和相互作用来研究黑洞-中子星合并的喷出物。流出物富含中子，产生由$r$过程元素（千诺瓦）的放射性衰变提供动力的光学/红外发射。在这里，我们执行一个端到端的研究这种现象，我们从一个完全相对论合并模拟的输出，计算合并后的流体动力学演化的喷出物和磁盘风，包括中微子物理，确定最终的核合成产量使用后处理核反应网络计算，并计算kilonova发射与辐射转移代码。我们研究的尾盘质量比的影响，通过缩放尾密度。一个较大的初始尾部质量会导致后退物质混合到磁盘中，并在随后的磁盘风中喷出。相对于没有动态喷出物的盘的情况，组合流出具有较低的平均电子分数，更快的速度，更大的总质量，和更大的绝对质量的高不透明度镧系元素或锕系元素。在大多数情况下，核合成产率主要由潮汐尾未结合部分的重$r$过程贡献决定。然而，当动态喷出物的总质量与盘流出物的质量相当时，可以获得类似太阳的丰度分布。kilonova的特征持续时间为1周，光度为~ $10^{41}$ erg/s，方位效应导致亮度变化的因子为~2。在早期（< 1天），发射包括来自（热）富镧系元素材料的光学成分，但此后光谱迅速演变为红外线。
2017-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The r-process nucleosynthesis in the outflows from short GRB accretion disks
短的伽马射线暴需要一个旋转的黑洞，周围环绕着磁化的相对论性吸积盘，例如由合并的双中子星或中子星-黑洞系统形成的吸积盘。克尔黑洞的吸积是产生无重子相对论性喷流的机制。一个额外的非准直流出，包括亚相对论性的富含中子的材料，变得不受热，磁和粘性力的约束，是蓝色和红色千诺瓦的原因。我们用相对论磁流体力学模拟吸积盘，并采用真实的核物质状态方程，探讨了二次外流的形成、组成和几何结构。我们计算的核合成r-过程的产量通过采样的流出与一组密集的示踪粒子。在新合成的原子核中，来自残余r-过程放射性的核加热预计将为红色千诺瓦提供动力，独立于动力学喷出物成分，在合并时发射，以及中子贫的宽极流出，由中微子风从超大质量中子星表面发射。我们的模拟表明，磁盘的磁化和高黑洞自旋都能够发射快速风外流（$v/c\sim 0.11-0.23$）与广泛的电子分数$Y_{\rm e}\sim 0.1-0.4$，并帮助解释在kilonova光变曲线中观察到的多个组件。通过非束缚流出从合并后盘的总质量损失在初始盘质量的2%和17%之间。
2019-07-16 astro-ph.HE
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
Neutrino-driven winds from neutron star merger remnants
我们提出了一个详细的，三维流体动力学研究的中微子驱动的风，出现从残留的NS合并。我们的模拟与牛顿，欧拉代码FISH，增强了详细的，光谱中微子泄漏计划，占加热由于中微子吸收在光学薄的条件。与Dessart等人（2009）的二维研究一致，我们发现在合并后的$100$ ms内，沿着原双星旋转轴吹出了一股强重子风。我们计算出一个下限的驱逐质量的$3.5 \times 10^{-3} M_{\odot}$，足够大的重元素核合成有关。不同风区的物理性质差异很大。例如，由于较强的中微子辐射，极地地区的$Y_e$比低纬度地区大得多。这与核合成有关：极地喷出物产生了有趣的r-过程贡献，从$A\sim 80$到大约130，而更富含中子的低纬度部分也产生了在$A\sim 195$附近的第三个r-过程峰。我们还计算了由风中的放射性提供动力的电磁瞬变的特性，除了源于动态喷出物的macronova瞬变。高纬度（极地）地区产生紫外/光学瞬变，亮度可达$10^{41} {\rm erg \, s^{-1}}$，光学亮度在1天左右达到峰值，热光度在0.3天左右达到峰值。低纬度地区，由于受到高不透明度重元素的污染，产生更暗和更多的红色信号，在光学和红外线的$\sim 2$天后达到峰值。我们的数值实验表明，这将是很难推断的崩溃的时间尺度的HMNS BH的风电磁瞬变的基础上，至少崩溃的时间尺度大于风力生产的时间尺度。
2014-05-26 astro-ph.HE
Magnetic field effects on nucleosynthesis and kilonovae from neutron star merger remnants
本文研究了超大质量中子星（HMNS）的参数化磁场配置对电磁（EM）观测值的影响，特别是对Kilonova光变曲线和核合成产额的影响。我们进行了三维（3D）动态时空广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟，包括中微子泄漏方案、微物理有限温度状态方程（EOS）和初始极向磁场。我们发现，不同的磁场强度和衰减的影响形成磁化风或温和的相对论射流，这反过来又有深远的影响的外流性质。所有的演化配置崩溃到一个黑洞（BH）$\sim 21-23$ ms后开始的模拟，但是，那些形成喷流可能是相当有效地传输角动量的系统，导致在早期的崩溃时间。较大的质量喷射率和径向速度的未结合的材料破坏系统，形成射流。在不同的磁场参数下，Kilonovae和$r$过程产额的辐射热光变曲线有很大的变化。我们的结论是，磁场强度和衰减的外流性质和电磁可观测量具有强大的影响。这可能是特别重要的，因为我们的模拟（$\simeq 10^{-3}\;M_{\odot}$）的总喷出物质量使HMNS的喷出物通过$r$ -过程元素的放射性衰变成为kilonova的动力来源。
2022-08-10 astro-ph.HE
Neutrino-heated winds from millisecond proto-magnetars as sources of the weak r-process
我们探讨重元素核合成中微子驱动的风从快速旋转，强磁化的原中子星的磁偶极子是与旋转轴对齐，和字段被假定为一个静态的力免费配置。我们处理了Vlasov等人2014年通过r-过程核反应网络SkyNet计算的原磁星风轨迹，使用了原中子星冷却阶段风电子分数演化的当代模型。虽然我们没有找到一个成功的第二个或第三个峰值r-过程的任何旋转周期P，我们表明，原磁星与P约1-5毫秒产生的重元素丰度分布，延伸到更高的核质量数比从其他等效的球形风（与质量分数的一些元素增强了100-1000的因素）。最重的元素是由沿着通量管出现的流出物合成的，通量管掠过封闭区并在轻圆柱体外的赤道面附近通过。由于核合成模式依赖于原中子星的磁场强度和旋转速率，核心坍缩事件之间这些量的自然变化可能有助于观察到的贫金属恒星中弱r过程核丰度的多样性。对于相对于旋转轴具有非零磁倾角的未对准旋转器，可以实现进一步的多样性，甚至可能包括成功的第三峰值r过程。如果原磁星是伽马射线暴的核心引擎，它们的相对论喷流应该包含高质量分数的特征平均质量数A为100量级的重核，这为超高能宇宙射线提供了一个可能的来源，该射线由能谱超过质子或铁核的标称GZK截止值的重核组成。
2017-01-11 astro-ph.HE
Current Status of r-Process Nucleosynthesis
快速中子俘获过程（r过程）被认为是产生比铁重的元素的大约一半的原因，也有助于一些较轻的核素的丰度。在星系晕中的某些贫金属星中观察到一种普遍的r过程元素丰度模式。这表明，天体物理条件和核物理学的良好调节组合合谋产生了这样一个普遍的丰度模式。寻找r-过程核合成的天体物理学位置已经刺激了六十多年的跨学科研究。目前有很多的热情周围的证据r-过程核合成的双中子星合并在多波长的后续观测kilonova/引力波GRB 170807 A/GW 170817。尽管如此，仍然有问题的贡献在银河系的历史上，目前的太阳系r-过程的丰度从其他网站，如中微子驱动的风或磁流体动力学喷射的材料从核心坍缩超新星。在这篇评论中，我们强调了一些当前的问题，围绕核物理输入，天文观测，银河系化学演化，和理论模拟的r-过程天体物理环境的目标，勾勒出一条道路，解决剩余的奥秘的r过程。
2019-06-12 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Supernova neutrinos and nucleosynthesis
对贫金属恒星的观测表明，至少有两个不同的核合成位点有助于产生r-过程元素。一个站点负责生产轻r过程元素Z<~50，而另一个站点生产重r过程元素。我们已经分析了最近的观测结果的贫金属的恒星，只选择的恒星是丰富的轻r-过程元素和重r-过程元素的穷人。我们发现，所观察到的N=50元素（Sr，Y和Zr）和Fe的丰度之间有很强的相关性。这表明，来自核塌缩超新星的中微子驱动风是这些元素产生的主要场所。我们探索这种可能性进行核合成计算的基础上长期玻尔兹曼中微子输运模拟。它们基于状态方程，该方程再现了最近对核对称能的约束。我们预测早期的喷出物是富中子的，Ye ~ 0.48，它在4 s左右变成富质子的，当我们的模拟停止时，在9 s达到Ye = 0.586。该模型中的核合成产生Zn和Mo之间的元素，包括92 Mo。元素丰度与贫金属恒星HD 12263的观测结果一致。对于Ge和Mo之间的元素，我们主要产生缺中子同位素。这一预测可以通过对贫金属恒星同位素丰度的观测得到证实。在我们的计算中没有产生比Mo（Z=42）更重的元素，也没有产生重r过程元素。
2013-09-21 astro-ph.HE nucl-th
Nucleosynthesis in the outflows associated with accretion disks of Type II collapsars
本文研究了由II型类星体形成的伽马射线暴（GRB）吸积盘流出流内部的核合成。在这些类星体中，大质量恒星经历核心坍缩，最初形成原始中子星，并驱动温和的超新星爆炸。超新星喷出物缺乏动量，随后这个新形成的中子星通过大规模回落转变为恒星质量的黑洞。这些吸积盘中的流体动力学和核合成在过去已被广泛研究。一些重元素在盘中合成，这些重元素中的大部分通过风和外流从盘中喷出。我们研究核合成在这些磁盘推出的外流，通过使用绝热，球形膨胀流出模型，了解这些元素，从而在磁盘中合成生存的流出。在研究过程中，我们发现流出物中存在许多新元素，如钛，铜，锌等的同位素。在大多数情况下，流出物中有大量的56 Ni合成，这意味着在大多数情况下，这些盘的流出物将导致可观察到的超新星爆炸。它主要是存在时，流出被认为是从氦丰富，56 Ni/54 Fe丰富区的磁盘。然而，从硅盘的富硅区流出仍然富含硅。虽然Chandra、BeppoSAX、XMM-Newton等在几个伽玛暴的X射线余辉中观测到了许多重元素的发射线，Swift似乎还没有检测到这些行。
2013-09-04 astro-ph.HE nucl-th
Full Transport Model of GW170817-Like Disk Produces a Blue Kilonova
2017年在引力波和伽马射线中探测到两颗中子星的螺旋和合并，伴随着快速变红的瞬态。这样的瞬变被预测发生在快速中子俘获（r-过程）核合成事件之后，该事件合成富含中子的放射性核，并且可以发生在动力学喷出物和在中子星合并后形成的吸积环的风中。本文首次采用三维广义相对论全输运中微子辐射磁流体动力学（GRRMHD）方法模拟了由GW 170817合并产生的黑洞-吸积盘-风系统.我们表明，小，但不可忽略的光学深度导致中微子输运全局耦合盘电子分数，我们通过求解输运方程与Monte Carlo方法捕获。由此产生的吸收驱动电子分数在一个结构化的，连续的流出，与电子分数高达$Y_e\sim 0.4$在极区。我们通过核反应网络和辐射转移计算表明，在盘风中的核合成将产生蓝千诺瓦。
2019-05-17 astro-ph.HE gr-qc
