Heavy Elements Nucleosynthesis On Accreting White Dwarfs: building seeds for the p-process
太阳系中富含质子的反式铁同位素的起源仍然不确定。在快速吸积的白矮星相外层，具有n-俘获核合成种子的单简并热核超新星（SNIa）可能会产生这些同位素。用MESA程序计算了五个初始质量大于~ 0.85Msun的白矮星模型吸积相的恒星结构。1，1.26，1.32和1.38Msun模型的近地表层是最具代表性的区域，其中大部分的p核是在SNIa爆炸过程中产生的，对于这些模型，我们还计算了外层的中子俘获核合成。与以前的低质量快速吸积白矮星模型相反，我们发现H壳层灰是n俘获核合成的主要场所。在质量最大的WD中，我们发现中子密度高达几个10^15 cm^-3。通过H壳灰的重现，这些中间中子密度可以有效地维持很长一段时间，导致高中子照射，产生高达Pb的强中子。中子密度和中子照射量都随着吸积WD质量的增加而增加。最后，使用获得的丰度作为种子计算SNIa核合成。我们得到了太阳到超太阳的p核丰度，A>96。我们的模型表明，SNIa是一个可行的p-过程生产网站。
2020-07-27 astro-ph.SR
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
Impact of nuclear mass models on $r$-process nucleosynthesis and heavy element abundances in $r$-process enhanced metal-poor stars
本研究分析了四种核物理模型对快中子捕获过程核合成的影响，发现WS4模型预测值与实验数据高度吻合，能准确重现贫金属星中的重元素丰度，证明其核数据对该研究至关重要。
2024-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Explosive nucleosynthesis in core-collapse supernovae
通过快速中子俘获（r-过程）产生比铁重的一半元素的具体机制和天体物理学位置仍有待发现。为了重现太阳系和古老晕星的丰度，至少需要两种成分：重r-过程核（A>130）和对应于较轻重核（A<130）的弱r-过程。在这项工作中，我们提出了核合成研究的基础上的轨道流体动力学模拟核心坍缩超新星和随后的中微子驱动的风。我们表明，弱的r-过程元素可以产生中微子驱动的风，我们把它们的丰度从新生的中子星的中微子发射。根据最新的流体动力学模拟，重r过程元素不能在中微子驱动的风中合成。然而，通过人为地增加风熵，可以制造高达A=195的元素。用这种方法，人们可以模拟出发生r过程的喷出物的一般行为。我们用它来研究核物理输入（核质量，中子俘获截面，β-延迟中子发射）和长期动力学演化对最终丰度的影响。
2010-12-22 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Heavy Element Nucleosynthesis in the Brightest Galactic Asymptotic Giant Branch stars
我们提出了更新的恒星演化序列的计算和详细的核合成预测的最明亮的渐近巨星分支（AGB）的恒星在银河系的质量之间的5 Msun到9 Msun，与初始金属丰度Z =0.02（[Fe/H] = 0.14）。在我们之前的研究中，我们使用了Vassiliadis & Wood的质量损失率，它一直保持在低水平，直到脉动周期达到500天，然后超级风开始。Vassiliadis和Wood指出，对于超过2.5百万日的恒星，超级风应该延迟到P ~ 750天，在5百万日。我们计算的进化序列，我们延迟发作的超级风脉动周期的P ~ 700-800天的模型M = 5，6，和7 Msun。后处理核合成计算表明，6 Msun和7 Msun模型产生的Rb最多，[Rb/Fe] ~ 1 dex，接近于大多数银河系富Rb星的平均值（[Rb/Fe] ~ 1.4 ± 0.8 dex）。改变22 Ne + α反应的速率会导致[Rb/Fe]在具有延迟超风的模型中的变化高达0.5 dex。最大的富集重元素的模型，采用NACRE率的22 Ne（a，n）25 Mg反应。使用这个速率可以使我们最好地匹配大多数富Rb恒星的组成。然后使用合成进化算法来去除剩余的包络，导致最终的[Rb/Fe]为~ 1.4 dex，尽管C/O比> 1。我们的结论是，延迟的超级风可能占大Rb的过剩观察到的最明亮的富含金属的AGB星。
2012-04-18 astro-ph.SR
Nucleosynthesis of elements between Sr and Ag in neutron- and proton-rich neutrino-driven winds
核心坍缩超新星之后的中微子驱动的风被认为是通过r过程产生一半重元素的地方。虽然最近的流体动力学模拟表明，风中的条件不足以进行r-过程，但可以产生较轻的重元素，如Sr，Y和Zr。然而，目前还不清楚风中的条件是稍微富含中子还是质子。在这里，我们调查的中微子驱动的风在这两种条件下的核合成，并系统地探讨风参数对丰度的影响。我们的研究结果表明，获得一个强大的丰度模式，在中子丰富的风，也可能是一个过度生产的Sr，Y，Zr的困难。在质子丰富的条件下，丰度平滑变化时，风参数。风参数和中微子能量和光度的约束将很快成为可用的核合成研究相结合，如这里提出的，与新的和未来的实验数据和观测。
2013-12-02 astro-ph.SR
Neutron Capture Nucleosynthesis
重元素（铁以外）是在中子俘获核合成过程中形成的。本文提出了一个简单的统一模型来研究任意中子密度环境下的中子俘获核合成。我们还研究了什么样的中子密度是必需的，以重现所测得的丰度的核假设平衡过程。我们发现，这两个介质的中子密度有一个特别重要的作用，在中子俘获核合成。关于这些结果，大多数核可以在中等中子俘获密度的环境中形成，例如在某些AGB星中。除了这些观察，我们的模型是能够使用教育目的。
2016-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Supernova nucleosynthesis: a review
International Centre of Supernovae (ICESUN), Yunnan Key Laboratory of Supernova Research, Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences (CAS)（中国科学院云南天文台）；Center for Exotic Nuclear Studies, Institute for Basic Science（基础科学研究院）
本文综述超新星核合成的最新进展，重点介绍基于先进模拟的各通道核合成产额，并探讨Ia型、核坍缩、电子俘获和对不稳定超新星在重元素产生中的作用及理论不确定性。
2026-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR 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
Novel Techniques for Constraining Neutron-Capture Rates Relevant for r-Process Heavy-Element Nucleosynthesis
快中子俘获过程（$r$过程）被确定为约50%比铁重的元素的生产者。这个过程需要一个天体物理环境，在短时间内（$\sim$秒）具有极高的中子通量，产生非常富含中子的核，随后通过$β^-$衰变转化为稳定的核。大规模$r$ -过程反应网络的一个关键组成部分是辐射中子俘获（$n,γ$）率，实际上没有$r$过程中涉及的极富中子核的数据。由于核反应理论的现状和我们对基本核性质（如能级密度和平均$γ$衰变强度）的理解不足，理论上估计的（$n,γ$）速率可能会有几个数量级的变化，并且是任何核反应网络计算$r$过程丰度的不确定性的主要来源。在这篇综述中，我们讨论了新的方法来提供有关的$r$过程的中子俘获截面和反应速率的信息。特别是，我们专注于间接的，实验技术来测量辐射中子捕获率。虽然直接测量目前不可用，但可能在未来实现，间接的方法提出了第一步约束中子捕获率的重要性，$r$过程。
2019-04-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Neutron-Capture Nucleosynthesis in the First Stars
最近的研究表明，贫金属恒星的碳含量增加，但含有低水平的中子捕获元素，可能是第一代恒星核合成产物的第一批。我们已经观察到16颗恒星的增强碳或氮使用的MIKE光谱仪麦哲伦望远镜在拉斯坎帕纳斯天文台和塔尔光谱仪史密斯望远镜在麦当劳天文台。我们目前的径向速度，恒星参数，和详细的丰度模式，这些恒星。锶、钇、锆、钡、铕、镱和其他重元素被检测到。在四颗恒星中，这些重元素似乎起源于某种形式的r-过程核合成。在一颗恒星中，部分s过程起源是可能的。其余样品中重元素的来源无法明确确定。比铁族重的元素的存在提供了进一步的证据，证明零金属丰度、快速旋转的大质量恒星和对不稳定性超新星并没有为我们样本中的恒星形成的区域贡献大量的中子捕获元素。如果碳或氮增强的贫金属恒星具有低水平的中子捕获元素，则这些重元素的存在表明，在某些最初的恒星中至少有一种形式的中子捕获反应。
2014-02-17 astro-ph.GA astro-ph.SR
AGB nucleosynthesis at low metallicity: what can we learn from carbon- and s-elements-enhanced metal-poor stars
CEMP-s恒星是非常贫金属的恒星，具有增强的碳和s过程元素丰度。它们在星系晕中的贫金属恒星中占有相当大的比例，并且大多在双星系统中被观测到。这表明，所观察到的化学异常是由于质量吸积在过去的渐近巨星分支（AGB）的明星。由于CEMP-s恒星自形成以来几乎没有演化，因此对其观测丰度的研究提供了一种方法来探索我们在低金属丰度下的AGB核合成模型。为此，我们在我们的双星演化模型中包括了AGB核合成的最新模型的结果，我们模拟了一个网格的100，000双星在金属丰度Z=0.0001在一个广泛的初始质量和分离。我们将我们的模型恒星与SAGA贫金属恒星数据库中的60颗CEMP-s恒星进行了比较。对于每个观测到的样本CEMP-s恒星，我们找到了最能再现观测到的丰度的模拟恒星。这种比较的结果是，我们能够同时再现样品中约60%的恒星中受AGB核合成影响的元素（例如C，Mg，s元素）的观测丰度。
2013-10-25 astro-ph.SR
i-process nucleosynthesis: observational evidences from CEMP stars
大部分的碳增强贫金属（CEMP）星，即所谓的CEMP-r/s星，其表面化学成分被认为表现出s-和r-过程元素的增强。对于这些恒星，重元素丰度不能单独用s-过程或r-过程核合成来解释，因为s-过程和r-过程元素的产生地点非常不同，这两个过程产生不同的丰度模式。因此，在CEMP-r/s恒星中观察到的双重增强的观测证据仍然是一个谜，就元素的起源而言。在这项工作中，我们已经严格分析了所观察到的重元素的丰度在一个样本的8个CEMP-r/s的恒星从文献中，追溯所观察到的双重增强的起源。为此，我们进行了参数模型为基础的分析，描绘的贡献的S-和R-过程核合成所观察到的元素丰度。我们进一步研究了i-过程（中间过程）核合成，这发生在一个高的中子密度（n $\sim$ 10 $^{15}$ cm $^{-3}$）期间产生的质子摄取从富氢包层到壳层间区域的AGB星，这是能够生产的r-和s-过程元素在一个单一的恒星网站，可以解释所观察到的丰度模式的样本星。我们的分析表明，所选择的CEMP-r/s星的样本观测到的丰度模式可以相当好地再现使用的i-过程模型产量。
2020-11-05 astro-ph.SR
Nucleosynthesis in neutrino-driven winds: influence of the nuclear physics input
我们进行了流体动力学模拟的长期演变的原中子星研究核合成使用由此产生的风轨迹。虽然在目前的风模式中发现的条件是不利于生产的重元素，在生产的r-过程元素与A $\approx$ 195的结果的熵的一个小的增强。这使我们能够探索其生产的流体动力学演变（风终止冲击）和核物理输入的敏感性。
2009-09-05 astro-ph.SR
Heavy element abundances in P-rich stars: A new site for the s-process?
最近发现的富磷恒星对恒星演化和核合成理论提出了挑战，因为现有的模型都无法解释它们极其特殊的化学丰度模式。除了大的磷增强外，这类恒星还表现出其他轻（O，Mg，Si，Al）和重（例如，Ce）元素。我们获得了两颗光学明亮的富磷星（包括一颗新的富磷星）的高分辨率光谱，并测定了它们的大量元素丰度（从C到Pb）。我们证实了这两颗富P星的轻元素丰度分布异常，Mg、Si、Al和P的丰度有很大的增强，可能还有Cu的增强，但这两颗富P星的光谱是唯一一颗显示出C（+N）增强的星。与其他贫金属和中子俘获增强的星相比，这两颗富P星显示出类似于低中子密度s-过程核合成的重元素过剩，具有高的第一峰（Sr，Y，Zr）和第二峰（Ba，La，Ce，Nd）元素增强（甚至在一颗恒星中有一些Pb增强）和负的[Rb/Sr]比。然而，这个s-过程是不同于发生在渐近巨星分支（AGB）恒星。显着的区别包括较大的[Ba/La]和较低的Eu和Pb比AGB同行。我们的观察应指导恒星核合成理论家和观察者，以确定P-丰富的恒星祖，这代表了新的网站s-过程核合成，我们的银河系的化学演化的重要影响。
2020-11-01 astro-ph.SR
Challenges in nucleosynthesis of trans-iron elements
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。天体物理学的网站和条件并不为人们所熟知的一些过程。在核物理方面，需要不同的方法，无论是在理论上还是实验上。主要的区别和最重要的考虑是核合成过程和反应的选择，特别是$s$ -，$r$ -，$γ$ -，和$νp$ -过程。在讨论的问题是在网站和生产条件的不确定性，实验室和恒星之间的差异率，反应机制，重要的转变，热人口的激发态，和恒星率的不确定性估计。间接实验方法的实用性和局限性也得到了解决。不应将本报告视为将所讨论的问题局限于具体进程。目的是一般性地介绍概念和可能的陷阱以及一些例子。类似的问题可能适用于进一步的天体物理过程，涉及核从铁区向上和/或在高等离子体温度。这里提出的框架和策略旨在帮助未来的实验和理论方法的概念。
2014-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
How many nucleosynthesis processes exist at low metallicity?
低金属量恒星的丰度为了解合成重元素的不同过程的贡献和条件提供了一个独特的机会。许多古老的贫金属恒星显示出比Ba重的元素的丰度模式，而Sr和Ag之间的丰度模式则不那么强烈。在这里，我们探测两个核合成过程是否足以解释低金属丰度的恒星丰度，我们进行了一个网站独立的方法来分离这两个过程或组件的总观测导出的丰度的贡献。我们的方法提供了一种方法来确定每个过程的贡献，如Sr，Zr，Ba和Eu的元素的生产。我们探讨了所观察到的恒星到恒星的丰度分散作为金属丰度的函数，每个过程导致。此外，我们使用推导的丰度模式的核合成组件之一，以约束中微子驱动的风从核心坍缩超新星的天体物理条件。
2015-01-09 astro-ph.SR
Nucleosynthesis in helium-enriched asymptotic giant branch models: Implications for Heavy Element Enrichment in Omega Centauri
本文研究了氦富集对低质量渐近巨星分支（AGB）恒星演化和核合成的影响，AGB恒星的质量分别为1.7Msun和2.36Msun，金属丰度Z=0.0006（[Fe/H] = -1.4）.我们计算了原始氦丰度（Y = 0.24）和富氦成分（Y = 0.30，0.35，0.40）的进化序列。为了比较，我们计算了相同质量但金属丰度较低的模型，Z=0.0003（[Fe/H] = -1.8），Y=0.24。对每个进化序列进行后处理核合成计算，以确定从氢到铋的元素的产生。元素表面丰度的预测和恒星产量为每个模型。与原始氦模型相比，富氦模型的主序寿命和AGB寿命较短，进入AGB时的氢耗尽核质量更大。主要结果是：1）具有增强氦的低质量AGB模型将以两倍以上的速度演化，使它们有机会更快地为形成中的球状星团的化学演化做出贡献; 2）相对于原始氦，恒星产额将大幅减少。在给定质量下，Δ Y = 0.10的增加使碳的产率降低高达~ 60%，使氟的产率降低高达80%，并且使s过程元素钡和镧的产率降低约45%。虽然第一s过程峰元素锶、钇和锆的产率降低了50%，但铷的产率没有变化或增加。
2014-01-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Heavy element abundances in planetary nebulae: A theorist's perspective
行星状星云（PN）光谱重元素丰度的测定为研究AGB星的核合成提供了一个令人兴奋的机会。我们进行后处理计算AGB模型的大范围的质量和金属丰度，以获得预测的生产中子捕获元素的第一个S-过程峰值在锶。我们发现，太阳金属丰度中等质量AGB模型提供了一个合理的匹配的重元素组成的I型PNE。同样，许多Se和Kr富集的PNe很好地拟合低质量模型与太阳或接近太阳的金属丰度。然而，大多数富氪天体，以及亚太阳Se/O比的PN很难用AGB核合成模型解释。此外，我们计算的s-过程丰度预测的低质量AGB模型的金属丰度非常低（[Fe/H] =-2.3）使用缩放的太阳能和α增强的初始成分。对于这些模型，O被疏浚到表面，这意味着相对于该元素测量的丰度比（例如，[X/O]）不能提供一个可靠的测量初始丰度比，或生产内的恒星由于内部核合成。
2009-09-28 astro-ph.SR
Nucleosynthesis and observation of the heaviest elements
本综述宏观考察了r过程核合成中最重元素相关的核性质，概述了锕系与超重元素的产生和破坏机制，并回顾了太阳系与贫金属星的观测证据，探讨了未来观测与实验对理解最重元素产生的意义。
2023-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Light element variations in globular clusters via nucleosynthesis in black hole accretion discs
古老的球状星团包含多个由轻元素变化确定的恒星星族（例如，C、N、O、Na）。虽然已经提出了许多方案来解释这一现象，但与所有观测证据相比，所有方案都面临挑战。在这封信中，我们提出了一个新的方案，轻元素的变化源于核合成在吸积盘周围的黑洞。由于黑洞是在几个$Myrs$之后形成的，因此预计该星系团仍然嵌入在富含气体的环境中。通过一个简化的吸积模型，我们证明了可以产生正确的轻元素反关联。假设一个Kroupa恒星的初始质量函数（IMF），每个黑洞只需要处理${\approx}300M_{\odot}$的物质，就可以解释多个种群;在$3Myr$的一段时间内，这对应于$ \sim10^{-4} M_{\odot}yr^{-1}$（类似于X射线双星SS 433的估计吸积率）。
2018-09-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry: Nucleosynthesis Yields
核心坍缩超新星（CCSNe）是大质量恒星的极高能量死亡。它们在宇宙中许多重元素的合成和传播中起着至关重要的作用。在过去，CCSN核合成计算依赖于人工爆炸方法，无法充分捕捉恒星最内层的物理现象。PUSH方法以SN 1987 A为基准进行校准，利用原中子星（PNS）发射的重味中微子的能量来触发参数化爆炸。这使得有可能遵循PNS的一致演变，并确保更准确地处理喷出物的电子分数。在这里，我们提出了铁组核合成的核心塌陷超新星，爆炸与PUSH，为两个不同的祖先系列的结果。计算出的收益率观测贫金属星数据的比较。核合成产率将计算所有元素和广泛的祖细胞质量。这些产率对于星系化学演化的模型非常有用。
2017-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sliding along the Eddington Limit -- Heavy-Weight Central Stars of Planetary Nebulae
由于热脉冲，渐近巨星分支（AGB）恒星经历对流混合的时期，为慢中子捕获核合成提供了理想的条件。这些过程受到很大的不确定性的影响，仍然没有完全理解。幸运的巧合是，大约四分之一的后AGB恒星在氦燃烧壳的最后一次闪光中变成氢缺乏，它们在表面显示核加工材料，为核合成和混合提供了独特的见解。我们目前的非局部热力学平衡光谱分析的结果，极热，氢缺乏，PG 1159型的头骨星云NGC 246和“银河足球”阿贝尔43和NGC 7094的中心恒星。
2018-06-19 astro-ph.SR
Nucleosynthesis in early rotating massive stars and chemical composition of CEMP stars
第一批大质量恒星通过释放宇宙中第一批金属（比氦重的元素）引发了化学演化的开始。这些恒星的性质以及早期的化学富集是如何发生的，在很大程度上仍然是未知的。恒星内部的旋转诱导混合可以影响大质量恒星生命期间的核合成，并导致具有各种化学成分的恒星喷出物。我们提出了低和零金属丰度20，25和40 $M_{\odot}$恒星模型与不同的初始旋转速率和假设的核反应率。随着初始旋转的增加，光（从$\sim$ C到Al）和反式铁元素的产率增加。反式铁元素（尤其是比Ba更重的元素）受到核反应不确定性的显着影响。观测到的CS29528-028和HE 0336 +0113两颗CEMP星的化学成分与快速旋转的40~ $M_{\odot}$模型喷出物质的化学成分一致。
2020-01-08 astro-ph.SR
Correlations of r-Process Elements in Very Metal-Poor Stars as Clues to their Nucleosynthesis Sites
各种核合成研究指出，在非常贫金属（VMP）晕星中的r过程元素可能有不同的起源。通过熟悉的统计学概念（相关性，聚类分析，元素丰度等级检验），我们寻找因果相关的元素丰度模式，并试图将它们与天体物理事件联系起来。其中一些事件产生的r-过程元素与铁，而其他人没有任何显着的铁的贡献。在银河系的早期阶段，至少有三个r-过程核合成位点是活跃的。前两个产生并排出铁和大多数较轻的r过程元素。我们将它们分配给两种不同类型的核心坍缩事件，而不是相同的常规核心坍缩超新星（CCSNe），只产生轻trans-Fe元素。第三类的特点是一个强大的r-过程和负责的主要部分的重主要r-过程元素没有显着的共同生产的铁。它似乎与CCSNe没有联系，事实上，在相关的r-过程富集恒星中发现的Fe必须来自先前发生的CCSNe。锕系助推星的存在表明强r-过程站点之间的进一步划分。我们分配这两个强r-过程网站的中子星合并没有快速黑洞的形成和事件的喷出物是由黑洞吸积盘流出为主。来自金属丰度最低的恒星的迹象暗示了与早期银河系中形成黑洞的大质量单星（双星）的联系。
2021-07-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effects of axions on Nucleosynthesis in massive stars
用标准的恒星演化计算方法研究了轴子冷却对含$16M_{\odot}$的大质量恒星核合成的影响。我们发现，轴子冷却抑制了碳，氧和硅燃烧阶段的核反应，因为提取的能量。因此，大量已经合成的氖和镁仍然没有被消耗，以产生更重的元素。即使在轴子-光子耦合常数为$g_{aγ}= 10^{-11}$ GeV $^{-1}$的情况下（比目前的上限小六倍），在核心坍缩超新星爆炸之前，仍然存在的氖和镁的数量也比标准值大得多。这意味着我们可以对大质量恒星中重元素核合成的$g_{aγ}$给出更严格的约束。
2015-02-09 astro-ph.SR
Carbon-enhanced metal-poor stars: a window on AGB nucleosynthesis and binary evolution. I. Detailed analysis of 15 binary stars with known orbital periods
AGB星负责产生各种元素，包括碳、氮和在缓慢的中子捕获过程中产生的重元素（$s$ -元素）。在模拟AGB恒星的演化和核合成过程中存在许多不确定性，尤其是在低金属丰度的情况下，大多数质量足够大的恒星都演化成了白矮星，无法再被观测到。星系晕中的恒星星族是低质量的（$\lesssim 0.85M_{\odot}$），只有少数观测到的恒星演化到了第一个巨星分支之外。然而，我们有证据表明，低金属丰度的AGB星在双星系统中与他们的低质量的二级同伴在过去的相互作用。这项工作的目的是调查AGB核合成在低金属通过研究表面丰度的化学奇特的非常贫金属恒星的晕观察到的双星系统。为此，我们选择了15个样本的碳和$s$元素增强贫金属（CEMP- $s$）晕星，发现在测量轨道周期的双星系统。利用我们的二元演化和AGB核合成模型，我们确定了最能同时再现样本中每颗恒星观测到的轨道周期和表面丰度的二元配置。观测到的周期提供了严格的限制，我们的模型风质量转移的双星，而与观测到的丰度测试我们的模型AGB核合成的比较。
2015-02-26 astro-ph.SR
Alpha-constrained QSE Nucleosynthesis in High-entropy and Fast-expanding Material
我们研究了高熵（$s/k_{\rm B}\gtrsim100$）和快速膨胀（$τ_{\rm exp}\sim10^{-3}\ {\rm s}$）材料中的核合成过程。在这样一种电子分数接近0.5的材料中，发生了一个有趣的核合成过程。在这一过程中，$A>100$的重核丰度分布在高温下达到准统计平衡（QSE），并在核合成结束时冻结。我们解释这种丰度分布使用本文中制定的“α约束QSE”丰度。我们证明，这种核合成将发生在中微子驱动的风从大质量的原中子星的超新星，其中$A\sim140$ $p$ -核的合成。
2016-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Nucleosynthesis of light element isotopes in evolved stars experiencing extended mixing
我们目前的红巨星核合成的计算和渐近巨星分支星的人口我经历扩展混合。根据最近的建议，物质传输的假设物理原因是磁化结构的浮力。这种机制的特殊性质是允许快速和缓慢的混合现象，这是再现红巨星所显示的锂丰度扩散所必需的，并在随附的论文中进行了讨论。我们在这里探索这种质量运输的影响CNO和intermediatemass核和比较的结果与现有的证据从进化红巨星和AGB起源的前太阳颗粒的同位素组成。它被发现，一个很好的一般协议之间存在的预测和测量，在这个框架内，我们还显示了哪种类型的观测数据最好的约束的各种参数。我们的结论是，磁浮力，允许在相当不同的速度混合，可以是一个有趣的情况下，探索一起解释CNO核和锂的丰度。
2009-05-27 astro-ph.SR
Pop III $\textit{i}$-process Nucleosynthesis and the Elemental Abundances of SMSS J0313-6708 and the Most Iron-Poor Stars
我们在$45 \Msun$ Pop III大质量恒星模型中研究了导致$\log(L_\mathrm{H}/\mathrm{\Lsun}) \sim 13$ H燃烧光度的壳层He燃烧过程中的高能H摄入事件。为了跟踪可能发生在这样的事件的核合成，我们运行了一系列的单区核合成模型中发现的恒星演化模型的典型条件。这种核合成条件可导致高达$ \sim 10^{13} \mathrm{cm}^{-3}$的$\textit{i}-$过程中子密度。由此产生的模拟丰度模式，其中镁来自氦燃烧和钙的$\textit{i}$过程，同意与一般观察到的模式，目前已知的最缺铁的恒星，SMSS J031300.36-670839.3。然而，在这些$i$工艺条件下也有效地产生Na，并且预测结果超过了$\sim 2.5 \unitstyle{dex}$的观测结果。虽然这可能排除了SMSS J031300.36-670839.3的这一模型，但典型的$\textit{i}-$过程特征，即氦燃烧和$\textit{i}$过程的组合，高于太阳能[Na/Mg]、[Mg/Al]和低[Ca/Mg]，很好地再现了两颗次贫铁恒星HE 1017 -5240和HE 1327 -2326的丰度特征。$i$工艺没有达到Fe，而Fe必须来自低水平的额外富集。超贫金属或Pop III大质量恒星中的$\textit{i}$过程可能能够解释在一些最贫…
2017-11-21 astro-ph.SR
Nucleosynthesis inside accretion disks and outflows formed during core collapse of massive stars
我们调查核合成内的伽玛射线暴（GRB）的吸积盘，并在这些磁盘推出的外流主要是在第二型的背景下，双星。我们报告了盘中几种不寻常核的合成，如31 P、39 K、43 Sc、35 Cl以及钛、钒、铬、锰和铜的各种同位素。我们还证实了铁族元素和α-元素的存在，如以前的作者所示。这样合成的重元素中的大部分从盘中喷出，并在流出物中存活下来。虽然BeppoSAX、Chandra、XMM-Newton等在伽玛暴的X射线余辉中观测到了其中几种元素的发射线，Swift似乎还没有找到这些行。
2013-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Primordial heavy element production
许多可能的机制已经被提出来产生早期宇宙中的密度不均匀性，这些密度不均匀性可以持续到原始核合成开始并产生富含中子的区域。在这项工作中，我们不关心的不均匀性是如何产生的，但我们想把重点放在这种不均匀性对原始核合成的影响。本文分析了一种被提出的不均匀性特征，即在原初r过程中通过中子俘获合成超重元素，并给出了不同重子光子比$η$和涨落长度尺度$L$的结果。
2015-04-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Trans-Fe elements from Type Ia Supernovae. I. Heavy element nucleosynthesis during the formation of near-Chandrasekhar white dwarfs
本研究通过五个模型探讨了近钱德拉塞卡质量白矮星并合过程中的重元素核合成，发现Fe以上元素富集可能是此类SNIa喷射物的标志性特征，可用于区分亚钱德拉塞卡爆炸。
2025-08-20 astro-ph.SR
Nucleosynthesis in the Ejecta of Neutron Star Mergers
金、铂或铀等重元素是在r过程中产生的，该过程需要富中子和爆炸性环境。中子星合并是r-过程位置的一个有希望的候选者。他们表现出三种不同的渠道，满足这些条件的物质喷射：由于潮汐扭矩，中微子驱动的风和蒸发物质的吸积盘的动态喷出物。本文首次研究了中子星与超大质量中子星合并产生的中微子驱动风的综合核合成。从最近的流体动力学模拟的轨迹分为四个不同的角度区域和后处理的反应网络。我们发现电子分数在$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$产生较轻的重元素可以补充动态喷出物的强r过程。
2015-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Neutrinos, supernovae, and the origin of the heavy elements
质量约为8-100太阳质量的恒星以核心坍缩超新星（SNe）的形式结束生命。在这个过程中，它们释放出强大的中微子爆发，产生各种元素，并留下一颗中子星或一个黑洞。广泛的质量范围的SN祖结果在不同的中微子信号，爆炸能量，和核合成产物。产生比铁重的原子核的一个主要机制是快速中子俘获，或称r过程。这个过程可以以几种方式连接到SNe。本文简要评述了SNe的中微子发射、爆炸和核合成的研究现状。
2018-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Collective neutrino oscillations and heavy-element nucleosynthesis in supernovae: exploring potential effects of many-body neutrino correlations
本文研究超新星中集体中微子振荡对核合成的影响，发现其可显著改变νp过程和r过程产额，并提出中微子诱发的“νi过程”；超越平均场的多体量子关联也可能导致不同的核素产额。
2024-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-th
Neutrinos and nucleosynthesis of elements
本文综述中微子在超新星与双中子星并合中的作用，梳理核物质中微子相互作用、中微子核合成产额及集体味振荡建模的最新进展。
2024-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Nucleosynthesis in thermonuclear supernovae
热核（Ia型）超新星的爆炸能量来自于轻“燃料”核（主要是碳和氧）爆炸融合成以铁和硅族元素为主的更紧密结合的核“灰”时释放的核结合能的差异。同样的爆炸性热核聚变事件也是促成重元素，特别是铁族元素核合成的主要过程之一。例如，太阳及其行星系统中的大多数铁和锰都是在热核超新星中产生的。本文综述了碳氧白矮星材料中爆炸热核燃烧的物理过程，以及利用流体动力学爆炸模型计算预测核合成的方法。虽然主要的爆炸情景仍不清楚，但核燃烧和核合成的许多方面对所有模型都是共同的，必须以某种形式发生，以产生观测到的产量。我们总结了现有爆炸模型的预测核合成产量，特别强调不同的建议方案导致Ia型超新星的核合成签名的特征差异。在此之后，我们将讨论这些签名如何与几个单独的超新星，遗迹，以及我们的星系和星系团中的物质组成的观察比较。
2017-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Influence of a Shock on the Nucleosynthesis Developing during the Explosion of a Low-Mass Neutron Star
本研究针对密近双星剥离形成的低质量中子星爆炸场景，分析了爆炸激波加热对核合成的影响，发现激波短期加热会显著改变内壳层r过程元素合成结果，且外壳层会生成质量数50-130的新元素。
2024-11-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Big Bang nucleosynthesis with a non-Maxwellian distribution
利用Tsallis非广延统计量计算了基于大爆炸核合成模型的轻元素丰度。的非广泛的参数$q$从单位值的变化的影响进行比较，从标准的大爆炸模型的观测和丰度产量。我们发现广泛和非广泛统计计算的反应速率和轻元素丰度之间有很大的差异。我们发现观测结果与非广延参数q = 1 + 0.05 - 0.12一致，表明与玻尔兹曼-吉布斯统计（q = 1）的大偏差是极不可能的。
2013-02-13 astro-ph.CO astro-ph.SR nucl-th
$β$-delayed fission in $r$-process nucleosynthesis
本文采用准粒子无规相位近似加Hauser-Feshbach（QRPA+HF）方法计算了重丰中子核的$β$缓发中子发射和$β$缓发裂变。从$β$ -衰变后的复合核的初始布居，我们考虑到中子、$γ$ -射线和裂变之间的竞争，遵循统计衰变。我们发现了一个区域的核素，其中$β$延迟裂变的概率是$\sim100$ %，这可能会阻止超重元素的生产在自然界中。对于中子滴线附近的一个核子集，中子多重性和裂变概率都很大，导致多机会$β$ -延迟裂变的有趣的可能性，一种新的衰变模式，极端丰中子重核。在这种新的衰变模式中，$β$ -衰变之后可以是多个中子发射，导致随后的子代，每个子代具有裂变的概率。我们探讨的影响$β$ -延迟裂变的快速中子捕获过程（$r$ -过程）核合成的潮汐喷出物的中子星-中子星合并，并表明它是一个关键的裂变通道，形状附近的第二个$r$ -过程峰值的最终丰度。
2018-02-12 astro-ph.SR nucl-th
Abundance ratios in GALAH DR2 and their implications for nucleosynthesis
使用GALAH光谱巡天第二次数据发布的70924颗恒星样本，我们构建了21种元素的[X/Mg]与[Mg/H]的中值序列，通过[Mg/Fe]的切割分离高$α$ /"低Ia“和低$α$ /"高Ia”恒星星族。以前的工作与近红外APOGEE调查表明，这样的序列几乎是独立的位置在银河系盘，这意味着它们是由恒星核合成产量与其他化学演化方面的敏感性很小。两个[X/Mg]序列之间的分离表明了即时和延迟富集机制的相对重要性，而序列的斜率表明了产率的金属丰度依赖性。GALAH和APOGEE测量同意他们的一些共同的元素，但不同的序列分离或金属丰度的趋势为他人。GALAH提供了九种新元素。我们推测太阳C的$75\%$来自核塌缩超新星，而$25\%$来自延迟机制。我们发现核心崩溃分数的$60-80\%$的Fe峰元素Sc，Ti，Cu，和Zn，具有很强的金属依赖性的核心崩溃铜产量。对于中子俘获元素Y，Ba和La，我们推断大延迟的贡献与非单调金属丰度的依赖。[Eu/Mg]序列的分离意味着至少Eu富集的$\sim30\%$相对于恒星形成是延迟的。我们将我们的结果与几个超新星和AGB产量模型的预测进行了比较; C，Na，K，Mn和Ca都显示出与模型的差异，这可能使它们成为核合成物理学的有用诊断。
2019-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constant light element abundances suggest that the extended P1 in NGC 2808 is not a consequence of CNO-cycle nucleosynthesis
最近的光度测量结果在球状星团中发现了一个新的星群。这个人口，被称为“扩展P1”，被认为是一种新的丰度模式的表现，其中He的初始质量分数在共享相同CNO值的星团恒星之间发生变化。目前在球状星团中形成多个恒星星族的范例假设，He的变化是由hoc循环的灰烬化学"富集“的产物（同时改变He和其他元素，如C，N和O）。我们获得了NGC 2808中六颗巨星的MIKE@Magellan光谱，NGC 2808是扩展P1人口最强的例子之一。我们提供了第一个完整的表征的轻元素丰度的恒星沿扩展P1光度组的一个显着的范围。从我们的样本中的恒星似乎是均匀的C，N，O，Na，Mg和Al。缺乏显着的变化，在这些产品的hoc周期，表明不像其他的人口确定的日期，光度变化负责扩展P1功能的结果是一种替代机制。我们的测量，是一致的解释，这些恒星之间的He质量分数的变化可能是p-p链核合成的后果（这可能会增加恒星中的He，而不影响更重的元素）。话虽如此，直接测量他是必要的，以得出结论，如果这种元素的变化存在于扩展的P1恒星。
2019-03-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Nucleosynthesis in the Stellar Systems omega Cen and M22
半人马座欧米茄恒星系统以其成员恒星的丰富程度而闻名。最近的研究表明，球状星团M22（NGC 6656）也有一个内部丰度范围，尽管比ω Cen小得多。在这里，我们比较，作为一个功能的[Fe/H]，元素铁比在两个系统中的一些不同的元素使用数据从红巨星分支恒星的丰度分析。看来，核合成富集过程是非常相似的，在这两个系统中，尽管在总质量的实质性差异。
2010-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Fine-tunings in nucleosynthesis and the emergence of life: Status and perspectives
本研究探讨大爆炸与恒星中核反应的精细调节，分析轻元素及碳、氧等生命相关元素的形成，并提出未来需多领域协同以改进相关计算。
2025-03-20 astro-ph.SR hep-lat hep-ph
