Relative proton and gamma widths of astrophysically important states in 30S studied in the beta-decay of 31Ar
在天体物理条件下，30 S质子阈值以上的共振会影响29 P（p，γ）30 S反应。（p，gamma）-反应速率目前是间接确定的，并且取决于相关共振的性质。我们在这里提出了一种方法，用于寻找质子和伽玛部分宽度的共振在30 S之间的比率。这些宽度是由欧洲研究组织CERN的ISOLDE设施产生的31 Ar的β-2 p和β-p-γ衰变确定的。首次发现了30 S天体物理相关能级质子和γ部分宽度比值的实验极限。在γ谱中识别出4688（5）keV处的能级，并且质子到γ宽度的上限为0.26（95 % C.L.）在双质子能谱中，发现了5227（3）keV和5847（4）keV两个能级。这些水平以前被认为是伽马衰变，并且伽马到质子宽度的上限分别为0.5和9（95 % C.L.）发现，后者不同于以前的计算。
2013-05-20 nucl-ex
A high-resolution study of levels in the astrophysically important nucleus $^{26}$Mg and resulting updated level assignments
$^{22}$ Ne（$α,n$）$^{25}$ Mg反应是s过程的重要中子源。由于难以直接测量该反应和竞争的$^{22}$ Ne（$α,γ$）$^{26}$ Mg反应的截面，因此经常使用间接方法来尝试计算相关的反应速率。然而，不确定性仍然存在于$^{26}$ Mg的相关激发态的数量和性质中。本文给出了质子和氘核在$^{26}$ Mg中散射的结果，给出了$^{26}$ Mg中的能级列表。此外，在$^{26}$镁的水平分配进行了讨论，包括一些可能的变化，以前接受的分配$^{26}$镁。
2018-04-18 astro-ph.SR nucl-ex
Re-examining the $^{26}$Mg($α,α^\prime$)$^{26}$Mg reaction - probing astrophysically important states in $^{26}$Mg
背景：$^{22}$ Ne（$α,n$）$^{25}$ Mg反应是大质量恒星中$s$ -过程的中子源之一。$^{26}$ Mg中高于$α$ -粒子阈值的能级的性质控制了$^{22}$ Ne（$α,n$）$^{25}$ Mg和$^{22}$ Ne（$α,γ$）$^{26}$ Mg反应的强度。这些反应的强度作为温度的函数是$s$过程中的主要不确定性之一。研究方法：在南非iThemba实验室的K600磁谱仪中对来自$^{26}$ Mg靶的非弹性散射的$α$粒子进行动量分析。从$α$散射粒子的焦平面轨迹导出了态的微分截面。基于微分截面，自旋和宇称分配的状态。结果如下：一个新的$0^+$状态被观察到，除了一些其他的状态，其中一些可以与在其他实验中观察到的状态。一些推导的$J^π$值的状态观察到在本研究中显示的差异与在RCNP大坂进行的实验中分配。结论：$^{26}$ Mg在该激发能下的高能级密度使得难以将$J^π$值分配给观察到的状态。需要进一步的实验研究与优越的实验能量分辨率，以澄清在$^{26}$镁的水平，特别是在10.615 MeV的$α$ -粒子阈值和中子阈值在11.319 MeV之间的数量。
2017-10-21 nucl-ex
Investigation of alpha-induced reactions on 127I for the astrophysical gamma process
为了给天体物理γ过程的模拟提供截面数据，用活化技术研究了α-诱发的~（127）I反应。精确测量了536.1keV γ跃迁的相对强度，其不确定度由13%降低到4%。通过测量特征X射线的产额，首次确定了127 I（α，γ）~（131）Cs反应的截面接近天体物理相关的能量区域，能量为9.50 <Ec. m。< 15.15由于反应模型的改进，$ MeV. The 127I(alpha,n)130Cs reaction was studied in the range 9.62 < Ec.m. < 15.15 MeV by measuring the yield of the 536.1 keV gamma-ray and at the lower part of this energy range by counting the characteristic X-rays. A comparison of the resulting cross sections to predictions of statistical model calculations confirmed the predictions of the astrophysically relevant averaged alpha width. Nevertheless, the newly derived stell…
2012-09-06 nucl-ex
E0 emission in alpha + ^12C fusion at astrophysical energies
我们发现，在天体物理学上感兴趣的能量下，α +^12 C聚变中的E0发射与E1和E2发射相比可以忽略不计。
2007-03-28 nucl-ex nucl-th
Resonances in 19Ne with relevance to the astrophysically important 18F(p,α)15O reaction
从新星中观测到的最强烈的伽马射线线可能来自与18F衰变相关的正电子湮灭。这个核通过18F（p，α）15 O反应的破坏率的不确定性限制了对未来观测到的任何伽马射线通量的解释。在质量质心能量为0.5和1.9 MeV之间，对该反应和18 F（p，p）18 F反应的横截面进行了直接测量。同时适合这两个数据集与R-矩阵形式主义揭示了几个共振，在19 Ne的人口状态的推断参数与以前的测量一般协议。特别令人感兴趣的是，在18 F（p，p）18 F反应中，在ECM \sim 1.3 MeV以上观察到额外的强度，在18 F（p，α）15 O反应中，在1.3-1.7 MeV之间观察到额外的强度。这是很好地描述了一个广泛的1/2+状态，符合最近的理论预测和非弹性散射测量。一个广泛的亚阈值合作伙伴，这种状态的天体物理意义进行了讨论。
2011-12-20 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Probing astrophysically important states in $^{26}$Mg nucleus to study neutron sources for the $s$-Process
$^{22}$ Ne（$α$，n）$^{25}$ Mg反应是大质量恒星慢中子俘获过程（$s$ -过程）的主要中子源，它与$^{13}$ C（$α$，n）$^{16}$ O一起，对渐近巨星分支（AGB）恒星的$s$ -过程产生中子有贡献.然而，该反应是吸热的并且直接与$^{22}$ Ne（$α,γ)^{26}$ Mg辐射捕获）竞争。由于$^{26}$ Mg在α和中子分离能附近的能级结构的不确定性，这两种反应的不确定性都很大。这些不确定性正在影响理论恒星模型中s过程核合成的计算。过去的间接研究已经成功地确定了能量，$γ$射线和中子宽度的$^{26}$镁状态在感兴趣的能量区域。但是，高库仑势垒阻碍了共振强度的直接测量，共振强度由这些状态的$α$宽度决定。本实验的目的是通过$α$转移技术来确定临界共振态和精确测量$α$宽度。因此，使用日本大坂RCNP的Grand Raiden光谱仪分别对固体$^{26}$ Mg靶和$^{22}$ Ne气体靶进行了$α$ -非弹性散射和$α$ -转移测量.在目标区域（10.61 - 11.32 MeV）中，观察到高于$α$阈值的六个能级（E $_x$ = 10717 keV、10822 keV、10951 keV、11085 keV、11167 keV和11317 keV）。速率在两个反应通道中由E $_x$ = 10951、11167和11317 keV处…
2015-08-23 nucl-ex
Experimental study of alpha-induced reactions on 64Zn for the astrophysical gamma-process
在天体物理γ过程中，为了合成重的、富质子的同位素，精确地知道α-诱导的截面是非常重要的。我们已经开始了一个全面的研究64 Zn + α系统涉及的截面测量不同的反应通道，以及在低，天体物理相关的能量的弹性散射。本文介绍了~（64）Zn（α，p）~（67）Ga截面测量的实验技术和初步结果。
2011-11-02 nucl-ex
Cross section measurement of the astrophysically important 17O(p,gamma)18F reaction in a wide energy range
17 O（p，g）18 F反应在恒星演化不同阶段的氢燃烧过程中起着重要作用。因此，必须以高精度知道这种反应的速率，以便为天体物理模型提供必要的输入。17 O（p，g）18 F的截面在低能时具有复杂的共振结构。然而，实验数据是稀缺的，在很宽的能量范围内，这增加了低能量外推的不确定性。因此，本工作的目的是提供一致的和精确的截面值在一个很宽的能量范围。使用直接提供总截面的活化方法测量截面。利用这种技术，可以避免在束γ谱实验中遇到的一些典型的系统不确定性。的截面之间测量500千电子伏和1.8兆电子伏的质子能量与总的不确定性通常为10%。与早期的测量结果进行了比较，发现17 O（p，g）18F激发函数的总功能是相对较好地再现本数据。当与仅一个高能量数据集比较时，在总截面的情况下发现大约1.5倍的偏差。在最低的测量能量下，我们的结果与两个最近的数据集在一个标准差内一致，与第三个数据集相差大约两个标准差。对当前和以前数据的R矩阵分析加强了外推的零能量天体物理S因子的可靠性。利用独立的实验技术，在共振能区证实了文献中17 O（p，g）18 F的截面数据，而在较高能量时建议采用较低的直接俘获截面。目前的数据集提供了一个约束的理论截面。
2017-03-09 astro-ph.SR nucl-ex
Feasibility of studying astrophysically important charged-particle emission with the variable energy $γ$-ray system at the Extreme Light Infrastructure -- Nuclear Physics facility
在热等离子体的环境中，如恒星爆炸中所实现的那样，在核中激发态上进行的捕获和光致衰变反应可以对天体物理反应速率做出相当大的贡献。这种反应率，包括激发态的贡献，从理论计算得到的直接实验测定这些天体物理速率是目前不可行的。在本研究中，（$γ$，p）和（$γ$，$α$）反应的质量和能量范围内的天体物理$p$过程被认为是和测量它们的可行性ELISSA探测器系统在未来的可变能量$γ$射线（VEGA）的ELI-NP设施进行了调查。模拟结果表明，对于在$^{29}$ Si、$^{56}$ Fe、$^{74}$ Se、$^{84}$ Sr、$^{91}$ Zr、$^{96,98}$ Ru、$^{102}$ Pd、$^{106}$ Cd和$^{115, 117, 119}$ Sn的十二种靶上的（$γ$，p）反应，以及在$^{50}$ V、$^{87}$ Sr、$^{123,125}$ Te和$^{149}$ Sm的五种靶上的（$γ$、$α$）反应，反应通道的产率与剩余核中的激发态的跃迁是相关的，甚至是主要的。进一步发现，对于每一个考虑的反应，带电粒子$X$的总产率可能主要是由一个，两个或三个（$γ$，$X_{i}$）通道内的特定的，窄的能量范围内的入射$γ$束。此外，对于每个考虑的反应，模拟具有$0\leq i\leq 10$的（$γ$，$X_{i}$）通道的能谱，其中入射的$γ$-束能量在如前所述的…
2022-05-19 astro-ph.IM nucl-ex nucl-th
High precision $^{113}$In($α,α$)$^{113}$In elastic scattering at energies around the Coulomb barrier for the astrophysical $γ$ process
超新星爆炸中的$γ$过程被认为可以解释硒和汞之间富含质子的同位素，即所谓的$p$核的起源。大多数的$γ$过程反应网络研究的反应速率进行预测，在豪泽-Feshbach统计模型计算使用全球光学势参数化。虽然核子+原子核光学势是相当已知的，$α$ +原子核光学势存在几个不同的参数化，并发现使用不同的参数集计算的预测之间的大偏差。通过测量库仑势垒附近能量处的弹性$α$散射角分布，提供了对不同的整体$α$ +核光学势参数集的全面检验。在E $_{c.m.}$ = 15.59和18.82 MeV下，高精度地测量了20 $^{\circ}$和175 $^{\circ}$在\textit{p}核中的$^{113}$的完全弹性α散射角分布。首次测量了$^{113}$ In（$α$，$α$）$^{113}$ In反应的弹性散射截面。高精度的实验数据被用来评估最近的全球和区域$α$ +核光学势的预测。局部$α$ +核光学势的参数来自测量的角分布。利用全局和局域光学势参数化方法，计算了$^{113}$ In（$α,γ$）$^{117}$ Sb和$^{113}$ In（$α$，n）$^{116}$ Sb在天体物理相关能量下的反应截面.
2013-11-02 nucl-ex
Excited states of $^{39}$Ca and their significance in nova nucleosynthesis
背景：在氧氖新星喷出物中观测到的氩和钙的丰度与新星模型预测的丰度之间存在差异。在新星温度范围（$\sim$ 0.1 - 0.4 GK）上的$^{38}$ K（$p, γ$）$^{39}$ Ca反应速率的改进表征，以及因此在质子阈值（5770.92（63）keV）以上的$^{39}$ Ca的核结构的改进表征，对于解决这些矛盾是必要的。目的：本研究的目的是在$^{38}$ K $+$ $p$系统中寻找低自旋质子共振，并改善$^{39}$ Ca中已知的具有天体物理意义的质子共振能量的不确定性。方法：利用高分辨带电粒子谱研究了$^{39}$ Ca的能级结构，采用了$^{40}$ Ca（$^{3}$ He，$α$）$^{39}$ Ca反应。在21 MeV下，在6个实验室角度上测量了微分截面。扭曲波玻恩近似计算进行约束自旋宇称分配的观察到的水平，特别注意那些显着的确定$^{38}$ K（$p, γ$）$^{39}$ Ca反应速率在新星温度制度。结果如下：在6154（5）和6472.2（24）keV的三个天体物理学重要的状态对应的两个共振能量测量精度比以前的带电粒子光谱测量。在5908（3）keV处发现了一个新的试探性态。一些天体物理上重要的共振的自旋宇称分配的确定。结论：本发明的$^{38}$ K（$p, γ$）$^{39}$ Ca上限热核反应速率在0.1 - 0.4 GK时比[Physica…
2018-11-01 nucl-ex
The Cross Section Calculation of the $^{112}$Sn($α$,$γ$)$^{116}$Te Reaction with Different Nuclear Models at the Astrophysical Energy Range
天体物理$p$过程的理论截面计算是必要的，因为大多数相关反应在技术上很难在实验室中测量。即使反应被测量到，大多数测量到的反应都是在天体物理能量的更高能量范围内进行的。因此，$p$过程模拟所需的几乎所有截面都必须从理论上计算或外推到天体物理能量。$^{112}$ Sn（$α$，$γ$）$^{116}$ Te是$p$过程核合成的重要反应。在天体物理感兴趣的能量下，采用不同的全局光学模型势、能级密度和强度函数模型，研究了$^{112}$ Sn（$α$，$γ$）$^{116}$ Te反应的理论截面.计算了天体物理$S$因子，并与EXFOR数据库中的实验数据进行了比较。Demetriou等人的色散模型的光学模型势的计算，后移费米能级密度模型和Brink-Axel Lorentzian强度函数模型能较好地再现天体物理相关能区的实验结果。在$p$工艺温度下使用这些模型参数计算反应速率，并与当前版本的反应速率库Reaclib和Starlib进行比较。
2017-04-03 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Alpha induced reaction cross section measurements on 162Er for the astrophysical gamma process
首次测量了~（162）Er（a，g）~（166）Yb和~（162）Er（a，n）~（165）Yb反应的截面。辐射α俘获反应截面由EC. m. = 16.09降至EC. m。= 11.21 MeV，接近天体物理学相关区域（在3 GK恒星温度下位于7.8和11.48 MeV之间）。研究了162 Er（a，n）165 Yb反应在Ec. m. = 12.19和16.09 MeV。162 Er（a，g）166 Yb截面首次在该质量区测量到低于（a，n）阈值，这一事实为直接研究确定天体物理反应速率所需的a宽度提供了机会。数据清楚地表明，在这个反应中，复合核的形成过程与以前预测的不同。
2014-06-19 nucl-ex
Direct Measurement of Astrophysically Important Resonances in $^{38}\mathrm{K}(p, γ){}^{39}\mathrm{Ca}$
根据敏感性研究，$^{38}\mathrm{K}\left( p, γ\right){}^{39}\mathrm{Ca}$反应对经典新星中的$\mathrm{Ar}$、$\mathrm{K}$和$\mathrm{Ca}$产生具有显著影响。为了限制该反应的速率，我们在伽莫夫窗口内，在$386 \pm 10~\mathrm{keV}$、$515 \pm 10~\mathrm{keV}$和$689 \pm 10~\mathrm{keV}$处，对三个候选$\ell = 0$共振的强度进行了直接测量。实验是在逆运动学中进行的，使用不稳定的$^{38}\mathrm{K}$的光束撞击在无窗的$\mathrm{H}_2$目标上。分别用反冲质量分离器和BGO阵列同时检测到来自$^{38}\mathrm{K}\left( p, γ\right){}^{39}\mathrm{Ca}$反应的$^{39}\mathrm{Ca}$反冲和即时$γ$射线。对于$689$ keV共振，我们观察到清晰的反冲- $γ$符合信号，并分别提取了$120^{+50}_{-30}~\mathrm{(stat.)}^{+20}_{-60}~\mathrm{(sys.)}~\mathrm{meV}$和$679^{+2}_{-1}~\mathrm{(stat.)} \pm 1~\mathrm{(sys.)}~\mathrm{keV…
2018-01-02 astro-ph.SR nucl-ex
Comment on "Electromagnetic dissociation of ^8B and the astrophysical S-factor for ^7Be(p,gamma)^8B"
最近，Davids和Typel基于对已发表的直接和库仑解离数据的拟合，推荐了一个“低”值S_{17}（0），其中他们排除了Junghans等人的精确结果。我们表明，他们的统计分析是不正确的，由于大大低估了实验的不确定性，并导致结论不支持适当的分析。
2003-11-13 nucl-ex
8Li+alpha decay of 12B and its possible astrophysical implications
在E{0}=52 MeV下，对9 Be +7 Li-> 2 α +8Li反应进行了符合测量，获得了~（12）B的激发能谱。在10和16兆电子伏之间的激发到α $+8Li的状态的衰减已被首次观察到。观察到的α-衰变表明12 B激发态可能的簇结构。讨论了这些态对天体物理上重要的~ 8Li（α，n）~（11）B和~ 9 Be +t反应的截面的影响，并与已有结果进行了比较。
2003-06-18 astro-ph nucl-ex
70Ge(p,gamma)71As and 76Ge(p,n)76As cross sections for the astrophysical p process: sensitivity of the optical proton potential at low energies
本文用活化法测量了~（70）Ge（p，γ）~（71）As和~（76）Ge（p，n）~（76）As反应的截面。实验是在原子能机构的范德格拉夫和回旋加速器上进行的。截面是通过测量反应产物的衰变γ辐射而得到的。将结果与使用代码NON-SMOKER的Hauser-Feshbach统计模型计算的预测进行比较。在此基础上，讨论了低能质子光学势的修正。
2007-11-07 nucl-ex
Investigation of the reaction 74Ge(p,gamma)75As using the in-beam method to improve reaction network predictions for p nuclei
在天体物理学相关的能量区域内，在低质子能量下测量74 Ge（p，gamma）75 As在几个方面是重要的。该反应是直接重要的，因为它是产生最轻的p核74 Se的反应流中的瓶颈。这也是一个重要的除了测试反应速率预测所需的数据集，并允许在这样的计算所需的全球p+核光学势的改善。进行了束内实验，使得有可能在2.1和3.7 MeV之间的能量范围内进行测量，这在很大程度上是在天体物理学相关的能量窗口内。用高纯锗探测器在相对于束轴的八个角度测量γ射线跃迁的角分布。除总截面外，还确定了12个水平的直接总体的部分截面。将所得的截面与使用代码SMARAGD的Hauser-Feshbach计算进行比较。只有一个恒定的重整化因子的计算质子宽度允许一个很好的再现总和部分截面。计算的准确性使得有可能检查75 As中某些状态的自旋分配。在1075 keV状态的情况下，需要一个自旋和宇称为3/2和5/2的双态来解释实验部分截面。在401 keV的状态下，需要从5/2+到5/2-的宇称变化。此外，在74 Ge的情况下，研究全部和部分截面的组合使得有可能测试伽马宽度，这在计算天体物理学74 $As（n，gamma）75 As率中是必不可少的。
2012-09-17 nucl-ex
Bayesian uncertainty quantification on nuclear level density data and their impact on $(p,γ)$ reactions of astrophysical interest
本研究利用贝叶斯优化量化两种核能级密度模型参数的95%高密度区间，并将不确定性传播至天体物理相关能量范围内的$(p,\gamma)$反应截面，发现其显著缩小了TALYS默认模型的截面预测范围，强调了获取相关能级密度数据的必要性。
2024-02-18 nucl-ex nucl-th
Astrophysical relevance of $γ$ transition energies
相关的伽马能量范围被明确地确定，其中额外的伽马强度必须位于对天体物理学相关反应产生影响的地方。结果表明，如果不考虑孤立态的贡献，则透射系数和能级密度的能量依赖性折叠将导致2<=E_gamma<=4 MeV的γ能量的最大贡献.在这种情况下，电偶极跃迁占主导地位。这些发现允许更准确地判断γ强度的修改与天体物理学的相关性。
2008-08-27 astro-ph nucl-ex nucl-th
Primary gamma-ray spectra in 44Ti of astrophysical interest
从46 Ti（p，t γ）44 Ti反应的粒子-γ符合数据中提取了44 Ti的宽激发能范围的初级γ射线谱。这些光谱揭示了原子核的γ衰变模式的信息，并可用于提取应用奥斯陆方法的能级密度和辐射强度函数。模型的水平密度和辐射强度函数被用作输入的40 Ca（α，γ）44 Ti反应的截面计算。可接受的模型应再现40 Ca（α，γ）44 Ti反应截面的数据以及测量的初级γ射线谱。这只有在对能级密度和辐射强度函数的斜率进行相干归一化时才能实现。因此，实验初级伽马射线谱的整体形状对速率计算的输入模型提出了约束。
2012-10-05 nucl-ex
S-factor of 14N(p,gamma)15O at astrophysical energies
利用TiN固体靶和Ge探测器在LUNA装置上测量了有效质心能量在Eeff = 119 ~ 367 keV之间的~（14）N（p，γ）~（15）O的天体物理S因子。这些数据与以前和最近的工作重叠的能量。R矩阵分析表明，由于15 O的复杂能级结构，外推的S（0）值与模型有关，需要额外的实验努力，以将S（0）的不确定性降低到天体物理计算所需的百分之几的水平。
2005-09-01 nucl-ex
The activation method for cross section measurements in nuclear astrophysics
实验核天体物理学的主要目的是确定在各种天体物理条件下恒星中发生的核反应速率。这些反应速率是了解太阳系和银河系中元素丰度分布的重要组成部分。反应速率由截面确定，截面需要在尽可能接近天体物理学相关能量的情况下测量。在许多情况下，天体物理学上重要的反应的最终核是放射性的，这使得截面可以根据产生的同位素数量的离线测量来确定。一般来说，这种技术被称为激活方法，它往往具有实质性的优势，在束粒子或伽马探测测量。本文从核天体物理的角度对活化方法进行了评述。活化方法的重要方面给出了通过几个反应研究带电粒子，中子和伽马引起的反应。详细介绍了用于测量所产生的活动的各种技术。作为活化的一种特殊情况，还回顾了加速器质谱法在截面测量中的技术。
2019-03-08 astro-ph.SR nucl-ex
Investigation of alpha-induced reactions on 130Ba and 132Ba and their importance for the synthesis of heavy p nuclei
为了给天体物理伽玛过程的模拟提供截面数据，研究了质子丰度最高的钡同位素130 Ba对α粒子的俘获。在质心能量11.6 ~ 16 MeV范围内，用活化技术测量了~（130）Ba（α，γ）~（134）Ce和~（130）Ba（α，n）~（133）Ce反应的截面，该能量范围接近天体物理相关能量。作为一个附带的结果，132 Ba（α，n）135 Ce反应的截面也被测量。统计模型计算的预测结果进行了比较，使用不同的输入参数，如α +核光学势。结果表明，（α，n）数据可以用天体物理中广泛使用的标准α +核光学势来再现。假设它的有效性，也在天体物理学相关的能量窗口，我们提出了新的恒星反应速率的130 Ba（α，γ）134 Ce和132 Ba（α，γ）136 Ce和它们的逆反应计算的SMARAGD统计模型代码。136 Ce（gamma，alpha）132 Ba速率的大幅增加意味着p核130 Ba不能直接接受Ce同位素链的贡献。需要进一步的测量来更好地限制这一结果。
2012-02-08 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Measurement of the (gamma,n) reaction rates of the nuclides 190Pt, 192Pt, and 198Pt in the astrophysical gamma-process
研究了在与天体物理伽马过程有关的温度下，在恒星光子浴中重缺中子核的核合成。为了得到（γ，n）截面和反应速率，用多个不同端点能量的韧致辐射谱叠加的方法模拟了恒星光子浴。作为该方法的第一个测试，导出了铂同位素190 Pt、192 Pt和198 Pt的（γ，n）反应速率。并与其它实验数据和理论计算结果进行了比较。
2001-03-07 astro-ph nucl-ex
Nuclear physics uncertainties of the astrophysical gamma-process studied through the 64Zn(p,alpha)61Cu and 64Zn(p,gamma)65Ga reactions
在最近的工作中，用~（64）Zn（p，α）~（61）Cu反应的截面测量证明了天体物理网络计算中所用的标准α核光学势不能再现重元素核合成相关能量下的实验数据。在本论文中所获得的实验数据的分析继续通过比较的结果与预测使用不同的参数。结果表明，最近建议的标准光学势的修改导致更好地描述的数据。
2018-02-08 nucl-ex nucl-th
Alpha-induced reaction cross section measurements on 151Eu for the astrophysical gamma-process
为了将天体物理γ过程的实验数据库扩展到未探测的重质量区，用活化技术测量了12 - 17 MeV低能下~（151）Eu（α，γ）~（155）Tb和~（151）Eu（α，n）~（154）Tb反应的截面。统计模型计算的预测结果进行了比较，发现计算高估的截面约2倍。敏感性分析表明，这种差异是由α +核通道的描述不充分造成的。在γ-过程网络计算中，建议将151 Eu（alpha，gamma）155 Tb的反应速率与McFadden和Satchler（1966）使用的光学势的理论速率相比降低两倍。
2010-08-23 astro-ph.SR nucl-ex
Direct study of the alpha-nucleus optical potential at astrophysical energies using the 64Zn(p,alpha)61Cu reaction
在重元素核合成过程的模型计算中，核反应速率是从利用各种核输入参数的统计模型计算中获得的。结果发现，在涉及α粒子的反应的情况下，由于在很大程度上未知的低能α-核光学势的计算承担了很高的不确定性。实验通常限于更高的能量，因此无法得出直接的天体物理结果。本文首次利用（p，α）反应研究α核光学势。测量的~（64）Zn（p，alpha）~（61）Cu截面对α核势非常敏感，测量范围覆盖了整个天体物理学相关的能量范围。通过与模型计算结果的比较，为天体物理模型中使用的全局光学势的不正确性提供了直接证据。
2014-11-18 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
7Be(p,gamma)8B astrophysical S-factor from precision cross section measurements
我们测量了从E_cm = 186到1200 keV的~ 7 Be（p，gamma）~ 8B截面，每个点的几何加系统精度优于± 5%。测量了所有重要的系统误差，包括8B反向散射损耗。根据我们在E_cm <= 300 keV的实验数据和Descouvemont和Baye的理论，我们得到S_（17）（0）= 22.3 +-0.7（expt）+-0.5（理论）eV-b。
2001-11-17 astro-ph nucl-ex
Determination of 141Pr(alpha,n)144Pm cross sections at energies of relevance for the astrophysical p-process using the gamma-gamma coincidence method
用γ-γ符合方法，在分段三叶草型高纯锗（HPGe）探测器上，用活化法研究了141 Pr（α，n）144 Pm在E_α =11 ~ 15 MeV之间的反应。另外还用另外四个HPGe探测器进行了测量。比较证明，γ-γ符合方法是一个很好的工具，调查截面下降到微巴恩范围。在低能量下的（α，n）反应特别适合于测试α +核光学模型势，以应用于天体物理p过程。实验测定的截面进行了比较，Hauser-Feshbach统计模型计算使用不同的光学势和一般不令人满意的再现的数据被发现。探讨了应用相同的电位来计算145 Pm和148 Gd的天体物理（γ，α）率的后果。总之，这些数据和进一步的结果强调了在天体物理相关能量下α +核光学势的全球预测中存在的问题。
2011-10-21 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Low-energy photodisintegration of 9Be and alpha + alpha + n <-> 9Be + gamma reactions at astrophysical conditions
建立了9 Be核低能光致衰变的半微观模型，并对实验数据进行了分析。较早的放射性同位素数据得到了这一分析的支持。导出了理论光致蜕变截面。计算了α + α + n -> 9 Be + γ反应和9 Be的逆光蜕变的天体物理速率。将α + α + n -> 9 Be + γ的新反应速率与先前的估计进行比较。
1998-02-09 astro-ph 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
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
Resonance parameters of the first 1/2+ state in 9Be and astrophysical implications
在电子能量E_0 = 73 MeV，散射角为93°和141°的S-DALINAC上测量了~ 9 Be（e，e '）反应的能谱，能量分辨率高达激发能E_x = 8 MeV。在R矩阵理论的一级近似下提取了~ 9 Be第一激发1/2+态的天体物理相关共振参数，得到共振能量E_R = 1.748（6）MeV，宽度γ_R = 274（8）keV，与最新的~ 9 Be（γ，n）实验结果符合得很好，但不确定度大大改善。然而，从（e，e '）数据外推到光子点推导出的约化B（E1）跃迁强度小了2倍。的可能生产的12 C在富含中子的天体物理方案的新结果的影响进行了讨论。
2010-07-05 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Two effects relevant for the study of astrophysical reaction rates: gamma transitions in capture reactions and Coulomb suppression of the stellar enhancement
核合成过程涉及数千个核的反应，既接近稳定性，又远离稳定性。编制天体物理学研究中使用的反应速率需要实验和理论投入。在这种情况下，两个有趣的方面进行了讨论：（一）相关的伽马跃迁能量在天体物理俘获反应，和（ii）新发现的库仑抑制恒星增强因子。后者使一些负Q值的反应比它们的逆反应更有利于实验研究，这与人们的普遍看法相反。
2008-08-27 astro-ph nucl-ex nucl-th
Photon-induced Reactions in Stars and in the Laboratory: A Critical Comparison
在天体物理学p-（或γ-）过程中，光子引发的反应发生在1.8 < T9 < 3.3的典型温度下。（gamma，n）、（gamma，p）或（gamma，alpha）反应的实验数据--如果在相关的能量范围内可用--不能直接用于测量天体物理学上的（gamma，n）、（gamma，p）或（gamma，alpha）反应速率，因为在这些高温下靶核会受到热激发。通常，统计模型计算用于预测光子诱导的反应速率。实验反应截面、理论预测和天体物理学反应速率之间的关系将被严格地讨论。
2004-05-28 astro-ph nucl-ex
Statistical Hauser-Feshbach model description of $(n,α)$ reaction cross sections for the weak s-process
$(n,α)$反应参与了恒星环境中许多能量产生和核合成过程。由于实验数据可用于有限数量的原子核和有限的能量范围内，目前只有理论研究可以提供所有天体物理相关的$(n,α)$反应截面的预测。本工作的目的是研究在弱s过程核合成中起作用的一组核的$(n,α)$反应截面。理论框架是基于统计的Hauser-Feshbach模型实现的TMENS程序与核质量和水平密度的基础上Skyrme能量密度功能。除了分析计算的$(n,α)$截面的性质外，还描述和分析了麦克斯韦平均截面在恒星环境温度范围内的变化。模型计算确定了天体物理学相关的能量窗口，其中$(n,α)$反应发生在恒星中。为了减少建模$(n,α)$反应截面的s-过程中的不确定性，新的实验研究是必要的。给出了弱s过程中$(n,α)$反应的有效能量窗口，为今后实验研究中优先考虑的能量范围提供了指导.
2021-12-17 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Resonance strengths in the 14N(p,gamma)15O astrophysical key reaction measured with activation
14 N（p，gamma）15 O反应在各种天体物理场景中起着至关重要的作用。它的反应速率在当今高精度天体物理学时代必须被准确地知道。反应的截面通常是相对于低能共振测量的，因此必须精确地确定其强度。基于15 O衰变测量的活化方法尚未用于14 N（p，gamma）15 O反应的现代测量。本工作的目的是提供强度数据的两个共振在14 N（p，γ）15 O反应使用的活化方法。所获得的值在很大程度上是独立的，从以前的数据测量束γ光谱，是免费的，从他们的一些系统的不确定性。固态TiN靶用Atomki的Tandetron加速器提供的质子束使用循环活化来辐照。通过探测511 keV正电子湮没γ射线测量产生的15 O同位素的衰变。Ep = 278 keV共振的强度测量为13.4 ± 0.8 meV，而Ep = 1058 keV共振的强度为442 ± 27 meV。得到的Ep = 278 keV的共振强度是在公平的协议与最近的两个工程推荐的值。另一方面，Ep = 1058 keV的共振强度比先前值高约20%。这种差异可能部分是由于以前忽略的有限目标厚度校正引起的。由于仅使用低能共振作为截面测量的标准化点，因此计算出的14 N（p，gamma）15 O反应的天体物理反应速率以及因此的天体物理结果不受当前结果的改变。
2019-07-17 astro-ph.SR nucl-ex
Activation cross section measurement of the 14N(p,gamma)15O astrophysical key reaction
14 N（p，gamma）15 O是核天体物理中的关键反应之一，它参与恒星的各种过程，影响恒星的能量产生、恒星演化和核合成。为了可靠地计算反应速率，必须高精度地知道~（14）N（p，γ）~（15）O的低能截面。由于低截面的不可测量性，理论计算是不可避免的。为了给低能外推提供必要的依据，需要在较宽的能量范围内获得高精度的实验截面数据。在目前的工作中，总的14 N（p，γ）15 O截面测量的方法与现有的数据集的互补。截面是基于反应产物15 O的β +衰变之后的湮灭辐射的检测，用活化法测量的。这种方法直接提供了天体物理学上重要的总截面，但从未用于所研究能量范围内的14 N（p，γ）15 O截面测量。非共振截面测量之间的550 keV和1400 keV的质心能量与总的不确定性约为10%。使用R-矩阵分析的结果与文献数据进行了比较。结果发现，在这项工作中测得的截面是在可接受的协议与最近的两个测量只有当弱过渡-没有在这些作品中测量-包括在内。本数据集在很大程度上独立于其他可用数据，可用于将外推的截面约束到天体物理能量，并有助于使天体物理模型计算更加可靠。
2022-01-25 astro-ph.SR nucl-ex
Experimental study of the astrophysical gamma-process reaction 124Xe(alpha,gamma)128Ba
在天体物理伽马过程中，重的、富含质子的同位素的合成通过光致蜕变反应进行。为了更好地理解这个过程，必须知道所涉及的核反应的速率。发现反应128 Ba（g，a）124 Ba影响p核124 Ba的丰度。由于这种反应的恒星速率不能直接通过测量来确定，因此本工作的目的是测量逆124 Ba（a，g）128 Ba反应的截面，并将结果与统计模型预测进行比较。非常重要的是，获得了低于（a，n）阈值的数据。在更高能量下同时研究124 Ba（a，n）127 Ba反应通道，可以进一步确定数据和预测之间差异的来源。用活化法用薄窗124 Ω气室测量124 Ω + α截面。所研究的能量范围在E = 11和15 MeV之间，接近天体物理学相关的能量范围。将得到的截面与统计模型计算结果进行了比较。实验的截面比以前用于天体物理计算的标准预测要小。作为差异的主要来源，确定了理论α宽度。实验数据表明，在天体物理能量范围内，α宽度至少低0.125倍。根据我们的测量结果，推断出128 Ba（g，a）124 Ba恒星速率的上限。在两个不同的模型中研究了这个速率对25颗太阳质量恒星的核心坍缩超新星爆炸的影响。只有当速率增加到高于以前的标准值时，才可能通过这一反应途径对124丰度做出重大贡献。由于实验数据排除了这一点，它们也证明了这一生产路径的封闭性。
2016-09-19 astro-ph.SR nucl-ex
The astrophysical rate of 15O(alpha,gamma)19Ne via the (p,t) reaction in inverse kinematics
利用反冲符合技术测量了~（19）Ne近阈态α衰变分支比。填充这些状态使用（p，t）反应在逆运动学，我们检测到的反冲和它们的衰变产物与100%的几何效率使用磁光谱仪。结合我们的分支比测量与独立的测定这些状态的辐射宽度，我们计算的天体物理率的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，没有显着的突破热CNO循环到RP过程中发生在新星通过15 O（α，γ）19 Ne。
2003-03-24 astro-ph nucl-ex nucl-th
Alpha-decay branching ratios of near-threshold states in 19Ne and the astrophysical rate of 15O(alpha,gamma)19Ne
15 O（alpha，gamma）19 Ne反应是吸积中子星从热CNO循环爆发到rp过程的两条途径之一。它的天体物理速率主要取决于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。结合我们的测量与以前确定的这些状态的辐射宽度，我们得出结论，没有显着的突破热CNO循环到RP过程中的新星是可能通过15 O（α，γ）19 Ne，假设目前的模型准确地代表他们的温度和密度条件。
2002-10-22 astro-ph nucl-ex nucl-th
Off-shell effects in the energy dependence of the Be7(p,gamma)B8 astrophysical S factor
我表明，离壳效应，如反对称化和Be-7扭曲，可以显着影响能量依赖的非共振Be 7（p，γ）B8天体物理S因子在较高的能量。在Ecm = 0.3- 1.5MeV能量范围内，对这些效应作适当的处理，可使本八体模型的S因子的E1分量在玻态上是平坦的。由本模型预测的非共振S因子的能量依赖性与低能直接捕获数据和现有的高能库仑解离数据一致。不管目前的能量关系是否正确，离壳效应能使从高能（E_cm > 0.7MeV）数据外推的S（0）值发生15- 20%的变化。
1996-10-28 astro-ph nucl-ex nucl-th
Astrophysical analysis of the measurement of (alpha,gamma) and (alpha,n) cross sections of 169Tm
用最近提出的活化与X射线计数相结合的方法，测量了169 Tm（α，γ）173 Lu和169 Tm（α，n）172 Lu在12.6 ≤ E_α ≤ 17.5 MeV和11.5 ≤ E_α ≤ 17.5 MeV能量范围内的反应截面。改进的屏蔽允许测量（α，γ），以降低能量比以前可能的。（alpha，gamma）和（alpha，n）数据的组合使得研究alpha宽度的能量依赖性成为可能。虽然绝对值和能量依赖性在能量高于14 MeV时通过理论完美地再现，但在能量低于14 MeV时观察到的能量依赖性的变化需要修改预测的α宽度。使用一个有效的，依赖于能量的，本地的光学α +核势是可能的，以重现的数据，但天体物理速率仍然没有很好地约束在伽马过程的温度。另外，还讨论了可能对复合地层截面进行修改所产生的不确定性。包括其余的不确定性在内，在2 GK时天体物理学反应速率值的建议范围比以前使用的值高2-37倍。
2012-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
