Radiation correction to astrophysical fusion reactions and the electron screening problem
本文讨论了电磁环境对天体物理学意义上的核聚变反应实验室测量的影响。辐射场消除使用路径积分形式主义，以获得的影响功能，我们评估在半经典近似。我们表明，由于辐射校正的隧道概率的增强是非常小的，并没有解决长期存在的问题，即观察到的电子屏蔽效应是显着大于理论预测。
2002-08-19 nucl-th
Astrophysical S-factor for the deep sub-barrier fusion reactions of light nuclei
在选择性共振隧穿模型的理论框架下，计算了轻核深亚势垒熔合反应的截面。在这个模型中，引用了一个复杂的方势阱核势的假设来描述核势阱内的吸收。这些截面的理论估计值与实验测量值吻合得很好。根据这个模型导出了天体物理S因子的特征。目前的形式似乎是特别有用的两个带电核之间的低能共振反应。
2018-07-16 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
Asymptotic normalization coefficients for ${\rm {^7Be}}+p\to{\rm{^8B}}$ from the peripheral ${\rm{^7Be}}$($d$,$n$)${\rm{^8B}}$ reaction and their astrophysical application
在能量为4.5MeV（c.m.）在修改后的DWBA中进行了分析。新的估计和它们的不确定性的渐近归一化系数的值为$p + {\rm{^7Be}} \to {\rm{^8B}}$，天体物理$S_{17}(0)$因子和s波$p + {\rm{^7Be}}$散射长度。
2016-02-11 nucl-th
Astrophysical Reaction Rates as a Challenge for Nuclear Reaction Theory
介绍了恒星核反应的有关能量范围。讨论了低能复合反应和直接反应。恒星的修改的截面。实验的影响进行了概述。
2010-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Nuclear halo effects in neutron-capture reactions of astrophysical interest
本文讨论了与天体物理有关的丰中子核直接中子俘获反应末态中的晕效应。作为例子，我们计算了$^{18}$ O（n，$γ$）$^{19}$ O在热核能和热能下的反应截面.
1996-05-28 nucl-th
Non-inertial effects in fusion reactions of astrophysical interest
我们讨论了在实验室，恒星和其他地方发生的反应中的非惯性运动的影响。结果表明，在核碰撞过程中，由于大加速度引起的非惯性效应可能对核跃迁和原子跃迁产生明显的影响。我们还探讨了强引力场对大质量致密恒星和黑洞附近的核反应的修正幅度。
2009-02-17 nucl-th
Analysis of the $^{3}{\rm He}(α, γ)^{7}{\rm Be}$ and $^{3}{\rm H}(α,γ)^{7}{\rm Li}$ astrophysical direct capture reactions in a modified potential-model approach
在修正的二体势模型框架下，估算了天体物理$S$因子和直接辐射俘获过程$^{3}{\rm He}(α, γ)^{7}{\rm Be}$和$^{3}{\rm H}(α,γ)^{7}{\rm Li}$的反应速率，以及$^{7}{\rm Li}$元素的原始丰度.结果表明，适当的修改相位等效$α-^{3}{\rm He}$电位的$d$波可以改善描述的天体物理$S$因子的直接$^{3}{\rm He}(α, γ)^{7}{\rm Be}$辐射捕获反应在能量高于0.5 MeV。估算的$(4.89\pm 0.18 )\times 10^{-10}$的$^{7}{\rm Li/H}$丰度比与LUNA协作组最近对$(5.0\pm 0.3) \times 10^{-10}$的测量非常一致。
2020-07-14 astro-ph.CO nucl-ex nucl-th
The Astrophysical S-Factor of the Reaction $^7$be(p,$γ$)$^8$B in the Direct Capture Model
计算了能量为2~MeV（c.m.）的反应$^7$ Be（p，$γ$）$^8$ B的天体物理$S$因子。测量了$^7$ Li（n，$γ$）$^8$ Li在1~MeV（c.m.）使用直接捕获模型（DC）计算。这两种计算都与实验数据符合得很好。
1993-01-28 nucl-th
New Astrophysical Reaction Rate for the $^{12}\textrm{C}(α,γ)^{16}\textrm{O}$ Reaction
本文根据与实验数据拟合的整体R矩阵计算了$^{12}$ C（$α,γ$）$^{16}$ O的一个新的天体物理反应速率。以表格形式并通过分析拟合表达式提供了$^{12}$ C（$α,γ$）$^{16}$ O在0.04 $\leq$ $T_9$ $\leq$ 10之间的恒星温度下的反应速率。当$T_9$ = 0.2时，反应速率为（7.83 $\pm$ 0.35）$\times10^{15}$ $\rm{cm^3 mol^{-1} s^{-1}}$，恒星氦燃烧发生。
2016-02-04 nucl-ex nucl-th
New results for the astrophysical S-factor and reaction rate of radiative 3He4He capture
在改进的势团模型框架下，根据Young图对轨道态的分类，修正了3 He 4 He团簇模型中7 Be束缚态的相互作用势参数，计算了10 keV辐射俘获反应的天体物理S因子。得到的结果S（23千电子伏）= 0.561千电子伏特b再现最新的实验数据在23千电子伏。计算和参数化的反应速率进行比较，一些结果已知的温度范围从0.05至5 T9。
2018-11-09 nucl-th
Extended quantum diffusion approach to reactions of astrophysical interests
量子扩散方法扩展到轻和中等质量核的低能聚变（俘获）反应。考虑了摩擦参数对轰击能量的依赖性。在极端的亚势垒能量的捕获概率得到一个简单的解析表达式。计算的截面与实验数据吻合较好。内的量子扩散和WKB方法计算的融合激发函数进行了比较，并在天体物理$S$因子表示。
2020-07-10 nucl-th
The astrophysical reaction 8Li(n,gamma)9Li from measurements by reverse kinematics
本文研究了高能（28.5MeV/u）9 Li弹与重核靶（208 Pb）碰撞中的碎裂。波函数的计算使用单粒子模型的9 Li，和一个简单的光学势模型的散射部分。与实测数据的良好协议，获得了微不足道的E2的贡献。
1998-05-29 nucl-th
Role of resonances in the 8li(p,g)9be capture on reaction rate of the relevant astrophysical synthesis of 9be
在改进的带禁戒态的势团簇模型框架下，考虑了天体物理能区质子在~ 8Li上的辐射俘获总截面，并根据Young图对团簇轨道态进行了分类.用重新计算的9 Be（γ，p0）8Li光致衰变总截面作为实验数据。总的来说，可以获得能量为7.0 MeV的截面的可用数据。计算了0.01 ~ 10 T_9温度范围内的天体物理S因子和反应速率。结果表明，在p8 Li散射通道的共振显着影响的反应速率，并在第一位，第一-在87 keV。得到了计算反应速率的解析参数。
2020-02-20 nucl-th
Theoretical exploration of $S$-factors for nuclear reactions of astrophysical importance
基于核反应理论，提出了一个计算库仑势垒附近非共振聚变截面的稳健分析模型。本文计算了在2-30 MeV质心能量范围内C、O、Ne、Mg和Si的稳定和富中子同位素的天体物理$S$因子。该模型是基于隧穿势垒所产生的核，库仑和离心势。我们的形式主义精确地预测抑制$S$ -因子在亚势垒能量，这是天体物理学的兴趣。该截面可以与能量的Maxwell-Boltzmann分布进行卷积，以获得与高密度环境下的核合成和高温下的恒星燃烧以及发生在吸积中子星的内壳中的$^{34}$ Ne $+$ Ne聚变相关的热核或致密核反应速率。
2019-01-28 nucl-th
Tables of Neutron Thermal Cross Sections, Westcott Factors, Resonance Integrals, Maxwellian Averaged Cross Sections, Astrophysical Reaction Rates, and r-process Abundances Calculated from Evaluated Nuclear Data Libraries
该研究基于最新评价核数据文库，计算了849种靶材料的中子热截面、共振积分、麦克斯韦平均截面及r过程丰度等核参数，并系统评估了不确定性，为核工业与天体物理提供数据支持。
2025-03-23 nucl-th
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
Role of virtual break-up of projectile in astrophysical fusion reactions
本文研究了氘核抛射体的虚库仑破裂（俗称偶极极化率）对天体物理聚变反应3He（d，p）4He的影响。我们用绝热近似估计了氘中E1跃迁到连续态所引起的势移，并在WKB近似下计算了势垒穿透率。我们发现，由于氘分裂的穿透性的增强是太小，以解决长期的困惑，在实验室测量中观察到的电子屏蔽效应是令人惊讶的大于基于原子物理学模型的理论预测。本文还讨论了3He（d，p）4He反应中的3He碎裂和7Li（p，alpha）4He反应中的7Li碎裂的影响。
2003-07-09 nucl-th
Study of the 16O(p,gamma) Reaction at Astrophysical Energies
光学势的费什巴赫理论自然地导致了用多体自能对散射的微观描述。我们认为，最近的计算这个数量为16 O和研究的可能性，将其应用于天体物理能量。相移和16 O（p，γ）捕获的结果表明，这样的研究是可行的，但计算需要一些改进，以适应这一特定的任务。
2004-08-05 nucl-th
Electronic stopping in astrophysical fusion reactions
利用分子轨道波函数数值求解含时薛定谔耦合通道方程，研究了质子和氘核与氦气靶低能碰撞的阻止本领.结果表明，在低能量下，能量损失主要是由于核阻止、电荷交换和靶中低能级的激发。第二和第三种机制，称为电子停止，在E>200 eV时占主导地位。在较低的能量，它也表明，阈值效应是负责的能量损失的快速下降。这项研究揭示了天体物理学感兴趣的聚变反应中长期存在的电子屏蔽问题。
2004-01-04 nucl-th
Non-adiabatic effect in electron screening in fusion reactions at astrophysical energies
考虑隧穿过程的非绝热性，计算了低能核聚变反应中的电子屏蔽效应。为了研究偏离绝热极限，我们使用动力学范数方法，这是最近开发的作者。以$d$ +D反应为例，证明了屏蔽能永远不会超过绝热近似下的估计值。我们的计算表明，非绝热效应是重要的，无论是在经典允许和经典禁止的过程。
1995-11-20 nucl-th
12B(n,gamma)13B reaction as alternative path to astrophysical synthesis of 13C isotope
在改进的势团模型框架下，根据Young图对轨道态进行分类，计算了10 E-8 ~ 10 MeV能量范围内~（12）B到~（13）B基态的中子辐射俘获总截面。得到了在0.01 ~ 10 T_9温度范围内的反应速率及其解析参数化。计算出的~（12）B（n，γ）~（13）B的速率比以前的结果高出近一个数量级。计算12 C（n，gamma）13 C的截面和反应速率，并与n10 B、n11 B、n12 B和p12 C的反应速率进行比较。建议在不燃烧12 C氢的情况下合成稳定同位素13 C的新方案中应考虑12 B（n，γ）13 B反应的速率。
2020-04-26 nucl-th
Importance of $α$-induced reactions and the inverse $(γ,α)$ on $p$-nuclei
本文计算了对$p$过程反应-衰变网络计算有重要意义的几个核的$(γ,α)$反应的天体物理反应截面。利用双折叠方法构造的半微观光学势计算了$α$诱导反应的反应速率，其中有限核的核密度分布和核子-核子有效相互作用是折叠势的重要组成部分.为此，我们用相对论平均场方法计算了靶核的密度分布。将$α$粒子在$^{92}$ Mo靶上弹性散射的天体物理反应截面与已有的实验结果进行了比较，以约束新形成的势。此外，检查本理论框架的可信度，天体物理的S-因子（$α$，$γ$）反应与实验观察进行比较，只要可用。最后，在不同的天体物理温度下的主要光蜕变通道的估计讨论了$p$ -核$^{74}$ Se和$^{96}$ Ru。
2019-04-03 nucl-th
The Importance of Parity-Dependence of the Nuclear Level Density in the Prediction of Astrophysical Reaction Rates
最近导出了pf + g_（9/2）壳层核能级宇称分布随激发能变化的一个简单描述。我们在一个全球核水平密度模型中实现了这一点。在统计模型的框架内，横截面和天体物理反应速率计算在Fe区域和比较率与共同假设的奇偶性分布均匀。我们发现相当大的差异，特别是涉及粒子的出口通道的反应。
2003-02-18 astro-ph nucl-th
Origin of a maximum of astrophysical $S$ factor in heavy-ion fusion reactions at deep subbarrier energies
深亚垒能重离子聚变截面的阻碍现象往往伴随着一个最大的天体物理$S$因子在阈值能量的融合障碍。我们认为，这种现象可以自然地解释时，融合激发函数与两个潜在的，具有较大（较小）的对数斜率在能量低于（高于）阈值能量。这一分析清楚地表明，天体物理$S$因子提供了一个方便的工具来分析深亚势垒阻碍现象，即使$S$因子可能有一个很强的能量依赖性的重离子系统不同于天体物理反应。
2018-01-29 nucl-ex nucl-th
The Astrophysical S-factor of the 12C(α,γ)16O Reaction at Solar Energies
在势能模型中计算了能量范围为0.1-2.0 MeV的~ 4 He-~（12）C辐射俘获的天体物理S因子。辐射俘获12 C（α，γ）16 O与大质量恒星的命运极其相关，并决定超新星爆炸的残余物是变成黑洞还是中子星。由于这种反应发生在低能量下，实验测量非常困难，甚至可能是不可能的。本文以极低能~（12）C（α，γ）~（16）O反应的辐射俘获为例进行了研究。与其他理论方法和现有的实验数据相比，取得了很好的协议的天体物理S-因子的过程。
2013-12-13 astro-ph.HE nucl-th
Isospin Effects on Astrophysical S-Factors
我们估计裸天体物理的S-因子的比率在零入射能量质子和氘引起的反应在一个模型，假设一个复合核形成概率加上统计衰变。所得到的比率与现有的实验值吻合得很好，只要反应具有占主导地位的s波入口通道组件进行了研究。由于它的简单性，该模型可以用来作为一个指导尚未调查的反应的预测。
2007-11-13 nucl-th
Coulomb displacement energy and the low-energy astrophysical S factor for the Be7(p,gamma)B8 reaction
讨论了A=8，J=2+，T=1态的库仑位移能与Be_7（p，γ）B_8反应的低能天体物理S因子之间的关系。位移能解释在一个粒子孔模型。势阱几何形状的粒子位移能量的依赖关系进行了研究，并用于与粒子位移能量的均方根半径和渐近归一化的价质子波函数在B8。渐近归一化用于计算Be_7（p，γ）B_8反应的天体物理S因子。的关系，Li 7（n，γ）反应，B8四极矩，径向密度，和分裂动量分布进行了讨论。
1995-06-20 astro-ph nucl-th
New Results for the p7Be-->8Bgamma Astrophysical S-factor from 10 keV to 5 MeV and Reactions Rate from 0.01 to 10 T9
在修正的势团模型中，描述了~ 8B基态辐射俘获过程p ~ 7 Be-->~ 8B γ的天体物理S因子，其能量可达5 MeV。使用总截面，天体物理S-因子和反应速率在0.01至10.0 T9的温度下照明的签名的S-因子共振在0.632，2.18和3.36 MeV由于M1和E2从散射的共振3 P1，3F 3和3D 2波的地面3 P2状态的过渡。在100 keV至3 MeV的范围内，S因子的实验数据再现良好。证明了0.632 MeV共振输入对反应速率的重要性。我们的计算（提前进行）证实了在19千电子伏的S因子的最新数据。
2018-11-09 nucl-th
Tables of Nuclear Cross Sections and Reaction Rates: an Addendum to the Paper "Astrophysical Reaction Rates from Statistical Model Calculations"
在以前的出版物[原子数据和核数据表75，1（2000）]中，我们给出了七个参数的分析拟合理论反应速率，这些反应速率是从统计模型（豪泽-费什巴赫形式主义）中计算的核截面得出的，目标为9<Z<84（Ne到Bi），质量范围达到中子和质子滴线。所考虑的反应是（n，gamma）、（n，p）、（n，alpha）、（p，gamma）、（p，alpha）、（alpha，gamma）及其逆反应。在公众的需求，我们在这里提出的理论核截面和天体物理反应速率，从这些速率拟合推导出来，我们提供这些数据作为在线电子文件。对应于拟合率，提供了两个完整的数据集，其中之一包括一个唯象处理的壳层淬火丰中子核。
2001-04-02 astro-ph nucl-th
Astrophysical Reaction Rates for Charged-Particle Induced Reactions on Proton-Rich Nuclides
University of Basel（巴塞尔大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）
本研究通过更新的SMARAGD模型计算了质子丰富核素的反应率，特别针对核合成中所需的质子和α粒子诱导反应，并改进了对实验数据的描述。
2026-01-09 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Prediction of Astrophysical Reaction Rates: Methods, Data Needs, and Consequences for Nucleosynthesis Studies
天体物理学中的大多数核反应都涉及不稳定的原子核，这些原子核还不能通过实验完全获得。因此，对通过理论手段可靠地预测截面和反应速率有很高的要求。大多数反应可以在统计模型（Hauser-Feshbach）的框架内进行处理。核性质的全局参数化需要远离稳定性的预测，这将探索我们对强作用力的理解，并将其发挥到极限。在II型超新星的详细核合成研究的框架中说明了天体物理方案对核输入的敏感性。比较了在同一爆炸模型中用两组不同的反应速率计算得到的丰度。确定了关键反应和所需的核信息。
2000-07-28 astro-ph nucl-th
Complete inclusion of parity-dependent level densities in the statistical description of astrophysical reaction rates
微观计算表明，在原子核的低激发能下，原子核的能级密度具有很强的宇称依赖性。在此之前，这种依赖性要么被忽略，要么只在Hauser-Feshbach计算的初始和最终通道中实现。我们提出了一种间接的方法来说明一个完整的宇称依赖的所有步骤的反应，包括一个复合核形成的反应。为了说明天体物理反应速率的影响，我们提出了在同位素链的镍和锡的中子捕获率。与宇称均分的标准假设相比，我们发现即使在相当大的激发能下，复合核中的核能级密度的宇称依赖性也会引起天体物理学感兴趣的能量区的显著差异。
2008-04-28 astro-ph nucl-th
Uncertainty of the astrophysical $^{17,18}$O($α$,n)$^{20,21}$Ne reaction rates and the applicability of the statistical model for nuclei with $A \lesssim 20$
背景资料：$^{17,18}$ O上的（$α$，n）和（$α$，$γ$）反应对天体物理$s$ -过程中的中子平衡有重要影响.在这种情况下，对于低于$T_9 \lesssim 1$的相对低的温度，需要恒星反应速率。目的：研究$^{17,18}$ O（$α$，n）$^{20,21}$ Ne反应的不确定度。统计模型的计算进行研究，该模型的适用性相对轻的原子核在最近的审查$20 \le A \le 50$质量范围的扩展。方法：将$^{17,18}$ O（$α$，n）$^{20,21}$ Ne反应的实验数据与统计模型计算结果进行比较。此外，逆$^{20}$ Ne（n，$α$）$^{17}$ O反应进行了研究，并提供了类似的研究$^{17}$ F镜像核。结果如下：发现平均而言，$^{17}$ O和$^{18}$ O的可用实验数据在统计模型内得到很好的描述，从而从这些计算中得到高于$T_9 \gtrsim 1.5$的可靠反应速率。然而，对于$^{17}$ O（$α$，n $_0$）$^{20}$ Ne（g.s.）频道结论：统计模型能够预测天体物理反应速率的温度高于1 GK的不确定性小于两个因素的研究中的核。$^{17}$ O（$α$，n）$^{20}$ Ne反应的实验差异需要解决。
2017-10-03 nucl-th
Dispersion (asymptotic) theory of charged particle transfer reactions at low energies and nuclear astrophysics: II. the asymptotic normalization coefficients and their nuclear-astrophysical application
在作者R. Yarmukhamedov和K.I. Tursunmakhatov [Phys. Rev. C（2019年提交）]用于外围屏障下和屏障上转移$A$（$x$，$y$）三体中的$B$反应（$A$、$a$和$y$）模型（$ x$ = $y$ + $a$和$B$ = $A$ + $a$，并且$ a$是转移颗粒），分析了势垒以上和势垒以下入射能量的质子和triton转移${\rm{^9Be(^{10}B,\,^9Be)^{10}B}}$、${\rm{^{16}O(^3He}},\,d{\rm{)^{17}F}}$和${\rm{^{19}F(}}p,\,α{\rm{)^{16}O}}$反应微分截面的实验角分布。对${\rm{^9Be}} \,+p \to\,{\rm{^{10}B}}$、${\rm{^{16}O}} \,+\,p \to\, {\rm{^{17}F}}$和${\rm{^{16}O}} \,+\,t\to{\rm{^{19}F}}$的渐近归一化系数（相应的核顶点常数）的大小，得到了新的估计及其不确定性.它们被应用于计算天体物理$S$因子的核天体物理${\rm{^9Be(}}p,\,γ{\rm{)^{10}B}} $，${\rm{^{16}O(}}p,\,γ{\rm{)^{17}F}}$和${\rm{^{19}F(}}p,\,α{\rm{)^{16}O)}}$反应在热核…
2020-03-12 nucl-th
An Improved Method for Coupling Hydrodynamics with Astrophysical Reaction Networks
由于难以准确地耦合流体动力学和反应，反应天体物理流的建模可能具有挑战性。这在爆炸燃烧或建立核统计平衡的高温下可能特别严重。我们开发了一种新的方法的基础上的想法的光谱延迟校正（SDC）耦合显式流体动力学和刚性反应源作为一种替代算子分裂，比更全面的SDC方法，我们以前证明了简单。我们将新方法应用于一个中等大小的天体物理核反应网络的双爆轰问题，并探讨了时间步长和反应网络的公差，以表明，简化的SDC方法提供了改进的耦合与传统的Strang算子分裂相比，降低了计算费用。这一切都是在卡斯特罗流体动力学代码的框架内完成的，所有算法实现都是免费的。
2022-07-26 astro-ph.IM nucl-th
Determining astrophysical three-body radiative capture reaction rates from inclusive Coulomb break-up measurements
建立了弱束缚三体系统库仑包容破裂几率与辐射俘获反应反应速率之间的关系。这种直接的联系提供了一个强大的程序来估计天体物理感兴趣的原子核的反应速率，通过测量包括在不同的能量和角度的分裂过程。这可能是一个有利的替代反应速率的测定从$B(E1)$分布通过独家库仑破裂实验的测量。此外，它提供了一个参考，以评估不同的理论方法，已被用来计算反应速率的有效性。该程序被应用到$^{11}$ Li（$^{9}$ Li+n+n）和$^6$ He（$^{4}$ He+n+n）三体系统中，已有一些数据。
2016-04-21 nucl-ex nucl-th
Astrophysical reaction rate for $^9$Be formation within a three-body approach
本文采用分析变换谐振子方法，用三体方法研究了Borromean核$^9$ Be（$α+α+n$）的结构。三体形式提供了一个精确的描述辐射捕获反应速率的整个温度范围内相关的天体物理学。在高温下，结果与基于两步顺序过程的计算相匹配。在低温下，粒子无法获得中间两体共振，三体直接捕获导致反应速率大于顺序过程。这些结果支持的可靠性的方法与几个带电粒子的系统。
2014-09-19 nucl-th
Improved predictions of nuclear reaction rates with the TALYS reaction code for astrophysical applications
天体物理学应用中的核反应速率传统上是根据Hauser-Feshbach反应代码确定的。这些代码采用了一些从未被测试过的近似，如简化的宽度波动校正，忽略电磁衰变级联过程中的延迟或多粒子发射，或在增加入射能量时不存在预平衡贡献。最近更新了反应代码TCHS，以估计与天体物理相关的麦克斯韦平均反应速率。这些新的发展使反应速率的计算具有更高的精度和可靠性，并使以前的代码的近似值得以研究。详细介绍了TAPIS对与天体物理学有关的热核速率的预测，并与广泛使用的相同核成分的代码进行了比较。结果表明，TADES预测可能显着不同，从以前的代码，特别是对于核，没有或很少的核数据。结果表明，预平衡过程对奇异丰中子核的天体物理速率有显著的影响。首次计算了所有核的麦克斯韦平均（n，2n）反应速率，并讨论了它与辐射俘获率的竞争. TADSS程序提供了一种新的工具，以提高准确性和可靠性的方式估算与天体物理学有关的所有核反应速率。
2008-06-13 astro-ph nucl-th
The stopping of low energy ions in reactions of astrophysical interest
本文用分子轨道波函数数值求解含时Schroedinger耦合通道方程，研究了低能碰撞中快质子和快氘的阻止本领与速度的关系。在低射弹能量下，停止主要是由于核停止、电子的电荷交换和靶中最低能级的激发。第二和第三机制在E < 200 eV时占主导地位。在较低的能量，它也表明，阈值效应是负责的能量损失的快速下降。这项研究揭示了天体物理学感兴趣的聚变反应中长期存在的电子屏蔽问题。
2004-01-06 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
Study of the nucleon radiative captures 8Li(n,gamma)9Li, 9Be(p,gamma)10B, 10Be(n,gamma)11Be, 10B(p,gamma)11C, and 16O(p,gamma)17F at thermal and astrophysical energies
我们研究了中子俘获反应8Li（n，γ）9 Li及其在原始核合成中的作用。n + 8Li -> 9 Li + γ反应具有重要的天体物理学意义，因为它包括宇宙原始核合成过程链和II型超新星热核反应的变体之一。
2017-03-10 nucl-th
Direct reactions in/for astrophysics
精确的核反应速率是详细描述原始核合成和恒星流体静力燃烧过程中元素产生的必要条件，以约束天体物理模型。在小天体物理能量下，在实验室中直接测量相关的反应是极其困难的。近年来发展了直接反应法并应用于低能天体物理S因子的提取。这些方法的应用需要结合实验和理论的努力。这种贡献的重点是基本的反应理论，必须很好地理解，以评估各种方法的精度和局限性。
2006-07-13 nucl-th
Clustering effects in the $^6$Li(p,$^3$He)$^4$He reaction at astrophysical energies
本研究通过DWBA和二阶DWBA方法，比较二团簇和三团簇模型，发现$^6$Li的团簇构型显著增强天体物理S因子，而静态形变影响可忽略。
2023-09-05 nucl-th
Screening enhancement factors for laboratory CNO and rp astrophysical reactions
实验室CNO和rp天体物理反应的截面由于靶核周围的多电子云的存在而增强。因此，除非进行适当的修正，否则相关的天体物理因素会被高估。这项研究给出了一个估计的错误，如果不考虑屏蔽效应和实验室的能量阈值，在屏蔽效应出现一个粗略的配置文件。结果表明，对于大多数实际目的，可以忽略对过去相关实验的筛选校正。然而，关于未来的实验，筛选校正的CNO反应肯定是重要的，因为它们是密切相关的太阳中微子通量和rp过程。此外，根据目前的结果，特别是在目前和今后的月球实验中，必须考虑到筛选效应，在这些实验中，筛选出的天体物理因素将得到很大程度的增强。
2003-05-09 nucl-ex nucl-th
Astrophysical aspects of $^{12}$C$(p,γ)^{13}$N reaction
本文利用天体物理R矩阵将$^{12}$C$(p,γ)^{13}$N反应外推至低能截面与S因子，以研究其对核反应速率及宇宙环境中碳同位素丰度比的影响。
2024-05-30 astro-ph.SR nucl-th
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
Comparative study of the direct $α+d$ $\rightarrow$ $^6$Li + $γ$ astrophysical capture reaction in few-body models
比较分析了两体、三体和组合团簇模型中直接$ α(d,γ)^{6}{\rm Li}$俘获反应的天体物理S因子和反应速率，以及$^6$ Li元素的原始丰度。结果表明，基于精确质量公式的二体模型不能正确描述同位旋禁戒E1 S因子对能量的依赖关系，也不能再现直接LUNA数据中反应速率对温度的依赖关系.结果表明，在三体模型中，同位旋禁阻E1天体物理S因子对Pauli禁阻态的正交化过程非常敏感。另一方面，E2 S因子不依赖于正交化方法。这确保了正交化赝势方法能够很好地描述LUNA合作项目的低能直接数据。与此同时，超对称性转换大大低估了来自LUNA合作的数据。另一方面，E1 S因子的能量依赖性在两种方法中相同。在组合E1（三体核）+E2（两体）模型中得到了对天体物理S因子和反应速率的LUNA数据的最佳描述。它产生的$^6$ Li/H原始丰度比的值为$(0.72 \pm 0.01) \times 10^{-14}$，与LUNA合作的估计值$(0.80 \pm 0.18) \times 10^{-14}$一致。对于$^6{\rm Li}/^7{\rm Li}$丰度比，获得与标准模型预测良好一致的估计$(1.40\pm 0.12)\times 10^{-5}$。
2019-12-23 astro-ph.CO astro-ph.SR nucl-th
Fusion dynamics of $^{12}$C+$^{12}$C reaction: An astrophysical interest within the relativistic mean-field approach
$^{12}$ C+ $^{12}$ C聚变反应在恒星演化的后期阶段起着重要的作用。为了更好地理解所涉及的演化，必须理解相应的聚变-裂变动力学和反应特性。在本分析中，我们已经研究了熔合截面随着S-因子为这个反应使用著名的M3 Y和最近开发的R3 Y核子核子（NN）的潜力，以及相对论平均场密度的双重折叠方法。使用NL 3 $^*$参数集计算密度分布和微观R3 Y NN势。采用$\ell$求和Wong模型研究融合横截面，其中$\ell_{max}$值来自锐截止模型。并将计算结果与实验数据进行了比较。发现R3 Y相互作用与数据有合理的一致性。
2021-08-27 nucl-th
Three-body nuclei and their astrophysical implications: the case of $^6$He
本文将解析THO方法推广到天体物理感兴趣的三体核研究中，并应用于$^6$ He。结果与以前的出版物和实验数据一致。
2017-04-05 nucl-th
DWBA analysis of the 13C(6Li,d)17O reaction at 10 MeV/nucleon and its astrophysical implications
由于13C（alpha，n）16O反应作为s过程中子产生的可能来源的重要性，17O的6.356MeV 1/2+态的α光谱因子（S_alpha）值被认为具有重要的天体物理意义。为了进一步研究这种效应，最近Kubono等人在E_lab = 60 MeV下对13 C（6Li，d）17 O反应进行了精确测量，他基于对这些数据的扭曲波玻恩近似（DWBA）分析，发现了17 O的6.356 MeV 1/2+态的光谱因子的新值。这个新的值S_α约为0.011，令人惊讶地比以前在天体物理学计算中使用的值（S_α约为0.3 - 0.7）小得多，因此对13C（α，n）16O反应作为中子产生源的作用提出了一个严重的问题。在这项工作中，我们进行了详细的分析，同样的13 C（6Li，d）17 O数据内的DWBA以及耦合反应通道（CRC）的形式主义。我们的分析得到了比Kubono等人对17O的6.356MeV1/2+态的S_α值大一个数量级以上的结果。
2003-06-30 nucl-th
Proton Threshold States in the 22Na(p,gamma)23Mg Reaction and Astrophysical Implications
23 Mg中的质子阈态对于天体物理相关的质子俘获反应22 Na（p，gamma）23 Mg是重要的。在间接测定最低态的共振强度时，有些自旋宇称的归属在实验上仍然不确定，而这些共振强度是直接方法无法达到的。我们用壳模型、库仑位移和Ehrman位移计算研究了这些态。根据Jenkins等人最近的实验测定，从计算的和观察到的性质的比较中，我们将E=7643 keV处的最低相关共振态与激发的3/2+状态相关联。由此我们推断出在T_9=0.1K以下的恒星温度下，~（22）Na（p，gamma）~（23）Mg的反应速率有显著的提高。
2006-12-19 astro-ph nucl-th
Comments to the paper "Detailed study of the astrophysical direct capture reaction $^6$Li($p,γ$)$^7$Be in a potential model approach" by E. M. Tursunov, S. A. Turakulov, and K. I. Tursunmakhatov, PHYSICAL REVIEW C 108, 065801 (2023)
本评论对比了两篇采用势模型研究$^6$Li($p,γ$)$^7$Be俘获过程的论文结果，证明两种方法均能同时准确描述天体物理S因子与反应率，且与LUNA合作组的实验结果一致。
2024-03-06 astro-ph.SR nucl-th
Atomic effects in astrophysical nuclear reactions
本文提出了两个描述天体物理能量下实验室核反应中出现的电子屏蔽效应的模型。第一个模型的双电子屏蔽能与最近LUNA的实验结果非常一致的破碎反应$% He3(He3,2p)He^{4}$，迄今为止，这违背了所有可用的理论模型。此外，多电子效应，提高实验室反应的CNO循环和其他先进的核燃烧阶段，也研究了通过的CNO-费米模型，推导出的分析公式，建立一个下限和上限的相关屏蔽能量。第二个模型的结果，这表明一个非常令人满意的兼容性与绝热近似的，预计将是特别有用的，在未来的实验中更准确地确定的CNO天体物理因子。
2001-01-06 astro-ph nucl-ex nucl-th
