Thermonuclear reaction rate of $^{18}$Ne($α$,$p$)$^{21}$Na from Monte-Carlo calculations
$^{18}$ Ne($α$,$p$)$^{21}$ Na反应影响了I型X射线爆发中从热Hoc循环到$rp$过程的爆发。我们提出了一个修正的热核反应速率,这是基于最新的实验数据。新的速率是从蒙特卡罗计算得出的,考虑到所有核物理输入量的不确定性。此外,我们提出了反应速率的不确定度和概率密度随温度的变化。我们的结果也是一致的估计使用不同的间接方法。
2014-12-14 astro-ph.IM nucl-th
Charged-Particle Thermonuclear Reaction Rates: III. Nuclear Physics Input
核物理输入用于计算蒙特卡罗反应速率和概率密度函数,在本系列的第二篇论文(论文II)中列出。具体来说,我们将输入文件发布到Monte Carlo反应速率代码RatesMC,它基于本系列第一篇论文(论文I)中提出的形式。这个数据库包含了大量的实验核物理信息。本综述的文献调查于2009年11月结束。
2010-04-23 astro-ph.SR nucl-th
Thermonuclear Reaction Rate of 23Mg(p,gamma)24$Al
更新的恒星反应23 Mg(p,γ)24 Al的速率计算通过使用所有可用的实验信息24 Al激发能。质子和伽玛射线的部分宽度天体物理上重要的共振来自壳模型计算。实验观察到的24铝水平与壳模型状态的对应关系是基于应用的等压多重态质量方程。我们的新速率表明,在大质量白矮星的热核逃逸过程中,23 Mg(p,gamma)24 Al反应影响了质量A>20区域的核合成。
1998-06-05 astro-ph nucl-th
Strong plasma screening in thermonuclear reactions: Electron drop model
我们用一个简单的电子滴模型分析了在致密物质中由于强等离子体屏蔽引起的热核聚变反应的增强。该模型假设聚变发生在一个被碰撞核周围的有效电子云屏蔽的电势中(扩展的Salpeter电离层模型)。计算了等电荷和不等电荷原子核的平均场屏蔽库仑势、适当的天体物理S因子和反应速率的增强因子。作为一个副产品,我们研究的分析行为的屏蔽电位在小的反应物之间的分离。在这个模型中,天体物理S因子不仅依赖于核物理,而且依赖于等离子体屏蔽。增强因子与其它方法的计算结果吻合较好。这使我们能够制定的组合,在热核反应中的强等离子体屏蔽的纯分析模型。所得结果对白矮星和中子星的核燃烧模拟具有一定的参考价值。
2014-01-11 astro-ph.SR nucl-th
Quantum effects on plasma screening for thermonuclear reactions in laser-generated plasmas
采用基于密度矩阵的量子等离子体屏蔽模型,对激光等离子体中的热核反应$^{13}$ C($α$,$n$)$^{16}$ O和$^2$ H($d$,$n$)$^3$ He进行了理论研究.对于冷的和致密的(固态密度)等离子体,我们的研究结果表明,量子效应可以提高等离子体屏蔽热核反应的一个数量级相比,经典的情况。这一结果可能对核天体物理学预测产生影响,也可能对聚变能量增益前景发挥作用。我们的模拟使我们能够确定激光产生的等离子体的实验设置中的量子效应等离子体屏蔽可以在现有的高强度激光设施确认。
2022-04-20 nucl-th physics.plasm-ph
Neutron production from thermonuclear reactions in laser-generated plasmas
对激光等离子体中热核反应产生强流中子束进行了理论研究。到目前为止,最先进的中子束是通过激光诱导粒子加速产生的,导致高能粒子束随后与次级靶相互作用。在这里,我们表明,两个数量级窄带宽的中子束可以从热核反应中产生的等离子体拍瓦级激光器。这种中子束的强度比现有技术的激光驱动中子束的强度低大约一个或两个数量级。为此,我们研究了反应$^2$ H($d$,$n$)$^3$ He在拍瓦级激光与D $_2$气体射流靶和CD $_2$固体靶相互作用产生的等离子体中。结果还表明,在天体物理学感兴趣的低温下直接测量反应速率的可能性。此外,与D $_2$气体喷射靶的情况相比,CD $_2$固态靶的使用还可以导致对等离子体屏蔽的极大增强,为研究天体物理学领域中迄今未解决的问题开辟了新的可能性。
2020-02-14 nucl-th physics.plasm-ph
Astrophysical S-factors of proton radiative capture for thermonuclear reactions
本文讨论了在势双集团模型的基础上,考虑轨道态的分裂,用Young方案描述轻原子核辐射俘获反应的天体物理S因子的可能性。在这个模型中,核子团簇的相互作用由局部两粒子势描述,该势是通过拟合这些团簇的散射数据和束缚态的性质确定的。在一定的近似下,考虑了问题的多体性质,在允许或禁止的泡利原则的状态在集团间的潜力。该方法的一个重要特征是考虑了原子团之间的相互作用势对轨道Young方案的依赖性,该方案决定了核子系统的排列对称性。在此基础上分析了p2H、p7Li和p12C系统辐射俘获过程的天体物理S因子。它表明,该方法允许一个描述相当合理的实验数据可在低能量时,从数据中提取的相移的集群集群散射的误差最小。在这方面,减少实验误差的问题是唯一迫切的天体物理能量的光光的散射原子核的微分截面和进行更精确的相移分析。准确性的提高将使我们能够在未来对热核反应的机制和条件做出更明确的结论,并更好地理解它们的一般性质。
2011-12-09 nucl-th
Weakly screened thermonuclear reactions in astrophysical plasmas: Improving Salpeter's model
本文详细研究了电子简并度和非线性屏蔽效应对Salpeter弱屏蔽模型有效性的影响。该模型的局限性进行了调查,并提出了一个改进的,可以考虑非线性屏蔽效应。它的应用太阳pp反应得到一个准确的屏蔽增强因子,并提供了一个非常可靠的估计相关的中微子通量的不确定性。
2003-06-23 astro-ph nucl-th
Bayesian Estimation of Thermonuclear Reaction Rates
基于测量的核截面,估算非共振天体物理S因子和热核反应速率的问题,对于核能产生、中微子物理和元素合成具有重要意义。在过去,许多不同的方法被应用于这个问题,几乎所有的方法都是基于传统的统计学。另一方面,贝叶斯方法现在在物理科学中广泛使用。例如,在天文学中,贝叶斯统计被应用于太阳系外行星、引力波和Ia型超新星的观测。然而,特别是核物理学,采用贝叶斯方法的速度很慢。我们提出了基于贝叶斯统计的天体物理S因子和反应速率。我们开发了一个框架,采用稳健的参数估计,系统的影响,和非高斯不确定性在一个一致的方式。该方法适用于d(p,$γ$)$^3$ He、$^3$ He($^3$ He,2p)$^4$ He和$^3$ He($α$,$γ$)$^7$ Be反应,这些反应对氘燃烧、太阳中微子和大爆炸核合成很重要。
2016-08-28 astro-ph.SR nucl-th
Thermonuclear Processes for Three Body System in the Potential Cluster Model
该手稿是专门的修改后的潜在集群模型的框架中获得的结果的描述与状态的分类,根据杨tableaux中子和质子的辐射捕获过程在2H在热和天体物理能量。它演示的应用程序的方法,得到的基础上的相移分析和特性的结合态的2H势考虑的辐射捕获过程。质子捕获的第一反应直接参与pp太阳周期,在那里它是第二反应。中子俘获不是太阳和恒星中通常的热核循环的一部分,但可以参与原始核合成过程,跟随我们整个宇宙的形成和演化。
2015-04-19 nucl-th
Extension of thermonuclear functions through the pathway model including Maxwell-Boltzmann and Tsallis distributions
麦克斯韦-玻尔兹曼方法的核反应速率理论扩展到涵盖Tsallis统计(Tsallis,1988)和更一般的情况下的分布函数。正在借助统计技术对各个热核功能进行分析研究。Mathai(2005)最近引入的途径模型被用于热核函数,并得到了H函数和G函数的封闭形式表示。麦克斯韦-玻尔兹曼热核函数成为推广热核函数的特例。本文简要回顾了核反应速率解析表示理论的发展。
2007-08-16 astro-ph nucl-th
Screened thermonuclear reactions and predictive stellar evolution of detached double-lined eclipsing binaries
由于等离子体屏蔽效应,恒星等离子体中带电粒子核反应的低能聚变截面(以及相应的反应速率)得到了增强。我们研究这些影响的预测恒星演化模拟分离双线食双星。我们遵循双星系统(前主序星或主序星)的演化,精确确定半径和质量从1.1 Mo到23 Mo(从它们的诞生到现在的状态)。结果表明,屏蔽和非屏蔽模型之间的所有差异(在光度,恒星半径和有效温度方面)都在观测不确定度范围内。此外,没有发现由于筛选校正的核合成或组成的变化。因此,本研究中所考虑的双星(从它们诞生到现在的状态)中发生的带电粒子核反应的所有热核屏蔽效应都可以完全忽略。换句话说,所有相关的带电粒子核反应都可以安全地假设在真空中发生,从而简化和加速了模拟过程。
2005-07-06 astro-ph nucl-th
Bayesian estimation of thermonuclear reaction rates for deuterium+deuterium reactions
由于d+d反应的反应速率影响D、3 He和7 Li的丰度,因此对d+d反应的研究具有重要意义。特别是,最近的原始D/H比的测量要求减少大爆炸核合成(BBN)预测的理论丰度的不确定性。不同的作者通过结合新的实验数据和对系统和概率不确定性的仔细处理来研究BBN中涉及的反应。为了分析实验数据,Coc等人(2015)使用从头算模型的结果,结合基于Chi-2最小化的传统统计方法,对S因子的能量依赖性进行理论计算。贝叶斯方法现在已经传播到许多科学领域,并在数据分析中提供了许多优点。Iliadis等人(2016)使用贝叶斯统计计算了天体物理S因子和反应速率。在这里,我们提出了一个类似的分析,两个d+d反应,d(d,n)3 He和d(d,p)3 H,已被转化为预测的D/H值的总下降0.16%。
2017-10-04 astro-ph.IM nucl-th
Charged-Particle Thermonuclear Reaction Rates: II. Tables and Graphs of Reaction Rates and Probability Density Functions
表中列出了A=14 ~ 40区核的带电粒子热核反应速率的数值。结果是使用一种方法获得的,基于蒙特卡罗技术,这已经在本系列的前一篇论文(论文I)中描述。我们提出了一个低率,中位率和高率,分别对应于0.16,0.50和0.84分位数的累积反应速率分布。这些量的含义通常不同于通常报道的、但在统计学上无意义的表述,即总反应速率的“下限”、“标称值”和“上限”。此外,我们用对数正态分布来近似总反应速率的Monte Carlo概率密度函数,并将每个温度下的对数正态参数μ和σ列表。我们还提供了一个定量的措施(安德森-达林检验统计量)的可靠性对数正态近似。用户可以直接在恒星模型程序中实现近似的对数正态反应速率概率密度函数,用于恒星能量产生和核合成的研究。对于每个反应,Monte Carlo反应速率概率密度函数,连同其对数正态近似,以图形方式显示选定的温度,以提供视觉印象。我们的新反应速率适用于实验室中的裸核。用于推导我们的反应速率的核物理输入将在本系列的后续论文(论文III)中介绍。在本系列的第四篇论文(论文IV)中,我们将新的反应速率与以前的结果进行了比较。
2010-04-23 astro-ph.SR nucl-th
Charged-Particle Thermonuclear Reaction Rates: I. Monte Carlo Method and Statistical Distributions
提出了一种基于蒙特卡罗技术的热核反应反应速率估算方法。我们首先回顾常用的程序,并指出,反应速率,已报告到目前为止,在文献中没有严格的统计意义。随后,我们将进入反应速率计算的每个核物理量与特定的概率密度函数相关联,包括高斯分布、对数正态分布和卡方分布。基于这些概率密度函数,对总反应速率进行多次随机采样,直到达到所需的统计精度。这一程序的结果在一个中位数(蒙特卡罗)率同意在某些条件下,与通常报告的建议“经典”率。此外,我们在每个温度下提出了一个低速率和一个高速率,对应于累积反应速率分布的0.16和0.84分位数。这些量通常不同于通常报道的统计学上无意义的“最小”(或“下限”)和“最大”(或“上限”)反应速率。此外,我们近似的输出反应速率概率密度函数的对数正态分布,并提出,在每个温度下,对数正态参数miu和σ。这些量的值将是至关重要的未来蒙特卡罗核合成研究。我们的新的反应速率,适用于裸核在实验室中,在本系列的第二篇论文(纸II)制成表格。用于推导我们的反应速率的核物理输入在本系列的第三篇论文(论文III)中介绍。在本系列的第四篇论文(论文IV)中,我们将新的反应速率与以前的结果进行了比较。
2010-04-23 astro-ph.SR nucl-th
Determination of plasma screening effects for thermonuclear reactions in laser-generated plasmas
由于屏蔽效应,天体物理等离子体中的核反应可能与实验室中的表现不同。从理论上研究了确定碰撞激光产生的等离子体中这些屏蔽效应的大小的可能性,作为出发点,在极端光基础设施设施中使用两束激光束进行了拟议的实验设置。与固体靶相互作用的激光脉冲通过靶正常鞘加速方案产生等离子体,并且该快速流动的等离子体(离子流)冲击由第二激光脉冲在气体射流靶上的相互作用产生的二次等离子体。我们在这里模拟了这种情况,并计算了与天体物理相关的反应$^{13}$ C($^4$ He,$n$)$^{16}$ O的反应事件。我们发现,它应该是实验上可能的,以确定等离子体屏蔽增强因子的聚变反应,通过检测两种情况下的离子流与等离子体靶和一个简单的气体靶相互作用的反应事件之间的差异。这提供了一种方法来评估核反应截面在恒星环境中,可以显着推进核天体物理学领域。
2017-03-28 nucl-th physics.plasm-ph
Stars as thermonuclear reactors: their fuels and ashes
宇宙中的原子核通过恒星内部的核反应相互转化,这就是核合成过程。讨论了确定恒星内部核反应速率的基本概念,以及它们如何在大多数时间里如此缓慢地燃烧燃料。首先讨论恒星中氢的流体静力燃烧中涉及质子的热核反应。接下来是氦燃烧阶段的三重α反应,以及红巨星中碳和氧的生存问题,这些问题与氧和氖的原子核结构有关。本文讨论了碳、氖、氧和硅静态反应中核燃烧的高级阶段。简要讨论了中子诱发反应在铁以外核合成中的作用,以及SN 1987 A中微子的实验探测,它广泛地证实了引力坍缩导致超新星的观点。
2004-05-28 astro-ph nucl-th
The NACRE Thermonuclear Reaction Compilation and Big Bang Nucleosynthesis
输入核反应截面的不确定性决定了大爆炸核合成(BBN)的理论预言。在本文中,我们研究的影响BBN最近的核数据和热核反应速率的汇编NACRE合作。我们确认,采用的利率不会使预测的中心值发生大的整体变化,但会影响这些预测中的不确定性的大小。因此,我们详细研究了NACRE所考虑的单个反应速率的不确定性。当NACRE的误差估计被视为1σ极限时,所得到的BBN误差预算与以前的表格相似。我们提出了两个新的程序推导反应速率的不确定性从核数据:一个设置下限的错误,和一个我们认为是一个合理的描述目前的错误预算。我们传播这些不确定性估计通过BBN代码,并发现,当核数据的错误是最准确的描述,所产生的轻元素的不确定性是显着小于在以前的一些表格,但大于其他。利用这些结果,我们得到的宇宙重子-光子比$η$的限制,并比较这独立的限制$η$从最近的球载测量的宇宙微波背景辐射(CMB)。我们讨论了通过关键的核反应测量和轻元素观测来改善BBN结果的方法。
2001-05-17 astro-ph nucl-th
Thermonuclear 42Ti(p,gamma)43V rate in type I X-ray bursts
根据最近精确测量的质子分离能$S_p$($^{43}$ V)=83 $\pm$ 43 keV,重新估算了$^{42}$ Ti($p$,$γ$)$^{43}$ V反应的热核速率.我们的新速率的天体物理学的影响已经通过一个区域的后处理I型X射线爆发计算进行了研究。结果表明,$S_p$新实验值对A $\approx$ 40- 45之间的品种产量影响显著。此外,最近的实验$S_p$值的精度限制了这些产量优于三倍。
2014-03-10 nucl-th
New $^{63}$Ga(p,$γ$)$^{64}$Ge and $^{64}$Ge(p,$γ$)$^{65}$As reaction rates corresponding to the temperature regime of thermonuclear X-ray bursts
本文利用最新实验数据和GXPF1A壳模型计算,确定了$^{63}$Ga(p,γ)$^{64}$Ge和$^{64}$Ge(p,γ)$^{65}$As在X射线暴温度范围内的反应速率及其不确定性。
2024-12-18 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
The role of the screening potential in the deuteron-deuteron thermonuclear reaction rates
University of Birjand(比尔詹德大学)
本文计算了金属环境中考虑电子屏蔽效应的氘-氘热核反应率,发现具有屏蔽势与无屏蔽势的反应率比值可用$ \exp\left(4.70 +6.50\\:{U_{e}}/{T_{9}}\right)$描述。
2026-09-29 nucl-ex nucl-th
NACRE II: an update of the NACRE compilation of charged-particle-induced thermonuclear reaction rates for nuclei with mass number $A < 16$
NACRE汇编的更新[Angulo等人,Nucl.Phys.A656(1999)3]。这个新的汇编,被称为NACRE II,报告了34个带电粒子引起的热核反应速率,两体放能反应的核素与质量数$A<16$,其中15个是粒子转移反应和其余的辐射捕获反应。与NACRE相比,NACRE II的特点是:(1)在NACRE中收集的实验数据中增加了后来报道的数据,最好是在2013年初之前在该领域的主要期刊上报道的数据;(2)采用潜在模型作为外推到天体物理$S$ -因子的非常低能量的主要工具,并对不确定性进行系统评估。与NACRE一样,对于$10^{6}$ $\simeq\leq$ T $\leq$ $10^{10}$ K范围内的温度,速率以表格形式给出。除了“采用”率外,还提供了它们的下限和上限。新的费率以电子形式提供,作为布鲁塞尔核数据图书馆(BRUSLIB)的一部分。NACRE II速率也取代了天体物理学核网络生成器(NETGEN)中以前的NACRE速率。[http://www.astro.ulb.ac.be/databases.html]
2013-10-26 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Bayesian Estimation of the $S$ Factor and Thermonuclear Reaction Rate for $^{16}$O(p,$γ$)$^{17}$F
$^{16}$ O(p,$γ$)$^{17}$ F反应是CNO质量区中最慢的氢燃烧过程。它的热核反应率敏感地影响了许多天体物理学站点(包括AGB星)的氧同位素比率预测。该反应已经测量了几次在低轰击能量使用各种技术。最新评估的实验速率报告的不确定度约为7.5%,低于$1$ ~GK。然而,之前的比率估计仅代表最佳猜测,并且不是基于严格的统计方法。我们应用贝叶斯模型来拟合所有可靠的$^{16}$ O(p,$γ$)$^{17}$ F截面数据,并考虑统计和系统不确定性的独立贡献。采用的核反应模型是一个单粒子势模型,其中包含一个用于产生径向束缚态波函数的Woods-Saxon势。该模型有三个物理参数,Woods-Saxon势的半径和扩散度,以及最终束缚态在$^{17}$ F中的渐近归一化系数(ANC)。我们发现,使用ANC作为缩放参数执行贝叶斯$S$因子拟合具有明显的优势,而不是采用光谱因子。基于这些结果,我们提出了第一个严格的统计估计实验$^{16}$ O(p,$γ$)$^{17}$ F反应速率,与不确定性($\pm 4.2$ \%)的一半,以前报道的值。
2022-10-25 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Hierarchical Bayesian Thermonuclear Rate for the $^7$Be(n,p)$^7$Li Big Bang Nucleosynthesis Reaction
大爆炸核合成提供了对标准模型物理学最早的探索,当时宇宙的年龄还不到1000秒。它决定了最轻的核素的丰度,这引起了宇宙中可见物质的后续历史。本工作基于现有的实验信息导出了新的$^7$ Be(n,p)$^7$ Li热核反应反应速率.在大爆炸核合成过程中,该反应敏感地影响了$^{7}$ Be和$^7$ Li的原始丰度。我们批判性地评估所有可用的数据,并忽略有疑问的实验结果。对于核模型,我们采用了一个不相干的单级,双通道R-矩阵近似表达式,这是实施到一个分层贝叶斯模型,分析剩下的六个数据集,我们认为最可靠的总和。在拟合的数据,我们一贯的模型所有已知的不确定性来源,包括不同的数据集的差异绝对归一化,并考虑到中子和质子通道半径的变化,从而提供更少的偏见估计的$^7$ Be(n,p)$^7$锂热核反应速率。从所得的后验,我们提取R-矩阵参数($E_r$,$γ^2_n$,$γ^2_p$),并推导出激发能,部分和总宽度。我们的拟合对中子阈值以上的前三个水平的贡献很敏感。通过对约化截面的10,000个样品积分来计算反应速率。在$\leq$ 1 GK的温度下,我们的$^7$ Be(n,p)$^7$ Li热核反应速率的不确定度在1.5%和2.0%之间。我们比较我们的速率与以前的结果,发现最常用的大爆炸模拟中的$^7$ Be(n,p)$^7$ Li速率过于乐观的不确定性。
2020-04-16 astro-ph.CO astro-ph.IM nucl-th
Bayesian Estimation of the D(p,$γ$)$^3$He Thermonuclear Reaction Rate
大爆炸核合成(英语:Big bang nucleosynthesis,BBN)是宇宙早期轻核素产生的标准模型理论,发生在大爆炸后约20分钟。特别是氘的产生对原始重子密度和中微子种类的数量非常敏感,它的丰度可以作为早期宇宙条件的敏感测试。将观测到的氘丰度与预测的氘丰度进行比较,需要对相关热核反应速率及其相应的不确定性有可靠的了解。最近的观测报告了原始氘丰度的百分比准确性,但一些基于BBN的理论预测与测量值有矛盾,因为氘燃烧反应的截面存在不确定性。在这项工作中,我们分析了S-因子的D(p,$γ$)$^3$ He反应使用分层贝叶斯模型。我们考虑了1955- 2021年期间的11个实验的结果,比任何其他研究都多。我们还提出了两个不同的拟合函数,一个基于微观核理论的双参数函数和一个四参数多项式的结果。我们推荐的反应速率在$0.8$ ~GK的不确定度为2.2%,这是对氘BBN最重要的温度。我们的利率和以前的结果之间的差异进行了讨论。
2021-08-31 astro-ph.CO nucl-ex nucl-th
The 2025 Evaluation of Experimental Thermonuclear Reaction Rates (ETR25)
Triangle Universities Nuclear Laboratory (TUNL), Duke University(三角大学核实验室,杜克大学);Department of Physics & Astronomy, University of North Carolina at Chapel Hill(北卡罗来纳大学教堂山分校物理与天文学系);Department of Physics, North Carolina State University(北卡罗来纳州立大学物理系);HUN-REN Institute for Nuclear Research (Atomki)(匈牙利研究与创新网络核研究所)
本文评估了2025年实验热核反应率,提供了不同温度下的反应率值及不确定性,用于核合成计算和恒星模型模拟。
2026-01-27 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
A revised thermonuclear rate of $^{7}$Be($n$,$α$)$^{4}$He relevant to Big-Bang nucleosynthesis
在标准的大爆炸核合成(BBN)模型中,原始$^7$ Li丰度被高估了2- 3倍,这就是所谓的悬而未决的宇宙学锂问题。影响$^7$ Li丰度的$^7$ Be($n$,$α$)$^4$ He反应被认为是破坏BBN中$^7$ Be核的次要反应。然而,$^7$ Be($n$,$α$)$^4$ He的热核反应率至今还没有得到很好的研究。该反应速率由Wagoner于1969年首次估计,目前已被BBN模拟和反应速率库普遍采用。这个简单的估计只涉及直接捕获反应机制,但根据后来的实验结果,共振贡献也应该被考虑。在这项工作中,我们已经修正了这一速率的基础上的间接截面数据的$^4$ He($α$,$n$)$^7$ Be和$^4$ He($α$,$p$)$^7$ Li反应,与电荷对称性和详细的平衡原则。我们的新结果表明,以前的速率(作为上限)被高估了约10倍。BBN模拟表明,与Wagoner速率相比,当前速率导致最终$^7$ Li丰度增加1.2%,因此当前速率甚至解决了$^7$ Li问题.根据目前的估计,$^7$ Be($n$,$α$)$^4$ He在破坏$^7$ Be中的作用从第二重要性减弱为第三重要性,而$^7$ Be($d$,$p$)2 $^4$ He反应在破坏$^7$ Be中的作用变为第二重要性.
2015-02-13 astro-ph.CO nucl-th
Thermonuclear $^{19}$F($p$,$α_0$)$^{16}$O reaction rate
通过重新评价现有的实验数据,结合低能理论$R$矩阵外推,导出了0.007- 10 GK温度范围内的热核$^{19}$ F($p$,$α_0$)$^{16}$ O反应速率。我们的新利率偏离了约30%相比,以前的,虽然所有的利率是一致的不确定性。在非常低的温度下(例如0.01 GK),我们的反应速率比最近公布的速率小约20%,这是因为低能外推$S$ -因子的差异和对进入反应速率计算的还原质量的更准确估计。在高于$\sim$ 1 GK的温度下,我们的速率较小,例如,在1.75 GK左右减小约20%,因为我们已经以细致的方式重新评估了之前的数据(Isoya等人,7,116(1958))。目前的解释是支持的直接实验数据。在0.2GK以下的温度范围内,估算的不确定度约为20%,这主要是由于低能实验数据的缺乏和现有数据的不确定度较大造成的。渐近巨星分支(AGB)星在0.2 GK以下的温度演化,其中$^{19}$ F($p$,$α$)$^{16}$ O反应可能起着非常重要的作用。然而,目前的反应速率的准确性是不够的,以帮助描述,在仔细的方式,在AGB星中观察到的氟过丰度现象。因此,在低能量区精确的截面(或$S$因子)数据是天体物理核合成研究的必要条件。
2017-10-30 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
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
Deep crustal heating for realistic compositions of thermonuclear ashes
与外生核反应有关的地壳深部加热被认为是描述吸积中子星热演化的重要参数。在本文中,我们提出了第一个理论上一致的计算地壳加热的实际成分的热核灰烬。与以往的研究传统的方法的基础上,我们占中子流体静力学/扩散(nHD)的平衡条件所施加的超流性中子在一个主要部分的内地壳和快速扩散的其余部分的内地壳。我们应用一个简化的反应网络模型的核演化的各种多组分热核燃烧灰烬(超爆,KEPLER,和极端rp过程的灰烬)在外壳和计算的深部地壳加热能量释放Q,参数化的压力在外部-内部地壳界面,P_{oi}。使用一般的热力学参数,我们设定了Q的下限,Q>0.13-0.2 MeV/重子(实际值取决于灰的组成和所采用的质量模型)。
2021-08-20 astro-ph.HE nucl-th
Thermonuclear 17O(n,gamma)18O reaction rate and its astrophysical implications
在对直接俘获和共振俘获贡献进行全面计算的基础上,导出了一个新的热核$^{17}$ O($n$,$γ$)$^{18}$ O速率,温度范围可达2 GK.我们首先计算了直流和亚阈值的贡献,在能量区域高达1兆电子伏,并估计了相关的不确定性,通过蒙特卡罗方法。它表明,在0.01 $\sim$ 2 GK的温度范围内,当前速率明显大于JINA REACLIB中采用的速率,高达$\sim$ 80倍。在$s$ -过程和$r$ -过程模型中,我们的速率对天体物理的影响已经得到了检验。在我们的主要$s$ -过程模型,模拟闪光驱动的对流混合在缺金属的渐近巨星分支星,$^{18}$ O和$^{19}$ F的丰度在脉冲间阶段显着增强的因素$\sim 20$ - $40$由于新的更大的$^{17}$ O($n$,$γ$)$^{18}$ O率。然而,它表明,这种反应几乎不影响大质量恒星中的弱$s$ -过程,因为大质量恒星中的$^{17}$ O丰度从未变得显著大。对于$r$过程核合成,我们研究了我们的速率在Bracksar和中子爆发模型中的影响,发现这种影响可以忽略不计,尽管由于增强的新速率而发现了一个有趣的“漏洞”效应,如果裂变再循环不参与模型,它会显着改变最终的核丰度,然而,如果考虑到裂变再循环,这些显著差异几乎完全消失。
2021-10-06 astro-ph.SR nucl-th
Self-consistent strong screening applied to thermonuclear reactions
The University of Arizona(亚利桑那大学)
研究通过自洽强屏蔽理论,探讨BBN时期轻核周围等离子体屏蔽效应,揭示其对热核反应速率的影响及空间依赖性。
2024-06-18 astro-ph.CO nucl-th physics.plasm-ph
Sensitivity study of explosive nucleosynthesis in Type Ia supernovae: I. Modification of individual thermonuclear reaction rates
我们探讨了由于Ia型超新星的核合成相对于核反应速率的不确定性的敏感性。我们采用了一个标准的一维延迟爆轰模型的一个质量为1196核白矮星的爆炸,并后处理的热力学轨迹的每个质量壳核合成代码,增加(减少)的10倍的速率。我们还计算了不同速率的12 C和16 O聚变反应的流体动力学模型。对于选定的反应,我们已经重新计算了核合成与替代处方的速率从JINA REACLIB数据库,并分析了温度范围内的修改,其速率有最强的影响核合成。除了12 C核的聚变反应外,Ia型超新星模型的核合成反应对于核反应速率的变化是相当稳健的。爆炸能量的变化小于\sim 4%。由于聚变反应速率的改变而引起的核合成的变化也是相当温和的,例如,质量分数大于0.02的物质的产率变化都不大于2倍。我们提供了最丰富的物种相对于与质子,中子和阿尔法最激烈的反应率的产率的灵敏度。一般来说,铁族核的产额比中等质量元素的产额更稳健。在带电粒子反应中,对超新星核合成影响最大的是30 Si + p \rightleftarrows 31 P + γ、20 Ne + α \rightleftarrows 24 Mg + γ和24 Mg + α \rightleftarrows 27 Al + p。(节略)
2012-04-09 astro-ph.SR nucl-th
Ab initio predictions for polarized DT thermonuclear fusion
氘(D)与氚(T)的聚变是最有希望为未来热核反应堆提供动力的反应。由于其低活化能和高产率已经受到青睐,如果在极化状态下获得,即反应物的自旋对齐,则可能导致甚至更有效的能量产生。虽然DT融合率已被广泛测量,但对极化的影响知之甚少。与此同时,从量子力学定律和强作用力的基本理论的角度对聚变过程进行基本理解一直是一个艰巨的挑战。我们利用由手征有效场论导出的核力,应用连续介质无核壳模型的从头计算方法,首次从第一性原理出发,预测了极化DT聚变率的增强因子以及发射中子和α粒子的各向异性.
2019-01-30 nucl-th physics.plasm-ph
New 26P(p,γ)27S thermonuclear reaction rate and its astrophysical implication in rp-process
本研究利用实验约束的27S质量和壳模型预测的能级结构重新评估了26P(p,γ)27S热核反应速率,发现新速率比以往小一个数量级,且该反应路径对产生27P的重要性降低,仅使铝的最终产量减少7.1%。
2023-04-30 astro-ph.SR nucl-th
Reaction rate of the radiative capture proton by 10B
本研究利用修正势团簇模型,基于E1和M1跃迁及第一共振,成功描述了p10B辐射俘获至11C基态的截面和S因子,并计算了0.01-1 T9温度下的反应率,为核天体物理和聚变研究提供了简化近似表达式。
2024-02-09 nucl-th
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
Thermonuclear fusion rates for tritium + deuterium using Bayesian methods
$^3$ H(d,n)$^4$ He反应具有大的低能截面,很可能用于未来的商业聚变堆。这种反应也发生在大爆炸核合成过程中。对这两种情况的研究都需要准确和精确的融合率。为此,我们实现了一个一级,两个通道的R-矩阵近似到贝叶斯模型。我们的主要目标是预测可靠的天体物理S-因子和估计R-矩阵参数使用贝叶斯方法。在我们的研究中,所有相关的参数进行采样,包括通道半径,边界条件参数,和数据集归一化因子。此外,我们严格考虑到测量的轰击能量和S因子的不确定性。通过对贝叶斯S因子样本进行数值积分,得到了$^3$ H(d,n)$^4$ He反应的热核反应率和反应性.在$1.0$ MK和$1.0$ GK之间的温度下,目前的反应速率不确定度在0.2%至0.6%的范围内。我们的反应速率与以前的结果相差2.9%,接近1.0 GK。我们的反应性小于以前的结果,最大偏差为2.9%附近的热能为$4$ keV。目前的速率或反应性的不确定性是更可靠的相比,以前的研究,不包括通道半径,边界条件参数,和数据集归一化因子的拟合。最后,我们调查以前的索赔电子屏蔽效应在公布的$^3$ H(d,n)$^4$他的数据。没有这样的效果是明显的,只能得到一个上限的电子屏蔽电位。
2019-01-14 astro-ph.IM nucl-ex nucl-th
Non-extensive resonant reaction rates in astrophysical plasmas
我们研究了两种不同的物理场景的热核反应在恒星等离子体进行通过窄共振在低能量或通过低能量翼的宽共振在高能量。相应地,我们推导出两个近似的解析公式,以计算热核共振反应速率内非常耦合和非理想的天体物理等离子体中,非广延效应可能会出现。我们的结果是简单的一阶校正因子,推广了众所周知的经典率的框架下得到的Maxwell-Boltzmann统计力学。作为我们的结果的一个可能的应用,我们计算的总校正因子的依赖关系相对于共振位于的能量,在一个非常密集和非理想的碳等离子体。
2003-12-24 astro-ph cond-mat.stat-mech nucl-th
Nuclear Level Density and the Determination of Thermonuclear Rates for Astrophysics
在核天体物理研究中,对远离稳定核的截面的预测是一个非常重要的问题。我们讨论的模型主要用于这种计算:统计模型(豪泽-费什巴赫)。特别强调了核能级密度描述所产生的不确定性,并提出了一种改进的全局描述。此外,标准的统计模型的适用性进行了调查和“地图”的适用性的模型与中性和带电粒子的稳定和不稳定的核反应。
1997-06-30 astro-ph nucl-th
Astrophysical Reaction Rates for $^{10}$B(p,$α$)$^{7}$Be and $^{11}$B(p,$α$)$^{8}$Be From a Direct Model
用DWBA方法研究了$^{10}$ B(p,$α$)$^{7}$ Be和$^{11}$ B(p,$α$)$^{8}$ Be反应.对于这两个反应,过渡到基态和第一激发态进行了研究。在$^{10}$ B(p,$α$)$^{7}$ Be的情况下,在$E_{Res}=10$ keV的共振可以在势模型中一致地描述,从而允许将天体物理$S$因子数据扩展到非常低的能量。在约$E_{Res}=550$ keV处的共振的强干扰需要该共振的Breit-Wigner描述和对反应$^{10}$ B(p,$α_1$)$^{7}$ Be $^*$引入干扰项。在$^{11}$ B+p反应中观察到的两个同位旋$T=1$共振(在$E_{Res1}=149$ keV和$E_{Res2}=619$ keV)需要Breit-Wigner共振和干扰项来拟合$^{11}$ B(p,$α$)$^{8}$ Be反应的数据。$S$ -因子和热核反应速率给出了每个反应。目前的计算是第一个一致的参数化过渡到基态和第一激发态在低能量。
1996-02-17 astro-ph nucl-th
Uncertainties in the production of p nuclides in thermonuclear supernovae determined by Monte Carlo variations
起源于从伴星吸积物质的白矮星爆炸的热核超新星被认为是产生$p$核素的场所。这种核在爆炸期间产生,在富含来自先前强$s$处理的种子核的层中。这些种子主要通过光衰变反应转化为质子更丰富的同位素。在蒙特卡罗方法中使用了来自2D爆炸模型的数千个轨迹。温度依赖的不确定性被单独分配到数千个速率同时变化的后处理在一个扩展的核反应网络。确定了由于天体物理反应率的不确定性而引起的最终核丰度的不确定性。除了35种经典的$p$核素外,还测定了放射性核素$^{92}$ Nb、$^{97,98}$ Tc、$^{146}$ Sm和丰度比$Y$的丰度不确定度(${}^{92}$ Mo)/ $Y$(${}^{94}$ Mo),$Y$(${}^{92}$ Nb)/ $Y$(${}^{92}$ Mo),$Y$(${}^{97}$ Tc)/ $Y$(${}^{98}$ Ru)、$Y$(${}^{98}$ Tc)/ $Y$(${}^{98}$ Ru)和$Y$(${}^{146}$ Sm)/ $Y$(${}^{144}$ Sm),对银河系化学演化研究很重要。未发现的一般低于一个因素的两个,虽然大多数核合成流主要涉及预测率较大的不确定性。对总不确定性的主要贡献来自于一组源自爆炸白矮星内部的高峰值密度轨迹。低密度和高密度轨道之间的区别允许得出更一般的结论,也适用于白矮星爆炸的其他模拟。
2017-12-12 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Investigation of $^{31}$P levels near the proton threshold by Nuclear Resonance Fluorescence and the impact on the $^{30}$Si(p,$γ$)$^{31}$P thermonuclear rate
本文利用核共振荧光研究 $^{31}$P 质子阈附近能级,首次确定两个新共振态的角动量转移,并据此显著下调低温区 $^{30}$Si(p,$γ$)$^{31}$P 热核反应率,为恒星核合成模型提供关键约束。
2025-06-05 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Correlations between nuclear landscape boundaries and neutron-rich r-process abundances
受实验中新观测到的$^{39}$ Na的启发,本文系统地计算了七种Skyrme力作用下的整体核结合能.我们证明了$^{39}$ Na的双中子分离能($S_{2n}$)与整个核景观的束缚核总数之间的强相关性。此外,利用计算得到的核质量,我们还利用核反应程序TMANS和核反应网络程序SkyNet对天体物理快中子俘获过程($r$ -process)进行了模拟。比较了中子星合并和核塌缩超新星的喷出物的$r$过程丰度。显示了第三个峰之前核景观边界与富中子$r$过程丰度之间显着的协方差相关性。这项研究强调了需要进一步的实验研究的滴线核周围$^{39}$ Na更好地约束核景观边界和$r$ -过程。
2021-05-27 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
Electromagnetic excitation rates for nuclear isomers in a hot dense plasma
在高中子通量环境中,核反应可以强烈地填充异构体,反应网络链的同位素丰度可以受到核异构体的填充的影响。在高温和高密度的情况下,这些异构体还可能通过电磁方式聚集。在这里,我们研究了在天体物理学和应用物理中感兴趣的几种同位素(例如235 U,193 Ir和87 Y,88 Y)的电磁激发率。我们考虑六种可能的电磁过程,即光吸收,逆内转换,非弹性电子散射,库仑激发,(γ,γ)和(e,e 'γ)反应。我们发现,当等离子体温度kT~ 1-10 keV时,电磁反应速率可以忽略不计。因此,我们得出结论,反应网络计算不需要包括电磁激发核异构体的可能性。在恒星和地球的热核爆炸中,以及在国家点火装置预期的等离子体条件下,情况都是如此。
2004-12-22 nucl-th
Dynamical collective potential energy landscape: its impact on the competition between fusion and quasi-fission in a heavy fusing system
一个现实的微观为基础的量子方法融合和准裂变之间的竞争,在重融合系统应用到几个反应导致$^{256}$号。融合和准裂变的核形状的扩散过程中描述通过一个动态的集体势能景观,最初是非绝热的,并逐渐成为绝热。该理论的微观成分是通过基于Woods-Saxon势的现实双中心壳模型获得的。结果表明:(i)非绝热效应在重系统的熔合阻碍的发生中起着非常重要的作用;(ii)由闭壳层核引起的非常不对称的反应似乎最适合于合成最重的复合核。
2006-05-16 nucl-th
Nucleosynthesis Basics and Applications to Supernovae
这篇评论集中在一般的核合成过程和它们在大质量恒星和超新星中的应用。简要介绍了天体物理等离子体中控制成分变化的物理学。给出了热核反应速率和核反应网络的基本方程。讨论了反应速率所需的核物理输入,即核反应、光致衰变、电子和正电子俘获、中微子俘获、非弹性中微子散射和β衰变半衰期的截面。我们特别考察了预测热核反应反应速率的不确定性的现状,而实验的现状在本卷中由其他人讨论(见M。Wiescher)。首先简要回顾了恒星演化中的流体静力燃烧阶段,然后讨论了大质量恒星的命运,即II型超新星爆炸(SNe II)中的核合成。除了Ia型超新星是用双星系统中的白矮星爆炸来解释的(这里不讨论),所有其他类型的超新星似乎都与大质量恒星(M $>$ 8 M $_\odot$)在流体静力演化末期的引力坍缩有关。SN 1987 A是第一颗已知的II型超新星,也是核合成计算的一个例子。最后,我们讨论了在r-过程中产生的重元素的Th和U及其可能的连接到超新星。
1998-02-06 astro-ph nucl-th
Three-body calculations of triple-alpha reaction
近年来,在解决量子力学三体问题中,人们用不同的方法研究了恒星中三个4 He核融合成一个12 C核的三α(3α)过程。在10^7 ~ 10^8 K的恒星低温下,他们关于该过程的热核反应速率的结果相差几个数量级。在本文中,我们将介绍的3α过程的计算修改Faddeev三体形式,其中库仑相互作用的长程效应容纳。该过程的反应速率是通过一个反过程,12 C核的3-α光致衰变计算的。在10^7 K时,计算的反应速率比核天体物理学反应速率汇编(NACRE)的结果大10倍,明显小于最近的三体计算结果。我们将讨论差异的可能原因。
2013-05-04 astro-ph.SR nucl-th
The Nuclear Level Density and the Determination of Thermonuclear Rates for Astrophysics
在核天体物理研究中,对远离稳定核的截面的预测是一个非常重要的问题。在最近的计算中,核能级密度-作为统计模型(Hauser-Feshbach)的一个重要组成部分-显示出最大的不确定性。我们提出了一个全球参数化的核能级密度的基础上的后移费米气体形式主义。使用一个依赖于能量的能级密度参数$a$和来自Möller等人最近的FRDM质量公式的微观修正导致在质量范围$20\le A \le 245$内的中子分离能处的能级密度的高度改进的拟合。使用适当的微观修正质量公式的重要性进行了强调。所得的能级描述非常适合于天体物理学应用。能级密度还可以提供仅对高密度的激发态正确的统计模型的适用性的线索。利用上述描述,人们可以得出一个"地图",为稳定和不稳定的核与中性和带电粒子的反应模型的适用性。
1996-02-17 astro-ph nucl-th
Reaction Rates and Nuclear Properties Relevant for Nucleosynthesis in Massive Stars and Far From Stability
天体物理环境中的爆炸性核燃烧产生不稳定的原子核,这些原子核又可以成为后续反应的目标。此外,它还涉及到大量的稳定核素,这些核素还没有被实验充分探索。因此,有必要借助理论模型来预测反应截面和热核反应速率。这样的预测也感兴趣的放射性离子束设施的调查。一个扩展的图书馆的理论截面和反应速率。α +核势的问题的解决和新的参数化。在低水平密度下正确预测截面的问题由62 Ni(n,γ)反应说明。
2003-06-13 astro-ph nucl-th
The role of electron-screening deformations in solar nuclear fusion reactions and the solar neutrino puzzle
太阳等离子体中的热核聚变反应速率由于屏蔽聚变核的电子云的存在而增强。本文在Debye-Huckel模型框架下研究了电子屏蔽形变对太阳反应速率的影响。这些电子-离子云的变形,假设这里是静态的和轴对称的,被证明是能够大大影响太阳中微子通量的PP和CNO链,与合理的变化,在宏观参数的标准太阳能模型(SSM)。各种已知的变形源进行了讨论,但没有一个被发现足够强大的SSM中微子通量有显着的影响。
2000-08-13 astro-ph nucl-th
The Impact of Nuclear Reaction Rate Uncertainties On The Evolution of Core-Collapse Supernova Progenitors
通过将STARLIB反应速率库提供的反应速率概率密度函数与$\texttt{MESA}$恒星模型相结合,探讨了核心坍缩超新星祖先在热核反应速率的复合不确定性方面的性质.我们发展了1000 15 $M_{\odot}$模型从前主序核心O-耗尽在太阳和太阳下的金属丰度为2000 Monte Carlo恒星模型。对于每个恒星模型,我们独立地,同时采样665热核反应速率,并使用它们在一个$\texttt{MESA}$原位反应网络,以下127个同位素从$^{1}$ H到$^{64}$ Zn。在这个框架下,我们调查的核心质量,燃烧寿命,成分和结构特性在五个不同的进化时期。在每个时期,我们测量每个属性的变化的概率分布函数,并计算每个采样反应速率的斯皮尔曼等级相关系数,以确定哪个反应速率对每个属性的变化影响最大。我们发现$^{14}$ N $(p,γ)^{15}$ O、三重$α$、$^{12}$ C $(α,γ)^{16}$ O、$^{12}$ C($^{12}$ C,$p$)$^{23}$ Na,$^{12}$ C($^{16}$ O,$p$)$^{27}$ Al,$^{16}$ O($^{16}$ O,$n$)$^{31}$ S,$^{16}$ O($^{16}$ O,$p$)$^{31}$ P和$^{16}$ O($^{16}$ O,$α$)$^{28}$ Si的反应速率决定了所测性能的变化…
2017-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Astrophysical factors:Zero energy vs. Most effective energy
非共振天体物理核反应的有效天体物理因子总是相对于零能量极限计算的。在目前的工作中,该限制被证明是非常不利的比较,更自然的有效能量限制。后者用于修改热核反应速率公式,使其考虑到等离子体和实验室屏蔽效应。
2001-05-02 astro-ph nucl-ex nucl-th