Timescales of Solar System Formation Based on Al-Ti Isotope Correlation by Supernova Ejecta
本文通过Al-Ti同位素关联揭示26Al在太阳系早期的不均匀分布，校准Al-Mg年代计并约束超新星爆炸发生于距原太阳云20-30 pc处，证明太阳诞生与约25倍太阳质量恒星相关。
2024-12-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Co-production of light p-, s- and r-process isotopes in the high-entropy wind of type II supernovae
我们已经进行了大规模的核合成计算的高熵风（HEW）的情况下，II型超新星。主要目的是限制轻反式铁元素的经典“纯p”同位素的生产条件。然而，我们发现，对于范围为0.458 $\le$ Y $_e$ $\le$ 0.478的电子分数，在低熵（S $\le$ 100）下，在富含$α$的冻结之后，通过初级带电粒子过程在HEW中共同产生了$^{64}$ Zn和$^{98}$ Ru之间的p-、s-和r-过程核的相当大的丰度。通过上述Y $_e$ - S相关性，给定元素（例如$^{64}$ Zn（p）/ $^{70}$ Zn（r）或$^{92}$ Mo（p）/ $^{94}$ Mo（p））以及相邻元素（例如$^{70}$ Ge（s+p）/ $^{74}$ Se（p）或$^{74}$ Se（p）/$^{78}$ Kr（p））中的大多数预测同位素丰度比与观测到的太阳系比值一致。以Mo同位素链作为一个特别具有挑战性的例子，我们证明了我们的HEW模型可以解释所有7种稳定同位素的产生，从“仅p”的$^{92}$ Mo，通过“仅s”的$^{96}$ Mo到“仅r”的$^{100}$ Mo。此外，我们的模型是能够再现钼的同位素组成的前太阳能SiC X颗粒。
2009-06-05 astro-ph.SR
Silicon carbide grains of type C provide evidence for the production of the unstable isotope $^{32}$Si in supernovae
在爆炸后一年内，在最近的核心坍缩超新星的喷出物中观察到富含碳的颗粒。X型碳化硅颗粒是一种富碳颗粒，具有超新星爆发核合成的同位素特征，已在原始陨石中发现。更罕见的C型碳化硅颗粒是来自超新星的SiC颗粒的一个特殊亚组。它们显示出特殊的丰度签名的Si和S，同位素重Si和同位素轻S，这似乎是在与模型预测不一致。我们建议，C颗粒主要是由富C恒星材料暴露于较低的SN冲击温度比更常见的X型颗粒。在这种情况下，极端$^{32}$ S富集在C颗粒中观察到的可能是由于存在短寿命的$^{32}$ Si（$τ$ $_{1/2}$ = 153年）的喷出物，从稳定的Si同位素开始的中子捕获过程中产生的。不需要来自更深的富Si材料的混合和/或由于分子化学导致的Si与S的分馏来解释$^{32}$ S富集。颗粒中$^{32}$ Si的丰度可以对富C He壳材料中超新星爆炸期间达到的中子密度提供约束。讨论了$^{32}$ Si区中子俘获截面的大不确定性的影响。
2013-06-16 astro-ph.SR
Freeze-out yields of radioactivities in core-collapse supernovae
我们从两种机制探讨了核坍缩超新星在冻结膨胀过程中的核合成趋势。第一种机制与通过超新星激波吸积的同质恒星祖物质内的对流和不稳定性有关。第二种机制与原中子星上方喷出物的动荡内部区域内的超音速风终止激波（反向激波）的影响有关。我们的结果表明，在冻结膨胀过程中产生的质量范围为12<=A<=122的同位素可以分为两个家族。第一族的同位素表现出共同的质量分数演化曲线，其每个同位素的特定形状取决于在每种类型的冻结膨胀期间两个平衡态之间的特征性转变（平衡态转变）。第一族包括这个质量范围内的大多数同位素。第二个家族仅限于魔核和同位素，它们不维持任何跃迁，成为核流中心，并主导最终的组成。我们使用指数和幂律绝热剖面来识别核反应之间的动态大尺度和小尺度平衡模式。此外，我们引入非单调的参数化剖面，以探测反向冲击和多维爆炸不对称性对核合成的影响。的情况下，其中的非单调配置文件有利于生产的放射性。非单调冻结的配置文件涉及较长的非平衡核合成间隔相比，指数和幂律的配置文件，导致质量分数的趋势和产量分布，可能无法实现的单调冻结的配置文件。
2011-10-21 astro-ph.SR
On Variations Of Pre-Supernova Model Properties
我们探讨的变化，在单星15-30 $\rm{M}_{\odot}$，非旋转，太阳金属丰度，前超新星MESA模型由于同位素的数量变化，在一个完全耦合的核反应网络和质量分辨率的调整。在这个二维平面内，我们定量详细的范围内的核心质量在不同阶段的演变，质量位置的主要核燃烧壳，电子分数分布，质量分数分布，燃烧寿命，恒星寿命，和紧凑性参数在核心崩溃的模型和没有质量损失。直到碳燃烧，我们通常发现质量分辨率对变化的影响比同位素的数量更大，而同位素的数量在决定氖，氧和硅燃烧的变化范围方面起着更重要的作用。质量分辨率的选择占主导地位的中间对流区和二次对流区的结构的变化，在核心和外壳氢燃烧过程中，我们发现$\approx$ 0.01 $\rm{M}_{\odot}$的最小质量分辨率是必要的，以实现在$\approx$ 5%的水平上的氦核心质量的收敛。另一方面，在核心坍缩开始时，我们发现主要核燃烧壳层的中心电子分数和质量位置存在$\approx$ 30%的变化，需要至少$\approx$ 127个同位素才能在$\approx$ 10%水平上实现这些值的收敛。
2016-11-03 astro-ph.SR
The $γ$-process nucleosynthesis in core-collapse supernovae. I. A novel analysis of $γ$-process yields in massive stars
本研究针对核心坍缩超新星$\gamma$-过程理论与观测的差异，分析5组不同质量大质量恒星模型的产额与同位素比，发现模型离散性大，并证实C-O壳层并合是该过程的额外贡献场所。
2023-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Stellar Interpretation of Meteoritic Data and PLotting for Everyone (SIMPLE): Isotope Mixing Lines for Six Sets of Core-Collapse Supernova Models
Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究与教育网络地球科学与天文学研究中心）；CSFK, MTA Centre of Excellence（CSFK，匈牙利科学院卓越中心）；University of Bayreuth（拜罗伊特大学）；ETH Zürich（苏黎世联邦理工学院）；Université Paris Cité, Institut de Physique du Globe de Paris, CNRS（巴黎西岱大学，巴黎地球物理研究所，法国国家科学研究中心）；Centre for Star and Planet Formation (StarPlan), Globe Institute, Faculty of Health and Medical Sciences, University of Copenhagen（哥本哈根大学健康与医学学院全球研究所恒星与行星形成中心（StarPlan））；ELTE Eötvös Loránd University, Institute of Physics and Astronomy（罗兰大学，物理与天文学研究所）
SIMPLE工具通过比较核心塌陷超新星模型的同位素组成与陨石数据，揭示太阳系形成环境的同位素混合特征。
2026-02-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Three-dimensional Supernova Models Provide New Insights into the Origins of Stardust
我们提出了两个爆炸后，三维15 $M_\odot$核心坍缩超新星模型，15 S和15 A的同位素产率，并将它们与SiC星尘的碳，氮，硅，铝，硫，钙，钛，铁和镍同位素组成进行比较。我们发现，这些核心坍缩超新星模型预测了与SiC X晶粒和具有$^{12}$ C/ $^{13}$ C $<$ 20和$^{14}$ N/ $^{15}$ N $<$ 60的晶粒相似的碳和氮组成，下文将其称为SiC“D”晶粒。来自15 $M_\odot$爆炸内部的材料在核心坍塌后不久达到足够高的温度，以产生复制SiC D颗粒的组成所必需的大量富集的$^{13}$ C和$^{15}$ N。核心坍缩超新星中最里面的喷出物在中微子驱动的状态下运行，并在被超新星冲击波加热后经历快速质子捕获。两个3-D模型预测$<$ $^{26}$ Al/ $^{27}$ Al $<$ 1.5为0.3，与SiC X、C和D晶粒中观察到的比率相当。模型15 S和15 A，一般来说，预测非常大的钙同位素异常，但不与SiC X颗粒测量，显示$^{44}$钙和$^{43}$钙过剩定性比较。模拟结果较好地再现了SiC X晶粒的钛同位素组成。该模型预测$^{57}$ Fe的过剩和亏损，观察到的SiC X颗粒，并准确地预测$^{60}$ Ni/ $^{58}$ Ni，$^{61}$ Ni/ $^{58}$ Ni，和$^{62}$ Ni/ $^{58…
2020-11-18 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
C, N, and O Isotopic Heterogeneities in Low-density Supernova Graphite Grains from Orgueil
我们报告的结果NanoSIMS同位素成像的低密度超新星石墨颗粒从Orgueil陨石。将三个超新星石墨颗粒的70 nm厚的显微切片沉积在Si晶片上，并在NanoSIMS中进行同位素成像。这些部分包含$^{18}O$和$^{15}N$中过量的热点，这些热点在空间上具有良好的相关性，并且可能由内部TiC亚晶粒携带。这些热点明显比主体石墨颗粒更富含$^{18}O$和$^{15}N$。$^{18}O$和$^{15}N$过量之间的相关性表明，这些颗粒包含了来自He/C超新星区的物质。一些颗粒表面的同位素图像显示其N和O同位素组成的不均匀性，$^{15}N$和$^{18}O$极度过量。在切片机切片中，我们还观察到颗粒碳同位素组成的两种类型的不均匀性：$^{12}C/^{13}C$中的平滑径向梯度，随着半径的增加，该比率趋向于太阳;以及高度异常的口袋，大小可达2 μm，$^{12}C/^{13}C$ >太阳，位于颗粒截面的中心附近。部分同位素平衡不太可能解释碳同位素的不均匀性。这些颗粒及其组成部分可能形成于同位素组成不断变化的恒星环境中。
2014-05-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Three-Dimensional Kinematic Reconstruction of the Optically-Emitting, High-Velocity, Oxygen-Rich Ejecta of Supernova Remnant N132D
我们提出了一个三维运动学重建的光学发射，富氧的喷出物超新星遗迹N132 D在大麦哲伦星云。数据是用6.5米麦哲伦望远镜结合IMACS+GISMO仪器和观测[O III] $λλ$ 4959，5007线发射在以N132 D为中心的${\sim}$ 3 $^{\prime}~\times$ 3 $^{\prime}$区域获得的。我们的数据的空间和光谱分辨率，使详细检查的光学喷出物的结构。N132 D的大部分光学明亮的氧喷射物排列在相对于天空平面倾斜约28 $^{\circ}$的环形几何形状中。环面的半径为4.4 pc（$D_{\rm LMC}$ /50 kpc），径向速度不对称性蓝移，从$-3000$到$+2300$ km s $^{-1}$，圆周上有明显的断裂。假设从富氧细丝的几何中心同源膨胀，1745公里秒$^{-1}$的平均膨胀速度转换为2450年$\pm$ 195年爆炸以来的年龄。一个微弱的，空间分离的“失控结”（RK）的总空间速度为3650公里秒$^{-1}$是几乎垂直于环面平面和重合的X射线发射，这是大大增强了硅相对于LMC和N132 D的散装喷出物。这些运动学和化学特征表明，RK可能起源于原始恒星的深处。总的来说，N132 D的主要壳层形态和高速、富含Si的成分与仙后座A有着显著的相似性，仙后座A是IIb型超新星爆炸的结果。我们的研究结果强调了进一步观察和模拟的必要性，这…
2020-03-31 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
What shall we learn from a future supernova?
本文探讨了核坍缩超新星作为粒子物理与天体物理独特实验室的重要性，强调其作为全味中微子源释放引力束缚能的特性，并指出观测未来超新星及弥散超新星中微子背景的关键科学意义。
2024-12-20 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Astrophysical Shrapnel: Discriminating Among Near-Earth Stellar Explosion Sources of Live Radioactive Isotopes
我们考虑了半衰期在10 $^{5}$到10 $^{8}$年之间的同位素在地球上的产生和沉积，这些同位素可能提供附近恒星爆炸的特征，将以前对核心坍缩超新星（CCSNe）的分析扩展到包括电子捕获超新星（ECSNe），超渐近巨星分支（SAGBs）星，热核/Ia型超新星（TNSNe）和Kilonovae/中子星合并（KNe）。我们重新审视以前的$^{60}$ Fe和$^{26}$ Al签名的估计，并将这些估计扩展到包括$^{244}$ Pu和$^{53}$ Mn。我们讨论了地球和月球储层中的$^{60}$ Fe信号的解释，在附近的恒星喷出~ 220万年前，表明（i）$^{60}$ Fe产量排除了TNSN和KN解释，（ii）$^{60}$ Fe信号高度限制SAGB解释，但不完全排除它们，（iii）与CCSN起源一致，和（iv）与ECSN解释高度兼容。未来的测量可以解决放射性同位素沉积随着时间的推移，我们使用Sedov爆炸波的解决方案，以说明可能的时间分辨的配置文件。测量这种剖面将独立地探测包括距离在内的爆炸特性，并将对爆炸的性质提供额外的限制。
2015-03-09 astro-ph.EP astro-ph.SR hep-ph
The Nucleosynthetic Yields of Core-Collapse Supernovae, prospects for the Next Generation of Gamma-Ray Astronomy
虽然中微子驱动的对流模型的核心坍缩爆炸机制得到了强有力的支持，在最近几年的爆炸参数仍然有很多不确定性-如爆炸能量，残余质量，和生命终结的恒星丰度作为初始条件。使用一组广泛的球对称的核心崩溃模拟，我们研究这些关键参数对爆炸核合成和最终爆炸产量的影响。通过核合成网格（NuGrid）核网络对ZAMS 15、20和25太阳质量祖先的反弹后温度和密度演化进行后处理，以获得详细的爆炸产额。特别是，这项研究的重点是对下一代伽马射线天文观测特别感兴趣的放射性同位素：43 K，47 Ca，44 Sc，47 Sc，48 V，48 Cr，51 Cr，52 Mn，59 Fe，56 Co，57 Co，57 Ni。这些核素可能是通过探测爆炸发动机参数来加深我们对核心坍缩超新星内部运作的理解的关键。我们发现，作为爆炸能量强指标的同位素是43 K，47 Ca，44 Sc，47 Sc和59 Fe，那些依赖于祖先结构的是48 V，51 Cr和57 Co，而那些既不探测也不探测的是48 Cr，52 Mn，57 Ni和56 Co。我们讨论了在超新星遗迹中观测这些放射性核素的前景。
2019-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effective Helium Burning Rates and the Production of the Neutrino Nuclei
氦燃烧的关键反应速率，三α和12 C（α，γ）16 O的有效值，通过调整它们的强度，以获得最佳的匹配与太阳的同位素丰度模式独特或主要是在核心坍缩超新星。这些有效速率然后被用来确定中微子同位素的产生。有效速率的使用大大降低了由氦燃烧速率的不确定性所引起的生产因素的不确定性，并提高了我们使用11B的生产来限制超新星中微子发射的能力。
2014-02-26 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
The light curve in supernova modeled by a continuous radioactive decay of $^{56}$Ni
UVOIR辐射热光变曲线通常由放射性衰变来模拟。为了更精确地模拟绝对/视星等与时间的关系，引入了放射性同位素的连续生产。解一个一阶可分离变量微分方程。
2014-01-03 astro-ph.SR
Nucleosynthesis in the Innermost Ejecta of Neutrino-Drive Supernova Explosions in Two Dimensions
我们研究的核合成在最里面的，中微子处理的喷出物（几个$10^{-3}\,M_\odot$）的自洽的，两维爆炸模型的核心坍缩超新星的六个不同的初始质量的祖星。三个模型的初始质量接近超新星范围的低质量端，$8.8\,M_\odot$（e8.8;电子捕获超新星），$9.6\,M_\odot$（z9.6）和$8.1\,M_\odot$（u8.1），初始金属丰度分别为太阳金属丰度的1，0和$10^{-4}$倍。另外三个是太阳金属丰度模型，初始质量分别为$11.2\,M_\odot$（s11）、$15\,M_\odot$（s15）和$27\,M_\odot$（s27）。低质量模型e8.8、z9.6和u8.1对于从Zn到Zr的轻反式铁元素表现出100- 200的高生产因子（相对于太阳的核合成丰度）。这与这些模型中富含中子的物质的明显喷射有关。值得注意的是，祖细胞e8.8和z9.6的核合成结果几乎是相同的，包括有趣的$^{48}$ Ca和$^{60}$ Fe的产生，而不管它们在坍缩之前的核（O-Ne-Mg和Fe）是完全不同的。在质量更大的模型s11、s15和s27中，产生了几种轻反式铁元素的富质子同位素，包括$p$同位素$^{92}$ Mo（s27），其生产因子高达$\sim$ 30。因此，低质量端附近的电子捕获和核心坍缩超新星都可能是银河系轻反式铁元素（从Zn到Zr）的主要贡献者，可能还有$^{…
2017-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electron capture rates on titanium isotopes in stellar matter
电子俘获是与恒星核坍缩动力学有关的最重要的弱相互作用速率之一。它们在大质量恒星核心的引力坍缩引发超新星爆炸中起着关键作用。钛同位素被认为对控制大质量恒星核心演化后期的轻子-重子比例有重要影响。这项工作包括钛同位素的电子俘获率的计算。pn-QRPA理论用于计算恒星物质中的电子俘获率。电子俘获率是在宽的密度（10 \leq ρYe（g cm-3）\leq 1011）和温度（107 \leq T（K）\leq 30 \times 109）范围内计算的。在这里，我们还报告了电子捕获率的差异与早期的计算，包括那些使用大规模壳模型。
2011-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Strontium-84 Enrichments in Presolar Grains Provide First Evidence of p-process Nucleosynthesis in Core-collapse Supernovae
University of Louisiana at Lafayette（路易斯安那大学拉斐特分校）；International Health Research Institute（国际健康研究所）；Lawrence Livermore National Laboratory（劳伦斯利弗莫尔国家实验室）；Konkoly Observatory, Research Centre for Astronomy and Earth Sciences, HUN-REN（孔科利天文台，匈牙利研究网络天文学与地球科学研究中心）；CSFK, MTA Centre of Excellence（CSFK，匈牙利科学院卓越中心）；NuGrid Collaboration（NuGrid合作组织）；University of Bayreuth（拜罗伊特大学）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare - Laboratori Nazionali del Sud（意大利国家核物理研究所南方实验室）；Institute of Physics and Astronomy, ELTE, Eötvös Loránd University（罗兰大学物理与天文学研究所）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；Clemson University（克莱姆森大学）；Department of Geoscience, University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校地质科学系）；Washington University（华盛顿大学）
本研究通过检测前太阳颗粒中的84Sr富集，首次提供了核心坍缩超新星中p过程核合成的观测证据。
2026-01-29 astro-ph.SR
Near-Earth Supernova Explosions: Evidence, Implications, and Opportunities
现在有确凿的实验证据表明，在过去的几百万年里，至少有一次超新星爆炸发生在地球100 pc范围内，这些证据来自对广泛分布的深海样本中的短寿命同位素60 Fe的测量，以及月球风化层和宇宙射线。这是第一个确定的太阳系外特定日期的天体物理事件对地球产生可测量影响的例子，为恒星演化、核天体物理学、太阳邻域的天体物理学、宇宙射线源和加速、多信使天文学和天体生物学提供了新的探测。跨学科的联系广泛地包括太阳物理学、地质学和进化生物学。未来的目标包括确定已建立的近地超新星爆炸的性质和位置，寻找其他超新星爆炸的证据，并寻找其他寿命短的同位素，如26Al和244Pu。放射性60Fe的地质和月球探测提供的独特信息，以评估附近的超新星爆炸，现在是天文学界倡导支持多学科，跨领域研究计划的一个令人信服的时间。
2019-03-11 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthetic Analysis of Three-Dimensional Core-Collapse Supernova Simulations
本文基于18个三维核心坍缩超新星模拟，系统分析了多维效应对抛射物条件和核合成产额的影响，揭示了元素产生的复杂性与多样性，并指出需要更长期的三维模拟来深入理解这些过程。
2024-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comparison between core-collapse supernova nucleosynthesis and meteoric stardust grains: investigating magnesium, aluminium, and chromium
太阳系固体样品中核合成起源的同位素变化已有很好的记录，但这些变化的起源仍然不确定。在原行星盘不同区域形成的材料中观察到的\iso{54} Cr的变异性归因于太阳前富铬氧化物（铬铁矿）颗粒的数量不一，这些颗粒存在于陨石星尘库存中，很可能起源于某种类型的超新星爆炸。为了研究核心坍缩超新星（CCSNe）是否可能是这些颗粒的起源地，我们分析了初始质量为15，20和25 M $_{\odot}$的恒星CCSN模型的产量，以及太阳金属丰度。我们提出了一个广泛的丰富的数据集的铬，镁，铝同位素作为封闭质量的函数。我们发现的情况下，爆炸性C-灰产生的组合物与观察到的\iso{54} Cr/ \iso{52} Cr和\iso{53} Cr/ \iso{52} Cr比以及\iso{50} Cr/ \iso{52} Cr比非常一致。考虑到原子质量为50的信号也可能源自\iso{50} Ti，爆炸性He燃烧的灰烬也与观察到的比率相匹配。此外，太阳系组成的He灰烬（富含Al和Cr，相对于Mg，以模拟铬铁矿颗粒的组成）的材料可能会重现观察到的Mg和Cr异常之间的相关性，而来自C-灰烬的材料并不存在显着的Mg异常以及Cr同位素的变化。在所有情况下，非放射成因的，稳定的镁同位素的变化占主导地位的变化预计从\iso{26}铝。
2022-01-16 astro-ph.SR
Asymmetric Nuclear Light Clusters In Supernova Matter
我们探讨了在高密度坍缩恒星核心的光团的外观。特别注意的是不稳定的同位素H4，这是不包括在以前的研究。讨论了轻团簇在中微子物质相互作用速率计算中的重要性。主要结论是热力学量对化学成分的敏感性很弱。压力的变化以及由此引起的塌陷动力学的直接变化将是微小的。但是中微子加热和中子化过程的变化可能是显著的。
2018-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Neutrino and anti-neutrino energy loss rates due to iron isotopes suitable for core-collapse simulations
精确估算中微子能量损失率对于研究恒星演化的后期阶段，特别是中子星和白矮星的冷却是非常必要的。到达地球的中微子和反中微子的能谱也可以提供关于初级中微子通量以及中微子混合情况的有用信息（值得注意的是，这些超新星中微子是在超新星爆炸后发射的，这是比本文所考虑的恒星演化晚得多的阶段）。近年来，利用质子-中子准粒子无规相近似（pn-QRPA）理论，对铁同位素弱相互作用介导速率的微观计算进行了改进。在这里，我首次提出了恒星物质中由于$^{54,55,56}$ Fe引起的中微子和反中微子能量损失率的细网格计算。在大质量恒星的核心中，铁的同位素$^{54,55,56}$ Fe被认为是降低电子与重子比（$Y_{e}$）的关键因素，主要通过这些核素的电子捕获。核心坍缩模拟器可能会发现这种计算适合于插值目的，并在必要时纳入恒星演化代码中。计算的冷却速率也与以前的计算进行了比较。
2014-08-19 astro-ph.SR nucl-th
Production of Mo and Ru isotopes in neutrino-driven winds: implications for solar abundances and presolar grains
太阳系中所谓的$p$ -同位素$^{92,94}\mathrm{Mo}$和$^{96,98}\mathrm{Ru}$的起源仍然是一个谜，因为几个天体物理方案无法解释它们。此外，X型（SiC X）的前太阳碳化硅颗粒的数据表现出独特的钼图案，特别是对于$^{95,97}\mathrm{Mo}$。我们研究生产的Mo和Ru同位素在中微子驱动的风与核心坍缩超新星（CCSNe）在广泛的条件。我们发现，质子丰富的风可以作出主导贡献的太阳丰度的$^{98}\mathrm{Ru}$，显著的贡献$^{96}$ Ru（$\lesssim 40\%$）和$^{92}$ Mo（$\lesssim 27\%$），和相对较小的贡献$^{94}$ Mo（$\lesssim 14\%$）。相比之下，富含中子的风对太阳$^{92,94}$ Mo丰度的贡献可以忽略不计，并且不能产生$^{96,98}$ Ru。然而，我们发现，一些中子丰富的风可以解释在SiC X晶粒中的奇特的钼图案。我们的研究结果可以推广，如果类似的条件也得到了其他类型的喷出物在CCSNe或中子星合并。
2018-04-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Common envelope jets supernova r-process yields can reproduce $\rm [Eu/Fe]$ abundance evolution in the Galaxy
我们使用一个数值的银河系化学演化模型，发现共同的信封喷流超新星（CEJSN）的r-过程的情况下，可以解释两个非常早期的平均比率的铕铁和它的演变在以后的时间在银河系（MW）。在CEJSN方案中，一颗中子星（NS）螺旋进入红超巨星（RSG）的内部，一直到核心并摧毁它。根据这种方案，r过程同位素在NS周围的吸积盘发射到核心内部的富中子喷流中核合成。NS与RSG核心的合并已经发生在非常年轻的银河系中。我们的结论是，CEJSNe可以是一个主要的贡献者r-过程核合成。
2022-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The production of proton-rich isotopes beyond iron: The $γ$ process in stars
除了铁，太阳系总丰度的一小部分是由富含质子的同位素组成的，即p核。清楚地了解它们的产生是核天体物理学的一个根本挑战。在核心坍缩和热核超新星中，p核制约着核合成。$γ$过程是产生p核的最确定的方案，p核是通过从较重的核开始的不同的光致蜕变路径产生的。需要核物理学的大量努力来获得远离稳定谷的相关核反应速率。本文介绍了恒星中重丰质子同位素的$γ$过程的产生，并探讨了最新的实验核物理技术，为恒星核合成提供核数据。
2016-05-12 astro-ph.SR
Tracer particles for core-collapse supernova nucleosynthesis: The advantages of moving backward
针对多维核坍缩超新星模拟中核合成产额计算的示踪粒子重建问题，对比运动方程正反积分与在线轨迹结果，发现反向积分因更准重现核统计平衡冻结后条件，吻合度更高，建议无在线示踪时采用该方法且快照间隔不超1ms。
2022-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulations of Electron Capture and Low-Mass Iron Core Supernovae
在光谱的低质量端，核心坍缩超新星祖先的演化路径充满了重大的不确定性。近年来，除了经典的电子俘获超新星通道外，人们还发现了超AGB星的多种演化通道。在低质量端的几个可用的祖先模型已经在超新星模拟中取得了巨大的成功，因为特殊的密度结构使得在这个质量范围内发生了强大的中微子驱动的爆炸。详细的核合成计算已经对电子俘获超新星和低质量铁核超新星的模型进行了研究，并揭示了较轻的反式铁元素（如Zn，Sr，Y，Zr）以及稀有同位素如Ca-48和Fe-60的有趣生产。我们强调需要进一步探索超新星光谱的低质量端，并将各种观测数据联系起来，以了解这一区域爆炸的多样性。
2017-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dense Molecular Clouds in the Crab Supernova Remnant
在蟹状星云中，用ALMA从明亮的H2发射结和吸收尘埃球附近和内部的许多组件中成像分子发射。这些观测结果提供了一个关键的测试，即年轻超新星遗迹中产生的高能光子和粒子如何与气体相互作用，从而清楚地区分了竞争模型。四个领域的目标显示出对比的属性，但在其中，17个不同的分子云被确定与CO排放;少数还显示从HCO+，SiO和/或SO的排放。这些观测结果进行了比较，这些结的多云模式。有人认为蟹状星云的灯丝呈现出一种奇异的环境，其中H2的发射来自于一个几乎中性的区域，可能是由超新星中产生的宇宙射线加热的，而超新星周围是一个冷却的分子气体核心。我们的模型与观测到的CO J=3-2线强度是一致的。蟹状星云中的这些分子线发射节点代表了ISM的一个新阶段，代表了许多重要的天体物理环境。
2021-11-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Production of 26Al, 44Ti and 60Fe in Supernovae-sensitivity to the helium burning rates
我们研究了γ发射核26 Al、44 Ti和60 Fe的超新星产生对三重α和12 C（α，γ）反应速率变化的敏感性。在实验不确定度两倍的范围内，我们发现60 Fe的生产变化超过五倍。对于26 Al和44 Ti，观察到较小的变化，约为2至3倍。当使用Lodders（2003）的丰度而不是Anders和Grevesse（1989）的丰度时，这些同位素的产额发生显著变化。这些敏感性将限制基于观测到的伽马射线强度和恒星模型的比较的结论，直到氦燃烧速率更好地了解。讨论了提高氦燃速的前景，并提出了一种新的~（12）C（α，γ）Boyes燃速。
2010-12-21 astro-ph.SR nucl-ex
Radiogenic p-isotopes from SNIa, nuclear physics uncertainties and Galactic chemical evolution compared with values in primitive meteorites
本文计算了不同金属丰度的Ia型超新星的多维Krasekhar-质量模型中丰质子同位素的核合成。该框架给出了短寿命放射性同位素92 Nb、97 Tc、98 Tc和146 Sm的预测丰度。丰度种子是通过计算从双星伴星到碳氧白矮星上的物质的s-过程核合成得到的。被认为是在不同的金属丰度和13 C-口袋效率的细网格的S-种子。银河系化学演化模型是用来预测的贡献SNIa的太阳系p-核组成的陨石测量。核物理的不确定性对于确定SNeIa在92 Nb和146 Sm生产中的作用至关重要。我们发现，如果标准的SNeIa是所有SNIa的至少50%，他们是强有力的候选人再现陨石中观察到的放射性成因的P-过程签名。
2014-08-28 astro-ph.SR
Supernova β^- decay of nuclides 53Fe, 54Fe, 55Fe, and 56Fe in strongly screened plasma
电子屏蔽对β衰变反应的电子能量和阈能有很大的影响。本文研究了几种铁同位素的$β^-$衰变率。电子屏蔽β衰变率增加了约两个数量级。由于Q值修正引起的强屏蔽β衰变率比没有Q值修正的强屏蔽β衰变率高一个数量级以上。
2018-02-05 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
r-Process Nucleosynthesis: Connecting Rare-Isotope Beam Facilities with the Cosmos
这是r过程核合成研究的一个激动人心的时刻。最近，中子星合并GW 170817被观测到非常详细的引力波和电磁辐射，从无线电到伽马射线。相关的千诺瓦的红色表明，中子星合并是一个重要的r-过程的网站。对中子星合并和核心坍缩超新星的天体物理模拟正在取得迅速进展。探测到来自下一颗银河系超新星的电子中微子和反中微子，将限制中微子驱动风的成分，并提供独特的核合成信息。最后，FRIB和其他稀有同位素束设施将很快具有引人注目的新能力，可以合成许多参与r过程的富中子核。新的能力可以显着提高我们对r过程的理解，并可能解决经典核天体物理学中的主要突出问题之一。然而，为了充分利用新的实验能力并充分解释结果，在天体物理学，天文学和核理论的许多相关领域需要大量的基础设施。我们将把这些实验的背景下，讨论天体物理模拟和观测的r-过程网站，观测恒星丰度，银河系化学演化，和核理论的结构和反应非常丰富的中子核。这篇综述论文是在2016年6月为期三周的核理论国际合作计划中发起的，我们探讨了有希望的r过程实验，并讨论了它们可能的影响，以及它们的天体物理学，天文学和核理论背景。
2018-05-12 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Nuclear inputs of key iron isotopes for core-collapse modeling and simulation
从大质量恒星超新星前演化的模拟结果中发现，铁的同位素$^{54,55,56}$ Fe在恒星核内起着重要作用，主要通过电子俘获过程降低电子-重子比（$Y_{e}$），从而降低压力支持。作为这些捕获过程的结果，产生的中微子对恒星物质是透明的，并有助于冷却核心，从而减少熵。超新星爆发前恒星的结构会因$Y_{e}$和核心物质熵的变化而改变。在这里，我们提出了微观计算的Gamow-Teller强度分布的铁同位素。计算结果与其他理论模型和实验数据进行了比较。还提出了恒星的电子捕获率和相关的中微子冷却率，由于铁的同位素，在模拟和建模代码适合的形式。人们希望，这里提出的核输入应协助核心坍缩模拟器在大质量恒星的超新星前演化的各个阶段的$Y_{e}$参数的微调过程中。可靠和准确的时间演化是一个可能的关键，产生成功的核心坍缩超新星爆炸的模拟。
2014-08-20 astro-ph.SR nucl-th
Beta decay and electron capture rates on manganese isotopes in astrophysical environments
本研究利用pn QRPA模型计算了55-63Mn同位素的β衰变与电子俘获率，为核坍缩超新星模拟提供关键输入，半衰期与实验吻合。
2025-02-27 astro-ph.SR nucl-th
