High-entropy ejections from magnetized proto-neutron star winds: implications for heavy element nucleosynthesis
虽然最初被认为是有希望的r-过程核的生产，标准模型的中微子加热风从原中子星（PNS）没有达到必要的中子-种子比的生产镧系元素和锕系元素。然而，由r-，rp-，或$νp$ -过程在PNS风中创建的丰度分布敏感地依赖于流的熵和动力学膨胀时间尺度，这可能强烈地受到高磁场的影响。在这里，我们提出的结果，从磁流体动力学模拟的非旋转中微子加热PNS风与强偶极子磁场从$10^{14}-10^{16}$ G，并评估其在改变核合成条件的作用。强场在赤道形成一个封闭的区域和头盔流光结构，在环形等离子体团中有间歇性的动力学质量喷射。我们发现显着增强的熵在这些地区和条件有利于第三峰r-过程核合成，如果风是中子丰富。相反，如果风是富含质子的，则条件将影响来自$νp$过程的丰度。我们量化的熵和动力学膨胀时间尺度的喷射物质的分布，以及影响熵所需的临界磁场强度。对于$B\gtrsim10^{15}$ G，我们发现$\gtrsim10^{-6}$ M $_{\odot}$和高达$\sim10^{-5}$ M $_{\odot}$的高熵物质在风相中的每一个高磁化中子星诞生中都被喷射出来，这为宇宙中迅速的重元素富集提供了一种机制。在超新星遗迹中发现的前双星伴星，遗迹本身和逃逸恒星可能会表现出过度丰度。我们提供了一个比较等离子体团喷发的半解析模型，并讨论了影响和扩展。
2019-11-02 astro-ph.HE
Nucleosynthesis in neutrino-driven winds in hypernovae
研究了在$3M_\odot$星坍缩过程中临时形成的大质量原中子星（mPNS）吹出的中微子驱动风中的核合成。这样的mPNS将在超新星中形成。我们构建稳定和球对称风的解决方案。根据最近的数值相对论模拟，我们将大中微子光度设置为$\sim 10^{53}\ {\rm erg\ s^{-1}}$，电子中微子和反中微子的平均能量设置为$ε_{ν_e}=9-16\ {\rm MeV}$和$ε_{\barν_e}=11-18\ {\rm MeV}$。风的解决方案表明更短的温度下降的时间尺度比从普通PNS的风，并根据$ε_ν$，风可以是中子丰富和质子丰富。在富中子风中，发生了$r$ -过程，mPNS基准风模型的丰度分布与贫金属弱$r$星HD~122563的丰度分布基本一致，尽管第三峰元素仅在$\barν_e$能量远大于$ν_e$能量时产生.在富质子风中，发生强的$νp$ -过程并合成$A>100$核素。在某些情况下，合成的核可以是富中子的，因为mPNS的大中微子光度提供了足够数量的中子。
2015-09-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Integrated Nucleosynthesis in Neutrino Driven Winds
虽然它们只是核心坍缩超新星中喷出的质量的一小部分，但来自新生原中子星（PNS）的中微子驱动风（NDWs）有可能对超新星核合成做出重大贡献。在以前的工作中，NDW被认为是r-过程和轻p-过程同位素的可能来源。在本文中，我们提出的含时流体动力学计算的核合成在NDW，其中包括精确的弱相互作用物理耦合到一个完整的核反应网络。使用两个已发表的模型的PNS中微子光度，我们预测的贡献NDW的综合核合成产率的整个超新星。对于所考虑的中微子光度历史，在最基本的情况下没有真正的r过程发生。然而，由PNS的较老的$1.4 M_\odot$模型驱动的风在较晚的时候是中等富中子的，并且产生相对于氧接近太阳比例的$^{87}$ Rb、$^{88}$ Sr、$^{89}$ Y和$^{90}$ Zr。最近研究的$1.27 M_\odot$ PNS的风在其整个演化过程中富含质子，对任何元素的丰度都没有显着贡献。因此，NDW的最简单模型似乎不太可能产生r过程。最多，它有助于产生N = 50的闭壳层元素和一些轻p核。在这样做的过程中，它可能会在贫金属恒星的丰度上留下一个独特的签名，但结果对爆炸的不确定模型和所涉及的中子星的质量都很敏感。
2010-04-27 astro-ph.HE
Dynamics of neutrino-driven winds: inclusion of accurate weak interaction rates in strong magnetic fields
通过求解牛顿定态风方程，考虑年轻中子星的精确弱相互作用率和磁场，研究了原中子星中微子驱动风的动力学和核合成.对于典型的1.4 M $_{\odot}$ PNS模型，我们发现核合成产物与中微子和反中微子的光度密切相关。光度越低，弱相互作用和磁场对NDW的影响越大。在典型的高反中微子光度为$8\times 10^{51}$ erg s $^{-1}$时，中微子和反中微子在NDW中占主导地位，MF几乎不改变风的性质。而在NDW后期的低反中微子光度（$10^{51}$ erg s $^{-1}$）下，强MF中的产物和核合成质量发生了显著变化，但其重要性不如反中微子光度高的早期阶段。因此，对于大多数模型考虑的NDW从PNS，根据我们的计算的影响，MF和净弱相互作用的核合成是不显着的。
2012-10-12 astro-ph.HE
Numerical Relativity Simulations of the Neutron Star Merger GW170817: Long-Term Remnant Evolutions, Winds, Remnant Disks, and Nucleosynthesis
我们提出了一个系统的数值相对论研究的动力学喷出物，风和核合成的中子星合并残留物。用近似中微子输运和磁流体湍流亚网格模型模拟了与GW 170817兼容的啁啾质量、不同质量比和五个微物理状态方程的双星，并在100毫秒内进行了磁流体湍流模拟.螺旋密度波从中子星遗迹传播到磁盘触发风与质量通量${\sim}0.1{-}0.5\,{\rm M_\odot/s}$持续整个模拟，只要遗迹不崩溃的黑洞。这种风具有平均电子分数$\gtrsim 0.3$和平均速度${\sim}0.1-0.17\,$ c，因此是产生弱$r$过程元素（质量数$A<195$）的场所。围绕着长寿命残留物的尘埃具有质量${\sim}0.1{-}0.2\,{\rm M_\odot}$，温度在靠近内缘的地方达到$\lesssim10\,$ MeV的峰值，并且由于激波在盘中传播而导致熵的特征双峰分布。在我们有针对性的模拟计算的动力学和螺旋波喷出物是不兼容的AT2017gfo使用两个组件kilonova模型推断。相反，他们指出，包括盘风在内的多分量kilonova模型对于解释AT2017gfo是必要的。核合成相结合的动力喷出物和螺旋波风在相当质量的长寿命合并强劲占所有的$r$过程的峰值，从质量数${\sim}75$的锕系元素的太阳丰度。总丰度对物态方程的依赖性较弱，而质量比影响第一峰元素的产生。
2020-08-12 astro-ph.HE gr-qc
Proto-Neutron Star Convection and the Neutrino-Driven Wind: Implications for the r-Process
来自原中子星的中微子驱动风被认为是r过程核合成的场所，尽管大多数先前的工作已经发现，仅由中微子加热的风不能产生第三个r过程峰。然而，有几个研究小组已经注意到，在风中引入次级热源可以充分改变水动力条件，使强r过程得以进行。一个可能的次级热源是重力声波，由原始中子星内部的对流产生。当这些波传播到风中时，它们既可以加速风，又可以冲击并将能量储存到风中。此外，这些波对风的加速可以减少中微子捕获的总数，从而减少风的最终电子分数。在富中子条件下，所有这些效应都可以使条件更有利于r-过程核合成。在这里，我们提出了一个系统的调查，这些对流产生的重力声波风内的潜在核合成的影响。我们发现，在风中的波效应可以产生有利的条件，一个强大的r-过程，即使在波的能量通量是一个因素的$10^{-4}$小于总中微子能量通量和风是轻微的中子丰富。然而，这在很大程度上取决于波变得非线性并形成冲击的半径。我们还发现，激波形成后的熵产生和激波形成前由波产生的应力引起的风的加速都会影响这些波的结构和核合成。
2023-02-02 astro-ph.HE 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
Constraining the Diffusion Coefficient with HAWC TeV Gamma-Ray Observations of Two Nearby Pulsar Wind Nebulae
附近的电子/正电子加速器，主要是脉冲星风星云（PWNe），被认为是超过10 GeV的正电子过剩的潜在来源。HAWC天文台揭示了两个非常扩展的源，它们在空间上与附近的两个中年恒星重合：Geminga和PSR B 0656 +14，这表明超相对论电子/正电子在我们的后院加速。对这两种PWNe的形态学研究提供了在HAWC能量下扩散系数的约束。在这张海报中，我们将介绍这些PWNe的模型开发和形态学研究，以及最适合数据的衍生扩散系数。
2017-09-11 astro-ph.HE
Heavy element nucleosynthesis in rotating proto-magnetar winds
本文通过磁流体力学模拟与核反应网络后处理，系统研究旋转原磁星风中的重元素核合成，发现即使磁场较弱也能稳定产生直至第三峰乃至更重的r-过程元素，并估计其可贡献银河系r-过程存量的5-100%。
2025-07-01 astro-ph.HE
Constraining the Origin of Local Positrons with HAWC TeV Gamma-Ray Observations of Two Nearby Pulsar Wind Nebulae
HAWC伽马射线天文台报告发现TeV伽马射线辐射在Geminga和B0656+14恒星周围延伸几度。假设这些伽马射线是由反康普顿散射产生的低能量光子在电子晕周围的恒星，我们确定了电子和正电子在本地星际介质的扩散。我们将介绍这两个VHE伽马射线源的形态和光谱研究以及在地球上得到的正电子谱。
2017-08-28 astro-ph.HE
Nucleosynthesis of 56Ni in wind-driven Supernova Explosions and Constraints on the Central Engine of Gamma-Ray Bursts
理论上预期的性质的超新星驱动的风/喷流进行了讨论。近似的解析公式推导出明确的基本物理过程中所涉及的风/射流驱动爆炸，它表明，爆炸性能的特征在于能量注入率（Edot_iso）和质量注入率（Mdot_iso）。为了解释与伽马射线暴（GRB）980425相关的SN 1998 bw观测结果，需要满足以下条件：Edot_iso Mdot_iso>~10 ^{51} erg M_sun s ^{-2}和Edot_iso>~2 x 10 ^{52} erg s ^{-1}（如果风洛伦兹因子Gamma_w~1）或Edot_iso>~7 x 10 ^{52} erg s ^{-1}（如果Gamma_w>> 1）。在SN 1998bw中，~（56）Ni（~0.4M_sun）可能产生于受冲击的恒星地幔，而不是风。SNe的预期性质，例如，喷出的56Ni质量和喷出物质量根据Edot_iso和Mdot_iso而变化。SN性质从高Edot_iso和Mdot_iso到低Edot_iso和Mdot_iso的顺序如下：SN 1998bw--中等情况--低质量喷出物（<~1M_sun $），其中56Ni来自风--整体塌陷。这种多样性可以解释与伽玛暴相关的超新星的多样性。我们的结果可以用来约束风/喷流的性质，这是联系在一起的中央引擎的伽玛暴，通过研究相关的超新星的属性。
2009-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of Hoyle state de-excitation on $νp$-process nucleosynthesis and Galactic chemical evolution
本文研究粒子诱导Hoyle态退激发对νp过程核合成的影响，发现质子散射在低温下增强三α反应率并改变$^{92,94}$Mo和$^{96,98}$Ru产额，结合超新星与超新星贡献的银河系化学演化计算表明超新星νp过程对p-核丰度有显著影响。
2023-07-06 astro-ph.GA astro-ph.HE nucl-ex
Neutrino-driven winds in the aftermath of a neutron star merger: nucleosynthesis and electromagnetic transients
我们提出了一个全面的核合成研究的中微子驱动的风后，一个双中子星合并。我们的重点是初始残余阶段时，一个大质量的中央中子星是存在的。使用示踪剂从最近的流体动力学模拟，我们确定总质量和综合丰度来表征未结合物质的组成。我们发现核合成产额敏感地依赖于大质量中子星的寿命和极角。超过$9 \cdot 10^{-3} M_\odot$的物质变为未结合状态，直至达到$\sim 200~{\rm ms}$。由于$Y_{\rm e} \approx 0.2 - 0.4$的电子分数，主要合成质量数为$A < 130$的原子核，补充了早期动态喷出物的产量。这两种类型的喷出物的混合场景可以解释丰富的r-过程贫金属星的丰度模式。此外，我们还计算了新产生的放射性同位素衰变的加热速率。在约$4~{\rm h}$之后，得到的光变曲线在蓝色带中达到峰值。此外，由于在动态喷出物中的重r-过程核的高不透明度导致在$3-4~{\rm d}$之后的红外中的第二个峰。
2015-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Proto-Neutron Star Convection and the Neutrino-Driven Wind: Implications for the $ν$p-Process
本研究探究原中子星对流驱动波对富质子中微子驱动风$ν$p过程核合成的影响，发现波效应可显著改变核合成过程，高波光度下可形成重至$A\thickapprox 200$的元素，揭示了对流波在核合成中的关键作用。
2024-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Favorable conditions for heavy element nucleosynthesis in rotating proto-magnetar winds
该研究利用二维磁流体动力学模拟表明，快速旋转的原磁星风可准周期喷出高熵物质，并定量给出产生第三r过程峰及p核的有利磁场、周期与产量条件。
2024-09-05 astro-ph.HE
Nucleosynthesis signatures of neutrino-driven winds from proto-neutron stars: a perspective from chemical evolution models
我们测试的假设，所观察到的第一个峰值（Sr，Y，Zr）和第二个峰值（Ba）的S-过程中的元素丰度低金属含量的银河系恒星，和元素Mo和Ru的丰度，可以解释一个普遍的R-过程的贡献起源于中微子驱动的风从高磁性和快速旋转的原中子星（原NS）。我们构建的化学演化模型，将最近的原NS产量的计算，除了从AGB星，Ia型超新星的贡献，和两个替代的大规模星风和核心坍缩超新星的产量。对于非旋转的大质量恒星产量从任何一组，没有原NS风模型低估了$0.3$ - $1\,\text{dex}$在低金属丰度观测到的s-过程峰值丰度，他们严重低估了钼和钌在所有金属丰度。模型结合风产额从原NS与旋转周期$P \sim 2$ - $5\,\text{ms}$适合所有这些元素的观测趋势很好。或者，模型省略原NS风，但采用快速旋转的大质量恒星的产量，与$v_{\rm rot}$之间的$150$和$300\,\text{km}\,\text{s}^{-1}$，可以合理地解释观测到的丰度水平$\text{[Fe/H]}<-2$。这些模型在更高的金属丰度下高估了[Sr/Fe]和[Mo/Fe]，但通过调整$v_{\rm rot}$对恒星金属丰度的依赖性，它们可能在[Fe/H]上达到可接受的拟合。如果许多原始NS在出生时就具有强磁场和短自旋周期，那么它们的中微子驱动风就为低金属丰度恒星星族中的Sr、Y、Zr、Mo、Ru和Ba提…
2021-09-28 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Systematic exploration of heavy element nucleosynthesis in protomagnetar outflows
我们研究的中微子驱动的风从快速旋转，高度磁化和错位的原磁星使用的核反应网络天网的核合成产物。本文采用半解析参数化的原磁星模型，系统地研究了原磁星中微子驱动风合成核并最终产生超高能宇宙射线（UHECR）的能力。我们发现，对于富含中子的流出（$Y_e<0.5$），合成的重元素（$\overline{A}\sim 20-65$）是可能的，在第一个$\sim 10$秒的流出，但这些核受到组成改变的光致衰变的粒子加速在耗散半径的时代。然而，在流出的第一个$\sim 10$秒之后，核合成到达较轻的元素（$\overline{A}\sim 10-50$），这些元素不受随后的光致衰变的影响。对于富质子（$Y_e \geq 0.5$）流出物，合成受到更多限制（$\overline{A}\sim 4-15$）。这些表明，虽然原磁星通常不会合成比第二r-过程峰值元素重的核，但它们是中等/重质量UHECR的有趣来源。对于所有的配置，最快速旋转的原磁星是更有利于核合成与较弱的依赖于磁场强度。
2022-04-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The long-term evolution of neutron star merger remnants - I. The impact of r-process nucleosynthesis
我们遵循的长期演变的动态喷出物的中子星合并长达100年的密度范围约40个数量级。我们包括核能输入新鲜合成，放射性衰变的核在我们的模拟和研究其对残余动力学的影响。虽然核加热大大改变了长期的演变，我们发现，运行核网络在纯粹的流体动力学模拟（即没有加热）产生实际上可以接受的核合成结果。辐射加热的主要动力学效应是迅速消除初始质量分布的不均匀性，随后演化自相似地进行，100年后残余物仍然携带着初始二元质量比的记忆。我们还探讨了两个质量喷射通道的核合成产额。动态喷出物非常稳健地产生“强”r-过程元素与$A > 130$的模式，这是基本上独立的合并系统的细节。从一个简单的模型中，我们发现，中微子驱动的风产生“弱”的r-过程的贡献与$50 < A < 130$的丰度模式有很大的不同合并的情况下。这是因为它们的电子分数，由中微子光度的比例决定，在不同的情况下变化很大。这样的风不会产生任何$^{56}{\rm Ni}$，而是一系列放射性同位素，这些同位素的寿命足够长，除了动态喷出物中的“macronova”之外，还能产生第二个放射性供电的电磁瞬变。虽然我们的风模型非常简单，但它仍然证明了这种中微子驱动的风对电磁瞬变的潜力，并激发了进一步，更详细的中微子流体动力学研究。在配套文件中更详细地讨论了所提到的瞬态的属性。
2014-01-17 astro-ph.HE
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
Constraining the Number Density of the Accretion Disk Wind in Hercules X-1 Using its Ionization Response to X-ray Pulsations
本研究提出利用X射线脉冲电离响应测量吸积盘风数密度的新方法，在Hercules X-1中证实风密度至少为$10^{12}$ cm$^{-3}$，并预测XRISM观测可进一步约束其外流参数与抛射机制。
2024-06-24 astro-ph.HE
Constraining Physical Properties of Type IIn Supernovae through Rise Times and Peak Luminosities
我们调查的风密度的多样性，超新星喷出物的能量，和喷出物的质量在IIn型超新星的基础上，他们的上升时间和峰值光度。我们表明，风密度和超新星喷出物的性质可以独立估计，如果上升时间和峰值光度观察。峰值亮度主要由超新星的性质决定，上升时间可以用来估计风密度。我们发现，如果它们的喷出物质量相似，则I In型超新星的喷出物能量需要与平均值相差0.2-5倍。观测到的上升时间的多样性表明，它们的风密度与平均值相差0.2-2倍。我们表明，IIn型超亮超新星不仅应该具有大的风密度，而且还应该具有大的喷出物能量和/或小的喷出物质量，以同时解释它们的大亮度和上升时间。我们还注意到，激波爆发不一定发生在风中，即使它是光学厚，除了超亮超新星的情况下，我们分析的观测数据，假设和不假设激波爆发发生在密集的风中的IIn型超新星。
2014-06-30 astro-ph.HE
Constraining r-process nucleosynthesis with multi-objective Galactic chemical evolution models
Technische Universität Darmstadt（达姆施塔特工业大学）；INAF, Osservatorio Astronomico di Trieste（意大利国家天体物理研究所的里雅斯特天文台）；National Superconducting Cyclotron Laboratory（国家超导回旋加速器实验室）；Joint Institute for Nuclear Astrophysics—CEE（天体核物理联合研究所）；Michigan State University（密歇根州立大学）；Goethe University Frankfurt（法兰克福歌德大学）
通过多目标优化方法，基于参数化模型网格和帕累托前沿分析，约束r-过程事件率、延迟时间、产额等参数，发现短延迟时间、低质量前身星和太阳r-过程标度关系在轻元素上失效，需要至少两种r-过程成分。
2025-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the near-source relativistic wind medium using Fast Radio Burst circular polarization data
University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；The Open University of Israel（以色列开放大学）；Astrophysics Research Center of the Open university (ARCO)（以色列开放大学天体物理研究中心）；The George Washington University（乔治华盛顿大学）
研究通过斯托克斯偏振法，用快速射电暴多样的光谱时间特征探究源物理。核心方法是计算有效质量增加等。主要贡献是磁星风法拉第转换可解释观测到的圆偏振，还能约束风参数。
2026-07-01 astro-ph.HE
SN 2009ip: Constraining the latest explosion properties by its late-phase light curve
根据最近报道的SN 2009 ip的后期光变曲线，我们对SN 2009 ip在2012 b事件中的爆炸和拱星性质进行了约束。在2012 b事件的爆炸能量和喷出的质量估计为0.01 Msun和2 e49尔格，分别。星周介质被假定有两个组成部分：一个内壳层和一个外部风。可能在2012 a事件中产生的内壳具有0.2 Msun。在2012 a事件发生前，大气质量损失产生了外围风，在2012 a事件发生前，大气质量损失速率约为0.1 Msun/yr，风速约为550 km/s。估计的爆炸能量和喷出的质量表明，2012 b事件不是由常规超新星引起的。
2015-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio Constraints on $r$-process Nucleosynthesis by Collapsars
宇宙中最重的元素是通过快速中子捕获（$r$ -过程）在极富中子的流出中合成的。通过对GW 170817的多信使观测，中子星合并被认为是一个重要的$r$过程源。坍缩星也被认为是重元素的潜在主要来源;然而，由于其他发射机制的污染，这很难通过光学观测进行探测。在这里，我们提出的观测约束$r$过程的核合成的基础上，附近的长伽马射线暴的无线电跟踪观测的Eurasar。我们的假设，晚时间的无线电发射产生的emisar风喷出物负责锻造$r$ -过程元素，并考虑可以设置在这种情况下使用的样本雨燕/BAT伽玛暴位于2 Gpc的无线电观测的约束。在我们的样本中，没有发现超过伽马射线暴的射电余辉的射电对应物，在我们考虑的模型下，将Eksar $r$ -过程的贡献限制在$\lesssim0.2$ M $_\odot$，恒定的环并密度给出了更严格的限制。虽然我们的结果是在紧张局势与Bossars是大多数$r$过程的生产基地，喷出物的质量和速度分布的Bossar风尚未很好地模拟。因此，我们的结果目前受到很大的不确定性，但进一步的理论工作可以大大改善它们。
2022-02-20 astro-ph.HE
Signatures of hypermassive neutron star lifetimes on r-process nucleosynthesis in the disk ejecta from neutron star mergers
我们研究了中子星合并过程中吸积盘喷出的风中重元素的核合成。本文计算了变寿命超大质量中子星（HMNS）遗迹盘流出流中元素的形成过程，考虑了角动量输运对盘演化的影响。我们采用长期的轴对称流体动力学磁盘模拟模拟的喷出物，并计算r-过程核合成与示踪粒子使用的核反应网络包含$\sim 8000$物种。我们发现，以前已知的HMNS的寿命，喷射质量和平均电子分数之间的强相关性的流出直接关系到磁盘上的中微子照射量，它占主导地位的质量喷射在早期的中微子驱动的风的形式。镧系元素和锕系元素的生产在短的HMNS寿命（$\lesssim 10$ ms）时饱和，额外的喷出物有助于形成蓝色光学千诺瓦组分，用于寿命较长的HMNS。我们发现从磁盘流出单独和太阳r-过程分布的丰度只有很短的HMNS寿命（$\lesssim 10$毫秒）之间的协议。对于较长的寿命，稀土和第三r过程的峰值显着不足相比，太阳的图案，需要额外的贡献，从动态喷出物。来自旋转黑洞（BH）的核合成信号只能与中等寿命（$\lesssim 60$ ms）的HMNS重叠。最后，我们表明，角动量输运不仅有助于后期流出的组件，但它也提高了中微子驱动的组件移动材料的引力势的较浅的区域，除了提供额外的加热。
2017-09-22 astro-ph.HE
Constraining the astrophysical origin of the p-nuclei through nuclear physics and meteoritic data
少数自然产生的富含质子的核素（p核）不能在s-和r-过程中产生。它们的起源还不太清楚。大质量恒星可以通过光致蜕变产生p核，这种蜕变是由已经存在的中重核和重核完成的。这种所谓的伽马过程需要很高的恒星等离子体温度，主要发生在核心坍缩超新星的O/Ne爆炸燃烧中。虽然大质量恒星中的伽马过程已经成功地产生了大量的p核，但仍然存在重大缺陷。近年来，为了寻找替代或补充大质量恒星模型的可行方案，研究了越来越多的过程和地点。然而，大量的不稳定核，只有理论上预测的反应速率包括在反应网络中，因此核输入也可能具有相当大的不确定性。评述了天体物理模型、核输入和观测约束的现状。在概述了目前讨论的模型之后，重点是通过不同手段更好地约束这些模型的可能性。陨石数据不仅提供了p核的实际同位素丰度，而且还可以限制富质子核合成的可能贡献。评论的主要部分集中在核合成研究中使用的扩展反应网络所需的天体物理反应速率的确定所涉及的核不确定性。实验方法进行了讨论，连同其必要的连接到理论，这是特别明显的反应与中间和重核爆炸性核燃烧，甚至接近稳定。
2013-04-23 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
New Wolf-Rayet wind yields and nucleosynthesis of Helium stars
本研究采用最新流体动力学星风速率计算太阳金属丰度下12-50M☉初始氦星的经典沃尔夫-拉叶星模型，明确其星风产额、¹⁹F产出及弱s过程中子贡献，并与观测比值对比。
2024-07-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
$r$-process Nucleosynthesis and Kilonovae from Hypermassive Neutron Star Remnants
基于对超大质量中子星（HMNS）残骸的三维广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟，研究了由双中子星（BNS）合并引起的$r$过程核合成和千诺瓦辐射.模拟包括一个微物理有限温度状态方程（EOS）和中微子发射和吸收的影响，通过泄漏计划。我们使用拉格朗日示踪粒子跟踪喷出物的热力学性质，并使用核反应网络$\texttt{SkyNet}$确定其组成。我们调查的影响，中微子上的核合成产率通过改变中微子光度在后处理过程中。喷出物的电子分数$Y_e$显示出广泛的分布，峰值在$\sim$ 0.25-0.4之间，这取决于所采用的中微子光度。我们发现，由此产生的$r$过程的丰度模式不同于太阳能，没有显着的生产材料超出第二个$r$过程峰值时，使用光度记录的示踪粒子。我们还映射的HMNS流出的辐射流体动力学代码$\texttt{SNEC}$和预测的辐射光度的演变，以及宽带光变曲线的千诺瓦。辐射热光变曲线在一天的时间尺度上达到峰值，最亮的辐射出现在红外波段。这是第一次直接计算的$r$过程产量和kilonova信号预期从HMNS风的基础上三维GRMHD模拟。对于寿命较长的残留物，这些风可能是产生千诺瓦排放的主要喷出物成分。
2021-12-01 astro-ph.HE
Current Status of r-Process Nucleosynthesis
快速中子俘获过程（r过程）被认为是产生比铁重的元素的大约一半的原因，也有助于一些较轻的核素的丰度。在星系晕中的某些贫金属星中观察到一种普遍的r过程元素丰度模式。这表明，天体物理条件和核物理学的良好调节组合合谋产生了这样一个普遍的丰度模式。寻找r-过程核合成的天体物理学位置已经刺激了六十多年的跨学科研究。目前有很多的热情周围的证据r-过程核合成的双中子星合并在多波长的后续观测kilonova/引力波GRB 170807 A/GW 170817。尽管如此，仍然有问题的贡献在银河系的历史上，目前的太阳系r-过程的丰度从其他网站，如中微子驱动的风或磁流体动力学喷射的材料从核心坍缩超新星。在这篇评论中，我们强调了一些当前的问题，围绕核物理输入，天文观测，银河系化学演化，和理论模拟的r-过程天体物理环境的目标，勾勒出一条道路，解决剩余的奥秘的r过程。
2019-06-12 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Constraining Models of the Pulsar Wind Nebula in SNR G0.9+0.1 via Simulation of its Detection Properties using the Cherenkov Telescope Array
SNR G0.9+0.1是银河系中心方向的一个著名的源，由超新星遗迹（SNR）和核心的脉冲星风星云（PWN）组成。我们研究了未来切伦科夫望远镜阵列（CTA）的潜力，模拟SNR G0.9+0.1的观测。我们研究了这个源的空间和光谱特性，并估计了这些测量的系统误差。如果VHE发射区域大于$\sim0.65'$，则源将被解决。还可以区分不同的光谱模型并计算截止能量。系统误差主要由IRF仪器的不确定度决定，特别是在低能时。我们计算了一个年轻的PWN内的SNR使用一个单区的时间依赖轻子模型的演变。我们将该模型应用于模拟CTA数据，发现它将有可能准确地测量截止能量的$γ$射线光谱。拟合的多波长光谱将使我们能够约束的PWN的磁化。相反，纯幂律谱将排除这种模型。最后，我们检查的光谱形状和能量密度的星际辐射场（ISRF）的PWN的参数估计的影响，发现他们没有显着的影响。
2020-09-30 astro-ph.HE
Measuring mass-loss rates and constraining shock physics using X-ray line profiles of O stars from the Chandra archive
我们定量研究风的吸收签名的程度在X射线光栅光谱的所有非磁性，有效的单O星在钱德拉档案通过线轮廓拟合。在通常的假设下，球对称风与嵌入式冲击，我们证实了以前的说法，有些对象显示很少或根本没有风的吸收。然而，许多其他物体确实显示出不对称和蓝移的线轮廓，这表明了风的吸收。对于这些恒星，我们能够从线廓线的集合中得到风的质量损失率，并且发现其值比目前理论模型预测的值平均低3倍，如果假设聚集因子为fcl ~ 20，则与H-α相一致。相同的剖面拟合表明，X射线的起始半径通常在r ~ 1.5 R_star，以及X射线发射风分量的终极速度与体风一致。我们探讨的可能性，在他们的线配置文件中没有显示显着的风吸收签名的样本中的恒星至少有一些X射线发射所产生的碰撞风冲击与密切的二进制伴侣。一个明显的例外是猎户座zeta星，这是一颗弱风星，似乎只有非常低的质量损失率。我们还重新分析了正则O超巨星zeta Pup的结果，使用太阳-金属丰度风不透明度模型，发现Mdot = 1.8 \times 10^{-6} M_sun/yr，与最近的多波长测定一致。
2014-01-30 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Constraining the geometry of the nuclear wind in PDS 456 using a novel emission model
活动星系核（AGN）的流出流常被用来解释活动星系核与宿主星系的共同演化，以及中心黑洞质量与核球速度色散的标度关系。核风经常在X射线光谱中通过Fe K壳层跃迁看到，其中一些被称为超快外流（UFO），因为它们的速度很高，高达光速的几分之一。如果他们能够将活动星系核的光度的一部分转移到宿主星系，这可能足以触发一个有效的反馈机制。我们的目标是建立新的约束覆盖分数和UFO在强大的（L（bol）~ 10^（47）erg/s）类星体PDS 456，一个既定的罗塞塔石碑研究活动星系核反馈盘风的运动学性质。这将使我们能够估计风的质量流出率和能量转移率，这是了解对宿主星系潜在影响的关键量。我们分析了2013年9月拍摄的两组同时进行的XMM-Newton和NuSTAR观测，并在Nardini等人（2015）中报告为具有相似的宽带光谱特性。我们适合的Fe K功能与P-Cygni配置文件之间的5和14千电子伏，使用一种新的Monte Carlo模型的风排放（葡萄酒）。我们发现出流速度范围为0.17 - 0.28 c，平均值为0.23 c。我们得到的风的开度角为71（+13，-8）度，覆盖率为0.7（+0.2，-0.3），这表明一个广角外流。我们通过对XMM-牛顿和NuSTAR联合观测进行广泛的模拟来检查WINE模型的可靠性。此外，我们测试的葡萄酒模型在恢复不明飞行物的几何特性的准确性，通过模拟观测与即将到来…
2018-09-17 astro-ph.HE
Full Transport General Relativistic Radiation Magnetohydrodynamics for Nucleosynthesis in Collapsars
我们用全输运、频率依赖、广义相对论辐射磁流体力学模型模拟了一个致密黑洞-吸积盘系统。我们研究是否风从一个星盘可以进行快速中子捕获（r-过程）核合成，并显着贡献太阳r-过程丰度。我们发现，准确的运输列入外流有显着的影响，提高电子分数以上$Y_{\rm e} \sim 0.3$，并防止第三峰r-过程材料被合成。我们分析了时间演化的中微子过程和电子分数的磁盘，并提出了一个简单的一维模型出现的垂直结构。我们比较我们的模拟半分析的期望，并认为，准确的中微子运输和现实的初始和边界条件，需要捕捉的动力学和核合成的结果的一个星。
2020-09-02 astro-ph.HE gr-qc
The r-process nucleosynthesis in the outflows from short GRB accretion disks
短的伽马射线暴需要一个旋转的黑洞，周围环绕着磁化的相对论性吸积盘，例如由合并的双中子星或中子星-黑洞系统形成的吸积盘。克尔黑洞的吸积是产生无重子相对论性喷流的机制。一个额外的非准直流出，包括亚相对论性的富含中子的材料，变得不受热，磁和粘性力的约束，是蓝色和红色千诺瓦的原因。我们用相对论磁流体力学模拟吸积盘，并采用真实的核物质状态方程，探讨了二次外流的形成、组成和几何结构。我们计算的核合成r-过程的产量通过采样的流出与一组密集的示踪粒子。在新合成的原子核中，来自残余r-过程放射性的核加热预计将为红色千诺瓦提供动力，独立于动力学喷出物成分，在合并时发射，以及中子贫的宽极流出，由中微子风从超大质量中子星表面发射。我们的模拟表明，磁盘的磁化和高黑洞自旋都能够发射快速风外流（$v/c\sim 0.11-0.23$）与广泛的电子分数$Y_{\rm e}\sim 0.1-0.4$，并帮助解释在kilonova光变曲线中观察到的多个组件。通过非束缚流出从合并后盘的总质量损失在初始盘质量的2%和17%之间。
2019-07-16 astro-ph.HE
Constraining the Pulsar Beaming Fraction with TeV-Selected Galactic Pulsar Wind Nebulae and unidentified TeV Sources
The University of Tokyo（东京大学）；Hiroshima University（广岛大学）；Yamagata University（山形大学）
本文利用TeV选定的脉冲星风 nebulae 和未识别TeV源，估算不同波段和TeV巡天中的束宽分数，发现H.E.S.S.与HAWC/LHAASO之间存在差异，可能与巡天选择效应有关。
2026-04-17 astro-ph.HE hep-ph hep-th
Testing the Reliability of X-rays as a Tool for Constraining Mass-loss Rates of Hot Stars
我们拟合了一个新的线形模型，以O超巨星$ζ$船尾座的\textit{Chandra} X射线谱来测试来自不同假设加热模型的X射线风线剖面的质量损失率的鲁棒性。我们的目标是跟踪热气体取代常见的假设，它是成比例的冷气体排放措施。而不是假设一个开启半径的热气体（如适用于线deshadowing不稳定性内部的风），我们参数化的热气体的平均自由路径加速低密度气体遇到较慢的高密度材料。这种替代模型在5 - 17 nm波长范围内拟合X射线谱线方面与以前的方法同样成功。我们发现，最热的气体出现的特征半径是成反比的线形成温度，这表明更强的冲击出现一般更接近表面。这幅图更符合低密度的口袋，在较低的边界快速加速比内部产生的风不稳定。我们还推断出一个整体的风的质量损失率与以前在文献中使用的技术的轮廓形状。在这样做时，我们发现的证据表明，来自X射线风线剖面的质量损失率是不稳健的变化，在特定的加热图片使用。
2022-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Implication of the Steady State Equilibrium Condition for Electron-Positron Gas in the Neutrino-driven Wind from Proto-Neutron Star
基于中子-质子-电子-正电子气体在质子中子星中微子驱动风中的稳态平衡条件，我们用一种简单有效的方法估算了风中的初始电子分数。我们发现风中的条件可能更适合r-过程核合成。
2010-05-11 astro-ph.HE 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
Nucleosynthesis in core-collapse supernova explosions triggered by a quark-hadron phase transition
我们探讨了大质量恒星爆炸中的重元素核合成，这些爆炸是由核心坍缩超新星早期反弹阶段的夸克-强子相变触发的。本研究是基于广义相对论辐射流体力学模拟与三味玻尔兹曼中微子输运球对称，其中利用夸克-强子混合状态方程的基础上的MIT袋模型的奇异夸克物质。在恒星核心内部的夸克-强子相变形成了一个冲击波，向原中子星的表面传播。冲击波导致爆炸和蒸发富含中子的物质，这些物质堆积或吸积在原中子星上。后来，在冷却阶段，原始中子星发展出一种富含质子的中微子驱动风。我们提出了一个详细的分析，在富含中子和质子的喷出物的核合成结果，并比较我们的综合核合成与金属贫星的观测。
2012-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Constraining the parameters of the pulsar wind nebula DA 495 and its pulsar with Chandra and XMM-Newton
我们目前的光谱和时间分析的X射线发射的脉冲星风星云DA 495和它的中心对象，J1952.2+2925，建议是脉冲星，使用档案钱德拉和XMM-牛顿数据。J1952.2+2925有一个纯热谱，它既可以用温度为$\approx 215$ eV、发射区半径为$\approx 0.6$ km的黑体模型拟合，也可以用温度为80-90 eV的磁化中子星大气模型拟合。在后一种情况下，热辐射可以来自整个中子星表面，其温度与标准中子星冷却方案一致。我们还对J1952.2+2925非热通量提出了上限。推导出的光谱参数通常与仅基于Chandra数据的已发表的光谱参数兼容，但由于包含XMM-牛顿数据，它们更加准确。没有发现脉动，我们将J1952.2+2925脉冲发射分数的上限定为40%，利用星际吸收距离关系，我们估计了到DA 495的距离，如果J1952.2+2925的发射由大气模型描述，那么DA 495的距离可以高达5 kpc。我们编制了可能的星云多波长光谱，包括无线电数据;它们取决于中心物体的光谱模型。通过与其它脉冲星+风星云系统的比较，我们对J1952.2+2925的自旋下降光度和年龄进行了合理的限制。我们认为费米源3FGL J1951.6+2926可能是J1952.2+2925的$γ$射线对应物。
2015-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamics, nucleosynthesis, and kilonova signature of black hole - neutron star merger ejecta
我们通过模拟在潮汐尾和盘风中物质的形成和相互作用来研究黑洞-中子星合并的喷出物。流出物富含中子，产生由$r$过程元素（千诺瓦）的放射性衰变提供动力的光学/红外发射。在这里，我们执行一个端到端的研究这种现象，我们从一个完全相对论合并模拟的输出，计算合并后的流体动力学演化的喷出物和磁盘风，包括中微子物理，确定最终的核合成产量使用后处理核反应网络计算，并计算kilonova发射与辐射转移代码。我们研究的尾盘质量比的影响，通过缩放尾密度。一个较大的初始尾部质量会导致后退物质混合到磁盘中，并在随后的磁盘风中喷出。相对于没有动态喷出物的盘的情况，组合流出具有较低的平均电子分数，更快的速度，更大的总质量，和更大的绝对质量的高不透明度镧系元素或锕系元素。在大多数情况下，核合成产率主要由潮汐尾未结合部分的重$r$过程贡献决定。然而，当动态喷出物的总质量与盘流出物的质量相当时，可以获得类似太阳的丰度分布。kilonova的特征持续时间为1周，光度为~ $10^{41}$ erg/s，方位效应导致亮度变化的因子为~2。在早期（< 1天），发射包括来自（热）富镧系元素材料的光学成分，但此后光谱迅速演变为红外线。
2017-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
