Discovery of transition from marginally stable burning to unstable burning after a superburst in Aql X-1
超暴是由中子星低质量X射线双星（NS LMXB）产生的持续时间长、数量少、能量极高的热核爆炸，被认为是由不稳定的碳点火引起的。本文报道了MJD 59130.7上的中子星内部成分探测器（NICER）、全天空X射线图像监视器、雨燕和洞察硬X射线调制望远镜（Insight-HXMT）观测到的Aql X-1超暴的性质和后果。我们发现两个微弱的I型X射线爆发9.44天后的超级爆发与7.6分钟的短重现时间，这是最准确的测量淬火时间在所有NS LMXB与观察到的超级爆发。我们还发现了频率范围为2.7- 11.3 mHz的mHz准周期振荡，在超级爆发之后，在NICER，Swift和Insight-HXMT观测的第一次I型X射线爆发恢复之前和之后。我们第一次观察到了NS LMXBs从超暴到临界稳定燃烧到不稳定燃烧的转变。我们比较了淬火时间和复发时间的I型X射线爆发与模拟。
2021-10-31 astro-ph.HE
Accreting neutron stars: heating of the upper layers of the inner crust
本文对吸积中子星内壳层三个区域的放热进行热力学一致计算，基于三种热核灰烬模型并以界面压力参数化，给出每吸积重子净能量释放的新下限。
2022-02-15 astro-ph.HE
Understanding superbursts
超级爆发是在本世纪初发现的。就像I型X射线爆发一样，它们被认为是由于中子星上的热核壳闪光，只是点燃得更深。相对于I型爆发，它们的持续时间长10 $^3$倍，10 $^3$为罕见，点燃深度为10 $^3$倍（柱深度），并且被认为是由碳而不是氢和氦作为燃料。在观测上，它们有时很难与中等持续时间的爆发区分开来，后者是由冷中子星上的纯氦闪光引起的。到目前为止，已经从15颗中子星中探测到了26次超级爆发，这些中子星也表现出I型爆发。它们很难捕捉，只有2个用高灵敏度仪器测量过。超暴是中子星壳和吸积盘的敏感探针。超级暴现象还没有被完全理解。关于燃料的性质、燃料的收集和点火条件的问题仍然存在。审查了目前的事态，并讨论了今后可能提出的解决办法。
2017-02-16 astro-ph.HE
Model of heat diffusion in the outer crust of bursting neutron stars
我们研究了中子星外壳（10 ^7 < ρ< 4 x 10^{11} g/cm ^3）的深球形层中能量释放后的热扩散。我们证明，这一层具有特定的蓄热特性，吸收热量，并将其主要引导到恒星内部。由于它的高热容量，它可以吸收高达10^{43}-10 44}尔格的能量，直到它的温度超过T ~ 3 x 10^9 K，并引发快速的中微子冷却。温度为10^8 - 3 x 10^9 K的温暖层可以作为一个很好的储热器，在几个月的时间里，它与内地壳和恒星核心的热解耦。我们提出了一个玩具模型来探索热扩散的蓄热层内，我们测试这个模型使用数值模拟。我们制定了一些通用功能的热传播，这可能是有用的，例如，在吸积中子星的超暴的解释。我们提出了一个自相似分析的晚余辉后，这样的超爆发，这可能有助于估计的性质爆发的恒星。
2020-12-17 astro-ph.HE
Accreting neutron stars: composition of the upper layers of the inner crust
本文通过开发简化反应网络并引入中子流体静力学与扩散平衡条件，模拟了吸积物质在内壳下沉时的核演化，发现中子俘获和电子发射是最显著反应，并提供了状态方程等参数曲线以用于中子星热弛豫建模。
2023-03-17 astro-ph.HE
A direct measurement of the heat release in the outer crust of the transiently accreting neutron star XTE J1709-267
瞬间吸积的中子星的加热和冷却提供了一个强有力的探测其地壳的结构和组成。对超级爆发和吸积加热的中子星的地壳冷却的观测需要比当前模型中考虑的更多的热释放。对这种额外热量的深度和大小进行严格限制是一项挑战，因此其来源仍然不确定。我们报告了对瞬态中子星低质量X射线双星XTE J1709-267的Swift和XMM-牛顿观测，这些观测是在2012年9月至10月进行的，当时它在经过约10周的吸积爆发后过渡到静止状态。用XMM-牛顿探测器在0.5-10 keV的光度Lx~ 2 E34（D/8.5 kpc）^2 erg/s下探测到了该源。X射线光谱由一个符合中子星大气模型的热辐射分量和一个非热辐射尾部组成，它们各占总辐射的50%左右。中子星的温度在约8小时的观测中从约158电子伏特降低到约152电子伏特。这可以解释为位于y~ 5E 12 g/cm ^2（中子星内部~50 m）的地壳层冷却，该层刚好低于超级爆发的点火深度。在上层所需的热量产生将是~0.06-0.13兆电子伏每吸积核子。其大小和深度排除了电子俘获和核聚变反应作为热源的可能性，但它可能是由轻核和重核的化学分离造成的。低水平的吸积提供了另一种解释所观察到的变化。
2013-04-02 astro-ph.HE
Quenching and recovery of persistent X-ray emission during a superburst in 4U 1820$-$30
本文基于NICER和MAXI对4U 1820-30超暴的观测，发现超暴辐射耗尽内吸积盘导致持续辐射淬灭，随后内盘恢复并产生引力红移吸收线，揭示内盘可接近中子星至约17 km。
2025-03-13 astro-ph.HE
Discovery of a Neutron Star Oscillation Mode During a Superburst
中子星是宇宙中最紧凑的物体之一，为研究冷超密度物质提供了独特的实验室。例如，虽然星震学可以提供对恒星内部的强有力探测，日震学提供了对太阳内部的前所未有的了解，但中子星地震学的类似能力尚未实现。在这里，我们报告的相干X射线调制的发现，从中子星4U 1636-536在2001年2月22日热核超暴看到与美国宇航局的罗西X射线定时探测器（RXTE），这是很可能产生的全球振荡模式。观测到的频率为835.6440 ± 0.0002 Hz（恒星自旋频率582.14323 Hz的1.43546倍），调制由正弦曲线（A + Bsin（p-p0））很好地描述，分数半振幅为B/A = 0.19 ± 0.04%（4-15 keV）。所观察到的频率是一致的旋转修改的表面g-模式，在海洋-地壳界面的界面模式或可能的r-模式的预期惯性系频率。观察惯性系频率（与同向旋转系频率相反）似乎与超级爆发从中子星整个表面产生的热辐射一致，并且该模式可能通过扰动局部表面温度而变得可见。我们简要讨论了模式探测对中子星投影速度和质量的影响。我们的结果提供了进一步的有力证据，全球振荡模式可以产生可观察到的调制的X射线通量从中子星。
2014-09-09 astro-ph.HE
Impacts of the direct URCA and Superfluidity inside a Neutron Star on Type-I X-Ray Bursts and X-Ray Superbursts
研究了中子星核内中微子冷却机制对I型X射线爆发和X射线超爆发光变曲线的影响。从NS热演化的几个观测，快中微子冷却的物理过程，如直接Urca（DU）过程，指出。它们显著地降低了NS的表面温度，尽管这种冷却效应可以被核子超流性所抑制。在本研究中，我们着重于DU过程和核子超流性，研究NS冷却对X射线爆发的影响，使用广义相对论恒星演化程序。我们发现DU过程导致了更长的重现时间和更高的峰值亮度，这可能会被中子超流性所阻碍。我们还将我们的爆发模型应用于与{ \it Clocked burster} GS 1826 $-$ 24的比较，以及碳点火触发超爆发的重现时间。在一定的二元参数和NS状态方程的不确定度范围内，这些影响是显著的。
2023-03-20 astro-ph.HE nucl-th
Thermonuclear superburst of MAXI J1752$-$457 observed with NinjaSat and MAXI
本文报告了 MAXI 和 NinjaSat 对 X 射线暂现源 MAXI J1752$-$457 热核超级爆发的观测，通过光变曲线衰减分量和黑体模型分析，推断其为中子星外壳碳点火引发的事件，并估算了黑体半径与点火柱密度等关键参数。
2025-05-28 astro-ph.HE
Thermal and transport properties of the neutron star inner crust
本文综述了中子星内壳的热性质和输运性质的核物理和凝聚态物理基础。这些性质在解释诸如吸积中子星、超暴和磁星耀斑中的热弛豫等瞬态现象中起着关键作用。我们强调的简化，发生在低温下，内壳可以描述的电子和集体激发。详细讨论了物质的固体和超流相的热导率和热容量，并强调了它在解释软X射线瞬变中子星观测中的作用。我们强调最近的理论和观测结果，并确定未来的工作需要更好地了解主机的瞬态现象在中子星。
2012-01-26 astro-ph.HE nucl-th
Deep crustal heating for realistic compositions of thermonuclear ashes
与外生核反应有关的地壳深部加热被认为是描述吸积中子星热演化的重要参数。在本文中，我们提出了第一个理论上一致的计算地壳加热的实际成分的热核灰烬。与以往的研究传统的方法的基础上，我们占中子流体静力学/扩散（nHD）的平衡条件所施加的超流性中子在一个主要部分的内地壳和快速扩散的其余部分的内地壳。我们应用一个简化的反应网络模型的核演化的各种多组分热核燃烧灰烬（超爆，KEPLER，和极端rp过程的灰烬）在外壳和计算的深部地壳加热能量释放Q，参数化的压力在外部-内部地壳界面，P_{oi}。使用一般的热力学参数，我们设定了Q的下限，Q>0.13-0.2 MeV/重子（实际值取决于灰的组成和所采用的质量模型）。
2021-08-20 astro-ph.HE nucl-th
Evidence of Nuclear Urca Process in the Ocean of Neutron-Star Superburst MAXI J1752$-$457
RIKEN Pioneering Research Institute (PRI)（理化学研究所前沿研究研究院）；Institute of Modern Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院近代物理研究所）；School of Nuclear Science and Technology, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学核科学与技术学院）；RIKEN Center for Interdisciplinary Theoretical & Mathematical Sciences (iTHEMS)（理化学研究所跨学科理论与数学科学中心）；Department of Physics, Tokyo University of Science（东京理科大学物理学系）；Graduate School of Advanced Science and Engineering, Hiroshima University（广岛大学先进理工学研究科）；Academi Support Center, Kogakuin University（工学院大学学术支援中心）；Center for Nuclear Study (CNS), The University of Tokyo（东京大学核研究教育中心）
通过观测MAXI J1752-457中子星超爆发后4天的快速冷却，研究发现核Urca过程可能在超爆发后持续主导2天，为探测超爆发残余物提供了新途径。
2026-10-14 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Net reaction rate and neutrino emissivity for the Urca process in departure from chemical equilibrium
讨论了压缩对海洋和吸积中子星壳层的影响，特别是在超爆发源中。我们发现，在中子星中，Urca壳层可能偏离化学平衡，其吸积速率为当地爱丁顿吸积速率的十分之几。这种偏离取决于母核和子核的能量阈值、跃迁强度、温度和局域吸积率。在典型的吸积中子星地壳模型中，各种Urca对的化学偏离范围从十分之几kBT到几十kBT。如果Urca壳可以存在于地壳的吸积中子星，压缩可能会提高净中微子冷却率的一个因素约1？2相对于化学平衡中的中微子发射率。在某些情况下，例如厄卡号对具有小的能量阈值和/或弱的跃迁强度，大的化学偏离可能导致净加热而不是冷却，尽管释放的热量可能很小。即使在以局部爱丁顿吸积速率吸积的中子星中，地壳深部的强Urca对也很难偏离。
2017-06-14 astro-ph.HE
Ignition column depths of helium-rich thermonuclear bursts from 4U 1728-34
本文用RXTE、Chandra和INTEGRAL等方法分析了低质量X射线双星4U 1728 -34的热核（I型）X射线爆发。我们比较了爆炸能量和复发时间的变化作为吸积率的函数与数值点火模型的预测，包括在地壳中的加热和冷却的治疗。我们发现，测得的爆发点火柱深度显着低于理论预测值，无论假设的热结构的中子星内部。虽然钱德拉测量的吸积率可能被低估，但由于敏感带外的额外持久光谱成分，所需的校正因子通常为3.6，甚至高达6，这是不可信的。此外，对于RXTE和INTEGRAL，这种低估甚至更不可能，它们具有更宽的带通。对观测到的差异的可能解释包括剪切触发的混合的吸积氦更大的柱深度，导致更早的点火，或部分覆盖的吸积燃料的中子星表面。
2010-05-26 astro-ph.HE
Neutron drip transition in accreting and nonaccreting neutron star crusts
构成中子星内部的致密物质中的中子滴跃迁一般指的是当物质密度达到某个阈值密度$ρ_\textrm{drip}$时出现的未束缚中子。这种转变主要是在冷催化物质假说下研究的。然而，这种假设对于吸积中子星是不现实的。在研究了吸积和非吸积中子星中允许的物理过程后，导出了中子滴产生的条件，并得到了中子滴密度和压力的一般解析表达式。此外，我们表明，中子滴过渡发生在较低的密度和压力比平均核近似内预测。这种转变的数值研究不同的初始成分的灰烬从X射线爆发和超爆发使用微观核质量模型。
2015-04-17 astro-ph.HE nucl-th
Strong neutrino cooling by cycles of electron capture and $β^-$ decay in neutron star crusts
吸积中的中子星外壳（包括其最外层的一公里）的温度是由高密度核反应加热、中微子冷却和来自内部的热传输决定的。被加热的地壳被认为会影响较浅深度的可观测现象，例如吸积包层中的热核爆发。在这里，我们报告说，电子捕获和它的逆周期，$β^-$衰变，涉及富中子核在一个典型的深度约150米，冷却外中子星地壳发射中微子，同时也热去耦的表层从更深的地壳。这种Urca机制已经在白矮星和Ia型超新星的背景下进行了研究，但迄今为止还没有考虑过中子星，因为以前的模型使用零温度近似计算地壳反应，并假设在任何给定的深度只有一个单一的核物种。这种热退耦意味着X射线爆发和其他地表现象在很大程度上与地壳深部加热的强度无关。因此，观测到的高能热核超级爆发的重现时间出乎意料地短，大约为几年，并不是热地壳的指示，而是指向中子星表面附近未知的局部加热机制。
2013-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spallation-altered accreted compositions for X-ray bursts: Impact on ignition conditions and burst ashes
对X射线爆发灰烬和光变曲线的不可靠预测需要对作为输入参数的吸积材料的组成进行严格的约束。较低的金属丰度模型通常是基于一个金属缺乏的捐助者和所有的金属总结在CNO丰度或太阳金属分布的假设。在这项工作中，我们研究的吸积中子星的大气中的级联破坏过程中，由于spectrophic吸积的成分的变化。我们发现，包括级联过程带来的CNO元素的补充和整体生存概率更高相比，孤立的CNO元素的破坏。空间模型提供了金属的分布作为质量吸积率的函数。多区X射线爆发模型计算减少金属丰度的高质量核在X射线爆发灰烬中的丰度增加。由于CNO元素的补充增加的金属性改变了爆裂灰的组成相比，较低的金属性条件。这将改变增生的中子星壳的热结构和成分结构。
2019-08-20 astro-ph.HE
$β$-decay Measurements Near the $N=40$ Island of Inversion to Quantify Cooling of Accreted Neutron Star Crusts
Michigan State University（密歇根州立大学）；Facility for Rare Isotope Beams, Michigan State University（稀有同位束设施，密歇根州立大学）；Lawrence Livermore National Laboratory（劳伦斯利弗莫尔国家实验室）
通过测量Sc-57、Ti-57和Ti-59的基态到基态β衰变过渡强度，研究中子星外层 crust 的热结构及中微子冷却效率，发现理论预测值偏高。
2026-03-24 astro-ph.HE nucl-ex
Constraints on Bygone Nucleosynthesis of Accreting Neutron Stars
吸积中的中子星表面附近的核燃烧会产生灰烬，当这些灰烬被进一步的吸积压缩得更深时，就会改变恒星的热和成分结构。过去的核合成可以通过压缩灰烬对静止中子星瞬态热弛豫的影响来限制。特别是，Urca冷却核对在核燃烧灰烬，冷却中子星地壳通过中微子发射从电子捕获/β衰变周期，提供了以前的核燃烧的签名超过~世纪的时间尺度，它需要吸积到最强的冷却对的电子捕获深度。使用吸积中子星瞬变MAXI J 0556 -332的地壳冷却模型，我们表明，这个源可能缺乏I型X射线爆发和超爆发>120年前。降低rp过程反应速率和电子俘获ft值的核物理不确定性，将改善核合成约束使用这种技术。
2017-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sensitivity of Nuclear Reaction Rates in X-ray Burst Models
Central Michigan University（中密歇根大学）；Joint Institute for Nuclear Astrophysics-Center for the Evolution of the Elements (JINA-CEE)（核天体物理联合研究所-元素演化中心）；Clemson University（克莱姆森大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）；Facility for Rare Isotope Beams, Michigan State University（密歇根州立大学稀有同位素束流装置）
本研究系统分析X射线暴模型对核反应率不确定性的敏感性，识别出41个影响光变曲线和187个影响丰度的反应，并指出富氦暴中影响12C产额的关键反应，为核实验提供目标。
2026-09-18 astro-ph.HE
Puzzling thermonuclear burst behaviour from the transient low-mass X-ray binary IGR J17473-2721
我们研究了IGR J17473-2721的热核爆发行为，IGR J17473-2721是一个X射线瞬变，在2008年经历了长达六个月的爆发，（不寻常地）从X射线爆发开始。我们用AGILE、Swift、RXTE和INTEGRAL在整个爆发过程中总共探测到57次热核爆发。在爆发期间，推断出的吸积率范围很广（介于爱丁顿吸积率m-dot_Edd的<1%和约20%之间），使我们能够研究核燃烧过程的变化，并确定多达七个不同的阶段。爆发率逐渐增加的吸积率，直到它下降（在一个持久的流量对应于约15%的m-dot_Edd）爆发峰值前几天，之后爆发没有检测到一个月。随着持续发射随后减少，爆发活动恢复的速度比爆发上升期间低得多。这种滞后现象可能是由于吸积对表面核燃烧过程的热效应引起的，其时间尺度与中子星壳热响应的时间尺度大致一致。另一方面，在爆发峰值附近的数据间隙内发生的未被检测到的超级爆发可能会产生类似的爆发活动淬灭。
2010-07-29 astro-ph.HE
The energetic thermonuclear bursts in SAX J1712.6-3739
中子星低质量X射线双星SAXJ1712.6 -3739在过去的X射线观测中以其非常长而坚硬的热核爆发而闻名。它的热核爆发非常活跃，在Swift/BAT的硬X射线观测中甚至可以持续数十分钟（E > 15 keV）。为了探索SAXJ1712.6 -3739及其热核爆发的性质，我们分析了Swift/BAT观测到的4次爆发。利用Swift/BAT和Swift/XRT的观测资料，计算了这些爆发的峰值通量和注量。根据雨燕观测到的峰值通量，SAXJ1712.6 -3739的距离估计为4.6千秒差距，这比BeppoSAX观测的估计要近得多。相应的绝对星等和平均吸积率与其超致密X射线双星性质一致。通过有效持续时间的测量，我们确定2010年爆发对应于正常X射线爆发，2011年爆发对应于中等持续时间爆发，2014年和2018年爆发的能量比普通中等持续时间爆发高，但比超级爆发低。由于SAXJ1712.6 -3739的平均质量吸积率仅为0.6%Eddington吸积率，并且目前的理论预测在很低的吸积率下在爆发器中不产生碳。因此，2014年和2018年的爆发很可能是深氦爆发。在雨燕的观测中，SAXJ1712.6 -3739显示了至少三种不同的热核爆发持续时间。它们可能是由可变的吸积速率引起的，因为它们的点火柱深度大致遵循相应吸积速率下纯氦爆发点火模型的预测。
2020-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Compositionally-driven convection in the oceans of accreting neutron stars
我们讨论了化学分离的影响，作为物质冻结在基地的海洋的一个吸积中子星，并认为，保留轻元素的液体作为一个源的浮力驱动一个缓慢但持续的混合的海洋，丰富它大大轻元素，并导致一个相对均匀的组成与深度。我们首先考虑与不同过程相关的时间尺度，这些过程可以重新分配海洋中的元素，包括对流，沉积，结晶和扩散。然后，我们计算的稳态结构的海洋的中子星的说明性模型中，吸积的氢和氦燃烧产生的O和Se的混合物。尽管氢/氦燃烧只产生2%的氧气，但稳态海洋的氧气丰度要大十倍以上，几乎达到40%。此外，我们表明，对流运动的热量向内传输，与~ 0.2兆电子伏每核子的O-Se海洋的通量，加热海洋和陡峭的向外温度梯度。由于成分驱动的对流，轻元素的富集和海洋的加热可能对超级爆发的碳点火模型具有重要意义。
2010-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Role of the symmetry energy on the neutron-drip transition in accreting and nonaccreting neutron stars
在本文中，我们研究了对称能对非吸积和吸积中子星中子滴跃迁的作用，允许在磁星中存在强磁场。密度，压力，和组成的中子滴阈值确定使用最近的一组的M-Montreal微观核质量模型，这主要是不同的，在他们的预测的对称性能量$J$的值和它的斜率$L$在无限均匀的核物质饱和。虽然在一方面的中子滴密度，压力，质子分数和另一方面的$J$（或等效$L$）之间的一些相关性被发现，这些相关性是从根本上不同的非吸积和吸积中子星。特别是，中子滴密度被发现在前一种情况下，增加与$L$，但在后一种情况下，根据从X射线爆发和超爆发的灰烬的组成减少。我们用一个简单的质量公式定性地解释了这些不同的行为。我们还表明，在中子星壳的吸积过程中，原子核结构的细节可能比对称能起更重要的作用。
2021-03-10 astro-ph.HE nucl-th
Effects of a New Triple-alpha Reaction on X-ray Bursts of a Helium Accreting Neutron Star
研究了一种新的三重$α$反应速率（OKK速率）对双星系统中吸积中子星氦闪的影响。由于点火点决定了I型X射线爆发的热核闪光的性质，我们研究了不同的吸积率的情况下，$dM/dt (\dot{M})$，氦从$3\times10^{-10} M_{\odot} \rm yr^{-1}$到$3\times10^{-8} M_{\odot} \rm yr^{-1}$，这可以覆盖所观察到的吸积率。我们发现，在低吸积率的情况下，核燃烧在相当低密度的氦层被点燃。因此，在吸积率低于$\dot{M}\simeq 3\times10^{-8} M_{\odot} \rm yr^{-1}$的所有情况下，氦爆燃都将被触发。我们发现OKK率可能与氦吸积中子星上的X射线爆发的观测结果几乎不一致。我们认为，在观测误差范围内，OKK率将对$10^8$ K降低$10^{2-3}$。
2012-01-09 astro-ph.HE
Gamma-ray burst precursors from tidally resonant neutron star oceans: potential implications for GRB 211211A
本文提出了基于潮汐共振中子星海洋的短伽马射线暴前兆模型，仅需前兆能量、主暴前时间与准周期振荡频率即可约束双星参数并区分合并类型，应用于GRB 211211A表明其前兆符合极端质量比NSBH合并与高质量中子星解释。
2023-11-19 astro-ph.HE
Effects of Nuclear Equation of State on Type-I X-ray Bursts: Interpretation of the X-ray Bursts from GS 1826-24
I型X射线爆发是中子星（NS）表面的热核爆炸，由伴星的质量吸积引起。对X射线爆发的观测提供了有关X射线双星系统的有价值的信息，例如，二元参数、吸积物质的化学组成和核态的核物质状态方程。已经有几个理论研究来限制X射线爆发器的物理特性。然而，他们主要集中在NS固体地壳上方的燃烧层，这带来了NS引力和内能的处理问题。在本研究中，我们使用一个广义相对论恒星演化程序计算了一系列的X射线爆发，并着重于NS内部的微观物理。我们比较了X射线爆发模型与GS 1826-24相关的时钟爆发器的爆发参数。我们发现NS半径和光变曲线轮廓之间的单调相关性。半径越大，重现时间越长，峰值亮度越大。相反，光变曲线对NS质量的依赖性变得更加复杂，其中中微子冷却抑制了核点火的效率。我们还限制了GS 1826-24的EOS和质量，即，由于太高的峰值亮度，对应于较大NS半径的较硬EOS不是优选的。物态方程和中子源的冷却和加热对讨论X射线暴的理论和观测性质具有重要意义。
2022-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
