Neutron Star Mergers as sites of r-process Nucleosynthesis and Short Gamma-Ray Bursts
中子星合并一直被认为是重$r$过程核合成的有希望的场所。我们概述了支持这一设想的观测证据，包括：银河系中$r$过程元素的总量、极端贫金属恒星、地质放射性元素丰度、矮星系和短伽马射线暴（sGRB）。最近，先进的LIGO和Virgo天文台发现了一个中子星合并的引力波信号，GW 170817，以及伴随的多波长电磁（EM）对应物。紫外线、光学和近红外线的观测结果表明，在合并喷出物中合成了$r$ -过程元素。从GW 170817和EM对应物推断的速率和喷射质量与其他观测结果一致。然而，我们发现，在简单的一个区域的化学演化模型（基于合并率与合理的延迟时间分布的预期从演化模型，或从sGRBs的观测），这是很难调和的[Fe/H] $\gtrsim -1$银河系恒星的铕丰度历史的当前观测。这意味着，为了解释合并在银河系化学演化中的作用，我们需要一个具有多个种群的银河系模型，这些种群具有不同的空间分布和/或不同的形成率。
2018-01-03 astro-ph.HE
Nucleosynthesis of elements in gamma ray bursts engines
我们考虑的伽马射线暴（GRB）的中央引擎，是由一个大质量的旋转恒星或紧凑的双合并崩溃。发动机是一个热而致密的吸积盘，它由自由核子、电子-正电子对和氦组成，并由中微子发射冷却。在内盘体中的中子的显着的数密度提供了条件，在伽玛射线暴流出或射流中的富中子等离子体。如果吸积率很大，氦会在内盘中合成，重核也会在距离黑洞150-250 $r_{g}$的外盘中形成。我们研究的过程中的伽玛射线暴引擎，根据其物理特性。伽玛射线暴的中央发动机是在一个密集和热盘的框架中进行流体动力学建模的，该盘以高速率（每秒高达1个太阳质量）吸积到最大旋转的恒星质量的黑洞上。重核的合成直到锗和镓，然后是核反应网络。克尔黑洞的高速吸积为引擎活动提供了动力，并为盘中重核的有效合成创造了条件。这些过程可能具有重要的观测意义的喷流减速过程中观察到的伽玛暴余辉谱中的重元素。
2016-09-29 astro-ph.HE
Nucleosynthesis of Nickel-56 from Gamma-Ray Burst Accretion Disks
我们研究生产镍-56黑洞吸积盘的前景，通过检查一系列的稳态磁盘模型。我们专注于相对缓慢的吸积盘在0.05 - 1太阳质量每秒的范围内，被认为是适当的长时间伽马射线暴的中央引擎。我们发现，显着量的镍-56在很宽的参数空间范围内产生。讨论了熵、流出时间尺度和初始盘位置对生成的镍-56质量分数的影响。我们仔细跟踪的弱相互作用，以确保可靠的电子分数的计算，并讨论中微子的作用。
2011-12-12 astro-ph.HE nucl-th
Gamma-rays from kilonova: a potential probe of r-process nucleosynthesis
至少含有一个中子星成分的致密双星的合并是产生和抛射$r$过程元素的潜在先导场所。星系双星、短伽马射线暴和引力波探测的发现都限制了这些事件的发生率，而引力波加上双中子星合并（GW 170817）的宽带电磁覆盖也限制了合并喷出物的性质（质量和成分）。但是光学和红外辐射模型的不确定性和模糊性使得很难确定地测量这些合并中重同位素的分布。相比之下，在这些富含中子的喷出物的衰变中发射的伽马射线可以提供更直接的产额测量。我们计算的伽马产生残留的中子星合并，考虑两个时代：一个kilonova时代，持续约两个星期，和一个更晚的时代的数万年和数十万年后的合并。对于kilonova时代，当膨胀的喷出物仍然只有部分透明的伽马辐射，我们使用三维辐射传输模拟产生的光谱。我们发现，与β-和α-衰变的伽马射线光谱提供了一个指纹的喷出物的属性，并为足够近的残余物，可能是可检测的，即使是旧的残余物。我们将我们的伽马光谱与下一代探测器的潜在探测极限进行了比较，这些探测器包括月球掩星探测器（LOX），全天空中能伽马射线天文台（AMEGO）和康普顿光谱仪和成像仪（COSI）。我们表明，裂变模型可以通过存在的残余光谱中的短寿命裂变碎片进行区分。
2020-04-09 astro-ph.HE
Massive-Star Nucleosynthesis and INTEGRAL
用SPI在INTEGRAL上测量了来自恒星核合成的产物：来自长寿命的26 Al和60 Fe同位素的放射性衰变以及来自44 Ti衰变（衰变时间89 y）的特征伽马射线线。对这两种同位素的探测为通过这些测量的不同观点窥视恒星内部奠定了基础。伽马射线通量可以转换成这些放射性同位素的数量，但是对于大质量恒星模型来说，由此产生的限制涉及额外的步骤。早期的结果已经证明了这种放射性数据固有的基本约束，即26 Al的检测是对双恒星产额的校准，60 Fe可以进行同位素产额比测试，消除建模和观察偏差方面，44 Ti搜索表明其生产不会均匀地发生在核心坍塌事件中。26 Al和60 Fe的观测和分析的现状已经达到了天体物理学研究的门槛：最近已经研究了大质量恒星群的特定区域及其放射性伽马射线，例如Sco-Cen和Orion。至于44 Ti，光谱信息约束这些内部超新星喷出物的Cas A事件的喷射速度。大质量恒星的这些参数可以与天文学、核物理实验和理论以及理论天体物理学的其他领域联系起来。因此，模型改进出现在地平线上，例如在欧洲科学基金会的EuroGenesis计划框架中实施。
2011-07-25 astro-ph.HE
Heavy element nucleosynthesis associated with a gamma-ray burst
本文报告了伽马射线暴 GRB 230307A 后快速变红热暂现源的光谱观测，通过分析其从高温到低温的演化特征，推断出致密天体并合产生了重镧系元素，提供了第二例 r-process 元素合成的光谱证据及首例晚期观测证据。
2023-08-01 astro-ph.HE
R-process nucleosynthesis from magnetar giant flares in neutron star--white dwarf mergers: A unified picture for peculiar long gamma-ray bursts
Guangxi University of Science and Technology（广西科技大学）；Nanchang University（南昌大学）；Xiangtan University（湘潭大学）；Hunan University of Science and Technology（湖南科技大学）
研究奇特长伽马射线暴起源，基于中子星-白矮星合并及磁星巨型耀斑，提出统一图景。通过超吸积放大磁场触发耀斑，解释瞬时发射各阶段，火球冲击地壳合成重元素解决r过程亏损，还能解释千新星及X射线平台，提供自洽框架。
2026-07-28 astro-ph.HE
Gamma-ray Diagnostics of r-process Nucleosynthesis in the Remnants of Galactic Binary Neutron-Star Mergers
我们进行了一个完整的核网络数值计算的$r$过程的核在二进制中子星合并（NSMs），估计$γ$射线辐射的银河系NSMs的残余物的$10^6$岁的目的。采用4，070个核的核合成计算来提供电子分数$Y_{\rm e}$在0.10和0.45之间的核的元素组成比。模拟了3，237个不稳定核的衰变过程，提取了$γ$射线谱.因此，NSM在$γ$射线波段具有不同于其他天体的光谱颜色，年龄小于$10^5$年。此外，我们提出了一种新的线诊断方法$Y_{\rm e}$，使用线比率的$^{137{\rm m}}$ Ba/ $^{85}$ K或$^{243}$ Am/ $^{60{\rm m}}$ Co，这变得大于统一的年轻和老的$r$ -过程网站，分别与低$Y_{\rm e}$环境。根据对$γ$射线观测的距离极限作为年龄的函数的估计，如果我们假设NSM的数量为\citet{2019ApJ...880...23W}，则需要在亚MeV波段的高灵敏度，大约为$10^{-9}$光子s $^{-1}$ cm $^{-2}$或$10^{-15}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，以覆盖我们银河系中所有的NSM残留物。在70- 4000 keV波段，$γ$射线探测的灵敏度为$10^{-8}$ -- $10^{-7}$光子s $^{-1}$ cm $^{-2}$或$10^{-14}$ -- $10^{…
2022-05-11 astro-ph.HE
Radioactive 26Al from the Scorpius-Centaurus Association
天蝎座-半人马座星协是离我们最近的大质量恒星和年轻恒星群。由于大质量恒星和超新星会将核聚变产物喷射到周围的星际介质中，因此寻找放射性中的特征伽马射线是一种方法，可以通过它们的核合成来探索这些邻近的大质量恒星在我的时间尺度上的活动历史。26 Al的衰变在~1 My内，其衰变产生的1809 keV伽马射线可以用目前的伽马射线望远镜测量，例如INTEGRAL的伽马射线光谱仪SPI。继早些时候26铝伽马射线映射与美国宇航局的康普顿天文台，我们测试空间发射的26铝的天空图的一个组成部分，这可能是由于喷出物从大质量的恒星在天蝎座半人马座组的恒星。这样一个模型适合的大规模和本地组件的空间分布是能够区分26铝发射与天蝎座半人马座，尽管强大的潜在的核合成信号从银河系在大。我们发现一个26铝信号高于5西格玛的意义，我们与Sco-Cen组。观测到的6 *10^{-5}ph cm^{-2} s^{-1}的通量对应于26 Al的1.1 *10^{-4} M_sol。它追踪了过去几百万年内几颗大质量恒星的核合成喷出物。我们确认通过直接检测放射性26铝最近喷出的恒星核合成产物的天蝎座-Cen协会。它在上天蝎座的最年轻的子群似乎主导了这个协会的26 Al贡献。我们的26 Al信号可以被解释为这个最年轻的亚组的年龄和丰富程度的量度。我们还估计了这些附近的恒星喷出物的运动学印记，从26铝的整体运动，并比较这与其他迹象…
2010-07-26 astro-ph.HE
Predicted gamma-ray line emission from the Cygnus complex
天鹅座地区拥有一个巨大的大质量恒星复合体，距离我们1.0-2.0kpc。大约有170颗O星分布在几个OB星协中，其中天鹅座OB 2星团是迄今为止最重要的，大约有100-120颗O星。这些大质量恒星将大量的放射性原子核注入到星际介质中，如26 Al和60 Fe，它们的伽马射线线衰变信号可以提供对大质量恒星和核心坍缩超新星物理学的深入了解。过去对天鹅座核合成活动的研究已经得出结论，从CGRO/COMPTEL观测中推导出的26 Al衰变发射水平比基于当时可用的理论产量和天鹅座区域观测到的恒星含量的预测高出2-3倍。我们重新评估的情况，从新的测量的伽玛射线衰变通量与积分/SPI和新的预测的基础上最近改进的恒星模型，包括一些恒星旋转的影响，质量较高的恒星和相干估计的贡献SNIb/C。我们开发了一个星族合成程序来预测给定的大质量恒星星族的核合成活动和相应的衰变通量。从天鹅座复杂的观测到的衰变通量被发现是一致的预测值在太阳金属丰度的人口合成。观测到的天鹅座1809 keV辐射的范围被认为是一致的26 Al的扩散内的Cyg OB 2吹的超气泡的数值模拟的结果。我们的工作表明，过去的困境有关的γ射线线发射天鹅座造成高估的1809千电子伏通量的天鹅座复合体，结合低估的核合成产额。
2010-01-10 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 $），其中56Ni来自风--整体塌陷。这种多样性可以解释与伽玛暴相关的超新星的多样性。我们的结果可以用来约束风/喷流的性质，这是联系在一起的中央引擎的伽玛暴，通过研究相关的超新星的属性。
2009-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
News from Cosmic Gamma-ray Line Observations
测量宇宙放射性产生的MeV能量的伽马射线是核天体物理学研究核反应及其如何塑造大质量恒星和超新星爆炸等物体的关键工具之一。此外，正电子湮灭产生的独特伽马射线信号也在同一个天文窗口内，而正电子通常是由放射性β衰变产生的。核伽马射线望远镜面临着来自穿透伽马射线和宇宙射线诱导背景的仪器挑战。但是，从最明亮的预期来源发现的核伽马射线强调了这种努力在天体物理学上的好处。近年来，热核和核心坍缩超新星放射性γ射线的光谱细节都得到了测量，并补充了传统的超新星观测，测量了深超新星内部的起源，来自$^{56}$ Ni，$^{56}$ Co和$^{44}$ Ti的衰变。在大（银河系）尺度上分析了来自恒星核合成的γ射线放射性的漫射余辉，发现对连续恒星世代之间的物质再循环很重要：从$^{26}$ Al γ射线谱线，星际空腔和超级气泡在喷出物运输和再循环中的重要性已被确认。放射性和正电子湮没$γ$ ~射线的银河弥散辐射应该与核合成源有关：最近，通过对放射性$^{60}$ Fe的不同测量，以及通过对来自一个闪耀的微类星体和银河系不同部分的正电子湮没γ ~射线的光谱学，对这种联系有了新的认识。
2016-11-28 astro-ph.HE
A Hubble Space Telescope Search for r-Process Nucleosynthesis in Gamma-ray Burst Supernovae
本文利用哈勃空间望远镜及地面大口径望远镜观测4个低红移GRB-SN的晚期颜色，约束其r过程物质产量，并提出未来搜寻策略。
2024-04-09 astro-ph.HE
Steady-state nucleosynthesis throughout the Galaxy
对核合成产生的特征伽马射线谱线进行测量和天体物理学解释是INTEGRAL飞行任务，特别是其光谱仪SPI的突出科学目标之一。从26铝和60铁衰变线的排放来源于积累的喷出物的核合成源，并出现扩散的性质。26 Al和60 Fe被认为主要来自大质量星团。伽马射线观测打开了一扇有趣的窗口，可以追踪核合成喷出物的命运和流动，在它们离开直接来源和它们的诞生地之后，以及在它们与周围星际气体混合的路径上。INTEGRAL 26 Al发射图像证实了早期发现的团块和整个银河系平面的范围，支持其起源于恒星群。积分光谱学解决了这条线，并发现了多普勒加宽和大规模星系旋转的系统位移。但是~200 km/s的额外速度表明，26 Al优先在螺旋臂之间向前延伸的大型超级气泡内衰变。附近猎户座和波江座超级气泡的26 Al线发射的检测支持了这一解释。来自26 Al和其他核合成喷出物的β +衰变的正电子被发现不能解释INTEGRAL测量到的511 keV正电子湮灭γ射线的形态。INTEGRAL测量的60 Fe信号是弥散的，但对于成像解释来说太弱，排除了点状/集中源的起源。60 Fe/26 Al比率被限制在0.2-0.4的范围内。除了提高这些结果的精度，来自新星（通过22 Na放射性）和来自我们银河系过去中子星合并（来自r过程放射性）的扩散核合成贡献是剩余任务扩展的令人兴奋的新前景。
2020-11-12 astro-ph.HE astro-ph.IM
Gamma-Ray Bursts Black hole accretion disks as a site for the vp-process
我们研究了伽马射线暴吸积盘中风状流出物中的富质子核合成，目的是确定这种流出物是否是vp过程的一个场所。这种vp过程的效率取决于热力学和流体动力学因素。我们讨论了物质熵、流出率、盘的初始喷射点和吸积率的重要性。在某些情况下，vp过程将核合成推到A~100，并产生轻的p核。然而，即使这些核没有产生，中微子诱导的相互作用可以显着改变丰度模式，不能被忽视。
2010-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
New insights from cosmic gamma rays
在研究核反应及其对整个宇宙的物体和现象的影响时，测量来自宇宙源的兆电子伏能量的伽马射线是核天体物理学的关键工具之一。伽马射线最直接地追踪核过程，因为它们起源于放射性衰变或高能碰撞后的核跃迁。此外，来自正电子湮灭的独特伽马射线特征落入这个天文学窗口，并在这里讨论：宇宙正电子通常是由β衰变产生的，因此也是核物理起源。产生放射性同位素的核反应发生在恒星内部和恒星爆炸，因此构成了这类研究的主要对象。近年来，热核超新星和核心坍缩超新星的放射性都被测量，并通过测量其主要能源补充了传统的超新星观测。现在正在分析大质量恒星在伽马射线中进行核合成的弥漫放射性余辉，以了解大质量恒星如何将其能量反馈并喷射到星际气体中。大型的星际空洞和超级气泡被认为是新的恒星喷出物注入的主要结构，从26 Al伽马射线光谱。最后，正电子湮灭伽马射线的令人困惑的膨胀主导强度分布被更详细地测量，但仍然没有被理解;最近的微类星体耀斑提供了证据，表明这样的物体可能是星际空间中正电子的主要来源，而不是分布式核合成。我们还简要讨论了天文学的现状和前景与望远镜的核辐射能量窗口。
2016-02-29 astro-ph.HE
The $^{26}$Al Gamma-ray Line from Massive-Star Regions
当在已知距离和严格限制的恒星星族中研究特定恒星群时，对源自超新星核合成的放射性扩散余辉中的伽马射线进行测量被认为是测试模型的实验室。已被用于此类研究的区域包括天鹅座、船底座、猎户座和天蝎座-半人马座。猎户座区域是猎户座OB 1星协及其子群的所在地，距离约为450秒差距。我们报道了用INTEGRAL/SPI探测该区域的$^{26}$ Al γ射线。
2016-09-28 astro-ph.HE
How Do Nuclear Isomers Influence the Gamma-Ray Bursts in Binary Neutron Star Mergers?
本文研究核同质异能素退激对双中子星并合GRB瞬时光谱的影响，提出基于太阳丰度的同质异能素筛选准则并结合交互网页与天体物理模拟，识别出锆、铅、钇三种关键同质异能素。
2024-08-03 astro-ph.HE
Cosmic Gamma-Ray Spectroscopy
用于天文光谱学的伽马射线仪器包括空间中的多重相互作用探测器，以及地面上探测器事件的复杂后处理。MeV范围内的光谱特征来自原子核的跃迁（而不是电子壳层）。核跃迁是由放射性衰变或高能核碰撞（如宇宙射线）激发的。伽马射线线是从恒星和超新星内部核燃烧产生的放射性同位素中检测到的，也是从太阳耀斑中能量粒子的相互作用中检测到的。56Ni直接反射超新星的光源。相应的44Ti γ射线线源的缺乏反映了动力学条件的多样性。26 Al和60 Fe在数百万年的时间里从恒星核合成中分散在星际空间中。伽玛射线望远镜可以详细测量衰变产生的伽玛射线，天体物理学的解释从恒星内部到星际介质中的动力学过程。在太阳耀斑事件中发现了核去激发伽马射线线，并传达了有关这些事件中能量粒子产生及其在太阳大气中相互作用的信息。正电子的湮灭导致另一种类型的宇宙伽马射线源。511 keV的特征湮灭伽马射线很久以前就在太阳耀斑中被测量到，现在在我们银河系的星际介质中也被测量到。但现在出现了一个谜题，因为中央隆起区域令人惊讶地占主导地位。这需要新的正电子源或我们还不知道的传输过程。在本文中，我们讨论仪器和数据处理宇宙伽马射线光谱，天体物理问题和见解，从这些测量。
2013-07-16 astro-ph.HE
Expected Hard X-Ray and Soft Gamma-Ray from Supernovae
超新星（SNe）的高能辐射，起源于新形成的放射性物质，提供了SN爆炸核合成的直接证据。然而，由于MeV范围内的观测困难，迄今为止只能从极其附近的核心塌陷SN 1987 A中检测到信号。尽管直接确认56 Ni的形成非常重要，但没有关于Ia超新星的固体探测的报道，56 Ni被认为是它们作为距离指示器的关键成分。在本文中，我们表明，新一代的硬X射线和软γ射线仪器，在船上的Astro-H和NuStar，能够检测到的信号，至少在几年一次的步伐，打开这个新的窗口，研究SN爆炸和核合成。
2014-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
MeV Gamma-Ray Lines from Radioactive Nuclei in Magnetar Giant Flares
Guangxi University（广西大学）
本文通过核反应网络模拟，研究磁星巨耀发中的核合成及其放射性衰变产生的MeV伽马射线线，发现$^{88}$Kr和$^{92}$Sr的衰变产生最亮的线，为MeV伽马射线天文学提供新机遇。
2026-06-18 astro-ph.HE
MeV Gamma Rays from Fission: A Distinct Signature of Actinide Production in Neutron Star Mergers
中子星并合是最早被证实的快速中子俘获核合成的场所，并能从富中子喷出物中合成的放射性同位素中释放出γ射线。这些MeV的伽马射线可以提供对NSM环境的独特和直接的探测，以及对r过程性质的洞察，就像从56 Ni放射性衰变链中观察到的伽马射线提供了一个进入超新星核合成的窗口一样。在这项工作中，我们包括从裂变过程中的光子第一次在估计的MeV的伽马射线信号预计从NSM事件。我们认为NSM喷出物的组成与中子丰度的范围内，并找到一个显着的差异，在预测的信号取决于是否裂变核产生。这种差异在光子能量高于~3.5 MeV和相对较晚的时间（合并事件后几天）时最为显著，此时喷出物在光学上很薄。我们估计，如果裂变核在合并后的10^4天内产生，银河系的NSM可以被下一代伽马射线探测器（如AMEGO）在MeV范围内探测到。
2020-10-24 astro-ph.HE nucl-th
Nucleosynthesis inside accretion disks and outflows formed during core collapse of massive stars
我们调查核合成内的伽玛射线暴（GRB）的吸积盘，并在这些磁盘推出的外流主要是在第二型的背景下，双星。我们报告了盘中几种不寻常核的合成，如31 P、39 K、43 Sc、35 Cl以及钛、钒、铬、锰和铜的各种同位素。我们还证实了铁族元素和α-元素的存在，如以前的作者所示。这样合成的重元素中的大部分从盘中喷出，并在流出物中存活下来。虽然BeppoSAX、Chandra、XMM-Newton等在伽玛暴的X射线余辉中观测到了其中几种元素的发射线，Swift似乎还没有找到这些行。
2013-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Galactic Population Synthesis of Radioactive Nucleosynthesis Ejecta
本文开发了星系尺度的大质量恒星群人口合成代码，通过结合恒星演化与超新星爆炸等参数，成功再现了INTEGRAL/SPI观测的放射性核素分布，推断出银河系恒星形成率与超新星发生率，并指出可能存在超气泡合并及未知前景辐射。
2023-01-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Origin of the p-Nuclei in Explosive Nucleosynthesis
许多天然存在的富含质子的核素（p核）不能在s和r过程中产生。已经发现，大质量恒星可以通过光致蜕变产生p核，这是由已经存在的中重核和重核所引起的。这种所谓的伽马过程需要足够高的温度，并发生在预爆炸或爆炸O/Ne燃烧中，取决于恒星的质量。虽然伽马过程已经成功地产生了大范围的p核，但两个质量区域仍然存在问题，A<110和150<A<165，其中许多p核严重不足。问题的根源尚待查明。在反应网络中包含大量的不稳定核，这些核只有理论上预测的反应速率，因此核输入可能包含不确定性。在γ过程温度下，已发现稳定核的带电粒子光学势的亏损。另一方面，伽马过程的条件（温度曲线，熵的O壳，种子成分）也敏感地依赖于恒星的结构和演化的细节，以及对初始金属丰度。然而，特别是缺乏的低质量p-核可能需要额外的生产过程或地点，例如在Ia型超新星（subbrasrasekhar）中的生产。此外，在RP和NU-P-过程中的合成（IM）的可能性进行了讨论。如果是这样的话，p核的产生将是几个不同过程的叠加，而不一定是在同一地点。
2010-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Gamma-Ray Line Studies of Nuclei in the Cosmos
伽马射线谱线研究能够确定宇宙核合成事件中产生的放射性示踪同位素。30年前，HEAO-C1进行了开创性的测量，探测到了来自26 Al的第一条星际伽马射线线，然后是SMM和许多气球实验，其中包括超新星SN 1987 A的放射性探测，康普顿天文台及其OSSE和COMPTEL仪器在1991-2000年进行了测量。该卫星进行了26 Al和511 keV湮灭发射的巡天观测，并探测了44 Ti放射性的Cas A超新星遗迹。INTEGRAL上的SPI高分辨率Ge光谱仪于2002年发射，并继续收集来自44 Ti，26 Al，60 Fe衰变和正电子湮灭的天体物理学重要伽马射线线的数据。两台INTEGRAL望远镜都观测到了来自Cas A的44 Ti衰变线，并限制了喷出物的膨胀动力学。缺乏其他44 Ti残留物是一个谜。26 Al伽马射线线现在在整个银河系中被测量，追踪大质量恒星附近星际气体的运动学，并突出其中的特殊区域，例如天鹅座的大质量恒星群和更多附近的区域。在26 Al通量的15%水平下检测60 Fe放射性线对观测者和模型都提出了挑战。银河平面内核合成区域的正电子湮灭辐射似乎主要来自26 Al和其他超新星的放射性，而隆起的正电子湮灭亮度仍然令人困惑。
2009-03-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tracing the ejecta from cosmic nucleosynthesis
本研究利用长寿命放射性核素（尤其是26Al）衰变产生的伽马射线追踪宇宙核合成抛射物，揭示大质量恒星周围kpc尺度空腔及物质再循环的双重途径。
2024-01-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radioactive Decay
本文介绍了天体物理背景下放射性衰变的基础知识，阐述了特征伽马射线谱线如何揭示恒星内部、爆炸过程及星际介质中的核合成细节，并探讨了多种放射性同位素及正电子湮灭发射的关联。
2022-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Neutrino Nucleosynthesis of radioactive nuclei in supernovae
研究了太阳金属丰度为15 M $_\odot$ ~ 40 M $_\odot$的母星在爆炸性超新星核合成中中微子诱发的核素产生。我们改进了以前的调查i）通过使用一个全球性的偏微分截面中微子诱导的带电和中性电流反应的核与电荷数$Z < 76 $和ii）通过考虑现代超新星中微子光谱，有显着较低的平均能量相比，以前采用的中微子核合成研究。我们证实了中微子核合成产生的$^7$ Li、$^{11}$ B、$^{138}$ La和$^{180}$ Ta，尽管由于中微子光谱的变化，丰度稍小。我们发现，对于质量小于20 M的恒星，$_\odot$，$^{19}$ F主要由爆炸核合成产生，而对于更高质量的恒星，它是由$ν$过程产生的。我们还发现，中微子诱导的反应，无论是直接或间接地提供了一个增强的丰富的轻粒子，显着有助于生产的放射性核素$^{22}$钠和$^{26}$铝。这两个核是伽玛射线天文学的主要候选人。然而，其他主要靶点，$^{44}$ Ti和$^{60}$ Fe，由中微子诱导的反应产生的意义不大。我们还发现了一个大的增加生产的长寿命的核$^{92}$ Nb和$^{98}$ Tc由于带电电流中微子捕获。
2015-05-05 astro-ph.HE nucl-th
Optical spectroscopy of the high-mass gamma-ray binary 1FGL J1018.6-5856: A probable neutron star primary
我们目前的中等分辨率光谱与SOAR望远镜的O星的高质量伽马射线双星1FGL J1018.6-5856，以帮助确定是否主要是一个中子星或黑洞。我们发现，二次有一个低的径向速度半振幅为11-12公里/秒，与一致的H和He吸收线的值。这个低的值非常有利于中子星的主星：虽然如果系统接近正面，就不能排除黑洞的存在，但这样的倾斜是不允许的，因为观测到的次级中子星的旋转。我们还发现高能量（X射线和伽马射线）通量最大值发生时，恒星是后面的紧凑的对象沿我们的视线，不符合一个简单的模型的各向异性逆康普顿散射的伽马射线光子。
2015-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Influence of Gamma-Ray Emission on the Isotopic Composition of Clouds in the Interstellar Medium
我们调查的同位素组成的变化的宇宙学遥远的星际气体云的物质只受到轻微的恒星形成过程的一种机制。根据标准的宇宙学模型，这种云中气体的同位素组成形成于大爆炸核合成的时代，并且只由宇宙中的重子密度决定。现有云成分观测的分散性超过了单个测量的误差。这可能表明，在大爆炸核合成完成后，宇宙中物质组成的变化存在机制。计算了活动星系核（AGN）γ射线辐射引发的光核反应对轻同位素（D，3 He，4 He）的破坏率和产生率的影响。我们调查的破坏和生产的轻元素取决于γ射线发射的光谱特性。我们表明，与以前的工作相比，考虑到光谱硬度的影响的光核反应速率可以增加的特征半径的影响从活动星系核的γ射线发射的一个因素2-8。近年来观测到的活动星系核的高伽玛射线亮度使以前对活动星系核特征半径的估计提高了两个数量级。这可能表明活动星系核的辐射对邻近星系（宿主星系）介质成分变化的影响被低估了。
2012-06-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Comparing simulated $^{26}$Al maps to gamma-ray measurements
上下文$^{26}{\rm Al}$在1.8 MeV的弥散伽马射线辐射反映了银河系中正在进行的核合成，并追踪了星际介质中由于其100万年的放射性寿命而产生的恒星反馈。星际介质的形态和动力学在天体物理学中通过三维流体动力学模拟进行了详细的研究，因为只有少数合适的天文探测器可用。目标。我们比较银河系星际介质的银河系尺度的流体动力学模拟，包括反馈和核合成，与伽马射线数据$^{26}{\rm Al}$发射在银河系提取的限制，只有弱依赖于特定的实现的模拟或银河系结构。方法.由于模拟和伽马射线观测的限制和偏差，这种比较并不简单。为了直接比较，我们执行极大似然拟合模拟天空地图以及基于观测的最大熵地图与INTEGRAL/SPI测量。为了研究一般的形态学特性，我们将模拟产生的$^{26}{\rm Al}$发射的标度高度与INTEGRAL/SPI测量进行比较。}结果直接比较表明，模拟很好地描述了观测到的银河系内部，但与观测到的全天发射形态有显着差异。比较尺度高度分布，我们看到小尺度高度特征的相似性和较大尺度高度的不匹配。我们将此归因于未被模拟捕获的突出前景发射位点。
2019-10-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Absorption spectroscopy of gamma-ray burst afterglows: probing the GRB line of sight
GRB吸收光谱学为高红移宇宙的研究开辟了一个新的窗口，特别是雨燕卫星的发射和余辉的快速精确定位。八米级望远镜可以在几个小时内从伽玛射线暴重新调整，从而能够获得高信噪比和高分辨率的余辉光谱。在本文中，我将简要回顾一下我们通过这项技术所学到的东西，并介绍一些用X-射手摄谱仪获得的第一批结果。
2011-08-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
Echelle Spectroscopy of gamma-ray binary 1FGL J1018.6-5856
我们使用CHIRON摄谱仪在50天内对费米发现的伽马射线双星1FGL J1018.6-5856进行了20个历元的观测，获得了R~ 25，000的光谱，覆盖4090- 8908 A。平均光谱证实了O 6 V（（f））光谱类型和消光E（B-V）= 1.35+/-0.04。可变的吸收线等效宽度表明风线特征的实质性污染。有限的S/N比阻碍了精确的连续定义，并妨碍了高质量径向速度曲线的测量。然而，最好的数据表明，He II谱线的径向速度幅值<40 km/s，H I谱线的径向速度幅值要低得多。我们认为，这表明一个最有可能的紧凑的物体质量<2.2Msun。虽然不排除黑洞解，但伽马射线发射的中子星源似乎是首选。
2015-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Kilonovae and Long-duration Gamma-ray Bursts
Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
研究通过单个弱r过程组件模型预测光学和近红外光变曲线，挑战了千新现象中红色演化必然指示重r过程元素的传统解释。
2026-04-27 astro-ph.HE nucl-th
Thallium-208: a beacon of in situ neutron capture nucleosynthesis
本研究提出铊-208的2.6 MeV伽马射线发射线可作为天体物理重元素产生的实时指示器，通过中子星合并的r过程模拟显示其可探测性，为铅和金的合成提供了唯一已识别的直接信号前景。
2023-11-17 astro-ph.HE nucl-th
Nucleosynthesis in the outflows associated with accretion disks of Type II collapsars
本文研究了由II型类星体形成的伽马射线暴（GRB）吸积盘流出流内部的核合成。在这些类星体中，大质量恒星经历核心坍缩，最初形成原始中子星，并驱动温和的超新星爆炸。超新星喷出物缺乏动量，随后这个新形成的中子星通过大规模回落转变为恒星质量的黑洞。这些吸积盘中的流体动力学和核合成在过去已被广泛研究。一些重元素在盘中合成，这些重元素中的大部分通过风和外流从盘中喷出。我们研究核合成在这些磁盘推出的外流，通过使用绝热，球形膨胀流出模型，了解这些元素，从而在磁盘中合成生存的流出。在研究过程中，我们发现流出物中存在许多新元素，如钛，铜，锌等的同位素。在大多数情况下，流出物中有大量的56 Ni合成，这意味着在大多数情况下，这些盘的流出物将导致可观察到的超新星爆炸。它主要是存在时，流出被认为是从氦丰富，56 Ni/54 Fe丰富区的磁盘。然而，从硅盘的富硅区流出仍然富含硅。虽然Chandra、BeppoSAX、XMM-Newton等在几个伽玛暴的X射线余辉中观测到了许多重元素的发射线，Swift似乎还没有检测到这些行。
2013-09-04 astro-ph.HE nucl-th
