Impact of nuclear matter properties on the nucleosynthesis and the kilonova from binary neutron star merger ejecta
本文通过改变Skyrme EOS的核性质参数并模拟BNS并合，结合反应网络与半解析千新星模型，发现抛射物产额和光变曲线受EOS显著影响但存在强简并，难以据此可靠约束核物质性质。
2024-06-05 astro-ph.HE
A Systematic Study of Type Ia Supernova Remnants: Using Nucleosynthesis to Probe their Supernova Progenitors
University of Manitoba（曼尼托巴大学）；RIKEN Center for Interdisciplinary Theoretical and Mathematical Sciences (iTHEMS)（理化学研究所跨学科理论与数学科学中心 (iTHEMS)）
本研究通过对Ia型超新星遗迹的空间分辨X射线光谱分析，对比核合成模型探测其前身星，发现单一模型无法复现所有元素丰度比，不同遗迹对应不同Ia型超新星爆发家族，同时提出了模型改进方向。
2026-08-11 astro-ph.HE
The Emergence of a Lanthanide-Rich Kilonova Following the Merger of Two Neutron Stars
我们报告发现和监测的近红外对应物（AT 2017 gfo）的一个二元中子星合并事件检测到的引力波源的先进LIGO/处女座（GW 170817）和作为一个短的伽马射线暴费米/GBM和积分/SPI-ACS（GRB 170817 A）。瞬态光的演化与“kilonova/macronova”行为的预测一致，由中子星喷出物中通过r过程核合成产生的大量富中子核素的放射性衰变提供动力。特别是，这种情况的证据是从哈勃太空望远镜红外光谱中看到的广泛特征中发现的，类似于镧系元素占主导地位的喷出物的预测，以及近红外KS波段的演化速度比光学慢得多。这表明，晚时间的光是由高不透明度的镧系元素丰富的喷出物，这表明核合成的第三个r-过程峰（原子质量A~195）。这一发现证实了中子星合并产生了kilo-/macronovae，它们至少是宇宙中快速中子捕获核合成的主要-如果不是主导-地点。
2017-10-16 astro-ph.HE
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
Nucleosynthesis in the accretion disks of Type II collapsars
本文研究了由II型双星形成的伽马射线暴（GRB）吸积盘内的核合成。在这些类星体中，大质量恒星的核心坍缩首先导致原中子星的形成，并驱动了温和的超新星爆炸。然而，这颗超新星的喷出物缺乏动量，并落回中子星，中子星转化为恒星质量的黑洞。为了研究这种由超新星喷出物的回落物质形成的吸积盘的流体动力学和核合成，我们使用了已经建立的流体动力学模型。在这样的盘中，中微子冷却在温度和密度较高的内盘中变得很重要。吸积率（点{M}）越高，盘中的密度和温度越高。在这项工作中，我们处理的吸积盘具有相对较低的吸积率：0.001 M_sun s^{-1} \lesssim.{M} \lesssim 0.01 M_sun s^{-1}，因此这些磁盘主要是平流占主导地位。我们以氦和硅的丰度作为外盘核合成的初始条件，结合盘流体力学和核网络程序，研究了物质流入和落入中心物体时的丰度演化。我们调查的变化，在磁盘的核合成产物的初始丰度在外盘的变化，也与质量吸积率的变化。我们报道了几个不寻常的核，如{31}P，{39}K，{43}Sc，{35}Cl，以及钛，钒，铬，锰和铜的各种同位素的合成。我们还证实，铁，钴，镍，氩，钙，硫和硅的同位素得到合成的磁盘，如以前的作者所示。这样合成的重元素中有许多是通过外流从盘中喷出的，因此它们应该在观测数据中留下它们的特征。
2013-05-08 astro-ph.HE nucl-th
Neutrino-nucleus reactions and their role for supernova dynamics and nucleosynthesis
近年来，对超新星中微子引起的核反应的描述取得了重大进展。在与超新星中微子相关的能量和动量转移中，中微子-核截面主要由允许跃迁决定，然而，通常有不可忽略的来自（第一）禁戒跃迁的贡献。对于几个允许的原子核，伽莫夫-泰勒强度分布可以从电荷交换反应和非弹性电子散射数据中导出。重要的是，对角化壳层模型已被证明可以准确地描述这些数据，因此成为合适的工具来计算允许的贡献中微子核截面超新星中微子。更高的多极贡献通常在准粒子随机相位近似的框架内计算，它很好地描述了巨共振的总强度和位置。本文综述了近年来在计算超新星中微子核截面方面所取得的进展，并讨论了用数据验证的问题。此外，综述还总结了中微子核反应对超新星动力学和相关核合成的影响。这些包括中微子被原子核吸收（原子核电子俘获的逆过程，这是坍缩过程中主要的弱相互作用过程），非弹性中微子-原子核散射和中微子对发射引起的原子核去激发。我们还讨论了最近发现的$νp$过程，r-过程和中微子过程，其中中微子核反应的影响最大的中微子诱导反应的作用。最后，我们简要地回顾了中微子核反应的超新星中微子的观测地球上的探测器的重要性。（节录）
2015-03-27 astro-ph.HE nucl-th
Dark Matter Microhalos in the Solar Neighborhood: Pulsar Timing Signatures of Early Matter Domination
脉冲星计时提供了一种灵敏的小尺度结构探测器。由不均匀环境引起的引力扰动在脉动阶段可以表现为可检测的扰动。因此，脉冲星计时阵列被提议作为$10^{-11} M_\odot$质量尺度上的暗物质子结构的探测器。由于小尺度质量分布与早期宇宙物理学有关，因此脉冲星计时可以限制大爆炸核合成（BBN）之前的热历史，这一时期在很大程度上尚未探测。在这里，我们探讨脉冲星定时阵列的前景，以检测由早期物质支配（EMD）BBN之前的一段时间的印记暗子结构。EMD放大了密度的变化，导致了地球质量以下的高密度暗物质微晕。我们使用最近开发的半解析模型来表征EMD引起的微晕的分布，我们评估在何种程度上可以检测到这些微晕引起的脉冲星时序失真。广义地说，我们发现子0.1- $μ$的定时噪声残差是探测EMD所必需的。然而，与10纳秒的残差，脉冲星定时阵列只有70个脉冲星可以检测到的证据EMD时代的观测时间为20年，如果再热温度是10兆电子伏的顺序。在40年的观测时间里，脉冲星定时阵列可以探测高达150 MeV的EMD再热温度。
2022-06-22 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
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
Dynamics and Equation of State Dependencies of Relevance for Nucleosynthesis in Supernovae and Neutron Star Mergers
中子星（NS）和黑洞（BH）是在恒星核心的最终坍缩终止了质量大于9 Msun的恒星的生命时诞生的。这可能引发核心坍缩超新星（CCSN）中大部分恒星物质的强烈喷射，其极端亮度由放射性同位素（如56 Ni和56 Co）的衰变提供能量。当在近距离双星系统中演化时，这种地狱般灾难的紧密遗迹在轨道上螺旋式地相互靠近，并通过引力波发射逐渐衰减。最终，两个组成部分的猛烈碰撞形成了一个更大的，快速旋转的残余物，再次伴随着大量物质的喷射。这些合并事件可以通过带有余辉的伽马射线的高能爆发和称为千诺瓦的电磁瞬变来观察，这些伽马射线辐射出新组装的快速中子捕获元素的放射性衰变中释放的能量。CCSNe和致密天体并合（COMs）都是重元素核合成的重要场所，通过它们的质量抛射以及抛射物中发生的核反应和中微子反应，在宇宙物质循环和星系化学富集历史中发挥着核心作用。NS物质的核物质状态方程（EoS），从富含中子到质子占主导地位的条件，温度范围从零到~100 MeV，是这些天体物理现象的重要组成部分。它决定了它们的动力学过程，它们的残余性质，甚至在决定NS或BH的水平上，以及中微子的相关发射的性质，中微子的相互作用决定了最里面的喷出物中核合成反应的热力学条件和中子与质子的比率。本章讨论了CCSNe和COM中相应的EoS依赖关联效应。（略有删节）
2023-02-20 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
New Type Ia supernova Yields and the Manganese and Nickel Problems in the Milky Way and Dwarf Spheroidal Galaxies
在我们的追求，以确定Ia型超新星（SNe Ia）的祖先，我们首先更新的核合成收益率为近Ch和次Ch质量白矮星（WD），为广泛的金属丰度，与我们的二维流体动力学代码和最新的核反应率。然后，我们包括在我们的银河系化学演化代码的收益率预测元素丰度在太阳附近的演化和矮球状（dSPH）星系：天炉座，玉夫座，六分仪，船底座。在太阳附近恒星的观测中，Mn与$α$元素表现出相反的趋势，表现出向更高金属丰度方向的增加，这一点在Ch质量WDs的爆燃-爆轰跃迁中得到了很好的再现，但在亚Ch质量WDs的双爆轰中却没有得到很好的再现。Ch-质量超新星Ia的问题是在高金属丰度时Ni的过量产生。然而，我们发现，镍产量的CH质量超新星Ia与太阳尺度的初始组成比以前的作品，这使得预测的Ni丰度内的观测分散低得多。从太阳附近元素丰度的演化趋势来看，亚Ch质量的Ia超新星对化学富集的贡献可达25%.然而，在dSph星系中，可能需要比太阳附近更大的来自亚Ch质量SNe Ia的富集，这导致在较低的金属丰度下[（Mg，Cr，Mn，Ni）/Fe]减少。在玉夫座和船底座观测到的高[Mn/Fe]比也可能需要来自纯爆燃的额外富集，可能是Iax型超新星。未来对dSph星的观测将对Ia型超新星的祖先系统和爆炸机制提供更严格的限制。
2020-04-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fingerprints of heavy element nucleosynthesis in the late-time lightcurves of kilonovae
在双星中子星合并事件GW 170817之后观测到的千诺瓦辐射为通过r-过程合成重核提供了第一个直接证据。光谱能量分布到近红外波长的后期跃迁被解释为指示镧系元素核的产生，其原子质量数A>140。然而，令人信服的证据表明存在较重的第三峰r过程元素（例如，金、铂）或跨铅核仍然难以捉摸。在早期（~天），大部分的r过程加热来自于大量的β衰变统计系综，当喷出物仍然致密时，这些衰变有效地热化，产生一个由单一幂律合理近似的加热速率。然而，在后来的时间里，（数周至数月），衰变能量输入可能由离散数量的α衰变223 Ra主导（半衰期t_{1/2} = 11.43天），225 Ac（t_{1/2} = 10.0 d，在225 Ra β衰变后，t_{1/2} = 14.9 d），裂变同位素254 Cf（t_{1/2} = 60.5 d），其每次衰变释放更多的能量，并且以比β-衰变产物更高的效率热化。晚些时候的星云观测kilonovae约束的放射性功率提供了潜在的识别这些个别同位素的签名，从而确认生产的重核。为了将测辐射热光限制在所需的精度，需要使用像詹姆斯·韦伯太空望远镜这样的敏感仪器进行多历元和宽波段观测。此外，通过比较获得的核加热率与太阳r丰度模式的丰度分布，AT 2017 gfo的热光变曲线，我们发现，尚未确定的r丰度的72锗在供电的光变曲线起着决定性的作用，如果一个假设，GW 170817已经产生了…
2019-01-06 astro-ph.HE nucl-th
The Electromagnetic Counterpart of the Binary Neutron Star Merger LIGO/VIRGO GW170817. IV. Detection of Near-infrared Signatures of r-process Nucleosynthesis with Gemini-South
我们提出了一个近红外光谱序列的电磁对应的二元中子星合并GW 170817先进LIGO/Virgo检测。我们的数据集包括7个时期的J+H光谱与FLAMINGOS-2双子座南之间的合并后1.5和10.5天。在初始时期，光谱主要是由一个光滑的蓝色连续，由于高速，镧系元素贫乏的蓝色kilonova组件。从第二天晚上开始，所有随后的光谱都显示出类似于高浓度镧系元素材料的模型光谱中预测的特征，包括1.07和1.55微米附近的光谱峰。我们的基准模型与0.04 M_sun的喷出物，喷射速度v=0.1c，和镧系元素浓度X_lan= 1 e-2提供了一个很好的匹配的光谱在前五天，虽然它过度预测的后期流量。我们还探索了具有多个拟合分量的模型，在每种情况下，发现镧系元素的显着丰度是必要的，以匹配我们在合并后2.5 d开始观察到的宽光谱峰。这些数据提供了直接的证据表明，即使是最重的r-过程元素，双星中子星合并也是重要的生产场所。
2017-10-16 astro-ph.GA 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
Characterizing SASI- and Convection-Dominated Core-Collapse Supernova Explosions in Two Dimensions
核心坍缩超新星中微子机制的成功依赖于两种流体动力学不稳定性的支持作用：中微子驱动的对流和静止吸积激波不稳定性（SASI）。根据恒星祖先的结构，这些不稳定性中的每一个都可以在爆炸开始之前主导增益区的演变，并对随后的不对称性产生影响。在这里，我们研究的流动动力学在爆炸附近的参数二维，时间依赖性的流体动力学模拟的线性稳定性很好地理解。我们发现，系统的对流参数是亚临界（SASI为主）开发爆炸一旦大规模的，高熵的气泡能够生存几个SASI振荡周期。这些长寿命的结构在冲击膨胀期间由SASI播种。虽然初始扰动的幅值会导致爆炸时间的显著差异，但它们不会从性质上改变这一结果。超临界系统（对流主导）也会通过发展大规模的气泡而爆炸，尽管这些结构的形成是由于浮力活动。非爆炸系统达到一个准稳态，其中时间平均流量调整本身是对流次临界。我们使用球形傅里叶-贝塞尔分解表征湍流，识别相关的缩放和连接的时间和空间分量。最后，我们验证了这些原则在Mueller，Janka，& Heger（2012）的广义相对论辐射流体动力学模拟中的适用性，并讨论了对三维情况的影响。
2014-02-28 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
