贫金属星r过程核合成相关问题的研究进展

快中子俘获过程(r过程)可以解释大约一半比铁重的稳定(和一些长寿命放射性的)富中子核素的产生,这已经被太阳系及各种金属丰度下恒星的观测结果所证实。为建立r过程模型,需要大量的核物理信息:涉及到β稳定谷与中子滴线之间的各种核素的稳定特性及β衰变分支等物理参数,实验和理论都面临巨大的挑战。综述了近年来贫金属星r过程核合成理论的研究情况,包括人们比较关注的主要r过程与弱r过程核合成、元素丰度分布规律及其产生场所等。

Li-Paczynski新星的研究进展(I):理论

致密星并合(中子星-中子星并合与中子星-黑洞并合)后抛射出的富中子(neutron rich)物质是合成r过程元素(r-process elements)的重要场所之一,近17年来的理论研究认为,这些r过程元素衰变产生的能量在热化后将形成光学-近红外(Optical-NIR)辐射,这种光学-近红外暂现现象被称为"Li-Paczynski新星(Li-Paczynski novae)",简称为"LP新星",由于它们的典型峰值亮度约为典型的新星(novae)亮度的1000倍,因此又被称为"千新星(Kilonovae)"。此外,理论与观测都直接或间接地表明致密星并合在一定条件下会形成持续时间较短(T_(90)(?)2 s)的伽玛射线暴(简称短暴,SGRBs),且大部分短暴可能源自致密星并合。在短暴的余辉被确定后,人们就致力于搜寻伴随短暴的LP新星。介绍近17年来LP新星的理论进展。

Li-Paczyński新新星的研究进展(Ⅱ):观测

在Li-Paczynski新星(LP新星)模型被提出以及短暴的余辉被确认后,人们就积极地在短暴的光学(或光学-近红外)对应体中寻找LP新星存在的证据。第2章总结2013年之前的观测结果。第3、4章分别介绍短暴GRB 130603B、GRB 060614的基本性质与它们的近红外对应体的解释,它们的近红外超可能是LP新星存在的信号。第5章介绍短暴GRB 080503的基本性质以及它的光学对应体与X射线对应体的解释,它的光学与X射线光变曲线的晚期再增亮被解释为中子星并合之后的磁星加热的喷射物辐射(Merger-Nova辐射)。如果对于以上短暴伴随的光学-近红外对应物的解释正确,那么它们就给出了短暴与一些特殊的长暴来自致密星并合的第一批证据。除产生LP新星(与Merger-Novae)外,致密星并合之前的高速轨道运动与并合自身都将产生强烈的引力波暴(Gravitational-Wave Bursts,GWBs)。随着引力波时代的到来,致密星并合对应的各种电磁波现象的理论研究与观测受到更加密集的关注。由于引力波暴定位的不确定性较大,因此伴随引力波暴的LP新星可以作为引力波暴精确定位的最佳候选者之一。正在快速发展的高频度宽场光学-近红外巡天将对LP新星等现象进行富有成效的探索,并与引力波探测研究互相影响。因此,我们在最后介绍未来探测LP新星的方法及其多信使探测的前景。

WLW原子核质量模型在γ过程研究中的应用

本工作利用最近提出的WLW宏观-微观原子核质量模型,在经典r过程框架下很好地描述了太阳系r过程核素丰度分布.与常用的FRDM质量模型相比,新计算更好地再现了A≈135和A≈180质量区的太阳系r过程核素丰度,尤其避免了其他相似计算中A=135附近出现的与观测不符的丰度峰问题.分析表明,这种差异可能暗示WLW更为合理地处理了壳结构和对称能.

等待点N=82附近核素β^-衰变寿命的研究

利用提出的远离稳定线附近的原子核β-衰变寿命的指数规律理论计算公式,对N=82附近快中子过程中等待点核素的β-衰变寿命进行了理论计算,比较了所获得的计算结果与最新的理论结果和实验结果并加以讨论.研究表明,相对于理论复杂和计算时间长的微观理论计算而言,利用考虑壳效应的远离稳定线的原子核β-衰变寿命指数规律理论计算公式能较快且准确地得出快中子俘获过程(R过程)等待点核素的β-衰变寿命.这能为R过程核素合成网络计算研究提供有效可靠的重要物理输入,并对今后天体中核素的合成研究具有重要意义.