中微子是超新星生成重元素的新途径

 恒星在漫长的一生中通过其内部的核聚变放出能量,普遍认为恒星内部是碳和较重元素的诞生地。以这种方式生成的最重元素是铁和镍,一般认为更重的元素是通过慢中子俘获反应(s-过程)和/或快中子俘获反应(r-过程)生成的。尽管对这些核合成机制已经有了一段时间的了解,但是一些元素的丰度仍有未解之谜。瑞士巴塞尔大学(UniversitatBasel)的卡拉·弗勒利希(Car-laFrhlich)和达姆施塔特市(Darmstadt)德国重离子研究所(Gesellschaftf櫣rSchwerionenforschung,GSI)的加百利·马丁斯-潘内多(GabrielMart姫nez-Pinedo)与同事们提出     

核天体物理中的核结构问题

核结构信息在星体的演化和爆炸以及宇宙元素生成的研究中起着极重要的作用. 原子核基态性质(如质量、寿命、衰变分支), 特别是不稳定核的性质, 可以定性地和定量地改变天体物理模拟的预言. 远离稳定线粒子滴线的位置和壳结构也会强烈地影响天体物理的预言. 举几个例子说明新的核结构信息对于新星、X射线爆和核芯塌缩超新星的戏剧性影响. 其中的某些方面来自于橡树岭实验室放射性离子束设备上的¹⁸F, ⁸²Ge和⁸⁴Se放射核束的最新实验测量结果. 同时展示新一套软件工具如何帮助确定核物理研究对于天体物理的影响.     

在有结块的星周介质中膨胀的超新星遗迹的物理特性

研究了超新星遗迹在有结块的星周介质中膨胀时的物理特性.考虑了不均匀介质中的结块的蒸发对遗迹的演化和内部结构的影响之后,发现在密度随半径为幂律分布(负幂指数为≈0～3)的星周介质中,一般均存在着自相似解.对于幂指数为-2即介质是大质量前身恒星的不均匀自由星风的情况,基于详细的动力学解,给出描述遗迹X射线表面相对亮度分布、X射线光度、X射线发射物质质量、气体平均温度、红外和Hα光度等可观测物理量的公式和图表;表明当参数适当时,蒸发物质会在中心附近堆积,导致X射线形态呈现中间亮、边缘暗.     

Optical Evidence for Circumstellar Interaction Around SN 1993J

We study the circumstellar interaction around SN 1993J by its intermediate-band light curves obtained by the 60/90 cm Schmidt telescope at Xinglong station. The optical emission showed a slow decay of 0.054-0.02 mag/100d in the period from 1995 to 2003, invoking a main energy contribution from SN-circumstellar interaction at late times. The relatively flat power law SN density model fits better with the observations. In particular, the lineratio of [O Ⅲ])λλ4959, 5007 and Na I D relative to Ha are well reproduced by the model. Moreover, the Hα light curve displayed obvious bump structures at some epochs, which is probably attributed to the density fluctuations in the ambient material that surrounds the reverse shockwave.     

和2002年诺贝尔物理学奖有关的一段史实

文章叙述了和2002年诺贝尔物理学奖有关的一段史实，人们可以从中获得有益的启示．     

星际γ射线谱线辐射流量的估算和来源探讨——Ⅰ.SN Ⅱ和SN Ⅰb的贡献

本文运用最新的超新星模型数据并考虑了星体的不同空间分布和质量分布,对多种核素所产生的γ射线谱线辐射流量做了计算和讨论.计算结果表明,SN Il和SN Ib很可能是²⁶Al的主要来源之一。     

γ射线暴的最新研究进展:火球模型、余辉及前身星

γ射线暴 (称简γ暴 )的研究在最近几年里有了巨大的突破。观测上 ,人们发现了γ暴的低能余辉以及与γ射线爆发同时的光学爆发 ,还发现了它位于宇宙学距离的寄主星系。越来越多的观测证据还表明长时标γ暴与恒星形成区、甚至可能与超新星成协。在γ暴的相对论火球模型框架下 ,人们对γ暴以及余辉的产生机制的认识也有了进展。进而人们对γ暴的前身星以及环境效应等有了新的认识。本文旨在对这些进展和认识给一个扼要的评述     

测量哈勃常数

天体退行速度与到我们距离之比这一宇宙学基本参数,或许蕴含着有关宇宙的年龄、组成和结构的信息。2011年爆发了一场充满激情的辩论:宇宙膨胀的发现应该归功于谁?背景如下。截止1922年2月美国天文学家斯莱弗已测得了41个星系的红移。1924年,瑞典天文学家伦德马克提供了宇宙膨胀的初步定性证据。然而,他的结果并无太大分量,因为他引入了所有星系直径相同这一并不太靠谱的假设。     

超新星爆发环境核素56,57,59,60Co的电子俘获

基于壳模型与Random Phase Approximation理论, 利用Shell-Model Monte Carlo方法, 研究了超新星爆发环境核素^56,57,59,60Co的电子俘获与电子丰度变化率. 我们的结果与利用Aufderheide方法计算的结果进行了误差对比. 结果表明: 电子俘获率受温度和密度的影响大大增加, 甚至增加达6个数量级以上(如在ρ₇=0.43, Y_e=0.48核素^57,59,60Co). 另一方面, 随着温度和密度的增大, 电子丰度变化率大大降低, 甚至减小达5个数量级以上(如在ρ₇=5.86, Y_e=0.47核素⁵⁹Co). 通过对误差因子的分析表明, 在低温低密度环境二种结果误差较大; 而在高温高密度环境, 二种结果误差相对较小. 关键词： 电子俘获 超新星