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rp過程とS過程星内元素合成の研究

RP过程和S过程星内核合成研究

基本信息

批准号：
05243206
负责人：
橋本正章
金额：
$ 1.6万
依托单位：
Kyushu University
依托单位国家：
日本
项目类别：
Grant-in-Aid for Scientific Research on Priority Areas
财政年份：
1993
资助国家：
日本
起止时间：
1993 至无数据
项目状态：
已结题

来源：
https://kaken.nii.ac.jp/en/grant/KAKENHI-PROJECT-05243206/
关键词：
元素合成超新星恒星進化核反応中性子星

项目摘要

この研究を通じて我々は以下の2つのことを明かにすることができた。1.13、15、20、25M_〓の大質量星の進化計算と、超新星爆発にともなう爆発的元素合成の計算を系統的に行い爆発的p-過程を調べた。爆発的p-過程でできるp-元素についてSalpeterの質量関数を用いて積分することにより大質量星で生成されるp-元素の平均値を初めて定量的に算出できた。その結果、35個のp-元素のうち^<92,94>Mo,^<96,98>Ru,^<108>Cd,^<113>In,^<115>Sn,^<138>La,^<152>Gdを除いては太陽系組成比しほぼ整合するだけp-元素が生成されることが解った。生成されない元素はむしろ大質量星でのs-過程及びr-過程と関係していると推測され、今後の研究が必要である。2.熱核反応率、^<12>C(alpha,gamma)^<16>Oは恒星進化、超新星爆発、元素合成と銀河の化学進化に多大の影響を及ぼすが現在のところ実験的にも理論的にも確定していない。1985年(300kevに外挿した核反応断面積は約100kev・b)と1988年に出版された2の異なる値は前者が後者の2.4倍だけ大きい。われわれは典型的大質量星である25M_〓星につい両方の値を使って星の進化と爆発的元素合成のシミュレーションを遂行した。その結果1988年の値では太陽系組成比に相対的にNe,Na,Mgが過剰にできすぎることがわかった。結局、真の値は不確定性を考慮して2倍程度であると恒星進化と元素合成から制限をつけることができた。今後はさらに系統的な星の進化と元素合成の計算により制限をきびしくすることがひつようである。

Please do some research on the following information: please tell me that I am sorry. 1.13,15,20,25m, the elements of the evolutionary calculation of the large mass star and the supernova explosion are synthesized to calculate the p-process explosion of the system. The explosion of the p-process factor, the number of the element, the number of the Salpeter, the quantity of the element, the average value of the element, the quantity of the quantity, the quantity of the quantity, the average value of the element. The results of the simulation, 35 examples of the p-element model ^ & lt;92,94>Mo, ^ & lt;96,98>Ru, ^ & lt;108>Cd, ^ & lt;113>In, ^ & lt;115>Sn, ^ & lt;138>La, ^ & lt;152>Gd are used to generate a solution for the integration of the components of the matrix. The generation of information elements requires a large amount of information about the process and r. the process and the process will be studied in the future. two。 Nuclear reflection rate, ^ & lt;12>C (alpha,gamma) ^ & lt;16>O stellar evolution, supernova explosion, elemental synthesis, chemical evolution, and the current theory of stellar evolution. In 1985 (300kev), the positive cross section of the nuclear reaction was about 100kev. In 1988, it was published that the former was 2.4times larger than that of the former. This is a typical large-scale star. 25m. This makes it possible to improve the composition of the explosive elements of the star. The results showed that in 1988, the number of people living in Ne,Na,Mg was higher than that in other countries. At the end of the day, the true uncertainty test shows that the chemical synthesis of elements in stars is twice as strong as the limit on the composition of elements. In the future, the satellite evolution elements of the system will be calculated in order to determine the limit of the system.