Нуклеосинтез тяжелых элементов на конечных стадиях эволюции тесных двойных систем нейтронных звёзд тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 00.00.00, кандидат наук Игнатовский Антон Юрьевич

• Игнатовский Антон Юрьевич
• кандидат наук
• 2025

Оглавление диссертации кандидат наук Игнатовский Антон Юрьевич

Введение

Актуальность

Научная значимость

Цели исследования

Научная новизна

Основные положения, выносимые на защиту

Личный вклад автора

Степень достоверности

Апробация работы

Публикации автора по теме диссертации

Объем и структура диссертации

Глава 1. Нуклеосинтез в г-процессе

1.1 Литературный обзор

1.2 Ядерные данные

1.2.1 Массовая формула и граница существования ядер

1.2.2 Скорости захвата и фотодиссоциации нейтронов

1.2.3 Бета-распады и запаздывающие процессы

1.2.4 Деление ядер

1.3 Область протекания г-процесса

Глава 2. Модель нуклеосинтеза

2.1 Сетка дифференциальных уравнений нуклеосинтеза

2.2 Численная схема

2.3 Библиотеки ядерных данных

Глава 3. Варианты эволюции тесной двойной системы

нейтронных звёзд

3.1 Сценарий слияния

3.2 Сценарий обдирания

3.2.1 Характеристики треков

Стр.

3.2.2 Влияние ударной волны на условия нуклеосинтеза

3.2.3 Модель декомпрессии сверхплотного вещества

Глава 4. Нуклеосинтез в сценарии обдирания

4.1 Влияние уравнения состояния вещества на нуклеосинтез

4.2 Зависимость результатов нуклеосинтеза от точности прогнозов ядерных данных и скоростей реакций

4.3 Нагрев ударной волной вещества ММНЗ

4.4 Декомпрессия вещества при взрыве ММНЗ

4.5 Результаты нуклеосинтеза в коре ММНЗ

Заключение

Список рисунков

Список таблиц

Список сокращений и условных обозначений

Словарь терминов

Благодарности

Список литературы

Список определений и значений физических величин

Бп(А, Z) = М(А — 1, ^) + тп — М(А, Z) - энергия связи нейтрона в МэВ БР(А, Z) = М(А — 1, Z — 1) + тр — М(А, Z) - энергия связи протона в МэВ %) = М(А, Z) — М(А, Z + 1) — те - энергия минус ^-распада в МэВ Qв+\A, Z) = М(А, Z) — М(А, Z — 1) — те - энергия плюс в-распада в МэВ

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Нуклеосинтез тяжелых элементов на конечных стадиях эволюции тесных двойных систем нейтронных звёзд»

Введение

Вопрос о том, каким образом образовалось всё наблюдаемое вещество во Вселенной стоит давно. На сегодняшний день известно 118 химических элементов от водорода (Н), имеющего Z=l, до оганесона (Og), имеющего Z=118. Большинство элементов имеют по крайней мере один стабильный изотоп (за исключением технеция (Тс) Z 43 и прометия (Pm) Z=61, а также тяжёлых элементов с Z>82). Элементы до плутония (Pu) Z 94 встречаются на Земле. Нестабильные изотопы с Z=94-118 могут временно образовываться во взрывным астрофизических событиях или в лабораторных условиях при облучении элементов с 2=83-98, выступающих в роли мишеней и имеющих относительно долгое время жизни, пучками лёгких ядер от гелия (Не) Z=2 и углерода (С) Z=6 до кальция (Ca) Z=20. Например, тяжелейший существующий на сегодняшний день элемент был получен в ходе реакции бомбардировки калифорния-249 стабильными изотопами кальция-48: 249Ca + 48Ca ^294 Og + 3n. Интерес к образованию всё более тяжёлых элементов спровоцирован желанием дойти до гипотетически существующего острова стабильности химических элементов, которые, благодаря заполненности протон-нейтронных оболочек (так называемые дважды магические числа: элементы близкие к N=184 и Z 120). могут быть стабильными относительно процессов деления и распада.

Проблемы нуклеосинтеза тяжёлых элементов выходят за пределы области ядерной физики и находится на стыке теоретической физики, ядерной физики и астрофизики, что обеспечивает высокую актуальность проводимых исследований.

Актуальность. Изучение процессов образования химических элементов в природе и физических объектах, в которых создаются условия для нуклеосинтеза, является одним из важных направлений современной астрофизики. Высокая актуальность исследований процесса нуклеосинтеза подтверждается, в частности, недавней регистрацией с помощью детекторов LIGO-Virgo гравитационных волн от слияния нейтронных звёзд в тесной двойной системе, обнаружения сопутствующего гамма-всплеска GRB170817A космическими лабораториями FERMI и INTEGRAL, и регистрации лантаноидов в спектре килоновой 11 7], что подтверждает реализацию одного из основных сценариев образования

тяжёлых элементов. В последние годы, наряду с прогрессом в наблюдениях спектров химических элементов в звёздах разной металличности, активно развиваются теоретические модели прогнозирования ядерных характеристик короткоживугцих нейтроноизбыточных ядер, вовлечённых в процессы нуклеосинтеза большинства тяжёлых ядер [8; 9], что расширяет возможности для моделирования нуклеосинтеза в г-процессе. Это также стимулировало развитие модели нуклеосинтеза и дало возможность тестировать новые модели на подтверждённых астрофизических сценариях. Появление разновидности сценария эволюции тесной двойной системы нейтронных звёзд — сценария обдирания [10; 11] усилило актуальность существующей проблемы.

Научная значимость. Наблюдения последних лет показали, что наиболее вероятный сценарий г-процесса связан с выбросами нейтронизированного вещества при эволюции тесных двойных систем нейтронных звёзд, а не при взрывах сверхновых, как считалось долгое время [12—16]: такой сценарий обеспечивает значительно более высокий поток нейтронов, чем большинство вариантов коллапса сверхновой. Характер развития такого сценария, как показывают последние работы, неоднозначен и повышает интерес к данной тематике. В то же время эволюция тесной двойной системы не может полностью объяснить происхождение всех тяжёлых элементов: длительное времени жизни тесной двойной системы (порядка 109 лет [17]) должно приводить к более позднему обогащению г-элементами звёзд галактического гало [18; 19], что противоречит спектроскопическим данным [20]. Возможно, первичное обогащение г-элементами может происходить за счёт быстрой эволюции первичных массивных звёзд, скол лансировавших с образованием струй сильно нейтронноизбыточного вещества, в котором развивался г-процесс. На больших временных масштабах могут начать преобладать сценарии двойных систем, а суммарная распространённость тяжёлых элементов являться композицией всевозможных процессов.

Несмотря на доказанность основного механизма создания условий для г-процесса, детали развития нуклеосинтеза на конечной стадии эволюции пары компактных объектов до сих пор точно не определены. Сравнение различных механизмов нуклеосинтеза в разных сценариях процесса слияния нейтронных звёзд, проводимое в данном исследовании, должно способствовать лучшему пониманию природы образования тяжёлых элементов.

Целью данной работы является изучение особенностей протекания нуклеосинтеза при взрыве маломассивной нейтронной звезды (ММНЗ), образующейся в конце одной из разновидностей эволюции тесной двойной системы нейтронных звёзд - сценарии обдирания ММНЗ:

1. Построение модели для изучения различных процессов нуклеосинтеза, развивающихся при взрыве ММНЗ.

2. Модифицирование алгоритмов расчёта скоростей бета-распада атомных ядер и учёт влияние захвата электронов и позитронов нуклонами и ядрами.

3. Проведение расчётов нуклеосинтеза для разных характерных треков сброса вещества в сценарии обдирания, заканчивающегося взрывом ММНЗ, и определение зависимости результатов от используемых ядерных данных.

4. Определение влияния взрывной волны, образующейся при разрушении нейтронной звезды минимальной массы, а также сопутствующего нагрева среды на динамику протекания и тип нуклеосинтеза, проходящего в сбрасываемой коре нейтронной звезды.

5. Изучение распространённости тяжёлых элементов, образующихся при взрыве, и их количества, выброшенного в окружающую среду.

Научная новизна:

1. Впервые на основе гидродинамических расчетов взрыва ММНЗ рассмотрен нуклеосинтез тяжёлых элементов в коре ММНЗ в сценарии обдирания.

2. Показано, что за образование новых элементов во внутренней коре в основном отвечает г-процесс, в то время как во внешней коре основные изменения в химическом составе среды происходят за счёт «ударно-волнового нуклеосинтеза», инициатором которого является ударная волна, нагревающая вещество до Т = 1010 К и выше.

3. Предложены простые феноменологические модели декомпрессии вещества субъядерной плотности и рассмотрено их влияние на результаты нуклеосинтеза тяжёлых элементов, развивающегося при взрыве ММНЗ.

4. Оценена масса тяжёлых элементов, образующихся при нуклеосинтезе в процессе сброса коры ММНЗ в сценарии обдирания.

5. Впервые рассмотрено влияние уравнения состояния вещества на эволюцию треков при взрыве ММНЗ. Показано, что изменение динамики температуры и плотности приводит к значительному изменению результатов нуклеосинтеза.

Основные положения, выносимые на защиту:

1. Создание модели нуклеосинтеза, которая позволяет моделировать быстротекущие взрывные процессы, приводящие к переходу от г-процесса к взрывному нуклеосинтезу и обратно.

2. Разработка моделей декомпрессии, описывающих переход от вещества субъядерной плотности к модели горячей плазмы, для которой и была развита модель нуклеосинтеза.

3. Моделирование нуклеосинтеза тяжёлых элементов в сценариях эволюции тесной двойной системы нейтронных звёзд, и определение масс образующихся тяжёлых элементов.

4. Выявление и исследование особенностей нуклеосинтеза во внутренней и внешней коре нейтронной звезды малой массы при её разрушении - обнаружение того, что ударная волна, проходя по всему веществу и нагревая его, меняет характер нуклеосинтеза и состав образующихся элементов.

5. Выявление сильной зависимости результатов нуклеосинтеза не только от параметров модели, но и от ядерных данных, используемых в сценарии обдирания.

Личный вклад. Часть научных результатов диссертации получена совместно с другими соавторами. В этих работах вклад автора в постановку задач и интерпретацию полученных результатов был не меньшим, чем вклад других соавторов. Все вычисления были выполнены диссертантом самостоятельно.

Автор диссертации:

1. Развил модель нуклеосинтеза, добавив в неё реакции слабого взаимодействия.

2. Модифицировал код нуклеосинтеза, обновив в том числе базу ядерных данных и систему ввода-вывода.

3. Разработал алгоритмы оценки скоростей реакций с учётом ядерной систематики для экзотических тяжёлых ядер, данные для которых отсутствуют.

4. Провел оптимизацию пакета программ, решающих разреженную систему жёстких дифференциальных уравнений; лично выполнил и обработал расчёты нуклеосинтеза, представленные в диссертации.

5. Определил массу тяжёлых элементов, образующихся при взрыве маломассивной нейтронной звезды.

6. Предложил для определения параметров вещества, в котором развивается нуклеосинтез, простые модели декомпрессии ядерного вещества, позволяющие определить исходный состав ядерной материи, зависящий как от модели декомпрессии, так и от уравнения состояния используемого для определения деталей сценария взрыва.

7. Обработал полученные результаты и создал необходимые пакеты прикладных программ, необходимых для визуализации результатов.

Цели и задачи исследования были разработаны соискателем совместно с научным руководителем.

Степень достоверности полученных результатов обеспечивается использованием хорошо зарекомендовавших себя в различных задачах алгоритмов численного решения систем нелинейных жёстких дифференциальных уравнений, а также использованием проверенных ядерных данных мирового уровня, полученных и тестированных в ведущих мировых астрофизических центрах. Научные результаты, представленные в диссертационной работе, были успешно апробированы на международных и российских конференциях и опубликованы в рецензируемых научных изданиях, индексированных в базах данных РИНЦ, Scopus и Web of Science.

Апробация работы. Результаты диссертации докладывались автором на следующих конференциях и семинарах:

1. Молодежная конференция по теоретической и экспериментальной физике «ККТЭФ-2021», 15-18 ноября 2021.

2. «Всероссийский VIII Молодежный научный форум Open Science 2021» с международным участием (Гатчина, ПИЯФ, 17-19 ноября 2021).

3. 65-ая «Всероссийская научная конференция МФТИ» (Долгопрудный, МФТИ, 2023).

4. 20-ая «Конференция молодых учёных - Фундаментальные и Прикладные Космические Исследования» (Москва, ИКИ РАН, 12-14 апреля

2023).

5. 74-ая международная конференция «ЯДРО-2024, Фундаментальные проблемы и приложения» (Дубна, ОИЯИ, Россия, 1-5 июля,

2024). https://indico.j inr.ru/event/4304/timetable/#20240701. detailed

6. 7-ая международная конференция по физике частиц и астрофизике «ICPPA-2024» (Москва, МИФИ, 22-25 октября, 2024). https://indico. particle.mephi.ru/event/436/timetable/#20241022.detailed

7. Семинар сектора теоретической астрофизики ФТИ им. Иоффе (Санкт-Петербург, 19 сентября 2024).

8. Семинар кафедры теоретической физики им. Ландау МФТИ (Долгопрудный, 31 января 2025).

Публикации автора по теме диссертации. Основные результаты по теме диссертации изложены в 6 публикациях. Из них 4 (1-4) опубликованы в изданиях, индексируемых в базах данных Scopus и Web of Science:

1. Ignatovskiy A. F., Panov I. V., Yudin A. V. Dependence of the Results of Nucleosynthesis on the Equation of State for Neutron-Star Matter // Phys. At. Nucl. - 2023. - Okt. - Т. 86, № 5. - С. 692 700. - DOI: 10.1134/ SI063778823050216.

2. Stripping Model for Short GRBs: The Impact of Nuclear Data / A. Yudin [и др.] // Particles. - 2023. - Авг. - Т. 6, № 3. - С. 784 800. - DOI: 10.3390/particles6030050.

3. Panov I. V., Ignatovskiy A. F., Yudin A. V. The Influence of a Shock on the Nucleosynthesis Developing during the Explosion of a Low-Mass Neutron Star // Astron. Lett. - 2024. - T. 50, № 7. - C. 457 467. - DOI: 10.1134/ S106377372470035X.

4. Ignatovskiy A. F., Panov I. V., Yudin A. V. Low-mass neutron star nucleosynthesis - stripping scenario // Int. J. Mod. Phys. E. — 2024. — Окт. — Т. 33, № 12. - С. 2441010. - DOI: 10.1142/S0218301324410106.

и

5. Игнатовский А. Ю.7 Панов И. В.7 Юдин А. В. r-процесс: роль электронов и позитронов в образовании зародышевых ядер // Сборник тезисов VIII Всероссийского молодёжного научного форума «OPEN SCIENCE 2021». - 2022. - Нояб. - С. 52.

6. Ignatovskiy А. Г., Panov I. V., Yudin A. V. NUCLEOSYNTHESIS IN A LOW-MASS NEUTRON STAR CRUST. STRIPPING MODEL. // LXXIV International Conference «Nucleus-2024: Fundamental problems and applications». — 2024. — Авг. — С. 205.

Объем и структура диссертации. Диссертация состоит из введения, 4 глав и заключения. Полный объём диссертации составляет 102 страницы, включая 29 рисунков и 4 таблицы. Список литературы содержит 156 наименований.

Во введении перечислены цели и задачи диссертации, освещены актуальность, новизна и научная значимость исследования. Перечислены основные положения, выносимые на защиту. Конкретизирован личный вклад автора. Приведён список публикаций и конференций, на которых основные результаты работы были представлены.

Глава 1 посвящена описанию физики r-процесса, а также истории развития нашего представления, в каких объектах и в каких макроскопических процессах могут быть реализованы необходимые для быстрого нуклеосинтеза условия. Поскольку r-процесс проходит в условиях высокой концентрации свободных нейтронов и в области экспериментально неизученных ядер, также актуален вопрос о расчетах большого числа ядерных характеристик этих ядер. В главе кратко рассмотрены вопросы прогнозирования различных ядерных данных и влияния ядерных моделей как на характеристики самих ядер, так и на скорости их взаимного превращения. Рассмотрены основные типы наиболее вероятных на сегодняшний день сценариев эволюции астрофизических объектов, в которых реализуются условия для г-процесса.

В главе 2 описана модель нуклеосинтеза и компьютерный код, её реализующий. Модель нуклеосинтеза учитывает все основные ядерные реакции, вносящие вклад в образование новых химический элементов. Скорости реакций являются коэффициентами разреженной системы жёстких дифференциальных уравнений, описывающих изменение концентраций всех существующих изотопов. В качестве основного инструмента был использован код SYNTHER,

дополненный и модифицированный автором в процессе работы над диссертацией. Модификации были реализованы и протестированы на моделях эволюции джетов при слиянии нейтронных звёзд в тесной двойной системе и взрыве термоядерной сверхновой.

В главе 3 приведены сценарии г-процесса, реализующиеся в процессе эволюции тесной двойной системы нейтронных звёзд. В рамках сценария обдирания продемонстрировано влияние различных ядерных данных, моделей декомпрессии субъядерного вещества, уравнений состояния и нагрева оболочки ММНЗ генерируемой ударной волной (зависимости плотности и температуры вещества от времени) на динамику нуклеосинтеза.

В главе 4 представлен ряд результатов нуклеосинтеза тяжёлых элементов в сценарии обдирания с определением роли различных параметров: ядерных данных, моделей декомпрессии субъядерного вещества, уравнений состояния и нагрева.

Глава 1. Нуклеосинтез в г-процессе

Solar System Relative Elements Distribution

ад J

10 8 б

A

D

, 4

СЛ

О О С cd

с

3 -2

-4 -б

т-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-1-г

H

Big Bang Nucleosynthesis Stellar Burning s-process peaks r-process peaks

Li Be

Pb

Th

■ • •

log N(Si) = б

p .

U

J_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_I_L_

0

50 100 150 200 Atomic Mass Number, A

Рисунок 1.1 — Наблюдаемая относительная распространенность химических элементов в зависимости от атомших) массовохх) числа А в солнечной системе на основе данных [21]. Нормировка выбрана так, что N(81) = 106.

Эта глава посвящена описанию физики г-процесса, а также истории развития понимания в каких объектах и в каких макроскопических процессах могут реализоваться необходимые для нуклеосинтеза условия. Поскольку быстрый г-процесс реализуется в условиях высокой концентрации свободных нейтронов и протекает в области неизученных экспериментально ядер, остро стоит вопрос прогнозирования большого числа ядерных характеристик короткоживущих ней-тронноизбыточных ядер. Будут кратко рассмотрены вопросы прогнозирования различных ядерных данных и влияние ядерных моделей как на характеристики самих ядер, так и на скорости их взаимного превращения. Приводится история развития астрофизических сценариев, в которых реализуются условия для г-процесса.

1.1 Литературный обзор

Общепринятой космологической моделью на сегодняшний день является Теория Большого Взрыва, согласно которой изначально сформировались самые лёгкие элементы: водород (Н) гелий (Не) Ъ 2 и литий (1л) Ъ 3. Осталь-

ные элементы были образованы в звёздах, самые первые из которых зародились спустя сотни миллионов лет после Большого Взрыва. Концепции звёздного нуклеосинтеза впервые были изложены в 1950-ых годах [22].

Вопрос образования наблюдаемой концентрации химических элементов в природе (см. рис. 1.1) представляют интерес для всей астрофизики и является одной из важнейших проблем современной физики. Достаточно хорошо понятна физика образования новых элементов на разных стадиях медленного горения в звёздах разной массы. Во время своей эволюции и на взрывных финальных стадиях жизни массивные звёзды могут синтезировать элементы от углерода (С) Ъ 12 до титана (Т1) Z—22, элементы железного пика (от скандия (Бс) Ъ 21

Е/А, [МэВ]

1 1 1 1

«са ^е я2п

_ 'ЧГ*^6 ! г N 1 1 Яв 1 1 1Г ! * ! А н Ги 1 В I 11 1 JS 1 1 л I и ——JÜLI

1 и 1 1 щ 1 1 Я 1

1 £ 1 ' не 1 1

1 !

1 н 1 1 I 1

О 50 100 150 200 250

А

Рисунок 1.2 — Энергия связи ядер на нуклон E/A [МэВ] в зависимости от атомного массового числа А, построенная для стабильных изотопов химических элементов. Точками и подписями обозначены химические элементы, цифры рядом с точками атомные массовые числа А изотопов. Ядра с наибольшей энергией связи располагаются вблизи железа (Fe) Z 26 и называются «железным ником».

до цинка ^и) 2=30), которые имеют наибольшую энергию связи на нуклон

[(Л - Z)mn + 2шр - М^,Л)]е2

£ =-л--^ ^

(см. рис. 1.2, и тяжелее [16; 23—25]. Для производства более тяжёлых ядер вплоть до свинца (Pb) Z=82, висмута (Bi) Z=83 и актинидов Z=89-103 требуются свободные нейтроны [26]. Небольшое количество тяжёлых изотопов может быть получено в результате реакций с заряженными частицами и фотонами при взрывном нуклеосинтезе, так называемый р-процесс с большим содержанием свободных протонов [27^29] и, возможно, за счёт взаимодействия с нейтрино в таких средах, у- и vp-процессы [30—32].

Основными процессами нуклеосинтеза под действием нейтронов являются медленный s-процесс (slow) и быстрый r-процесс (rapid), которые отличаются плотностями доступных свободных нейтронов и возникающими в результате разными временными масштабами для реакций с их участием. В s-процессе скорость захвата нейтронов много меньше скоростей бета-распадов Лпу ^ Л—а, благодаря чему он проходит рядом с границей области стабильных ядер преимущественно в процессе звёздной эволюции. Временной масштаб такого процесса превышает тысячи лет. Для большинства участвующих в процессе ядер имеются экспериментальные данные [33—35], что облегчает его моделирование. r-процесс обеспечивает производство самых тяжёлых ядер в течение нескольких секунд и требует высокой плотности свободных нейтронов в среде. Его путь лежит в области крайне нестабильных нейтронноизбыточных ядер, о которых как правило нет экспериментальных данных. Существуют также модель промежуточного процесса захвата нейтронов между s- и r-процессами: и-процесс [36].

Различают слабый и сильный г-процесс [37; 38], отличающиеся продолжительностью нуклеосинтеза, определяемой или разными начальными условиями, либо разной скоростью изменения условий в сценарии. Сильный r-процесс, безусловно, отвечает за образование изотопов А > 120 и его расчёты воспроизводят часть наблюдаемой распространённости тяжёлых элементов [39—41]. Элементы с А < 120, по-видимому, должны образовываться в слабом r-процессе, который может происходить как в тех же сценариях, что и сильный r-процесс, но при меньшей продолжительности условий его протекания, так и в иных.

В каких астрофизических объектах или сценариях их эволюции создаются условия для протекания r-процесса? Простые оценки совместно с аналити-

ческими и численными расчётами |42 44| показывают, что для образования элементов вблизи уранового пика (U) Z=92 необходимо до 150 свободных нейтронов на зародышевое ядро вблизи железного пика (Fe) Z=26. Это соответствует развитию нуклеосинтеза в среде, характеризующейся значениями электронов на один барион Ye = 0.1 — 0.2. Поиски астрофизических сценариев с требуемыми условиями для объяснения наблюдаемого изобилия химических элементов (см. рис 1.1) включали в себя большое количество предположений на протяжении многих десятилетий (см., например, [45; 46] и приведённые там ссылки). Первые численные модели r-процесса включали в себя как стационарные [37], так и динамические |47 491 варианты. В настоящее время можно выделить следующие наиболее вероятные сценарии, в которых реализуются условия для г-процесса:

1. Образование условий для r-процесса возможно при взрыве массивных звёзд (8-10 солнечных масс) с O-Ne-Mg ядром. Они чаще всего связывается с нейтринным ветром, образующимся при коллапсе таких звёзд [45; 50; 51] - сверхновых, вспыхивающих благодаря реакциям бета-захвата (electron-capture supernovae) [52]. Также возможен взрыв сверхновой с коллапсом ядра в результате фазового перехода первого рода при превращении обычной ядерной материи в кварк-глюонную плазму [53]. Однако, при взрывах таких сверхновых может происходить лишь слабый г-процесс [12—14].

2. Слабый r-процесс может быть инициирован также другим механизмом - взаимодействием нейтринной вспышки от сколлапсировавшего ядра массивной звезды с гелиевой оболочкой [54; 55].

3. Коллапсы ядер массивных звёзд с быстрым вращением и сильными магнитными полями (магниторотационный механизм [56—58]), могут приводить к нейтронным звёздам с экстремальными магнитными полями вплоть до 1015 Гс (магнетары) и выбросам обогащённых нейтронами джетов вдоль полярной оси [59; 60]. Интерес к индуцируемому маг-ниторотационным механизмом взрыву заключается в возможности протекания г-процесса [60] на ранней стадии эволюции галактик, что может объяснить присутствие r-элементов в звёздах низкой металлич-ности [61; 62].

4. Выбросы вещества при слиянии двух нейтронных звёзд или чёрной дыры и нейтронной звёзды (merging) тоже могут сопровождаться г-про-

цессом; они изучались много лет (см., например, [8] и приведённые там ссылки), ещё до обнаружения этих событий [1; 2]. Также возможно развитие неустойчивости и разрушение маломассивного компонента тесной двойной системы нейтронных звёзд и выброс всей его массы в межзвёздную среду - сценарий обдирания (stripping) [10].

5. Приливное разрушение нейтронной звезды чёрной дырой [36] и взрывные события в оболочках одиночных нейтронных звёзд [63].

Нейтронные звёзды [64; 65], как одиночные, так и входящие в двойные системы - интереснейшие объекты, как для исследования физики объектов субъядерной плотности, так и происхождения элементов. Несмотря на наблюдательные подтверждения считающегося сегодня основным сценарием г-процесса - эволюции тесных двойных систем нейтронных звёзд 11 7|. детали эволюции таких систем ещё не ясны, как и детали формирования условий для начала r-процесса. Случай слияния НЗ приблизительно одинаковых масс [66], или merging, приводящий к образованию одиночной массивной нейтронной звезды или чёрной дыры и динамических выбросов нейтронноизбыточного вещества, в которых протекает r-процесс, последние годы активно исследуется. Изучение альтернативного варианта эволюции тесной двойной системы нейтронных звёзд - сценария обдирания [10; 11], проводимое в данном исследовании, должно способствовать лучшему пониманию природы образования тяжёлых элементов. Предложенный впервые в 1977 году сценарий [10] обдирания, являющийся разновидностью эволюции тесной двойной системы нейтронных звёзд, долгое время оставался в тени. Однако было показано [11; 67], что многие параметры пекулярного гамма-всплеска GRB170817A [1] лучше объясняются именно обдиранием, а не слиянием, что сделало этот сценарий вновь актуальным в последние годы [68].

1.2 Ядерные данные

При высоких отношениях нейтронов к нуклонам (Ye < 0.3) r-процесс проходит в области сильно нейтронноизбыточных ядер вблизи границы нейтронной стабильности. Подавляющая часть этих нестабильных изотопов, вовлеченных в r-процесс, ещё не была изучена в лабораторных условиях, и потому свойства

таких ядер - массы, время жизни, сечения взаимодействия и другие характеристики неизвестны и единственным источником их значений в настоящее время является только теория. В то же время атомные массы необходимы для определении скоростей ядерных реакций [45; 46; 69; 70]: (ж,у), где х = п,р, а, и обратные им; а- и |враспаДы; спонтанное, вынужденное и запаздывающее деления; отдельные многочастичные реакции типа 3-а и реакции слабого взаимодействия.

Поскольку разные ядерные модели часто описывают ограниченное количество ядерных характеристик, то открытым остается вопрос их совместимости при использовании ядерных данных, прогнозируемых в разных подходах, для единой модели нуклеосинтеза. Как дополнительный источник оценки погрешности расчетов, часто конечные результаты распространённости получают с использованием разных прогнозов (как, например, в работе Эйхлера и др. [71]).

Скорость двухчастичной реакции (А, Z) + % ^ (А', Z') + j7 где г = п,р,а и ] = п,р,а,у = г, в общем виде определяется выражением

Лу (А, Z) = • р(*) • МА • (^(А, Z) • V) (1.2)

в котором = п • тц/ р(£) - есть концентрация на барион ¿-ого реагента; р(£) _ плотность среды в зависимости от времени (динамический сценарий), Ма -постоянная Авогадро; (А, Z) - сечение реакции; V - относительная скорость взаимодействующих частиц. Усреднение по распределению Максвелла-Больц-мана для скоростей:

I--с»

( АZ) •= V п^Ы(кТ )-3'2.! Е •(Е) • '"К- ш)(1-3) ' 0

здесь |^(А, Z) = т(А, Z) • т;,/(т(А, Z) + т^) - приведённая масса взаимодействующих ядра (А, Z) и ¿-ого реагента; Е - энергия в системе центра масс взаимодействующих частиц; к - постоянная Больцмана.

Список литературы диссертационного исследования кандидат наук Игнатовский Антон Юрьевич, 2025 год

Список литературы

1. Multi-messenger Observations of a Binary Neutron Star Merger / B. P. Abbott |n ;ip.| // Astrophys. J. Lett. - 2017. - T. 848, № 2. - C. L12. -DOI: 10.3847/2041-8213/aa91c9.

2. Gravitational Waves and Gamma-Rays from a Binary Neutron Star Merger: GW170817 and GRB 170817A / B. P. Abbott |n ;ip.| // Astrophys. J. Lett. -2017. - T. 848, № 2. - C. L13. - DOI: 10.3847/2041-8213/aa920c.

3. The Emergence of a Lanthanide-rich Kilonova Following the Merger of Two Neutron Stars / N. R. Tanvir |n ;ip.| // Astrophys. J. Lett. — 2017. — T. 848, ..V" 2. - C. L27. - DOI: 10.3847/2041-8213/aa90b6.

4. Kilonova from post-merger ejecta as an optical and near-Infrared counterpart of GW170817 / M. Tanaka [h pp.] // Publ. Astron. Soc. Jpn. - 2017. - T. 69, ..V" 6. - C. 102. - DOI: 10.1093/pasj/psxl21.

5. The Combined Ultraviolet, Optical, and Near-infrared Light Curves of the Kilonova Associated with the Binary Neutron Star Merger GW170817: Unified Data Set, Analytic Models, and Physical Implications / V. A. Villar |n ;ip.| // Astrophys. J. Lett. - 2017. - T. 851, № 1. - C. L21. - DOI: 10.3847/2041-8213/aa9c84.

6. Lanthanide Features in Near-infrared Spectra of Kilonovae / N. Domoto [h ;ip.| // Astrophys. J. - 2022. - Okt. - T. 939, № 1. - C. 8. - DOI: 10. 3847/1538-4357/ac8c36.

7. Metzger B. D. Welcome to the Multi-Messenger Era! Lessons from a Neutron Star Merger and the Landscape Ahead // arXiv. — 2017. — DOI: 10.48550/ arXiv. 1710.05931. — eprint: 1710.05931.

8. Neutron Star Mergers and Nucleosynthesis of Heavy Elements / F.-K. Thielemann [h ,np.] // Annu. Rev. Nucl. Part. Sci. — 2017. — T. 67, A" 1. C. 253 274. - DOI: 10.1146/annurev-nucl-101916-123246.

9. Origin of the heaviest elements: The rapid neutron-capture process / J. J. Cowan |n ;ip.| // Rev. Mod. Phys. - 2021. - OeBp. - T. 93, № 1. -C. 015002. — DOI: 10.1103/RevModPhys.93.015002.

10. Clark J. P. A., Eardley D. M. Evolution of close neutron star binaries. // Astrophys. J. - 1977. - T. 215. - C. 311 322. - DOI: 10.1086/155360.

11. Neutron Star Mergers and Gamma-Ray Bursts: Stripping Model / S. I. Blinnikov [и др.] // Astron. Rep. - 2021. - T. 65, № 5. - C. 385 391. -DOI: 10.1134/S1063772921050012.

12. NUCLEOSYNTHESIS IN ELECTRON CAPTURE SUPERNOVAE OF ASYMPTOTIC GIANT BRANCH STARS / S. Wanajo [и др.] // Astrophys. j _ 2009. - Март. - Т. 695, № 1. - С. 208. - DOI: 10 . 1088/0004-637Х/695/1/208.

13. Wanajo S., Janka H.-T., Muller B. ELECTRON-CAPTURE SUPERNOVAE AS THE ORIGIN OF ELEMENTS BEYOND IRON // Astrophys. J. Lett. -20Ю. - T. 726, № 2. - C. L15. - DOI: 10.1088/2041-8205/726/2/L15.

14. Charged-Current Weak Interaction Processes in Hot and Dense Matter and its Impact on the Spectra of Neutrinos Emitted from Protoneutron Star Cooling / G. Martinez-Pinedo [и др.] // Phys. Rev. Lett. - 2012. - T. 109, № 25. -q 251104. — DOI: 10.1103/PhysRevLett. 109.251104.

15. Roberts L. F., Reddy S., Shen G. Medium modification of the charged-current neutrino opacity and its implications // Phys. Rev. C. — 2012. — T. 86, № б _ с. 065803. - DOI: 10.1103/PhysRevC .86.065803.

16. PUSHing Core-collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry. III. Nucleosynthesis Yields / S. Curtis [и др.] // Astrophys. J. — 2018. — T. 870, Л'° 1. - C. 2. - DOI: 10.3847/1538-4357/aae7d2.

17. Belczynski K., Bulik Т., Kluzniak W. Population Synthesis of Neutron Stars, Strange (Quark) Stars, and Black Holes // Astrophys. J. — 2002. — Февр. — Т. 567, № 1. - С. L63. - DOI: 10.1086/339901.

18. Qian Y.-Z., Wasserburg G. J. Stellar abundances in the early galaxy and two r-process components // Phys. Rep. — 2000. — Авг. — Т. 333/334. — С. 77^108. — DOI: 10.1016/S0370-1573(00)00017-X.

19. Neutron star mergers versus core-collapse supernovae as dominant r-process sites in the early Galaxy / D. Argast [и др.] // Astron. Astrophys. — 2004. — Март. - Т. 416, № 3. - С. 997—1011. - DOI: 10 . 1051/0004-6361 : 20034265.

20. Spectroscopic Studies of Extremely Metal-Poor Stars with the Subaru High Dispersion Spectrograph. II. The r-Process Elements, Including Thorium* / S. Honda |n ;ip.| // Astrophys. J. - 2004. - Man. - T. 607, № 1. - C. 474. -DOI: 10.1086/383406.

21. Lodders K. Solar Elemental Abundances // arXiv. — 2019. — fleK. — DOI: 10.48550/arXiv. 1912.00844. — eprint: 1912.00844.

22. Synthesis of the Elements in Stars / E. M. Burbidge [h ,np.] // Rev. Mod. Phys. - 1957. - T. 29, № 4. - C. 547-650. - DOI: 10.1103/RevModPhys. 29.547.

23. Nucleosynthesis of Rare Nuclei from Seed Nuclei in Explosive Carbon Burning / W. M. Howard |n ;ip.| // Astrophys. J. — 1972. — T. 175. — C 201. - DOI: 10.1086/151549.

24. Woosley S. E., Heger A. Nucleosynthesis and remnants in massive stars of solar metallicity // Phys. Rep. - 2007. - T. 442, № 1. - C. 269-283. - DOI: 10.1016/j.physrep.2007.02.009.

25. Nucleosynthesis in the Innermost Ejecta of Neutrino-driven Supernova Explosions in Two Dimensions / S. Wanajo [h ,np.] // Astrophys. J. — 2018. — T. 852, № 1. - C. 40. - DOI: 10.3847/1538-4357/aa9d97.

26. The QSE-Reduced Nuclear Reaction Network for Silicon Burning / W. R. Hix |n ;ip.| // Astrophys. J. - 2007. - T. 667, № 1. - C. 476. - DOI: 10.1086/520672.

27. Arnould A/.. Goriely S. The p-process of stellar nucleosynthesis: astrophysics and nuclear physics status // Phys. Rep. — 2003. — T. 384, № 1. — C. 1— 84. - DOI: 10.1016/S0370-1573 (03) 00242-4.

28. Uncertainties in the production of p nuclides in thermonuclear supernovae determined by Monte Carlo variations / N. Nishimura [h ,np.] // Mon. Not. R. Astron. Soc. - 2017. - T. 474, № 3. - C. 3133-3139. - DOI: 10.1093/ mnras/stx3033.

29. Role of Core-collapse Supernovae in Explaining Solar System Abundances of p Nuclides / C. Travaglio |n ;ip.| // Astrophys. J. — 2018. — T. 854, № 1. — q 18 _ DOI: 10.3847/1538-4357/aaa4f7.

30. The v-Process / S. E. Woosley [h ^p.] // Astrophys. J. - 1990. - T. 356. -C. 272. - DOI: 10.1086/168839.

31. Suzuki T., Kajino T. Element synthesis in the supernova environment and neutrino oscillations //J. Phys. G: Nucl. Part. Phys. - 2013. - T. 40, № 8. -C. 083101. - DOI: 10.1088/0954-3899/40/8/083101.

32. The v-process with Fully Time-dependent Supernova Neutrino Emission Spectra / A. Sieverding |n ;ip.| // Astrophys. J. — 2019. — T. 876, № 2. — q 151 _ DOI: 10.3847/1538-4357/abl7e2.

33. The s process: Nuclear physics, stellar models, and observations / F. Kappeler |n ;ip.| // Rev. Mod. Phys. - 2011. - T. 83, № 1. - C. 157 193. - DOI: 10.1103/RevModPhys. 83.157.

34. Karakas A. /., Lattanzio J. C. The Dawes Review 2: Nucleosynthesis and Stellar Yields of Low- and Intermediate-Mass Single Stars // Publ. Astron. Soc. Aust. - 2014. — T. 31. — e030. - DOI: 10.1017/pasa. 2014.21.

35. Reifarth R., Lederer C., Kappeler F. Neutron reactions in astrophysics // J. Phys. G: Nucl. Part. Phys. - 2014. - T. 41, № 5. - C. 053101. - DOI: 10.1088/0954-3899/41/5/053101.

36. Lattimer J. M.. Schramm D. N. The tidal disruption of neutron stars by black holes in close binaries // Astrophysical Journal. — 1976. — fleK. — T. 210. — C. 549-567. - DOI: 10.1086/154860.

37. Seeger P. A., Fowler W. A., Clayton D. D. Nucleosynthesis of Heavy Elements by Neutron Capture. // Astrophys. J. Suppl. Ser. — 1965. — T. 11. - C. 121. - DOI: 10.1086/190111.

38. Wasserburg G. J., Busso M.. Gallino R. Abundances of Actinides and Shortlived Nonactinides in the Interstellar Medium: Diverse Supernova Sources for the r-Processes // Astrophys. J. - 1996. - Anr. - T. 466. - C. L109. - DOI: 10.1086/310177.

39. The Astrophysical r-Process: A Comparison of Calculations following Adiabatic Expansion with Classical Calculations Based on Neutron Densities and Temperatures / C. Freiburghaus [h ,np.] // Astrophys. J. — 1999. — Mai. - T. 516, № 1. - C. 381-398. - DOI: 10.1086/307072.

40. Blinnikov S. /., Panov I. V. A kinetic model for rapid nucleosynthesis // Astronomy Letters. - 1996. - 51nn. - T. 22, № 1. - C. 39-48. - URL: https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1996AstL...22...39B/abstract.

41. What are the astrophysical sites for the r-process and the production of heavy elements? / F.-K. Thielemann [h ,np.] // Prog. Part. Nucl. Phys. — 2011. — T. 66, № 2. - C. 346-353. - DOI: 10.1016/j .ppnp.2011.01.032.

42. Panov I. V., Janka H.-T. On the dynamics of proto-neutron star winds and r-process nucleosynthesis // Astron. Astrophys. — 2009. — T. 494, № 3. — q 829 844. - DOI: 10.1051/0004-6361:200810292.

43. Thompson T. A., Burrows A., Meyer B. S. The physics of proto-neutron star winds: Implications for r-process nucleosynthesis // Astrophys. J. — 2001. — T. 562, 2 PART II. - C. 887-908. - DOI: 10.1086/323861.

44. R-Process Nucleosynthesis in the High-Entropy Supernova Bubble / B. S. Meyer |n ;ip.| // Astrophys. J. - 1992. - Hoa6. - T. 399. - C. 656. - DOI: 10.1086/171957.

45. Cowan J. J., Thielemann F.-K., Truran J. W. The R-process and nucleochronology // Phys. Rep. - 1991. - T. 208, № 4. - C. 267-394. -DOI: 10.1016/0370-1573(91)90070-3.

46. Arnould A/.. Goriely S., Takahashi K. The r-process of stellar nucleosynthesis: Astrophysics and nuclear physics achievements and mysteries // Phys. Rep. — 2007. - T. 450, № 4. - C. 97-213. - DOI: 10.1016/j . physrep. 2007.06. 002.

47. Blake J. B., Schramm D. N. A Possible Alternative to the R-Process // Astrophys. J. - 1976. - Ho<a6. - T. 209. - C. 846-849. - DOI: 10.1086/ 154782.

48. Truran J. W., Cowan J. J., Cameron A. G. W. The helium-driven r-process in supernovae. // Astrophys. J. - 1978. - T. 222. - C. L63-L67. - DOI: 10.1086/182693.

49. Hillehrandt W. The rapid neutron-capture process and the synthesis of heavy and neutron-rich elements // Space Sci. Rev. — 1978. — T. 21, № 6. — C. 639— 702. - DOI: 10.1007/BF00186236.

50. Woosley S. E., Hoffman R. D. The a-process and the r-process // Astrophys.

_ 1992. _ Abu - T. 395. - C. 202. - DOI: 10.1086/171644.

51. Arcones A., Janka H.-T. Nucleosynthesis-relevant conditions in neutrino-driven supernova outflows - II. The reverse shock in two-dimensional simulations // Astron. Astrophys. — 2011. — Февр. — Т. 526. — A160. — DOI: 10.1051/0004-6361/201015530.

52. Wo;najo S.7 Janka H.-T., Moller В. ELECTRON-CAPTURE SUPERNOVAE AS THE ORIGIN OF ELEMENTS BEYOND IRON // Astrophys. J. Lett. -2011. - Дек. - Т. 726, № 2. - С. L15. - DOI: 10.1088/2041-8205/726/ 2/L15.

53. Quark deconfinement as a supernova explosion engine for massive blue supergiant stars / T. Fischer [и др.] // Nat. Astron. — 2018. — Дек. — Т. 2. - С. 980-986. - DOI: 10.1038/s41550-018-0583-0.

54. Epstein R. /., Colgate S. A., Haxton W. C. Neutrino-Induced r-Process Nucleosynthesis // Phys. Rev. Lett. - 1988. - T. 61, № 18. - C. 2038 2041. - DOI: 10.1103/PhysRevLett. 61.2038.

55. Nadyozhin D. К., Panov I. V. Weak r-process component as a result of the neutrino interaction with the helium shell of a supernova // Astron. Lett. — 2007. - T. 33, № 6. - C. 385-389. - DOI: 10.1134/S1063773707060035.

56. Бисноватый-Коган Г. С. О механизме взрыва вращающейся звезды как сверхновой // Астрономический журнал. — 1970. — Т. 47. — С. 813—816.

57. Bisnovatyi-Kogan С. 5., Popov I. P., Samokhin A. A. The Magnetohydrodynamic Rotational Model of Supernova Explosion // Astrophys. Space Sei. — 1976. —

T 4i. jsfo 2. _ c. 287-320. - DOI: 10.1007/BF00646184.

58. LeBlanc J. M.. Wilson J. R. A Numerical Example of the Collapse of a Rotating Magnetized Star // Astrophys. J. — 1970. — T. 161. — C. 541. — DOI: 10.1086/150558.

59. r-Process Nucleosynthesis in Magnetohydrodynamic Jet Explosions of Core-Collapse Supernovae / S. Nishimura [и др.] // Astrophys. J. — 2006. — T. 642. № 1. - C. 410. - DOI: 10.1086/500786.

60. MAGNETOROTATIONALLY DRIVEN SUPERNOVAE AS THE ORIGIN OF EARLY GALAXY r-PROCESS ELEMENTS? / C. Winteler [и др.] // Astrophys. J. Lett. - 2012. - T. 750, № 1. - C. L22. - DOI: 10.1088/2041-8205/750/1/L22.

61. Correlations of r-process elements in very metal -poor stars as clues to their nucleosynthesis sites / K. Farouqi [и др.] // Astron. Astrophys. — 2022. — Июль. - Т. 663. - A70. - DOI: 10.1051/0004-6361/202141038.

62. The Extremely Metal-poor, Neutron Capture-rich Star CS 22892-052: A Comprehensive Abundance Analysis* / C. Sneden [и др.] // Astrophys. J. — 2003. - Июль. - Т. 591, № 2. - С. 936. - DOI: 10.1086/375491.

63. Bisnovatyi-Kogan G. S., Chechetkin V. M. Nonequilibrium shells of neutron stars and their role in sustaining x-ray emission and nucleosynthesis // Soviet Physics Uspekhi. - 1979. - Февр. - Т. 22, № 2. - С. 89-108. - DOI: 10.1070/PU1979v022n02ABEH005418.

64. Neutron Stars 1. — New York, NY, USA : Springer. — URL: https://link. springer.com/book/10.1007/978-0-387-47301-7.

65. Potekhin A. Y. The physics of neutron stars // Phys.-Usp. — 2010. — Дек. — Т. 53, № 12. - С. 1235-1256. - URL: https://ufn.ru/en/articles/ 2010/12/с.

66. On the astrophysical robustness of the neutron star merger r-process / O. Korobkin [и др.] // Mon. Not. R. Astron. Soc. - 2012. - T. 426, № 3. -С 1940^i949. _ DOI: 10.1111/j . 1365-2966.2012.21859.x.

67. Stripping Model for Short Gamma-Ray Bursts in Neutron Star Mergers / S. Blinnikov [и др.] // Particles. - 2022. - Т. 5, № 2. - С. 198-209. - DOI: 10.3390/particles5020018.

68. R-process Nucleosynthesis of Subminimal Neutron Star Explosions / C.-M. Yip [и др.] // Astrophys. J. - 2023. - Окт. - Т. 956, № 2. - С. 115. - DOI: 10.3847/1538-4357/acf570.

69. Isotopic r-Process Abundances and Nuclear Structure Far from Stability: Implications for the r-Process Mechanism / K.-L. Kratz [и др.] // Astrophysical Journal. - 1993. - Янв. - Т. 403. - С. 216. - DOI: 10.1086/172196.

70. Nuclear structure studies for the astrophysical r-process / B. Pfeiffer [и др.] // Nucl. Phys. A. - 2001. - Окт. - Т. 693, № 1. - С. 282-324. - DOI: 10.1016/S0375-9474(01) 01141-1.

71. The Role of Fission in Neutron Star Mergers and Its Impact on the r-Process Peaks / M. Eichler [и др.] // Astrophys. J. - 2015. - Июль. - Т. 808, № 1. -С. 30. — DOI: 10.1088/0004-637Х/808/1/30. - eprint: arXiv: 1411.0974.

72. Fowler W. A., Caughlan G. R., Zimmerman В. A. Thermonuclear Reaction Rates // Annual Review of Astronomy and Astrophysics. — 1967. — T. 5. — C. 525. - DOI: 10.1146/annurev.aa.05.090167.002521.

73. Groote H. v., Hilf E. R., Takahashi K. A new semiempirical shell correction to the droplet model: Gross theory of nuclear magics // At. Data Nucl. Data Tables. - 1976. - Май. - Т. 17, № 5. - С. 418-427. - DOI: 10.1016/0092-640X(76) 90031-0.

74. Howard W. M.. Möller P. Calculated fission barriers, ground-state masses, and particle separation energies for nuclei with 76 ^ Z ^ 100 and 140 ^ N ^ 184 // Atom.Data Nucl.Data Tabl. - 1980. - T. 25. - C. 219-285. - DOI: 10.1016/0092-640X(80)90005-4.

75. Rauscher Т., Thielemann F.-К. Astrophysical Reaction Rates From Statistical Model Calculations // At. Data Nucl. Data Tables. — 2000. — Maii. - T. 75, № 1. - C. 1—351. - DOI: 10.1006/adnd. 2000.0834.

76. Goriely S., Hilaire S., Koning A. J. Improved predictions of nuclear reaction rates with the TALYS reaction code for astrophysical applications // Astron. Astrophys. - 2008. - Авг. - Т. 487, № 2. - С. 767-774. - DOI: 10.1051/ 0004-6361:20078825.

77. Hauser W., Feshbach, H. The Inelastic Scattering of Neutrons // Phys. Rev. — 1952. _ Июль. - Т. 87, № 2. - С. 366-373. - DOI: 10.1103/PhysRev.87. 366.

78. Wolfenstein L. Conservation of Angular Momentum in the Statistical Theory of Nuclear Reactions // Phys. Rev. - 1951. - Июнь. - Т. 82, № 5. - С. 690696. - DOI: 10.1103/PhysRev. 82.690.

79. Patyk Z.7 Smolanczuk R., Sobiczewski A. Masses and shapes of heaviest nuclei // Nucl. Phys. A. - 1997. - Нояб. - Т. 626, № 1. - С. 337-340. -DOI: 10 .1016/S0375-9474 (97) 00555-1.

80. New Finite-Range Droplet Mass Model and Equation-of-State Parameters / P. Moller [и др.] // Phys. Rev. Lett. - 2012. - Янв. - Т. 108, № 5. -С. 052501. - DOI: 10.1103/PhysRevLett. 108.052501.

81. Боголюбов Н. Н. О ПРИНЦИПЕ КОМПЕНСАЦИИ И МЕТОДЕ САМОСОГЛАСОВАННОГО ПОЛЯ // Успези Физических Наук. - 1959. - Т. 67. - С. 549.

82. Calculations of fission rates for r-process nucleosynthesis / I. V. Panov [и др.] // Nucl. Phys. A. - 2005. - Янв. - Т. 747, № 2. - С. 633-654. - DOI: 10.1016/j .nuclphysa.2004.09.115.

83. Neutron-induced astrophysical reaction rates for translead nuclei / I. V. Panov [и др.] // Astron. Astrophys. — 2010. — Аир. — Т. 513. — A61. — DOI: 10.1051/0004-6361/200911967.

84. Myers W. D., Swiatecki W. J. Nuclear masses and deformations // Nuclear Physics. - 1966. - Июнь. Т. 81...Y« 1. С. 1-60. - DOI: 10.1016/0029-5582(66)90639-0.

85. Nuclear Mass Formula via an Approximation to the Hartree-Fock Method / Y. Aboussir [и др.] // At. Data Nucl. Data Tables. — 1995. — T. 61. — C. 127. - DOI: 10.1016/S0092-640X(95)90014-4.

86. Pearson J. M.. Nayak R. C., Goriely S. Nuclear mass formula with Bogolyubov-enhanced shell-quenching: application to r-process // Phys. Lett. B. - 1996. - Окт. - Т. 387, № 3. - С. 455-459. - DOI: 10.1016/0370-2693(96)01071-4.

87. Fission barriers of neutron-rich and superheavy nuclei calculated with the ETFSI method / A. Mamdouh [и др.] // Nucl. Phys. A. - 2001. - Янв. -Т. 679, № 3. - С. 337-358. - DOI: 10.1016/S0375-9474(00)00358-4.

88. Myers W. D., Swiatecki W. J. Nuclear properties according to the Thomas-Fermi model // Nucl. Phys. A. - 1996. - Февр. - Т. 601, № 2. - С. 141167. - DOI: 10.1016/0375-9474(95)00509-9.

89. Myers W. D., Swiatecki W. J. Thomas-Fermi fission barriers // Phys. Rev. C_ _ 1999_ _ Июнь_ _ T_ б0? j.. i _ C_ 014606. - DOI: 10.1103/PhysRevC. 60.014606.

90. Muntian /., Patyk Z.7 Sobiczewski A. Calculated masses of heaviest nuclei // Phys. At. Nucl. - 2003. - T. 66, № 6. - C. 1015-1019. - DOI: 10.1134/ 1.1586412.

91. Goriely S., Chamel N., Pearson J. M. Hartree-Fock-Bogoliubov nuclear mass model with 0.50 MeV accuracy based on standard forms of Skyrme and pairing functionals // Phys. Rev. C. - 2013. - Дек. - Т. 88, № 6. - С. 061302. -DOI: 10.1103/PhysRevC. 88.061302.

92. Goriely S., Chamel N., Pearson J. M. Latest results of Skyrme-Hartree-Fock-Bogoliubov mass formulas // J. Phys. Conf. Ser. — 2016. — Янв. — Т. 665, Л" 1. - С. 012038. - DOI: 10.1088/1742-6596/665/1/012038.

93. Strutinsky V. M. Shell effects in nuclear masses and deformation energies // Nucl. Phys. A. - 1967. - Аир. - T. 95, № 2. - C. 420-442. - DOI: 10. 1016/0375-9474(67)90510-6.

94. THE JINA REACLIB DATABASE: ITS RECENT UPDATES AND IMPACT ON TYPE-1 X-RAY BURSTS / R. H. Cyburt [и др.] // Astrophys. J. Suppl. Ser. - 2010. - Июнь. - Т. 189, № 1. - С. 240. - DOI: 10.1088/0067-0049/189/1/240.

95. Cowan J. J., Cameron A. G. W., Truran J. W. Seed abundances for r-processing in the helium shells of supernovae // Astrophys. J. — 1980. — T. 241. - C. 1090-1093. - DOI: 10.1086/158424.

96. Wanajo S. Cold r-Process in Neutrino-driven Winds // Astrophys. J. — 2007. - Авг. - Т. 666, № 2. - С. L77. - DOI: 10.1086/521724.

97. Arcones A., Martinez-Pinedo G. Dynamical r-process studies within the neutrino-driven wind scenario and its sensitivity to the nuclear physics input // Phys. Rev. C. - 2011. - Аир. - T. 83, № 4. - C. 045809. -DOI: 10.1103/PhysRevC. 83.045809.

98. Have superheavy elements been produced in nature? / I. Petermann [и др.] // Eur. Phys. J. A. - 2012. - Сент. - Т. 48, № 9. - С. 1-11. - DOI: 10 . 1140/epja/i2012-12122-6.

99. Tables of thermonuclear-reaction-rate data for neutron-induced reactions on heavy nuclei / J. A. Holmes [и др.] // At. Data Nucl. Data Tables. — 1976. — Окт. - T. 18, № 4. - C. 305-412. - DOI: 10.1016/0092-640X(76)90011-5.

100. Lyutostansky Y. S., Panov I. V. The estimation of ^-delayed two-neutron emission probability in the A^50 region // Z. Physik A. — 1983. — Сент. — Т. 313, № 3. - С. 235-238. - DOI: 10.1007/BF01417231.

101. Lyutostansky Y. S., Sirotkin V. Panov I. V. The ^-delayed multi-neutron emission // Phys. Lett. B. - 1985. - Окт. - T. 161, № 1. - С. 9-12. -DOI: 10.1016/0370-2693(85)90597-0.

102. Thielemann F.-К., Metzinger J., Klapdor H. V. Beta-delayed fission and neutron emission: Consequences for the astrophysical r-process and the age of the galaxy // Z. Phys. A: Hadrons Nucl. - 1983. - Дек. - T. 309, № 4. -С. 301-317. - DOI: 10.1007/BF01413833.

103. Empirical mass formula with proton-neutron interaction / T. Tachibana [и др.] // Atom.Data Nucl.Data Tabl. - 1988. - T. 39. - C. 251-258. - DOI: 10.1016/0092-640X(88)90026-5.

104. M oiler P., Nix J. R., Kratz K.-L. NUCLEAR PROPERTIES FOR ASTROPHYSICAL AND RADIOACTIVE-ION-BEAM APPLICATIONS // At. Data Nucl. Data Tables. - 1997. - Июль. - T. 66, № 2. - С. 131-343. -DOI: 10.1006/adnd. 1997.0746.

105. Kratz K.-L., Farouqi Kn Pfeiffer B. Nuclear physics far from stability and r-process nucleosynthesis // Prog. Part. Nucl. Phys. — 2007. — Июль. — T. 59j Л" 1. С. 147-155. - DOI: 10.1016/j .ppnp. 2006.12.024.

106. Borzov I. N. Beta-decay rates // Nucl. Phys. A. - 2006. - Окт. - T. 777. -С. 645-675. - DOI: 10.1016/j .nuclphysa. 2005.05.147.

107. Рапонов Ю. В. и Лютостанский Ю. С. Микроскопическое описание гамов-теллеровского резонанса и коллективных изобарических 1+ состояний сферических ядер // ЭЧАЯ. — 1981. — Т. 12. — С. 1324—1363.

108. Рапонов Ю. В. и Лютостанский Ю. С. Гигантский гамов-теллеровский резонанс в нейтронно-избыточных ядрах // ЯФ. - 2010. - Т. 73. -С. 1403-1417.

109. Мигдал А. Б. Теория конечных ферми-систем и свойства атомных ядер. — Москва: Наука, 1983.

110. Borzov I. N., Fay ans S. A., Trykov E. L. Gamow-Teller strength functions of superfluid odd-A nuclei and neutrino capture reactions // Nucl. Phys. A. — 1995. _ февр. _ т. 584. № 2. - С. 335-361. - DOI: 10 . 1016/03759474 (94) 00769-J.

111. Marketin T., Huther L., Martinez-Pinedo G. Large-scale evaluation of |3-decay rates of r-process nuclei with the inclusion of first-forbidden transitions // Phys. Rev. C. - 2016. - Февр. - T. 93, № 2. - С. 025805. -DOI: 10.1103/PhysRevC. 93.025805.

112. Global description of в- decay with the axially deformed Skyrme finite-amplitude method: Extension to odd-mass and odd-odd nuclei / E. M. Ney [и др.] // Phys. Rev. C. - 2020. - Сент. - T. 102, № 3. - С. 034326. -DOI: 10.1103/PhysRevC. 102.034326.

113. Moller P., Pfeiffer В., Kratz K.-L. New calculations of gross |3-decay properties for astrophysical applications: Speeding-up the classical r process // Phys. Rev. C. - 2003. - Май. - T. 67, № 5. - С. 055802. -DOI: 10.1103/PhysRevC. 67.055802.

114. Panov I. V., Lutostansky Y. S., Thielemann F.-K. Beta-decay half-lives for the r-process nuclei // Nucl. Phys. A. — 2016. — Март. — T. 947. — С. 1— И. - DOI: 10.1016/j .nuclphysa.2015.12.001.

115. Itkis M. G., Okolovich V. N., Smirenkin G. N. Symmetric and asymmetric fission of nuclei lighter than radium // Nucl. Phys. A. — 1989. — Окт. — T. 502. - С. 243-260. - DOI: 10.1016/0375-9474(89)90665-9.

116. Panov I. V. Mass Distribution of Fission Fragments and Abundances of Heavy Nuclei Produced in the r-Process // Phys. At. Nucl. — 2021. — Сент. — T. 84, Л" 5. - С. 683-693. - DOI: 10.1134/S1063778821050112.

117. Panov I. V., Freibwrghaus С., Thielemann F.-K. Could fission provide the formation of chemical elements with /A<=120 in metal-poor stars? // Nucl. Phys. A. - 2001. - Май. - T. 688, № 1/2. - С. 587-589. - DOI: 10.1016/ S0375-9474(01) 00797-7.

118. Panov I. V., Blinnikov S. /., Thielemann F.-K. Nucleosynthesis of heavy elements: Computational experiment // Astron. Lett. — 2001. — Апр. — T. 27. № 4. - C. 239-248. - DOI: 10.1134/1.1358381.

119. Panov I. V., Chechetkin V. M. On the production of chemical elements beyond the iron peak // Astron. Lett. — 2002. — Июль. — T. 28, № 7. — С. 476-487. - DOI: 10.1134/1.1491970.

120. Panov I. V., Thielemann F.-K. Final r-process yields and the influence of fission: The competition between neutron-induced and ^-delayed fission // Nucl. Phys. A. - 2003. - Май. - Т. 718. - С. 647-649. - DOI: 10.1016/ S0375-9474(03) 00875-3.

121. Panov I. V., Korneev I. F., Thielemann F.-K. The r-Process in the region of transuranium elements and the contribution of fission products to the nucleosynthesis of nuclei with A ^ 130 // Astron. Lett. — 2008. — Март. — Т. 34, № 3. - С. 189-197. - DOI: 10.1134/S1063773708030067.

122. Panov I. V., Korneev I. Y., Thielemann F.-K. Superheavy elements and r-process // Phys. At. Nucl. - 2009. - Июнь. - Т. 72, № 6. - С. 10261033. - DOI: 10.1134/S1063778809060155.

123. Neutron-induced reaction rates for the r-process / I. V. Panov [и др.] // Bull. Russ. Acad. Sci.: Phys. - 2011. - Аир. - T. 75, № 4. - C. 484-489. - DOI: 10.3103/S106287381104037X.

124. Influence of spontaneous fission rates on the yields of superheavy elements in the r-process / I. V. Panov [и др.] // Astron. Lett. — 2013. — Март. — Т. 39, Л" 3. - С. 150-160. - DOI: 10.1134/S1063773713030043.

125. Probabilities of delayed processes for nuclei involved in the r-process / I. V. Panov [и др.] // Phys. At. Nucl. - 2013. - Янв. - Т. 76, № 1. - С. 88101. - DOI: 10 .1134/S1063778813010080.

126. Decay Properties and Stability of Heaviest Elements / A. V. Karpov [и др.] // Int. J. Mod. Phys. E. - 2012. - T. 21, № 2. - C. 1250013-1. - DOI: 10.1142/S0218301312500139.

127. Ronen Y. Indications of the validity of the liquid drop model for spontaneous fission half-lives // Ann. Nucl. Energy. - 2004. - Февр. - Т. 31, № 3. -С. 323-329. - DOI: 10.1016/S0306-4549 (03) 00221-4.

128. Oganessian Y. Heaviest nuclei from 48Ca-induced reactions // J. Phys. G: Nucl. Part. Phys. - 2007. - Март. - Т. 34, № 4. - R165. - DOI: 10.1088/ 0954-3899/34/4/R01.

129. Smolanczuk R. Properties of the hypothetical spherical superheavy nuclei // Phys. Rev. C. - 1997. - Авг. - Т. 56, № 2. - С. 812-824. - DOI: 10 . 1103/PhysRevC.56.812.

130. The role of fission in the r-process / G. Martínez-Pinedo [и др.] // Prog. Part. Nucl. Phys. - 2007. - Июль. - Т. 59, № 1. - С. 199-205. - DOI: 10.1016/j.ppnp.2007.01.018.

131. General Relativistic Effects on Neutrino-driven Winds from Young, Hot Neutron Stars and r-Process Nucleosynthesis / K. Otsuki [и др.] // Astrophys. j _ 2000. - Аир. - T. 533, № 1. - C. 424-439. - DOI: 10.1086/308632. -eprint: arXiv:astro-ph/9911164.

132. Панов И. В. и Надёжин Д. К. Роль протонов и a-частиц в быстром нуклеосинтезе в оболочке коллапсирующей сверхновой // Письма в астрой, жури. - 1999. - Т. 25. - С. 369-374.

133. Lippuner i., Roberts L. F. Sky Net: A Modular Nuclear Reaction Network Library // Astrophys. J. Suppl. Ser. - 2017. - Дек. - Т. 233, № 2. -С. 18. - DOI: 10.3847/1538-4365/aa94cb.

134. Imshennik V. S., Filippov S. S., Khokhlov A. M. The Conditions for Establishment of Nuclear Statistical Equilibrium in Stellar Interiors // Astron. Lett. - 1981. — T. 7. — C. 219-223.

135. Cameron A. G. W., Cowan J. J., Truran J. W. The Waiting Point Approximation in R-Process Calculations // Astrophys. Space Sci. — 1983. — Аир. - Т. 91, № 2. - С. 235-243. - DOI: 10.1007/BF00656112.

136. Gear С. W. Numerical Initial Value Problems in Ordinary Differential Equations. — Upper Saddle River, NJ, USA : Prentice-Hall, 1971. — URL: https : //books . google . by/books/about/Numerical.Initial.Value_ Problems_in_0rdi.html?id=e9QQAQAAIAAJ&redir_esc=y.

137. Korneev I. Y., Panov I. V. Contribution of fission to heavy-element nucleosynthesis in an astrophysical r-process // Astron. Lett. — 2011. — Дек. - Т. 37, № 12. - С. 864-873. - DOI: 10.1134/S1063773711120127.

138. Ignatovskiy A. Y., Bisnovatyi-Kogan G. S. Dynamic Model of a Non-equilibrium Chemical Composition Formation in the Shell of Single Neutron Stars j j Astron. Rep. - 2022. - Март. - Т. 66, № 3. - С. 221-235. - DOI: 10.1134/S1063772922030039.

139. Brayton R. К., Gustavson F. G.7 Hachtel G. D. A new efficient algorithm for solving differential-algebraic systems using implicit backward differentiation formulas // Proc. IEEE. - 1972. - Июнь. - Т. 60, № 1. - С. 98-108. -DOI: 10.1109/PR0C. 1972.8562.

140. Blinnikov S. /., Bartunov O. S. Non-equilibrium radiative transfer in supernova theory : models of linear type II supernovae // Astron. Astrophys. - 1993. - Июнь. - Т. 273, № 1. - С. 106-122.

141. Blinnikov S. /., Dunina-Barkovskaya N. V. The cooling of hot white dwarfs: a theory with non-standard weak interactions, and a comparison with observations // Mon. Not. R. Astron. Soc. - 1994. - Янв. - Т. 266, № 2. _ с. 289-304. - DOI: 10.1093/mnras/266.2.289.

142. Langanke Martínez-Pinedo G. Rate Tables for the Weak Processes of pf-SHELL Nuclei in Stellar Environments // At. Data Nucl. Data Tables. — 2001. - Сент. -T. 79, № 1. - C. 1-46. - DOI: 10.1006/adnd.2001.0865.

143. Viola V. E., Seaborg G. T. Nuclear systematics of the heavy elements—II Lifetimes for а, в and spontaneous fission decay //J. Inorg. Nucl. Chem. — 1966. - Март. - Т. 28, № 3. - С. 741-761. - DOI: 10 . 1016/0022-1902(66)80412-8.

144. Nuclear Ground-State Masses and Deformations / P. Moller [и др.] //At. Data Nucl. Data Tables. - 1995. - Март. - Т. 59, № 2. - С. 185-381. -DOI: 10.1006/adnd. 1995.1002.

145. Production of heavy and superheavy neutron-rich nuclei in neutron capture processes / V. I. Zagrebaev [и др.] // Phys. Rev. C. — 2011. — Ок г. — T. 84, Л'0 4. - C. 044617. - DOI: 10.1103/PhysRevC.84.044617.

146. Yudin A. V. Explosion of a Minimum-Mass Neutron Star within Relativistic Hydrodynamics // Astron. Lett. - 2022. - T. 48, № 6. - C. 311-320. -DOI: 10.1134/S106377372206007X.

147. Mass ejection in neutron star mergers / S. Rosswog [и др.] // Astron. Astrophys. - 1999. - T. 341. - C. 499-526. - DOI: 10 . 48550/arXiv . astro-ph/9811367.

148. Explosion of a Low-Mass Neutron Star / S. I. Blinnikov [и др.] // Soviet Astronomy. - 1990. - Дек. - Т. 34. - С. 595. - URL: https : //ui . adsabs.harvard.edu/abs/1990SvA....34..595B/abstract.

149. Panov I. V., Ignatovskiy A. Y., Yudin A. V. The Influence of a Shock on the Nucleosynthesis Developing during the Explosion of a Low-Mass Neutron Star // Astron. Lett. - 2024. - T. 50, № 7. - C. 457-467. - DOI: 10.1134/ S106377372470035X.

150. Zemlyakov N. A., Chugunov A. I. Stability of Spherical Nuclei in the Inner Crust of Neutron Stars // Particles. - 2022. - Июль. - Т. 5, № 3. - С. 225 234. - DOI: 10.3390/particles5030020.

151. Pasta Phases in Neutron Star Mantle: Extended Thomas-Fermi vs. Compressible Liquid Drop Approaches / N. N. Shchechilin [и др.] // Universe. - 2022. - Нояб. - Т. 8, № И. - С. 582. - DOI: 10 . 3390/ universe8110582.

152. Ruester S. В., Hempel Л/.. Schaffner-Bielich J. The outer crust of non-accreting cold neutron stars // Phys.Rev.C. — 2006. — T. 73. — DOI: 10 . 1103/PhysRevC.73.035804.

153. Stripping Model for Short GRBs: The Impact of Nuclear Data / A. Yudin [и др.] // Particles. - 2023. - Авг. - Т. 6, № 3. - С. 784-800. - DOI: 10.3390/particles6030050.

154. Unified equations of state for cold non-accreting neutron stars with Brussels-Montreal functionals - I. Role of symmetry energy / J. M. Pearson [и др.] // Mon. Not. R. Astron. Soc. - 2018. - Дек. - Т. 481, № 3. - С. 2994-3026. -DOI: 10.1093/mnras/sty2413.

155. Pearson J. M.. Chamel N., Potekhin A. Y. Unified equations of state for cold nonaccreting neutron stars with Brussels-Montreal functionals. II. Pasta phases in semiclassical approximation // Phys. Rev. C. — 2020. — Янв. — Т. 101, № 1. - С. 015802. - DOI: 10.1103/PhysRevC. 101.015802.

156. The Ame2012 atomic mass evaluation / G. Audi [и др.] // Chin. Phys. C. — 2012. - Дек. - Т. 36, № 12. - С. 1287. - DOI: 10.1088/1674-1137/36/ 12/002.