大质量星超新星前演化期间Fe同位素引起的能量速率

本工作给出了由选定Fe同位素弱衰变引起的能量速率（$\gamma$射线加热和(反)中微子冷却速率）的微观计算。这些同位素在大质量星的超新星前演化期间具有天体物理学意义。能量速率使用pn QRPA模型计算，并与独立粒子模型(IPM)、大尺度壳模型(LSSM)和最近的壳模型计算(GXPF1J)进行了比较。在低核芯温度下，所报告的(反)中微子冷却速率比IPM速率小最多两个数量级。两项计算在T = 30 GK时吻合良好。与LSSM的冷却速率比较很有趣。由偶偶Fe同位素引起的pn QRPA冷却速率更小（最多2个数量级）。对于奇A同位素，所报告的速率大最多一个数量级。与GXPF1J计算相比，pn QRPA计算的冷却速率大最多2个数量级。由电子俘获速率引起的$\gamma$射线加热速率随星核的温度和密度值升高而增加。另一方面，由$\beta$衰变引起的$\gamma$射线加热随核芯温度值升高而增加，但当星核变硬时减少数个数量级。与最近的壳模型结果相比，在高温和高密度下（对于55 56Fe的情况），pn QRPA计算的$\gamma$加热速率更大（最多3个数量级）。鉴于能量速率的重要性，本研究可能有助于对大质量星超新星前演化进行真实模拟。