恒星核心中 sd 壳层核弱相互作用过程导致的伽马射线加热率与中微子冷却率

利用质子-中子准粒子无规相位近似理论，计算了恒星核心中 sd 壳层核因弱相互作用过程导致的伽马射线加热率与中微子冷却率。当前计算采用了近期广泛的实验质量汇编 \citep{Wang12}、其他改进的模型输入参数，包括核四极形变 \citep{Ram01}、\citep{Mol16} 以及物理常数。本工作的目的有两个，其一是改进 \citep{Nabi99} 使用相同理论进行的早期弱速率计算。我们进一步将我们的结果与先前的计算进行了比较。本工作所选的 sd 壳层核，由于存在竞争性的伽马射线加热率与 URCA 过程冷却，对 8-10 M$_\odot$ 恒星中 O-Ne-Mg 核心的演化具有特殊意义。这些竞争的结果决定了恒星最终是成为白矮星 \citep{Nabi08}、电子俘获超新星 \citep{Jones13} 还是铁核坍缩超新星 \citep{Suz16}。为计算相关弱相互作用率而选定的 sd 壳层核包括 $^{20,23}$O、$^{20,23}$F、$^{20,23,24}$Ne、$^{20,23-25}$Na 和 $^{23-25}$Mg。冷却率和加热率在密度范围 ($10 \leq \rho($\;g.cm$^{-3}) \leq$ 10$^{11}$) 和温度范围 ($0.01\times10^{9}$ $\leq$ $\;T(K)$ $\leq$ $30\times10^{9}$) 内计算。计算得到的伽马加热率比壳模型率大几个数量级（低密度下的 $^{25}$Mg 除外）。在高温下，伽马加热率具有合理的一致性。对于奇 A 核，计算得到的冷却率最多大一个数量级。