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論文

Photodisintegration of $$^{80}$$Se as a probe of neutron capture for the s-process branch-point nucleus $$^{79}$$

牧永 あや乃*; 芳原 新也*; 宇都宮 弘章*; 後神 進史*; 海堀 岳史*; 秋宗 秀俊*; 山県 民穂*; Goriely, S.*; 豊川 弘之*; 原野 英樹*; et al.

Proceedings of Science (Internet), 4 Pages, 2006/10

$$^{79}$$Se核は、恒星内で中性子捕獲反応によって進行する元素合成(s過程)の分岐核であり、その中性子捕獲断面積は星の環境下での温度や中性子密度を見積る際の重要な基礎データである。産業技術総合研究所のレーザー逆コンプトン$$gamma$$線ビームを用いて、$$^{80}$$Seの光中性子反応断面積を反応しきい値付近で測定した。この原子核の光中性子反応断面積のデータを、統計モデル計算に対する制約条件として用い、$$^{79}$$Seの中性子捕獲断面積の評価を行った。

論文

New features in the computational infrastructure for nuclear astrophysics

Smith, M. S.*; Lingerfelt, E. J.*; Scott, J. P.*; Nesaraja, C. D.*; Chae, K.*; 小浦 寛之; Roberts, L. F.*; Hix, W. R.*; Bardayan, D. W.*; Blackmon, J. C.*

Proceedings of Science (Internet), 5 Pages, 2006/00

「天体核物理のためのコンピュータインフラストラクチャー」は、これまで天体物理シミュレーションにおける最新の核物理データの包含を能率化するように開発された。この「インフラストラクチャー」はnucastrodata.orgで自由にオンライン利用可能なコンピュータコードの集まりで、プラットホームに依存しないように構成されている。今回、原子核質量模型の可視化ツールにおいて反応・崩壊Q値、安定核種、魔法数、r過程経路などの表示/非表示など、新しい機能を追加し、利便性をより高めた。

口頭

Universality of the p process

早川 岳人; 岩本 信之; 梶野 敏貴*; 静間 俊行; 梅田 秀之*; 野本 憲一*

no journal, , 

超新星爆発の光核反応によってp核と呼ばれる希少な安定同位体が生成されたことは、太陽組成に発見された経験則によって明らかになっている。一般に、重元素を生成した恒星は、異なる質量,金属量,爆発エネルギー等の物理量を持つ。そのため、個々の恒星で生成された重元素の質量パターンは異なると考えられる。しかし、われわれの太陽組成に関する発見は、恒星の物理特性に関係なく、経験則が成り立つことを示唆していた。われわれは、さまざまな物理パラメータを持つ大質量星の重力崩壊による超新星爆発の理論モデルの計算を行い、その経験則が成り立つこと及び、そのメカニズムを導いた。

口頭

Cosmic clock and thermometer for neutrino process

早川 岳人; 静間 俊行; 梶野 敏貴*; 小川 建吾*; 中田 仁*

no journal, , 

太陽系に存在する重元素の約99%は、中性子の捕獲反応で生成されたと考えられている。しかし、陽子過剰領域側には中性子の捕獲反応では生成できない希少な同位体比を持つ35核種の安定同位体が存在する。これらの同位体はp核と呼ばれている。35核種のうち27核種が超新星爆発の光核反応で生成された証拠は発見されている。しかし、残り8核種が生成された起源は不明である。残り8核種のうち、2核種は大質量星の重力崩壊による超新星爆発時に発生するニュートリノの入射反応で生成されたとする仮説が提唱されている。その検証には、始原的隕石の分析や、天体観測によって、これらの原子核が生成された天体環境を知ることが重要である。そこで、これらの核種が生成された年代を評価できる原子核宇宙時計を提唱する。また、原子核宇宙時計として機能しない場合には、原子核宇宙温度計として有効である可能性があること示す。

口頭

$$sigma$$$$_{E2}$$ and $$sigma$$$$_{E1}$$ of the $$^{12}$$C($$alpha$$, $$gamma$$)$$^{16}$$O reaction obtained at E$$_{cm}$$ = 1.6 and 1.4 MeV

牧井 宏之; 永井 泰樹*; 嶋 達志*; 瀬川 麻里子; 上田 仁*; 正木 智洋*; 三島 賢二*; 井頭 政之*; 大崎 敏郎*

no journal, , 

恒星の進化と元素合成を理解するうえで非常に重要な$$^{12}$$C($$alpha$$, $$gamma$$)$$^{16}$$O反応の精密測定を行うため、大立体角・高効率NaI(Tl)検出器,パルス化$$alpha$$ビーム,標的膜厚モニターからなる新たな測定システムを導入した。この測定システムを用いて、$$^{12}$$C($$alpha$$, $$gamma$$)$$^{16}$$O反応により発生する$$gamma$$線の角度分布を重心系エネルギー1.4MeV及び、1.6MeVで測定した。高効率$$gamma$$線検出器,高強度パルス化$$alpha$$ビーム及び、濃縮$$^{12}$$C標的を組合せることにより、$$^{12}$$C($$alpha$$, $$gamma$$)$$^{16}$$Oにより発生する$$gamma$$線をこれまでにない信号・雑音比で測定することに成功した。得られた$$gamma$$線角度分布から、$$^{12}$$C($$alpha$$, $$gamma$$)$$^{16}$$O反応の微分断面積のエネルギーと角度依存性を考慮したうえでE1及び、E2断面積の絶対値を導出した。

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