008240612s2023      us  |||||||||||||||c||eng  d
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■040    ▼aMiAaPQ▼cMiAaPQ
■0820  ▼a523
■1001  ▼aDesai,  Dhruv.
■24510▼aRapid  Neutron-Capture  Nucleosynthesis  from  the  Births  and  Deaths  of  Neutron  Stars▼h[electronic  resource]
■260    ▼a[S.l.]:▼bColumbia  University.  ▼c2023
■260  1▼aAnn  Arbor  :▼bProQuest  Dissertations  &  Theses,  ▼c2023
■300    ▼a1  online  resource(211  p.)
■500    ▼aSource:  Dissertations  Abstracts  International,  Volume:  85-04,  Section:  B.
■500    ▼aAdvisor:  Metzger,  Brian.
■5021  ▼aThesis  (Ph.D.)--Columbia  University,  2023.
■506    ▼aThis  item  must  not  be  sold  to  any  third  party  vendors.
■520    ▼aThe  astrophysical  origins  of  the  rapid  neutron-capture  process  (r-process),  which  gives  rise  to  roughly  half  of  the  elements  heavier  than  iron,  has  remained  a  mystery  for  almost  70  years.  The  likely  violent  events,  which  seed  the  r-process  abundances  in  our  solar  system  and  galaxy,  remain  uncertain  to  this  day.  This  is  in  part  due  to  nuclear  physics  uncertainties  associated  with  the  r-process  itself,  but  mainly  due  to  uncertainties  in  astrophysics  modeling.  The  discovery  of  the  radioactively-powered  kilonova  emission  from  the  neutron  star  merger  event  GW170817  confirmed  the  violent  deaths  of  neutron  stars  as  one  key  site  of  the  r-process  in  the  universe.  However,  other  evidence  appears  to  favor  an  additional  r-process  channel  that  more  promptly  follows  star  formation  in  the  universe,  such  as  core-collapse  supernovae  (CCSNe),  i.e.  the  brilliant  births  of  neutron  stars.The  two  viable  sites  for  the  r-process  are  (1)  core-collapse  supernovae  (CCSNe),  which  are  explosions  of  massive  stars  at  the  end  of  their  lives  and  (2)  compact  object  mergers,  which  are  violent  collisions  of  stellar  remnants  formed  at  the  endpoints  of  stellar  evolution.Chapters  2  and  3  of  this  dissertation  present  general  relativistic  magnetohydrodynamic  simulations  of  one  potential  r-process  site  associated  with  CCSNe:  the  neutrino-driven  wind.  These  outflows  are  launched  from  the  hot  proto-neutron  star  (PNS)  remnant  by  neutrino-heating  above  their  surfaces,  within  seconds  after  the  collapse  of  a  massive  star.  However,  previous  work  has  shown  that  spherically  symmetric  winds  from  non-rotating  PNS  fail  to  achieve  the  requisite  conditions  for  a  robust  r-process.  Chapter  2  explores  for  the  first  time  the  combined  effects  of  rapid  rotation  and  strong  gravity  of  the  PNS  on  the  wind  properties.  Chapter  3  explores  the  impact  of  a  dynamically  strong  ordered  magnetic  field  on  the  properties  of  non-rotating  PNS  winds.  The  wind  in  both  cases  is  simulated  in  a  controlled  environment  rather  than  as  a  part  of  a  self-consistent  global  CCSNe  simulation,  to  assess  the  viability  of  r-process  nucleosynthesis  as  a  function  of  PNS  properties  (neutrino  energies/luminosities,  rotation  rate,  magnetization).We  find  that  rapid  rotation  allows  for  outflows  that  are  ~10%  more  neutron-rich  in  the  equatorial  region,  where  the  mass  loss  rate  is  roughly  an  order  of  magnitude  higher  than  that  of  otherwise  equivalent  non-rotating  models.  The  birth  of  very  rapidly  spinning  neutron  stars  may  thus  be  a  site  for  the  production  of  light  r-process  nuclei  (38    Z    47).  For  PNSs  with  sufficiently  strong  magnetic  fields  (such  that  magnetic  pressure  exceeds  gas  pressure  above  the  PNS  surface),  we  find  that  equatorial  outflows  are  trapped  by  the  magnetic  field  in  a  region  near  the  surface,  and  therefore  receive  additional  neutrino  heating  relative  to  a  freely-expanding  unmagnetized  wind.  This  allows  a  modest  fraction  of  the  wind  material  to  achieves  entropies  high  enough  to  synthesize  2nd  peak  r-process  elements  via  an  alpha-rich  freeze-out  mechanism.The  final  chapter  explores  the  interplay  between  the  r-process  and  the  dynamics  of  compact  object  merger  ejecta.  Gravitational  wave  observatories  are  expected  to  detect  several  additional  binary  neutron  star  (BNS)  and  black  hole-neutron  star  (BHNS)  mergers  in  current  and  future  observing  runs,  some  of  which  may  be  accompanied  by  electromagnetic  counterparts  such  as  kilonovae.  However,  distinguishing  more  distant  BNS  from  BHNS  mergers  based  on  their  associated  gamma-ray  bursts  (GRB),has  proven  tricky.  This  chapter  presents  a  calculation  of  the  effects  of  r-process  heating  on  the  dynamics  of  tidal  ejecta  from  BNS  and  BHNS  mergers.  In  particular  we  explore  whether  late-time  fall-back  of  weakly  bound  debris  created  during  the  merger  to  the  central  black  hole  remnant,  can  explain  the  temporally  extended  X-ray  emission  observed  following  several  merger  GRB  on  timescales  of  several  seconds  to  minutes.  As  a  result  of  the  different  impact  that  r-process  heating  has  depending  on  the  composition  of  the  ejecta  and  the  mass  of  the  black  hole,  a  method  to  differentiate  BHNS  from  BNS  mergers,  based  on  their  extended  X-ray  emission,  is  proposed.
■590    ▼aSchool  code:  0054.
■650  4▼aAstrophysics.
■650  4▼aAstronomy.
■650  4▼aPlanetology.
■653    ▼aNucleosynthesis
■653    ▼aNeutron  stars
■653    ▼ar-process  abundances
■653    ▼aSupernovae
■653    ▼aNeutrino  heating
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■690    ▼a0590
■71020▼aColumbia  University▼bPhysics.
■7730  ▼tDissertations  Abstracts  International▼g85-04B.
■773    ▼tDissertation  Abstract  International
■790    ▼a0054
■791    ▼aPh.D.
■792    ▼a2023
■793    ▼aEnglish
■85640▼uhttp://www.riss.kr/pdu/ddodLink.do?id=T16935257▼nKERIS▼z이  자료의  원문은  한국교육학술정보원에서  제공합니다.
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