Could There Be A Hole In Type Ia Supernovae?
在有利的祖先方案中，Ia型超新星是由白矮星从非简并伴星吸积物质产生的。白矮星爆炸后不久，喷出的超新星物质吞没了伴星。Al.的研究表明，在相互作用中，伴星在超新星喷出物中切割出一个张开角为30-40度的圆锥孔。在本文中，我们使用多维Monte Carlo辐射转移计算，探索可观察到的后果的喷射孔不对称性。计算了非球面超新星在最大光附近的光谱、光度和偏振随视角的变化。我们发现，超新星看起来正常，从几乎所有的视角，除了当一个几乎直接向下看洞。在后一种情况下，人们可以看到更深、更热的喷出物层。超新星相对较亮，具有特殊的光谱，其特征是高度电离的物质，较弱的吸收特征和较低的吸收速度。从黑洞往下看的光谱与SN 1991 T类超新星相当。我们考虑如何喷射孔的不对称性可以解释目前的光谱偏振观测的超新星Ia，并提出了一些观测签名的几何形状。最后，我们讨论了目前所观察到的超新星Ia的多样性，以及如何喷出孔的不对称性可能适合作为多样性的几个可能的来源之一。
2003-11-01 astro-ph
The Expansion Asymmetry and Age of the Cassiopeia A Supernova Remnant
利用HST ACS图像研究了年轻超新星遗迹Cas A的最高速度碎片的扩展和空间分布。报告了1800多个外围喷出物节的自行。横向扩张速度的分布，这些结显示出惊人的两极不对称性，最高速度节局限于几乎相反的东北和西南“喷气机”。相对于在其他方向上看到的残骸的最高速度碎片，射流在运动学和化学上都是不同的。外围喷出物的空间分布中的重要差距在于方向大致垂直于射流。外推的9个月自行的所有外部喷出物结和一个子样本的72个明亮和紧凑的节建议爆炸日期（假设没有结减速）1662 +/- 27和1672 +/- 18，分别。我们发现了一些证据，表明在不同方向上的非均匀减速，在减速最小的喷出物中，沿着西北边缘有结，这表明收敛日期为1681 +/-19。残骸的中央X射线点源位于估计的膨胀中心（PA = 169度）东南部的$7''$处，表明预计的运动速度约为350 km/s，朝向广阔的南部外部喷出物结间隙的中部。
2006-03-14 astro-ph
Neutrino scattering off spin-polarized particles in supernovae
我们计算中微子和反中微子散射的电子和核子在超新星使用一个详细的蒙特卡罗输运代码，结合现实的状态方程。我们的目标是确定是否在中子星核心的粒子，局部磁场自旋对齐，可以引起不对称中微子发射通过标准宇称破缺弱力。我们的结论是，电子散射在一个非常高的磁场确实给一个净不对称，但核子散射，如果存在，消除不对称。
1999-03-11 astro-ph hep-ph
Core-Collapse Supernovae and Neutron Star Kicks
最近的观测揭示了许多与核心坍缩超新星有关的新谜题，包括磁星和黑洞的形成以及它们可能的伽玛射线暴联系。我们回顾我们目前的理解脉冲星踢和超新星不对称的起源。有人认为，中子星反冲与年轻中子星的其他基本参数密切相关，如初始自旋和磁场强度。
2002-12-05 astro-ph
Supernova Explosions: Lessons from Spectropolarimetry
超新星的偏振可以是由于爆炸过程中的不对称性、偏离中心的照明源、在因旋转或双星伴星而扭曲的包层中的散射，或者被星周尘埃散射。仔细的偏振测量是研究超新星三维几何形状的最有力的工具。深入了解SNe的3-D几何形状对于将其用于校准距离指示器至关重要。
2003-12-19 astro-ph
Macroscopic Parity Violation and Supernova Asymmetries
核心坍缩超新星主要是由弱相互作用的中微子。这为宏观宇称违反提供了一个独特的机会。我们推测在强磁场中宇称破缺会导致爆炸的不对称性和新形成的中子星的反冲。我们估计的不对称性从中微子极化中子弹性散射，极化电子捕获和中微子核弹性散射（部分）极化电子气。
1997-01-03 astro-ph hep-ph nucl-th
Hydrodynamic Instabilities in Close Binary Systems
密近双星系统的平衡流体组态可能变为{ \em全局不稳定\/}。不稳定性来自于两个组成部分之间强烈的潮汐相互作用，这往往使控制轨道运动的有效二体势比$1/r$更陡。因此，一个圆形的轨道可能会变得不稳定，以小的径向摄动。不稳定性可以是长期的，也可以是动态的。在这两种情况下，它会导致两种成分在通常比稳定系统的寿命短得多的时间尺度上合并。双星并合与许多天体物理问题有关，包括蓝离散星的形成、Ia型超新星、大质量X射线双星的演化和引力波的探测。
1995-12-13 astro-ph
North-South Neutrino Heating Asymmetry in Strongly Magnetized and Rotating Stellar Cores
我们进行了一系列的二维磁流体动力学模拟的超新星核心。由于强磁化恒星的角动量和磁场分布具有很大的不确定性，我们系统地改变了角动量的强度、自转规律、差旋度和磁场分布的组合来构造初始条件。通过这种方法，我们估计了强磁场如何通过宇称破坏效应影响转动引起的各向异性中微子加热，并首次研究了强磁化超新星核中中微子加热的南北不对称性。在微观物理方面，我们采用了基于相对论平均场论的现实状态方程，并考虑了电子俘获和中微子输运的中微子泄漏方案。计算结果表明，宇称违反修正使恒星北极附近的中微子加热率降低了$ \lesssim 0.5 %$，而使南极附近的中微子加热率提高了约$ \lesssim 0.5 %$.如果后期两极中微子加热的全局不对称性发展，则新生的中子星可能在随后的时间被踢向北极。
2004-09-10 astro-ph
Merging neutron stars: asymmetric systems
本文介绍了中子星双星系统螺旋上升和最终合并的三维牛顿流体动力学计算结果。重点是sligthly不对称系统的不对称性源于不同的自旋或不同的质量的二进制组件。核合成和伽马射线暴的影响进行了讨论。附录中提供了所用粘度方案的试验计算。
2000-05-29 astro-ph
The Final Fate of Coalescing Compact Binaries: From Black Hole to Planet Formation
合并的致密双星被认为与各种各样的天体物理现象有关。特别是，它们是地面和空间激光干涉仪探测器的重要引力辐射源，它们可能是超新星爆炸或伽马射线暴的来源。两颗白矮星的合并可能会产生具有特殊性质的中子星，其中可能包括有时伴随着行星的毫秒射电星（如PSR 1257+12所观察到的）。根据一种普遍的看法，两颗中子星的合并应该会产生一个被吸积盘或环面包围的快速旋转的黑洞，但这一点并不确定。本文主要讨论双中子星和双白矮星的最终流体动力学并合，并讨论了最终并合产物的性质问题。
2000-02-29 astro-ph
Neutron Star Kicks and Asymmetric Supernovae
在过去的十年里，观测的进步已经使人们对中子星在诞生时接受了一个大的反冲速度（几百到一千公里/秒的量级）这一点毫无疑问。撞击的物理起源和相关的超新星不对称性是超新星研究的核心未解之谜之一。我们回顾了不同的踢机制的物理，包括流体动力学驱动，中微子-磁场驱动，和电磁驱动的踢。不同反冲机制的可行性直接关系到表征新生中子星的其他关键参数，如初始磁场和初始自旋。最近的观测约束井涌机制进行了讨论。
2000-12-03 astro-ph
The unusual afterglow of GRB 980326: evidence for the gamma-ray burst/supernova connection
宇宙伽马射线暴（GRB）是宇宙中最强大的现象之一，它在几秒钟内释放出的电磁能量接近中子星的静止质量能量。目前流行的两种GRB前身模型是两个致密物体（如中子星或黑洞）的合并或大质量恒星的坍缩。后一种模型的一个不可避免的结果是，一个明亮的超新星应该伴随着伽玛射线暴。这颗超新星的辐射与相对论性冲击波产生的更明亮的余辉竞争，后者产生了GRB本身。在这里，我们提出的证据，一个不寻常的光变曲线的GRB 980326的基础上新的光学观测。在爆发后约3周，瞬变变亮到比早期看到的快速衰变外推的通量大60倍。而且，光谱也发生了剧烈的变化，变成了极红。我们认为，新的来源是潜在的超新星。如果我们的假设是正确的，那么这将是超新星与宇宙学距离上的伽马射线暴联系的第一个证据。我们认为长持续时间的伽玛暴与大质量恒星的死亡有关。
1999-05-24 astro-ph
High Resolution Calculations of Merging Neutron Stars II: Neutrino Emission
两颗中子星合并后产生的残余物会产生大量的中微子。在本文中，我们提出了中微子发射的结果，通过牛顿，高分辨率模拟的合并事件。这些模拟使用三维光滑粒子流体力学与核，温度依赖的状态方程和多味中微子泄漏计划。我们提出了我们的计划的细节，讨论了中微子发射的结果，从中子星合并和比较他们的核心塌陷超新星的情况下，中微子发射已经研究了几十年。中微子的平均能量与超新星的情况相似，但与后者相反，光度主要由电子型反中微子控制，这些反中微子产生于合并残余物的热的、富含中子的厚盘中。这个盘较冷的部分含有相当大比例的重核，然而，这并不显著影响整个中微子发射结果。我们的总中微子光度从合并事件是相当低的，比以前的调查中发现的。这对通过中微子湮灭产生伽马射线暴的能力有着严重的影响。中微子优先沿着初始的双星旋转轴发射，一个“极上”的事件在中微子中会比一个“边缘上”的类似事件亮得多。
2003-02-15 astro-ph
Pulsar's kicks and Gamma-ray bursts
基于超新星-GRB（$γ$ -ray burst）关联和假设GRB非对称爆炸产生脉冲星，检验了脉冲星反冲速度分布与GRB模型的一致性。用K-S检验检验了由伽玛暴模型导出的反冲速度分布和观测到的射电暴反冲速度分布。这两个分布被发现来自同一个母体群体。这一结果可能表明伽玛暴确实与超新星有关，而超新星伽玛暴的不对称性可能是导致超新星反冲的原因。
2007-06-12 astro-ph
On the Eccentricities and Merger Rates of Double Neutron Star Binaries and the Creation of "Double Supernovae"
我们证明了一个自然的结果，一个不对称的踢赋予中子星在出生时，大多数双中子星双星应具有高偏心率的轨道。这导致轨道衰变大大加速，这是由于在近星点的引力辐射的巨大增加，最初由彼得斯（1964）证明。如果反冲速度在轨道平面上均匀分布，那么大约24%的幸存双星的合并速度至少比未受扰动的圆形系统快10，000倍。即使取消平面反冲约束，约6%的束缚系统仍然如此迅速地合并。在不可忽略的一部分情况下，系统甚至可能在最后一颗超新星的10年内合并，导致我们可能称之为“双超新星”。对于类似PSR J 0737 - 3039 A前身的系统，该数字高达9%（在平面反冲模型中）。井涌速度分布是否延伸到实现这一点所需的范围仍不清楚。我们确实知道，观测到的双星群体在小轨道周期时缺乏高偏心率系统。与此相反，长周期系统更倾向于大的偏心率，正如预期的那样。我们认为，这是因为短周期的高偏心系统已经合并，因此选择对脉冲星调查。在用标度因子法估算双中子星双星的并合速率时，需要考虑这种影响。因此，我们断言，这种双星的合并率被低估了几个因素。
2005-04-01 astro-ph
Charge conjugation and Lense-Thirring Effect: A new Asymmetry
本文提出了一种新的不对称性，它是由电荷共轭和透镜-瑟林效应的相互作用引起的。当应用于Majorana中微子时，该效应预测了在<->旋转源的引力环境中nu_e的振荡。与天体物理环境相关的参数表明，目前的影响是不可观测的太阳中微子。但是，它将在超新星爆炸中发挥重要作用，并与宇宙中观察到的物质-反物质不对称性有关。
2004-05-20 astro-ph gr-qc hep-ph
Cumulative Parity Violation in Supernovae
超新星提供了一个独特的机会，大规模的宇称违反，因为他们是由中微子为主。计算了强磁场中中微子发射的宇称破缺不对称性A。我们假设中微子被轻微极化的中子弹性散射多次。由于多重相互作用，A随着原中子星的光学厚度而增长，可能比以前的估计大得多。结果，中子星会以相当大的速度反冲。
1997-05-16 astro-ph hep-ph nucl-th
The origin of single radio pulsars
通过比较超新星的相对速率与单射电双星、再循环射电双星、双星和X射线双星的形成速率，我们对射电双星的祖先和超新星的不对称性提出了严格的限制。射电双星只在相互作用双星的Ib型和Ic型超新星中形成的假设（Iben & Tutukov 1996）的结论是，在这种情况下，（双中子星）应该是单脉冲星出生率的20%，或者，几乎所有的单恒星（85%到98%）都应该来自索恩-齐特科夫星。在后一种情况下，脉冲星的速度分布与观测结果不一致。此外，在这种情况下，超新星速率和脉冲星形成速率之间的差异大约是一个数量级，即：比观察到的要大得多。允许来自单星和非相互作用双星的II型超新星形成射电双星解决了这个难题，但是为了解释单射电双星的高速度，需要一个踢。我们还需要一个踢来了解小出生率，相对于超新星的速度，由两个中子星组成的双星系统。
1999-02-11 astro-ph
Mergers of neutron star black hole binaries with small mass ratios: nucleosynthesis, gamma-ray bursts and electromagnetic transients
我讨论的黑洞中子星双星系统的合并与黑洞质量之间的14和20 \msun的模拟。计算使用了三维光滑粒子流体动力学代码，温度依赖的，核物质状态方程和多味中微子计划。利用\Pacz -Wiita赝势和引力辐射反作用力模拟了广义相对论效应。与之前的纯牛顿计算相反，在所有探索的情况下都没有发生情景传质。中子星在其大部分质量被直接转移到黑洞之后，总是被完全破坏。对于质量在14和16 \Msun之间的黑洞，形成了一个吸积盘，然而，它的大部分都在最后一个稳定轨道内，因此以很大的径向速度落入黑洞。这些盘（与中子星合并的情况相反）很薄，除了螺旋激波外，基本上是冷的。对于更高质量的黑洞（$M_{\rm BH} \ge 18$ \msun），几乎完整的中子星消失在黑洞中，而没有形成吸积盘。在这些情况下，幸存的物质被潮汐力矩旋转起来，并作为富含中子的物质的半环喷出。没有一个被调查的系统是一个有前途的GRB中央引擎。我们发现中子星的\Msun在0.01到0.2之间是动态喷出的。就像Ia型超新星一样，这种物质的放射性衰变将使光变曲线的峰值亮度达到$10^{44}$ erg/s的几倍。最大值将在合并后约三天达到，主要在光学/近红外波段可见。聚结本身可以产生具有$\sim 10$ ms持续时间的热谱的前驱脉冲。
2005-08-04 astro-ph
Neutrino oscillations, and the origin of pulsar velocities and dark matter
核心坍缩超新星中的中微子振荡可能是观测到的中微子快速运动的原因。三维数值计算表明，在没有中微子振荡的情况下，中子星的反冲速度不应超过200 km/s，而存在着大量的运动速度超过1000 km/s的中子星。中微子发射中的一个小的不对称性可能是这个长期存在的难题的解决方案。这种不对称性可能是由中微子振荡引起的，但是，考虑到目前中微子质量的限制，脉冲星反冲需要一个质量为1-20 keV的无菌中微子和一个与活性中微子的少量混合。同样的粒子也可以是宇宙学上的暗物质。如果X射线望远镜探测到来自残余无菌中微子衰变的X射线光子，就可以证实它的存在。人们还可以通过观察附近超新星发出的重力波来验证中微子反冲机制。
2004-05-29 astro-ph hep-ph
