Lightcurves of thermonuclear supernovae as a probe of the explosion mechanism and their use in cosmology
热核超新星对宇宙学很有价值，但它们的物理学尚未完全理解。核火焰的发展和传播的建模是复杂的众多的不稳定性。超新星光变曲线的预测仍然涉及一些简化的假设，但人们可以使用计算的通量与观测结果的比较来限制爆炸机制。尽管近年来在火焰物理和光变曲线模拟方面取得了很大的进展，但仍有许多问题没有得到解决。
2002-12-30 astro-ph
Radioactive Decay Energy Deposition in Supernovae and the Exponential/Quasi-Exponential Behavior of Late-Time Supernova Light Curves
来自衰变链Ni 56-Co 56-Fe 56的超新星中的放射性衰变能量（RDE）沉积通常直接为超新星在准稳态阶段的UV/光学/IR（UVOIR）测热光度提供动力，直到很晚的时候。这一阶段的结果是指数/准指数UVOIR测辐射热光曲线和经常指数/准指数宽带光曲线。一个介绍给出了一个简单的，近似的，分析处理RDE沉积，提供了一个简单的理解指数/准指数行为的UVOIR测辐射热光度和宽带光变曲线的指数/准指数行为的部分理解。处理简化为使用归一化沉积函数N_{Ni} ^{*}（t）作为分析工具。N_{Ni} ^{*}（t）的一个自由参数是基准时间t_{0}，它控制超新星随时间变化的伽马射线光学深度行为。N_{Ni} ^{*}（t）函数用于分析SN Ic 1998 bw（GRB 980425伽马射线暴的可能成因）的初步UVOIR辐射热光变曲线。SN 1998 bw的t_{0}为134.42天，并预测了SN 1998 bw RDE沉积曲线和准稳态UVOIR辐射热光度曲线在爆炸后1000天的演变。从光变曲线分析得到的SN 1998 bw质量的一个非常粗略的估计是4.26 M_{Sun}。作为简单分析处理的进一步例子，还研究了SN Ia 1992 A和SN II 1987 A的RDE沉积和光度演化。RDE沉积的简单分析处理实际上已经存在了至少20年，显然没有被详细讨论。本文的主要价值在于明确、详细、概…
1999-07-01 astro-ph
Asymmetric Explosion of Type Ia Supernovae as Seen from Near Infrared Observations
我们目前的近红外光谱晚相（>200天）Ia型超新星（SNe Ia）采取的斯巴鲁望远镜。SN 2003 hv的[Fe II]线显示出明显的平顶特征，而SN 2005 W的[Fe II]线显示出不太明显的平坦性。此外，它们的线中心有很大的偏移，相对于宿主星系从-3000到1000（km/s）不等。这样的转变表明在中心区域发生了偏离中心的非球形爆炸，并为Ia超新星的爆炸模型提供了重要的新约束。
2006-11-24 astro-ph
Explosion Mechanism, Neutrino Burst, and Gravitational Wave in Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星是宇宙中能量最大的爆炸之一，标志着大质量恒星的灾难性终结。尽管经过几十年的严格研究，我们仍然没有完全了解爆炸机理。由于它们与核合成、伽马射线暴和宇宙射线加速等许多天体物理现象有关，因此了解它们的物理现象一直是天体物理学界的广泛兴趣。本文主要从爆发机制、超新星中微子和引力波三个方面综述了近年来对核心坍缩超新星的研究进展。对于爆炸机制，我们提出了一个评论，特别注意的多维方面的作用，如对流，旋转，和磁场，中微子加热机制。接下来，我们讨论超新星中微子，这是一个强大的工具，不仅探测超新星的内部深处，而且中微子的内在属性。为此，有必要了解最近通过大量实验建立起来的中微子振荡。引力天文学现在也正在成为现实。本文详细介绍了引力波的物理基础和发射机制，并讨论了探测引力波的可能性。
2005-09-16 astro-ph
Peculiar, Low Luminosity Type II Supernovae: Low Energy Explosions in Massive Progenitors?
一些被归类为II型的超新星显示出非常奇特的性质，例如极低的膨胀速度和喷出物中极少量的$^{56}$ Ni。我们提出了一个联合分析的两个这些奇特的II型超新星，SN 1997 D和SN 1999 br，使用一个全面的半解析方法，可以重现光变曲线和线速度和连续温度的演变的可用观测。我们发现，这些事件是一个典型的II型超新星的能量不足，推断出的喷出物的质量是相对较大的。我们讨论的可能性，这些超新星起源于爆炸的大规模祖星的速度早期落入恒星物质的崩溃的核心是大的。这种类型的事件可能会形成一个黑洞遗迹，引起重大的回落和后期吸积。
2002-10-08 astro-ph
Search for gamma-ray line emission from the radioactive decay of 60Fe with SPI
INTEGRAL飞行任务的主要科学目标之一是寻找60 Fe放射性衰变产生的伽马射线谱线。铁60被认为主要产生于核心坍缩的超新星，但也有人提出其他地点，如碳爆燃超新星或中等质量的AGB星。我们目前的第一个结果，我们搜索的1173和1332 keV的γ射线线的60 Fe衰变的SPI数据的第一个任务年。到目前为止，我们只能报告通量上限，其水平由仪器背景处理中的系统不确定性决定。一旦我们更好地理解了背景的不确定性，SPI数据应该提供严格的限制在我们的银河系60 Fe核合成。
2004-04-01 astro-ph
Spectropolarimetric diagnostics of thermonuclear supernova explosions
即使在河外距离，超新星喷出物的形状也可以通过分光偏振法有效地诊断。在这里，我们提出了17 Ia型超新星的结果，允许Ia型超新星的几何结构和其他可观察到的参数之间的相关性的统计研究。这些观察结果表明，它们的喷出物通常由一个光滑的、富含铁的核心和一个具有化学不对称性的外层组成。这种外围非球面的程度与Ia型超新星的光变曲线下降率有关。这些观测结果为Ia型超新星的延迟爆炸模型提供了强有力的支持。
2006-11-29 astro-ph
Evolution, Explosion and Nucleosynthesis of Core Collapse Supernovae
我们提出了一组新的前超新星演化和爆炸产额的大质量恒星的初始太阳组成（Y=0.285，Z=0.02）在质量范围13-35 Msun。所有的模型都是用最新版本（4.97）的FRANEC代码计算的，该代码现在包括了从中子到Mo 98的核网络。爆炸核合成计算了两次：第一次采用流体程序，第二次采用辐射主导激波近似（RDA）。
2003-04-10 astro-ph
Supernovae: Explosions in the Cosmos
本文对超新星、超新星的分类和形成机制作了较全面的介绍。最后简要讨论了超新星的天体物理意义。
2005-04-27 astro-ph gr-qc
The knee in galactic cosmic ray spectrum and variety in supernovae
本文根据超新星遗迹中宇宙线加速的标准模型和有关超新星类型、能量及其爆炸地点的最新天文资料，进行了计算。所获得的结果可以解释所有粒子宇宙线光谱的主要特征，包括“膝盖”。这一结论的基本前提是，在给定信噪比下，加速CR的能量与爆炸的动能成正比，从而强调了高能爆炸的输入，抑制了低能爆炸对CR总通量的贡献。
2003-03-17 astro-ph
The Diversity of Cosmic Explosions: Gamma-Ray Bursts and Type Ib/c Supernovae
大质量恒星的死亡和控制致密残余物形成的过程尚未完全了解。在观测上，这个问题可以通过研究不同类别的宇宙爆炸及其能量来源来解决。本文讨论了伽马射线暴（GRB）和Ib/c型超新星（SNe Ib/c）能量学的最新结果。特别是，无线电观测GRB 030329，这使我们能够进行量热的爆炸，揭示了一些伽玛暴是由温和的相对论喷出物，使伽玛暴的总爆炸产量几乎是恒定的，而超相对论输出变化很大。另一方面，SNe Ib/c在快速喷出物中所含的能量方面表现出广泛的多样性，但迄今为止所观测到的（除了SN 1998 bw）都没有产生相对论性喷出物。因此，我们对可能引起GRB的SNe Ib/c的分数规定了3%的严格限制。因此，在流体动力爆炸（SNe）和引擎驱动爆炸（GRBs）之间似乎存在明显的二分法
2003-09-25 astro-ph
A non-spherical core in the explosion of supernova SN 2004dj
爆炸中不对称性的证据越来越多，这为我们提供了一条重要的、也许是关键的线索，来解释大质量恒星爆炸为超新星的机制。间接的证据来自脉冲星的高速度，超新星与长时间软伽马射线暴的关联，以及晚期发射线轮廓的不对称性。分光偏振法提供了一个直接探测年轻超新星几何形状的方法，较高的偏振度通常表明偏离球面对称性的程度更大。大的极化已经被测量为“剥离包层”（即Ic型）超新星，这证实了它们的非球形形态;但是具有完整氢包层的大质量恒星（II-P型超新星）的爆炸在早期观察到的只有微弱的极化。在这里，我们报告了一个经典的II-P型超新星，揭示了显着的偏振突然出现时，内核是第一次暴露在稀薄的喷出物（约90天后爆炸）的多时代分光偏振。我们推断偏离球面对称的至少30%的内部喷出物。结合早期的结果，这表明强烈的非球形爆炸可能是所有类型的核心坍缩超新星的一般特征，其中II-P型超新星的非球形性在早期被大量不透明的氢包层所掩盖。
2006-03-13 astro-ph
Off-center explosions of Chandrasekhar-mass white dwarfs: an explanation of super-bright type Ia supernovae?
最近在超新星遗产巡天（SNLS）中发现了一颗非常明亮的Ia型超新星SNLS-03 D3 bb（$\equiv$ SN 2003 fg），这提出了一个问题：是否需要超克拉塞卡质量的白矮星来解释这样的爆炸。原则上，这样的祖先可以由两颗相当大的白矮星合并形成。目前还没有发现两颗白矮星组成的双星系统，它们的总质量大大超过了克拉塞卡质量，因此SNLS-03 D3 bb可能是第一个明确的例子，证明了一颗（奇特的）Ia型超新星的双简并祖先。此外，如果这种解释是正确的，那么它对用于宇宙学的超新星Ia距离指标的校准关系的普遍性产生了一些怀疑。在这里，我们提出了一个批判性的讨论，预期的观测指纹的超rasekhar质量爆炸，在重要的方面，这些是不一致的SNLS-03 D3 bb的观察。我们证明了一颗质量为1000亿克拉塞卡的白矮星的不平衡爆炸可以提供一个更好的解释。
2007-02-13 astro-ph
A hydrodynamic model for asymmetric explosions of rapidly rotating collapsing supernovae with a toroidal atmosphere
数值求解了圆轨道上低质量中子星爆炸的二维轴对称流体动力学问题。在初始条件下，我们假设一个不均匀的密度分布在周围的空间中的崩溃的铁芯的形式，一个固定的环形大气，以前预测的分析和数值计算。爆炸中子星本身的构形是用一个圆环来模拟的，圆环有一个圆形的截面，其中心线几乎与它的圆形轨道重合。利用满足核统计平衡条件的恒星物质和环形大气的状态方程，我们进行了一系列数值计算，结果表明，在初始爆炸能量释放为1.0x10^51 erg时，总能量为0.2x10^51 erg的强发散冲击波的传播。在计算中，我们严格考虑了引力相互作用，包括来自位于坐标原点的大质量（1.9 M_太阳）中子星的引力作用，并根据超新星坍缩的旋转爆炸机制，将计算结果与以往的非对称超新星爆炸模拟结果进行了详细比较，得出了总爆炸能量的一个下限.
2004-11-16 astro-ph
Core collapse supernovae: magnetorotational explosion
核心坍缩超新星与中子星的形成有关。部分引力能转化为爆炸的能量，在SN II，SN Ib，c型超新星中观察到。转换的机制并不简单，因为绝大多数能量都进入了弱相互作用的中微子。在大约40年的调查中，试图利用这种能量进行爆炸的尝试没有成功。我们考虑的爆炸机制是能量来源于旋转，而磁场则起着将旋转能转化为爆炸能的作用。对该机制进行了二维MHD模拟。坍缩后，核心由一个快速旋转的原中子星和一个差速旋转的包层组成。在磁场演化的初始阶段，由差动旋转产生的磁能的环形部分随时间呈二次函数增长。当扭曲的环形分量强烈地超过极向场时，环形磁场的线性增长被磁流体动力学不稳定性的发展终止，导致磁能增长的急剧加速。当磁压与原中子星周围的气体压力相当时，MHD压缩波出现并穿过坍缩核的包层。它转变为快速的MHD冲击波，并产生超新星爆炸。我们的模拟给出了爆炸的能量$0.6\cdot 10^{51}$尔格。爆炸所喷射出的质量是$\sim 0.14M_\odot$。采用基于拉格朗日三角形变结构网格的隐式数值方法进行数值模拟。
2005-11-10 astro-ph
How much 56Ni can be produced in Core-Collapse Supernovae? : Evolution and Explosions of 30 - 100 Msun Stars
受超新星SNe 1999 as和2006 gy发现的启发，我们研究了在核塌缩大质量超新星（SNe）中能合成多少56 Ni质量。我们计算了几颗初始质量M <~ 100 Msun的超大质量恒星从主序星到铁核坍缩开始的演化过程，并模拟了它们的爆炸和核合成过程。为了避免与强烈质量损失相关的复杂性，我们只考虑初始金属丰度Z = Zsun/200的贫金属星。然而，我们的研究结果是适用于更高的金属丰度模型与类似的C+O核心群众。100 Msun模型的C+O核质量为MCO = 42.6Msun，这是文献中探索Fe核坍缩SN的最重模型。合成的56 Ni质量随爆炸能量和母体质量的增加而增加。例如，对于E_（51）= E/10^{51} erg =30的爆炸能量，初始质量为30、50、80和100 Msun的母核可以产生M（56 Ni）= 2.2、2.3、5.0和6.6 Msun的56 Ni质量（或C+O核质量MCO = 11.4，19.3，34.0和42.6 Msun）。我们发现，当M_CO >~ 34 Msun和E_{51} >~ 20时，产生SN 1999中所见的M（56 Ni）~ 4 Msun是可能的。用SN 2006 gy生产M（56 Ni）~ 13 Msun，对M_（CO）<~ 43 Msun，需要较大的爆炸能量，但对M_（CO）>~ 60 Msun，用合理的爆炸能量是可能的。
2007-10-22 astro-ph
Explosion Mechanism of Core-Collapse Supernovae --- a View Ten Years after SN 1987A
超新星~ 1987 A的中微子观测证实了中微子在大质量恒星核坍缩过程中起着关键作用的理论猜想。它们从新形成的中子星带走的能量中，只有百分之一可以解释超新星爆炸壮观景象的全部动能和电磁能。然而，从爆炸中心坍缩的恒星核心发射的中微子与周围物质的耦合非常弱，因此可能需要超新星激波后面和/或新生中子星内部的对流过程来增加能量转移到恒星地幔和包层的效率。本文简要评述了中微子加热机制引起的爆炸成功的条件以及中子星内部和周围对流的可能重要性。
1997-09-02 astro-ph
Gamma-Ray Lines from Asymmetric Supernovae
我们提出了从100秒到1年核心反弹后的超新星爆炸的三维SPH模拟。通过将我们的建模工作扩展到三维流体力学处理，我们能够研究爆炸不对称性对超新星混合和伽马射线线出现的影响。实施了一系列的初始爆炸条件，包括不同程度的喷流和赤道不对称。为了比较，对称爆炸模型也计算。一系列的时间片从爆炸的演变，进一步分析使用3维蒙特卡罗伽马射线输运代码。出射硬X射线和伽马射线光谱计算作为一个功能的视角和时间，包括在伽马射线线轮廓的趋势。我们发现显着的差异之间的对称和非对称爆炸模型的放射性镍的速度分布。这种空间分布变化的影响反映在整体高能谱以及单个伽马射线谱线中。
2003-05-21 astro-ph
Explosion Diagnostics of Type Ia Supernovae from Early Infrared Spectra
本文给出了Ia型超新星在最大光附近的红外光谱模型。基本的动力学模型是延迟爆轰爆炸在卡拉塞卡质量的碳/氧白矮星。结合辐射输运代码在这里使用，这些模型提供了合理的拟合光谱的“正常”Ia型超新星。使用两个独立的辐射传输代码，一个假设LTE和一个计算非LTE激发和电离。该模型与文献中的红外数据进行了比较。独立的代码给出了一个合理的数据表示，并提供物理解释，其起源独立的详细假设的辐射转移。红外线给出了一个特别强大的诊断动力学模型，因为强烈可变的线覆盖不透明度，它探测不同的深度内爆炸的白矮星在同一时期。可以直接测定氧和碳爆炸燃烧过渡区的速度。也可以探测到燃烧到镍停止的速度。这些速度对爆炸物理非常敏感。
1997-09-25 astro-ph
Consistent Radiative Transfer Models including Time Dependent Energy Deposition for Type Ia Supernovae
Ia型超新星（SN Ia）爆炸机制的许多方面仍然不清楚-导致导出的宇宙学参数不确定。需要建立喷出物中辐射产生和传输的现实模型，将理论爆炸模型与观测结果联系起来。我们的目标是从一致的辐射转移模型，允许研究的依赖性的物理参数的爆炸的可观察到的功能，构建理论光谱和光变曲线。
2004-10-29 astro-ph
Explosion Models for Type Ia Supernovae: A Comparison with Observed Light Curves, distances, H_o and q_o
本文将理论计算的单色光曲线和光球膨胀速度与27颗Ia型超新星的观测结果进行了比较。一组37个模型已被考虑，其中包括所有目前讨论的爆炸方案的Ia型超新星，包括爆燃，爆炸，延迟爆炸，脉动延迟爆炸和夯实爆炸的钱德拉质量，氦爆炸的低质量白矮星。爆炸计算采用一维拉格朗日水电和辐射水电代码与纳入核网络。随后，光变曲线使用我们的LC计划，其中包括一个隐式的辐射输运，膨胀不透明度，蒙特卡罗$γ$ -射线输运，分子和尘埃的形成。对于一些超新星，详细的非LTE计算的结果已被考虑。我们的一系列模型的观测性质进行了讨论，绝对亮度，最大后下降率，在几个时刻的颜色之间的关系，等等。所有的模型与Ni生产大于0.4太阳质量产生类似的亮度的光变曲线。讨论了宇宙学红移对光变曲线和星际红化修正的影响。在对标准差进行数据校正的基础上，用定量方法拟合观测值，确定了自由参数，即正确的模型、距离、红化和爆炸时间。结果进行了详细讨论，并应用于确定Ho和qo。
1996-02-06 astro-ph
Type Ia Supernovae: Influence of the Progenitor on the Explosion
本文研究了爆炸白矮星的初始成分和结构对Ia型超新星核合成和结构的影响。祖先结构是基于详细的恒星演化轨道的恒星质量范围在1至9 $M_\odot$使用最先进的代码FRANEC。热核爆炸的计算基于一组延迟爆轰模型，该模型很好地考虑了光学和红外线曲线以及光谱演化。我们的代码解决了流体动力学方程显式分段抛物方法。核燃烧是考虑到使用一个扩展的网络的218个核。原则上，我们的计算允许观察到的光谱和光变曲线与祖先相关联。此外，我们的研究是相关的估计在宇宙学时间尺度的祖先人口的潜在演变。
1998-09-23 astro-ph
Observations and Theory of Supernovae
这封资料信提供了超新星观测及其爆炸机制理论的文献指南。期刊文章和书籍被引用的主题如下：光谱的观测，光谱偏振，各种类型超新星的光变曲线，热核爆炸理论，核心坍缩，放射性衰变，宇宙学应用，以及可能与伽马射线暴的联系。
2002-09-24 astro-ph
Aspherical Supernovae Explosions
核心坍缩超新星（SN）是大质量恒星演化的最后阶段，在此期间中心区域坍缩。最近的爆炸情景假设，喷射是由于能量沉积的中微子进入信封，但详细的模型不产生强大的爆炸。有新的和越来越多的证据，非球面，特别是轴对称的几个SNe可能很难调和内的球面图片。这些证据包括观测到的高极化及其随时间的变化，脉冲星反冲，高速铁族和中等质量的元素物质观察残留物，直接观测的SN 1987 A的碎片等。一些新的证据进行了更详细的讨论。为了与观测结果相一致，任何成功的机制都必须使爆炸具有某种轴对称性。我们认为，射流诱导/主导爆炸的核心崩溃SNe。我们的研究是基于详细的3-D流体动力学和辐射输运模型，我们发现，可以解释的观测低速，大量的射流失速以及SN信封。这种外流可能是由MHD机制、中心物体上对流占主导地位的吸积盘或不对称中微子发射产生的。不对称的密度/化学分布，并为SN 2002 AP，偏离中心的能量沉积已被确定为至关重要的解释的极化。
2002-07-12 astro-ph
Importance of Prolate Neutrino Radiation in Core-Collapse Supernovae: The Reason for the Prolate Geometry of SN1987A?
我们已经进行了核心坍缩超新星爆炸的二维模拟。假设局域中微子辐射场在对称轴（极轴）或赤道面上都有极大值。这些分别导致了长轴爆炸和扁圆爆炸。我们发现，在中微子总光度一定的情况下，长轴爆炸的爆炸能量增益比扁轴爆炸的爆炸能量增益更大。也就是说，扁长爆炸比扁长爆炸能量更大。作者之一（清水等人，2001年）首次表明，全球各向异性中微子辐射产生更强大的爆炸比球形中微子辐射。在我们以前的研究（Madokoro et al. 2003）中，我们改进了Shimizu et al.的数值程序，证明了整体各向异性中微子辐射比空间涨落中微子辐射产生更高能量的爆炸。结合本文的结果，我们得出结论：在这些研究中所研究的各种爆炸类型中，整体各向异性（长轴）中微子辐射是提高爆炸能量的最有效途径。我们讨论这一点的原因。我们的结果表明，SN1987A的膨胀材料被观察到有一个扁长的几何形状。
2004-06-04 astro-ph
Sensitivity of Core-Collapse Supernovae to Neutrino Luminosity in Cases of Anisotropic Neutrino Radiation
我们证明了各向异性中微子辐射的核心坍缩超新星爆炸的机制的重要性。通过对中微子辐射场固定的新参数的研究，证明了在中微子总光度一定的情况下，中微子辐射的整体各向异性是提高爆炸能量的最有效机制。我们讨论了原因，并证明了超新星爆炸的成功如何敏感地取决于中微子的亮度。
2003-12-25 astro-ph
Jet-Induced Explosions of Core Collapse Supernovae
我们用数值方法研究了超新星中心超音速喷流引起的爆炸。这些喷流被认为是由恒星核心坍缩成中子星时的磁旋转机制产生的。我们模拟了喷流在恒星中的传播、喷流的突破以及喷流传播过程中产生的侧向激波对超新星包层的喷射过程。这种相互作用的最终结果是一个高度非球形的超新星爆炸，其中有两个高速的物质喷流向两极方向移动，以及一个速度较慢的、扁圆的、高度扭曲的喷出物，其中含有大部分超新星物质。喷流引发的爆炸完全是由于喷流对周围恒星的作用，而不依赖于中微子的传输或停滞激波的再加速。喷流机制可以解释Ib、c和II型超新星的高极化、脉冲星反冲、超新星遗迹中的超高速物质、SN 1987 A中的富氢层携带放射性物质的迹象以及其他一些很难或不可能用中微子能量沉积机制解释的观测结果。喷流从致密的缺氢核中爆发出来，可能是SN 1998 bw/GRB 980425的伽马射线暴和射电暴的原因。
1999-04-29 astro-ph
Numerical simulations of multi-scale astrophysical problems: The example of Type Ia supernovae
在天体物理现象的数值模拟中，时间尺度和长度尺度的巨大差异是一个常见的问题。在这里，我们提出了一种方法来数值模拟这样的对象的例子Ia型超新星模拟。朝向爆炸的演化在比爆炸过程本身长得多的时间尺度上进行。爆炸过程的物理尺度可达11个数量级，湍流效应是主要的物理机制。尽管存在这些挑战，Ia型超新星爆炸的三维模拟最近已经成为可能，并为更好地了解这些重要的天体物理物体铺平了道路。
2008-02-05 astro-ph
R-Process Nucleosynthesis in MHD Jet Explosions of Core-Collapse Supernovae
研究了一颗大质量恒星13 $M_{\odot}$中超新星磁流体动力学爆发过程中的$r$核合成.与球形爆炸的情况相反，由于旋转和磁场的组合效应，喷流状爆炸显著降低了铁芯上方层内的电子分数。我们发现导致$r$过程的低电子分数的喷射物质来自于前超新星模型的富硅层。这导致太阳能$r$工艺元素的产量达到第三个峰值。我们使用包含自发裂变和$β$延迟裂变的全核反应网络来检验裂变是否影响$r$过程路径。此外，我们特别注意如何质量公式影响的$r$过程的峰值与使用两个质量公式。结果表明，两个公式都能再现全球丰度分布，但在具体分布上有较大差异。我们指出，如果MHD效应在超新星爆炸中起重要作用，那么在$r$过程核合成中会有变化。
2005-04-05 astro-ph
Review on the Observed and Physical Properties of Core Collapse Supernovae
本文综述了各类核塌缩超新星的观测和物理性质。尽管这些物体表现出巨大的多样性，但出现了几个问题，表明1）这些物体的性质是连续的，2）包层的质量是爆炸的驱动参数之一，或者它与核心的一些其他性质相关，后者决定了爆炸的结果，（3）无论超新星的外观如何，所有核塌缩超新星的核物理和爆炸机制都没有本质的不同。SN 1998 bw的能量规模和56 Ni的产量远远高于它，它是唯一一颗与伽马射线暴紧密相关的超新星。
2003-01-01 astro-ph
Bolometric light curves of supernovae and post-explosion magnetic fields
各种影响导致的超新星的热光变曲线的多样性进行检查：核合成，运动学差异，喷射质量，混合程度，配置和强度的磁场进行了讨论。在Ia型超新星中，$^{56}$ Co的全捕获下降的热光变曲线的偏离可以在爆炸后的两年半内发生，这取决于WD在吸积阶段所遵循的演化路径。如果在超新星爆发前的演化过程中，WD的核心已经形成了对流，那么在爆炸前的几千年里，WD中就应该有一个接近均分值的纠缠磁场。如此强的磁场将把正电子限制在它们来自$^{56}$ Co衰变的地方，并阻止了超新星膨胀时完全俘获衰变的强烈偏离。这种情况预计将发生在C+O的亚亚如果WD爆炸前的磁场强度小于10 $^{5-8}$ G，则在$^{56}$ Co衰变中发射的正电子将缺乏约束，并且将发生偏离完全捕获下降的情况。它发生的时间可以提供WD原始磁场的估计，它的配置，以及超新星喷出物的质量。在SN 1991 bg中，测辐射热光变曲线表明没有明显的缠结磁场（强度低于$10^{3}$ G）。克拉塞卡质量模型无法重现这颗超新星的热光度曲线。相反，SN 1972 E的磁场结构是缠结的，它的光变曲线可以很好地被一次WMD爆炸所再现。
1997-11-20 astro-ph
Explosions of O-Ne-Mg Cores, the Crab Supernova, and Subluminous Type II-P Supernovae
我们目前的恒星坍缩和爆炸的模拟结果在球对称的祖星在8 - 10太阳质量范围内的O-Ne-Mg核心。模拟一直持续到核心反弹后近一秒，并使用普罗米修斯/顶点代码进行，该代码具有用于中微子输运的可变爱丁顿因子求解器，包括最先进的中微子-物质相互作用处理。特别努力实现核燃烧和电子捕获率与足够的精度，以确保顺利延续，没有瞬变，从祖进化核心崩溃。使用两个不同的核状态方程（EoS），一个是Lattimer & Swesty EoS的软版本，另一个是Wolff & Hillebrandt EoS的硬版本，我们发现没有即时爆炸，而是延迟爆炸，由中微子加热和中微子驱动的重子风提供动力，在反弹后约200 ms。这些模型喷出的镍很少（小于0.015太阳质量），爆炸的能量大约或略高于10 ** 50尔格，并留下重子质量接近1.36太阳质量的中子星（NS）。与先前的爆炸模型不同，在第一秒的喷射物中质子与重子之比Ye> 0.46，这表明其化学成分与银河系丰度并不冲突。没有Ye <<0.5的低熵物质被喷射出来。这就排除了作为低熵r-过程的爆发点。低爆炸能量和核合成的影响与蟹状超新星的观测特性是相容的，小镍质量支持我们的模型解释一些亚发光II-P型超新星的可能性。
2006-01-02 astro-ph
Outflows from Magnetorotational Supernovae
我们讨论的核心坍缩超新星爆炸的磁旋转（MR）机制的二维模拟结果。由于不均匀的塌缩，塌缩的芯部差动地旋转。当存在初始极向磁场时，其环向分量出现并随时间增长。磁压力的增加导致压缩波的形成并向外移动。它转变为快速的MHD冲击波（超新星冲击波）。MR超新星爆发的形状定性地取决于初始磁场的配置。在类偶极初始磁场作用下，超新星爆发主要沿旋转轴发展，形成轻度准直喷流。类四极初始磁场导致爆炸主要沿赤道面发展。在我们的模拟中发现了磁旋转不稳定性。超新星爆发能量随核的初始质量和转动能的增加而增加，与观测数据相符合。
2008-01-16 astro-ph
Core-Collapse Supernovae Induced by Anisotropic Neutrino Radiation
我们证明了各向异性中微子辐射的核心坍缩超新星爆炸的机制的重要作用。通过一个新的参数研究，在中微子辐射场固定的情况下，我们证明了在中微子总光度一定的情况下，由整体各向异性的中微子辐射引起的长轴爆炸是增加爆炸能量的最有效的机制。这表明SN 1987 A的膨胀物质具有长扁的几何形状。
2004-06-11 astro-ph
The Physics of Core-Collapse Supernovae
超新星是自然界最大的爆炸，也是一个天体物理实验室，其中存在着地球上无法实现的独特条件。它们也是锻造大多数比碳重的元素的熔炉。几十年来，科学家们一直在争论这些爆炸的物理机制。很明显，最终的能量来源是引力，但中微子、流体不稳定性、旋转和磁场的相对作用仍有争议。
2006-01-12 astro-ph
Explosion models for thermonuclear supernovae resulting from different ignition conditions
利用SPH程序，我们在三维空间中研究了大质量白矮星在不同初始碳点火位置下的命运。计算的模型涵盖了各种可能性，从同时点火的中心体积的恒星偏心点火在多个分散的斑点。在前一种情况下，讨论了当核火焰的平均密度降低到2 × 10 ~（**）7 g·cm ~（**）以下时，向爆轰转变的可能性及其后果。在最后一种情况下，依赖的结果上的初始点火点的数量和这些模型中的一些发展到脉动延迟爆震的情况下的机会也概述。
2004-01-13 astro-ph
Detonating Failed Deflagration Model of Thermonuclear Supernovae I. Explosion Dynamics
本文提出了一个Ia型超新星爆炸失败的爆燃模型。在这个模型中，一颗巨大的白矮星的热核爆炸发生在偏离中心的爆燃之后。我们进行了调查的非对称点火配置启动在不同的距离从恒星中心。在所有研究的情况下，我们发现，只有少量的恒星燃料消耗在爆燃阶段，没有爆炸，释放的能量主要浪费在扩大祖。爆燃失败的产物迅速到达恒星表面，污染并强烈扰动恒星表面，这些扰动最终演变成小的、孤立的、以激波为主的、富含燃料的区域。我们认为这些区域是能够形成自我维持爆炸的种子，最终导致热核超新星爆炸。初步的核合成结果显示，模型超新星喷出物通常由约0.1-0.25 Msun的硅族元素和0.9-1.2 Msun的铁族元素组成，并且基本上不含碳。喷出物有一个复合形态，化学分层，并显示出适度的内在不对称性。最内层呈略卵形，轴比约为1.2-1.3，主要由硅燃烧产物组成。这个中心区域被硅族元素的壳包围。喷出物的最外层是高度不均匀的，包含不完全氧燃烧的产物，只有少量未燃烧的恒星物质。爆炸能量约为1.3-1.5 × 10^51尔格。
2006-11-24 astro-ph
SNIa light curves and radioactive decay
绝对V光变曲线的5 SNe Ia，选择代表已知范围内的绝对光度在最大的这类对象，提出。长期光度演化的比较表明，在最大值时观察到的差异持续存在，并且实际上随着时间的推移而增加，这加强了Ia超新星之间确实存在内在差异的观点。由于这种差异在标准的祖先情景中没有被考虑在内，因此直接从观测结果中推导出模型的约束条件就变得非常重要。为了研究两个最重要的参数，即合成的放射性物质和喷出物的质量的影响，一个简单的MC光变曲线模型被用来模拟从爆炸到非常晚的时期（~1000天）的光度演变。据发现，观测需要爆炸中合成的放射性物质质量的10倍范围（Mni= 0.1-1.1 Msun）和喷出物总质量的2倍范围（Mej = 0.7-1.4 Msun）。Mni中因子2的差异似乎存在于“正常”SNe Ia之间。一些证据也表明，从钴衰变的正电子沉积不同的对象，并随着时间的推移。特别是，最新的HST对SN 1992 A的观测似乎暗示了正电子的完全捕获。
1997-07-02 astro-ph
Aspherical Properties of Hydrodynamics and Nucleosynthesis in Jet-induced Supernovae
喷流诱发的超新星（SNe）被认为发生在伽马射线暴（GRB）和高能SNe（超新星）中。我调查射流引起的爆炸人口III $40_\odot$星的二维特殊相对论流体动力学代码的流体动力学和核合成的性质。得到了高、低能沉积率$\dot{E}_{\rm dep}=120\times10^{51} {\rm ergs s^{-1}}$和$1.5\times10^{51} {\rm ergs s^{-1}}$模型爆炸后的丰度分布和产额与角度的关系。在喷流引起的超新星中，Fe峰产物的喷射和未处理物质的回落解释了极贫金属（EMP）星的丰度模式。还发现缺硅贫金属星HE 1424- 0241的特殊丰度模式可由含$\dot{E}_{\rm dep}=120\times10^{51} {\rm ergs s^{-1}}$的模型的$θ=30^\circ-35^\circ$角定界产额重现。此外，我比较了射流诱导爆炸和球形爆炸的产量，并确认射流诱导爆炸中的喷射和回落几乎等同于球形爆炸中的“混合回落”。然而，与球形模型相比，在射流诱发爆炸中实现了高熵环境，因此[（Sc，Ti，V，Cr，Co，Zn）/Fe]增强。[Sc/Fe]和[Ti/Fe]的增强改善了与EMP星丰度模式的一致性。
2008-08-26 astro-ph
Jets as diagnostics of the circumstellar medium and the explosion energetics of supernovae: the case of Cas A
我们目前的仙后座A（Cas A）超新星遗迹和它所观察到的喷流/反喷流系统的流体动力学模型。我们包括祖先的星周介质的演变，这是由一个缓慢的红色超巨星风，其次是快速沃尔夫-拉叶（WR）风。模拟的主要参数是WR阶段的持续时间和射流能量。我们发现，如果WR阶段是足够长的，一个大规模的拱壳已经形成的射流被摧毁。因此，我们得出结论，WR阶段必须很短（几千年），如果存在的话。由于Cas A的实际喷流长度未知，我们推导出喷流能量的下限，约为10^{48} erg。我们讨论的祖先的Cas A和它的爆炸的性质的影响。
2008-06-27 astro-ph
Neutrino-driven supernovae: Boltzmann neutrino transport and the explosion mechanism
核心坍缩的超新星，尽管它们壮观的视觉表现，中微子事件。新生中子星形成过程中释放的10^53尔格的引力束缚能几乎全部以三种类型的中微子和反中微子的形式被带走，而这些中微子是爆炸的主要动力。这种机制敏感地依赖于中微子球和激波之间的中微子输运。有鉴于此，我们已经进行了比较的多群玻尔兹曼中微子输运（MGBT）和多群通量限制扩散（MGFLD）在后核心反弹环境。平均逆通量因子、亮度和RMS能量的差异转化为玻尔兹曼输运的加热速率最高可达2倍，而增益半径以下的净冷却速率通常为MGFLD速率的0.8倍。对于给定的前体质量，这些差异在较早的反弹后时间最大，并且对于给定的反弹后时间，对于较大的前体质量，差异更大。随着祖细胞质量增加的差异增加表明，MGBT的净加热增强可能是稳健的和自我调节的。
1998-04-07 astro-ph
Explosion Energies, Nickel Masses, and Distances of Supernovae of Type IIP
II型高原超新星光变曲线的流体动力学模型预测了三个可观测参数（高原持续时间、绝对星等和高原中部的光球速度）与三个物理参数（爆炸能量E、被驱逐的包层质量M和前超新星半径R）之间的相关性。使用的相关性，以及采用的距离，估计E，M和R的十几个良好观察SNe IIP。对于这组超新星，E值的变化范围为6 [0.5< E/（10^51 erg）<3]，而包层质量保持在10< M/M_sun <30的范围内。前超新星的半径通常为（200-600）R_sun，但对于最明亮的超新星可以超过1000 R_sun（例如，SN 1992am）。提出了一种新的确定SNe IIP距离的方法。它基于爆炸能量E与通过Co 56衰变为后平台光变曲线尾部提供动力所需的Ni 56质量之间的相关性的假设。该方法是有用的SNe IIP与观测良好的测辐射热光变曲线在平台和放射性尾阶段。由此产生的距离和未来的改进进行了讨论。
2003-08-06 astro-ph
Neutrino oscillations and supernovae
在1996年的JRO奖学金研究提案（洛斯阿拉莫斯）中，作者提出，中微子振荡可能为超新星爆炸提供一种强大的间接能量传输机制。本增编的主要目的是提出该提案第1节未经编辑的相关案文。然后，我们简要地提醒，（a）早期的建议Mazurek真空中微子振荡及其相关的超新星爆炸，和（b）沃尔芬斯坦的结果抑制的影响，物质效应。我们的结论是，是否中微子振荡在超新星爆炸中发挥重要作用，应取决于是否有壳/区域的空间在恒星坍缩的物质效应发挥不重要的作用。如果在实际的天体物理情况下存在这样的区域，那么超新星爆炸的中微子振荡的最终结果将部分取决于LNSD信号是否得到证实。重要的是，读者要记住，中微子振荡形成了一组味道振荡时钟，这些时钟遭受引力红移，可能高达20%。在任何超新星爆炸的计算中，都必须充分考虑这种效应。
2004-04-02 astro-ph gr-qc hep-ph
Properties of a relativistic equation of state for collapse-driven supernovae
研究了相对论性核多体理论导出的中微子驱动超新星的相对论性物态方程的性质。近年来，相对论性状态方程表已成为超新星爆炸数值模拟的一套新的物理状态方程。我们利用超新星核心的引力坍缩和反弹的广义相对论流体力学来检验这个状态方程表。为了在动力学条件下研究致密物质，我们对一系列的先驱体模型进行了简化计算，即采用固定电子分数的绝热坍缩来计算核心坍缩和反弹。这是为了给我们提供瞬时爆炸的“近似模型”。我们研究了坍缩和反弹过程中的化学量和成分的分布。我们还进行了计算与Lattimer-Swesty状态方程比较致密物质的性质。作为一个衡量的刚度的状态方程，我们研究的即时爆炸与电子捕获完全抑制的爆炸能量。本文研究了相对论状态方程所得到的物理量的导数，讨论了丰中子环境中的对流条件，这在缓发爆炸中可能是重要的。
2003-10-16 astro-ph nucl-th
