Core-collapse supernovae and gravitational waves
核心坍缩超新星是具有丰富现象学的戏剧性事件，包括引力辐射。这些事件的模拟在多个空间维度与能量和角度依赖的中微子输运仍处于起步阶段。我们银河系中超新星的核心坍塌和反弹很可能被第一代LIGO观测到，但详细的了解还有待于恒星祖先和超新星过程建模的改进。
2004-01-06 astro-ph
Emergence of hyperons in failed supernovae: trigger of the black hole formation
利用广义相对论中的中微子辐射流体动力学模拟，研究了非旋转大质量恒星向黑洞动力学坍缩过程中奇异重子的出现。采用新的超子物态方程表，从40 Msun恒星的引力坍缩出发，跟踪了初生原中子星的动力学形成和坍缩过程，发现超子并不出现在核的反弹中，而是在反弹后约0.5-0.7 s迅速聚集，从而触发了再坍缩成黑洞.由于高温，它们开始出现在偏离中心的地方，然后当中心密度足够高时，它们在中心占优势。吸积过程中的原中子星在超子状态方程下的中微子发射比相应的核子状态方程下的中微子发射停止得早得多，而它们的平均能量和光度却非常相似。中微子信号的这些特征是黑洞坍缩过程中新自由度出现的一个潜在的探测器。
2008-11-26 astro-ph hep-ph nucl-th
Nuclear liquid-gas phase transition and supernovae evolution
结果表明，在一级核液-气相变开始时出现的大的密度涨落对超新星的演化起着重要的作用。由于这些波动，中微子气体可能被困在原中子星表面附近的一层薄薄的物质中。由此产生的压力增加可能会在坍缩反弹后的几百毫秒内引起强烈的粒子喷射，从而有助于冲击波的复兴。采用Hartree-Fock+RPA方案，考虑有限程核子-核子有效相互作用，计算了强密度涨落对中微子俘获的影响，并定性地讨论了新方案的结果.
2004-03-11 astro-ph nucl-th
Maximum Entropy for Gravitational Wave Data Analysis: Inferring the Physical Parameters of Core-Collapse Supernovae
由II型超新星前身星的铁核坍缩产生的引力波信号，带有前身星质量、自转速率、自转差度和反弹深度的印记。在这里，我们展示了如何推断的引力辐射波形的核心崩溃事件的两个或多个LIGO一样的引力波探测器的网络中的噪声观测，并从恢复的信号，约束这些源属性。使用这些技术，从最近的核心坍缩建模工作的预测，以及LIGO在其S4科学运行期间的性能，我们还表明，LIGO的引力波观测可能已经足以提供合理的估计的祖质量，角动量和微分角动量，和深度的核心反弹，旋转的核心坍缩事件在几个千秒差距的距离。
2007-12-14 astro-ph
Neutrino-Driven Supernovae: an Accretion Instability in a Nuclear Physics Controlled Environment
新的模拟表明，低模式，非径向流体动力学不稳定性的吸积激波有助于启动热泡对流超新星，从而支持爆炸的中微子加热机制。主要的条件取决于高密度状态方程，它支配着恒星核心的坍缩、核心的反弹和中子星的形成。球对称模型的核物理变化的这种敏感性的测试。目前的爆炸模型的r-过程核合成的影响。
2004-11-12 astro-ph
Non-spherical core collapse supernovae and nucleosynthesis
受超新星SN 1987 A观测的启发，多位作者模拟了核心坍缩超新星包层中的Rayleigh-Taylor（RT）不稳定性（有关评论，请参阅Mueller 1998）。在这些模拟中发现的非径向运动定性地与SN 1987 A中的观测结果一致，但未能定量地解释新合成的56 Ni的混合程度。在这里，我们提出了一个2D流体动力学模拟的结果，重新解决这个故障，并涵盖了核心反弹后的第一个5小时的整个演变。
2000-10-04 astro-ph
An approach toward the successful supernova explosion by physics of unstable nuclei
本文采用基于不稳定核的新的核状态方程，通过数值模拟研究了中微子驱动的超新星爆发机制。我们报告的新结果的模拟广义相对论流体力学与玻尔兹曼中微子输运球对称。我们采用新的相对论性状态方程数据集和传统的状态方程数据集（Lattimer-Swesty状态方程）来研究对堆芯坍缩、反弹和激波传播动力学的影响。我们跟踪了在反弹后超过500毫秒的失速激波的行为，并比较了超新星核心的演化。
2005-06-25 astro-ph nucl-th
Core-Collapse Supernovae: Modeling between Pragmatism and Perfectionism
我们简要地总结了最近的努力Garching建模恒星核心崩溃和反弹后的演变在一个和两个维度。所有口味的中微子的运输被视为通过迭代求解耦合系统的频率相关的力矩方程与模型玻尔兹曼方程，它提供了封闭。各种各样的祖星，不同的核状态方程，恒星自转，以及由于大模流体动力学不稳定性的全球不对称性已经被研究，以确定最终成功的，对流支持的中微子驱动爆炸的道路。
2004-05-14 astro-ph
Comparison of statistical treatments for the equation of state for core-collapse supernovae
在坍缩、反弹和随后的爆炸过程中释放出的中微子提供了有关超新星动力学的信息。中微子的光谱是由它与恒星内部区域的原子核和核子之间的弱相互作用决定的，因此中微子的光谱是由物质的组成决定的。恒星物质的组成，温度范围从$T=1-3$兆电子伏和密度范围从$10^{-5}$到0.1倍的饱和密度进行了探讨。我们研究了通常用于描述超新星模拟中的致密物质的单核近似，并表明，虽然近似在大多数密度下预测能量和压力是准确的，但它不能准确地预测组成。我们发现，随着温度和密度的增加，单核近似系统地高估了实际存在的原子核的质量数，并低估了较轻的原子核的贡献。
2008-10-06 astro-ph nucl-th
Analytic Approach to the Stability of Standing Accretion Shocks: Application to Core-Collapse Supernovae
我们探讨了一个分析模型的吸积激波后反弹阶段的核心坍缩超新星爆炸。我们发现增长振荡的冲击在l=1和l=2模式，与现有的各种数值模拟。对于适度的值的外吸积激波的内边界的激波流的比例，不稳定性似乎来自于被困声波的增长，而在较高的值，激波后平流显然发挥了作用。因此，这里描述的模型可能与最近由Blondin和Mezzacappa以及Foglizzo及其合作者提出的不同的不稳定机制有关。
2007-01-09 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
Type Ia Supernovae
Ia型超新星在许多方面仍然是神秘的物体。近年来，人们目睹了大量超新星观测。从专门的搜索中增加的样本允许对Ia型超新星作为一类进行统计研究。Ia型超新星的观测数据非常丰富，十年前的统一图像已经被几个关联所取代，这些关联将最大光度与光变曲线形状，颜色演化，光谱外观和宿主星系形态联系起来。这些相关性几乎涵盖了Ia型超新星的全部光谱，除了一些显著的例外。然而，在最大值过去150天后，所有观测到的物体都显示出相同的下降速率和光谱。测辐射热光变曲线是研究Ia型超新星整体外观的方便工具。以这种方式得出的镍质量显示出很大的变化，结合线宽的动力学，表明更亮的事件也来自更大质量的物体。缺乏准确的距离和吸收校正的不确定性阻碍了进一步的进展。这些方面的改进对于光度的详细比较和镍质量的测定至关重要。
2000-03-22 astro-ph
Approaching the dynamics of hot nucleons in supernovae
所有最近的数值模拟都同意，在9-40太阳质量的主序星质量范围内的恒星在核心坍缩和反弹后不会产生外层的快速流体动力学喷射。相反，他们认为恒星核心坍缩和超新星爆炸是动态上不同的天体物理事件，被一个至少持续约40毫秒的不引人注目的吸积阶段分开。只要中微子球保持对流稳定，爆炸动力学就由堆积在质子中子星上的撞击加热物质层中的中子、质子、电子和中微子决定。中微子输运的关键作用，在这个制度已强调在许多以前的调查。在这里，我们寻找有效的手段来解决恒星核心的崩溃和postbounce阶段的磁场和流体不稳定性的作用。
2004-08-09 astro-ph
Inelastic Neutrino-Helium Scatterings and Standing Accretion Shock Instability in Core-Collapse Supernovae
我们提出的数值实验的结果，在其中，我们已经调查的非弹性中微子氦相互作用的影响，应该发生在反弹后超新星核心的常设吸积激波不稳定性。对吸积流通过驻存吸积激波作用于质子中子星的轴对称流体动力学模拟表明，相互作用相对较小，激波不稳定性的线性增长几乎不受影响。在不稳定性进入非线性区域后，非弹性反应产生的额外加热对激波的复苏变得重要，但只有当中微子光度非常接近临界值时，激波才会在没有相互作用的情况下复苏。我们还研究了微扰初始振幅和μ、τ中微子温度对结果的依赖性。
2006-06-08 astro-ph
Dynamics and neutrino signal of black hole formation in non-rotating failed supernovae. II. progenitor dependence
继Sumiyoshi et al.（2007）对单祖先模型的研究之后，我们研究了非旋转大质量恒星引力坍缩中黑洞形成及其相关中微子信号的祖先依赖性。我们的目标是澄清是否朝着黑洞形成的动力学演化发生在以相同的方式为不同的祖先，并检查是否中微子爆发的特点是一般具有短的持续时间和迅速增加的平均能量。本文采用广义相对论中微子辐射流体力学方法对40 Msun和50 Msun的前超新星模型从坍缩到收缩的原中子星形成黑洞的动力学演化过程进行了数值模拟。对于本文所研究的三个先驱模型，我们发现黑洞的形成都是在核反弹后约0.4-1.5 s内，通过原中子星质量的增加以及短而高能的中微子爆发而实现的。我们发现，原始中子星的密度分布对确定原始中子星的吸积速率和中微子爆发的持续时间是很重要的。比较了不同起源的黑洞形成事件的中微子爆发，并讨论了我们是否能清楚地探测起源物质和/或致密物质。
2008-08-04 astro-ph nucl-th
Anisotropies in the Neutrino Fluxes and Heating Profiles in Two-dimensional, Time-dependent, Multi-group Radiation Hydrodynamics Simulations of Rotating Core-Collapse Supernovae
使用二维多组，通量限制扩散版本的代码VULCAN/2D，也包括旋转，我们已经计算了崩溃，反弹，冲击波的形成，和早期反弹后的演化阶段的核心坍缩超新星的各种初始旋转速率。这是超新星理论中使用完全多维工具进行的第一系列此类多群计算。我们发现，虽然旋转产生极赤道角各向异性的中微子辐射场，不对称的幅度是不是像以前估计的那么大。此外，我们发现辐射场总是比物质分布更具有球对称性，其羽流和对流涡旋。给出了中微子场的角各向异性与中微子种类、中微子能量和初始转动速率的关系。只有对于我们最快速旋转的模型，我们才开始看到质的不同的流体动力学，但对于较低的速率与文献中导出的崩溃前旋转轮廓一致的各向异性，虽然有趣，是适度的。这并不意味着旋转在超新星动力学中不起关键作用。由于向心效应而导致的有效重力的减少可能是相当重要的。相反，这意味着，当一个现实的映射之间的初始和最终的旋转配置文件和2D多群辐射流体力学被纳入崩溃模拟辐射场的各向异性可能只是一个次要的，而不是一个关键因素，在超新星机制。
2005-02-23 astro-ph
Core Collapse Supernovae --- Theory between Achievements and New Challenges
对坍缩恒星铁芯反弹后演化的多维流体动力学模拟表明，失速激波和中微子层之间的对流翻转对中微子驱动的爆炸机制有重要影响。然而，一个模型是否产生成功的爆炸，仍然取决于停滞激波后面中微子能量沉积的力量。中微子与“热泡”中恒星气体的相互作用也决定了激波停滞阶段的持续时间、爆炸能量以及中微子加热的超新星喷出物的成分。更精确的模型需要更精确地计算中微子的光度和光谱，以及中微子在加热区的角分布。因此，有必要改进中微子输运的数值处理，更好地理解稠密核介质中的中微子不透明度，并考虑新形成的中子星中的对流过程{ \it inside}。
1998-10-05 astro-ph
The Effects of General Relativity on Core Collapse Supernovae
研究了广义相对论（GR）对核塌缩超新星临界激波再加热阶段流体动力学和中微子输运的影响。我们发现，与GR流体动力学计算的核心崩溃的结果在一个实质上更紧凑的核心结构的冲击，激波半径在停滞被减少了2倍。在大部分的演变过程中，激波后面的材料的流入速度也增加了2倍。我们已经开发了一个代码的广义相对论多群通量限制扩散（MGFLD）在静态时空和比较的稳态中微子分布选定的时间片后反弹模型与牛顿MGFLD计算。GR输运计算表明，预期减少中微子光度和均方根能量的红移和曲率效应。虽然GR对流体力学和中微子输运的影响似乎对激波复活起作用，但核心构型有足够的不同，除了使用牛顿流体力学和输运来模拟核心坍缩超新星是不现实的之外，还不能得出确切的结论。
1998-08-06 astro-ph
Neutrino-driven convection versus advection in core collapse supernovae
一个玩具模型进行了分析，以评估的线性稳定性的增益区后立即停滞吸积冲击，核心反弹。这个模型表明，负熵梯度不足以保证线性不稳定性。稳定性准则由通过增益区的平流时间除以浮力的局部时间尺度的比率χ决定。如果χ< 3，则增益区域线性稳定。在χ \gg 3的极限下，经典对流不稳定得到恢复.对于χ>3，扰动在以增益区的垂直尺寸H的两倍为中心的有限水平波长范围内是不稳定的。阈值水平波数k_{min}和k_{max}遵循简单的缩放定律，例如Hk_{min} \propto 1/χ和Hk_{max} \propto χ。本文讨论了球形吸积中l=1模的对流稳定性与核塌缩超新星非对称爆炸的关系。长波长扰动的平流稳定减弱了对流单独对全球l=1模式的可能影响。
2006-08-24 astro-ph
The Spherical Accretion Shock Instability in the Linear Regime
我们使用时间相关的，轴对称的，流体动力学模拟研究的线性稳定性的停滞，球形吸积冲击，出现在反弹阶段的核心坍缩超新星。我们表明，这种吸积冲击是稳定的径向模式，与Houck和Chevalier的线性稳定性分析密切一致的衰减率和振荡频率。对于非球形扰动，我们发现，l=1模式总是不稳定的适当的核心坍缩超新星的参数。我们还发现，l=2模式是不稳定的，但通常具有小于l=1的增长率。此外，l=1模式是唯一的模式过渡到一个非线性阶段，在我们的模拟。这一结果提供了一个可能的解释，在许多核心坍缩超新星的二维模拟中看到的l=1的“晃动”模式的主导地位。
2005-07-07 astro-ph
Strongest gravitational waves from neutrino oscillations at supernova core bounce
在超新星坍缩的核心反弹过程中，可以发生共振的活性-活性（$ν_a \to ν_a$）和活性-无菌（$ν_a \to ν_s$）中微子（$ν$）振荡。此外，在这个相位上，弱磁性增加了反中微子（$\barν$）平均自由程，从而增加了它的光度。由于振荡将质量-能量馈送到目标$ν$物质中，物质之间的大的质量平方差（$ν_a \to ν_s$）意味着由于振荡长度上的各向异性但相干的$ν$流，大量的能量将作为引力波（$L_{\textrm{GWs}} \sim 10^{49}$ erg s $^{-1}$）被释放。这种不对称的$ν$通量由自旋-磁性和{ \it通用自旋-旋转}耦合驱动。本文的创新之处在于：1）对各向异性参数$α\sim 0.1-0.01$的新计算; 2）利用SNO和KamLAND等中微子实验以及宇宙探测器WMAP的严格约束，计算了超新星核坍缩和反弹过程中中微子振荡的引力波辐射。我们表明，质量的无菌中微子$ν_s$，可以共振产生的味道转换过程中，使其成为一个很好的候选人暗物质的建议富勒等{ \it al}。（2003年）的报告。这样估计的新时空应变仍然比中子星物质的$ν$扩散（对流和冷却）或四极矩大几个数量级。这一新特征使这些爆发成为更有希望的超新星引力波信号，可能被LIGO、VIRGO等天文台探测到，到室女座星系团的距离。
2004-03-22 astro-ph
On Rapidly Rotating Magnetic Core-Collapse Supernovae
我们分析了在快速旋转的核塌缩超新星中可能发生的磁效应。我们考虑的影响，从磁湍流和磁泡的形成。对于磁湍流，我们对球对称核坍缩超新星模型进行了微扰分析，该模型考虑了坍缩和反弹后不久吸积到原中子星上的物质中磁场能量的积累。这大大改变了压力分布，增加了原中子星上方物质的加热，导致爆炸，即使在旋转的恒星中也不会爆炸。关于磁泡，我们表明，一个适度的初始均匀磁场和均匀的角速度~0.1 rad/s的模型可以形成磁泡由于非常非同源性质的崩溃。据估计，气泡的浮力导致原中子星中的物质上升，将富含中微子的物质带到中子星表面。这就增加了中微子的亮度，足以在早期实现成功的中微子驱动爆炸。因此，这两种磁机制都为引发II型核心坍缩超新星提供了新的手段。
2005-08-04 astro-ph
The Mechanism of Core-Collapse Supernovae and the Ejection of Heavy Elements
本文给出了一颗太阳质量为15的恒星坍缩核中中微子加热相的二维流体动力学模拟的第一批结果，其中中微子输运采用求解Boltzmann输运方程的变Eddington因子方法，中微子相互作用包括核子-核子韧致辐射、核子反冲和关联，弱磁效应以及不同味中微子之间的直接相互作用。在给定的输入物理条件下（中微子反应和核物质状态方程），我们最好的模拟不会在激波后面的中微子加热层中产生强对流，也不会产生爆炸。然而，在冲击波之后，中微子能量沉积大约高出30%，爆炸发生在核心反弹后150毫秒的时间尺度上。它留下了一颗初始重子质量为1.4太阳质量的中子星，并蒸发了N = 50的Sr、Y和Zr同位素，其数量与银河系的丰度一致。
2002-12-13 astro-ph
Nucleosynthesis in Electron Capture Supernovae of AGB Stars
研究了具有O-Ne-Mg核的AGB星（初始质量为8.8 M_ \odot）的电子俘获超新星的核合成。核心反弹后的第一个810毫秒的热力学轨迹是从最近的国家的最先进的流体动力学模拟。核合成的结果具有许多不同于其他铁核恒星（初始质量大于10 M_ \odot）坍缩产生的超新星的特征。首先是喷出物中含有少量的56 Ni（= 0.002-0.004 M_ \odot），这可以解释SNe 2008 S和1997 D等暗超新星的观测性质。此外，大的Ni/Fe比与蟹状星云（SN 1054的遗迹）的光谱结果是合理的一致。第二是大量产生64 Zn、70 Ge和轻p核（74 Se、78 Kr、84 Sr和92 Mo），特别是90 Zr，它们来源于低Y_e（= 0.46-0.49，每个核子的电子数）的喷出物。然而，我们发现，最小Y_e值仅增加1-2%，就能缓和90 Zr的过剩生产。相比之下，64 Zn的生产相对于Y_e的小变化是相当稳健的。这提供了这类事件发生的上限，约为所有核心坍缩超新星的30%。
2009-01-07 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
A Comparison of Boltzmann and Multigroup Flux-Limited Diffusion Neutrino Transport During the Postbounce Shock Reheating Phase in Core Collapse Supernovae
我们比较了牛顿三味多群玻尔兹曼（MGBT）和（Bruenn的）多群通量限制扩散（MGFLD）中微子在反弹后核塌缩超新星环境中的输运。我们集中我们的研究数量中央反弹后中微子加热机制恢复停滞的冲击。定态三味中微子分布开发的热和流体动力学冻结的时间片从核心崩溃和反弹模拟实现拉格朗日流体动力学和MGFLD中微子运输。最重要的是，我们发现，对于增益半径以上的区域，MGBT的净加热速率是相应MGFLD速率的约2倍，而增益半径以下的净冷却速率通常是MGFLD速率的约0.8倍。这些差异源于中微子光度和平均逆通量因子的差异，分别高达11%和24%。对于给定的前体质量，它们在较早的反弹后时间最大，对于给定的反弹后时间，对于较大的前体质量，它们更大。我们将讨论这些新结果对超新星机制的影响。
1998-05-20 astro-ph
Gravitational waves from the collapse and bounce of a stellar core in tensor-scalar gravity
引力的张量-标量理论允许从天体物理源产生引力波，如超新星，即使在球形的情况下。这促使我们研究退化恒星核心的坍缩，在张量-标量引力下，通过反弹和激波的形成，导致中子星的形成。本文讨论了标量场对系统演化的影响，以及这种标量场的强非微扰效应（所谓的"自发标量化“）的出现。作为一个主要的结果，我们描述了由此产生的引力单极辐射（形式和振幅），并讨论了其检测的引力探测器目前正在建设的可能性，考虑到现有的约束条件下的标量场。从数值的观点来看，值得指出的是，我们已经开发了一个组合代码，它使用伪谱方法，用于标量场的演化，和高分辨率激波捕获方案，用于流体动力系统的演化。虽然这个代码已被用来集成的引力理论的场方程，在球对称的情况下，本工作的副产品是获得经验的进一步扩展到多维问题的数值相对论的这种数值策略。
1999-11-16 astro-ph gr-qc
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
Magnetic Field in Supernovae
一个相对适中的铁核初始旋转值，大约6-31 s的周期，将给出一个非常快速旋转的质子中子星，因此相对于下落物质有很强的差异旋转。在这些条件下，种子场预计将被MRI放大并呈指数增长。磁旋转不稳定性（MRI）引起的场在时间尺度Ω ^{-1}上的指数增长将主导具有相同特征时间的磁力线“缠绕”的线性增长过程。剪切在新形成的质子中子星的边界处最强。铁核适度的初始旋转速度导致了次开普勒旋转和次均分磁场，但这仍然产生了大量的MHD光度和环向应力：10^{15} - 10^{16} G量级的饱和场在反弹后约300毫秒发展，相关的MHD光度约为10^{49} - 10^{53} erg s^{-1}。由这种磁流体动力驱动的双极流可以影响甚至导致与核心坍缩超新星相关的爆炸。如果初始旋转速度太慢，那么尽管超新星的光度很高，也没有足够的旋转能量来驱动它。MRI应该是活动的，并且如果黑洞直接形成或在回退延迟之后形成，则可以定性地改变流动。
2002-11-20 astro-ph
Equation-of-State Dependent Features in Shock-Oscillation Modulated Neutrino and Gravitational-Wave Signals from Supernovae
我们提出了2D流体动力学模拟的长期吸积阶段的一个15太阳质量的恒星核心反弹后，发射超新星爆炸之前。我们的模拟与普罗米修斯顶点代码，采用多味，能量依赖的中微子输运和有效的相对论引力势。测试热中子星物质的硬和软状态方程的影响，我们发现，在超新星核心的非径向质量运动，由于站立的吸积激波不稳定性（SASI）和对流施加的中微子和引力波信号的时间变化。这些变化有更大的振幅以及更高的频率的情况下，一个更紧凑的新生中子星。在电子中微子的快速激波爆发之后，一个更致密的吸积残余物辐射出更高亮度和更大平均能量的中微子。在SASI激波振荡方向上可观测到的中微子发射在光度上表现出几个10%的调制，在平均能量上表现出~1 MeV的调制，在典型的SASI频率20-100 Hz处具有最大的功率。在反弹后50-100 ms的时间内，引力波的振幅主要由与各向异性中微子发射相关的低频（<200 Hz）信号控制。高频波信号是由中子星外层的非径向气流引起的，这些气流是由SASI和对流区的各向异性吸积引起的。引力波的能量峰值在300-800赫兹之间，光谱频率明显更高，来自更致密、收缩更快的中子星。简要讨论了中微子和引力波信号中SASI效应的可探测性。（节略）
2009-03-06 astro-ph gr-qc hep-ph
Neutrino oscillation signatures of oxygen-neon-magnesium supernovae
我们讨论了中微子的味转换的核心坍缩超新星，有氧-氖-镁（ONeMg）的核心。使用数值计算的演化的恒星高达650毫秒后反弹，我们发现，对于正常的质量层次，在一个检测器中的电子中微子通量显示的两个典型特征的ONeMg核超新星的签名：一个尖锐的步骤，在该基地的密度分布的He壳和更快的冲击波传播相比，铁核超新星。在冲击波达到密度阶跃之前（t ~ 150 ms），电子中微子的存活概率约为0.68，而铁核超新星的存活概率为0.32或更低。冲击波通过台阶的通道及其随后的传播导致地球中的生存概率降低和振荡幅度降低，反映了恒星内部向更绝热传播的过渡。这些变化首先影响到较低能量的中微子;它们在θ_13较大时速度更快，规模更大。它们是ONeMg核心超新星的独特之处，并提供了测试冲击波速度的可能性。地球效应的时间调制及其在中子化峰处的负号是探测器中最鲁棒的特征。
2008-06-16 astro-ph hep-ph
An Investigation of Neutrino-Driven Convection and the Core Collapse Supernova Mechanism Using Multigroup Neutrino Transport
我们研究了核心坍缩超新星中中微子驱动的对流及其对爆炸机制的影响。我们从一个“乐观”的15太阳质量的预坍缩模型开始，它代表了具有致密铁芯的恒星。这个模型是通过核心的崩溃和反弹在一个维度上使用多群（中微子能量相关）通量限制扩散（MGFLD）中微子输运和拉格朗日流体力学，提供了现实的初始条件的postbounce对流和演变。我们的二维模拟开始于106毫秒反弹后的时间，当有一个发达的增益区，并进行400毫秒。我们耦合二维（PPM）流体动力学一维MGFLD中微子运输。反弹后225 ms，我们看到冲击后面有大规模对流，其特征是高熵、蘑菇状的膨胀上升流和密集、低熵、手指状的下降流。上升气流到达激波并使其从球形变形。径向对流速度在激波正下方变为超音速，达到超过10^9 cm/sec的量级。然而，最后，冲击波会退回到更小的半径，在反弹后约500毫秒，在我们的模拟中没有爆炸或发展中的爆炸的证据。我们"乐观“的15太阳质量牛顿模型的失败使我们得出结论，至少在我们的近似中，中微子驱动的对流不太可能导致更大质量恒星的爆炸，这些恒星具有更胖的铁芯，或者在包括广义相对论的情况下。
1996-12-10 astro-ph
The Interplay Between Protoneutron Star Convection and Neutrino Transport in Core Collapse Supernovae
我们耦合二维流体动力学现实的一维多群通量限制扩散中微子输运研究质子中子星对流核心坍缩超新星，更具体地说，其发展和中微子输运之间的相互作用，为15和25太阳质量模型。在中微子输运的存在下，质子中子星的对流速度相对于大体积流入速度太小，导致任何显着的熵和轻子的对流输运。一个简单的分析模型支持了我们的数值结果，表明对于我们的15和25个太阳质量的模型，中微子输运的加入使中微子层中熵驱动（轻子驱动）的对流增长率和渐近速度降低了3（50）倍，而密度为10^{12} g/cm^{3}时降低了250（1000）倍。此外，当输运被包括在内时，初始的反弹后熵梯度被中微子扩散所平滑，而初始的轻子梯度则被中微子球附近的电子捕获和中微子逃逸所维持。尽管轻子梯度的维护，质子中子星对流不发展超过100毫秒的持续时间典型的我们所有的模拟，除了在实例中使用的“低测试”的初始条件，这是由核心崩溃和反弹模拟，忽略中微子-电子散射和离子-离子屏蔽修正中微子-核弹性散射。
1997-09-18 astro-ph
Shock Breakout in Core-Collapse Supernovae and its Neutrino Signature
本文采用新发展的Boltzmann中微子辐射输运算法，结合拉格朗日流体力学和自洽的高密度核物质状态方程，给出了一维核坍缩超新星动力学模型的结果。我们聚焦于激波爆发及其中微子特征，跟踪了11 M_sun、15 M_sun和20 M_sun祖核在坍缩和反弹后的前250毫秒的动力学演化。我们研究了中微子光谱，光变曲线，混合的人工不透明度的变化，能源集团的数量，弱磁性/反冲修正，核子-核子韧致辐射，中微子-电子散射，和核物质的可压缩性的物种的影响。此外，我们提出了第一个高分辨率的中微子辐射场的角分布在半透明制度和大半径，并探讨我们的切射线方法跟踪辐射脉冲在近真空中的自由传播的准确性。最后，我们折叠的效率和检测过程的现代地下中微子天文台的选择的紧急中微子光谱，并认为，提示电子中微子爆发从下一个银河系超新星在原则上是可观察的和有用的基本崩溃/超新星行为的诊断。虽然我们不是在这项研究中专注于超新星机制本身，但我们的模拟支持了理论结论（其他人已经得出），即当采用良好的物理和运输方法时，球形（1D）超新星不会爆炸。
2003-04-02 astro-ph
Neutrino transport in type II supernovae: Boltzmann solver vs. Monte Carlo method
我们编写了一个基于有限差分格式（S_N方法）的Boltzmann求解器，用于计算II型超新星中的中微子输运。玻尔兹曼求解器和蒙特卡罗输运代码之间的密切比较已经取得了现实的大气后反弹核心模型的假设下，一个静态的背景。我们还详细研究了径向，角度和能量网格点的数量和离散的空间平流项，这是在玻尔兹曼求解器的方式的结果的依赖。对其中一个模型进行了广义相对论计算。我们发现这两种方法之间的总体良好的协议。然而，由于角网格点的数量相对较少（由于计算时间的限制，这是不可避免的），玻尔兹曼求解器往往会低估中微子角分布变得高度各向异性的（平均）“中微子层”之外的通量因子和爱丁顿因子。这一事实表明，在将玻尔兹曼解算器应用于热泡区域的中微子加热计算时必须谨慎，因为它可能倾向于高估局部能量沉积速率。比较表明，这一趋势与中微子输运的多群限流扩散近似的结果相反。玻尔兹曼解算器的精度可以通过使用可变角网格来提高半透明区域中的角分辨率而得到显著提高。
1998-09-02 astro-ph
Optical Light Curves of Supernovae
测光是最容易获得的有关超新星的信息。由常规成像构造的光变曲线不仅提供了能量输入、辐射逃逸、局部环境和祖星的特征，而且还提供了介入尘埃的特征。它们是通过测定光度将超新星用作距离指示器的主要工具。SN 1987 A的光变曲线仍然是观测到的最丰富和最长的核心坍缩超新星。尽管这个物体的特殊性质，作为蓝超巨星的爆炸，它显示了II型超新星的所有特征。Ib/c型超新星的光变曲线更加均匀，但仍然显示出大质量恒星爆炸的特征，其中包括与其星周物质的早期相互作用。在过去的十年中，热核（Ia型）超新星近乎均匀的外观出现了皱纹。特别是在近红外波长处观察到了细微的差异。有趣的是，光变曲线的形状似乎与这些超新星的各种其他特征相关。测热光变曲线的构建提供了与理论预测的最直接联系，并且可以为模型提供迫切需要的约束。已经朝着这个方向迈出了第一步。
2003-04-07 astro-ph
Reflections on Reflexions: II. Effects of Light Echoes on the luminosity and spectra of Type Ia Supernovae
本文介绍并讨论了散射光回波对Ia型超新星光度和光谱现象的影响。在介绍了LE光谱合成的基本概念之后，通过LE模型和实际观测，我们研究了与纯SN光谱的偏差，光和色曲线，见证LE存在的签名以及消光定律的可能推论。文中还讨论了对光度学参数和光谱特性的影响。特别是，对于拱星尘埃的情况下，LE被发现引入一个明显的最大后下降率和绝对光度之间的关系，这是最有可能会影响著名的Pskowski-菲利普斯关系。
2005-12-22 astro-ph
Viscosity and Rotation in Core-Collapse Supernovae
我们构建模型的核心坍缩超新星在一个空间维度，包括旋转，角动量输运，粘性耗散采用阿尔法处方。我们比较了一个基准11 Msun非旋转祖先的演化和它的演化，包括一个广泛的强加的初始旋转轮廓（1.25<P_0<8 s，其中P_0是铁核的初始，近似固体，旋转周期）。P_0的这个范围覆盖了参数空间的区域，从旋转开始改变动力学（P_0~8 s）到坍缩时的角速度接近开普勒（P_0~1 s）。假设严格的角动量守恒，在这个范围内的所有模型都留下了自旋周期<10 ms的中子星，比大多数射电中子星的自旋周期短，但与理论上预期的磁星出生时的自旋周期相似。坍缩的引力结合能的一小部分存储在微分转动的自由能中。这种能量来源可能是由粘性过程开发的，提供了一种能量沉积的机制，这种机制与失速超新星激波的质量吸积率没有强烈的耦合。这种效应在超新星模型中产生了质的新动力学。我们探讨了几个潜在的机制，在核心坍缩环境中的粘度：中微子粘度，湍流粘度所造成的磁旋转不稳定性（MRI），和湍流粘度的熵和成分梯度驱动的对流。我们认为MRI是最有效的。我们发现，对于P_0<~ 5s范围内的旋转周期和一定范围的粘性应力，反弹后的动力学受到这种额外能量沉积机制的显著影响;在几种情况下，我们得到了强烈的超新星爆炸。
2004-11-04 astro-ph
On the Evolution and Appearance of a Surviving Companion after a Type Ia Supernova Explosion
测试Ia型超新星祖先模型的一个有希望的方法是在历史超新星遗迹中识别幸存的伴星。一个幸存的伴星将受到它与超新星喷出物相互作用的强烈影响。在这里，我们系统地探讨了一个典型的伴星的演化和外观，已被剥离和加热的超新星相互作用在后碰撞的再平衡阶段。我们发现，根据加热量和由撞击或先前的双星质量转移剥离的质量量，这样的恒星在超新星爆发后10^3 ~ 10^4年相对于其超新星爆发前的光度可能会显著过亮或欠亮（最多两个数量级），并讨论了这些结果对寻找这样的伴星所采用的策略的影响。
2003-03-31 astro-ph
The gravitational wave burst signal from core collapse of rotating stars
我们提出的结果，从详细的广义相对论模拟恒星核心坍缩到原中子星，使用两种不同的微物理非零温度核状态方程，以及近似描述的塌缩阶段的脱轻子化。调查各种各样的旋转速率和配置文件，以及质量的祖星和状态方程，我们确认在这个非常一般的设置最近发现，一个通用的引力波爆发信号与核心反弹，已经被称为I型文献。先前建议的II型（或“多次反弹”）波形形态不会发生。尽管这种减少到一个单一的波形类型，我们证明，它仍然是可能的，以限制祖和postbounce旋转的基础上的组合的最大信号幅度和峰值频率的发射引力波爆发。我们的模型包括足够的精度，目前已知的必要的物理核心坍缩超新星的坍缩和反弹阶段，产生准确和可靠的引力波信号模板引力波数据分析。此外，我们评估了旋转新生原中子星中非轴对称不稳定性的可能性。我们发现强有力的证据表明，在一个铁芯崩溃事件的postbounce核心不能达到足够快的旋转成为一个经典的酒吧模式不稳定。然而，我们的许多postbounce核心模型表现出足够快的和差分旋转成为最近发现的动力学不稳定性在低转速。
2008-08-29 astro-ph
Multi-Dimensional Radiation/Hydrodynamic Simulations of Protoneutron Star Convection
基于VULCAN/2D程序对核心坍缩超新星进行了多维、多群、通量限制扩散的流体动力学模拟，研究了初生质子中子星（PNS）内部及其附近的物理条件。我们的数值研究遵循Woosley & Weaver的11-Msun模型的坍缩包络的演变，从反弹前的~200 ms到反弹后的~ 300 ms，在一个空间网格上，从PNS中心的笛卡尔坐标切换到半径10 km以上的球形坐标。如前所述，我们没有看到内部PNS材料的任何大规模翻转。对流，直接连接到PNS，被发现发生在两个不同的区域：在10和20公里之间，与负轻子梯度区域相一致，和PNS外部50公里以上。分离这两个区域的界面，没有相当大的向外或向内运动，是重力波的位置，在核心反弹后约200- 300 ms出现，由外对流区的对流激发。在PNS中，对流总是被限制在中微子球半径范围内，所有中微子能量都在几MeV以上。我们发现，这种对流运动对nu_e中微子的光度没有明显的增强作用，而对反nu_e和“nu_mu”中微子的光度则有一定的增强作用，在第一次反弹后的100- 200 ms内，它们分别增强了约15%和约30%。此外，我们没有看到双扩散不稳定的PNS，预计至少一秒的扩散时间尺度上运行的证据，远长于毫秒的时间尺度与PNS对流。因此，PNS对流被认为是核心塌陷现象的次要特征，而不是成功爆炸的决定性因素。
2006-05-01 astro-ph
Conditions for Shock Revival by Neutrino Heating in Core-Collapse Supernovae
中微子的能量沉积可以使停滞的反弹激波恢复活力，并为大质量恒星的超新星爆炸提供能量。然而，这种中微子加热机制并没有最终被接受或证明是爆炸的触发因素。部分问题在于流体动力学模型的复杂性往往阻碍对结果进行清晰而简单的解释。这就需要对成功的休克复苏的要求有更深入的理论理解。本文提出了一个玩具模型，通过含时处理来分析讨论中微子加热相，它允许人们从增益层的全局性质作为初值问题的解来计算超新星激波的半径和速度。导出了激波恢复的判据。它证实了激波膨胀所需的最小中微子光度的存在，但也证明了足够大的质量下落率对激波的重要性。高能中微子驱动爆炸的可能性似乎被排除了，因为转移到核子的总比能被限制在每太阳质量约1e52尔格（每核子约5 MeV），而增益层的总质量通常只有0.1太阳质量左右。从最大加热区域到激波后面更近的半径的对流能量传输被发现通过减少与中微子加热物质通过增益半径的向内平流相关的能量损失来支持爆炸。（节略）
2001-01-03 astro-ph
The High-Redshift Supernova Search -- Evidence for a Positive Cosmological Constant
通过对高红移Ia型超新星距离的测量，发现了导致宇宙加速膨胀的宇宙新成分。我们描述的方法和结果从遥远的超新星观测。强调了对当地Ia型超新星的理解的依赖性。对导致白矮星爆炸的恒星演化缺乏很好的理解，精确的爆炸物理以及目前计算喷出物发射的困难限制了理论支持。尽管目前对爆炸的一些基本物理学还不了解，但宇宙学的结果是可靠的。经验关系似乎对遥远的超新星和对本地超新星一样成立，光谱表现也是相同的。高红移超新星的距离比在自由滑行的宇宙（即空的宇宙）中预期的要大。从这些测量中推断出一个正的宇宙学常数。
1998-12-02 astro-ph
