The Destruction of Cosmological Minihalos by Primordial Supernovae
我们在$z \sim$ 20上对宇宙微晕中的原始超新星进行了数值模拟。我们考虑了6.9 $\times$ 10 $^5$ - 1.2 $\times$ 10 $^7$ $\Ms$晕中的II型超新星、超超新星和对不稳定性超新星（PISN），这些晕中的第三星族恒星预计将通过H $_2$冷却形成。根据超新星是在\ion{H}{2}区爆炸还是在中性晕中爆炸，超新星沿着两条演化路径演化。那些在\ion{H}{2}区域的粒子首先膨胀，然后在与从晕中喷射出来的重子碰撞时强烈辐射。中性晕中的爆炸会以x射线的形式迅速释放出大部分动能，但仍保留了足够的动量来严重破坏晕。我们发现能量最低的超新星能够摧毁光环$\lesssim$ 10 $^7$ $\Ms$，而单个PISN可以摧毁更大质量的光环。\ion{H}{2}区域的爆炸将重元素分散到IGM中，但中性晕限制了爆炸及其金属。在\ion{H}{2}区域，第二代恒星可能会迅速形成于晕中半径为100 - 200 pc的残余物中。爆炸被大的晕圈限制，而不是衰减，其下降速率超过10 $^{-2}$ $\Ms$年$^{-1}$，严重污染其内部。这种回落可能会在非常高的红移下推动大质量黑洞的生长，或者在晕的中心创造出第一个半径为10 - 20 pc的球状星团。我们的研究结果允许第一个原始星系形成的可能性，比目前的模型具有更多的恒星和不同的化学丰度模式。
2008-04-25 astro-ph
The Nature of Lya Blobs: Supernova-Dominated Primordial Galaxies
我们考虑一个正在形成的星系经历众多的超新星（SN）爆炸，作为一个可能的模型的\lya斑点（LAB）。为此目的，超高分辨率的流体动力学模拟进行使用$1024^3$网格点，其中SN残留物解决了足够的精度。研究发现，多次SN爆炸产生kpc大小的膨胀热气泡，通过强冲击驱动冷的致密壳层。碰撞的高密度冷却壳层辐射出强烈的\lya辐射，导致高的\lya光度为$\sim10^{43}$ erg s $^{-1}$，与LABs中的观测水平相当。此外，最近发现的气泡功能在一些实验室是非常相似的结构预测在本模拟。此外，结果表明，LABs是演化中的原始星系的代表;它们可以保存星系早期化学富集的直接信息，而现在的星系已经经历了星际物质的强烈循环，从而消除了大部分早期化学历史。结果表明，金属混合以非常不均匀的方式进行，从而出现金属性的大范围，即$[{\rm Fe/H}] \approx 0 {\rm ~to} -5$或$[{\rm O/H}] \approx 1 {\rm ~to} -4$。因此，早期的银河系化学演化可能是以一种不同的方式进行的，从迄今为止认为在一个区域模型。
2004-08-25 astro-ph
Local Flux of Low-Energy Antiprotons from Evaporating Primordial Black Holes
我们研究了由蒸发的原初黑洞（PBH）发射的夸克和胶子碎裂产生的低能宇宙线反质子（$\bar{p}$'s）。为了计算这些$\bar{p}$在银河系中的局部星际通量，我们采用基于扩散模型的三维蒙特卡罗模拟来描述它们在银河系中的传播。这个通量与最近的观测结果一起被用来推导新的上限：（i）局部PBH爆炸率${\cal R}<1.7\times10^{-2}$ pc $^{-3}$ yr $^{-1}$，（ii）宇宙质量中进入特定质量PBH的部分，以及（iii）宇宙中PBH的平均密度。
1996-01-08 astro-ph
Induced Formation of Primordial Low-Mass Stars
我们发现，第一个超新星的爆炸可以通过超新星驱动的气体壳层的引力破碎引发低质量恒星的形成。如果壳层质量不超过主星系气体质量，所有能量E_SN > 10^{51} erg的爆炸都可能导致壳层碎裂。然而，诱导这种碎裂所需的最小环境密度对于II型超新星来说要比对不稳定性超新星大得多，n_0 > 300 cm^{-3}，即使在较低的环境密度下也能诱导恒星形成。不稳定碎片的典型质量为10^{4-7} Msun;它们的密度在110-6x10^7 cm{-3}范围内。碎片的金属丰度严格低于10^{-2.6} Zsun，重力与压力之比f ~ 8也很大。基于这些发现，我们得出结论，这种自传播恒星形成产生的第二代恒星主要由低质量，长寿命，极贫金属（或甚至无金属，如果混合被抑制）的恒星组成。我们讨论了这样的结果的影响波普III恒星形成的情况下，最贫铁晕星HE 0107 -5240。
2004-06-15 astro-ph
Inside the Supernova: A Powerful Convective Engine
浓缩摘要：我们提出了一个广泛的研究超新星爆炸的开始以下的两个大质量恒星（15 Msun和25 Msun）的核心在两个维度上的演变。我们的计算从核心坍缩开始，在反弹后100毫秒停止，此时已经获得了适当大小的成功爆炸。(...)我们的数值结果的指导下，我们已经开发了一个范式的超新星爆炸机制。我们认为超新星是一个开放循环的热力学引擎，其中一个低熵物质的水库（信封）是热耦合和物理连接到一个热浴（质子中子星）的中微子通量，并通过流体动力学不稳定性。(...)从本质上说，卡诺循环建立在对流允许由中微子介导的非平衡热传递将低熵物质驱动到更高熵，从而从引力坍缩产生的热量中提取机械能。我们认为，超新星爆炸几乎可以通过热力学发动机的高效率来保证和自我调节。(...)对流继续在中子星外部积累能量，直到发生成功的爆炸。此时，包层被驱逐，因此与热源（中子星）解耦，能量输入停止。这种范式并没有引用新的或修改过的物理学来取代以前的治疗方法，而是依赖于令人信服的直接热力学论点。它提供了一个强大的和自我调节的爆炸机制来驱动超新星，这在广泛的物理参数下是有效的。
1994-04-12 astro-ph
Dust Formation in Very Massive Primordial Supernovae
在红移z>5时，II型超新星（SNII）是唯一已知的演化时间尺度比哈勃时间短的尘埃源。我们扩展了Todini & Ferrara（2001）提出的SNII喷出物中尘埃形成的模型，研究了对不稳定超新星（PISN）中的相同过程，PISN被认为是由第一个无金属的超大质量（140-260 Msun）宇宙恒星爆炸产生的。我们发现，PISN的15%-30%的前身物质转化为尘埃，比SNII高出10倍以上; PISN尘埃损耗因子（锁定在尘埃颗粒中的金属比例）范围在0.3和0.7之间。这些结论很弱地依赖于PISN恒星祖先的质量，而这对组成和尺寸分布有很大影响。对于假设的温度演变，颗粒冷凝开始后150-200天的爆炸，所有的祖群众的主要化合物是二氧化硅和Mg 2SiO 4，而无定形碳和磁铁矿颗粒的贡献与祖群众增长，典型的晶粒尺寸范围在0.001和几个0.1微米，总是小于1微米。我们给出了一个简短的讨论尘埃形成的第一批恒星的IMF演化，宇宙再电离和星系际介质的影响。
2004-03-30 astro-ph
The Physics of Core-Collapse Supernova Explosions
新的见解和强大的数值工具正在振兴超新星机制的理论探索。认识到质子中子星在不同的时间和半径下是瑞利-泰勒不稳定的，因此需要多维的视角，这是这场革命的一个动因。然而，对于由中微子加热驱动的爆炸（甚至是球形爆炸）的性质，以及从引力势阱深处逃逸的爆炸，一种新的物理理解也正在出现。这一点，加上新的多维方法，有望建立一个范式，其中超新星爆炸及其后果可以在未来进行研究。
1995-06-08 astro-ph
The First Second of a Type-II Supernova: Convection, Accretion, and Shock Propagation
讨论了中微子驱动的超新星爆炸的一维和二维流体动力学模拟。模拟涵盖了瞬发激波停滞和核心反弹后约一秒之间的阶段。从中微子球的中微子通量的系统变化表明，爆炸能量，爆炸时间尺度，质子中子星的初始质量，和爆炸核合成的铁族元素敏感地依赖于中微子加热的强度在冲击波形成后的前几个100毫秒。激波后中微子加热区域的对流翻转，只有在中微子亮度的狭窄窗口内才对爆炸有重要的帮助。在这里，只有在多维情况下才能获得强大的爆炸。对于更高的核心中微子通量也球对称模型产生高能爆炸，而对于较低的光度，即使对流没有强烈的爆炸发生。
1995-03-03 astro-ph
Primordial Black Holes and Hot Matter
微观黑洞爆炸时，其温度与质量成反比。这样的爆炸将导致目前宇宙中最高的温度，一直到普朗克能量。最近有人提出，在这些黑洞周围有一个准静止的热物质壳层，并用相对论性玻尔兹曼输运方程和相对论性粘性流体动力学进行了研究。例如，一个质量为10 $^{10}$ g的黑洞，其霍金温度为1 TeV，史瓦西半径为1.6 $\times10^{-5}$ fm，光度为7 $\times10^{27}$ erg/s，寿命不到8分钟。描述这种微观黑洞的外部条件是一个突出的理论挑战，也是在新千年最终探测它们的巨大挑战。
2001-04-19 astro-ph
The Swift satellite lives up to its name, revealing cosmic explosions as they happen
伽马射线暴是宇宙中最强大的物体。在20世纪60年代被发现为伽马辐射的短暂闪光，我们现在知道它们在整个电磁波谱中发射，位于遥远的星系中，包括两个不同的群体，其中一个可能起源于大质量恒星的死亡。2004年雨燕卫星的发射带来了一系列新的发现，推进了我们对这些来源和宿主星系的理解。我们强调了Swift时代迄今为止的一些重要成果。
2008-10-20 astro-ph
The Radiative Transport of Dust in Primordial Galaxies and Second-Generation Star Formation
我们调查的辐射输运的尘埃在原始星系中的紫外辐射场的存在下，从第一个无金属的恒星。我们发现，在第一次超新星（SN）爆炸中产生的尘埃可以被驱动通过SN残余物的内部积累在SN壳层中，在那里第二代恒星可能从压缩的冷却气体中形成。这种情况需要无金属恒星在长达1000万年的时间尺度上连续形成，这与最近的估计一致。硅酸盐和石墨颗粒，以及含铁磁铁矿，运输到壳合理的参数假设，但它们的相对产量从原始SNE是一个重要的因素，在由此产生的丰度比。我们比较了分离的颗粒运输的结果与当前的核合成数据的极端贫金属星系晕星。这一过程的化石特征可能已经在那些缺乏铁的恒星中被发现，这些恒星具有增强的碳和硅酸盐元素，如镁，硅和氧。我们讨论了我们的研究结果的过渡，从第一代到第二代恒星形成的原始星系的影响，在这个过程中所发挥的作用的辐射传输的尘埃。
2005-12-01 astro-ph
Population III Supernovae and the Assembly of the First Galaxies
目前的数值研究表明，最初的星系一次只形成几颗恒星，并且只是逐渐被第一批重元素富集。然而，这些模型中的大盒子尺寸无法解决原始超新星爆炸或其金属与环境气体的混合，这可能导致干预，促使低质量恒星的产生。我们提出了多尺度1D模型的人口III超新星在宇宙学晕，从其最早阶段的爆炸演变为一个自由膨胀。我们发现，如果恒星电离晕，喷出物强烈地与H II区席卷的致密壳层相互作用，可能会冷却并将其破碎成不稳定的团块，从而导致引力坍缩。如果恒星未能突破晕，爆炸会将金属扩散到20 - 40 pc，然后坍缩，富集数万个太阳质量的原始气体，这与以前的模型相反，这些模型认为这样的爆炸“失败”。在这种情况下，被困在光环引力势阱中的低质量恒星的快速形成似乎是不可避免的。因此，有可能有更多的恒星被卷入第一个星系，在更早的时间和独特的化学特征，比目前的模型。JWST和ALMA即将进行的测量可能会区分这两种范式。
2008-08-04 astro-ph
On star formation in primordial protoglobular clouds
利用一个新的恒星形成物理模型（Padoan 1995），我们检验了球状星团（GC）是由原始质量涨落形成的可能性，其质量尺度（$10^8$ - $10^9$ M $_{\odot}$）是由$H_2$的非平衡形成机制从CDM谱中选出的。我们发现，这样的云能够转换成一个束缚系统（GC）和约0.02到晕星的总质量的约0.003。富含金属的气体被超新星爆炸从GC中驱散，形成星系盘。这些GC，晕和磁盘之间的质量比取决于预测的IMF，这是一个普遍的流体湍流统计的结果。它们还取决于重子与非重子质量的比值$X_b$，并且与在典型的螺旋星系中观测到的$X_b \approx 0.1-0.2$的值相当。计算出的GC（$5\times 10^5$ M $_{\odot}$和30 pc）的质量和半径与银河系的平均值吻合得很好。该模型预测的指数截止恒星IMF低于0.1 M $_{\odot}$的GC和0.6 M $_{\odot}$的晕。在每个星系生命的前两个Gyr期间，在原始云中形成的相当大的恒星导致了大量的超新星和高的蓝色光度。
1996-04-11 astro-ph
Evolution and Nucleosynthesis of Very Massive Primordial Stars
我们调查的演变，最终的命运，和核合成的产量旋转和非旋转的超大质量恒星（VMS）的零金属。首先，我们解决的问题，由于振动不稳定性氢燃烧过程中的质量损失。我们发现，这些对象是更稳定的比在以前的研究中发现的太阳组成的VMS，并预计只有微不足道的质量损失驱动的脉动。当这些恒星以巨大的氦核到达演化的终点时，它们遇到了对创造不稳定性。我们发现对于氦核质量为~64... 133个太阳质量的这些恒星被完全破坏，爆炸能量高达~ 1 E53 erg，并喷出高达~60个太阳质量的Ni 56恒星，具有更大质量的氦核心，坍缩成黑洞。我们提出的第一个计算，遵循这样一个巨大的旋转恒星的崩溃，并预测X射线爆发和显着的引力波发射可能会导致。
2000-10-10 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
Model Independent Primordial Power Spectrum from Maxima, Boomerang, and DASI Data
物质密度波动的原始功率谱的模型独立的测定可以独特地探测非常早期宇宙的物理学，并为暴胀模型提供强大的约束。我们参数化的原始功率谱$A_s^2(k)$作为一个任意的函数，并推导出其装箱幅度从宇宙微波背景辐射各向异性（CMB）测量的Maxima，Boomerang，和DASI。我们发现，对于一个平坦的宇宙与$A_s^2(k)=1$（标度不变）的尺度$k<0.001 $ h/Mpc，原始功率谱是勉强符合一个标度不变的哈里森-Zeldovich频谱。然而，我们推导出的功率上升相比，一个规模不变的功率谱$0.001 h/{Mpc} \la k \la 0.01 h/{Mpc}$。我们的结果与大尺度结构数据一致，似乎表明目前的观测数据允许在非常早期的宇宙中存在不寻常的物理学。
2002-03-03 astro-ph
Formation of Low-Mass X-Ray Binaries. II. Common Envelope Evolution of Primordial Binaries with Extreme Mass Ratios
我们研究了低质量X射线双星（LMXB）的形成，通过氦星超新星的二元系统，每个都出现了一个共同的信封阶段。LMXB的前身星必须满足大量的演化和结构约束，这是在对称超新星爆炸的假设下强加的，禁止形成短周期LMXB通过任何通道以亚爱丁顿速率传递质量，其中中子星的中间前身星不完全简并。因此，除非是吸积引起的坍缩，否则这类系统的存在就需要出生时的反冲作用赋予中子星。我们使用的分析方法来合成分布的新生LMXB供体群众和轨道周期，并评估其出生率和系统速度分散。在观测的不完整性和选择效应的限制，以及我们忽视长期的LMXB状态的演变，我们比较我们的结果与观测。然而，我们的主要目标是评估基本模型参数如何影响这些结果。我们的结论是，新生LMXB的特点主要是由年龄和稳定性的限制和磁制动的效率，并在很大程度上是独立的原始二进制人口和LMXB祖先的进化历史（除了极端值的平均踢幅度或共同的包络弹射效率）。LMXB总出生率的理论估计是不可信的，因为它们强烈依赖于观测上不确定的长周期轨道中具有极端质量比的原始双星的频率。
1997-08-25 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
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
Primordial Deuterium Abundance and Cosmic Baryon Density
将轻元素的宇宙丰度与重子星和气体的密度进行比较，是对大爆炸宇宙论的一次重要检验，也是对暗物质性质的一次有力探索。一项新技术可以确定类星体吸收云在大红移时的宇宙氘丰度，从而可以在不同的、非常遥远的系统中对大爆炸的均匀性进行新的测试。这些研究的第一个结果进行了总结，以及他们的影响。类星体的数据面临着明显矛盾的故事，从氦-3丰度测量在我们的银河系。回顾了当今宇宙中重子星和气体的密度，并与大爆炸预言进行了比较。
1994-12-09 astro-ph
Can very massive stars avoid Pair-Instability Supernovae?
非常大质量的原始恒星（140 Msol < M < 260 Msol）应该以PISN结束生命。这样的事件可以通过低金属量恒星中的典型化学特征来追踪，但目前，我们能够观察到的极端贫金属恒星中缺乏这种特征。这是否意味着那些非常巨大的物体并没有形成，与原始恒星形成的情况相反？他们有可能避免这种悲惨的命运吗？我们探讨了自转、各向异性质量损失和磁场对超大质量第三族模型核尺寸的影响。我们发现，磁场提供了强耦合，是缺乏标准的进化无金属模型和我们的150 Msol人口III模型确实避免了对不稳定性爆炸。
2008-01-22 astro-ph
Effects of rotation on the evolution of primordial stars
旋转已被证明在非常低的金属丰度下起决定性作用，带来几乎没有预期的严重质量损失。当金属丰度严格等于零时，这仍然成立吗？我们研究的目的就是要找到这个问题的答案，并确定旋转如何改变原始恒星的演化和化学特征。我们已经计算了14个微分旋转和非旋转恒星模型在零金属丰度，质量在9和200 Msol之间。这种演化一直延续到超新星爆发前的阶段。我们发现Z=0模型以接近局部角动量守恒的内部轮廓Omega（r）旋转，因为核壳耦合非常弱。旋转混合驱动的H-壳层的提升，由于CNO循环突然开始在壳层。这种提升导致高的14 N产量。一般来说，旋转模型比非旋转模型产生更多的金属。质量损失非常低，即使对于在主序列期间达到临界速度的模型。由于低质量损失和弱耦合，核心在演化结束时保持较高的角动量。死亡时的高旋转速率可能导致比先前预期的更强烈的爆炸，改变了模型的命运。将我们的产率纳入星系晕的化学演化模型中，预测在log O/H +12 = 4.2时，N/O、C/O和12 C/13 C比值的log值分别为-2.2、-0.95和50。
2008-07-03 astro-ph
Protostellar Disk Dynamos and Hydromagnetic Outflows in Primordial Star Formation
磁场在原始恒星形成中重要吗？假设恒星的形成是通过一个吸积盘是湍流，最初是因为当地的引力不稳定性，我们计算现实的吸积率的磁盘结构。我们预测，当地的引力粘性是能够驱动吸积，没有磁盘碎裂。然后，我们估计种子磁场的发电机放大率。层结盘中的湍流可以是螺旋形的，在每个半球上螺旋度的符号不同。这为产生全球尺度的磁场提供了一个关键因素，该磁场的通量符号在许多轨道时间内都是持续的。由此产生的磁场可以驱动准直的原恒星外流，降低初始气体云的恒星形成效率，特别是当原恒星收缩到主序星时，在~100 Msun。我们估计，外流是强大到足以从主机暗物质晕喷射一些材料，并启动相对较强的磁化本地星系际介质。在原恒星附近，外流的作用是屏蔽圆盘和赤道区域的辐射反馈，如电离光子，这可能使吸积达到相对较大的恒星质量。我们的结论是磁场不能从原始恒星形成的模型中被忽略。
2003-11-25 astro-ph
Mixing in Zero and Solar Metallicity Supernovae
利用超新星爆发前恒星的真实初始模型，并假设1.2* 10^51尔格的标准球对称爆炸，已经对非旋转大质量恒星的混合和回落进行了二维模拟。模拟了15和25太阳质量的恒星，它们具有原始和太阳的组成。零金属丰度超新星的祖先是紧凑的蓝色恒星，与具有太阳金属丰度的红超巨星相比，它们中瑞利-泰勒诱导的混合量大大减少。紧凑的零金属恒星也比太阳金属量对应物经历了更多的回落。结果，两个种群的喷射核合成非常不同。对于假设的简单爆炸模型，低金属丰度恒星喷射出的铁和中等质量元素太少，甚至无法解释迄今为止发现的大多数贫铁恒星的丰度模式，这表明缺少一些重要的成分。旋转可能会改变这些结论，因为在第三星族恒星中产生了更大比例的红超巨星。在所有模型中，无论是红超巨星还是蓝超巨星，重元素的速度都比SN 1987 A中观测到的要小，这表明爆炸机制的不对称性和回落在混合中起着重要作用。
2008-10-28 astro-ph
Can very massive stars avoid Pair-instability Supernovae?
超大质量的原始恒星（$140 M_{\odot} < M < 260 M_{\odot}$）被认为是以不稳定超新星的形式结束生命的。这样的事件可以通过低金属量恒星中的典型化学特征来追踪，但目前，我们能够观察到的极端贫金属恒星中缺乏这种特征。这是否意味着那些非常巨大的物体并没有形成，与原始恒星形成的情况相反？他们能避免这种悲惨的命运吗？我们探讨了旋转，各向异性质量损失和磁场对一个非常大的人口III模型的核心尺寸的影响，以检查其质量是否被充分修改，以防止对不稳定性。我们得到了一个包含风的各向异性和Tayler-Spruit发电机的$150 M_{\odot}$的第三类模式，其中计算的$\upsilon/\upsilon_{\rm crit}=0.56$避免了对不稳定性爆炸。
2007-09-03 astro-ph
The origin of cosmic rays
寻找宇宙射线的起源是一项近百年的探索。最近的一个理论提议给出了定量预测，这些预测可以用数据来检验。特别是，有人提出，所有的宇宙射线都可以归因于三个源点：i）超新星爆炸进入星际介质，ii）超新星爆炸进入恒星风，iii）强大的放射性镓。任何河外源发出的宇宙射线都会与微波背景相互作用，从而导致Greisen-Zatsepin-Kuzmin截止。虽然粒子的能量，光谱和宇宙射线的化学成分在能量范围从约GeV到约100 EeV可以在理论中解释，现在有令人兴奋的测量：新的测量表明，有宇宙射线事件超越格瑞森-扎采平-库兹涅茨明截止。我们在这里讨论可能的来源，并特别询问是否强大的放射性镓是合适的候选人。这里使用的基本概念是星系际磁场由星系分布给出的最小假设，以及射电星系也像星系一样聚集的观察。
1995-01-04 astro-ph
Gamma-ray Burst Remnants: How can we find them?
到目前为止，有大量的证据表明，伽马射线暴（GRB）起源于宇宙学距离上的非常强大的爆炸。伽玛射线暴与周围环境的相互作用对环境本身有着巨大的影响。在早期，强烈的X射线紫外余辉通量光致电离介质的距离尺度上的顺序为100 pc或更多。在这里，我讨论的长期影响之间的相互作用产生的伽玛射线暴和它的环境，特别是发射光谱的签名而产生的加热和电离气体慢慢冷却和重组。除了用余辉使介质光致电离外，伽玛射线暴爆炸还驱动一个预期寿命很长的冲击波。我讨论了可能的候选人，这样的伽玛射线暴残留在我们自己和附近的星系，以及如何区分它们的残留物，由于其他现象，如多个超新星（SN）爆炸。
2001-04-30 astro-ph
Aspherical Supernovae: Hydrodynamics & Radiation Transport
核心坍缩超新星（SN）是大质量恒星恒星演化的最后阶段，在此期间，中心区域坍缩，形成中子星（NS），外层被抛出。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、残骸中的高速铁族和中等质量元素物质以及对SN 87 A碎片的直接观测。作为极限情况下，我们考虑射流诱导/占主导地位的爆炸的“经典”核心崩溃SNe。我们的研究是基于详细的三维水和辐射传输模型。射流性质和原始结构的性质影响最终密度和化学结构。我们的计算表明，低速大质量喷流可以解释观测结果。不对称电离和密度/化学分布已被认为对于不对称光球的形成至关重要。即使在喷流诱发爆炸的情况下，后一种效应也无法单独解释具有大量富氢包层的核心坍缩SNe（如SN 1999 em）的早期极化。
2001-04-02 astro-ph
