Magnetohydrodynamic Rebound Shocks of Supernovae
我们构建磁流体动力学（MHD）的相似反弹冲击加入“准静态”的渐近解周围的中央简并核心，探索在超新星爆炸的随机磁场演化的MHD模型。这为进一步研究同步辐射诊断、宇宙射线的MHD冲击加速以及致密天体中强磁场的性质提供了理论基础。空间中的磁场强度接近一个极限比，这是可比的喷出物的质量与祖质量的比率，在这个自相似的反弹MHD冲击演化。致密残余星的强磁场主要是由于引力核坍缩和磁场的径向分布。
2007-04-02 astro-ph
Ion Heating in Collisionless Shocks in Supernovae and the Heliosphere
非碰撞激波在许多天体物理现象中起着作用，从日球层的日冕物质抛射（CME）到超新星遗迹。它们在加热和加速粒子中的作用是公认的，但离子加热的确切机制还没有得到很好的理解。两个系统，CME和超新星遗迹，进行了检查，以确定加热的重离子，因为他们通过碰撞冲击，从而提供了一个种子人口的宇宙射线加速过程。三个参数进行检查，等离子体β，马赫数的冲击和冲击的磁角。CME优先加热重离子。这与超新星的数据相反，超新星的数据显示出小于质量比例的加热。除了这些研究之外，天体物理系统中的加热还涉及中性原子。一个蒙特卡罗模型模拟了中性粒子穿过激波的过程。中性粒子可以产生冲击波的前兆，从而进一步加热等离子体。这项工作使用来自日光层的原位数据来研究天文系统，因为共同的冲击特性是远程研究冲击的磁分量的独特方式。
2005-06-14 astro-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
Pulsar spins from an instability in the accretion shock of supernovae
在核心坍缩的超新星中，旋转动力的射电望远镜诞生时的初始旋转周期为300毫秒（有些短至20毫秒）。在传统的图像中，这种快速旋转是旋转恒星核心坍缩期间角动量守恒的结果。这导致了一个必然的结论，即脉冲星的自旋与祖先星的旋转直接相关。然而，到目前为止，恒星理论还不能解释脉冲星自旋的分布，这表明诞生旋转要么太慢，要么太快。在这里，我们报告了一个强大的不稳定性的停滞吸积休克核心坍缩超新星，能够产生一个强大的旋转流附近的吸积原中子星。足够的角动量被沉积在原中子星上，以产生与观测一致的最终自旋周期，即使从球对称的初始条件开始。这为中子星自旋的产生提供了一种新的机制，并削弱了（如果不是打破的话）超新星祖先核的旋转周期与脉冲星自旋之间的假设相关性。
2006-11-21 astro-ph
Turbulence and particle acceleration in collisionless supernovae remnant shocks: I-Anisotropic spectra solutions
本文研究了加速宇宙射线流在冲击波前驱体中激发的MHD湍流的性质。两个公认的制度（非共振和共振）的流不稳定性考虑在内。我们表明，非共振不稳定性是非常有效的，通过其增长和非线性传输之间的平衡饱和。然后宇宙射线共振不稳定性接管并被通过激波的平流淬灭。如果激波速度$V_{\rm sh}$大于$ξ_{\rm CR} c$的几倍，则湍流水平由非共振区决定，其中$ξ_{\rm CR}$是宇宙射线压力与激波动能的比值。这种不稳定性决定了谱与$k_\parallel$（沿激波法线的波数）的相关性。Alfvén波的横向级联同时决定了$k_{\perp}$的依赖性。我们还研究了前向波和后向波之间湍流能量的重新分配，这是通过两个阿尔文波和一个慢磁声波的相互作用而发生的。最后发现最长波长处的光谱几乎与$k_{\parallel}^{-1}$成正比。下游，各向异性通过激波交叉处的压缩而进一步增强。
2006-03-17 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
Dynamics of shock propagation and nucleosynthesis conditions in O-Ne-Mg core supernovae
最近有人提出，爆炸O-Ne-Mg核的冲击表面层为r过程核合成提供了条件，因为它们的快速膨胀和高熵使重r过程同位素即使在初始中子过剩非常低的环境中也能形成。我们在这里表明，最复杂的可用流体动力学模拟（在球形和轴对称）不支持这个新的r-过程的情况下，因为它们不能提供必要的条件的温度，熵，和膨胀时间尺度的重要因素。这表明，r-过程元素的形成与Ning等人（2007，NQM 07）的建议不同，或者影响爆炸动力学的一些基本核心属性可能与Nomoto的祖先模型预测的不同。
2008-04-18 astro-ph
Extinction curves flattened by reverse shocks in supernovae
我们调查的年轻星系的消光曲线，其中尘埃是由II型超新星（SNe II）和/或对不稳定超新星（PISNe）。由于在高红移（z>5）下，低质量恒星不可能是尘埃颗粒的主要来源，SNe II和PISNe的祖先是寿命短的大质量恒星，应该控制尘埃的产生。在这里，我们从理论上研究了由SNe II和PISNe产生的尘埃的消光曲线，考虑到与环境星际介质碰撞引起的反向冲击破坏。我们发现，消光曲线是敏感的周围的气体密度的SN，因为反冲击破坏的效率强烈地依赖于它。破坏是特别有效的小尺寸的颗粒，导致在光学和紫外波长的消光曲线平坦。如此大的环境密度（n_H > 1 cm^{-3}）产生的消光曲线过于平坦，以至于与SDSS J104845.05+463718.3在z=6.2时观察到的消光曲线不一致。虽然消光曲线对环境密度非常敏感，但在目前的观测条件下，尘埃主要由z~6处的SNe形成的假设仍然是允许的。为了进一步量化，环境密度应该通过一些其他方法获得。最后，我们还讨论了我们的高z星系的观测结果的重要性，强调平坦的消光曲线的可能性。
2008-01-17 astro-ph
Effects of Rotation on Standing Accretion Shock Instability in Nonlinear Phase for Core-Collapse Supernovae
通过三维流体力学模拟，研究了旋转对静止吸积激波不稳定性（SASI）的影响。考虑到实际的物态方程和中微子的加热/冷却，我们制备了一个球对称的、稳定的吸积流，通过驻激波作用于原中子星（PNS）。当SASI进入非线性阶段时，我们对从铁核外边界平流的流施加均匀旋转，其特定角动量被假定为与最近的恒星演化模型一致。利用空间上的球谐函数和时间上的傅里叶分解，我们对非球形变形激波进行了模态分析，观察了非线性相位中旋转对SASI的影响。我们发现，旋转施加在轴对称SASI没有任何螺旋模式，几乎没有影响晃动模式，除了稳态l=2，m=0模式。与此相反，施加在非轴对称流的旋转增加了螺旋模式的振幅，使一些螺旋流吸积的PNS更清楚地形成内的冲击波比没有旋转。螺旋波振幅随旋转方向的增加而显著增加。
2008-11-05 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
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
Turbulence and particle acceleration in collisionless supernovae remnant shocks: II- Cosmic-ray transport
如果磁场被激波前体中加速粒子的流动有效地放大，超新星残余激波可能是能量超过膝盖（$E\simeq3\cdot 10^{15} $ eV）的宇宙射线的起源。本文是\citep{pell05}的后续工作，它导出了这样产生的MHD湍流的性质，特别是它的各向异性特征、振幅和频谱。在本文中，我们计算的扩散系数，也占压缩通过冲击，并表明，预测的三维湍流谱$k_\perp S_{3\rm d}(k_\parallel,k_\perp)\propto k_\parallel^{-1}k_\perp^{-α}$（与$k_\parallel$和$k_\perp$的波数分量沿和垂直于激波法线）通常导致玻姆扩散在平行方向。然而，如果各向异性受到$k_\parallel \propto k_\perp^{2/3}$形式的关系的约束，当湍流能量级联以与尺度无关的恒定速率发生时，则扩散系数失去其玻姆标度和标度，如各向同性柯尔莫哥洛夫湍流。我们表明，这些扩散系数可以解释超新星遗迹的X射线观测结果。本文还计算了由于宇宙线在产生上游湍流时损失的能量和伴随的能谱陡化对费米循环的修正。最后，我们证实宇宙线在年轻的SNr中自由膨胀阶段可以产生一个放大的湍流，使得在星际介质的暖相，最大能量接近于膝点，谱指数接近于2.3
2006-03-17 astro-ph
Three-Dimensional Simulations of Standing Accretion Shock Instability in Core-Collapse Supernovae
我们已经研究了非轴对称的站立吸积激波不稳定性，或SASI，通过三维流体动力学模拟。这是我们以前对轴对称SASI研究的一个扩展。考虑到真实的状态方程和中微子的加热和冷却，我们制备了一个球对称的、稳定的吸积流，通过驻激波作用于原中子星。这个未受扰动的模型被认为近似代表了核心坍缩超新星的典型反弹后阶段。然后，我们增加了一个小的扰动（~1%）的径向速度和计算随后的演变。不仅轴对称，但非轴对称扰动也被施加。我们已经应用模式分析的非球形变形的激波表面，使用球谐函数。我们发现：（1）SASI的增长率与球谐函数Y_l^m的方位角指数m有关，这与在球对称背景下所预期的一样;（2）对于轴对称扰动，非线性模耦合只产生m=0模，而m= 1！根据二次耦合的选择规则，在非轴对称情况下也产生0模式，（3）由于大量模式对3D中的湍流有贡献，因此3D中每个模式的非线性饱和水平通常低于2D，（4）低l模式在非线性相位中占主导地位，（5）在非线性相位中，不同的m模式之间几乎建立了均分，（6）关于l的谱服从幂律，对于3D，斜率稍陡，（7）尽管这些特征在模拟结束时有激波复活和无激波复活的模型中是共同的，但在有激波复活的模型中，低l模的优势更为显著。
2007-10-11 astro-ph
Shock Breakout in Type Ibc Supernovae and Application to GRB 060218/SN 2006aj
最近，在GRB 060218的早期X射线余辉中观察到一个软黑体成分，这被解释为来自下伏Ic型SN 2006 aj的祖先沃尔夫-拉叶（WR）恒星的厚风的冲击爆发。在本文中，我们提出了一个简单的模型来计算的特征量（包括能量，温度和持续时间）的冲击爆发的Ibc型超新星的核心崩溃的WR星周围的密集的风产生的瞬态事件。与没有强风的恒星相比，激波爆发发生在风区而不是恒星内部，这是由于风中的光学深度很大。我们发现，对于一个有密集风的WR星，超新星激波爆发产生的辐射的总能量比同一颗没有风的恒星大10倍以上。温度可能更高或更低，这取决于风参数。持续时间更长，这是由于恒星的有效半径增加，因为存在厚风。然后，我们将模型应用到GRB 060218/SN 2006 aj。我们发现，为了解释GRB 060218中观测到的黑体成分的温度和总能量，WR的祖先星必须具有不切实际的大核心半径（光学深度为20的半径），大于100 Rsun。尽管这个令人失望的结果，我们的模型预计将有重要的应用，在Ibc型超新星的观测中，冲击爆发的检测将提供重要的线索SNe Ibc的祖先。
2006-11-13 astro-ph
Gravitational Radiation from Standing Accretion Shock Instability in Core-Collapse Supernovae
我们提出的数值实验的结果，我们在其中研究的非球面性的增长引起的站立吸积激波不稳定性（SASI）的核心坍缩超新星的后反弹阶段产生的引力波形。为了获得中微子驱动的爆炸，我们参数化的中微子通量从中央质子中子星发射和近似的中微子转移的灯泡计划。我们发现，由于各向异性中微子发射的波形表现出随时间的单调增加，其振幅是两个数量级大于从质子中子星外的对流物质运动。我们指出，当SASI的增长进入非线性阶段时，振幅开始变大，在非线性阶段中，激波的形变和中微子的各向异性变大。从波形的频谱分析中，我们发现在低于$\sim 100$ Hz的频率下，中微子的振幅比物质运动的振幅占优势，这表明在下一代探测器如LCGT和先进的LIGO对10 kpc超新星的探测范围内。作为对引力波背景的贡献，我们表明，在高于$\sim$ 1 Hz的频率下，来自该源的振幅可能比原始引力波背景更大，但不幸的是，对拟议的天基探测器不可见。
2006-09-22 astro-ph
Nonthermal gamma-ray and X-ray flashes from shock breakout in gamma-ray bursts/supernovae
首次从一颗与伽马射线暴（GRB）有关的超新星GRB 060218/SN 2006 aj中探测到与瞬发伽玛射线同时发生的热X射线辐射。它被解释为起源于一个温和的相对论性，辐射为主的冲击波从周围的祖星密集的恒星风爆发。根据X射线和射电余辉，也有证据表明GRB 980425/SN 1998 bw中存在温和的相对论性喷出物。本文研究了冲击波爆发热光子与中等相对论性喷出物的重复体康普顿散射过程。在冲击波爆发过程中，一部分热光子会在冲击前物质和冲击物质以及温和相对论性喷出物之间反复散射，结果，热光子被提升到越来越高的能量。这种整体运动康普顿化机制将产生非热伽马射线和X射线闪光，这可以解释低光度超新星连接的GRB（如GRB 060218）中的瞬发伽马射线暴发射。已经开发了一个蒙特卡罗代码来模拟这种重复的散射过程，这证实了相当一部分的热光子得到“加速”，形成一个非热分量，具有主导的光度。这种对GRB 060218的非热辐射的解释可能意味着，在这些低光度的GRB中，通常来自高度相对论性喷流的内部激波辐射很弱，或者，在这类特殊的爆发中没有高度相对论性喷流。
2007-04-26 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
Dust Destruction in the High-Velocity Shocks Driven by Supernovae in the Early Universe
研究了早期宇宙中超新星驱动的高速星际激波中尘埃粒子的溅射破坏，揭示了尘埃破坏的时间尺度与星际介质中气体密度$n_{{\rm H}, 0}$、超新星的前身质量$M_{\rm pr}$和爆炸能量$E_{\rm 51}$的关系.我们感兴趣的尘埃和离子物种的组合的溅射产率进行评估，通过应用所谓的通用关系与轻微的修改。考虑到每种尘埃粒子的尺寸分布，以及球对称激波中气体的温度和密度随时间的演化，计算了尘埃粒子的动力学及其在激波中被溅射破坏的情况。计算结果表明，粉尘的破坏效率不仅取决于溅射产额，而且还取决于各粒子的初始粒径分布。粉尘破坏效率随$E_{\rm 51}$和/或$n_{{\rm H}, 0}$的增加而增加，但只要$E_{\rm 51}$相同，则几乎与$M_{\rm pr}$无关。被激波扫过的气体质量是$E_{\rm 51}$的增函数和$n_{{\rm H}, 0}$的减函数。结合这些结果，我们提出的近似公式的时间尺度的破坏，为每个粒子物种在早期宇宙中的$E_{\rm 51}$和$n_{{\rm H}, 0}$的函数。该公式适用于研究金属丰度为$Z \la 10^{-3}$ $Z_\odot$的宇宙早期尘埃粒子的演化。简要讨论了气体冷却过程对粉尘破坏的影响。
2006-05-08 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
Effect of Rotation on the Stability of a Stalled Cylindrical Shock and its Consequences for Core-Collapse Supernovae
为了更好地理解坍缩核中含有角动量的超新星爆炸，利用微扰分析方法，在一个简单的玩具模型中研究了旋转对稳定吸积激波（SASI）不稳定性的影响.为了简单起见，选择圆柱形几何形状。即使当离心力很小，旋转可以有很强的影响，通过增加的螺旋模式的增长率在同一方向旋转的稳定流的非轴对称模式。反向旋转螺旋模式受到显着阻尼，而轴对称模式几乎不受旋转的影响。螺旋模的增长率与流体的角动量比成近似线性关系。基本单臂螺旋模式（m=1）有利于小的旋转速率，而更强的旋转速率有利于模式m=2。高次谐波的WKB分析表明，与螺旋模式相关的对流声学循环的效率受到旋转的强烈影响，与低频模式相同，而纯声学循环是稳定的。这些结果表明，旋转核心坍缩超新星中SASI的线性相位自然选择了与流动方向相同的螺旋模式，正如Blondin & Mezzacappa（2007）的3D数值模拟所观察到的那样。这强调了在得出爆炸机制和脉冲星反冲的结论之前，需要一个旋转核心坍缩的3D方法。
2008-02-20 astro-ph
Aspherical Core-Collapse Supernovae in Red Supergiants Powered by Nonrelativistic Jets
我们通过模拟红超巨星前身中的双极喷流驱动爆炸来探索喷流驱动超新星的观测特征。我们提出了四个模型的结果，其中我们在一个恒定的$10^{51}$尔格在所有的射流模型，但不同的射流的具体特征，以探索影响的性质的喷流的超新星喷出物的结构。我们将爆炸演化为激波爆发，并将超新星包层的准同系膨胀演化为红超巨星风。相反方向的，富镍喷流给出了一个大规模的不对称性，可以解释非球形激发和谱线的子结构，如H $α$和He I 10830 Xe。具有大部分动能的喷流以热能穿透原始包层，并引起爆炸，这在最早的时期被观察到是不对称的，与II型超新星的分光偏振测量不一致。具有较高热能分数的射流导致爆炸，其在大半径处大致为球形，但在较小半径处显著拉长，在喷出物内部深处，与偏振观测一致。我们目前的冲击爆发光变曲线表明，强烈的非球面冲击爆发是不兼容的最近{ \it GALEX}观测的冲击爆发的红超巨星。与观测结果的比较表明，射流必须有效地沉积其动能整个喷出物，而在氢信封。热能占主导地位的喷流满足这一标准，并产生了许多第二类超新星的观测特征。
2008-12-19 astro-ph
Stability of the Accretion Flows with Stalled Shocks in Core-Collapse Supernovae
考虑到核心坍缩超新星理论的应用，我们对原中子星通过驻激波的球对称吸积流的稳定性进行了全局线性分析。作为无扰流，我们采用了由实际状态方程和中微子反应速率公式得到的欧拉方程的球对称定常解。然后对线性扰动方程进行数值求解，得到了系统的本征频率和本征函数。我们发现：（1）对于$\dot{M}=1.0M_{\odot}/{\rm s}$，只要中微子光度低于$\sim 1\times 10^{52}$ ergs/s，所有的模都是稳定的。(2)对于较大的光度，非径向不稳定性诱导，可能是通过对流声循环。有趣的是，$\ell=2$和3的模式在相对较低的中微子光度下首先变得不稳定，例如对于相同的吸积速率，$\gtrsim 2-3\times 10^{52}$ ergs/s，而$\ell=1$模式在较高的光度下最不稳定，$\sim 3-7\times 10^{52}$ ergs/s。这些都是振荡模式。(3)对于更大的光度，对于$\dot{M}=1.0M_{\odot}/{\rm s}$的$\sim 7\times 10^{52}$ ergs/s，径向和非径向的非振荡模式变得不稳定。这些非径向模式被确定为对流。我们证实了数值模拟得到的结果，对流声周期诱导的不稳定性是更重要的比对流较低的中微子光度。
2006-10-30 astro-ph
Dust in Interstellar Clouds, Evolved Stars and Supernovae
前主序星的流出将冲击驱动到年轻恒星0.01 - 1 pc范围内的分子物质中。冲击加热的气体发出红外线，毫米和亚毫米线的许多种类，包括。尘埃颗粒是重要的载流子，在耦合中性气体的磁场和流动中起着重要的作用。尘埃对斜激波动力学的某些影响在20世纪90年代开始显现。然而，这些冲击的详细模型需要计算的颗粒溅射贡献的气相丰度的物种产生观察到的排放。我们正在开发这样的模型。一些分子物种引入气相中的溅射冲击或热驱动解吸在热芯形式的晶粒表面上。最近，实验室研究已经开始有助于理解表面反应和热驱动解吸对恒星形成云的化学作用很重要。尘埃等离子体在许多演化的恒星以及恒星形成区中普遍存在。尘埃上的辐射压力在一些后主序星的质量损失中起着重要的作用。导致恒星流出物中碳质尘埃形成的机制与火焰中烟灰形成的重要机制相似。然而，在富氧流出的成核是不太好理解，仍然是一个具有挑战性的研究领域。尘埃是在超新星喷出物中观察到的，这些喷出物没有通过喷出物与环境介质相互作用中产生的反向冲击。尘埃是在高红移星系中被发现的，这些星系足够年轻，以至于唯一可能产生尘埃的恒星质量如此之大，以至于它们成为超新星。因此，尘埃在强超新星冲击波中的存活问题引起了相当大的兴趣。
2008-07-09 astro-ph
Deciphering Core Collapse Supernovae: Is Convection the Key? I. Prompt Convection
我们耦合二维流体力学详细的一维多群通量限制扩散中微子输运，研究在核心坍缩超新星的瞬发对流。我们的初始条件，随时间变化的边界条件，中微子分布计算中微子加热，冷却和去质子化率从一维模拟，实现多群通量限制扩散中微子运输和一维流体力学。的发展和演变的瞬发对流及其后果的冲击动力学研究为15和25太阳质量模型，代表两类恒星的紧凑和扩展的铁芯，分别。在中微子运输的情况下，即时对流的发展和消散的时间尺度$\sim$ 15毫秒的两个模型。瞬发对流在激波后面产生对流，这导致激波的球形度发生扭曲，但平均而言，激波半径并没有显著增加。在中微子输运的存在下，瞬时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我们的数值结果，表明包括运输减少对流增长率和渐近速度的因素4- 250。
1996-08-31 astro-ph
The Advective-Acoustic instability in type II Supernovae
第二类超新星的不对称爆炸可以解决脉冲星诞生速度之谜（脉冲星反冲）。我们提出了一个简单的流体动力学机制，以解释这种不对称性，通过平流-声学循环（Foglizzo 2002）：在失速激波阶段，不稳定性之间的平流扰动（熵/涡）和声扰动之间的循环的基础上，可以开发之间的冲击和新生的中子星的表面。本征频率是数值计算的，改进了Houck & Chevalier（1992）的计算。线性不稳定性主要是由模式l=1，如在Blondin等人（2003）和Scheck等人（2004）的数值模拟中观察到的。的频率依赖性的增长率揭示了存在的对流声循环。
2005-09-26 astro-ph
Radio Supernovae as Tev Gamma-Ray Sources
当应用于大质量恒星爆炸形成超新星（SN）的冲击波时，激波前沿的扩散粒子加速理论预测宇宙射线中有非常高的能量密度。几乎在粒子开始被注入过程之后，宇宙射线的压力就立即上升，直到与冲击波阵面所遇到的冲压压力相当。在射电波段观测到的超新星，射电超新星（RSNe）以同步加速器发射电子的形式提供了粒子加速的直接证据。此外，这些物体特别令人感兴趣，因为它们通常被相对致密的封闭介质包围。然后，宇宙射线的加速可以导致产生高能粒子与目标核之间的碰撞所产生的甚高能量（VHE）伽马射线。我们估计宇宙射线的能量密度假设一小部分$ϕ\lesim1$的能量可在冲击波前转换成宇宙射线。结合这一点与描述的SN祖环境的参数，从观测中推导出，并从更详细的建模，我们计算在地球$\tevflux$的能量高于$1\,$ TeV的光子通量。对于相对较弱但在附近的超新星SN 1987 A，我们预测在冲击波阵面遇到哈勃太空望远镜看到的致密物质环之前会发生$\tevflux=2\times10^{-13}\,\fluxunits$。随后，预计通量将进一步上升。M81中SN 1993 J周围的介质被认为具有密度
1994-11-21 astro-ph
Supernovae in Molecular Clouds
超新星预计会发生在大质量祖星诞生的分子物质附近，除非来自祖星及其邻居的光致电离辐射和风已经清除了一个区域。分子云中的团簇结构对残余物的演化至关重要;超新星激波阵面在团簇间介质中可以变成辐射性的，然后辐射壳层与分子团簇碰撞。这种相互作用与若干现象有关：磁支撑的致密壳层与分子团相互作用的流体动力学;激波的分子发射，包括OH 1720 MHz脉泽线的产生;致密辐射壳层的相对论粒子发射，包括无线电同步加速器和伽马射线发射;以及压缩团可能的引力不稳定性。
2001-02-12 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
Postbounce evolution of core-collapse supernovae: Long-term effects of equation of state
研究了15 M太阳恒星从引力坍缩开始到核反弹后1秒的超新星核演化过程。通过求解广义相对论中微子辐射流体力学的隐式时间差分方法，给出了球对称核塌缩超新星的模拟结果。我们的目标是探索冲击波的长期演化，并研究质子中子星的形成与超新星中微子签名。研究了物态方程对激波后反弹演化的影响，以及由此引起的质子中子星热演化。我们对Lattimer和Swesty（LS-EOS）和Shen等人的两套EOS进行了比较。（SH-EOS）。我们发现，对于这两种EOS，核心不会爆炸，冲击波在反弹后的前100毫秒内同样会停滞。在两种情况下，即使经过很长一段时间，激波也不会复活。而激波在反弹后200毫秒后的退移则表现出不同的特征，表现出不同的中心核热演化特征。发现LS-EOS比SH-EOS有更致密的质子中子星，中心密度相差约2倍，峰值温度相差约10 MeV。由此产生的超新星中微子的光谱是不同的程度上，可以检测到的地面中微子探测器。
2005-06-25 astro-ph nucl-th
The Evolution of Supernovae in Circumstellar Wind Bubbles II: Case of a Wolf-Rayet star
大质量恒星的质量损失导致恒星周围形成由风吹出的环绕恒星的气泡，并以致密的壳层为边界。当恒星在超新星（SN）爆炸中结束其生命时，产生的冲击波将与这种改性介质相互作用。在以前的论文中，我们讨论了这种相互作用的基本参数。在本文中，我们更进一步，研究了由35 $\msun$星形成的风吹气泡中SNe的演化，该恒星从O星开始，经历红超巨星阶段，并以沃尔夫-拉叶星结束其生命。我们模型的CSM的演变，然后在此介质中的SN冲击波的扩展。我们的模拟清楚地揭示了周围介质中密度和压力的波动。SN激波与这些波动相互作用，然后与风吹空腔周围的致密壳层相互作用，在风泡中产生各种透射和反射激波。这些不同的冲击和不连续性之间的相互作用进行检查，并指出其对X射线发射的影响。我们的模拟揭示了几个流体动力学不稳定性的存在。它们表明，湍流内部，加上密度和压力的大波动，产生了一个非常波纹的SN激波。冲击波在撞击致密的壳层时会出现相当多的褶皱，而且撞击是以一种零碎的方式发生的，冲击波的某些部分会在其他部分之前与壳层相互作用。因此，外壳的不同部分将在不同时间“点亮”。相互作用的非球形性质意味着它将在很长一段时间内发生，并且初始冲击波的球对称性被破坏。
2007-06-07 astro-ph
Circumstellar Interaction Around Type Ib/c Supernovae and the GRB Connection
对Ib/c型超新星的射电观测表明，星周相互作用发生在广泛的风密度范围内，与银河系沃尔夫-拉叶星的情况相当。需要在冲击区域中有效地产生磁场。从某些Ib/c型超新星中观测到的X射线辐射比热或逆康普顿机制所预期的要高;同步加速器的解释需要在高能量下的电子能谱变平，就像宇宙射线主导的冲击波中可能发生的那样。在两颗超新星中显示的风密度变化可能是由于一个双星伴星，尽管单个恒星的质量损失仍然是可能的。除了光学超新星辐射外，附近SN 2006 aj/GRB 060218的辐射似乎是由中央引擎提供动力，而SN 1998 bw/GRB 980425的辐射可能是由中央引擎或外部超新星喷出物提供动力。
2006-12-26 astro-ph
Probing Shock Breakout with Serendipitous GALEX Detections of Two SNLS Type II-P Supernovae
我们报告了GALEX偶然探测到超新星遗产调查发现的两颗z=0.185和0.324的II型平台（II-P）超新星（SNe）的快速（<1天）上升（>1等）紫外辐射。光学光度学和VLT光谱2周后，GALEX检测链接的紫外线发射的冲击爆发的时间开始。使用辐射流体动力学和非LTE辐射转移模拟，并从一个标准的红超巨星（RSG; II-P型SN祖星）恒星自洽地从主序演化到铁芯坍塌，我们模拟了冲击爆发阶段和随后的55小时。我们的RSG大气模型的小尺度高度表明，突破签名是一个热软X射线爆发（λ_peak ~ 90 μ m），持续时间<~ 2000 s。更长的持续时间是可能的，但需要一个扩展的和脆弱的非标准的信封，或一个非常密集的RSG风与\dot{M} ~ 10^（-3）Msun yr^（-1）。GALEX观测错过了发光（M_FUV ~-20）紫外爆发的峰值，但明确地捕捉到了发射的上升和随后长达2天的平台期。爆发后的紫外线明亮平台是我们模型的预测，其中光谱能量分布（SED）峰值从~100到~ 1000 μ m的移动和喷出物的膨胀都抵消了在此期间热光度从~10^11到~10^9 L_sun的下降。根据我们的研究观察到的检测效率，我们预测的突破检测率的GALEX时域调查。
2008-07-31 astro-ph
The Expulsion of Stellar Envelopes in Core-Collapse Supernovae
我们研究超新星爆发前的恒星结构和核心坍缩超新星喷出物的分布之间的关系，假设绝热，球对称流。我们开发了一个简单而准确的公式的冲击波冲击波速度，并证明，整个最终的密度分布可以近似与简单的模型的最终压力分布，以及近似的冲击沉积熵，在某种程度上，匹配的模拟结果。我们发现，在一个恒星的喷出物的密度分布取决于它的外壳是否是辐射或对流，如果对流，在恒星的组成结构;简单的近似形式，红色和蓝色的超巨星喷出物。我们的模型是最准确的高速喷出物从恒星的外围，那里的冲击动力学是可预测的。我们提出了这种材料的最终密度分布的公式，辐射和有效的对流信封。这些公式限制到著名的平面，自相似的解决方案接近恒星表面的质量壳。但是，绝热流动的假设在低光学深度处失效，因此不需要达到该平面极限。给出了X射线爆发伴随激波出现的可观测性质及其与爆炸参数的关系式。基于Kulkarni等（1998）对SN 1998 bw同步加速器壳层的相对论性膨胀，我们估计了相对论性质量抛射判据和相对论性抛射物的静止质量。
1998-07-04 astro-ph
Instabilities of Spiral Shocks -- II. A quasi-steady State in the multi-phase inhomogeneous ISM
"银河系冲击“\citep{fujimoto68,roberts69}的研究使用一个完整的三维流体动力学模拟，考虑到自引力的ISM，辐射冷却，恒星形成，然后从超新星的能量反馈。这是一个重要的进展，从以前的数值模型，其中二维等温，非自引力气体假设。我们发现，经典的星系冲击出现是不稳定的和短暂的，它转移到一个全球准定常的，不均匀的图案，由于在磁盘中的不稳定性的非线性发展。螺旋状结构由许多类似GMC的致密凝聚体组成，但这些局部结构并不稳定，它们在臂间区域演化为不规则的毛刺。超新星的能量反馈并不破坏准定常旋臂，但它主要对ISM的垂直运动和结构有贡献。
2007-10-26 astro-ph
Non-spherical Core Collapse Supernovae I. Neutrino-Driven Convection, Rayleigh-Taylor Instabilities, and the Formation and Propagation of Metal Clumps
二维模拟的II型和Ib型超新星爆炸，包括冲击波复兴中微子加热，中微子驱动的对流，爆炸性核合成，瑞利-泰勒不稳定性的增长，和传播新形成的金属团块通过爆炸的恒星。在这两种情况下，我们发现非常高的镍56速度17000公里/秒后不久，冲击复兴，和一个完整的分裂的前几分钟内的祖先的金属核心反弹后，由于瑞利-泰勒不稳定性的增长在Si/O和（C+O）/He组合物界面。这导致形成高速、富含金属的团块，这些团块最终与流动分离并以弹道方式移动通过喷出物。Ib型模型和II型模型的最大最终金属速度分别为3500-5500 km/s和1200 km/s。II型模型中的最大金属速度较低，明显小于SN 1987 A中观测到的最大金属速度，这是由于其前身的大量氢包层。包层迫使超新星激波强烈减速，在He/H界面下留下一个反向激波，它与团块相互作用，使它们显著减速。这种反向冲击在类Ib型模型中是不存在的。后者与Ib型超新星的观测结果相当吻合。此外，在这种情况下，在喷出物中的团块形成的模式与在激波复兴阶段期间占主导地位的对流模式相关。这可能被用来推断观测约束的动力学在这个早期阶段的演变，和中微子加热的作用，引发爆炸。
2003-07-18 astro-ph
Simulations of Core Collapse Supernovae In One and Two Dimemsions Using Multigroup Neutrino Transport
在一个维度上，我们提出的结果从稳态多群通量限制扩散和玻尔兹曼中微子运输的比较，集中在数量的中心postbounce冲击再加热。在两个维度上，我们提出了耦合一维多群限流扩散到二维PPM流体动力学的模拟结果。
1997-04-17 astro-ph
Signals of the QCD phase transition in core-collapse supernovae
我们探讨了在核心坍缩超新星的后反弹演化过程中QCD相变的含义。用MIT袋模型描述夸克物质，并假设小的袋常数，我们发现相变发生在早期的后反弹吸积阶段。这个演化阶段可以用广义相对论性的三味玻尔兹曼中微子输运来模拟。这种相变产生了第二个冲击波，触发了延迟的超新星爆炸。如果这样的相变发生在未来的银河系超新星中，它的存在和性质应该可以作为中微子信号的第二个峰值被观察到，伴随着发射的中微子能量的显着变化。与第一次中子化爆发相反，第二次中微子爆发主要是反中微子的发射，因为当第二次冲击穿过先前被中子化的物质时，电子简并被提升。
2008-09-24 astro-ph
