Searching for Progenitors of Core-Collapse Supernovae
确定产生核心坍缩超新星的大质量祖星是超新星和恒星演化研究的主要目标之一。在这次演讲中，我将讨论在地面和哈勃太空望远镜图像中追踪这些祖星的一些方面。
2005-01-18 astro-ph
Core-Collapse Supernovae at the Threshold
核心坍缩超新星模型的最新进展进行了总结和透视。二维模拟与国家的最先进的治疗中微子运输仍然未能产生强大的爆炸，但证据表明，他们非常接近成功。
2004-01-22 astro-ph
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
Toward a Standard Model of Core Collapse Supernovae
在本文中，我们讨论了核心坍缩超新星模型的现状，以及在理解超新星机制和超新星现象学方面取得重大进展所需的未来发展，即，超新星标准模型。
2000-10-27 astro-ph
The consequences of nuclear electron capture in core collapse supernovae
对于恒星核心坍缩动力学来说，最重要的弱核相互作用是电子俘获，主要发生在质量大于60的核上。在以前的模拟核心崩溃，电子捕获这些核已被处理在一个高度参数化的方式，如果没有被忽略。随着重核上电子俘获的现实处理，核心坍缩和反弹的流体动力学发生了重大变化。我们讨论这些以及核塌缩超新星的反弹后演化的后果。
2003-10-30 astro-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
Impact of the Neutrino Magnetic Moment on the Neutrino Fluxes and the Electron Fraction in core-collapse Supernovae
本文研究了中微子磁矩对核塌缩超新星中中微子与物质散射的影响。我们研究了中微子通量和电子分数的影响。我们发现，相当大的修改需要非常大的磁矩狄拉克和马约拉纳中微子。
2007-07-27 astro-ph
Nucleosynthesis In Core Collapse Supernovae
我们提出了我们最新的一套presupernova演化和爆炸性核合成的大质量恒星的范围在11和120 Msun之间的太阳和零金属丰度的产量的基本性质。
2006-01-10 astro-ph
On the relative frequencies of core-collapse supernovae sub-types: the role of progenitor metallicity
我们发现，所观察到的亚型Ib，C和II核心塌陷超新星的比例取决于宿主星系的金属丰度，正如理论上所预期的那样。然而，观察到的关系与基于质量损失的单星非旋转模型的预期有很大不同。我们认为，最近的模型与旋转的预测提供了一个更好的协议与观测，至少对祖先恒星与太阳的金属丰度;计算模型与更高和更低的金属丰度，以证实这些结论。我们还建议，系统的调查核心坍缩超新星的红移为1与SNAP卫星将允许探测金属丰度对超新星性质的影响，在过去的宇宙历史。
2003-05-20 astro-ph
Hydrogen issue in Core Collapse Supernovae
我们讨论了分析的核心坍缩超新星（CCSNe）的选定光球光谱的时间序列的结果。这是通过参数化的超新星合成光谱（SSp）代码“SYNOW”完成的。特别注意的是在早期阶段的氢的痕迹，特别是剥离信封SNe（即SNe Ib-c）。一个薄的低质量的氢层延伸到非常高的喷射速度以上的氦壳，被认为是最有可能的方案Ib型SNe。
2006-11-06 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
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
Magnetic Fields in Core Collapse Supernovae: Possibilities and Gaps
对核心坍缩超新星的光谱偏振测量表明，它们是不对称的，而且通常是双极的，但不是普遍的。IIb型SN 1993 J和类似事件在斯托克斯参数平面上表现出较大的分散性。观测计划显然可以让我们了解更多关于不对称超新星的复杂性和不对称性所涉及的物理学。喷流引发的超新星模型给出了一个典型的喷流/环面结构，这让人想起一些天体，如蟹状星云，SN 1987 A，也许还有Cas A。喷流，反过来，可能会产生的内在旋转和磁场，预计伴随核心崩溃。我们总结了磁旋转不稳定性对核心坍缩问题的潜在重要性，并概述了~10^{15} G的大磁场可能对超新星爆炸物理学产生的一些影响。本文总结了多维磁芯坍缩问题中的一些问题，并对最近的一些MHD坍缩计算进行了评述。
2004-12-15 astro-ph
Understanding Core-Collapse Supernovae
我总结，在一个扩展的抽象的形式，正在进行的努力在亚利桑那大学（和合作），以了解核心坍缩超新星理论。包括1D（SEMPLE）和2D（VULCAN/2D）代码和结果的简短讨论，以及旋转的可能作用的讨论。重点介绍了多维辐射流体力学和中微子驱动机制的基本物理学的最新发展。
2004-05-21 astro-ph
Neutrino-Matter Interaction Rates in Supernovae: The Essential Microphysics of Core Collapse
中微子-物质相互作用速率是核心坍缩现象的核心，也许也是核心坍缩超新星爆炸机制的可行性的核心。在本文中，我们目录和讨论的主要中微子散射，吸收和生产过程，共同影响的结果核心崩溃和冷却的质子中子星。这些是用于模拟超新星现象的代码的基本输入，理解这些过程是超新星理论继续取得进展的先决条件。
2002-11-18 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
Advances in Multi-Dimensional Simulation of Core-Collapse Supernovae
我们讨论了最近的进展，辐射流体动力学模拟的核心坍缩超新星在多维空间。一些早期的完全辐射流体动力学模型的尝试要么使用灰色近似来描述中微子分布，要么使用更复杂的多群输运方法，仅限于径向射线。在这两种情况下，这些模型还忽略了O（v/c）项，这些项在坍缩核心的光学厚区域中强烈耦合辐射和物质。在本文中，我们提出了一些最新的进展，解决了早期模型的一些缺点。
2005-06-08 astro-ph
A New Mechanism for Gravitational Wave Emission in Core-Collapse Supernovae
我们提出了一个新的理论的核心坍缩超新星的引力波签名。以往的研究表明，轴对称旋转核坍缩、核反弹、反弹后对流和各向异性中微子发射是引力波辐射的主要过程和阶段。我们的结果，这是基于轴对称的，牛顿辐射流体动力学超新星模拟（Burrows等人，2006），表明在核心坍缩超新星的引力波的主要发射过程可能是质子中子星核心的振荡。振荡主要是g模式的字符，被激发后反弹数百毫秒，并通常持续几百毫秒。我们的研究结果表明，即使是非旋转的核心坍缩超新星也应该在整个银河系的LIGO级探测器上可见，并且取决于祖先的结构，可能达到兆秒差距的距离。
2006-05-19 astro-ph gr-qc
44Ti and 56Ni in core-collapse supernovae
我们研究了在核塌缩超新星中产生44 Ti和56 Ni的物理条件。在这项初步工作中，我们使用了一系列的后处理网络计算与参数化的膨胀配置文件，这些配置文件代表了在3D超新星模拟中发现的广泛的温度，密度和电子与重子的比例。对影响44 Ti和56 Ni最终产率的临界流动进行了评估。
2008-11-28 astro-ph
The Innermost Ejecta of Core Collapse Supernovae
我们通过减少中微子散射截面来提高中微子的亮度，或者通过提高加热区的中微子吸收截面来提高加热效率，从而确保成功的爆炸（否则非爆炸模型）。我们的研究表明，在最里面的喷出物中产生的电子分数Ye接近0.5，在某些区域甚至超过0.5。我们提出的影响，由此产生的价值叶核合成产率的核心坍缩超新星的最内层区域。
2004-08-03 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
Does merger-induced core-collapse produce gamma-ray bursts in type Ib & Ic supernovae?
伽马射线暴是三十多年前发现的，它的亮度是最亮的超新星的一百倍。然而，有证据表明伽马射线暴与Ib型和Ic型超新星有联系已经有一段时间了。在这里，我们解释了球状星团中毫秒级超新星的过剩和超新星1987 A的细节，以揭示能量来源，它至少为一些长时间的伽马射线暴提供动力，作为两颗白矮星合并后的核心坍缩，无论是作为恒星还是恒星核心。为了使与伽马射线暴相关的射束/喷流在大质量普通包层内合并形成与SN 1987 A一样，在极方向上的大部分干涉恒星物质必须在核心坍缩时被清除，或者光束/喷流本身必须清除它们自己的路径。核心坍缩产生Ib、Ic或II型超新星（与SN1987 A一样，SNa IIp），留下一个弱磁化的中子星残骸，自旋周期接近2毫秒。对于伽马射线暴，没有令人信服的理由去引用任何其他的模型。
2003-11-12 astro-ph
Detecting the progenitors of core collapse supernovae
核心坍缩超新星的前身的质量和演化状态并没有很好地受到直接观测的约束。恒星演化理论通常预测，初始质量小于30 M_sol的大质量恒星在成为冷的M-型超巨星时，应该经历核心坍缩。然而，在爆炸前只有两颗超新星的前身是SN 1987 A和SN 1993 J，而且它们都不是M型超巨星。试图识别超新星的祖先是一项艰巨的任务，因为由于显而易见的原因，精确预测大质量恒星爆炸的时间是不可能的。有几种不同类型的超新星具有不同的光谱和光度演化，目前还不知道这些超新星与祖星的演化状态有何关系。我将描述一个新的项目，它可能会允许直接识别核心坍缩超新星的祖先前爆炸图像解决，附近的星系。这一项目现在有了几个设施保存的优秀图像档案，并将通过建立虚拟观测台的新举措得到加强，其中最早的一个虚拟观测台ASTROVIRTEL已经取得成果。
2001-12-07 astro-ph
Radio Studies of Young Core Collapse Supernovae
本文介绍了用GMRT对两个射电亮SNe（SN 1993 J，SN 1979 C）进行的一年多多频观测。它们的射电光变曲线追踪了超新星爆发前恒星风中质量损失的演变。它们在低频的光谱区分同步自吸收和自由-自由吸收模型。还观察到两个非常相似的IIp型SN 1999 gi和SN 1999 em，我们对它们的祖细胞质量进行了评论。这些对核心坍缩超新星不同子类的观测将有助于确定它们的祖先。
2002-05-16 astro-ph
Stability of Standing Accretion Shocks, With an Eye Toward Core Collapse Supernovae
我们研究的稳定性，球形吸积冲击。吸积冲击出现在核心坍缩超新星（本文的重点），恒星形成，吸积白矮星和中子星。我们提出了一个简单的分析模型，并使用随时间变化的流体动力学模拟表明，这种解决方案是稳定的径向扰动。在两个维度上，我们表明，小扰动的球形激波前可以导致快速增长的湍流后面的冲击，驱动的涡量从现在的非球形激波的注射。我们讨论的后果，这种不稳定性可能有超新星机制。
2002-10-29 astro-ph
Multigroup Models of the Convective Epoch in Core Collapse Supernovae
理解核心坍缩超新星的爆炸机制是一个问题，一直困扰着核天体物理学家，因为这种现象的第一个计算模型是在20世纪60年代进行的。我们目前关于这种剧烈现象的理论是围绕着多维效应展开的，这些效应涉及到热的、致密的物质和中微子的辐射流体动力学流动。对这些多维辐射流进行建模提出了一个计算挑战，这将继续强调从万亿次到千万亿次的高性能计算。在本文中，我们描述了一些科学发现，我们已经通过太尺度的超新星计算模拟的主持下，科学数据中心资助的太尺度超新星计划。
2005-07-12 astro-ph
Nucleosynthesis of PopIII Core Collapse Supernovae and the Abundances of Extremely Metal Poor Stars
基于新一代理论超新星前模型和零金属量大质量恒星的爆炸，以及[Fe/H]<-2.5的均匀恒星样本的新丰度分析，我们提出了对极端贫金属恒星中观测到的丰度的新分析（Cayrel et al. 2004）。
2005-07-14 astro-ph
Neutron star mergers versus core-collapse supernovae as dominant r-process sites in the early Galaxy
r-过程的天体物理性质是一个长期存在的谜团，过去曾提出许多可能的来源，其中包括低质量的核心坍缩超新星（在8 - 10 Msol范围内），高质量的核心坍缩超新星（质量> 20 Msol）和中子星合并。在这项工作中，我们提出了一个详细的不均匀的化学演化研究，认为第一次中子星合并为主要的r-过程源，并比较这种情况下，核心坍缩超新星作为主导的r-过程网站。我们的结论是，由于缺乏可靠的铁和r-过程产量作为祖质量的函数，目前不可能区分低质量和高质量的超新星的情况下，不均匀的化学演化的框架内。然而，中子星合并似乎被排除为主要的r-过程源，因为它们的发生率低，会导致r-过程富集，这与在非常低的金属丰度下的观测结果不一致。此外，由单个中子星合并注入的大量r-过程物质导致了[r-过程/Fe]比在以后的时间内的分散，这与观测结果相比太大了。
2003-09-08 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
Constraints on Light Dark Matter From Core-Collapse Supernovae
我们表明，光（$\simeq$ 1 - 30兆电子伏）暗物质粒子可以发挥重要的作用，在核心坍缩超新星，如果他们有相对较大的湮灭和散射截面，中微子相比。我们发现，如果这样的粒子比$\simeq$ 10 MeV轻，并再现观测到的暗物质遗迹密度，超新星将在更长的时间尺度上冷却，并将发射比标准情况下能量小得多的中微子，这与观测结果不符。然而，在中微子-暗物质散射截面保持相对较小的某些情况下，这种约束是可以避免的。
2006-02-18 astro-ph hep-ph
Spectropolarimetry of Core-Collapse Supernovae
本文简要回顾了核心坍缩超新星（SNe）的偏振光谱学研究的新领域。光谱偏振法提供了唯一已知的直接探测早期超新星（SN）几何形状的方法。基本的结果是，非球面性是年轻的核心坍缩SNe的一个普遍存在的特征。然而，非球面的性质和程度变化很大。核心塌陷SN极化的最佳预测因素似乎是爆炸时完整的氢包层的质量：那些来自具有大的完整包层的祖先的SNe（例如，II型平台）具有非常低的极化，而那些在爆炸前失去部分（SN IIb，SN IIn）或全部（SN Ib）氢（甚至氦; SN Ic）层的祖先产生的那些倾向于显示出显著的极化。因此，我们越深入地探索核心坍缩事件，非球面性似乎就越大，这表明了一种基本上不对称的爆炸，这种不对称性被外壳材料的加入所抑制。
2004-09-21 astro-ph
Modeling Core-Collapse Supernovae in 3-Dimensions
我们提出了第一个完整的3维模拟的核心崩溃的大质量恒星从崩溃的开始，由此产生的超新星爆炸。我们比较的结构发生在3维模型与过去的2维模拟的对流不稳定性。虽然对流不稳定性显然是3维的性质，我们发现，无论是流量的大小规模和净增强中微子加热之间的2-和3-维模型没有很大的不同。爆炸能量、爆炸时间尺度和残余质量在二维和三维模拟之间的差异不超过10%。
2002-06-03 astro-ph
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
Spectropolarimetry of Supernovae
近年来积累了大量的证据，表明超新星爆炸本质上是三维现象，与球对称性有很大的偏离。我们回顾了来自光谱偏振测量的证据，这些证据已经建立了几个关键结果：几乎所有的超新星在最大光附近都是明显的非球面;核心坍缩超新星的行为与热核（Ia型）超新星不同;核心坍缩超新星的非球面性在内层更强，表明爆炸过程本身是强非球面的;核心坍缩的超新星倾向于建立一个不对称的优先方向;热核超新星的外层非球面性更强，从而限制了燃烧过程。我们强调Q/U平面作为诊断工具的实用性，并在当代背景下重新审视SN 1987 A和SN 1993 J。轴对称的几何形状可以解释核心坍缩超新星的许多基本特征，但要解释大多数事件，需要显著偏离轴对称。我们介绍了一种分光偏振类型的分类范围内观察到的行为极化超新星。理解超新星的不对称性对于各种现象都很重要，比如伽马射线暴的起源和Ia型超新星在宇宙暗能量含量研究中的宇宙学应用。
2008-11-06 astro-ph
nu-Process Nucleosynthesis in Population III Core-Collapse Supernovae
我们调查的中微子核相互作用（核过程）的铁峰元素的生产在第三人口的核心坍缩超新星的影响。核过程和随后的质子、中子俘获反应在完全和不完全硅燃烧区产生奇Z铁峰元素。这一反应序列增强了超新星喷出物中Sc、Mn和Co的丰度。15颗和25颗M_sol星的超新星爆炸模型很好地再现了贫金属晕星的平均Mn/Fe比值。为了重现观测到的Mn/Fe比，超新星中的中微子总能量应该是3 ~ 9 × 10^{53}尔格。更强的中微子照射和其他生产网站是必要的复制所观察到的Sc/Fe和Co/Fe的比例，虽然这些比例增加的核过程。
2007-10-01 astro-ph
MERLIN monitoring of recent core-collapse supernovae
星暴星系的恒星形成率（SFR）可以通过多种方法测量，其中之一是通过超新星速率。由于这些星系中有大量的尘埃遮蔽，在光学或红外线中寻找新的超新星很容易错过发生在中央星暴区域的事件。作为一个长期计划的一部分，以估计SFR在附近的恒星爆发的样本，我们正在使用MERLIN和VLA定期观察新的无线电超新星星系。作为该项目的一部分，定期的MERLIN观测已经对两颗最近的光学明亮的超新星：2004dj和2004et进行了观测。这两颗超新星都属于II型，并且在几个月的时间内被频繁地监测，这导致了两个物体的良好采样的无线电“光”曲线。
2005-06-03 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
Double-peaked Oxygen Lines Are not Rare in Nebular Spectra of Core-Collapse Supernovae
在两个特殊的Ib/c型超新星（SN Ib/c）的星云光谱中的双峰氧线已被解释为GRB喷流或单极团块喷射的离轴视图。在这里，我们提出了晚时间光谱的8 SN IIb，Ib和Ic，并表明这种现象是常见的，不应该如此坚定地联系到非凡的爆炸物理。线轮廓最有可能是由喷出物扩大与环面或盘状几何形状。双峰氧分布不一定是错误定向伽玛射线暴喷流的指标。
2008-09-13 astro-ph
Core-Collapse Supernova Mechanism - Importance of Rotation
本文试图从观测和理论两个方面来评价自转在核心坍缩超新星现象中的意义。超新星的数据，特别是指示旋转的作用，在彗星触发爆炸的强调。本文考虑了将超新星前核的自转纳入超新星理论的问题。本文提出了一个核坍缩超新星的二维分类方案，它把Ib/c型和II型的“经典”超新星、“超超新星”和某些GRB事件统一起来。
2003-10-02 astro-ph
TeV neutrinos from core collapse supernovae and hypernovae
一小部分Ib/c型的核心坍缩超新星与伽马射线暴有关，这被认为会产生高度相对论性的喷流。最近，有人假设，更大比例的核心坍缩超新星产生较慢的喷流，这可能有助于超新星包层的破坏和喷射，并解释异常高能的超新星。我们探索TeV中微子签名预期从这样的较慢的喷气机，并计算预期的检测率与即将到来的千兆顿切伦科夫实验。我们的结论是，个别喷射SNe可能是从附近的星系检测。
2005-02-18 astro-ph hep-ph
Long gamma-ray bursts and core-collapse supernovae have different environments
当大质量恒星耗尽它们的燃料时，它们会坍缩，并经常产生非常明亮的爆炸，称为核心坍缩超新星。有时，这种恒星坍缩也会引发一种更为明亮的相对论性爆炸，即长时间伽马射线暴。因此，我们可以预期，长伽马射线暴和核心坍缩超新星应该在类似的星系环境中被发现。在这里，我们证明这种期望是错误的。我们发现，长伽马射线暴远比核心坍缩超新星更集中在其宿主星系的最亮区域。此外，长伽马射线暴的宿主星系比核心坍缩超新星的宿主星系要暗得多，也更不规则。这些结果表明，长时间的伽马射线暴与质量最大的恒星有关，可能仅限于化学演化有限的星系。我们的研究结果直接表明，长伽马射线暴在像我们银河系这样的星系中相对罕见。
2006-05-05 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
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 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
On Core Collapse Supernovae in Normal and in Seyfert Galaxies
本文估计不同类型的核心坍缩超新星的相对频率，在Ib-Ic型和II型超新星的数量之间的比率f。我们独立地估计了径向速度<=14000 km/s的所有正常星系和Seyfert星系的f，并且在1986年1月至2000年8月的Asiago目录中至少记录了一次超新星事件。我们发现，比例f近似。0.23+/-0.05在正常星系。这个值与恒星形成速率常数、萨尔彼得初始质量函数和平均双星速率近似一致。百分之五十相反，塞弗特星系超过正常星系的比例f的一个因素约。4在置信水平>= 2 sigma。需要注意的是，塞弗特超新星的数量仍然很小（迄今为止发现了6颗Ib-Ic型和6颗II型超新星）。假设是真实的，Ib型和Ic型超新星相对于II型超新星的这种过剩，可能表明年轻恒星形成的爆发（<= 2000万年），在塞弗特星系的内部区域（r <= 0.4 R25）的双星系统的高发生率，或顶部加载的质量函数。
2002-01-07 astro-ph
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
High energy neutrinos from a slow jet model of core collapse supernovae
最近有人假设，核心坍缩超新星是由温和的相对论性喷流引发的，这些爆炸的射电性质的观测。喷流的结合，类似于伽马射线暴喷流，只是速度更慢，可以使粒子产生冲击加速，从而从超新星中释放出高能和非热中微子。在即将到来的千米级切伦科夫探测器中探测这些高能中微子可能是探测这些天体物理现象的唯一直接方法，因为电磁辐射是热的，包含的信息很少。本文评述了一个简单的慢喷流模型对超新星爆发前恒星内部高能中微子信号的计算。本文还对这些中微子在水或冰探测器中的探测前景作了简要的评述。邻近星系中的喷流核塌缩超新星可能提供最强的点源高能中微子信号。
2005-09-23 astro-ph hep-ph
Linear growth of spiral SASI modes in core-collapse supernovae
二维轴对称模拟表明，核心坍缩超新星中的反弹后吸积激波会受到球形吸积激波不稳定性（SASI）的影响。最近的三维模拟已经揭示了存在的非轴对称模式的SASI以及，在那里的激波后流显示出螺旋图案。在这里，我们调查的增长，这些螺旋模式使用二维模拟反弹后吸积流在赤道平面的核心坍缩超新星。通过扰动的稳态模型，我们能够激发一个，两个和三个武装螺旋模式，随时间呈指数增长，表明这些是线性不稳定的模式密切相关的原始轴对称晃动模式。通过跟踪角动量的分布，我们表明，这些模式能够有效地分离的吸积流（保持净角动量为零）的角动量，导致一个显着的自旋的基础吸积原中子星。
2006-11-22 astro-ph
The most massive core collapse supernova progenitors
超新星SN 2006gy的发现，可能被解释为一对不稳定超新星，重新引起了人们对超大质量恒星的兴趣。我们探讨这些对象的演变，结束了他们的生活对不稳定超新星或核心坍缩超新星相对大规模的铁核心，约$3 M_\odot$。
2008-06-26 astro-ph
Rates and redshift distribution of high-z supernovae
利用观测到的恒星形成率在红移z ~ 5，我们计算了宇宙超新星的核心崩溃和Ia型超新星。再加上超新星的统计数据和详细的光变曲线，我们估计超新星的数量，以及它们在红移中的分布，这些应该可以在不同的过滤器中用各种仪器检测到，包括现有的和未来的望远镜，特别是NGST。我们发现NGST在一帧图像中可以探测到几十个核心坍缩超新星。其中大部分将是1 z 2的核心坍缩超新星<lt><lt>，但大约三分之一将有z > 2。z > 5的速率是高度不确定的。对于地面的8-10米级望远镜，我们预测每平方角分约有0.1颗超新星，I_AB = 27，其核心坍缩SNe的数量大约是Ia型的两倍。典型的红移是z ~ 1，尾部延伸到z ~ 2。从地面探测高红移超新星的能力对超新星的静止坐标系紫外光通量非常敏感，在1微米以下的滤光片中，线覆盖可能会严重降低速率。
1999-05-19 astro-ph
Observed and Physical Properties of Core-Collapse Supernovae
我使用测光和光谱数据的24 II型高原超新星，以检查他们的观察和物理性质。该数据集显示，这些天体在其平台光度中包含约5等的宽范围，它们的膨胀速度变化x5，并且这些爆炸中产生的镍质量从0.0016到0.26 Mo。从16个天体的子集中，我发现爆炸能量在0.6 × 10^51尔格和5.5 × 10^51尔格之间变化，喷射出的质量范围为14-56 Mo，祖先的半径范围为80 - 600 Ro。尽管有如此大的多样性，但还是出现了一些新的天体，这表明这些天体的性质是连续的，从微弱的、低能量的、贫镍的SN 1997 D和1999 br到明亮的、高能量的、富镍的SN 1992 am。这项研究提供的证据表明，更大质量的祖细胞产生更多的能量爆炸，从而表明，核心崩溃的结果是由包层质量多少决定。我还发现能量更大的超新星产生更多的镍。Ib/c型超新星似乎也有类似的关系，这表明II型和Ib/c型超新星都有相同的核心物理学。当考虑整个核塌缩天体样本时，在8 × 10^51尔格以下的能量存在连续分布。在能量规模和镍产量上远远高于它的是极端超新星1998 bw，它是唯一一颗与伽玛射线暴紧密相关的超新星。
2002-09-10 astro-ph
A Simple Bipolar Jet Model for the Polarization of Core-Collapse Supernovae
我们提出了一个超新星极化的双极喷流模型。来自超新星主要成分（我们简称为体超新星）的光散射喷流中的电子并被偏振：这种偏振光被添加到体超新星的直接发射中，导致整个超新星发射被偏振。双极喷流模型的动机是解决潜在的悖论，该分析表明Ib型超新星具有强的球对称性，并期望Ib型超新星在连续体中高度极化，可能高达4%。对于该模型，我们推导出简单的，非相对论的，近似的散射通量和偏振的相对量的解析公式。偏振公式定性地再现了至少在一些超新星中观察到的两个主要特征：（1）上升到偏振最大值，然后随时间下降;（2）线的反转天鹅座P偏振轮廓。该模型是严格轴对称的，并预测一个恒定的位置角的内在极化。由于观测到内禀极化的位置角变化，该模型不能解释所有超新星的全部极化。
2004-06-20 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
Long Gamma-Ray Bursts and Type Ic Core Collapse Supernovae Have Similar Locations in Hosts
当余辉在长时间伽马射线暴（LGRB）的位置消失时，Ic型超新星（SN Ic）是唯一被观测到的核塌缩超新星。最近的工作发现，高红移星系中的LGRB样本与核心坍缩环境的集合具有不同的环境，这些环境可以从它们的颜色和光变曲线中识别出来。LGRB位于其宿主的最亮区域，但核心坍缩样本遵循星系光的整体分布。在这里，我们检查了504颗超新星，并根据它们的光谱进行了类型分配，这些超新星位于附近（z < 0.06）的星系中，我们已经从斯隆数字巡天（SDSS）中构建了表面测光。热核超新星（SN Ia）和一些核心坍缩超新星（SN II和SN Ib）的分布遵循星系光，但SN Ic（像LGRB一样）更有可能在其宿主的最亮区域爆发。LGRB的高红移宿主绝大多数是不规则的，没有凸起，而许多低红移的SN Ic宿主是有小凸起的螺旋。当我们从我们的低红移样品中去除凸起光时，SN Ic和LGRB分布非常一致。如果LGRB和SN Ic都来自大质量恒星，那么似乎LGRB也需要形成SN Ic的必要条件。其他因素，包括金属丰度，可能决定大质量恒星的恒星演化是否会导致一个LGRB，其下有一个宽线的SN Ic，或者只是一个没有伽马射线暴的SN Ic。
2008-11-10 astro-ph
