A New Study of the Transition to Uniform Nuclear Matter in Neutron Stars and Supernovae
一个全面的微观研究密度低于核饱和$ρ_s = 2.5 \sim 10^{14}$克厘米$^{-3}$，零和有限的温度和高中子分数的散装物质的性质，概述，并提出了初步结果。这种物质被认为存在于中子星的内部地壳中，以及具有$M \gtrsim 8 M_{\odot}的大质量恒星的核心坍缩过程中
2007-08-23 astro-ph nucl-th
Phase diagram of nuclear "pasta" and its uncertainties in supernova cores
本文用量子分子动力学（QMD）方法研究了超新星核中非均匀核物质相图的模型依赖性。非均质物质包括具有非球形核的结晶物质--“面食”相--以及分离核物质的液-气相。QMD模型相图之间的主要差异可以用低密度纯中子物质的能量和非对称核物质的饱和密度来解释。我们发现对称能的密度依赖性也有助于理解相图的不确定性。我们指出，对于典型的核模型，在坍缩核的后期阶段，pasta相的质量分数高于10- 20%。
2010-03-11 astro-ph nucl-th
Liquid-Gas Phase Transition of Supernova Matter and Its Relation to Nucleosynthesis
利用相对论平均场方法和基于碎片的统计模型研究了超新星爆炸中致密物质的液-气相变。发现该体系的沸腾温度很高（当rho_B >= 10^{-7} fm^{-3}时，T_{boil} >= 0.7 MeV），且绝热路径即使在高熵时也会穿过共存区的边界。这表明经历相变的材料可以被喷射到外部。计算了沸点附近的碎片质量和同位素分布。在rho_B = 10^{-7}、10^{-5}、10 ^{-3}和10^{-2} fm^{-3}处，铁、第一、第二和第三峰处有大量重元素形成。
2002-08-12 astro-ph nucl-th
Comparison of statistical treatments for the equation of state for core-collapse supernovae
在坍缩、反弹和随后的爆炸过程中释放出的中微子提供了有关超新星动力学的信息。中微子的光谱是由它与恒星内部区域的原子核和核子之间的弱相互作用决定的，因此中微子的光谱是由物质的组成决定的。恒星物质的组成，温度范围从$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
Nuclear Matter and its Role in Supernovae, Neutron Stars and Compact Object Binary Mergers
致密物质的状态方程在超新星现象、中子星的结构以及致密天体（中子星和黑洞）的合并中起着重要的作用。在超新星的坍缩阶段，亚核密度的状态方程控制着坍缩速率、去质子化的量，从而控制着坍缩核心的大小和反弹密度。核物质的性质特别重要的是对称能和核比热。核不可压缩性和超核状态方程起着支持作用。类似地，虽然中子星的最大质量完全取决于超核状态方程，但其他重要的结构方面对核密度下的状态方程更为敏感。中子星的半径、转动惯量和相对结合能对核对称能的行为特别敏感。中子星半径对质量的依赖关系对两颗中子星或一颗中子星与一个小质量黑洞的紧凑合并的结果有重要影响。后一个主题与本书特别相关，因为它源于25年前大卫·施拉姆（David Schramm）的辅导所引发的研究。
2000-02-09 astro-ph nucl-th
Core-collapse supernova matter: light clusters, pasta phase and phase transitions
在相对论平均场模型中研究了核心坍缩超新星物质（有限温度和固定质子分数）中的pasta相。两种不同的计算方法用于比较，分别是双相费米（TF）近似和共存相（CP）近似。还研究了在核物质中包括轻团簇的影响以及在意大利面配置和均匀物质之间发生转变的密度。最后，与有限温度Skyrme-Hartree-Fock计算进行了比较。
2015-03-30 nucl-th
Equation of state for supernova matter
本文应用动量相关的有效相互作用，给出了高密度超新星物质的物态方程。本文着重研究了在化学平衡条件下，高密度高温含轻子（电子和中微子）的核物质的物态方程。在提出的有效相互作用模型框架下，计算和分析了热效应对核物质性质和物态方程的影响。由于超新星物质的特点是由一个恒定的熵，我们也提出了等熵的情况下的热力学性质。
2009-09-21 astro-ph.SR nucl-th
Skyrme-RPA study of charged-current neutrino opacity in hot and dense supernova matter
中微子发射及其向超新星激波区的能量输运对热而密的核物质的物理性质是敏感的，由于核力引起的强关联，这是一个复杂的问题。基于Skyrme有效相互作用，采用自洽方法计算了超新星物质中电子中微子和反中微子的荷电不透明度。我们包括由于核相互作用引起的平均场能量漂移和由于RPA相关性引起的修正。一个完整的治疗完整的Skyrme相互作用，包括自旋轨道项，给出。为了测试RPA修正的效果，中微子和反中微子不透明度计算使用不同的Skyrme参数化与一些无限的物质约束。
2018-09-24 nucl-th
Light clusters, pasta phases and phase transitions in core-collapse supernova matter
在相对论平均场模型中研究了核心坍缩超新星物质（有限温度和固定质子分数）中的pasta相。三种不同的计算方法用于比较，分别是双相费米近似（TF）、共存相近似（CP）和可压缩液滴近似（CLD）。还研究了在核物质中包括轻团簇的影响以及在意大利面配置和均匀物质之间发生转变的密度。自由能，压力，熵和化学势的范围内的粒子数密度和温度预计覆盖面食区域的计算。最后，与有限温度Skyrme-Hartree-Fock计算进行了比较。
2015-04-15 nucl-th
Symmetry coefficients and incompressibility of clusterized supernova matter
采用$S$ -矩阵方法计算了不同温度下团簇化稀核物质的对称能系数、不可压缩性、单粒子势和等矢量势.计算已经扩展到了解均匀的和成团的超新星物质在亚核密度区的上述性质。比较$S$ -矩阵和平均场方法的结果揭示了我们探索的密度和温度区域的一些细微差异。
2009-06-26 astro-ph.SR nucl-th
The state of matter in simulations of core-collapse supernovae -- Reflections and recent developments
在这篇评论文章中，我们讨论了选定的发展的作用，状态方程（EOS）在模拟核心坍缩超新星。没有第一原理计算物质在超新星条件下的状态，因为涵盖了广泛的条件，在密度，温度和同位旋不对称性方面。相反，EOS模型通常用于超新星研究。这些可以分为具有本质上不同的自由度的区域：低温下的重核，轻核和重核与未结合的核子共存的非均匀核物质，以及在高密度和温度下向均匀物质的过渡。在这篇文章中，我们讨论了这些阶段，特别是他们在超新星模拟中的作用。
2018-02-08 astro-ph.HE nucl-th
Ensemble in-equivalence in supernova matter within a simple model
本文提出了一个简单的、精确可解的统计模型，用于描述与核塌缩超新星演化有关的热力学条件下的重子物质。结果表明，该模型在巨正则系综中出现了一级相变，而在正则系综中则没有。与凝聚态物理中研究的其他模型系统类似，这种系综不等价性伴随着负磁化率和与序参量共轭的密集观测量的不连续性。这种特殊的行为源于重子物质既受到短程强引力的作用，又受到长程电磁相互作用的排斥，并被电子背景部分屏蔽。因此，在恒星环境中的任何核物质的理论处理中，它都是可以预期的。超新星动力学的现象学的后果绘制。
2011-10-10 astro-ph.SR nucl-th
Light Neutral Clusters in Supernova Matter
讨论了弱束缚中性团簇，如双中子和四中子在高密度高温物质中的作用。在这样的条件下，这是核心坍缩超新星的特征，多中子的寿命可能被证明是足够长的，它们对化学成分的形成有显着的影响。的多中子结合能和其他核性能的影响的大小正在考虑的效果进行检查。
2020-03-31 astro-ph.SR nucl-th
Effects of Random Density Fluctuations on Matter-Enhanced Neutrino Flavor Transitions in Supernovae and Implications for Supernova Dynamics and Nucleosynthesis
计算了后核反弹超新星环境中随机密度涨落对双中微子味变换（$ν_{τ(μ)} \rightleftharpoons ν_e$）的影响。特别是，我们遵循数值的中微子状态传播通过随机场的密度波动的味道演变。我们研究了中微子味去极化的途径，并研究了这种现象在早期激波再加热时期和后期r-过程核合成时期的影响。我们的研究结果表明，显着的波动引起的中微子味去极化效应发生在这些环境中，只有当零级（无密度fluctautions）的中微子状态的演化包括绝热传播通过共振（质量级交叉）。在激波再加热阶段，振幅大于0.05%的局部物质密度波动的去极化效应可以导致激波后面的材料的加热速率比没有中微子味转换的情况下增加-但这对应于相对于绝热中微子转换的情况下这个数量的显着减少。如果r-过程核合成发生在超新星演化的后期阶段，那么要求的中子丰富的条件排除了中微子质量平方差和真空混合角（$δm^2,\ \sin^22θ$）的中微子味转换的参数空间的区域。我们发现，在随机波动的存在下，这个排除的区域没有显着改变，即使是随机波动的幅度为1%的本地物质密度。
1995-08-23 astro-ph hep-ph nucl-th
Supernova matter at subnuclear densities as a resonant Fermi gas: Enhancement of neutrino rates
在低能量下，核子-核子相互作用是共振的，因此超新星物质在亚核密度下与原子气体有许多相似之处，其相互作用由费什巴赫共振主导。我们计算的速率中微子过程涉及核子核子碰撞，并表明，这些都是增强的中子和质子的混合物在亚核密度由于大的散射长度。因此，中微子对韧致辐射和吸收的速率在10^{13} g cm^{-3}以下时比超新星模拟中使用的速率要大得多。
2014-09-03 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Tabulated equation of state for supernova matter including full nuclear ensemble
本文介绍了在超新星物质统计模型（SMSM）框架内计算的恒星物质性质的列表数据库。表中给出了31个重子密度值（10 $^{-8}<ρ/ρ_0<$ = 0.32，$ρ_0$ =0.15 fm $^{-3}$是正常核物质密度）、35个温度值（$0.2<T<25$ MeV）和28个电子-重子比值（$0.02<Y_e<0.56$）的化学特征和核丰度。还讨论了恒星物质在$β$ -平衡中的性质。简要概述了SMSM的主要成分，并解释了表的数据结构和内容。
2014-04-15 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Sterile neutrinos and supernova nucleosynthesis
一个轻的无菌中微子物种已被引入，以解释太阳和大气中微子的困惑和LSND实验的结果，同时提供了一个热的组成部分的暗物质。采用这个计划的中微子质量和混合，我们展示了如何增强的活动-无菌中微子转换，然后由活动-活动中微子转换可以解决强有力的中子赤字问题的r-过程与中微子加热的超新星喷出物相关的核合成模型。
1999-10-09 astro-ph hep-ph nucl-th
Chiral effective field theory description of neutrino nucleon-nucleon Bremsstrahlung in supernova matter
本文利用长波长极限下的$T$ -矩阵形式，重新讨论了超新星物质中核子-核子韧致辐射的中微子对发射率和吸收率。基于手征有效场论的两体势（$χ$ EFT），求解了包含非对角贡献的$T$ -矩阵的Lippmann-Schwinger方程.我们考虑末态泡利阻塞，因此我们的计算对任意简并度的核子都是有效的。我们还探讨了介质中的$T$矩阵的影响，并发现他们是相对较小的超新星物质。我们比较我们的结果与一π交换率，通常用于超新星模拟，并使用一个有效的壳对角$T$ -矩阵从测量的相移计算。我们估计，由于随机相位近似的多重散射效应和相关性引入小的校正上的$T$矩阵结果在欠饱和密度。提供了结构函数的数值表，可用于超新星模拟。
2019-11-23 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Energy and Angle Dependence of Neutrino Scattering Rates in Proto-Neutron Star and Supernova Matter within Skyrme RPA
本研究利用完整Skyrme RPA响应函数分析原中子星与超新星物质中中微子散射率的能量和角度依赖，证实RPA抑制散射，并揭示相互作用、中子Fermi速度及非物理超光速特征的影响。
2024-04-05 nucl-th
Neutrino-nucleon scattering in supernova matter from the virial expansion
我们推广维里方法来研究低密度下核物质的中性流中微子响应。在长波极限下，维里展开对中微子-核子散射率以及密度S_V和自旋S_A响应作出了与模型无关的预言。我们发现，即使在低密度下，S_A也从1显著降低。我们给出了一个简单的拟合S_A^f（n，T，Y_p）作为密度n，温度T和质子分数Y_p的函数，这个拟合在低密度下再现了我们的模型独立维里结果，在高密度下再现了Burrows和Sawyer无规相近似（RPA）的结果。我们的拟合可以以直接的方式纳入超新星模拟。初步的一维超新星模拟表明，在轴向响应的减少可能会提高中微子加热率的增益区在吸积阶段的核心坍缩超新星。
2016-11-16 astro-ph.HE nucl-th
Multifragmentation reactions and properties of hot stellar matter at subnuclear densities
指出了中能核碰撞和超新星爆炸热力学条件的相似性。我们表明，统计方法，这是以前已被应用于核多重碎裂反应，可以是非常有用的电中性恒星物质的描述。然后，从多重碎裂数据分析中提取的热不稳定核的性质可以用于构造一个现实的超新星物质状态方程。
2005-06-20 astro-ph nucl-ex nucl-th
Statistical Model for a Complete Supernova Equation of State
提出了一个状态方程和超新星物质组成的统计模型，重点讨论了核物质的液-气相变。它由处于核统计平衡的原子核和相互作用核子的系综组成。核子采用相对论平均场模型。原子核的质量取自基于相同原子核拉格朗日量的原子核结构计算。对于已知的核，直接使用实验数据。排除体积效应的实施在一个热力学一致的方式，使过渡到均匀的核物质在大密度可以描述。因此，该模型可以适用于所有与超新星模拟相关的密度，即ρ =10^5 - 10^15 g/cm ^3，并且有可能计算出完整的超新星EOS表。该模型允许调查壳效应的作用，这导致周围的中子幻数为低温窄峰分布。在较高的温度下，分布变得广泛。的统计处理和核分布的组合物的意义示出。我们发现，光团簇的贡献是非常重要的，只有很少的α粒子单独代表。的EOS的结果进行了系统的比较，两个常用的超新星物质模型是基于单核近似。除了组成外，一般来说，不同的EOS之间只有很小的差异，这种差异在（低密度）液-气相变线附近最明显，在那里，光和中间团簇的分布有重要的影响。讨论了该模型可能的扩展和改进。
2009-11-20 astro-ph.SR nucl-th
From multifragmentation to supernovae and neutron stars
从平均场不稳定性和平均场外结构两个方面分析了中性致密恒星物质的热力学性质。用实际的Sly230a有效相互作用计算了有限波长起伏的平均场响应。对示意性晶格汉密尔顿量的蒙特卡罗模拟显示了超出平均场的计算对于计算恒星物质相图的重要性。强调了核物质和有限核热力学的相似性和差异性。
2006-05-18 nucl-th
The equation of state and composition of hot, dense matter in core-collapse supernovae
状态方程和物质的组成计算典型的条件下，在核心坍缩超新星的预塌缩和早期坍缩阶段。的组合物的核统计平衡的假设下进行评估，当该物质被认为是一个“几乎”的理想气体，由于核的热激发的修正，自由核子简并，库仑和表面能修正。对这些修正的说明使我们能够得到密度略低于核物质密度的成分。通过与Shen等人发展的状态方程的比较，我们考察了最近大多数超新星状态方程所用的一个代表核的近似。我们发现，广泛分布在核图表的组成是不同的，取决于质量公式，而消耗量是相当接近的沈的状态方程。
2009-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Asymmetric Nuclear Light Clusters In Supernova Matter
我们探讨了在高密度坍缩恒星核心的光团的外观。特别注意的是不稳定的同位素H4，这是不包括在以前的研究。讨论了轻团簇在中微子物质相互作用速率计算中的重要性。主要结论是热力学量对化学成分的敏感性很弱。压力的变化以及由此引起的塌陷动力学的直接变化将是微小的。但是中微子加热和中子化过程的变化可能是显著的。
2018-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
A New Constraint on the Nuclear Equation of State from Statistical Distributions of Compact Remnants of Supernovae
了解物质在最高密度和温度下的行为是核物理学和相对论天体物理学中的一个主要开放问题。这种物理学通常被封装在所谓的高温核物质状态方程中，它影响着致密的双星合并、核心坍缩超新星以及更多的现象。一个这样的例子是大质量恒星核心坍缩的残余物的类型（黑洞或中子星）和质量。对于每六个候选状态方程，我们使用一个非常大的套件的球对称超新星模型，以产生一套这样的残余物的合成人口。然后，我们将这些合成人口与观察到的剩余人口进行比较。因此，我们提供了一个新的高温核物质状态方程的约束条件，并描述EOS候选人或多或少的青睐这个度量。
2022-03-27 astro-ph.HE nucl-th
Neutrino-Neutron Scattering Opacities in Supernova Matter
本文基于BHF方法计算了超新星相关密度下纯中子物质的长波长静态结构因子，提出唯象方法推导有限动量转移的静态及动态结构，并强调准确计算静态结构因子及在模拟中利用完整动态结构因子的重要性。
2024-07-28 astro-ph.SR nucl-th
Role of isospin physics in supernova matter and neutron stars
在相对论平均场模型下，我们研究了热质子中子星在超新星爆发后不久的液-气相变，以及富超子中子星的组成和结构，其中核对称能由有限核的中子皮厚度限制.对于均匀的超新星物质，随着温度的升高，中微子球内部会大量形成光团。发现液-气相变抑制了共存相中的团簇产率，并在很宽的密度范围内显著降低了中子-质子不对称性。我们发现对称能对液-气相变的边界和临界温度的影响不大，而组成对俘获中微子数和质子中子星温度的依赖性更强.在恒星致密的内部超子的影响使得整个状态方程变软。然而，中微子捕获明显延迟超子的出现，由于丰富的电子。我们还发现，更软的对称能进一步使超子的开始不太有利。讨论了具有超子和液-气相变的（原）中子星的结构。
2010-10-28 nucl-th
Nuclear Drip Line and the Composition of Supernova Matter
Variable Energy Cyclotron Centre（可变能量回旋加速器中心）；Homi Bhabha National Institute（霍米·巴巴国立研究所）
本研究在核统计平衡框架内，探究核滴线对超新星物质重子组成的影响，发现低质子分数及高密度下纳入滴线外原子核会增强极富中子轻集团形成，该效应需纳入超新星建模与核合成研究。
2026-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Tables of Hyperonic Matter Equation of State for Core-Collapse Supernovae
本文采用SU_f（3）扩展的相对论平均场（RMF）模型，给出了包含超子的核物质的物态方程，并对核塌缩超新星进行了数值模拟。本文测定了σ超子和Xi超子与σ介子的耦合常数，以拟合最近对超子产生反应的分析所提出的在核物质中的超子势深度，即U_σ（rho_0）~ +30 MeV和U_Xi（rho_0）~ -15 MeV。在低密度下，均匀物质的物态方程与Shen等人的物态方程相联系，其中有限核的形成包括在费米子-费米近似中。在本物态方程中，当考虑超子时，中子星的最大质量从2.17 Msun（Ne mu）减小到1.63 Msun（NYe mu）.在一个15 $M_\odot$星的球形绝热坍缩过程中，由于温度和密度没有达到超子混合区，超子分数大于1%（T > 40 MeV或rho_B > 0.4 fm^{-3}），超子效应很小.
2008-06-29 nucl-th
Effects of nuclear matter and composition in core-collapse supernovae and long-term proto-neutron star cooling
采用基于微观核多体框架的最新核物质状态方程，研究了热密物质对核心坍缩超新星的影响。通过与基于变分方法的状态方程的比较，我们探讨了基于Dirac Brueckner Hartree-Fock理论的状态方程的影响。我们还研究了核和核子组成的差异的影响，通过使用相同的状态方程的变分方法，但采用两种不同的处理方法在计算核丰度。我们采用这三种EOS对核心坍缩超新星进行了数值模拟。我们还对原始中子星冷却的长期演化进行了数值模拟。我们发现，不同的组成模型的影响是显着的，在那些不同的处理均匀的物质在引力坍缩，反弹，和冲击波传播。即使在物态方程计算均匀物质时采用相同的处理方法，原始中子星的冷却和由此产生的中微子发射也会受到组分差异的影响。
2022-12-09 astro-ph.HE nucl-th
Nuclear matter at high density: Phase transitions, multiquark states, and supernova outbursts
讨论了在不同温度和重子数密度下从强子物质到夸克-胶子物质的相变。对于小的和中等的密度，相变是准确地描述在框架内的场相关方法，而在高密度的预测是不太确定的，并留下空间的唯象模型。本文研究了零温高密度下多夸克态的形成。核物质的相关MQS成分可以用以前发展的夸克复合袋（QCB）的形式来描述。核子-核子散射的分波分析表明存在6个量子点，它们表现为$P$ -矩阵的极点。在QCB模型的框架下，我们建立了一个自洽的耦合方程组，描述了核物质中核子和6 QS传播子以及G矩阵。该方法提供了高密度核物质与MQS组分之间的联系，以及在核反应中观察到的累积效应，这需要在运动学上将MQS混合在核的波函数中。6 QS确定了核物质可能相变到MQS相的密度的自然尺度。这样的相变会导致新诞生的质子中子星的动力学不稳定性，并极大地影响超新星的动力学。数值模拟表明，在球对称超新星模型中，相变可能是一个很好的补救触发超新星爆发的方法。相变的一个特殊标志是中微子光变曲线中的一个额外的中微子峰。对于银河系核心坍缩的超新星来说，这样的峰值可以通过现有的中微子探测器来分辨。本文还讨论了从中微子信号的观测中提取跃迁相参数的可能性。
2010-06-04 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Light nuclei in supernova envelopes: a quasiparticle gas model
本文给出了由质量数为A \le 13的轻核组成的低密度超新星物质的物态方程和组成。我们的准粒子气体模型，其中占束缚态的衰变时间尺度大于相关的超新星和质子中子星演化的时间尺度。平均场的贡献包括在Skyrme密度泛函。氘、氚和3H（e）核在物质中的浓度远高于较重的核。我们计算了氘在这种物质中凝聚的临界温度，并证明了团簇的出现大大降低了临界温度。
2009-07-07 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Symmetry energy impact in simulations of core-collapse supernovae
我们提出了一个广泛的选择核物质状态方程（EOSs）适用于核心坍缩超新星研究的审查。这些EOS所涵盖的大量核物质性质，如对称能，导致超新星模拟的不同结果。许多目前使用的状态方程模型可以通过核实验、核多体计算和对中子星的观测来排除。特别是两个经典的超新星状态方程描述中子物质差。尽管如此，我们还是探索了它们在超新星模拟中的影响，因为它们通常用于天体物理学。它们是非常柔软和坚硬的代表性核模型。相应的超新星模拟代表了两种极端情况，例如，关于质子中子星（PNS）的致密性和激波演化。此外，在多维超新星模拟中，状态方程的差异对爆炸动力学有很大的影响。由于经典超新星EOS的极端行为，我们还包括DD 2，密度依赖耦合的相对论平均场EOS，这是令人满意的协议与许多目前的核和观测约束。这是DD2首次应用于超新星模拟，并与经典超新星状态方程进行了比较。我们发现，后者EOS在超新星模拟的整体行为之间的两个极端的经典EOS。正如在以前的研究中所指出的，我们确认的对称性能量的电子分数的影响。此外，我们发现，在反弹后的演化过程中，对称性能量变得不那么重要，相反，EOS的对称部分变得越来越占主导地位，这与获得的高温有关。此外，我们还研究了高密度夸克物质和中、低密度轻核团簇的可能影响
2014-02-05 astro-ph.HE nucl-th
Equation of state in neutron stars and supernovae
本研究围绕中子星与超新星中的物态方程展开，介绍了致密物质性质的研究方式，梳理了中子星、超新星及中子星并合中物态方程的作用，还综述了不同类型的强子-夸克转变及其特征。
2022-06-30 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
New equation of state involving Bose-Einstein condensate of antikaon for supernova and neutron star merger simulations
我们计算了一个新的包含$K^{-}$介子的玻色-爱因斯坦凝聚体的状态方程表，用于核塌缩、超新星和中子星合并的模拟。非均匀物质中的核和相互作用核子用一个包括排除体积效应的核统计平衡模型的扩展版本来描述，而高密度的均匀物质则用具有密度依赖耦合的相对论强子场论来处理。状态方程表是针对宽范围的密度（$10^{-12}$至$\sim 1$ fm $^{-3}$）、正电荷分数（0.01至0.60）和温度（0.1至158.48 MeV）生成的。研究了反K介子凝聚对不同热力学量，如每重子自由能、每重子熵、压强以及物质组成的影响。此外，本文还研究了反K介子凝聚的临界温度和物质的相图。
2020-12-18 astro-ph.HE nucl-th
Thermal properties of supernova matter: The bulk homogeneous phase
本文研究了Akmal、Pandharipande和Ravenhall的势模型状态方程的热性质。这个状态方程近似于Akmal和Pandharipande的微观模型计算，其特征是中性π介子凝聚。我们对待的大体积均匀相的同位旋不对称性范围从对称的核物质到纯中子物质和温度和密度相关的核心塌缩超新星，原中子星，和中子星合并的模拟。的状态变量的数值结果进行了比较与一个典型的Skyrme能量密度功能具有类似的性质，在核密度，但在超核密度有很大的不同。解析公式，这是适用于非相对论性的潜在的模型，如我们正在考虑的状态方程，推导出所有的状态变量和它们的热力学导数。我们的工作的一个亮点是它的重点是热响应函数的退化和非退化的情况下，允许检查的数值计算任意退化。这些功能是敏感的中子和质子的密度依赖的有效质量，这决定了在所有制度的简并的热性能。我们发展了“热不对称自由能”，并建立了它与更常用的核对称能的关系。我们还探讨了超核密度和温度下的π凝聚体的作用。作为重子密度、组成（即，质子分数）和温度，它们适用于超新星和中子星的天体物理模拟。
2014-02-25 astro-ph.SR nucl-th
Muon Creation in Supernova Matter Facilitates Neutrino-driven Explosions
由于高的电子化学势和高温，新生中子星（NS）中可以产生μ子。由于它们相对较低的丰度相比，电子，它们的作用迄今被忽略在恒星核心坍缩和NS形成的数值模拟。然而，μ子的出现软化了NS状态方程，触发了更快的NS收缩，从而导致更高的亮度和发射中微子的平均能量。这加强了中微子对激波后的加热，并可以通过中微子驱动机制促进爆炸。
2017-11-17 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Nuclei in Core-Collapse Supernovae Engine
本文综述了用于核塌缩超新星模拟的核状态方程和核塌缩超新星的组成核及其在核塌缩超新星模拟中的作用。各种核，如氘，铁和极富中子的核组成了CCSNe的中央引擎。坍缩核的中心在发生核反弹之前是由富中子重核控制的。它们之间的弱相互作用显著影响中微子的发射和产生的原中子星的大小。在核心反弹之后，在膨胀的冲击波和新形成的中子星（NS）之间，重核溶解成质子、中子和轻核。在确定冲击波动力学和超新星爆炸的外层信封的一些关键组成部分是中微子相互作用的核子和轻核，如氘。状态方程提供了材料性质和核组成之间的关系，并且需要模拟这种爆炸。对均匀和非均匀核物质的进一步研究有助于加深对CCSNe机制和超新星核性质的理解。均匀核物质物态方程的知识正通过微观计算、地面实验和NS观测的结合而不断得到改进。结合各种核实验和现有理论，认为在非均匀核物质状态方程模型中，重核的有限温度效应、稀核物质中轻核的形成以及向均匀核物质的转变等问题还有待改进。
2022-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Estimating amplitude of matter density fluctuations in solar and supernova models using neutrino flavor evolution
University of Wisconsin: Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；New York Institute of Technology（纽约理工学院）；Reed College（里德学院）
本研究应用统计数据同化框架，结合太阳与核心坍缩超新星的中微子味演化简化模型，成功提取两类场景下物质密度涨落振幅信息，在太阳案例中可靠性更高，高涨落振幅下方法同样有效。
2026-07-31 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Equations of state for supernovae and compact stars
我们回顾了致密物质状态方程的各种理论方法，这些方法与核心坍缩超新星、致密星和致密星合并的描述有关。重点放在适用于所有这些情况的模型上。这样的EoS模型必须涵盖重子数密度、温度和同位旋不对称性的大范围。在这些范围内，物质的特性发生了巨大的变化，从核子，原子核和电子的混合物到均匀的，强烈相互作用的物质，包含核子，以及可能的其他粒子，如超子或夸克。由于EoS的发展需要来自多个方向的共同努力，我们考虑不同的理论方法，并讨论相关的实验和观测约束，为未来的研究提供见解。最后，从所讨论的EoS模型的应用结果进行了总结。
2016-10-11 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Neutrino non-radiative decay in matter: constraints and prospects
本研究利用SN1987A数据推导中微子-Majoron耦合新约束，结合未来探测器与超新星模拟给出耦合约束展望，并首次指出物质中中微子衰变对漫射超新星中微子背景的黑洞贡献有显著影响。
2025-07-29 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
