Heavy element nucleosynthesis in a collapsar
我们研究了在类星体中重元素的合成。我们已经计算了详细的组成磁驱动射流喷出的一个恒星，这是基于长期的，磁流体动力学模拟的快速旋转的大质量恒星的40 Msun在核心崩溃。我们使用两个大的核反应网络，通过射流产生阶段，从坍缩阶段到喷射阶段，跟踪大约4000种核素的丰度的演变。我们发现r-过程在喷流中成功地进行，因此当先驱体具有10^{12} G的大磁场和快速旋转的核时，U和Th被大量合成。喷流内部的反射模式与太阳系中的r元素相似。重富中子核\sim 0.01 Msun可以从这颗恒星中喷射出来。详细的丰度取决于质量模型的核性质，β衰变率和裂变，中子滴线附近的核。此外，我们发现，p-核产生没有种子核：不仅轻p-核，如Se 74，Kr 78，Sr 84，和Mo 92，但也重p-核，In 113，Sn 115，和La 138，可以大量合成的射流。喷出物中p核的数量比核心坍缩超新星（SNe）中的要多得多。特别地，在喷出物中显著地产生SNe中缺乏的Mo 92、In 113、Sn 115和La 138。
2006-02-21 astro-ph
GRMHD Simulations of Disk/Jet Systems: Application to the Inner Engines of Collapsars
我们对Kerr黑洞吸积盘自洽发射的喷流进行了二维和三维的广义相对论磁流体动力学模拟，并将模拟结果应用于伽马射线暴的Eksar模型的内部引擎。吸积流在盘/喷流系统的轴向漏斗区域发射高能喷流，以及大量的日冕风。喷流的特征是极热的超相对论气体的结状结构;这些结中的气体在内部发动机附近以中等速度开始，并通过轴向漏斗中的洛伦兹力加速到超相对论速度（洛伦兹因子为50或更高）。喷流速度的增加发生在从内部发动机延伸到至少几百个重力半径的加速区中。喷流的整体能量与自旋密切相关，高自旋黑洞产生最高的能量和质量通量。此外，在高自旋黑洞中，超相对论流出物在黑洞的几百个引力半径内是圆柱形准直的，而在零自旋情况下，喷流保持约16度的恒定张开角。模拟还显示，日冕风虽然比喷流慢得多，也冷得多，但也携带了大量的质量和能量。当模拟数据按比例缩放到一颗恒星的物理尺寸时，喷流的运行时间从0.1秒到1.4秒不等，直到吸积盘耗尽，将$10^{48}$输送到$10^{49}$ erg。
2005-05-05 astro-ph
Relativistic Jets in Collapsars
我们研究了二维相对论喷流在伽马射线暴的Eksar模型中通过恒星祖先的传播。与以前的研究一致，我们发现，相对论性喷流准直通过恒星地幔的通道。这些喷流与恒星和它们自己的茧的相互作用也会导致混合，偶尔会使流动减速。我们推测，这种混合不稳定性是主要负责变量洛伦兹因子需要在内部冲击模型和复杂的光变曲线中看到的许多伽玛暴。在研究的所有情况下，喷流在短暂的绝热膨胀后在恒星内部深处受到冲击。因此，最终从恒星中喷出的喷流有一个中等的洛伦兹因子，由混合调制，和一个非常大的内能。在第二系列的计算中，我们跟踪这种喷流的逃逸。由于射流和其茧中的内能与动能的比率很大，最终射流的张开角明显大于断裂时的张开角。少量的物质以大角度出现，但洛伦兹因子仍然足够大，足以产生弱伽玛暴。这使我们提出了一个“统一模型”，其中各种高能量的瞬变，从X射线闪光到“经典”的伽玛暴，可以看到取决于在标准的伽玛射线暴观察的角度。我们还推测，一个相对论性喷流的爆发和它与恒星风的碰撞将产生一个短暂的瞬态性质类似的类“短硬”伽玛暴。我们的计算伽玛射线暴的光变曲线，亮度变率关系，和GRB超新星协会的影响进行了讨论。（节录）
2003-01-15 astro-ph
Central engines of Gamma Ray Bursts. Magnetic mechanism in the collapsar model
在这项研究中，我们探讨的磁机制的超超新星和相对论喷流的长时间伽马射线暴内的恒星的情况。这是我们早期工作的延伸[1]。我们使用轴对称的广义相对论磁流体动力学代码，利用一个现实的状态方程，并考虑到冷却与中微子的发射和能量损失，由于原子核的解离跟踪到一个旋转的中央黑洞的大规模旋转恒星的崩溃。中微子加热不包括在内。我们描述了不同的黑洞旋转，质量吸积率，和祖先的磁场强度的解决方案。其中一些表现出强烈的爆炸驱动的坡印廷占主导地位的喷流的功率高达$12\times10^{51} {erg s}^{-1}$。这些喷流来自黑洞，并通过Blandford-Znajek机制提供动力。导出了爆炸的临时判据。可从http://www.maths.leeds.ac.uk/~serguei/research/movies/anim.html下载大量模拟影片
2008-09-08 astro-ph
On the Progenitors of Collapsars
我们研究的恒星，可能是共同的（长软）伽玛暴的祖先的演变。裸旋转氦星，假定已经失去了他们的信封，由于风或同伴，从中央氦点燃，以铁核心崩溃。包括通过非磁性过程和质量损失对角动量传输的实际估计（Heger，Langer和Woosley 2000），仍然能够在末端产生具有足够角动量的坍缩物体，以形成离心支撑的盘，即，来驱动一台发动机然而，包括目前的估计的磁矩（Spruit 2002）的结果太小的角动量的双星。
2002-06-01 astro-ph
Stability analysis of relativistic jets from collapsars and its implications on the short-term variability of gamma-ray bursts
我们考虑了大质量母源坍缩过程中形成的相对论喷流的横向结构和稳定性。我们的数值模拟表明，在这样的射流的体积速度的强剪切的存在下。这种剪切可以负责一个非常迅速的剪切驱动的不稳定性，出现任何速度剖面。数值模拟和理论分析都证实了这一结论。不稳定性导致主要流体动力学参数（密度、压力、洛伦兹因子等）的快速波动。然而，密度的扰动是有效地解耦的压力，因为束的射流是辐射为主。不稳定性的特征增长时间比射流的寿命短得多，因此，可能导致完全湍流束。在非线性演化的过程中，这些波动可能会产生内部冲击，可以随机分布在射流中。在极端相对论外流中的内部激波是观测到的伽马射线暴现象的原因的情况下，所提出的不稳定性可以很好地解释伽玛射线光变曲线的短时间变化，短到毫秒。
2002-09-27 astro-ph
What is the optimum stellar rotation rate for a collapsar?
我们认为低角动量，中微子冷却吸积流到新生的黑洞的背景下，长伽马射线暴的Bracksar模型，并发现一个相当大的能量释放的旋转速率低于通常认为。当赤道角动量为l0 ~ 2 Rgc（Rg为史瓦西半径）时，引力结合能转化为辐射的效率最大.
2007-03-01 astro-ph
The Proto-neutron Star Phase of the Collapsar Model and the Route to Long-soft Gamma-ray Bursts and Hypernovae
最近的恒星演化计算的低金属丰度大质量快速旋转的主序星产生铁的核心在崩溃赋予高角动量。高角动量和黑洞的形成被认为是长软伽马射线暴（GRB）的Eksar模型的关键组成部分。在这里，我们提出了2D多组，通量限制扩散MHD模拟的崩溃，反弹，并立即反弹后阶段的35 Msun的Woosley & Heger的候选人模型。我们发现，磁旋转不稳定性（MRI）的毫秒周期中子星，磁驱动的爆炸englomerate在原中子星阶段，在重子加载的非相对论性喷流的形式，并没有形成的黑洞，中央的Eksar模型的表面层的微分旋转。巧合的是，尽管围绕恒星质量损失、角动量输运、磁场和磁共振成像的不确定性很大，但目前的低金属丰度化学均匀演化模型产生了具有铁核的大质量恒星，这些恒星可能有太多的角动量，无法避免在反弹后立即发生磁驱动的超超新星爆炸。我们推测，在铁的核心快速旋转可能会抑制，而不是使，双星的形成，这需要一个大的角动量不是在核心，但以上it. Variations在大质量恒星的角动量分布在核心坍缩可能解释的多样性Ic型超新星/hypernovae和他们可能与伽玛暴。一个推论可能是，通过角动量分布对磁场放大的影响，而不是原始质量来区分这些结果。
2007-12-06 astro-ph
Collapsar Uncorking and Jet Eruption in GRB
我们表明，伽马射线暴的Eksar模型的结果在一系列连续的冲击波和稀疏波传播的“软木塞”的恒星物质被推到前面的喷流，因为它出现在大规模的恒星祖。这些冲击导致了一系列特征性的，越来越短和更硬的热X射线脉冲，以及非热伽马射线脉冲，这些脉冲先于通常的非热MeV伽马射线。我们认为喷流逃离紧凑（CO或He矮星）和蓝超巨星恒星的祖先。脉冲的周期、能量密度和硬度可以用来判断这颗恒星的外层的大小和密度。
2002-10-11 astro-ph
Supernovae, Jets, and Collapsars
我们考虑超新星爆炸和可能产生的各种高能量瞬变延迟黑洞形成的大质量恒星旋转赋予。在通常的中微子动力机制“成功”发射一次冲击之后，恒星的内层向外移动，但缺乏足够的能量将所有物质喷射到中子星外部。在几分钟到几小时的时间里，大约0.1到5个太阳质量的质量会落回坍缩的残骸中，通常会把它变成一个黑洞，并形成一个吸积盘。吸积速率约为每秒0.001至0.01太阳质量，不足以产生中微子湮灭介导的喷流，但类似于磁流体动力学（MHD）模型中对伽马射线暴（GRB）的描述。因此，我们考虑在已经处于爆炸过程中的恒星中由“回落”形成的喷流的影响。我们证明参数化的喷流功率作为一个常数乘以质量吸积率，$ε\dot {\rm M} c^2$，并探讨的后果$ε$ = 0.001和0.01。在超巨星中，冲击爆发产生明亮的x射线瞬变，这可能是模型的诊断。回落产生的喷流应该比黑洞迅速形成的喷流更频繁，可能为宇宙中最常见的伽马射线瞬变形式提供动力，尽管这不是BATSE迄今为止看到的最常见形式。这些仍然归因于黑洞的迅速形成，但迄今为止观测到的伽玛暴的不同能量可能主要反映了恒星内部喷流的可变准直性，以及由此产生的相对论性喷出物的高度可变比例。实际上，这些事件可能都具有接近10 $^{52}$ erg的共同总能量。
1999-10-02 astro-ph
Collapsars in Three Dimensions
我们提出的直接崩溃到一个旋转的，60太阳质量，零金属，人口III星的黑洞的三维模拟结果。由于这颗恒星的结构（角动量、密度和温度分布）与许多半人马座伽马射线暴的祖先相似，这些计算的意义超出了第三星族恒星的命运。这些模拟提供了第一个三维的外观在一个现实的Bracksar祖，结果是非常不同的，从任何以前的二维计算。如果先驱体的角动量很高，坍缩核心的非轴对称不稳定性会导致螺旋结构的形成，这些结构会形成后来的外流。这些外流是由粘性加热和低效的中微子冷却之间的不平衡驱动的，最终发展成1e52 erg爆炸。如果没有磁场，这种坍缩不会产生相对论性喷流，但爆炸确实是一颗超新星。最后，我们讨论了这种计算的影响爆炸，核合成，中微子流量和引力波发射的大质量恒星的崩溃。
2006-08-01 astro-ph
Low angular momentum accretion in the collapsar: how long can a long GRB be?
伽玛射线暴（GRBs）是伽玛射线暴的一个重要组成部分。在这种情况下，伽马射线暴被认为是由通过旋转支撑环面的吸积或紧凑物体的快速旋转提供动力。在这两种情况下，祖先恒星的旋转是关键属性之一，因为它必须足够高，以形成环面，致密物体旋转非常快，或者两者兼而有之。在这里，我们检查什么样的旋转属性的祖先星必须有，以维持环面吸积在相对较长的活动期间，在大多数伽玛射线暴中观察到的。我们表明，简单的，经常被引用的，可用于环面形成的总质量的估计，因此，伽玛暴的持续时间只是上限。我们修改这些估计，考虑到长期的影响，作为紧凑的对象吸积的最小特定的角动量所需的环面形成增加。这反过来又导致了一个较小的恒星信封的一部分，可以形成一个环面。我们证明，这种效应可以导致一个显着的，一个magnudute的顺序，减少的总能量和总持续时间的伽玛暴事件。这当然可以通过假设祖先恒星的旋转速度比我们假设的更快来缓解。然而，与观测和理论限制相比，我们假设的旋转已经很高了。我们还讨论了我们的结果的影响。
2007-11-30 astro-ph
Gamma Ray Burst Production and Supernova Signatures in Slowly Rotating Collapsars
我们认为吸积到新生的黑洞的旋转大质量的恒星核心崩溃后，在离心支撑的磁盘让位于近径向流入低角动量的阈值。对于取自超新星前（pre-SN）演化计算的实际初始条件，所涉及的密度和温度需要使用详细的状态方程和中微子冷却过程，以及对广义相对论影响的定性考虑。通过二维动力学计算，我们展示了如何的能量释放的影响的旋转速率和角动量运输的强度，从而产生定性不同的解决方案的限制，高和低的角动量，每个都能够供电的伽马射线暴（GRB）。我们探讨了在这两个制度中产生Fe族元素的可能性，并建议，虽然大型和大规模的离心支撑盘能够驱动强大的外流与可能的SN样签名，准径向流缺乏这样的功能，并可能产生GRB没有这样的伴随功能，如GRB 060505。
2009-03-04 astro-ph
Collapsars - Gamma-Ray Bursts and Explosions in "Failed Supernovae"
使用二维流体动力学代码（PROMETHEUS），我们研究了旋转的大质量氦星的持续演化，其铁核塌缩没有产生成功的传出冲击，而是形成了一个黑洞。我们研究了盘的形成、相关的流动模式以及盘粘性参数α ~ 0.001和0.1的吸积率。对于标准的14太阳质量模型，15秒的平均吸积速率为每秒0.07太阳质量，中微子湮灭沿旋转轴沉积的总能量为（1 - 14）x 10**51 erg，这取决于克尔参数的演变和不确定的中微子效率。在极地地区模拟这种能量的沉积导致了强烈的相对论性外流-喷流射到大约1.5%的天空。喷流仍然高度集中，并能够在5 - 10秒内穿透恒星。在喷流突破恒星表面后，高度相对论性的流动就开始了。由于物质抛射和喷流对吸积率、角动量和盘粘性的敏感性，以及观测结果随视角的变化，从明亮的GRB 971214到微弱的GRB超新星SN 1998 bw，都可能出现大范围的结果。当喷流第一次从恒星中爆发出来时，X射线的前兆也是可能的。虽然只有一小部分超新星会产生伽玛暴，但我们预测所有超过几秒的伽玛暴都会产生类似于SN 1998 bw的超新星。然而，在这个模型中，短于几秒的坚硬、高能伽玛暴将很难制造。
1998-10-19 astro-ph
Explosive Nucleosynthesis in GRB Jets Accompanied by Hypernovae
利用MacFadyen和Woosley（1999）的模型，进行了一个二维的流体动力学模拟，研究了一颗星的爆炸核合成。结果表明，当爆发持续时间为\sim 10秒时（这被认为是典型的爆发时间尺度），喷流中产生的~（56）Ni不足以解释观测到的超新星数量。即使合成了相当数量的56 Ni，如果所有的爆炸能量最初沉积，喷流的开口角变得太宽，在这种情况下，实现高度相对论的流出和伽马射线暴。从这些结果可以得出结论，在与伽玛暴有关的超新星中，56 Ni的起源不是喷流中的爆炸核合成。我们认为起源于吸积盘中的爆炸核合成的观点更有希望。我们还表明，爆炸成为双极自然由于变形的祖细胞的影响。这一事实表明，在吸积盘中合成并作为流出物输送的56 Ni被吹向旋转轴，这将解释SN 1998 bw的线特征和SN 2003 jd的双峰线特征。喷流中56 Ni衰变产生的一部分γ射线线将出现而不会损失其能量，因为只要喷流是相对论性流，喷流就会在大量56 Ni衰变之前变得光学薄。我们发现，丰富的原子核的质量数\sim 40在喷出物中的能量沉积率敏感地依赖于。因此，可以通过对贫金属星化学成分的观测来确定哪一种模型才是伴随着超新星的伽马射线暴的合适模型。
2006-05-11 astro-ph
Collapsars, Gamma-Ray Bursts, and Supernovae
当一个黑洞经历了一个盘的非常快速的吸积时，由于一个被赋予旋转的大质量前超新星恒星的不完全爆炸，各种各样的现象都是可能的。在最极端的情况下，在旋转的氦星、黑洞和吸积盘形式中，传出的激波迅速失效，并产生强烈的伽马射线暴（GRB）。然而，也可能有更常见的情况下，黑洞形成后，从几十秒到几个小时的延迟约0.1至5个太阳质量回落到崩溃的残骸后，温和的成功超新星爆炸。在那里，经常被用来产生伽马射线暴的同样的磁流体动力学机制也会在已经处于爆炸过程中的恒星中产生喷流。超新星爆发前的恒星可能是沃尔夫-拉叶星或红或蓝超巨星。喷流的准直度也会因初始压力的不同而不同，因为“热”喷流会倾向于发散，并与恒星的其他部分分享能量。从这些情况中，人们可以预期不同的结果，从具有大范围能量和持续时间的伽马射线暴到具有弱伽马射线暴的不对称高能超新星。SN 1998 bw可能是一颗恒星的爆炸，其回落产生了一个黑洞和一个比即时形成的黑洞更不准直的喷流。
1999-09-02 astro-ph
Microquasars as sources of high energy phenomena
相对论流出是吸积黑洞中的一种常见现象。尽管在尺度上有巨大的差异，吸积恒星质量的黑洞（X射线双星）和超大质量的黑洞产生的喷流具有相似的物理性质。在这里，我回顾了微类星体作为相对论喷流，伽马射线，宇宙射线和高能中微子的来源。
2002-11-05 astro-ph
Accretion modes in collapsars - prospects for GRB production
我们探讨低角动量吸积流到黑洞后形成的大质量恒星核心崩溃。特别是，我们认为准球形下降到恒星质量的黑洞在超临界制度，其中的吸积率是在0.001 - 0.5太阳质量每秒和中微子占主导地位的冷却气体的状态。以前的研究假设，为了使黑洞切换到发光状态，需要满足条件l >> r_g c，其中l是下落气体的比轨道角动量，r_g是Schwarszchild半径。我们认为，当黑洞周围的超吸积恒星质量盘的角动量刚好超过盘形成的阈值l ~ 2 rgc时，其中的流动很可能过渡到高辐射态。在l位于r_g c和2 r_g c之间的范围内，由于广义相对论效应，气体迅速螺旋进入黑洞，而不需要任何水平粘性应力的帮助，形成矮盘。对于l大于2 r_g c的高旋转速率，亮度由黑洞周围的大的、热的赤道气泡提供。在l ~ 2 rgc处获得了最高的中微子光度，并且该角动量值也产生了最高能量的中微子，从而也产生了最高的能量沉积率。考虑到l的范围，我们认为，只要l大于2 r_g c，低角动量核实际上可能更适合于在超新星和伽马射线暴中产生中微子驱动的爆炸。
2006-01-09 astro-ph
Collapsars
讨论了由黑洞吸积提供动力的各种恒星爆炸。所有这些都涉及到中微子能量沉积未能引发强烈的超新星爆炸。决定产生的高能瞬变类型的一个关键量是发动机工作时间$\rm t_{engine}$与爆炸从恒星表面爆发的时间$\rm t_{bo}$之比。具有足够角动量的恒星在它们的中心会产生“黑洞”--通过圆盘快速吸积的黑洞。坍缩可以发生在半径范围很广的恒星中，这取决于坍缩前质量损失的大小。恒星半径和喷流的性质决定了爆炸的聚束程度。在某些情况下，恒星的包层可以将爆炸聚焦到狭窄的光束角度。重子负载的各种模型的经典伽玛暴形成的大质量恒星的检查和后果进行了探讨。对于$\rm t_{engine} > t_{bo}$，高度相对论外流是可能的，并可以产生经典的伽玛暴伴随着超新星。在其他情况下，超高能，不对称的超新星产生。较长的伽玛暴（$t \gtaprx 100 \s$）可以通过弱中微子驱动的超新星爆炸后的回落产生。
2000-01-23 astro-ph
Low-Luminosity GRB 060218: A Collapsar Jet from a Neutron Star, Leaving a Magnetar as a Remnant?
伽马射线暴（GRB）060218的亮度比典型的长GRB低10^5倍，与超新星（SN）有关。射电余辉显示没有喷流中断，因此这种爆发可能是由扫过恒星表面的SN激波产生的轻微相对论性球形外流引起的。由于这个模型在能量上是困难的，我们建议无线电余辉是由最初准直流出（喷流）的非相对论相位产生的。我们的喷流模型是由SN分量中的光学线性偏振检测支持的。我们还分析表明，喷流可以穿透祖星。我们分析了这次爆发的瞬发观测数据，得到了一条平滑的幂律光变曲线，其持续时间可能超过10^6秒。这种行为与典型伽玛暴X射线耀斑的长间歇活动形成对比，这意味着这种爆发的中心引擎不同于典型伽玛暴。这一论点与对这次爆发的SN分量的分析是一致的，这表明祖先星的质量较小，坍缩成中子星而不是黑洞。这种低光度伽玛暴的准直校正事件率估计比典型的长伽玛暴高10倍左右，它们可能形成不同的伽玛暴种群：低光度伽玛暴是由大质量恒星坍缩时来自中子星的轻度相对论喷流产生的，而典型的长伽玛暴是由来自黑洞的高度相对论喷流产生的。我们认为GRB 060218的中心发动机是一颗脉冲星（或磁星），其初始自转周期P0 ~ 10 ms，磁场磁场B ~ 10 ^16 G.将来可能会观测到磁星的巨大耀斑。
2007-01-08 astro-ph
General Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of Collapsars: Rotating Black Hole Cases
我们对含旋转黑洞的类星体进行了2.5维广义相对论磁流体动力学（MHD）模拟。本文是我们以前的论文（Mizuno et al. 2004）的扩展。目前的计算集中在黑洞旋转的影响，使用广义相对论MHD与简化的微观物理。最初，我们假设这颗恒星的核心坍缩失败了。在计算中手工插入了几个太阳质量的旋转黑洞。我们考虑两种情况下，同向旋转的情况下和反向旋转的情况下，相对于黑洞旋转。虽然反向旋转的情况下，可能是不现实的，我们作为一个最大的磁场拖动的情况下执行。模拟结果表明，在中心黑洞附近形成了盘状结构，并产生了类似喷流的外流。射流状流出物随着扭曲的磁场向外传播并变得准直。我们发现，射流的产生和加速主要是由磁场。旋转黑洞情况下的总喷流速度与非旋转黑洞情况下的喷流速度相当（Mizuno et al. 2004），为0.3c。当黑洞旋转较快时，由于标架拖曳效应，磁场会发生强烈扭曲。由扭转磁场存储的磁能被直接转换成射流的动能，而不是作为阿尔芬波传播。因此，当黑洞的旋转变快时，喷流的极向速度也变快。在快速旋转的黑洞情况下，即使没有恒星旋转，也只有通过磁场的扭曲，才能通过标架拖曳效应产生类喷流。
2004-04-07 astro-ph
Features of Nucleosynthesis and Neutrino Emission from Collapsars
在这项研究中，我们提出了两个指标，将反映之间的差异，并正常的中微子驱动的超新星。它们是爆炸性核合成和中微子发射的产物。在Bracksar模型中，人们很自然地认为爆炸性核合成的产物取决于天顶角，因为为了产生火球，系统变得高度不对称。我们还考虑了位于银河系附近的HNR的可探测性。结果，HNR的数量估计为5个$\times$（$10^2$ - $10^{-3}$），其化学组成可以空间分辨。使用乐观的估计，更多的HNR将被发现，这将是可能的化学组成的统计讨论。至于中微子的能谱，它们没有热化，因为吸积盘的密度比中子星的密度低得多。超超新星产生的（反）电子中微子的能谱主要取决于电子（正电子）对自由质子（中子）的俘获过程。同时指出，在超新星的情况下，由于发射区的密度较低，高能尾并没有被甩出。超新星中微子的总能量依赖于大量的物理参数，如总吸积质量和质量吸积率，这与通常的中微子驱动超新星的情况完全相反。因此，中微子的总能量在中微子星之间会有很大的变化。在SN 1998 bw的情况下，我们认为赤道面附近的物质可能从系统中喷射出来，从而形成相对较弱的喷流和微弱的GRB 980425。
2000-07-31 astro-ph hep-ph
Gamma-Ray Bursts from tidally spun-up Wolf-Rayet stars?
Bracksar模型需要快速旋转的沃尔夫-拉叶星作为长伽马射线暴的祖先。然而，沃尔夫-拉叶星由于其强烈的恒星风而迅速失去角动量。我们研究了在一个双星系统中，沃尔夫-拉叶星与致密天体的潮汐相互作用是否能使沃尔夫-拉叶星旋转到足以产生一个双星。我们计算了密切的沃尔夫-拉叶双星的演化，包括潮汐角动量交换，微分旋转的沃尔夫-拉叶星，内部磁场，恒星风的质量损失，和质量转移。沃尔夫-拉叶伴星近似为一个质点。然后，我们采用人口合成代码来推断各种相关的二进制进化通道的发生率。我们发现，简单的情况-即，沃尔夫-拉叶星被潮汐旋转并产生一颗恒星--在太阳金属丰度时不会发生，只有在低金属丰度时才可能以低概率发生。它受限于由强烈的沃尔夫-拉叶风引起的双星轨道加宽，或者沃尔夫-拉叶星的半径演化，这通常会导致双星合并。潮汐效应提高了沃尔夫-拉叶星与黑洞的合并率，使其与长伽马射线暴的发生率相当。
2008-03-31 astro-ph
Universal GRB jets from jet-cocoon interaction in massive stars
我们考虑了相对论性喷流在大质量致密恒星表面爆发后随时间的演化，正如伽马射线暴的Bracksar模型所设想的那样。在爆发时，喷流被其热茧的压力紧紧地准直，这是在喷流穿越恒星时产生的。破茧后，蚕茧压力下降，射流向自然张开角扩展。我们表明，不断发展的开放角度的射流产生分层的总能量与离轴角，从而在一个普遍的形态。角结构在很大程度上与初始光束模式无关，仅取决于中央引擎的光度。在能量释放恒定的最小假设下，我们重现了解释余辉观测所需的θ ^{-2}分布。
2005-04-11 astro-ph
Binary Merger Progenitors for Gamma-Ray Bursts and Hypernovae
作为伽马射线暴和超新星背后引擎的主要模型，超新星模型要求恒星坍缩形成黑洞，黑洞周围是由高角动量物质组成的吸积盘。然而，目前最好的恒星理论模型，在恒星的核心没有保留足够的角动量来形成一个离心支撑的圆盘。在本文中，我们提出的第一个计算的氦星/氦星合并的祖先的Bracksar模型。这些先驱者在双星系统的共同包层内旋阶段引发了两个氦核的合并。我们发现，在某些情况下，合并可以产生旋转速度比单个恒星快3-10倍的核心。He-星/He-星伽马射线暴的祖先有一个非常不同的红移分布比他们的单星伽马射线暴的祖先，我们讨论了如何伽马射线暴观测可以约束这些祖先。
2004-12-01 astro-ph
Evolution of rapidly rotating metal-poor massive stars towards gamma-ray bursts
最新的旋转大质量恒星模型（包括磁场）证明，单个恒星的核心很难保持足够的角动量来产生一个双星和伽马射线暴。在低金属丰度时，即使是非常大质量的恒星，由于恒星风的微弱，也可能保留大量的氢包层，这对双星系统模型构成了额外的障碍。在这里，我们考虑的大质量，磁性恒星的快速旋转诱导几乎化学均匀的演变。我们发现，在这种情况下，如果金属丰度足够小，则很容易满足氦星模型的要求：1）快速旋转的氦星形成时不需要去除氢包层，避免了质量损失引起的自旋下降。2)从氦核到氢包层的角动量输运是由磁矩引起的。我们证明了这一点，通过计算各种金属丰度的大质量恒星的演化模型，并根据目前提出的质量损失率推导出这种情况下的金属丰度上限。我们的模型还表明，存在一个较低的CO核心质量限制约10 Msun -这涉及到我们的情况下，只有约20 Msun的初始质量-GRB生产。我们认为，考虑伽玛射线暴祖通道的相对重要性相比，任何通道相关的双星，可能会增加减少金属丰度，这个通道可能是伽玛射线暴从第一恒星的主要路径。
2005-08-10 astro-ph
Three routes to jet collimation by the Balbus-Hawley magnetorotational instability
最近，三种完全不同的工作路线得出了这样的结论，即磁旋转不稳定性（MRI）可能会产生一种使射流准直的环向应力。一个论点是基于这样的考虑，即磁流体动力学湍流，一般来说，特别是由MRI驱动的湍流，更接近粘弹性而不是粘性。另一个论点是基于分散关系的MRI在1D模拟核心崩溃的背景下。然而，第三个论点在于直接数值磁流体动力学模拟的结果，巨星系和厚吸积流。我详细阐述了我以前的工作，关于上述第一个论点，我简要地讨论了这三组结果是如何相互关联的。我还讨论了不同的角色所发挥的磁张力和磁压力的范围内这项工作。我指出，这导致考虑环向应力和径向应力之间的法向应力差，而不是只关注环向应力本身。此外，我认为，厚吸积流的模拟，并不自洽，如果它们包括一个MRI引起的粘性应力的现象学模型，但忽略这些其他MRI引起的应力分量。我简要地评论了RHESSI对伽马射线暴GRB 0212206的偏振观测。我认为这种极化与纠缠场是一致的，并且不需要大规模有组织的场。最后，我建议，磁场在创造喷流的作用，如这里所描述的，不应该被理解为在喷流的磁离心模型的范围内工作，而是作为它们的替代。
2005-06-09 astro-ph
Numerical Study on GRB-Jet Formation in Collapsars
利用ZEUS-2D程序对产生伽玛暴喷流的双星系统进行了二维磁流体动力学模拟，考虑了真实的物态方程、中微子冷却和加热过程、磁场、中心黑洞的引力和自引力.研究发现，中微子加热过程对喷流的产生并不十分有效。研究还发现，喷流的发射主要是由B_∞场引起的，而B_∞场又被卷紧效应放大。然而，由于喷流中总能量相对于静止质量能量的比率不高达几百，我们得出结论，在这项研究中看到的喷流不是伽玛暴喷流。这一结果表明，广义相对论效应，这是不包括在这项研究中，将是重要的产生伽玛射线暴喷流。此外，吸积盘与磁场可能仍然发挥重要作用，发射伽玛射线暴喷流，虽然模拟更长的物理时间（\sim 10-100秒），需要确认这种效果。结果表明，在吸积盘中合成了大量的~（56）Ni。因此，吸积盘有可能提供足够量的56 Ni来解释超新星的亮度。此外，它表明，由于电子捕获与每个重子的高熵的富中子物质是沿极轴喷射。此外，还发现由于v_e在该区域的捕获，黑洞附近极轴周围的电子分数大于0.5。因此，在这些区域有可能发生r-过程和r/p-过程核合成。最后，许多中子将从喷流中喷射出来，这表明来自中子衰变的信号可以作为余辉或伽马射线的延迟碰撞来观察。
2006-12-23 astro-ph
Relativistic Jets from Accretion Disks
观测到的许多致密吸积物体发出的喷流可能是由于穿过差动旋转的吸积盘的磁场的扭曲而产生的，该磁场的作用是从吸积盘磁性地提取角动量和能量。已经讨论了两个主要的制度，磁流体射流，它具有显着的质量通量，并具有能量和角动量进行的物质和电磁场和，坡印亭射流，其中的质量通量是小的和能量和角动量进行主要由电磁场。在这里，我们描述了最近的理论工作的形成相对论坡印亭喷流从磁化吸积盘。此外，我们描述了新的相对论，全电磁，粒子在细胞模拟形成的射流从吸积盘。模拟Z箍缩实验可能有助于理解天体物理喷流的起源。
2004-09-17 astro-ph
The Apparent "Angular Size - Frequency" Dependence in ~3000 Parsec-scale Extragalactic Jets
VLBI可见度函数振幅的上包络线通常代表河外射电源最紧凑的结构模式，特别是“核心喷流”形态。通过将包络线拟合到一个圆形高斯模型中，在~3000秒差距尺度的核心喷流结构中，我们发现，表观角尺寸显示出显着的幂律依赖于观测频率（幂指数n = -0.95 pm 0.37）。这种依赖性很可能是由非均匀射流中的同步自吸收引起的，而不是自由-自由吸收（n = -2.5），也不是简单的散射展宽（n leq-2）。
2008-11-18 astro-ph
Stellar explosions powered by the Blandford-Znajek mechanism
在这封信中，我们简要地描述了我们的数值研究的第一个结果的可能性磁起源的相对论喷流的长时间伽马射线爆发内的Bracksar的情况。我们使用轴对称的广义相对论磁流体动力学代码，利用一个现实的状态方程的恒星物质，考虑到冷却与中微子的排放，和能量损失，由于原子核的离解的大规模旋转恒星的崩溃到一个旋转的中心黑洞。中微子加热不包括在内。我们描述了一个特定的模型，其中的祖星磁场$B=10^{10}$ G的解决方案。该解表现出由波印廷主导的喷流驱动的强爆炸，其功率超过$2\times10^{51} {erg/s}$。喷流主要来自黑洞，它们通过Blandford-Znajek机制提供动力。模拟的全部细节以及参数研究的结果将在其他地方介绍。可从http://www.maths.leeds.ac.uk/~serguei/research/movies/anim.html下载大量模拟影片
2008-01-09 astro-ph
Jets from Time-Dependent Accretion Flows onto a Black Hole
我们利用数值模拟研究了黑洞上的含时无粘流体动力学吸积流。我们考虑了由低比角动量的热稀薄气体和高比角动量的冷稠密气体组成的吸积。前者是连续的，后者是高度间歇的。高比角动量的气体团在离心屏障处反弹并产生冲击波。低比角动量气体在激波前沿被加热，并沿旋转轴逃逸。流出的气体演变成压力驱动的射流。喷射加速持续到冲击波消失。质量喷射的总量约为斑点质量的1- 11%。当气体团更大质量或具有更大的比角动量时，射流质量增加。当热的连续流具有较低的温度时，我们得到较窄的准直射流。在数值模拟中，我们使用了有限差分代码的基础上的总变差递减计划。将其推广到黑体辐射，并采用多时间步长的时间推进方法。
1998-08-24 astro-ph
Viscoelastic Analogy for the Acceleration and Collimation of Astrophysical Jets
喷流在天文学中无处不在。已经证明喷流的存在与中心物体的自旋和内盘的粘性角动量输运密切相关。在完全不同的背景下，即粘弹性流体在实验室中的流动中，也已知由旋转中心物体上的粘性扭矩推进的双极射流状结构。在将磁流体动力学（MHD）湍流的缠结磁场线类比为粘弹性聚合物溶液的缠结聚合物的基础上，提出了高湍流导电流体动力学的粘弹性描述.我们认为，在实验室中的粘弹性流体中形成射流的相同机制可能是负责准直和供电天体物理射流的中心对象的角动量。
2001-11-30 astro-ph
Tail Emission of Prompt Gamma-Ray Burst Jets
采用多发射子壳（非均匀喷流、子喷流或小喷流）模型讨论了瞬发伽马射线暴（GRB）的尾发射，其中整个GRB喷流由多个发射子壳组成。人们可以预料，这种具有角度不均匀性的喷流应该产生尖尾发射。然而，我们发现，尾巴不是尖刺，而是大致单调地衰减。尾的整体衰变斜率受局部角不均匀性的影响不大，但受整体次壳层能量分布的影响。在某些事件中出现的陡化突变倾向于结构射流。如果发射子壳层的角尺寸约为0.01-0.02 rad，则在长伽玛暴中经常观察到的尾部发射中会出现一些颠簸或波动。如果子壳层性质的参数差异较大，则在少数爆发中观测到尾部时间斜率的频繁变化。因此，多重发射子壳层模型具有解释观测到的快速衰变阶段的小尺度结构的优势。
2006-04-04 astro-ph
High Angular Resolution Monitoring of Prominent AGN at 86 GHz
本文报道了1994-1997年期间对3C 273和3C454.3的3 mm VLBI观测结果。在这两个来源的图像显示超光速运动的功能丰富的喷流。由于在后来的实验中改进了紫外线的覆盖范围，喷流可以比以前更远地跟踪。与在较长波长下获得的地图进行比较，可以确定沿喷流的光谱梯度。不透明度效应导致射流脊线的横向位移。3C 273和3C454.3中的这些位移似乎不同。
1999-09-10 astro-ph
Simulations of Ultrarelativistic Magnetodynamic Jets from Gamma-ray Burst Engines
长持续时间的伽马射线暴（GRB）需要一个能够驱动等离子体射流的发动机，以达到高达几百的超相对论体洛伦兹因子和几度的窄张角。我们使用全球轴对称固定解决方案的磁主导（无力）超相对论性射流测试是否流行的磁驱动范式可以产生所需的洛伦兹因子和开度角。我们的全球解决方案是通过随时间变化的相对论性理想磁动力学数值模拟，从中央发动机的喷射超过六个数量级的半径。我们的模型主要是由黑洞或中子星旋转产生的喷流，然后通过一个巨大的恒星包层传播。我们发现，超新星爆发前恒星的大小和恒星内部压力的径向分布决定了喷流的终端洛伦兹因子和张角。在喷流从恒星爆发的半径处，我们动机良好的基准模型产生了洛伦兹因子$γ\sim 400$和半张角$θ_j\sim 2^\circ$，与许多长持续时间GRB的观测结果一致。其他一些参数略有不同的模型给出的$γ$在100到5000之间，$θ_j$在$0.1^\circ$到$10^\circ$之间，因此再现了伽玛射线暴喷流的推断性质范围。我们的一些解决方案的一个潜在的可观察到的特点是，在射流中的最大坡印廷通量被发现在$θ\sim θ_j$与射流功率集中在一个空心圆锥，而在洛伦兹因子的最大值发生在一个角度$θ$远小于$θ_j$也在一个空心圆锥。[删节]
2008-05-08 astro-ph
Long Gamma-Ray Burst Progenitors: Boundary Conditions and Binary Models
观测到的长伽马射线暴（LGRB）与奇特的Ic型超新星的关联支持了Woosley的超新星/超新星模型，其中GRB是由大质量恒星的快速旋转核心坍缩成黑洞产生的。LGRB与小型恒星形成星系的关联表明，低金属丰度是大质量恒星演化到巨恒星阶段的条件。完全混合的单星模型和双星模型都是可能的。在双星模型中，伽马射线暴的前身是一颗大质量的氦星和一颗近伴星。我们发现，在核心氦燃烧的潮汐同步达到一个很短的时间尺度（不到几千年）。然而，在随后的演化阶段，强烈的核-壳耦合可能会排除氦星与主序星的同伴作为超新星/伽玛暴的祖先。另一方面，氦星与中子星或黑洞伴星组成的密近双星，尽管在氦燃烧后的阶段有很强的核壳耦合，仍然可以保持足够的核角动量来产生超新星/伽玛暴。
2007-04-04 astro-ph
Synchrotron emission from relativistic parsec-scale jets
发展了相对论性旋转电子-正电子在螺旋磁场作用下的无力射流中粒子加速理论。我们考虑了稳态磁场结构的扰动，发现加速发生在满足Alfven共振条件的区域。加速过程和同步辐射损失结合在一起形成指数在2和3之间的超相对论电子和正电子的幂律能谱，其取决于注入粒子的初始能量。计算了这些电子和正电子在旋转无力射流螺旋磁场中的同步辐射。辐射的偏振特性已经获得，并与现有的VLBI偏振测量的秒差距尺度喷流BL Lac源和类星体进行了比较。我们的结果给出了解释观察到的双峰之间的电场矢量和射流轴对齐。观测到的亮节自行的偏振度和速度取决于喷流的角旋转速度。因此，将它们相互比较，我们可以估计射流中的角旋转速度。我们得到的事实，即一般在BL Lac对象的电场矢量的取向平行于喷注轴，而在类星体垂直于喷注轴，可能是由于在BL Lac喷注比类星体喷注的内在更大的角旋转速度和大绕组的磁场。
1997-04-04 astro-ph
Investigating the transport of angular momentum from young stellar objects: do H2 jets from Class I YSOs rotate?
在这项初步研究中，我们首次研究了来自包埋的I类源HH 26和HH 72的分子喷流，以寻找年轻包埋源喷流旋转的运动学特征。位置-速度（PV）图和强度加权径向速度横向射流测量。HH 26的平均强度加权速度在vLSR ~ -90和-65 km/s之间变化，HH 72的平均强度加权速度在vLSR ~-60和-10 km/s之间变化;最大值出现在强度峰值附近，并朝着喷流边界减小。HH 26和HH 72的速度弥散分别为~ 45和~ 80 km/s，气体运动速度快至~ 100 km/s。不对称的PV图被视为这两个对象的一个简单的经验模型的圆柱形射流部分显示，原则上可以复制单独的射流旋转。假设磁离心发射，所观察到的HH 26流可能起源于一个磁盘半径2-4 AU的恒星与环形分量的磁场占主导地位的观察位置，在协议与磁准直模型。我们估计HH 26喷流传输的动能角动量约为2 E5 M_sun/yr AU km/s。这个值（气流输送的总角动量的下限）已经达到了吸积以观测速率进行所需的角动量的70%。这项初步研究的结果表明，喷流旋转也可能存在于早期的进化阶段，并支持这样的假设，即它们带走了多余的角动量，从而使中央原恒星增加其质量。
2008-02-16 astro-ph
