Neutrino-driven Turbulent Convection and Standing Accretion Shock Instability in Three-Dimensional Core-Collapse Supernovae
我们进行了一系列的三维（3D）流体动力学性质的数值实验，在后反弹失速激波阶段的核心坍缩超新星使用的三维广义相对论流体动力学模拟的$27$ - $M_\odot$祖星中微子泄漏/加热计划。我们改变了中微子加热的强度，发现了三种三维动力学情况：（1）中微子驱动的对流，（2）最初的中微子驱动的对流和随后的发展的持续吸积激波不稳定性（SASI），（3）SASI主导的演变。这证实了Hanke等人2013年ApJ 770，66和Couch & Connor 2014年ApJ 785，123的先前3D结果。我们进行了模拟的分辨率不同的$\sim$ 4的一个因素，并证明，低分辨率是人为的有利爆炸的三维对流为主的情况下，因为它降低了能量传输的效率，以小尺度。低分辨率导致更高的能量和焓的径向对流通量，更充分的浮力质量，和更强的中微子加热。在SASI占主导地位的情况下，较低的分辨率阻尼SASI振荡。在对流占主导地位的情况下，准稳态角动能谱$E(\ell)$发展在加热层。像其他3D研究一样，我们发现$E(\ell) \propto \ell^{-1}$在“惯性范围”，而理论和局部模拟认为$E(\ell) \propto \ell^{-5/3}$。我们认为，目前的3D模拟不解决湍流的惯性范围，并受到数值粘性的能量包含规模，创建一个“瓶颈”，防止有效的湍流级联。
2015-06-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-Dimensional Simulations of SASI- and Convection-Dominated Core-Collapse Supernovae
我们研究了维度对中微子驱动的核心坍缩超新星向爆炸转变的影响。使用参数化流体动力学模拟失速超新星冲击波在一个，两个（2D），和三个空间维度（3D），我们系统地探测流体动力学不稳定性在多大程度上可以倾斜的平衡，有利于爆炸。特别是，我们专注于系统，以及进入制度的站立吸积冲击不稳定性（SASI）或中微子驱动的对流占主导地位的动态，并表征它们之间的差异。我们发现SASI主导的模型可以在3D中比2D中低20%的中微子光度，这种差异的大小随着分辨率的增加而减小。爆炸条件的这种改善与螺旋模式产生比单一晃动模式更多的非径向动能的能力有关，从而增加了平均激波半径的大小，从而为形成大规模、高熵气泡创造了更好的条件。相比之下，对流主导的爆炸在2D和3D之间的临界加热率差异较小（<8%），与以前的研究一致。我们的数值实现保持任意对称性的能力是量化的一组SASI为基础的测试。我们讨论了在一个现实的超新星环境中爆炸路径的多样性的影响。
2015-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Convection signatures in early-time gravitational waves from core-collapse supernovae
Universitat de València（瓦伦西亚大学）
研究通过模拟分析核心塌缩超新星早期引力波信号，揭示对流对波形的影响及磁场和旋转速率的作用。
2026-01-26 astro-ph.HE gr-qc
Gravitational Wave Signals from 3D Neutrino Hydrodynamics Simulations of Core-Collapse Supernovae
我们提出了引力波（GW）信号的预测，从四个三维多群中微子流体力学模拟的核心坍缩超新星的祖先与11.2 Msun，20 Msun，和27 Msun。GW的排放在爆炸前阶段强烈依赖于后冲击流是否占主导地位的常设吸积激波不稳定性（SASI）或对流，并从2D模型有很大的不同。SASI活动通过增益层中的不对称质量运动和与原中子星（PNS）的非共振耦合产生低于250 Hz的强信号分量。对流和SASI占主导地位的模型显示GW发射高于250 Hz，但幅度大大低于2D。这是由于PNS表面中的高频l=2运动的不同激发机制，其主要由3D中的PNS对流激发。与2D相比，由于更小的下流速度和在下流中缺乏高频可变性，在3D中由增益层中的质量运动对高频表面g模式的共振激发被抑制。在爆炸20 Msun模型中，激波复活导致增强的低频发射，由于在PNS对流区的对流涡的首选尺度的变化。对两个频段的预期过剩功率的估计表明，第二代探测器将只能探测到非常近的事件，但第三代探测器可以在~10 kpc的距离上区分SASI和对流主导的模型。
2017-04-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Turbulence in Core-Collapse Supernovae
多维模拟表明，非径向，湍流，流体运动是核心坍缩超新星（CCSN）爆炸机制的基本组成部分。中子驱动的对流，持续的吸积激波不稳定性，以及来自核燃烧高级阶段的残余扰动都可以以定性和定量的方式影响核心坍缩的结果。在这里，我们回顾了目前对这些现象的理解，以及它们在大质量恒星爆炸中的作用。我们还讨论了在延迟中微子机制的背景下质子中子星对流和磁场的作用。
2018-03-23 astro-ph.HE
A 3D Simulation of a Neutrino-Driven Supernova Explosion Aided By Convection and Magnetic Fields
我们研究的影响，一个小规模的发电机在核心坍缩超新星使用的3D中微子磁流体动力学模拟的$15 M_\odot$祖。弱种子场放大指数的增益区一旦中微子驱动的对流发展，并保持主导的小尺度结构。关于反弹后的$250\, \mathrm{ms}$，增益区的场能量达到动力学均分的$\mathord{\sim} 50\%$。这支持了中微子驱动的爆炸与适度的全球各向异性的发展，这不会发生在相应的模型没有磁场。我们的研究结果表明，磁场可能在中微子驱动的超新星中发挥有益的辅助作用，即使没有快速的祖旋转。需要进一步研究超新星核心中磁流体动力学湍流的性质。
2020-08-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
General Relativistic Neutrino-Driven Turbulence in One-Dimensional Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星（CCSNe）中的对流和湍流本质上是三维的。然而，CCSNe的3D模拟在计算上要求很高。因此，它是有价值的，以修改模拟在球对称纳入3D效果使用一些参数模型。在本文中，我们报告的制定和实施的广义相对论（GR）中微子驱动的湍流对流的球对称核心坍缩超新星代码\texttt{GR1D}。这是基于最近提出的来自\cite{Couch2020_STIR}的牛顿模拟中的降维超新星湍流（\textit{STIR}）方法。当这个模型的参数被校准到3D模拟，我们发现，我们的GR制定的\textit{STIR}需要更大的湍流涡旋，以实现类似于原来的\textit{STIR}模型的冲击演变。我们还发现，广义相对论可能会改变祖质量和成功与~之间的对应关系。失败的爆炸
2021-02-12 astro-ph.HE
Can Stellar Mixing Explain the Lack of Type Ib Supernovae in Long-Duration GRBs?
与长时间伽马射线暴观测有关的超新星的发现是这些暴的祖先是大质量恒星的主要证据。理解这些祖先的主要谜团之一是，所有这些与伽马射线暴有关的超新星都是Ic型超新星，没有证据表明恒星大气中存在氦。许多研究都集中在是否这种氦只是隐藏在光谱分析。在本文中，我们展示了最近的恒星模型，使用新的对流算法的基础上，我们目前的理解恒星混合的结果。我们证明，增强对流可能会导致严重的恒星氦层耗尽，这表明氦没有被观察到，只是因为它不是在恒星。我们还提出了光变曲线和光谱的这些紧凑的氦耗尽的恒星相比，更传统的氦层的模型。
2013-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Black Hole Accretion Discs and Luminous Transients in Failed Supernovae from Non-Rotating Supergiants
我们表明，对于超巨星，净角动量是不是一个必要条件，形成吸积盘在核心坍缩。即使没有净旋转，超巨星外部的对流运动也会产生给定半径的平均水平流，速度约为1 km/s;平均流的方向会随着对流区高度的变化而变化。我们确认这些分析估计使用笛卡尔Boussinesq对流模拟。这些平均水平流导致超巨星对流区的随机角动量超过黑洞最后一个稳定圆形轨道的角动量的10倍。因此，超巨星的失败爆炸--中子星上的吸积激波不会复活，导致黑洞形成--可能经常产生吸积盘，可以通过风和喷流为日-周（蓝超巨星）或周-年（黄超巨星和红超巨星）的非热和热瞬变提供动力。这些瞬变将是特别随时间变化的，因为吸积物质的角动量将随时间变化很大。观测到的源，如斯威夫特J1644+57，iPTF 14 hls和SN 2018 cow，以及高能II型超新星（OGLE-2014-SN-073）可能是由这种机制产生的。
2018-11-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Links between the shock instability in core-collapse supernovae and asymmetric accretions of envelopes
核心坍缩超新星的爆炸机制尚未完全了解，但多维流体不稳定性，如静止吸积激波不稳定性（SASI）和对流，现在被认为是至关重要的冲击复苏。另一个多维效应，最近一直争论的是不对称的结构在祖细胞，这是由剧烈的对流在硅/氧层发生之前的崩溃，揭示了最近的大质量恒星演化的最后阶段的数值模拟。此外，它也已经证明了数值吸积的这种非球形信封可以促进激波复苏。因此，这两个多维度可能是成功爆炸的关键。在本文中，我们进行了一个线性稳定性分析的核心坍缩超新星的常设吸积激波，考虑到非球形，不稳定的吸积流的冲击，以澄清这两种效果之间可能存在的联系。我们发现，这种激波前扰动可以有效地激发流体不稳定性，从而有助于在核心坍缩超新星中的激波复活。
2016-07-03 astro-ph.HE physics.flu-dyn
General-Relativistic Simulations of Three-Dimensional Core-Collapse Supernovae
我们研究的三维（3D）流体动力学的后核心反弹阶段的崩溃的27太阳质量的恒星，并特别注意的发展的持续吸积激波不稳定性（SASI）和中微子驱动的对流。为此，我们进行三维广义相对论模拟与3种中微子泄漏计划。泄漏计划捕获的中微子冷却，加热和轻子数交换的辐射流体力学模拟预测的基本方面。B. Mueller等人（ApJ 761：72，2012）观察到SASI的强劲增长，而中微子驱动的对流受到抑制。在我们的3D模拟中，中微子驱动的对流从我们的笛卡尔网格施加的数值扰动中增长。它成为主要的不稳定性，并导致大规模的非振荡变形的冲击波阵面。这将导致强烈的非球面爆炸，而不需要大规模的SASI冲击振荡。低-l-模式SASI振荡存在于我们的模型中，但饱和在小振幅，减少增加中微子加热和活力的对流。我们的研究结果与简单的3D牛顿模拟一致，表明一旦中微子驱动的对流开始，它很可能成为3D中的主要不稳定性。它是否是反弹后的主要不稳定性最终取决于大质量恒星核心中存在的物理种子扰动。引力波信号，我们提取和分析的第一次从3D广义相对论模型，将作为一个观测探头的后反弹动力学，结合中微子，可能使我们能够确定主要的流体动力学不稳定性。
2013-03-25 astro-ph.HE gr-qc
Sub-Chandrasekhar Mass Models For Type Ia Supernovae
对于碳氧白矮星来说，吸积氢或氦的速率在1-10 x 10^（-8）Msun/y之间，在恒星达到克拉塞卡质量之前，各种爆炸性的结果是可能的。这些结果是针对一系列白矮星质量（0.7 - 1.1 Msun）、吸积速率（1 - 7 x 10^（-8）Msun/y）和初始白矮星温度（0.01和1 Lsun）进行调查的。结果对爆炸前最后几分钟的对流特别敏感。除非这种对流维持一个浅的温度梯度，除非密度足够高，否则吸积的氦不会爆炸。如果低于氦的临界点火密度（我们估计为5 ~ 10 × 10^5 g cm^（-3）），就会产生氦新星或氦爆燃。流体动力学，核合成，光变曲线，和光谱的一个有代表性的样品引爆和爆燃模型进行了探讨。有些可能是相当微弱的，由48 Cr和48 V的衰变在峰值供电几天。只有最热、质量最大、氦层最小的白矮星，其光变曲线和光谱才与常见的Ia型超新星相当吻合。对于其他模型，特别是那些涉及较轻的白矮星，氦壳质量超过0.05 Msun，合成的56 Ni质量超过0.01 Msun。这些爆炸看起来不像普通的Ia型超新星，或任何其他经常观察到的瞬变。
2011-03-29 astro-ph.HE
Numerical simulations of the random angular momentum in convection II: delayed explosions of red supergiants following "failed'' supernovae
本文通过三维流体动力学模拟表明，失败超新星后红或黄超巨星对流氢包层落向黑洞时，随机角动量可引发延迟的近全包层抛射，并解释其亮红新星式观测特征。
2023-09-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulations of Accretion Powered Supernovae in the Progenitors of Gamma Ray Bursts
观测证据表明，长时间伽马射线暴（LGRB）和Ic型超新星之间存在联系。在这里，我们提出了一个潜在的机制，Ic型超新星在LGRB祖供电完全由吸积能量。我们提出了长期吸积的旋转伽马射线暴祖星，一个“星”，到中央紧凑的对象，我们采取的是一个黑洞的球对称流体动力学模拟。模拟进行了自适应网格细化代码FLASH在一个空间维度和旋转，显式剪切粘度，对流混合长度理论近似。一旦吸积流在黑洞外得到旋转支撑，吸积激波就会形成并穿过恒星的包层。能量通过对流从中心几何厚的吸积盘带到恒星包层。通过中微子发射和核光致蜕变的能量损失进行了计算，但似乎并不重要的快速早期下降的吸积率后，环化。我们发现，冲击波的速度，能量和未束缚质量是敏感的对流效率，有效粘度，和初始恒星角动量。我们的模拟表明，在恒星和物理参数的适当组合下，在一颗快速旋转的16太阳质量的主序星中，能量约为5 × 10^50尔格、速度为3000 km/s、未束缚物质质量大于6太阳质量的爆炸是可能的。需要进一步的工作来限制这些参数的值，以确定更合理和大规模的LRGB祖细胞的可能结果，并探索核合成的影响。
2012-03-20 astro-ph.HE
Features of Accretion-phase Gravitational-wave Emission from Two-dimensional Rotating Core-collapse Supernovae
我们探讨了起源质量和自转对核心坍缩超新星在反弹后、爆炸前和吸积阶段的引力波（GW）发射的影响。我们提出了15个二维（2D）中微子辐射流体动力学模拟的结果，从最初的恒星坍缩到核心反弹后的$\sim$ 300 ms。我们研究了四个零年龄主序（ZAMS）的祖质量范围从12 $M_\odot$到60 $M_\odot$和四个核心旋转速率从0到3拉德s $^{-1}$的GW信号的功能。我们发现，GW应变立即围绕核心反弹是相当独立的ZAMS质量和-与以前的研究结果一致-它是更严重地依赖于核心角动量。在以后的时间，所有非旋转的祖细胞表现出响亮的GW发射，我们归因于振动g-模式的质子中子星（PNS）的对流激发的激波后层和常设吸积激波不稳定性（SASI）。我们发现，增加的旋转速率的结果在静音的吸积相GW信号由于离心效应，抑制在激波后区域的对流，淬火SASI，并减缓PNS峰值振动频率增加的速度。此外，我们验证了我们的近似广义相对论（GR）的有效电位治疗重力比较我们的核心反弹GW应变与最近的2D GR结果的其他团体。
2019-06-30 astro-ph.HE
Low Mach Number Modeling of Convection in Helium Shells on Sub-Chandrasekhar White Dwarfs II: Bulk Properties of Simple Models
由核燃烧驱动的氦壳对流动力学建立了亚克拉塞卡质量逃逸的条件，Ia型超新星的双爆轰模型，以及各种其他爆炸现象。我们探索这些对流动力学的范围内的白矮星核心和氦壳质量在三维低马赫数流体动力学代码大师。我们提出了这种演变的批量性能的计算，包括全球诊断的时间序列演变，横向平均的3D状态，和全球3D状态。我们发现了各种各样的结果，包括准平衡，本地化的失控，和新星般的失控。我们的研究结果表明，双爆轰祖模型是有前途的，三维，动态对流起着关键作用，这些系统值得进一步研究。
2016-06-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of ONeMg Core in Super-AGB Stars towards Electron-Capture Supernovae: Effects of Updated Electron-Capture Rate
具有$\sim 8-10~{M}_{\odot}$的恒星演化形成强简并的ONeMg核。当核心的质量接近克拉塞卡质量时，核心的电子被$^{24}$ Mg和$^{20}$ Ne俘获，从而诱发电子俘获超新星（ECSN）。为了弄清ECSN是否导致坍缩或热核爆炸，我们计算了一颗$8.4~M_\odot$恒星从主序星到ONeMg核心氧点火的演化。我们应用最新的电子捕获率在$^{20}$ Ne包括第二禁戒跃迁，并研究如何的位置的氧点火（中心或偏离中心）和$Y_e$分布依赖于输入物理和处理的对流和对流。由于对流的作用，氧气爆燃开始时的中心密度$ρ_{\rm c,def}$可以显著高于氧气点火时的中心密度，我们估计了$\log_{10}(ρ_{\rm c,def}/\mathrm{g~cm^{-3}})>10.10$。我们进行二维模拟的火焰传播，以研究如何的ONeMg核心的最终命运取决于$Y_e$分布和$ρ_{\rm c,def}$。我们发现从$\log_{10}(ρ_{\rm c,def}/\mathrm{g~cm^{-3}})>10.01 (< 10.01)$开始的爆燃导致坍缩（热核爆炸）。由于我们估计的$ρ_{\rm c,def}$超过这个临界值，ONeMg核心很可能崩溃，虽然进一步研究的对流和对流前爆燃是重要的。
2019-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effect of Supernova Convection On Neutron Star and Black Hole Masses
我们对驱动核心坍缩超新星的对流引擎范例的理解已经被用于预测恒星坍缩的残余质量分布20年了。这些预测随着我们对这个引擎的了解的增加而改进。本文综述了恒星坍缩过程中对流（特别是对流增长率）的研究现状，并研究了其对恒星剩余质量分布的影响。我们展示了中子星和黑洞之间的质量间隙的深度如何有助于探测这种对流增长。我们包括恒星结构和恒星燃烧引起的对流种子的随机性的影响的研究。我们研究了旋转的作用及其对不稳定质量间隙的影响。在将恒星自转限制在紧双星中的情况下，我们确定了自转对残余质量分布的影响。
2022-04-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electron-Capture and Low-Mass Iron-Core-Collapse Supernovae: New Neutrino-Radiation-Hydrodynamics Simulations
我们提出了新的1D（球形）和2D（轴对称）模拟电子捕获（EC）和低质量的铁核塌缩超新星（SN）。我们考虑了六种祖先模型：来自Nomoto的ECSN祖先（1984，1987）;来自Heger的两种ECSN样低质量低金属度铁核祖先（私人通讯）;以及来自Sukhbold等人的9-，10-和11- $M_\odot$（零年龄主序列）祖先。我们证实，ECSN和ESCN的祖细胞很容易爆炸，即使在1D的爆炸能量高达0.15贝蒂斯（$1 {\rm B} \equiv 10^{51}\ {\rm erg}$），是一个可行的机制非常低质量的中子星的生产。然而，9-、10-和11- $M_\odot$的祖星在一维空间中不会爆炸，在二维空间中甚至不一定比质量更高的祖星更容易爆炸。我们研究了微物理的扰动和变化的影响，我们发现，相对较小的变化可以导致定性不同的结果，即使在1D中，模型足够接近爆炸阈值。最后，我们重新审视质子中子星（PNS）表面以下的对流的影响。我们分析，1D和2D演化的PNS受到相同的边界条件。我们发现，PNS对流的影响在以前的研究中被低估了，可能会导致中微子光度的增加高达两个因素。
2017-10-10 astro-ph.HE
The Progenitor Dependence of Three-Dimensional Core-Collapse Supernovae
我们提出了第一个研究的三维（3D）中微子核心坍缩超新星机制的祖星依赖性。我们采用全三维广义相对论多群中微子辐射流体动力学方法，模拟了零年龄主序质量$12$、$15$、$20$、$27$和$40\,M_\odot$的前体粒子的反弹后演化.除了$12\,M_\odot$恒星之外，所有的祖先在模拟结束时都会经历激波失控。在大多数情况下，会产生强烈的非对称爆炸。我们发现三个定性不同的演变，提出了一个复杂的依赖爆炸动力学的祖密度结构，中微子加热，和3D流。(1)具有大质量核心、浅密度剖面和高核心后反弹吸积率的祖先经历了非常强烈的中微子加热和中微子驱动的湍流对流，导致早期冲击逃逸。吸积继续以高速率进行，可能导致黑洞的形成。(2)中间的祖先经历了中微子驱动的，由密度不连续性到达激波而引发的连续性辅助的爆炸。这些通常发生在硅/硅-氧壳层边界处。(3)具有小核和密度剖面而没有强不连续性的先驱体经历激波衰退并发展出三维立积激波不稳定性（SASI）。激波逃逸、吸积率下降、SASI和中微子驱动的对流等都创造了有利的条件。爆炸时间和动力学的这些差异导致了前身和致密残留物质量之间的非单调关系。
2017-12-04 astro-ph.HE gr-qc
Thermonuclear (Type Ia) Supernovae and Progenitor Evolution
热核（Ia型）超新星是明亮的恒星爆炸，其独特的性质是光变曲线可以标准化，使它们能够用作宇宙学研究的距离指标。然而，关于这些事件的许多基本问题仍然存在。我们提供了一个批评我们目前的理解，这些和目前的模拟结果，假设单退化的祖先模型组成的白矮星，已获得质量从恒星的同伴。我们目前的结果从全三维模拟对流与弱反应，包括A=23 Urca过程中的祖白矮星。
2019-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Equation of State Dependence of Gravitational Waves in Core-Collapse Supernovae
引力波（GW）提供了对核心坍缩超新星（CCSNe）中中子星（NS）和黑洞诞生地的清晰洞察。描述这些稠密环境的核物质状态方程（EOS）还不确定，其处方的变化会影响CCSNe模拟中的原中子星（PNS）和反弹后动力学，随后影响GW发射。我们用Skyrme型EOS对CCSNe进行轴对称模拟，研究GW信号和PNS对流区如何受到两个实验可获得的EOS参数的影响，（1）核子的有效质量，$m^\star$，这在设置EOS的热依赖性方面至关重要，以及（2）等oscillation不可压缩模量，$K_{\rm{sat}}$。虽然$K_{\rm{sat}}$显示出很小的影响，但是由于由于热压力降低，对于较高的$m^\star$值，PNS收缩更快，因此GW的峰值频率具有很强的有效质量依赖性。这些更紧凑的PNS也表现出更多的中微子加热，这驱动了早期的爆炸，并通过吸积羽流撞击PNS与GW振幅相关，激发振荡。我们调查的GW的空间起源，并显示之间的协议的GW发射的频率径向分布和扰动分析。在我们的模拟中，我们不排除通过PNS对流从下面过冲作为另一种中等强度的激发机制。我们还研究了有效质量和旋转的综合效应。在我们所有的模拟中，我们发现了$\sim$ 1250 Hz附近的功率间隙的证据，我们调查了它的起源，并报告了它的EOS依赖性。
2021-06-17 astro-ph.HE nucl-th
From supernovae to neutron stars
用二维中微子辐射流体动力学程序模拟了一颗11.2 $M_{\odot}$星的引力坍缩、反弹和铁芯爆炸。爆炸是由中微子加热驱动的，辅之以多维流体动力学效应，如对流。爆炸阶段之后，我们继续模拟的质子中子星的热演化的$\sim$ 70 s时，地壳的中子星形成使用一维模拟。发现地壳在高密度区（$ρ\sim10^{14}$ g cm $^{-3}$）形成，并由内向外推进。这是第一个自洽的模拟，成功地遵循从坍缩阶段的质子中子星冷却阶段的多维流体动力学模拟的基础上。
2013-12-02 astro-ph.HE nucl-th
Mixing via Thermocompositional Convection in Hybrid C/O/Ne White Dwarfs
超渐近巨星分支星中的对流过冲被认为是导致具有碳-氧核和氧-氖地幔的混合白矮星形成的原因。随着白矮星冷却，这种核幔结构变得对流不稳定，应该会混合。这种混合以前曾用恒星演化计算研究过，但这些计算得出的近似结果是对流并不影响混合区的温度分布。在这项工作中，我们进行直接的数值模拟的理想化的问题，代表混合白矮星的核幔界面。我们证明，虽然对流区内的结构是有点不同的假设在恒星演化计算，这两种方法产生类似的结果的大小和增长的混合区。这些混合白矮星被认为是各种奇特的热核超新星的祖先。这进一步支持了这样的想法：如果这些混合的白矮星形成，那么它们应该在爆炸时完全混合。这些影响应包括在祖先的演变，以更准确地描述这些事件的签名。
2019-03-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Using Random Forest Machine Learning Algorithms in Binary Supernovae Classification
在大型全天巡天时代，需要对新发现的瞬变天体进行快速自动分类。我们的重点是超新星（SNe）的分类。考虑随机森林机器学习算法应用于Ia型超新星和核心坍缩超新星（CCSNe）的全光变曲线分类。我们还定量地显示了使用相同的机器学习技术进行早期分类的潜力。该算法使用光曲线峰值的形状和幅度来确定分类。这是一项初步研究，目的是用尽可能少的数据点确定SN类型。新的全天空巡天将以很快的速度发现新的瞬变现象，必须根据非常少的数据来决定跟踪哪些瞬变现象。在这里，我们提出了一个初步的研究，只有五个数据点附近的峰值，我们可以确定它是否是一个Ia型或CCSNe与超过80%的准确性，但在数据中有几个偏见，将需要解决在未来的工作。
2020-05-26 astro-ph.HE
Effect of the Nuclear Equation of State on Relativistic-Turbulence Induced Core-Collapse Supernovae
核物质状态方程是核塌缩超新星演化的重要组成部分。在本文中，我们做了各种状态方程在文献中的调查，并分析它们的球形核心崩溃模型的效果，其中三维湍流的影响是由一个广义相对论的超新星湍流降维（STIR）公式模拟。我们表明，爆炸的可行性是很EOS依赖，它最好的相关性与早期的内部熵密度的原始中子星。我们检查，这一结果是不祖依赖，虽然低质量的祖细胞显示不同的爆炸性能，由于不同的崩溃前的核组成。在我们的一维湍流模型中，较大的中心熵也会引起更剧烈的原中子星对流，以及更宽的对流层。
2022-01-17 astro-ph.HE nucl-th
Simulating the Convective Urca Process with Multiple Urca Pairs in a Simmering White Dwarf
Stony Brook University（石溪大学）；Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；University of Alabama（阿拉巴马大学）
本文研究了白矮星在接近钱德勒质量前体模型中的对流Urca过程，通过3D模拟探讨了Urca对在对流区中的作用，发现A=23 Urca对对过程影响最大，且该过程降低了对流混合效率但不影响对流区大小。
2026-05-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comparisons of Two- and Three-Dimensional Convection in Type I X-ray Bursts
本文首次对混合H/He X射线爆发中热核点火前的低马赫数对流进行了详细的三维模拟。我们的模拟包括一个中等规模的近似网络，通过rp过程突破捕获氢和氦燃烧。我们将详细讨论二维和三维对流场之间的差异，包括湍流对流的细节。
2015-05-29 astro-ph.HE
Multimessengers from core-collapse supernovae: multidimensionality as a key to bridge theory and observation
核心坍缩超新星是标志着大质量恒星灾难性结束的戏剧性爆炸。获得有关超新星发动机的直接信息的唯一方法是通过观测形成中的中子星发射的中微子，以及当流体动力学流动或中微子通量不是完全球对称时产生的引力波。超新星引擎的多维性，打破了中心核的球形，如对流，旋转，磁场，和流体动力学不稳定性的超新星冲击，吸引了极大的关注，作为最重要的成分，以了解长期隐藏的爆炸机制。基于我们最近的工作，我们总结了引力波，中微子和爆炸性核合成的性质，在我们的一系列多维流体动力学模拟和讨论如何解开这些神秘的中央发动机可以通过破译这些多重的面纱下产生的大质量恒星。
2012-04-24 astro-ph.HE nucl-th
Prospects for detecting generic fast-time features in the neutrino lightcurve of nearby supernovae in neutrino telescopes
本文评估IceCube及IceCube-Gen2通过短时傅里叶变换探测超新星中微子光变曲线中通用快时标特征的能力，并研究波长转换材料对灵敏度的提升，给出不同调制幅度下的探测视界及频率、时间分辨率。
2025-02-07 astro-ph.HE astro-ph.IM
Gravitational Waves from a Core g-Mode in Supernovae as Probes of the High-Density Equation of State
本研究通过采用夸克–强子与纯强子EoS的相对论超新星模拟，识别原中子星核心g-模产生的引力波特征，并指出其频率与功率可约束高密度状态方程。
2023-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Physics-Informed Machine Learning for Modeling Turbulence in Supernovae
湍流在包括核心坍缩超新星（CCSN）在内的天体物理现象中起着重要的作用，但由于直接数值模拟（DNS）过于昂贵，目前的模拟必须依赖于亚网格模型。不幸的是，现有的亚电网模型不够准确。最近，机器学习（ML）在计算湍流闭合方面显示出令人印象深刻的预测能力。我们开发了一个物理信息卷积神经网络（CNN），以保持雷诺应力的可实现性条件，这是准确的湍流压力预测所必需的。ML亚网格模型的适用性进行了测试在这里的磁流体动力学（MHD）湍流在静态和动态制度。我们未来的目标是在CCSN框架中利用这种ML方法（可在GitHub上获得）来研究精确建模的湍流对这些恒星爆炸的影响。
2022-08-09 astro-ph.HE physics.comp-ph
High-Resolution Three-Dimensional Simulations of Core-Collapse Supernovae in Multiple Progenitors
核心坍缩超新星的三维模拟为迄今尚不确定的驱动成功爆炸的机制提供了新的见解。虽然关于3D是否比2D更容易获得爆炸仍然存在争议，但不可否认的是，3D和2D模拟结果之间存在定性和定量差异。我们提出了一套广泛的高分辨率一维，二维和三维的核心坍缩超新星模拟与多物种中微子泄漏在两个不同的祖先进行。我们的模拟证实了Couch（2013）的结果，表明2D比3D更容易爆炸。我们认为，这是由于2D的不足，以准确地捕捉三维动态的重要方面。我们发现，如果不人为地提高中微子加热速率，我们不会获得爆炸的3D。我们研究中微子驱动的对流和常设吸积激波不稳定性的发展，并发现，在不同的制度，无论是不稳定性可以占主导地位。我们发现了15- $M_\odot$和27- $M_\odot$两个原型的吸积激波不稳定性增长的证据，然而，它在三维爆炸模型中较弱。与我们的无轴三维笛卡尔模拟相比，这两种不稳定性的增长率沿二维对称轴人为地增强。我们的工作强调了越来越多的共识，即如果我们希望解决爆炸如何提供动力的谜团，就必须在3D中研究核心坍缩超新星。
2014-03-07 astro-ph.HE
Characterizing SASI- and Convection-Dominated Core-Collapse Supernova Explosions in Two Dimensions
核心坍缩超新星中微子机制的成功依赖于两种流体动力学不稳定性的支持作用：中微子驱动的对流和静止吸积激波不稳定性（SASI）。根据恒星祖先的结构，这些不稳定性中的每一个都可以在爆炸开始之前主导增益区的演变，并对随后的不对称性产生影响。在这里，我们研究的流动动力学在爆炸附近的参数二维，时间依赖性的流体动力学模拟的线性稳定性很好地理解。我们发现，系统的对流参数是亚临界（SASI为主）开发爆炸一旦大规模的，高熵的气泡能够生存几个SASI振荡周期。这些长寿命的结构在冲击膨胀期间由SASI播种。虽然初始扰动的幅值会导致爆炸时间的显著差异，但它们不会从性质上改变这一结果。超临界系统（对流主导）也会通过发展大规模的气泡而爆炸，尽管这些结构的形成是由于浮力活动。非爆炸系统达到一个准稳态，其中时间平均流量调整本身是对流次临界。我们使用球形傅里叶-贝塞尔分解表征湍流，识别相关的缩放和连接的时间和空间分量。最后，我们验证了这些原则在Mueller，Janka，& Heger（2012）的广义相对论辐射流体动力学模拟中的适用性，并讨论了对三维情况的影响。
2014-02-28 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Dedicated-frequency analysis of gravitational-wave bursts from core-collapse supernovae with minimal assumptions
本文提出专用频率框架，通过带通分析对核塌缩超新星引力波暴进行低频后续分析，以约束爆炸机制，并演示高频分析增强SN 2019fcn触发显著性。
2025-10-02 astro-ph.HE gr-qc
FLEET: A Redshift-Agnostic Machine Learning Pipeline to Rapidly Identify Hydrogen-Poor Superluminous Supernovae
在过去的十年中，宽场光时域调查增加了瞬变的发现率，以至于$\lesssim 10\%$被光谱分类。尽管如此，这些调查使新的和罕见的瞬变类型的发现，最显着的是贫氢超亮超新星（SLSN-I），约150个事件已被证实的日期。在这里，我们提出了一种机器学习分类算法，旨在快速识别SLSN-I的纯样品，以实现光谱和多波长的后续工作。该算法是FLEET（寻找明亮和奇异的河外瞬变）观测战略的一部分。它利用光变曲线和上下文信息，但不需要红移，为每个新发现的瞬变分配一个SLSN-I的概率。当观察SLSN-I候选物的选择时，该分类器可以实现约85%的最大纯度（具有20%的完整性）。此外，我们提出了两种替代分类器，使用红移或完整的光变曲线，可以实现更高的纯度和完整性。以目前的发现率，FLEET算法每年可以提供大约85%纯度的$20$ SLSN-I候选物用于光谱跟踪;随着空间和时间的遗产调查，我们预计这将上升到每年超过$\sim 10^3$事件。
2020-09-03 astro-ph.HE
Convection and the Core $g$-mode in Proto-Compact Stars -- A detailed analysis
该研究通过广义相对论二维和三维中微子流体动力学模拟，分析原致密星对流与核心g模动力学，推导了g模频率关系并指出三维模拟中未观测到对应引力波，同时发现混合长理论不适用于三维PCS对流。
2025-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Amplifying magnetic fields of a newly born neutron star by stochastic angular momentum accretion in core collapse supernovae
我提出了一个新的机制，以提高磁场放大新诞生的中子星在核心坍缩超新星。在这种机制中，它在抖动喷流爆炸机制中运行，并在湍流对规则磁场的放大之上，核心坍缩超新星中随机角动量的吸积形成了具有强初始磁场但旋转缓慢的中子星。吸积气体的角动量变化是抖动喷流爆炸机制所特有的，它对中子星表面附近的吸积质量的磁场施加了一个变化的方位角切变。我认为，这可以形成一种放大效应，我称之为随机欧米茄（S $ω$）效应。在普通的$αω$发电机中，旋转具有恒定的方向和值，因此提供恒定的方位角剪切，而对流具有随机行为。在S $ω$发电机中，随机角动量不同于湍流，因为它在大尺度上运行，并且它不同于规则的旋转剪切，因为它是随机的。基本的假设是，由于角动量轴的方向从一个吸积插曲到下一个，吸积插曲的旋转流拉伸磁场，在前一个插曲放大。我估计单独的S $ω$发电机的放大因子为$\approx 10$。我推测，S $ω$效应解释了最近的一项发现，即许多中子星生来就具有强磁场。
2019-08-22 astro-ph.HE
Low energy core collapse supernovae in the frame of the jittering jets explosion mechanism
我们涉及的核心坍缩超新星（CCSNe）的质量在较低范围的CCSNe和这些恒星的预塌缩核心的对流区的位置，在抖动喷流爆炸机制的框架内的爆炸性能的喷出物的爆炸前的结合能。我们的主要结论是，在抖动喷流爆炸机制的框架下，脉冲星在这些低能CCSNe中的残留物具有一定的意义，因为新诞生的中子星（NS）的喷流发射使NS旋转并产生脉冲星。我们粗略地估计，在这些情况下，双极振荡器的周期为几十毫秒。对流区的种子扰动，导致吸积的随机角动量，这反过来又被假定为发射抖动射流在这个爆炸机制。我们用恒星演化程序\textsc{mesa}计算了结合能和对流区的位置。对于最低的恒星质量，我们研究，$M_{\rm ZAMS} \simeq 8.5-11 M_\odot$，上面的对流区的结合能是低的，所以是预期的爆炸能量的抖动喷流爆炸机制，工作在一个负反馈循环。NS残余物的预期质量是$M_{\rm NS} \approx 1.25M_\odot-1.6M_\odot$，即使对于这些低能量的CCSNe。
2020-04-27 astro-ph.HE
Exploring the spectroscopic diversity of type Ia supernovae with DRACULA: a machine learning approach
Ia型超新星（SNeIa）的多个子类的存在在过去的十年中一直是争论的主题。当试图推断一个或多个子类的存在时，不可避免地遇到的一个主要挑战是子类定义的耗时和主观的过程。在这项工作中，我们展示了机器学习工具如何通过在这些对象形成的光谱多样性的连续空间中建立分层组结构来促进SNeIa亚型的识别。使用深度学习，我们能够在4维特征空间（时间演化为+1）中进行这种识别，而标准的主成分分析使用15个主成分几乎无法实现类似的结果。这表明，原始系统和爆炸机制可以用少量的初始物理参数来描述。作为概念的证明，我们表明，我们的结果与以前建议的分类方案是密切一致的，我们提出的方法可以抓住这些亚型的定义背后的主要光谱特征。这允许确认线的速度作为确定SNIa亚型的一阶效应，随后是91bg样事件。考虑到未来几年预期的数据泛滥，我们提出的方法是必不可少的，可以快速和统计上一致的识别SNeIa亚型（和离群值）。在这项工作中使用的所有工具都在Python包天文学无监督学习的简化和聚类（DRACULA）中公开提供，可以在COINtoolbox（https：//github.com/COINtoolbox/DRACULA）中找到。
2016-06-30 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
The Low Detection Rate of Pair Instability Supernovae and the Effect of the Core Carbon Fraction
对不稳定性超新星（PISN）是大质量恒星（VMS）的共同命运。目前的理论预测的初始和CO的核心质量范围为PISNe的$\sim$ 140-260 $M_\odot$和$\sim$ 65-120 $M_\odot$分别为恒星的风质量损失的影响不大。PISNe和核心坍缩超新星之间的相应的相对事件率估计为$\sim$ 1%的初始质量函数。然而，到目前为止，还没有可靠的PISN候选者被发现，尽管近年来发现了1,000多颗超新星。我们首次通过在$^{12}$ C（$α, γ$）$^{16}$ O反应速率中引入一个倍增因子$f_{\rm cag} \in [ 0.1, 1.2 ]$，研究了具有不同核心碳氧比的VMS的演化.我们发现，一个质量较小的VMS与高$X$（C）/ $X$（O）发展壳对流在核心碳燃烧阶段，与恒星避免对创建不稳定性。第二个结果是大规模VMS的高爆炸性，即，具有高$X$（C）/ $X$（O）的恒星以较小的爆炸能量爆炸。因此，PISNe的初始和CO核心质量范围显着增加。最后，具有高$X$（C）/ $X$（O）的PISN产生较少量的$^{56}$ Ni。因此，具有高$X$（C）/ $X$（O）的PISNe更罕见且更微弱，难以检测。这一结果提出了通过直接改变CO核心质量范围来降低PISN事件率的第一个理论。
2018-07-14 astro-ph.HE
On the Importance of the Convective Urca Process in 3D Simulations of a Simmering White Dwarf
Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Stony Brook University（石溪大学）；University of Alabama（阿拉巴马大学）
研究通过3D模拟探讨了对流Urca过程对白矮星燃烧阶段中中微子损失、核能生成及对流边界的影响，发现该过程显著减小了对流区规模。
2026-02-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of the standing accretion-shock instability and the lepton-emission self-sustained asymmetry in the neutrino emission of rotating supernovae
核心坍缩超新星（SNe）的旋转影响中微子的发射特性。通过对一个15 M太阳前身星的三个三维SN模拟（一个非旋转模型和两个以不同速度旋转的模型）的中微子性质的比较，研究了中微子发射随SN核中流体动力学的变化，这取决于不同的旋转程度.大振幅的正弦调制，由于常备吸积激波不稳定性（SASI）是在两个旋转模型比在非旋转的情况下较弱。SN祖星的旋转降低了与原中子星内部对流相关的径向速度和动能的径向分量。这种效应似乎不利于与轻子发射自维持不对称性（LESA）相关的半球中微子发射不对称性的增长。对中微子光度和电子中微子轻子数通量的多极展开的研究表明，在旋转SN模型中，四极模占主导地位。我们的研究结果突出了使用中微子作为SN流体动力学探针的力量。
2019-09-30 astro-ph.HE hep-ph
Three-Dimensional Explosion Geometry of Stripped-Envelope Core-Collapse Supernovae. II. Modelling of Polarization
我们提出了模拟线偏振研究多维几何的剥离包层核心塌陷超新星（SNe）。我们证明，一个纯粹的轴对称，二维几何形状不能再现斯托克斯Q-U图，即循环，偏振角沿与吸收线相关的速度的变化。相反，三维（3D）的clurons结构自然地复制环。环通常是在带状信封SNe中观察到的事实表明，SN喷出物通常有一个三维结构。我们研究了线偏振度作为吸收深度的函数的各种3D clusteries模型与不同的团块大小和覆盖因子。计算的线偏振度和观测的线偏振度之间的比较表明，典型的团块尺寸相对较大，>光球半径的25%。这种大规模的团块与SN残骸仙后座A中观察到的相似。考虑到观察到的样本的小尺寸，团块的覆盖因子仅受到弱约束（~ 5- 80%）。大尺度团簇结构的存在表明大尺度对流或吸积激波不稳定性发生在爆发的开始。
2017-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Origin of Mass Ejection in Failed Supernovae
Syracuse University（雪城大学）
研究探讨了失败超新星中弱冲击波的传播及稳定性，发现大马赫数解不稳定，而小马赫数解稳定，揭示了质量喷射与相对质量损失及恒星密度梯度的关系。
2026-05-06 astro-ph.HE
HOLISMOKES -- VII. Time-delay measurement of strongly lensed Type Ia supernovae using machine learning
哈勃常数（$H_0$）是宇宙学中的基本参数之一，但在造父变星距离阶梯和早期宇宙测量之间的$>$ 4 $σ$张力存在着激烈的争论。强透镜Ia型超新星（LSNe Ia）是测量$H_0$的一种独立而直接的方法，其中需要多个超新星（SN）图像之间的时间延迟测量。在这项工作中，我们提出了两种机器学习方法来测量LSNe Ia中的时间延迟，即全连接神经网络（FCNN）和随机森林（RF）。对于FCNN和RF的训练，我们从包括观测噪声和微透镜的理论SN Ia模型模拟模拟LSNe Ia。我们通过使用基于训练过程中未使用的经验LSNIa光变曲线的最终测试集来测试机器学习模型的可推广性，我们发现只有RF提供足够低的偏差来实现精确的宇宙学;因此，RF优于我们的FCNN方法应用于真实系统。对于在$i$波段的单波段测光的RF，我们在所有研究的情况下获得了优于1%的精度，时间延迟超过15天，假设后续观察与5 $σ$点源深度为24.7，两天的节奏与一些随机间隙，并检测到LSNe Ia 8至10天前的观察者框架中的峰值。在精度方面，我们可以实现一个典型的源红移$\sim$ 0.8的$i$带在相同的假设下，约1.5天的不确定性。为了改善测量，我们发现，使用三个波段，其中我们分别为每个波段训练RF，然后将它们组合，有助于将不确定性降低到$\sim$ 1.0天。我们已经公开发布了这项工作中使用的微透镜光谱和光变曲线。
2021-12-21 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
An asymmetric explosion as the origin of spectral evolution diversity in type Ia supernovae
Ia型超新星（SNe Ia）形成了一种观测上一致的恒星爆炸类型，因为更明亮的物体具有较小的衰减率。这种单参数行为使得Ia超新星可以被校准为宇宙学的“标准烛光”，并导致了加速宇宙的发现。然而，最近的调查显示，Ia超新星的真正性质更为复杂。理论上，有人认为最初的热核火花是在偏离白矮星（WD）祖先中心的地方点燃的，这可能是爆炸前对流的结果。在观测上，Ia超新星光谱演化的多样性超出了光度下降率的关系，这是一个尚未解决的问题。在这里，我们报告的频谱多样性是随机方向的结果，从一个不对称的爆炸被视为。我们的研究结果表明，光谱演化的多样性不再是一个问题，在使用超新星Ia作为宇宙学标准蜡烛。此外，这表明，点火偏离的中心是超新星Ia的一般特征。
2010-06-30 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A New Gravitational-Wave Signature from Standing Accretion Shock Instabilities in Supernovae
我们提出的结果，从完全相对论三维核心坍缩超新星（CCSN）的非旋转15 Msun星使用三种不同的核状态方程（EoS）的模拟。从我们的模拟覆盖到反弹后的~350毫秒，我们表明，发展的站立吸积激波不稳定性（SASI）显着不同的核EoS的刚度。一般来说，SASI活动在具有较软EoS的模型中发生得更剧烈。通过评估的引力波（GW）的排放，我们发现了一个新的GW签名的顶部上先前确定的一个，其中典型的GW频率随时间增加，由于积累的吸积到原中子星（PNS）。新观察到的准周期信号出现在频率范围从~100到200 Hz，并持续约150 ms之前，中微子驱动的对流占主导地位的SASI。通过分析SASI晃动和螺旋模式的周期频率以及对发射区的质量吸积率，我们表明SASI频率与GW频率相关。这是因为SASI引起的临时扰动质量吸积撞击PNS表面，导致准周期GW发射。我们的研究结果表明，GW信号，这可能是一个冒烟的枪签名的SASI，是在探测范围内的LIGO，先进的处女座，和KAGRA的银河系事件。
2016-08-24 astro-ph.HE
G-Mode Excitation During the Pre-explosive Simmering of Type Ia Supernovae
在一颗白矮星（WD）爆炸性燃烧形成Ia型超新星（SN Ia）之前，这颗恒星在一个对流的碳燃烧区“沸腾”了大约10^3年。我估计在这一阶段的对流g模式的激发，并探讨其可能对WD的影响。当这些模式从WD的核心向其表面传播时，它们的振幅随着密度的减小而增大。一旦这些模式达到非线性振幅，它们就会破裂并将其能量沉积到质量为~10^{-4}M_ \odot的壳层中。这使表面温度升高了6*10^8 K，这足以点燃一层氦，这在某些Ia超新星的情况下是可能存在的。这主要合成28 Si、32 S、40 Ca和一些44 Ti。这些灰烬在随后的爆炸中膨胀，速度高达20，000 km/s，这可以解释在许多Ia超新星中看到的高速特征（HVFs）。因此，HVFs的出现将是一个有用的判别确定之间的祖先，因为易燃的富氦层将不会存在的C/O WD的吸积在合并的情况下。我还讨论了44 Ti生产的影响。
2011-05-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational wave signature of proto-neutron star convection: I. MHD numerical simulations
引力波提供了一个独特的和强大的机会，约束动力学在内部的原中子星在核心坍缩超新星。对流运动在中子星磁场的产生中起着重要的作用，这可以解释在快速旋转的情况下磁星的形成。通过对一个仅限于对流区的模型进行后处理的三维MHD模拟，在滞弹性近似下计算了原中子星对流及其相关发电机的引力波辐射。我们考虑两种不同的原始中子星的结构代表早期（对流层）和晚期（当恒星几乎完全对流）。在慢旋转状态下，引力波的发射遵循一个宽光谱，峰值大约是周转频率的三倍。在这种情况下，与非磁化模拟相比，包含磁场略微降低了幅度，而不会显著改变频谱。快速旋转会显著改变振幅和频谱。振幅增加到几千倍。频谱的特征在于与惯性模式相关联的几个峰，其频率与旋转频率成比例。使用简单的物理参数，我们得出的缩放，定量再现这些数值结果的几个方面。我们还观察到一个多余的低频引力波，这出现在过渡到一个强场发电机的特点是一个强大的轴对称环形磁场。发电机作用的这种特征可以用来限制未来引力波探测中原中子星的发电机效率。
2021-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multidimensional Modeling of Type I X-ray Bursts. I. Two-Dimensional Convection Prior to the Outburst of a Pure Helium Accretor
我们提出了多维模拟的早期对流阶段点火前的I型X射线爆发使用低马赫数流体动力学代码，MAESTRO。低马赫数方法是必要的，以便进行研究这种现象所需的长时间积分。使用MAESTRO，我们能够捕获由于大规模加热引起的大气膨胀，同时捕获由于反应和热扩散引起的局部压缩性效应。我们还讨论了一维初始模型的准备和随后的映射到我们的多维框架。我们的初始模型生成方法不同于以前的多维研究中使用的方法，该方法在映射到多维网格之前通过一维中的多个突发来演化系统。在我们的多维模拟中，我们发现，正确解决燃烧层所需的分辨率比上述早期研究中使用的分辨率大一个数量级。我们的特征的对流模式，形成和讨论其产生的影响对流区域的状态，这是很重要的建模的爆发本身。
2010-12-03 astro-ph.HE
Electron Capture Supernovae From Close Binary Systems
本文首次详细研究了近距离双星系统中主星的电子俘获超新星通道（ECSN通道）。ECSN的祖先占据超新星祖先的质量谱的低端，被认为是形成白矮星祖先和核心坍缩祖先之间的过渡。由于氦核心的质量转移效应，密近双星系统的ECSN的质量范围被认为比单颗恒星的范围更宽。使用MESA恒星演化程序，我们探索了初始初始质量的参数空间之间的8 $M_\odot$和17 $M_\odot$，使用一个大的网格模型。我们发现，初始质量和质量转移演化是在这个质量范围内的恒星的最终命运的重要因素。在碳燃烧期间和之后，由于罗氏瓣溢出的质量转移导致核心冷却，从而避免氖点火，即使在质量高达1.52 $M_\odot$的无氦核心中也是如此，这在单个恒星中会点燃氖。如果核心能够收缩到足够高的密度，电子捕获开始，我们发现，对于采用勒杜对流标准，初始质量范围为初级演变成ECSN之间的13.5 $M_\odot$和17.6 $M_\odot$。质量比、初始周期和质量损失效率仅略微影响预测范围。
2017-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spectral modeling of type II supernovae II. A machine learning approach to quantitative spectroscopic analysis
现在有数百个公开的超新星光谱时间序列。这些数据的辐射转移模型给出了这些爆炸的物理性质，如组成，密度结构，或内在的光度的见解-这是非常宝贵的理解超新星的祖先，爆炸机制，或约束超新星距离。然而，一个详细的参数研究的可用数据已经遥不可及，由于高维的问题，再加上仍然显着的计算费用。我们通过使用机器学习仿真器来解决这个问题，机器学习仿真器是用于高维插值的算法。这些使用预先计算的训练数据集来模拟复杂代码的输出，但运行时间更短。我们提出了这样一个模拟器的应用程序与TARDIS辐射转移代码生成的合成II型超新星光谱。结果表明，相对较小的780个光谱的训练集，我们可以生成插值不确定性小于百分之一的仿真光谱。我们证明了这种方法的实用性，通过自动光谱拟合的两个著名的IIP型超新星，作为一个示例性的应用程序，我们确定超新星的距离，从光谱拟合使用定制的扩展光球方法。我们将我们的结果与以前的研究进行了比较，发现很好的一致性。这表明TARDIS光谱的仿真可能被用于对许多瞬态类进行自动和详细的分析，从而使大型数据存储库的分析触手可及。
2019-11-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Comparison of Two- and Three-dimensional Neutrino-hydrodynamics simulations of Core-collapse Supernovae
我们提出了一个11.2 $M_\odot$星的二维（2D）和三维（3D）流体动力学核心坍缩模拟的数值结果。通过系统地改变数值分辨率和种子扰动，我们研究了反弹后动力学在2D和3D中的不同。的计算进行了与能量相关的治疗的中微子输运的各向同性扩散源近似方案的基础上，我们已经更新，以达到一个非常高的计算效率。所有计算模型，包括9个三维模型和15个二维模型，都显示出失速反弹激波的复活，导致爆炸的可能性。所有这些都是由中微子加热机制驱动的，而中微子加热机制是由中微子驱动的对流和静止吸积激波不稳定性（SASI）所促进的。反映多维（多维）中微子驱动爆炸的随机性，爆炸形态的变化从模型到模型。然而，我们发现，最终的命运的多维模型是否得到一个爆炸，是受爆炸随机性。与以前的一些研究一致，更高的数值分辨率导致在3D和2D的冲击复苏的发病较慢。基于自洽的超新星模型导致爆炸的可能性，我们的研究结果系统地表明，复苏的冲击波在2D比在3D更积极地扩大。
2014-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
