A low energy core-collapse supernova without a hydrogen envelope
大质量恒星的最终命运取决于许多因素，包括质量、旋转速率、磁场和金属丰度。理论表明，一些大质量恒星（最初大于25-30太阳质量）最终会成为沃尔夫-拉叶星，由于强烈的恒星风造成质量损失而缺乏氢。这些恒星中质量最大的恒星有可能形成黑洞的核心，理论预测爆炸产生的喷出物具有低动能，微弱的光学显示和小质量分数的放射性镍（1，2，3）。低能超新星的另一个起源是相对低质量恒星（7-9个太阳质量）的氧-氖核心通过电子捕获而坍缩（4，5）。然而，没有弱的，缺氢的，核心坍缩的超新星是已知的。在这里，我们报告说，这种微弱的，低能量的核心坍缩超新星确实存在，并表明SN 2008 ha是有史以来观测到的最微弱的贫氢超新星。我们提出，其他类似的事件已经被观察到，但它们被错误地归类为特殊的热核超新星（有时标记为SN 2002 cx类事件（6））。这一发现可能将这些微弱的超新星与一些长时间的伽马射线暴联系起来。极微弱的氢剥离的核心坍缩超新星被认为产生了那些长的伽马射线暴，其余辉没有显示出与超新星有关的证据（7，8，9）。
2009-03-24 astro-ph.SR
Two- and three-dimensional simulations of core-collapse supernovae with CHIMERA
确定核心坍缩超新星的机制是一个复杂的，尚未解决的问题，依赖于广义相对论，流体力学，中微子输运，中微子-物质相互作用，核状态方程和反应动力学的相互作用。核心坍缩超新星及其核合成结果的从头算建模需要注意物理成分的耦合和近似。我们已经建立了我们的多物理CHIMERA代码超新星建模在1-，2-和3-D，使用射线的射线中微子输运，近似广义相对论，详细的中微子和核物理。我们讨论了一些早期的结果，从我们目前的一系列爆炸的二维模拟和我们的工作，以执行计算易处理的模拟在3D中使用的“阴阳”网格。
2013-01-10 astro-ph.SR
Production of 26Al, 44Ti, and 60Fe in Core-Collapse Supernovae: Sensitivity to the Rates of the Triple Alpha and 12C(a,g)16O Reactions
我们研究了在核心坍缩超新星中产生26 Al、44 Ti和60 Fe的三重α和12 C（a，g）16 O反应速率变化的敏感性。我们使用KEPLER代码模拟了15、20和25颗太阳质量恒星到核心坍缩开始的演化，并使用活塞模型模拟了随后的超新星爆炸。对Anders和Grevesse（1989年）和Lodders（2003年）丰度进行了计算。在实验不确定度σ的两倍范围内，对于每个氦燃烧速率，26 Al、60 Fe的产生及其比例变化5倍或更多。对于某些物种，类似的变化，观察到更小的速率变化，0.5 sigma或less.The生产的44钛是不太敏感的氦燃烧率的变化。所有三种同位素的产生都取决于用于初始恒星组成的太阳丰度。
2010-04-28 astro-ph.SR
First Simulations of Core- Collapse Supernovae to Supernova Remnants with SNSPH
我们提出了第一个三维模拟超新星冲击的演变从一开始在恒星核心通过发展的超新星遗迹到Sedov阶段。我们的一组模拟使用两种不同的祖先和两种不同的条件的环星环境的结构。这些计算证明了超新星不稳定性（随着冲击波穿过恒星而发展的不稳定性）在定义超新星遗迹中不稳定性的结构和长期发展方面的作用。我们还提出了第一次调查恒星和星际物质之间的混合超新星演变成一个年轻的超新星遗迹。
2013-05-17 astro-ph.SR
Progenitors of Core-Collapse Supernovae
大质量恒星对周围环境有很强的影响，特别是当它们在演化结束时产生核心坍缩超新星时。在这些论文中，我们回顾了大质量恒星的一般演化和它们在坍缩时的性质，以及大质量恒星和中等质量恒星之间的过渡。我们还总结了金属丰度和旋转的影响。然后，我们讨论了一些主要的不确定性，在大质量恒星的建模，特别强调在一维恒星演化代码对流的治疗。最后，我们提出了新的三维流体动力学模拟碳燃烧对流，并列出了关键点，从三维流体动力学研究的发展新的处方对流边界混合的一维恒星演化代码。
2018-02-21 astro-ph.SR
On the Progenitors of Core-Collapse Supernovae
理论认为，一颗初始质量约为太阳质量8倍至140倍的恒星，其铁核会发生灾难性的引力坍缩，最终形成中子星或黑洞。这种核心坍缩过程通常被认为伴随着恒星外壳的喷射，成为超新星。这一既定理论现在正在通过观测进行验证，超过30颗核心坍缩超新星的祖先恒星的性质已经通过检查爆炸前拍摄的高分辨率图像直接测量。在这里，我回顾了从这些研究中学到的东西，并简要地探讨了对恒星演化理论的潜在影响，“失败的超新星”的存在，以及我们对核心坍缩爆炸机制的理解。
2010-10-31 astro-ph.CO astro-ph.SR
Neutrinos and core-collapse supernovae
讨论了核心坍缩超新星中中微子味转换的最新进展，重点讨论了中微子-中微子相互作用的影响。后者已被证明会产生新的现象，大大改变中微子通量和超新星观测。特别是，我们之间的链接的频谱分裂和磁共振现象。此外，最近的研究表明，超新星中微子流存在轻子CP破坏效应。我们总结了这些发现。
2011-08-31 astro-ph.SR hep-ph
Precursors of Supernovae from Mass Eruption: Prospects for Early Warning of Nearby Core-collapse Supernovae
最近对大部分II型超新星的观测显示，在非常接近原始恒星的地方有致密的星周介质（CSM）的痕迹。如果这个CSM是在核心坍缩前几个月由爆发性质量损失产生的，那么爆发本身可能是一个前兆，有助于作为不久的将来超新星的早期预警。利用基于开放源代码CHIPS的辐射流体动力学模拟，我们从理论上模拟了一颗红超巨星的质量爆发辐射。我们发现，对于中等质量的爆发，光度通常在$10^{39}$ erg s $^{-1}$的数量级上，可以持续数百天，直到恒星爆炸，并且主要在红外线（峰值附近从-9到-11等）明亮。我们讨论的观测策略，找到这些签名从银河系和本地II型超新星。
2023-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamics of core-collapse supernovae and their progenitors
多维流体流动在大质量恒星的核心坍缩超新星爆炸中起着至关重要的作用。近年来，这些现象的三维（3D）模拟已经显着成熟。通过中微子驱动机制确定激波复活的成分已经取得了相当大的进展，并且已经在一些自洽的3D模型中获得了成功的爆炸。然而，这些进步也带来了新的挑战。由于需要增加物理真实性和有意义的模型验证，超新星理论现在正朝着一个更综合的观点发展，该观点将坍缩前后期对流燃烧阶段的多维现象，爆炸引擎和超新星包层中的混合不稳定性联系起来。在这里，我们回顾了我们目前的理解多维流体流动的核心坍缩超新星和他们的祖先。我们首先概述了核心坍缩超新星和后期对流燃烧阶段的流体动力学模拟所面临的具体挑战。然后，我们讨论了最新的进展和开放的问题，在理论和模拟。
2020-06-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry II: Explodability and Global Properties
在先前提出的原理验证研究中，我们建立了一个参数化的球对称爆炸方法（PUSH），可以再现核心坍缩超新星的许多特征。本文超越了能够再现SN 1987 A的观测性质的具体应用，对一组广泛的非旋转、太阳金属丰度恒星祖先模型的爆炸性质进行了系统的研究，这些模型的质量范围从10.8到120 M $_\odot$，其中包括作为大质量恒星坍缩的最终结果的从中子星到黑洞的转变，以及后者与超新星和微弱/失败的超新星的关系。本文件提供了扩展的核合成预测的基础上，即将在星系演化模型中使用的文件。
2020-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bolometric and UV Light Curves of Core-Collapse Supernovae
自2005年以来，雨燕紫外光学望远镜（UVOT）一直在观察紫外和光学的所有子类型的核心塌陷超新星（CCSNe）。我们在这里提出了50 CCSNe与斯威夫特UVOT观察，分析他们的紫外特性和行为。当我们在所有三个UV滤光器中具有多个UV检测时（λc = 1928 - 2600 nm），我们生成早期的热测量光变曲线，分析这些光变曲线的性质，UV对它们的贡献，并推导出UV通量对基于光学-IR的热测量光变曲线的贡献的经验校正。
2013-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary-Stripped Stars as Core-Collapse Supernovae Progenitors
大多数大质量恒星在其生命周期中都会经历双星的相互作用，这会改变被剥离的恒星的表面和核心结构，对它们最终成为核心坍缩超新星的命运产生重大影响。然而，迄今为止，核心坍缩超新星的模拟几乎完全集中在单个恒星的演化上。我们提出了一个系统的模拟研究的单一和双剥离的恒星具有相同的初始质量的候选人的核心坍缩超新星（11 - 21 M $_{\odot}$）。一般来说，我们发现，双星剥离的恒星核心往往是不那么紧凑，更突出，更深的硅/氧界面，并优先爆炸相应的相同初始质量的单星。这两种演化模式之间的行为二分法将对超新星统计数据产生重要影响，包括最终的中子星质量、爆炸能量和核合成产额。被剥离的双星残余物也很有可能填充最重的中子星和最轻的黑洞之间可能存在的质量差。我们的工作在两个方面有所改进，因为我们自洽地解释了坍缩前的恒星演化和随后的爆炸结果。即便如此，我们的研究结果强调需要更详细的恒星演化模型，以捕捉爆炸结果的敏感性。
2021-04-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Computational Models of Stellar Collapse and Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星是自然界最具能量的事件之一。它们标志着大质量恒星演化的结束，并用热核燃烧的灰烬污染了星际介质。尽管它们对星系和宇宙中生命的演化具有重要意义，但核心坍缩超新星爆炸机制的细节仍然处于黑暗之中，并构成了一个艰巨的计算挑战。我们概述了多维，多尺度和多物理性质的核心坍缩超新星问题，并讨论了计算策略和要求，其解决方案。具体来说，我们突出的轴对称（2D）辐射MHD代码VULCAN/2D和目前的结果从第一个完整的2D角度依赖中微子辐射流体动力学模拟后核心反弹超新星的演变。然后，我们继续讨论新的代码Zelmani，它是基于开源HPC Cactus框架，并提供了一个可扩展的AMR方法的3D完全广义相对论建模的恒星坍缩，核心坍缩超新星和黑洞形成的当前和未来的并行HPC系统。我们显示Zelmani的缩放属性超过16，000计算核心，并讨论第一个3D广义相对论核心崩溃的结果。
2009-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
General Relativistic Explosion Models of Core-Collapse Supernovae
我们目前的结果，从第一代多维广义相对论中微子流体动力学模拟核心坍缩超新星。与使用纯牛顿近似或“有效引力势”方法计算的模型进行比较，发现加热条件和引力波谱存在明显的定量差异。我们的研究结果强调了广义相对论在超新星问题中的重要作用（这似乎与其他重要因素，如维数和状态方程），无论是我们的爆炸动力学的理解，以及可观察到的签名的预测。
2011-12-08 astro-ph.SR gr-qc
The physics of Core-Collapse Supernovae: explosion mechanism and explosive nucleosynthesis
本文综述了核心坍缩超新星的1D和3D模拟进展，探讨了大质量恒星演化、爆炸机制、激波传播及各阶段的不确定性，并说明了爆炸的典型核合成产物。
2024-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of supernovae-driven superbubbles with conduction and cooling
利用球对称流体动力学模拟方法，研究了团簇超新星驱动下的超气泡（SBs）的动力学演化和内部结构，重点研究了热气泡内部与冷却壳层界面的热传导和冷却效应.我们的模拟采用了有效的扩散率来解释湍流混合的非线性不稳定性，而这些不稳定性在1D中没有被捕获。通过界面处的冷却和壳体气体蒸发到气泡内部的组合来平衡进入壳体的传导热通量。相对于没有传导的模拟，这种蒸发增加了SB内部的密度并降低了SB内部的温度超过一个数量级。然而，传导到界面中的大部分能量立即损失到冷却中，从而减少了平衡传导所需的蒸发质量通量。因此，蒸发速率通常比Weaver等人（1977）的经典相似性解（忽略冷却）所预测的低$\sim$ 3-30倍。来自第一$\sim$ 30 SNe的冲击波在SB内部保持超音速，因为来自界面的减少的蒸发降低了冲击波在热内部中扫过的质量。更新韦弗解决方案，包括冷却，我们构建了一个新的分析模型来预测冷却速率，蒸发速率，和时间演变的SBs。的冷却速率，并因此热气体的质量，动量，和SB提供的能量，是由周围的ISM密度和在气泡/壳界面处的非线性混合的效率。
2019-10-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Flavor Oscillations in Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星是研究中微子物理学许多方面的独特实验室。核心坍缩超新星中原中子星附近的特征是大物质和中微子密度。这个区域的一个显著特征是中微子-中微子相互作用的影响。随后的非线性多中微子系统的性质进行检查，特别强调其集体行为和对称性。中微子的性质和相互作用的r-过程核合成，可能发生在超新星环境的影响进行了讨论。
2012-09-26 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Optimal Classification and Outlier Detection for Stripped-Envelope Core-Collapse Supernovae
在当前的时域天文学时代，拥有严格的数据驱动模型来对瞬变（包括超新星）进行分类变得越来越重要。我们提出了第一个应用主成分分析的剥离包络核心坍缩超新星的光谱。我们使用一个最大的编译光学数据集的剥离信封超新星，包含160 SNe和1551光谱。我们发现，前5个主成分捕获我们的光谱样本的方差的79%，其中包含剥离超新星的主要家族：Ib，IIb，Ic和宽线Ic。我们开发了一个定量的，数据驱动的分类方法，使用支持向量机，并探讨剥离信封超新星分类作为相对于V波段最大光相位的函数。我们的分类方法自然识别“过渡”超新星和超新星有争议的标签，我们详细讨论。我们发现，剥离信封超新星类型是最可区分的后期相位范围内的$10\pm5$天和$15\pm5$天相对于V波段最大值，我们讨论了我们的研究结果的影响，如ZTF和LSST当前和未来的调查。
2019-08-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Light-curve and spectral properties of ultra-stripped core-collapse supernovae leading to binary neutron stars
我们研究了超剥离核塌缩超新星的光变曲线和光谱性质。超剥离超新星是严重剥离的大质量恒星的爆炸，通过与致密伴星的双星相互作用失去了它们的外壳。它们的抛射量仅为~ 0.1 Msun，可能是形成双中子星系统的主要途径，这些系统最终合并并发射出强引力波。我们跟随一个超剥离超新星祖先的演变，直到铁核崩溃，并进行爆炸核合成计算。然后，我们合成的光变曲线和光谱的超剥离超新星使用核合成的结果，并提出其预期的性质。超剥离超新星合成~ 0.01 Msun的放射性~（56）Ni，其典型的峰值光度约为1 e42 erg/s或-16 mag.它们的典型上升时间为5 - 10天.比较合成的和观测到的光谱，我们发现SN 2005 ek，一些所谓的富钙间隙瞬变，和SN 2010 X可能与超剥离超新星。如果这些超新星实际上是超剥离超新星，它们的事件率预计约为核心坍缩超新星的1%。通过比较未来引力波观测得到的双中子星合并率和我们合成的光变曲线和光谱模型确定的光学瞬变测量得到的超剥离超新星率，我们将能够判断超剥离超新星是否实际上是双中子星人口的主要贡献者，并提供对双恒星演化的约束。
2016-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational Waves from Core-Collapse Supernovae
引力波是一种潜在的直接探测核心坍缩超新星爆发第一秒过程中多维流动的方法。在这里，我们概述了预测的引力波信号从中微子驱动的超新星的非旋转的祖先从最近的二维和三维模拟的结构。我们勾勒出一些定量的依赖关系，支配这个信号的振幅和它的演变在时间-频率域。
2017-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Progenitors of core-collapse supernovae
了解核心坍缩超新星的前身是理解爆炸的基本组成部分。综述了近年来发现此类恒星的进展。可以产生超新星的最小初始质量已经收敛到8 +/- 1太阳质量，这是直接探测到的II-P SNe的红超巨星祖先和最大质量的白矮星祖先，尽管这个值是模型依赖的。看来大多数Ibc型超新星都是由中等质量的相互作用双星产生的。高能量、宽线的Ic超新星可能是由大质量的沃尔夫-拉叶祖星产生的。有一些证据表明，大多数大于20个太阳质量的大质量恒星可能会安静地坍缩成黑洞，而爆炸仍然没有被发现。最近发现的一类超亮II型超新星和直接探测到的一些具有明亮的蓝色变星特征的祖星表明，一些非常大质量的恒星确实会产生高能爆炸。其物理机制仍有争议，这些SNe对恒星演化理论提出了挑战。
2009-10-27 astro-ph.CO astro-ph.SR
Influence of Magnetorotational Instability on Neutrino Heating: A New Mechanism for Weakly Magnetized Core-Collapse Supernovae
我们研究了磁旋转不稳定性（MRI）对弱磁化，快速旋转的核心崩溃的动力学的影响进行高分辨率的MHD模拟在轴对称与简化的中微子转移。我们发现，一个最初的子磁星类磁场是急剧放大的MRI，并大大影响其后的动态。虽然磁压不足以强到喷射物质，但放大的磁场有效地将角动量从高纬度转移到低纬度，这会由于额外的离心力而导致低纬度加热区的扩大。这会提高中微子加热的效率，最终导致中微子驱动的爆炸。这是一个新的核心坍缩超新星的场景，迄今为止从未被数值模拟证明。
2014-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
SuperNova IDentification spectral templates of 70 stripped-envelope core-collapse supernovae
我们使用Modjaz等人（2014）发表的640个剥离包络核心塌陷SNe（SESNe）光谱构建了70个超新星识别（SNID; Blondin & Tennis 2007）超新星（SN）模板。由458个光谱构建的56个SN模板是全新的，将SESNe的数量和当前SNID数据库中SESNe光谱的数量分别增加了2.6和2.0倍。我们还对当前SNID数据库中的模板进行了一些类型和阶段改进。
2015-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multi-band optical light-curve behavior of core-collapse supernovae
我们介绍了2002-2012年期间使用印度奈尼塔尔阿雅巴塔观测科学研究所（缩写为ARIES）运营的1 m级光学望远镜对19个明亮的核心塌陷SNe进行UBVRI光学光度跟踪获得的调查结果。这组均匀的数据已被用来研究光学光/色曲线的行为，并深入了解对象到对象的特性。我们推导出IIP、Ibc和发光SNe型的积分亮度。两个特殊类型的IIP事件的光度性质类似于正常的IIP和光谱性质类似于亚发光IIP已被确定。
2013-04-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Critical Conditions for Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星的爆炸可以近似为原中子星（PNS）吸积的稳态解的崩溃。分析表明，当中微子光度超过临界值L_c时，即使在最佳激波半径R下，中微子球压力也超过流体静力极限。由此得到L_c \propto M^2 T^2（经对数修正）和R \propto M/T，与数值结果一致，其中M、T为PNS质量和中微子温度。近临界流动可以近似为等温层顶部的弹道壳。
2012-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermal Effects on Black Hole Formation in Failed Core-Collapse Supernovae
我们研究了几个方面的黑洞形成失败的核心坍缩超新星使用一维广义相对论流体动力学模拟。我们使用开源代码GR 1D，并将其纳入核子-核子韧致辐射，这是一个重要的中微子对产生通道。我们专注于如何各种热效应可以影响反弹后超新星演化朝向黑洞的形成。通过模拟有核子-核子韧致辐射和无核子-核子韧致辐射的情况，我们研究了质子中子星中黑洞形成对热支持的敏感性。我们还调查延迟黑洞的形成，人工驾驶爆炸在极端的模型中，质子中子星最初热支持以上的最大重子冷中子星质量，但随后崩溃后，中微子冷却去除足够的热支持黑洞。
2011-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
The non-linear onset of neutrino-driven convection in two and three-dimensional core-collapse supernovae
本文用一个超新星核坍缩激波后区的模型研究了对流驱动的湍流运动在平流存在下的非线性发展。我们的数值模拟表明，浮力扰动的密度能够触发自持对流时，不稳定性不是线性稳定的平流。大振幅扰动产生的强烈冲击振荡或燃烧不均匀性崩溃前的祖有效地粉碎通过相混合，并产生湍流级联。我们的模型使我们能够调查几个物理参数，已提出来解释的影响，在全球模拟的核心坍缩超新星爆发的维度。研究发现，三维（3D）模拟比二维（2D）模拟产生更高的熵值。我们将其归因于更大的湍流混合和3D中的动能耗散为热量。结果表明，随着数值分辨率的提高和微扰幅度的增大，熵的增加增强。
2018-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
2D and 3D Core-Collapse Supernovae Simulation Results Obtained with the CHIMERA Code
最近，通过多万亿次计算机的可用性和超新星代码的日益复杂化，在核心坍缩超新星的真实建模方面取得了很大进展。这些改进使模拟具有足够的真实性，长期以来一直是个谜的爆炸机制可能很快就会被描绘出来。我们简要介绍了CHIMERA代码，超新星代码，我们已经开发出模拟核心坍缩超新星在1，2，和3个空间维度。然后，我们描述了一套正在进行的2D模拟开始从12，15，20和25太阳质量的祖。这些都表现出爆炸，目前正处于膨胀阶段，冲击波在5,000到20,000公里之间。我们还简要地描述了一个正在进行的模拟在3个空间维度开始从15太阳质量祖。
2010-02-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Turbulence and magnetic field amplification from spiral SASI modes in core-collapse supernovae
定常吸积激波不稳定性（SASI）在核心坍缩超新星（CCSNe）爆炸阶段的现代模拟中起着核心作用。它可能是实现中微子动力爆炸的关键，并可能与中微子的出生特性（例如，反冲、自旋和磁场）到超新星动力学。使用高分辨率的磁流体动力学模拟，我们研究了湍流的发展，和随后的放大磁场在一个简化的模型后反弹的核心坍缩超新星环境。湍流是由SASI引起的二次不稳定发展而来的。我们的模拟表明，湍流的发展起着重要的作用，为随后的演变的SASI。湍流还通过一个小规模的发电机来放大微弱的磁场。
2012-03-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Explosion Mechanism of Core-Collapse Supernovae and Its Observational Signatures
大质量恒星的死亡被许多谜团所笼罩。其中之一是将简并铁核的坍缩转变为爆炸的机制，这一过程决定了超新星爆炸的能量、幸存的致密残骸的性质以及核合成产额。由于现代时域天文测量和对爆炸机制的新测试成为可能，核心坍缩超新星观测的数量一直在加速增长。我们回顾了参数化超新星爆炸模型的预测，并将其与从观测到的光变曲线、光谱和中子星质量推断出的爆炸性质进行了比较。
2020-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Core-collapse supernovae and neutrino properties
我们强调在超新星中微子领域的发展。我们讨论了未来的观测的重要性，通过运行和即将进行的实验，从下一个超新星的中微子信号，以及弥漫的超新星中微子背景。
2022-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
The survival of nuclei in jets associated with core-collapse supernovae
像镍-56这样的重核是在大量的核心坍缩超新星（CCSN）中合成的，包括与伽马射线暴（GRB）相关的高能超新星。最近的研究表明，喷流是CCSN的一个共同特征。这些外流可能在发射或传播过程中夹带合成核，并提供有趣的多信使信号，包括重超高能宇宙射线。在这里，我们调查的破坏过程中，从恒星物质穿过射流材料通过茧，并在传播过程中被成功地加载到喷流。我们发现，原子核可以存活的喷流参数范围，因为碰撞冷却速度比spiritual。虽然正则高亮度伽玛暴喷流可能含有核，但磁主导模型或具有小体积洛伦兹因子的低亮度喷流更有利于具有更显著的重核成分。
2012-05-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Termination of the MRI via parasitic instabilities in core-collapse supernovae: influence of numerical methods
我们研究的影响，数值方法和网格分辨率终止的磁旋转不稳定性（MRI）的寄生不稳定性的三维剪切盘模拟再现典型的条件下发现的核心塌陷超新星。在这种情况下，MRI是否能够放大弱磁场，除了其他因素外，还取决于其生长终止的幅度。我们的研究的定性结果不依赖于数值方案。在我们所有的模型中，MRI终止是由开尔文-亥姆霍兹不稳定性引起的，与理论预测一致。然而，在数量上存在差异，但如果使用高阶重建方法，即使在相对较低的网格分辨率下也可以实现数值收敛。
2016-05-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Delay-time distribution of core-collapse supernovae with late events resulting from binary interaction
大多数大质量恒星，核心坍缩超新星的祖先，都是在近距离的双星系统中，并可能通过质量转移或合并与它们的伴星相互作用。我们进行人口合成研究，计算核心坍缩超新星的延迟时间分布，即超新星速率与时间的星暴后，考虑到二元相互作用。我们通过运行各种模拟来测试我们的结果的系统鲁棒性，以考虑我们标准假设中的不确定性。我们发现，一个显着的分数，$15^{+9}_{-8}$ %，核心坍缩超新星是“晚”，也就是说，他们发生在出生后50-200万年，当所有的大质量的单星已经爆炸。这些晚期事件主要起源于至少有一颗，或在大多数情况下，两颗恒星最初都是中等质量（$4-8M_{\odot}$）的双星系统。主要的演化途径通常包括最初质量更大的主星与伴星的合并，或者主星剩余的核心被在早期演化阶段吸积了质量的膨胀的次级恒星吞没。此外，核心坍缩超新星的总数增加了$14^{+15}_{-14}$ %，因为双星对于相同的初始恒星质量。高速率意味着我们应该已经观察到了这种晚期的核心坍缩超新星，但还没有认识到它们是这样的。我们认为，$ϕ$英仙座可能是一个祖先和偏心中子星-白矮星系统可能是后代。晚期事件可以帮助解释麦哲伦星云中超新星遗迹和河外Ia型事件的延迟时间分布的差异，降低了即时Ia事件的贡献。我们将讨论如何测试这些预测，并推测在模拟星系演化的超新星反馈的影响。
2017-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sterile neutrino oscillations in core-collapse supernovae
我们已经进行了核心坍缩超新星模拟，允许电子中微子（或其反粒子）与右手无菌中微子之间的振荡。我们已经考虑了一系列的混合角和不育中微子的质量，包括那些符合不育中微子作为暗物质的候选者。我们研究这种振荡是否会影响超新星的核心反弹和冲击再加热。我们确定的最佳范围的混合角和质量，可以大大提高超新星爆炸有效地传输电子反中微子从核心后面的冲击，他们提供额外的加热，导致更大的爆炸动能。我们表明，这种效应可以导致恒星爆炸，否则就会崩溃。我们发现，一个有趣的周期性的中微子光度的发展，由于一个周期的中微子密度的耗尽转换为无菌中微子关闭转换，然后由一个补充的中微子密度作为中微子运输通过核心。
2014-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry III: Nucleosynthesis Yields
在先前提出的原理验证研究中，我们建立了一个参数化的球对称爆炸方法（PUSH），可以再现各种爆炸前模型的核心坍缩超新星的许多特征。该方法是基于中微子驱动的机制，遵循崩溃，反弹和爆炸。我们的核合成预测模型有两个关键方面。首先，质量削减和爆炸能量同时出现在模拟中（确定每个恒星模型的铁族喷出物的数量）。第二，中微子和物质之间的相互作用被一致地包括在内（设置最里面的喷射物的电子分数）。在本文中，我们使用Ebinger等人（2018）成功的爆炸模型，其中包括两套太阳金属丰度的爆炸前模型，组合质量在10.8和120 M $_{\odot}$之间。我们进行系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量。由此产生的$^{56}$镍喷出物是在总体上与正常的核心坍缩超新星的观测值。铁组产额也与贫金属恒星HD84937的丰度一致。我们还提出了一个比较我们的结果与观测趋势的α元素铁的比例。
2018-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional core-collapse supernovae with complex magnetic structures: I. Explosion dynamics
磁场可以在与伽马射线暴和超新星等剧烈事件相关的突出爆炸的动力学中发挥重要作用，因为它们提供了一种自然机制，可以利用中央原中子星的旋转能量和通过恒星祖星的动力相对论喷流。由于这种场的结构是相当不确定的，大多数MHD驱动的核心坍缩超新星的数值模型都认为初始磁场是一个对齐的偶极子，而实际上场的形态可能要复杂得多。我们提出了三维模拟的核心坍缩超新星与更现实的磁结构，如四极场，并首次，赤道偶极场。除了对准的偶极子之外的其他偶极子产生较弱的爆炸和较少的准直流出，但同时可以更有效地从PNS提取旋转能量。然后，这些能量被储存在PNS的周围，而不是为极地喷气机提供动力。一个显着的轴向偶极组件也产生的模型开始与四极场，指向一个有效的发电机机制在附近的PNS表面操作。
2021-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetorotational Instability in Core-Collapse Supernovae
我们讨论了核心坍缩超新星（CCSNe）的磁旋转不稳定性（MRI）的相关性。我们最近的数值研究表明，在CCSNe中，MRI是由开尔文-亥姆霍兹型的寄生不稳定性终止。为了确定MRI是否可以将初始弱磁场放大到CCSNe中的动态相关强度，我们使用两种不同的数值代码对非理想磁流体动力学中靠近差分旋转原中子星表面的区域进行了三维模拟。我们发现，在原中子星普遍存在的条件下，MRI可以将磁场放大（仅）一个数量级。这严重限制了MRI通道模式作为放大从小种子场开始的原中子星中的磁场的试剂的作用。
2017-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Importance of cooling in triggering the collapse of hypermassive neutron stars
双中子星（NSNS）的螺旋和合并可以导致超大质量中子星（HMNS）的形成。当HMNS由于中微子冷却和/或由于引力波（GW）发射的离心支持而失去热压力时，和/或差旋转的磁破坏，它将坍缩成黑洞。为了评估冲击引起的热压力和冷却的重要性，我们采用了一个理想化的状态方程，并通过后期螺旋，合并和HMNS的形成，占冷却在全GR进行NSNS模拟。我们表明，热压力有助于显着的支持HMNS对崩溃和热冷却加速其“延迟”崩溃。我们的模拟明确地表明，冷却可以导致一个热的超大质量中子星合并后形成的双中子星的灾难性崩溃。因此，冷却物理学是重要的，包括在NSNS合并计算，以准确地确定HMNS残留物的寿命，并提取有关NS状态方程，冷却机制，酒吧的不稳定性和B-场的信息，从全球变暖发射的瞬态阶段之前BH的形成。
2012-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Impact of neutrino pair-production rates in Core-Collapse Supernovae
在本文中，我们提出了一个仔细的研究中微子对生产的影响，核心坍缩超新星通过球对称，广义相对论模拟的两个不同的大质量恒星的祖先与能量依赖的中微子输运。我们探讨的影响和后果的基础微观物理和实施的辐射输运算法的超新星演化，中微子信号特性，和爆炸动力学。我们考虑了超新星中发现的两个主要中微子对产生过程，电子正电子湮没以及核子核子韧致辐射，并结合辐射输运算法中对这两个过程的简化和完整处理。我们发现，使用简化的处方定量影响中微子信号在10\%的水平和潜在的超新星动力学，因为我们显示的情况下，9.6 M $_\odot$祖。我们还表明，核子-核子韧致辐射相互作用的选择也可以对中微子信号产生定量的影响。一个自洽的处理与国家的最先进的微观物理的核心崩溃的精确模拟建议，但这里探讨的简化处理是计算要求较低，并在定性类似的演变结果。
2020-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry: Nucleosynthesis Yields
核心坍缩超新星（CCSNe）是大质量恒星的极高能量死亡。它们在宇宙中许多重元素的合成和传播中起着至关重要的作用。在过去，CCSN核合成计算依赖于人工爆炸方法，无法充分捕捉恒星最内层的物理现象。PUSH方法以SN 1987 A为基准进行校准，利用原中子星（PNS）发射的重味中微子的能量来触发参数化爆炸。这使得有可能遵循PNS的一致演变，并确保更准确地处理喷出物的电子分数。在这里，我们提出了铁组核合成的核心塌陷超新星，爆炸与PUSH，为两个不同的祖先系列的结果。计算出的收益率观测贫金属星数据的比较。核合成产率将计算所有元素和广泛的祖细胞质量。这些产率对于星系化学演化的模型非常有用。
2017-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational Waves from Core-Collapse Supernovae
我们总结了我们目前对核心坍缩超新星的引力波发射的理解。我们回顾了多维模拟的既定结果，并在可能的情况下提供了信封背面的计算，以突出基本的物理原理。引力波主要是由质子中子星振荡发出的。在缓慢旋转的情况下，这是最常见的超新星类型，振荡是由多维流体动力学不稳定性激发的，而在罕见的快速旋转的情况下，质子中子星由于离心力而产生扁圆形变形。引力波信号可能在我们银河系内的现有探测器上勉强可见，而未来的第三代仪器将能够进行更强大和详细的观测。发展非轴对称不稳定性的快速旋转模型可能在第三代探测器的百万秒差距距离内可见。最后，我们讨论了多信使观测超新星的策略。
2022-01-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Carbon monoxide formation and cooling in supernovae
在对超新星光谱（SNe）进行建模时，分子物理学的包含是一个重要的部分，往往会从谜题中消失。分子对光谱有直接的影响，特别是在红外线上，并且由于它们对某些物理条件（如温度）的影响而产生间接影响。在本文中，我们的目标是研究分子的形成和非局部热力学平衡（NLTE）冷却，特别关注CO，超新星中最常见的分子。我们还旨在确定超新星化学对物理参数的依赖性和对速率不确定性的相对敏感性。我们实施了一个化学动力学的分子的破坏和形成的描述到SN光谱合成代码SUMO。此外，选定的分子耦合到完整的NLTE水平的人口框架，因此，我们将分子NLTE冷却到温度方程。我们产生了一个测试模型的CO形成SN 1987A之间的150和600天，并调查所得的分子质量的灵敏度输入参数。我们发现，有一个密切的相互依赖性之间的热演化和CO的形成量，主要是通过一个重要的温度敏感的CO破坏过程与O+。几百天后，一氧化碳完全控制了超新星氧碳区的冷却，因此，几乎没有光辐射。计算的CO质量尺度的不确定性近似线性与典型的不确定性因素为个人利率。我们展示了如何分子质量可以潜在地用于约束超新星的各种物理参数。
2020-08-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Towards asteroseismology of core-collapse supernovae with gravitational-wave observations - I. Cowling approximation
核心坍缩超新星的引力波是由原中子星及其周围环境（包括激波）中的不同振荡模式激发而产生的。在这项工作中，我们研究的PNS冲击系统的反弹后振荡频谱和观察到的引力波信号从核心崩溃模拟的特征频率之间的关系。这是一个基本的第一步，以制定一个程序来推断天体物理参数的PNS形成的核心塌陷超新星。我们的方法结合了从PNS的振荡谱，通过线性微扰分析背景物理系统，从相应的非线性，核心崩溃模拟的引力波谱的信息。使用的结果从35 $M_{\odot}$前超新星祖先的崩溃模拟，我们表明，这两种类型的光谱确实是相关的，我们能够识别的振荡模式的PNS，即g-模式，p-模式，混合模式，和站立吸积激波不稳定性（SASI）模式，获得一个非常密切的对应关系的时间-频率分布的引力波模式。本文提出的分析提供了一个概念证明，在核心崩溃的情况下，星震学确实是可能的，它可以作为未来工作的基础上PNS参数推断的基础上引力波观测。
2018-07-05 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
Reducing Uncertainties in the Production of the Gamma Emitting Nuclei 26Al, 44Ti, and 60Fe in Core Collapse Supernovae by Using Effective Helium Burning Rates
我们用氦燃烧反应的有效反应速率（ERR）来预测核坍缩超新星中γ发射核26 Al、44 Ti和60 Fe的产额。ERR允许的反应速率值的预测产率的变化比以前得到的小得多，并且比其他不确定性小。一个基于超新星前结构的超新星核合成产额的“过滤器”被用来估计失败的超新星对初始质量函数平均产额的影响;这大大降低了所有这些同位素的产额，但预测的产额比60 Fe/26 Al几乎没有受到影响。这个比率的鲁棒性是有希望的数据比较，但它是大于观察到的性质，这种差异的可能原因进行了讨论。
2017-04-05 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Effects of neutrino mixing upon electron fraction in core collapse supernovae
大质量中微子的加入影响了重核形成的截面，改变了它们的丰度。快速中子俘获过程（r-过程）通常与爆炸事件有关，如核心坍缩超新星。本文研究了活动和惰性中微子振荡和相互作用对中微子通量、重子密度和物质电子分数的影响。我们考虑了两种不同的中微子初始分布函数和不同的混合参数组合（包括θ 34 = 0）。我们使用密度矩阵的形式进行计算，包括中微子振荡的影响，与物质的相互作用和自中微子相互作用。我们发现，中微子与物质的相互作用和与自己改变电子分数，影响r过程的开始。
2018-09-06 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
On the rate of core collapse supernovae in the Milky Way
几个大型中微子望远镜，在世界各地的不同地点运作，作为他们的主要目标是第一次检测中微子发射的引力坍缩在银河系。这些观测计划的成功取决于银河系超新星核心坍缩的速率，$R$。在这项工作中，标准的统计技术被用来结合几个独立的结果。它们的一致性进行了讨论，并确定了最关键的输入数据。对$R$的推断进一步测试和完善，包括直接信息的发生率引力坍缩事件在银河系和本星系群，从中微子望远镜和电磁调查。对误差进行保守处理，得到一个组合速率$R=1.63 \pm 0.46$（100年）$^{-1}$ ;核心坍缩超新星事件之间的对应时间是$T=61_{-14}^{+24}$ ~yr。强调了更新恒星出生率方法分析的重要性。
2020-09-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
