Probing a diffuse flux of axion-like particles from galactic supernovae with neutrino water Cherenkov detectors
在这篇文章中，我们声称，类轴子粒子（ALP）与MeV的质量可以产生半相对论性的速度在核心坍缩超新星（SNe），产生一个弥漫的银河通量。我们表明，这些ALP可以检测到中微子水切伦科夫探测器通过$a \, p \rightarrow p \, γ$相互作用。使用超级神冈的数据，我们推导出新的约束ALP参数空间，不包括一个区域跨越一个数量级以上的ALP-质子耦合的冷却范围内的ALP质量的范围内的$1-70$ ~MeV和ALP-质子之间的耦合$\sim 2\times10^{-5}-2\times10^{-4}$。我们表明，未来的超神冈将能够探测耦合小到$\sim 10^{-5}$，大大限制了SN 1987 A冷却边界以上的允许区域。
2025-07-14 astro-ph.CO hep-ph
Electron cooling and the connection between expansion and flux-density evolution in radio supernovae
射电超新星（Radio Supernovae，RSNe）是一种微弱而罕见的事件。它们典型的最大射电光度只有$10^{27}$ \，erg\，s $^{-1}$ \，Hz $^{-1}$的量级。然而，有非常少的情况下，相对明亮（和/或关闭）RSNe，其中的冲击波的扩展和无线电光变曲线在几个频率已被监测覆盖数年。应用超新星射电辐射的标准模型，通过假设同步辐射电子的磁场和能量密度的演化规律，可以用简单的代数方法将模拟膨胀曲线的定义参数与模拟光变曲线的定义参数联系起来。然而，电子的冷却机制可能会极大地影响光变曲线和膨胀曲线之间的这种联系，并导致对电子加速细节和/或CSM径向密度分布的错误结论。在本文中，我们研究如何电子冷却修改的磁通密度衰减率的RSNe的一组似是而非/现实的值的磁场和不同的膨胀制度。我们使用这些结果来估计迄今为止观察到的不同RSNe的磁场，并将它们与通过假设粒子和磁场之间的能量均分而获得的结果进行比较。对于一些监测最好的RSNe，已经观察到减速测量，光学薄光谱指数和幂律时间衰减（SN\，1979 C，SN\，1986 J，SN\，1993 J，和SN\，2008 iz），我们找到了幂律拱星密度分布指数的自洽解（所有情况下的$s=2$）、幂律相对论电子布居指数（相当陡的值，$ p = 2.3 - 3.0$）和初始磁场（范围从$\sim 20$到$> 100$ \，G）。
2011-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Dusty supernovae running the thermodynamics of the matter reinserted within young and massive super stellar clusters
根据观测和理论证据表明，在核心坍缩超新星的主要生产者的尘埃，在这里，我们计算的流体动力学的物质重新插入年轻和大质量的超级星团的气体和尘埃辐射冷却的假设下。预计在大规模集群的大超新星率允许持续补充的灰尘沉浸在高温热化重新插入的物质，并保证在II型超新星时代的集群体积内的尘埃的固定存在。我们首先表明，这样的平衡决定的范围内的粉尘气体的质量比，这是粉尘冷却法。然后，我们搜索的临界线，分离固定集群风的双峰情况下，在集群机械光度（或集群质量）与集群大小参数空间。在后者中，强烈的辐射冷却大大减少了集群风机械能输出，特别是影响集群中心区域，导致频繁的热不稳定性，减少压力，抑制出口的重新插入的物质。相反，物质在那里积累，预计最终会导致引力不稳定性，并通过以前的大质量恒星重新插入物质进一步形成恒星。计算的主要结果是，临界线几乎是两个数量级或更多，取决于绝热风终端速度的假设值，低于仅应用气体辐射冷却时。因此，许多大质量星系团被预测将进入双峰区。
2019-11-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
DES14X3taz: A Type I Superluminous Supernova Showing a Luminous, Rapidly Cooling Initial Pre-Peak Bump
我们介绍了DES 14 X3 taz，一个新的贫氢超亮超新星（SLSN-I）发现的暗能量调查（DES）超新星计划，与额外的光度数据提供的调查使用DECam的超亮超新星（SUDSS）。利用加那利大望远镜（GTC）上的OSIRIS获得的光谱显示，DES 14 X3 taz是z=0.608的SLSN-I。多色测光揭示了一个双峰的光变曲线：一个蓝色和相对明亮的初始峰值，在主光变曲线缓慢上升之前迅速消失。我们的多色测光使我们能够第一次表明，初始峰值在15个静止帧天内从22，000 K冷却到8，000 K，并且比任何已发表的核心坍缩超新星都更快，更亮，达到主峰的30%的热光度。没有物理镍动力模型可以适应这个初始峰值。我们表明，一个冲击冷却模型，其次是磁星驱动的光变曲线的第二阶段，可以充分解释整个光变曲线的DES 14 X3 taz。在距离约400个太阳半径处扩展的星周物质的激波冷却模型比恒星包层的激波加热表面层的冷却模型更可取。我们将DES 14 X3 taz与文献中的少数双峰SLSN-I事件进行了比较。虽然这些初始峰值的上升时间和特征不同，但存在着一种诱人的可能性，即它们可以用一种物理解释来解释。
2016-01-19 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
An axion constraint from the diffuse supernova neutrino background indicated by Super-Kamiokande
Keio University（庆应义塾大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（综合研究大学院大学）；Department of Astronomy, The University of Tokyo（东京大学天文学系）；Theory Center, IPNS, KEK（高能加速器研究机构理论中心）；Kavli IPMU (WPI), The University of Tokyo（东京大学加瓦利宇宙起源研究前沿中心）；National Institute of Technology (KOSEN), Numazu College（静冈县立沼津工业高等专门学校）
本研究利用超级神冈探测器指示的弥散超新星中微子背景，通过中微子辐射流体动力学模拟，得到轴子-质子耦合常数的1σ上限，该约束不依赖单个超新星性质，可用于其他相关弱相互作用粒子研究。
2026-08-20 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Simulating galactic outflows with thermal supernova feedback
宇宙学模拟利用次网格方法来实现由大质量恒星驱动的星系风，因为直接注入热形式的超新星能量会导致强烈的辐射损失，使反馈效率低下。我们认为，灾难性冷却的主要原因是注入能量的气体质量与母恒星星族质量之间的不匹配。因为太多的物质被加热，温度太低，冷却时间太短。我们使用分析参数来估计，作为气体密度和数值分辨率的函数，所需的最低加热温度，注入的热能被有效地转换成动能。然后，我们提出并测试了一个随机实现的热反馈，使用这个最小的温度增加作为输入参数，可以采用粒子和网格为基础的代码。我们使用光滑粒子流体动力学模拟，在总质量为10^10和10^12 h^-1太阳质量的暗物质晕中孤立盘星系模型上测试了该方法。热反馈强烈地抑制了恒星的形成速率，并可以驱动大量的大规模外流，而无需暂时关闭辐射冷却。根据预期来自分析参数，足够高的分辨率的结果变得不敏感的强加的温度跳变，也同意采用动力学反馈的高分辨率模拟。
2012-07-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Search for gravitational waves from supernovae and long GRBs
我们报告的证据黑洞自旋在光变曲线的BATSE目录的1491长伽玛暴的应用匹配滤波。这一观测结果表明，在ISCO黑洞与周围的高密度物质的强相互作用，诱导非轴对称不稳定性持续冷却引力波发射。LIGO-Virgo和最近资助的KAGRA实验的机会被强调，对于长GRB，有和没有超新星，以及在本地宇宙中距离约35 Mpc的高能核心坍缩超新星。
2013-01-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
How Supernovae Launch Galactic Winds
我们使用理想化的三维流体动力学模拟的全球星系盘研究发射的星系风超新星（SNe）。模拟解决了大多数超新星遗迹（SNRs）的冷却半径，从而自洽地捕捉SNe如何驱动星系风。我们发现，SNe发射高度超音速风的属性，同意合理以及从分析模型的期望。在我们的模拟风的能量负载（$η_E = \dot{E}_{\rm wind} / \dot{E}_{\rm SN}$）收敛与空间分辨率，而风质量负载（$η_M = \dot{M}_{\rm wind} / \dot{M}_\star$）减少与分辨率在我们实现的分辨率。我们提出了一个简单的分析模型的基础上的概念，即信噪比与冷却半径大于当地规模的高度突破的光盘和电源的风。这个模型成功地解释了$η_E$（并通过扩展$η_M$）对气体表面密度、恒星形成效率、盘半径和SNe聚集的依赖性（或缺乏依赖性）。我们大多数模拟中的风都比现实中预期的要弱，这可能是因为我们优先在密度峰值处播种SNe。在时间和空间上聚集SNe实质上增加了风力。
2017-04-05 astro-ph.CO astro-ph.GA
Axions from cooling compact stars: pair-breaking processes
中子星一旦在超新星爆炸中形成，在其生命的最初10^4-10^5年期间，通过中微子的释放迅速冷却。本文计算了在正常-超流相变的临界温度T_c以下，恒星重子组分的轴子发射率。轴子的产生是由一个电荷中性的弱过程驱动的，与库珀对断裂和复合有关。轴子冷却不能掩盖中微子冷却的要求使轴子衰变常数f_a的下限大于6 10^9 T_{c9} ^{-1} GeV，其中T_{c9} = T_c/10^9 K。这转化为轴子质量的上限m_a < 10^{-3} T_{c9} eV。
2012-11-26 astro-ph.CO astro-ph.SR hep-ph
Spatially resolved kinematics of the central regions of M83: hidden mass signatures and the role of supernovae
棒旋星系M83（NGC 5236）是研究最多的星系之一，因为它的接近性，方向和特殊的复杂性。尽管如此，中心区域的许多方面仍然存在争议，传达了我们对内部气体和恒星运动学以及最终对核演化的有限理解。在这项工作中，我们提出了AO VLT-SINFONI数据的中心~ 235 × 140 pc的前所未有的空间分辨率为~0.2 arcsec，对应于~4 pc。通过对Pa_α和Br_γ辐射、H_21 - 0 S（1）线（2.122 μ m）和[Fe Ⅱ]线（1.644 μ m）以及CO吸收带（2.293 μ m和2.323 μ m）的详细研究，着重研究了恒星和电离气体及分子气体的分布和运动学。我们的结果揭示了一个复杂的情况下，气体和恒星运动学是完全无关的。超新星爆炸在塑造气体运动学方面起着重要作用，主要是几十秒差距尺度的冲击和流入，使它们不适合获得一般的动力学性质。我们认为，M83的核位置不太可能与偏离中心的“光学核”有关。恒星运动学的研究表明，该光学核是一个引力束缚的大质量星团，其M_dyn =（1.1 \pm 0.4）× 10^7 M_sun，是由过去的一次星暴形成的。对该星团的运动学和光度分析表明，该星团的恒星组成可以用log T（yr）= 8.0 \pm 0.4的中间年龄星群来描述，质量为M \simeq（7.8 \pm 2.4）× 10^6 M_sun。
2012-04-09 astro-ph.CO astro-ph.GA
Type II supernova energetics and comparison of light curves to shock-cooling models
在爆炸后的最初几天里，II型超新星（SNe）主要是由相对简单的物理学决定的。因此，关于早期SN在紫外（UV）和光学波段的光变曲线的理论预测是相当稳健的。我们提出，第一次，$57$ $R$ -波段II型SN光变曲线的样本，以及在他们的上升过程中，有$>5$检测发现后的第一个10天内，以及一个良好的约束时间内爆炸$1-3$天。我们表明，通过将早期光学数据与Rabinak & Waxman（2011）的模型进行比较，可以推导出每单位质量的能量（$E/M$）大致为5倍，而仅根据$R$ -波段数据无法确定祖半径。我们发现，II型SN爆炸能量跨越一个范围$E/M=(0.2-20)\times 10^{51} \; \rm{erg/(10 M}_\odot$），并有一个平均能量每单位质量的$\left\langle E/M \right\rangle = 0.85\times 10^{51} \; \rm{erg/(10 M}_\odot$），修正Malmquist偏差。假设原始物质的分布很小，这表明爆炸能量的内在多样性很大。此外，$E/M$与爆炸中产生的$^{56}\rm{Ni}$的量正相关，正如最近的一些堆芯坍塌模型所预测的那样。我们进一步提出了几个经验相关性。峰值幅度与下降速率（$Δm_{15}$）相关，下降速率与上升时间弱相关，上升时间与峰值幅度不显著相关。下降速度越快的SNe越亮，上升…
2015-11-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
