Hyperaccreting Neutron-Star Disks, Magnetized Disks and Gamma-Ray Bursts
本论文主要研究超吸积中子星盘和磁化吸积流。通常认为，围绕恒星质量黑洞的超吸积盘是伽马射线暴（GRB）的中心引擎。然而，超吸积盘周围的中子星可能存在一些伽玛射线暴形成的情况。我们研究了围绕中子星的超吸积盘的结构和中微子发射。我们考虑一个稳态的超吸积盘，并作为一个合理的近似，它分为两个区域，内，外盘。外盘类似于黑洞。内盘具有自相似结构，如熵守恒或平流结构，这取决于盘内的能量传递和发射。我们看到中子星盘比黑洞盘能更有效地冷却，产生更高的中微子光度和中微子湮灭光度。来自中子星表面边界层的中微子发射可以增加中微子湮灭的光度。此外，我们研究了全球磁场的影响，粘性旋转和垂直集成吸积盘周围的紧凑的对象使用自相似处理，并使用两种方法来研究磁化流与对流。本文还对伽玛暴的前身源、中心引擎进行了综述，并对未来的研究方向进行了展望。
2009-12-22 astro-ph.HE
Anisotropic neutrinos and gravitational waves from black hole neutrino-dominated accretion flows in fallback core-collapse supernovae
核心坍缩超新星（CCSNe）的退落对决定其中心致密残留物的性质起着重要作用，而致密残留物可能在大质量CCSNe中心产生黑洞（BH）超吸积系统。当吸积速率极高且中微子冷却占主导地位时，超吸积应处于中微子主导吸积流（NDAF）阶段，大量各向异性MeV中微子将伴随强引力波（GW）从盘中发射出去.在本文中，我们进行了一系列的一维CCSN模拟的初始爆炸能量的范围内的$2-8$ B（1 B = $10^{51}$ erg）的研究回落过程。通过考虑中心BH质量和自旋在回落吸积过程中的演化，给出了大质量祖星的初始爆炸能量、质量和金属丰度对各向异性MeV中微子谱和NDAF产生的GWs波形的影响.这些中微子或GW信号可能被运行中或未来的探测器探测到，多信使联合探测可以限制CCSNe和祖星的性质。
2021-08-09 astro-ph.HE
Neutrino-Dominated Accretion Flows with Magnetic Prandtl Number-Dependent MRI-driven Turbulence
基于变量- $α$公式，研究了大质量恒星引力坍缩或中子星合并过程中中微子主导吸积流的稳定性.最近的磁流体动力学（MHD）模拟表明，粘度参数$α$与磁普朗特数${\rm Pm}=ν/η$的幂成比例，其中$ν$和$η$分别是流体的运动粘度和电阻率。在超吸积流的内部区域，粘性和电阻率由温和的相对论简并电子携带。我们用一个简单的解析形式拟合了磁普朗特数与密度和温度的关系，并推导出了一个动力学不稳定性的条件。作为演示，我们进行简单的一维模拟NDAF变量- $α$，并显示质量吸积变得高度时变的不稳定分支。这种机制可以解释在伽马射线暴（GRB）的瞬时发射中观察到的快速变化。本文还简要讨论了由于粘性加热引起的超吸积流的质量抛射，这使得中子星双星并合时产生kilonova/macronova辐射。
2019-07-01 astro-ph.HE
Anisotropic multimessenger signals from black hole neutrino-dominated accretion flows with outflows in binary compact object mergers
黑洞与中子星或中子星双星合并后可能产生黑洞超吸积系统。在高质量吸积率的情况下，超吸积盘处于中微子主导的吸积流（NH3）状态，并发射出大量各向异性MeV的中微子。这些中微子中只有一小部分在盘外的空间中湮灭，然后发射出超相对论喷流，这些喷流从合并喷出物中脱离出来，为伽马射线暴提供动力。合并和它们的残余物通常被认为是引力波（GW）、中微子和千子波的来源。各向异性的中微子发射和各向异性的高速物质从中央BH NH3系统流出，也可以触发强GW和发光盘流出驱动（DOD）kilonovae，分别。本文给出了从具有外流的NDAF中得到的各向异性多信使信号，包括DOD kilonovae、MeV中微子和GWs。结果表明，在相同距离上，DOD kilonovae的典型AB星等低于AT 2017 gfo，且随观测角度的增大而减小，其各向异性对外流质量分布不敏感，而主要由速度分布决定。由于具有$\gtrsim 10~\rm MeV$的中微子主要产生于盘的内部区域，它们将被相对论效应显著地偏转到大视角。此外，各向异性中微子引起的引力波应变随视角的增加而增加。不同视角下BH-NS/BNS合并多信使探测的积累可能进一步验证了有流出的NDAF的存在。
2021-11-06 astro-ph.HE
Jet Luminosity From Neutrino-Dominated Accretion Flows in Gamma-Ray Bursts
围绕恒星质量黑洞形成的超吸积盘是为伽马射线暴（GRB）提供动力的中央引擎的合理模型。如果中心黑洞旋转，极向磁场穿过它的视界，一个强大的相对论性喷流可能被类似于布兰德福德-兹纳杰克机制的过程驱动。假设极向磁场强度与内部吸积盘压力相当，我们估计了这种喷流的光度。我们发现，当吸积流通过光学薄中微子发射冷却时，射流效率达到最大值。如果黑洞的旋转速度足够快，喷流的光度要比中微子-反中微子湮灭的能量沉积大得多。当快速旋转的黑洞的吸积速率足够大（> 0.003- 0.01兆太阳/秒）时，预测的喷流光度足以驱动伽玛暴。
2012-11-21 astro-ph.HE
Jet Luminosity from Neutrino-Dominated Accretion Flows in GRBs
围绕恒星质量黑洞的超吸积盘是驱动伽马射线暴（GRB）的中心引擎的合理模型。我们估计的光度的喷气驱动的磁流体动力学过程，如Blandford-Znajek（BZ）机制作为质量吸积率，黑洞质量的函数，和其他吸积参数。我们表明，射流是最有效的吸积流冷却时，通过光学薄中微子发射，其光度是远远大于能量沉积率通过中微子湮灭提供的黑洞是足够快地旋转。此外，我们发现一个显着的跳跃，在过渡质量吸积率之间的对流为主的吸积流（ADAF）制度和中微子为主的吸积流（NATIONAL）制度的射流光度。这可能会导致伽玛暴的即时发射出现很大的变化。
2013-08-14 astro-ph.HE
Neutrinos and gravitational waves from magnetized neutrino-dominated accretion discs with magnetic coupling
伽马射线暴（GRB）可能是由黑洞（BH）超吸积系统通过Blandford-Znajek（BZ）机制或中微子主导吸积流（NDAF）的中微子湮灭提供动力的。内圆盘和BH之间的磁耦合（MC）可以将角动量和能量从快速旋转的BH传递到圆盘。微中子湮没过程有效地增强了中微子的光度和中微子的湮灭光度。本文在BZ和MC机制同时存在的假设下，研究了磁化NDAF（MNDAF）的结构、光度、MeV中微子和引力波（GW）。结果表明，在两种磁机制的不同分割下，BZ机制将与中微子湮灭光度竞争激发喷注。MNDAF的典型中微子光度和湮灭光度明显高于NDAF。MNDAF的中微子谱的典型峰值能量高于NDAF，但与核塌缩超新星的中微子谱相似。此外，如果MC过程占主导地位，那么来自各向异性中微子发射的GWs将更强，特别是对于具有高吸积率的盘。
2020-03-31 astro-ph.HE
Neutrino-dominated accretion flows as the central engine of gamma-ray bursts
围绕旋转恒星质量黑洞的中微子主导吸积流（NDAF）是伽马射线暴（GRB）中心引擎的可能候选者。NDAF是超吸积盘，其吸积率在大约0.001-10 $M_\odot ~\rm s^{-1}$的范围内，具有高密度和温度，因此在光学上非常厚，在几何上非常薄，甚至很厚。本文综述了NDAF的理论研究进展及其在伽玛暴现象学中的应用。这些主题包括：NDAF的稳定径向和垂直结构及其对中微子光度和湮灭光度计算的影响，中微子-反中微子湮灭和Blandford-Znajek机制产生的喷流功率及其对BH质量、自旋和吸积率等参数的依赖性，NDAF的时间演化，磁场的影响，NDF理论在伽玛暴现象学中的应用，如光变曲线变化，扩展发射，X射线耀斑、千新星等，以及使用多信使信号（如MeV中微子和引力波）探测NDAF。
2017-07-19 astro-ph.HE
Effects of vertical advection on multimessenger signatures of black hole neutrino-dominated accretion flows in compact binary coalescences
在中子星或黑洞与中子星的合并事件中，可能最终形成黑洞超吸积盘。在非常高的质量吸积率下，MeV的中微子将从这个盘中发射出来，这被称为中微子主导的吸积流（Neutrino-dominated accretion flow，简称NND）。在圆盘外的空间中，中微子湮灭的能量足以发射出超相对论喷流，为伽马射线暴提供能量。此外，NDAF中可能存在垂直平流，这可以产生磁浮力气泡以释放伽马射线光子。在本文中，我们考察了NDAF中垂直平流对不同吸积率的盘结构和γ射线及中微子光度的影响。然后，我们研究了由NDAF中的γ光子和中微子驱动的Kilonovae和随后的引力波（GW）的各向异性发射。与没有垂直平流的NDAF相比，垂直平流的情况下中微子光度和GW应变略有下降，并且注入的γ射线光子将使千中子变亮。未来的多信使联合观测可能会区分密集双星合并后NDAF中是否存在垂直平流。
2022-11-16 astro-ph.HE
Roles of fast neutrino-flavor conversion on the neutrino-heating mechanism of core-collapse supernova
本文通过球对称广义相对论量子动力学中微子输运模拟，发现FFC使CCSN增益区中微子加热降低约40%、总光度提高约30%，显著影响延迟中微子加热机制。
2023-05-11 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Neutrino heating near hyper-accreting black holes
黑洞周围的超吸积盘释放出大量的中微子和反中微子。一小部分被发射的中微子通过湮灭反应$ν\barν\to e^+e^-$在圆盘上方转化为电子-正电子等离子体。这一过程可能驱动与伽玛射线暴爆炸有关的相对论喷流。计算了中微子的能量沉积效率。我们的计算是完全相对论性的，并基于测地线跟踪方法。我们发现中微子加热的效率是一个定义良好的函数（i）吸积率和（ii）自旋的黑洞。它实际上是独立的中微子在光盘的不透明区传输的细节。这些结果有助于确定中微子发射可以为GRB提供动力的吸积盘。
2010-08-28 astro-ph.HE
Neutrino emission and corona heating induced by high-energy proton interactions in Seyfert galaxies
研究Seyfert星系中高能质子加速导致的中微子发射与日冕加热机制，发现中微子信号可能通过硬X射线通量变化产生间接电磁对应体，并指出弥漫GeV中微子背景对TeV波段天体物理中微子通量有重要贡献。
2025-06-30 astro-ph.HE
Quiescent luminosities of transiently accreting neutron stars with neutrino heating due to charged pion decay
我们用中微子加热的新机制研究了吸积中中子星的静态光度，其中中微子加热是由中子星吸积过程中表面核碰撞产生的带电π介子衰变产生的。对于低质量中子星（$\lesssim1.4~M_{\odot}$），由于中微子加热很小（每个吸积核子的中微子能量为$\lesssim1$ MeV）或没有中微子加热，所以对静态光度没有影响或影响很小。而对于大质量中子星（$\gtrsim2~M_{\odot}$），在每个吸积核子2-6 MeV的中微子能量范围内，其静态光度的增强更为明显。对1H 19605+00、SAXJ1808.4 -3658等冷中子星的观测，如果考虑到快冷和重元素表面，可以用中微子加热来解释。对于RXJ0812.4 -3114这样的热中子星，如果对轻元素表面的大质量恒星禁止直接Urca过程，则可以用中微子加热来解释，这与以前的工作不同，即热观测应该用小质量中子星和超流效应来解释。
2021-10-19 astro-ph.HE nucl-th
Neutrino deuteron reaction in the heating mechanism of core-collapse supernovae
通过计算中微子加热的能量传递截面，研究了中微子-氘反应在超新星爆炸机制中的潜在作用。我们计算了中微子在带电电流过程中的散射和中微子在中性电流过程中的散射所引起的能量损失率。在此过程中，我们采用唯象拉格朗日方法对中微子-氘反应的截面进行了详细的计算。我们发现，在与超新星核心有关的中微子温度（T $_ν$ $\sim 4$ MeV）下，氘核的能量转移截面大于$^{3}$ H、$^{3}$ He和$^{4}$ He的能量转移截面。由于氘核分裂的能量阈值较低，能量转移率从低温开始迅速增加，T $_ν$ $\sim 1$ MeV。这表明中微子-氘核反应可能对超新星核内受冲击物质中铁解离成轻元素和核子的加热机制有着重要的贡献。
2009-06-04 astro-ph.HE nucl-th
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
Impacts of Collective Neutrino Oscillations on Supernova Explosions
通过对谱中微子输运的一维和二维流体动力学模拟，我们研究了集体中微子振荡对核塌缩超新星动力学的可能影响.为了模拟集体中微子振荡的可能结果之一的光谱交换，我们分别参数化了光谱交换开始的起始时间、光谱交换发生的半径以及重轻子中微子和电子/反电子中微子之间发生光谱交换的阈值能量.通过这样做，我们系统地研究了光谱交换增强的中微子加热如何影响激波演化以及物质喷射。我们还使用一套祖细胞模型（13、15、20和25 $M_\odot$）研究了祖细胞依赖性。我们发现，有一个临界加热率诱导的光谱交换触发爆炸，这显着不同的祖细胞。由于多维性提高了中微子的加热效率，二维的临界加热率通常小于一维。对于本文中使用的祖细胞，最终残余质量估计在1.1-1.5 $M_\odot$的范围内。对于我们的$15M_\odot$祖先的2D模型，我们发现一组振荡参数，可以解释强烈的超新星爆炸（$\sim 10^{51}$ erg），同时留下的残余质量接近$\sim 1.4 M_\odot$。
2011-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Explosion geometry of a rotating 13 $M_{\odot}$ star driven by the SASI-aided neutrino-heating supernova mechanism
通过对基于各向同性扩散源近似方案的谱中微子输运的核心坍缩超新星进行轴对称流体动力学模拟，我们支持了中微子加热机制在吸积激波不稳定性和对流的辅助下可以引发13 $M_{\odot}$星爆炸的假设.我们的研究结果表明，双极爆炸更有可能与模型，其中包括旋转。我们指出，模型，形成一个南北对称的双极爆炸，可以导致更大的爆炸能量比相应的单极爆炸。
2010-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Properties of Neutrino-driven Ejecta from the Remnant of Binary Neutron Star Merger : Purely Radiation Hydrodynamics Case
本文采用广义相对论、长期、轴对称的中微子辐射流体力学方法，对由大质量中子星及其周围的圆环组成的中子星合并后的残余物进行了模拟，并以中子星合并的三维数值相对论模拟结果作为初始条件。我们研究中微子驱动的喷出物的性质。由于对湮灭加热，中微子驱动的喷出物的动力学显着修改。喷出物的动能约为没有对湮灭加热时的两倍。这表明，对湮灭加热在合并残留物的演变中起着重要的作用。驱动伽马射线暴所需的相对论性外流没有被观测到，因为由于大质量中子星的中微子驱动的喷出物引起的重子负载，旋转轴周围的比加热率不够高。我们讨论了相对论流出物的发射条件和喷出物中的核合成。
2017-07-17 astro-ph.HE
Deep crustal heating by neutrinos from the surface of accreting neutron stars
提出了一种新的吸积中子星深部地壳加热机制。带电π介子（$π^+$）是在中子星表面的核碰撞中产生的，在活跃的吸积过程中，它们在衰变时提供进入中子星地壳的中微子流。对于大质量和/或致密的中子星，中微子将每个吸积核子的热量的$\approx 1\textrm{--} 2 \, \mathrm{MeV}$沉积到地壳内部。中微子加热的强度与先前已知的地壳深部加热源相当，例如来自致密核聚变反应，并且与冷却中子星的研究有关。我们模拟了低质量X射线双星中瞬态中子星的热演化，并在中子星MXB~1659-29的特殊情况下，我们表明，额外的深部地壳加热需要更高的热导率的中子星内地壳。更好地了解阈值附近的π介子产生截面将提高我们预测的准确性。
2018-06-29 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Post-shock-revival evolutions in the neutrino-heating mechanism of core-collapse supernovae
我们进行了球对称和轴对称的实验模拟，以了解核心坍缩超新星的后冲击复苏演化。假设停滞激波是由中微子加热重新启动的，并采用所谓的灯泡近似，我们通过手动将中微子光度提高到临界值来诱导激波复苏，这也是由动力学模拟确定的。使用15 M_{sun}祖细胞模型。我们将核网络计算与一个一致的状态方程的模拟占能量释放的核反应和它们的反馈流体动力学。任意改变冲击重新发射时间，而随后的长期演变系统，特别注意爆炸能量和核合成产量作为这个重新发射时间的函数，或相当于在冲击复苏的吸积率。我们详细研究了诊断爆炸能量如何接近渐近值，以及哪些物理过程对爆炸能量的贡献占多大比例，以及它们对重新发射时间和动力学维数的依赖性。我们发现核反应对爆炸能量的贡献与中微子加热相当或更大。特别是，在核反应的贡献中，再结合比燃烧占主导地位。有趣的是，本文研究的一维模型不能同时产生适当的爆炸能量和镍质量，过量生产镍，而如果在反弹后300- 400 ms重新发射冲击波，则在二维模型中解决了这个问题。
2013-05-02 astro-ph.HE
Boosting jittering jets by neutrino heating in core collapse supernovae
我估计的能量，中微子加热添加到流出的射流诱导在坍缩的核心物质在核心坍缩超新星（CCSNe），并发现，这种能量粗略地加倍的能量，喷射沉积到外核。我认为抖动喷气机爆炸机制，有几个随机的喷气发射插曲，每个持续约0.01-0.1秒。坍缩的核心物质穿过约100公里处的停滞激波，然后缓慢地流到原中子星（NS）上。我假设原始NS发射抖动的喷气机，喷气机从停滞的冲击中爆发出来。我研究的助推过程中，高压气体内失速冲击，增益区材料，扩大旁边的喷气机和工作的材料，喷气机冲击，茧。这个功大致等于原始喷射流携带的能量。我认为，不稳定性之间的耦合，随机旋转，磁场，和抖动喷流导致大多数CCSN爆炸。在其他情况下，崩溃前的核心是快速旋转，因此有序的旋转取代随机旋转和固定射流取代抖动射流。
2022-06-27 astro-ph.HE
Kompaneets equation for neutrinos: Application to neutrino heating in supernova explosions
我们推导出中微子的“Kompaneets方程”，它描述了中微子与物质相互作用的分布函数如何偏离具有零化学势的费米-狄拉克分布。为此，我们扩展碰撞积分的玻尔兹曼方程的中微子到第二阶的物质和中微子之间的能量转移。中微子分布函数的扭曲改变了中微子加热物质的速率，因为该速率与中微子的均方能量$E_ν^2$成正比。对于电子型中微子，$E_ν^2$相对于其热值的增强近似为$E_ν^2/E_{ν,\rm thermal}^2=1+0.086(V/0.1)^2$，其中$V$是核子的体速度，而对于其他中微子种类，增强为$(1+δ_v)^3$，其中$δ_v=mV^2/3k_BT$是核子的动能除以热能。这种增强对超新星爆炸有重要意义，因为它有助于中微子驱动的爆炸。
2019-08-26 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The Role of Turbulence in Neutrino-Driven Core-Collapse Supernova Explosions
在核心坍缩超新星中，在失速激波后面的中微子加热的“增益层”对高雷诺数的湍流对流是不稳定的。我们进行和分析了一组新的19个高分辨率的三维（3D）模拟与三种中微子泄漏/加热计划，并与球对称（1D）和轴对称（2D）模拟进行了比较与相同的方法。我们研究了一个$15$ - $M_\odot$祖星的反弹后超新星演化，并改变了当地的中微子加热率，大小和空间依赖性的非球面对流燃烧的Si/O壳，和空间分辨率。我们的模拟表明，有一个直接的相关性之间的强度的湍流增益层和爆炸的可扩展性。2D和3D模拟爆炸的中微子加热速率比1D模拟低得多。这通常是由非径向动力学允许吸积材料在增益层中停留更长时间的事实来解释的。我们认为这种解释是不完整的。我们的研究结果表明，有效的湍流冲压压力施加在冲击波起着至关重要的作用，允许多维模型爆炸在较低的postshock热压力，从而减少中微子加热比一维模型。我们将湍流冲压压力与大尺度的湍流能量联系起来，并以这种方式解释了为什么2D模拟比3D模拟更容易错误地爆炸。
2014-11-11 astro-ph.HE
Magnetorotational Explosion of A Massive Star Supported by Neutrino Heating in General Relativistic Three Dimensional Simulations
我们提出的三维（3D），辐射磁流体动力学（MHD）模拟的核心坍缩超新星在完整的广义相对论（GR）与光谱中微子输运的结果。为了研究祖先星自转和磁场的影响，我们计算了三个模型，其中参数化地包含了20 M $_{\odot}$星的坍缩前自转速率和磁场。虽然我们在我们的模拟时间内（反弹后的$\sim500$ ms）没有发现我们的两个非磁化模型中的激波复兴，但在我们的快速旋转和强磁化模型中，磁旋转（MR）驱动的激波膨胀在反弹后立即启动。我们表明，膨胀的MR驱动的流向极方向主要是由磁压驱动，而冲击膨胀向赤道方向是由中微子加热。我们的详细分析表明，所谓的扭结不稳定性的增长可能会阻碍准直射流，导致更广泛的外流的形成。此外，我们还发现只有在MR爆炸模型中才有轻子数的偶极辐射，其不对称性与爆炸形态相一致。虽然它是类似的轻子数发射自持不对称（LESA），我们的分析表明，偶极发射发生的质子中子星对流区，但从上面的中微子球表明，它是不相关的LESA。我们还报告了几个独特的中微子签名，这是显着依赖于时间和视角，如果观察到，可能提供了丰富的信息关于MR驱动的爆炸的开始。
2020-05-12 astro-ph.HE
Detection Prospects for GeV Neutrinos from Collisionally Heated Gamma-ray Bursts with IceCube/DeepCore
核碰撞产生的喷流加热可能是伽马射线暴（GRB）发射的主要机制。除了产生观测到的伽马射线外，碰撞加热还必须产生10-100 GeV的中微子，这意味着中微子和伽马射线光度之间的密切关系。我们利用这种理论关系来预测IceCube+DeepCore可能探测到的GRB。为了估计预期的中微子信号，我们使用BATSE在1991-2000年观测到的最大的爆发样本。如果IceCube+DeepCore当时运行，则可以检测到GRB中微子。10-100 GeV中微子的探测将具有重要意义，可以揭示伽玛暴喷流的组成及其洛伦兹因子。这可能是设计IceCube+DeepCore天文台未来升级的重要目标。
2013-05-23 astro-ph.HE
Rotochemical heating in millisecond pulsars with Cooper pairing
当旋转的中子星失去角动量时，离心力的减少使它收缩。这扰动了每个流体元素，提高了局部压力，并导致偏离β平衡，从而提高了中微子的发射率并产生了热能。这种机制被称为旋转化学加热，以前曾对非超流物质的中子星进行过研究，发现它们达到了准稳态，其中自旋下降改变平衡浓度的速率与中微子反应恢复平衡的速率相同。另一方面，中子星内部被认为含有超流核子，它通过抑制中微子反应和比热，并开启新的库珀配对反应来影响恒星的热演化。在这项工作中，我们描述了库珀配对的热效应与空间均匀的能隙的中子和质子的旋转化学加热在毫秒微扰（MSP）时，只允许修改Urca反应。我们发现，化学不平衡增长到一个接近能隙的值，这是高于一个非超流的情况下。因此，库珀配对预测的表面温度较高，并解释了MSP J 0437 -4715的最新测量结果。
2010-02-26 astro-ph.HE
The Evolution and Impacts of Magnetorotational Instability in Magnetized Core-Collapse Supernovae
我们进行了二维轴对称MHD模拟的核心坍缩超新星的快速旋转磁化祖。通过改变磁场强度和空间分辨率，研究了磁旋转不稳定性（MRI）的演化及其对动力学的影响。我们发现，MRI极大地放大了种子磁场的制度，而不是阿尔文模式，但浮力模式发挥了主要作用，在指数增长阶段。核磁共振成像确实对超新星动力学有着强大的影响。它使激波膨胀更快，爆炸更有活力，有些模型伴随着准直喷流的形成。然而，这些效果，是不是由磁压力除了准直喷流的形成。由磁共振引起的角动量转移导致加热区域的扩大，由此吸积物质获得额外的时间被中微子加热。磁共振成像还将低$Y_p$物质从核心内部深处漂移到加热区域，这使得净中微子加热速率因电子捕获而减少冷却而变大。这两种效应提高了中微子加热的效率，这被认为是促进爆炸的关键。事实上，我们发现，当净中微子加热被关闭时，我们的模型爆炸要弱得多。在目前的模拟中，即使在最强磁场的情况下，中微子加热对爆炸能量的贡献也可以达到60%.
2016-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
A 1-D Special Relativistic Shock Tube where Stellar Fluid undergoes Neutrino Heating
本文通过一维相对论激波管模拟核心坍缩超新星中的中微子加热过程，采用 Godunov 方法和精确 Riemann 求解器，发现激波在短时间内被能量和压力驱动向外爆发，支持延迟反弹后激波机制。
2023-10-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Parametric Study of the Acoustic Mechanism for Core-Collapse Supernovae
我们研究了核塌缩超新星中声学机制成功工作的判据。声学机制是中微子加热机制的替代。它是由Burrows等人提出的，他声称，原中子星（PNS）中的$g$模式振荡发出的声波激发了失速激波，并最终引发爆炸。以前的工作主要是研究PNS中$g$模的激发程度。在本文中，另一方面，我们研究如何强大的声波需要，如果它是恢复失速的冲击波。通过添加声功率作为一个新的轴，我们画出一个临界面，在中微子加热的背景下通常采用的临界曲线的延伸。我们执行1D和2D参数化模拟，其中我们从内边界注入声波。为了量化声波的功率，我们使用扩展的Myers理论来适当考虑中微子反应。我们发现的1D模拟，相当大的声功率需要重新启动的冲击波，因为额外的加热所提供的二次冲击从声波开发的中微子冷却，也被增强部分取消。在2D中，所需的声功率与Burrows等人的结果是一致的。然而，我们的结果似乎意味着，这是中微子加热和声功率的总和，这对冲击波复兴很重要。
2017-04-10 astro-ph.HE
Neutrino Heating in 1D, 2D, and 3D core-collapse supernovae: characterizing the explosion of high-compactness stars
本文通过约150个二维和20个三维模拟，揭示高紧致度前身星因中微子加热随紧致度快速增强而更易实现成功爆炸，并验证1D+模型可再现该趋势。
2025-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Estimating outflow masses and velocities in merger simulations: impact of r-process heating and neutrino cooling
确定黑洞-中子星和中子星-中子星双星中物质流出的质量、成分和几何形状，对于目前建立千新星模型和理解中子星合并在r-过程核合成中的作用至关重要。在这篇手稿中，我们回顾了目前在合并模拟中使用的简单标准，以确定物质是否是未绑定的，以及喷射物质的渐近速度将是什么。然后，我们表明，适当占加热和冷却过程中的r-过程核合成是很重要的，准确地预测流出的质量和动能。这些过程也可能是至关重要的预测回落的时间尺度的任何绑定喷出物。我们推导出一个模型的渐近速度的束缚物质和束缚能的束缚物质，占这两个影响，可以很容易地实现合并模拟。然而，我们发现，详细的速度分布和几何形状的流出，目前只能捕获的流出的全三维流体模拟，作为非局部效应忽略合并模拟中使用的简单标准时，不能安全地忽略这些影响建模。最后，我们建议在流体方程中引入简单的源项，以近似地解释未来秒长的合并残余物3D模拟中r-过程核合成的加热/冷却，而不明确包括核外统计平衡反应的模拟。
2021-11-17 astro-ph.HE gr-qc
Dark Matter Heating in Evolving Proto-Neutron Stars: A Two-Fluid Approach
Instituto Tecnológico de Aeronáutica（航空技术学院）；Laboratório de Computação Científica Avançada e Modelamento (Lab-CCAM)（先进计算与建模实验室）；CFisUC, Department of Physics, University of Coimbra（科英布拉大学物理系）；Yonsei University（延世大学）；University of Wrocław（弗罗茨瓦夫大学）；Universidade Federal de Santa Catarina（圣卡塔琳娜联邦大学）；University of Tübingen（蒂宾根大学）
本文通过双流体模型研究中子星演化中的暗物质加热效应，揭示暗物质对温度和粒子分布的影响，为暗物质探测提供新的诊断途径。
2026-04-14 astro-ph.HE
Dynamical ejecta of neutron star mergers with nucleonic weak processes I: Nucleosynthesis
本文研究了中微子相互作用对r-过程元素核合成的影响，以及在中子星-中子星（NS-NS）合并的动力学喷出物中合成的放射性元素所产生的加热率。我们研究了从四个NS-NS合并系统喷出的材料的流体动力学模拟的基础上，处理中微子效应在一个精心设计的方式，包括中微子与物质的光学厚区域和光学薄区域的再吸收平衡。我们发现，中子丰富的动态喷出物是显着的合并后残留物发出的中微子的影响，特别是当相比，忽略所有中微子相互作用的情况下。我们的核合成结果表明，产生了类似太阳的分布的r-过程元素的质量数$A \gtrsim 90$，包括显着富集Sr和减少生产的锕系元素相比，模拟不包括核子弱过程。动态喷射物质的组成以及相应的放射性衰变加热率被发现是相当独立的系统质量不对称性和所采用的状态方程。这种近似简并的丰度模式和加热速率可以有利于提取的喷出物的性质从kilonova观测，至少如果动力学分量占主导地位的整体喷出物。本工作的第二部分将研究我们的四个NS合并模型的动力学喷出物产生的光变曲线。
2021-11-20 astro-ph.HE
Thermonuclear Heating of Accreting Neutron Stars
本文提出用稳态核燃烧模型导出外壳-壳层热交换边界条件，并经 MESA 验证，以在长期热演化模拟中参数化研究吸积中子星的热核加热。
2025-08-29 astro-ph.HE
The influence of inelastic neutrino reactions with light nuclei on the standing accretion shock instability in core-collapse supernovae
本文通过数值实验研究了中微子与轻核的非弹性反应对驻存吸积激波不稳定性的影响。用中微子输运的灯泡近似和多核状态方程计算了冲击波的时间演化。在流体动力学模拟中，除了考虑了普通带电流与核子的相互作用外，还考虑了中微子与氘、氚、氦离子和α粒子的非弹性相互作用。假设轴对称，但没有强加赤道对称。结果表明，在增益区底部附近，氘核的加热率可达核子加热率的10%。另一方面，α粒子在冲击波附近被加热，这在冲击波膨胀，物质密度和温度变低时很重要。在SASI的非线性阶段，有轻核加热的模型与无轻核加热的模型有不同的演化。这是因为增益区中的物质具有变化的密度和温度，并且出现局部富含氘和α粒子的子区域。虽然轻核从来不是主要的热源，它们在某些情况下有利于激波复苏，而在其他情况下则不利，但它们是不可忽略的，需要进一步研究。
2013-08-07 astro-ph.HE nucl-th
Strong neutrino cooling by cycles of electron capture and $β^-$ decay in neutron star crusts
吸积中的中子星外壳（包括其最外层的一公里）的温度是由高密度核反应加热、中微子冷却和来自内部的热传输决定的。被加热的地壳被认为会影响较浅深度的可观测现象，例如吸积包层中的热核爆发。在这里，我们报告说，电子捕获和它的逆周期，$β^-$衰变，涉及富中子核在一个典型的深度约150米，冷却外中子星地壳发射中微子，同时也热去耦的表层从更深的地壳。这种Urca机制已经在白矮星和Ia型超新星的背景下进行了研究，但迄今为止还没有考虑过中子星，因为以前的模型使用零温度近似计算地壳反应，并假设在任何给定的深度只有一个单一的核物种。这种热退耦意味着X射线爆发和其他地表现象在很大程度上与地壳深部加热的强度无关。因此，观测到的高能热核超级爆发的重现时间出乎意料地短，大约为几年，并不是热地壳的指示，而是指向中子星表面附近未知的局部加热机制。
2013-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The effect upon neutrinos of core-collapse supernova accretion phase turbulence
在核心坍缩超新星的吸积阶段，大振幅湍流是由吸积激波不稳定性和中微子加热驱动的对流共同作用产生的。湍流直接影响爆炸的动力学，但也有可能是一个额外的，间接的，反馈机制，由于湍流可以对中微子的味道演变，从而中微子加热的影响。本文从数值和解析两方面研究了吸积相湍流对中微子演化的影响。采用代表性的超新星轮廓从吸积阶段的超新星模拟，我们发现数值计算没有表现出湍流的影响。我们解释这种情况下使用两个分析描述：刺激过渡模型和扭曲的相位效应模型。在受激跃迁模型中，湍流效应取决于六种不同的长度尺度，如果要观察到受激跃迁引起的风味演变的变化，则必须满足它们之间的三个标准。我们进一步证明，扭曲相位效应取决于存在多个半绝热MSW共振或不连续性，也可以表示为三个相同的长度尺度之间的关系。当我们检查数值计算中使用的超新星轮廓时，我们发现三个受激跃迁标准不能满足，与湍流功率谱的形式无关，并且相同的超新星轮廓缺乏产生扭曲相位效应所需的多个半绝热MSW共振或不连续性。由此我们得出结论：在超新星吸积阶段，尽管存在大振幅湍流，但它对中微子味的演化没有影响。
2017-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Evolution of the Magnetized, Neutrino-Cooled Accretion Disk in the Aftermath of a Black Hole Neutron Star Binary Merger
由致密双星合并形成的黑洞-环面系统是伽马射线暴（GRB）的可能发动机。在合并后残留物的早期演化过程中，环的状态是由中微子冷却和磁驱动加热过程的组合决定的，因此现实的模型必须包括这两种影响。本文利用谱爱因斯坦程序（SpEC）研究了磁化黑洞-中子星双星系统的并合后演化.我们使用有限温度的核物质状态方程，并在泄漏近似下考虑中微子效应。为了达到所需的精度，我们介绍了改进的SpEC的实施广义相对论磁流体动力学（MHD），包括使用立方体球多面体网格和改进的方法处理超音速吸积流原始变量恢复是困难的。我们发现，种子磁场触发一个持续的热源，但其热效应在很大程度上被抵消的吸积和扩展的环面从MHD相关的角动量输运。中微子光度在模拟开始时达到峰值，然后在前20 ms显著下降，但磁化和非磁化磁盘的方式大致相同。加热速率和盘的光度在此后下降得慢得多。这些演化特征对网格结构和分辨率、MHD方程的公式化和种子场强度不敏感，尽管湍流效应并不完全收敛
2017-10-20 astro-ph.HE gr-qc
The Physics of the Neutrino Mechanism of Core-Collapse Supernovae
中微子加热可能驱动核心坍缩超新星爆炸。虽然我们知道当坍缩核心的中微子光度超过临界值（L_crit）时，停滞的吸积激波会转变为爆炸（“中微子机制”），但是L_crit的物理机制，以及它对原中子星性质的依赖性和微观物理的变化从未被系统地研究过。我们解决了PNS表面和吸积激波之间的一维稳态吸积问题。我们量化的解决方案空间的稳态吸积流与边界冲击和中微子机制之间的深层联系。我们表明，有一个最大的，临界声速以上，它是不可能的，以保持吸积与对峙冲击，因为激波跳跃条件不能得到满足。这个临界声速的物理学原理是通用的，并不依赖于特定的加热机制。对于无压自由下落到激波边界上的声速为c_T的等温吸积流的简单模型，我们证明了如果c_T ^2/v_escape ^2> 3/16，则爆炸结果。我们将这个结果推广到更完整的超新星问题，明确地表明同样的物理决定了L_crit，我们发现爆炸的临界条件可以写成c_S^2/v_escape ^2 = 0.19，其中c_S是绝热声速。这种“反音速”条件描述了吸积率和微观物理的宽范围内的L_crit。我们表明，增加吸积光度（L_acc）减少L_crit非平凡。在以前的工作中，我们发现，L_crit总是显着高于最大可能值的L_accc。最后，我们提供的证据表明，在最近的多维模拟中看到的L_crit的减少的结果从冷却效率的降低，而不是在加热速率的增加。
2011-11-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The long-term evolution of neutron star merger remnants - I. The impact of r-process nucleosynthesis
我们遵循的长期演变的动态喷出物的中子星合并长达100年的密度范围约40个数量级。我们包括核能输入新鲜合成，放射性衰变的核在我们的模拟和研究其对残余动力学的影响。虽然核加热大大改变了长期的演变，我们发现，运行核网络在纯粹的流体动力学模拟（即没有加热）产生实际上可以接受的核合成结果。辐射加热的主要动力学效应是迅速消除初始质量分布的不均匀性，随后演化自相似地进行，100年后残余物仍然携带着初始二元质量比的记忆。我们还探讨了两个质量喷射通道的核合成产额。动态喷出物非常稳健地产生“强”r-过程元素与$A > 130$的模式，这是基本上独立的合并系统的细节。从一个简单的模型中，我们发现，中微子驱动的风产生“弱”的r-过程的贡献与$50 < A < 130$的丰度模式有很大的不同合并的情况下。这是因为它们的电子分数，由中微子光度的比例决定，在不同的情况下变化很大。这样的风不会产生任何$^{56}{\rm Ni}$，而是一系列放射性同位素，这些同位素的寿命足够长，除了动态喷出物中的“macronova”之外，还能产生第二个放射性供电的电磁瞬变。虽然我们的风模型非常简单，但它仍然证明了这种中微子驱动的风对电磁瞬变的潜力，并激发了进一步，更详细的中微子流体动力学研究。在配套文件中更详细地讨论了所提到的瞬态的属性。
2014-01-17 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
The intermediate r-process in core-collapse supernovae driven by the magneto-rotational instability
基于磁旋转不稳定性引起的一种新的爆炸机制，我们研究了磁旋转超新星中的r过程核合成。详细的微观物理，包括中微子加热的轴对称磁流体动力学模拟进行了一系列，数值解决磁旋转不稳定性。以中子加热为主的爆炸，在磁场的增强下，显示出温和的富含中子的喷出物产生高达$A \sim 130$的原子核（即弱r过程），而具有较强磁场的爆炸模型则再现了类似太阳的r过程模式。在我们的模型中更常见的丰度模式是在弱和规则的r过程之间，产生较轻和中等质量的核。这些{ \it中间r-过程}表现出多种丰度分布，与r-过程增强的贫金属星中的几种丰度模式兼容。Eu喷出物的量$\sim 10^{-5} M_\odot$在磁驱动的喷流同意在早期星系的化学演化的预测值。相比之下，中微子加热主导的爆炸有大量的Fe（$^{56}{\rm Ni}$）和Zn，分别与常规超新星和超超新星相当。这些结果表明，根据爆炸动力学的不同，磁旋转超新星可以产生从铁族到r过程元素的各种重核。
2017-02-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-term temperature evolution of neutron stars undergoing episodic accretion outbursts
瞬态中子星（NS）LMXB经历吸积的插曲，与静止期交替。在吸积爆发期间，由于地壳中发生的吸积引起的放热过程，NS变热。除了长期以来已知的核起源的地壳深部加热之外，一种可能的非核热源，被称为“浅层加热”，存在于较低的密度。大部分由吸积引起的热量会在数年的时间尺度内缓慢地扩散到核心。在许多爆发周期中，当核心温度足够高，加热和冷却（光子和中微子发射）过程达到平衡时，就会达到平衡状态。我们研究了恒星的特性和爆发性质如何影响瞬态吸积NS的长期温度演化。首次考虑了地壳性质的影响，特别是浅层加热的影响。使用我们的代码NSCool，我们跟踪了一个NS经历爆发超过一段时间的$10^5$年的热演化。爆发序列是基于从Aql X-1观测到的规则爆发。对于每个模型，我们计算了达到平衡的时间尺度，并将这些时间尺度与平衡态的温度和光度参数一起呈现。我们发现，浅层加热显着有助于平衡态。增加其强度会提高平衡核心温度。我们发现，如果深部地壳加热被浅层加热所取代，核心仍然会加热，达到仅低2%的平衡核心温度。因此，深部地壳加热对地核的加热可能并不重要。此外，浅层加热可以增加静态光度值高于以前的预期。
2019-08-28 astro-ph.HE
Vertical Structure of Neutrino Dominated Accretion Disks and Neutrino Transport in the disks
通过自洽地考虑中微子输运、垂向流体静力平衡、轻子数守恒以及中微子冷却、平流冷却和粘性加热之间的平衡等微观物理过程，研究了中微子主导的吸积盘的垂向结构.通过求解中微子和反中微子在圆盘中输运的一维Boltzmann方程，得到了中微子和反中微子的发射谱，并计算了中微子和反中微子的光度及其湮灭光度。我们发现中微子和反中微子的总光度约为$10^{54}$尔格/秒，它们的湮灭光度约为$5\times10^{51}$尔格/秒，具有极大的吸积率$10 M_{\rm {sun}}$ /秒和α粘滞性$α=0.1$ .此外，我们还发现，当吸积率小于$1 M_{\rm {sun}}$ /s时，湮灭光度对吸积率很敏感，不会超过$10^{50}$ ergs/s，这不足以为大多数伽玛暴的火球提供能量。因此，黑洞的自旋或/和吸积流中的磁场的作用可能被引入到伽玛暴的中心引擎中。
2012-09-06 astro-ph.HE nucl-th
Black Hole Formation in Failing Core-Collapse Supernovae
我们提出了一个失败的核心坍缩超新星和恒星质量的黑洞（BH）的形成系统的研究结果。使用我们的开源广义相对论1.5D程序GR 1D，配备了三种中微子泄漏/加热方案和100多个前超新星模型，我们研究了核物质状态方程（EOS），零年龄主序列（ZAMS）质量和金属丰度，旋转和质量损失处方的选择对BH形成的影响。我们发现，结果，对于一个给定的状态方程，可以估计，一阶，由一个单一的参数，在反弹的恒星核心的紧凑性。通过比较质子中子星（PNS）的结构在重力不稳定性的开始与托尔曼-奥本海默方程的解决方案，我们发现，在外部PNS核心的热压力支持是负责提高最大PNS质量高达25%以上的冷NS值。通过人为增加中微子加热，我们发现了爆炸给定的祖结构所需的临界中微子加热效率，并将这些发现与ZAMS条件联系起来，建立，尽管是近似的，第一次基于实际的坍缩模拟，ZAMS参数和核心坍缩结果之间的映射。我们还研究了先驱体转动的影响，发现由于非轴对称转动不稳定性的出现，新生黑洞的无量纲自旋可能被鲁棒地限制在a^* = Jc/GM ^2 = 1以下。
2011-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
An advanced leakage scheme for neutrino treatment in astrophysical simulations
我们提出了一个先进的光谱泄漏（ASL）计划的核心坍缩超新星和紧凑的双合并的背景下的中微子模型。基于以前的灰色泄漏计划，ASL计划计算的中微子冷却率插值本地生产和扩散率（相关的光学薄和厚的制度，分别），分别为中微子能量的离散值。中微子捕获组件也建模，平衡和时标参数的基础上。更好的精度实现的光谱处理允许一个更可靠的计算中微子加热率在光学薄的条件。该计划已被校准和测试对玻尔兹曼输运的背景下，牛顿球对称模型的核心坍缩超新星。ASL显示了一个非常好的定性和部分定量协议，从崩溃到核心反弹后几百毫秒的关键量。我们已经证明了我们的ASL方案的适应性和灵活性耦合到轴对称欧拉和三维SPH代码来模拟核心崩溃。因此，这里提出的中微子处理是理想的大参数空间探索，参数研究，高分辨率测试，代码开发，和长期的非对称配置建模，其中更详细的中微子处理是不可用的或目前计算太昂贵。
2015-11-26 astro-ph.HE astro-ph.IM
