Neutrino oscillations in supernovae: angular moments and fast instabilities
最近的理论工作表明，核心坍缩超新星中的中微子辐射可能容易受到远远落后于冲击波的味道不稳定性的影响，增长非常迅速，并有可能深刻地影响超新星动力学和成分。在这里，我们分析的非线性集体振荡，预示着这些不稳定性。我们证明了在$n_{ν_e} - n_{\barν_e}$中作为传播角的函数的零交叉不足以产生不稳定性。我们的分析说明了这一事实，并使我们能够制定补充标准。使用天炉座模拟数据，我们表明，快速集体振荡定性地依赖于如何向前峰的中微子角分布。
2020-02-15 astro-ph.HE hep-ph
Machine Learning-Based Detection of Non-Axisymmetric Fast Neutrino Flavor Instabilities in Core-Collapse Supernovae
针对核心坍缩超新星中难以建模和检测的非轴对称νELN交叉，本文用两次CCSN模拟数据训练机器学习模型，实现超过90%的检测准确率。
2024-01-12 astro-ph.HE
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
Multidimensional Simulations of Thermonuclear Supernovae from the First Stars
理论模型表明，宇宙中的第一批恒星可能质量非常大，典型质量为$\gtrsim$ 100 \Msun。它们中的许多可能已经死于被称为对不稳定超新星（PSNe）的高能热核爆炸。我们提出了多维数值模拟的PSNe与新的辐射流体动力学代码CASTRO。我们的模型捕捉到了所有的爆炸燃烧，并跟踪爆炸，直到恒星表面爆发出冲击波。我们发现，由氧和氦燃烧驱动的流体不稳定性出现在氧壳层$\sim$的上，下边界的爆炸开始后20 - 100秒。之后，当冲击波到达氢包层时，形成一个强烈的反向冲击波，迅速发展出额外的瑞利-泰勒不稳定性。在红超巨星的祖先中，这些不稳定性的幅度足以混合超新星的喷出物并改变其观测特征。我们的研究结果提供了有用的预测PSNe的检测即将到来的望远镜。
2011-08-26 astro-ph.HE
Neutrino flavor instabilities in a time-dependent supernova model
由于中微子之间的中性流弱相互作用，一个致密的中微子介质，如在核心坍缩的超新星内部的中微子介质，可以经历集体的味道转换或振荡。这一现象已在一个受限制的、静止的超新星模型中进行了研究，该模型具有围绕超新星中心的（空间）球对称性和围绕径向的（方向）轴对称性。最近的研究表明，集体中微子振荡可以自发地打破这些空间和方向对称性。本文分析了含时超新星模型中的中微子味不稳定性。我们的研究结果表明，集体中微子振荡开始在大约相同的半径在静止和时间相关的超新星模型，除非存在非常迅速的变化，在当地的物理条件的时间尺度上的几微秒或更短。我们的研究结果还表明，集体中微子振荡可以随时间迅速变化的制度，它们确实发生，需要在时间相关的超新星模型进行研究。
2015-10-09 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Neutrino-Mass-Driven Instabilities as the Earliest Flavor Conversion in Supernovae
Deutsches Elektronen-Synchrotron DESY（德国电子同步加速器）
该研究探讨了超新星中中微子质量驱动的不稳定性作为最早味转换机制，指出早期慢速不稳定性会影响后期快速不稳定性条件。
2025-11-20 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Insights into non-axisymmetric instabilities in three-dimensional rotating supernova models with neutrino and gravitational-wave signatures
我们提出了一个详细的分析，以澄清是什么决定了快速旋转的大质量恒星的核心坍缩的背景下，低$T/|W|$不稳定性的增长。为此，我们进行了三维核心坍缩超新星（CCSN）模拟的$27 M_{\odot}$星，包括几个更新的广义相对论重力修正，重轻子中微子的多能处理，和核物质状态方程。从斑图频率和共转半径随时间演化的角度分析了非轴对称变形。发现原中子星（PNS）的共转半径与对流层一致。我们提出了一种新的机制来解释CCSN环境中低$T/|W|$不稳定性的增长。在对流边界附近，预计会有一个小的Brunt-Väisälä频率，Rossby波在中纬度的方位角方向传播，在两个半球引起非轴对称的不稳定模式。它们彼此合并，最后成为赤道平面上的旋臂。我们还研究了低$T/|W|$不稳定性的增长如何影响中微子和引力波特征。
2021-09-08 astro-ph.HE
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
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
Three flavor neutrino conversions in supernovae: Slow $\&$ Fast instabilities
在标准的双味方案中，几乎只研究了恒星核坍缩致密区的自诱导中微子味转换。线性稳定性分析已成功地用于了解这些风味转换。这是对$\textit{three flavor}$快不稳定性的首次线性化研究。“快速”转换是密集中微子系统的迷人特征。在快模式的集体振荡动力学是独立的中微子质量，增长的规模大中微子中微子相互作用强度（$10^5$公里$^{-1}$）的致密的核心。与通常由小得多的真空振荡频率（$10^0$ km $^{-1}$）驱动的“慢”集体模式相比，这是非常快的。三种风味分析显示了慢转化和快转化的独特特征。慢振荡的结果与现有的非线性三味研究定性一致。对于快速模式，当与两种风味的情况相比时，添加第三种风味开辟了影响风味不稳定性的增长速率的可能性。
2020-01-08 astro-ph.HE hep-ph
Pair Instability Supernovae of Very Massive Population III Stars
对原始恒星形成的数值研究表明，宇宙中的第一批恒星可能质量非常大。恒星模型显示，初始质量为140-260 Msun的非旋转星族III恒星会以高能对不稳定超新星的形式死亡。我们提出了新的二维模拟的原始对不稳定超新星与CASTRO代码。我们的模拟比以前的多维模型更早开始，在核心崩溃的开始，捕捉任何动力学不稳定性，可能是崩溃和爆炸燃烧的种子。这种不稳定性可以通过将热灰与燃料混合来提高爆炸产量，从而加速核燃烧，并通过在早期从恒星更深处挖掘重元素来影响超新星的光谱。我们的模型网格包括蓝超巨星和红超巨星，这些事件的前身质量范围都在预期之内。我们发现，由氧和氦燃烧驱动的流体不稳定性出现在氧壳层$\sim$的上，下边界的核心反弹后20 - 100秒。在SN激波离开氦核后，由燃烧驱动的不稳定性冻结。当冲击随后传播通过氢包层时，形成强烈的反向冲击，从而驱动Rayleigh-Taylor不稳定性的增长。在红超巨星的祖先中，这些不稳定性的振幅足以混合超新星喷出物。
2014-07-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Parametric Study of Flow Patterns behind the Standing Accretion Shock Wave for Core-Collapse Supernovae
在这项研究中，我们进行三维流体动力学模拟系统地调查吸积激波，通常形成在核心坍缩超新星的反弹后阶段后面的流动模式。添加小扰动的球对称，稳定，冲击吸积流，我们计算随后的演变，找到什么样的流型出现的流体动力学不稳定性，如对流和站立吸积激波不稳定性（SASI）的结果，为不同的中微子光度和质量吸积率。根据这两个控制参数，确实实现了各种流型。我们将它们分为三种基本模式和两种中间模式：前者包括晃动运动（SL），螺旋运动（SP）和多浮泡形成（BB）;后者包括螺旋运动与气泡形成（SPB）和螺旋运动与脉动变化的旋转速度（SPP）。虽然冲击后的流动是高度混乱的，但在图案实现中有明显的趋势。晃动和螺旋运动往往是占主导地位的高吸积率和低中微子光度，和多个浮力气泡占主导地位的低吸积率和高中微子光度。有趣的是，在临界光度附近的半非线性和非线性相位之间的主导模式并不总是相同的;在后一种情况下实现了中间情况。运行几个不同的随机扰动的模拟，我们确认，在大多数情况下，流动模式的实现是强大的。
2014-03-19 astro-ph.HE
Inspecting neutrino flavor instabilities during proto-neutron star cooling phase in supernova: I. Spherically symmetric model
本文在球对称和准静态近似下研究了1至50秒原中子星冷却阶段的中微子快味与碰撞味不稳定性，通过蒙特卡罗输运计算发现模型中无味转换迹象，并指出引入多维效应可能改变该结论。
2024-07-30 astro-ph.HE hep-ph
Termination of the magnetorotational instability via parasitic instabilities in core-collapse supernovae
磁旋转不稳定性（MRI）可以是一个强大的机制放大的磁场在核心坍缩超新星。最初的弱磁场是否可以被这种不稳定性放大到动态相关的强度仍然是一个争论的问题。主要的不确定性之一涉及终止不稳定性增长的过程。Kelvin-Helmholtz和撕裂模式类型的寄生不稳定性被认为在此过程中起着至关重要的作用，破坏了MRI通道流并淬灭了磁场放大。我们进行了二维和三维剪切盘模拟的差分旋转质子中子星层在非理想磁流体力学前所未有的高数值精度，发现开尔文-亥姆霍兹寄生模式占主导地位的撕裂模式在大的流体动力学和磁雷诺数的制度，遇到接近表面的质子中子星。它们还确定了MRI指数增长期间可达到的最大磁场应力。我们的结果是一致的寄生不稳定性理论的基础上的局部稳定性分析。为了正确地模拟Kelvin-Helmholtz不稳定性，需要非常高的数值分辨率。使用九阶空间重建方案，我们发现，每个MRI通道至少有8个网格区域是必要的，以模拟MRI的生长阶段，并达到约10%的增长率的准确性，而超过60个区域，每个通道需要实现收敛的结果在MRI终止的磁应力值。
2016-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Suppression of Fast Neutrino Flavor Conversions Occurring at Large Distances in Core-Collapse Supernovae
中微子在致密介质中的传播，如核心坍缩超新星和中子星合并残留物可以经历所谓的快速味道转换的尺度远短于真空中的预期。一类非常普遍的快味不稳定性是由中微子从离超新星核心相对较远的原子核后向散射产生的。在这项研究中，我们证明，尽管他们的普遍存在，这种快速的不稳定性是不可能导致显着的味道转换，如果在向后的方向中微子的人口是不够大。事实上，散射引起的不稳定性主要影响反向传播的中微子，这只占大半径中微子的一小部分。我们表明，这可以解释的形状不稳定的味道本征态，这可以是非常峰值的向后角。
2022-03-29 astro-ph.HE hep-ph
Characteristic Time Variability of Gravitational-Wave and Neutrino Signals from Three-dimensional Simulations of Non-Rotating and Rapidly Rotating Stellar Core-Collapse
我们提出的结果，从完整的广义相对论三维流体动力学模拟的恒星核心坍缩的70 M $_\odot$恒星光谱中微子输运。为了研究旋转对非轴对称不稳定性的影响，我们通过参数化地改变旋转的初始强度来计算三种模型。最快速旋转的模型表现出低$T/|W|$不稳定性与单臂螺旋流在早期postbounce阶段的瞬态发展。随后，出现双臂螺旋流，这在模拟时间内持续存在。适度旋转模型也显示出低$T/|W|$不稳定性的增长，但仅限于双臂螺旋流。在非旋转模型中，只观测到了强的静止吸积激波不稳定性（SASI）。SASI首先由晃动模式主导，然后是螺旋SASI，直到黑洞形成。我们给出了引力波和中微子的谱图分析，着重于时间相关性。我们的研究结果表明，特征时间调制的GW和中微子信号可以链接到非轴对称不稳定性的增长。我们发现，质子中子星（PNS）变形的程度，取决于模式的非轴对称不稳定性的发展，主要影响的相关GW和中微子信号的特征频率。我们指出，这些信号将同时检测到的当前一代探测器高达$\sim10$千秒差距。我们的研究结果表明，GWs和中微子的联合观测是必不可少的提取信息的PNS演化之前的黑洞形成。
2021-01-13 astro-ph.HE
Core-collapse Supernovae as Cosmic Ray Sources
核心坍缩的超新星产生快速的冲击波，这些冲击波扩展到恒星祖先的致密星周介质（CSM）中。在这些冲击中加速的宇宙射线（CR）可以在冲击前介质中诱发电磁涨落的增长。利用激波演化的自相似描述，我们计算了一般SNe，特别是SN 1993 J的CR驱动不稳定性的增长时标。我们发现，扩展SN冲击可以触发快速的日内不稳定性，强磁场放大，CR加速。特别是，非共振流的不稳定性可以贡献约50%的磁场强度从无线电数据推导。这导致CR粒子在冲击爆发后的几天内加速到1-10 PeV的能量。
2019-10-02 astro-ph.HE
Predicting gravitational waves from jittering-jets-driven core collapse supernovae
本文预测抖动喷流驱动的核心坍缩超新星产生的引力波频率约为5-30 Hz，并指出其低频大应变特性有助于区分中微子驱动爆炸机制与JJEM。
2023-08-08 astro-ph.HE
Effects of Rotation on Stochasticity of Gravitational Waves in Nonlinear Phase of Core-Collapse Supernovae
通过对中微子驱动的核心坍缩超新星在驻存吸积激波不稳定性（SASI）辅助下的三维（3D）模拟，我们研究了SASI的螺旋模式如何影响引力波（GW）发射的性质.要看到在非线性postbounce阶段的旋转的影响，我们给一个统一的旋转流平流从外边界的铁芯，其特定的角动量被假定为同意最近的恒星演化模型。我们计算了15个3D模型，其中初始角动量以及输入中微子光度从质子中子星的变化在一个系统的方式。通过射线追踪分析，我们准确地估计各向异性中微子发射产生的GW振幅。我们的研究结果表明，引力波形从中微子的模型，包括旋转表现出一个共同的特点，否则他们的变化更加随机在没有旋转。随机性的破坏源于平行于自旋轴的过量中微子发射。这是因为由于螺旋SASI模式的生长，物质的压缩在赤道平面附近更加增强，导致形成围绕具有较高温度的自旋轴循环的螺旋流。我们指出，最近提出的未来空间干涉仪，如法布里-珀罗型DECIGO将允许检测这些信号的银河系超新星。
2011-06-03 astro-ph.HE
Gravitational radiation from magnetically funnelled supernova fallback onto a magnetar
被超新星回落旋转到毫秒旋转周期的原磁星，在可能坍缩形成黑洞之前，预计会通过流体动力学不稳定性辐射引力波约10^2秒。结果表明，吸积流的磁漏斗（i）创建一个磁约束的极山，这提高了引力波信号，和（ii）“埋葬”的磁偶极矩，延迟螺旋桨阶段，并协助黑洞的形成。
2014-09-04 astro-ph.HE
Are pulsars spun up or down by SASI spiral modes?
在大质量恒星的超新星爆炸过程中，脉冲星可能由于流体动力学不稳定性而向上或向下旋转。除了与双极爆炸相关的快速旋转情况外，恒星旋转可能会在离心力较小的更常见情况下影响大质量恒星的爆炸。使用二维模拟的简化设置在圆柱形的几何形状，我们研究的影响旋转的站立吸积激波不稳定性（SASI）和共转不稳定性，也被称为低T/ |W|。旋转对这些不稳定性的饱和振幅的影响取决于吸积流中的特定角动量和激波与中子星半径的比值。只有当这个比值足够大时，SASI的螺旋模式才随着旋转速度的增加而变得更加活跃。一个共转不稳定发展在大的旋转速率和影响的动态更显着，导致一个强大的单臂螺旋波。非轴对称不稳定性能够径向重新分配角动量，并影响脉冲星出生时的自旋。系统地研究了原始脉冲星的核心自转周期与初始脉冲星自旋的关系。估计了SASI测量的恒星自转速率，并对SASI测量的恒星自转速率进行了分析。当共转不稳定性发展时，快速旋转的祖细胞通过螺旋模式适度地向下旋转，小于$\sim 30\%$。鉴于观测对脉冲星诞生时自转周期的限制，这表明快速自转在大多数核心坍缩超新星中可能不会发挥重要的流体动力学作用。
2017-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulation of the growth of the 3D Rayleigh-Taylor instability in Supernova Remnants using an expanding reference frame
内容：由超新星遗迹在喷出物占主导地位的阶段减速产生的瑞利-泰勒不稳定性，已知会在物质分布中产生指状结构，从而修改遗迹的几何形状。超新星遗迹的形态也有望被修改时，有效的粒子加速发生在他们的冲击。目的：本文研究了在超新星遗迹的一个八分圆范围内，从抛射物为主到Sedov-Taylor相的瑞利-泰勒不稳定性的影响。我们还研究了在前向激波处有效粒子加速对瑞利-泰勒不稳定性增长的影响。研究方法：我们修改了自适应网格精化程序RAMSES，在扩展参考系的框架下，用流体动力学数值模拟研究了超新星遗迹的演化。前向激波和接触间断之间的相对论气体的绝热指数模拟了加速粒子的存在。结果如下：这里采用的超共动坐标系的最大优点是，由于它相对于网格是静止的，所以它使接触不连续处的数值扩散最小化。我们提出了一个准确的表达式的瑞利-泰勒结构的增长，顺利连接早期增长的渐近自相似行为。结论：如果冲击波由宇宙射线主导，瑞利-泰勒结构的发展受到影响，尽管不是很大。在后一种情况下，进入受冲击的星际介质的喷出物数量较少。如果两个冲击都发生加速度，则瑞利-泰勒结构的范围相似，但反向冲击受到强烈扰动。
2010-07-01 astro-ph.HE
The class of supernova progenitors that result from fatal common envelope evolution
我构建了一类超新星和超新星的祖先，导致致命的共同信封演变（CEE）。致命的CEE祖先是恒星双星系统，其中一颗伴星螺旋进入巨星的外壳并与核心合并。伴星可以是一颗中子星（NS;或黑洞），它摧毁了核心，形成了一颗普通的包层喷流超新星（CEJSN），也可以是一颗白矮星（WD），它与核心合并，形成了一颗大质量的WD，后来可能会爆炸成Ia型超新星（核心简并的情况），或者是一颗主序星伴星。在后一种情况下，结果可能是蓝巨星的核心坍缩超新星（CCSN），IIb型或Ib型的CCSN。另一个成员是两颗巨星合并，两个核心相互螺旋，形成一个巨大的核心，后来爆炸为CCSN，带有大量的星周物质（CSM）。我讨论这个类的成员，他们的特点，以及他们的共同属性。我发现，致命的CEE事件占所有CCSNe的$\approx 6-10 \%$，并提出的可能性，一个奇特的和罕见的超新星的结果，从致命的CEE的大部分。对这些超新星祖先的研究将带来对其他类型的超新星祖先以及CEE结果的见解。
2019-03-27 astro-ph.HE
Multimessengers from 3D Core-Collapse Supernovae
我们提出了引力波和中微子签名获得的第一原则的3D核心坍缩超新星模拟的15 M非旋转的祖先与嵌合体代码。观测形成中的中子星发射的中微子和流体动力学不稳定性产生的引力波是获得有关超新星发动机直接信息的唯一途径。GW和中微子信号都显示了超新星演化的不同阶段。
2015-07-21 astro-ph.HE
Neutrino signature of supernova hydrodynamical instabilities in three dimensions
第一个全尺寸三维（3D）核心坍缩超新星（SN）模拟与复杂的中微子输运显示了两个高质量的祖星（20和27 M_sun）的显著的稳定吸积激波不稳定性（SASI）效应。在一个低质量的祖先（11.2 M_sun），大尺度对流是主要的非径向流体动力学不稳定性的激波后吸积层。与SASI相关的中微子信号调制（在我们的两个例子中为80 Hz）将在IceCube或未来的Hyper-Kamiokande探测器中清楚地检测到，这取决于祖先的属性，距离和观察者相对于SASI主要晃动方向的位置。因此，来自下一个星系SN的中微子信号可以诊断流体动力学不稳定性的性质。
2013-09-19 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
Evolution of collisional neutrino flavor instabilities in spherically symmetric supernova models
本文在球对称超新星模型中实现多群离散坐标中微子输运模拟，证实碰撞味不稳定性普遍存在于中微子球附近，并揭示其主导影响重轻子味中微子能谱，而电子味中微子几乎不受影响。
2023-04-11 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Turbulence Fingerprint on Collective Oscillations of Supernova Neutrinos
我们揭示了一种新的机制，通过这种机制，湍流物质密度波动可以诱导核心坍缩超新星中的集体中微子味转换，即，不同傅立叶模式之间味道不稳定性的泄漏。泄漏机制通过耦合不同尺度上的味转换模式，在稠密中微子气体的味稳定性上留下了显著的指纹，这反过来又使得味不稳定性在傅立叶空间中几乎无处不在。这种效应最显著的结果是，即使在没有所谓的快模的情况下，它也允许在最深的超新星区域中存在显著的味道转换。这是湍流对核心坍缩超新星物理学的另一个重要影响，它可以深刻改变我们对超新星环境中中微子味道转换的理解。
2021-02-08 astro-ph.HE nucl-th
Stability of three neutrino flavor conversion in supernovae
中微子-中微子相互作用可以导致核心坍缩超新星的密集部分的集体味道转换。导致集体转换的不稳定性不断增加，在两个中微子物种的限制下进行了深入的研究，并在完美的球形超新星的情况下发生颠倒的质量排序。我们研究两个简单的模型碰撞和相交的中微子束和显示，三个中微子物种的不稳定性也存在正常的质量排序，即使在一个完全对称的系统。而不稳定性倒置的质量排序是与$Δm_{31}^2$，新的不稳定性，我们发现正常的质量排序是与$Δm_{21}^2$。因此，这些新的不稳定性的增长率为正常秩序是较小的数量级相比，研究的情况下，倒序的速率。
2019-06-24 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Do Neutrinos Become Flavor Unstable Due to Collisions with Matter in the Supernova Decoupling Region?
本文基于18.6 M⊙超新星模型求解中微子动力学方程，发现解耦区域内快、慢不稳定性主导，碰撞并非味转换触发因。
2024-04-15 astro-ph.HE hep-ph
Neutrino flavor conversion alters the lepton-emission self-sustained asymmetry in core-collapse supernovae
Niels Bohr International Academy and DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所及尼尔斯·玻尔国际学院与DARK中心）
该研究通过半圆环二维模型分析核心坍缩超新星中，LESA存在时的中微子味转换，发现其可使LESA偶极增强5%-10%，且方向依赖的味转换会影响全局中微子不对称性与流体动力学不稳定性发展。
2026-10-09 astro-ph.HE hep-ph
Applications of Machine Learning to Detecting Fast Neutrino Flavor Instabilities in Core-Collapse Supernova and Neutron Star Merger Models
本研究首次将机器学习应用于核坍缩超新星和中子星合并模型，基于中微子角分布的零阶矩和一阶矩检测中微子电子轻子数穿越，准确率达约95%，实现了对快味转换的实时评估。
2023-04-20 astro-ph.HE hep-ph
Supernovae drive large-scale, incompressible turbulence through small-scale instabilities
Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学加拿大理论天体物理研究所）
本文研究超新星残骸通过不稳定性生成不可压缩湍流，揭示了湍流谱与小尺度结构的关系，提出逆级联机制连接小尺度与大尺度湍流。
2026-04-29 astro-ph.GA 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
Massive Computation for Understanding Core-Collapse Supernova Explosions
大质量恒星是如何爆炸的？答案的进展是由计算能力的增加驱动的。Petascale超级计算机能够对核心坍缩超新星进行详细的三维模拟。这些都阐明了流体不稳定性，湍流和磁场放大在超新星引擎中的作用。
2016-08-29 astro-ph.HE physics.comp-ph
Core-collapse supernova neutrino emission and detection informed by state-of-the-art three-dimensional numerical models
基于我们最近的三维核心坍缩超新星（CCSN）模拟，包括爆炸和非爆炸模型，我们研究了详细的中微子信号在代表性的陆地中微子观测站，超级神冈（Hyper-Kamiokande），DUNE，JUNO和IceCube。我们发现，中微子信号在一维和三维之间的差异的物理根源主要是原中子星（PNS）对流。我们研究了中微子信号的时间变化和角度变化，并讨论了当非爆炸模型中出现螺旋形驻积激波不稳定性（螺旋形SASI）时，由螺旋形SASI驱动的时间变化的可探测性。此外，我们确定在事件率（$\gtrsim 50 \%$）中可能存在大的角度不对称性，但是时间积分信号具有相对适度的不对称性（$\lesssim 20 \%$）。这两个特征都与轻子数发射自持不对称性（LESA）和螺旋SASI有关。此外，我们的分析表明，中微子总能量（TONE）和每个探测器中中微子事件的累积数量之间存在有趣的相关性，这种相关性可以促进对实际观测的数据分析。我们演示了通过应用一种新的光谱重建技术从多个探测器的数据的中微子的所有口味的中微子的中微子能谱的检索。我们发现，这种新的方法是能够估计的TONE在$\sim$ 20%的误差，如果到CCSN的距离是$\lesssim 6$ kpc。
2020-09-01 astro-ph.HE hep-ex
Effect of stellar rotation on the development of post-shock instabilities during core-collapse supernovae
本研究通过线性稳定性分析，揭示恒星自转对核坍缩超新星中微子驱动对流和SASI的影响，发现强自转可抑制浮力效应，并建立主导振荡频率与比角动量的线性关系，有助于引力波分析。
2023-04-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Collisional instabilities of neutrinos and their interplay with fast flavor conversion in compact objects
快和碰撞味不稳定性可能发生在核心坍缩超新星和中子星合并的中微子退耦区。为了更好地理解相关的风味动力学，我们数值求解的碰撞不稳定的演化均匀，各向异性模型。在这些计算中，碰撞不稳定性是由不等的中微子和反中微子散射率引起的。我们比较使用中性电流和带电电流相互作用得到的解决方案。然后，我们研究了非对称散射率的快速不稳定性的非线性发展，发现证据表明，碰撞不稳定性的发生是由快速振荡加速。我们还讨论了其他最近的作品碰撞影响快速风味转换的连接。
2022-11-24 astro-ph.HE hep-ph
Hydrodynamic instabilities in long-term three-dimensional simulations of neutrino-driven supernovae of 13 red supergiant progenitors
Universitat de València（瓦伦西亚大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
针对13个红超巨星progenitor开展长期三维超新星模拟，通过中微子加热参数化建模，揭示${}^{56}$Ni混合与氦核质量、氦壳层$ρr^3$的相关性，为超新星模型改进和progenitor结构推断提供依据。
2026-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
The host galaxies of core-collapse supernovae and gamma ray bursts
本文对伽马射线暴（GRB）和核塌缩超新星（CCSN）的银河系和小尺度环境进行了比较研究。我们使用了z<1.2的34个GRB主机的样本，以及位于大天文台起源深度调查足迹内的58个超新星主机的比较样本。我们将模板光谱拟合到可用的光度数据，范围为0.45-24微米，并从所得拟合中提取绝对星等，恒星质量和恒星形成率。我们的研究结果广泛证实了以前的研究结果，但提供了显着的增强光谱覆盖范围和2-3倍的样本量增加。具体来说，我们发现CCSN经常发生在大规模的螺旋（螺旋分数~50%）。相反，伽玛暴发生在小的、相对低质量的星系中，具有高的比星率和表面恒星形成率，并且螺旋分数仅为~ 10%。GRB和CCSN样本的静止帧绝对幅度的比较比以前的工作中发现的结论性更少，这表明虽然GRB主机通常比CCSN的主机更小，更蓝，但它们的总蓝光亮度仅略低。我们认为，这可能是由于快速时期的强化恒星形成活动，所示的高比恒星形成率，既创造了伽玛射线暴的祖先，并简要地显着提高宿主星系的蓝色光度。最后，我们的本地环境的伽玛暴和CCSN的分析表明，伽玛暴是高度集中在他们的主机光，并进一步发生在地区的绝对表面光度比CCSN。
2010-01-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Three-dimensional core-collapse supernovae with complex magnetic structures: II. Rotational instabilities and multi-messenger signatures
快速旋转的大质量恒星的引力坍缩可以导致中心原中子星（PNS）内低$T/\|W\|$不稳定性的开始，这在引力波（GW）和中微子发射中留下了强烈的特征。强的大尺度磁场通常被用来解释快速旋转的祖先恒星爆炸，但它们对这种不稳定性增长的影响尚未明确。我们分析了一系列的三维磁流体动力学模型，以表征不同的磁配置的发展的低$T/\|W\|$和相关的多信使功能的影响。在没有磁场的情况下，我们观察到的低$T/\|W\|$的动力学时间尺度上的增长，与一个强大的GW的爆发和中微子发射的相关调制。然而，具有强磁场的模型显示出低$T/\|W\|$的淬灭，这是由于角动量的磁输运引起的冲击形成后的第一个$\sim100$ ms中的旋转轮廓变平。相关的GW发射被削弱了一个数量级，表现出更广泛的光谱形状，并没有与PNS大尺度振荡模式相关的主导功能。中微子光度沿赤道面衰减，这是由于更扁的PNS，信号中唯一明显的调制是由于SASI活动。最后，磁化模型产生的$ν_e$的光度比$\barν_e$低，这与PNS环境中富含中子的物质浓度较高有关。
2023-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Self-induced flavor conversion of supernova neutrinos on small scales
超新星中微子的自诱导味转换是中微子-中微子色散的一个普遍特征。味空间中相应的逃逸模式可以自发地打破中微子通量的原始对称性，特别是可以自发地产生小尺度的功能，如最近的示意图研究所示。然而，不可避免的“多角度物质效应”将这些小尺度的不稳定性转移到物质和中微子密度的区域，这些区域在从SN出来的路上不会遇到。在最大尺度上均匀的传统模式最容易出现不稳定性，因此为自诱导风味转换的出现提供了最灵敏的测试。作为一个副产品，我们澄清了膨胀中微子气体的时间演化和静态SN中微子通量的径向演化之间的关系。我们的结果取决于几个简化的假设，特别是平稳的解决方案，没有一个“向后”中微子通量所造成的剩余散射，和全球球形对称的排放。
2016-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
