Nucleosynthesis Constraints on the Energy Growth Timescale of a Core-collapse Supernova Explosion
核心坍缩超新星（CCSNe）爆炸机制的细节尚未完全了解。有越来越多的数值例子从头算核心崩溃模拟导致爆炸。如果不是全部的话，也是大多数的从头算堆芯坍塌模拟都代表了一种“缓慢”爆炸，其中观测到的爆炸能量（$\sim 10^{51}$尔格）在$\gtrsim1$秒的时间尺度内达到。然而，目前还不清楚这种缓慢的爆炸是否与观测结果一致。在这项工作中，通过进行核反应网络计算的范围内的爆炸时标$t_{\rm grow}$，从快速到缓慢的模型，我们的目标是提供核合成诊断的爆炸时标。我们采用一维流体动力学和核合成模拟以上的原中子星核心，参数化的性质的爆炸机制的$t_{\rm grow}$。然后将结果与各种观测限制进行比较;典型CCSNe的$^{56}$ Ni的质量，SN 1987 A的$^{57}$ Ni和$^{44}$ Ti的质量，以及在极端贫金属恒星中观察到的丰度模式。我们发现，这些观测的限制是一致的“快速”爆炸（$t_{\rm grow} \lesssim 250$毫秒），特别是最好的匹配被发现为一个几乎瞬时爆炸（$t_{\rm grow} \lesssim 50$毫秒）。我们的发现对爆炸机制有很强的约束;慢速机制（$t_{\rm grow} \gtrsim 1000$ ms）不满足这些约束，ab-inito模拟需要实现快速爆炸。
2019-12-27 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
Nucleosynthesis in thermonuclear supernovae
热核（Ia型）超新星的爆炸能量来自于轻“燃料”核（主要是碳和氧）爆炸融合成以铁和硅族元素为主的更紧密结合的核“灰”时释放的核结合能的差异。同样的爆炸性热核聚变事件也是促成重元素，特别是铁族元素核合成的主要过程之一。例如，太阳及其行星系统中的大多数铁和锰都是在热核超新星中产生的。本文综述了碳氧白矮星材料中爆炸热核燃烧的物理过程，以及利用流体动力学爆炸模型计算预测核合成的方法。虽然主要的爆炸情景仍不清楚，但核燃烧和核合成的许多方面对所有模型都是共同的，必须以某种形式发生，以产生观测到的产量。我们总结了现有爆炸模型的预测核合成产量，特别强调不同的建议方案导致Ia型超新星的核合成签名的特征差异。在此之后，我们将讨论这些签名如何与几个单独的超新星，遗迹，以及我们的星系和星系团中的物质组成的观察比较。
2017-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explodability matters: how realistic neutrino-driven explosions change explosive nucleosynthesis yields
University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare - Laboratori Nazionali del Sud（意大利国家核物理研究所-南方实验室）
本文通过分析三种恒星演化代码模拟的大量前体，探讨中微子驱动爆炸与简单爆炸模型对核合成产量的影响，发现更真实的中微子驱动爆炸能更准确地预测超新星产量。
2026-04-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
R-process Nucleosynthesis of Subminimal Neutron Star Explosions
The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）；SUNY Polytechnic Institute（纽约州立大学理工学院）
本文通过耦合牛顿流体动力学与约4500种同位素的核反应网络，研究亚最小质量中子星爆炸的核合成过程，发现其抛射物中能稳健实现r过程核合成，并产生镧系元素和重元素，表明此类爆炸可能是太阳系化学元素的重要来源。
2025-10-28 astro-ph.HE
Explosive Nucleosynthesis in Near-Chandrasekhar-mass White Dwarf Models for Type Iax Supernovae: Dependence on Model Parameters
最近观察到的Ia型超新星（SNe Ia）的多样性，促使我们进行理论模拟的SNe Ia的参数范围很宽。特别是Iax型超新星（SNe Iax）的起源一直不清楚。继我们以前的工作的参数依赖性的SN Ia模型，我们专注于SNe Iax在本研究中。对于SNe Iax模型，我们采用了目前主流的近E-10质量C+O白矮星（WD）的纯湍流爆燃（PTD）模型。我们进行了二维流体动力学模拟爆燃波的传播，留下一个小的WD残留物的背后和喷射核合成材料。我们展示了如何爆炸属性，如核合成和爆炸能量，取决于模型参数，如中心密度和组成的WD（包括混合WD），湍流火焰处方和初始火焰几何形状。我们提取了相关的观测值在我们的模型，并与最近发现的低质量WD与不寻常的表面丰度模式和一些SN残留的丰度模式。我们提供的核合成产额表的应用，恒星考古学和银河系化学演化。我们的研究结果与文献中的代表性模型进行了比较。
2020-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Progenitors and Explosion Properties of Supernova Remnants Hosting Central Compact Objects: II. A Global Systematic Study with a Comparison to Nucleosynthesis Models
本研究针对含中心致密天体的超新星遗迹开展系统分析，结合X射线观测数据与核合成模型对比，发现常用爆炸模型无法匹配抛射物产额，揭示其前身星多为低质量大质量恒星、爆炸能量较低，指出需完善理论模型并发展下一代X射线观测。
2023-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The r-process nucleosynthesis in the various jet-like explosions of magnetorotational core-collapse supernovae
研究了核心坍缩超新星（CC-SNe）中的r过程核合成，重点讨论了旋转和强磁场引起的爆炸情况。核合成计算进行磁流体动力学爆炸模型的基础上，具有广泛的初始旋转和磁场的参数。爆炸模型分为两种不同类型：即，磁喷流和延迟磁喷流，它们的原中子星（PNS）在坍缩过程中的磁场较强，在核反弹过程中的磁场相对较弱。根据每个爆炸模型的流体动力学轨迹，我们证实了r-过程成功地发生在反磁喷流中，它产生了包括锕系元素在内的重核。另一方面，延迟磁喷流中的r过程被抑制，其仅合成直到第二峰（$A \sim 130$）的核。因此，延迟磁喷流中的r过程只能解释在贫金属恒星中观察到的“弱r过程”模式，而不能解释太阳丰度所代表的“主r过程”。我们的研究结果表明，核心坍缩超新星是可能的重r过程元素的天文来源，如果他们的磁场足够强，而较弱的磁爆炸可能会产生“弱r过程”图案（$A \lesssim 130$）。我们展示了磁旋转超新星对于解释银河系化学演化的潜在重要性和必要性，以及r过程增强的贫金属星的丰度。我们还研究了由于弱相互作用，决定了最终的中子丰富的喷出物的PNS的性质剩余的不确定性的影响。此外，我们简要讨论了初级射流中的放射性同位素产率（例如，$^{56}$ Ni），以及SNe的几次光学观测和相关的高能天文现象。
2015-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in core-collapse supernova explosions triggered by a quark-hadron phase transition
我们探讨了大质量恒星爆炸中的重元素核合成，这些爆炸是由核心坍缩超新星早期反弹阶段的夸克-强子相变触发的。本研究是基于广义相对论辐射流体力学模拟与三味玻尔兹曼中微子输运球对称，其中利用夸克-强子混合状态方程的基础上的MIT袋模型的奇异夸克物质。在恒星核心内部的夸克-强子相变形成了一个冲击波，向原中子星的表面传播。冲击波导致爆炸和蒸发富含中子的物质，这些物质堆积或吸积在原中子星上。后来，在冷却阶段，原始中子星发展出一种富含质子的中微子驱动风。我们提出了一个详细的分析，在富含中子和质子的喷出物的核合成结果，并比较我们的综合核合成与金属贫星的观测。
2012-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
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
Nucleosynthesis in the Innermost Ejecta of Magnetorotational Supernova Explosions in 3-dimensions
本研究通过三维磁旋转核心坍缩超新星模拟，发现强磁场驱动的爆发能量更高、抛射物更富中子，能产生质量数达~130的弱r过程元素，且不同初始磁场强度下重元素合成差异可忽略，相关产额已公开以支撑后续天体物理研究。
2024-05-12 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
R-process Nucleosynthesis during the Magnetohydrodynamics Explosions of a Massive Star
本文研究了在13个太阳质量的大质量恒星中，在中微子的诱导作用下，超新星磁流体动力学爆发过程中r过程的可能性。我们采用了五种初始模型，其中包括旋转和磁场的环向分量的属性。爆炸后的模拟仅限于集中磁场和强差动旋转。低浓度的$Y_{e}$喷出物产生重元素，可再现第三峰。然而，第二个峰很低，因为作为半径的函数的$Y_{e}$分布很陡，并且对应于中间$Y_{e}$的喷出物很少。
2012-04-07 astro-ph.HE
The $γ$-process nucleosynthesis in core-collapse supernovae II. Effect of the explosive recipe
本研究探讨了不同爆炸能量和配方对核心坍缩超新星中p核核合成的影响，发现p核产率通常随爆炸能量增加而提升，且C-O壳层合并的爆炸前产生机制具有稳健性。
2024-05-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in 2D Core-Collapse Supernovae of 11.2 and 17.0 M$_{\odot}$ Progenitors: Implications for Mo and Ru Production
核心坍缩超新星是银河系历史上第一个重元素污染源。因此，重要的是研究其喷出物的核组成，并了解它们对祖细胞结构的依赖性（例如，质量、致密性、金属性）。在这里，我们提出了一个详细的核合成研究的基础上，两个长期的，二维的核心坍缩超新星模拟的11.2 M的$_{\odot}$和17.0 M的$_{\odot}$星。我们发现，在这两种模型中，核远远超出了铁组（高达$Z \approx 44$）可以产生，并详细讨论了p核$^{92,94}$ Mo和$^{96,98}$ Ru的核合成。虽然我们在两个模拟中观察到在稍微富中子的条件下产生$^{92}$ Mo和$^{94}$ Mo，但$^{96,98}$ Ru只能通过$ν$ p过程有效地产生。此外，在$ν$ p-过程中Ru的产生在很大程度上取决于喷出物中非常富含质子的材料的存在。当比较这些同位素在太阳系和太阳前颗粒中的丰度比时，这种生产机制的解开产生了有趣的后果。
2017-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosive nucleosynthesis with fast neutrino-flavor conversion in core-collapse supernovae
快速中微子味转换（FFC）是核心坍缩超新星（CCSN）理论中可能改变游戏规则的成分。在本文中，我们研究的影响，包括FFC与非对称中微子发射到核合成计算参数的方式结合爆炸核合成的影响。我们发现，喷出物的组成是没有明显的影响，FFC比Co轻的元素，而组成的影响，FFC的较重的元素。我们还发现，FFC的作用取决于中微子发射的不对称程度（$m_{\rm asy}$）和中微子味混合的程度。FFC对$m_{\rm asy}$的影响不是单调的，当$m_{\rm asy}$达到$\sim 10\%$时，喷出物成分的变化比无FFC时增大，而FFC对超大非对称中微子发射（$\gtrsim 30 \%$）的核合成影响很小.我们的研究结果表明，FFC有利于在大多数情况下，富中子的喷出物的生产，虽然它使喷出物更富质子，如果反中微子的转换比中微子的转换更有力。这种趋势的关键因素是中微子吸收，其对核合成的影响可以通过简单的诊断来量化。
2022-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in Type Ia Supernovae, Classical Novae, and Type I X-Ray Bursts. A Primer on Stellar Explosions
Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya（加泰罗尼亚空间研究所）
本文综述了Ia型超新星、经典新星和I型X射线暴的核合成过程，结合多学科方法探讨恒星爆炸中的元素生成机制。
2026-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Astrophysical Nuclear Reactions: from Hydrogen Burning to Supernovae Explosions
本论文的主要工作是研究大质量恒星中核反应的动力学、周期和量子力学过程，以及在超新星爆发中起关键作用的爆炸核合成现象。将探讨四个主要领域：物理学的核反应，氢燃烧，CNO循环和爆炸超新星现象。第一章将提供核物理的背景和潜在的方法，如量子力学方面，截面和麦克斯韦-玻尔兹曼分布的概述。下一章将描述低质量恒星（我们的太阳）的氢燃烧过程，涉及更高质量恒星的CNO和热CNO循环以及钠和镁等其他循环。第三章将回顾红巨星由于氢燃料耗尽而参与的氦燃烧过程。下面将简要地讨论其他氦处理方法的概况。第四章对超新星爆炸中爆炸燃烧过程的公认模型进行了总结。爆炸核合成与重元素一起作为硅燃烧过程也将被描述。
2018-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae Ia in 2019 (review): a rising demand for spherical explosions
我回顾了2019年以来对Ia型超新星（SNe Ia）的新研究，并利用这些研究来改进五种Ia型超新星双星情景之间的比较。新的低偏振测量结果证实了大多数超新星Ia爆炸是全球球对称的（团块是可能的）。由动力学过程引起的爆炸，例如发生在双简并（DD）场景中的两颗白矮星（WD）合并过程中的爆炸，或者发生在双爆轰（DDet）场景和单简并（SD）场景中的吸积过程中的爆炸，导致非球形爆炸，与正常的Ia超新星的观测相矛盾。我认为，这些（DD，DDet，SD）的情况下，主要占奇特的超新星Ia。一个Mch的爆炸WD（爆燃到爆轰过程）有一个全球性的球形结构，这是与观测兼容。为了达到球形爆炸，Ia型超新星的设想方案应考虑到Mch-WD形成与爆炸之间的时间延迟。因此，我将DD方案拆分为没有合并到爆炸延迟（MED）时间的通道（其主要形成特有的SNe Ia），以及具有MED的通道，DD-MED通道（方案）。我推测，正常的超新星Ia的主要贡献者是核心简并（CD）的情况下，DD-MED的情况下，都有Mch的球形爆炸，和DD的情况下，亚Mch的非球形爆炸。
2020-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-Explosion Properties of Helium Star Donors to Thermonuclear Supernovae
氦星-碳氧白矮星（CO WD）双星是热核超新星的潜在单简并祖先系统。重新访问一组二进制演化计算使用恒星演化代码$\texttt{MESA}$，我们完善我们以前的预测，哪些系统可以导致热核超新星，然后表征的氦星施主在爆炸时的属性。我们将这些模型属性转换为NUV/光学量级假设黑体光谱，并支持这种方法使用匹配的恒星大气模型。这些模型将是有价值的比较与爆炸前的成像为未来的超新星，虽然我们强调的观测困难，检测极蓝的同伴。与SN 2012 Z相关的爆炸前源被解释为氦星双星，包含一个最初在多天轨道上的超大质量WD。然而，我们的二元模型扩展到初始CO WD质量高达$1.2\,M_{\odot}$，我们发现，这些系统进行偏离中心的碳点火，因此预计不会产生热核超新星。这种张力表明，如果SN 2012 Z与氦星- WD双星相关联，那么来自系统的爆炸前光学光必须被双星环境显着修改和/或WD没有富碳的内部成分。
2021-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in Two-Dimensional Delayed Detonation Models of Type Ia Supernova Explosions
通过对Ia型超新星（SNe Ia）三种极端情况的二维爆炸模拟，探讨了不同爆炸机制的核合成特征：纯湍流爆燃、初始爆燃近似球形点火后的延迟爆轰和高度非对称爆燃点火后的延迟爆轰.除了这个初始条件，爆燃阶段被视为在一个无参数的方法。当湍流燃烧进入分布燃烧区时，爆震开始。这发生在密度约$10^{7}$ g cm $^{-3}$ -相对较低，相比现有的核合成研究一维球对称模型。这些多维模型中的燃烧不同于一维模型中的燃烧，因为爆轰波既传播到白矮星中心附近的高密度区中的未燃烧物质，又传播到表面附近的低密度区。因此，所得到的产物是不同爆炸燃烧产物的混合物，从低密度的碳燃烧产物到最高密度的完全硅燃烧产物，以及在爆燃阶段合成的电子捕获产物。与爆燃模型相反，延迟爆轰产生一种特征性的层状结构，其产率在很大程度上满足银河系化学演化的约束。在非对称延迟爆轰模型中，填充有电子捕获物质（例如，$^{58}$ Ni，$^{54}$ Fe）在壳内，显示出大的偏移，高于$^{56}$ Ni分布的主体，而由爆炸产生的物质分布得更球形（简化）。
2010-02-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino-driven explosions of ultra-stripped type Ic supernovae generating binary neutron stars
我们研究了超剥离超新星的爆炸特征，这是超剥离超新星产生双星中子星的候选者。作为第一步，我们进行恒星演化模拟裸露的碳氧核心的质量从1.45到2.0 $M_\odot$，直到铁芯变得不稳定，并开始崩溃。然后，我们使用这些恒星演化的结果作为初始条件进行轴对称流体力学模拟光谱中微子输运。所有模型都表现出由中微子加热驱动的成功爆炸。诊断爆炸能量、喷出物质量、Ni质量和NS质量通常为$\sim 10^{50}$ erg、$\sim 0.1 M_\odot$、$\sim 0.01M_\odot$和$\approx 1.3 M_\odot$，它们与SN 2005 ek等快速演化和发光瞬变的观测结果相一致。我们还发现，超剥离的SN是一个候选人，以产生次级低质量NS在所观察到的紧凑的双星，如PSR J 0737 -3039。
2015-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis Constraints on the Explosion Mechanism for Type Ia Supernovae
对Ia型超新星的观测包括与这些热核爆炸有关的特征性核合成的信息。我们认为，从铁组元素和同位素比的观测约束，比较与最现实的最近治疗的电子捕获获得的各种模型。核合成对最高的白矮星中心密度敏感。因此，核合成的产额可以区分高密度的拉塞卡质量模型和低密度的燃烧模型，如白矮星合并。我们讨论了两个球形模型（爆燃和/或延迟爆轰模型）基于新的电子捕获率后处理核合成的新结果。我们还考虑了圆柱形和三维爆炸模型（包括爆燃，延迟爆炸，或暴力合并模型）。虽然在观测约束中存在不确定性，但我们确定了观测和模型中的一些趋势。我们从五个观测到的超新星和三个超新星遗迹的元素和同位素比值的模型进行了新的比较。我们发现，模型和数据往往分为两组。在一组低密度的核心，如在一个3D合并模型是稍微更一致的核合成数据，而另一组是稍微更好地确定与高密度的核心，如在单简并的1D-3D爆燃模型。因此，我们假设，这两种类型的环境似乎几乎同样有助于观察SNIa。我们还注意到，观测约束的产量$^{54}$铬和$^{54}$铁，如果可用的话，可能会被用来作为一种手段，以澄清SNIa爆炸的几何对称性的程度。
2018-08-22 astro-ph.HE
Thermonuclear explosions of rapidly differentially rotating white dwarfs: Candidates for superluminous Type Ia supernovae?
观测到的“超亮”Ia型超新星的子类缺乏令人信服的理论解释。如果这类天体的辐射完全是由爆炸中形成的镍-56放射性衰变提供动力，那么就需要一颗不旋转的白矮星的母星质量接近或甚至超过克拉塞卡极限。显著超过该极限的质量可以通过差动旋转来支撑。因此，我们探索爆炸和预测不同的情况下产生的差异旋转的碳氧白矮星接近各自的稳定极限的观测值。具体来说，我们已经研究了一个提示爆震模型，爆炸后的初始爆燃阶段（“延迟爆震”模型），和一个纯爆燃模型。在后处理步骤中，我们进行了核合成和三维辐射转移计算，这使我们能够第一次从我们的模型中一致地获得合成观测值。我们发现，所有涉及爆炸的爆炸场景产生非常明亮的事件。然而，对它们的观测预测与任何已知的Ia型超新星的子类都不一致。纯粹的爆燃类似于2002 cx型超新星，可能是这类超新星的一部分。我们讨论了我们的发现的爆炸机制和差异旋转的白矮星作为超新星祖先的存在的影响。
2018-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of asymmetric neutrino emissions on nucleosynthesis in core-collapse supernovae
研究了中微子驱动的核心坍缩超新星（CCSNe）中不对称中微子辐射对爆炸性核合成的影响。我们发现，不对称的排放往往会产生大量的质子丰富的喷出物（电子分数，$Y_e > 0.51$）在较高的$ν_{\rm e}$排放的半球，而富中子物质（$Y_e < 0.49$）在较高的${\bar ν}_{\rm e}$排放的相对半球喷射。对于$\ge 30\%$较大的不对称情况，富含中子的喷出物大量产生，其中有太多的元素比锌相比，太阳丰度。这可能是CCSNe中不对称中微子发射的上限。元素分布的特征也被观察到：（1）丰度轻于钙是不敏感的非对称中微子发射：（2）生产的锌和锗是更大的富中子的喷出物，即使是较小的不对称情况下，$\le 10\%$。我们讨论了这些观测结果，这些结果可能解释超新星遗迹（SNRs）中重元素和中子星踢的不对称性之间的（反）相关性。未来对$α$元素Fe、Zn和Ge的质量和空间分布的直接测量的SNR观测将为我们提供关于中微子发射不对称程度的信息。
2019-07-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
From Jets to Failed Supernovae: Morphologies and Gravitational-Wave Signatures in Two-Dimensional Magnetorotational Core-Collapse Supernovae
Department of Physics and Astronomy, North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学物理与天文系）
研究二维磁旋转核心坍缩超新星的形态及引力波特征，探讨磁场和旋转对超新星爆炸的影响，发现不同爆炸形态及引力波信号特征。
2026-03-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae Ia in 2017: a long time delay from merger/accretion to explosion
我使用最近的观测和理论研究Ia型超新星（SNe Ia），以进一步限制可行的超新星Ia的情况下，并认为必须有一个相当大的时间延迟之间的结束合并的白矮星（WD）与同伴或结束质量吸积到WD和其终端爆炸。这种合并/吸积爆炸延迟（MED）是必要的，以允许二元系统导致或多或少的球形爆炸，并防止爆炸前电离辐射。考虑到这些最新的结果和所需的MED，我的结论是核心简并的情况下是更有利的其他方案，其次是双简并的情况。虽然单一简并的情况也是可行的，但它不太可能解释共同的（正常的）Ia型超新星。由于所有的方案都需要大量的MED，MED已经从核心简并方案的缺点变成了理论应该克服的挑战。我希望，对MED的要求将激发对不同的超新星情景的讨论以及对这些情景的相互比较。
2017-12-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Viewing explosion models of type Ia supernovae via the insight from terrestrial cellular detonation
本文通过高分辨率二维模拟量化富氦白矮星包层爆轰的胞状结构，证明地面爆轰起爆与淬灭标准可解释既有流体动力学结果，为理解 Ia 型超新星双爆轰模型提供新视角。
2024-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Including Neutrino-driven Convection into the Force Explosion Condition to Predict Explodability of Multi-dimensional Core-collapse Supernovae (FEC+)
本研究将中微子驱动对流纳入解析力爆炸条件FEC，得到适用于多维核坍缩超新星模拟的FEC+，其临界条件较原模型降低约30%，可准确预测多维模拟的爆炸条件，深化对爆炸机制的理解。
2023-11-03 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
Light Curves of Core-Collapse Supernovae with Substantial Mass Loss using the New Open-Source SuperNova Explosion Code (SNEC)
我们提出了超新星爆炸代码（SNEC），一个开源的拉格朗日代码的流体动力学和平衡扩散辐射输运的超新星膨胀信封。给定一个祖星的模型、爆炸能量和放射性镍的数量和分布，SNEC生成辐射热光变曲线，以及假设黑体发射的不同宽波段的光变曲线。作为SNEC的第一个应用程序，我们认为爆炸的网格15 Msun（在零年龄的主序星）的氢信封剥离到不同程度，并在不同的点在其演变。如果剩余的富氢物质>~1.5-2 Msun，则所得的光变曲线显示出持续约20-100天的平台，如果剩余的富氢物质较少，则没有平台。如果这些较短的平台长度在自然界中的IIP型超新星中看不到，这表明至少对于零年龄主序质量<~ 20 Msun，氢的质量损失是一个全有或全无的过程。这也许指出了双星相互作用在产生观测到的质量剥离超新星中所起的重要作用（即，Ib/c类事件）。这些光变曲线也不同于通常所见的IIL型超新星，认为简单地改变质量损失的量不能解释这些事件。最剥离的模型开始显示类似于IIb型超新星的双峰光变曲线，证实了以前的工作，这些超新星可以来自具有少量氢和半径约500 Rsun的祖先。
2015-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosion Energies for Core-collapse Supernovae I: Analytic, Spherically Symmetric Solutions
最近对核心坍缩超新星的多维模拟正在产生成功的爆炸和爆炸能量预测。在一般情况下，爆炸能量的演变是单调的，相对平滑，这表明一个可能的解析解。我们推导出解析解的增益区的扩展下，以下假设：球对称，一区壳，并由中微子和$α$粒子复合供电。我们考虑两个假设：爆炸能量由中微子和$α$复合提供动力，II）爆炸能量仅由中微子提供动力。在这些假设下，我们推导出基本的无量纲参数和解析标度。对于只有中微子的假设（II），渐近爆炸能量标度为$E_{\infty} \approx 1.5 M_g v_0^2 η^{2/3}$，其中$M_g$是增益质量，$v_0$是激波处的自由落体速度，$η$是加热时间标度和动力学时间标度的比值。包括中微子和复合（假设I），渐近爆炸能量是$E_{\infty} \approx M_g v_0^2 (1.5η^{2/3} + βf(ρ_0))$，其中$β$是无量纲复合参数。我们使用贝叶斯推断，以适应这些分析模型的模拟。这两种假设都符合对倾向于球形爆炸的最低祖先质量的模拟。拟合不倾向于假设I或II;然而，先前的研究表明$α$重组是重要的。正如预期的那样，这两种假设都不适合表现出非球面爆炸的更高质量的模拟。总之，这种爆炸能量理论与低原始质量的球形爆炸是一致的;与更高原始质量的模拟不一致表明，它们的理论必须包括非球形动力学。
2021-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
An aspherical distribution for the explosive burning ash of core-collapse supernovae
基于最大剥离包层核心坍缩超新星晚期光谱样本，发现约半数爆发显著偏离球对称，其氧燃烧灰烬与未燃烧氧空间分布反相关，支持双极爆发模型，并揭示非球对称程度随碳氧核质量增大而增加。
2023-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in neutrino-heated ejecta and neutrino-driven winds of core-collapse supernovae; neutrino-induced nucleosynthesis
核心坍缩超新星最内部的喷出物被认为是某些铁族和重核的来源。喷出物主要由中微子加热驱动，主要是由于中微子捕获自由中子和质子。这样的中微子相互作用对于设置喷出物中的中子丰度起着至关重要的作用。最近的流体力学研究表明，复杂的中微子输运表明，喷出物只是温和的中子丰富，甚至质子丰富。在这样的条件下，合成了各种各样的反式铁同位素，而中子丰度不足以产生r过程核。在这篇文章中，介绍了核心坍缩超新星中中微子加热的喷出物和中微子驱动的风中核合成的基本概念以及最新研究。中微子加热的喷出物表明早期喷出物的组成部分，在最初的几个seocnds中，各向异性对流活动的中微子层以上的物质成为重要的核合成。然后，中微子驱动的风随之而来，这是从原中子星表面出现的近似各向同性的外流。根据这些特点，本文分别基于最近的多维流体动力学模拟和半解成风解对核合成进行了研究。这些研究表明，反式铁物种高达原子质量数90，以及一些稀有同位素，如48 Ca和92 Mo，在中微子加热的喷出物中产生。中微子驱动的风不太可能是r-过程核的来源，而是原子序数为110的富含质子的同位素的有希望的来源。
2023-03-16 astro-ph.HE
A Force Explosion Condition for Spherically Symmetric Core-collapse Supernovae
了解哪些恒星爆炸后留下中子星，哪些恒星坍缩形成黑洞仍然是一个基本的天体物理学问题。本文导出了球对称核坍缩超新星爆发的解析条件。推导从精确的控制方程开始，考虑积分力的平衡，包括重要的无量纲参数，并包括一组显式的自洽近似。力爆炸条件是$\tilde{L}_ντ_g - 0.06 \tildeκ > 0.38$，并且仅取决于两个无量纲参数。第一个比较的中微子功率沉积在增益区的吸积功率，$\tilde{L}_ντ_g = L_ν τ_g R_{\rm NS}/ ( G \dot{M} M_{\rm NS})$。第二，$\tildeκ = κ\dot{M} / \sqrt{G M_{\rm NS} R_{\rm NS}}$，参数化的中微子光学厚度的吸积物质附近的中子星表面。多年来，许多人提出了近似的爆炸条件：临界中微子光度，antisonic和时标条件。我们能够从力爆炸条件导出这些其他条件，力爆炸条件统一了它们。使用数值，稳态和完全流体动力学的解决方案，我们测试的爆炸条件。这些试验的成功在两个方面是有希望的。第一，力爆炸条件有助于阐明爆炸的基本物理学。第二，这种情况可能是一个有用的爆炸诊断更现实的，三维辐射流体动力学核心崩溃模拟。
2022-09-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Common envelope to explosion delay time distribution (CEEDTD) of type Ia supernovae
我使用最近的观测资料的拱星物质（CSM）周围Ia型超新星（SNe Ia），估计SNe Ia爆炸成行星状星云（PN）的分数，并建议一个新的延迟时间分布从共同的信封演变（CEE）的SNe Ia爆炸后不久发生的CEE。假设CSM是由CEE引起的，我粗略地估计大约50%的Ia超新星是PNE内的Ia超新星（SNIP），并且大多数SNIP的爆炸发生在CEE到爆炸延迟（CEED）的时间内，不到一万年。我还估计SNIP的爆炸率，即，CEED时间分布（CEEDTD）在一万年的时间尺度内大致恒定。短CEED时间表明，一小部分SNIP来自核心简并（CD）场景，其中核心与白矮星的合并发生在CEE结束时。我提出我的观点，即大多数SNIP来自CD方案。我列出了一些可能支持或拒绝我的主张的进一步观察结果，以及理论研究所面临的挑战，即找到一个过程来解释长达一万年左右的合并爆炸延迟（MED）时间。长MED也适用于双简并情况。
2022-01-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis of 56Ni in wind-driven Supernova Explosions and Constraints on the Central Engine of Gamma-Ray Bursts
理论上预期的性质的超新星驱动的风/喷流进行了讨论。近似的解析公式推导出明确的基本物理过程中所涉及的风/射流驱动爆炸，它表明，爆炸性能的特征在于能量注入率（Edot_iso）和质量注入率（Mdot_iso）。为了解释与伽马射线暴（GRB）980425相关的SN 1998 bw观测结果，需要满足以下条件：Edot_iso Mdot_iso>~10 ^{51} erg M_sun s ^{-2}和Edot_iso>~2 x 10 ^{52} erg s ^{-1}（如果风洛伦兹因子Gamma_w~1）或Edot_iso>~7 x 10 ^{52} erg s ^{-1}（如果Gamma_w>> 1）。在SN 1998bw中，~（56）Ni（~0.4M_sun）可能产生于受冲击的恒星地幔，而不是风。SNe的预期性质，例如，喷出的56Ni质量和喷出物质量根据Edot_iso和Mdot_iso而变化。SN性质从高Edot_iso和Mdot_iso到低Edot_iso和Mdot_iso的顺序如下：SN 1998bw--中等情况--低质量喷出物（<~1M_sun $），其中56Ni来自风--整体塌陷。这种多样性可以解释与伽玛暴相关的超新星的多样性。我们的结果可以用来约束风/喷流的性质，这是联系在一起的中央引擎的伽玛暴，通过研究相关的超新星的属性。
2009-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Value of Progenitor Radius Measurements for Explosion Modeling of Type II-Plateau Supernovae
使用恒星天体物理学实验模块（MESA）+STELLA，我们表明，非常不同的物理模型可以充分再现一个特定的观察到的II型高原超新星（SN）。我们考虑了SN 2004 A、SN 2004 et、SN 2009 ib、SN 2017 eaw和SN 2017 gmr，富镍（$M_\mathrm{Ni}>0.03M_\odot$）事件，这些事件具有测热光变曲线和从平台下降的良好采样。这些事件也有限制的祖半径，通过祖图像，或在SN 2017 GMR的情况下，半径从拟合冲击冷却模型。在一般情况下，许多爆炸跨越参数空间的祖先可以产生良好的光变曲线和Fe线速度协议，证明成功的标度律激励模型匹配高原属性为一个给定的半径和突出的高原亮度和速度之间的模型和观察到的事件，可以跨越超过50%的喷出物的质量，半径和爆炸能量的简并。这有助于解释使用不同模型计算的同一事件报告的爆炸特性的差异。我们的计算产生爆炸属性时，结合爆炸前的祖半径测量或强大的理解最外层的$<0.1\,M_\odot$的材料，量化的祖半径从SN观测爆炸后几天。
2020-05-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Implosion-explosion in supernovae
大质量恒星的超新星爆炸现在被认为是两步过程的结果，最初的引力核心坍缩，然后是物质在核心上反弹后的膨胀。这一设想遇到了若干困难。我们表明，这不是唯一可能的：一个简单的模型的基础上的流体力学和稳定性的平衡态表明，一个也可以有一个同时向内/向外运动的早期阶段的不稳定的超新星。当考虑能量守恒约束下的平衡态时，这表现在鞍心分岔的缓慢扫过。我们首先讨论弱非线性政权的Painlevé I方程。然后，我们表明，强非线性政权显示的核心崩溃的自相似行为。最后，作为一个等熵的过程，导致冲击形成的残余物的膨胀被重新审视。
2019-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pair-Instability Supernovae of Fast Rotating Stars
我们提出了对不稳定的超新星在爆炸阶段考虑快速旋转的二维模拟。最近对Pop III恒星形成的研究表明，这些恒星可能以大约100 Msun的质量尺度诞生，并具有强烈的自转。根据恒星演化模型，这些大质量的Pop III恒星可能是作为高能量的对不稳定超新星而死亡的。我们进行二维计算，以调查对不稳定超新星的旋转的影响。我们的研究结果表明，旋转导致非球面爆炸由于各向异性崩溃。如果第一批恒星在它们的对不稳定性爆炸之前，氧核的开普勒旋转速率为50%，那么整体镍的产生量可以显着减少约两个数量级。一个极端的情况下，100%的开普勒旋转率显示了一个有趣的功能，沿赤道面的流体不稳定性所造成的非同步和各向异性点火的爆炸，使冲击运行到下降的气体和产生的Richtmyer-Meshkov不稳定性。
2015-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in Primordial Hypernovae
我们研究了第三星族超新星爆炸能量和核合成之间的关系，并提供了原始质量为$15\,\mathrm{M}_\odot$，$20\,\mathrm{M}_\odot$，$30\,\mathrm{M}_\odot$，$40\,\mathrm{M}_\odot$，$60\,\mathrm{M}_\odot$和$80\,\mathrm{M}_\odot$的恒星爆炸的核合成结果，爆炸能量大约在$10^{50}$ erg和$10^{53}$ erg之间。我们发现，在贫金属恒星中观察到的典型丰度模式与超新星的最佳匹配，其前身质量在$15\,\mathrm{M}_\odot$ - $30\,\mathrm{M}_\odot$范围内，爆炸能量为$\sim$（$5$ - $10$）$\times$ $10^{51}$ erg。在这些模型中，不同组成的壳层之间密度跳跃引起的反向冲击有助于减少铬和锰的合成，这有利于匹配贫金属恒星中观测到的丰度。我们的模型与祖先质量$\geq$ $40\,\mathrm{M}_\odot$的球对称爆炸不提供与通常在贫金属恒星中观察到的铁峰丰度兼容的产量，然而，通过近似我们可能从这些模型中期望的高度非球面爆炸的产量，我们发现有迹象表明，具有双极喷流的恒星$40\,\mathrm{M}_\odot$ - $80\,\mathrm{M}_\odot$的爆炸可能是金属富集源的良好候选者…
2018-05-30 astro-ph.HE
Type Ia Supernovae and their Explosive Nucleosynthesis: Constraints on Progenitors
Ia型超新星（SNe Ia）的前身是什么，它们是近克拉塞卡质量还是亚克拉塞卡质量的白矮星，几十年来一直是争论的问题。各种观测提示支持这两个模型作为主要的祖先。本文综述了这两类母星中Ia超新星的爆炸物理和化学丰度模式。我们将讨论超新星Ia的观测数据，他们的残余物，银河系和星系团可以帮助我们确定的基本特征，超新星Ia的数值模型需要匹配。
2021-11-29 astro-ph.HE
Explosive nucleosynthesis of ultra-stripped Type Ic supernovae: application to light trans-iron elements
研究了由1.45和1.5 M $_\odot$ CO星演化的超剥离Ic型超新星在中微子驱动的二维爆炸过程中的爆炸核合成。这些超新星以$\sim 10^{50}$ erg的爆炸能量爆炸并释放出$\sim 0.1$ M $_\odot$喷出物。轻的反式铁元素Ga-Zr在中微子辐照的喷出物中产生。这些元素的丰度分布有很大的不确定性，因为中微子照射的喷出物的电子分数的不确定性。元素的产率将小于0.01 M $_\odot$。由轻CO核演化而来的超剥离超新星和核塌缩超新星可能是轻反式铁元素的主要来源。它们也能产生富中子核$^{48}$ Ca。超剥离超新星喷出$^{56}$ Ni，$\sim$为0.006 - 0.01 M $_\odot$。如果大部分中微子辐照的喷出物是富质子的，则会产生更多的$^{56}$ Ni。这些超新星的光变曲线表明它们是一种亚发光的快速衰变爆炸，峰值量级约为$-15$ - $-16$。未来对超剥离超新星的观测可能会对一类中子星合并的事件率产生限制。
2017-07-10 astro-ph.HE
Neutrino-dominated accretion flows: second nucleosynthesis factory in core-collapse supernovae and regulation of iron markets in galaxies
宇宙金属被广泛认为是由超新星（SNe）和致密物体合并产生的。在这里，我们讨论的核心坍缩SNe（CCSNe）的中微子为主的吸积流（NDAF）与流出的核合成，并表明，从NDAF的流出可以有一个显着的贡献$^{56}$ Ni丰度在微弱的爆炸，如果祖星的质量约$25-50$ $M_\odot$。质量较小的祖星可以产生更多的$^{56}$镍比他们更大质量的同行在海王星外流核合成通道。因此，我们发现，总的（即，CCSNe和海王星外流）每个CCSN的$^{56}$ Ni质量仅微弱地依赖于祖星的质量。在金属丰度演化过程中，如果考虑NH3流出核合成产额和CCSNe的上限，$^{56}$ Fe（被$^{56}$ Ni衰变）质量与初始总气体质量的比值可增加$\sim$ 1.95倍.我们的研究结果可能对太阳邻域、星系和活动星系核的化学演化具有重要意义。
2021-07-12 astro-ph.HE
Physics of Superluminous Supernovae
理解大质量恒星如何以超新星的形式消亡是现代天体物理学中的一个关键问题。超新星是强大的恒星爆炸和宇宙重子循环的关键驱动力，通过将其爆炸能量和重元素注入形成新恒星的星际介质。经过几十年的努力，天体物理学家已经建立了一个大质量恒星爆炸机制的标准模型。然而，这一模型受到了最近凌日观测中发现的新型恒星爆炸的挑战。特别是，被称为超亮超新星的新种群，比典型的超新星亮一百倍，正在彻底改变我们对超新星的理解。新的研究表明，超亮超新星与超大质量恒星的不寻常消亡有关，它们的极端超新星由爆炸后形成的放射性同位素或致密物体提供动力。研究这些超新星填补了大质量恒星死亡和爆炸之间的知识空白;此外，我们可以利用它们的强烈亮度照亮遥远的宇宙。本文旨在对超亮超新星物理学进行及时的回顾，重点关注其理论模型的最新发展。
2021-03-09 astro-ph.HE
Reanalysis of the (J = 5) state at 592 keV in 180Ta and its role in the neutrino-process nucleosynthesis of 180Ta in supernovae
我们分析了中微子过程中异构体180 Tam的产生和冻结。我们认为一个可能的低洼中间（J = 5）状态的影响，在592千电子伏使用的过渡宽度估计从测得的半衰期。我们发现，592 keV能级只使剩余的同分异构体布居比以前的结果有很小的降低;也就是说，考虑到对转变宽度的这种更好的估计，异构体布居比从R = 0.39变为R = 0.38，而先前估计该转变可将该比率降低至R = 0.18。这一发现加强了138 La和180 Ta是由中微子核合成共同产生的证据，其电子中微子温度为kT~4 MeV。
2010-12-28 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Probing Explosion Geometry of Core-collapse Supernovae with Light Curves of the Shock Breakout
研究了核心坍缩超新星中非球面能量沉积对超新星激波爆发光变曲线的影响。我们进行了二维流体动力学计算的非球面超新星爆炸时，在恒星内部产生的冲击波到达恒星表面在每个径向方向上的时间。利用计算结果，以近似的方式导出了冲击破裂过程中的光变曲线。我们发现，在冲击爆发的光变曲线可以是一个很强的指标，核心坍缩超新星的非球面属性。
2010-06-09 astro-ph.HE
Low-metallicity nova explosions: a site for weak rp-process nucleosynthesis
本研究通过四种金属丰度新星模型和蒙特卡洛敏感性分析，揭示低金属丰度新星爆炸中弱rp过程可延伸至铜-锌区域，并识别出影响中等质量核素产生的关键核反应。
2025-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Explosive Nucleosynthesis in Sub-Chandrasekhar Mass White Dwarf Models for Type Ia Supernovae: Dependence on Model Parameters
最近对Ia型超新星（SNe Ia）的观测显示了爆炸强度、光变曲线和化学成分的多样性。为了研究超新星Ia这种多样性的可能起源，我们对钱德拉塞卡质量附近的碳氧（CO）白矮星（WD）的爆炸和相关核合成进行了多维流体动力学研究，参数范围很广（Leung and Nomoto 2018 ApJ）。在本文中，我们扩展我们的宽参数调查模型的爆炸sub-Bracrasekhar质量CO WD。爆炸机理采用双爆轰模型。测量的模型参数包括$Z = 0 - 5~Z_\odot$的金属丰度、$M = 0.90 - 1.20~M_\odot$的CO WD质量和$M_{\rm He} = 0.05 - 0.20~M_\odot$的He包络质量。我们还研究了初始He爆轰配置，如球形，气泡，和环形形状，触发C爆轰。对于这些参数，我们推导出最小的He信封质量触发C爆轰。然后，我们研究如何爆炸动力学和相关的核合成依赖于这些参数，并比较我们的结果与以前的代表性模型。我们将我们的核合成产率与在SNe Ia 2011 fe，2012 cg和2014 J中观察到的Fe峰元素和同位素的异常丰度模式以及SNe Ia残留物3C 397进行比较，以提供对它们的祖先和环境的限制。本文给出了亚克拉塞卡质量爆炸的核合成产额表，讨论了它们在银河系化学演化和考古学中的作用。
2020-06-30 astro-ph.HE
Post-explosion evolution of core-collapse supernovae
我们用二维流体动力学模拟和简单的中微子处理研究了核心坍缩超新星的爆炸后阶段。后者允许我们进行46次模拟，并在几秒钟内跟踪32次成功爆炸的演变。我们提出了一个广泛的研究的基础上的三个祖先（11.2 $M_\odot$，15 $M_\odot$，和27 $M_\odot$），不同的中微子加热效率，和各种旋转速率。我们发现，冲击波复苏后的第一秒决定了最终的爆炸能量，残余质量和喷射物质的性质。我们的研究结果表明，持续的质量吸积增加了爆炸能量，即使在后期。我们把晚期质量吸积与初始条件联系起来，如爆炸时的旋转强度和冲击变形。只有我们的一些模拟产生了一种中微子驱动的风，这种风能持续几秒钟。这表明中微子驱动的风并不是每次成功爆炸后的标准特征。即使我们的中微子处理是简单的，我们估计核合成的爆炸模型的15 $M_\odot$祖后，修正中微子的能量和光度，得到一个更现实的电子分数。
2021-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Magnetorotational explosions of core-collapse supernovae
核心坍缩的超新星伴随着中子星的形成。引力能转化为爆炸的能量，观测到SN II，SN Ib，c型超新星。本文给出了二维MHD模拟的结果，其中能量来源是旋转，磁场作为旋转能量转化为爆炸能量的“过渡带”。由于差动旋转，磁能的环形部分最初随时间线性增长。当扭曲的环形分量强烈超过极向场时，磁旋转不稳定性发展，导致磁能增长急剧加速。最后，一个快速的MHD激波形成，产生超新星爆炸。对于类偶极型的初始场，产生了轻度准直的射流。在非常高的初始磁场下，未发现MRI显影。
2014-08-11 astro-ph.HE
Nucleosynthesis in magneto-rotational supernovae
我们提出的核合成的磁旋转超新星（MR-SNe），包括中微子驱动和磁旋转驱动的喷出物的基础上，第一次，精确的中微子输运的二维模拟。这里分析的模型具有不同的旋转和磁场，使我们能够探索这两个关键因素的影响。精确的中微子输运的模拟是至关重要的，以分析轻微的富含中子和质子的喷出物，类似于，也中微子驱动，喷出物在标准超新星。在强磁场模型中，r过程产生重元素，直到第三个r过程峰（$A\sim 195$），与以前的工作一致。这个模型提出了一个类似于射流的爆炸，富含质子的射流被富含中子的物质包围，在那里发生r过程。我们已经估计出$^{56}$ Ni的下限为$2.5\times10^{-2} M_\odot$，这仍然远低于预期的超新星值。更长的模拟，包括吸积盘的演变，需要得到一个最终的预测。此外，我们还发现，在弱磁场模型中，后期的演化是关键的，在弱磁场模型中，后期喷射的富中子物质产生的元素达到第二个r-过程峰。即使我们还不能为超新星核合成提供结论，我们的结果与超新星遗迹中的老恒星和放射性同位素的观测结果一致。这使得MR-SNe成为中子星合并中合成重元素的一个很好的补充方案，并使我们更接近于了解它们的起源和MR-SNe在早期星系核合成中的作用。
2021-01-20 astro-ph.HE
Constraints on Explosion Timescale of Core-Collapse Supernovae Based on Systematic Analysis of Light Curves
核心坍缩超新星的爆炸机制尚未完全了解。在这项工作中，我们给出的爆炸时标的基础上的$^{56}$镍合成的超新星爆炸的约束。首先，我们系统地分析了82颗剥层包层超新星（SESNe）的多波段光变曲线，获得了热光变曲线，这是由多波段光谱能量分布导出的SESNe热光变曲线的最大样本之一。我们测量了光变曲线的衰减时间尺度和峰值亮度，并估算了喷出物质量（$M_{\rm ej}$）和$^{56}$ Ni质量（$M_{\rm Ni}$），将观测到的性质与爆炸物理联系起来。然后，我们进行一维流体力学和核合成计算，不同的祖质量和爆炸的时间尺度。根据计算，我们表明$^{56}$ Ni供电的SNe可以达到的最大$^{56}$ Ni质量表示为$M_{\rm Ni} \lesssim 0.2 \ M_{\rm ej}$。比较从观测和计算的结果，我们表明，爆炸时间尺度短于0.3秒解释了合成的$^{56}$ Ni质量的大部分SESNe。
2022-05-02 astro-ph.HE
A possible mechanism for over luminous type Ia supernovae explosions inspired by dark matter
暗物质被认为是我们宇宙的主要组成部分。本文提出了一种新的基于暗物质激发的超拉塞卡质量白矮星的机制来解释最近观测到的超亮Ia型超新星爆炸。计算表明，当白矮星吸积足够多的暗物质时，由于费米子暗物质粒子之间的泡利互斥原理，相应的暗白矮星（即白矮星与暗物质的混合物）的质量可以大大超过费米子极限。此外，我们还研究了暗白矮星的红移和转动惯量等物理观测量，发现这些物理观测量对暗物质粒子的分布很敏感，因此，这些物理观测量在未来可能被用来探测暗物质粒子的相关信息。
2016-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
