Impacts of Rotation on Three-dimensional Hydrodynamics of Core-collapse Supernovae
我们进行了一系列简化的数值实验来探索旋转如何影响核心塌陷超新星的三维（3D）流体动力学。为了进行系统的研究，我们采用灯泡方案来触发爆炸，采用三味中微子泄漏方案来处理原中子星内部的去质子化效应和中微子损失。使用一个15太阳质量的祖，我们计算了30个模型的3D与各种各样的初始角动量和灯泡中微子光度。我们发现，旋转可以帮助发病的中微子驱动的爆炸模型中，初始角动量是匹配的，在最近的恒星演化计算（0.3-3 rad/s的中心）。对于初始角动量较大的模型，由于离心力较大，激波面变形更扁。这不仅使增益区域更集中在赤道面周围，而且使增益区域中的质量更大。因此，浮力气泡往往会在赤道区域连贯地形成和上升，这将复活的冲击波推向更大的半径，直到引发全球爆炸。我们发现，这些是3D旋转模型中爆炸的首选方向通常垂直于旋转轴的主要原因，这与之前的2D模拟中获得的围绕轴的极爆炸形成鲜明对比。
2014-07-08 astro-ph.HE
Triggering jet-driven explosions of core-collapse supernovae by accretion from convective regions
我们发现坍缩的大质量恒星核的对流区具有足够的随机角动量，可以在新生的中子星（NS）或黑洞（BH）周围形成间歇性的吸积盘，这符合核坍缩超新星爆炸的抖动喷流模型的要求。为了得出这一结论，我们推导了恒星对流层中随机比角动量的近似表达式，并利用混合长度理论将其应用于四个恒星模型的核心坍缩时期。在所有使用恒星演化代码MESA演化的模型中，对流氦层有足够的角动量形成一个吸积盘。NS或BH周围可形成吸积盘的质量为0.1- 1.2 Mo;根据抖动喷流模型，这个质量的随机吸积可以形成间歇性的吸积盘，喷射出足够强大的喷流来爆炸恒星。我们的结果表明，即使核内~2- 5 Mo吸积到NS或BH（质量取决于恒星模型）上后没有发生爆炸，核外层的吸积最终也会导致高能超新星爆炸。
2014-02-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical simulations of the random angular momentum in convection II: delayed explosions of red supergiants following "failed'' supernovae
本文通过三维流体动力学模拟表明，失败超新星后红或黄超巨星对流氢包层落向黑洞时，随机角动量可引发延迟的近全包层抛射，并解释其亮红新星式观测特征。
2023-09-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
The neutron star to black hole mass gap in the frame of the jittering jets explosion mechanism (JJEM)
本研究在核心坍缩超新星的抖动喷流爆炸机制框架下构建玩具模型，通过纳入新生中子星吸积物质的随机与恒定角动量分量，解释了中子星与黑洞之间约2.5-5倍太阳质量的稀疏质量间隙成因。
2023-07-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the character of turbulence in self-consistent models of core-collapse supernovae
中微子驱动的对流在核心坍缩超新星（CCSN）爆炸的发展中起着至关重要的作用。然而，触发冲击波复苏和随后爆炸的复杂机制几十年来一直是个谜。多维模拟表明，流体不稳定性的增长和湍流对流的发展将决定爆炸的形态。我们已经使用球极坐标进行了3D模拟，覆盖了减小的角度范围（90度计算域），并且具有2度、1度、1/2度和1/4度的角分辨率，在100毫秒量级的时间尺度上研究了核心坍缩超新星爆炸中湍流的发展。物理奇美拉代码，包括详细的核物理和光谱中微子运输。粗略分辨率的模型不会产生惯性范围，大概是由于瓶颈效应，这样能量就不会级联到小尺度上，而往往会在大尺度上积累。相反，高分辨率模型开始恢复Kolmogorov理论的k^{-5/3}标度。随机性和少量的模拟样本限制了我们预测爆炸发展的能力。在模拟的时间段内，我们的模型没有显示出明显的趋势，改善（或减少）的条件爆炸的角分辨率增加。然而，我们发现湍流在激波后面提供了一个有效的压力（约为1000 Pa）。40 - 50%的热压力），这可以有助于冲击波的恢复并有利于爆炸的发展。最后，我们表明，减少角范围和全4 π模型的湍流能量功率谱是一致的，从而表明90度计算域是一个适当的配置，以研究在CCSNe的湍流特性。
2020-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rotation-supported Neutrino-driven Supernova Explosions in Three Dimensions and the Critical Luminosity Condition
我们提出了第一个自洽的，三维（3D）的核心塌陷超新星模拟与普罗米修斯顶点代码旋转的祖星。除了使用在Si/Si-O界面角频率约为0.001 rad/s（自旋周期大于6000 s）的恒星演化计算中获得的15太阳质量模型的角动量外，我们还计算了没有旋转和旋转周期短约300倍以及不同角分辨率的2D和3D情况。在2D中，只有非旋转和缓慢旋转的模型会爆炸，而快速旋转的模型会在反弹后500 ms内防止爆炸，因为辐射中微子的光度和平均能量较低，从而减少了中微子加热。相比之下，只有快速旋转的模型在3D中发展爆炸时，Si/Si-O界面崩溃通过冲击波。爆炸成为可能的支持下，一个强大的SASI螺旋模式，这补偿了减少中微子加热和推动强烈的冲击膨胀在赤道平面。3D中的快速旋转导致湍流能谱的“二维化”（在中间波长处产生大约-3而不是-5/3的幂律斜率），在最大空间尺度上具有增强的动能。我们还介绍了Summa等人（2016）的“通用临界光度条件”的推广，以解释旋转的影响，并证明了它对一组40多个核心坍缩模拟的可行性，包括9和20个太阳质量的祖先以及40和75个太阳质量恒星的黑洞形成案例，将在即将发表的论文中讨论。
2017-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Final Evolution and Delayed Explosions of Spinning White Dwarfs in Single Degenerate Models for Type Ia Supernovae
我们研究了单简并（SD）情形下迟发SNe~Ia的发生.我们假设一颗大质量的碳氧（CO）白矮星（WD）吸积了来自伴星的物质，使其以临界速率旋转。我们假设均匀旋转由于磁场耦合。非旋转WD的碳点火质量为M_{ig} ^{NR} \approx 1.38 M_{\odot} ;而对于均匀旋转WD的情况，它要大几个百分点（M_{ig} ^{R} \approx 1.43 M_{\odot}）。当吸积速率降低时，WD开始失去角动量，收缩并旋转;然而，它不会超过其临界旋转速率，避免质量脱落。因此，角动量损失可以导致CO WD内部压缩和碳点火，这将引起SN~Ia。延迟，主要是由于角动量损失的时间尺度，可能是足够大的，让伴星演变成一个He WD，成为在爆炸的那一刻无法检测。如果最终CO WD质量为1.38 M_{\odot} < M < 1.43 M_{\odot}，则该方案支持延迟SNe~Ia的发生。我们还发现，如果延迟超过~3 Gyr，WD将变得太冷而不能爆炸，而不是经历崩溃。
2015-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Recycling of Neutron Stars in Common Envelopes and Hypernova Explosions
在本文中，我们提出了一个新的合理的机制，超新星爆炸特有的密切的双星系统。研究的起点是由一颗红超巨星和一颗中子星组成的双星演化过程中的共同包络相。当中子星盘旋着向它的伴星中心移动时，它通过盘吸积而旋转起来。根据中子星通过邦迪-霍伊尔机制捕获的气体的特定角动量，当它仍然在公共包层内或与伴核合并后，它可能达到毫秒周期。高吸积率可能导致中子星强烈的差速自转和磁星强磁场的产生。如果磁星风的磁场与$10^{15}\,$ G一样强，它就能吹走共同的包层;如果磁星风与$10^{16}\,$ G一样强，它就能摧毁整个伴星。总爆炸能量可与毫秒脉冲星的转动能量相当，达到$10^{52}\,$ erg。然而，预期仅少量的$^{56}$ Ni以这种方式产生。其结果是一个不寻常的II型超新星，在平台阶段具有非常高的光度，随后亮度急剧下降，光变曲线尾部陡峭。其残骸要么是一颗单独的磁星，要么是一颗包含沃尔夫-拉叶星和磁星的近距离双星。当沃尔夫-拉叶星爆炸时，这将是同一双星中的第三次超新星爆炸。
2011-03-29 astro-ph.HE
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
On the rotation properties of a post-explosion helium-star companion in Type Iax supernovae
最近的研究表明，Iax型超新星（SNe Iax）很可能是由一颗质量为100亿克拉塞卡的白矮星与一颗氦（He）星伴星的双星系统中的一次微弱爆燃爆炸产生的。假设大多数SNe Iax是从这种情况下产生的，在这项工作中，我们扩展了我们以前的工作的三维流体动力学模拟的喷出物同伴相互作用，通过考虑的祖先系统的轨道和自旋速度。然后，我们使用一维恒星演化代码\textsc{MESA}跟踪一个幸存的He星同伴的撞击后演化。我们的目的是调查后爆炸旋转性质的氦星伴星在SNe Iax。我们发现，由于相互作用过程中的质量剥离和激波加热引起的角动量损失和膨胀，氦星伴星在碰撞后自旋下降。这就导致了这样一种情况，即幸存的伴星在撞击后几年膨胀到最大半径时，其表面旋转速度可以下降到爆炸前的三分之一。随后，恒星收缩，一旦储存的能量被释放，它就会再次旋转。SNe Iax幸存的He星同伴的这种自旋开关特征可能有助于在未来的观测中识别此类物体。
2022-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Asymmetric Type-Ia supernova origin of W49B as revealed from spatially resolved X-ray spectroscopic study
非对称超新星遗迹（SNR）W 49 B的起源一直是一个争论的问题：它是由一个罕见的喷流驱动的核心坍缩超新星产生的，还是由一个正常的超新星，它的致密环境强烈塑造的？为了揭示爆炸机制和起源的不对称，中心填充的X射线形态的W 49 B，我们进行了空间分辨X射线光谱和潜在的点源的搜索。我们报告了W 49 B内部的新候选点源。W 49 B的Chandra X射线谱是由双温气体组分（$\sim 0.27$ keV + 0.6- 2.2 keV）很好地表征的。热组分气体从东北到西南有很大的温度梯度，在大部分区域是过电离的，复合时间尺度为1- $10\times 10^{11}$ cm $^{-3}$ s。Fe元素在SNR东部表现出强烈的横向分布，而Si、S、Ar、Ca等元素的分布相对平缓，几乎轴对称。非对称Ia型爆发的一个Aracrasekhar质量白矮星很好地解释了丰度比和金属分布的W 49 B，而喷流驱动的爆炸和正常的核心崩溃模型无法描述的丰度比和大质量的铁族元素。基于白矮星多点点火的模型可以解释观测到的高$M_{\rm Mn}/M_{\rm Cr}$值（0.8- 2.2）。考虑到气体密度和X射线亮度之间良好的空间相关性，棒状形态主要是由于中心的密度增强。重组年龄和Sedov年龄一致表明SNR年龄修订后为5- 6 kyr。这项研究表明，尽管存在候选点源投影在这个SNR的边界内，W 49 B很…
2018-04-10 astro-ph.HE
Evolution of Main-Sequence-like Surviving Companions in Type Ia Supernova Remnants
最近对Ia型超新星爆发的理论和数值研究表明，非简并的伴星可以在超新星撞击过程中存活下来，并且可以在附近的超新星遗迹中检测到。然而，观测工作显示，从标准的单简并通道幸存的同伴的存在不太有希望的证据。自旋上升/自旋下降模型是解释未检测到幸存同伴的可能机制。在这些模型中，自旋上升阶段可能会增加爆炸的临界质量，导致超rasekhar质量爆炸，而自旋下降阶段可能会导致额外的质量损失和角动量重新分布。由于旋转白矮星延迟爆炸的自旋下降时间尺度尚不清楚，本文通过超新星碰撞和幸存同伴随后的恒星演化的二维流体动力学模拟，探索了一个巨大的主序类幸存同伴的参数空间。提供了描述质量剥离效应、超新星反冲和超新星加热深度的紧密的普适关系。我们的研究结果表明，尚未检测到幸存的同伴从附近的Ia型超新星遗迹的观测可能有利于低质量的同伴，短的二元分离，或更强的超新星爆炸能量比标准的单简并通道。
2022-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type Ia Supernovae: Can Coriolis force break the symmetry of the gravitational confined detonation explosion mechanism?
如今，旨在解释Ia型超新星现象的模型数量很多，区分它们是必须做的。在这项工作中，我们探讨了旋转的影响，在演化的核火焰驱动爆炸在所谓的重力约束爆轰模型。假设火焰开始在一个点状区域略高于中心的白矮星（WD），并添加适量的角速度的明星，我们遵循的演变使用平滑粒子流体动力学代码的爆燃。我们发现，结果是非常依赖于旋转轴之间的角度和连接的线的初始气泡的燃烧物质与中心的白矮星在点火的时刻。旋转的影响对于接近90°的角度更大，因为流体的浮动元素上的科里奥利力是最大的，并且其主要效果是破坏爆燃的对称性。这种对称性破缺削弱了核火焰在初始点火体积的对极处的会聚，改变了相对于非旋转模型的会聚区域周围的环境条件。这些变化似乎不利于爆轰的出现在压缩体积的对跖点，从而损害了所谓的重力约束爆轰机制的可行性。
2015-07-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spin-Up/Spin-Down models for Type Ia Supernovae
在Ia型超新星（SNeIa）的单一简并情况下，白矮星（WD）必须从伴星获得大量物质。由于吸积质量携带角动量，WD很可能实现快速旋转周期，这可以增加爆炸所需的临界质量$M_{crit}$。当$M_{crit}$高于WD达到的最大质量时，WD必须在爆炸前减速旋转。这在WD已经完成其质量增加时期的时间与爆炸时间之间引入了延迟。因此，在质量转移过程中，从双星中喷射出来的物质有机会扩散，爆炸发生在密度与星际介质典型区域相似的介质中。此外，无论是在WD的质量增加结束时，还是在爆炸时，供体可能耗尽其恒星包层，成为WD。这改变了与供体星有关的爆炸特征，通常是逐渐减弱的。然而，自旋上升/自旋下降模型具有高度预测性。在爆炸之前，祖先可以是超$M_{Ch}$ WD，要么是有WD伴星的宽双星，要么是激变变星。这些系统可以通过广泛的实地调查来发现和研究。爆炸后，自旋向上/自旋向下模型预测了快速移动的WD，低质量恒星，甚至棕矮星的人口。此外，自旋上升/自旋下降模型提供了一个范例，这可能是能够解释的相似性和多样性之间观察到的SNeIa。
2011-02-21 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
