First Simulations of Core- Collapse Supernovae to Supernova Remnants with SNSPH
我们提出了第一个三维模拟超新星冲击的演变从一开始在恒星核心通过发展的超新星遗迹到Sedov阶段。我们的一组模拟使用两种不同的祖先和两种不同的条件的环星环境的结构。这些计算证明了超新星不稳定性（随着冲击波穿过恒星而发展的不稳定性）在定义超新星遗迹中不稳定性的结构和长期发展方面的作用。我们还提出了第一次调查恒星和星际物质之间的混合超新星演变成一个年轻的超新星遗迹。
2013-05-17 astro-ph.SR
Three-Dimensional Simulations of Mixing Instabilities in Supernova Explosions
我们提出了第一个三维（3D）模拟的大规模混合发生在冲击加热的恒星层喷射在爆炸的15.5太阳质量的蓝超巨星。超新星激波从发射开始就伴随着中微子加热，直到核心坍缩后两个多小时才从恒星表面爆发。剧烈的对流翻转后的冲击层导致爆炸开始与显着的非球面性，这触发了瑞利-泰勒（RT）不稳定性的增长在爆炸的恒星的组成界面。发现了氢（H）的深层向内混合，以及快速移动的富含金属的团块以高速穿透到恒星的H包层，如观察到的，SN 1987 A的情况下。在某些模型中，还可以得到含有相当大一部分喷射出的铁族元素（高达几个0.001太阳质量）的单个团块。前驱体的金属芯部分翻转，其中Ni主导的指状物超过富氧子弹，并且Ni和O两者都在来自碳层的材料的前面移动。与相应的2D比较（轴对称）计算，我们确定RT指的生长更快，在He和H层中密集的金属携带团的减速减小，在H壳层中的渐近团速度更高（对于所考虑的先驱体，高达~4500 km/s，爆炸能量为10^{51}尔格，而不是2D中的<2000 km/s），重元素的向外径向混合和氢的向内混合在3D中比在2D中更有效。我们提出了一个简单的参数，解释这些结果作为结果的不同行动的阻力在两个几何形状的移动物体。（节略）
2010-03-31 astro-ph.SR
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
New Two-Dimensional Models of Supernova Explosions by the Neutrino-Heating Mechanism: Evidence for Different Instability Regimes in Collapsing Stellar Cores
现代意义上的核心坍缩超新星的中微子驱动爆炸机制依赖于流体动力学不稳定性的额外支持，以实现激波的复活。两个可能的候选人，对流和所谓的常设吸积激波不稳定性（SASI），已经提出了这一作用。在本文中，我们讨论了新的成功的模拟超新星爆炸，揭示了这两个不稳定性的相对重要性。虽然对流到目前为止已经观察到增长首先在自洽流体动力学模型与多组中微子运输，我们在这里提出了第一个这样的模拟中，SASI增长更快，而对流的发展最初被抑制。我们说明了这个SASI占主导地位的制度使用27个太阳质量的祖先，这是对比与对流占主导地位的模型8.1太阳质量的祖先与太阳下金属丰度，其早期反弹后的行为是更符合以前的11.2和15太阳质量爆炸模型的爆炸模型的功能。我们分析了区分两种不同制度的条件，表明高质量吸积率和短平流时间尺度有利于强SASI活动。我们还简要讨论了捕获SASI驱动机制的一些重要因素，如广义相对论，祖星结构，导致致密原中子星的核物质状态方程，以及中微子处理。最后，我们评估了我们的研究结果对2D和3D超新星模拟的可能影响。我们的研究结果表明，需要更好地了解SASI和对流的非线性政权。
2012-10-25 astro-ph.SR
Spectropolarimetry of the Type Ib Supernova iPTF 13bvn: Revealing the complex explosion geometry of a stripped-envelope core-collapse supernova
我们提出了六个时代的光谱偏振观测和一个时代的光谱Ib型SN iPTF 13 bvn。这些观测的历元对应于$-$ 10至$+$ 61天，相对于{ \it r}波段光变曲线最大值。在整个观测过程中，连续谱被内在地极化到$0.2-0.4\%$水平，这意味着光球形状的$\sim10\%$的非球面性。我们观察到与Ca II IR 3、He I/Na I D、He I λλ 6678、7065、Fe II λ4924和O I λ7774的光谱特征相关的显著线偏振。我们建议，在$\sim 6200\mathrmÅ$的吸收功能，通常被确定为Si II $λ6355$，是最有可能是高速$\mathrm{Hα}$在$-16,400$ $\mathrm{km \; s^{-1}}$。两个明显的极化组件，分离的速度，检测到的He I/Na I D和Ca II IR 3，表明存在两个离散的线形成区域的喷出物中的径向速度空间和在天空的平面。我们使用的极化，他我$λ5876$作为示踪剂的喷出物中的非热激发源，发现大部分的放射性镍被限制在内部的喷出物半径的$\sim 50-65\%$。所观察到的极化的背景下，iPTF 13 bvn的可能的祖系统进行了讨论，我们的意见有利于爆炸的恒星扩展，扭曲的信封，而不是紧凑的沃尔夫-拉叶星。
2017-02-09 astro-ph.SR
Exploring Fundamentally Three-dimensional Phenomena in High-fidelity Simulations of Core-collapse Supernovae
驱动核心坍缩超新星（CCSNe）的物理机制的细节仍然不确定。虽然在2D中详细的CCSN机制模拟的定性结果上正在形成共识，但直到最近才有高保真度3D模拟成为可能。在这里，我们提出了一个广泛的3D CCSN模拟使用高保真度多维中微子输运，高分辨率流体力学和近似的广义相对论引力的结果。我们采用了最先进的20太阳质量的祖先，使用恒星天体物理学实验模块（MESA; Farmer et al.（2016）Paxton et al.（2011，2013，2015，2018）和Steiner et al.（2013）的SFHo状态方程。虽然我们的3D CCSN模拟没有在核心反弹后约500 ms内爆炸，但我们发现，在坍塌的铁芯周围的Si和O壳中存在大规模非球面运动有助于冲击波膨胀，并使模型更接近爆炸阈值。我们还发现一些依赖于分辨率和几何形状（八分圆与全4 $π$）。正如在最近的其他工作中所指出的那样，我们发现激波后湍流在确定我们模拟的整体动力学演化中起着重要作用。我们发现一个强大的常设吸积激波不稳定性（SASI），在冲击衰退时期的后期发展。SASI有助于瞬态激波扩展阶段，但不足以导致激波复活。我们还报告说，对于我们的模拟的一个子集，我们发现了Tamborra等人（2014）首次报道的LESA的确凿证据，但到目前为止，尚未得到其他模拟代码的证实。无论是祖非球面性和SASI引起的瞬态冲击膨胀阶段产生瞬态…
2018-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamics of core-collapse supernovae and their progenitors
多维流体流动在大质量恒星的核心坍缩超新星爆炸中起着至关重要的作用。近年来，这些现象的三维（3D）模拟已经显着成熟。通过中微子驱动机制确定激波复活的成分已经取得了相当大的进展，并且已经在一些自洽的3D模型中获得了成功的爆炸。然而，这些进步也带来了新的挑战。由于需要增加物理真实性和有意义的模型验证，超新星理论现在正朝着一个更综合的观点发展，该观点将坍缩前后期对流燃烧阶段的多维现象，爆炸引擎和超新星包层中的混合不稳定性联系起来。在这里，我们回顾了我们目前的理解多维流体流动的核心坍缩超新星和他们的祖先。我们首先概述了核心坍缩超新星和后期对流燃烧阶段的流体动力学模拟所面临的具体挑战。然后，我们讨论了最新的进展和开放的问题，在理论和模拟。
2020-06-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova 1987A: 3D Mixing and light curves for explosion models based on binary-merger progenitors
超新星1987 A（SN 1987 A）的六个双星合并的祖先，其性质接近蓝超巨星Sanduleak-69 202，它们被中微子加热爆炸，并在三维（3D）中演化到激波爆发后很长时间，并继续进行球对称的光变曲线计算。我们的研究结果证实了以前对单星祖先的发现：（1）具有SN 1987 A能量的3D中微子驱动爆炸合成了与放射性光变曲线尾部一致的Ni-56质量：（2）流体动力学模型将氢向内混合到最小速度低于40 km/s，与SN 1987 A的光谱观测一致;（3）对于给定的爆炸能量，Ni ~（56）向外放射性混合的效率主要取决于（C+O）/He和He/H组分界面处瑞利-泰勒不稳定性的高增长因子以及He/H组分界面下快速羽流与反向激波的弱相互作用。H接口。所有的双星合并模型都具有与Sanduleak-69 202的光度半径相匹配的超新星前半径，外层的结构使它们能够在最初的7天内重现观测到的初始光度峰值。模型混合约0.5兆太阳的氢到氦壳层，并表现出强烈的向外混合的Ni-56的最大速度超过3000公里/秒观察到的大部分喷射的Ni-56具有光变曲线形状与SN 1987 A光变曲线的圆顶很好的协议。基于单星和双星合并祖先的SN 1987 A的3D中微子驱动爆炸模型的最佳代表的比较分析表明，只有一个双星模型满足所有观测约束，除了一个。
2021-04-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of Rotation on 3D Core-Collapse Supernova Models for Low-Mass Progenitors
Princeton University（普林斯顿大学）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；University of Idaho（爱达荷大学）
研究9-$M_{\odot}$低质量前身星超新星爆炸模拟中，各种可观测量对旋转速率的依赖性，发现旋转对超新星动力学各方面影响不大，仅最快旋转模型反冲踢和自旋明显对齐，核合成产率对旋转速率依赖性小，初始到最终核心自旋周期比率约4000。
2026-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of progenitor asymmetries on the neutrino-driven convection in core-collapse supernovae
大质量恒星在核心坍缩超新星中的爆炸可能是由它们最里面的核燃烧壳层中发展的对流不稳定性所帮助的。由此产生的波动通过在超新星激波后面产生额外的湍流来支持爆炸。有人建议，浮力密度扰动所产生的相互作用的崩溃前的不对称性与冲击波可能是主要的贡献者的中微子驱动的湍流对流的增强在冲击波后的区域。采用三维数值模拟的玩具模型，我们调查的冲击波后湍流的影响，这种密度扰动。我们考虑了广泛的扰动参数。的空间尺度和扰动的幅度被认为是相当重要的。当扰动频率接近增益区对流翻转频率时，湍流特别增强。我们的分析证实，浮力密度扰动确实是增益区中额外湍流的主要来源，验证了先前的数量级估计。
2020-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Three-dimensional mixing and light curves: constraints on the progenitor of supernova 1987A
用与以前相同的方法，我们研究了中微子驱动的蓝超巨星模型的大样本爆炸。较大的样本包括三颗新的超新星前恒星。并与IIP SN 1987 A型的光变曲线观测结果进行了比较。爆炸是用中微子-流体动力学程序PROMETHEUS-HOTB在3D中模拟的，光变曲线的计算是用辐射-流体动力学程序CRAB在球对称中进行的。我们的结果证实了以前工作的基本发现：具有SN 1987 A能量的3D中微子驱动爆炸合成了一定量的Ni-56，这与光变曲线的放射性尾部一致。此外，该模型混合氢向内的最低速度低于400公里/秒的光谱观测所需的。流体动力学模拟与新的祖先模型，它拥有比旧的更小的半径，显示出更好的协议之间的计算和观察到的光曲线在最初的光度峰值，并在头20天。一组具有相似能量的爆炸表明，在（C+O）/He组分界面处瑞利-泰勒不稳定性的高增长因子与快速瑞利-泰勒羽流的弱相互作用相结合，其中反向激波发生在He/H界面下方，为Ni-56有效向外混合到氢包层中提供了充分条件。这个条件只有在一个较老的恒星模型中才能达到要求的程度，该模型给出了大量喷出的Ni-56的最大速度约为3000 km/s，但未能再现从超新星前恒星的绝对光度推断出的氦核质量为6 Msun。我们的结论是，没有一个单星祖先模型提出的SN 1987 A的日期满足所有的约束设置的观测。（节录）
2019-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D Simulations of Magnetoconvection in a Rapidly Rotating Supernova Progenitor
本研究首次模拟了快速旋转16 M_sun超新星前身星壳层燃烧的3D磁流体动力学过程，发现强磁场会抑制对流并快速向外传输角动量导致壳层刚性旋转，从而对毫秒磁星驱动爆发保留核心角动量的可能性提出质疑。
2023-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Very Deep Inside the SN 1987A Core Ejecta: Molecular Structures Seen in 3D
大多数大质量恒星在核心坍缩的超新星爆炸中结束了它们的生命，并在星际介质中富集了爆炸性核合成元素。在核心坍缩之后，当冲击波向外传播通过祖星时，爆炸会受到不稳定性的影响。对核心坍缩超新星最内部区域的成分和结构的观测提供了对不稳定性和核合成产物的直接探测。大麦云星云（LMC）中的SN 1987 A是极少数内部喷出物可以在空间上分辨但尚未受到与周围环境相互作用强烈影响的超新星之一。我们使用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）对SN 1987 A进行的观测是迄今为止分辨率最高的，并揭示了残骸最内部区域冷分子气体的详细形态。碳和一氧化硅（CO和SiO）排放的三维分布不同，但都有一个中心赤字，或环面状分布，可能是在第一周的放射性加热（“镍加热”）的结果。的clusterion分布的大小尺度进行了定量比较的模型，演示如何祖和爆炸物理可以约束。
2017-06-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Three dimensional magnetorotational core-collapse supernova explosions of a 39 solar mass progenitor star
本研究对39太阳质量前身星进行三维磁转动超新星模拟，发现不同磁场强度下均产生快速激波复兴和高能爆炸，喷流非关键，预测中子星反冲约150公里/秒，喷射富中子铁族物质，引力波可探测至4兆秒差距。
2023-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Axisymmetric Ab Initio Core-Collapse Supernova Simulations of 12-25 M_sol Stars
我们概述了四个从头算轴对称核心坍缩超新星模拟使用详细的光谱中微子输运计算与我们的CHIMERA代码，并开始从Woosley & Heger（2007）的质量12，15，20，和25 M_sol的祖先。所有四个模型都表现出超过\sim 200 ms的激波复苏（导致爆炸的可能性），由中微子能量沉积驱动。流体动力学的不稳定性，赋予实质上的不对称性的冲击援助这些复苏，与对流出现在12 M_sol模型和25 M_sol模型中出现的第一个静止吸积激波不稳定性（SASI）。三个模型已经开发出明显的扁长形态（20 M_sol模型保持近似球形）。反弹后500 ms，四个模型的平均激波半径均超过3,000 km，诊断爆炸能量分别为0.33、0.66、0.65和0.70 Bethe（B = $10^{51}$尔格），并且还在增加。我们的模型中质量最小的三个模型已经有足够的能量完全解开它们的祖先的包络（即，爆炸），正如我们对它们的爆炸能量的最佳估计所证明的那样，爆炸能量在反弹后的320、380和440 ms处首次变为正值。到850 ms时，12 M sol的诊断爆炸能量已饱和在0.38 B，我们估计的喷出物的最终动能为\sim 0.3 B，这是与低质量的祖细胞的观察。
2013-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Status of Multi-Dimensional Core-Collapse Supernova Models
近年来，由中微子驱动机制驱动的核心坍缩超新星爆炸模型已经相当成熟。在原始光谱的低质量端的爆炸通常可以在1D，2D和3D中模拟，并允许我们基于第一原理模型研究超新星核合成。核合成计算的结果表明，最低质量的超新星可能是铁以外一些较轻的富氮元素的重要贡献者。大质量恒星的爆炸机制仍在研究中，尽管最近已经有了第一个中微子驱动爆炸的3D模型，其中使用了多群中微子输运。与早期的二维模型和更简化的三维模拟一起，这些已经阐明了中微子加热和激波后区域的流体动力学不稳定性之间的相互作用，这对激波复兴至关重要。然而，在模拟能够有力地解释大质量范围内的超新星爆炸之前，一些物理成分可能仍然需要添加或改进。我们探讨可能会影响超新星模拟的准确性的问题，并回顾了一些想法，最近已被探索的途径，强大的爆炸，包括中微子率的不确定性，快速旋转，和外部强迫的非径向流体运动强烈的种子扰动对流壳燃烧。微扰辅助中微子驱动机制和最近的三维模拟的超新星祖先壳燃烧的影响进行了详细的讨论。第一次成功的多群中微子流体动力学模拟的18太阳质量祖与三维初始条件的微扰辅助机制的功效说明。最后，我们推测的3D效应对大质量恒星的结构，通过对流边界混合的潜在影响。（节略）
2016-08-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
A 3D Simulation of a Type II-P Supernova: from Core Bounce to Beyond Shock Breakout
本文通过从核心坍缩到冲击波突破后的完整三维模拟，研究17倍太阳质量II-P型超新星，揭示早期爆炸不对称性、角度依赖的冲击波突破、镍抛射物混合及Rayleigh-Taylor不稳定性，并首次给出角度相关的三维光变曲线，为连接CCSN理论与观测特征建立了方法论。
2025-03-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Multidimensional Simulations of Rotating Pair Instability Supernovae
我们研究了旋转对不稳定超新星爆炸的动力学，能量学和Ni-56生产的影响进行旋转的二维（“2.5-D”）流体动力学模拟。我们用恒星演化程序MESA计算了8个低金属丰度（Z = 10^-3，10^-4 Zsun）大质量（135-245 Msun）PISN祖星的演化，它们的初始表面自转速度为临界开普勒值的50%.我们允许在角动量输运和化学混合中包含和省略磁场的影响，分别导致缓慢旋转和快速旋转的最终碳-氧核。对于相同质量和化学分层的碳氧核，旋转增加导致能量较低的PISN爆炸，由于角动量势垒的作用，产生较少量的Ni-56，从而发展并减缓动力学坍缩。我们发现一个非单调依赖的Ni-56生产的旋转速度的情况下，当更平滑的成分梯度形成在旋转的核心的外边缘。在这些情况下，PISN的能量是由两个因素的竞争决定的：由于祖先进化中的旋转效应和角动量支持对崩溃的发展，核心外层的化学混合程度。我们的2.5-D PISN模拟旋转是第一次在文献中。它们揭示了爆炸恒星的几个区域的流体动力学不稳定性，以及随着核心旋转速度的增加而增加的爆炸不对称性。
2013-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spatial distribution of radionuclides in 3D models of SN 1987A and Cas A
在多维计算建模的可能性，特别是三维（3D）模拟的出现，我们对核心坍缩超新星（SNe）的中微子驱动的爆炸机制的理解在过去十年中经历了显着的进展。第一个自洽的，第一原理模型已经显示出成功的爆炸在3D中，甚至失败的情况下，可以治愈的微物理内部的中子星（NS），更好的网格分辨率，或更详细的祖条件在核心崩溃的开始，特别是大规模的扰动对流硅和O燃烧壳。3D模拟还实现了从爆炸波的开始，通过从祖表面的冲击波爆发，到SN的放射性动力演化，并朝向新兴残骸的自由膨胀阶段，连续跟踪中微子驱动的爆炸。在这里，我们提出了这样的模拟结果，形成的基础上，直接比较观察SNe和SN残留物，以获得限制仍然有争议的爆炸机制。结果表明，流体动力学不稳定性和混合过程与中微子驱动的爆炸产生良好的协议与测量NS踢，SN 1987 A的光变曲线的属性，以及在SN 1987 A和仙后座A中观察到的铁和44 Ti分布的不对称性的基础上的预测。
2017-05-02 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
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
The infancy of core-collapse supernova remnants
我们提出了三维流体动力学模拟中微子驱动的超新星（SNe）与PROMETHEUS-HOTB代码，从冲击爆发，直到他们达到同源膨胀阶段后，大约一年的不对称膨胀喷出物。我们的计算延续了Wongwathanarat等人对两颗红超巨星（RSG）和两颗蓝超巨星（BSG）祖星的模拟，他研究了在爆炸的第一秒期间由流体动力学不稳定性产生的爆炸不对称性的增长以及随后由瑞利-泰勒不稳定性产生的碎片化。我们专注于后期的时间加速和膨胀的喷出物所造成的加热由于放射性衰变的$^{56}$ Ni到$^{56}$ Fe和一个新的向外移动的冲击，形成时，从He/H壳层界面的反向冲击压缩的中央部分的喷出物。富铁喷出物的平均速度在100 km/s和350 km/s之间增加（$\sim$ 8-30\%），最快的百分之一的铁加速到$\sim$ 1000 km/s（$\sim$ 20-25\%）。从1D模型中已知的这种“镍气泡效应”加速了我们3D模型中的镍块，并导致最初过密的富镍团块膨胀，这导致密度不足，延伸的手指，被压缩周围物质的过密皮肤包裹。我们还提供了体积和表面填充因子，以及一个球谐函数分析，以表征光谱的镍块大小定量。我们的四个模型中有三个给出了大于0.3的体积填充因子，这与SN 1987 A的观测结果一致。
2021-01-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Characterizing SASI- and Convection-Dominated Core-Collapse Supernova Explosions in Two Dimensions
核心坍缩超新星中微子机制的成功依赖于两种流体动力学不稳定性的支持作用：中微子驱动的对流和静止吸积激波不稳定性（SASI）。根据恒星祖先的结构，这些不稳定性中的每一个都可以在爆炸开始之前主导增益区的演变，并对随后的不对称性产生影响。在这里，我们研究的流动动力学在爆炸附近的参数二维，时间依赖性的流体动力学模拟的线性稳定性很好地理解。我们发现，系统的对流参数是亚临界（SASI为主）开发爆炸一旦大规模的，高熵的气泡能够生存几个SASI振荡周期。这些长寿命的结构在冲击膨胀期间由SASI播种。虽然初始扰动的幅值会导致爆炸时间的显著差异，但它们不会从性质上改变这一结果。超临界系统（对流主导）也会通过发展大规模的气泡而爆炸，尽管这些结构的形成是由于浮力活动。非爆炸系统达到一个准稳态，其中时间平均流量调整本身是对流次临界。我们使用球形傅里叶-贝塞尔分解表征湍流，识别相关的缩放和连接的时间和空间分量。最后，我们验证了这些原则在Mueller，Janka，& Heger（2012）的广义相对论辐射流体动力学模拟中的适用性，并讨论了对三维情况的影响。
2014-02-28 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Freeze-out yields of radioactivities in core-collapse supernovae
我们从两种机制探讨了核坍缩超新星在冻结膨胀过程中的核合成趋势。第一种机制与通过超新星激波吸积的同质恒星祖物质内的对流和不稳定性有关。第二种机制与原中子星上方喷出物的动荡内部区域内的超音速风终止激波（反向激波）的影响有关。我们的结果表明，在冻结膨胀过程中产生的质量范围为12<=A<=122的同位素可以分为两个家族。第一族的同位素表现出共同的质量分数演化曲线，其每个同位素的特定形状取决于在每种类型的冻结膨胀期间两个平衡态之间的特征性转变（平衡态转变）。第一族包括这个质量范围内的大多数同位素。第二个家族仅限于魔核和同位素，它们不维持任何跃迁，成为核流中心，并主导最终的组成。我们使用指数和幂律绝热剖面来识别核反应之间的动态大尺度和小尺度平衡模式。此外，我们引入非单调的参数化剖面，以探测反向冲击和多维爆炸不对称性对核合成的影响。的情况下，其中的非单调配置文件有利于生产的放射性。非单调冻结的配置文件涉及较长的非平衡核合成间隔相比，指数和幂律的配置文件，导致质量分数的趋势和产量分布，可能无法实现的单调冻结的配置文件。
2011-10-21 astro-ph.SR
Explosion Mechanisms of Core-Collapse Supernovae
超新星理论，无论是数值的还是解析的，在过去的十年里都取得了显著的进展。这一进展是由于更复杂的模拟工具，特别是中微子输运，改进的微物理学，以及对流体动力学不稳定性作用的更深入了解。剧烈的、大尺度的非径向质量运动在超新星核心中是普遍存在的。中微子加热机制，辅助非径向流，驱动爆炸，虽然低能量的，ONeMg核心和一些Fe核心的祖细胞。新诞生的中子星的中微子发射特征得到了修正，引力波信号的新特征被发现，我们关于超新星核合成的概念被粉碎，我们对脉冲星反冲和爆炸不对称性的理解得到了显著的提高。但模拟也表明，中微子动力爆炸可能无法解释最具活力的超新星和超超新星，它们似乎需要磁旋转驱动。现在，建模正在从二维推进到三维，更多的现实主义，新的视角，并希望长期存在的问题的答案即将到来。
2012-06-12 astro-ph.SR gr-qc hep-ph
Chemical Yields from Supernovae and Hypernovae
我们回顾了恒星演化的最后阶段，超新星的性质，以及化学产额作为祖先质量M的函数。(1)当O+Ne+Mg核由于电子俘获而坍缩时，8 - 10 Ms星是超AGB星。这些AGB型超新星可能是类SN 2008 S的IIn型超新星。这些恒星几乎不产生α元素和Fe峰元素，但它们是Zn和轻p核的重要来源。(2)10 - 90 Ms恒星经历Fe核坍缩。非球面爆炸中的核合成很重要，因为它可以很好地再现在极端贫金属恒星中观察到的丰度模式。(3)90 - 140 Ms恒星在不同的核燃烧阶段经历脉动核不稳定性，包括O和Si燃烧。(4)140 - 300 M的恒星成为对不稳定超新星，如果质量损失足够小。(5)质量超过300 M的恒星会发生核心坍缩，形成中等质量的黑洞。
2009-05-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
She's Got Her Mother's Hair: Unveiling the Origin of Black Hole Magnetic Fields through Stellar to Collapsar Simulations
本文通过恒星演化与三维广义相对论磁流体动力学模拟，提出坍缩星黑洞的强磁场并非来自前身星核心，而是继承自高度磁化的原中子星，从而解决了GRB喷流所需快速旋转与强磁场之间的矛盾。
2024-10-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Core-Collapse Supernovae and their Gravitational Wave Signals: The Status of Theory and Modeling
Monash University（莫纳什大学）
本文综述了核心坍缩超新星爆炸机制及引力波信号形成过程，探讨了信号各组成部分对前身星旋转、中子星结构、核方程、流体不稳定性及核心湍流的约束作用，并指出理论和建模面临的开放问题与挑战。
2026-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Modeling of interactions between supernovae ejecta and aspherical circumstellar environments
大质量恒星的特征是通过球对称的恒星风或爆炸前的脉冲，或通过非球面形式的星周物质（CSM），如双极叶或流出的星周赤道盘，显著损失质量。大多数大质量恒星中有相当一部分以核心坍缩结束生命;超新星（SNe）总是位于由其祖先创造的星周包层内。我们研究的动态和热效应之间的碰撞膨胀喷出物的SNe和CSM，可能形成的过程中，例如，sgB[e]星阶段，一个明亮的蓝色可变阶段，周围的PopIII恒星，或各种形式的吸积。对于随时间变化的流体动力学建模，我们使用我们自己的有限体积法构建的代码。该程序对于计算具有较大不连续性的激波和物理流是非常有效的。盘的初始几何形状对应于在开普勒轨道上运行的材料的密度结构。我们研究的行为的密度，压力，膨胀速度，和温度结构的相互作用区下的各种几何构型的致密赤道盘。我们的“低密度”模型显示出显着的非球面的磁盘质量损失率$\dot{M}_\text{csd}=10^{-6}\,M_\odot\,\text{yr}^{-1}$的情况下。模型还显示了SN -盘接触区域中的过密度区，并表明盘与盘外更自由膨胀的材料之间的剪切区内的开尔文-亥姆霍兹不稳定性的发展。
2019-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Physics of Core-Collapse Supernovae in Three Dimensions: a Sneak Preview
非球形质量运动是核心坍缩超新星的一个普遍特征，流体动力学不稳定性在爆炸机制中起着至关重要的作用。第一次成功的中微子驱动爆炸可以在三维空间（3D）中用自洽的第一原理模拟获得。但3D模型往往比相应的轴对称（2D）模型更不容易发生爆炸。这已被解释为三维湍流导致能量级联从大到小的空间尺度，相反的二维情况下，从而不利于增长的浮力羽流的最大规模。除非爆炸惯性仅仅反映了相关区域缺乏足够的分辨率，否则它表明，对于强大和足够能量的中微子动力爆炸来说，可能仍然缺少一些重要的方面。这种缺陷可能与祖先的性质有关，如旋转、磁场或坍缩前的扰动，或者与可能导致激波后中微子加热增强的微观物理有关。3D模拟还揭示了2D中不存在的新现象，例如螺旋模式的静止吸积激波不稳定性（SASI）和惊人的偶极轻子发射自维持不对称性（LESA）。两者都对可探测的中微子信号施加了依赖于时间和方向的变化。对这些影响及其后果的理解仍处于初级阶段。
2016-02-17 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Global Comparison of Core-Collapse Supernova Simulations in Spherical Symmetry
我们提出了几个模拟代码之间的比较，旨在研究核心坍缩超新星机制。我们密切注意控制初始条件和输入物理，以确保有意义和信息的比较。我们的目标有三个方面。首先，我们的目标是证明目前研究核心坍缩超新星中央引擎的各个小组之间的协议水平。其次，我们希望为未来的模拟代码和方法形成一个坚实的基础。最后，我们希望这项工作成为未来探索更复杂的核心坍缩超新星模拟的垫脚石，即，模拟在多个维度和模拟与现代中微子和核物理。我们比较了一个20太阳质量的祖先星的早期（第一个~ 500毫秒后的核心反弹）球对称演化的6个不同的核心坍缩超新星代码：3DnSNe-IDSA，AGILE-BOLTZTRAN，FLASH，F{ \sc{ornax} }，GR 1D，和普罗米修斯-顶点。考虑到中微子输运和流体动力学方法的多样性，我们发现在许多关键量，包括冲击半径的演变和中微子加热量非常一致。我们的研究结果提供了一个很好的起点，从这个比较扩展到更高的维度，并比较流体动力学不稳定性的发展是至关重要的超新星爆炸机制，如湍流和对流。
2018-06-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
