SN 2011fe: A Laboratory for Testing Models of Type Ia Supernovae
SN 2011fe是现代多波长望远镜时代发现的最近的Ia型超新星（SN Ia），也是迄今为止最早发现的SN Ia。作为一个正常的超新星Ia，SN 2011fe提供了一个极好的机会来解开关于超新星Ia性质的长期谜团。在这篇综述中，我们总结了SN 2011fe的广泛的全色数据集，并收集这些数据的解释，以回答四个关键问题：1）什么在SN Ia爆炸？2)它是如何爆炸的？3)SN 2011fe的前身是什么？和4）SNe Ia作为可点燃蜡烛的准确性如何？SN 2011fe的大部分方面都与大质量CO白矮星经历燃烧到爆炸转变的规范图像相一致。然而，几乎没有证据表明有一颗非简并的伴星，因此SN 2011 fe可能标志着两颗白矮星的合并。
2013-07-10 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution and explosions of metal enriched supermassive stars: proton rich general relativistic instability supernovae
本研究通过广义相对论流体动力学模拟和核网络后处理，探究了富金属超大质量恒星因广义相对论径向不稳定性在氢燃烧阶段坍缩并可能爆发为富质子超新星的过程，发现其爆发特征为氮和中等质量元素增强及轻元素受抑。
2023-05-20 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
Synthesis of radioactive elements in novae and supernovae and their use as a diagnostic tool
新星和超新星在天体物理学和宇宙学的许多领域中起着关键作用。尽管它们很重要，但仍然缺乏关于哪些物体爆炸以及为什么和如何爆炸的准确描述。此类爆炸的主要特征之一是，它们是银河系新合成化学元素的主要供应者。由于这些同位素中有一些是放射性的，因此可以使用相应的伽马射线作为爆炸的诊断工具，因为它们与碎片的热状态无关。缺点是探测器在MeV能量域的灵敏度差。因此，这些放射线只在一颗核心坍缩超新星（SN 1987 A）、一颗Ia型超新星（SN 2014 J）和一颗超新星遗迹（Cas A）中被探测到。尽管如此，这些观测已经并正在提供关于爆炸机制的重要信息。不幸的是，新星仍然没有被发现。这些结果强调有必要尽快在轨道上放置一个新的仪器，其灵敏度足以显著扩大探测事件的样本
2021-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Neutrino Signal From Pair Instability Supernovae
一颗质量非常大的恒星，其碳氧核心在$64$ M $_{\odot}<M_{\mathrm{CO}}<133$ M $_{\odot}$的范围内，预计会经历一种非常不同的爆炸，称为对不稳定超新星。对不稳定超新星是超亮超新星的候选者，因为它们产生了大量的放射性元素。虽然爆炸的基本机制已经被理解，但恒星如何达到一种状态还不清楚，因此对附近一颗不稳定超新星的观测将使我们能够在恒星质量的极端情况下测试当前的恒星演化模型。我们将在从这样的超新星探测到的电磁辐射中寻找很多东西，但我们不应该忘记，来自对不稳定超新星的中微子包含了明确识别这种爆炸类型的事件的独特特征。我们计算预期的中微子通量在地球上从两个，一维对不稳定超新星模拟支架的质量范围内的恒星爆炸，考虑到完整的时间和能量的依赖性的中微子发射和风味演变通过外层的恒星。我们计算的中微子信号在五个不同的探测器选择代表目前或不久的将来的设计。我们发现更大质量的祖先爆炸为对不稳定的超新星，可以很容易地检测到在多个不同的中微子探测器在“标准”超新星的距离$10\;{\rm kpc}$生产几个事件在DUNE，JUNE和SuperKamiokande，而最轻的祖先只产生少数事件（如果有的话）在相同的检测器。拟议中的超级神冈探测器将探测到来自一颗大型对不稳定超新星的中微子，远至$\sim 50\;{\rm kpc}$，使其能够到达巨星系云和已知存在于那里的几颗…
2017-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Neutrinos from Type Ia and failed core-collapse supernovae at dark matter detectors
下一颗银河系超新星炽热而致密的内部产生的中微子将在相干弹性核反冲的暗物质实验中可见。虽然对这一频道的研究集中在成功的核心坍缩超新星，热核（Ia型）爆炸，或核心坍缩，未能爆炸，形成一个黑洞，是可能发生的下一个星系超新星事件。我证明了第三代基于稀有液体的暗物质实验，如DARWIN和ARGO，在亚keV阈值下使用仅电离信号进行操作，将通过检测$\mathcal{O}$（1）MeV中微子的$\mathcal{O}$（1）s爆发来区分（a）Ia型爆炸机制的主要假设，和（b）通过探测$\mathcal{O}$（1）s的$\mathcal{O}$（10）MeV中微子爆发，特别是通过标记中微子探测突然停止时黑洞形成的瞬间，建立失败超新星的祖先模型。这种探测对所有中微子的味道都很敏感，对中微子振荡不敏感，因此测量结果与中微子实验是互补的。
2020-04-09 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
No axion-like particles from core-collapse supernovae?
假设类轴子粒子（ALP）是在银河系核心坍缩超新星的核心反弹之前由质子中子星发射的，并且这些ALP随后转换为$γ$射线光子，这些光子应该被$γ$射线任务探测到，从而确定了类轴子粒子（ALP）性质的强约束。这个论点已经被应用到超新星1987 A，推导出ALP质量为$m_a \lesssim 4.4 \cdot 10^{- 10} \, {\rm eV}$的ALP-光子耦合$g_{a γγ} \lesssim 5.3 \cdot 10^{- 12} \, {\rm GeV}^{- 1}$的束缚，并且可以应用到下一个银河系超新星，推导出ALP质量为$m_a \lesssim 10^{- 9} \, {\rm eV}$的更强的束缚$g_{a γγ} \lesssim 2 \cdot 10^{- 13} \, {\rm GeV}^{- 1}$。我们仔细分析所考虑的ALP生产机制，发现它是过度简化到不可接受的程度。通过考虑现实分析所需的最小成分，我们得出结论，以前的结果注定要失败。因此，所有引用上述约束的论文都应适当修改。然而，由于我们不能排除质子中子星发射ALP的可能性，万一银河系中发生核心坍缩超新星爆炸，当时正在活动的$γ$射线卫星任务应该寻找可能来自超新星的光子。
2018-03-08 astro-ph.HE hep-ph
Dark Matter Triggers of Supernovae
原始黑洞穿过白矮星时，通过动力学摩擦，在黑洞轨道周围产生局部加热。对于质量足够大的黑洞，这种热量可以引发失控的热核聚变，导致白矮星爆炸成为超新星。观测到的白矮星分布的形状与质量高达$1.25 M_{\odot}$排除了原始黑洞与质量$\sim 10^{19}$ gm - $10^{20}$ gm作为当地的暗物质密度的主要组成部分。如果最近NuStar合作小组对银河系中心附近的一群白矮星的观测得到证实，那么质量与$10^{24}$ gm一样大的黑洞将被排除在外。质量在$10^{20}$ gm - $10^{22}$ gm范围内的黑洞也受到观测到的超新星速率的限制，尽管这些界限受到天体物理学不确定性的影响。这些界限可以通过在引力波观测站对白矮星双星的测量得到进一步加强。本文提出的机制可以约束各种其他的暗物质的情况下，如Q球，湮灭/碰撞的大型复合态的暗物质和暗物质的吸积导致形成致密的核心内的恒星模型。白矮星，以其天文寿命和大小，因此可以作为大时空体积探测器，使一个独特的探测暗物质的属性，特别是暗物质候选人，具有低数密度。这一机制也提出了一种有趣的可能性，即一类超新星可能是通过暗物质引发的罕见事件而不是传统的吸积白矮星的机制触发的，白矮星在达到克拉塞卡质量时爆炸。
2015-05-17 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Production of Lithium in Primordial Supernovae
第一代恒星非常独特。金属的缺乏可能会影响它们的形成，目前的模型表明它们的头重脚轻的初始质量分数比我们今天观察到的要大得多，它们的一些其他性质，如旋转速率和二元性，在很大程度上是未知的或受到直接观测的限制。但是，即使是给定质量的非旋转单恒星，由于没有金属，其演化也会大不相同：恒星在死亡之前大多会保持更紧凑的状态，富含氢的恒星后来的半径比现代恒星的半径大10倍。当它们作为超新星爆炸时，暴露在超新星中微子流中的能量大大增加，从而产生大量的锂。这种生产不会对所有恒星都是恒定的，而是在质量范围内变化很大。这样的生产甚至更挑战了斯比特高原的存在。
2020-02-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fast Neutrino Flavor Conversions can Help and Hinder Neutrino-Driven Explosions
本文首次在轴对称核心坍缩超新星模拟中引入快速中微子味转换反馈，发现FFC促进低质量前身星爆炸但抑制约20倍太阳质量前身星的爆炸倾向。
2025-01-02 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Sterile neutrino oscillations in core-collapse supernovae
我们已经进行了核心坍缩超新星模拟，允许电子中微子（或其反粒子）与右手无菌中微子之间的振荡。我们已经考虑了一系列的混合角和不育中微子的质量，包括那些符合不育中微子作为暗物质的候选者。我们研究这种振荡是否会影响超新星的核心反弹和冲击再加热。我们确定的最佳范围的混合角和质量，可以大大提高超新星爆炸有效地传输电子反中微子从核心后面的冲击，他们提供额外的加热，导致更大的爆炸动能。我们表明，这种效应可以导致恒星爆炸，否则就会崩溃。我们发现，一个有趣的周期性的中微子光度的发展，由于一个周期的中微子密度的耗尽转换为无菌中微子关闭转换，然后由一个补充的中微子密度作为中微子运输通过核心。
2014-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Developing an end-to-end simulation framework of supernova neutrino detection
大质量恒星在其生命周期结束时会以超新星的形式爆炸，释放出总能量达到$10^{53}$尔格的中微子。此外，中微子在超新星中起着关键作用，加热和恢复冲击波以及冷却产生的质子中子星。因此，中微子探测器正在等待观察下一个银河系超新星，并且超新星中微子的几个理论模拟正在进行中。虽然这些模拟主要集中在超新星反弹后的第一秒，但唯一一次对超新星中微子的观测，SN 1987 A，显示中微子发射持续超过10秒。因此，需要长时间的模拟和分析工具来将理论与下一次观察进行比较。我们的研究是开发一个综合的超新星分析框架，准备在不久的将来处理银河系超新星观测的分析管道。这个框架处理核心坍缩，反弹和原中子星冷却过程，以及与中微子探测在地球上以一致的方式。我们已经开发了一种新的一维长时间超新星模拟，它成功地爆炸并计算了长达20秒的中微子发射。利用这个模型，我们估计在超级神冈探测器产生的中微子信号约为1,800事件的爆炸在10千秒差距，并讨论其影响在本文中。我们将此结果与SN 1987 A观测结果进行了比较，以检验其可靠性。
2020-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dark matter ignition of type Ia supernovae
最近对低红移Ia型超新星（SNIa）的研究表明，一半的超新星爆炸来自于质量小于克拉塞卡的白矮星，这意味着点火必须来自于克拉塞卡质量SNIa祖先的经典临界性之外的东西。我们发现，$1-100$ PeV质量不对称的暗物质，与迫在眉睫的可检测的核子散射相互作用，可以积累到自引力点在白矮星和崩溃，脱落的引力势能通过散射核，从而加热白矮星和点燃的火焰前SNIA。我们结合数据SNIA质量与数据的年龄SNIA相邻的恒星。这一组合揭示了SNIa质量和点火年龄之间的$2.8 σ$负相关，这可能是由于1.4与1.1太阳质量的白矮星中暗物质捕获量增加所致。未来对银河系中心SNIa的研究将提供暗物质诱导的Ia型点火的额外测试。值得注意的是，玻色子和费米子SNIA点燃的暗物质也通过在银河系中心的$\gtrsim 10$ Myr老恒星中形成黑洞来解决脉冲星失踪的问题。
2015-09-25 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational Waves from Core Collapse Supernovae
我们提出了一套轴对称的核心坍缩超新星模型的引力波签名与祖先的质量在12和25太阳质量之间。这些模型的区别在于它们爆炸的事实，并包含更现实的描述所需的基本物理（特别是多频中微子输运和广义相对论）。因此，我们能够计算完整的波形（即，通过爆炸）基于非参数化的第一原理模型。如果要更精确地计算波形幅度和时间尺度，这是必不可少的。傅立叶分解表明，我们预测的引力波信号应该可以通过AdvLIGO在这里考虑的祖先范围内观察到。这些模型的基本局限性在于它们强加的轴对称性。要取得进一步进展，还需要相应的三维模型。
2010-07-14 astro-ph.HE gr-qc
Type Ibn Supernovae May not all Come from Massive Stars
由于核心坍缩超新星是大质量恒星的爆炸，其寿命相对较短，它们几乎只发生在具有活跃恒星形成的星系中。另一方面，Ibn型超新星PS1- 12 sk在一个更典型的热核（Ia型）超新星的环境中爆炸：在星系团中最明亮的椭圆星系的外围。在那个位置缺乏任何明显的恒星形成，这对Ibn型超新星的模型提出了挑战，因为它是非常大质量的沃尔夫-拉叶星的爆炸。在这里，我们提出了一个补充搜索的恒星形成的网站PS1- 12 sk，现在超新星已经褪色，通过深紫外成像的主机集群与哈勃太空望远镜。我们在超新星位置的1千秒差距内没有检测到任何紫外线发射，这使我们能够将恒星形成率的限制加深一个数量级，与对该事件的原始研究相比。根据这个新的限制，我们讨论了Ibn型超新星的祖先是否可以是大质量恒星，以及已经提出了什么合理的替代方案。
2019-01-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino Signals of Core-Collapse Supernovae in Underground Detectors
对于一套14个核心崩溃模型在动态的第一秒反弹后，我们计算详细的中微子“光”曲线预计在地下中微子天文台超级神冈，DUNE，JUNO，冰立方。这些结果是作为中微子振荡模态（正常或倒置层次）和祖质量（特别是，反弹后吸积历史）的函数给出的，并阐明了不爆炸的1D（球形）模型与相应的2D（轴对称）模型的光变曲线之间的差异。我们能够确定明确的签名爆炸（或非爆炸），反弹后吸积阶段，和硅/氧界面的吸积。此外，我们能够估计各种物理诊断的超新星探测范围和距离，其中嵌入在光变曲线中的各种时间特征可能被辨别出来。我们发现，祖质量密度分布和超新星动力学在动态爆炸阶段应该是可识别的超新星在整个星系的大部分在所有的设施研究和检测，其中任何一个，但特别是一个以上的音乐会，将大量的内部动力学超新星。
2018-08-06 astro-ph.HE
Neutrino Emission from Supernovae
超新星是MeV中微子最强大的宇宙源。当一颗大质量恒星的演化因其核心坍缩为中子星或黑洞而终止时，这些基本粒子起着至关重要的作用，恒星爆炸成超新星。电子俘获大量产生的电子中微子的释放加速了灾难性的坍缩，并通过将质子转化为中子（中子星物质的主要成分），导致恒星等离子体逐渐中子化。各种中微子和反中微子的发射带走了致密残骸的引力结合能，并驱动它从热的初始状态演化到冷的最终状态。新形成的中子星周围的电子中微子和反中微子的吸收可以为超新星爆炸提供动力，并决定了最里面的超新星喷出物的条件，使它们成为铁族元素和反式铁核核合成的有趣场所。本章将讨论超新星核心和新生中子星中的基本中微子物理。这包括最相关的中微子生产，吸收和散射过程，中微子运输在稠密环境中的基本方面，特征中微子发射阶段与其典型的信号特征，以及连接到未来银河系超新星的中微子信号测量的观点。
2017-02-28 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
The influence of environmental effects on Type Ia Supernovae Standardization
本文通过复现 Pantheon 样本哈勃图拟合并分析330颗SNe Ia，发现早型与晚型宿主星系中的超新星具有不同标准化参数，表明按宿主星系形态校正光度对精确宇宙学分析至关重要。
2024-06-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Seeking Core-Collapse Supernova Progenitors in Pre-Explosion Images
我总结了我们所知道的关于恒星的本质，最终爆炸为核心坍缩超新星从检查之前采取的爆炸图像。通过记录超新星爆发前和超新星爆发后的图像，通常使用天基光学探测器或配备激光导星自适应光学系统的地基红外探测器以高分辨率拍摄，现在已经有近36颗核心坍缩超新星的祖先恒星的性质被直接测量或（更常见的）通过建立光度上限来限制。这些研究可以直接与恒星演化模型进行比较，从而可以对祖星的物理特征进行估计。我回顾祖特性（或限制）推断，从这项工作中的每一个主要的核心坍缩超新星类型（II-高原，II-线性，IIb，IIn，Ib/C），特别侧重于所使用的分析技术和过程中，通过得出的结论。还提供了一些个别事件的简要讨论，包括SN 2005 gl，一个IIn型超新星，被证明有一个非常明亮的-因此非常巨大的-在一个暴力的，明亮的蓝色变星样喷发阶段后不久爆炸的祖先，与标准的理论预测相反。
2009-08-13 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Reviving the stalled shock by jittering jets in core collapse supernovae: jets from the standing accretion shock instability
我提出了一个方案，其中一个吸积流交替角动量的意义上的新诞生的中子星在核心坍缩超新星（CCSNe）有效地放大磁场，并通过发射喷气机。坍缩核对新生中子星的吸积流具有螺旋型静止吸积激波不稳定性（SASI）。这种不稳定性导致吸积气体的随机可变角动量，这反过来又形成了具有交替方向的角动量的吸积流，因此在任何给定时间交替剪切。我研究的剪切在这个交替剪切子开普勒流入发表的模拟，并提出了一个新的比较与开普勒吸积盘。从这个比较中，我认为它可能和开普勒吸积盘一样有效地通过发电机放大磁场。我认为，虽然吸积流的平均比角动量很小，即，次开普勒，这种交替剪切吸积流可以发射不同方向的射流，即，抖动射流。中微子加热是进一步激发喷流的重要因素。抖动的喷流局部地使停滞的吸积激波在瞬间的极方向上复活，并由此使恒星爆炸。我再次重申我的呼吁，从中微子驱动的CCSNe爆炸到由中微子加热辅助的射流驱动的爆炸机制的范式转变。
2019-01-23 astro-ph.HE
Environmental dependence of Type IIn supernova properties
本研究结合光变曲线与宿主星系积分场光谱数据，探究IIn型超新星性质与局地环境的关联，发现高峰值光度的IIn型超新星偏好低金属丰度/年轻恒星族环境，且星周物质密度与金属丰度无显著相关。
2023-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Two Dimensional Core-Collapse Supernova Explosions Aided by General Relativity with Multidimensional Neutrino Transport
我们提出的核心坍缩超新星在FLASH使用新实施的多维中微子输运计划和新实施的广义相对论（GR）重力处理的模拟结果。我们使用一个两个时刻的方法与分析关闭（所谓的M1运输）的中微子运输。这种运输是多能量、多物种、依赖速度和真正多维的，即，我们不假设通常使用的“逐射线”近似。我们的GR引力是通过有效相对论势（GREP）在我们的牛顿流体力学模拟中实现的，该相对论势密切再现了中子星的GR结构，并已被证明与核心坍塌的GR模拟相当匹配。在轴对称中，我们模拟核心坍缩超新星与四个不同的祖模型在牛顿和GR重力。我们发现，更紧凑的质子中子星的结构实现与GR重力模拟提供更高的中微子光度和更高的中微子能量。这些差异反过来又给出了更高的中微子加热速率（比相应的牛顿引力模拟高出$\sim$ 20-30%），这增加了中微子机制的效率。四个模型中的三个在假设GREP重力的模拟中成功爆炸。在我们的牛顿引力模拟中，四个模型中有两个爆炸，但有时比我们在GR引力模拟中观察到的要晚得多。我们的结果，无论是在牛顿和GR重力，比较以及与其他几个研究文献中。这些结果最终表明，牛顿引力近似的核心坍缩超新星中央发动机的模拟是不可接受的。我们还模拟了四个额外的模型，在GR重力，以突出不断增长的差异之间的参数化的核心坍缩超新星的一维模型和当前一代的二维模型。
2018-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Point-source and diffuse high-energy neutrino emission from Type IIn supernovae
I型超新星（SNe）是核心坍缩超新星的一个罕见子类，在致密的星周介质中爆炸，这些介质在最后的演化阶段被SNe祖先修改。自由膨胀的SN喷出物与星周介质的相互作用引起了在致密SN环境中传播的冲击波，这可能会加速质子到多PeV的能量。冲击加速质子和星周介质质子之间的非弹性质子-质子碰撞导致多信使信号。在这里，我们评估可能的中微子信号的类型IIn SNe和冰立方观测比较。我们采用蒙特卡罗方法计算的扩散中微子发射的SN IIn类占其属性的传播。累积的中微子发射被认为是10%的观察到的冰立方中微子通量超过60 TeV。只有当所有核心坍缩SNe中有4%属于这种类型，并且20%到30%的冲击能量被引导到加速质子中时，I型In SNe才是弥漫天体物理通量的主要组成部分。利用IceCube观测单个IIn SN作为中微子点源，利用上行μ子中微子，可以获得较低的加速效率。在SN冲击爆发后的第一年，对于20 Mpc以内的源，这样的识别是可能的。
2017-05-18 astro-ph.HE
The two alternative explosion mechanisms of core-collapse supernovae: 2024 status report
该研究对比核心坍缩超新星的两种爆发机制，指出中微子机制存在能量不足、预言失败超新星未观测到、无法解释点对称遗迹形态等问题，提出抖动喷流爆发机制才是主要爆发机制，中微子加热仅起辅助作用。
2024-11-13 astro-ph.HE
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
Explosion mechanism of core-collapse supernovae: role of the Si/O interface
本文提出基于坍缩前密度和熵剖面的简单判据预测大质量恒星超新星可爆炸性，利用约1300个含ν驱动湍流的一维模拟建立定量判据，准确率超过90%，并揭示了恒星演化代码差异对爆炸预测的影响及ν驱动湍流的重要性。
2022-11-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
A super-Chandrasekhar mass type Ia supernova progenitor at 49 pc set to detonate in 23 Gyr
发现距地球49 pc的超钱德拉塞卡质量双白矮星WDJ181058.67+311940.94，将在23 Gyr后通过双爆轰机制爆炸，缓解了Ia型超新星前身星观测缺失问题。
2025-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-Dimensional Simulations of SASI- and Convection-Dominated Core-Collapse Supernovae
我们研究了维度对中微子驱动的核心坍缩超新星向爆炸转变的影响。使用参数化流体动力学模拟失速超新星冲击波在一个，两个（2D），和三个空间维度（3D），我们系统地探测流体动力学不稳定性在多大程度上可以倾斜的平衡，有利于爆炸。特别是，我们专注于系统，以及进入制度的站立吸积冲击不稳定性（SASI）或中微子驱动的对流占主导地位的动态，并表征它们之间的差异。我们发现SASI主导的模型可以在3D中比2D中低20%的中微子光度，这种差异的大小随着分辨率的增加而减小。爆炸条件的这种改善与螺旋模式产生比单一晃动模式更多的非径向动能的能力有关，从而增加了平均激波半径的大小，从而为形成大规模、高熵气泡创造了更好的条件。相比之下，对流主导的爆炸在2D和3D之间的临界加热率差异较小（<8%），与以前的研究一致。我们的数值实现保持任意对称性的能力是量化的一组SASI为基础的测试。我们讨论了在一个现实的超新星环境中爆炸路径的多样性的影响。
2015-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Observing Gravitational Waves from Core-Collapse Supernovae in the Advanced Detector Era
下一个星系核心坍缩超新星（CCSN）已经爆炸，其电磁波、中微子和引力波（GW）随时可能到达。我们提出了一个广泛的研究的潜在灵敏度的GWs从CCSNe在5 Mpc内的前瞻性检测方案，使用现实的噪声在先进的LIGO和先进的处女座探测器的预测灵敏度为2015年，2017年和2019年。我们量化了银河系和大麦云云内CCSNe的GWs的可探测性，其中将有一个观察到的中微子爆发。我们还考虑了极端GW的排放情况下，更遥远的CCSNe与相关的EM签名。我们发现，在设计灵敏度的三个探测器网络将能够检测到中微子驱动的CCSN爆炸到~5.5 kpc，而快速旋转的核心崩溃将检测到大麦云云在50 kpc。在本研究中考虑的极端GW排放情景的现象学模型中，例如长寿命的条模式不稳定性和盘碎片不稳定性，所有考虑的模型都将在0.77 Mpc的M31中检测到，而最极端的模型将在3.52 Mpc及以上的M82中检测到。
2016-07-07 astro-ph.HE gr-qc
Gravitational Wave Eigenfrequencies from Neutrino-Driven Core-Collapse Supernovae
North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学）；LIGO Laboratory, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院LIGO实验室）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Universitat de València（瓦伦西亚大学）
本研究构建千余例自洽核心坍缩超新星模型，通过线性微扰分析计算原中子星引力波共振频率，提出时不变特征频率识别方法，发现两个特征频率可约束中子星性质与核状态方程，同时指出模型细节会显著影响本征频率特征。
2023-03-29 astro-ph.HE gr-qc
