Impact of nuclear "pasta" on neutrino transport in collapsing stellar cores
核“意大利面”，即致密物质中的非球形核，预计会出现在坍缩的超新星核心中。我们展示了如何面食阶段影响中微子输运截面通过弱中性电流使用几个核模型。这是第一次考虑有限温度效应计算具有棒状和板状核的相的中微子不透明度，这是量子分子动力学很好地描述的。我们还发现，在坍缩的后期阶段，pasta相可以占据超新星核心质量的10- 20%。
2007-04-18 astro-ph nucl-th
Pasta phases within the QMC model
本文研究了核物质和中子星物质的低密度区。在这个区域的面食阶段的存在下进行的夸克-介子耦合（QMC）模型，其中包括夸克自由度的范围内搜索。固定的质子分数被认为是，以及核物质在β平衡在零温度。我们讨论了最近的尝试，以更好地了解共存相制度的表面能，我们提出的结果表明，存在的面食相的表面能系数的一些选择。我们还分析了核面对中子星某些性质的影响。包含pasta相的状态方程将成为未来用于超新星模拟的完整网格的一部分。
2016-10-19 nucl-th
Pairing effects in nuclear pasta phase within the relativistic Thomas-Fermi formalism
本文研究了质子中子星早期和其它条件下，电子包围的非均匀核物质中的配对效应。在Wigner-Seitz单元中，在Wigner-Fermi近似下，解决了所谓的核面食相在亚饱和密度。这个问题的解决对于理解超新星爆炸后新生的中子星的物理性质具有重要意义。结果表明，在某些条件下，面团相比均匀核物质更稳定，并研究了在确定这些稳定相时对力的相关性。
2021-11-26 nucl-th
Neutrino-pasta scattering: the opacity of nonuniform neutron-rich matter
亚核密度的富中子物质可能涉及显示各种形状的复杂结构，例如球形、板状和/或棒状形状。这些阶段的{ \it核面食}预计存在于地壳的中子星和核心塌陷超新星。核心坍缩超新星的动力学对中微子与核子/核之间的相互作用非常敏感。事实上，中微子激发的低能量模式的面食可能允许一个显着的能量转移到核介质，从而恢复停滞的超新星冲击。通过一个简单的半经典模拟的线性响应的核面食中微子建模。$μ$和$τ$中微子（和反中微子）的传输平均自由程表示的静态结构因子的面食，这是使用大都市蒙特卡罗模拟评估。
2004-03-08 astro-ph cond-mat.stat-mech nucl-th
Phase transitions in Core-Collapse Supernova Matter at sub-saturation densities
我们进行了三维，有限温度Skyrme-Hartree-Fock研究的非均匀核物质，以确定临界密度和温度之间的pasta相和均匀物质的相变及其性质。我们采用四种不同的参数化的Skyrme核能密度泛函，SkM $^*$，SLy 4，NRAPR和SQMC 700，其中跨越一系列的饱和密度对称性能量行为的各种核实验探针的约束。对于这些相互作用中的每一个，我们计算的自由能，压力，熵和化学势的范围内的粒子数密度的核面食相预计存在，0.02 - 0.12 fm $^{-3}$，温度2 - 8兆电子伏和质子分数为0.3。我们发现明确的证据一阶相变均匀的物质，未软化的面食阶段的存在。没有确凿的迹象之间的面食阶段的一阶相变观察，有人认为，热力学量不断变化的权利，一阶相变均匀的物质。我们比较我们的结果与热力学spinodals计算使用相同的Skyrme参数化，发现短程库仑相关性和量子壳效应的影响，包括在我们的模型导致的面食阶段存在的密度高达0.1 fm $^{-3}$以上的spinodal边界，从而增加过渡密度均匀的物质相同的量。过渡密度，否则被证明是不敏感的对称性能量在饱和密度的范围内的各种实验约束的一致性约束，并可以被视为是一个很好的确定量。
2014-11-07 nucl-th
Nuclear pasta in hot dense matter and its implications for neutrino scattering
我们发现当物质接近β平衡时，有限温度效应会大大降低亚核密度下富中子物质中大核子团簇的丰度。大的原子核和奇异的非球形原子核结构称为pasta，在$T=0$向均匀物质过渡的附近，它们在相对较低的温度下溶解。对于接近β-平衡的物质，我们发现对于现实的状态方程，面食熔化温度为$T_m^β\simeq 4\pm 1$ ~MeV。面食溶解的机制进行了讨论，并在一般情况下，$T_m^β$被证明是敏感的质子馏分。我们发现，相干中微子散射的核和面食作出适度的贡献，在超新星和中子星合并遇到的条件下的不透明度。银河系超新星中微子信号的影响进行了简要讨论。
2017-10-27 astro-ph.HE nucl-th
A Survey of Nuclear Pasta in the Intermediate Density Regime: Structure Functions for Neutrino Scattering
背景资料：由于长程库仑力和短程强作用力之间的竞争而产生的核面食物质被认为存在于天体物理场景中，例如中子星和核心坍缩超新星。它的结构可以对中微子的传输或中子星的潮汐变形性产生很大的影响。目的：我们研究了核面对中微子相互作用的影响，并将结果与均匀物质进行了比较。方法：利用密度泛函理论计算了核物质的弹性和非弹性静态结构因子，其中包含了中微子散射的主要核输入。结果：每个面食结构在弹性结构因子中留下了独特的印记，并大大增强。所有构型的非弹性结构因子非常相似。结论：核面对中微子中性流散射不透明度有显著影响。而对于非弹性反应的截面减少，弹性相干散射显着增加。这种效应对于中子星的冷却以及核心坍缩超新星模型都很重要。
2019-12-22 astro-ph.HE nucl-th
The pasta phase and its consequences on neutrino opacities
在本文中，我们计算了与中微子不透明度有关的扩散系数，考虑了低密度核团和均匀物质的形成。我们的研究结果表明，平均自由程显着改变的存在下，在恒星物质的核面食相比，与均匀的物质得到的结果。中微子不透明度的这些差异肯定会影响质子中子星的开尔文-亥姆霍兹相位，从而影响超新星爆炸模拟的结果。
2010-11-03 astro-ph.HE nucl-th
Understanding nuclear "pasta": current status and future prospects
在超新星的核心和中子星的壳中，原子核可以采取有趣的形状，如棒或板等，它们被称为核“面食”。“近年来，我们研究了面食阶段，重点是量子分子动力学（QMD）方法的动力学方面。在这篇文章中，我们回顾了这些作品。我们也专注于库仑相互作用的治疗。
2006-10-28 astro-ph nucl-th
Modeling Nuclear Pasta and the Transition to Uniform Nuclear Matter with the 3D Skyrme-Hartree-Fock Method at Finite Temperature I: Core-Collapse Supernovae
本文介绍了一种新的三维有限温度Skyrme-Hartree-Fock+BCS方法研究非均匀核物质在密度和温度下向均匀核物质过渡的性质的第一批结果。计算是在一个立方盒子中进行的，代表了物质局部周期结构的一个单元格。对中子密度四极矩的两个独立分量施加约束，以研究物质的总能量密度对晶胞中原子核结构几何形状的依赖关系。这种方法允许自洽建模的影响，如（一）中子滴，导致在外部的中子气体的原子核结构，（二）壳效应的束缚和未束缚的核子，（三）出现的各种奇异的核形状，统称为“核面食”和（四）这些结构的溶解成均匀的核物质的密度和/或温度增加。本文的第一部分报道了大质量恒星核塌缩中非均匀核物质性质的计算。计算在重子数密度为$n_{\rm b}$ = 0.04 - 0.12 fm $^{\rm -3}$，质子分数为$y_{\rm p}=0.3$和温度范围为0 - 7.5 MeV。出现了各种各样的核形状。有人建议，在面食政权的过渡到均匀的物质，在过渡，物质的热力学性质的变化不连续的，化学性质的变化平稳。
2009-04-30 astro-ph.SR nucl-th
Recent progress on understanding "pasta" phases in dense stars
在超新星的核心和中子星的壳中，原子核可以采取有趣的形状，如棒或板等，它们被称为核“面食”。“最近，我们一直在研究面食阶段，重点是量子分子动力学（QMD）方法的动力学方面。我们回顾了我们的研究结果在以下主题：动态形成的面食阶段冷却下来的热均匀的核物质的密度与温度平面上的相图，压缩和它们的机制引起的面食阶段之间的结构转变。本文还讨论了我们工作中所用到的核相互作用的性质。
2005-12-06 astro-ph nucl-th
Appearance of the Single Gyroid Network Phase in Nuclear Pasta Matter
在超新星爆炸的条件下，核物质会展开成各种各样的空间结构相，称为核面食。通过对周期性晶格的静态和动态Hartree-Fock模拟，我们研究了具有负弯曲界面的周期性网络结构在核面结构中的作用。作为最突出的结果，我们确定了第一次的{ \it单螺旋}网络结构的立方手性$I4_123$对称性，一个众所周知的配置在纳米结构的软物质系统，作为一个动态状态和作为一个冷却的静态解决方案。在动力学模拟的过程中自发地形成了单螺旋结构。大多数是同质异能态。与基态的非常小的能量差异表明其与核团结构的相关性。
2014-10-31 astro-ph.HE nucl-th
Nuclear pasta structures at high temperatures
本文在相对论平均场模型的框架下，采用高斯-费米近似，研究了高温下原子核的pasta结构。获得典型的面食结构（液滴、棒、板、管和气泡），其形成各种晶体构型。这些核面食的属性检查在一个三维的几何形状与反射对称性，其中最佳的晶格常数是固定的复制液滴/气泡密度，最大限度地减少自由能采用球形或圆柱形近似的维格纳-塞茨细胞。发现不同的晶体结构可以通过体积守恒变形相互演化。对于固定的密度和温度，不同形状和晶格结构的核面团的每个重子的自由能的差异通常在几十keV的数量级上，这表明这些结构可能共存。随着温度的升高，热力学波动预计会破坏核面食结构的长程有序。然后，我们估计的临界条件核面食变得无序，表现得像液体，这是敏感的密度，温度，质子分数，和核形状。如果我们进一步提高温度，最终核团的不均匀结构变得不稳定，并转化为均匀的核物质。估计了核物质的相图，这对理解中子星的演化、超新星动力学和双中子星合并等问题有一定的参考价值。
2022-09-27 astro-ph.HE nucl-th
Fluctuations in the pasta phase
接近饱和密度的重子物质很可能呈现复杂的非均匀结构，统称为pasta相。在有限的温度下，不同的几何结构预计将共存，对中子星地壳的导电性和中微子在超新星物质中的传输的潜在后果。在一个统计的多组分方法的框架中，我们计算的组成物质在面食阶段考虑密度，质子分数，和几何形状的波动。使用一个现实的能量泛函从相对论平均场论和温度和同位旋依赖的表面张力拟合从Pastas-Fermi计算，我们表明，不同的几何形状可以共存于一个大部分的意大利面相，下到温度的顺序的结晶温度的中子星地壳。定量估计的电荷波动。
2021-05-07 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Quantum Simulations of Nuclei and Nuclear Pasta with the Multi-resolution Adaptive Numerical Environment for Scientific Simulations
中子星和超新星物质的密度刚好低于核物质饱和密度，预计会形成一个奇特形状的晶格。这些所谓的核面食阶段是由库仑挫折造成的。它们的弹性和输运性质被认为对中子星的热演化、磁场演化、自转和振荡起着重要的作用。此外，它们可以影响核心坍缩超新星中的中微子不透明度。在这项工作中，我们提出了证明的原则3D Skyrme Hartree-Fock（SHF）模拟核面食与多分辨率自适应数值环境科学模拟（MADNESS）。我们进行基准研究$^{16} \mathrm{O}$，$^{208} \mathrm{Pb}$和$^{238} \mathrm{U}$核基态和计算结合能通过三维SHF模拟。实验测得的结合能，以及从一个既定的SHF代码与理论预测值的结果进行比较。核面食模拟初始化在所谓的华夫几何获得的印第安纳大学分子动力学（IUMD）代码。晶胞尺寸为24 μ m，平均密度约为$ρ= 0.05 \:\mathrm{fm}^{-3}$，质子分数约为$Y_p = 0.3$，温度约为$T=0\:$ MeV.我们的计算再现了具有不同几何形状的轻核和重核的结合能和形状。对于面食模拟，我们发现，最终的几何形状是非常相似的初始华夫饼状态。在目前的pasta计算中，自旋轨道力没有包括在内，但将来会加入。在MADNESS框架内，我们可以成功地进行非均匀核物质的计算。通过使用来自IUMD的pasta配置，可以探索不同的几何形状并测…
2016-03-21 astro-ph.IM astro-ph.SR nucl-th
Neutrino diffusion in the pasta phase matter within the Thomas-Fermi approach
本文研究了中微子在非均匀核物质中的行为和性质。核物质本身由非线性Walecka模型建模，其中所谓的核面团相使用Wigner-Seitz单元中求解的Wigner-Fermi近似来描述。我们得到的总截面和平均自由程的中微子，考虑到散射和中微子吸收，并比较两种已知的模型参数化的最终结果：一种是在强扇区的非线性效应明确地写在模型拉格朗日和另一个在其中的耦合常数是密度相关的。这个问题的解决对于理解超新星爆炸后新生中子星中中微子的扩散具有重要意义。
2015-05-25 astro-ph.HE nucl-th
Three-dimensional calculation of inhomogeneous structure in low-density nuclear matter
在与中子星地壳区和超新星坍缩阶段有关的低密度核物质中，可能存在称为“核面食”的非均匀结构。迄今为止，对核物质的研究大多采用Wigner-Seitz盒近似，并对液滴、棒、板等几何结构进行了分析，本文基于相对论平均场模型，在相对论平均场近似下，对β平衡下质子比固定的非均匀核物质进行了全三维计算。在我们的计算中，观察到典型的面食结构。但各面状结构的密度区域存在一定差异。
2011-06-17 astro-ph.SR nucl-th
Dynamical Simulation of Nuclear "Pasta": Soft Condensed Matter in Dense Stars
二十多年前，人们预测原子核可以具有有趣的形状，如棒或板等，在超新星的核心和中子星的外壳中。这些非球形的核被称为核“面”。近年来，我们用量子分子动力学（QMD）方法研究了pasta相的动力学，为这一体系的研究开辟了新的方向。我们的研究结果包括：通过冷却热的均匀核物质动态地形成面团相;在密度与温度平面中的相图;通过压缩诱导的面团相之间的结构转变以及它们进行的机制的阐明。在这篇文章中，我们给出了面食阶段的基础物理学和天体物理学的概述，并回顾我们的工作，为其他领域的读者。
2007-05-10 astro-ph cond-mat.soft nucl-th
Nuclear pasta and symmetry energy in the relativistic point-coupling model
低密度核物质的不均匀结构，被称为核面食，预计不仅会出现在中子星的内壳中，而且还会出现在核心坍缩的超新星爆炸和中子星合并中。我们利用费密近似对低密度区的非均匀核物质和中子星物质进行了全三维计算。核相互作用用相对论平均场方法描述，用点耦合相互作用代替每个通道中的介子交换作用。通过在等尺度矢量相互作用和等矢量矢量相互作用之间引入耦合项，我们研究了核对称能及其密度依赖性对pasta结构的影响。研究发现，丰中子物质中的pasta相的性质强烈依赖于对称能及其斜率。除了典型的形状，如液滴，棒，板，管和气泡，一些中间面食结构也观察到在冷恒星物质与相对较大的质子分数。我们发现，非球形的形状是不可能形成的中子星壳，因为质子分数在$β$平衡是相当小的。内壳的性质可能导致中子星半径的明显差异。
2021-04-06 astro-ph.HE nucl-th
A Survey of Nuclear Pasta in the Intermediate Density Regime I: Shapes and Energies
背景资料：由于长程库仑力和短程强作用力之间的竞争而出现的核面食，被认为存在于天体物理场景中，例如中子星和核心坍缩超新星。它的结构可以对中微子的传输或中子星的潮汐变形性产生很大的影响。目的：我们研究了几种可能的面食配置，所有这些最小的表面配置，预计将出现在核面食的中密度制度，即约40%的核饱和密度。特别是，我们感兴趣的能量谱考虑不同的面食配置。方法：采用密度泛函理论（DFT）方法，通过优化周期长度，计算了质子含量XP = 1/10，1/3和1/2时不同构型的结合能.我们研究有限温度效应和电子屏蔽的影响。结果：与均匀物质相比，核糊显著降低能量，尤其是对于$X_P \geq 1/3$。然而，不同的构型具有非常相似的结合能。对于大的质子含量，$X_P \geq 1/3$，意大利面配置是非常稳定的，对于较低的质子含量，几兆电子伏的温度就足以过渡到均匀的物质。电子屏蔽对原子核的结合能影响不大，但增加了原子核的周期长度。结论：中密度状态下的核面食降低了所研究的所有质子部分的物质能量。它甚至可以在几MeV的高温下存活。由于各种构型具有非常相似的能量，因此可以预期许多构型已经可以在低温度下同时共存。
2019-06-19 astro-ph.HE nucl-th
Time-Dependent Hartree-Fock Approach to Nuclear Pasta at Finite Temperature
我们提出了模拟中子丰富的物质在亚核密度，如超新星物质，与时间相关的Hartree-Fock近似在几兆电子伏的温度。初始状态由随机分布在空间中的$α$粒子组成，这些粒子在动量空间中具有麦克斯韦-玻尔兹曼分布。加上费米分布平面波初始化的中子背景，计算反映了天体物理物质的合理近似。这种物质演变成球形、棒状和板状形状及其混合物。模拟采用周期性三维网格中的完整Skyrme相互作用。通过改进的形态分析的基础上Minkowski泛函，所有八个面食形状可以唯一地确定只有两个估值的符号，即欧拉特征和积分平均曲率。此外，我们提出了细胞密度分布的方差作为区分面食物质从均匀的物质的措施。
2013-03-28 astro-ph.HE nucl-th
Simulation of Transitions between "Pasta" Phases in Dense Matter
对致密物质平衡性质的计算预测，在亚核密度下，原子核可以是棒状或片状。为了研究在恒星坍缩过程中是否会发生非球形核的相变，我们对致密物质的压缩进行了量子分子动力学模拟。我们成功地模拟了棒状核和板状核之间以及板状核和圆柱形气泡之间的转变。我们的研究结果强烈表明，非球形核可以在坍缩恒星的内核中形成。
2005-01-28 astro-ph cond-mat.soft nucl-th
Nuclear pasta in hot and dense matter and its influence on the equation of state for astrophysical simulations
我们探讨了超新星物质中出现的核面食的性质，即，在有限温度下的物质，具有固定的质子分数。用可压缩液滴模型研究了具有一系列几何形状的pasta相，在该模型中，核物质分离成核子的稠密液相和核子与$α$粒子的稀气相.两个共存相的平衡条件是由最小化的总自由能，包括表面和库仑贡献，这是明显不同于吉布斯条件的相平衡，由于有限尺寸效应。与只考虑球形核的结果相比，pasta相的引入可以延迟向均匀物质的转变，并扩大相图中的非均匀物质区域。用CLD模型计算得到的热力学量与用Thomas-Fermi近似进行天体物理模拟的实际状态方程表中的热力学量是一致的。据发现，各种面食形状的密度范围取决于温度$T$和质子分数$Y_p$。此外，核对称能及其密度依赖性可能在确定pasta相的性质中起着至关重要的作用。我们的研究结果表明，pasta相图是最敏感的依赖于对称能斜率$L$，特别是在低-$Y_p$和高-$T$区域。
2020-07-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Gyroid Phase in Nuclear Pasta
核物质被认为是不均匀的亚核密度，实现在超新星核心和中子星壳，和核物质的结构变化从球形到圆柱，板，圆柱孔和球形孔的密度增加。在这封信中，我们讨论了其他可能的结构，即螺旋形和双金刚石形态，这是在嵌段共聚物中发现的周期性双连续结构。利用可压缩的液滴模型，我们评估他们的表面和库仑能量，并表明有一个机会的回旋外观附近的过渡点从一个圆柱体到一个平板。原子核和聚合物系统之间的这种有趣的类比不仅仅是定性的。两个系统在相变时的体积分数也相似。虽然最初列出的五种形状长期以来一直被认为是所谓的核面食在亚核密度的唯一主要成分，我们的研究结果意味着，这可能不是这种情况下，并建议核面食，包括gyroid阶段需要更详细的研究。
2009-09-17 astro-ph.HE cond-mat.soft nucl-th
Low density nuclear matter with quantum molecular dynamics : The role of the symmetry energy
我们研究了与同位旋相关的核力对中子星内壳中pasta相的影响。为此，我们模拟地壳的量子分子动力学（QMD）的框架内。为了最大限度地提高数值性能，一个新开发的代码已经在GPU处理器上实现。作为地壳研究的第一个应用程序，我们调查的依赖性的特定面食阶段的相互作用的同位旋依赖性，包括在这个部门的相互作用的非线性项。我们的研究结果表明，在早期的研究相比，面食相的相图是不是很敏感的同位旋效应。我们发现，提取的同位旋参数，如不对称能量和斜率的数值数据的影响，高阶项的不对称依赖的能量每个粒子。此外，从意大利面到均匀相的快速过渡被观察到，即使是典型的超新星环境的质子-中子比。
2016-08-25 astro-ph.SR nucl-th
Effects of Neutrino Trapping on Thermodynamic Properties of Nuclear ``Pasta''
本文研究了在中微子简并气体存在下，物质在亚核密度下的几何结构。采用可压缩液滴模型，考虑了球形、圆柱形和平面形晶核以及球形和圆柱形晶核气泡的结晶相。该模型允许的不确定性轻子分数$Y_{\rm L}$除了那些在核表面张力$E_{\rm surf}$和质子化学势在体中子物质$μ_{\rm p}^{(0)}$。在零温度下获得的相图表明，只有具有棒状和板状核的相在典型的$Y_{\rm L}$、$E_{\rm surf}$和$μ_{\rm p}^{(0)}$值下出现，而气泡相，特别是具有球形气泡的气泡相，最好是在假设的较低的$Y_{\rm L}$和/或$E_{\rm surf}$值下出现。对于棒状和板状核，热致位移计算从各自的弹性常数。研究发现，在超新星核心的温度下，热涨落会破坏板状核的层状晶格，几乎与核模型和中微子简并度无关。
2000-08-07 astro-ph nucl-th
Some nuclear physics aspects of core-collapse supernovae
在这里，我回顾一些核物理方面的核心坍缩超新星中微子。研究超新星中的中微子发射和相互作用对我们理解爆炸机制、重元素核合成和脉冲星自行都是至关重要的。本文讨论了致密核物质中中微子不透明度的降低对超新星中微子发射的影响，以及它们对延迟超新星爆炸机制和富中子重元素合成的意义。我还讨论了弱相互作用中宇称破缺对超新星中微子发射的影响及其对脉冲星自行的影响。
1998-02-19 astro-ph nucl-th
Nuclear Waffles
在超新星和中子星中发现的密集的富含中子的物质预计会形成复杂的不均匀相，称为核面食。面食形状取决于密度、温度和质子分数，并决定了超新星和中子星壳的许多输运性质。我们使用两个最近开发的混合CPU/GPU代码进行大规模的分子动力学（MD）模拟与$51200$和$409600$核子的核面食。从MD模拟的输出，我们描述的拓扑结构和计算两个可观的径向分布函数$g(r)$和结构因子$S(q)$，系统的质子分数$Y_p=0.10, 0.20, 0.30$和$0.40$在约三分之一的核饱和密度和温度附近的$1.0$兆电子伏。我们观察到，两个最低的质子分数系统模拟，$Y_p=0.10$和$0.20$，迅速平衡，形成液体状结构。同时，两个更高质子分数的系统，$Y_p=0.30$和$0.40$，需要更长的时间来平衡和组织自己在固体状的周期性结构。此外，$Y_p=0.40$系统由通过缺陷互连的板（千层面相）组成，而$Y_p=0.30$系统由一堆穿孔板（核华夫饼相）组成。在我们的MD模拟质子分数$Y_p\ge0.30$的周期性配置中观察到的质子和中子的结构因子$S(q)$，这涉及到超新星和中子星地壳的许多输运性质的重要后果。对华夫相及其结构如何取决于温度、模拟尺寸和筛选长度的详细研究表明，有限尺寸效应似乎受到控制，而且华夫相中的板在略高于$1.0$ MeV的温度下合并，板中的孔在略低于$1.0$ MeV的温度…
2014-11-03 astro-ph.HE nucl-th
Expected impact from weak reactions with light nuclei in core-collapse supernova simulations
我们研究了轻核团簇在核心坍缩超新星模拟中的作用。反应速率的表达式开发了一个大的选择带电电流的吸收和散射过程与轻团簇。在平均场水平考虑介质修改。我们探讨了可能的影响超新星动力学和中微子信号的质量吸积阶段之前，可能的爆炸开始，以及在随后的质子中子星deleptnoization爆炸开始后，已经推出。
2015-12-01 astro-ph.HE nucl-th
Flavor Oscillations in Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星是研究中微子物理学许多方面的独特实验室。核心坍缩超新星中原中子星附近的特征是大物质和中微子密度。这个区域的一个显著特征是中微子-中微子相互作用的影响。随后的非线性多中微子系统的性质进行检查，特别强调其集体行为和对称性。中微子的性质和相互作用的r-过程核合成，可能发生在超新星环境的影响进行了讨论。
2012-09-26 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Competition of electron capture and beta-decay rates in supernova collapse
我们用大尺度壳层模型技术计算了不同pf壳层核的超新星电子俘获和β衰变速率。我们发现，伽莫夫-泰勒强度分布的质心已经系统性地错位在以前的速率估计。我们的总电子俘获率明显小于目前采用的核心坍缩计算，而总β衰变率变化较小.我们的计算表明，当电子重子比Ye=0.42-0.46时，β衰变率大于竞争电子俘获率.
1998-11-26 astro-ph nucl-th
Properties of a relativistic equation of state for collapse-driven supernovae
研究了相对论性核多体理论导出的中微子驱动超新星的相对论性物态方程的性质。近年来，相对论性状态方程表已成为超新星爆炸数值模拟的一套新的物理状态方程。我们利用超新星核心的引力坍缩和反弹的广义相对论流体力学来检验这个状态方程表。为了在动力学条件下研究致密物质，我们对一系列的先驱体模型进行了简化计算，即采用固定电子分数的绝热坍缩来计算核心坍缩和反弹。这是为了给我们提供瞬时爆炸的“近似模型”。我们研究了坍缩和反弹过程中的化学量和成分的分布。我们还进行了计算与Lattimer-Swesty状态方程比较致密物质的性质。作为一个衡量的刚度的状态方程，我们研究的即时爆炸与电子捕获完全抑制的爆炸能量。本文研究了相对论状态方程所得到的物理量的导数，讨论了丰中子环境中的对流条件，这在缓发爆炸中可能是重要的。
2003-10-16 astro-ph nucl-th
Effect of the Nuclear Equation of State on Relativistic-Turbulence Induced Core-Collapse Supernovae
核物质状态方程是核塌缩超新星演化的重要组成部分。在本文中，我们做了各种状态方程在文献中的调查，并分析它们的球形核心崩溃模型的效果，其中三维湍流的影响是由一个广义相对论的超新星湍流降维（STIR）公式模拟。我们表明，爆炸的可行性是很EOS依赖，它最好的相关性与早期的内部熵密度的原始中子星。我们检查，这一结果是不祖依赖，虽然低质量的祖细胞显示不同的爆炸性能，由于不同的崩溃前的核组成。在我们的一维湍流模型中，较大的中心熵也会引起更剧烈的原中子星对流，以及更宽的对流层。
2022-01-17 astro-ph.HE nucl-th
Charged current neutrino interactions in core-collapse supernovae in a virial expansion
核心坍缩超新星可能敏感地依赖于在温暖的低密度富中子物质中的带电中微子相互作用。在富中子物质中，质子比中子束缚得更紧。该能量移动ΔU增加了ν_e + n --> p + e中的电子能量，从而增加了可用的相空间和吸收截面。同样，ΔU降低了\bar v_e + p --> n + e^+中的正电子能量，从而减小了相空间和截面。我们用一个与模型无关的维里展开计算了ΔU，发现在低密度下，ΔU比许多平均场模型的预测大得多。因此，ΔU可能对超新星中的带电中微子相互作用有重大影响。对核心坍缩超新星吸积相的初步模拟发现，ΔU增加了\bar的ν e能量，降低了ν e光度。
2012-12-18 astro-ph.HE nucl-th
Numerical modeling of core-collapse supernovae and compact objects
大质量恒星（M> 10 Msun）由于引力坍缩而以壮观的爆炸结束生命。坍缩将恒星变成致密的物体，如中子星和黑洞，并喷出宇宙射线和重元素。尽管这些天体物理事件的重要性，超新星爆炸的机制一直是天体物理学中未解决的问题。这是因为超新星动力学的澄清需要极端条件下的核和中微子物理学的全面知识，以及多维中微子辐射流体动力学的大规模数值模拟。这篇文章是一个简短的概述的理解（困难）的超新星机制，通过最近的进展，在超级计算设施的数值模拟。利用核物理的数值研究方法，跟踪具有中微子发射的致密天体的演化，揭示大质量恒星中的中微子星/黑洞的诞生过程。
2012-12-26 astro-ph.HE nucl-th
Constraining the supersaturation density equation of state from core-collapse supernova simulations - Excluded volume extension of the baryons
在这篇文章中，过饱和密度状态方程（EOS）的作用进行了探讨，在模拟失败的核心坍缩超新星爆炸。因此，核状态方程是通过一个单参数的重子排除体积描述，考虑到他们的有限和增加的体积随着密度超过饱和密度。选择参数，使得所得到的超新星EOS代表极端情况，在过饱和密度下具有高压变化，其特征在于参考情况的极端硬和软EOS变体，即不排除体积校正。与中心密度超过饱和密度数倍的中子星内部不同，核心坍缩超新星的中心密度仅略高于饱和密度。因此，过饱和密度EOS对超新星动力学以及中微子信号的影响可以忽略不计。它主要是从低密度和中密度域确定的，在这种广义的排除体积方法中保持不变。
2016-04-06 astro-ph.HE nucl-th
Core-collapse supernovae and neutrino properties
我们强调在超新星中微子领域的发展。我们讨论了未来的观测的重要性，通过运行和即将进行的实验，从下一个超新星的中微子信号，以及弥漫的超新星中微子背景。
2022-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
The Core-Collapse Supernova Explosion Mechanism
核心坍缩超新星的爆发机制是恒星天体物理学中一个长期存在的问题。我们简要地概述了解决方案的主要竞争者，并回顾了最近的努力，通过多维模拟核心坍缩超新星爆炸模型。我们讨论了几个建议，解决问题的失踪或延迟中微子驱动的爆炸在三维超新星模型，包括-除其他外-在对流燃烧壳的微观物理和大种子扰动的变化。重点是中微子驱动的机制，我们总结了目前的努力，预测超新星爆炸和残留物的第一性原理模型的基础上，更多的唯象方法。
2017-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Core-collapse supernovae and supernova neutrinos
Monash University（莫纳什大学）
本文概述了核坍缩超新星的现代理论，重点讨论了中微子和多维流体动力学在驱动爆炸中的作用，以及核物理和中微子相互作用率的关键影响。
2026-05-26 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
The Role of Collective Neutrino Flavor Oscillations in Core-Collapse Supernova Shock Revival
我们探讨了由于中微子-中微子相互作用引起的集体中微子味振荡对停滞核塌缩超新星激波后中微子加热的影响。我们进行轴对称（2D）辐射流体动力学核心坍缩超新星模拟，跟踪的第一个400毫秒后核心反弹的演变在11.2太阳质量和15太阳质量的祖星。使用这些二维模拟的输入，我们进行中微子味振荡计算在多能量单角度和多角度单能量近似。我们的研究结果表明，风味转换不会设置，直到接近或以外的失速冲击，提高加热不超过百分之几，在最乐观的情况下。因此，我们得出结论，标准的核心坍缩超新星的反弹前爆炸动力学仍然不受中微子振荡。在高电子密度区域的多角度效应可以进一步抑制集体振荡，加强我们的结论。
2012-02-01 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
The equation of state and composition of hot, dense matter in core-collapse supernovae
状态方程和物质的组成计算典型的条件下，在核心坍缩超新星的预塌缩和早期坍缩阶段。的组合物的核统计平衡的假设下进行评估，当该物质被认为是一个“几乎”的理想气体，由于核的热激发的修正，自由核子简并，库仑和表面能修正。对这些修正的说明使我们能够得到密度略低于核物质密度的成分。通过与Shen等人发展的状态方程的比较，我们考察了最近大多数超新星状态方程所用的一个代表核的近似。我们发现，广泛分布在核图表的组成是不同的，取决于质量公式，而消耗量是相当接近的沈的状态方程。
2009-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
