PUSHing core-collapse supernovae to explosions in spherical symmetry V: Equation of state dependency of explosion properties, nucleosynthesis yields, and compact remnants
在本系列的第五篇论文中，我们使用参数化的球对称爆炸方法PUSH来研究八种不同的核状态方程（EOS）的影响。我们提出并讨论了爆炸性质和详细的核合成产额，并预测了所有模拟的残余物（中子星或黑洞）。为此，我们进行了两组模拟。第一，使用SFHo状态方程对11至40 M $_{\odot}$的非旋转恒星在三种不同金属丰度下进行了完整的研究。第二，一套模拟的四个祖先（16 M $_{\odot}$在三个金属丰度和25 M $_{\odot}$在太阳金属丰度）为八个不同的核EOS。我们比较我们预测的爆炸能量和产量观察到的超新星和贫金属恒星HD~84937。我们发现爆炸性质和核合成产率的EOS依赖的差异。然而，与观察结果相比，这些差异还不足以排除本工作中考虑的任何EOS。
2022-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
The physics of Core-Collapse Supernovae: explosion mechanism and explosive nucleosynthesis
本文综述了核心坍缩超新星的1D和3D模拟进展，探讨了大质量恒星演化、爆炸机制、激波传播及各阶段的不确定性，并说明了爆炸的典型核合成产物。
2024-03-19 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
The Collapse and Three-Dimensional Explosion of Three-Dimensional, vis à vis One-Dimensional, Massive-star Supernova Progenitor Models
核心坍缩超新星的爆炸结果和诊断敏感地依赖于恒星祖先的性质，但迄今为止，大多数研究都只集中在一维，球对称的大质量恒星祖先。我们提出了一些第一个核心坍缩超新星模拟的三维大质量恒星超新星的祖先，一个12.5-和15-M $_{\odot}$模型，在三维演化从崩溃反弹通过爆炸与辐射流体动力学代码F{ \sc{ornax} }。我们比较使用那些从三维祖细胞的三维模拟的球对称，一维祖细胞相同的质量。我们发现，在大质量恒星演化的最后阶段，三维演化的模型更容易发生爆炸。在这些多维初始模型中产生的湍流作为种子湍流，促进激波复活。对引力波和中微子信号的探测可以揭示反弹前湍流的特征。
2022-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Mass-loss histories of Type IIn supernova progenitors within decades before their explosion
我们提出的IIn型超新星的祖先在几十年内，他们的爆炸前的质量损失特性的系统研究结果。本文应用解析光变曲线模型对11个Ⅰ_n型超新星的辐射热光变曲线进行了计算，导出了星周介质的性质。我们重建的质量损失历史的基础上估计的星周介质的属性。估算的质量损失率大多高于1 e-3 Msun/yr，与其它方法得到的结果一致。在爆炸前的几十年内，质量损失率经常很高。这表明存在某种机制来维持IIn型超新星祖先的高质量损失率至少在爆炸前几十年。因此，在一些IIn型超新星祖先中观察到的较短的爆发性质量损失事件并不总是造成其致密的星周介质。此外，我们发现，IIn型超新星的祖先可能倾向于增加他们的质量损失率，因为他们接近爆炸的时间。我们还展示了我们的分析预测和数值结果之间的详细比较。
2014-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Explaining the morphology of supernova remnant (SNR) 1987A with the jittering jets explosion mechanism
我们发现超新星（SN）1987 A的遗迹与四个超新星遗迹（SNRs）有一些共同的形态特征，这些超新星遗迹都有喷流成形的特征，由此我们加强了喷流在SN 1987 A爆炸中发挥了关键作用的说法。一些形态特征也出现在行星状星云中，在那里可以观察到喷流。超新星爆发的爆发机制可以解释SN 1987 A的结构，即：SNR 1987 A。我们进行了初步的尝试，以量化的质量，是通过一个吸积盘或带吸积到新生的中子星的角动量的波动。吸积盘/吸积带发射的喷流爆炸了核心坍缩超新星（CCSNe）。吸积盘/带的弛豫时间与抖动喷流爆炸机制中典型的喷流发射事件的持续时间相当，因此盘/带没有时间弛豫。我们认为，这可能解释不平等的两个相反的射流，后来导致不平等的两侧的细长结构的信噪比的CCSNe。我们重申我们先前的呼吁，即从中微子驱动的爆炸到CCSNe的喷气驱动的爆炸的范式转变。
2018-04-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The observed neutron star mass distribution as a probe of the supernova explosion mechanism
观测到的中子星（NS）质量分布反映了核心坍缩超新星爆炸的物理学和在演化末期产生它们的大质量恒星的结构。我们提出了一个贝叶斯分析，直接比较NS质量分布观察到的双NS系统NS形成的理论模型。我们发现，与标准的二进制质量比分布的模型是强烈的首选独立挑选的质量从初始质量函数，虽然推断的强度取决于目前的假设是否识别的残余物的主星和次级星是正确的。第二，NS形成模型没有质量回落的青睐，因为它们减少了NS群众的分散。因此，双NS系统的质量直接指向超新星爆炸开始的质量坐标，使它们成为超新星爆炸机制的优秀探针。如果我们假设没有后退，只是改变分离残骸和超新星喷出物的质量坐标，我们发现对于太阳金属丰度恒星，爆炸最有可能在铁核的边缘发生，其比熵约为2.8 kB。我们研究的主要局限是对超新星爆发机制的认识不足，缺乏大麦哲伦星云SN型爆发对太阳金属丰度的广泛影响。
2012-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Combustion in thermonuclear supernova explosions
Ia型超新星与白矮星的热核爆炸有关。燃烧过程在核反应中转化物质，释放出爆炸恒星所需的能量。与此同时，它们产生放射性物质，为辐射提供动力，并引起可观测物质的形成。因此，燃烧过程的物理机制，在这里审查，是理解这些天体物理事件的关键。理论建立了两种不同的燃烧前沿传播模式：亚音速爆燃和超音速爆震。两者都被认为在热核超新星中起着重要作用。讨论了爆燃和爆轰的物理本质和理论模型，并给出了数值实现。由于这些现象涉及的空间尺度范围很广，因此出现了一个特别的挑战。燃烧波及其与流体流动和不稳定性的相互作用都不能在模拟中直接解决。大量的建模工作需要一致地捕捉这样的效果和相应的技术进行了详细讨论。它们构成了现代热核超新星爆炸多维流体动力学模拟的基础。简要地提到了热核超新星爆炸中的爆燃转爆轰问题。
2017-03-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
A 3D Simulation of a Neutrino-Driven Supernova Explosion Aided By Convection and Magnetic Fields
我们研究的影响，一个小规模的发电机在核心坍缩超新星使用的3D中微子磁流体动力学模拟的$15 M_\odot$祖。弱种子场放大指数的增益区一旦中微子驱动的对流发展，并保持主导的小尺度结构。关于反弹后的$250\, \mathrm{ms}$，增益区的场能量达到动力学均分的$\mathord{\sim} 50\%$。这支持了中微子驱动的爆炸与适度的全球各向异性的发展，这不会发生在相应的模型没有磁场。我们的研究结果表明，磁场可能在中微子驱动的超新星中发挥有益的辅助作用，即使没有快速的祖旋转。需要进一步研究超新星核心中磁流体动力学湍流的性质。
2020-08-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry III: Nucleosynthesis Yields
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），可以再现各种爆炸前模型的核心坍缩超新星的许多特征。该方法是基于中微子驱动的机制，遵循崩溃，反弹和爆炸。我们的核合成预测模型有两个关键方面。首先，质量削减和爆炸能量同时出现在模拟中（确定每个恒星模型的铁族喷出物的数量）。第二，中微子和物质之间的相互作用被一致地包括在内（设置最里面的喷射物的电子分数）。在本文中，我们使用Ebinger等人（2018）成功的爆炸模型，其中包括两套太阳金属丰度的爆炸前模型，组合质量在10.8和120 M $_{\odot}$之间。我们进行系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量。由此产生的$^{56}$镍喷出物是在总体上与正常的核心坍缩超新星的观测值。铁组产额也与贫金属恒星HD84937的丰度一致。我们还提出了一个比较我们的结果与观测趋势的α元素铁的比例。
2018-12-10 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
How Turbulence Enables Core-Collapse Supernova Explosions
核心坍缩超新星（CCSN）理论的一个重要结果是，球对称的一维模拟通常不会爆炸，但多维模拟经常爆炸。数值研究表明，湍流缓解了爆炸的条件，但如何没有完全理解。我们开发了一个中微子驱动的对流湍流模型，并表明，这种湍流模型减少了约30%的爆炸条件，与多维模拟一致。此外，我们确定哪些湍流条款使爆炸。与先前的建议相反，湍流冲压压力不是减少爆炸条件的主导因素。相反，有许多影响因素，冲压压力只是其中之一，但占主导地位的因素是湍流耗散（TD）。首先，TD提供额外的热量，增加显着的热压，并减少爆炸的条件。这种TD功率的来源是湍流动能，其最终从不稳定对流廓线的较高电势获得其能量。结合爆炸条件研究湍流模型可以获得仅通过分析复杂的多维模拟难以获得的洞察力。爆炸条件提供了一个明确的诊断来解释为什么恒星爆炸，湍流模型允许我们探索湍流如何使爆炸。虽然我们发现湍流耗散是成功的超新星爆炸的重要贡献者，但重要的是要注意，这项工作在某种程度上是定性的。因此，我们提出了一些方法来进一步验证和验证我们的预测与多维模拟。
2019-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova Explosions of Super-Asymptotic Giant Branch Stars: Multicolor Light Curves of Electron-Capture Supernovae
电子俘获超新星（Electron-capture supernova，ECSN）是一颗主序质量为$M_{\rm ms}\sim7-9.5M_\odot$的超渐近巨星分支（super-asymptomatic giant branch，SAGB）恒星的核心坍缩超新星（core-collapse supernova，CCSN）爆发。爆炸发生在核心反弹和随后的中微子加热，是第一原理模拟成功产生的一个独特的例子。这使我们能够获得第一个自洽的CCSN的光变曲线。采用第一性原理模拟得到的爆炸特性，利用$1.5\times10^{50}$ erg的低爆炸能量和$2.5\times10^{-3}M_\odot$的小$^{56}$ Ni质量，对ECSNe进行了多群辐射流体力学计算，给出了不同包层质量和氢丰度的SAGB星的ECSNe的光变曲线。我们证明了一个激波爆发的峰值亮度为$L\sim2\times10^{44}$ erg/s，对于碳尘的情况，它可以蒸发高达$R\sim10^{17}$ cm的星周尘埃，ECSNe的平台亮度和平台持续时间分别为$L\sim10^{42}$ erg/s和$t\sim60-100$ d，在一个平台之后是一个亮度下降$\sim4$的尾部。ECSN显示了一个明亮而短暂的平台，与典型的II型一样明亮高原超新星，和一个微弱的尾巴，可能会受到新生脉冲星的自旋亮度下降。此外，理论模…
2013-06-20 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
A binary scenario for the pre-explosion outburst of the supernova 2010mc
我提出的可能性，爆炸前爆发（PEO）的类型IIn超新星2010 mc（PTF 10 tel）是由质量吸积到O主序星伴星。根据这一推测，超新星起源在爆炸前几个月内经历了一次快速膨胀。膨胀是由核心的能量泄漏驱动的，在爆炸前一年内发生了剧烈的氧核燃烧。这种膨胀引发了质量转移到二级恒星上。爆发的大部分额外能量来自~0.1Mo在次级恒星上的吸积。同样，以v~2000 km/s的速度流出的气体是从吸积的次级恒星发射的，很可能是在双极流出中。这个双星模型可以解释在较早的时间喷射出的较慢的星周介质，并解释在爆炸后5.8天的H α发射的红移峰值。我比较了SN 2010 mc的PEO的一些属性，其他恒星爆发，如恒星合并事件V838 Monocerotis和十九世纪的大规模恒星双星系统船底座伊塔大爆发。我推测，所有的IIn型超新星都把它们稠密的星周气体归功于双星的相互作用。
2013-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Core-Collapse Supernova Explosion Theory
大多数超新星爆炸伴随着大质量恒星的死亡。这些爆炸产生了中子星和黑洞，并喷射出太阳质量的重元素。然而，确定爆炸的机制是一个半世纪的旅程，非常复杂。在本文中，我们提出了我们的观点，这一理论探索和物理学和天体物理学的地位，其决议似乎取决于。延迟中微子加热机制正在成为一个强有力的解决方案，但在可以明确宣布胜利之前，仍然有许多问题需要解决，其中包括动力学的混乱。要详细回顾这一多方面的、长达半个多世纪的理论探索的所有方面是不可能的。相反，我们在这里绘制出爆炸的主要成分，以及我们目前看到的具有祖质量的可观测量的新兴系统学。我们的讨论必然会有部分是推测性的，许多想法可能无法经受住未来的审查。一些陈述可以被看作是关于众多观测值的明智预测，这些观测值正确地锻炼了天文学家对超新星宇宙的目击和诊断。重要的是，内部同样的爆炸，通过同样的机制，可以在光子中看起来非常不同，这取决于爆炸时恒星的质量和半径。一个10 $^{51}$ -erg（一个“贝特”）的红超巨星爆炸，它有一个巨大的富氢包层，一个减少的氢包层，没有氢包层，也许没有氢包层或氦壳层，看起来都很不同，但可能有相同的核心和爆炸演化。
2021-01-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Simple Approach to the Supernova Progenitor-Explosion Connection
我们提出了一种新的方法来了解景观超新星爆炸能量，喷射镍质量，和中子星出生质量。与其他最近的参数方法相比，我们的模型预测的中微子驱动的爆炸的基础上的崩溃前的恒星结构，而不需要流体动力学模拟的属性。该模型是基于物理动机的标度律和简单的微分方程描述的冲击波传播，收缩的中子星，中微子的排放，加热条件，和爆炸能量。使用模型参数兼容的多维模拟和成千上万的超新星祖先的细网格，我们得到一个杂色景观的中子星和黑洞形成类似于其他参数化的方法，并找到良好的协议与半经验措施的“爆炸性”的大质量恒星。我们预测的爆炸性能在很大程度上符合镍质量和爆炸能量之间的相关性。考虑到在爆炸阶段流出和下降流的共存，我们自然地得到爆炸能量和喷出物质量之间的正相关关系。这些相关性是相对稳健的参数变化，但我们的研究结果表明，有相当大的余地，在参数模型，以扩大或缩小黑洞和中子星形成的质量范围，并扩大或缩小爆炸能量。我们的模型目前仅限于一个全有或全无的处理回退，模型预测和观测约束之间仍然存在一些微小的差异。
2016-05-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
About ionization zones remaining after supernovae explosions
研究表明，超新星爆炸后留下的电离区可以提供有关爆炸机制的信息。
2017-11-03 astro-ph.SR
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
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
The mechanism of Supernova Ia explosion in elliptical galaxies
最近关于Ia型超新星速率的观测数据与双星群体合成的旧预测非常一致，并证实椭圆星系中绝大多数Ia型超新星（约99%）是通过总质量超过克拉塞卡极限的双星白矮星合并形成的。
2010-09-15 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Heliospheric Compression due to Recent Nearby Supernova Explosions
在地质和月球档案中广泛检测到的60 Fe为最近在$\sim 100$ pc内发生的超新星爆炸提供了令人信服的证据，大约在300万年和700万年前。这些爆炸产生的冲击波对日光层产生了深远的影响。我们进行新的计算，研究由于超新星爆炸的日光层的压缩。假设一个稳定的，但非各向同性的太阳风，我们探索了一系列的属性适合超新星的距离最近的60 Fe数据的启发，并为20 pc的超新星提出了在泥盆纪末期的质量approtions。我们研究的位置终止激波减速的太阳风和太阳风层顶，标志着之间的边界太阳风和超新星物质。压力平衡比例保持不变，与其他天体层的研究一致。太阳风各向异性对激波几何形状没有明显的影响。我们发现，超新星爆炸在50 pc（95 pc）导致太阳风顶位置在16 au（23 au）时，向前冲击波到达。因此，外太阳系直接暴露在爆炸中，但包括地球在内的内行星则没有。这一发现再次证实，超新星物质向地球的输送不是来自爆炸等离子体本身，而是来自超新星尘埃颗粒。在前向激波到达后，减弱的超新星爆炸将导致日光层逐渐反弹，使凯尔的$\sim100$ s膨胀到100 au以上。展望了今后的工作。
2022-05-03 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Core-Collapse Supernovae: Explosion Dynamics, Neutrinos and Gravitational Waves
几十年来，对超新星爆炸机制的探索一直是计算天体物理学中的一个突出挑战。模拟现在已经进展到一个阶段，在这个阶段，解决方案似乎接近，中微子和引力波信号从自洽爆炸模型变得可用。在这里，我们集中在超新星建模的最新进展之一，包括广义相对论在多维中微子流体力学模拟，并提出了最新的模拟结果为11.2和15太阳质量的祖。我们还提到3D效应是超新星物理学的另一个方面，有待进一步，更彻底的研究。
2011-12-08 astro-ph.SR
Type Ic core-collapse supernova explosions evolved from very massive stars
我们调查的可能性，一个超发光的Ic型核心坍缩超新星产生大量的56镍。主序星质量大于100 Msun且金属丰度为0.001 < Z < 0.004的超大质量恒星，预计会爆发为超亮的Ic型超新星。质量约为110 - 150 Msun且Z < 0.001的恒星，如果在脉动对不稳定性过程中失去了整个H和He层，则会爆炸为Ic型脉动对不稳定性超新星。我们评估的总喷出物的质量和产量的56镍，O和硅的核心坍缩超新星演化的非常大质量的恒星。我们采用43.1和61.1 Msun WO星Z=0.004的超新星祖先预计爆发的Ic型核心坍缩超新星。这些祖先在零年龄的主序中有110和250 Msun的质量。爆炸能量大于2 e52 erg的球形爆炸产生超过3.5 Msun 56 Ni，足以重现SN 2007 bi的光变曲线。爆炸的非球面性影响总喷出物质量以及56 Ni、O和Si的产率。110和250 Msun模型的非球形爆炸重现了SN 2007 bi的56 Ni产额。这些爆炸也将显示出大的速度分散。SN 2007 bi的爆炸可能是由一颗非常大质量的恒星演化而来的非球形核心坍缩超新星。
2013-12-26 astro-ph.SR
Direct anthropic bound on the weak scale from supernovae explosions
核心坍缩超新星的爆炸可能是因为被困的中微子将物质推出恒星包层。这个过程是直接控制的弱尺度$v$：我们认为，超新星爆炸的发生，只有当基本常数被调整在一个因素的几个$v \sim Λ_{\rm QCD}^{3/4} M_{\rm Pl}^{1/4}$，使中微子被困在超新星的时间与引力时标。我们提供了分析参数和模拟球面近似，需要更全面的模拟验证。上述结果对于基础物理学可能是重要的，因为核心坍缩超新星爆炸似乎是人类所需要的，因为它们传播了“生命”所必需的中等质量核。我们还研究了恒星燃烧，发现它并不提供人择边界的$v$。
2019-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
X-Ray Studies of Supernova Remnants: A Different View of Supernova Explosions
钱德拉前所未有的空间和光谱分辨率彻底改变了我们对超新星遗迹X射线发射的看法。在Cas A或Tycho等年轻的、以喷出物为主的天体上积累的优秀数据集提供了一个独特的机会，可以同时研究爆炸碎片的化学和物理结构以及爆炸前由前身形成的星周介质的特征。因此超新星遗迹可以对超新星爆炸物理学和超新星祖先的恒星演化场景的基本方面提出强有力的约束。这种超新星现象的观点完全独立于在光学波长上对遥远的河外超新星的研究，并与之互补。最近，由于对超新星光回波的探测和光谱跟踪，这两种技术的校准成为可能。在本文中，我将回顾在钱德拉的第一个十年中获得的超新星遗迹的最相关的结果，以及这些结果对超新星研究中的开放问题的影响。
2010-02-02 astro-ph.CO astro-ph.SR
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
The Final Fate of Supermassive $M \sim 5 \times 10^4 \; M_\odot$ Pop III Stars: Explosion or Collapse?
我们研究了在氦燃烧阶段由广义相对论不稳定性引起的超大质量（$5 \times 10^4 \;M_\odot$）III族恒星中超新星爆发的可能性。这种爆炸可能是在等熵核心早期收缩期间通过快速的氦燃烧而发生的。这样的爆炸将是可见的未来的望远镜，并可能破坏拟议的直接坍缩形成通道的早期宇宙超大质量黑洞。我们首先使用具有后牛顿近似的1D恒星演化代码模拟氢燃烧的恒星演化;在动力学崩溃点，我们切换到具有Misner-Sharpe度量的1D（广义相对论）流体力学代码。与以前的研究相反，我们在非旋转情况下没有发现爆炸，尽管我们的模型接近爆炸，但与以前的研究中的爆炸质量相似。当我们包括慢旋转时，我们发现一个爆炸模型，我们得出结论，可能存在其他爆炸模型，尽管它们可能很罕见。
2020-06-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A Subgrid-scale Model for Deflagration-to-Detonation Transitions in Type Ia Supernova Explosion Simulations - Numerical implementation
正常Ia型超新星（SN Ia）爆炸的一个很有希望的模型是质量为1000亿克拉塞卡的白矮星的延迟爆炸，其中燃烧开始为亚音速爆燃，并在爆炸的后期阶段转变为超音速爆炸。燃烧转爆轰（DDT）的机制尚不清楚，但最近已经确定了必要的条件。在爆炸的多维全明星模拟中，爆轰起始区域不能在空间上分辨。我们开发了一个亚网格尺度（SGS）模型DDTs在热核超新星模拟是符合目前已知的约束。DDT发生的概率是从在火焰附近的网格尺度上测量的湍流速度的分布和满足进一步的物理约束，如燃料分数和燃料密度的分形火焰表面积计算的。DDT判据的实现为延迟爆轰情景下热核超新星爆炸的模拟提供了坚实的基础。它考虑了目前已知的过渡的必要条件，并避免在模型中包含分辨率依赖的量。通过一个三维热核超新星爆炸的数值模拟，验证了DDT判据的有效性。
2013-07-30 astro-ph.SR
Implications of turbulence for jets in core-collapse supernova explosions
核心坍缩超新星（CCSNe）中的湍流最近被证明可以缓解激波复苏，但它也可能导致在新生的中子星（NS）周围形成间歇性的厚吸积盘或吸积带。吸积形态是沿极向形成两个低密度漏斗。然后，盘可能发射具有变化的轴向的射流，即，抖动的喷气机，通过两个相反的漏斗。在这种抖动喷流机制中，喷流的能量贡献可能导致爆炸能量E>10^51erg，即使失速激波没有复活。我们加强了抖动射流机制作为CCSNe的一种可能的爆炸机制。
2015-05-05 astro-ph.SR
Supernova explosions of runaway stars and young neutron stars above the Galactic plane
本文通过追踪逃逸OB星在银河系引力势中的运动，研究其超新星爆发的空间分布，并表明高银纬中子星Calvera可能起源于逃逸OB星，同时发现高银纬处核心坍缩超新星遗迹多于Ia型超新星遗迹。
2025-06-16 astro-ph.SR
Type IIP supernova 2008in: the explosion of a normal red supergiant
IIP型超新星的爆发能量和喷出物质量构成了爆发机制理论的基础。到目前为止，这些参数只确定了七个事件。IIP型超新星2008 in是另一个观测良好的事件，详细的流体动力学模型可以用来推导超新星参数。利用流体动力学模型描述了光球层的辐射热光变曲线和膨胀速度。氢离子化和激发的时间依赖性模型被施加到模型的H α和H β线的轮廓。我们发现一个喷出物的质量为13.6兆太阳，爆炸能量为5.05 × 10^50尔格，超新星前半径为570朗日，放射性Ni-56的质量为0.015兆太阳。估计的祖先质量为15.5 Msun。我们发现了一个问题的Halpha和Hbeta的描述在早期阶段，这是不能解决的球对称模型。SN 2008 in的前超新星是流体动力学模拟研究的8颗IIP型超新星中质量最小的正常红超巨星。在这个样本中没有祖先质量<15 Msun的IIP型超新星的问题仍然存在。
2013-06-21 astro-ph.SR
Type IIP Supernova 2009kf: Explosion Driven by Black Hole Accretion?
利用流体动力学模型研究了异常亮型IIP超新星（SN）2009 kf。假设Ni-56质量等于0.4兆太阳的上限，我们推导出喷出物质量的最佳值为28.1兆太阳，爆炸能量为2.2x10^{52} erg，超新星前半径为2x10^3 Rsun。我们分析了消光和Ni-56质量的不确定性的影响，并得出结论，喷出物的质量和爆炸能量不能显着减少相比，最佳值。SN 2009 kf的巨大爆炸能量表明，爆炸是由高能超新星SNe Ibc（hypernovae）中相同的机制引起的，即，通过快速的吸积盘进入黑洞。喷出物的质量加上黑洞的质量和恒星风损失的质量，产生了大约36 Msun的原始质量。我们提出了一个方案，其中大规模的双演化可能会导致SN 2009 kf事件。
2010-09-23 astro-ph.SR
General Relativistic Explosion Models of Core-Collapse Supernovae
我们目前的结果，从第一代多维广义相对论中微子流体动力学模拟核心坍缩超新星。与使用纯牛顿近似或“有效引力势”方法计算的模型进行比较，发现加热条件和引力波谱存在明显的定量差异。我们的研究结果强调了广义相对论在超新星问题中的重要作用（这似乎与其他重要因素，如维数和状态方程），无论是我们的爆炸动力学的理解，以及可观察到的签名的预测。
2011-12-08 astro-ph.SR gr-qc
Equilibrium constants of nuclear reactions in supernova explosions
我们研究的变化，在质子转化为中子的\b{eta}衰变反应，发生在崩溃的大质量恒星的铁的核心之前，II型超新星爆炸的内部旋转能量。考虑电子、质子、中子和中微子的系综进行\b{eta}衰变反应，将质子和中子看作三原子转子，计算平衡常数，得到质子-中子转换过程中转动能的变化.我们估计了各种条件下的这种变化，并与超新星爆炸释放的能量进行了比较。
2021-04-04 astro-ph.SR nucl-th
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
The explosion of supernova 2011fe in the frame of the core-degenerate scenario
我们认为，Ia型超新星（SN Ia）SN 2011 fe的属性可以在核心简并（CD）方案的框架内得到最好的解释。在CD方案中，一颗白矮星（WD）与一颗渐近巨星分支（AGB）恒星的核心合并，形成一颗快速旋转的WD，其质量接近或超过爆炸的临界质量。快速旋转可防止立即塌陷和/或爆炸。旋转下降超过0-10陀螺仪的时间带来的WD爆炸。一个非常长的延迟爆炸后结晶阶段，持续约2 Gyr导致形成一个高度富集碳的外层。这可以解释SN 2011 fe移动最快的喷出物的富碳成分。在得出CD方案最能解释SN 2011 fe观测到的性质的结论时，我们考虑了它的特殊性质，如一个非常紧凑的爆炸物体和移动最快的喷出物的富碳成分，以及SNe Ia的一般性质。
2013-10-10 astro-ph.CO astro-ph.SR
Integral field spectroscopy of supernova explosion sites: constraining mass and metallicity of the progenitors - I. Type Ib and Ic supernovae
利用UH 88/SNIFS和Gemini-N/GMOS获得了邻近星系中11个Ib/c型超新星爆发点的积分场谱。积分场光谱的使用使我们能够获得爆炸现场的空间和光谱信息，允许识别超新星祖星的母恒星星族。母星族的光谱通过强线方法提供金属丰度测定，并通过与简单的恒星星族（SSP）模型比较获得年龄估计。我们采用这些信息作为超新星祖先的金属丰度和年龄，假设它与母恒星星族是同时代的。恒星的年龄与其寿命相对应，从而给出了其初始质量的估计。用这种方法，我们能够确定Ib型和Ic型超新星的祖星的金属丰度和初始（ZAMS）质量。我们发现，平均而言，SN Ic爆炸地点比SN Ib地点更富含金属和更年轻。由母恒星星族年龄得到的原始恒星质量表明，SN Ic比SN Ib有更多质量的原始恒星。此外，我们还发现一些SN祖先的质量小于~25 Msun，这表明它们可能是在一个近距离双星系统中的恒星，通过双星相互作用失去了它们的外层，产生Ib/c超新星，而不是单个的沃尔夫-拉叶星。这些发现支持了目前的建议，即二元和单一的祖通道都在产生Ib/c型超新星。这项工作也证明了积分场光谱学在调查超新星环境和活跃的恒星形成区域的力量。
2013-05-06 astro-ph.CO astro-ph.SR
Probing thermonuclear supernova explosions with neutrinos
目的：本文给出了两种典型Ia型超新星爆炸模型的中微子光变曲线和能谱：纯爆燃和延迟爆轰。研究方法：我们计算中微子通量从$β$过程使用核统计平衡丰度卷积近似中微子谱的单个核和热中微子谱（对+等离子体）。结果如下：虽然这两个被认为是热核超新星爆炸的情况下，预计将产生几乎相同的电磁输出，它们的中微子签名似乎有很大的不同，这使得一个明确的识别爆炸机制：一个纯粹的爆燃产生一个单一的中微子光变曲线的峰值，而第二个最大的特点是延迟爆炸。我们确定了以下中微子信号的主要贡献者：（1）来自电子捕获（特别是质子Co 55和Ni 56）的弱电子中微子发射以及热核火焰和/或爆炸前沿产生的大量β活性核，（2）来自中子正电子捕获的电子反中微子，以及（3）来自对湮灭的热发射。我们估计，在1千秒差距的距离纯爆燃超新星爆炸将触发约14个事件在未来的50千吨液体闪烁探测器和约19个事件在0.5万吨水切伦科夫型探测器。结论：虽然与核心坍缩超新星相比，中微子只携带热核超新星爆炸中产生的能量的一小部分，但SN Ia中微子信号提供的信息使我们能够明确区分不同的可能爆炸场景。这些研究将成为可行的下一代拟议的中微子观测站。
2011-03-27 astro-ph.SR hep-ex hep-ph
