Accelerating Our Understanding of Supernova Explosion Mechanism via Simulations and Visualizations with GenASiS
核心坍缩超新星是宇宙中最强大的爆炸之一，在几十秒的时间尺度上释放出大约$10^{53}~\mbox{erg}$的能量。这些爆炸事件也是大多数重元素产生和传播的原因，使我们所知的生命成为可能。然而，它们究竟是如何工作的仍然没有得到解决。其中一个原因是自洽、多物理和多维核心坍缩超新星模拟的复杂性和成本，即使在我们今天拥有的最大的超级计算机上，这也是不切实际的，而且往往是不可能的。为了提高我们的理解，我们必须经常使用简化的模型，梳理出成功爆炸的最重要因素，同时帮助我们解释更高保真的多物理模型的结果。在本文中，我们调查的核心坍缩超新星环境中的不稳定性的作用。我们在这里提出了我们的代码GenASiS产生的模拟和可视化结果。
2015-09-29 astro-ph.HE astro-ph.IM
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
Failure of a neutrino-driven explosion after core-collapse may lead to a thermonuclear supernova
我们证明，$\sim10\,\textrm{s}$后的核心坍缩的大质量恒星，热核爆炸的外壳是可能的一些（调谐）的初始密度和成分的配置文件，假设中微子未能爆炸的恒星。爆炸可能会导致一个成功的超新星，首先建议由伯比奇等人。我们进行了一系列的一维（1D）计算的坍缩大质量恒星简化的初始密度分布（类似于恒星演化计算的结果）和各种成分（不类似于1D恒星演化计算）。我们假设中微子逃逸对外层的影响可以忽略不计，外层不可避免地会崩溃。当壳层坍塌时，它们会压缩并迅速升温，从而提高热核燃烧的速度。在某些情况下，当氦氧混合的壳层存在大量的$\lesssim100\,\textrm{s}$（$\approx10$乘以自由落体时间），热核爆炸波被点燃，使恒星的外层分离，导致超新星。释放的能量很小，$\lesssim10^{50}\,\textrm{erg}$，并且可以忽略不计的合成物质（包括$^{56}$ Ni）被喷射出来，这意味着这些一维模拟不太可能代表典型的核心坍缩超新星。然而，它们确实可以作为一个概念证明，即核心坍缩引起的热核爆炸是可能的，并且更现实的二维和三维模拟在当前的计算能力范围内。
2015-09-14 astro-ph.HE
Turbulence and magnetic field amplification from spiral SASI modes in core-collapse supernovae
定常吸积激波不稳定性（SASI）在核心坍缩超新星（CCSNe）爆炸阶段的现代模拟中起着核心作用。它可能是实现中微子动力爆炸的关键，并可能与中微子的出生特性（例如，反冲、自旋和磁场）到超新星动力学。使用高分辨率的磁流体动力学模拟，我们研究了湍流的发展，和随后的放大磁场在一个简化的模型后反弹的核心坍缩超新星环境。湍流是由SASI引起的二次不稳定发展而来的。我们的模拟表明，湍流的发展起着重要的作用，为随后的演变的SASI。湍流还通过一个小规模的发电机来放大微弱的磁场。
2012-03-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impact of neutrino pair-production rates in Core-Collapse Supernovae
在本文中，我们提出了一个仔细的研究中微子对生产的影响，核心坍缩超新星通过球对称，广义相对论模拟的两个不同的大质量恒星的祖先与能量依赖的中微子输运。我们探讨的影响和后果的基础微观物理和实施的辐射输运算法的超新星演化，中微子信号特性，和爆炸动力学。我们考虑了超新星中发现的两个主要中微子对产生过程，电子正电子湮没以及核子核子韧致辐射，并结合辐射输运算法中对这两个过程的简化和完整处理。我们发现，使用简化的处方定量影响中微子信号在10\%的水平和潜在的超新星动力学，因为我们显示的情况下，9.6 M $_\odot$祖。我们还表明，核子-核子韧致辐射相互作用的选择也可以对中微子信号产生定量的影响。一个自洽的处理与国家的最先进的微观物理的核心崩溃的精确模拟建议，但这里探讨的简化处理是计算要求较低，并在定性类似的演变结果。
2020-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
From the supernova to the supernova remnant: the three-dimensional imprint of a thermonuclear explosion
最近在超新星（SN）的三维建模的进展表明，爆炸的重要性的不对称性。这就要求重新考虑后续阶段的建模，超新星遗迹（SNR），这通常依赖于简化的喷出物模型。在本文中，我们桥接SN和SNR的研究，使用SN模拟的输出作为输入的SNR模拟进行到500年。我们考虑碳氧白矮星的热核爆炸作为Ia型SN的模型;具体来说，我们使用Seitenzahl等人2013年的N100延迟爆炸模型。为了分析形态的SNR，我们定位的三个不连续性，划定壳的冲击物质：正向冲击，接触不连续性，和反向冲击，我们分解它们的径向变化作为角尺度和时间的函数。假设环境介质均匀，我们发现SN对SNR的影响可能在数百年后仍然可见。以前的3D模拟旨在再现第谷的SNR，从球对称的初始条件开始，未能再现X射线中观察到的最大角尺度的结构。我们的新模拟强烈表明，缺失的成分是SN本身的初始不对称性。通过这项工作，我们建立了一种方法来评估SN模型的可行性的基础上产生的形态的SNR。
2019-04-17 astro-ph.HE
The Dependence of the Neutrino Mechanism of Core-Collapse Supernovae on the Equation of State
研究了核塌缩超新星的延迟中微子加热机制对状态方程的依赖性。使用一个简化的中微子物理参数化的中微子光度的治疗，我们探讨了爆炸时间，质量吸积率，和中微子光度之间的关系为15 Msun祖在1D和2D。我们测试了三种不同的状态方程，通常用于核心崩溃模拟：Lattimer和Swesty（1991）的模型，不可压缩性为180 MeV和220 MeV，和沈等的模型。（1998），以增加刚度。我们发现，对于一个给定的中微子光度反弹后的时间，直到爆炸增加的状态方程的刚度：拉蒂默和Swesty EOS爆炸更容易比沉等人。我们发现这在1D和2D，而所有的模型爆炸更容易在2D比在1D。我们还讨论了近似不稳定性标准的现实模拟的相关性。
2012-06-20 astro-ph.HE
Convective vortices in collapsing stars
本研究通过简化模拟探讨恒星坍缩期间对流涡旋的演化，发现峰值扰动幅度与坍缩前对流Mach数线性相关且与角波数成反比，壳层几何主要影响吸积时间尺度。
2024-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Pre-supernova evolution, compact object masses and explosion properties of stripped binary stars
大多数大质量恒星诞生于双星系统或更高阶的多重系统中，并在其一生中与伴星交换质量。特别是，大部分致密天体合并的祖先，以及银河系中子星（NS）和黑洞（BH）已经被双星伴星剥离了它们的外壳。本文利用恒星演化程序MESA研究了单颗双星和剥离双星到核坍缩的演化过程，并利用参数超新星模型研究了它们的最终命运。我们发现，剥离双星可以有系统不同的前SN结构相比，真正的单星，因此也不同的SN结果。这些差异的基础在核心氦燃烧结束时就已经建立起来，并一直保持到核心坍缩。我们发现一个非单调的模式NS和BH的形成作为CO核心质量的函数，这是不同的单一和剥离双星。就初始质量而言，大于35 Msun的单颗恒星都形成BH，而这种转变仅在70 Msun的剥离恒星中发生。平均而言，剥离的恒星产生较低的NS和BH质量，较高的爆炸能量，较高的反冲速度和较高的镍产额。在一个简化的人口合成模型，我们表明，我们的研究结果导致一个显着减少的速率BH-NS和BH-BH合并相对于NS和BH形成的典型假设。因此，我们预测此类合并事件的检出率较低，例如，比通常认为的更先进的LIGO我们进一步展示了如何在NS-BH质量分布的单一和剥离的明星的啁啾质量分布的紧凑的对象合并的功能。我们的研究结果的进一步影响进行了讨论失踪的红超巨星问题，可能的质量差距之间的NS和BH，X射线双星和观测推断的镍质量从Ib/c型和IIP SNE。[删节]
2020-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Are pulsars spun up or down by SASI spiral modes?
在大质量恒星的超新星爆炸过程中，脉冲星可能由于流体动力学不稳定性而向上或向下旋转。除了与双极爆炸相关的快速旋转情况外，恒星旋转可能会在离心力较小的更常见情况下影响大质量恒星的爆炸。使用二维模拟的简化设置在圆柱形的几何形状，我们研究的影响旋转的站立吸积激波不稳定性（SASI）和共转不稳定性，也被称为低T/ |W|。旋转对这些不稳定性的饱和振幅的影响取决于吸积流中的特定角动量和激波与中子星半径的比值。只有当这个比值足够大时，SASI的螺旋模式才随着旋转速度的增加而变得更加活跃。一个共转不稳定发展在大的旋转速率和影响的动态更显着，导致一个强大的单臂螺旋波。非轴对称不稳定性能够径向重新分配角动量，并影响脉冲星出生时的自旋。系统地研究了原始脉冲星的核心自转周期与初始脉冲星自旋的关系。估计了SASI测量的恒星自转速率，并对SASI测量的恒星自转速率进行了分析。当共转不稳定性发展时，快速旋转的祖细胞通过螺旋模式适度地向下旋转，小于$\sim 30\%$。鉴于观测对脉冲星诞生时自转周期的限制，这表明快速自转在大多数核心坍缩超新星中可能不会发挥重要的流体动力学作用。
2017-06-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stripped-envelope stars in different metallicity environments. II. Type I supernovae and compact remnants
条纹包层星可以被观测为沃尔夫-拉叶星（WR），或者是亮度较低的贫氢星，质量损失率较低，有透明风。这两种类型都是I型核心坍缩超新星（SNe）的潜在祖先。我们使用网格的核心崩溃模型从氦星在不同的金属丰度研究的影响，这些恒星产生的瞬变和残留物。我们研究了我们的核心坍塌模型的表面和核心性质，并采用三个标准研究了它们的可爆炸性。在预测爆炸的情况下，我们估计喷出物的质量，爆炸能量，镍质量和中子星（NS）的质量。否则，我们预测产生的黑洞（BH）的质量。我们构造了一个简化的布居模型，发现SNe和紧致天体的性质强烈依赖于金属丰度。喷出物的质量和爆炸能量为Ic型SNe最好的复制模型Z=0.04，表现出强风在核心氦燃烧。这意味着它们的质量损失率被低估了，或者Ic型SN祖先在爆炸前通过其他机制经历了质量损失。喷出物的质量，爆炸能量和镍质量的分布Ib型SNe没有很好地再现与WR质量损失的祖先模型，但更好地再现，如果我们假设没有质量损失的亮度低于最低WR星光度的祖先。我们发现，Ic型SNe变得更常见的金属丰度的增加，和绝大多数的Ib型SNe的祖先必须同向风剥离信封星。我们发现几个模型的崩溃前的CO质量高达$\sim 30 M_{\odot}$可能形成$\sim 3 M_{\odot}$ BH在回退SNe。这可能对我们理解SNe、BH和NS双星系统、X射线双星系统和引力波瞬变产生重要影响。
2022-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Influence of Magnetorotational Instability on Neutrino Heating: A New Mechanism for Weakly Magnetized Core-Collapse Supernovae
我们研究了磁旋转不稳定性（MRI）对弱磁化，快速旋转的核心崩溃的动力学的影响进行高分辨率的MHD模拟在轴对称与简化的中微子转移。我们发现，一个最初的子磁星类磁场是急剧放大的MRI，并大大影响其后的动态。虽然磁压不足以强到喷射物质，但放大的磁场有效地将角动量从高纬度转移到低纬度，这会由于额外的离心力而导致低纬度加热区的扩大。这会提高中微子加热的效率，最终导致中微子驱动的爆炸。这是一个新的核心坍缩超新星的场景，迄今为止从未被数值模拟证明。
2014-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Broadband non-thermal emission predictions based on 3D simulations of supernova explosions within active galactic nuclei jets
Universitat de València（瓦伦西亚大学）；Institut de Ciències del Cosmos (ICC), Universitat de Barcelona (IEEC-UB)（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）
本研究通过三维相对论流体动力学模拟结合非热辐射模型，预测活动星系核喷流中超新星与喷流相互作用的宽带非热辐射，发现中等功率喷流在<100Mpc处的射电、光学、X射线流量可探测，或能解释喷流结状结构及贡献TeV伽马射线。
2026-10-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Core-Collapse Supernova Search Strategy: GravitationalWaves and Low-Energy Neutrinos
核心坍缩的超新星预计会产生多信使信号。低能中微子和引力波对研究这些事件的爆发机制具有重要意义。这些事件的引力波的模拟和检测仍然是具有挑战性的，由于广泛的预期的祖先以及他们的随机性。本文提出了一种基于\cite{Halim2021}（arXiv：2107.02050）的结合低能中微子和引力波寻找核塌缩超新星的可能方法。我们讨论了如何利用中微子信号的时间剖面，以提高搜索效率。此外，我们描述了从几个探测器的中微子数据的组合。目标是提出一种策略，将中微子和引力波结合起来作为多信使搜索。
2021-10-29 astro-ph.HE astro-ph.IM gr-qc
Light Curve Models for SN 2009dc
利用超巨塞卡质量C-O白矮星（WD）和Ni-56质量等参数，建立了WD的简化爆炸模型。它们的光变曲线是通过求解一维辐射流体动力学方程得到的，并与超新星SN 2009 dc的观测结果进行了比较，以估计其性质。因此，SN 2009 dc的前身可能是一个2.2至2.4太阳质量的C-O WD，其中Ni-56的质量为1.2至1.4太阳质量，如果其宿主星系的灭绝可以忽略不计的话。
2013-02-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
New insights on the spin-up of a neutron star during core-collapse
一颗中子星诞生时的自旋可能会受到其大质量前身爆炸的不对称特征的影响。在反弹后的第一秒，静止吸积激波不稳定性（SASI）的螺旋模式能够重新分配角动量，并使一颗从非旋转祖先诞生的中子星自旋。我们的目标是评估这一过程的稳健性。我们进行二维数值模拟的简化设置在圆柱形的几何形状，调查的时间尺度上的动态是由螺旋或晃动模式为主。我们观察到，只有当初始激波半径与中子星半径之比超过一个临界值时，螺旋模式才占上风。在这种情况下，螺旋模式引起的激波的不对称程度和平均膨胀都随着这个比率单调增加，超过了人为施加晃动模式时获得的值。在2-3个SASI振荡的时间尺度下，SASI的动力学发生得足够快，足以影响爆炸前中子星的自旋。从模拟推导出的自旋周期相比有利的分析估计从测量的饱和振幅的SASI波。尽管我们的设置很简单，但数值模拟揭示了意想不到的随机变化，包括激波旋转方向的逆转。我们的结果表明，中子星的自旋上升的SASI螺旋模式是一个可行的机制，即使它是不系统的。
2015-11-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetorotational supernovae: A nucleosynthetic analysis of sophisticated 3D models
磁旋转超新星是一种罕见的核心坍缩超新星，其中磁场和旋转在爆炸动力学中起着核心作用。我们提出了后处理的核合成的国家的最先进的中微子MHD超新星模型，遵循爆炸后的几秒钟的演变。我们发现了三种不同的动力学机制来产生重r过程元素：i）在核心反弹之后立即喷射物质，ii）由于质子中子星形状的重新配置而在后期喷射的富含中子的物质，iii）在射流中心喷射出少量具有高熵的质量。我们研究了总的喷出物产额，包括不稳定核，如$^{26}$ Al，$^{44}$ Ti，$^{56}$ Ni和$^{60}$ Fe。获得的$^{56}$ Ni质量在$0.01 - 1\,\mathrm{M_\odot}$之间变化。后一个极大值与超新星观测相符。此外，我们所有的模型合成Zn质量与旧的贫金属恒星的观察。我们计算简化的光变曲线，以调查我们的模型是否可以成为超亮超新星的候选者。仅考虑核加热得到的峰值亮度达到几个$\sim 10^{43} \,\mathrm{erg\,s^{-1}}$。在一定条件下，我们发现一个显着的影响$^{66}$镍衰变链，可以提高峰值亮度高达$\sim 38\%$相比，模型只包括$^{56}$镍衰变链。这项工作加强了磁旋转超新星的关键作用的理论证据，以了解发生的超新星，超亮超新星，重元素的合成。
2022-11-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Propagating Uncertainties from Nuclear Physics to Gamma-rays in Core Collapse Supernovae
Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；Michigan State University（密歇根州立大学）；North Carolina State University（北卡罗来纳州立大学）；Triangle Universities Nuclear Laboratory（三角大学核实验室）；Theoretisch-Physikalisches Institut, Friedrich-Schiller-Universität Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学理论物理研究所）；Universitat de Valencia（瓦伦西亚大学）；University of Victoria（维多利亚大学）；Arizona State University（亚利桑那州立大学）；School of Physics, Engineering and Technology, University of York（约克大学物理、工程与技术学院）；Louisiana State University（路易斯安那州立大学）；Technische Universität Darmstadt（达姆施塔特工业大学）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung GmbH（德国重离子研究中心）；Max-Planck-Institut für Kernphysik（马克斯·普朗克核物理研究所）
本文探讨了通过核物理和天体物理不确定性最小化，利用超新星产率探测超新星引擎和致密物质物理的潜力。
2026-01-08 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Hypercritical Accretion, Induced Gravitational Collapse, and Binary-Driven Hypernovae
诱发引力坍缩（IGC）范式已成功地用于解释超新星（SNe）Ic与伽马射线暴（GRB）的伴生现象。它的前身是一个由碳氧（CO）核和中子星（NS）伴星组成的紧密双星系统。SN的爆炸导致NS伴星的超临界吸积，达到临界质量，从而导致其引力坍缩成为黑洞（BH），并随之发射伽玛暴。这个过程的第一个估计是基于一个简化的模型的二进制参数和邦迪-霍伊尔-利特尔顿吸积率。我们在这里提出的第一个完整的数值模拟IGC现象。我们模拟了CO星的核心坍缩和SN爆炸，获得了SN喷出物的密度和喷射速度。我们遵循的流体动力学演化的吸积材料落入Bondi-Hoyle表面的NS所有的方式，其纳入NS表面。当NS达到临界质量时，模拟上升到BH形成。对于适当的二元参数，IGC发生在短的时间尺度（100- 1000秒），由于在NS表面附近的光子捕获和中微子冷却的综合有效作用。我们还表明，IGC的情况下导致一个自然的解释，为什么伽玛暴只与SN IC完全不存在或很少氦。
2014-09-04 astro-ph.HE
Unveiling gravitational waves from core-collapse supernovae with MUSE
Leiden University（莱顿大学）；Utrecht University（乌得勒支大学）；Nikhef（尼赫夫国家粒子物理研究所）
MUSE管道利用卷积神经网络对核心塌缩超新星引力波进行分类，实现高效率的波形检测。
2025-12-04 astro-ph.HE astro-ph.IM
Implications for Post-Processing Nucleosynthesis of Core-Collapse Supernova Models with Lagrangian Particles
我们调查核心坍缩超新星（CCSN）核合成与自洽，轴对称（2D）模拟使用辐射流体动力学代码奇美拉。计算成本传统上限制了多维CCSN模型内的核组成的演变，至多是一个14种$α$ -网络，它只能跟踪从$^{4}$ He到$^{60}$ Zn的$(α,γ)$反应.这种简化的网络限制了精确地发展详细的成分和中子化或计算核能产生率的能力。拉格朗日示踪粒子通常用于扩展核网络演化，通过在后处理核合成计算中加入更真实的网络。然而，限制，如空间分辨率差的示踪剂粒子，不一致的热力学演化，包括错误估计的膨胀时间尺度，和不确定的多维质量切割结束时的模拟施加固有的不确定性，这种方法。我们提出了一个详细的分析，这种不确定性的影响，从恒星金属丰度，非旋转的祖先12 $M_\odot$，15 $M_\odot$，20 $M_\odot$，和25 $M_\odot$发起的四个自洽轴对称CCSN模型，并与较小的$α$ -网络的爆炸后超过1秒的发射。
2017-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Reconstructing Core-Collapse Supernova Gravitational-Wave Signals with Transdimensional Bayesian Inference
Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery (OzGrav)（引力波发现卓越研究中心）；Monash University（莫纳什大学）；University of Melbourne（墨尔本大学）
本研究采用跨维度贝叶斯推断框架tBilby，用正弦高斯子波和线性调频子波重建核心坍缩超新星引力波信号，最高获85%重叠度，可推断原中子星大小，为引力波天文学提供有力工具。
2026-08-07 astro-ph.HE
Hydrodynamical and radio evolution of young supernova remnant G1.9+0.3 based on the model of diffusive shock acceleration
利用三维流体动力学模型和宇宙线加速非线性动力学理论研究了银河系超新星遗迹（SNR）G1.9+0.3的射电演化。我们包括一致的数值处理磁场放大（MFA）由于共振流不稳定性。在假设SNR G1.9+0.3是位于银河系中心附近的Ia型超新星爆炸的结果下，使用广泛接受的爆炸能量10 $^{51}$ erg和喷出物质量1.4 $M_{\odot}$的值，计算了非热连续射电辐射。本文的主要目的是解释近几十年来观测到的射电通量增亮现象，并预测其未来的时间演化。我们估计，SNR现在是$\sim$ 120岁，在0.02厘米$^{-3}$的环境密度扩大，并解释其陡峭的无线电频谱指数仅通过有效的非线性扩散冲击加速（NLDSA）。我们还比较了这个年轻的SNR的模拟和观测结果，以测试所提出的模型和假设。我们的模式预测的无线电通量密度增加的$\sim$ 1.8%，每年$^{-1}$在过去的二十年中同意与测量值。我们合成了从射电到X射线的同步辐射光谱，它与VLA，MOST，Effelsberg，Chandra和NuSTAR测量结果吻合得很好。我们还提出了一个简化的伽马射线SNR的演化模型，并建议它可能是一个有前途的目标，在TeV的能量与未来一代的仪器，如切伦科夫望远镜阵列的伽马射线观测。SNR G1.9+0.3是唯一已知的流量密度增加的银河系SNR，我们在这里提出的预测，流量密度将开始减少约500年从现在开始。…
2017-03-21 astro-ph.HE
Combining neutrino experimental light-curves for pointing to the next Galactic Core-Collapse Supernova
对下一个星系核心坍缩超新星的多信使观测将揭示这些高能爆炸所涉及的不同物理过程。中微子探测器良好的计时和指向能力将有助于寻找电磁波或引力波的对应物。本文讨论了用直接探测中微子光变曲线匹配法在不同实验条件下测定中微子信号到达时间延迟的方法。一个简化的超新星模型和探测器模拟用于其应用。用卡方和互相关方法估计了中微子在两个探测器之间的到达时间延迟及其不确定度。检测到的光变曲线的直接比较提供了与模型无关的优点。需要在两个不同的检测器上的到达时间延迟的毫秒时间分辨率。利用计算出的当前运行和未来探测器的不同组合之间的时间延迟，三角测量方法被用来推断超新星在天空中的位置。IceCube、Hyper-Kamiokande、JUNO和KM 3 NeT/ARCA的组合提供了140 $\pm$ 20 deg $^2$的90%置信区域。这些低延迟分析方法可以在SNEWS警报系统中实现。
2020-09-09 astro-ph.HE hep-ex
The $ν$-process with fully time-dependent supernova neutrino emission spectra
超新星爆炸时发生在恒星外壳中的中微子过程涉及中微子-核反应，产生一系列稀有，稳定和放射性同位素。我们改进以前的$ν$过程的研究，第一次使用，随时间变化的中微子发射光谱，预测从超新星模拟，而不是一个简化的参数描述后，中子星冷却阶段。特别是，我们的计算使用时间相关的中微子光谱的所有中微子物种，考虑他们的偏离费米-狄拉克分布和帐户的中微子发射的中微子爆发和吸积阶段。我们发现，中微子发射光谱的时间依赖性的治疗结果在较高的产额为选定的核产生的$ν$ ~过程相比，以前的研究，也相比，假设恒定的中微子能量对应于时间平均的平均能量辐射在每个物种的近似。这种效应对于由带电反应产生的核素来说是最大的。我们的结果反映了中微子诱导的反应和冲击波通过恒星的影响之间的动力学竞争。通过改变中微子爆发的光度和吸积阶段的持续时间，我们研究了这些早期的发射阶段和它们的不确定性对$ν$过程核合成的影响。我们发现中微子光谱偏离超新星模拟计算的费米-狄拉克分布对$ν$过程产额的影响可以忽略不计。
2019-07-01 astro-ph.HE
Three-Dimensional Core-Collapse Supernova Simulations with Multi-Dimensional Neutrino Transport Compared to the Ray-by-Ray-plus Approximation
自洽的，时间相关的超新星（SN）在三个空间维度（3D）的模拟进行了Aenus-Alcar代码，比较，第一次，计算与全多维（FMD）中微子输运和射线的射线加（RbR+）近似，都是基于一个两个时刻求解代数M1封闭。我们发现FMD和RbR+运输的3D结果之间的良好的协议测试网格分辨率的情况下，一个20太阳质量的祖先，不爆炸与所采用的简化设置的中微子不透明度，和一个爆炸9太阳质量模型。这与相应的轴对称（2D）模拟形成鲜明对比，该模拟证实了先前的主张，即RbR+近似可以促进2D爆炸，特别是在具有强大的轴向晃动的失速激波的模型中，由于存在吸积激波不稳定性（SASI）。然而，虽然中微子通量和加热速率的局部和瞬时变化仍然可以在3D中与RbR+输运相当高，但时间平均量与FMD结果非常相似，因为没有固定的人工对称轴来引导流动。因此，除了随机波动外，中微子信号和FMD和RbR+输运的3D模拟的反弹后演化也非常相似，特别是对于我们具有更好网格分辨率的计算。更高的空间分辨率显然比两种传输处理的差异具有更重要的影响。我们的研究结果支持使用的RbR+近似的中微子输运在3D SN建模。
2019-02-05 astro-ph.HE
The impact of asymmetric neutrino emissions on nucleosynthesis in core-collapse supernovae II -- progenitor dependences --
研究了质量范围为9.5 ~ 25 $M_{\odot}$的前体超新星核心坍缩（CCSNe）中不对称中微子发射对爆炸性核合成的影响。我们进行轴对称，流体动力学模拟的CCSN爆炸与一个简化的中微子输运，其中施加的$ν_{\rm e}$和${\bar ν}_{\rm e}$的反相关偶极发射。然后，我们评估的CCSN喷出物的丰度和质量在后处理的方式。我们发现，不对称的$ν$ -发射导致$p$ -和$n$ -丰富的物质分别在高- $ν_{\rm e}$和- ${\bar ν}_{\rm e}$半球的大量喷射.它大大影响了比镍重的元素的喷出物的丰度，无论祖细胞，虽然这些元素轻于钙是不太敏感。基于这些结果，我们计算了国际货币基金组织的CCSN喷出物的平均丰度考虑到Ia型SNe的贡献。对于$m_{\rm asy} = 10/3\%$和$10\%$，其中$m_{\rm asy}$表示中微子发射中偶极分量的不对称程度，轻于Y的元素的平均丰度与太阳丰度相当，而在$m_{\rm asy} \ge 30\%$的情况下，重于Ge的元素的平均丰度过度产生。我们的结果还表明，不对称中微子发射的影响体现在高- $ν_{\rm e}$半球和高- ${\bar ν}_{\rm e}$半球之间[Ni/Fe]和[Zn/Fe]丰度比的差异上，这表明未来对CCSN遗迹的X射线光谱观测将提供不对称中微子发射的证据。
2021-01-24 astro-ph.HE
Resolution Study for Three-dimensional Supernova Simulations with the Prometheus-Vertex Code
我们提出了一个精心设计的，系统的研究角分辨率依赖的模拟与普罗米修斯顶点中微子流体动力学代码。在普罗米修斯流体力学模块中采用简化的中微子加热-冷却方案，使我们能够在4度和0.5度之间采样角分辨率。通过在阴阳网格上新实现的静态网格细化（SMR）技术，可以在同心壳中细化角坐标，从而补偿球面网格的发散结构。与以前使用Prometheus和其他代码的研究相比，我们发现更高的角分辨率和因此更低的数值粘性提供了更有利的爆炸条件和更快的激波扩展。我们讨论的差异的结果的可能原因。整体动力学似乎收敛于约1度的分辨率。然而，将SMR装置应用于边缘爆炸的前体对于激波膨胀是不利的，因为下行流的动能在分辨率界面处耗散为内能，导致湍流压力支持的损失和更陡的温度梯度。我们还提出了一种方法来估计的数值粘度的理由测得的湍流动能谱，导致更小的值，更好地兼容的流动行为，在我们的模拟比在以前的文献中的计算结果。有趣的是，在湍流中，中微子加热的激波后层的数值雷诺数（约10至几百）是在预期的中微子阻力的影响在湍流激波后层的相关长度尺度的球场。我们提供了一个正式的推导和定量评估的中微子阻力项在附录中。
2020-02-03 astro-ph.HE
Effects of LESA in Three-Dimensional Supernova Simulations with Multi-Dimensional and Ray-by-Ray-plus Neutrino Transport
一组8个自洽的，时间相关的超新星（SN）模拟在3个空间维度（3D）的9个太阳质量和20个太阳质量的祖先被评估的电子轻子数发射的偶极不对称性的存在下发现的Tamborra等。和称为轻子数发射自持不对称性（LESA）。模拟进行了Aenus-Alcar中微子/流体动力学代码，它对待的能量和速度依赖的所有口味的中微子的传输由一个两个时刻的计划与代数M1封闭。对于每个祖先，针对两种不同的网格分辨率考虑了全多维（FMD）中微子输运和逐射线加（RbR+）近似的结果。虽然9个太阳质量的模型会产生爆炸，但20个太阳质量的模型不会在简化的中微子不透明度下爆炸。在所有的3D模型中，我们观察到大量的偶极子振幅的轻子数（电子中微子减去反中微子）通量的增长与稳定或缓慢的时间演变的方向和整体性能完全一致的LESA现象。与RbR+运输模型开发LESA偶极子有点快，暂时更高的振幅，但FMD计算表现出更干净的半球不对称性与更占主导地位的偶极子。与此相反，铷R+的结果显示更广泛的多极谱的中微子发射各向异性与显着的权力，也在四极和高阶模式。我们的研究结果反驳猜测，LESA是一个数值人工制品的RbR+运输。我们还讨论了LESA作为新生中子星内部偶极对流的结果，并初步建立了一个连接到Eschrasekhar的球壳热不稳定性的线性理论。
2019-06-07 astro-ph.HE hep-ph
