Neutron-star merger ejecta as obstacles to neutrino-powered jets of gamma-ray bursts
本文首次对黑洞-环面系统进行了狭义相对论性轴对称流体动力学模拟（近似广义相对论引力）作为双星-中子星（NS-NS）和中子星-黑洞（NS-BH）合并的残余，其中，粘性驱动的吸积环的演化遵循自洽的能量-的依赖中微子输运和相互作用的动态喷出物在NS-NS合并期间排出的云考虑。模型环面质量，BH质量和自旋，和喷出物的质量，速度和空间分布采用相对论合并模拟。我们发现，中微子湮灭的能量沉积可以加速流出最初高洛伦兹因子沿极低密度漏斗，但只有在合并极区的重子污染极低。NS-BH合并，在合并阶段没有极质量喷射，提供了足够的重子贫环境，使中微子动力，超相对论喷流与终端洛伦兹因子超过100和相当大的动力学准直，有利于短伽马射线暴（sGRB），虽然他们的典型能量和持续时间可能太小，无法解释大多数事件。然而，在NS-NS合并的情况下，吸积和粘性扩散环的中微子发射太短，太弱，无法产生足够的能量，使流出物从周围的喷出物壳层中爆发出来，成为高度相对论性的喷流。我们的结论是，中微子湮灭本身不能从NS-NS合并电源sGRB。
2016-01-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
An axisymmetric shock breakout indicated by prompt polarized emission from the type II supernova 2024ggi
针对大质量恒星爆炸激波启动与传播的谜题，通过对II型超新星2024ggi爆炸后约1.2天的早期光谱偏振测量，发现其激波突破存在明确对称轴且贯穿爆炸过程，表明驱动爆炸的物理机制具轴对称性且作用于大尺度。
2025-11-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-axisymmetric low frequency oscillations of rotating and magnetized neutron stars
我们研究非轴对称的低频模式的旋转和磁化的中子星，假设该星是由一个偶极子磁场，其强度在恒星表面，$B_0$，小于$\sim 10^{12}$ G，其磁轴是与旋转轴对齐。对于模态分析，我们使用一个中子星模型组成的流体海洋，一个固体地壳，和一个流体的核心，在这里我们把核心作为非磁性假设磁压力是远远小于气体压力的核心。在这里，我们感兴趣的低频模式的旋转和磁化的中子星的振荡频率类似的低球谐度和低径向阶的环形地壳模式。对于磁场为$B_0\sim 10^7$ G的情况，我们发现海洋中的阿尔文波具有与环形地壳模式相似的频率，并且我们发现在这种磁场强度下，海洋中没有局限的$r$ -模式。我们计算了环形地壳模、在壳核界面处达到峰值的界面模、核惯性模和$r$模，发现这些模对强度为$B_0\ltsim10^{12}$ G的磁场不敏感。我们发现的核心$l^\prime=|m|$ $r$ -模式的位移矢量有很大的振幅在旋转轴周围的恒星表面，即使在存在表面磁场$B_0\sim10^{10}$ G，其中$l^\prime$和$m$是球谐度和方位波数的$r$ -模式，分别。我们认为，吸积驱动的X射线毫秒双星的毫秒X射线变化可以作为一个探针到核心$r$模式不稳定的引力波辐射。
2009-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spontaneous Formation of Outflows Powered by Rotating Magnetized Accretion Flows in a Galactic Center
我们使用轴对称磁流体动力学模拟研究了如何通过旋转的弱磁化吸积流驱动外流到一个超大质量黑洞上。我们提出的模型侧重于在史瓦西半径和银河系尺度之间的中间尺度上的吸积动力学，这是$\sim$ 1-100 pc。我们证明了在秒差距尺度上形成的旋转盘通过吸积获得极向磁场，这在某个点产生不对称的双极流出。外流的形成被发现遵循磁盘表面（磁泡）周围的强磁化区域的增长。双极流出在膨胀的气泡内持续增长。我们从理论上推导了磁泡的生长条件，对应于流出增长的必要条件。我们发现双极外流的南北不对称结构起源于吸积流在盘外缘激发的复杂运动。双极流出包括多个微型流出和下行（失败流出）。微型外流来自磁集中（磁补丁）。磁块表现出向内漂移的运动，从而使流出不稳定。我们证明，向内漂移可以使用一个简单的磁补丁模型，考虑磁角动量提取建模。这项研究可能有助于了解如何不借助吸积盘的强辐射或射电喷流（如射电宁静活动星系核NGC 1377中的分子外流）的夹带，在超大质量黑洞周围产生具有复杂子结构的非对称和非稳态外流。
2021-11-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
SN Ia DDT Explosions Powered by the Zeldovich Reactivity Gradient Mechanism
这项工作的目的是确定和解释的必要条件所需的一个充满活力的爆炸的一个克拉塞卡质量的白矮星。我们构建和分析弱可压缩湍流模型与核燃烧的碳/氧等离子体的密度预期的燃烧到爆轰转变（DDT）发生的影响。我们观察到形成碳爆燃和瞬态碳爆轰在早期的时间。随着湍流变得越来越不均匀，持续的碳爆轰是由Zel'dovich反应性梯度机制引发的。通过压缩湍流模式的作用对燃料进行适当的预处理，压缩湍流模式的波长与解析湍流涡流的大小相当;在此过程中不涉及声波。氧爆轰是由反应性梯度或碳爆轰的碰撞辅助引发的。观测到的演化时间尺度足够短，上述过程发生在膨胀，中央点燃的大质量白矮星。DDT之前产生的不均匀条件可能是后果的外部喷出物区域的SN Ia从单一的简并通道的化学成分，并提供潜在的验证所提出的模型。
2020-08-11 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.chem-ph
A Three-Dimensional Exploration of Magnetic Fields, Rotation, and Shock Revival in a $39 M_\odot$ Core-Collapse Supernova Progenitor
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）
本研究通过三维水动力学和磁流体动力学模拟，探讨了快速旋转和强磁场在超新星冲击复兴和喷流形态中的作用，发现磁场和旋转能促进极性喷流的早期形成，但动力学仍保持非轴对称性。
2026-05-18 astro-ph.HE
Reviving the stalled shock by jittering jets in core collapse supernovae: The key role of magnetic fields
我发现，在最近的一项研究中添加的一个成分，以促进延迟中微子爆炸机制的核心坍缩超新星，即，在坍缩前的核心大尺度扰动，有一个更大的积极影响的抖动喷流爆炸机制。通过跟踪新生中子星上吸积物质的特定角动量，我发现吸积物质很可能形成间歇性的吸积带和吸积盘，尽管它们可能缺乏轴对称结构。这些吸积带和吸积盘很可能会发射喷流，但只有在数值代码中包含磁场，以及伴随着新生中子星旋转和吸积流剪切的高数值分辨率的情况下，这才能被模拟出来。我还讨论了坍缩前核心的旋转对于增加吸积流中的剪切力很重要，从而放大磁场的可能性。我呼吁从中微子驱动的大质量恒星爆炸机制到中微子加热辅助的喷流驱动的爆炸机制的范式转变。这种范式的转变将使人们认识到，要模拟核心坍缩超新星，必须使用磁流体动力学数值代码。
2018-10-22 astro-ph.HE
Prospects for multi-messenger extended emission from core-collapse supernovae in the Local Universe
来自SN 1987 A和GW 170817/GRB 170817 A的多信使发射表明宇宙中充满了与黑洞和中子星相关的多信使瞬变。对于LIGO-Virgo，KAGRA即将加入，这些观测为探测核心坍缩超新星（CC-SNe）和伽马射线暴的中心引擎提供了前所未有的机会。与中子星相比，由黑洞盘或环面系统提供动力的中央发动机可能对通过相对较大的角动量能量库$E_J$进行的多信使观测特别感兴趣，高达克尔度规总质量的29%。这些中央发动机预计来自相对大质量的恒星祖先和包含中子星的紧凑双星合并。本文综述了利用非轴对称圆盘或圆环催化转化$E_J$实现多信使发射的前景。在最近对GW 170817的扩展发射中发现了${\cal E}\simeq (3.5\pm1)\%M_\odot c^2$，其显著性为4.2\，$σ$与GRB 170817 A同时出现，这一辐射过程的观测支持。从附近的CC-SNe类似的排放的前景证明需要全天空盲搜索的长时间爆发异构计算。
2019-10-28 astro-ph.HE
Stars Bisected by Relativistic Blades
本文通过高分辨率狭义相对论流体动力学模拟，研究毫秒磁星赤道风能否形成超相对论性 lamina 并破出恒星，给出了准直角、洛伦兹因子和能量条件。
2023-09-27 astro-ph.HE
Interacting supernovae as high-energy multimessenger transients
本研究基于此前提出的超新星中微子时变模型，分析了相互作用超新星的宽波段电磁辐射，探究了含库仑损失的电磁级联过程，还讨论了模型在SN 2023ixf上的应用，为相关高能多信使暂现源研究提供了支撑。
2024-05-14 astro-ph.HE hep-ph
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
High-resolution magnetohydrodynamics simulation of black hole-neutron star merger: Mass ejection and short gamma-ray burst
本文报道了在日本超级计算机“K”上对黑洞-磁化中子星双星并合的高分辨率数值相对论模拟结果。我们专注于一个二进制的潮汐中断和随后形成的一个巨大的吸积环。我们发现发射热驱动的环面风，随后形成的漏斗壁以上的环面和磁层与准直极向磁场，和高Blandford-Znajek光度。我们第一次在自洽模拟中展示了这张照片。吸积环内部的非轴对称磁旋转不稳定性和Kelvin-Helmholtz不稳定性所引起的类顺磁运动是驱动质量吸积的媒介，并将吸积能转化为热能，从而导致强风的产生。通过深入的分辨率研究，我们发现，高分辨率是必不可少的，以绘制这样的图片。我们还讨论了r-过程核合成，放射性供电的瞬态发射，短伽马射线暴的含义。
2015-09-03 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Helium superluminous SN 2021bnw : an explosion of a massive star with a pre-outburst
Sapienza Università di Roma（罗马第一大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能及替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理研究所与分子研究中心）；Institut d’Astrophysique de Paris（巴黎天文台）；INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Sternberg Astronomical Institute, Moscow State University（莫斯科国立大学斯登伯格天文研究所）；Astro Space Center（太空天文中心）
研究通过模拟发现，SN 2021bnw是由大质量恒星核心坍缩并受磁旋转效应影响形成的超光速超新星。
2026-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational Waves from Fallback Accretion onto Neutron Stars
大质量恒星通常以中子星（NS）或黑洞（BH）的形式结束它们的生命，NS的形成通常发生在低质量端，而在高质量端更有可能坍缩为BH。在一个中间的制度，与质量范围，这取决于不确定的细节旋转和质量损失在恒星的生命，一个NS最初形成，然后经历回落吸积和崩溃的BH。这种事件的电磁后果尚不清楚。根据其前身的结构，可能性从长伽马射线暴到II型超新星（可能是也可能不是喷气动力），再到带有微弱电磁特征的坍缩。引力波（GW）提供了一个令人兴奋的机会，可以透过垂死的大质量恒星的外壳，直接探测内部发生的事情。我们探讨是否可以通过地面干涉仪检测到年轻的NS的回落。当进入的物质有足够的角动量形成圆盘时，吸积使NS旋转，足以产生非轴对称不稳定性和频率为~700-2400 Hz的引力辐射，持续~30-3000 s，直到坍缩为BH。使用一个现实的过剩交叉功率搜索算法，我们表明，这种事件是可检测的先进LIGO到~17 Mpc。从附近核心坍缩超新星的速度来看，我们估计每年会有1-2个事件值得检查后备GW。这些独特的GW签名与电磁探测相一致的观测将确定与BH形成的这个通道相关的瞬态事件，同时提供有关质子中子星祖先的信息。
2012-07-16 astro-ph.HE gr-qc
Relativistic MHD simulations of core-collapse GRB jets: 3D instabilities and magnetic dissipation
相对论喷流自然发生在天体物理系统中，涉及到对致密物体的吸积，例如伽马射线暴（GRB）中大质量恒星的核心坍缩和活动星系核（AGN）中超大质量黑洞的吸积。人们普遍认为，这些射流是由电磁驱动的，通过一个中心紧凑物体的磁化旋转。然而，它们如何产生所观察到的发射并在距离上的许多数量级的传播中幸存下来，而不被电流驱动的非轴对称不稳定性破坏，这是一个积极辩论的主题。我们进行时间相关的相对论，坡印亭通量占主导地位的射流的三维相对论磁流体动力学模拟。这些喷流是通过一个强磁化的中心致密物体的旋转自洽地发射的。这决定了方位磁场绕组的自然程度，这是控制射流稳定性的关键因素。我们发现，射流容易受到两种类型的不稳定性：（i）一个全球性的，外部的扭结模式，在长时间尺度上增长，并导致喷流身体弯曲侧向。尽管这种模式不会在模拟距离上引起射流中断，但它大大降低了射流传播速度。我们表明，通过一个分析模型，外部扭结模式的增长取决于周围介质密度分布的斜率。在平坦的密度分布特征的星系核，活动星系核喷气可能会失速，而在恒星的信封外扭结减弱的喷气向外传播;（ii）一个本地的，内部扭结模式，增长在短时间尺度上，并导致小角度磁重联和转换约一半的喷气电磁能通量转化为热量。基于内部扭结模式的鲁棒性和能量学，我们认为这种不稳定性是主要的耗散机制，负责供电伽玛暴即时发射。
2015-08-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
From Choked to Successful: The Role of Black Hole Spin in Collapsar Jet Breakout
Indian Institute of Science Education and Research Thiruvananthapuram（印度科学教育研究所特里万德琅分校）；University of Leeds（利兹大学）
通过二维RHD模拟研究黑洞自旋对坍缩星喷流突破的影响，发现自旋阈值a>0.001时喷流成功突破，且突破时间与喷流光度呈幂律关系。
2026-09-29 astro-ph.HE
Jetted and Turbulent Stellar Deaths: New LVK-Detectable Gravitational Wave Sources
本研究发现大质量恒星终态（喷流驱动的湍动包层）是新型非旋近引力波源，模拟显示其引力波或可在LVK的A+运行中被探测到，第三代探测器年探测率约10次，且坍缩星是强多信使事件。
2023-06-21 astro-ph.HE gr-qc
Mini-supernovae from white dwarf-neutron star mergers: Viewing-angle-dependent spectra and lightcurves
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；The Hong Kong Institute for Astronomy and Astrophysics, The University of Hong Kong（香港大学天文与天体物理研究所）；Department of Physics, The University of Hong Kong（香港大学物理系）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；OzGrav: The ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery（引力波发现卓越研究中心（OzGrav））；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
研究了白矮星-中子星合并产生的热暂现体视角依赖性，提出用'迷你超新星'描述其热辐射特性。
2025-12-04 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
