Simulating the observed diversity of Type Ia supernovae - Introducing a model data base
尽管Ia型超新星（SNe Ia）对现代天体物理学的重要性，但它们的详细机制仍然没有完全了解。在这方面的贡献，我们提出了最近的研究结果，从数值爆炸模型的背景下观察到的多样性的超新星Ia，我们讨论了这些模型可以帮助揭示的爆炸机制和祖星的超新星Ia。此外，我们还介绍了海德堡超新星模型档案（HESMA），一个新的在线数据库，我们提供综合同位素丰度和径向平均喷出物配置文件和合成观测范围广泛的国家的最先进的爆炸模型。
2017-07-03 astro-ph.HE
Reproducing morphological features in the supernova remnant G11.2-0.3 by simulating jittering jets
Kinneret College on the Sea of Galilee（加利利海金内雷特学院）；Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
通过模拟三组喷流，研究抖动喷流爆炸机制在超新星残骸G11.2-0.3中的表现，验证该机制对残骸形态的解释能力。
2026-06-09 astro-ph.HE
Simulating observed point-symmetric core-collapse supernova morphologies with the jittering jets explosion mechanism
Technion - Israel Institute of Technology（以色列理工学院）；University of Haifa（海法大学）；Kinneret College on the Sea of Galilee（加利利海基内雷特学院）
通过三维流体动力学模拟抖动喷流爆炸机制，发射三对倾斜反向喷流，再现了单对喷流或失稳无法解释的观测形态，支持JJEM作为主要爆炸机制。
2026-06-15 astro-ph.HE
Simulating the shaping of point-symmetric structures in the jittering jets explosion mechanism
本研究通过三维流体力学模拟发现，抖动喷流爆炸机制（JJEM）能通过发射随机方向喷流形成点对称形态，解释CCSN遗迹观测结构，表明JJEM在超新星爆炸机制中起核心作用。
2025-04-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stochastic Nature of Gravitational Waves from Supernova Explosions with Standing Accretion Shock Instability
我们在三维模拟的基础上研究了引力波的性质，模拟了中微子驱动的爆炸和驻存吸积激波不稳定性（SASI）。在核心坍缩前缓慢旋转的证据的推动下，我们专注于质子中子星外中微子发射和物质运动的非球面性。通过三维射线追踪计算，我们精确地估计了各向异性中微子辐射的引力波形。与以往的工作假设轴对称，我们发现，重力波形的变化更加随机，因为爆炸的各向异性依赖于SASI的增长，在各个方向上混沌发展的敏感。我们的研究结果表明，引力波谱有其峰值附近的$\sim 100$赫兹，反映SASI引起的物质翻转的$\sim O(10)$毫秒。我们指出，这样的信号的检测，可能是可见的LIGO类探测器的银河系超新星，可能是一个重要的探测到长期隐藏的爆炸机制。
2009-04-28 astro-ph.HE
Learning from core-collapse supernova remnants on the explosion mechanism
本文通过估算抖动喷流爆炸机制（JJEM）的喷流半开角、吸积盘寿命及磁场重联区宽度等性质，指出现有核心坍缩超新星爆炸模拟因分辨率不足而远未正确模拟爆炸过程。
2025-07-08 astro-ph.HE
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
Simulating the Fermi sky: new results after 4 years in orbit
对伽马射线天空的详细模拟在费米发射之前发挥了重要作用。发射前的模拟活动有助于开发新的分析工具和评估费米-LAT的预期科学性能。经过四年的费米任务在轨道上，改进的天空模拟仍然可以非常有用的支持费米的活动，完善我们的科学性能的理解，并探索潜在的新的科学案例。我们使用到目前为止收集的LAT观测数据来开发新的，高度详细的LAT天空模拟。这些模拟包括各向同性和银河漫发射，以及LAT检测到的点源和扩展源列表。此外，我们的天空模拟帐户的瞬态和可变的来源，包括伽马射线暴，耀斑和耀斑。我们报告的最新进展，这一新的天空模拟工作，描述其潜在的好处，提高费米今天和不久的将来的科学。
2013-03-07 astro-ph.HE
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
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
Dust formation in embryonic pulsar-aided supernova remnants
研究了高能脉冲星风星云（PWNe）对尘埃形成和演化的影响。在许多超新星遗迹中也观测到尘埃排放，这些超新星遗迹也有中子星作为致密的遗迹。我们研究了尘埃形成时间和尘埃大小对喷出物和中心脉冲星性质的依赖关系。我们发现，脉冲星的初始自旋周期$P \sim 1\mbox{-}10\,\rm ms$和偶极磁场$B \sim 10^{12\mbox{-}15}\,\rm G$可以加速或延迟尘埃的形成，与几个月到十几年的时间尺度，并减少尘埃的平均大小的一个因素相比，非脉冲星的情况下$\sim$ 10或更多。我们还发现，在爆发后的2-5年内，在典型的超亮超新星中可以检测到$\sim$ 100-1000 Mpc的红外尘埃辐射，尽管这敏感地取决于星云非热辐射的光谱指数。我们讨论了以前的超新星观测的影响。尘埃形成模型和观测之间的一些差异，如SN 1987 A的形成时间或蟹状星云中的尘埃大小，可以用脉冲星的影响来解释，尘埃排放的知识对未来ALMA观测超亮超新星非常重要。
2019-02-22 astro-ph.HE
Explosive nucleosynthesis in the neutrino-driven aspherical supernova explosion of a non-rotating 15$M_{\odot}$ star with solar metallicity
我们调查爆炸性核合成在非旋转的15 $M_\odot$恒星与太阳的金属爆炸中微子加热超新星（SN）机制的辅助下，两个常设吸积激波不稳定性（SASI）和对流。为了在我们的二维流体动力学模拟中触发爆炸，我们用一个简单的灯泡方案近似中微子输运，并系统地改变从质子中子星发射的中微子通量。通过后处理计算，我们评估了质量数为$\le 70$的核的SN喷出物的丰度和质量，采用大型核反应网络。非球形的丰度分布，这是观察到在附近的核心塌陷SN残留物，得到的非旋转球对称的祖，由于低模式SASI的增长。对于质量在前坍缩核内部区域（$\le 10,000\km$）的喷出物的$(0.4-0.5) \Ms$范围内的模型，超新星喷出物的绝对分布与太阳系的绝对分布相似。对于这些模型，爆炸能量和\nuc{Ni}{56}质量分别为$ \simeq 10^{51} \rm erg$和$(0.05-0.06) \Ms$，它们估计的中子星重子质量与中子星双星中观测到的质量相当。这些发现可能没有什么不确定性，因为大多数喷出物是由通过冲击波加热的物质组成的，并且具有相对确定的丰度。在天鹅座环中观察到的Ne、Mg、Si和Fe的丰度比与来自$15\Ms$祖先内部区域的SN喷出物很好地再现。
2011-06-14 astro-ph.HE
From supernovae to neutron stars
用二维中微子辐射流体动力学程序模拟了一颗11.2 $M_{\odot}$星的引力坍缩、反弹和铁芯爆炸。爆炸是由中微子加热驱动的，辅之以多维流体动力学效应，如对流。爆炸阶段之后，我们继续模拟的质子中子星的热演化的$\sim$ 70 s时，地壳的中子星形成使用一维模拟。发现地壳在高密度区（$ρ\sim10^{14}$ g cm $^{-3}$）形成，并由内向外推进。这是第一个自洽的模拟，成功地遵循从坍缩阶段的质子中子星冷却阶段的多维流体动力学模拟的基础上。
2013-12-02 astro-ph.HE nucl-th
Simulating the Convective Urca Process with Multiple Urca Pairs in a Simmering White Dwarf
Stony Brook University（石溪大学）；Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；University of Alabama（阿拉巴马大学）
本文研究了白矮星在接近钱德勒质量前体模型中的对流Urca过程，通过3D模拟探讨了Urca对在对流区中的作用，发现A=23 Urca对对过程影响最大，且该过程降低了对流混合效率但不影响对流区大小。
2026-05-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulating jets from a neutron star companion hours after a core collapse supernova
我们进行了三维流体动力学模拟，探讨喷流的中子星（NS）伴星的Ic或Ib型核心坍缩超新星（CCSN）发射后几个小时的爆发与CCSN的喷出物的相互作用。我们假设，一个NS伴星在5 Ro从爆炸的恒星通过一个吸积盘从较慢的内部喷出物吸积质量，和磁盘发射两个相反的喷流。虽然喷流的能量只占喷出物总能量的百分之一，但它与喷出物内部速度较慢的部分的能量相当。我们发现，射流膨胀一个低密度的热气泡的喷出物的一侧，这个气泡膨胀，影响喷出物气体的膨胀速度为v=3500公里/秒。激波后喷流的物质产生了大的涡量流和小的旋涡。喷出物和喷流的激波后气体之间的边界是不稳定的。不稳定性和涡流使喷射气体与喷出物混合。我们期望这样一个热气泡有助于CCSNe的光变曲线，CCSNe是二元NS系统的祖先，特别是对气泡一侧的观察者。
2020-08-05 astro-ph.HE
Simulating the inflation of bubbles by late jets in core collapse supernova ejecta
我们进行了三维流体动力学模拟研究的相互作用的两个晚相反的射流与喷出物的核心坍缩超新星（CCSN），并研究双极结构，从这种相互作用的结果，作为射流膨胀热低密度气泡。新诞生的中心物体，一颗中子星（NS;或黑洞），在爆炸后大约50到100天发射这些喷流。气泡在极向穿越光球的时间要比赤道面附近相同半径的区域早得多。热气泡释放出更多的辐射，光球层在稀薄的气泡中后退得更快。我们的研究结果加强了早期基于玩具模型的主张，即这种相互作用可能导致光变曲线的后期峰值，并且赤道观察者可能会看到光变曲线的快速下降。我们的研究结果可能会影响到更早的喷流爆炸的恒星，无论是新出生的NS在CCSN发射的喷流，还是NS伴星与大质量恒星的核心合并在一个共同的信封喷流超新星（CEJSN）事件中发射的喷流。我们的研究结果为CEJSN方案提供了间接支持，用于快速蓝色光学瞬变，例如，AT 2018 cow、ZTF 18 abvkwla和CSS 161010。
2020-12-16 astro-ph.HE
On Simulating Type Ia Supernovae
Ia型超新星是明亮的恒星爆炸，其光变曲线可以作为宇宙学研究的距离指标。尽管它们在这方面的应用非常成功，但这些事件的祖先并不完全了解。我们描述了模拟Ia型超新星的热核失控发生在一个巨大的白矮星星的范例。我们描述的多尺度物理过程，现实的模型必须纳入和数值模型，我们雇用这些。特别是，我们描述了一个火焰捕获计划，解决了未解决的尺度上的湍流热核燃烧的问题。我们提出了我们的研究结果的Ia型超新星的系统学，包括亮度的趋势，从主机星系的属性，同意与观测。我们还提出了领导级架构的模拟性能结果。
2012-05-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effects of Dimensionality on Pair-Instability Supernova Explosions
自从超亮超新星（SLSNe）这类新的极亮瞬变现象出现以来，人们讨论了其光变曲线（LC）的三种主要机制。它们是磁星的自旋下降，与星周物质的相互作用，以及大量放射性镍在对不稳定超新星（PISNe）中的衰变。鉴于这一类别中的高度多样性，这三种机制可能都在发挥作用。PISN模型可以自洽地模拟从大质量恒星（VMS）的主序星相到它们的爆炸。这些模型有力地预测了大量的放射性镍，因此非常明亮的SN事件。然而，PISN模型LC甚至比最慢进化的SLSNe进化得更慢。对喷出物结构的多维效应，特别是放射性镍的混合到大半径，可以减轻这种与观测的差异。在这里，我们探讨了多维效应的LC演变模拟爆炸阶段在1D，2D和3D。我们发现，喷出物的多维模拟有稍微浅的丰度梯度，由于混合在壳边界。我们计算合成LC的形状没有明显的差异，由于多维效应。
2016-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
3D Simulations of Strongly Magnetised Non-Rotating Supernovae: Explosion Dynamics and Remnant Properties
我们研究了强初始磁场对非旋转前体超新星核心坍缩的影响，模拟了一颗16.9 Msun恒星在强磁场和弱磁场情况下的坍缩和爆炸，假设扭曲环面场的初始中心场强为~1012 G和~106 G。强场模型是根据磁星形成的化石场情景建立的，并模拟了可能发生在合并形成的大质量恒星中的崩溃前场配置。该模型在反弹后100 s就经历了激波复活，在310 ms时达到了9.3 x 10^50 erg的爆炸能量，与弱场模型中延迟更长、能量更低的爆炸形成对比。强烈的磁场有助于在早期触发中微子驱动的爆炸，这导致爆炸能量的快速上升和饱和。动态地，强的初始场导致在增益区域中快速建立磁场，达到40%的动力学均分，并且还产生相当大的冲击前冲压压力扰动，已知该扰动有利于非对称冲击膨胀。对于强场模型，我们发现一个外推的中子星踢~350公里/秒，自旋周期~70毫秒，没有自旋踢对齐。模拟结束时，原始中子星的偶极场强为2 × 10^14 G，并有下降趋势。令人惊讶的是，弱场模型中的表面偶极场更强，这与坍缩前场和中子星诞生磁场之间的直接联系相矛盾。
2022-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Physics-driven Explosions of Stripped High-Mass Stars: Synthetic Light Curves and Spectra of Stripped-Envelope Supernovae with Broad Lightcurves
本研究通过辐射转移模拟分析了剥离包层超新星，发现高抛射物质量模型的光变曲线与观测一致但峰值光度不符，且常用解析公式高估抛射物质量，而Haynie方法将误差降至20%，同时氦谱线强度受多种因素复杂影响。
2024-12-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Progenitor Dependence of Three-Dimensional Core-Collapse Supernovae
我们提出了第一个研究的三维（3D）中微子核心坍缩超新星机制的祖星依赖性。我们采用全三维广义相对论多群中微子辐射流体动力学方法，模拟了零年龄主序质量$12$、$15$、$20$、$27$和$40\,M_\odot$的前体粒子的反弹后演化.除了$12\,M_\odot$恒星之外，所有的祖先在模拟结束时都会经历激波失控。在大多数情况下，会产生强烈的非对称爆炸。我们发现三个定性不同的演变，提出了一个复杂的依赖爆炸动力学的祖密度结构，中微子加热，和3D流。(1)具有大质量核心、浅密度剖面和高核心后反弹吸积率的祖先经历了非常强烈的中微子加热和中微子驱动的湍流对流，导致早期冲击逃逸。吸积继续以高速率进行，可能导致黑洞的形成。(2)中间的祖先经历了中微子驱动的，由密度不连续性到达激波而引发的连续性辅助的爆炸。这些通常发生在硅/硅-氧壳层边界处。(3)具有小核和密度剖面而没有强不连续性的先驱体经历激波衰退并发展出三维立积激波不稳定性（SASI）。激波逃逸、吸积率下降、SASI和中微子驱动的对流等都创造了有利的条件。爆炸时间和动力学的这些差异导致了前身和致密残留物质量之间的非单调关系。
2017-12-04 astro-ph.HE gr-qc
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
Storing magnetic fields in pre-collapse cores of massive stars
我们认为大质量恒星坍缩前核心铁核上方的辐射区可以储存强磁场。为了得出这一结论，我们使用恒星演化程序MESA模拟两个恒星模型的初始质量为15 Mo和25 Mo的演化，并揭示了在核心崩溃之前的铁核心上方的熵分布。在铁芯的正上方有一个薄的对流层。我们假设，在这些对流壳层的发电机放大磁场，并形成磁通量环。通过考虑磁通量环的浮力，我们表明，在发电机上方的辐射区的急剧熵上升可以防止浮力的磁通量环与磁场低于约10^{13}G。当这个辐射带坍缩到新生的中子星上时，会聚的流入流将磁场进一步放大了大约100倍。在穿过距中心约100公里处的停滞激波后，这些强磁场与不稳定性一起可以促进喷流的发射，从而在抖动喷流爆炸机制的框架内爆炸恒星。我们的研究进一步支持了在模拟CCSNe爆炸时包括磁场的必要性。
2019-04-02 astro-ph.HE
On the impact of the carbon fusion rate over the properties of superbursts -- Numerical simulations of superbursts with MESA
Institut d’Astronomie et d’Astrophysique, Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学天体物理与天文学研究所）
通过改变碳聚变反应速率，使用MESA模拟超级爆发，发现速率变化显著影响爆发周期、衰减时间、点火深度和α核素合成。
2026-08-04 astro-ph.HE
Core-Collapse Supernova Simulations including Neutrino Interactions from the Virial EOS
核心坍缩的超新星爆炸是由一个中央引擎驱动的，它将核心坍缩过程中释放的一小部分引力结合能转化为向外的动能。这种能量转换的可疑模式是中微子机制，其中一小部分从新形成的质子中子星发射的中微子被超新星激波后面的物质吸收并加热。精确的中微子-物质相互作用项对于模拟这些爆炸至关重要。在IAUS 331，SN 1987 A，30年后的这篇论文中，我们探索了中微子-核子散射不透明度的几种修正，并通过二维中微子辐射流体动力学模拟证明了对核心坍缩超新星中央发动机动力学的影响。我们的结果表明，爆炸性质是敏感的修正，中性电流散射截面在10-20%的水平，但只有在或高于$\sim 10^{12}$ g cm $^{-3}$的密度
2017-12-21 astro-ph.HE nucl-th
Three-dimensional core-collapse supernova models with phenomenological treatment of neutrino flavor conversions
本文通过三维超新星模拟对中微子味转换进行唯象处理，发现味转换显著提升电子反中微子平均能量，使爆炸能达~10^51 erg，并预测了中微子与引力波信号变化，强调需进一步研究量子动力学方程。
2025-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Gravitational-Wave Signals for Supernova Explosions of Three-Dimensional Progenitors
Dipartimento Interateneo di Fisica “Michelangelo Merlin”（米开朗基罗·梅林跨大学物理系）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare - Sezione di Bari（意大利国家核物理研究所巴里分部）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Padova（帕多瓦大学物理与天文系）；Istituto Nazionale di Fisica Nucleare (INFN), Sezione di Padova（意大利国家核物理研究所帕多瓦分部）；SLAC National Accelerator Laboratory（斯坦福直线加速器中心）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
研究三维超新星模型中引力波信号的产生机制，分析核心塌缩过程中动态现象对引力波的影响，探讨未来银河系超新星引力波信号的探测前景。
2026-03-31 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Simulations of stripped core-collapse supernovae in close binaries
我们进行平滑粒子流体动力学模拟的爆炸的氦星在一个紧密的双星系统，并研究爆炸的影响的伴星，以及对超新星遗迹上的同伴的存在的影响。通过模拟超新星从核心反弹到残余壳通过恒星伴星的机制，我们能够分离导致最终系统参数的各种影响。在最后一个系统中，我们测量了伴星的质量剥离和烧蚀，以及伴星的速度反冲，以及超新星壳的结构。伴星的存在在膨胀的超新星遗迹中产生了一个圆锥形的空腔，伴星物质的损失导致超新星遗迹的一侧更富含金属，而空腔周围更富含氢（来自伴星物质）。在从伴星中移除质量之后，我们研究了它随后的演化，并将其与未受到超新星撞击的单颗恒星进行比较。
2015-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of progenitor asymmetries on the neutrino-driven convection in core-collapse supernovae
大质量恒星在核心坍缩超新星中的爆炸可能是由它们最里面的核燃烧壳层中发展的对流不稳定性所帮助的。由此产生的波动通过在超新星激波后面产生额外的湍流来支持爆炸。有人建议，浮力密度扰动所产生的相互作用的崩溃前的不对称性与冲击波可能是主要的贡献者的中微子驱动的湍流对流的增强在冲击波后的区域。采用三维数值模拟的玩具模型，我们调查的冲击波后湍流的影响，这种密度扰动。我们考虑了广泛的扰动参数。的空间尺度和扰动的幅度被认为是相当重要的。当扰动频率接近增益区对流翻转频率时，湍流特别增强。我们的分析证实，浮力密度扰动确实是增益区中额外湍流的主要来源，验证了先前的数量级估计。
2020-06-23 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Challenges Modeling the Low-Luminosity Type Iax Supernovae
本文探讨了模拟暗淡的Iax型超新星时面临的挑战，包括状态方程局限性和低密度气体对抛射物膨胀的阻碍，并指出这些挑战对广泛天体物理模拟具有普遍意义。
2023-11-10 astro-ph.HE astro-ph.IM
Supernova Simulations
本文综述了核心坍缩超新星的磁流体动力学模拟方法、磁场放大过程及磁旋转超新星的核合成与引力波结果，并强调通过三维前身星短时相模拟改进初始条件以降低旋转和磁场处理的不确定性。
2024-03-27 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Code Comparison for Fast Flavor Instability Simulation
快味不稳定性（FFI）在核心坍缩超新星和中子星合并中普遍存在。它以一种可能影响爆炸机制、中微子信号、质量流出和核合成的方式迅速地洗牌中微子味道。在FFI模拟中采用的各种初始条件和模拟方法阻止了结果的苹果对苹果的比较。我们模拟了一个标准化的测试问题，使用五个独立的代码，并验证它们都忠实地模拟基本的量子动力学方程的假设下，轴对称和均匀的两个方向。我们量化了每种方法中的数值误差量，并证明了每种方法在至少一个误差度量中是优越的。我们将结果公之于众，作为基准。
2022-08-01 astro-ph.HE astro-ph.IM
Ray-Tracing Analysis of Anisotropic Neutrino Radiation for Estimating Gravitational Waves in Core-Collapse Supernovae
提出了一种射线追踪方法来估计超新星核中各向异性中微子发射产生的引力波。为了计算引力波形，我们推导出一个有用的形式，这也适用于三维计算的解析公式。推动核心崩溃之前的缓慢旋转的证据，我们专注于中微子发射和质子中子星外的物质运动的非球面性。基于模拟SASI辅助的中微子加热爆炸的二维模型，采用后处理的射线追踪方法计算了中微子各向异性，并计算了相应的波形。通过这些计算，发现与先前通过逐射线分析估计的波形相比，波形表现出更多的变化（例如，Kotake等人（2007））。除了一个积极的增长功能，这是预测确定的总波振幅占主导地位，波形显示出大的负增长的SASI的增长过程中的一些时代。发现这些特征源于横向方向上的中微子发射过量，这可以通过射线追踪计算精确地捕获。由于射线追踪方法适当地考虑了中微子的负贡献和中微子的散射，使得波的振幅比以前的估计小了一个数量级以上，从而使它们很难被探测到星系源。另一方面，指出物质运动产生的GW谱在$\sim 100$ Hz附近有一个峰值，这可能是SASI引发的超新星爆炸的特征。（节略）
2009-09-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
A two-parameter criterion for classifying the explodability of massive stars by the neutrino-driven mechanism
到目前为止，仅仅根据大质量恒星（中子星（NS）或黑洞）在核心坍缩之前的结构来判断它的命运还很模糊。我们的工作和以前的尝试发现一个非单调变化的成功和失败的超新星与零年龄的主序质量，没有一个单一的结构参数可以作为一个很好的预测措施。然而，我们确定了两个参数计算的前坍缩结构的祖先，这在组合允许一个明确的分离爆炸和非爆炸的情况下，只有少数例外（~1-2.5%），在我们的621个研究恒星模型。一个参数是M4，定义了每个核子的无量纲熵为s=4时的归一化封闭质量，另一个参数是在s=4时的mu 4 = d（m/M_sun）/d（r/1000 km），是该位置的归一化质量导数。这两个参数μ 4和M4* μ 4与坍缩恒星的质量下落率Mdot和吸积原NS的电子型中微子光度L_nue ~ M_ns*Mdot直接相关，它们在理论上描述中微子驱动的爆炸为停滞吸积激波逃逸现象的“临界光度”概念中起着至关重要的作用。所有的模型都是采用Ugliano等人的方法来模拟中微子驱动的球对称爆炸。吸积层的中微子发射用灰色输运方程近似，而1.1M太阳原NS核的不确定中微子发射用解析模型参数化。通过标定与核-边界条件相关联的自由参数，再现了5种不同的超新星前身模型的观测值。
2016-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Should One Use the Ray-by-Ray Approximation in Core-Collapse Supernova Simulations?
我们在二维（2D）中进行了第一次自洽的，时间相关的，多组计算，以解决在核心坍缩超新星模拟中使用逐射线+传输简化的后果。这种降维被许多研究人员用来方便他们的资源密集型计算。我们的新代码（F{ \sc{ornax} }）实现了多维传输，并且可以通过将横向通量项归零来模拟逐射线+方案。使用相同的微观物理，初始模型，分辨率和代码，我们比较了模拟12-，15-，20-和25-M $_{\odot}$祖模型使用这两种传输方法的结果。我们的研究结果对普遍使用逐射线+方法的智慧提出了质疑。使用它会导致最大反弹后/爆炸前的冲击半径，几乎普遍比使用更精确的方案得出的大几十公里，通常会使反弹后的物质更少束缚，人为地更具“爆炸性”。“事实上，对于我们的25-M $_{\odot}$祖先，逐射线+模型爆炸，而相应的多维传输模型没有。因此，在二维空间中，射线-射线+与轴向晃动流体动力学（2D超新星动力学的一个特征）的结合可能导致定量的，也许是定性的，不正确的结果。
2016-08-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional Hydrodynamics Simulations of Precollapse Shell Burning in the Si- and O-rich Layers
我们提出了三维流体动力学模拟壳燃烧的两个祖先与零年龄的主序列质量为22和27 $M_{\odot}$为$\sim$ 65和200 s的引力坍缩的发病，分别。这22和27颗$M_{\odot}$恒星是从一组一维祖先中选出的。前者和后者分别具有宽度为$\sim$ 10 $^9$ cm和$\sim$ 5 $\times 10^9$ cm的扩展的富Si和富O层。我们的三维结果表明，湍流混合发生在两个祖先的角平均湍流马赫数超过$\sim$ 0.1的最大值。我们观察到，一个情节燃烧的O和Ne，这发生在对流基地的下面，分别增强了22和27 $M_\odot$模型中的湍流混合。核合成产率的分布是显着不同的，在1D模拟，即，在3D更均匀和不均匀的径向和角方向，分别。通过谱分析，我们研究了湍流的增长及其在对流层物质混合中的作用。我们还提出了一个标量球谐模态分析的湍流马赫数。这个解析公式将有助于超新星模型研究者在核坍缩超新星模拟中实现坍缩前的微扰。基于这些结果，我们讨论了微扰辅助中微子驱动的超新星爆炸可能发生的影响。
2021-01-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Leveraging neutrino flavor physics for supernova model differentiation
本文利用统计数据同化方法，基于模拟中微子味测量区分超新星不同物质密度轮廓，以推进核心坍缩超新星模型研究。
2024-11-07 astro-ph.HE
One-, Two-, and Three-dimensional Simulations of Oxygen Shell Burning Just Before the Core-Collapse of Massive Stars
我们执行两个（2D）和三维（3D）对流氧壳燃烧的流体动力学模拟，发生在一个大规模的核心坍缩超新星的祖星深处。利用一维恒星演化程序，我们首先计算了初始质量为9-40 $M_\odot$的大质量恒星的演化。四个不同的超调参数的应用，和CO核心质量的趋势类似的以前的作品中得到的一维模型。选择11个一维模型，有硅和氧共存层，我们进行二维流体动力学模拟的演变$\sim$ 100秒，直到发病的核心崩溃。我们发现，对流与大规模的漩涡和湍流马赫数$\sim$ 0.1得到的模型具有Si/O层的规模为10 $^8$厘米，而大多数模型具有扩展的O/Si层高达几个$\times 10^9$厘米表现出较低的湍流速度。我们的研究结果表明，具有较厚的Si/O层的超新星祖先可以提供一个较好的条件，微扰辅助爆炸。我们进行3D模拟的25 $M_\odot$模式，其中表现出大尺度对流的2D模式。3D模型产生了与2D模型类似的大对流（$\ell = 2$），但湍流速度较低。通过对3D模型的中微子发射特性的估计，我们指出，如果在KamLAND和Hyper-Kamiokande中观察到事件率的时间调制，将提供有关超新星前对流层结构变化的重要信息。
2019-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
