Dirac-Neutrino Magnetic Moment and the Dynamics of a Supernova Explosion
分析了超新星条件下中微子螺旋度$ν_L \to ν_R \to ν_L$的双重转换，第一阶段是由于中微子磁矩与超新星核心中的等离子体电子和质子的相互作用，第二阶段是由于中微子在超新星包层的磁场中的共振自旋翻转。结果表明，在中微子$10^{-13} μ_{\rm B} < μ_ν< 10^{-12} μ_{\rm B}$范围内的中微子磁矩和中微子球与激波停滞区之间的磁场为$\sim 10^{13}$ G的情况下，在典型的激波停滞时间内，大约$10^{51}$ erg的额外能量可以注入到该区域，这对于超新星爆炸是足够的。
2009-03-13 astro-ph.HE hep-ph
High-energy neutrino signals from supernova explosions: a new window into dark photon parameter space
本文提出利用超新星爆发中200–400 MeV暗光子衰变产生的高能中微子作为新物理信号，以模型无关且稳健的方式探测暗光子等超出标准模型的微弱相互作用粒子。
2024-04-30 astro-ph.HE hep-ph
Quark deconfinement as supernova explosion engine for massive blue-supergiant stars
蓝超巨星发展成为核心坍缩超新星-宇宙中最具能量的爆发之一-当恒星核心的所有核燃烧燃料耗尽时。先前的尝试未能解释观测到的这种恒星的爆炸，这些恒星的零龄主序星质量为50 M $_\odot$或更大。在这里，我们利用在很大程度上不确定的高密度物质的状态，并连接这样的恒星爆炸与一级相变从核物质的夸克-胶子等离子体的建模。由此产生的高能超新星爆炸可以解释多种光变曲线，从奇特的II型到超亮事件。残余物是具有夸克物质核心的中子星，称为混合星，在出生时约为2~M $_\odot$。由于第二次中微子爆发的释放，这种星系事件可以被观测到。它的观测将证实这种一级相变在密度相关的天体物理学。
2018-10-27 astro-ph.HE hep-ph
Imprint of Explosion Mechanism on Supernova Relic Neutrinos
本文计算了超新星遗迹中微子的能谱和事例率，并考虑了超新星核中冲击波复活所需时间的依赖性。冲击波的恢复时间取决于尚不清楚的超新星爆发机制。黑洞形成失败的超新星的贡献也被认为是。总事件率较高的模型与较长的冲击波复兴时间和/或失败的超新星的贡献。谱的硬度并不强烈依赖于激波恢复时间，但由于失败的超新星谱变得硬。因此，超新星遗迹中微子的激波-复兴-时间依赖性与超新星失败的部分有不同的系统性。
2013-10-15 astro-ph.CO astro-ph.HE 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
The Role of Nucleon Strangeness in Supernova Explosions
最近的流体动力学模拟超新星（SN）的演变强调了一个彻底的控制微观物理的重要性，负责这样的内部过程，如中微子加热。特别是，有人提出，中微子-核子弹性截面的修改可能在产生成功的超新星爆炸中发挥至关重要的作用。这种修正的一个可能来源是核子的奇异螺旋度含量$Δs$的非零值。然而，在目前的分析中，我们表明，在过去的十年中，理论和实验的进展已经提出了一个相对较小的等$Δs$，使其唯一的效果是不足以提供物理导致超新星爆炸。
2016-07-01 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Conversions of propagation eigenstates of supernova neutrinos by atomic electrons
由于原子电子的存在，恒星和地球中的电子数密度是不均匀的。原子尺度上的大的不均匀性倾向于形成在各自的恒星层的顶部，和O的1s电子局部产生弱电位高于高MSW共振。然后，超新星中微子经历了大量的非绝热跃迁。这种不均匀的电子势产生所有三个传播本征态的有限振幅，并且波包有效地分离。然后，三种口味之间的光谱差异显着减少传播后。
2021-09-24 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Acquire information about neutrino parameters by detecting supernova neutrinos
我们考虑了超新星激波效应、Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein（MSW）效应、集体效应和地球物质效应对地球上II型超新星中微子探测的影响。结果表明，超新星中微子事件数与中微子质量等级、中微子混合角$θ_{13}$和中微子质量有关。因此，我们提出了可能的方法来确定质量等级，并获得有关$θ_{13}$和中微子质量的信息，通过检测超新星中微子。我们将这些方法应用到当前的一些中微子实验中。
2010-06-06 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Is the PAMELA anomaly caused by the supernova explosions near the Earth?
我们表明，PAMELA实验观察到的正电子分数的异常可以归因于最近的超新星爆炸（S）在地球附近的致密气体云（DC）。质子在超新星遗迹（SNR）周围加速。电子和正电子是通过DC内部的强子相互作用产生的。它们的光谱比背景的光谱硬，因为SNR在辐射阶段花费了很多时间。我们的方案预测，反质子通量占主导地位的背景为>~100 GeV。我们比较的结果与观察（费米，HESS，PPB-BETS，和ATIC）。
2009-08-29 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
The magnetar model of the superluminous supernova GAIA16apd and the explosion jet feedback mechanism (JFM)
假设喷流在负喷流反馈机制（JFM）中爆炸核塌缩超新星，我表明，快速旋转的中子星很可能形成时，爆炸是非常有活力的。假设在刚形成的中子星周围有一个吸积盘或吸积带，吸积气体使刚形成的中子星自旋，导出了自旋中子星中储存的能量与爆炸能量之间的一个粗略关系。这个关系式读作Espin/Eexp~（Eexp/1 e52 erg）。结果表明，在核塌缩超新星的JFM爆炸模型框架内，自旋中子星，如磁星，在超能爆炸中可能具有相当大的能量。磁星的存在，如果得到证实，例如在最近的超高能超新星GAIA 16 apd中，进一步支持了从中微子驱动到喷流驱动的核心坍缩超新星机制的范式转变的呼吁。
2017-03-29 astro-ph.HE
Pre-explosion, explosion, and post-explosion jets in supernova SN 2019zrk
我分析了发光的瞬态事件SN 2019 zrk的一些属性，并得出结论，喷流是爆炸前爆发（前兆）和喷射的大规模拱星物质（CSM）的主要动力源，非常有活力的爆炸本身，和爆炸后的光变曲线中的颠簸。爆炸前的能量源主要是一颗伴星（主序星、沃尔夫-拉叶星、中子星或黑洞），它吸积了质量并发射了喷流。计算结果表明，CSM在爆炸喷出物加速后的快速膨胀需要爆炸能量大于10^{52}尔格。只有喷射驱动的爆炸才能在这种SN 2009 ip般的瞬变中提供这种能量。我的结论是，喷出物CSM相互作用是极不可能的权力，在爆炸后约110天的明亮的颠簸。相反，我通过应用一个喷气驱动的颠簸玩具模型，爆炸后的喷气机是最有可能的解释颠簸。爆炸本身（主爆发）是核心坍缩超新星（CCSN）还是普通包层喷流超新星（CEJSN）的问题，我不作定论。在这项研究中，我进一步连接特殊的瞬态事件，在这里2009 ip样的瞬态事件，CCSNe的争论，喷流驱动所有的事件，从常规的CCSNe通过超亮CCSNe和许多其他特殊的和超能量的瞬态事件，包括CEJSNe。在分析所有这些类型的瞬变时，不能忽略射流动力。
2022-09-09 astro-ph.HE
Type Ibn supernova SN~2010al: Powerful mass loss half year prior to the explosion
对Ibn型超新星SN~ 2010 al进行了探测，以推断超新星和星周壳层的参数。CS相互作用模型结合4600 nm混合光谱模型表明，一颗能量为$(1-1.5)\times10^{51}$ erg的WR星在一个质量为$\sim0.1$ \msun \，动能为$\sim 10^{48}$ erg的致密封闭CS壳层内爆炸。在堆芯坍塌前的最后0.4年期间形成了封闭的CS壳。
2022-03-05 astro-ph.HE
Search for High Energetic Neutrinos from Supernova Explosions with AMANDA
超新星爆炸是已知宇宙中最具能量的现象之一。有人认为，高达EeV能量的宇宙射线可能在年轻的超新星壳层中以几周到几年的时间尺度加速，这将导致TeV的中微子辐射。用似然法分析了2000年至2006年期间AMANDA中微子望远镜拍摄的数据，以寻找中微子事件与光学观测到的河外超新星之间的方向和时间巧合。超新星被堆积起来是为了提高灵敏度。一个相关的核心坍缩超新星目录已经创建。这张海报展示了分析的结果。
2009-07-27 astro-ph.HE
The Explosion Mechanism of Core-Collapse Supernovae and Its Observational Signatures
大质量恒星的死亡被许多谜团所笼罩。其中之一是将简并铁核的坍缩转变为爆炸的机制，这一过程决定了超新星爆炸的能量、幸存的致密残骸的性质以及核合成产额。由于现代时域天文测量和对爆炸机制的新测试成为可能，核心坍缩超新星观测的数量一直在加速增长。我们回顾了参数化超新星爆炸模型的预测，并将其与从观测到的光变曲线、光谱和中子星质量推断出的爆炸性质进行了比较。
2020-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Oxygen emission in remnants of thermonuclear supernovae as a probe for their progenitor system
热核超新星爆炸数值模拟的最新进展为研究Ia型超新星的祖先提供了一个独特的机会。将最先进的爆炸模型与超新星遗迹演化的详细流体动力学模拟和用于X射线发射计算的最新原子数据相结合，可以为超新星遗迹阶段创建逼真的合成X射线光谱。将这些光谱与超新星遗迹的高质量观测结果进行比较，可以限制爆炸机制和超新星的前身。本研究特别侧重于年轻超新星遗迹中的氧发射线特性，因为不同的爆炸情景预测了这种元素的不同数量和分布。对大麦云云中超新星遗迹的软X射线光谱分析和对不同爆炸情景的遗迹模型的对抗表明，SNR 0509-67.5可能来自延迟爆炸，SNR 0519-69.0可能来自富氧合并。
2015-03-25 astro-ph.HE
The explosion energy of the type IIP supernova SN 2013fs with a confined dense circumstellar shell
最近对SN 2013 fs闪光光谱的研究表明SN IIP爆炸能量巨大，远远超出了中微子机制的可能性。利用早期超新星与致密星周壳层相互作用的影响，重新讨论了SN 2013fs的爆炸能量问题。反向和正向冲击之间的冷密壳层的速度是从对2.4天的宽\heii\，4686\\的分析中推断出来的。这个速度与其他可观测量一起为我们提供了另一种能量估计$\sim1.8\times10^{51}$，erg的首选质量的$\sim10$ \msun。推断值在中微子驱动爆炸的范围内。
2020-03-06 astro-ph.HE
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
Supernova Explosions inside Carbon-Oxygen Circumstellar Shells
受最近发现的超新星2010 gx和Fryer等人的数值结果的启发。（2010），我们模拟了几个I型超新星模型的光变曲线，这些模型被密集的拱星壳或“超级风”所包围，富含碳和氧，没有氢。我们证明，在中等爆炸能量（2-3）下，如果SN喷出物和壳层的总质量为（3-5）Msun，壳层的半径为~10^{16} cm，那么SN 2010 gx这样的最亮事件可以用这些模型来解释。
2010-10-05 astro-ph.HE
Compact Object Formation and the Supernova Explosion Engine
当一颗大质量恒星结束它的生命时，它的核心坍缩，形成一颗中子星或黑洞，并产生宇宙中一些最具能量的爆炸。核心坍缩的超新星和长时间的伽马射线暴是致密残骸形成的强烈标志。因此，这两个领域是交织在一起的，再加上理论，瞬变的观测可以帮助我们更好地理解紧凑的残余物，就像中子星和黑洞的观测可以限制超新星和伽马射线暴引擎一样。我们在本文中审查这些关系。
2013-07-23 astro-ph.HE
From supernova to supernova remnant: comparison of thermonuclear explosion models
超新星（SN）三维建模的进展促使我们重新审视超新星遗迹（SNR）阶段。我们继续我们的印记热核爆炸的SNR它产生的研究，我们开始与一个延迟爆炸模型的一个克拉塞卡质量的白矮星。在这里，我们比较了两种不同类型的爆炸模型，每种模型都有两种变体：两种延迟爆轰模型（N100ddt，N5ddt）和两种纯爆燃模型（N100def，N5def），其中N数参数化点火。每个SN模拟的输出被用作SNR模拟的输入，直到爆炸后500年。虽然所有SNR模型随着时间的推移变得更加球形，并且总体上显示了年轻SNR所预期的理论结构，但根据点火的几何形状和爆震前沿的存在与否，在模型之间可以看到明显的差异。与N100模式相比，N5模式具有较强的偶极分量，并产生不对称的残留。N5def产生一个规则的外观，但偏移残留，而N5ddt产生一个双面残留。纯爆燃模型表现出特定的特征：由于不完全爆炸，中心密度过高，以及贯穿表面的接缝线网络，燃烧单元之间的边界。超新星的特征在爆炸后100年至300年的信噪比形态中占主导地位，这取决于模型，并且在500年时仍然可以测量，这可能提供一种测试爆炸模型的方法。
2020-11-09 astro-ph.HE
Hydrogenless Superluminous Supernova PTF12dam in the Model of an Explosion inside an Extended Envelope
本文提出了一个在致密扩展的无氢包层内的超新星爆炸模型，用来解释超亮超新星PTF 12 dam的光变曲线的性质。在文献中，有人认为这颗超新星的通量上升得太快，无法用爆炸模型来解释，这是由于与电子-正电子对产生相关的不稳定性（对不稳定超新星，PISNe），但它可以用磁星能量输入的模型来描述。我们表明，PTF 12 dam型超新星可以解释没有磁星在一个模型中的辐射冲击在一个密集的拱星信封，不需要一个过大的爆炸能量。
2015-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
An outburst from a massive star 40 days before a supernova explosion
各种各样的证据表明，超大质量恒星在爆炸成为超新星之前不久会经历极端的质量损失。有趣的是，有几个模型预测了这种爆炸前的爆发。在这些质量损失事件和最终的超新星爆炸之间建立因果关系将为研究超新星爆发前的恒星演化提供一种新的方法。在这里，我们报告了一个显着的质量损失事件的观测发现40天前爆发的IIn型超新星SN 2010 mc（PTF 10 tel）。我们的光度和光谱数据表明，这一事件是一次高能爆发的结果，辐射出至少6 × 10^47尔格的能量，并以2000 km/s的典型速度释放出约0.01太阳质量的物质。我们表明，时间接近的质量损失爆发和超新星爆炸意味着它们之间的因果关系。此外，我们发现爆发的光度和速度与波驱动脉动模型的预测是一致的，不赞成替代的建议。
2013-02-11 astro-ph.HE
Inferring the core-collapse supernova explosion mechanism with three-dimensional gravitational-wave simulations
用先进的LIGO和Virgo引力波探测器网络探测到核心坍缩超新星信号将使我们能够测量源的天体物理参数。在真实的高级引力波探测器数据中，存在可能模仿真实引力波信号的瞬态噪声伪影。在本文中，我们概述了在超新星模型证据提取器（SMEE）中实施的程序，该程序确定核心坍缩超新星信号候选者是否是噪声伪影，快速旋转的核心坍缩超新星信号或中微子爆炸机制核心坍缩超新星信号。此外，我们使用最新的三维引力波核心坍缩超新星模拟，我们概述了一个新的程序时，只有一个检测器是可操作的背景噪声瞬变的拒绝。我们发现，当使用三维波形作为信号模型时，检测所有波形所需的最小SNR降低。
2017-12-08 astro-ph.HE
Multiple shells in supernova 2023ixf support the jittering jets explosion mechanism (JJEM)
超新星2023ixf的多重壳层结构支持抖动喷流爆炸机制，为该机制是核心坍缩超新星主要爆炸机制提供了新证据。
2025-11-21 astro-ph.HE
The Gravitational Wave Signal of a Core Collapse Supernova Explosion of a 15M$_\odot$ Star
在这封信中，我们报告的引力波信号计算的背景下，一个$ab$ $initio$，三维模拟的核心坍缩超新星爆炸，开始与15 M $_\odot$明星和使用国家的最先进的弱相互作用。模拟是用我们的中微子流体动力学代码Chimera进行的。我们讨论了我们预测的引力信号的检测由当前一代的引力波探测器的潜力。
2017-01-25 astro-ph.HE
Double explosions and jet formation in GRB-supernova progenitors
长伽玛暴的前身，以及一般的核心坍缩超新星，可能有两个独立的机制驱动外流：准各向同性中微子驱动的超新星爆炸，然后是由伽玛暴中心引擎、黑洞或磁星驱动的高度准直的相对论外流。我们考虑了GRB驱动的第二次爆炸通过由主超新星激波通过产生的膨胀包层传播的动力学。在中心核之外，在SN激波爆发产生的陡峭密度梯度区域，加速的次级准球形GRB激波变得不稳定，在某些条件下，当流动几乎完全沿着近似圆柱形的准直通道膨胀时，可能形成高度准直的射流，即“烟囱”。因此，弱非球形驱动和/或风腔的非球形初始条件可产生高度非球形的喷射流出。对于亮度恒定的GRB中央引擎，当包线ρ~ r^{-ω}中的密度梯度比ω>4陡时，会出现这种情况。
2010-09-03 astro-ph.HE
QCD phase transition drives supernova explosion of a very massive star
核心坍缩超新星（SN）爆炸的性质尚未完全了解。本文重新访问的情况下，由于一阶相变，从正常的核物质的夸克-胶子等离子体，释放潜热释放必要的能量来解释观察到的SN爆炸。在这里，恒星祖先的金属丰度的作用进行了研究，比较太阳金属丰度和低金属丰度的情况下，都有一个零年龄的主序（ZAMS）的质量为75 $M_\odot$。研究发现，低金属丰度模型完全属于失败的SN分支，其特征是形成黑洞而不发生爆炸。它排除了这类大质量恒星爆炸作为极低金属丰度的重元素核合成的可能场所，通常与早期宇宙有关。
2021-09-08 astro-ph.HE
The compact circumstellar material of SN 2024ggi: Another supernova with a pre-explosion effervescent zone and jet-driven explosion
本文研究了SN 2024ggi的致密星周物质，提出冒泡模型解释其CSM来源，并指出延迟中微子机制难以满足其高爆炸能量，从而支持抖动喷流爆炸机制（JJEM）。
2024-08-20 astro-ph.HE
The implications of large binding energies of massive stripped core collapse supernova progenitors on the explosion mechanism
利用恒星演化程序MESA计算了大质量剥离包层核坍缩超新星（SECCSN）的结合能，发现质量为$>20 M_\odot$的碳氧核坍缩形成中子星（NS）遗迹的爆发更倾向于采用抖动喷流爆炸机制.我们计算的结合能在核心崩溃的假设下，残留物是一个NS。也就是说，在爆炸中喷出质量坐标为$~1.5-2.5 M_\odot$以上的恒星气体。我们发现，典型的结合能与$M_{CO} > 20 M_\odot$的碳氧核心质量剥离包膜祖喷出物是$E_{bind}>2 \times 10^{51} erg$。我们认为，喷流是最有可能爆炸这样的核心射流驱动的爆炸机制可以提供高能量的爆炸。我们应用我们的结果SN 2020 qlb，这是一个SECCSN与声称的核心质量的$~30-50 M_\odot$，并得出结论，抖动射流爆炸机制最好的帐户，这样的爆炸，留下一个NS。
2023-03-23 astro-ph.HE
Gamma-ray line measurements from supernova explosions
伽马射线线被认为是超新星爆炸余辉的一部分，因为新合成的原子核会发生放射性衰变。在初始爆炸（56 Ni，τ ~天）和年轻超新星遗迹（44 Ti，τ ~90年）的时间尺度上，56 Ni和44 Ti的衰变预计会产生显著的放射性伽马射线线发射。不太具体，但对整个超新星群体来说信息量很大的是来自寿命更长的同位素，如26 Al和60 Fe的教训。从比铁族元素重的元素的同位素中，任何有趣的伽马射线线发射都太微弱而无法观察到。空间伽马射线望远镜的测量已经从两个核心坍缩事件Cas A和SN 1987 A以及一个热核事件SN 2014 J中获得了有趣的伽马射线线发射。我们将讨论来自上述所有同位素的INTEGRAL数据，包括来自这两个天体的所有线和连续谱特征，以及通过伽马射线光谱法进行的更多超新星调查。我们的目标是说明什么可以学到的伽马射线线发射特性的爆炸和他们的天体物理。
2017-04-19 astro-ph.HE
Applications of Machine Learning to Predicting Core-collapse Supernova Explosion Outcomes
大多数现有的标准来自核心坍缩超新星的祖属性是不是很准确地预测爆炸的结果。我们提出了一个新的看识别核心塌陷超新星的爆炸结果使用机器学习方法。通知样本的100个二维轴对称超新星模拟进化与天炉座，我们训练和评估的随机森林分类器作为爆炸预测。此外，我们研究基于物理的功能集，包括紧凑性参数，Ertl条件，和一个新开发的集，其特征在于硅/氧界面。从9 $-$ 27 M $_{\odot}$超过1500超新星祖先，我们另外训练自动编码器直接从祖先密度分布提取物理不可知的功能。我们发现，仅密度分布包含有意义的信息，其爆炸性。硅/氧和自动编码器功能都能预测爆炸结果，精确度为$\approx$ 90\%。在更大的多维模拟集的预期中，我们确定了机器学习应用程序在爆炸结果预测之外的未来方向。
2022-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosion geometry of a rotating 13 $M_{\odot}$ star driven by the SASI-aided neutrino-heating supernova mechanism
通过对基于各向同性扩散源近似方案的谱中微子输运的核心坍缩超新星进行轴对称流体动力学模拟，我们支持了中微子加热机制在吸积激波不稳定性和对流的辅助下可以引发13 $M_{\odot}$星爆炸的假设.我们的研究结果表明，双极爆炸更有可能与模型，其中包括旋转。我们指出，模型，形成一个南北对称的双极爆炸，可以导致更大的爆炸能量比相应的单极爆炸。
2010-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early light curves for Type Ia supernova explosion models
即将进行的高节奏瞬变测量计划将产生大量Ia型超新星的观测数据。这些数据集将包含在爆炸后不久在其演变的早期检测到的许多事件。在这里，我们提出了合成光变曲线，计算与辐射流体动力学方法斯特拉为一些不同的爆炸模型，特别是集中在这些爆炸后的头几天。我们发现，总体而言，早期的光变曲线的演变是相似的，大多数的调查模型。特征印记是由靠近表面的放射性物质引起的。然而，这些都是非常相似的特征预计从喷出物CSM或喷出物伴随相互作用。除了纯粹的爆燃爆炸模型，我们的合成光变曲线没有表现出普遍假设的幂律上升。我们证明，这可能会导致大量的错误，在爆炸时间的确定。总之，我们用我们的计算说明，即使有非常早期的数据，如果只有光度观测，识别特定的爆炸情景也是具有挑战性的。
2017-10-02 astro-ph.HE
The double detonation of a double degenerate system, from Type Ia supernova explosion to its supernova remnant
Ia型超新星（SNe）被认为是由一颗白矮星（WD）的热核爆炸引起的，但其前身系统的性质仍然不清楚。最近的理论和观测的发展导致了对双简并模型的新的兴趣，特别是“氦点燃的猛烈合并”或“动力驱动的双简并双爆轰”（D $^6$）。在本文中，我们采取了现有的D $^6$ SN模型的输出，并将其带入超新星遗迹（SNR）阶段，直到爆炸后4000年，过去的时间，当所有的喷出物都被冲击。假设一个统一的环境介质，我们揭示了特定的签名的爆炸机制和空间变化固有的喷出物。第一次爆炸产生了一个早期可见的喷出物尾部，而第二次爆炸在喷出物中留下了一个中心密度峰值，在后期可见。由于双星运动引起的初始速度偏移，SNR外壳始终偏离中心。伴随的WD在喷出物中产生了一个巨大的圆锥形阴影，在投影中可以看到一个被明亮环包围的黑暗斑块。这是一个清晰且持久的局部特征，其对观察到的形态的影响取决于SNR的视角。这些结果为利用Ia型信噪比的观测诊断爆发机制和前身系统提供了新的途径。
2022-02-09 astro-ph.HE
Explosion Dynamics of Parametrized Spherically Symmetric Core-Collapse Supernova Simulations
我们报告的方法，推，触发核心坍缩超新星（CCSN）爆炸的大质量恒星的球对称。这种方法提供了一个框架来研究核心坍缩超新星的许多重要方面：冲击波通过恒星的影响，爆炸性超新星核合成和祖先遗迹连接。在这里，我们给出了一个概述的方法，比较结果的多维模拟和调查的祖和状态方程的黑洞形成的影响。
2016-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Optical Transient from an Explosion Close to the Stellar Surface
我们研究了靠近恒星表面的爆炸的流体动力学演化，并给出了这样一个事件的辐射的预测。我们表明，这样的事件将引起多波长瞬态。我们应用这个模型来描述一个前兆爆发的奇特的超新星iPTF14hls，这发生在1954年，60年前的超新星。我们认为，新一代的光学巡天可能会检测到类似的瞬变，它们可以用来识别超新星爆发前的祖先。
2019-07-17 astro-ph.HE
The effect upon neutrinos of core-collapse supernova accretion phase turbulence
在核心坍缩超新星的吸积阶段，大振幅湍流是由吸积激波不稳定性和中微子加热驱动的对流共同作用产生的。湍流直接影响爆炸的动力学，但也有可能是一个额外的，间接的，反馈机制，由于湍流可以对中微子的味道演变，从而中微子加热的影响。本文从数值和解析两方面研究了吸积相湍流对中微子演化的影响。采用代表性的超新星轮廓从吸积阶段的超新星模拟，我们发现数值计算没有表现出湍流的影响。我们解释这种情况下使用两个分析描述：刺激过渡模型和扭曲的相位效应模型。在受激跃迁模型中，湍流效应取决于六种不同的长度尺度，如果要观察到受激跃迁引起的风味演变的变化，则必须满足它们之间的三个标准。我们进一步证明，扭曲相位效应取决于存在多个半绝热MSW共振或不连续性，也可以表示为三个相同的长度尺度之间的关系。当我们检查数值计算中使用的超新星轮廓时，我们发现三个受激跃迁标准不能满足，与湍流功率谱的形式无关，并且相同的超新星轮廓缺乏产生扭曲相位效应所需的多个半绝热MSW共振或不连续性。由此我们得出结论：在超新星吸积阶段，尽管存在大振幅湍流，但它对中微子味的演化没有影响。
2017-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Fallback accretion powered supernova light curves based on a neutrino-driven explosion simulation of a 40 Msun star
我们提出了基于中微子驱动的40 Msun零金属丰度恒星爆炸的后备动力超新星的合成光变曲线，该恒星具有显着的后备吸积到黑洞上，Chan等人（2018）之前模拟过直到冲击爆发。在这里，我们调查的光变曲线特性的冲击爆发后，各种回落模型。如果没有来自后退吸积的额外能量，光变曲线是IIP型超新星的光变曲线，其平台星等约为-14等，平台持续时间为40天。然而，随着回落吸积的光变曲线的额外功率，我们发现瞬态可以显着更明亮。光变曲线形状可以是SN 1987 A型或IIP型，这取决于后备引擎的效率。如果吸积盘在坍缩后很快形成，并且超过1%的吸积能量作为中心引擎被释放，则回退吸积动力超新星变得与超亮超新星一样明亮。我们认为，II型超亮超新星与广泛的氢功能可能与这种富氢超新星的后退吸积。在未来，这种由后退吸积提供动力的超亮超新星可能会在来自第一颗恒星的超新星中发现，除了对不稳定超新星和脉冲对不稳定超新星。
2019-06-01 astro-ph.HE
Comprehensive Analyses of the Neutrino-Process in the Core-collapsing Supernova
本文通过两种流体动力学模型和中微子光度模型，系统分析了核心坍缩超新星中微子过程中自相互作用、激波和物质效应对轻核与重核丰度的影响，发现中微子自相互作用是关键因素，且正常质量层次更符合陨石数据。
2022-08-16 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Importance of $^{56}$Ni production on diagnosing explosion mechanism of core-collapse supernova
$^{56}$ Ni是超新星爆发的一个重要指标，它表征了光变曲线。尽管如此，爆炸能量而不是$^{56}$ Ni经常受到爆炸机理界的关注，因为它比$^{56}$ Ni的量更容易从数值数据估计。然而，最终的爆炸能量很难通过详细的数值模拟来估计，因为目前的模拟不能达到典型的爆炸能量饱和时间尺度。相反，$^{56}$ Ni的量在短时间尺度内收敛，使得它将是爆炸机制的更好探针。通过数值模拟和解析模型研究了超新星喷发物中爆炸核合成合成$^{56}$ Ni的量。对于数值模拟，我们采用拉格朗日流体动力学代码，其中中微子加热和冷却项考虑灯泡近似。初始条件取自Woosley & Hegel（2007），其在零年龄主序列中具有12、15、20和25 $M_\odot$。我们还开发了一个分析模型，它给出了一个合理的估计量的$^{56}$镍。我们发现，为了产生足够量的$^{56}$ Ni，$\mathcal{O}(1)$ Bethe的$^{-1}$的爆炸能量的增长率是必要的，这是远远大于在最近的爆炸模拟中发现的，典型的$\mathcal{O}(0.1)$ Bethe的$^{-1}$。
2017-04-16 astro-ph.HE
Neutrino oscillations in magnetically driven supernova explosions
我们研究了产生磁流体动力学（MHD）爆炸的核心坍缩超新星的中微子振荡。通过数值计算高度非球形包层中中微子的味转换，研究了爆轰各向异性通过Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein效应对中微子出射谱的影响.在具有较大θ_（13）的倒置质量等级的情况下，我们证明了从MHD超新星的旋转轴上看电子型中微子和反中微子的存活几率（即，极方向）的方向可以与沿赤道方向的方向显著不同。从极向观察到的电子型反中微子的事件数预计将显示出最陡峭的下降，反映了磁驱动冲击的通道，所谓的高共振区。此外，我们指出，这种冲击效应，取决于原始中微子光谱，也出现在低共振区，这导致显着减少的电子型中微子信号。这反映了磁爆炸的独特性质，其特征是非常早的冲击波到达共振区，这与中微子驱动的延迟超新星模型形成鲜明对比。我们的研究结果表明，电子型反中微子和中微子信号中的两个特征，如果对银河系超新星的超级神冈号可见，可能标志着磁驱动爆炸的观测特征，可能与磁星和/或长时间伽马射线暴的形成有关。
2009-09-19 astro-ph.HE
Inferring Explosion Properties from Type II-Plateau Supernova Light Curves
我们提出了在模拟IIP型超新星的进展，使用MESA的演变与STELLA耦合产生的光和径向速度曲线的冲击爆发。爆炸模型和合成光变曲线可用于将超新星的可观测性质（例如第50天的光度和平台期的持续时间，以及可观测量$ET$，定义为如果喷出物中没有${\rm ^{56}Ni}$，则会产生的时间加权积分亮度）转化为在平台期产生相同光变曲线和速度的爆炸族。这些预测的爆炸族提供了一个有用的指导，对建模观察到的SNe，并可以约束爆炸属性时，再加上其他观测或理论约束。对于一个观测到的超新星，测量${\rm ^{56}Ni}$质量，打破这些家庭的爆炸（喷出物质量，爆炸能量，和祖半径）的简并需要一个参数的独立知识。我们预计最常见的情况是对附近超新星的祖先半径测量。我们发现，从Fe II $λ$ 5169线推断出的喷出物的速度在大多数的平台阶段的测量提供了一些额外的信息爆炸特性。只有在初始激波冷却阶段，光球速度测量才有可能帮助解开光变曲线简并。
2019-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational wave signals from multi-dimensional core-collapse supernova explosion simulations
在这项工作中，我们简要报告的引力波（GW）信号计算的自洽的背景下，3D模拟的核心坍缩超新星（CCSN）爆炸的15 M $_\odot$祖星。我们提出了一个简短的概述GW信号，包括信号幅度，频率分布，并在爆炸的每个阶段，随着中微子光度的GW的形式发射的能量，并讨论它们之间的相关性。
2017-10-23 astro-ph.HE gr-qc
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 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
The soft and hard X-rays thermal emission from star cluster winds with a supernova explosion
巨大的年轻星团包含数十或数百颗大质量恒星，它们以风和超新星爆炸的形式注入机械能，产生外流，膨胀到周围的介质中，使其受到冲击，并形成称为超级气泡的结构。受冲击材料的区域可以具有超过10 $^6$ K的温度，并且主要发射热X射线（软和硬）。这种X射线辐射强烈地受到热传导作用的影响，以及大质量恒星注入的物质的金属含量。我们提出了三维数值模拟探索这两种效果，恒星风和超新星爆炸的金属丰度，以及热传导。
2015-04-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Possibility of Systematic Study of Supernova Explosions by Nuclear Imaging Spectroscopy
具有核成像光谱学的全天空监测器是系统研究超新星爆炸的一个有前途的工具。特别是，Ia型超新星的祖先场景，这还没有得到很好的理解，可以解决使用在核伽马射线波段的光变曲线。在这里，我们报告了一个预期的结果，全天空监测与成像光谱学使用电子跟踪康普顿相机，这将使我们能够观察核伽马射线线从Ia型超新星。
2016-10-21 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
Massive Computation for Understanding Core-Collapse Supernova Explosions
大质量恒星是如何爆炸的？答案的进展是由计算能力的增加驱动的。Petascale超级计算机能够对核心坍缩超新星进行详细的三维模拟。这些都阐明了流体不稳定性，湍流和磁场放大在超新星引擎中的作用。
2016-08-29 astro-ph.HE physics.comp-ph
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
Pulsar Acceleration Shifts from nearby Supernova Explosion
我们表明，当超新星爆炸时，附近的脉冲星信号会发生非常特定的变化。观测周期首先平滑变化，然后是时间导数的突然变化。一颗稳定的毫秒脉冲星可以让我们测量这种效应。这可能会改善我们的中微子释放的总能量的测量，也是超新星脉冲星系统的方向。
2016-02-09 astro-ph.HE gr-qc hep-th
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
Determining the core-collapse supernova explosion mechanism with current and future gravitational-wave observatories
本文利用覆盖完整爆发阶段的新型三维磁旋转波形，结合三类探测器与三种分类方法，评估通过引力波区分核心坍缩超新星爆发机制的能力。
2024-02-28 astro-ph.HE gr-qc
