Nuclear equation of state for core-collapse supernova simulations with realistic nuclear forces
基于真实核势构造了一个新的核物质状态方程表，用于核坍缩超新星的数值模拟。本文从Argonne v18和Urbana IX核势出发，采用集团变分法建立的均匀核物质状态方程，对非均匀核物质中Wigner-Seitz盒的最小自由能进行了计算.为了给均匀核物质状态方程的计算做准备，本文对均匀核物质状态方程进行了修正，以消除低密度均匀核物质中氘团簇形成的影响。根据Shen等人（1998，2011）使用的程序，还考虑了α粒子的混合。在小质子分数下，本物态方程从非均匀相到均匀相的相变临界密度略高于Shen物态方程。相对于液-气相变的临界温度随质子分数以比Shen EOS更平缓的方式降低。此外，在质子分数较小的非均匀核物质中出现的核素的质量和质子数都比Shen物态方程的大。这些结果是由于我们的物态方程的对称能的密度导数系数小于Shen物态方程的密度导数系数。
2017-03-22 astro-ph.HE nucl-th
A new equation of state for core-collapse supernovae based on realistic nuclear forces and including a full nuclear ensemble
我们已经建立了一个核物质状态方程（EOS），其中包括一个完整的核系综用于核心坍缩超新星模拟。它是基于两位作者最近导出的均匀核物质状态方程，将变分方法应用于现实的两体和三体核力。我们利用重核的扩展液滴模型和轻核的量子理论质量估计。除了现实的核力，包括在介质中的影响，对整个合奏的核，使新的状态方程的最现实的状态方程的超新星模拟之一。我们与FYSS状态方程进行了比较，FYSS状态方程是基于相同的核系综公式，但采用相对论平均场（RMF）理论与均匀核物质的TM 1参数集。新的状态方程比FYSS状态方程在核饱和密度附近和以上更软。我们发现，由于新方程中原子核的饱和密度较大，对称能较小，因此新方程中小质量数的丰中子核比FYSS方程中的丰中子核更丰富。我们将这两种状态方程应用于一维超新星模拟，发现新的状态方程由于具有更小的对称能，在坍缩阶段给出了更低的电子分数和更高的温度。因此，对于新的EOS，内核具有较小的质量。另一方面，由于新EOS的柔软性，它更紧凑，并在更高的密度下反弹。在两个模拟中，外核中冲击波的向外传播非常相似，这可能是一个伪像，虽然，由于使用了相同的重核电子捕获率表，忽略了这些计算中两个EOS之间的核组成差异。
2017-07-20 astro-ph.HE nucl-th
Comparing treatments of weak reactions with nuclei in simulations of core-collapse supernovae
我们进行了广泛的研究核弱相互作用对核心坍缩超新星（CCSNe）的影响，特别注意核丰度之间的一致性状态方程（EOS）和核弱相互作用。我们基于变分方法计算均匀物质的性质。对于非均匀核物质，我们考虑了各种有限密度效应和热效应，并直接用核丰度计算核的弱相互作用率。为了量化一致的治疗核丰度的CCSN动力学的影响，我们进行了球对称CCSN模拟与完整的玻尔兹曼中微子输运，系统地改变治疗的弱相互作用，EOSs和祖模型。我们发现，不一致的处理之间的EOS和弱相互作用率的核丰度削弱了EOS的动力学和中微子信号的依赖。我们还检验了两种人工处方对轻核弱相互作用的有效性，发现这两种处方都影响动力学。此外，中微子的光度与基准模型相差约10%，中微子的平均能量与基准模型相差0.25-1 MeV。我们还发现，中子化爆发中微子信号依赖于祖更强烈的EOS，防止检测到这个信号约束的EOS。
2018-12-24 astro-ph.HE nucl-th
Sensitivity of nuclear statistical equilibrium to nuclear uncertainties during stellar core collapse
通过改变核物质的体积性质、丰中子核的质量数据和核模型的有限温度修正，系统地研究了在与大质量恒星核坍缩相关的热力学条件下核统计平衡状态方程。研究发现，核自由能的温度依赖性对熵和核成分有重要影响，而熵和核成分又影响着核心坍缩超新星的动力学。体相性质和质量数据的影响较小。对于所有模型，可能有助于核心去质子化的常见细胞核是靠近$Z\approx30$和$N\approx50$的细胞核。然而，一个模型的内部自由度的半经验表达式，高估了数密度的幻核与$N\approx50$和$82$，而一个模型，其中核壳效应不考虑，低估了数密度的重核，特别是幻核。其他模型，其中包括壳效应的温度依赖性的内部自由度和/或在核内部自由能，表明之间的差异，人口的魔核和非魔核消失的温度升高。完全统计状态方程的建立需要对质子数25-45、中子数40-85的中等质量丰中子核进行进一步的理论和实验研究。
2018-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Probing the incompressibility of nuclear matter at ultra-high density through the prompt collapse of asymmetric neutron star binaries
利用250个中子星并合的微观物理模拟，我们首次探讨了核不可压缩性在不同质量比双星瞬发坍缩阈值中的作用。我们表明，即时崩溃阈值的观测，无论是从二进制与两个不同的质量比或与一个质量比，但结合知识的最大中子星质量或紧凑性，将限制在最大中子星密度，$K_{\rm max}$，在百分之几十的不可压缩性。这种用其他方法无法得到的对$K_{\rm max}$的测量可能揭示出中子星内部超子或夸克的存在。
2022-05-17 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
A new baryonic equation of state at sub-nuclear densities for core-collapse simulations
我们计算了一个新的状态方程的重子在亚核密度意味着使用的核心坍缩模拟的大质量恒星。各种核的丰度与热力学量一起获得。该公式是NSE描述和液滴近似的核。利用核子的相对论平均场论和原子序数~ 1000的原子核的质量公式计算了模型自由能。我们还考虑了pasta相，因此在我们的EOS中，向均匀核物质的转变以传统方式发生：原子核没有解离为核子，而是一直持续到向均匀核物质的转变。核物质。我们发现，自由能和其他化学量与采用单核近似的标准物态方程之一沈氏物态方程的自由能和其他化学量相差不大。另一方面，平均质量系统地不同，这可能对超新星核心中的电子捕获率和相干中微子散射率有重要影响。同样有趣的是，质量数的均方根与平均质量数差别不大，因为前者对于核上相干散射率的评估很重要，但迄今为止还没有得到。EOS表目前正在构建中，其中将包括弱相互作用率。
2011-08-10 astro-ph.HE nucl-th
Impact of electron capture rates on nuclei far from stability on core-collapse supernovae
利用广义相对论广义相对论中的球对称模拟方法，研究了丰中子核的电子俘获截面对坍缩动力学的影响.因此，我们改变处方EC率对个别核，核相互作用的EoS，质量模型的核统计平衡分布和祖模型。在与以前的作品，我们表明，个别EC率是最重要的来源，在模拟中的不确定性，而其他输入只有轻微的影响结果。最近提出的一个解析公式外推微观结果的稳定核EC率的中子丰富的区域，与核结构数据和参数拟合从大规模壳模型计算的功能形式的动机，显示出导致相当大的（16%）减少电子分数在反弹相比，更原始的处方率，导致更小的内核质量和更慢的冲击传播。我们表明，EC过程涉及$\approx$ 130个不同的核物种主要在N = 50壳层封闭区域的86 Kr附近，并建立一个列表中最重要的核进行研究，以限制全球利率。
2019-09-02 astro-ph.HE nucl-th
Variational study for the equation of state of asymmetric nuclear matter at finite temperatures
从由Argonne v18势和Urbana IX势组成的原子核哈密顿量出发，采用变分法，构造了零温和有限温下均匀非对称核物质（ANM）的状态方程.在零温下，用二体集团近似中的Jastrow波函数计算二体能量，并辅以Mayer条件和愈合距离条件，重现了Akmal，Pandharipande和Ravenhall的结果.由三体力引起的能量在某种程度上被唯象地处理，以便总能量再现经验饱和条件。用状态方程计算得到的中子星的质量和半径与最近的观测数据是一致的。在有限温度下，热力学量，如自由能，内能，熵，压力和化学势的计算与施密特和Pandharipande的方法的扩展。与完全最小化计算的结果相比，证实了冻结相关近似的有效性。ANM的能量在零温度下是二次质子分数依赖的，而ANM的自由能在有限温度下明显偏离二次质子分数依赖。所得到的ANM状态方程将成为超新星数值模拟中新的核状态方程的重要组成部分。
2013-02-18 astro-ph.HE nucl-th
Generalized density functional equation of state for astrophysical simulations with 3-body forces and quark gluon plasma
本文提出了一个更新的通用核物质状态方程（EoS），用于模拟核心坍缩超新星、中子星合并和黑洞坍缩。这EoS制定的密度泛函理论（DFT）的背景下，并推广到包括所有DFT EoS符合已知的核和天体物理约束。该EoS还允许形成具有净质子过剩（$Y_p > 0.5$）的材料的可能性，并且具有对核统计平衡的改进的处理以及当密度接近核物质密度时向重核的过渡。我们包括了在核物质密度以上的范围内π介子的效应，并包括了所有已知的高温介子和重子态。我们分析了如何在密度泛函理论中的三体核力项在高密度下加强EoS以满足最大中子星约束，然而，对称性无能和π介子在高温下的形成的密度依赖性允许在超新星坍缩计算中软化中心核心，从而导致强大的爆炸。我们还增加了在核物质密度以上的量子色动力学手征对称性恢复和解除禁闭阶段的过渡的可能性。本文详细介绍了物理，和约束条件，这个新的EoS，并提出了一个说明，它的实施在中子星和核心坍缩超新星模拟。我们提出的核心坍缩超新星模拟与EoS的第一个结果。
2016-12-28 astro-ph.HE nucl-th
Modification of the Brink-Axel Hypothesis for High Temperature Nuclear Weak Interactions
我们提出壳模型计算的电子俘获强度分布在A=28核和计算相应的捕获率在超新星核心条件。我们发现，在这些核的Brink-Axel假设的Gamow-Teller强度分布失败，在低和中等的初始激发能，但可能是一个有效的工具，在高激发。在高初始激励下GT强度的重新分布可能会影响崩溃过程中的捕获率。如果我们在轻核中发现的这些趋势也适用于在恒星坍缩期间提供中子化主要通道的重核，那么超新星核心电子捕获物理学可能有两个含义。首先，一个修改后的Brink-Axel假设可以是一个有效的近似用于崩溃代码。第二，电子捕获强度可能会在跃迁能量中显著下降，这可能会增加恒星坍缩期间的整体电子捕获率。
2014-08-26 astro-ph.HE nucl-th
Equation of state effects in the core collapse of a $20$-$M_\odot$ star
在我们对接近和高于核饱和密度的致密物质的性质的了解中，我们所知道的是核心坍缩超新星（CCSNe）和中子星（NS）的性质预测的多信使签名变化的主要来源之一。我们构建了97个新的有限温度状态方程（EOSs）的致密物质，遵守目前的实验，观测和理论约束，并讨论如何在EOS参数的系统变化影响冷非旋转NS的属性和核心崩溃的$20\,M_\odot$祖星。$20\,M_\odot$祖星的核心坍缩是在球对称使用广义相对论辐射流体动力学代码GR 1D，其中中微子相互作用计算每个EOS使用NuLib库。我们的结论是，在核饱和密度以上的密度的核子的有效质量是最大的来源的不确定性在CCSN中微子信号和动力学，即使它起着次要的作用，在大多数性质的冷NS物质。同时，其他观测量的变化会影响冷NS的性质，而对CCSNe影响不大。为了加强我们的结论，我们进行了六个八分圆的三维CCSN模拟不同的核饱和密度的核子的有效质量。我们的结论是中微子加热，因此，爆炸的可能性显着增加的EOSs在核饱和密度的核子的有效质量是大的。
2019-06-05 astro-ph.HE nucl-th
Nuclei in Core-Collapse Supernovae Engine
本文综述了用于核塌缩超新星模拟的核状态方程和核塌缩超新星的组成核及其在核塌缩超新星模拟中的作用。各种核，如氘，铁和极富中子的核组成了CCSNe的中央引擎。坍缩核的中心在发生核反弹之前是由富中子重核控制的。它们之间的弱相互作用显著影响中微子的发射和产生的原中子星的大小。在核心反弹之后，在膨胀的冲击波和新形成的中子星（NS）之间，重核溶解成质子、中子和轻核。在确定冲击波动力学和超新星爆炸的外层信封的一些关键组成部分是中微子相互作用的核子和轻核，如氘。状态方程提供了材料性质和核组成之间的关系，并且需要模拟这种爆炸。对均匀和非均匀核物质的进一步研究有助于加深对CCSNe机制和超新星核性质的理解。均匀核物质物态方程的知识正通过微观计算、地面实验和NS观测的结合而不断得到改进。结合各种核实验和现有理论，认为在非均匀核物质状态方程模型中，重核的有限温度效应、稀核物质中轻核的形成以及向均匀核物质的转变等问题还有待改进。
2022-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Gravitational Collapse of Rotating Supermassive Stars including Nuclear Burning Effects
质量为$\gtrsim 10^5 M_\odot$的超大质量恒星（SMS）是在许多大质量星系中心发现的超大质量黑洞种子的候选者。利用轴对称相对论数值模拟方法，模拟了包含核燃烧效应的刚性旋转SMS核的引力坍缩。我们发现，对于现实的初始条件，核燃烧并不起重要作用。坍缩后，围绕旋转黑洞的环面形成，环面的一部分物质被喷射出来。定量地研究了这些天体的性质与自转的关系。我们发现，如果一个SMS核心是足够迅速地旋转，环面和流出的质量有大约$6\%$和$1\%$的初始质量，分别。外流的典型平均速度和总动能为$0.2~c$和$10^{54-56}$ erg，其中$c$为光速。最后，我们简要讨论了观测环面和外流的可能性。
2017-04-03 astro-ph.HE
Symmetry energy impact in simulations of core-collapse supernovae
我们提出了一个广泛的选择核物质状态方程（EOSs）适用于核心坍缩超新星研究的审查。这些EOS所涵盖的大量核物质性质，如对称能，导致超新星模拟的不同结果。许多目前使用的状态方程模型可以通过核实验、核多体计算和对中子星的观测来排除。特别是两个经典的超新星状态方程描述中子物质差。尽管如此，我们还是探索了它们在超新星模拟中的影响，因为它们通常用于天体物理学。它们是非常柔软和坚硬的代表性核模型。相应的超新星模拟代表了两种极端情况，例如，关于质子中子星（PNS）的致密性和激波演化。此外，在多维超新星模拟中，状态方程的差异对爆炸动力学有很大的影响。由于经典超新星EOS的极端行为，我们还包括DD 2，密度依赖耦合的相对论平均场EOS，这是令人满意的协议与许多目前的核和观测约束。这是DD2首次应用于超新星模拟，并与经典超新星状态方程进行了比较。我们发现，后者EOS在超新星模拟的整体行为之间的两个极端的经典EOS。正如在以前的研究中所指出的，我们确认的对称性能量的电子分数的影响。此外，我们发现，在反弹后的演化过程中，对称性能量变得不那么重要，相反，EOS的对称部分变得越来越占主导地位，这与获得的高温有关。此外，我们还研究了高密度夸克物质和中、低密度轻核团簇的可能影响
2014-02-05 astro-ph.HE nucl-th
New Equations of State in Simulations of Core-Collapse Supernovae
本文讨论了三种新的状态方程在核塌缩超新星模拟中的应用。新的物态方程是基于Hempel和Schaffner-Bielich（HS）的核统计平衡模型，其中包括排除体积效应和相对论平均场（RMF）相互作用。我们考虑RMF参数化TM 1，TMA和FSUgold。这些状态方程实现到我们的球对称核心坍缩超新星模型，这是基于广义相对论辐射流体力学和三味玻尔兹曼中微子输运。将新物态方程得到的结果与广泛使用的H物态方程进行了比较。Shen等人和Lattimer & Swesty.系统的比较表明，非均匀核物质的模型描述与核相互作用的参数化对超新星动力学和中微子信号同样重要。此外，研究了核物理的几个新方面：HS状态方程包含核的分布，包括核壳效应。轻核的出现，例如，还探索了氘和氚，其可以变得与α和自由质子一样丰富。此外，我们还研究了核心坍缩失败的超新星中黑洞的形成，这主要取决于高密度状态方程。我们发现，温度效应导致系统的非相对论LS状态方程的RMF状态方程相比，更快的崩溃。我们推导出一个新的相关性的时间，直到黑洞的形成，它允许确定最大质量的原中子星，如果中微子信号从这样一个失败的超新星将在未来测量。这将给有限熵的核状态方程一个约束，补充了对冷中子星的观测。
2012-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The Sensitivity of Core-Collapse Supernovae to Nuclear Electron Capture
为了研究天体物理环境对中重核电子俘获率变化的敏感性，建立了一个弱率库。有了这个库，核心坍缩和早期后反弹阶段的核心坍缩超新星核电子捕获的敏感性进行了检查，通过系统和统计变化的单个核的电子捕获率。通过将理论速率与从电荷交换和$β$ -衰变测量中推导出的速率进行比较来指示与不确定性一致的因子来调整速率。为了确保模型独立的评估，进行了一组全面的祖细胞和状态方程的灵敏度研究。在我们的系统研究中，我们发现在激波形成时内核质量的+16/-4%范围和在去质子化爆发期间峰值ν e光度的$\pm$ 20%范围。这些范围是从一个单独的祖星研究中看到的范围的五倍，在该研究中，我们评估了这些参数对32个前超新星恒星模型的敏感性。它也被发现，模拟是更敏感的电子捕获率的减少比增强，特别是在N = 50封闭的中子壳层附近的丰中子核的速率的减少。由于对中重核（A > 65）和丰中子核的测量很少，并且由于在单个核水平上考虑原子核结构的精确理论模型不容易获得，这些核的速率可能被高估。如果更准确的估计证实了这一点，本研究的结果表明，可以预期堆芯坍塌轨迹会发生重大变化。因此，实验和理论的努力应该集中在这个区域的核图表。
2015-08-28 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
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
Equation of State Effects on Gravitational Waves from Rotating Core Collapse
银河系核心坍缩超新星的轴对称旋转坍缩、反弹和早期后反弹阶段产生的引力波将被当代引力波天文台探测到。由于这些GWs是从四极形变核密度核心发射的，它们可能编码不确定的核物质状态方程（EOS）信息。我们研究的影响，核状态方程对旋转核心崩溃的GW，并进行了1824轴对称广义相对论流体动力学模拟，涵盖了98个不同的旋转配置文件和18个不同的状态方程的参数空间。我们发现，反弹GW信号在很大程度上是独立的EOS和敏感的旋转重力能量的比率，并在高旋转速率，差分旋转的程度。GW频率的反弹核心振荡表现出更强的EOS依赖性，可以参数化的核心的EOS依赖的动态频率$\sqrt{G\barρ_c}$。我们发现，峰值频率的动态频率的比率遵循一个普遍的趋势，所有的EOS和旋转配置文件，这表明，当旋转速率超过动态频率的核心振荡的性质发生变化。我们发现，在低密度非均匀核物质的处理，从非均匀到均匀核物质的过渡，并在核物质的描述高达约两倍饱和密度的差异可以温和地影响GW信号。我们发现，近似值和不确定性的电子捕获率可能会导致GW信号的变化，是由于不同的核EOS的幅度相当。这强调了需要可靠的核电子捕获率和自洽的多维中微子辐射流体动力学模拟旋转核心崩溃。
2017-03-03 astro-ph.HE
Impact of dineutrons on nuclear compositions of a core-collapse supernova
Tokyo University of Science（东京科学大学）；Kanto Gakuin University（关东学院大学）
研究假设存在双中子和四中子时核坍缩超新星中心区域的核成分，发现它们在核心反弹后特定半径内比氘核更丰富，且其结合能对整体成分影响有限。
2025-10-11 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Numerical modeling of core-collapse supernovae and compact objects
大质量恒星（M> 10 Msun）由于引力坍缩而以壮观的爆炸结束生命。坍缩将恒星变成致密的物体，如中子星和黑洞，并喷出宇宙射线和重元素。尽管这些天体物理事件的重要性，超新星爆炸的机制一直是天体物理学中未解决的问题。这是因为超新星动力学的澄清需要极端条件下的核和中微子物理学的全面知识，以及多维中微子辐射流体动力学的大规模数值模拟。这篇文章是一个简短的概述的理解（困难）的超新星机制，通过最近的进展，在超级计算设施的数值模拟。利用核物理的数值研究方法，跟踪具有中微子发射的致密天体的演化，揭示大质量恒星中的中微子星/黑洞的诞生过程。
2012-12-26 astro-ph.HE nucl-th
A New Constraint on the Nuclear Equation of State from Statistical Distributions of Compact Remnants of Supernovae
了解物质在最高密度和温度下的行为是核物理学和相对论天体物理学中的一个主要开放问题。这种物理学通常被封装在所谓的高温核物质状态方程中，它影响着致密的双星合并、核心坍缩超新星以及更多的现象。一个这样的例子是大质量恒星核心坍缩的残余物的类型（黑洞或中子星）和质量。对于每六个候选状态方程，我们使用一个非常大的套件的球对称超新星模型，以产生一套这样的残余物的合成人口。然后，我们将这些合成人口与观察到的剩余人口进行比较。因此，我们提供了一个新的高温核物质状态方程的约束条件，并描述EOS候选人或多或少的青睐这个度量。
2022-03-27 astro-ph.HE nucl-th
Nuclear pasta and supernova neutrinos at late times
核子被排列成管状、片状或其他复杂形状的核面食，预计在核心坍缩超新星（SNe）中的密度略低于核密度。我们用分子动力学模拟计算了中微子-pasta相干散射的附加不透明度。我们在SNe的模拟中近似地包括这种不透明度。我们发现，意大利面减缓中微子扩散，大大增加了中微子信号在后期的10秒或更长的时间后，恒星核心崩溃。对于银河系SN来说，这个信号应该在超级神冈这样的大型探测器中清晰可见。
2016-11-30 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Correlations in Nuclear Matter
我们用对关联函数分析了核物质的关联性质。为了这个目的，我们系统地比较结果的变分方法在最低阶约束变分（LOCV）近似和Bruekner-Hartree-Fock（BHF）计划。建立了LOCV的Jastrow相关因子和压边力的缺陷函数（DF）之间的正式联系，并证明了在何种条件和近似下这两种方法是等价的。数值比较表明，两个关联函数相当接近，这特别表明DF近似是局域的和动量无关的。比较了两种方法中核物质的物态方程。结果表明，引入三体力后，两种状态方程相当接近，而有无三体力时，两种状态方程的关联函数基本一致。
2012-09-11 astro-ph.HE nucl-th
A Survey of Nuclear Pasta in the Intermediate Density Regime: Structure Functions for Neutrino Scattering
背景资料：由于长程库仑力和短程强作用力之间的竞争而产生的核面食物质被认为存在于天体物理场景中，例如中子星和核心坍缩超新星。它的结构可以对中微子的传输或中子星的潮汐变形性产生很大的影响。目的：我们研究了核面对中微子相互作用的影响，并将结果与均匀物质进行了比较。方法：利用密度泛函理论计算了核物质的弹性和非弹性静态结构因子，其中包含了中微子散射的主要核输入。结果：每个面食结构在弹性结构因子中留下了独特的印记，并大大增强。所有构型的非弹性结构因子非常相似。结论：核面对中微子中性流散射不透明度有显著影响。而对于非弹性反应的截面减少，弹性相干散射显着增加。这种效应对于中子星的冷却以及核心坍缩超新星模型都很重要。
2019-12-22 astro-ph.HE nucl-th
Determine the Core Structure and Nuclear Equation of State of Rotating Core-Collapse Supernovae with Gravitational Waves by Convolutional Neural Networks
探测到来自附近核心坍缩超新星的引力波将对超新星发动机和核物质状态方程施加有意义的约束。在这里，我们使用卷积神经网络模型来识别核心旋转速率，旋转长度尺度和核物质状态方程（EoS），使用Richers等人（2017）的1824个波形。利用从-10 ms到6 ms的地核反弹的引力波信号，可以实现旋转长度尺度（$93\%$）和旋转速率（$95\%$）分类的高预测精度。通过在瞬发对流阶段包括额外的48 ms信号，我们可以实现$96\%$对四个主要EoS组的分类准确性。结合上述三种模型，我们可以同时正确地预测核心自转速率、自转长度尺度和EoS，精度超过$85\%$。最后，将迁移学习方法应用于来自FLASH模拟的另外74个波形（Pan等人，2018），我们表明我们使用Richers波形的模型可以成功预测Pan波形的旋转速率，即使是平均绝对误差仅为0.32 rad s $^{-1}$的连续值。这些结果表明，更广泛的参数制度，我们的模型可以应用于识别核心坍缩超新星事件通过GW信号。
2022-09-21 astro-ph.HE
The Boltzmann-radiation-hydrodynamics Simulations of Core-collapse Supernovae with Different Equations of State: the Role of Nuclear Composition and the Behavior of Neutrinos
利用Boltzmann辐射流体动力学程序求解中微子输运的Boltzmann方程，我们给出了用Lattimer和Swesty（LS）和Furusawa和Shen（FS）的核状态方程（EOSs）模拟的结果。我们延长了LS模型的模拟时间，并进行了深入的调查，虽然我们以前的论文简要报告了一些结果。只有LS模型显示了激波复活。这似乎源于核组成：不同的核组成导致不同的能量损失由光解，因此不同的强度的瞬发对流和后来的中微子驱动的对流。FS模型中的质子中子星比LS模型中的质子中子星更紧凑，因为多核物质的存在软化了物态方程。对于中微子的行为，我们研究了中微子的通量和爱丁顿张量。在光学厚区，中微子的扩散和物质运动的拖曳决定了通量。在光学薄区，自由流决定了它的大小，并将爱丁顿张量与由M1-闭包关系得到的张量进行了比较。M1-封闭方案高估了速度依赖项在非透明区域的贡献。
2020-11-17 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The equation of state and composition of hot, dense matter in core-collapse supernovae
状态方程和物质的组成计算典型的条件下，在核心坍缩超新星的预塌缩和早期坍缩阶段。的组合物的核统计平衡的假设下进行评估，当该物质被认为是一个“几乎”的理想气体，由于核的热激发的修正，自由核子简并，库仑和表面能修正。对这些修正的说明使我们能够得到密度略低于核物质密度的成分。通过与Shen等人发展的状态方程的比较，我们考察了最近大多数超新星状态方程所用的一个代表核的近似。我们发现，广泛分布在核图表的组成是不同的，取决于质量公式，而消耗量是相当接近的沈的状态方程。
2009-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Equation of state effects in core-collapse supernovae
我们研究了核物质状态方程的不同性质对坍缩超新星的影响，重点研究了原中子星收缩及其对激波演化的影响。为此，我们引入了一系列的状态方程，改变核子的有效质量，不可压缩性，对称能，和核饱和点。这使我们能够指出从Lattimer和Swesty到Shen等人的状态方程（模拟中最常用的两个状态方程）改变这些属性的不同效果。特别是，我们跟踪收缩行为的有效质量，这决定了热核子状态方程的贡献。较大的有效质量导致较低的压力在核密度和较低的热指数。这导致了原中子星更快的收缩，从而导致更高的中微子能量，这有助于冲击波演化为更快的爆炸。
2020-03-12 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Core-collapse supernova simulations with reduced nucleosynthesis networks
本研究开展含核反应网络的核心坍缩超新星模拟，发现核反应能量可提升爆发能量、维持晚期外流并合成更多富中子核素，同时指出原位与异位反应网络的抛射物计算存在系统差异，凸显大型原位网络的重要性。
2023-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Evolving massive stars to core collapse with GENEC: Extension of equation of state, opacities and effective nuclear network
本文扩展 GENEC 的状态方程、核反应网络及不透明度，构建 15–25 倍太阳质量前身星模型，并验证其可用于核心坍缩与超新星动力学研究。
2024-12-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-Dimensional Hydrodynamic Simulations of Convective Nuclear Burning In Massive Stars Near Iron Core Collapse
大质量恒星在铁核坍缩点的非球形结构可以对随后的核心坍缩超新星爆炸及其产生的多信使信号的性质产生质的影响。强扰动可以通过加强激波后区域的湍流来帮助成功的爆炸。在这里，我们报告了一组$4π$三维流体动力学模拟的O-和Si-壳燃烧的大质量恒星模型的不同的初始质量使用MESA和FLASH模拟框架。我们进化了四个独立的3D模型，大约是在最后十分钟之前，包括铁芯坍塌。我们考虑初始的1D MESA模型与质量的14-，20-和25 $M_{\odot}$调查范围内的O/Si壳层密度和组成配置。我们在我们的3D模型中的对流壳的特征，并将它们与相应的1D模型进行比较。在一般情况下，我们发现，在我们的3D模拟接近崩溃的角平均对流速度是三到四倍大的对流速度预测MESA在同一时期为我们选择的混合长度参数$α_{\rm{MLT}}=1.5$。在我们的三个模拟中，我们观察到显着的权力在球谐分解的径向速度场的谐波指数$\ell=1-3$近崩溃。我们的研究结果表明，大尺度模式是常见的大质量恒星附近的崩溃，应该被认为是一个关键方面的前超新星祖先模型。
2021-07-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dependence of the Sr-to-Ba and Sr-to-Eu Ratio on the Nuclear Equation of State in Metal Poor Halo Stars
提出了一个模型，其中轻r过程元素富集在贫金属星通过浓缩从截断r过程，或“tr过程”。“截断的r-过程从一个通用的核心崩溃事件，然后崩溃到吸积引起的黑洞检查的框架中的银河系化学演化模型。这个模型所施加的极端贫金属恒星的观测的约束进行了解释，并在[Sr/Ba]分布的上限被发现是有关的核物质状态方程在崩溃的情况下。在[Sr/Ba]和[Sr/Eu]的散射作为金属丰度的函数已被发现是一致的核心坍缩超新星的湍流喷射。该模型的适应性进行评估，占同位素观测值的分散。这是通过假设在超新星事件中混合喷出物来实现的。
2016-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational Constraints of Stellar Collapse: Diagnostic Probes of Nature's Extreme Matter Experiment
超新星是大自然的高能量、高密度实验室实验，其密度超过核密度，温度超过10 MeV。天文学家已经建立了一套诊断方法来研究这些超新星。如果我们能够利用这些诊断，并将它们与超新星物理学的理论理解联系起来，我们就可以利用这些宇宙爆炸来研究这些极端密度和温度下的物质性质。利用这些诊断将需要了解广泛的其他物理学。在这里，我们回顾了诊断和使用它们来了解超新星引擎和终极核物理所需的物理学。
2014-03-14 astro-ph.HE
Nuclear Neural Networks: Emulating Late Burning Stages in Core Collapse Supernova Progenitors
本文提出核神经网络框架来模拟大质量恒星晚期燃烧阶段的核合成，以替代刚性ODE求解，并在氧核心耗尽后的条件下验证其将电子分数、平均原子质量数和核能产生率等关键量精度提升数倍，为高效生成高保真核心坍缩超新星前身星提供新途径。
2025-07-22 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
The Impact of Nuclear Reaction Rate Uncertainties On The Evolution of Core-Collapse Supernova Progenitors
通过将STARLIB反应速率库提供的反应速率概率密度函数与$\texttt{MESA}$恒星模型相结合，探讨了核心坍缩超新星祖先在热核反应速率的复合不确定性方面的性质.我们发展了1000 15 $M_{\odot}$模型从前主序核心O-耗尽在太阳和太阳下的金属丰度为2000 Monte Carlo恒星模型。对于每个恒星模型，我们独立地，同时采样665热核反应速率，并使用它们在一个$\texttt{MESA}$原位反应网络，以下127个同位素从$^{1}$ H到$^{64}$ Zn。在这个框架下，我们调查的核心质量，燃烧寿命，成分和结构特性在五个不同的进化时期。在每个时期，我们测量每个属性的变化的概率分布函数，并计算每个采样反应速率的斯皮尔曼等级相关系数，以确定哪个反应速率对每个属性的变化影响最大。我们发现$^{14}$ N $(p,γ)^{15}$ O、三重$α$、$^{12}$ C $(α,γ)^{16}$ O、$^{12}$ C（$^{12}$ C，$p$）$^{23}$ Na，$^{12}$ C（$^{16}$ O，$p$）$^{27}$ Al，$^{16}$ O（$^{16}$ O，$n$）$^{31}$ S，$^{16}$ O（$^{16}$ O，$p$）$^{31}$ P和$^{16}$ O（$^{16}$ O，$α$）$^{28}$ Si的反应速率决定了所测性能的变化…
2017-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
New Aspects and Boundary Conditions of Core-Collapse Supernova Theory
核心坍缩超新星是自然界最大的爆炸之一。它们由引力坍缩释放的能量提供动力，包括一系列丰富的物理现象，涉及所有基本力以及物理学和天体物理学的许多分支。我们总结了核心坍缩超新星理论的现状，并讨论了当前一套候选爆炸机制的核心坍缩超新星建模正在走向自洽的三维模拟。最近在核理论和中子星质量和半径测量方面的工作为核物质状态方程提供了新的约束条件。我们将讨论这些新的发展及其对核心坍缩超新星建模的影响。核心坍缩超新星中心区域的中微子-中微子前向散射可以导致集体中微子味振荡，导致电子和重轻子中微子光谱的交换。我们回顾了在理解这些集体振荡及其对核心坍缩超新星爆炸机制的潜在影响方面所取得的快速进展。
2011-11-27 astro-ph.HE hep-ph
Core-collapse supernovae and supernova neutrinos
Monash University（莫纳什大学）
本文概述了核坍缩超新星的现代理论，重点讨论了中微子和多维流体动力学在驱动爆炸中的作用，以及核物理和中微子相互作用率的关键影响。
2026-05-26 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Chimera: A massively parallel code for core-collapse supernova simulation
我们提供了一个详细的描述奇美拉代码，代码开发的模型核心坍缩超新星在多个空间维度。核心坍缩超新星爆炸机制仍然是深入研究的主题。迄今为止的进展表明，它涉及到中微子的产生，运输和相互作用在恒星核心，三维恒星核心流体动力学及其相关的不稳定性，核燃烧，中微子-恒星核心弱相互作用的基础物理学和所有恒星核心成分的状态方程-特别是与核子相关的核物质状态方程，在核中既有游离的也有结合的。嵌合体，通过结合详细的中微子输运，现实的中微子-物质相互作用，三维流体力学，现实的核，轻子和光子状态方程，和一个核反应网络，以及其他改进，可以用来研究中微子辐射，流体动力学不稳定性，以及各种输入物理在爆炸机制本身的作用。它也可以用来计算可观测量，如中微子签名，引力辐射，以及与核心坍缩超新星相关的核合成产物。该代码包含中微子输运，多维可压缩流体力学，核反应，各种中微子相互作用，状态方程和模块，提供数据的后处理观测，如核合成的产品，引力辐射的模块。Chimera是一个不断发展的代码，定期更新，改进输入物理和数值优化。我们在这里详细介绍了代码的当前版本，未来的改进将源于此，而这些改进又可以在未来的出版物中根据需要进行描述。
2020-02-25 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Explosions from Rotating Very Massive Star Collapses to Black Holes: Effects of Nuclear Burning
Frontier Research Institute for Interdisciplinary Sciences, Tohoku University（东北大学前沿交叉科学研究院）；Astronomical Institute, Graduate School of Science, Tohoku University（东北大学理学研究科天文学研究所）；Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik (Albert-Einstein-Institut)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））；Institute for Gravitation and the Cosmos, The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学引力与宇宙研究中心）；Department of Physics, The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学物理系）；Center for Gravitational Physics and Quantum Information, Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所引力物理与量子信息中心）；Department of Physics, Toho University（东邦大学物理系）
本研究通过数值相对论模拟，探究旋转大质量恒星核心坍缩为黑洞的过程，明确核燃烧对坍缩模式、抛射物特征及铁族元素生成的影响，揭示其可产生大质量高能抛射物与铁族元素的机制。
2026-08-17 astro-ph.HE gr-qc
Dependence of the Reconstructed Core-Collapse Supernova Gravitational Wave High-Frequency Feature on the Nuclear Equation of State, in Real Interferometric Data
本研究分析了五组仅状态方程不同的二维核坍缩超新星模拟的引力波，发现高频特征斜率变化为10-50%，并验证了当前及未来探测器对银河系内该特征的分辨能力及其约束状态方程的潜力。
2024-07-30 astro-ph.HE gr-qc
Classifying the nuclear equation of state in LVK interferometric noise through core-collapse supernova gravitational-wave signatures using convolutional neural networks
University of Warsaw（华沙大学）；Embry-Riddle Aeronautical University（埃默里-里德尔航空大学）；University of Tennessee, Knoxville（田纳西大学诺克斯维尔分校）；Tecnológico de Monterrey（蒙特雷理工学院）；Universidad de Guadalajara（瓜达拉哈拉大学）
该研究利用卷积神经网络，通过核心坍缩超新星引力波信号在LVK干涉测量噪声中对核状态方程分类，以五个CCSN模拟为示例分析数据，在1千秒差距处分类准确率高，有望扩展到下一代天文台，整体及各EOS类分类性能强。
2026-07-27 astro-ph.HE astro-ph.IM gr-qc
thornado-hydro: a discontinuous Galerkin method for supernova hydrodynamics with nuclear equations of state
本文介绍了高阶中微子辐射流体动力学工具包（thornado）中的非相对论流体动力学算法，该工具包正在开发用于核心坍缩超新星（CCSNe）的多物理场模拟以及与Runge-Kutta间断Galerkin（RKDG）方法相关的问题。更具体地说，thornado采用了光谱型节点配置近似，我们有扩展的限制器-斜率限制器，以防止非物理振荡和约束执行限制器，以防止非物理状态-从标准RKDG框架，能够容纳一个列表的核物质状态方程（EoS）。为了证明核EoS的算法的有效性，我们首先提出了在一个和两个空间维度的理想化设置中的基本测试问题的数值结果，采用笛卡尔坐标，球极坐标和圆柱坐标。然后，我们将RKDG方法应用于球对称的绝热坍缩、冲击波形成和冲击波传播问题，以15个太阳质量的祖先为起点。我们发现，扩展限制器提高了保真度和鲁棒性的RKDG方法在理想化的设置。边界执行限制器提高了鲁棒性的RKDG方法在绝热崩溃的应用，而我们发现，在特征字段的斜率限制是脆弱的EoS中的结构-更具体地说，在相变从核和核子散装核物质。这些应用的成功标志着在未来将RKDG方法应用于更真实的CCSN模拟的重要一步。
2020-11-09 astro-ph.HE physics.comp-ph
Reaction Rate Sensitivity of the Production of $γ$-ray Emitting Isotopes in Core-Collapse Supernova
核心坍缩超新星（CCSNe）中产生的放射性同位素提供了对驱动坍缩机制和元素丰度起源的潜在过程的有用见解。他们的研究汇集了主要的物理学研究，包括核反应速率的实验测量，天体物理建模和PDMATHAMM射线观测。在这里，我们确定了关键的核反应速率的可观察到的放射性同位素的核合成爆炸硅燃烧期间CCSNe。使用核反应网络计算器SkyNet和当前的REACLIB反应速率，我们演变的温度-密度-时间轮廓的最里面的$0.45~M_\odot$喷出物从核心的崩溃和爆炸的$12~M_\odot$明星。通过将3403个反应速率单独变化100倍，我们确定了141个反应，这些反应导致了感兴趣的同位素的显著差异，即$^{43}$ K、$^{47}$ Ca、$^{44,47}$ Sc、$^{44}$ Ti、$^{48,51}$ Cr、$^{48,49}$ V、$^{52,53}$ Mn、$^{55,59}$ Fe、$^{56,57}$ Co和$^{56,57,59}$ Ni。对于这些反应中的每一个，我们提出了一种新的方法来提取相关的同位素的核合成的温度范围内，得到的温度范围内的$T = 0.47$ $6.15~$ GK。将STARLIB反应速率不确定性的变化限制在$1σ$内，进一步将所识别的反应减少到48个关键速率，这可以用于指导未来的实验研究。完整结果以表格形式呈现。
2020-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
