Core-Collapse Supernovae as Supercomputing Science: a status report toward 6D simulations with exact Boltzmann neutrino transport in full general relativity
这是一份关于我们通过大尺度数值模拟揭示核心坍缩超新星（CCSNe）机制的工作进展报告。超新星发动机的多维性、广义相对论磁流体力学、从形成中的中子星发射的中微子的能量和轻子数传输以及那里的核相互作用，都被认为在排斥下落物质和产生高能爆炸方面起着至关重要的作用。这些成分在核心坍缩、反弹和冲击膨胀的动力学中彼此非线性地耦合。因此，对CCSNe的严格定量研究使得大量的数值计算成为强制性的。由于中微子一般既不处于热平衡，也不处于化学平衡，因此需要计算它们在相空间中的分布。这是一个六维（6D）中微子输运问题，即使对于那些拥有最先进的数值资源，如“K计算机”的人来说也是一个相当大的挑战。为解决这个问题，我们已展开多方面的工作。特别是，我们在本文中报告我们最近的进展，在治疗多维（多维）辐射流体力学。我们目前正在两条不同的道路上进行的最终目标：在一种方法中，我们采用近似的，但非常有效的计划中微子运输和处理三维流体力学和/或广义相对论严格;一些中微子驱动的爆炸将提出和比较2D和3D模型之间的定量;另一方面，在第二种方法中，精确但迄今为止的牛顿玻尔兹曼方程在二维和三维空间中求解，我们将展示一些示范性的测试模拟。我们还将讨论下一代超级计算机的exa规模计算的前景。
2012-06-27 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Multi-dimensional Features of Neutrino Transfer in Core-Collapse Supernovae
通过求解中微子分布函数的玻尔兹曼方程，研究了超新星核内中微子转移的多维性质。采用具有代表性的快照后反弹核心从其他超新星模拟在三维空间中，我们解决了时间演化的中微子分布函数的定态的玻尔兹曼求解器。利用S $_n$方法实现的多角度、多能量特性，我们揭示了空间三维中微子输运的真实特征，如非径向通量和非对角爱丁顿张量.此外，我们评估射线的射线近似，关闭我们的代码中的横向运输条款。我们证明了射线-射线近似倾向于沿着每条径向射线传播中微子球周围的量子态的涨落，并且高估了不同径向射线上中微子分布之间的变化。我们发现，射线-射线近似和完全玻尔兹曼输运之间的中微子密度和通量的差异变为~ 20%，这也是局部加热率的情况下，而玻尔兹曼输运中的体积积分加热率被发现只是略大于（~2%）在射线-射线近似中的对应物，由于不同的射线之间的抵消。这些结果表明，我们最好仔细评估各种近似的中微子转移在目前的模拟超新星动力学的可能影响。中微子分布函数的角矩和能量矩的详细信息将有利于未来中微子辐射流体力学数值方法的发展。
2014-11-13 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
SNR-calibrated Type Ia supernova models
目前的Ia型超新星（SN Ia）模型可以重现大多数可见光+IR+UV观测。在X射线波段，通过超新星遗迹（SNRs）的光谱确定元素丰度比已经达到了足够的精度来约束超新星Ia模型。Martínez-Rodríguez等人已经证明，对于各种超新星Ia模型，用标准的核反应速率不能重现超新星核反应堆中的Ca/S质量比，并提出12 C +16 O反应速率可能被高估了10倍。我们发现，在所报道的不确定度范围内，通过同时改变12 C +16 O、12 C +12 C、16 O +16 O和16 O（γ，α）12 C反应的速率，可以得到相同的Ca/S比。我们还表明，超新星Ia核合成的主要产物的产额不依赖于修改的速率的细节，但可以通过观测量，如Ca/S参数化。使用这种SNR校准的方法，然后，我们继续计算一组新的Ia型超新星模型和nucleosynthesis的两个krasekhar和subkrasekhar质量祖细胞与一维流体动力学和nucleosynthesis代码。我们讨论了核合成的模型作为一个功能的祖金属丰度，质量，和爆燃到爆轰过渡密度。每种模型的产率几乎不依赖于针对常见Ca/S比修改的反应速率。
2018-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional Boltzmann-Hydro code for core-collapse in massive stars I. special relativistic treatments
本文提出了一种新的数值方法来求解多维、特殊的相对论性中微子玻尔兹曼方程和流体力学方程。它旨在应用于核心坍缩超新星的模拟。我们以一种非传统的方式处理狭义相对论，考虑到v/c的所有阶数。在玻尔兹曼方程的平流和碰撞项的一致治疗是困难的来源，我们克服了采用两种不同的能量网格：拉格朗日重映射和实验室固定网格。我们进行了一系列的基本测试，并进行了一维模拟的核心崩溃，反弹和冲击失速的15 M_{sun}祖模型与最低限度，但必要的一套微观物理。我们在后者的模拟表明，我们的新代码是能够处理的核心坍缩超新星的所有阶段。为了比较，非相对论模拟也进行了相同的代码，我们表明，他们产生的中微子转移定性错误的结果。最后，我们讨论了在我们的方法中可能纳入广义相对论效应。
2014-07-21 astro-ph.HE
A Detailed Comparison of Multi-Dimensional Boltzmann Neutrino Transport Methods in Core-Collapse Supernovae
驱动核心坍缩超新星的机制对物质和中微子辐射之间的相互作用很敏感。然而，中微子辐射输运是很难模拟的，有几种不同近似水平的辐射输运方法。在静态流体背景、平坦时空、弹性散射和完全狭义相对论的假设下，我们第一次在多维空间中仔细比较了Nagakura、Yamada和Sumiyoshi的离散纵坐标（DO）代码和Monte Carlo（MC）代码Sedonu。我们发现非常好的协议，在所有的光谱，角度和流体相互作用的数量，贷款的信心，这两种方法。DO方法在确定光学厚区域的加热和冷却速率方面表现出色。MC方法由于有效的无限角分辨率而预测更尖锐的角特征，但是在减法抵消普遍存在的数量中努力降低噪声，例如质子中子星的净增益和爱丁顿张量的非对角分量。我们还发现，在角动量的分布函数中的错误引起的忽略速度的依赖性是次占主导地位的那些从有限的动量空间分辨率。我们简要地比较直接计算的二阶角矩的预测流行的代数两个时刻关闭，并发现近似关闭的错误是可比的DO和MC方法之间的差异。包括在这项工作中是一个改进的Sedonu代码，现在实现了一个完全特殊的相对论，时间独立的版本的网格不可知的蒙特卡罗随机游走近似。
2017-09-14 astro-ph.HE
Multidimensional Boltzmann Neutrino Transport Code in Full General Relativity for Core-collapse Simulations
我们开发了一个中微子转移的核心塌缩模拟代码，直接解决多维玻尔兹曼方程在完全广义相对论。我们采用离散纵标法，它离散的六维相空间。该代码是我们的特殊相对论代码耦合到牛顿流体动力学代码，这是目前用于核心坍缩超新星模拟的扩展。为了验证程序对广义相对论效应的处理能力，我们进行了一些测试：首先计算了Schwarzschild和Kerr时空中的中微子自由流，并将计算结果与测地线曲线进行了比较;在史瓦西的情况下，我们不仅在球对称的空间中部署了一维网格，而且还部署了二维网格。三维空间网格下的轴对称，以评估能力的代码计算的空间平流的中微子;其次，我们计算了中微子在固定物质背景下的输运，这是采取从核心坍缩超新星模拟与我们的广义相对论，但球对称玻尔兹曼流体动力学代码，以获得一个稳定的中微子分布的结果进行了比较，后者的代码。
2021-03-19 astro-ph.HE
Collisional and Fast Neutrino Flavor Instabilities in Two-dimensional Core-collapse Supernova Simulation with Boltzmann Neutrino Transport
基于Boltzmann辐射流体力学二维核心坍缩超新星模拟，研究碰撞味不稳定性（CFI）和快味不稳定性（FFI）的出现，发现湍流导致CFI区域随时间剧烈变化，FFI在三个区域出现且增长率始终高于CFI，在线性演化中占主导。
2024-01-09 astro-ph.HE
Diagnosing electron-neutrino lepton number crossings in core-collapse supernovae: A comparison of methods
本研究针对核心坍缩超新星中快中微子味转化的必要条件ELN交叉，对比了四种诊断方法的性能，发现多项式法和Minerbo方案局限性严重，最大熵法可捕捉大部分前向交叉但仍有不足，凸显了稳健建模中微子角特性的必要性。
2025-09-03 astro-ph.HE hep-ph
Conservative 3+1 General Relativistic Boltzmann Equation
本文给出了广义相对论玻尔兹曼方程守恒形式的一种新的推导方法，并将其专门用于3 + 1度规。由此产生的输运方程的目的是在涉及数值相对论的模拟中使用，特别是在缺乏球对称的情况下。自变量为实验坐标系基时空位置分量和共动坐标系曲线动量空间坐标。本文着眼于天体物理学的应用-如核坍缩超新星和致密天体合并-在有限温度下流体中含有原子核和/或核物质，其中输运的粒子是中微子，研究了中微子与流体之间的四动量交换与轻子数之间的关系。
2013-07-05 astro-ph.HE gr-qc
A Dual-Resolution Prescription in the $S_N$ Method for Boltzmann Neutrino Transport I: Proof of Principle and the Resolution of Collision Term
针对核坍缩超新星多维中微子输运中$S_N$方法的低分辨率问题，提出平流项与碰撞项采用不同角分辨率的双分辨率方案，通过单区模拟验证了方案可行性及碰撞项所需分辨率要求。
2025-10-29 astro-ph.HE
Core-Collapse Supernovae from 9 to 120 Solar Masses Based on Neutrino-powered Explosions
核合成，光变曲线，爆炸能量，和残余质量的计算网格的超新星产生的大质量恒星与太阳的金属和质量从9.0到120太阳质量。使用多达2000个原子核的自适应反应网络进行完整的进化。调查的一个新方面是使用一维中微子传输模型的爆炸。这个爆炸模型已经被校准，以给出SN 1987 A的观测能量，使用几个标准的祖先，并为蟹状星云超新星使用9.6太阳质量的祖先。由于使用校准的中央引擎，超新星的最终动能是可变的，并且对超新星爆发前恒星的结构敏感。许多具有扩展核心结构的祖星并没有爆炸，而是变成了黑洞，爆炸恒星的质量也不会形成一个单连通集。由此产生的核合成与太阳相当吻合，前提是Ia型超新星的合理贡献也是允许的，但缺乏轻s过程同位素。由此产生的中子星IMF的平均引力质量接近1.4太阳质量。如果只有氦核坍缩，平均黑洞质量约为9个太阳质量，如果整个前超新星恒星坍缩，则为14个太阳质量。只有约10%的超新星来自质量超过20个太阳的恒星，其中一些是Ib型或Ic型。探讨了IIp型光变曲线的一些有用的系统学。
2016-02-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Occurrence of Crossings Between the Angular Distributions of Electron Neutrinos and Antineutrinos in the Supernova Core
中微子快速成对转换被假设发生在核心坍缩超新星（SN）的致密核心中，可能对SN机制和可观测的中微子信号产生戏剧性的影响。有利于成对转换的一个关键条件是电子中微子和反中微子角分布之间存在交叉（即，电子中微子轻子数交叉，ELN交叉）。本文建立了一个静止的球对称SN模型，在没有流体动力学不稳定性引起的扰动的情况下，再现了致密SN核中中微子角分布的发展。通过迭代求解中微子玻尔兹曼方程，包括碰撞项，我们的模型预测，ELN交叉可以开发只有在附近的去耦区域和重子密度的急剧径向演变，当电子中微子和反中微子数密度是可比的。这种情况可能只发生在SN阶段的晚期。有趣的是，风味不稳定性引起的空间或时间扰动是不太可能产生ELN交叉动态内我们的简化设置。
2019-09-03 astro-ph.HE hep-ph
Prospects of fast flavor neutrino conversion in rotating core-collapse supernovae
越来越多的证据表明，中微子在核心坍缩超新星（CCSN）中经历了快速味转换（FFC）。在这封信中，我们调查的角色，恒星旋转的发生FFC进行轴对称CCSN模拟与完整的玻尔兹曼中微子输运。我们的结果表明，电子中微子轻子数（ELN）角交叉，这是触发FFC的必要和充分条件，优选地发生在赤道区旋转CCSNe。通过研究中微子-物质相互作用和中微子辐射场，我们发现了恒星自转促进FFC发生的证据。激波后层中的低电子分数区域在离心力作用下膨胀，增强了电子型中微子（$ν_{\rm e}$）和它们的反粒子（$\barν_{\rm e}$）之间中微子吸收的差异。这对中微子在动量空间中的角分布有很大的影响，在动量空间中，$ν_{\rm e}$倾向于比$\barν_{\rm e}$更各向同性;因此，ELN交叉出现。在这项研究中发现的ELN交叉显然与旋转有关，这激发了进一步研究随后的FFC如何影响旋转CCSNe中的爆炸动力学，核合成和中微子信号。
2021-11-10 astro-ph.HE hep-ph
Neutrino Transfer in Three Dimensions for Core-Collapse Supernovae. I. Static Configurations
为了研究超新星核塌缩过程，我们开发了一个三维多能多角中微子输运的数值计算程序。数值程序采用离散纵标（Sn）方法，时间推进采用全隐式差分，求解了中微子分布的Boltzmann方程。玻尔兹曼方程是在惯性系中用碰撞项表示的，计算到v/c的零阶。一组基本的中微子反应的三个中微子物种一起实现了一个现实的状态方程的致密物质。为了保持系统的线性，近似地包含了成对过程。我们提出了一组测试问题的数值结果，以证明代码的能力。对流和碰撞项的数值处理首先在扩散和自由流限制下进行验证。然后，我们计算稳定的中微子分布的背景提取的球对称，广义相对论模拟的15 Msun星，并比较它们与后者的计算结果。我们还展示了多维能力的3D代码解决中微子转移人工变形的超新星核心在2D和3D。沿着中微子路径的形式解被用作精确解。我们计划将此代码应用于超新星的三维中微子辐射流体动力学模拟。这是一系列关于发展的报告中的第一篇。
2012-01-11 astro-ph.HE nucl-th physics.comp-ph
General Relativistic Neutrino-Driven Turbulence in One-Dimensional Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星（CCSNe）中的对流和湍流本质上是三维的。然而，CCSNe的3D模拟在计算上要求很高。因此，它是有价值的，以修改模拟在球对称纳入3D效果使用一些参数模型。在本文中，我们报告的制定和实施的广义相对论（GR）中微子驱动的湍流对流的球对称核心坍缩超新星代码\texttt{GR1D}。这是基于最近提出的来自\cite{Couch2020_STIR}的牛顿模拟中的降维超新星湍流（\textit{STIR}）方法。当这个模型的参数被校准到3D模拟，我们发现，我们的GR制定的\textit{STIR}需要更大的湍流涡旋，以实现类似于原来的\textit{STIR}模型的冲击演变。我们还发现，广义相对论可能会改变祖质量和成功与~之间的对应关系。失败的爆炸
2021-02-12 astro-ph.HE
Three-Dimensional Boltzmann-Hydro Code for core-collapse in massive stars III. A New method for momentum feedback from neutrino to matter
提出了一种新的中微子-物质耦合方法，用于核塌缩超新星（CCSN）的辐射流体动力学模拟。发展的动机是，准确的动量守恒是需要可靠的数值模拟CCSN动力学，包括反冲的原中子星（PNS）。新方法是建立在一个混合的方法，其中我们使用的中微子的能量动量张量计算的动量反馈中微子的光学厚区域的物质，而我们采用碰撞项在光学薄区域。在这种方法中，我们利用广义相对论描述的辐射流体动力学与角动量，这使我们能够评估从中微子的动量反馈的问题，而不与我们的玻尔兹曼求解器不一致。我们表明，新的方法大大提高了线性动量守恒在我们的CCSN模拟在合理的角分辨率在动量空间的准确性，减轻了困难，精确地给出扩散限制与离散纵坐标（Sn）方法。这是有史以来第一次证明，PNS踢可以直接和正确地处理在多维辐射流体动力学模拟与完整的玻尔兹曼中微子输运。
2019-06-24 astro-ph.HE
A Multidimensional General-Relativistic Boltzmann Solver for Neutrino Transport: Implementation, Discretization and Optimization
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；University of Tennessee, Knoxville（田纳西大学诺克斯维尔分校）
本文实现了一个多维广义相对论玻尔兹曼求解器，用于中微子输运，通过勒让德展开优化隐式求解，在1D超新星测试中实现300倍加速，并与M1格式对比验证了精度。
2026-09-28 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
The Foundation Supernova Survey: Motivation, Design, Implementation, and First Data Release
基金会超新星巡天的目标是为宇宙学提供一个大的、高保真的、均匀的、精确校准的低红移Ia型超新星（SN Ia）样本。当前低红移SN样本的校准是SN宇宙学系统不确定性的最大组成部分，需要新的数据才能取得进展。我们提出的动机，调查设计，观测策略，实施，和基金会超新星调查的第一个结果。我们正在使用泛星望远镜获得高达800个超新星Ia在z < 0.1的测光。这种策略有几个独特的优点：（1）Pan-STARRS系统是一个非常好的校准望远镜系统，（2）Pan-STARRS已经观测到了格里兹3/4的天空，使得未来的模板观测变得不必要，（3）我们有一个经过良好测试的数据简化管道，（4）我们已经在这个系统上观测到了~3000个高红移的Ia超新星。在这里，我们提出了我们的初始样本的225个超新星Ia格里兹光变曲线，其中180个通过所有标准列入宇宙学样本。基金会超新星巡天已经包含了更多的宇宙学上有用的超新星Ia比所有其他公布的低红移超新星Ia样本的总和。我们预计，基金会超新星样本的系统不确定性将比其他低红移样本小2-3倍。我们发现，我们的宇宙学有用的样本有一个内在的散射0.111等，小于其他低红移的样本。我们进行详细的模拟表明，简单地取代目前的低红移超新星Ia样本与同等大小的基金会样本将提高精度的暗能量状态方程参数的35%，和暗能量的品质因数的72%。
2017-11-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the occurrence of fast neutrino flavor conversions in multidimensional supernova models
在核心坍缩超新星或中子星合并事件中，稠密的中微子介质可以在时间/距离尺度上经历快速的味道转换，这种转换比真空振荡小得多。据信，快中微子味转换发生在$ν_e$和$\barν_e$的角分布相互交叉的区域。我们提出了第一个研究这种交叉现象和快速中微子味转换多维（多维）超新星模型。我们研究的中微子分布通过求解玻尔兹曼输运方程的几个固定的配置文件，这是从单独的二维和三维超新星模拟与$11.2 M_\odot$祖模型的代表性快照。我们的研究表明，在多维模式中的$ν_e$和$\barν_e$通量的球面非对称模式可以帮助$ν_e$和$\barν_e$角分布之间的交叉的出现。在我们所研究的模型中，在中微子退耦区内外存在着不稳定的中微子振荡模，其振幅增长率高达$e$倍/纳秒。这一发现可能对核心坍缩超新星的爆炸机制、核合成和中微子信号产生重要影响。
2020-01-13 astro-ph.HE
Three-dimensional Boltzmann-Hydro code for core-collapse in massive stars II. The Implementation of moving-mesh for neutron star kicks
提出了一种新的移动网格技术，用于模拟核心坍缩超新星（CCSNe）的多维Boltzmann-Hydro程序。这种方法与其他方法的不同之处在于，它不仅用广义相对论（GR）的3+1形式来处理流体动力学，而且还处理中微子转移，利用位移矢量来指定坐标系的时间演化。这意味着，我们的代码的运输部分本质上是广义相对论的，虽然在本文中，它只适用于移动曲线坐标在平坦的Minknowski时空，因为重力部分仍然是牛顿的。还详细描述了该实现的数字方面。利用轴对称二维程序，我们进行了两个实验计算：原中子星的振荡和逃逸。我们表明，我们的新方法工作正常，正确跟踪运动的PNS。我们相信这是CCSNe现实模拟的一个重大进步。
2016-05-02 astro-ph.HE gr-qc
Long-term evolution of massive star explosions
我们研究模拟的核心坍缩超新星在球对称。我们的模型是基于广义相对论辐射流体力学与三味玻尔兹曼中微子输运。我们讨论了不同的超新星阶段，包括长期的演变开始爆炸后的20秒，在此期间的中微子通量和平均能量不断减少。此外，所有风味的光谱变得越来越相似，表明从带电电流主导到中性电流主导的变化。此外，最近几个独立的小组基于复杂的超新星模型已经表明，集体中微子味振荡在早期质量吸积主导的反弹后演化过程中受到抑制。在这里，我们专注于电子和非电子口味之间的集体风味翻转的可能性，在稍后，秒的顺序，爆炸后的发病演变与重元素的核合成的可能应用。
2012-01-03 astro-ph.HE
Fast collective neutrino oscillations inside the neutrino sphere in core-collapse supernovae
中微子被认为在核心坍缩超新星的爆炸机制中起着关键作用，因为它们携带了大质量恒星引力坍缩释放的大部分能量。如果它们的味道在中微子球内快速转换，超新星爆炸可能会受到影响。本文是我们以前的文件的扩展工作的结果报告。我们进行了彻底的调查，在我们的自洽，现实的玻尔兹曼模拟在两个空间维度下轴对称的$ν_e$和$\barν_e$角分布之间的交叉，或电子轻子数（ELN）交叉的存在。本文首次报道了在大质量恒星核心深处，在$r$ $\approx$ 16 - 21 km处中微子球附近的正探测。我们发现，低值的电子分数$Y_e$产生的对流运动与轻元素的外观是至关重要的，以引起ELN交叉，通过提高质子和中子之间的化学电势差，从而减轻费米简并的$ν_e$。由于积极的检测区域是持续的，事实上，随着时间的推移，扩大，它可能会对核心坍缩超新星的爆炸，观测中微子天文学和重核的核合成产生影响。
2020-01-15 astro-ph.HE
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry: Nucleosynthesis Yields
核心坍缩超新星（CCSNe）是大质量恒星的极高能量死亡。它们在宇宙中许多重元素的合成和传播中起着至关重要的作用。在过去，CCSN核合成计算依赖于人工爆炸方法，无法充分捕捉恒星最内层的物理现象。PUSH方法以SN 1987 A为基准进行校准，利用原中子星（PNS）发射的重味中微子的能量来触发参数化爆炸。这使得有可能遵循PNS的一致演变，并确保更准确地处理喷出物的电子分数。在这里，我们提出了铁组核合成的核心塌陷超新星，爆炸与PUSH，为两个不同的祖先系列的结果。计算出的收益率观测贫金属星数据的比较。核合成产率将计算所有元素和广泛的祖细胞质量。这些产率对于星系化学演化的模型非常有用。
2017-01-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Kompaneets equation for neutrinos: Application to neutrino heating in supernova explosions
我们推导出中微子的“Kompaneets方程”，它描述了中微子与物质相互作用的分布函数如何偏离具有零化学势的费米-狄拉克分布。为此，我们扩展碰撞积分的玻尔兹曼方程的中微子到第二阶的物质和中微子之间的能量转移。中微子分布函数的扭曲改变了中微子加热物质的速率，因为该速率与中微子的均方能量$E_ν^2$成正比。对于电子型中微子，$E_ν^2$相对于其热值的增强近似为$E_ν^2/E_{ν,\rm thermal}^2=1+0.086(V/0.1)^2$，其中$V$是核子的体速度，而对于其他中微子种类，增强为$(1+δ_v)^3$，其中$δ_v=mV^2/3k_BT$是核子的动能除以热能。这种增强对超新星爆炸有重要意义，因为它有助于中微子驱动的爆炸。
2019-08-26 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis in core-collapse supernova explosions triggered by a quark-hadron phase transition
我们探讨了大质量恒星爆炸中的重元素核合成，这些爆炸是由核心坍缩超新星早期反弹阶段的夸克-强子相变触发的。本研究是基于广义相对论辐射流体力学模拟与三味玻尔兹曼中微子输运球对称，其中利用夸克-强子混合状态方程的基础上的MIT袋模型的奇异夸克物质。在恒星核心内部的夸克-强子相变形成了一个冲击波，向原中子星的表面传播。冲击波导致爆炸和蒸发富含中子的物质，这些物质堆积或吸积在原中子星上。后来，在冷却阶段，原始中子星发展出一种富含质子的中微子驱动风。我们提出了一个详细的分析，在富含中子和质子的喷出物的核合成结果，并比较我们的综合核合成与金属贫星的观测。
2012-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Neutrino-pair emission from nuclear de-excitation in core-collapse supernova simulations
我们研究了中微子对生产的影响，从高激发重核的核心坍缩超新星模拟的去激发，核心反弹后的几个100毫秒的演变。我们的研究是基于AGILE-Boltztran超新星代码，其特点是广义相对论辐射流体力学和准确的三味玻尔兹曼中微子输运球对称。在我们的模拟中，用两种不同的方式描述了核去激发过程。首先，我们遵循富勒和迈耶[Astrophys. J.376，701（1991）]，其基于在非相互作用核子的核费米气体模型的框架中导出的强度函数。其次，我们根据对选定的核基态的测量参数化了允许和禁止的强度分布。我们通过应用Brink假设和细致平衡来确定去激励强度。对于这两种方法，我们发现，核去激发对超新星动力学没有影响。然而，我们发现，在坍缩阶段，核去激发是产生电子反中微子以及重轻子味（反）中微子的主要来源。在足够高的密度下，相关的中微子光谱会受到与周围物质相互作用的影响，这使得正确的中微子输运模拟对于确定中微子能量损失率非常重要。我们发现，即使包括核去激发，在崩溃阶段的能量损失是压倒性的主要由电子捕获产生的电子中微子。
2013-09-17 astro-ph.HE nucl-th
The first optical light from the supernova remnant G182.4+4.3 located in the Galactic anti-centre region
本文报道了用俄土1.5米望远镜发现的G182.4+4.3的光学散射和漫反射辐射。我们提出的光学CCD图像获得的Halpha滤波器揭示了存在的主要是在西北部，在中央，南部和北部地区的残留物的沉积和扩散结构的沉积结构。位于西北部和南部的明亮光学细丝与遗迹的突出射电壳层有很好的相关性，强烈表明它们的关联。从通量校准的CCD成像，平均[SII]/H α比被发现为~0.9和~1.1的南部和西北地区，这清楚地表明，发射起源于冲击加热的气体。我们还介绍了从XMM-牛顿获得的X射线数据的结果，这些结果显示了在0.3-10 keV能带中，在3 kpc距离处具有非常低的光度约为7.3 x10^31 erg·s^-1的漫射发射。此外，我们发现一个令人惊讶的年轻的年龄~4400年，这样一个大的半径~22 pc的残留物。
2012-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Fast Neutrino Flavor Conversion Modes in Multidimensional Core-collapse Supernova Models: the Role of the Asymmetric Neutrino Distributions
如果$ν_e$和$\barν_e$的角分布相互交叉，那么稠密的中微子气体，比如超新星环境中的中微子气体，可以经历比真空中预期的更短尺度的快速中微子味转换。通过对$11.2\mathrm{M}_{\odot}$和$27\mathrm{M}_{\odot}$模型的多维计算，详细研究了在核心坍缩超新星的后反弹阶段，通过求解Boltzmann方程得到的一些代表性快照的固定物质轮廓的中微子角分布.虽然$11.2\mathrm{M}_{\odot}$模型在不同的时间快照上具有$ν_e - \barν_e$角交叉和相关的快模，但$27\mathrm{M}_{\odot}$模型在去耦区域内没有显示任何交叉。我们表明，这可以通过研究中微子分布的多极分量来理解。事实上，在中微子分布的多极分量足够强的区域，出现$ν_e - \barν_e$角交叉的机会更大。我们还表明，可能存在一个以上的交叉之间的角分布的$ν_e$和$\barν_e$。此外，除了中微子退耦区内的交叉外，还有一类$ν_e-\barν_e$角交叉出现在原中子星的深处。
2020-02-10 astro-ph.HE hep-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
Phenomenological gravitational waveforms for core-collapse supernovae
针对银河系核心坍缩超新星，开发了低成本的参数化唯象波形生成器ccphen v4，首次包含极化和多振荡模式，用于引力波探测神经网络的训练。
2025-01-20 astro-ph.HE gr-qc
