Flavor-dependent neutrino angular distribution in core-collapse supernovae
根据最近的研究，核心坍缩超新星中中微子的集体味演化强烈依赖于局部中微子辐射场的味相关角分布，特别是中微子携带的电子轻子数的角强度。为了便于进一步研究这一问题，我们研究的能量和角度分布的中微子辐射场计算与顶点中微子输运代码的几个球对称（1D）超新星模拟（祖质量11.2，15和25 M_sun），并解释如何提取这些信息从其他模型的Garching组。从退耦区（“中微子球”）开始，分布在径向上越来越前向地达到峰值，其中$ν_e$的角展最大，$\barν_e$的角展较小，$ν_x$的角展最小，其中$x=μ$或$τ$。虽然能量积分的$ν_e$减去$\barν_e$角分布在向前的方向上有一个倾角，但在我们研究的任何情况下都不会变成负值。
2017-03-24 astro-ph.HE hep-ph
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
Suppression of Fast Neutrino Flavor Conversions Occurring at Large Distances in Core-Collapse Supernovae
中微子在致密介质中的传播，如核心坍缩超新星和中子星合并残留物可以经历所谓的快速味道转换的尺度远短于真空中的预期。一类非常普遍的快味不稳定性是由中微子从离超新星核心相对较远的原子核后向散射产生的。在这项研究中，我们证明，尽管他们的普遍存在，这种快速的不稳定性是不可能导致显着的味道转换，如果在向后的方向中微子的人口是不够大。事实上，散射引起的不稳定性主要影响反向传播的中微子，这只占大半径中微子的一小部分。我们表明，这可以解释的形状不稳定的味道本征态，这可以是非常峰值的向后角。
2022-03-29 astro-ph.HE hep-ph
MHD Simulations of Core Collapse Supernovae with Cosmos++
我们进行了2D，轴对称，MHD模拟与宇宙++，以研究磁旋转不稳定性（MRI）的核心崩溃超新星的增长。我们已经初始化了一个非旋转的15太阳质量的祖先，注入了差异旋转和极向磁场。用Shen状态方程、参量Ye和熵演化模拟了铁核的坍缩过程。塌缩后环境中的不稳定模式的波长预计仅为~ 200 m。为了达到高空间分辨率的要求，我们采用了铁芯塌陷和反弹后的重映射技术。MRI不稳定区域出现在赤道附近，角动量和熵向外传输。更高分辨率的重映射运行显示更有力的翻转和更强的角动量和熵的传输。我们的结果与Akiyama et al.（2003）和Obergaulinger et al.（2009）的早期工作一致。
2010-08-08 astro-ph.HE
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
Rayleigh-Taylor Instabilities in Type Ia Supernova Remnants undergoing Cosmic-Ray Particle Acceleration - Low Adiabatic Index Solutions
本研究调查了Ia型超新星遗迹中瑞利-泰勒（R-T）不稳定性的演化，这些不稳定性与低绝热指数γ有关，其中γ < 5/3，这反映了宇宙射线粒子加速导致的超新星激波结构的预期变化。极端的情况下，如与对应于伽马=1.1的最大压缩比的情况下，进行检查。随着γ的减小，激波压缩比增大，激波间区域逐渐变窄，初始R-T不稳定气体混合更加明显。因此，残余轮廓可能会受到小幅度、小波长凸起的干扰。然而，由于不稳定性随时间衰减，对流混合的程度（R-T指半径与冲击波的比值）并不强烈地依赖于γ值（γ>= 1.2）。由于遗迹的年龄，不稳定气体不能延伸到足够远的地方，在第谷超新星遗迹的外围附近形成富含金属的丝状喷出物。第谷残骸的动力学性质与绝热模型γ =5/3的一致性表明，宇宙射线的注入太弱，不能改变激波结构。即使宇宙射线在激波处有非常有效的加速，在Ia型超新星遗迹中也不会有显著增强的混合。
2011-03-06 astro-ph.HE
Hydrodynamics of Core-Collapse Supernovae at the Transition to Explosion. I. Spherical Symmetry
我们研究了一个最初停滞的核心坍缩超新星激波向失控膨胀的过渡。中微子光度、质量吸积率和中微子球半径都被当作自由参数。在球对称中，这种转变是由全球非绝热不稳定性介导的，该不稳定性在平流时间上发展并达到非线性振幅。在这里，我们进行高分辨率，时间依赖的流体动力学模拟失速超新星冲击与现实的微观物理分析这种转变。我们发现，如果中微子层参数不随时间变化，如果加热吸积光度被忽略，径向不稳定性是失控膨胀的一个充分条件。对于给定的不稳定模式，当增益区中的流体达到正比能时，发生向失控的转变。我们发现近似的不稳定性标准，准确地描述了系统的行为在很宽的区域的参数空间。阈值中微子光度一般是不同的极限值的稳态解决方案。我们假设，多维爆炸所产生的不稳定的大尺度模式的湍流背景流的激发，在阈值亮度低于层流的情况下。
2012-02-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
A One-Dimensional Model for Rayleigh-Taylor Instability in Supernova Remnants
本研究提出一种方法来近似瑞利-泰勒不稳定性的多维效应，作为一维流体方程的修正。这种修正类似于Shakura-Sunyaev α公式，用于模拟天体物理盘中湍流的粗粒度效应。该模型引入了几个无量纲的可调参数，通过与Rayleigh-Taylor不稳定流的高分辨率二维轴对称数值计算进行比较来校准。一个完整的描述模型，以及一些测试问题，证明在何种程度上的一维模型能够重现多维效应。
2016-03-03 astro-ph.HE
Fast Neutrino Flavor Instability in the Neutron-star Convection Layer of Three-dimensional Supernova Models
超新星（SN）的中微子可能在坍缩的恒星核心附近经历快速的味道转换。我们对这种有趣的可能性进行了详细的研究，分析了9和20 Msun的时间依赖性最先进的3D SN模型。这两个模型计算与多维三味中微子输运的基础上的两个时刻的求解器，都表现出轻子数发射自持不对称性（LESA）的存在。输运解没有提供中微子通量的角分布，这对于跟踪快味不稳定性至关重要。为了克服这一限制，我们使用最近提出的方法的能量积分电子轻子数分布的角动量的基础上。用这种方法，我们发现在半径<~20 km的快中微子味不稳定性的可能性，这是很好的内部的中微子层。我们的结果证实了最近在二维SN模型和二维/三维模型与固定的物质背景下，这是用玻尔兹曼中微子输运计算的观察。然而，味不稳定的位置并不是先前讨论的孤立点，而是围绕着电子反中微子比电子中微子更丰富的体积的薄皮。这些体积随着时间的推移而增长，并首先出现在原中子星（PNS）的对流层中，在那里，电子分数（Ye）的下降和高温有利于出现负中微子化学势的区域。由于Ye在LESA偶极方向上保持较高，其中从非对流PNS核心向外的对流轻子数传输减缓了去轻子化，因此风味不稳定条件在相对半球变得更加普遍。这个有趣的现象值得进一步研究，因为它对SN建模的影响以及对SN动力学和中微子观测的可能后果目前尚不清楚。（节略）
2020-01-17 astro-ph.HE hep-ph
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
Fast flavor conversion of neutrinos in presence of matter bulk velocity
中微子和反中微子的稠密气体可以在核心坍缩超新星的退耦区附近和紧凑的双中子星合并中进行快速的成对转换。依赖于味道的中微子加热可以在维持热而致密的物质内部的对流方面发挥作用。在本文中，我们研究了未探索的影响的物质的整体速度快速成对转换，并表明，根据方向和大小的整体速度，中微子味转换可以显着增强或抑制。在中微子振荡中通常被忽略的物质的整体速度，在天体物理环境中可以达到光速的十分之一。我们发现，体积速度远小于最大允许速度可以大大改变中微子味转换率。由于物质的整体速度，中微子味转换率可能会提高，这一事实也提出了几个与超新星机制相关的重要问题。未来的研究与现实的速度剖面可以阐明的核心坍缩超新星和中子星合并的现象可能的影响。
2021-07-30 astro-ph.HE hep-ph
Neutrino quantum kinetics in a core-collapse supernova
本研究通过多角度多能量数值模拟发现，核坍缩超新星核心中的中微子味转换在早期由慢集体不稳定性触发，晚期则因角交叉引发快速转换导致味均分，揭示了超新星核心丰富的唯象学特征。
2024-08-15 astro-ph.HE hep-ph
Quasithermal GeV neutrinos from neutron-loaded magnetized outflows in core-collapse supernovae: spectra and light curves
本研究针对核心坍缩超新星中强磁化快速自转原中子星的磁化风场景，数值计算相对论性中子解耦碰撞产生的0.1-10 GeV准热中微子的能谱与光变曲线，预测银河系超新星的可探测事件数，为多能段中微子源及暂现天体研究提供支撑。
2024-10-09 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Supernovae drive large-scale, incompressible turbulence through small-scale instabilities
Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学加拿大理论天体物理研究所）
本文研究超新星残骸通过不稳定性生成不可压缩湍流，揭示了湍流谱与小尺度结构的关系，提出逆级联机制连接小尺度与大尺度湍流。
2026-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Plasma instabilities as a result of charge exchange in the downstream region of supernova remnant shocks
超新星遗迹（SNRs）的H-α辐射意味着星周介质中存在中性氢。一些穿过激波的中性粒子通过电荷交换过程被电离，在激波下游形成冷离子束。我们进行线性分析之间的冷束和热下游等离子体的无碰撞等离子体不稳定性。我们发现，在典型的信噪比条件下，无论是共振不稳定性或韦伯不稳定性是最不稳定的。这种机制可以将磁场放大到100微G以上，并改变激波结构。因此，除了广泛讨论的贝尔机制外，射电频谱和大磁场也可以得到解释。
2009-08-24 astro-ph.HE
Forming a clumpy circumstellar material in energetic pre-supernova activity
本研究通过三维流体动力学模拟，揭示了红超巨星包层在能量沉积下形成致密团块状环星物质的过程，并指出伴星可能因此引发爆发前喷发。
2025-04-21 astro-ph.HE
Flavor Conversion Enhances or Suppresses Supernova Explodability Independent of the Progenitor Mass
Niels Bohr International Academy and DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
通过球对称核心坍缩超新星模拟，研究味转换在不同质量前身星中通过改变加热/冷却区域来增强或抑制激波复活效率，发现味转换位置、前身星性质和核状态方程共同决定爆发命运。
2026-08-19 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Asymmetric Nuclear Light Clusters In Supernova Matter
我们探讨了在高密度坍缩恒星核心的光团的外观。特别注意的是不稳定的同位素H4，这是不包括在以前的研究。讨论了轻团簇在中微子物质相互作用速率计算中的重要性。主要结论是热力学量对化学成分的敏感性很弱。压力的变化以及由此引起的塌陷动力学的直接变化将是微小的。但是中微子加热和中子化过程的变化可能是显著的。
2018-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Neutrino cloud instabilities just above the neutrino sphere of a supernova
对于中微子的味道演化，通常的处理方法是在最后一次散射的表面之外，假设在这个距离上，对于不同的初始（未混合）味道，以及粒子和反粒子，都有相同的角分布。考虑到这些分布的差异，必须存在，作为一个结果，物种依赖的散射截面较低的恒星，导致一组新的非线性方程。即使在初始表面，这些方程也是不稳定的，因为扰动既有来自中微子振荡的微小混合，又打破了整个球对称性。这可能会对以下几个方面产生重要影响：1）爆炸的动力学，2）R过程-核合成，以及3）一些未来可观测到的中微子脉冲。
2016-01-14 astro-ph.HE
On the characteristics of fast neutrino flavor instabilities in three-dimensional core-collapse supernova models
我们评估的发生快速中微子味不稳定性的两个三维国家的最先进的核心塌陷超新星模拟使用两个时刻的三种中微子传输计划：一个爆炸9 $\mathrm{M_{\odot}}$和一个非爆炸20 $\mathrm{M_{\odot}}$模型。除了确认中微子退耦和超新星前冲击区域内发生的快速不稳定性的存在，我们检测到爆炸模型的冲击后区域的风味不稳定性。这些不稳定性很可能是散射引起的。此外，在较重的超新星模型中未能实现成功的爆炸似乎严重阻碍了激波后区域快速不稳定性的发生。这是停滞或后退的激波后面的大物质密度的结果，这意味着高中微子散射率，因此中微子和反中微子的分布更加各向同性。我们的研究结果表明，超新星模型的属性和爆炸的命运可以显着影响快速不稳定性的发生。因此，一个更大的现实流体动力学模拟恒星坍缩，以作出可靠的预测的味道转换物理。
2021-03-11 astro-ph.HE hep-th
Theory of neutrino fast flavor evolution. Part II. Solutions at the edge of instability
针对致密中微子环境中的快速集体味转换，本文利用色散关系的小增长率展开分析弱不稳定模式，导出增长率与不稳定波数范围的显式表达式。
2025-01-07 astro-ph.HE hep-ph
Inspecting neutrino flavor instabilities during proto-neutron star cooling phase in supernova: I. Spherically symmetric model
本文在球对称和准静态近似下研究了1至50秒原中子星冷却阶段的中微子快味与碰撞味不稳定性，通过蒙特卡罗输运计算发现模型中无味转换迹象，并指出引入多维效应可能改变该结论。
2024-07-30 astro-ph.HE hep-ph
Production of unstable heavy neutrinos in proto-neutron stars
讨论了原中子星中一类重不育中微子$ν_h$的产生。质量约为$50$ MeV的中微子与活性物质的混合可以忽略不计，但具有相对较大的5维电磁耦合。特别是，磁偶极矩$μ\approx 10^{-6}$ GeV $^{-1}$意味着它们是在核心坍缩的早期阶段通过$e^+ e^-\to \bar ν_h ν_h$热产生的，而重-轻跃迁矩$μ_{\rm tr}\approx 10^{-8}$ GeV $^{-1}$允许它们以大约$10^{-3}$ s的寿命衰变$ν_h\to ν_i γ$。这种电磁耦合最近被提出来解释基线实验中过量的类电子事件。我们表明，这些重中微子的产生和衰变将能量从恒星的中心区域传输到距离$d\approx 400$ km，提供了一个非常有效的机制，以增强超新星冲击波阵面和加热它后面的材料。
2015-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
The Multi-Dimensional Character of Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星是大质量恒星演化的顶点，是壮观的天文事件，也是我们元素起源故事的主要演员。我们对这些事件的理解，虽然仍然不完整，但围绕着中微子驱动的中心引擎，这是高度流体动力学不稳定的。越来越复杂的模拟揭示了一个在恢复之前停滞数百毫秒的冲击。虽然中微子加热使超新星爆炸恢复了生机，但超新星爆炸的发展与多维流体流动密不可分。在本文中，三维模拟，包括复杂的核物理和光谱中微子运输的结果并列学习的三维流体流动的性质，形状的爆炸。比较也从几个群体在球对称的模拟结果之间，给自己的信心，从这种并列的理解。
2016-02-17 astro-ph.HE
A Physical Model of Delayed Rebrightenings in Shock-interacting Supernovae without Narrow Line Emission
核心坍缩超新星可以通过重新变亮和形成谱线来显示与预先存在的拱星壳物质相互作用的证据，甚至可以改变类型，因为氢出现在以前的氢贫乏光谱中。然而，最近观察到的一颗核心坍缩超新星-- SN 2019 tsf--在首次观察到大约100天后被发现变亮，这表明超新星喷出物正在与周围物质相互作用，但它缺乏任何可观察到的发射线，从而挑战了标准的超新星相互作用图片。我们表明，通过线性微扰理论，延迟rebrightenings没有形成的谱线产生作为一个后果的有限的声音穿越时间的激波后气体留下的超新星爆炸。特别是，我们证明了声波-产生的冲击后流作为一个冲击和密度增强之间的相互作用的结果-穿越冲击喷出物和冲击后，从后面在有限的时间，产生突然的变化，在没有周围的密度增强的冲击属性。我们还表明，爆炸波占主导地位的气体压力和传播的风馈介质是不稳定的小扰动导致形成的反向冲击内的后冲击流的观点，这意味着这些爆炸波的内部区域内的气体应该是高度湍流。
2021-11-29 astro-ph.HE
Evolution of collisional neutrino flavor instabilities in spherically symmetric supernova models
本文在球对称超新星模型中实现多群离散坐标中微子输运模拟，证实碰撞味不稳定性普遍存在于中微子球附近，并揭示其主导影响重轻子味中微子能谱，而电子味中微子几乎不受影响。
2023-04-11 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
3D simulations of supernova remnants evolution including non-linear particle acceleration
如果超新星遗迹冲击波的能量有相当大的一部分被引导到高能粒子（通常被认为是银河系的宇宙射线）中，那么遗迹的形态演化一定会发生明显的变化。最近通过钱德拉和XMM-牛顿X射线卫星获得了这种变化的证据。为了研究这些影响，我们耦合了一个半解析动力学模型的冲击加速与三维流体动力学代码（通过一个有效的绝热指数）。这使我们能够研究的时间依赖的压缩之间的区域的向前和反向冲击由于加速粒子的反向反应，伴随着发展的Rayleigh-Taylor流体动力学不稳定性的接触不连续性。密度分布在很大程度上取决于粒子的注入水平eta：当eta达到约10^-4时，修饰是微弱的、渐进的;当eta达到约10^-3时，修饰是强烈的、即时的。然而，Rayleigh-Taylor不稳定区域的扩展不依赖于注入速率。第一次比较我们的模拟与观测第谷的遗迹加强了有效的加速质子在向前冲击的情况下。
2009-12-24 astro-ph.HE
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
Gravitational waves from supernova matter
我们进行了一组11个三维磁流体动力学核心坍缩超新星模拟，以调查的依赖关系的引力波信号上的祖先的初始条件。我们研究了初始中心角速度和中微子输运的不同变体的影响。我们的模型从15太阳质量的祖先开始，并结合了有效的广义相对论引力势和有限温度的核物质状态方程。此外，利用无质量费米子辐射转移的有效算法跟踪了电子味中微子的输运。我们发现，非和缓慢旋转的模型显示引力波发射由于提示和轻子驱动的对流，揭示了质子中子星内部流体的流体动力学状态的细节。此外，我们表明，质子中子星可以成为动态不稳定的旋转不稳定性的T/ |W|值低至2%的核心反弹。我们指出，包括在postbounce阶段的去轻子化是非常重要的定量GW预测，因为它提高了绝对值的引力波列车到一个因素的10轻子保存治疗。
2010-02-04 astro-ph.HE
The Role of Turbulence in Neutrino-Driven Core-Collapse Supernova Explosions
在核心坍缩超新星中，在失速激波后面的中微子加热的“增益层”对高雷诺数的湍流对流是不稳定的。我们进行和分析了一组新的19个高分辨率的三维（3D）模拟与三种中微子泄漏/加热计划，并与球对称（1D）和轴对称（2D）模拟进行了比较与相同的方法。我们研究了一个$15$ - $M_\odot$祖星的反弹后超新星演化，并改变了当地的中微子加热率，大小和空间依赖性的非球面对流燃烧的Si/O壳，和空间分辨率。我们的模拟表明，有一个直接的相关性之间的强度的湍流增益层和爆炸的可扩展性。2D和3D模拟爆炸的中微子加热速率比1D模拟低得多。这通常是由非径向动力学允许吸积材料在增益层中停留更长时间的事实来解释的。我们认为这种解释是不完整的。我们的研究结果表明，有效的湍流冲压压力施加在冲击波起着至关重要的作用，允许多维模型爆炸在较低的postshock热压力，从而减少中微子加热比一维模型。我们将湍流冲压压力与大尺度的湍流能量联系起来，并以这种方式解释了为什么2D模拟比3D模拟更容易错误地爆炸。
2014-11-11 astro-ph.HE
Coupling between Ion-Acoustic Waves and Neutrino Oscillations
本文研究了在混合中微子束作用下，非相对论性电子-离子等离子体中离子声波与中微子味振荡的耦合。中微子振荡是由物质介质中的味极化矢量动力学介导的。建立了均匀静态平衡点附近的线性色散关系。当与离子声模共振时，中微子味振荡可以将能量传递给等离子体，从而在极端天体物理场景中激发新的快速不稳定模式。在典型的II型超新星参数的增长率和不稳定的波长。这些预言对于间接研究自然界中的中微子振荡具有重要意义。
2017-01-06 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Insights into non-axisymmetric instabilities in three-dimensional rotating supernova models with neutrino and gravitational-wave signatures
我们提出了一个详细的分析，以澄清是什么决定了快速旋转的大质量恒星的核心坍缩的背景下，低$T/|W|$不稳定性的增长。为此，我们进行了三维核心坍缩超新星（CCSN）模拟的$27 M_{\odot}$星，包括几个更新的广义相对论重力修正，重轻子中微子的多能处理，和核物质状态方程。从斑图频率和共转半径随时间演化的角度分析了非轴对称变形。发现原中子星（PNS）的共转半径与对流层一致。我们提出了一种新的机制来解释CCSN环境中低$T/|W|$不稳定性的增长。在对流边界附近，预计会有一个小的Brunt-Väisälä频率，Rossby波在中纬度的方位角方向传播，在两个半球引起非轴对称的不稳定模式。它们彼此合并，最后成为赤道平面上的旋臂。我们还研究了低$T/|W|$不稳定性的增长如何影响中微子和引力波特征。
2021-09-08 astro-ph.HE
Pulsations of primordial supermassive stars induced by a general relativistic instability; visible to JWST at z$>$12
高红移类星体及其超大质量黑洞引擎的起源尚不清楚。一个有希望的解决方案是一颗原始超大质量恒星的坍缩。观测证实这种情况可能具有挑战性，但广义相对论不稳定性超新星提供了一种途径。先前的研究发现，广义相对论不稳定性超新星在高红移时可能有长达数十年的平台期。在这项工作中，我们研究的恒星质量低于广义相对论不稳定超新星质量范围。这些恒星脉动着，喷射出一部分外壳。然后，它们准静态地收缩回到平衡温度，在这一点上，它们再次变得不稳定并再次脉动。由于每个脉冲消耗少量的可用核燃料，因此存在多次脉冲的可能性。我们提出了模拟的收缩阶段，脉动，和光变曲线阶段。我们发现，低质量的脉动模型甚至比高质量的超新星更亮，因为脉动发生在氦燃烧阶段的后期，当恒星具有非常大的半径。脉动比超新星更明亮，并且发生在更宽的质量范围内，这一事实预示着观测的良好前景。
2023-01-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Turbulence Powered by Magnetorotational Instability in Nascent Proto-Neutron Stars
利用超新星核的三维模型模拟了中微子层周围对流稳定层中的磁旋转不稳定性。为了解决MRI不稳定模式，薄层近似只考虑径向全球分层。我们有趣的发现是，对流稳定层周围的中微子层成为完全湍流由于MRI和它的非线性渗透到强分层MRI稳定区域。MRI驱动的湍流的强度随着穿过核心的磁通量而增加，但受到存储在差动旋转中的自由能的限制。湍流中微子层是旋转核心坍缩的自然结果，可能对超新星机制产生积极影响。
2014-12-11 astro-ph.HE
Rayleigh-Taylor unstable flames at higher Reynolds number
瑞利-泰勒（RT）不稳定火焰是Ia型和Iax型超新星爆炸的关键组成部分，但其复杂的流体动力学仍然没有得到很好的理解。这些火焰不仅受到RT不稳定性的影响，而且还受到它产生的湍流的影响。这两个过程都可以通过拉伸和扭曲火焰来增加火焰速度。这使得它很难选择一个亚网格模型的火焰速度在全明星类型Ia或Iax模拟。通常使用的亚网格模型通过假设RT不稳定性或湍流占主导地位并设置火焰速度来解决这个困难。在以前的工作中，我们通过分析RT不稳定火焰的3D直接数值模拟的大参数研究来评估这两种类型的模型的物理假设和预测能力。令人惊讶的是，我们发现，火焰动力学是由RT不稳定性和RT不稳定火焰是非常不同的湍流火焰。特别是，RT不稳定的火焰是薄的，而不是厚的湍流是强。此外，没有一个湍流火焰速度模型充分预测火焰速度。我们还表明，RT火焰速度模型失败时，RT不稳定性很强，这表明几何燃烧效应也影响火焰速度。然而，这些结果依赖于$Re\lesssim720$的模拟。在本文中，我们将参数研究扩展到更高的雷诺数，并表明我们以前的研究的基本结论仍然成立时，RT产生的湍流更强。
2019-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Role of Matter Inhomogeneity on Fast Flavor Conversion of Supernova Neutrinos
Institute of Physics, Academia Sinica（中央研究院物理研究所）；Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及物理学研究所）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung（德国重离子研究中心）
该研究探讨空间变化物质势对超新星中微子快速味转换的影响，确定其临界变化率，发现物质不均匀性可稳定系统，为改进超新星模型提供了分析方法。
2026-08-25 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The Essential Character of the Neutrino Mechanism of Core-Collapse Supernova Explosions
校准与详细的2D核心坍缩超新星模拟，我们得出一个简单的核心坍缩超新星爆炸条件完全基于国家的最先进的恒星演化计算的祖先大质量恒星的终端密度分布。这个条件捕获了我们执行的100个2D最先进模型的绝大多数行为，以衡量其有用性。目标是预测，而不诉诸详细的模拟，一个给定的大质量恒星的爆炸性。我们发现，我们定义的简单的最大分数冲压压力跳跃判别式在90%的时间内工作良好，我们推测了我们所看到的少数假阳性和假阴性的起源。最大冲压压力跃变通常发生在硅/氧界面吸积时，但不总是如此。我们的研究结果取决于保真度与我们的代码天炉座目前的实施坚持自然和中微子物质相互作用的问题，状态的核物质状态方程，中微子振荡的可能影响，网格分辨率，旋转和磁场的可能作用，以及所采用的数值算法的准确性仍有待解决。尽管如此，我们得到的爆炸性条件是简单的实施，显示承诺，它可能会进一步推广，同时仍然采用的数据只从不稳定的Erasekhar祖先，是一个更可靠和强大的简单的爆炸预测比目前可以在文献中找到。
2022-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
How Turbulence Enables Core-Collapse Supernova Explosions
核心坍缩超新星（CCSN）理论的一个重要结果是，球对称的一维模拟通常不会爆炸，但多维模拟经常爆炸。数值研究表明，湍流缓解了爆炸的条件，但如何没有完全理解。我们开发了一个中微子驱动的对流湍流模型，并表明，这种湍流模型减少了约30%的爆炸条件，与多维模拟一致。此外，我们确定哪些湍流条款使爆炸。与先前的建议相反，湍流冲压压力不是减少爆炸条件的主导因素。相反，有许多影响因素，冲压压力只是其中之一，但占主导地位的因素是湍流耗散（TD）。首先，TD提供额外的热量，增加显着的热压，并减少爆炸的条件。这种TD功率的来源是湍流动能，其最终从不稳定对流廓线的较高电势获得其能量。结合爆炸条件研究湍流模型可以获得仅通过分析复杂的多维模拟难以获得的洞察力。爆炸条件提供了一个明确的诊断来解释为什么恒星爆炸，湍流模型允许我们探索湍流如何使爆炸。虽然我们发现湍流耗散是成功的超新星爆炸的重要贡献者，但重要的是要注意，这项工作在某种程度上是定性的。因此，我们提出了一些方法来进一步验证和验证我们的预测与多维模拟。
2019-01-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Extreme mass loss in low-mass type Ib/c supernova progenitors
许多核坍缩超新星（SNe），如超剥离的SNe和Ibn型SNe，被观测到与致密的星周物质（CSM）相互作用。这些事件可能是由氦星的核心坍缩引起的，这些氦星在生命的最后几周到几年里被一个双星伴星严重剥离并喷射出大量物质。在氦星模型运行前几天的核心崩溃，我们确定了一系列的氦核心质量$\approx 2.5 -3 M_{\odot}$的信封大幅扩大，由于氦壳燃烧，而核心经历氖和氧燃烧。当在双星系统中建模时，这些氦星的快速膨胀会导致极高的后期质量转移（$\dot{M} \gtrsim 10^{-2} M_\odot/{\rm yr}$），在核心坍缩前几周到几十年开始。我们考虑在这些系统中产生CSM的两种情况：要么质量传递保持稳定，质量损失是从系统中的吸积同伴附近的驱动器，或质量传递变得不稳定，并导致一个共同的信封事件（CEE）通过该氦信封是未绑定的。随后的CSM属性是一致的CSM质量（$\sim 10^{-2}-1 M_\odot$）和半径（$\sim 10^{13}-10^{16} {\rm cm}$）推断超剥离SNe和几个类型的伊本SNe。此外，经历CEE的系统可能会产生短周期的NS双星，在不到1亿年的时间内合并。
2022-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
