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
PUSHing core-collapse supernovae to explosions in spherical symmetry V: Equation of state dependency of explosion properties, nucleosynthesis yields, and compact remnants
在本系列的第五篇论文中，我们使用参数化的球对称爆炸方法PUSH来研究八种不同的核状态方程（EOS）的影响。我们提出并讨论了爆炸性质和详细的核合成产额，并预测了所有模拟的残余物（中子星或黑洞）。为此，我们进行了两组模拟。第一，使用SFHo状态方程对11至40 M $_{\odot}$的非旋转恒星在三种不同金属丰度下进行了完整的研究。第二，一套模拟的四个祖先（16 M $_{\odot}$在三个金属丰度和25 M $_{\odot}$在太阳金属丰度）为八个不同的核EOS。我们比较我们预测的爆炸能量和产量观察到的超新星和贫金属恒星HD~84937。我们发现爆炸性质和核合成产率的EOS依赖的差异。然而，与观察结果相比，这些差异还不足以排除本工作中考虑的任何EOS。
2022-01-21 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
The physics of Core-Collapse Supernovae: explosion mechanism and explosive nucleosynthesis
本文综述了核心坍缩超新星的1D和3D模拟进展，探讨了大质量恒星演化、爆炸机制、激波传播及各阶段的不确定性，并说明了爆炸的典型核合成产物。
2024-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry II: Explodability and Global Properties
在先前提出的原理验证研究中，我们建立了一个参数化的球对称爆炸方法（PUSH），可以再现核心坍缩超新星的许多特征。本文超越了能够再现SN 1987 A的观测性质的具体应用，对一组广泛的非旋转、太阳金属丰度恒星祖先模型的爆炸性质进行了系统的研究，这些模型的质量范围从10.8到120 M $_\odot$，其中包括作为大质量恒星坍缩的最终结果的从中子星到黑洞的转变，以及后者与超新星和微弱/失败的超新星的关系。本文件提供了扩展的核合成预测的基础上，即将在星系演化模型中使用的文件。
2020-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Combustion in thermonuclear supernova explosions
Ia型超新星与白矮星的热核爆炸有关。燃烧过程在核反应中转化物质，释放出爆炸恒星所需的能量。与此同时，它们产生放射性物质，为辐射提供动力，并引起可观测物质的形成。因此，燃烧过程的物理机制，在这里审查，是理解这些天体物理事件的关键。理论建立了两种不同的燃烧前沿传播模式：亚音速爆燃和超音速爆震。两者都被认为在热核超新星中起着重要作用。讨论了爆燃和爆轰的物理本质和理论模型，并给出了数值实现。由于这些现象涉及的空间尺度范围很广，因此出现了一个特别的挑战。燃烧波及其与流体流动和不稳定性的相互作用都不能在模拟中直接解决。大量的建模工作需要一致地捕捉这样的效果和相应的技术进行了详细讨论。它们构成了现代热核超新星爆炸多维流体动力学模拟的基础。简要地提到了热核超新星爆炸中的爆燃转爆轰问题。
2017-03-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
A 3D Simulation of a Neutrino-Driven Supernova Explosion Aided By Convection and Magnetic Fields
我们研究的影响，一个小规模的发电机在核心坍缩超新星使用的3D中微子磁流体动力学模拟的$15 M_\odot$祖。弱种子场放大指数的增益区一旦中微子驱动的对流发展，并保持主导的小尺度结构。关于反弹后的$250\, \mathrm{ms}$，增益区的场能量达到动力学均分的$\mathord{\sim} 50\%$。这支持了中微子驱动的爆炸与适度的全球各向异性的发展，这不会发生在相应的模型没有磁场。我们的研究结果表明，磁场可能在中微子驱动的超新星中发挥有益的辅助作用，即使没有快速的祖旋转。需要进一步研究超新星核心中磁流体动力学湍流的性质。
2020-08-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
PUSHing Core-Collapse Supernovae to Explosions in Spherical Symmetry III: Nucleosynthesis Yields
在先前提出的原理验证研究中，我们建立了一个参数化的球对称爆炸方法（PUSH），可以再现各种爆炸前模型的核心坍缩超新星的许多特征。该方法是基于中微子驱动的机制，遵循崩溃，反弹和爆炸。我们的核合成预测模型有两个关键方面。首先，质量削减和爆炸能量同时出现在模拟中（确定每个恒星模型的铁族喷出物的数量）。第二，中微子和物质之间的相互作用被一致地包括在内（设置最里面的喷射物的电子分数）。在本文中，我们使用Ebinger等人（2018）成功的爆炸模型，其中包括两套太阳金属丰度的爆炸前模型，组合质量在10.8和120 M $_{\odot}$之间。我们进行系统的核合成研究，并预测详细的同位素产量。由此产生的$^{56}$镍喷出物是在总体上与正常的核心坍缩超新星的观测值。铁组产额也与贫金属恒星HD84937的丰度一致。我们还提出了一个比较我们的结果与观测趋势的α元素铁的比例。
2018-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pre-Explosion Properties of Helium Star Donors to Thermonuclear Supernovae
氦星-碳氧白矮星（CO WD）双星是热核超新星的潜在单简并祖先系统。重新访问一组二进制演化计算使用恒星演化代码$\texttt{MESA}$，我们完善我们以前的预测，哪些系统可以导致热核超新星，然后表征的氦星施主在爆炸时的属性。我们将这些模型属性转换为NUV/光学量级假设黑体光谱，并支持这种方法使用匹配的恒星大气模型。这些模型将是有价值的比较与爆炸前的成像为未来的超新星，虽然我们强调的观测困难，检测极蓝的同伴。与SN 2012 Z相关的爆炸前源被解释为氦星双星，包含一个最初在多天轨道上的超大质量WD。然而，我们的二元模型扩展到初始CO WD质量高达$1.2\,M_{\odot}$，我们发现，这些系统进行偏离中心的碳点火，因此预计不会产生热核超新星。这种张力表明，如果SN 2012 Z与氦星- WD双星相关联，那么来自系统的爆炸前光学光必须被双星环境显着修改和/或WD没有富碳的内部成分。
2021-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Including Neutrino-driven Convection into the Force Explosion Condition to Predict Explodability of Multi-dimensional Core-collapse Supernovae (FEC+)
本研究将中微子驱动对流纳入解析力爆炸条件FEC，得到适用于多维核坍缩超新星模拟的FEC+，其临界条件较原模型降低约30%，可准确预测多维模拟的爆炸条件，深化对爆炸机制的理解。
2023-11-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Supernova Explosions of Super-Asymptotic Giant Branch Stars: Multicolor Light Curves of Electron-Capture Supernovae
电子俘获超新星（Electron-capture supernova，ECSN）是一颗主序质量为$M_{\rm ms}\sim7-9.5M_\odot$的超渐近巨星分支（super-asymptomatic giant branch，SAGB）恒星的核心坍缩超新星（core-collapse supernova，CCSN）爆发。爆炸发生在核心反弹和随后的中微子加热，是第一原理模拟成功产生的一个独特的例子。这使我们能够获得第一个自洽的CCSN的光变曲线。采用第一性原理模拟得到的爆炸特性，利用$1.5\times10^{50}$ erg的低爆炸能量和$2.5\times10^{-3}M_\odot$的小$^{56}$ Ni质量，对ECSNe进行了多群辐射流体力学计算，给出了不同包层质量和氢丰度的SAGB星的ECSNe的光变曲线。我们证明了一个激波爆发的峰值亮度为$L\sim2\times10^{44}$ erg/s，对于碳尘的情况，它可以蒸发高达$R\sim10^{17}$ cm的星周尘埃，ECSNe的平台亮度和平台持续时间分别为$L\sim10^{42}$ erg/s和$t\sim60-100$ d，在一个平台之后是一个亮度下降$\sim4$的尾部。ECSN显示了一个明亮而短暂的平台，与典型的II型一样明亮高原超新星，和一个微弱的尾巴，可能会受到新生脉冲星的自旋亮度下降。此外，理论模…
2013-06-20 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
Light Curves of Core-Collapse Supernovae with Substantial Mass Loss using the New Open-Source SuperNova Explosion Code (SNEC)
我们提出了超新星爆炸代码（SNEC），一个开源的拉格朗日代码的流体动力学和平衡扩散辐射输运的超新星膨胀信封。给定一个祖星的模型、爆炸能量和放射性镍的数量和分布，SNEC生成辐射热光变曲线，以及假设黑体发射的不同宽波段的光变曲线。作为SNEC的第一个应用程序，我们认为爆炸的网格15 Msun（在零年龄的主序星）的氢信封剥离到不同程度，并在不同的点在其演变。如果剩余的富氢物质>~1.5-2 Msun，则所得的光变曲线显示出持续约20-100天的平台，如果剩余的富氢物质较少，则没有平台。如果这些较短的平台长度在自然界中的IIP型超新星中看不到，这表明至少对于零年龄主序质量<~ 20 Msun，氢的质量损失是一个全有或全无的过程。这也许指出了双星相互作用在产生观测到的质量剥离超新星中所起的重要作用（即，Ib/c类事件）。这些光变曲线也不同于通常所见的IIL型超新星，认为简单地改变质量损失的量不能解释这些事件。最剥离的模型开始显示类似于IIb型超新星的双峰光变曲线，证实了以前的工作，这些超新星可以来自具有少量氢和半径约500 Rsun的祖先。
2015-10-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nucleosynthesis Constraints on the Energy Growth Timescale of a Core-collapse Supernova Explosion
核心坍缩超新星（CCSNe）爆炸机制的细节尚未完全了解。有越来越多的数值例子从头算核心崩溃模拟导致爆炸。如果不是全部的话，也是大多数的从头算堆芯坍塌模拟都代表了一种“缓慢”爆炸，其中观测到的爆炸能量（$\sim 10^{51}$尔格）在$\gtrsim1$秒的时间尺度内达到。然而，目前还不清楚这种缓慢的爆炸是否与观测结果一致。在这项工作中，通过进行核反应网络计算的范围内的爆炸时标$t_{\rm grow}$，从快速到缓慢的模型，我们的目标是提供核合成诊断的爆炸时标。我们采用一维流体动力学和核合成模拟以上的原中子星核心，参数化的性质的爆炸机制的$t_{\rm grow}$。然后将结果与各种观测限制进行比较;典型CCSNe的$^{56}$ Ni的质量，SN 1987 A的$^{57}$ Ni和$^{44}$ Ti的质量，以及在极端贫金属恒星中观察到的丰度模式。我们发现，这些观测的限制是一致的“快速”爆炸（$t_{\rm grow} \lesssim 250$毫秒），特别是最好的匹配被发现为一个几乎瞬时爆炸（$t_{\rm grow} \lesssim 50$毫秒）。我们的发现对爆炸机制有很强的约束;慢速机制（$t_{\rm grow} \gtrsim 1000$ ms）不满足这些约束，ab-inito模拟需要实现快速爆炸。
2019-12-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
A binary scenario for the pre-explosion outburst of the supernova 2010mc
我提出的可能性，爆炸前爆发（PEO）的类型IIn超新星2010 mc（PTF 10 tel）是由质量吸积到O主序星伴星。根据这一推测，超新星起源在爆炸前几个月内经历了一次快速膨胀。膨胀是由核心的能量泄漏驱动的，在爆炸前一年内发生了剧烈的氧核燃烧。这种膨胀引发了质量转移到二级恒星上。爆发的大部分额外能量来自~0.1Mo在次级恒星上的吸积。同样，以v~2000 km/s的速度流出的气体是从吸积的次级恒星发射的，很可能是在双极流出中。这个双星模型可以解释在较早的时间喷射出的较慢的星周介质，并解释在爆炸后5.8天的H α发射的红移峰值。我比较了SN 2010 mc的PEO的一些属性，其他恒星爆发，如恒星合并事件V838 Monocerotis和十九世纪的大规模恒星双星系统船底座伊塔大爆发。我推测，所有的IIn型超新星都把它们稠密的星周气体归功于双星的相互作用。
2013-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Core-Collapse Supernova Explosion Theory
大多数超新星爆炸伴随着大质量恒星的死亡。这些爆炸产生了中子星和黑洞，并喷射出太阳质量的重元素。然而，确定爆炸的机制是一个半世纪的旅程，非常复杂。在本文中，我们提出了我们的观点，这一理论探索和物理学和天体物理学的地位，其决议似乎取决于。延迟中微子加热机制正在成为一个强有力的解决方案，但在可以明确宣布胜利之前，仍然有许多问题需要解决，其中包括动力学的混乱。要详细回顾这一多方面的、长达半个多世纪的理论探索的所有方面是不可能的。相反，我们在这里绘制出爆炸的主要成分，以及我们目前看到的具有祖质量的可观测量的新兴系统学。我们的讨论必然会有部分是推测性的，许多想法可能无法经受住未来的审查。一些陈述可以被看作是关于众多观测值的明智预测，这些观测值正确地锻炼了天文学家对超新星宇宙的目击和诊断。重要的是，内部同样的爆炸，通过同样的机制，可以在光子中看起来非常不同，这取决于爆炸时恒星的质量和半径。一个10 $^{51}$ -erg（一个“贝特”）的红超巨星爆炸，它有一个巨大的富氢包层，一个减少的氢包层，没有氢包层，也许没有氢包层或氦壳层，看起来都很不同，但可能有相同的核心和爆炸演化。
2021-01-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Simple Approach to the Supernova Progenitor-Explosion Connection
我们提出了一种新的方法来了解景观超新星爆炸能量，喷射镍质量，和中子星出生质量。与其他最近的参数方法相比，我们的模型预测的中微子驱动的爆炸的基础上的崩溃前的恒星结构，而不需要流体动力学模拟的属性。该模型是基于物理动机的标度律和简单的微分方程描述的冲击波传播，收缩的中子星，中微子的排放，加热条件，和爆炸能量。使用模型参数兼容的多维模拟和成千上万的超新星祖先的细网格，我们得到一个杂色景观的中子星和黑洞形成类似于其他参数化的方法，并找到良好的协议与半经验措施的“爆炸性”的大质量恒星。我们预测的爆炸性能在很大程度上符合镍质量和爆炸能量之间的相关性。考虑到在爆炸阶段流出和下降流的共存，我们自然地得到爆炸能量和喷出物质量之间的正相关关系。这些相关性是相对稳健的参数变化，但我们的研究结果表明，有相当大的余地，在参数模型，以扩大或缩小黑洞和中子星形成的质量范围，并扩大或缩小爆炸能量。我们的模型目前仅限于一个全有或全无的处理回退，模型预测和观测约束之间仍然存在一些微小的差异。
2016-05-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Triggering jet-driven explosions of core-collapse supernovae by accretion from convective regions
我们发现坍缩的大质量恒星核的对流区具有足够的随机角动量，可以在新生的中子星（NS）或黑洞（BH）周围形成间歇性的吸积盘，这符合核坍缩超新星爆炸的抖动喷流模型的要求。为了得出这一结论，我们推导了恒星对流层中随机比角动量的近似表达式，并利用混合长度理论将其应用于四个恒星模型的核心坍缩时期。在所有使用恒星演化代码MESA演化的模型中，对流氦层有足够的角动量形成一个吸积盘。NS或BH周围可形成吸积盘的质量为0.1- 1.2 Mo;根据抖动喷流模型，这个质量的随机吸积可以形成间歇性的吸积盘，喷射出足够强大的喷流来爆炸恒星。我们的结果表明，即使核内~2- 5 Mo吸积到NS或BH（质量取决于恒星模型）上后没有发生爆炸，核外层的吸积最终也会导致高能超新星爆炸。
2014-02-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino-driven explosions of ultra-stripped type Ic supernovae generating binary neutron stars
我们研究了超剥离超新星的爆炸特征，这是超剥离超新星产生双星中子星的候选者。作为第一步，我们进行恒星演化模拟裸露的碳氧核心的质量从1.45到2.0 $M_\odot$，直到铁芯变得不稳定，并开始崩溃。然后，我们使用这些恒星演化的结果作为初始条件进行轴对称流体力学模拟光谱中微子输运。所有模型都表现出由中微子加热驱动的成功爆炸。诊断爆炸能量、喷出物质量、Ni质量和NS质量通常为$\sim 10^{50}$ erg、$\sim 0.1 M_\odot$、$\sim 0.01M_\odot$和$\approx 1.3 M_\odot$，它们与SN 2005 ek等快速演化和发光瞬变的观测结果相一致。我们还发现，超剥离的SN是一个候选人，以产生次级低质量NS在所观察到的紧凑的双星，如PSR J 0737 -3039。
2015-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of Main-Sequence-like Surviving Companions in Type Ia Supernova Remnants
最近对Ia型超新星爆发的理论和数值研究表明，非简并的伴星可以在超新星撞击过程中存活下来，并且可以在附近的超新星遗迹中检测到。然而，观测工作显示，从标准的单简并通道幸存的同伴的存在不太有希望的证据。自旋上升/自旋下降模型是解释未检测到幸存同伴的可能机制。在这些模型中，自旋上升阶段可能会增加爆炸的临界质量，导致超rasekhar质量爆炸，而自旋下降阶段可能会导致额外的质量损失和角动量重新分布。由于旋转白矮星延迟爆炸的自旋下降时间尺度尚不清楚，本文通过超新星碰撞和幸存同伴随后的恒星演化的二维流体动力学模拟，探索了一个巨大的主序类幸存同伴的参数空间。提供了描述质量剥离效应、超新星反冲和超新星加热深度的紧密的普适关系。我们的研究结果表明，尚未检测到幸存的同伴从附近的Ia型超新星遗迹的观测可能有利于低质量的同伴，短的二元分离，或更强的超新星爆炸能量比标准的单简并通道。
2022-05-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Heliospheric Compression due to Recent Nearby Supernova Explosions
在地质和月球档案中广泛检测到的60 Fe为最近在$\sim 100$ pc内发生的超新星爆炸提供了令人信服的证据，大约在300万年和700万年前。这些爆炸产生的冲击波对日光层产生了深远的影响。我们进行新的计算，研究由于超新星爆炸的日光层的压缩。假设一个稳定的，但非各向同性的太阳风，我们探索了一系列的属性适合超新星的距离最近的60 Fe数据的启发，并为20 pc的超新星提出了在泥盆纪末期的质量approtions。我们研究的位置终止激波减速的太阳风和太阳风层顶，标志着之间的边界太阳风和超新星物质。压力平衡比例保持不变，与其他天体层的研究一致。太阳风各向异性对激波几何形状没有明显的影响。我们发现，超新星爆炸在50 pc（95 pc）导致太阳风顶位置在16 au（23 au）时，向前冲击波到达。因此，外太阳系直接暴露在爆炸中，但包括地球在内的内行星则没有。这一发现再次证实，超新星物质向地球的输送不是来自爆炸等离子体本身，而是来自超新星尘埃颗粒。在前向激波到达后，减弱的超新星爆炸将导致日光层逐渐反弹，使凯尔的$\sim100$ s膨胀到100 au以上。展望了今后的工作。
2022-05-03 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
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
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
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
Physics of Superluminous Supernovae
理解大质量恒星如何以超新星的形式消亡是现代天体物理学中的一个关键问题。超新星是强大的恒星爆炸和宇宙重子循环的关键驱动力，通过将其爆炸能量和重元素注入形成新恒星的星际介质。经过几十年的努力，天体物理学家已经建立了一个大质量恒星爆炸机制的标准模型。然而，这一模型受到了最近凌日观测中发现的新型恒星爆炸的挑战。特别是，被称为超亮超新星的新种群，比典型的超新星亮一百倍，正在彻底改变我们对超新星的理解。新的研究表明，超亮超新星与超大质量恒星的不寻常消亡有关，它们的极端超新星由爆炸后形成的放射性同位素或致密物体提供动力。研究这些超新星填补了大质量恒星死亡和爆炸之间的知识空白;此外，我们可以利用它们的强烈亮度照亮遥远的宇宙。本文旨在对超亮超新星物理学进行及时的回顾，重点关注其理论模型的最新发展。
2021-03-09 astro-ph.HE
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
Constraints on Explosion Timescale of Core-Collapse Supernovae Based on Systematic Analysis of Light Curves
核心坍缩超新星的爆炸机制尚未完全了解。在这项工作中，我们给出的爆炸时标的基础上的$^{56}$镍合成的超新星爆炸的约束。首先，我们系统地分析了82颗剥层包层超新星（SESNe）的多波段光变曲线，获得了热光变曲线，这是由多波段光谱能量分布导出的SESNe热光变曲线的最大样本之一。我们测量了光变曲线的衰减时间尺度和峰值亮度，并估算了喷出物质量（$M_{\rm ej}$）和$^{56}$ Ni质量（$M_{\rm Ni}$），将观测到的性质与爆炸物理联系起来。然后，我们进行一维流体力学和核合成计算，不同的祖质量和爆炸的时间尺度。根据计算，我们表明$^{56}$ Ni供电的SNe可以达到的最大$^{56}$ Ni质量表示为$M_{\rm Ni} \lesssim 0.2 \ M_{\rm ej}$。比较从观测和计算的结果，我们表明，爆炸时间尺度短于0.3秒解释了合成的$^{56}$ Ni质量的大部分SESNe。
2022-05-02 astro-ph.HE
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
Post-explosion evolution of core-collapse supernovae
我们用二维流体动力学模拟和简单的中微子处理研究了核心坍缩超新星的爆炸后阶段。后者允许我们进行46次模拟，并在几秒钟内跟踪32次成功爆炸的演变。我们提出了一个广泛的研究的基础上的三个祖先（11.2 $M_\odot$，15 $M_\odot$，和27 $M_\odot$），不同的中微子加热效率，和各种旋转速率。我们发现，冲击波复苏后的第一秒决定了最终的爆炸能量，残余质量和喷射物质的性质。我们的研究结果表明，持续的质量吸积增加了爆炸能量，即使在后期。我们把晚期质量吸积与初始条件联系起来，如爆炸时的旋转强度和冲击变形。只有我们的一些模拟产生了一种中微子驱动的风，这种风能持续几秒钟。这表明中微子驱动的风并不是每次成功爆炸后的标准特征。即使我们的中微子处理是简单的，我们估计核合成的爆炸模型的15 $M_\odot$祖后，修正中微子的能量和光度，得到一个更现实的电子分数。
2021-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
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
New constraint from supernova explosions on light particles beyond the Standard Model
我们提出了一个新的约束轻（亚GeV）粒子超出了标准模型，可以产生内部的原始中子星核心的核心坍缩超新星爆炸。它是通过要求被转移到祖先恒星包层的外来粒子所携带的能量不得超过观测到的超新星的$\lesssim 2\cdot 10^{51}$ erg的爆炸能量而得出的。我们表明，具体的情况下，一个暗光子的动力学混合的SM光子和衰变主要是一个$e^\pm$对，一个较小的混合参数的一个数量级以下的完善的超新星冷却边界可以排除。此外，我们的边界填补了冷却边界和（非）观测超新星产生的伽马射线的暗光子轻于20兆电子伏的区域之间的差距。我们的结果也排除了通过将能量从超新星核心转移到具有外来粒子的冲击波来帮助超新星爆炸成功的可能性。
2019-09-02 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
Neutrino flavour as a test of the explosion mechanism of core-collapse supernovae
我们研究了中微子-质子弹性散射与逆β衰变事件计数的比值，该比值可以在JUNO这样的闪烁探测器中测量，作为识别星系核坍缩超新星爆炸机制的关键观测值。如果超新星不是由核心提供动力，由中微子引起的热核爆炸，那么一个长期的吸积占主导地位的中微子光度的预测。使用1D数值模拟，我们表明，不同的中微子爆发的味道组成可以在朱诺测试具有很高的意义，克服理论上的不确定性的祖星配置文件和状态方程。
2018-11-27 astro-ph.HE hep-ph
A moderately-sized nuclear network to assist multi-D hydrodynamic simulations of supernova explosions
任何超新星爆炸的数值研究的一个关键组成部分是核网络例程，再加上流体动力学模拟代码。当这些研究在不止一个维度上进行时，网络的大小受到计算问题的严重限制。在这项工作中，我们提出了一个核网络，net87，这是接近100个核，可能是适当的模拟超新星爆炸的多维研究。一个相关的特点是，电子和正电子捕获自由质子和中子已被纳入网络。这样的添加允许更好地跟踪中子化物质和气体压力两者。第二个重要特征是反应与温度隐式耦合，这增强了核统计平衡（NSE）制度的稳定性。在这里，我们分析了net87的性能：算法的计算开销和结果方面的释放核能和产生的产量在典型的Ia型超新星条件。
2021-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
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
Gravitational Wave Emission from 3D Explosion Models of Core-Collapse Supernovae with Low and Normal Explosion Energies
了解核心坍缩超新星的引力波发射对于当前和未来的引力波探测器进行探测至关重要。这需要从现代3D超新星模拟中获得波形样本，这些样本可以很好地进入爆炸阶段，预计引力波发射将达到峰值。然而，最近的多群中微子输运的3D模拟波形并没有深入到爆炸阶段，有些仍然是从非爆炸模型中获得的。因此，我们使用中微子流体动力学程序\textsc{CoCoNuT-FMT}计算了反弹后0.9s的波形。我们考虑两个模型与低和正常的爆炸能量，即爆炸的超剥离祖与初始氦星质量的$3.5\,M_{\odot}$，和一个$18\,M_{\odot}$单星。这两个模型都显示了原中子星表面g模激发的引力波发射，峰值发射频率在$\mathord{\sim}800\,\mathrm{Hz}$和1000 Hz之间。峰值幅度分别约为$6\, \mathrm{cm}$和$10\, \mathrm{cm}$，这比爆炸前或爆炸早期阶段的最新3D模型略高。使用贝叶斯分析，我们确定我们的模型在模拟先进的LIGO，先进的处女座，和爱因斯坦望远镜设计灵敏度噪声的最大检测距离。能量更高的$18 M_\odot$爆炸将被LIGO/Virgo网络探测到约$17.5 \,\mathrm{kpc}$，而爱因斯坦望远镜则探测到约$180\, \mathrm{kpc}$。
2019-05-09 astro-ph.HE
Multiple shells in supernova 2023ixf support the jittering jets explosion mechanism (JJEM)
Technion Israel Institute of Technology（以色列理工学院）
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
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
