[论文解读] The Progenitor Dependence of Three-Dimensional Core-Collapse Supernovae

Christian D. Ott, Luke F. Roberts+4 more|arXiv (Cornell University)|Dec 4, 2017

Astrophysics and Cosmic Phenomena参考文献 55被引用 48

一句话总结

本研究利用完整的广义相对论多群中微子辐射流体动力学模拟，对五颗原恒星（12–40 M⊙）在核心坍缩超新星中的三维（3D）中微子驱动爆炸机制进行了研究。研究揭示了由原恒星结构驱动的三种不同爆炸模式：在具有强中微子加热和湍流的致密核心中发生的早期激波快速膨胀；由壳层边界触发的延迟爆炸；以及通过SASI和下降吸积导致的晚期爆炸，最终导致致密残余物质量关系的非单调性。

ABSTRACT

We present a first study of the progenitor star dependence of the three-dimensional (3D) neutrino mechanism of core-collapse supernovae. We employ full 3D general-relativistic multi-group neutrino radiation-hydrodynamics and simulate the post-bounce evolutions of progenitors with zero-age main sequence masses of $12$, $15$, $20$, $27$, and $40\,M_\odot$. All progenitors, with the exception of the $12\,M_\odot$ star, experience shock runaway by the end of their simulations. In most cases, a strongly asymmetric explosion will result. We find three qualitatively distinct evolutions that suggest a complex dependence of explosion dynamics on progenitor density structure, neutrino heating, and 3D flow. (1) Progenitors with massive cores, shallow density profiles, and high post-core-bounce accretion rates experience very strong neutrino heating and neutrino-driven turbulent convection, leading to early shock runaway. Accretion continues at a high rate, likely leading to black hole formation. (2) Intermediate progenitors experience neutrino-driven, turbulence-aided explosions triggered by the arrival of density discontinuities at the shock. These occur typically at the silicon/silicon-oxygen shell boundary. (3) Progenitors with small cores and density profiles without strong discontinuities experience shock recession and develop the 3D standing-accretion shock instability (SASI). Shock runaway ensues late, once declining accretion rate, SASI, and neutrino-driven convection create favorable conditions. These differences in explosion times and dynamics result in a non-monotonic relationship between progenitor and compact remnant mass.

研究动机与目标

• 研究原恒星特性如何影响核心坍缩超新星中三维中微子驱动爆炸机制。
• 确定原恒星密度结构、中微子加热和三维流体动力学在塑造爆炸动力学与结果中的作用。
• 在一系列原恒星质量（12–40 M⊙）范围内识别出不同的爆炸模式，并阐明其物理驱动机制。
• 澄清模拟中观测到的原恒星质量与致密残余物质量之间非单调关系的原因。

提出的方法

• 模拟采用基于Einstein Toolkit的Zelmani代码，实现完整的三维广义相对论多群中微子辐射流体动力学。
• 利用Woosley & Heger (2007) 和 Woosley et al. (2002) 的模型，对初始主序质量为12、15、20、27和40 M⊙的原恒星进行模拟。
• 首先进行一维核心坍缩模拟，演化至碰撞后20–38 ms，随后将结果映射到三维笛卡尔网格上，进行完整的三维演化。
• 中微子输运采用GR M1多群近似，包含三种中微子种类（νₑ, ν̄ₑ, νₓ）。
• 模拟在千万核量级的千万亿次级超级计算机（Blue Waters、Edison、Stampede）上运行，以实现高分辨率和长时间积分。
• 爆炸判据定义为激波半径扩展至100 km以上并保持向外运动。

实验结果

研究问题

• RQ1 原恒星的密度结构在多大程度上影响核心坍缩超新星中三维中微子驱动爆炸的启动时机与形态？
• RQ2 中微子加热、湍流对流和定常吸积激波不稳定性（SASI）在决定爆炸时机与不对称性方面发挥何种作用？
• RQ3 为何在类似质量下，某些原恒星（如40 M⊙）在三维模拟中发生爆炸，而另一些（如20 M⊙）则不爆炸？
• RQ4 三维爆炸动力学如何影响最终致密残余物的质量与不对称性？
• RQ5 模拟中观测到的原恒星质量与残余物质量之间非单调关系的物理原因是什么？

主要发现

• 除12 M⊙恒星外，所有原恒星均在碰撞后500 ms内经历激波快速膨胀，表明其强烈依赖于原恒星结构。
• 40 M⊙原恒星表现出由强烈中微子加热和显著湍流驱动的早期激波快速膨胀，吸积率表明可能形成黑洞。
• 27 M⊙原恒星的爆炸为延迟型，由Si/Si-O壳层边界抵达激波面触发，湍流进一步促进爆炸。
• 12 M⊙原恒星经历激波后退，并发展出强烈的SASI，仅在吸积率下降并结合SASI与对流效应后才发生晚期爆炸。
• 20 M⊙和27 M⊙原恒星的爆炸时间早于以往的二维模拟，可能由于笛卡尔网格引入了更强的数值扰动。
• 晚期爆炸形成的中子星质量相对较大（M ≳ 1.4–1.5 M⊙），而大质量核心中的早期爆炸可能导向黑洞形成。