快速自转超新星前身星中磁对流的三维模拟

我们首次给出了快速自转 16 M_sun 核坍缩超新星前身星中氧、氖和碳壳层燃烧的三维磁流体力学（MHD）模拟。我们还运行了一个纯流体力学模拟以作比较。经过 180 秒（分别对应 15 和 7 个对流翻转时间）后，氧壳层和氖壳层中的磁场分别达到 10^{11} G 和 5 x 10^{10} G 的饱和。强麦克斯韦应力变得与径向雷诺应力相当，并最终抑制对流。对流和剪切不稳定性引起的混合受抑制导致燃烧区底部燃料耗尽，从而使燃烧壳层最终向外移动到较冷区域，降低了能量生成率。强磁场高效地将角动量向外传输，迅速使快速自转的对流氧壳层和氖壳层减速并迫使其进入刚性自转。流体力学模型显示出角动量的复杂重新分布，并在对流壳层底部发展出逆行转动区域。我们讨论了结果对恒星演化及后续核坍缩超新星的意义。MHD 模型中角动量的快速重新分布，对保留显著核心角动量以驱动毫秒磁星爆炸的可能性提出了一些质疑。然而，在多维模型中的发现仍是初步的，除非恒星演化计算能提供更一致的转动剖面及磁场强度估计，以初始化无显著数值瞬变的多维模拟。我们还强调需要更长时间的模拟、分辨率研究以及非理想效应的探究。