超新星前身星核的致密性

众所周知，演化后的大质量恒星中产生超新星的中微子输运机制的成功与否，不仅取决于坍缩铁核的质量，还取决于包围该核的硅壳层和氧壳层中的密度梯度。在此，我们研究了超新星前身星核“致密性”（O'Connor & Ott 2011）随恒星质量及其计算所用物理规律变化的系统性规律。我们对质量为 15 至 65 Msun 的恒星进行了细网格的超新星前身星演化计算。研究中改变了金属丰度以及半对流和过冲混合的效率，并探讨了裸碳 - 氧核以及完整的含氢恒星。研究使用了 KEPLER 和 MESA 两种不同的代码。碳燃烧和氧燃烧的复杂相互作用，特别是在壳层中，可能导致质量非常接近的恒星的致密性发生快速变化。在更大尺度上，发现致密性随主序质量的分布具有稳健的非单调性，这意味着存在“可爆发性”岛屿，特别是在 8 至 20 Msun 和 25 至 30 Msun 附近。超新星前身星的碳 - 氧（CO）核质量是比主序质量更好（尽管仍不明确）的核结构判别依据。