
<html>

<head>

<meta http-equiv="Content-Type" content="text/html; charset=iso-8859-1">

<style type="text/css" style="display:none;"><!-- P {margin-top:0;margin-bottom:0;} --></style>

</head>

<body dir="ltr">

<div id="divtagdefaultwrapper" style="font-size:12pt;color:#000000;font-family:Calibri,Helvetica,sans-serif;" dir="ltr">

<p>Quick reminder of the seminar:<br>

<br>

</p>

<div>At 13:15 in A5:1003.<br aria-hidden="true">

Zoom: <a target="_blank" href="https://stockholmuniversity.zoom.us/j/3575421837" rel="noopener noreferrer" style="color: #1264a3; text-decoration: none" id="LPlnk148839" previewremoved="true">

https://stockholmuniversity.zoom.us/j/3575421837</a><br>

<br>

<b style="font-weight: 700; font-weight: 700">Speaker</b>: Liubov Kovalenko<br aria-hidden="true">

<b style="font-weight: 700; font-weight: 700">Title:</b> Rotation and Magnetic Fields in Extreme Core-Collapse Supernovae<br aria-hidden="true">

<b style="font-weight: 700; font-weight: 700">Abstract:</b><br aria-hidden="true">

Core-collapse supernovae are shaped by the interplay of gravity, neutrinos, rotation, and magnetic fields in the first seconds after collapse.<br aria-hidden="true">

While most simulations focus on neutrino-driven hydrodynamics, magnetic fields are likely essential for understanding the most rapidly rotating and extreme explosions, as well as their connection to magnetar formation.<br aria-hidden="true">

In this talk, I will present 3D simulations of an extremely compact 39-solar-mass progenitor and compare three models: a non-rotating baseline case, a rotating case without magnetic fields,<br aria-hidden="true">

and a rotating magnetized case. Although the collapse and bounce are broadly similar, the post-bounce evolution differs significantly. Rotation and magnetic fields alter the shock evolution,<br aria-hidden="true">

outflow morphology, proto-neutron-star dynamics, and the angular structure of the neutrino emission.<br aria-hidden="true">

These differences are especially important for multimessenger signals. Because the newly formed core is initially opaque to photons (and even neutrinos), gravitational waves may provide the<br aria-hidden="true">

earliest direct observational window into the proto-neutron star just after bounce. Using these models, I will discuss how rotation and magnetic fields influence both the explosion dynamics and the gravitational-wave signatures that may provide access to the

 innermost post-bounce evolution.</div>

<br>

<p></p>

</div>

</body>

</html>