Limits on diffusive shock acceleration in supernova remnants in the presence of cosmic-ray streaming instability and wave dissipation
研究了在星际介质中运动的超新星激波的宇宙线前兆的不稳定性。该区域的磁流体动力学湍流水平决定了扩散激波加速机制加速的粒子的最大能量。宇宙线加速的高效率是可以接受的，并且考虑不受弱湍流情况的限制。本文假设Kolmogorov型非线性波相互作用和离子-中性粒子碰撞共同限制了随机磁场的振幅。因此，加速粒子的最大能量强烈地依赖于超新星遗迹的年龄。在年轻超新星遗迹中，最大能量可达$\sim10^{17}Z$ eV，在Sedov阶段末期，能量下降到$\sim10^{10}Z$ eV左右。因此，在这种情况下，根据星际磁场强度计算的玻姆极限对最大粒子能量的标准估计是不合理的。这一发现可以解释为什么年龄超过几千年的超新星遗迹不是非常高能量伽马射线的主要来源。
2003-02-04 astro-ph
Existence and interpretation of smooth cosmic-ray dominated shock structures in supernova remnants
用扩散激波加速过程研究高能粒子在无碰撞激波中的加速，表明完全光滑的宇宙线主导激波结构是可能的。这些的存在进行了讨论，并得出其存在的条件。结果表明，如果粒子扩散系数具有预期的强动量依赖性，则这种解不能支配超新星遗迹的演化。
1995-06-02 astro-ph
Ion Heating in Collisionless Shocks in Supernovae and the Heliosphere
非碰撞激波在许多天体物理现象中起着作用，从日球层的日冕物质抛射（CME）到超新星遗迹。它们在加热和加速粒子中的作用是公认的，但离子加热的确切机制还没有得到很好的理解。两个系统，CME和超新星遗迹，进行了检查，以确定加热的重离子，因为他们通过碰撞冲击，从而提供了一个种子人口的宇宙射线加速过程。三个参数进行检查，等离子体β，马赫数的冲击和冲击的磁角。CME优先加热重离子。这与超新星的数据相反，超新星的数据显示出小于质量比例的加热。除了这些研究之外，天体物理系统中的加热还涉及中性原子。一个蒙特卡罗模型模拟了中性粒子穿过激波的过程。中性粒子可以产生冲击波的前兆，从而进一步加热等离子体。这项工作使用来自日光层的原位数据来研究天文系统，因为共同的冲击特性是远程研究冲击的磁分量的独特方式。
2005-06-14 astro-ph
Neutrino emission from a GRB afterglow shock during an inner supernova shock breakout
对超新星SN 2006 aj附近低光度伽马射线暴（GRB）060218的观测可能暗示了一个有趣的天文图像，即超新星激波爆发位于相对论性GRB喷流的后面。基于这张照片，我们研究中微子发射的早期余辉的GRB 060218像GRB，中微子预计将产生的γ射线暴冲击波，传播到一个密集的风中的离子相互作用。用于相互作用的相对论质子由外部冲击加速，而目标光子基本上由来自冲击爆发及其逆康普顿散射分量的传入热发射提供。由于低光度伽玛暴的事件发生率很高，我们将有更多的机会通过冰立方探测到来自附近单个这种类型伽玛暴事件的余辉中微子。这种可能的探测可以为上述情况提供证据。
2008-01-14 astro-ph
Shock propagation and neutrino oscillation in supernova
研究了激波传播对超新星中中微子振荡的影响，着重研究了$ν_{e}$和$\barν_{e}$平均能量的演化。我们发现，这种效应表现为减少平均$ν_{e}$（在倒置的质量层次，$\barν_{e}$）的能量在恒星表面的冲击传播。发现如果$3 \times 10^{-5} < \sin^{2}{θ_{13}} < 10^{-2}$，则在弹跳后2秒效果显著。
2003-02-26 astro-ph
Collisionless Shocks -- Magnetic Field Generation and Particle Acceleration
我们提出的数值结果从等离子体粒子模拟的碰撞冲击和超相对论逆流等离子体。我们演示了如何场粒子相互作用导致粒子加速背后的冲击波阵面。此外，我们演示了如何超相对论逆流等离子体创建大规模的补丁磁场结构，这些场结构传播下游的冲击波阵面。这些结果可能有助于解释磁场和加速电子的起源负责余辉同步辐射从伽马射线暴。
2003-03-16 astro-ph
Magnetic turbulence production by streaming cosmic rays upstream of SNR shocks
我们提出的磁湍流生产的各向同性的宇宙射线离子流上游的超新星遗迹冲击的粒子在细胞模拟的初步结果。这些研究旨在检验Bell（2004，2005）关于短波长非共振波模式强放大的MHD预测，并研究磁湍流的后续演变及其对宇宙线轨迹的反作用。上游湍流特性的详细知识对于确定激波加速过程的所有方面-宇宙射线的传输特性、激波结构、热粒子注入和加热过程-是至关重要的。磁场的放大也会促进粒子加速到宇宙射线谱中的“膝盖”之外。我们的动力学方法特别适合于解决宇宙射线上的反反应，它使我们能够测试贝尔的预测最终形成的扩展的宇宙射线分布中的超导结构，也达到了一个可靠的估计总的饱和磁场水平。模拟所选的参数有利于纯增长模式的快速激发。我们证实了上游等离子体中的宇宙射线离子的漂移导致了湍流磁场的产生，但表明场扰动的增长速率比用MHD方法估计的要慢得多，湍流的振幅在dB/B~1左右饱和。磁场也保持低于与上游等离子体的均分。
2007-05-30 astro-ph
Analytic Approach to the Stability of Standing Accretion Shocks: Application to Core-Collapse Supernovae
我们探讨了一个分析模型的吸积激波后反弹阶段的核心坍缩超新星爆炸。我们发现增长振荡的冲击在l=1和l=2模式，与现有的各种数值模拟。对于适度的值的外吸积激波的内边界的激波流的比例，不稳定性似乎来自于被困声波的增长，而在较高的值，激波后平流显然发挥了作用。因此，这里描述的模型可能与最近由Blondin和Mezzacappa以及Foglizzo及其合作者提出的不同的不稳定机制有关。
2007-01-09 astro-ph
Cosmic-ray acceleration in supernova shocks
银河系的宇宙射线被广泛认为是在超新星爆炸引发的膨胀冲击波中被加速的。宇宙射线的扩散激波加速理论现在已经很好地建立起来了，但是有两个基本问题仍然没有得到部分解答：加速效率是多少，即超新星总能量转化为宇宙射线能量的比例，以及在超新星爆炸中被加速的粒子所获得的最大动能是多少？最近用钱德拉和XMM-牛顿卫星对超新星遗迹进行的X射线观测以及用几台地面大气切伦科夫望远镜对甚高能伽马射线的观测，提供了有关这两个问题的新信息。在回顾了这些观测结果及其目前的解释后，我表明，通过研究河外超新星的射电辐射，可以获得关于扩散激波加速过程的补充信息。作为一个例子，一个非线性模型的扩散冲击加速度被应用到超新星SN 1993J，它在附近的星系M81爆炸的射电光变曲线。该模型的结果表明，银河系的大部分宇宙射线可能在超新星喷出物和从祖星丢失的风之间的相互作用的早期阶段被加速。
2008-07-25 astro-ph
Molecular Diagnostics of Supernova Remnant Shocks
我们已经进行了无线电和红外分子线发射对几个SNR的研究，以调查SNR冲击的分子签名，并测试模型的OH脉泽生产SNR。在这里，我们介绍了G349.7+0.2的结果。
2002-07-18 astro-ph
Rayleigh-Taylor Instabilities in Young Supernova Remnants Undergoing Efficient Particle Acceleration
我们采用流体动力学模拟研究高冲击压缩比的影响，预期快速冲击与有效的粒子加速，在超新星遗迹中的驱动波的对流不稳定性。我们发现，不稳定性本身并不依赖于显着的压缩比，但由于前向和反向冲击之间的相互作用区域的宽度可以显着收缩与增加冲击压缩，我们发现，对流不稳定性可以达到所有的方式向前冲击波前，如果压缩比是足够高的。
2001-06-14 astro-ph
X-ray emission from radiative shocks in Type II supernovae
计算了II型超新星与致密星周介质相互作用的X射线辐射。在IIL型和IIn型超新星中，质量损失率通常很高，足以使反向激波后面的区域具有辐射性，产生强烈的辐射，特别是X射线。我们提出了一个模型的辐射反向冲击的情况下，从冷却区的排放。在定常流动的假设下，流体动力学模型与时间相关的电离平衡和多级计算相结合。稳态近似的适用性进行了讨论的喷出物密度梯度和不同的化学成分的各种值。我们展示了如何新兴的频谱强烈依赖于反向冲击波的速度和组成的冲击气体。我们讨论了由该模型产生的光谱和单温度光谱之间的差异。特别是线发射的差异很大，这可能会严重影响丰度估计。我们还说明了吸收的影响，在冷冲击喷出物。我们的模型对各种类型的超新星的适用性进行了讨论。
2005-10-28 astro-ph
On the possible observational manifestation of supernova shock impact on the neutron star magnetosphere
研究了大质量双星系统中超新星爆发对中子星磁层的影响。超新星激波撞击充满等离子体的NS磁层，可以导致具有显著磁能的磁层尾的形成。形成的电流片中的磁场重联可以将储存在尾部的磁能转化为加速带电粒子的动能。由相对论粒子束激发的等离子体不稳定性可能导致相干射电发射的短脉冲的形成，其参数与观测到的明亮的河外毫秒射电爆发相似（Lorimer等人，2007年）。
2008-10-13 astro-ph
Inelastic Neutrino-Helium Scatterings and Standing Accretion Shock Instability in Core-Collapse Supernovae
我们提出的数值实验的结果，在其中，我们已经调查的非弹性中微子氦相互作用的影响，应该发生在反弹后超新星核心的常设吸积激波不稳定性。对吸积流通过驻存吸积激波作用于质子中子星的轴对称流体动力学模拟表明，相互作用相对较小，激波不稳定性的线性增长几乎不受影响。在不稳定性进入非线性区域后，非弹性反应产生的额外加热对激波的复苏变得重要，但只有当中微子光度非常接近临界值时，激波才会在没有相互作用的情况下复苏。我们还研究了微扰初始振幅和μ、τ中微子温度对结果的依赖性。
2006-06-08 astro-ph
Particle Acceleration in Supernova Remnants in the Presence of Streaming Instability and Nonlinear Wave Interactions
本文研究了SN激波的宇宙线（CR）前兆的不稳定性。该区域的湍流水平决定了加速CR的最大能量。考虑不限于弱湍流的情况。本文假设Kolmogorov型非线性波相互作用和离子-中性粒子碰撞共同限制了随机磁场的振幅。因此，加速粒子的最大能量强烈地依赖于SNR的年龄。在年轻的SNR中，它可以高达$10^{17}Z$ eV，并且在Sedov阶段结束时下降到大约$10^{10}Z$ eV（$Z$是粒子电荷）。这一发现可以解释为什么年龄超过几千年的SNRs不是非常高能量$γ$射线的主要来源。注入星际介质的超相对论CR的平均光谱与$E^{-2}$接近或稍陡。
2003-06-11 astro-ph
Shocks and Particle Acceleration in Supernova Remnants: Observational Features
在过去的十年里，大量的观测进展大大增加了我们对超新星遗迹中激波现象的了解。这一进展主要是由于最近X射线和伽马射线仪器的改进。很明显，一些壳型超新星遗迹，如SN 1006，具有由同步辐射主导的X射线发射，证明电子被加速到100 TeV。这仍然比3E 15 eV低一个数量级，在3E 15 eV的能量下，地球上的离子宇宙射线光谱显示出光谱中断。因此，主要目标之一是证明超新星遗迹能够至少将离子加速到该能量。在这里，我回顾的证据表明，离子和电子被加速到能量~100 TeV的超新星遗迹，此外，最近取得的进展，在理解物理学的碰撞冲击波阵面和磁场内超新星遗迹。
2003-04-09 astro-ph
Shocked Molecular Gas in the Supernova Remnants W 28 and W 44: Near-infrared and millimeter-wave observations
对超新星遗迹W28和W 44的高分辨率毫米波和近红外观测显示，超新星爆炸波传播到巨大的分子云中的地方存在着大量的冲击分子气体。用IRAM 30米和ARO 12米望远镜进行了新的CO观测，用Palomar 200英寸望远镜进行了近红外观测。近红外观测揭示了来自两颗超新星遗迹的冲击H2辐射，显示了弧秒尺度上错综复杂的细丝网络，跟随着无线电外壳的明亮脊。CO和CS的线宽，表示冲击速度，是20-30公里/秒。近红外和毫米波辐射都归因于密度> 1 e3 cm-3的气体的冲击。单个激波结构在H2发射中得到了解析，推断的边缘激波厚度约为1 e17 cm，与气体密度为1 e3 - 1 e4 cm-3的非解离激波一致。明亮的1720兆赫OH脉泽位于冲击氢气体复合物和突出只有局部地区的条件是最佳的激射。阿尔法和X射线的发射，有形态非常不同的无线电。我们发现一个详细的无线电和H2发射的相关性，一些长的灯丝，宇宙射线加速或再加速，由于冲击到中等密度的气体。这两个残留物在不同波长下的不同形态可以用巨大分子云的高度不均匀结构来解释。
2004-09-16 astro-ph
Resonance Line Scattering in Supernova Remnant Shocks
本文提出了一个三维辐射转移模型来研究非辐射超新星残余激波后激波流中共振线散射的影响。对于从侧面观察的波纹激波阵面，线散射显著降低了观测到的CIV 1549和NV 1240的通量，这是超新星遗迹紫外光谱中的两条重要诊断线。校正因子（定义为忽略散射观察到的线通量与实际观察到的线通量的比率）是灯丝内位置的函数。对于包括细丝结构的清晰边缘以及更扩散的区域的足够大的区域，CIV和NV校正因子在约1.5和3.5之间（并且CIV校正因子总是大于NV校正因子）。当考虑较小的区域时，校正因子具有较大的范围。灯丝边缘处的CIV校正因子约为6，而NV校正因子约为4。这些共振线散射的模拟将有助于超新星遗迹激波谱的分析。
2001-03-08 astro-ph
Supernova Shock Breakout from a Red Supergiant
大质量恒星在其核心的核燃料供应耗尽时会经历一次暴力死亡，导致灾难性的“核心坍塌”超新星。这样的事件通常在恒星爆炸后至少几天才被发现。银河演化探索者太空望远镜对超新星SNLS-04 D2 dc的观测显示，在超新星冲击波到达恒星表面之前，有一个辐射前兆，并显示了恒星在爆炸开始时的初始膨胀。紫外光变曲线的理论模型证实了这颗恒星的前身是一颗红超巨星，正如对这类超新星的预期。这些观测提供了一种方法来探测核心坍缩超新星的物理学及其祖先恒星的内部结构
2008-07-11 astro-ph
On the plasma temperature in supernova remnants with cosmic-ray modified shocks
内容：超新星遗迹的多波长观测可以在扩散激波加速理论的框架内得到解释，该理论允许爆炸能量有效地转化为宇宙射线。虽然非线性冲击模型相当好地描述了发射的非热成分，但某些问题，包括热等离子体的加热和相关的X射线发射，仍然没有解决。目的：探讨前向激波处强粒子加速对超新星遗迹演化和结构的影响。方法：结合物理过程的详细讨论分析估计。结果如下：整体动态被证明是相对不敏感的粒子加速量，但冲击后气体温度可以降低到一个相对较小的倍数，甚至小到六倍，环境温度与冲击速度的依赖性非常弱。这与纯气体模型形成鲜明对比，在纯气体模型中，温度对环境温度不敏感，并且由激波速度的平方确定。因此，似乎有可能通过强粒子加速来有效地抑制来自遗迹的热X射线发射。这可能为理解TeV明亮超新星遗迹RX J1713.7-3946缺乏热X射线提供线索。
2009-01-07 astro-ph
Shock break-out: how a GRB revealed the beginnings of a supernova
2006年2月，斯威夫特捕捉到了一个正在转变成超新星的伽玛暴，并首次直接观测到了超新星冲击波的爆发和早期膨胀。GRB 060218开始于一个异常长的非热伽马射线爆发，持续超过2000 s，因为一个喷流爆发通过恒星表面。在这个过程中，超新星爆炸的冲击波产生的光学厚度的热分量变得突出，我们能够跟踪这个壳的温和相对论膨胀，因为黑体峰从X射线移动到紫外线和光学波段。冲击波的初始半径表明它是一颗爆炸的蓝超巨星，但超新星光谱中缺乏氢发射线表明它是一颗更紧凑的恒星。最有可能的情况是，冲击波冲入沃尔夫-拉叶祖先的大规模恒星风中，冲击波爆发，一旦到达风变得光学稀薄的半径，我们就可以看到。我将介绍斯威夫特对这一具有里程碑意义的事件的观察，并讨论它留给我们的新问题和答案。
2007-01-29 astro-ph
GeV photons from up-scattering of supernova shock breakout X-rays by an outside GRB jet
首次报道了与伽马射线暴有关的超新星GRB 060218/SN 2006 aj的X射线爆发。伽马射线发射和幂律衰减的X射线余辉被归因于一个高度相对论性喷流，而热软X射线被认为是当辐射为主的冲击从光学厚的恒星风破裂时产生的。我们研究了反向康普顿发射的突破热软X射线散射的相对论电子在喷流向前冲击，预计将在更大的半径比突破冲击。这种IC发射产生亚GeV到GeV的光子，这些光子可以被GLAST检测到。在超新星激波爆发的同时探测到这样的GeV光子，将为在激波爆发时在激波之前存在GRB喷流提供证据。X射线和相对论电子之间的各向异性散射可能导致喷流开口角之外的大角度发射。这对探测来自无爆发的Ib/c型超新星激波爆发的GeV光子具有意义，由于其更各向同性的发射，可以用LOBSTER等宽场X射线相机观察到。
2006-04-14 astro-ph
Nonlinear Shock Acceleration and Photon Emission in Supernova Remnants
我们已经扩展了一个简单的非线性扩散激波加速模型（Berezhko和Ellison 1999），以包括电子的注入和加速以及韧致辐射、同步加速器、逆康普顿和π介子衰变过程中光子的产生。我们认为，这个模型的结果，这是更简单的使用比更精细的，提供了显着的改进，测试粒子，幂律谱，这是经常使用的天体物理应用中的扩散冲击加速。利用演化超新星遗迹（SNR）模型获得激波参数作为周围星际介质参数和时间的函数，我们预测了超新星遗迹的宽带连续光子发射，特别是SN 1006，表明我们的结果与Berezhko，Ksenofontov和Petukhov（1999）更完整的时间相关和球对称非线性模型相比较。我们讨论的影响非线性冲击加速的X射线线发射，并使用我们的模型来描述环境条件如何确定TeV/无线电通量比，一个重要的参数γ射线观测无线电信噪比。
2000-03-13 astro-ph
Dust sputtering by Reverse Shocks in Supernova Remnants
我们认为溅射的尘埃颗粒，相信是在冷却超新星喷出物，在反向冲击的影响下形成的。在自相似演化的反向冲击的制度，我们可以遵循喷出物的密度和温度的演化分析作为时间的函数在不同的部分喷出物，并计算溅射率的石墨和硅酸盐颗粒嵌入在喷出物中，因为他们遇到的反向冲击。通过分析（1D）的计算，我们发现，粉尘质量的一部分（$ 1\hbox{--}20$ %的硅酸盐和% $\le 5$ %的石墨）可以被溅射的反向冲击，该部分随粒度分布和喷出物质量的密度分布的陡度。预计更多的颗粒将在正向和反向冲击之间的区域溅射，因此我们的分析结果提供了一个尘埃质量被破坏部分的下限。
2008-04-22 astro-ph
OH 1720 MHz Masers in Supernova Remnants --- C-Shock Indicators
最近的观测表明，OH 1720 MHz脉泽是超新星遗迹撞击分子云的激波区的强有力探测器。我们进行了彻底的研究，这种脉泽泵，并找到严格的限制，其生产所需的物理条件。微波激射器的存在意味着中等的温度（50 - 125 K）和密度（$\sim 10^5 cm^{-3}$），以及$10^{16} cm^{-2}$级的OH柱密度。我们表明，这些条件可以存在，只有当冲击的C型。J-冲击失败的幅度如此之大，以至于这种脉泽的存在可能成为C-冲击最有力的指标。这些条件也意味着1720兆赫脉泽与其它基态OH脉泽相比，将是固有的弱脉泽。所有的模型预测都与观测结果吻合得很好。
1998-09-02 astro-ph
Interaction of a Supernova Shock with the other Star in a Binary System
在超新星爆发期间产生的快速冲击波与超新星前身的磁化伴星相互作用产生电流片。我们认为这个电流片的演变，并表明，一个奇点（冲击）是在有限的时间内形成的理想MHD框架。带电粒子（电子）在奇点附近被加速，它们的分布函数在能量达到$10^4 mc^2$量级时有一个平台。这些快粒子在电流片的强磁场（$B\simeq 10^6 G$）中在$γ$ -范围内辐射。辐射集中在围绕电流片$Δθ\simeq 3\cdot 10^{-4}$的窄角度内，并且其光谱在几百个$keV$处具有最大值。计算结果证实了Istomin & Komberg（2002）提出的宇宙学伽玛暴模型。
2008-09-07 astro-ph
Shock Breakout Emission from a Type Ib/c Supernova: XRT 080109/SN 2008D
与SN 2008 D相关的X射线闪光080109可以归因于一颗正常Ib/c型超新星的冲击爆发。如果观察到的发射被解释为黑体发射，温度和辐射能量接近预期，考虑到散射占主导地位的吸收过程，使光谱形成发生在光球深处。在约10天观测到的X射线辐射是由于光球光子与相对论电子的逆康普顿散射，这些电子是在超新星与前身风的相互作用中产生的。本文提出了一个简单的激波爆发光/紫外辐射模型，并应用于SN 1987 A、SN 1999 ex、SN 2008 D和SN 2006 aj，它们都在t1天观测到了光辐射。前三者的发射可以合理地归因于冲击爆发发射。光球温度对恒星核心的半径最为敏感，在这些情况下，半径与恒星演化的预期一致。SN 2006 aj的早期光学/紫外观测结果不能直接用激波爆发模型来解释。
2010-01-29 astro-ph
Multiwavelength Signatures of Cosmic Ray Acceleration by Young Supernova Remnants
概述了年轻超新星遗迹的多波长观测，重点是有效的宇宙射线加速的观测特征。一些可能归因于有效的宇宙射线加速的效应是年轻超新星遗迹中的径向磁场，X射线成像光谱测定的磁场放大，大的冲击后压缩因子的证据，以及低等离子体温度，用高分辨率光学/紫外/X射线光谱测量。特别强调的是冲击后等离子体的光谱，这提供了一个机会，直接测量冲击后的温度。在有效的宇宙射线加速的存在下，冲击后的温度预计将低于根据强冲击的标准方程。对于许多超新星遗迹来说，情况似乎确实如此。
2008-10-20 astro-ph
Supernova Reverse Shocks and SiC Growth
我们提出了新的机制，通过这种机制，X型颗粒的前太阳SiC的同位素组成被改变的反向冲击II型超新星。我们讨论了三个时期的反向冲击：压力波从H包线附近的t = 10 $^6$ s;反向冲击从超新星前风附近的10 $^8-10^9$ s;反向冲击从ISM附近的10 $^{10}$ s。使用1-D流体力学，我们表明，第一个创建一个致密的壳的Si和C原子附近的10 $^6$ s的SiC肯定凝聚。第二次反向冲击使预凝聚晶粒通过不同同位素组成的减速气体快速向前移动，在此期间同时发生注入、溅射和进一步凝聚。第三次反向冲击只引起进一步的离子注入和溅射，这可能会影响微量元素同位素组成。利用一个25兆$_{\odot}$超新星模型，我们提出了解决下列未解决问题的方案：SiC在哪里凝聚？为什么碳化硅比石墨更容易凝结？为什么凝聚SiC $^{28}$富含Si？为什么富氧对SiC的凝聚没有阻碍？每种同位素有多少个原子被一个在时间t $_0$在径向坐标r $_0$上凝聚的粒子撞击？提出了这些许多考虑因素作为解释陨石中发现的SiC X颗粒及其对超新星物理学意义的路线图。
2003-02-06 astro-ph
Variation of cosmic ray injection across supernova shocks
超高温质子注入到扩散激波加速过程中的速率在超新星遗迹激波的表面上变化很大。这些变化和注射速率的绝对值进行了研究。在最简单的情况下，如SN 1006，冲击可以近似为均匀大尺度磁场中的球形。注入率强烈地依赖于激波的垂直度，并随着环境场和激波法线之间的角度的增加而减小。因此，导致激波表面元件处的动能的显著部分的转换的有效的粒子喷射仅在“极点”附近的相对小的区域中出现，从而减少了总CR产生。这些区域的大小强烈地依赖于随机背景场和阿尔芬波湍流由于CR流不稳定性产生。对于SN 1006和Tycho的SNR，它们相当于整个激波表面的约20%，而对于Cas A，它们相当于整个激波表面的10%到20%。在第一近似下，在球对称假设下计算的CR产生率因此必须由这个因子重整化，而激波本身大致保持球形。
2003-09-01 astro-ph
Supernova remnants in molecular clouds: on cosmic ray electron spectra
本文讨论了在激波附近湍流介质中存在二阶费米加速时，激波处的粒子加速过程，作为对分子云中超新星遗迹（SNRs）的平坦同步辐射谱的另一种解释。我们认为，Chevalier（1999，ApJ，in press）所考虑的中等Alfvén马赫数激波对于这样的信噪比自然会导致观测到的谱指数。
1998-12-23 astro-ph
Shock Excited Maser Emission from the Supernova Remnant W28
我们目前的VLA观测羟基线OH（1720 MHz）对超新星遗迹W28。这些高分辨率图像显示了1720 MHz发射的分布范围比以前从早期的单碟观测中所怀疑的更广泛。总共探测到26个不同的脉泽斑点，它们位于W28射电连续辐射的边缘，用我们的12角秒分辨率无法分辨。在脉泽点的线偏振和圆偏振的显着检测也。脉泽斑点的位置，连同SNR和邻近分子云的物理条件，主张冲击激发机制。使用的OH（1720兆赫）作为一个强大的诊断超新星遗迹与分子云的相互作用的可能性进行了讨论。
1993-12-14 astro-ph
The First Second of a Type-II Supernova: Convection, Accretion, and Shock Propagation
讨论了中微子驱动的超新星爆炸的一维和二维流体动力学模拟。模拟涵盖了瞬发激波停滞和核心反弹后约一秒之间的阶段。从中微子球的中微子通量的系统变化表明，爆炸能量，爆炸时间尺度，质子中子星的初始质量，和爆炸核合成的铁族元素敏感地依赖于中微子加热的强度在冲击波形成后的前几个100毫秒。激波后中微子加热区域的对流翻转，只有在中微子亮度的狭窄窗口内才对爆炸有重要的帮助。在这里，只有在多维情况下才能获得强大的爆炸。对于更高的核心中微子通量也球对称模型产生高能爆炸，而对于较低的光度，即使对流没有强烈的爆炸发生。
1995-03-03 astro-ph
Chandra Observations of Shock Kinematics in Supernova Remnant 1987A
我们报告的第一个结果，从深X射线观测的SNR 1987 A与钱德拉LETG。从线比推断的温度范围从0.1 - 2千电子伏，并与电离势增加。从X射线线剖面推断的膨胀速度在300 - 1700公里/秒之间，远低于从射电和X射线图像的径向膨胀推断的速度。我们可以用这样一种情况来解释这些观测结果：超新星爆炸波撞击内部拱星环的密集突起时产生的冲击波发射出X射线，这些突起也是光学热点的原因。
2005-06-19 astro-ph
Radiative instabilities in simulations of spherically symmetric supernova blast waves
球对称超新星遗迹冷却区的高分辨率模拟显示出强烈的辐射不稳定性。这种不稳定性的存在取决于激波速度，它会导致激波速度的大幅波动。如果激波速度处于不稳定范围内，则波动几乎在辐射阶段开始后立即开始（在壳层形成时）;它们持续到激波速度减慢到小于约130 km/s。我们发现，激波速度波动的混响波内的残留物相比，那些由于不稳定性是很小的。此外，我们发现（在平面平行模拟），平流从外部介质的不均匀性不干扰定性性质的不稳定性驱动的波动。大振幅的不均匀性可能会改变冲击波速度波动的相位，但不会显著降低其振幅。
1997-05-30 astro-ph
On the spectrum of high-energy cosmic rays produced by supernova remnants in the presence of strong cosmic-ray streaming instability and wave dissipation
宇宙线流动不稳定性在SN激波的前兆中产生了强烈的磁流体动力学湍流。湍流的水平决定了由扩散激波加速机制加速的宇宙射线粒子的最大能量。目前的考虑继续我们的工作Ptuskin & Zirakashvili（2003）。假设Kolmogorov型非线性波相互作用和离子-中性粒子碰撞共同限制了随机磁场的振幅。因此，加速粒子的最大能量强烈地依赖于SNR的年龄。在绝热SNR演化过程中（Sedov阶段）注入星际介质的宇宙射线的平均谱在能量大于10-30 Gev/核子时近似为$Q(p)p^{2}\propto p^{-2}$，最大粒子能量接近于在$\sim4\times10^{15}$ eV处观测到的宇宙射线谱中的膝点位置。在SNR演化的早期阶段-Chevalier-Nadyozhin解描述的喷出物占主导地位的阶段，粒子被加速到更高的能量，并具有相当陡峭的幂律动量分布。这些结果表明，膝关节可能标志着从弹射为主的绝热演化的SNR冲击加速宇宙射线。
2004-08-02 astro-ph
Thermal X-Ray Emission from Shocked Ejecta in Type Ia Supernova Remnants II: Parameters Affecting the Spectrum
Ia型超新星留下的超新星遗迹为研究这些神秘天体提供了极好的机会。在以前的工作中，我们表明，这是可能的，使用年轻的Ia型超新星遗迹的X射线光谱，探索Ia型超新星的物理和确定这些爆炸的相关机制。我们的模拟技术是基于流体动力学和非平衡电离计算的网格Ia型爆炸模型与周围的环境介质的相互作用，再加上一个X射线光谱代码。在这项工作中，我们探讨了两个关键参数的喷出物的X射线光谱的形状的影响：周围的超新星祖周围的环境介质的密度和无碰撞电子加热的效率在反向冲击。我们还讨论了最近的Ia型超新星爆炸的X射线光谱的背景下，年轻的SNRs的三维模拟的性能。我们发现一个更好的协议与观测Ia型超新星模型分层喷出物比三维爆燃模型混合喷出物。我们的结论是，我们的网格Ia型超新星遗迹模型可以提高我们对这些对象的理解，以及它们与产生它们的超新星的关系。
2005-01-14 astro-ph
An X-Ray Pulsar, Metal-rich Ejecta, and Shocked Ambient Medium in the Supernova Remnant G292.0+1.8
本文报道了利用钱德拉X射线天文台的高分辨率照相机在银河系超新星遗迹G292.0+1.8中发现的致密天体CX112439.1 -591620的脉冲X射线辐射。X射线周期与PSR J1124-5916的射电周期和自旋下降率的外推结果一致。X射线脉冲为单峰宽脉冲。对于M_V ~ 26的极限没有光学对应物。脉冲星风星云中的压力远小于反向激波加热的喷出物和星周介质中的压力，这表明反向激波还没有开始与星云相互作用。
2004-01-22 astro-ph
Initial Shock Waves for Explosive Nucleosynthesis in Type II Supernova
我们对爆轰驱动的超新星核合成进行了一维计算，并研究了它对激波初始形式的敏感性。我们发现，如果输入能量更多地以动能而不是内能的形式注入，则在质量切割附近的峰值温度变得更高。然后，质量削减变得更大，因此，富含中子的物质较少包含在喷出物中;与以前的模型相比，这有利于产生观测数据。我们的结果意味着处理各种恒星演化过程的标准方法，如对流和电子捕获在硅燃烧阶段，仍然是兼容的爆炸核合成的计算。
1998-07-02 astro-ph
Gamma-Rays from Supernova Remnants and the Signatures of Diffusive Shock Acceleration
虽然从已知的超新星遗迹（SNRs）的γ射线的确定性检测仍然难以捉摸，收集可能与SNRs相关的未识别EGRET源激发了最近对这些源的TeV发射的建模。目前的理论模型使用幂律冲击加速的质子和电子在他们的预测预期的伽马射线TeV通量从那些身份不明的EGRET源与残余协会。在本文中，我们探讨了一个更详细的非线性冲击加速模型，它产生非热质子分布，并包括一个自洽的确定冲击流体力学。我们获得的伽马射线光谱允许停止加速到高能量，这是由于有限的年龄和大小的残余物的信噪比。伽玛射线光谱截止可以观察到在TeV范围内的合理的剩余参数，和偏离幂律行为被发现在所有的能量范围从1兆电子伏的截止。INTEGRAL、惠普尔和其他仪器的相关观测可能会对我们理解超新星遗迹提供严格的限制。
1997-04-15 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration by Supernova Shocks
我们分析了最近的测量结果的非热发射从个别超新星遗迹（SNRs）和它们的对应关系的非线性动力学理论的宇宙射线（CR）加速SNRs。结果表明，该理论与实验数据吻合较好，并为磁场放大条件下信噪比的有效CR产生提供了有力的证据。磁场放大导致CR最大能量的显著增加，从而使在SNR中加速的CR谱在~10^17 eV能量范围内符合银河CR谱形成的要求。
2008-09-04 astro-ph
Conditions for Shock Revival by Neutrino Heating in Core-Collapse Supernovae
中微子的能量沉积可以使停滞的反弹激波恢复活力，并为大质量恒星的超新星爆炸提供能量。然而，这种中微子加热机制并没有最终被接受或证明是爆炸的触发因素。部分问题在于流体动力学模型的复杂性往往阻碍对结果进行清晰而简单的解释。这就需要对成功的休克复苏的要求有更深入的理论理解。本文提出了一个玩具模型，通过含时处理来分析讨论中微子加热相，它允许人们从增益层的全局性质作为初值问题的解来计算超新星激波的半径和速度。导出了激波恢复的判据。它证实了激波膨胀所需的最小中微子光度的存在，但也证明了足够大的质量下落率对激波的重要性。高能中微子驱动爆炸的可能性似乎被排除了，因为转移到核子的总比能被限制在每太阳质量约1e52尔格（每核子约5 MeV），而增益层的总质量通常只有0.1太阳质量左右。从最大加热区域到激波后面更近的半径的对流能量传输被发现通过减少与中微子加热物质通过增益半径的向内平流相关的能量损失来支持爆炸。（节略）
2001-01-03 astro-ph
Secondary Accceleration of Cosmic Rays by Supernova Shocks
在宇宙射线的超新星激波加速的一般模型中，有两个悬而未决的问题：1。膝盖以下的高能宇宙射线（10 $^4-10^6$ Gev）来自哪里？是宇宙射线只在其起源处加速，或在其驻留银河系期间持续加速。我们表明，$10^15$ eV的轻核可能是由超新星协会加速。次级和初级宇宙射线在星系中传播时，其光谱的比值会受到ISM中重复加速（也称为再加速或次级加速）的影响。所观察到的次级和初级CR光谱被用来约束超新星遗迹（SNR）的这种再加速的量。考虑了两种情况：老的、分散的残留物的弱地震（$1<M<2$）和相对年轻的残留物的强地震（$M>3$）。结果表明，弱冲击产生更多的再加速度比在标准漏箱（SLB）模型的框架中所允许的，使其不一致的分散的加速度，应该由SNR产生。如果SLB被修改为允许适度的RA周冲击，RA旧SNR产生的同意所需的速度，以适应二次到一次宇宙射线数据，使一个自我一致的图片。年轻SNR的强冲击的显着再加速应导致在高能量，接近1 TeV/核子的次级到初级比的平坦化。
1997-09-14 astro-ph
An evolutionary model for pulsar-driven supernova remnants
我们提出了一个模型的脉冲星风星云内的相关超新星遗迹的演变。该模型使用流体动力学代码来模拟该系统的演化时，脉冲星具有高速。模拟区分了脉冲星风星云演化的四个不同阶段：超音速膨胀阶段，反向激波相互作用阶段，亚音速膨胀阶段和最终的弓形激波阶段。模拟证实，由于脉冲星的高速，脉冲星的位置是偏离中心的相对于它的脉冲星风星云，后通过的反向冲击。随后，脉冲星风星云以亚音速膨胀，直到弓形激波形成，这时脉冲星的运动变成超音速。弓形激波形成事件发生在大约一半的穿越时间，当脉冲星位于超新星遗迹爆炸波半径的0.677倍时，与分析预测完全一致。穿越时间是由超新星遗迹的年龄定义的，当脉冲星超过超新星遗迹的爆炸波时。模型的结果被应用到三个超新星遗迹：N157 B，G327.1-1.1和W 44。我们认为，头部的脉冲星风星云，包含活跃的脉冲星，在前两个系统内是没有约束的弓激波。然而，在W 44的情况下，我们认为脉冲星风星云因脉冲星的超音速运动而受到弓形激波的束缚。
2003-11-17 astro-ph
Nonlinear Particle Acceleration at Reverse Shocks in Supernova Remnants
如果没有放大，年轻超新星遗迹（SNRs）的膨胀喷射物中的磁场将比将热电子或离子冲击加速到相对论能量或在反向冲击时产生射电同步辐射所需的磁场低几个数量级。这种发射的观测结果支持了扩散冲击加速（DSA）可以放大磁场的想法。此外，放大过程的不确定性使喷出物场有可能比典型的星际介质值低得多，而喷出物场虽然大到足以支持无线电发射和DSA。我们发现，在如此低的反向激波场中，DSA在产生宇宙射线（CR）离子方面是极其非线性和有效的，尽管不会产生大大超过mc^2的CR。这些非线性效应也发生在前向激波处，最重要的表现是激波压缩比远大于4，并导致前向激波和反向激波之间的相互作用区域变得更窄、更密集、更冷，如果没有发生有效的宇宙射线产生的话。SNR结构和演变的变化应该是清晰可观察的，如果存在的话，它们传达了DSA和磁场放大性质的重要信息，具有广泛的天体物理学意义。
2004-09-09 astro-ph
Photon Acceleration at Shock Breakout of Trans-Relativistic Supernova
预测的SN冲击爆发的热闪光可能是雨燕在GRB 060218/SN 2006 aj中首次探测到的。在这次事件中探测到的热X射线辐射意味着一个动能E_k> 1 E49 erg的跨相对论SN激波的出现。在TRSN冲击爆发期间，热光子可以通过重复的体康普顿散射被冲击“加速”，形成能量占主导地位的非热伽马/X射线分量。TRSN激波爆发时的这种“光子加速”机制也可以解释其他类似低光度GRB中的伽马射线，这意味着它们是只有TR流出的非典型GRB。TRSNe在TR喷出物中形成一种特殊类型的SNe，具有大动能，> 1 E49 erg。
2007-05-28 astro-ph
Electron-Ion Temperature Equilibration at Collisionless Shocks in Supernova Remnants
这篇评论的主题是我们的知识的当前状态的程度，在超新星遗迹（SNR）冲击的电子，质子和离子之间的初始平衡。具体地说，已经提出了这样一个问题，即激波速度和平衡之间是否存在类似于行星际激波中所见的平衡和阿尔芬马赫数之间的关系的反比关系（Schwartz等，1988）。这篇评论的目的是汇编每一种方法，已被用来测量的平衡和每一个SNR上，他们已经测试。我回顾了每种方法，它的问题和不确定性，以及这些将如何影响推断的平衡程度（或速度）。观测到的电子与质子温度比作为激波速度的函数的最终汇编，给出了我们知识状态的准确、保守的图景，以及我们需要追求的途径，以在我们对激波速度与平衡程度之间关系的理解上取得进展。
2005-03-29 astro-ph
Simultaneous Triggered Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injection of Short-Lived Radioisotopes by a Supernova Shock Wave
在原始陨石形成时存在短寿命放射性同位素（SLRI）如$^{26}$ Al和$^{60}$ Fe的宇宙化学证据要求这些同位素在大质量恒星中合成，然后在$\sim 10^6$年内并入陨石。长期以来，人们一直假设超新星冲击波将SLRI输送到太阳系前的致密云核心，引发云的坍塌，并注入同位素。以前的数值计算表明，当激波和稠密云核假定在$\sim 10$ K下等温时，这种情况是合理的，但当压缩加热到$\sim 1000$ K时，这种情况就不合理了。我们在这里首次表明，当计算与FLASH2.5自适应网格细化（AMR）流体动力学代码，20公里/秒的冲击波确实可以触发崩溃的1 $M_\odot$云，同时注入冲击波同位素到崩溃的云，提供冷却的分子种类，如H $_2$ O，CO $_2$，和H $_2$包括在内。这些计算意味着超新星触发假说是在太阳系形成期间提供SLRI的最可能机制。
2008-09-18 astro-ph
Detection of Far-Infrared Water Vapor, Hydroxyl, and Carbon Monoxide Emissions from the Supernova Remnant 3C 391
我们报告的冲击波激发的H2O，OH，和CO的超新星遗迹3C 391，使用ISO长波光谱仪的检测。这是第一次探测到来自超新星遗迹的热H2O和OH发射。而W~28和W~44则只在吸收过程中检测到OH的存在，而在CO的释放过程中检测到CO的存在。所观察到的H2O和OH发射线产生的基态的400 K内的水平，一致的碰撞激发温暖，致密的气体后，通过致密的团块在预激波云的冲击波前的通道。我们观测到的激波后气体密度约为2 × 10^5 cm^{-3}，温度为100-1000 K，在200 K的温度下，发射区CO：OH：H2O的相对丰度为100：1：7。大量温暖的水柱的存在表明，化学物质已被冲击显着改变。OH和H2O的显着的柱密度的存在，这是在不符合模型的非离解冲击到致密气体，可能是由于光解的H2O或混合的快速和缓慢的冲击，通过不同的预冲击密度的区域。
1998-09-01 astro-ph
Connection between supernova shocks, flavor transformation, and the neutrino signal
我们表明，在地面探测器的超新星中微子信号可以提供特征签名的冲击传播通过的地区，在那里发生的物质增强中微子味转换。这种效应可以使现有的和拟议中的超新星中微子探测器提供新的见解的冲击再生和传播的问题。或者，这样的观测可以让我们对中微子质量和混合矩阵有独特的见解。
2002-05-22 astro-ph hep-ph
Resonant neutrino spin-flavor precession and supernova shock revival
提出了一种新的超新星激波复活机制，它涉及中微子在超新星磁场中的自旋-味共振旋进和跃迁磁矩。只要中微子质量平方差在$Δm^2 \sim (3 \;{\rm eV})^2-(600 \;{\rm eV})^2$范围内，该机制就可以在超新星中对小到$10^{-14}μ_B$的跃迁磁矩起作用。结果表明，该机制可使中微子诱导激波再加热能量提高约60%.
1996-04-16 astro-ph hep-ph
TeV Neutrinos and GeV Photons from Shock Breakout in Supernovae
我们表明，作为一个II型超新星冲击波爆发出它的祖星，它成为碰撞，并可能加速质子的能量>10 TeV。这些质子的非弹性核碰撞产生了TeV中微子和10 GeV光子的约1小时长的闪光，大约在冷却的中子星的热（10 MeV）中微子爆发后10小时。红超巨星中的银河系超新星将产生约10^{-4} erg/cm^2 s的光子和中微子通量。一个平方公里的中微子探测器将探测到约100个μ子，从而可以限制超新星模型和中微子性质。
2001-02-19 astro-ph hep-ph
Neutrino signatures of supernova shock and reverse shock propagation
在核心坍缩的超新星中反弹几秒钟后，冲击波通过了对应于中微子质量差与“大气”中微子共振中微子振荡的密度区域。对绝热性条件的瞬时违反表现在来自未来星系超新星的中微子信号的可观测调制中。除了先前研究过的冲击波传播效应外，当超音速膨胀的中微子驱动风与较慢的早期超新星喷出物碰撞时，会形成反向冲击。这意味着，在某段时间内，中微子通过了两个连续的密度不连续性，导致平均中微子能量作为时间的函数出现“双下降”特征。我们研究了这种效果的分析和数值计算，发现它允许一个跟踪的位置的前向和反向冲击。我们表明，能量依赖的中微子转换概率允许一个检测振荡，即使不同的中微子口味的能谱是相同的，只要通量不同。如果π混合角是“大的”（sin^2θ_{13} \gg 10^{-5}），这些特征在反转中微子的\bar ν_e信号和正常中微子质量等级的ν_e信号中都可以观察到。
2004-09-30 astro-ph hep-ph
Damping of supernova neutrino transitions in stochastic shock-wave density profiles
在冲击波传播过程中，超新星中微子的味道转变不仅可以编码物质密度分布的相关信息，还可以编码未知中微子属性的相关信息，例如质量等级（正常或倒置）和混合角θ_13。虽然以前的研究集中在“确定性”的密度分布，我们调查可能的随机物质密度波动的影响，在超新星冲击波的尾迹。特别是，我们研究了小尺度波动对电子（反）中微子生存概率的影响，以及在未来的水切伦科夫探测器的逆β衰变事件的可观察光谱。我们发现，这种涨落，即使是相对较小的振幅，也会对味跃迁模式产生显著的阻尼效应，并且可以部分消除可观测时间谱上的冲击波印记，特别是对于sin ^2（θ_13）> O（10^-3）。
2006-06-15 astro-ph hep-ph
