Cosmic Ray Origins in Supernova Blast Waves
我们扩展了Chevalier为Sedov爆炸波加速宇宙射线（CR）导出的自相似解，以表明银河系CR人口可以分为：（A）超新星遗迹（SNR）在CR加速过程中向上游释放的能量超过~ 200 GeV的CR，（B）CR在膨胀期间平流进入SNR的内部，然后在其寿命结束时从SNR释放出来，以提供下面的银河CR组件。200GeV。这两个星群之间的交点可能对应于在这个能量下银河系CR光谱指数的测量变化。
2014-12-23 astro-ph.HE
No visible optical variability from a relativistic blast wave encountering a wind-termination shock
伽马射线暴的余辉耀斑和光学和X射线光变曲线的再增亮被归因于后期的内部引擎活动和爆炸周围介质的密度变化。为了检验后者，我们研究了伽玛射线爆发的相对论冲击波和恒星风终端冲击波之间的相遇。采用高性能的自适应网格相对论流体动力学程序AMRVAC模拟了爆炸波，并采用单独的辐射程序详细分析了同步辐射。我们发现，即使对于非常高的密度跳跃，在由此产生的光变曲线中也没有凸起。此外，通过分析从不同的冲击波区域的贡献，我们能够建立，它是必不可少的，以解决爆炸波结构，以便作出定性正确的预测所观察到的输出，从反向冲击区域的贡献将不会脱颖而出，即使当磁场增加在这个区域的重复冲击。这项研究解决了最近文献中的一个争议。
2009-06-19 astro-ph.HE
The early blast wave of the 2010 explosion of U Scorpii
三维流体动力学模拟探索的头18个小时的2010年1月28日爆发的经常性新星U天蝎座已经进行。特别强调的是捕捉爆炸中巨大的空间范围。爆炸前的系统条件包括第二颗恒星和一个张开的吸积盘。这些条件会对爆炸波的演变产生深远的影响。爆炸本身被第二颗恒星遮蔽，第二颗恒星本身产生低温弓形激波。吸积盘在爆炸中被完全摧毁。一个圆盘气体密度为10^{15} cm^{-3}的模型产生的冲击波是准直的，具有清晰的双极结构，包括双极X射线发射壳。准直程度取决于喷出物的初始质量、爆炸能量和星周气体密度分布。对于具有最低爆炸能量（10^{43} erg）和喷出物质量（10^{-8} M_{\odot}）的模型，这一点最为明显。计算出的六个模型中有三个的X射线光度接近于雨燕卫星获得的早期爆炸X射线发射的上限，但与此一致，X射线光度对于更高的星周气体密度和更高的喷出物质量更大。后一种考虑，加上对以前爆发的爆炸能量的估计，表明2010年爆发的喷出物质量不超过10^{-7} M_{\odot}。
2010-07-16 astro-ph.HE
Self-similar relativistic blast waves with energy injection
一个足够强大的天体物理源，在时间上具有幂律光度，将产生一个自相似的相对论性冲击波，其中一个反向冲击波进入喷出物，一个正向冲击波进入周围介质。一旦能量注入停止，最后的能量被输送到冲击波阵面，爆炸波将过渡到另一个自相似阶段，这只取决于注入的能量的总量。我描述了有限的持续时间的能量注入到环境中的密度取决于半径的幂律的效果，强调光学/X射线伽马射线暴余辉的应用。爆炸波注入过程中进行了处理解析，过渡后，最后的能量注入与一维模拟。给出了正激波区和反向激波区同步辐射的通量方程。反向冲击发射很容易占主导地位，特别是在两个区域的磁化不同的情况下。反向激波发射被证明支持所报道的X射线和余辉平台持续时间和结束时间通量之间的光学相关性，独立于光度幂律斜率。该模型通过应用于爆发120521 A和090515，并可以适应其陡峭的后坪光变曲线斜率。
2014-05-22 astro-ph.HE
Constraints on the non-thermal emission from Eta Carinae's blast wave of 1843
最近使用INTEGRAL、AGILE和Fermi卫星探测到了海山二方向的非热硬X射线和高能（1 MeV < E < 100 GeV）伽马射线发射。这种发射被解释为在两颗大质量恒星之间碰撞风区的粒子加速框架中，或者在起源于历史上的1843年“大爆发”的非常快速移动的冲击波中。钱德拉的档案数据被重新分析，以寻找海山二爆炸波中粒子加速的特征。在硬X射线中无法检测到壳状结构，并且对壳的非热X射线发射进行了限制。利用“侏儒”目标辐射场的时间依赖性，建立了爆炸波的单区模型。尝试使用该模型来协调X射线极限与HE射线发射导致非常硬的电子注入谱dN/dE ~ E^-Gamma，其中Gamma < 1.8，比从扩散冲击加速预期的正则值更硬。
2012-01-17 astro-ph.HE
Particle acceleration in the expanding blast wave of Eta Carina's Great Eruption of 1843
最近使用INTEGRAL、AGILE和Fermi卫星探测到船底座η方向的非热硬X射线和高能（HE; 1 MeV < E < 100 GeV）伽马射线发射。到目前为止，这种发射已经在两颗大质量恒星之间碰撞风区的粒子加速框架中解释。然而，1843年历史上的“大爆发”中产生的快速移动的冲击波的存在为这个系统提供了另一个粒子加速点。在这里，我们探索一种替代方案，并发现逆康普顿发射从爆炸波中加速的电子可以自然地解释所测量的硬X射线和HE伽马射线发射的通量和光谱形状。这种情况进一步支持缺乏显着的变化，积分和费米测量通量。
2010-06-25 astro-ph.HE
GRB Afterglow Blast Wave Encountering Sudden Circumburst Density Change Produces No Flares
观测到伽马射线暴的余辉产生的光变曲线的通量随时间服从幂律演化。然而，最近的观测显示，明亮的耀斑有时在几分钟到几天的数量级。对这些耀斑的一种解释是相对论性冲击波与环爆流密度跃迁的相互作用。在本文中，我们模拟这种类型的相互作用计算在一个和两个维度，使用相对论流体动力学代码与自适应网格细化称为RAM，并在一维分析。我们模拟了在恒星风环境中遇到密度突然变化的冲击波，然后是均匀介质，并使用同步加速器模型计算观测到的辐射。我们发现，耀斑是不可观察到的遭遇密度突然增加，如风终止冲击，也没有遇到密度突然下降。此外，通过将我们的分析扩展到二维，我们能够解决爆炸波的传播，准直和边缘效应，因为它遇到的环爆介质的变化。在本文考虑的所有情况下，我们发现，耀斑将不会被观察到的任何密度变化的研究。
2013-08-22 astro-ph.HE
No flares from Gamma-Ray Burst afterglow blast waves encountering sudden circumburst density change
观测到伽马射线暴的余辉产生的光变曲线的通量随时间服从幂律演化。然而，最近的观测显示，明亮的耀斑有时在几分钟到几天的数量级。对这些耀斑的一种解释是相对论性冲击波与环爆流密度跃迁的相互作用。在本文中，我们使用具有自适应网格细化的相对论流体力学代码（称为RAM），在一维和二维中对这种类型的相互作用进行了计算建模，并在一维中进行了分析。我们模拟了在恒星风环境中遇到密度突然变化的冲击波，然后是均匀介质，并使用同步加速器模型计算观测到的辐射。我们发现，耀斑是不可观察到的遭遇密度突然增加，如风终止冲击，也没有遇到密度突然下降。此外，通过将我们的分析扩展到二维，我们能够解决爆炸波的传播，准直和边缘效应，因为它遇到的环爆介质的变化。在本文考虑的所有情况下，我们发现，耀斑将不会被观察到的任何密度变化的研究。
2013-07-19 astro-ph.HE
Self-similar solutions in cylindrical magneto-hydrodynamic blast waves with energy injection at the centre
本文研究了中心源驱动的柱面磁化爆炸波在方位角和轴向环境磁场下的自相似解，发现磁场取向显著影响激波速度、壳层厚度及能量转化，并通过1D数值模拟验证了模型在星风泡和超新星遗迹中的适用性。
2024-03-25 astro-ph.HE
A first-principle simulation of blast wave emergence at the photosphere of a neutron star merger
我们提出了第一个从头计算模拟辐射介导的冲击出现在光球的相对论外流。模拟使用我们的代码radshock耦合到随时间变化的辐射转移，用蒙特卡罗方法计算的流体动力学。利用该程序对中子星合并GW~170817产生的辐射冲击波进行了计算。先前有人提出，合并喷出了一个黑暗的，相对论膨胀的，同源的信封，然后信封内的爆炸产生了观察到的伽马射线暴GRB~ 170817 A。我们的模拟演示了冲击波如何产生辐射，因为它通过信封传播，接近光球，释放辐射，并崩溃，分裂成两个微观厚度的无碰撞冲击。我们发现产生的伽马射线暴的光变曲线和光谱演化与观测到的GRB~ 170817 A相似。
2020-12-03 astro-ph.HE
Afterglow emission in Gamma-Ray Bursts: I. Pair-enriched ambient medium and radiative blast waves
相对论爆炸波与周围暴介质相互作用产生的前向激波被认为是造成伽马射线暴（GRB）余辉发射的原因。我们考虑的流体动力学的球形相对论爆炸波扩展到周围的介质中，我们推广的标准理论，以考虑几个通常被忽略的影响。特别是，我们考虑的作用，绝热和辐射损失的流体动力学演化的冲击，假设冷却损失是快速的。我们的模型可以描述绝热，全辐射和半辐射冲击波，并可以描述随时间变化的辐射效率的影响。我们提出的方程适用于任意密度分布，也适用于富含电子-正电子对的环爆介质。电子对的存在增加了轻子获得的激波能量的比例，从而增加了辐射损失的重要性。我们的模型允许研究伽玛暴中的高能（>0.1 GeV）辐射是否可能来自余辉辐射。特别是，它是合适的测试是否可以归因于一个初始的辐射阶段，随后由标准的绝热演化的费米LAT伽玛暴中观察到的高能量光变曲线的快速衰减。
2013-06-27 astro-ph.HE
The effect of cosmic-ray acceleration on supernova blast wave dynamics
如果磁场的方向与激波法线（准平行激波配置）紧密对齐，则非相对论性激波将离子加速到高度相对论性能量。相比之下，准垂直冲击不能有效地加速离子。我们模拟这种依赖于密度的加速过程中的球形膨胀冲击波设置与移动网格代码{ \sc arepo}不同的磁场形态，从均匀的湍流配置。在均匀磁场中的Sedov-Taylor爆炸由于爆炸波沿磁场方向传播较慢而产生扁椭球激波面。这是因为在准平行极冠区域产生了有效的宇宙射线（CR），软化了状态方程，增加了激波后气体的可压缩性。我们发现，解决方案仍然是自相似的，因为传播的爆炸波的椭圆率保持恒定的时间。这使我们能够获得一个有效的比热比的复合热气体和CR的最大加速效率的函数。最后，我们讨论了超新星遗迹膨胀到湍流磁场与不同的相干长度的行为。对于最大CR加速效率约为15%，在准平行冲击（建议由动力学等离子体模拟），我们发现一个平均效率约为5%，独立于假设的磁相干长度。
2018-04-30 astro-ph.HE
Bell Instability-Mediated Diffusive Shock Acceleration at Supernova Blast Wave Shock Propagating in the ISM
本文用新型数值方法模拟星际介质中超新星爆炸波激波的 Bell 不稳定性与磁场放大，解释典型条件下宇宙线最高约30 TeV且磁场未饱和的原因。
2024-04-05 astro-ph.HE
Blast waves and reverse shocks: from ultra-relativistic GRBs to moderately relativistic X-ray binaries
本文重新研究了超相对论伽马射线暴与中等相对论X射线双星中冲击波和反向激波的物理异同，发现X射线双星及离轴伽马射线暴中反向激波持续时间显著更长，并提出其反向激波特征可独立约束抛射物洛伦兹因子。
2025-04-10 astro-ph.HE
Gamma-ray burst afterglows from trans-relativistic blast wave simulations
本文研究了伽马射线暴余辉的超相对论性和非相对论性流动之间的中间区。采用AMRVAC自适应网格加密程序对球对称爆炸波的流体动力学进行了数值计算。光谱和光变曲线的计算使用一个单独的辐射代码，第一次，链接参数化的微观物理的冲击加速，同步加速器自吸收和电子冷却到一个高性能的流体力学模拟。对于动力学，我们发现向非相对论性区域的转变通常比预期的要晚，Sedov-Taylor解高估了后期爆炸波半径，Huang（1999）的爆炸波速度解析公式高估了后期速度4/3。对于辐射，我们发现，通量可能不同的数量级取决于状态方程，用于流体和反喷导致一个明确的rebrightening在晚些时候硬边射流。使用文献中对其物理参数的预测来模拟GRB 030329，导致光谱和光变曲线可能与实际数据显著不同，强调需要非常准确的建模。在低射频下，GRB 030329的硬边喷流模型（开度角为22度）的预测光变曲线通常显示出两个明显的峰值，这是由于喷流中断、非相对论性中断和反喷流的综合影响。
2010-07-14 astro-ph.HE
Dynamical Model of an Expanding Shell
膨胀冲击波在许多天文源中普遍存在，例如超新星遗迹（SNRs）、X射线双星（XRB）和伽马射线暴（GRB）。我认为在这里这样一个扩大冲击波的动力学，在绝热和辐射制度。当冲击波从周围收集物质时，它会减速。对冲击波时间演变的完整描述需要同时考虑受冲击材料的能量密度和压力。所得到的方程是不同于早期的作品，其中只考虑了能量。该解收敛于超相对论和次相对论（牛顿）体系中的熟悉结果。
2012-04-21 astro-ph.HE
Revisiting the Emission from Relativistic Blast Waves in a Density-Jump Medium
在伽马射线暴（GRB）的余辉中，经常观察到再增亮隆起。人们提出了许多方案来解释这些凸起的起源，其中冲击波遇到的环暴环境中的密度跳跃已被最近的作品质疑。本文推广了Huang等（1999）的工作，建立了一组计算相对论外流密度跃变的微分方程。这种方法是一种半解析的方法，非常方便。结果表明，在一般条件下，晚期高振幅碰撞不能产生，即使在早期碰撞（$< 10^4$ s），也只会出现较短的平台。总的来说，我们的研究结果不利于密度跳跃的起源，这些观察到的颠簸，这是从充分的流体动力学研究得出的结论是一致的。因此，颠簸应该是由于其他情况。
2014-07-03 astro-ph.HE
GRB afterglow light curves from realistic density profiles
伽马射线暴（GRB）之后的余辉辐射包含了关于环暴介质的有价值的信息，因此也包含了关于GRB前身的信息。然而，伽玛射线暴爆炸波的理论研究往往局限于简单的密度分布的外部介质（主要是恒定密度和幂律R^{-k}的）。我们认为，大部分的长持续时间的伽玛暴应该发生在大规模的星团的环暴介质要复杂得多。作为一个案例研究，我们模拟了伽玛暴爆炸波的传播在一个由O和沃尔夫-拉叶星的风碰撞形成的介质中，其典型的距离是d /sim 0.1 - 1 pc。假设爆炸波为球形，余辉光变曲线在爆炸后数小时到一周的时间尺度上显示出一个平坦化，然后是一个浅的断裂，这是爆炸波通过冲击风区传播的结果。如果冲击波是准直的，在某些情况下，射流破碎可能变得非常明显，光变曲线的破碎后下降与t-5一样陡峭。来自附近恒星的紫外线光子与冲击波中的高能电子发生逆康普顿散射，导致明亮的\simGeV余辉耀斑，费米可以探测到。
2011-06-09 astro-ph.HE
Dynamics and Afterglow Light Curves of GRB Blast Waves with a Long-lived Reverse Shock
本文详细研究了长寿命反向激波（RS）存在下的相对论冲击波动力学。虽然一个短暂的RS已被广泛考虑，RS被认为是长期的结果，预期分层的喷出物洛伦兹因子。长寿命RS的存在使得前向激波动力学偏离自相似Blandford-McKee解。采用“力学模型”，正确地纳入了能量守恒，我们提出了一个准确的解决方案，FS和RS的动态。我们对余辉发射进行了精密的计算。采用拉格朗日描述的爆炸波，我们保持跟踪的FS和RS之间的许多壳的绝热演化。每个壳层的电子光谱的演变也是单独进行的。然后，我们通过分别在整个FS和RS冲击区域上积分来找到FS和RS光变曲线。特别是，我们利用所观察到的光谱通量的解析表达式，我们在这里得到的观测频率和观测时间。探索共20个不同的喷出物分层，我们详细解释了分层喷出物如何影响其冲击波动力学和余辉光变曲线。我们发现，虽然FS光变曲线是不敏感的喷出物分层，RS光变曲线表现出更丰富的功能，包括陡峭的下降，高原，颠簸，重新增亮，和各种时间衰减指数。如果RS的微观物理参数值高于FS，则可以观察到这些独特的RS特征。我们讨论了可能的应用，我们的研究结果在理解伽玛射线暴余辉数据。
2012-11-05 astro-ph.HE
Origin of asymmetries in X-ray emission lines from the blast wave of the 2014 outburst of nova V745 Sco
共生新星V745 Sco于2014年2月6日爆发。钱德拉X射线天文台在第16天和第17天的观测显示，它的光谱特征是不对称和蓝移的发射线。在这里，我们调查的起源，这些不对称性，通过三维流体动力学模拟描述的爆发过程中的第一个20天的演变。该模型考虑了热传导和辐射冷却，并假设冲击波传播通过赤道密度增强。从模拟中，我们合成了X射线发射，并推导出光谱，因为它们将与钱德拉观察。我们发现，由于赤道密度增强的存在下，爆炸波和喷出物分布有效地准直在极方向。大部分的X射线发射来自冲击波与赤道密度增强的相互作用，并集中在赤道平面上作为环状结构。我们的“最佳拟合”模型需要在爆发$M_{ej} \approx 3\times 10^{-7}\,M_{\odot}$和爆炸能量$E_b \approx 3 \times 10^{43}$ erg的喷出物的质量和再现的排放量与温度的分布和从观测推断的冲击速度和温度的演变。该模型预测的不对称和蓝移线的轮廓类似于观察到的，并解释其起源是由于大量的X射线吸收的红移发射喷出物材料。预测和观测到的Ne和O谱线比的比较表明没有强Ne增强的迹象，并建议祖先是CO白矮星。
2016-10-18 astro-ph.HE
Self-similar Blast Wave for A Two-component Fluid with Variable Adiabatic Index
本文提出了一种自相似（SS）解，求解了球形强爆炸波（BW）通过激波前沿具有有效相对论粒子加速的均匀等离子体时的流体动力学非相对论流动。该流动由具有相对论分量的理想双流体模型描述，使得激波后气体具有从$ 5/3 $到$ 4/3 $变化的有效SS绝热指数$ γ$。这个解决方案进行了数值计算，并与标准的Sedov解决方案进行了比较。我们发现，在我们的解决方案中的BW中心是占主导地位的相对论分量与$ γ=4/3 $的扩张的发散，和相对论分量占主导地位的内部为一个中等的加速效率在激波阵面。相对论粒子加速的总效率可以提高$ 2 $的一个因素，由于在膨胀过程中的相对论组件的绝热能量损失率较慢。相对论分量占主导地位的趋势在膨胀的天体物理学双流体系统中可能是常见的，如超新星遗迹，射电星系的叶。
2020-01-17 astro-ph.HE
Observations of particle acceleration in the blast waves of Gamma-ray Bursts
电子能量分布指数p是激波前沿的电子被加速到相对论速度并通过同步辐射辐射的过程的基本参数。这种加速过程适用于无数的天文喷流源，如活动星系核、X射线双星和伽马射线暴（GRB），以及太阳风和超新星中的粒子加速和宇宙射线的加速。p分布的精确测量对于区分任何相对论性冲击波阵面上电子加速的可能理论至关重要;对于p是否具有普适值或是否具有分布，以及如果是，分布是什么，存在分歧。在这里，我们研究了同步加速器发射的一个来源：雨燕卫星观测到的伽玛射线暴余辉的冲击波。在GRB爆炸波模型的框架内，所观察到的X射线光谱和时间指数对p的分布的约束进行了检查和分布参数化。结果表明，观测到的光谱指数分布与由单个离散值组成的p的基本分布不一致，但与以p = 2.4为中心且宽度为0.6的高斯分布一致。这一发现不同意理论工作，认为一个单一的，普遍的价值p，但也表明，宽度的分布并不宽，因为已经提出了一些作者。
2011-10-04 astro-ph.HE
Diffusion of Cosmic Rays in a Multiphase Interstellar Medium Swept-Up by a Supernova Remnant Blast Wave
超新星遗迹（SNRs）是最具能量的天体物理事件之一，被认为是银河系宇宙射线（CR）的主要来源。费米卫星最近的一份观测报告显示，信噪比的伽马射线谱中存在π介子衰变的特征。这提供了强有力的证据表明，高能质子在SNR中被加速。π介子衰变的实际γ射线辐射应取决于CR在星际介质中的扩散。为了定量分析从加速站点的高能量CR的扩散，我们已经进行了CR质子的测试粒子数值模拟使用三维磁流体动力学（MHD）模拟的星际介质被冲击波扫起。我们分析了在我们模拟的信噪比中几个pc量级的CRs的扩散，发现CRs的扩散精确地由Bohm扩散描述，这是有效加速所需的，至少对于实际的星际介质，能量超过30 TeV的粒子。虽然我们在模拟中发现了超扩散过程（传播距离与t^0.75成正比）的可能性，但在SNR中湍流的长度尺度上，它对CR扩散的影响是有限的。
2015-06-16 astro-ph.HE
Energies of GRB blast waves and prompt efficiencies as implied by modeling of X-ray and GeV afterglows
我们考虑一个样本的10个伽玛暴与长期持久（$\gtrsim10^2\rm\,sec$）的排放检测费米/LAT和X射线数据周围的$1\,$天也可。我们假设X射线和GeV的发射产生的电子加速在外部向前冲击波，并表明，X射线和GeV通量导致非常不同的估计爆炸波的初始动能。从GeV估计的能量平均是从X射线估计的能量的$\sim50$倍。我们对数据进行建模（也考虑到$1\,$日前后的光学探测，如果有的话），以揭示这种差异的原因，并发现前向激波模型中的良好建模总是可能的，并导致两种可能性：或者是发射电子的X射线（与GeV发射电子不同）处于缓慢冷却状态，或者ii）X射线同步加速器通量被康普顿冷却强烈抑制，而，由于Klein-Nishina抑制，这种效应在GeV能量下要小得多。在这两种情况下，X射线通量不再是冲击波动能的可靠代表。平均而言，两种情况都需要弱磁场（$10^{-6}\lesssim ε_B \lesssim 10^{-3}$）和相对大的各向同性动能冲击波能量$10^{53}\rm\,erg<E_{0,kin}<10^{55}\rm\,erg$，对应于准直能量的大下限，对于具有$n\sim 1\mbox{cm}^{-3}$的ISM环境，在$10^{52}\rm\,erg<E_{θ,kin}<5\times10^{52}\rm\,erg$范围内，对于具有$A_* \sim 1$的风环境，在…
2015-09-02 astro-ph.HE
Modeling the 2010 blast wave of the symbiotic-like nova V407 Cygni
2010年3月，在爆发中观测到了类似共生的双星Mira和新星V407 Cyg，并在几个波段进行了监测。在这里，我们报告了描述2010年天鹅座V407爆发的多维流体动力学模拟，探索了前60天的演变。该模型考虑了热传导和辐射冷却;爆炸前的系统条件包括伴星和环双星密度增强。模拟结果表明，爆炸和喷出物的分布都是非球面的，由于不均匀的拱星介质中，他们扩大，特别是他们显着准直极方向（产生双极冲击形态），如果拱星信封的特点是赤道密度增强。爆炸部分被Mira伴星遮蔽，在伴星的背面产生了一个密集而炽热的激波后等离子体尾流;爆炸演化过程中产生的大部分X射线辐射都来自于这种等离子体结构。观测到的X射线光变曲线可以重现，假设值的爆发能量和喷射质量类似的RS Oph和U斯科，如果一个环双星气体密度增强包括在模型中。在这种情况下，2010年的爆炸通过一个半径为40 AU、气体密度为\approx 10 ^6 cm^{-3}的环双星气体密度增强体传播，爆发中的喷出物质量为M_{ej} \approx 2 \times 10^{-7} M_{\odot}，爆炸能量为E_{0} \approx 2 \times 10^{44} erg。或者，只有当爆发能量和喷出质量与经典新星的射程上限相似时，即M_{ej} \approx 5 \times 10^{-5} M_{\odot}和E_{0} \approx 5 \ti…
2011-09-23 astro-ph.HE
Blast Waves from Magnetar Flares and Fast Radio Bursts
年龄小于一个世纪的磁星预计会非常活跃。除了由旋转驱动的风，它们还产生频繁的磁耀斑，向风中发射强大的冲击波。这些内部的冲击波就像脉泽一样，产生具有以下性质的快速（毫秒）射电暴（FRB）。(1)GHz无线电发射发生在半径$r\sim 10^{14}$ cm处，并在观察者的时间内持续$\lesssim 1$ ms。(2)周围风中的感应散射并不能抑制射电爆发。(3)发射具有由磁星旋转轴设置的线性偏振。(4)在爆发期间，发射漂移到较低的频率，并且其持续时间在较低的频率处变宽。(5)不均匀风中的冲击波可能会发出不同的爆发;如果磁星以$\sim 1$的周期旋转，周期性可能会出现在亚毫秒的时间尺度上。然而，所观察到的FRB结构可能会在通过宿主星系的传播过程中因透镜效应而改变。(6)来自磁星的FRB预计会重复出现，只有罕见的强爆发（高达$\sim 10^{43}$ erg）或更频繁的弱爆发。(7)当一个重复的耀斑撞击到前一个耀斑尾部的风泡时，FRB就会变成明亮的闪光。它的光度可能接近超新星Ia，并持续数秒。宇宙中这些光学闪光的速率比FRB的速率低得多，但它可能超过超新星的速率。超活跃磁星在其宿主星系中的位置取决于它们的形成方式：超新星爆炸中产生的磁星将追踪恒星形成区域，而紧凑物体合并中形成的磁星将被抵消。合并磁星预计是最有活力的，特别是超活跃。
2020-03-28 astro-ph.HE
Self-similar ultra-relativistic jetted blast wave
根据定向相对论爆炸可能具有普遍的中间渐近性的建议，我们导出了超相对论喷射冲击波的自相似解。该解决方案涉及三个不同的地区：一个近似抛物面头的洛伦兹因子$γ$超过$\sim1/2$的最大，鼻子值;一个几何自相似，扩大信封略窄于抛物面;和一个轴向核心，其中（圆柱形，此后）径向流$u$收敛向内朝向轴。大部分（$\sim 80\%$）能量位于领先的头部区域之外。这里，径向截面分别在激波半径的$\sim 1/6$、$\sim1/4$和$\sim3/4$处显示最大$γ$（分离核心和包层）、$u$的符号反转和最小$γ$。该解决方案显然是唯一的，并大致同意与以前的模拟，不同的初始条件，解决了头部。这表明，不同于球形相对论冲击波，我们的解决方案是一个吸引子，因此可以描述定向冲击波，如在外部冲击阶段的$γ$射线爆发。
2015-12-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
The synchrotron-self-Compton spectrum of relativistic blast waves at large Y
最近的分析多波长光变曲线的伽马射线暴余辉点的磁湍流值远低于规范的$\sim1\,$ \%的均分，在协议的理论预期的微湍流产生的冲击前兆，然后衰减下游的冲击前通过碰撞阻尼。作为直接结果，康普顿参数$Y$在爆炸中可以取大值。在存在衰减的微湍流和/或作为逆康普顿冷却的Klein-Nishina抑制的结果，$Y$参数携带对电子洛伦兹因子的非平凡依赖性，其修改同步加速器和逆康普顿分量的光谱形状。本文提供了详细的计算，这种同步自康普顿谱在这个大$Y$制度，占衰减微湍流的可能性。它计算预期的时间和频谱指数$α$和$β$通常定义的$F_ν\,\propto\,t_{\rm obs}^{-α}ν^{-β}$在各种频谱域。本文还预测了非常高的能量的光子通量，特别是，它表明，大$Y$制度将意味着探测率的伽马射线暴在$>10\,$ GeV比目前预期的几倍。
2015-08-31 astro-ph.HE
Crustal Quakes Spark Magnetospheric Blasts: Imprints of Realistic Magnetar Crust Oscillations on the Fast Radio Burst Signal
本文将磁星地壳的磁弹性动力学模拟与磁层的三维相对论电动力学模拟结合，揭示地壳振荡触发磁层波并引发多种非线性现象，为快速射电暴机制提供约束。
2025-08-25 astro-ph.HE
Non-Thermal Radio and Gamma-Ray Emission from a Supernova Remnant by the Blast Wave Breaking Out of the Circumstellar Matter
本文计算了超新星遗迹在其前身星风形成的星周物质（CSM）中爆炸产生的韧致辐射、逆康普顿散射和$pi^0$衰变的同步辐射和γ射线辐射。这种情况可能是像W 49 B这样的混合形态超新星遗迹（SNRs）的起源，它们在X射线发射中表现出复合辐射光谱。我们假定1.5 $M_{odot}$的CSM存在于密度为0.016 cm $^{-3}$的星际介质（ISM）中，距离超新星0.07- 3 pc。当冲击波冲出CSM进入ISM时，其速度迅速增加，因此颗粒加速增强。在爆发后，质子的最大能量达到$sim$ 1300 TeV，其能量为爆炸能量的$sim$ 0.5%。我们考虑了爆炸冲击后ISM壳体的非热辐射。在1 GHz的同步辐射通量是几十焦耳，可比观察到的混合形态信噪比。由于密度低，伽马射线光度主要由逆康普顿散射决定，它比$pi^0$衰变光度高一个数量级。包括韧致辐射在内的总γ射线光度为$10^{33}$ erg s $^{-1}$，低于从混合形态SNR观察到的典型值$10^{35}$ -- $10^{36}$ erg s $^{-1}$。然而，如果，例如，$sim$ 10%的加速质子与密度为$sim$ 100 cm $^{-3}$，$pi^0$的某些物质相互作用-衰变伽马射线光度将被增强到与观测值相当。
2013-03-26 astro-ph.HE
Fast Blast Wave and Ejecta in the Young Core-Collapse Supernova Remnant MSH 15-52/RCW 89
我们银河系中已知的最年轻的核心坍缩超新星遗迹之一是G320.4 $-$ 1.2/MSH 15 - 52，其中包含一颗高能脉冲星，其自旋下降年龄很短（1700年），可能是由剥离包层的SN Ibc产生的。明亮的X射线和射电辐射位于脉冲星北部，与H $α$星云RCW 89重叠。那里明亮的X射线有一种非常不寻常和令人困惑的形态，由非常紧凑的热发射结和更弥散的非热源发射组成。我们报告了2017年和2018年与Chandra一起对RCW 89进行的新X射线观测，这使我们能够在长达十年的时间基线上测量许多结和细丝的运动。我们识别出一个速度为$(4000 \pm 500)d_{5.2}$ km/s（$d_{5.2}$是以5.2 kpc为单位的距离）的快速爆炸波，它具有纯非热谱，没有任何射电对应物。许多紧凑的X射线发射结移动得很快，速度高达5000公里/秒，主要是径向远离脉冲星。它们的光谱表明它们是富Ne和Mg的重元素SN喷出物。它们在最近与脉冲星北部稠密的环境介质发生碰撞后，速度明显减慢。在短短几年内，我们看到了结的亮度和形态的快速演变。RCW 89中的喷出物结在其初始速度和密度方面类似于在可见光波长下在Cas A中看到的那些。它们可能有相同的起源，仍然不了解，但可能与剥离信封SN爆炸本身有关。
2020-05-26 astro-ph.HE
On the magnetization of gamma-ray burst blast waves
穿透伽马射线暴（GRB）冲击波的磁场的起源是一个长期存在的问题。本文认为，在四个伽玛暴揭示扩展发射在>100兆电子伏，后续在无线电，光学和X射线域在以后的时间，这种磁化可以被描述为部分衰减的微湍流，是在冲击前兆。假设大于100 MeV的大部分扩展发射可以解释为冲击加速电子的同步辐射，我们模拟了GRB 090902 B，GRB 090323，GRB 090328和GRB 110731 A的多波长光变曲线，用简化的同步加速器计算，然后用幂律衰减的微湍流ε_B \propto t^{α_t}（t表示自通过激波喷射以来的时间，在共动爆炸框架中）。我们发现这些模型指向一致的衰减指数值-0.5 < α t <-0.4。
2013-08-29 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.plasm-ph
Collimation and asymmetry of the hot blast wave from the recurrent nova V745 Scorpii
周期性共生新星V745 Sco于2014年2月6日爆炸，并于2月22日和23日由钱德拉X射线天文台透射光栅光谱仪观测到。到那时，超软源阶段已经结束，钱德拉光谱与温度超过10^7 K的高温激波加热的星周介质的辐射一致。X射线谱线轮廓比球对称冲击波的预期峰值更尖锐，零强度时的全宽约为2400 km/s，半峰全宽为1200 +/- 30 km/s，平均净蓝移为165 +/- 10 km/s。红色的线条翅膀越来越多地被残骸中的物质吸收到更长的波长。我们的结论是，冲击波是由一个非球面的拱星介质中，赤道密度增强发挥了作用，在早期的共生新星爆炸雕刻。主要的X射线发射物质的膨胀靠近天平面，与近距离观测到的轨道最一致，将爆炸波分析模型与X射线光谱、雨燕观测和近红外线宽度进行比较，表明爆炸能量约为10 ^43 erg，并确认喷射出的质量约为10^-7 Msun。损失的总质量比引发爆炸所需的吸积质量低一个数量级，表明白矮星正在获得质量，是超新星1a型的祖先候选者。
2016-04-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Origin of intense electron heating in relativistic blast waves
伽马射线暴余辉发射的模拟证明了在非磁化电子-离子等离子体中传播的韦伯介导的相对论无碰撞冲击波的前体中的强电子加热。在这封信中，我们提出了一个理论模型，它描述了电子加热通过一个类似焦耳的过程所造成的俯仰角散射在减速，自感微湍流和相干电荷分离场引起的电子和离子之间的惯性差异。这种电场在电子-离子冲击前体中的出现被大规模粒子模拟（PIC）所证实。使用Monte Carlo-Poisson方法集成模型，我们将主要观测值与PIC模拟进行比较，得出结论，上述机制确实可以解释大部分电子加热。
2022-04-01 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Non-linear collisionless damping of Weibel turbulence in relativistic blast waves
在弱磁化无碰撞冲击波的物理学中，韦伯/双折射不稳定性起着关键的作用。从高能天体物理学的角度来看，这种不稳定性也起着至关重要的作用，因为它在激波前兆中的发展使下游充满了小尺度的静磁湍流，这种湍流形成了超热粒子的加速和辐射过程。本工作讨论了相对论性无碰撞冲击波的韦伯产生的湍流下游的耗散的物理。它明确地计算与粒子轨迹的扩散性质相关的一阶非线性项。这些修正被发现系统地增加阻尼率，假设散射长度保持大于磁波动的相干长度。这种校正的相关性进行了讨论，在更广泛的天体物理学的角度来看，特别是关于物理学的外部相对论性冲击波的伽马射线暴。
2014-10-01 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Synchrotron signature of a relativistic blast wave with decaying microturbulence
最近的高性能数值模拟证实，弱磁化相对论性无碰撞冲击波的微观物理表明，在冲击波阵面后面存在一个大磁场强度的微观湍流层，它必须衰减超过几百个趋肤深度。本文讨论了这种微湍流的动力学，借用这些相同的数值模拟，并计算了一个幂律的冲击加速粒子的同步加速器签名。衰减的微湍流层被发现留下不同的签名，在频谱的时间演变的频谱$F_ν\propto t^{-α}ν^{-β}$的减速冲击波，这是潜在的伽马射线暴的早期多波长后续观测可见。本文还讨论了不断发展的微湍流的加速过程中的影响，特别强调的同步辐射余辉光子的最大能量，这落在GeV范围内的标准伽马射线暴参数。最后，本文认为，不断发展的微湍流在塑造最近观察到的伽马射线暴与扩展的GeV发射，如GRB 090510的光谱中起着关键作用。
2012-09-27 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.plasm-ph
On the Amplification of Magnetic Field by a Supernova Blast Shock Wave in a Turbulent Medium
我们已经进行了广泛的二维磁流体动力学模拟研究的放大磁场时，超新星爆炸波传播到一个动荡的星际等离子体。爆炸波是通过在模拟区域中注入高压来驱动的。星际磁场可以通过两种不同的过程放大，发生在不同的区域。一种是由“波纹”激波阵面与背景湍流相互作用所产生的流体涡量所促进的。由此产生的湍流不断放大磁场，与早期的工作\citep{Giacalone2007}一致。另一个过程是促进的瑞利-泰勒不稳定性的增长之间的接触不连续的喷出物和冲击介质。这可以有效地放大磁场并且倾向于产生最高的磁场。我们调查的依赖性的放大的数值参数，如网格细胞的大小和各种物理参数。我们表明，磁场有一个特征的径向分布，下游的磁场越来越强，远离冲击。这是因为下游磁场需要有限的时间来达到有效的放大，并且将在瑞利-泰勒区域中得到进一步放大。在我们的模拟中，我们没有观察到一个系统的强磁场在一个很小的距离冲击。这表明，如果超新星遗迹中的磁场放大确实发生在激波阵面附近，可能需要考虑其他过程，如三维不稳定性，等离子体动力学和/或宇宙射线效应来解释超新星遗迹中的强磁场。
2011-12-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Interaction of hemispherical blast waves with inhomogeneous spheres: Probing the collision of a supernova ejecta with a nearby companion star in the laboratory
过去的高能量密度实验室实验提供了对超新星、超新星遗迹和星际云破坏的物理学的见解。在典型的实验环境中，激光驱动的平面冲击波与成分均匀的球形或圆柱形靶相互作用。在这项工作中，我们提出了一个新的实验室平台，占曲率的冲击波和密度分层的目标。这两个特征都反映了在近距离双星系统中超新星爆炸后不久预期存在的条件。我们提供了一个拟议的实验设计（激光驱动器，目标配置，诊断系统）的细节，优化捕捉最近的喷射物同伴相互作用模型的关键属性。我们的实验模型和他们的天体物理学同行之间的良好的定性协议，突出了强大的潜力，所提出的设计，以探测的喷出物同伴相互作用的细节，广泛的对象类通过高能量密度实验室实验。
2018-12-15 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Gamma-ray burst afterglow scaling relations for the full blast wave evolution
我们证明，伽马射线暴余辉光谱和光变曲线可以计算任意的爆炸和辐射参数通过缩放的峰值通量和临界频率连接不同的光谱制度。对于每个射流开度角和观察者角度，仅需要进行一次基线计算。这些计算是使用高分辨率的相对论流体动力学余辉爆炸波模拟，其中包括扩展和减速余辉爆炸波的二维动力学特征进行数值计算。任何光变曲线都可以通过将比例关系应用于基线计算来生成。因此，现在可以完全适合射流破裂的形状，例如在早期X射线和光学频率下。此外，后期的无线电量热法可以得到改进，因为对于任意的爆炸参数，进入塞多夫-泰勒状态的过渡的一般形状现在是已知的，所以在光变曲线中达到塞多夫-泰勒渐近线的确切时刻不再相关。在计算基线时，我们发现同步临界频率和冷却中断频率受射流中断的强烈影响。同步中断的时间斜率迅速下降到陡峭的晚期Sedov-Taylor斜率，而冷却中断先变陡，然后上升，以满足其浅的晚期渐近线的水平。
2012-01-03 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
Study of the effect of turbulent interstellar mediums on young supernova remnant morphology
本文通过三维纯流体动力学模拟和Kolmogorov密度扰动，检验湍流ISM对年轻超新星遗迹结构的影响，发现其可解释爆炸波与接触间断面接近及第谷速度平台。
2022-12-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
An Early & Comprehensive Millimeter and Centimeter Wave and X-ray Study of Supernova 2011dh: A Non-Equipartition Blastwave Expanding into A Massive Stellar Wind
只有少数超新星（SNe）在爆炸后几天开始在从无线电到X射线的多波长中进行了研究。在M51附近发现和分类IIb型SN 2011 dh/PTF 11 eon提供了一个独特的机会来进行这样的观测。我们提出了在有史以来最年轻的阶段的核心坍缩超新星（爆炸后3至12天）在无线电，毫米和X射线的详细数据;当与光学数据相结合，这使我们能够探索SN冲击波及其周围环境的早期演变。我们的分析表明，膨胀中的超新星激波并没有表现出均分现象（e_e/e_B ~ 1000），而是膨胀到星周物质中，这与密度分布像R^-2一样下降是一致的。在建模的不确定性，我们发现一个平均速度的快速部分的喷出物的15,000 +/- 1800公里/秒，与以前的分析相反。这个速度将SN 2011 dh置于先前定义的紧凑型和扩展型SN IIb亚型之间的中间爆炸波状态。我们的研究结果强调了早期（~ 1天）高频观测未来事件的重要性。此外，我们还指出了射电/X射线联合观测对确定微物理比e_e/e_B的重要性。
2012-09-05 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Resupplying planetary debris to old white dwarfs with supernova blast waves
本文提出超新星爆炸冲击波可将遥远碎屑推入内部行星系统，从而为年老和极年老白矮星重新补充行星碎屑，解析推导表明微米级尘埃和毫米级卵石补充概率极高，米级巨石至少可补充一次，而大于10公里小行星概率近零。
2025-06-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Nonuniform Expansion of the Youngest Galactic Supernova Remnant G1.9+0.3
我们报告了2007年，2009年和2011年使用钱德拉观测的最年轻的银河系超新星遗迹G1.9+0.3的X射线膨胀测量结果。测量的速率强烈偏离均匀膨胀，沿X射线明亮的SE-NW轴径向减少约60%，从每年0.84% +/- 0.06%到每年0.52% +/- 0.03%。这相当于120-190年的未减速年龄，证实了G1.9+0.3的年轻年龄，并意味着爆炸波的显著减速。同步加速器主导的X射线发射以每年1.9% +/- 0.4%的速度变亮。我们确定明亮的外部和内部边缘的冲击波和反向冲击波，分别。在喷出物或周围介质中，都需要有急剧的密度梯度，才能产生反向冲击波或爆炸波的突然减速，这是由膨胀年龄中的大范围传播所暗示的。爆炸波可能是最近遇到的周围介质中的一个适度的密度不连续性，如发现在风终止冲击，需要在祖强质量损失减速。或者，反向冲击波可能遇到了一个数量级的密度不连续的喷出物，如发现在脉动延迟爆炸Ia型模型。我们证明，在这些模型中，对于年龄类似于G1.9+0.3的遗迹，冲击波比反向冲击波减速得多。可能与Ia型光谱中的高速特征有关的致密壳层也可能产生类似的效应。考虑到G1.9+0.3的不对称性，将需要更逼真的3D Ia型模型。
2014-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Transport and mixing of r-process elements in neutron star binary merger blast waves
在中子星双星合并（NSBM）过程中，由于潮汐力矩以巨大的潮汐尾的形式通过外拉格朗日点传输角动量和能量，r过程核在物质中被稳健地合成。如果NSBM确实是太阳系r-过程丰度的唯一原因，那么像我们这样的星系每百万年就需要几次NSBM，每次事件平均喷射约5 × 10 ^{-2} M太阳的r-过程物质。由于潮汐尾中的喷出物速度明显大于普通超新星，NSBM将相当数量的能量沉积到星际介质中。与研究超新星遗迹演化的球形模型的广泛努力相反，量化ISM中NSBM喷出物影响的计算一直缺乏。为了更好地了解它们在宇宙学背景下的演化，我们进行了一套三维流体动力学模拟与光学薄辐射冷却孤立NSBM喷出物在环境中扩大与银河系一样的星系模拟采用的条件。虽然残骸的形态在早期是非常复杂的，但随后由原子气体中的热不稳定性引起的辐射演化与标准超新星爆炸波非常相似。这意味着亚分辨率超新星反馈模型可以用于星系尺度的模拟，无法解决NSBM爆炸波的关键演化阶段。在其他数量中，我们检查的半径，时间，质量和动能内容的NSBM残余物在壳形成以及注入到ISM的动量。我们发现，壳层形成时期出现在上扫质量约为10^3 M_sun时，此时r过程物质的质量分数相对于太阳金属丰度ISM值急剧增加了两个数量级。
2016-01-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
