Coupling of matter and radiation at supernova shock breakout
本文讨论了辐射主导激波的物理特性，着重讨论了对超新星激波爆发的正确数值模拟具有重要意义的特殊性。考虑到这些特殊性，我们基于多群辐射传输耦合流体动力学建立了不同超新星类型的模型。我们描述了一个新的算法RADA，设计用于模拟光子传输在极端相对论运动的物质，到我们的老代码STELLA的实施。给出了光变曲线和连续光谱的数值模拟结果。在转移方程中考虑了光子对电子的散射效应、热化深度和狭义相对论的影响。一些情况下，证明了当出现硬X射线发射是可能的冲击突破。指出了辐射转移和流体力学数值算法中的必要改进。讨论了利用数值模拟结果分析和解释空间观测站现有和未来数据的前景。
2012-12-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Aspherical Supernova Shock Breakout and the Observations of Supernova 2008D
激波爆发是核心坍缩超新星爆炸中最早的、容易观测到的辐射。观测超新星激波爆发可能会产生关于超新星激波在离开前体之前的性质的信息，反过来，关于核心坍缩超新星机制本身的信息。X射线爆发080109，后来与SN 2008 D联系在一起，是一个非常好的观测到的核心坍缩超新星冲击爆发的例子。尽管观测覆盖范围很广，建模也很详细，但关于冲击波爆发的基本信息，如爆发半径和光变曲线时间尺度的驱动因素，仍然是不确定的。为解释SN 2008 D的冲击爆发发射而建立的模型都假定为球对称。本文研究了剥离包层核塌缩超新星{ \it非球面}激波爆发的观测特征。我们进行二维，喷气驱动的超新星模拟剥离信封祖细胞和计算由此产生的冲击爆发X射线光谱和光变曲线。随着激波向外扩展，X射线谱随时间显著地演化，并且与单温度和单半径黑体不很好地拟合。冲击爆发的X射线爆发光变曲线的时间尺度与其前身的冲击波穿越时间有关，而不是在球形爆发中设定光变曲线时间尺度的短得多的光穿越时间。这可以解释在XRO 080109/SN 2008 D中观察到的长冲击爆发光变曲线时间尺度。
2010-11-23 astro-ph.HE
Magnetically confined wind shock
本文综述了大质量恒星磁约束星风激波的理论研究，涵盖磁场对星风的捕获、激波产生X射线机制、热等离子体性质、MHD建模及Hα发射控制机制。
2022-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effects on Supernova Shock Breakout and Swift Light Curves Due to the Mass of the Hydrogen-Rich Envelope
质量损失仍然是恒星演化的主要不确定性之一。在质量最大的恒星中，质量损失决定了星周介质，并能显著改变恒星的命运。质量损失是由各种风机制和二元相互作用引起的。超新星是这种质量损失的最佳探测器，既包括星周物质，也包括富氢包层的减少质量。在本文中，我们专注于减少氢包层质量对超新星光变曲线的影响，研究了各种质量损失情况下的冲击爆发和峰值光变曲线发射。尽管这种质量损失的趋势会被不同的祖先、爆炸能量和星周介质引起的变化所掩盖，但这些趋势对超新星调查中应该看到的超新星光变曲线有重大影响。最后，我们将我们的结果与几个关键观察结果进行了比较。
2015-03-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Asymmetric supernova remnants generated by Galactic, massive runaway stars
逃逸的大质量恒星死亡后，其超新星激波与其已死亡的祖先产生的弓形激波相互作用，并可能在膨胀到本地星际介质（ISM）之前失去能量、动量和球对称性。我们调查这些祖先的初始质量和空间速度是否可以与不对称超新星遗迹。我们运行流体动力学模型的超新星爆炸在移动的银河系核心坍缩祖先的预形介质。我们发现，弓冲击，积累超过约1.5钼产生不对称的残余物。激波在超新星爆发后160-750年与这些弓形激波发生碰撞，碰撞持续到830-4900年。然后，冲击波位于距离爆炸中心1.35-5 pc处，它自由地扩展到ISM中，而在相反的方向上，它被引导到未受干扰的风物质区域中。这适用于最初以20 km/s的速度移动的20 Mo祖先和我们最初的40 Mo祖先。这些残余物产生ISM气体、恒星风和超新星喷出物的混合，这在爆炸中心的上游特别重要。它们的光变曲线主要由光学薄冷却的发射和受冲击的ISM气体的X射线发射决定。我们发现，这些残余物很可能被观察到的[OIII] λ 5007谱线发射或在软能带的X射线。最后，我们讨论了我们的研究结果的背景下观察到的银河系超新星遗迹，如3C 391和天鹅座环。
2015-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion from a shock-inflated companion: double-peaked supernova lightcurve with periodic modulations
本文提出中子星吸积伴星盘风并形成内部激波的模型，解释Ic型超新星SN2022jli的双峰光变曲线、周期性调制及高能辐射等奇特观测特征。
2025-07-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rapid cosmic-ray acceleration at perpendicular shocks in supernova remnants
垂直冲击被证明是快速的粒子加速器，当冲击速度与粒子速度之比$u_{\rm s}$大致等于散射率与陀螺频率之比$1/η$时，其性能最佳。我们使用分析方法和蒙特卡罗模拟来解决的动力学方程，支配在这些冲击产生的各向异性，并发现，对于$ηu_{\rm s}\approx1$，光谱指数软化的统一和加速时间增加了两个因素相比，扩散冲击加速理论的标准结果。这些结果为30年前的猜想提供了理论基础，即超新星爆炸进入沃尔夫-拉叶星的风中可能会将质子加速到超过$10^{15}\,$ eV的能量。
2015-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Particle acceleration at supernova shocks in young stellar clusters
本文简要讨论了在恒星形成活跃区不同演化阶段超新星激波对高能粒子加速的模型。由于宇宙射线驱动的不稳定性，强烈的冲击可以强烈地放大磁场。我们讨论的磁场放大强调的作用，长波不稳定性。在年轻的星团中，超新星激波在强大的恒星风附近传播，可以增加超新星遗迹在特定演化阶段的最大CR能量，并将相当大一部分的动能释放转化为高能粒子。
2011-11-10 astro-ph.HE
Shock Emergence in Supernovae: Limiting Cases and Accurate Approximations
我们研究的动力学加速正常的冲击分层平面大气中，提供准确的拟合公式的缩放指数有关的冲击速度的初始密度和冲击后的加速因子作为函数的多变和绝热指数的参数化的问题。在均匀初始大气的限制下，这些量有解析公式。在一个非常陡峭的密度梯度的相反限制的解决方案相匹配的指数大气中的冲击加速的结果。
2013-06-25 astro-ph.HE
Supernova Remnant Shock - Molecular Cloud Interactions: Masers as tracers of hadronic particle acceleration
我们回顾了通过冲击波激发的氢氧脉泽发现的与分子云有强相互作用的星系超新星遗迹。这些遗迹优先发现在已知的GeV和TeV的超新星遗迹检测。有人认为，脉泽跟踪强子粒子加速的网站。我们讨论了什么是已知的物理条件，这些冲击区，我们介绍了一个潜在的新的脉泽示踪剂，用于确定宇宙线加速的网站。这篇评论包括一个相当完整的参考书目，为研究人员新的主题冲击激发脉泽和超新星遗迹。
2011-08-27 astro-ph.HE
Radiative shock waves and their role in solving puzzles of Superluminous Supernovae
本文以教学综述形式介绍超亮超新星的基础物理，重点推导辐射激波相关的重要公式，以帮助理解其背后的物理机制。
2025-04-10 astro-ph.HE
A Physical Model of Delayed Rebrightenings in Shock-interacting Supernovae without Narrow Line Emission
核心坍缩超新星可以通过重新变亮和形成谱线来显示与预先存在的拱星壳物质相互作用的证据，甚至可以改变类型，因为氢出现在以前的氢贫乏光谱中。然而，最近观察到的一颗核心坍缩超新星-- SN 2019 tsf--在首次观察到大约100天后被发现变亮，这表明超新星喷出物正在与周围物质相互作用，但它缺乏任何可观察到的发射线，从而挑战了标准的超新星相互作用图片。我们表明，通过线性微扰理论，延迟rebrightenings没有形成的谱线产生作为一个后果的有限的声音穿越时间的激波后气体留下的超新星爆炸。特别是，我们证明了声波-产生的冲击后流作为一个冲击和密度增强之间的相互作用的结果-穿越冲击喷出物和冲击后，从后面在有限的时间，产生突然的变化，在没有周围的密度增强的冲击属性。我们还表明，爆炸波占主导地位的气体压力和传播的风馈介质是不稳定的小扰动导致形成的反向冲击内的后冲击流的观点，这意味着这些爆炸波的内部区域内的气体应该是高度湍流。
2021-11-29 astro-ph.HE
X-rays, gamma-rays and neutrinos from collisoinless shocks in supernova wind breakouts
我们表明，一个无碰撞的冲击必然形成的冲击爆发的超新星（SN）所包围的光学厚风。在软X射线爆发发射的同时和之后，产生了<~ MeV伽马射线、硬X射线和多TeV中微子的强烈非热闪光，其携带的能量与软发射相似或更大。这种非热闪光可以用目前的X射线望远镜探测到，也可以用千米级的中微子望远镜探测到10兆秒差距。
2011-06-09 astro-ph.HE
Kinetic simulations of nonrelativistic perpendicular shocks of young supernova remnants. II. Influence of shock-surfing acceleration on downstream electron spectra
我们探讨电子预加速在高马赫数非相对论性垂直冲击，例如，年轻的超新星遗迹，这是通过扩散激波加速进一步加速到非常高能量的先决条件。使用完全动力学的粒子在细胞中的冲击和电子动力学模拟，我们调查的冲击冲浪加速度在冲击脚的冲击下游的电子的非热人口的影响。激波冲浪加速之后是激波斜坡处的进一步加速，在那里韦伯不稳定性产生一种二阶费米加速。这两个过程的结合导致形成一个非热电子人口，但冲击冲浪加速的重要性变得较小的离子与电子的质量比在模拟中。我们讨论了由此产生的电子光谱和我们的结果与真实的离子-电子质量比和完全三维行为的系统的物理学的相关性。
2019-09-11 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
On the importance of progenitor asymmetry to shock revival in core-collapse supernovae
核心坍缩超新星（CCSNe）的祖先星在其生命的后期阶段由于湍流对流而不对称波动。前超新星阶段的不对称性最近引起了人们的注意，作为一个新的成分，以促进休克复苏的延迟中微子加热机制。在本文中，我们调查的重要性，祖不对称性休克复苏的半解析方法。自由参数的选择使得激波半径和质量吸积率的时间演化与CCSNe在球对称中的详细数值模拟结果相容。我们首先估计的冲击波复苏所需的冲击波的冲击波前流的脉冲变化的背景下，中微子加热机制的不对称性的振幅，然后转换到相应的振幅在前超新星阶段，考虑到增长的不对称性在下降过程中。我们将我们的模型应用于各种类型的祖先，发现超新星前不对称的必要幅度大约是目前恒星演化模型预测的三倍，除非其他额外的物理成分，如多维流体不稳定性和湍流对流后冲击流援助休克复苏。因此，我们认为，在现实中，祖先不对称性并不能以冲动的方式触发休克复苏，而是起着辅助作用。
2018-11-13 astro-ph.HE
The impact of vorticity waves on the shock dynamics in core-collapse supernovae
由核壳燃烧引起的对流扰动在中微子驱动的核心坍缩超新星爆炸中起着重要的作用。在这项工作中，我们分析了涡波的冲击动力学和冲击后的流动使用的线性流体动力学方程的解决方案的影响。我们表明，熵扰动产生的冲击与涡波的相互作用可能发挥主导作用，在产生浮力驱动的湍流的增益区。我们估计，由此产生的临界光度的减少是17- 24%，这大致同意的三维中微子流体动力学模拟的结果。
2017-09-21 astro-ph.HE
Semi-dynamical approach to the shock revival in core-collapse supernovae
我们发展了一种新的半动力学方法来研究核塌缩超新星中中微子加热引起的激波复活。我们的新方法是以前的研究，采用球对称的，稳定的，冲击吸积流与灯泡近似的延伸。后者已被广泛用于超新星社区的现象学研究的标准，成功的超新星爆炸。在本方法中，另一方面，我们摆脱了稳态条件，并考虑冲击波运动。我们考虑的情况下，而不是临界光度，但临界波动所产生的流体动力学不稳定性，如SASI和中微子驱动的对流在冲击波后区域决定了冲击波复苏的开始。在确认新方法确实定性地捕获了复苏激波的动力学之后，我们将该方法应用于各种初始条件，发现存在激波复苏的临界波动，可以通过以下公式很好地拟合：f_crit ~ 0.8 *（M_in/1.4M_sun）* {1-（rsh/10^8cm）}，其中f_crit表示由未扰动的激波后值归一化的临界压力波动。Min和rsh分别代表中心致密天体的质量和激波半径。临界涨落随激波半径的增大而减小，随中心物体质量的增大而增大。我们讨论了我们的研究结果对冲击波复兴的3D效应的可能影响，这是目前在超新星社区有争议的。
2013-01-17 astro-ph.HE
Spectrum and light curve of a supernova shock breakout through a thick Wolf-Rayet wind
沃尔夫-拉叶星已知会喷出风。因此，当沃尔夫-拉叶星爆炸成为超新星时，一个快速的，$>30,000$ km/s的激波预计将通过风驱动。我们研究了预期的信号从一个快速的超新星冲击波传播通过光学厚风，并发现，后面的电子被驱动到风中的冲击有效地冷却，逆康普顿软光子沉积的辐射介导的冲击，穿过恒星。因此，测辐射热光度是可比的动能通量通过冲击，和频谱被发现是一个幂律，其斜率和频率范围取决于软光子的数量流量可用于冷却。沃尔夫-拉叶超新星在浓密的风中爆炸，具有高通量的软光子，产生平坦的光谱$νF_ν=Const$，在X射线范围$0.1\lesssim T\lesssim 50$ keV。当冲击波膨胀成光学上稀薄的风时，软光子不再能够冷却穿过风的冲击波，并且大部分发射以标准核心坍缩超新星（没有风）的形式出现。然而，一小部分软光子被冲击风向上散射，并产生短暂的独特X射线特征。
2014-02-18 astro-ph.HE
Gamma rays from reaccelerated particles at supernova remnant shocks
扩散激波加速被认为是超新星遗迹以及其他类型源中粒子碰撞的主要机制。在X射线和伽马射线中存在一些显示出双边形态的残余物，这表明该过程的发生效率取决于激波法线和激波传播的大尺度磁场之间的倾斜角。这种解释还得到最近的粒子模拟的支持，该模拟显示了如果激波比$\sim 45^{o}$更倾斜，离子是如何不被注入的。这些冲击为在同一冲击下的再加速过程提供了一个很好的测试平台：冲击波阵面到达的非热种子粒子被自动注入并加速。最近讨论了这一过程，认为这可能是次级宇宙射线核光谱某些异常行为的原因。在这里，我们讨论如何伽马射线观测选定的超新星遗迹可以为我们提供宝贵的信息，这一过程，并导致我们更好地评估粒子扩散冲击再加速宇宙射线物理学中的其他观测。
2019-07-31 astro-ph.HE
New insights on hadron acceleration at supernova remnant shocks
我们概述了超新星遗迹前向冲击核加速的主要特征，强调了自放大磁场在确定这类源中观察到的能谱中所起的关键作用。特别是，我们展示了如何标准的预测扩散冲击加速的非线性理论必须完成一个额外的成分，我们建议是增强速度的磁性不规则性粒子散射反对，调和理论的有效粒子加速与最近的观测伽玛射线明亮的超新星遗迹。
2013-01-31 astro-ph.HE
Spectra of magnetic fluctuations and relativistic particles produced by a nonresonant wave instability in supernova remnant shocks
我们在年轻的超新星遗迹与有效的粒子加速模型强向前冲击的非共振不稳定性驱动的宇宙射线电流放大的冲击前体中的磁湍流。粒子注入，磁场放大（MFA）和非线性反馈的粒子和场的整体流推导一致。激波的结构主要取决于湍流级联的效率。如果级联被抑制，MFA是强的，激波前兆是分层的，湍流谱包含几个离散的峰。这些峰值，以及MFA的量，应该会影响同步加速器X射线，允许级联和其他假设的非共振波增长的非线性模型固有的观测测试。
2009-08-18 astro-ph.HE
Vortical amplification of magnetic field at inward shock of supernova remnant Cassiopeia A
我们提出了一个解释的时间变化的$X$射线通量最近报道的多历元活动的$15$年的观测超新星遗迹仙后座A的{ \it钱德拉}。我们第一次定量地表明，$[4.2-6]$ keV非热通量增加到$50\%$的痕迹的增长，由于旋涡放大机制，在反射向内冲击碰撞内部的超密度的磁场。与冲击加速时间尺度相比，快速同步加速冷却定性地支持通量降低。
2018-05-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Shock Breakout in Type II Plateau Supernovae: Prospects for High Redshift Supernova Surveys
激波爆发是超新星中最亮的辐射现象，但由于持续时间短，X射线/紫外（UV）光谱峰化，很难被观测到。在2008年首次观测到上升相后，它在高红移的可观测性引起了极大的关注。我们对具有不同主序质量$M_{\rm MS}$、金属丰度$Z$和爆炸能量$E$的进化前超新星模型进行了爆炸的多群辐射流体动力学计算。我们给出了II型坪型超新星中激波爆发的光变曲线，这是最常见的核心坍缩超新星，并预测了不同红移$z$下激波爆发的表观光变曲线。通过考虑初始质量函数、宇宙恒星形成历史、星系际吸收和宿主星系消光，我们推导出了可观测的SN率和可达红移作为滤波器$x$和极限星等$m_{x,{\rm lim}}$的函数。我们提出了一个现实的调查策略优化冲击突破。例如，$m_{g',{\rm lim}}=27.5$ mag的$g'$波段可观察SN率为3.3 SNe度$^{-2}$ day $^{-1}$，其中一半位于$z\geq1.2$。显然，冲击波爆发是探测高$z$堆芯坍缩SNe的有益线索。我们还建立了方法来识别冲击爆发和约束SN属性的冲击爆发，亮度，时间尺度和颜色的观察。我们强调，在$\sim$小时间隔的蓝色光学波段上的连续观测，最好是在连续的$\geq2$夜晚，对于有效地探测、识别和解释冲击爆发是必不可少的。
2011-03-01 astro-ph.HE
On cosmic-ray production efficiency at supernova remnant shocks propagating into realistic diffuse interstellar medium
使用三维磁流体动力学模拟，我们表明，宇宙射线（CR）生产的效率在超新星遗迹（SNRs）是过度预测，如果它可以估计的基础上自行测量的H $α$丝结合激波跳跃条件。上游介质的密度波动使激波几乎处处呈波纹状和斜向分布。激波的动能转化为下游湍流的动能以及与垂直于激波表面的激波速度分量有关的热能。我们的综合观测表明，根据下游较低等离子体温度估算的CR加速效率被高估了10- 40%，因为波纹激波不会立即耗散所有上游动能。
2015-03-26 astro-ph.HE
Non-thermal photon production via bulk comptonization at supernova shock breakout
我们研究了超新星爆炸冲击波爆发时，体康普顿化过程在热光子传播中的作用。我们使用的流体动力学模型的基础上的自相似的解决方案的冲击爆发。光子的传播是由蒙特卡罗技术处理。模拟结果成功地再现了幂律谱的X射线观测XRF 080109/SN 2008 D，如果一个温和的相对论激波速度被假定。一些辐射过程，光电离，辐射复合，和自由-自由吸收的发射光子的传播的影响进行了研究。结果表明，它们对Ib型和Ic型超新星的母星光谱几乎没有影响。在球形爆炸假设下计算的光变曲线表明，要求原始半径为$/sim 10^{13}$ cm。
2010-06-26 astro-ph.HE
Inferring Dense Confined Circumstellar Medium around Supernova Progenitors via Long-term Hydrodynamical Evolution
超新星喷出物的星周相互作用是其演化过程中必不可少的一个过程，对超新星的观测发现，在超新星演化的早期和晚期都存在星周相互作用的特征。在这封信中，我们表明，如果SN前向激波从祖星附近的致密星周介质（CSM）坠入稀薄的恒星风（即，约束CSM），SN-CSM相互作用系统的后续时间演化偏离了自相似解的预测.在这种情况下，在所有受限CSM被SN前向激波扫起之后（大约在爆炸后$10$天），受冲击壳的传播将由受限CSM组件的自由膨胀冲压压力驱动，而不是SN喷出物。同时，一旦约束CSM分量达到同系膨胀，前向激波的减速比薄壳近似的预测快。这将持续到封闭CSM组件中的反向冲击到达SN喷出物的头部，导致系统恢复到没有封闭CSM的演化模型中，SN喷出物驱动系统的膨胀。我们还表明，这种特殊的演变将反映在观测签名起源于SN-CSM相互作用，以快速下降和重新明亮的无线电发射为例。我们的研究结果揭示了考虑初始SN-CSM相互作用的影响的重要性，即使我们专注于SNe爆炸后几年的观测特性。
2025-07-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Plasma instabilities as a result of charge exchange in the downstream region of supernova remnant shocks
超新星遗迹（SNRs）的H-α辐射意味着星周介质中存在中性氢。一些穿过激波的中性粒子通过电荷交换过程被电离，在激波下游形成冷离子束。我们进行线性分析之间的冷束和热下游等离子体的无碰撞等离子体不稳定性。我们发现，在典型的信噪比条件下，无论是共振不稳定性或韦伯不稳定性是最不稳定的。这种机制可以将磁场放大到100微G以上，并改变激波结构。因此，除了广泛讨论的贝尔机制外，射电频谱和大磁场也可以得到解释。
2009-08-24 astro-ph.HE
Spectra of accelerated particles at supernova shocks in the presence of neutral hydrogen: the case of Tycho
激波附近中性氢的存在改变了激波的结构，并影响了通过一阶费米机制加速的粒子的光谱。这一现象对解释超新星遗迹辐射的多频光谱具有深远的意义。在激波下游与热离子进行电荷交换的中性粒子可能会导致快速中性粒子向上游气体移动，在那里它们可能会发生额外的电荷交换或电离反应，从而在上游沉积能量和动量。在这里，我们讨论了中性返回通量的影响，这已经在我们以前的工作中预测中性介导的超新星冲击，并显示加速粒子的光谱是如何变得明显比$p^{-4}$陡峭，从而影响一般超新星遗迹和第谷具体的伽马射线光谱。描述中性氢存在下的非线性扩散激波加速的理论是近年来发展起来的。在这里，我们使用一个半解析理论在以前的工作中开发和专门我们的预测的情况下，第谷超新星冲击波，有证据表明，加速宇宙射线的光谱比预期的扩散冲击加速的传统理论更陡峭。我们表明，如果在第谷超新星激波附近的中性氢的分数，如观测所建议的，~70-90，然后加速质子的光谱比$p^{-4}$陡峭可能是一个自然的结果电荷交换反应和相关的中性返回通量。对于能量低于~100-1000 GeV的粒子，其谱形受到这种现象的影响，对于这种粒子，扩散长度小于或至多与冲击上游的电荷交换和电离的路径长度相当。
2016-03-07 astro-ph.HE
Revival of The Stalled Core-Collapse Supernova Shock Triggered by Precollapse Asphericity in the Progenitor Star
大质量恒星高级核燃烧阶段的多维模拟表明，超新星前恒星的Si/O层与通常假设的超新星前恒星结构的球形对称性有很大的偏差。我们进行了三维核心塌陷超新星模拟与非球面速度扰动，以评估其潜在的影响，在失速激波阶段的超新星流体动力学。我们的研究结果表明，现实的扰动可以定性地改变后反弹的演变，触发爆炸的模型，未能爆炸没有他们。这一发现强调了对恒星演化的前超新星阶段进行多维处理的必要性。
2013-10-16 astro-ph.HE
Revisiting the evolution of nonradiative supernova remnants: A hydrodynamical-informed parameterization of the shock positions
了解超新星遗迹壳层随时间的演化是至关重要的。这样的理解对于建立可靠的超新星遗迹壳与它可能包含的任何脉冲星风星云相互作用的动力学模型至关重要。在这里，我们进行了大量的研究参数空间的一维球对称演化的超新星遗迹，伴随着它的分析分析。假设，像往常一样，一个喷出物的密度分布与幂律的核心和信封，和一个统一的环境介质，我们提供了一套高精度的近似超新星遗迹的主要结构特征的演变，如反向和正向冲击和接触不连续性。我们将我们的结果与以前采用的近似值进行比较，表明现有的简化处方很容易导致较大的误差。特别是，在脉冲星风星云建模的背景下，需要对超新星遗迹反向激波进行准确的描述。我们还深入研究了自相似的解决方案的初始阶段的演变，当反向冲击传播通过信封的喷出物。由于这些自相似解是精确的，但不是完全解析的，我们在这里也提供了高精度的近似。
2021-09-08 astro-ph.HE
Efficiencies of Magnetic-Field Amplification and Electron Acceleration in Young Supernova Remnants: Global Averages and Kepler's Supernova Remnant
在强烈的天体物理冲击波中，粒子加速到超热能是一种普遍的现象，通常用扩散冲击加速来解释。这样的冲击也可以放大上游的磁场，远远超过简单的压缩。所涉及的复杂等离子体物理过程通常通过假设冲击将其能量的一部分$ε_e$投入快速粒子，另一部分$ε_B$投入磁场来参数化。超新星、超新星遗迹和伽玛射线爆发等地的冲击波模型通常假设这些分数的典型值，假定它们在时间上保持不变。然而，很少有足够的属性的源是独立的约束，ε的值可以直接推断。超新星遗迹（SNRs）可以提供这种情况。在这里，我们总结的结果，从全球拟合的空间积分发射在六个年轻的信噪比，发现$10^{-4} \le ε_e \le 0.05$和$0.001 \le ε_B \le 0.1$。这些巨大的变化可能归因于这些SNRs的不同年龄和环境，因此我们对开普勒超新星的一个遗迹进行了详细的分析。这两个ε可以在激波周围的七个不同位置确定，我们发现这两个ε的范围甚至更大，它们的比值也更大（因此与激波能量本身无关）。我们的结论是，未知因素对这两个过程的效率有很大的影响。需要探索激波的垂直性、上游中性分数或其他可能性，而假定ε为固定值的计算应被视为临时性的。
2021-06-21 astro-ph.HE
Dust-driven streaming instability and magnetic field amplification downstream of supernova remnant shocks
Université de Paris Cité（巴黎西岱大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Center for Astrophysics（天体物理中心）；LUX（宇宙线与紫外实验室）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；Université PSL（巴黎文理研究大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所-阿切特里天文台）；Institute of Nuclear Physics Polish Academy of Sciences（波兰科学院核物理研究所）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；IJCLab（巴黎第十一大学宇宙射线与粒子物理实验室）
研究尘粒在冲击波中漂移引发的等离子体不稳定性，解释冲击波下游磁场放大机制，探讨其对X射线丝状结构和高能宇宙射线加速的影响。
2026-06-29 astro-ph.HE
Effects of Neutral Particles on Modified Shocks at Supernova Remnants
超新星遗迹（SNRs）的H-α辐射意味着周围介质中存在中性氢。在由宇宙射线（CR）修正的SNR冲击波的前驱体中，上游等离子体被CR压力推动，而中性粒子则没有，从而出现相对速度，并且一些中性粒子通过前驱体中的电荷交换过程成为拾取离子。我们研究了前体中产生的拾取离子如何影响激波结构和粒子加速。如果CR压力大于冲击压头压力的20%，则由于拾取离子的压力，子冲击的压缩变得小于没有拾取离子的压缩。此外，即使激波被CR修正，总压缩比也可以小于4。此外，拾取离子对注入粒子的加速起着重要的作用。如果冲击波是准垂直冲击波，并且发生多次反射离子加速，则CR谱可以比GeV以下的试验粒子扩散冲击波的CR谱硬。
2010-08-06 astro-ph.HE
Shock Dynamics in Stellar Outbursts: I. Shock formation
波驱动的外流和非破坏性爆炸与超新星爆发前的爆发、超新星冒名顶替者、LBV爆发和一些窄线和超亮超新星有关。为了模拟这些事件，我们研究了强声脉冲和波列运动中的恒星的动力学，重点是非线性波传播，冲击形成和弱冲击发展的早期阶段。我们确定的冲击波形成半径，表明基于交叉特性的启发式估计匹配波阵面周围的精确扩展，并与数值实验验证。我们的一般分析条件冲击波的形成适用于任何静态环境中的一维运动，包括爆发和内爆，并可以很容易地扩展到非定常流。我们还考虑了冲击波能量耗散的早期阶段。我们发现，超爱丁顿声学光度波总是创建冲击，而不是通过辐射扩散阻尼。因此，冲击波的形成是超级爱丁顿爆发不可或缺的。
2016-12-28 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Supernova Shock Breakout Through a Wind
超新星冲击波通过祖星的外壳爆发，预计将出现X射线闪光。然而，如果超新星在光学厚度的风中爆炸，爆发的闪光就会延迟。本文提出了一个简单的模型，根据X射线闪光光变曲线中的一般可观测量：总能量E_X和峰值后的扩散时间t_diff来估计风中激波爆发的条件。我们的推导基础上的自相似的解决方案，预期通过预先存在的风在大距离的祖先的表面犁出的喷出物的前向-反向冲击结构。我们发现简单的定量关系的冲击半径和速度在突破。通过将喷出物的密度分布与爆炸前母体的结构相关联，该模型还可以扩展到约束爆炸能量和喷出物质量的组合。对于所观察到的情况下，XRO 08109/SN 2008 D，我们的模型提供了合理的约束的突破半径，爆炸能量和喷出物的质量，并预测一个高的冲击速度，自然占所观察到的非热谱。
2011-02-18 astro-ph.HE
2D radiaition-hydrodynamic simulations of supernova shock breakout in bipolar explosions of a blue supergiant progenitor
发展了一个二维狭义相对论辐射流体动力学程序，并应用于蓝超巨星双极爆炸中超新星激波爆发的数值模拟。我们的计算成功地模拟了恒星中爆炸波的动力学演化及其从表面出现。球形能量沉积模型的结果与以前的模拟显示出良好的一致性。此外，我们计算了几个模型的双极能量沉积和比较他们的结果与球对称模型。用射线追迹法计算了冲击波爆发辐射的辐射热光变曲线。我们的辐射流体动力学模型表明，冲击波爆发发射的早期部分可以用来探测由于铁芯的引力坍缩而产生的爆炸波的几何形状。
2016-05-26 astro-ph.HE
Effects of Shock Waves on Neutrino Oscillations in Three Supernova Models
人们已经认识到，激波效应在超新星爆炸过程中的中微子振荡中起着重要作用。近年来，随着对超新星爆炸模拟研究的不断深入，人们对超新星爆炸的密度分布和冲击波有了更深入的了解。研究表明，冲击波的出现不仅随时间变化，而且还受到超新星质量的影响。当超新星的质量恰好在某个范围内（例如，它等于太阳质量的10.8倍）时，超新星中可能会出现反向冲击波，这是除了前向冲击波之外的另一种密度突变。此外，在不同的超新星模型中，还存在着其他一些密度随时间的变化。由于这些复杂的密度分布，我们以前使用的高共振处的交叉概率$P_H$的表达式将不再适用。为了得到更准确合理的结果，我们利用模拟得到的三种不同超新星模型的密度剖面数据，研究了$P_s$（$ν_e\rightarrowν_e$的生存概率）和$P_c$（$ν_x\rightarrowν_e$的转换概率）的变化。结果表明，超新星质量对$P_s$的行为有影响，同时对$P_c$也有影响。利用$P_s$和$P_c$的计算结果，可以估算出$ν_e$在穿过超新星内部物质后所残留的数量。
2014-12-23 astro-ph.HE hep-ph
The explosion energy of the type IIP supernova SN 2013fs with a confined dense circumstellar shell
最近对SN 2013 fs闪光光谱的研究表明SN IIP爆炸能量巨大，远远超出了中微子机制的可能性。利用早期超新星与致密星周壳层相互作用的影响，重新讨论了SN 2013fs的爆炸能量问题。反向和正向冲击之间的冷密壳层的速度是从对2.4天的宽\heii\，4686\\的分析中推断出来的。这个速度与其他可观测量一起为我们提供了另一种能量估计$\sim1.8\times10^{51}$，erg的首选质量的$\sim10$ \msun。推断值在中微子驱动爆炸的范围内。
2020-03-06 astro-ph.HE
Imprint of Explosion Mechanism on Supernova Relic Neutrinos
本文计算了超新星遗迹中微子的能谱和事例率，并考虑了超新星核中冲击波复活所需时间的依赖性。冲击波的恢复时间取决于尚不清楚的超新星爆发机制。黑洞形成失败的超新星的贡献也被认为是。总事件率较高的模型与较长的冲击波复兴时间和/或失败的超新星的贡献。谱的硬度并不强烈依赖于激波恢复时间，但由于失败的超新星谱变得硬。因此，超新星遗迹中微子的激波-复兴-时间依赖性与超新星失败的部分有不同的系统性。
2013-10-15 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Shock evolution in non-radiative supernova remnants
本文提出了一种新的解析方法来获得描述非辐射超新星遗迹（SNRs）中激波演化的近似解。我们着重研究了前向激波和接触不连续性，而对反向激波的应用只作了简要的讨论。研究了具有等密度分布的星际介质和具有风密度分布的星周介质中SNR的球形激波演化。我们将新的解析解与数值模拟进行了比较，发现实现了百分之几的准确性。对于前向激波的演化，我们还将我们的新解与以前的分析模型进行了比较。在均匀的环境介质中，我们的分析近似的精度与Truelove&McKee（1999）相当。在风密度分布介质中，我们的解决方案比Micelotta等人（2016）更好，特别是当喷出物包络具有陡峭的密度分布时。新的解决方案是显着简化相比，以前的分析模型，因为它只依赖于其演变过程中的残留物的渐近行为。
2016-12-05 astro-ph.HE
Time-dependent Diffusive Shock Acceleration in Slow Supernova Remnant Shocks
最近的伽马射线观测表明，与分子云相互作用的中年超新星遗迹可能是GeV和TeV辐射的来源。已经提出了一些模型来解释观测到的伽马射线发射，这些模型涉及环境介质中预先存在的宇宙射线的再加速以及超新星遗迹与分子云之间的直接相互作用。对于再加速过程，在测试粒子极限下的标准DSA理论产生的稳态粒子谱与观测结果相比过于平坦，这表明观测到的谱的高能量部分尚未达到稳态。我们推导出一个时间相关的DSA解决方案，在测试粒子的限制，涉及再加速预先存在的宇宙射线在震前介质的情况。简单的估计与我们的时间相关的DSA解决方案加上分子云相互作用模型可以再现的整体形状的光谱IC 443和W 44从GeV到TeV的能量通过纯$π^0$衰变发射。我们允许幂律动量依赖的扩散系数，发现幂律指数为0.5是有利的。
2014-12-30 astro-ph.HE
Kinetic simulation of nonrelativistic perpendicular shocks of young supernova remnants. IV. Electron heating
高马赫数无碰撞激波存在于行星系统和超新星遗迹中。电子在这些冲击中被加热到远高于朗肯-于戈尼奥预测的温度。然而，负责电子加热的过程仍然没有得到很好的理解。我们使用一组大尺度的Particle-In-Cell方法模拟了高马赫数区域的非相对论激波，以阐明电子加热过程。这些冲击的物理性质由冲击斜坡处的离子反射定义。反射离子和上游等离子体的进一步相互作用激发静电布尼曼和双流离子-离子韦伯不稳定性。电子通过激波冲浪加速、激波势、磁重联、随机费米散射和激波压缩被加热。主要贡献者是冲击电位。磁场线由于韦伯不稳定性而缠结，这允许由冲击电位加热平行电子。电子加热的约束模型预测的离子-电子温度比在SNR冲击和土星的弓冲击观测值。
2020-08-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Radio emission and nonlinear diffusive shock acceleration of cosmic rays in the supernova SN 1993J
超新星SN 1993 J在无线电波段的广泛观测使其成为研究超新星激波中粒子加速的独特目标。为了描述无线电同步辐射，我们使用一个模型，耦合半解析描述的非线性扩散冲击加速与自相似的解决方案的流体动力学的超新星膨胀。同步辐射是由相对论电子在激波后等离子体中传播产生的，由包含同步辐射自吸收过程的辐射转移计算得到。应用该模型解释了高分辨率VLBI成像观测的射电辐射形态和6个频率的总通量密度随时间的演化。光变曲线和无线电发射的形态都表明，爆炸后不久，爆炸波区域的磁场被强烈放大，这可能是通过在冲击波前兆中操作的宇宙射线流不稳定性的非共振机制。湍流磁场在激波后没有衰减，而是被下游区域的等离子体流携带。宇宙射线质子是由爆炸波的扩散冲击加速有效地产生的。我们发现，在爆炸后的第一个~8.5年，约19%的总能量处理的前向冲击波被转换为宇宙射线能量。然而，激波仍然受到宇宙射线压力的微弱影响。高磁场放大意味着质子被迅速加速到远高于1 PeV的能量。从这颗超新星获得的结果支持了这样一种假设，即大质量恒星爆炸成它们以前的恒星风是高能银河宇宙射线的主要来源。
2009-03-17 astro-ph.HE
Particle acceleration by shocks in supernova remnants
粒子加速发生在一系列尺度上，从太阳层的AU到星系团的Mpc，能量范围从MeV到EeV。已经提出了一些加速过程，但扩散冲击加速（DSA）被广泛援引为主要机制。DSA在所有这些尺度上运行，并且可能达到最高能量。DSA是简单的，鲁棒的，并预测一个普遍的频谱。然而，关于粒子加速还有许多未知数。本文主要研究超新星遗迹（SNR）是否能在几个PeV产生到膝盖的银河CR谱。答案在很大程度上取决于扩散激波加速的详细物理过程。
2013-11-22 astro-ph.HE
The Role of Diffusive Shock Acceleration on Nonequilibrium Ionization in Supernova Remnant Shocks II: Emitted Spectra
我们提出了一个网格的非平衡电离模型的X射线光谱超新星遗迹经历有效的扩散冲击加速。计算遵循冲击波的流体动力学以及冲击波后面的等离子体的随时间变化的电离。电离状态被传递到等离子体发射率代码来计算热X射线发射，其与来自非热同步辐射的发射相结合，以产生来自宇宙射线主导的冲击的热和非热发射的自洽模型。我们展示了如何等离子体诊断，如氦离子的G '比，定义为相互组合，禁止和卫星线的总和与共振线的比率，可以随着加速效率而变化，并讨论如何热X射线发射，当随时间变化的电离不计算自洽与流体力学，可以不同于热X射线发射的模型，其中没有考虑到流体力学。最后，我们比较的热X射线发射的模型，显示中等加速（~ 35%）的热X射线发射的测试粒子模型。
2010-10-15 astro-ph.HE
Molecular Shocks and the Gamma-ray Clouds of the W28 Supernova Remnant
W28区域的星际介质云正在发射伽马射线，这很可能是W28超新星遗迹造成的，这使得W28成为研究宇宙射线加速和扩散的主要候选者。了解超新星遗迹冲击波和宇宙射线对局部分子云的影响有助于识别可能的宇宙射线源的多波长特征。为了实现这一目标，OH，SiO，NH3，HCO+和CS的过渡补充了CO，允许W28周围化学丰富的环境的表征。这个遗迹一直是一个理想的测试平台的技术，将补充弧分尺度的宇宙射线源候选人的研究与未来的GeV-PeV的伽马射线观测。
2016-10-04 astro-ph.HE
Trans-Alfvenic Magnetohydrodynamic Turbulence in the Vicinity of Supernova Remnant Cassiopeia-A Shocks
利用同步辐射强度的二阶关联函数可以获得超新星遗迹磁场扰动的统计数据。在这里，我们测量超新星遗迹Cassiopeia-A的同步辐射强度的两点相关的磁能谱，使用最近开发的无偏方法。在超新星遗迹激波附近测得的磁能谱在十年尺度上符合2/3幂律，显示出发达的trans-Alfvenic磁流体动力学湍流。我们的结果是全球一致的发展磁流体动力学湍流trans-Alfvenic马赫数的理论预测，并可以解释的SNR冲击附近的磁场的放大。磁能谱预测SNR Cassiopeia-A在射频观测中有一个额外的子激波，以及正向和反向激波，在激波附近有一个约0.115 pc的放大磁场的径向窗口
2020-09-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Non-linear acceleration at supernova remnant shocks and the hardening in the cosmic ray spectrum
在过去的几年里，几个实验已经表明，膝盖以下的宇宙射线谱不是一个完美的幂律。特别是，质子和氦的光谱显示出在~200 - 300 GeV/核子的粒子能量下的光谱指数约为0.1 - 0.2的光谱硬化。此外，氦的光谱被发现比质子的光谱硬约0.1，并且在重元素的光谱中也发现了类似硬化的一些证据。在这里，我们考虑的可能性，硬化可能是一个分散的结果，在频谱的宇宙射线加速超新星遗迹冲击。这样的分散确实是预期的扩散冲击加速的非线性理论的框架内，预测陡峭的（硬）粒子谱较大（较小）的宇宙射线加速效率。
2017-10-14 astro-ph.HE
On the acceleration of cosmic rays at the post-adiabatic shocks of supernova remnants
INAF - Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；Institute for Applied Problems in Mechanics and Mathematics, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院应用力学与数学问题研究所）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Institute of Physics and Astronomy, University of Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）
研究超新星残骸在非绝热激波阶段加速宇宙射线的机制及观测证据
2026-03-22 astro-ph.HE
Particle Spectra from Acceleration at Forward and Reverse Shocks of Young Type Ia Supernova Remnants
利用试验粒子扩散激波加速理论和一维流体动力学模拟方法研究了年轻Ia型超新星遗迹中宇宙线的加速过程。除了在正向冲击加速，我们探讨了粒子加速在反向冲击中存在一个可能的实质性磁场，因此，这种加速的影响上的粒子光谱的残留物。我们调查的频谱的时间演化的各种时间依赖的配置文件的磁场在冲击区的残骸。我们测试的冲击的前兆区域中的散射中心的Alfvénic漂移的粒子谱的可能影响。此外，我们还研究了从射电到伽玛射线的宽波段的辐射光谱和形态。它表明，年轻的Ia型SNRs的宇宙射线粒子人口的反向冲击的贡献可能是显着的，修改粒子的空间分布和显着影响的体积积分粒子谱在年轻的SNRs。特别是光谱结构可能会出现在测试粒子的计算，经常讨论的冲击波的非线性宇宙射线修改的签名。因此，发射的光谱和形态，以及它们的时间演化，不同于纯前向激波的解决方案。
2011-10-03 astro-ph.HE
The Role of Diffusive Shock Acceleration on Non-Equilibrium Ionization in Supernova Remnants
我们提出的半解析计算结果显示出明确的证据，在非平衡电离背后的超新星遗迹正向冲击波进行有效的扩散冲击加速（DSA）的变化。粒子的有效加速（即，宇宙射线）降低了冲击温度并提高了冲击气体的密度，从而与测试粒子近似相比改变了等离子体的电离状态，在测试粒子近似中，宇宙射线获得的冲击能量的分数微不足道。测试粒子和有效加速情况之间的差异是实质性的，并且发生在慢和快的温度平衡速率下：在加速效率较高的情况下，特定的离子状态在较低的电子温度下更多地被填充。我们还提出的结果表明，在有效的冲击加速的情况下，更高的电离分数达到显着更接近冲击波前比在测试粒子的情况下，清楚地表明，DSA可能会提高热X射线的生产。我们把这归因于更高的postshock密度，导致更快的电子温度平衡和更高的电离率。这些空间差异应该是可解决的与当前和未来的X射线任务，并可用于诊断在宇宙射线修改冲击的加速效率估计。
2009-02-14 astro-ph.HE
Magnetar Driven Shock Breakout and Double Peaked Supernova Light Curves
一些发光超新星的光变曲线被怀疑是由快速旋转的磁星的自旋能量提供动力的。在这里，我们描述了一个可能的中央引擎的签名：爆发的冲击爆发发射发生在超新星爆炸后几天。磁星输入的能量使一个高压气泡膨胀，驱动一股冲击波穿过超新星爆炸前的喷出物。如果磁星足够强大，冲击波将靠近喷出物表面并产生辐射。在冲击爆发时，喷出物将扩展到一个大半径（~10^{14} cm），因此释放的辐射是光学/紫外波长（T ~ 20，000 K），并持续数天。这次磁星驱动的冲击爆发的光度和时间尺度与最近在SNLSQ 14 BDQ的双峰光变曲线中观察到的第一个峰值相似。然而，对于模型参数空间的一个大区域，预测爆发发射比直接磁星加热的扩散光度要暗。一个明显的双峰光变曲线因此可能只有在磁星的热加热在早期被抑制的情况下才会明显。我们描述了如何这样的延迟加热可能会自然导致低效的耗散和热化的脉冲星风磁能。如果没有这样的抑制，爆发可能只会在早期的光度或颜色演化中作为一个小的隆起或扭结而被注意到，或者作为光球速度的一个小而突然的上升。类似的爆发特征可能伴随着超新星的其他中心引擎，例如黑洞吸积的后备物质。
2015-12-17 astro-ph.HE
X-Rays from Supernova Shocks in Dense Mass Loss
IIn型和相关的超新星显示了与致密的星周介质相互作用的证据，该介质产生了大部分超新星的光度。从冲击加热气体的X射线发射是至关重要的相互作用的能量学，并可以提供诊断的冲击相互作用。假设冲击波位于风中的光学深度tau_w \la c/v_s（其中c是光速，v_s是冲击波速度），则预计会出现粘性冲击，将气体加热到高温。对于τ_w \ga 1，激波处于冷却状态;在较高的密度和激波速度下，逆康普顿冷却占主导地位。尽管τ_w \ga为1，但通过发射区的光学深度为\la 1，使得逆康普顿效应不会引起显著的X射线发射。在较高的冲击波速度下，电子可能达不到与质子的能量均分。当X射线通过冷风向外移动时，较高能量的光子因康普顿降解而丢失。如果韧致辐射占主导地位的冷却和康普顿损失是小的，高能辐射可以完全photochromic震前气体。然而，热区域的逆康普顿冷却和风中的康普顿退化降低了电离通量，使得不能获得完全的光电离，并且风的光吸收进一步降低了逃逸的X射线通量。我们推测，这些效应的结合导致了低观测到的X射线通量从光学发光SN 2006 gy。
2012-02-07 astro-ph.HE
