Super-luminous X-ray Emission from the Interaction of Supernova Ejecta with Dense Circumstellar Shells
对于由动能转化为辐射的超新星供电，由于与致密的拱壳的喷出物的相互作用，我们表明，可能有X射线类似物的光学超亮SNe具有可比的光度和能量。我们认为X射线发射的前冲击SNe喷出物碰撞到一个光学薄的CSM壳，推导出简单的表达式作为拱壳特性的函数的X射线光度，并讨论了不同的制度，在其中的冲击将是辐射或绝热的，以及是否发射将占主导地位的自由辐射或线冷却。我们发现，即使在正常超新星爆炸能量为10^51 erg的情况下，也存在CSM壳层结构，它可以将大部分爆炸能量释放为X射线，产生未吸收的X射线亮度，接近10^44 erg/s的事件持续几个月，甚至10^45 erg/s的闪光持续几天。虽然星周壳层的大柱密度可以吸收来自初始冲击的大部分通量，但最明亮的事件产生的硬X射线不太容易被光电吸收，并且可以通过完全电离中间物质来抵消这种损失。无论如何，一旦冲击波穿过整个星周壳层，观测者就可以获得完整的光度。
2013-03-27 astro-ph.HE
Supernova ejecta interacting with a circumstellar disk. I. two-dimensional radiation-hydrodynamic simulations
我们进行了一系列的二维辐射流体动力学模拟超新星喷出物和星周介质（CSM）之间的碰撞。快速流和周围介质的流体动力学相互作用有效地耗散了快速流的动能，并被认为是特定类别的核心坍缩超新星的主要能量来源。尽管有一些非球形喷出物和/或CSM结构的观察证据，但喷出物-CSM相互作用中的多维效应相对未被探索。我们的数值模拟配备了自适应网格细化技术，成功地再现流体动力学不稳定性发展周围的喷出物CSM接口。我们还研究了盘状CSM对超新星喷出物的动力学演化和辐射热光变曲线的影响。我们发现，发射驱动的喷射盘相互作用具有显着的视角依赖性。当视线靠近对称轴时，观测者可以直接看到超新星喷出物，导致亮度增加的时间尺度很短。对于通过CSM盘看到发射的观察者，热光子在整个CSM中扩散，因此光变曲线严重模糊。
2019-11-21 astro-ph.HE
Broad-band emission properties of central engine powered supernova ejecta interacting with a circumstellar medium
我们研究了由相对论风从一个中心紧凑的对象供电的超新星喷出物的宽带发射。最近的一个二维流体动力学模拟研究的动力学演化的超新星喷出物与中央能源显示，喷出物的最外层被加速到温和的相对论速度，因为爆发的热泡驱动的能量注入。最外层的减速，因为他们扫周围的拱星介质喷出物，导致形成的正向和反向冲击传播的拱星介质和喷出物。当喷出物继续从光球层释放内能作为热辐射时，在正向和反向激波前沿的能量耗散引起非热辐射。我们计算的光变曲线和光谱能量分布的热和非热发射从中央发动机供电的超新星喷出物嵌入在一个稳定的恒星风与大质量恒星的典型质量损失率。的光变曲线进行比较，目前可用的无线电和X射线观测的氢贫超亮超新星，以及两个研究广泛的Ic超新星，1998bw和2009bb，表现出明亮的无线电发射表明中央引擎活动。我们指出，附近的超亮超新星的射电光度的上限可能表明注入的能量主要转化为热辐射，而不是创建温和的相对论性的流量，由于光子扩散时间尺度可比的注入时间尺度。
2018-04-15 astro-ph.HE
A Reader Friendly Formalism for Circumstellar Material-Supernova Ejecta Interaction Model
SN喷出物与预先存在的拱星物质（CSM）的相互作用是各种光学瞬变的最有前途的能源之一。最近，由Chatzopoulos等人（2012，下文称为CWV 12）开发的半解析方法已被普遍用于描述在这种情况下的光学光变曲线行为。我们发现CWV 12中许多关键结果的表达式过于复杂，读者无法进行数量级估计或参数依赖性判断。基于同一物理图像，我们独立地重新推导了所有公式，并重新建立了一套读者友好的公式表达式。尽管如此，我们指出并纠正了CWV 12中存在的一些小错误或错别字。
2020-09-22 astro-ph.HE
Light curve modeling of fast-evolving supernova KSN 2015K: explosion in circumstellar matter of Super-AGB progentor
最近的超新星搜索揭示了一些快速演变的发光瞬变。对几种低质量包层超渐近巨星分支（super-AGB，SAGB）超新星（$M_{\rm env}$ $\sim$ $0.05-1.25$ $M_{\odot}$）模型的光变曲线进行了辐射流体动力学模拟。在模型中发现的光变曲线的差异被用来将观察到的事件与最合适的模型联系起来。特别是，我们认为KSN 2015 K是一颗电子捕获超新星。我们假设SAGB周围的“光学”厚CSM和拱星相互作用的功率的光变曲线的峰值亮度与一个短的上升时间。微弱的尾巴可能受到新生的类蟹状脉冲星的自旋下降光度的影响。我们的拟合表明，$0.02-0.05$ $M_{\odot}$的喷出物质量，$0.10-0.12$ $M_{\odot}$的星周介质（CSM）质量，CSM光球$\sim$ 10 $^{14}$ cm的半径，$\sim$ 3 $\times$ 10 $^{50}$ erg的动能，光球速度$v_{\rm ph} \gtrsim 10,000$ km s $^{-1}$和脉冲星总自旋能量（$2.5-4$）$\times$ 10 $^{49}$ erg。
2019-06-09 astro-ph.HE
Early X-ray emission from Type Ia supernovae originating from symbiotic progenitors or recurrent novae
确定Ia型超新星祖先性质的关键观测值之一是由其直接星周介质提供的，根据几种模型，该介质应该由祖先二元系统形成。到目前为止，X射线和无线电观测表明，周围环境非常稀薄，对祖先风的质量损失产生了严格的上限。在这项研究中，我们进行数值流体动力学模拟的相互作用的SN喷出物与拱星结构所形成的可能的质量流出的祖系统，我们估计预计数值X射线光度。我们考虑了两种星周结构：a）在共生双星系统中，由供体星的恒星风形成的星周介质; b）在共生循环新星祖星系统中，由供体星的慢风与连续新星爆发相互作用形成的星周介质。对于流体模拟，我们使用了著名的Ia型超新星爆炸模型，以及基于幂律模型的外部喷出物的密度结构的近似。我们确认严格的上限恒星风质量损失，提供了简化的解释X射线上限的Ia型超新星。然而，我们表明，超新星爆炸在重复的新星爆炸所产生的空腔中，提供了一个可能的解释，缺乏X射线发射的超新星起源于共生双星。此外，由一系列新星爆炸形成的星周介质的速度结构与几颗Ia型超新星吸收中所见的Na吸收特征相匹配。
2014-01-28 astro-ph.HE
Interaction of a Supernova with a Circumstellar Disk
超新星（SN）喷出物和致密的星周介质（CSM）之间的相互作用可以为明亮的光变曲线提供动力，并在光谱中产生窄的发射线。虽然相互作用的理论研究通常假设球对称CSM，但有观测迹象表明，某些SN周围的气体具有盘状几何形状。在这里，我们使用移动网格流体动力学模拟研究的SN与磁盘的相互作用，并确定如何动态和可观察到的签名可能取决于磁盘的质量，厚度和径向范围。我们发现，简单的修改标准球对称标度律可以用来描述的相互作用冲击的传播和加热速率。我们使用由此产生的冲击加热率，以获得近似的热光变曲线，并提供分析公式，可用于生成简单的合成光变曲线一般的超新星磁盘的相互作用。对于某些磁盘参数和爆炸能量，我们能够产生类似于超亮SN中所见的光度。由于SN喷出物可以围绕CSM盘流动并吞没CSM盘，因此相互作用区域可以变得嵌入，并且从某些视角来看，指示相互作用的窄发射线可以被隐藏。
2018-02-14 astro-ph.HE
Search for Gamma-ray Production in Supernovae Located in a Dense Circumstellar Medium with the Fermi-LAT
在致密的星周介质中爆炸的超新星（SNe）在无碰撞冲击中加速宇宙射线，并在几个月的时间尺度上释放GeV的伽马射线和TeV的中微子。在这里，我们总结了第一次系统搜索的结果，从100 MeV到300 GeV的能量范围内的费米-LAT数据中的伽马射线发射从一个大样本的SNe爆炸在密集的CSM。我们在光峰时间后的一年时间窗口内，在147 SNe型IIn的位置上寻找γ射线过剩。此外，我们在三个不同的时间窗口（3，6和12个月）的联合似然分析中结合了我们的样本中最接近和最亮的光源。没有发现过量的伽马射线发射，并提出了对伽马射线光度和伽马射线与光学光度之比的限制。
2015-07-14 astro-ph.HE
Radio Observations Reveal Unusual Circumstellar Environments for Some Type Ibc Supernova Progenitors
我们提出了广泛的无线电观测附近的Ibc型超新星2004 cc，2004 dk，和2004 gq跨越8-1900天后爆炸。使用一个动力学模型开发的同步辐射从稍微减速的冲击波，我们估计的速度和能量最快的喷出物和密度分布的星周介质。这三颗超新星的冲击波都具有非相对论性速度v ~（0.1-25）c和能量E ~（2-10）* 1 e ~（47）erg的特征，符合对典型同系爆炸的预期。早期的射电数据表明星周的密度分布是平滑的，我们估计其前身星的质量损失率为~（0.6-13）* 1 e-5 Msun/yr（风速10^3 km/s）。这些估计接近沃尔夫-拉叶星线驱动风的饱和极限（~ 1 e-4 M_sun/yr），沃尔夫-拉叶星是SNe Ibc的最受欢迎的祖先，包括那些与长持续时间GRB相关的恒星。有趣的是，在较晚的时期，所有三颗超新星都显示出突然的射电变率的证据，我们将其归因于在r ~（1-50）* 1 e16 cm的星周半径处的大密度调制（因子~3-6）。如果由于可变的质量损失，这些调制与爆炸前约10-100年的时间尺度上的祖先活动有关。我们认为这些结果的背景下，可变的质量损失机制，包括风聚集，金属性独立的连续驱动的喷射，和二进制诱导调制。也可能SN冲击波与风终端冲击波动态地相互作用，然而，这需要环境高度加压和/或在爆炸之前快速旋转。密度调制与爆炸地点的接近可能表明不寻常的祖先质量损失和SN爆…
2012-04-18 astro-ph.HE
Polarized radio emission unveils the structure of the pre-supernova circumstellar magnetic field and the radio emission in SN1987A
SN 1987 A残骸的偏振射电辐射为揭示星周介质中超新星前磁场结构提供了可能。从直接测量中得到的性质对于理解祖星及其磁场具有重要意义。作为实现这一目标的第一步，我们采用了详细的三维（3-D）数值模型SN 1987 A的水动力数据。本文提出了一种在流体动力学背景下“重建”超新星遗迹内部三维磁场结构的近似方法。该方法使用祖细胞周围的磁场的分布作为初始条件。用这样一个三维磁流体动力学模型，我们合成了一些SN 1987 A模型的极化图，并将它们与观测结果进行了比较。用这种方法，我们测试了SN 987 A的不同初始磁场位形和同步辐射结构。我们已经恢复了观测到的偏振模式，我们已经发现，周围的前超新星磁场的径向分量应占主导地位的长度尺度上的今天的半径SN 1987 A。讨论了产生这种场的物理原因。
2022-12-01 astro-ph.HE
Time evolution of broadband non-thermal emission from supernova remnants in different circumstellar environments
超新星遗迹被认为是银河系宇宙射线的主要加速场之一，也是高能天体物理研究的重要对象。SNRs产生多波长，非热辐射通过加速粒子在碰撞的冲击所产生的SN喷出物和星周介质（CSM）之间的相互作用。虽然预计在超新星（SNe）和它们的CSM中观察到的丰富的弥散可以在SNR阶段产生不同的甚高能量（VHE）电磁信号，但到目前为止，在GeV和TeV伽马射线中观察到的SNR只有少数。因此，在不同的周围环境中，在SNR处的粒子加速的系统的理解是有限的。在这里，我们探讨非热发射信噪比在各种拱星环境中，从爆炸到5000年，使用流体动力学模拟加上有效的粒子加速。我们发现，在VHE制度的发射特性的时间演化主要取决于两个因素：目标粒子的数密度和放大的磁场中的冲击介质。我们还预测，切伦科夫望远镜阵列（CTA）将有足够的灵敏度，以检测VHE伽马射线从大多数年轻的SNRs的距离<~ 5.0千秒差距。因此，未来的SNR观测与CTA将有希望探测的CSM环境的SNe，因此他们的祖属性，包括质量损失的历史，大质量的恒星。
2019-03-25 astro-ph.HE
Modeling the interaction of thermonuclear supernova remnants with circumstellar structures: The case of Tycho's supernova remnant
完善的Ia型遗迹第谷超新星（SN 1572）揭示了不一致的环境介质密度估计的基础上测量的动力学或X射线发射特性。这种差异可以通过假设超新星遗迹（SNR）冲击波最初通过恒星风气泡移动，但目前正在均匀的星际介质中以相对较低的密度发展来解决。我们调查这种情况下，结合流体动力学模拟的风损失阶段和超新星遗迹的演变与耦合的X射线发射模型，其中包括非平衡电离。对于爆炸模型，我们使用众所周知的W7爆燃模型和延迟爆轰模型，之前已证明该模型与第谷SNR的X射线发射具有良好的拟合。我们的模拟证实，一个均匀的环境密度不能同时再现动力学和X射线发射特性的第谷。相比之下，认为残骸是在一个密集的，但很小的，风泡的模型再现合理以及测量的X射线发射光谱和第谷的SNR的扩展参数。最后，我们讨论了可能的质量损失的情况下，单和双退化模型，可能会形成这样一个小的密集的风泡。
2013-07-30 astro-ph.HE
On the plerionic rectangular supernova remnants of static progenitors
本研究通过二维磁流体动力学模拟，揭示星际介质磁场使大质量恒星前身星周介质形成矩形超新星遗迹和脉冲星风云，并产生喷流及陀螺状结构，部分解释非典型形态。
2023-11-12 astro-ph.HE
A Multiple Ejecta-Circumstellar Meduim Interaction Model and Its Implications for the Superluminous Supernova iPTF15esb
最近报道了一颗红移为$z=0.224$的贫氢超亮超新星（SLSN）iPTF 15 esb，它的光变曲线（LC）和光谱具有一些不寻常的特征。其后期光谱显示出强而宽的H $α$发射线，并且测热LC显示出两个峰和峰后平台。在这里，我们提出了一个喷出物拱星介质（CSM）的相互作用模型，涉及多壳和风来解释这个双峰SN。我们发现，该模型再现的理论LC可以很好地匹配iPTF 15 esb的观察。根据这一结果，我们推断，在SN爆炸之前，祖先至少经历了三次剧烈的质量损失过程。此外，我们发现，CSM风和壳层的质量从最外层（第一次爆发）到最内层（最终爆发）依次减少，但它们的密度增加。壳层和风密度的变化趋势与超新星爆发前的恒星结构一致。对类似SLSNe的进一步研究将为其祖先的质量损失历史提供探针。
2017-06-06 astro-ph.HE
Extremely energetic supernova explosions embedded in a massive circumstellar medium: the case of SN 2016aps
我们进行一维辐射流体动力学模拟的高能超新星喷出物碰撞的大规模拱星介质（CSM），旨在解释SN 2016aps，可能是迄今为止观察到的最明亮的超新星。SN 2016 aps是一颗超亮的IIn型SN，释放出的热辐射高达$\gtrsim 5\times 10^{51}$尔格。我们的研究结果表明，SN 2016 aps的多波段光变曲线可以很好地解释为具有$10^{52}$ erg爆炸能量的$30\ M_\odot$ SN喷出物与具有$10^{16}$ cm外半径的$\simeq 8\ M_\odot$风状CSM的碰撞，即，一颗超新星爆炸嵌在一颗巨大的CSM中这一发现表明，初始质量大于$40\ M_\odot$的超大质量恒星，被认为会产生高能SNe，偶尔会在核心坍缩前不久喷射出富含氢的包层。我们认为，脉动对不稳定性SNe可能提供一个自然的解释大规模CSM和高能爆炸。我们还提供了峰值亮度，辐射能量和上升时间之间的关系，相互作用SNe与$10^{52}$ erg的动能，这可以用于解释SN 2016 aps类对象在未来的调查。
2020-12-24 astro-ph.HE
Rapid Expansion of the Young Type Ia Supernova Remnant 0519-69.0: More Evidence for a Circumstellar Shell
基于Chandra对年轻Ia型超新星遗迹0519-69.0的21年观测，发现X射线物质快速膨胀，外围高速度与主壳层适度膨胀对比，为大质量星周物质壳层存在提供更多证据。
2023-03-06 astro-ph.HE
SN 2014C: VLBI Images of a Supernova Interacting with a Circumstellar Shell
本文报道了超新星2014 C在爆炸后$t = 384$至1057天期间的VLBI观测结果。SN 2014 C是一颗不寻常的超新星，最初有Ib型光谱，但在$t = 130$ d之后，它发展出了具有显著H $α$线的IIn型光谱，这表明了强烈的星周相互作用的开始。我们的第一次VLBI观测是在$t = 384$ d，我们发现SN 2014 C的外半径为$(6.40 \pm 0.26) \times 10^{16}$ cm（距离为15.1 Mpc），这意味着到那时为止的平均膨胀速度为$19300 \pm 790$ \kms \。在我们的最后一个历元，SN 2014 C的分辨率适中，显示出近似圆形的轮廓，但在W侧的亮度有所增强。$t = 1057$ d的射电辐射外半径为$(14.9 \pm 0.6) \times 10^{16}$ cm。我们发现，$t = 384$和1057 d之间的膨胀是很好的描述与$v = 13600 \pm 650$ \kms恒速膨胀。SN 2014 C明显被$t = 384$ d显著减速。我们的测量是兼容的情况下，在第一年的膨胀冲击后的壳层致密的星周物质的影响，在其他波长的观测所建议的，但通过致密的壳层的VLBI观测的时间进展。
2017-12-07 astro-ph.HE
Leptonic non-thermal emission from supernova remnants evolving in the circumstellar magnetic field
甚高能量（VHE）从许多超新星遗迹（SNRs）观测到的γ射线辐射表明，在遗迹的冲击波中粒子加速到高能量，并对银河系宇宙射线有潜在的重大贡献。很难确定是质子（通过强子相互作用和随后的π介子衰变）还是电子（通过环境光子场的逆康普顿散射）造成了这种发射。对于成功的诊断，很好地理解底层粒子群的空间和能量分布是至关重要的。大多数SNRs是在核心坍缩爆炸中产生的，并膨胀到它们的祖先恒星的风泡中。这种星周介质具有气体和磁场的复杂空间分布，这自然会强烈影响所产生的粒子数量。在这项工作中，我们进行了详细的研究的光谱-空间演化的电子加速在向前冲击的核心崩溃SNR和他们的非热辐射，使用的RATPaC代码，是专为时间和空间相关的治疗粒子加速在SNR冲击。我们通过扩散和同步加速器冷却的效率重点关注空间不均匀磁场的影响。结果表明，星周磁场的结构可以留下强烈的签名，在光谱和形态所产生的非热辐射。
2021-11-23 astro-ph.HE
Fast Blue Optical Transients due to Circumstellar Interaction and the Mysterious Supernova SN 2018gep
SN 2018gep（ZTF 18abukavn）的发现挑战了我们对大质量恒星及其超新星（SNe）晚期演化的理解。这个SN（光谱分类为宽线Ic型SN）的光度快速上升，表明喷出物与致密的星周介质（CSM）相互作用，而需要额外的能量源，如$^{56}$ Ni衰变来解释后期的光变曲线。这些特征暗示了一颗大质量恒星的爆炸，伴随着超新星前的质量损失。在这项工作中，我们研究了像SN 2018gep这样快速演变的天体物理瞬变的物理起源。我们调查波驱动的质量损失机制，以及它如何依赖于模型参数，如祖质量和沉积能量，寻找恒星祖模型，可以重现观测数据。一个模型的喷出物质量$\sim \! 2 \, M_{\odot}$，爆炸能量$\sim \! 10^{52}$ erg，一个拱星介质的质量$\sim \! 0.3 \, M_{\odot}$和半径$\sim \! 1000 \, R_{\odot}$，和一个$^{56}$镍质量$\sim \! 0.3 \, M_{\odot}$提供了一个很好的拟合热光变曲线。我们还研究了相互作用动力的光变曲线如何更普遍地依赖于这些参数，以及喷出物的速度如何有助于打破简并。我们发现，波驱动的质量损失和通过脉动对不稳定性的质量喷射都可以在SN 2018gep中产生致密的CSM，但我们倾向于后者的可能性。
2021-04-28 astro-ph.HE
The compact circumstellar material of SN 2024ggi: Another supernova with a pre-explosion effervescent zone and jet-driven explosion
本文研究了SN 2024ggi的致密星周物质，提出冒泡模型解释其CSM来源，并指出延迟中微子机制难以满足其高爆炸能量，从而支持抖动喷流爆炸机制（JJEM）。
2024-08-20 astro-ph.HE
A Model for Fast Blue Optical Transient AT2018Cow: Circumstellar Interaction of a Pulsational Pair-instability Supernova
ATLAS 18qqn（AT2018cow）的光变曲线与超亮超新星一样明亮，但上升和下降速度要快得多。我们在前人研究的PPISN模型的基础上，通过脉动对不稳定性（PPI）超新星（SN）模型的星周相互作用来模拟这种光变曲线。我们专注于42 $M_\odot$ He星（80 $M_{\odot}$星的核心），它有质量为0.50 $M_\odot$的拱星物质。利用参数化的质量截断和爆炸动能$E$，我们对PPISN模型的核合成和光学光变曲线进行了流体力学计算。用$E = 5 \times 10^{51}$ erg对$42 ~M_{\odot}$ He星的星周物质进行激波加热，很好地再现了AT2018 cow的第一个$\sim$ 20天的光学光变曲线.在第20天之后，通过0.6 $M_\odot$ $^{56}$ Co的放射性衰变再现光变曲线，该放射性衰变是$^{56}$ Ni在爆炸中的衰变产物。我们还研究了光变曲线形状如何取决于各种模型参数，如CSM结构和组成。我们还讨论了（1）其他可能的能源及其限制，（2）所观察到的高能辐射的起源，以及（3）我们的结果如何依赖于辐射传递代码。基于我们成功的AT 2018奶牛模型和CSM质量与$20 ~M_\odot)$一样大的SLSN模型，我们提出了工作假设，即如果CSM质量足够大，PPISN会产生SLSNe，如果CSM小于$\sim 1 ~M_\odo…
2021-03-12 astro-ph.HE
Multiwavelength view of circumstellar interaction in supernovae
本文综述超新星中星周相互作用的多波段研究，通过新观测数据揭示SN 2010jl极端质量损失历史，提出利用该相互作用作为“时间机器”技术以解决前身星与爆炸结果映射之谜。
2025-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of Supernova Remnants Expanding out of the Dense Circumstellar Matter into the Rarefied Interstellar Medium
对膨胀的超新星喷出物与外界致密的星周物质（CSM）和稀薄的星际介质（ISM）相互作用进行了三维流体动力学计算。CSM是由来自前超新星阶段的恒星风物质组成的，并假设是轴对称的：赤道周围的物质比由祖先旋转驱动的极地方向上的物质多。由于CSM的高密度，冲击加热的喷射物的电离状态很快变得与电子温度平衡。当冲击波冲出CSM进入稀薄ISM时，由于绝热膨胀，冲击喷出物迅速冷却，因此会留下过度电离/重组的等离子体。由于与ISM的相互作用，喷出物被第二次反向激波重新加热。我们计算了超新星遗迹沿视线方向的辐射量（SNR），发现过电离等离子体相对于旋转轴在赤道面上呈带翅膀的棒状，而在极面上呈贝壳状。被冲击波加热的热气存在于SNR的最外层区域，具有几乎完整的外壳，但来自其的X射线太微弱而无法观察到。因此，取决于视角，过电离等离子体的SNR将在X射线中表现出中心填充形态，如W 49 B，混合形态SNR。第二次逆激波扫出棒状结构并最终消失，在演化的后期，赤道和极面上的SNR都变成壳状。
2011-10-22 astro-ph.HE
Circumstellar Material Around Evolved Massive Stars
我回顾了在不同类型的演化大质量恒星（即红超巨星、黄超巨星、亮蓝变星、B[e]超巨星和沃尔夫-拉叶星）周围看到的物质的多波长观测，集中在本地和遥远的例子中的质量、成分和动能的诊断。星周物质对恒星的演化状态、恒星演化中偶发性质量损失的作用以及双星和旋转在形成喷出物中的作用有着重要的意义。这种质量损失决定了通过剥离恒星外层而产生的超新星的类型，但是星周气体也可以深刻地影响超新星爆发前的环境。致密的星周物质实际上可以改变超新星的类型，当它被超新星照亮或被爆炸波加热时。因此，被遥远的超新星照亮的未解决的星周物质可以提供一种研究遥远环境中大质量恒星质量损失的方法。
2010-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Are Models for Core-Collapse Supernova Progenitors Consistent with the Properties of Supernova Remnants?
最近的发现，在附近的SNR观测到的铁-钾线光度和能量质心是一个很强的判别祖星类型和拱星环境的影响，我们了解超新星的祖先演化。使用模型的核心塌陷超新星喷出物的化学成分，我们模拟的动力学和热X射线发射的冲击喷出物和拱星材料，建模为$r^{-2}$风，年龄为3000年。我们将这些模型的X射线光谱与朱雀卫星的观测结果进行了比较。我们还模拟了Ia型祖先模型的动力学和X射线发射。我们发现，在铁-钾线的能量质心之间的核心崩溃和Ia型模型有明显的区别。核心坍缩超新星模型预测更高的Fe-K线质心能量比Ia型模型，与观测一致。我们认为，更高的线质心的结果，发现在拱星环境中的缓慢移动的风从大规模的祖先的扩张所造成的密度增加。
2015-02-15 astro-ph.HE
Probing X-ray Absorption and Optical Extinction in the Interstellar Medium Using Chandra Observations of Supernova Remnants
我们提出了一个全面的研究星际X射线消光使用广泛的钱德拉超新星遗迹档案，并使用我们的结果来完善氢柱密度和光学消光之间的经验关系。在我们的分析中，我们利用大的，统一的数据样本，以评估各种系统的不确定性测量的星际X射线吸收。具体来说，我们解决系统的不确定性，源于（一）用于拟合超新星遗迹光谱的发射模型，（二）在个别遗迹的空间变化，（三）的物理条件的遗迹，如成分，温度和非平衡区，和（四）用于X射线的吸收模型在星际介质。使用贝叶斯框架来量化这些系统的不确定性，并将由此产生的氢柱密度测量结果与相同残留物的光学消光测量结果相结合，我们发现经验关系NH =（2.87+/-0.12）x 10^21 AV cm^（-2），这明显高于以前的测量结果。
2016-05-26 astro-ph.HE
A Multiple Ejecta-Circumstellar Medium Interaction Model and Its Implications for Superluminous Supernovae iPTF15esb and iPTF13dcc
本文研究了两颗贫氢超亮超新星iPTF 15 esb和iPTF 13 dcc，它们的光变曲线（LC）明显偏离平滑的上升和下降。iPTF 15 esb的LC显示出两个峰和一个峰后平台，此外，iPTF 15 esb的后期光谱显示出强、宽的H $α$发射线。iPTF 13 dcc的早期LC显示长持续时间的隆起，随后是第二个峰。在这里，我们提出了一个喷出物-星周介质（CSM）相互作用模型，涉及多个壳/风，并用它来解释的LC的iPTF 15 esb和iPTF 13 dcc。我们发现，该模型再现的理论LC可以很好地匹配iPTF 15 esb和iPTF 13 dcc的观察。根据我们的研究结果，我们推断，在SN爆炸之前，祖先经历了多次剧烈的质量损失过程。此外，我们还发现，我们推断的壳层密度的变化趋势与SN爆炸前恒星质量损失历史预测的一致。对其他凹凸不平的SLSNe/SNe的进一步研究将揭示它们的性质，并为其祖先的质量损失历史提供探针。
2018-02-20 astro-ph.HE
Don't Blink: Constraining the Circumstellar Environment of the Interacting Type Ia Supernova 2015cp
尽管Ia型超新星（SNe Ia）在宇宙学上具有实用性，但它们的祖先仍然是未知的，许多努力都集中在非简并伴星的吸积是否可以使碳氧白矮星生长到接近克拉塞卡质量。类似SN 1991 T的Ia超新星（“类91 T”）与星周相互作用的关联可能是这种“单简并”通道的证据。然而，在这些相互作用系统中观察到的星周介质（CSM）与恒星风不同-特别有趣的是，它有时与恒星表面分离，位于$\sim 10^{16}~{\rm cm}$。哈勃太空望远镜（HST）计划在SN 2015 cp爆炸近两年后发现类似91 T的SNe Ia周围的分离CSM，成功地发现了相互作用（Graham等人，2018年）。在这项工作中，我们提出了SN 2015 cp的无线电和X射线跟踪观测，并在Harris，Nugent和Kasen（2016）的框架中分析它们，以限制该系统中恒定密度CSM壳的属性。假设HST检测是在冲击穿过CSM之后不久，我们将该系统中的CSM总质量约束为$< 0.5~{\rm M_\odot}$。这个极限与超新星PTF 11 kx的CSM质量相当，但不排除复发新星的预测质量较低。从建模PTF 11 kx和SN 2015 cp的经验教训中，我们提出了一个未来观察这些事件的策略，以增加已知相互作用的SNe Ia的样本。
2018-12-06 astro-ph.HE
Immediate dense circumstellar environment of supernova progenitors caused by wind acceleration: its effect on supernova light curves
IIP型超新星的前身通常被致密的星周介质所包围，这可能是由于前身在爆炸前不久的质量损失增强。以前的光变曲线研究表明，质量损失率提高到约0.1 Msun/年，假设风速恒定。然而，在恒星附近的星周介质的密度可以远高于以前推断的一个给定的质量损失率，如果考虑到风的加速度。以SN 2013 fs为例，我们发现风加速度对从IIP型超新星早期光变曲线估算质量损失率有很大的影响。我们进行数值计算的超新星喷出物和拱星介质之间的相互作用，具有恒定的质量损失率，但与β法风速剖面。我们发现，SN 2013 fs的前身的质量损失率在爆炸前不久，这是推断为~ 0.1 Msun/yr的恒定风速为10 km/s的光变曲线模型，可以低至~ 1 e-3 Msun/yr的相同的终端风速为10 km/s，但风速剖面β ~ 5。在这两种情况下，星周介质的质量是相似的（~ 0.5 Msun）。因此，在我们的解释中，祖先的质量损失增加的开始是在爆炸前100年左右，而不是几年。我们的结果表明，II型超新星祖先的直接致密环境可能会受到风加速的显著影响。
2017-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Strong late-time circumstellar interaction in the peculiar supernova iPTF14hls
我们提出了一个中等分辨率的光谱的奇特的II型超新星iPTF 14 hls采取1153天后发现。这个光谱揭示了激波与致密的星周物质（CSM）相互作用的清晰特征。我们认为，这种CSM相互作用可能是一个重要的线索，了解极其不寻常的光度和光谱的演变，在第一个600天的iPTF 14 hls。后期光谱显示了一条双峰的中等宽度的H-α线，表明膨胀速度约为1000 km/s，双峰形状暗示了CSM中的盘状几何形状。如果CSM是高度不对称的，也许是在爆炸前3-6年从恒星喷出的圆盘或环面中，那么CSM的相互作用可能已经超出并隐藏在SN喷出物的光球之下。在这种情况下，CSM相互作用的光度将在光球层以下被热化，可能维持高光度，而不会表现出强CSM相互作用的传统观测特征（窄H-α发射和X射线）。CSM密度结构的变化可以解释光变曲线的多次再亮。我们建议，在最近的SNe中看到的信封CSM相互作用，而不是一个全新的爆炸机制，可能足以解释iPTF 14 hls的特殊演变。
2018-01-11 astro-ph.HE
How to turn a Supernova into a PeVatron
本研究通过模拟超新星与致密星周壳层的相互作用，发现早期相互作用可显著提高粒子最大能量至超过1 PeV，表明此类超新星可能成为PeVatron。
2025-04-29 astro-ph.HE
Cosmic ray acceleration in magnetic circumstellar bubbles
我们认为，在星际气泡的超新星祖先强大的恒星风所产生的扩散冲击加速。在中等星风磁化强度下，气泡中充满强磁化的低密度气体。结果表明，在这种环境中加速的粒子的最大能量可以超过可观测宇宙线谱中的“膝”能量。
2018-02-07 astro-ph.HE
Can circumstellar interaction explain the strange light curve features of Type Ib/c supernovae?
本研究通过流体动力学模拟，检验了爆炸前数天或数周形成的星周物质能否解释Ib/c型超新星的奇特光变特征，发现其形状可区分单星或双星前身星，且致密星周物质可导致隆起、再增亮等异常。
2025-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
iPTF14hls in the circumstellar medium interaction model: A promising candidate for a pulsational pair-instability supernova
iPTF14hls是一颗发光的II型超新星（SN），其光变曲线凹凸不平，其起源仍有争议。自发现以来，它的有效温度和光度大致保持恒定约600天，然后缓慢衰变。在发现后的$\sim 1000$ \天，光变曲线转变为非常陡峭的下降。在这个陡峭的下降阶段采取的频谱显示出清晰的冲击波与致密的星周介质（CSM）相互作用的签名。在这里，我们探索了iPTF14hls作为相互作用驱动SN的可能性。iPTF14hls的光变曲线可以用类似风的CSM拟合。分析建模表明，iPTF14 hls在最后一次$\sim 200\mathrm{yr}$期间可能发生了6次质量损失。假设1954年的爆发触发了最后一次质量损失事件，根据不同的模型，星风的速度被确定为$40-70\mathrm{km}\mathrm{s}^{-1}$。质量损失率在$% 0.4-3.3M_{\odot }\mathrm{yr}^{-1}$范围内。推断出的喷出物和CSM的总质量（$M_{\mathrm{ej}}+M_{\mathrm{CSMs}}\simeq 245M_{\odot }$）支持iPTF14 hls可能是（脉动）对不稳定SN的候选者的想法。发现和观察更多类似的恒星爆炸将有助于理解这些奇特的SNe。
2022-06-01 astro-ph.HE
Mapping Circumstellar Matter with Polarized Light - The Case of Supernova 2014J in M82
光学偏振测量是探测超新星尘埃环境的一种有效方法。我们在$B$带最大值后的$\sim$ 277天到$\sim$ 1181天的6个历元中获得了M82中超新星（SN）2014 J的带$F475W$、$F606W$和$F775W$的线性HST ACS/WFC偏振测量。在第277天测量的偏振显示出与其他时期的明显偏差。这些差异至少可以归因于距SN $\sim5\times10^{17}$ cm处的星周尘埃$\sim$ 10 $^{-6} M_{\odot}$。这些观测所揭示的散射尘埃颗粒似乎与星际介质中的尘埃一致，正是这些尘埃导致了超新星的大幅变红。这种拱星尘埃的存在对导致SN\，2014 J爆炸的祖先系统设置了强有力的限制;然而，它不能区分单简并和双简并模型。
2018-01-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
An imaging polarimetry survey of Type Ia supernovae: are peculiar extinction and polarization properties produced by circumstellar or interstellar matter?
一些高度红化的Ia型超新星（SNe Ia）与典型的银河系尘埃（$R_V \approx 3.3$）相比，显示出较低的全消光比（$R_V \lesssim 2$），偏振曲线在蓝色波长处急剧上升，与典型的银河系值（$λ_{\rm max} \approx 0.55$ $μ$ m）相比，在短波长处有峰值偏振值（$λ_{\rm max} < 0.4$ $μ$ m）。了解这些特性的来源可以提供对Ia型超新星祖先系统的深入了解。我们的目标是确定它们是否是宿主星系的星际尘埃或星周尘埃的结果。这是通过分析的连续偏振的66 SNe Ia在尘埃丰富的螺旋星系和13 SNe Ia在尘埃贫乏的椭圆星系作为一个函数的归一化银河系中心距离。我们发现，有一个总的趋势，SNe Ia在螺旋星系显示偏振值增加时，位于更接近宿主星系的中心，而SNe Ia在椭圆形的宿主星系显示低偏振。此外，所有高度偏振的超新星Ia在螺旋宿主星系显示偏振曲线上升向蓝色波长，而没有证据表明，这种偏振特性在椭圆形的宿主星系。这表明，奇特的偏振曲线的来源可能是星际物质的结果，而不是星周物质。对某些Ia超新星观测到的特殊的偏振和消光特性可以用超新星或星际辐射场引起的辐射力矩破坏机制来解释。
2021-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
The delay of shock breakout due to circumstellar material seen in most Type II Supernovae
II型超新星（SNe）起源于富含氢的超巨星大质量恒星的爆炸。它们的第一个电磁特征是冲击爆发，这是一种短暂的现象，根据冲击出现时的密度，这种现象可以持续几个小时到几天。我们提出了26个上升的SN II的候选人发现爆炸后不久的高节奏瞬态调查（HiTS）的光学光变曲线，并推导出物理参数的基础上使用贝叶斯方法的流体动力学模型。我们观察到26个SN II候选者中的24个中有几天的急剧上升，这表明在与质量损失率$\dot{M} > 10^{-4} M_\odot yr^{-1}$或致密大气一致的致密星周物质中系统地检测到了冲击爆发。这意味着恒星包络SBO的特征小时时标签名可能是罕见的性质，并可能延迟到更长寿命的拱星物质冲击爆发在大多数II型超新星。
2018-09-17 astro-ph.HE
SN 2005ip: A Luminous Type IIn Supernova Emerging from a Dense Circumstellar Medium as Revealed by X-Ray Observations
本文报道了邻近的I In型超新星（SN）2005 ip的X射线光谱演化，基于Chandra和Swift的观测，时间跨度为爆炸后的1 ~ 6年。所有时期的X射线谱都符合kT > 7 keV的热发射模型。有些高的温度表明X射线辐射主要来自于前向激波加热的星周介质。我们发现，大爆炸后2-3年的光谱中，N_H ~ 5e ~（22）cm^{-2}吸收很强，但在最后时刻，吸收逐渐减弱到银河系吸收N_H ~ 4 e ~（20）cm^{-2}的水平。这表明超新星是在一个致密的星周介质中爆炸的，前向激波已经超过了它。固有的X射线亮度保持不变，直到最后一个历元，当它下降了~2倍。在平台期，SN 2005 ip的固有亮度为1.5e41 erg/s，是最亮的X射线SN之一。由柱密度导出质量损失率的下限为M_dot ~ 0.015（V_w/100 km/s）M_sun/yr，这与由X射线光度导出的M_dot ~ 0.02（V_w/100 km/s）M_sun/yr（V_w为星周风速）基本一致。如此高的质量损失率表明，这颗恒星的前身就像一颗明亮的蓝色变星一样，有着喷发式的质量喷射。在爆发期喷出的总质量估计为~ 15M_sun，表明原始质量大于~ 25M_sun。
2013-11-28 astro-ph.HE
Environmental dependence of Type IIn supernova properties
本研究结合光变曲线与宿主星系积分场光谱数据，探究IIn型超新星性质与局地环境的关联，发现高峰值光度的IIn型超新星偏好低金属丰度/年轻恒星族环境，且星周物质密度与金属丰度无显著相关。
2023-06-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Confined Dense Circumstellar Material Surrounding a Regular Type II Supernova: The Unique Flash-Spectroscopy Event of SN 2013fs
随着新的宽视场，高节奏的光学瞬态调查的出现，我们对核心坍缩超新星的多样性的理解在过去十年中有了巨大的增长。然而，大质量恒星的前超新星演化，为这些暴力事件提供了物理背景，在理论上还没有得到很好的理解，也很难在观测上进行探索。在这里，我们报告了超新星iPTF 13 dqy = SN 2013 fs的发现，爆炸后仅仅3小时。我们的快速跟踪观测，其中包括多波长测光和极早期（从爆炸后约6小时开始）光谱，绘制物质在周围环境中的分布图（<~ 10^15厘米）的爆炸恒星，并确定它是由拱星物质（CSM），在爆炸前的最后一年喷射在高速率，大约10^-3太阳质量。闪光电离发射线在最初几天内完全消失，这要求密集的CSM被限制在<10^15厘米的范围内，这与70- 100天内没有检测到射电一致。观测结果表明，iPTF 13 dqy是一个规则的II型SN;因此，发现这种常见爆炸的可能的红超巨星（RSG）祖先在其消亡之前以极高的速率喷射物质，这表明超新星前的不稳定性可能在爆炸的大质量恒星中很常见。
2017-02-16 astro-ph.HE
Early excess emission in Type Ia supernovae from the interaction between supernova ejecta and their circumstellar wind
研究了Ia型超新星抛射物与星周风相互作用对测光性质的影响，发现特定质量损失率下CSM相互作用会导致光学和紫外波段的早期超量发射及颜色演化。
2023-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Circumstellar properties of Type Ia supernovae from the helium star donor channel
我们研究了具有非简并氦恒星供体的Ia型超新星祖先系统的预测拱星性质。有人认为，由碳+氧白矮星和氦星组成的系统可能导致Ia型超新星爆炸。氦星施主通道的双星演化计算预测，在Ia型超新星爆炸时，这样的祖先系统要么处于稳定的氦壳燃烧阶段，要么处于弱的氦壳闪光阶段。通过从我们以前的研究中采取的二进制演化模型，我们表明，大部分的祖先系统与氦星供体有足够低的密度来解释目前未检测到的射电发射Ia型超新星。在Ia型超新星爆发时，大多数处于弱氦壳闪光阶段的祖星系统，可能主导了瞬时（短延迟时间）的Ia型超新星种群，它们的星周密度都很低，并且有一颗微弱的氦星施主，这是SN 2011 fe和SN 2014 J没有探测到射电辐射和爆炸前伴星的原因。我们还发现了一些祖先系统，这些系统与在Iax SN 2012 Z型爆炸位置确定的伴星候选者的性质一致。
2019-07-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Analytical Density Profile of Dense Circumstellar Medium in Type II Supernovae
对II型超新星的观测表明，在核心坍缩前数年至数十年，其大部分祖先经历了增强的质量损失，形成了致密的星周介质（CSM）。假设CSM是由一个单一的大规模喷发事件，我们分析模型的密度分布所产生的CSM。我们发现，一个双幂律分布，其中内（外）幂律指数的特征值为-1.5（-10至-12），给出了一个很好的拟合使用辐射流体动力学模拟获得的CSM轮廓。在我们的轮廓中，CSM仅由两个参数很好地描述，过渡半径$r_*$和$r=r_*$处的密度（或者$r_*$和CSM总质量）。我们鼓励未来的研究，包括这一配置文件，如果可能的话，从相互作用供电的瞬态排放建模时。
2021-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Analytic Bolometric Light Curve Model of Interaction-Powered Supernovae and its Application to Type IIn Supernovae
我们提出了一个热光变曲线的分析模型，该模型由超新星喷出物和致密的星周介质之间的相互作用提供动力。这个模型的目的是模拟IIn型超新星，以确定其超新星喷出物和星周介质的性质。该模型不局限于稳态质量损失的情况，具有广泛的适用性。我们只考虑未受冲击的星周介质的光学深度不足以影响光变曲线的情况。我们推导出的光度演化的分析解决方案的基础上创建的相互作用的致密壳层的演变。我们比较了我们的模型和三个IIn型超新星（2005ip，2006jd，2010jl）的观测到的热光变曲线，表明我们的模型可以约束它们的超新星喷出物和星周介质的性质。我们的分析模型是支持从相同的初始条件下的数值光变曲线。
2013-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Circumstellar Medium of Supernovae as New Probes for Feebly Interacting Particles
Korea Advanced Institute of Science and Technology (KAIST)（韩国科学技术院）；Institute for Basic Science（基础科学研究院）；Academia Sinica（中央研究院）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）；Kyungpook National University（庆北国立大学）
利用超新星周边介质中的能量注入现象，通过观测前导黑体辐射来探测弱相互作用粒子，为暗物质研究提供了新的方法和约束。
2026-09-15 astro-ph.HE hep-ph
Signatures of Circumstellar Interaction in the Type IIL Supernova ASASSN-15oz
富氢、核心坍缩的超新星通常分为四类：IIP、IIL、IIn和IIb。一般来说，与星周物质的相互作用只被认为是IIn型超新星。然而，最近对IIP和IIL超新星的流体动力学建模需要星周物质来重现它们早期的光变曲线。在这种情况下，IIL超新星在爆炸前经历了大量的质量损失。我们在ASASSN-15 oz上测试了这一假设，这是一颗IIL型超新星。随着X射线、紫外线、光学、红外线和无线电的广泛跟踪，我们提出了我们对相互作用迹象的搜索，以及由它们的检测所指示的质量损失历史。我们发现的证据表明，短暂的激烈的质量损失之前，爆炸的光变曲线建模，相当于在1.5 M $_{\odot}$的材料在1800 R $_{\odot}$的祖先。我们还检测到超新星的无线电，表明质量损失率$10^{-6}-10^{-7}$ M $_{\odot}$年$^{-1}$之前的极端质量损失期。我们未能在X射线中探测到这颗超新星，在紫外线、可见光和近红外线中也没有窄的发射谱线，这些都与这幅图并不矛盾，并在$<10^{-4}$ M $_{\odot}$ yr $^{-1}$的极端周期之外设定了质量损失率的上限。本文强调了收集更多II型超新星的全面数据的重要性，以便详细建模的祖星和超新星，可以阐明他们的质量损失历史和包络结构，从而告知恒星演化模型。
2019-01-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hα clarifies picture of IIn supernova SN 2015da
Institute of astronomy, Russian Academy of sciences（俄罗斯科学院天体物理研究所）
重新审视 IIn 型超新星 SN 2015da 观测数据，通过分析 Hα 发射源位置变化等，结合热光度曲线、膨胀速度及星际相互作用建模，确定超新星爆炸能量、星际物质密度等，为研究该超新星现象提供新认识。
2026-07-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray Emission from Strongly Asymmetric Circumstellar Material in the Remnant of Kepler's Supernova
开普勒的超新星遗迹是由热核爆炸产生的，但与从祖系统中丢失的星周物质（CSM）相互作用。我们描述了一种统计技术，用于隔离X射线发射由于CSM从由于冲击喷出物。受冲击的CSM与{ \sl Spitzer}观测到的24 $μ$ m发射位置吻合得很好。我们发现大多数CSM分布在明亮的北侧边缘，但也发现大量的浓度投射在遗迹的中心，大致沿着一个直径与位置角$\sim 100^\circ$。我们解释这作为一个磁盘的CSM分布在SN之前的证据，与观察者的视线大致在磁盘平面。我们提出了这种情况下的2-D流体动力学模拟，与观察到的CSM形态定性一致。我们的观察要求开普勒起源于一个有AGB伴星的密近联星系统。
2012-12-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Shape and evolution of wind-blown bubbles of massive stars: on the effect of the interstellar magnetic field
大质量恒星的恒星风在其祖先周围产生了大（>10 pc）的气泡。当这些气泡膨胀时，它们会遇到星际相干磁场，该磁场根据其强度可以影响气泡的形状。我们希望研究星际磁场是否以及在多大程度上对大质量恒星周围的膨胀的星周气泡的形状有贡献。我们使用MPI-AMRVAC代码，使磁流体动力学模拟的气泡，使用一个单一的明星模型，结合几个不同的磁场强度：B = 5，10，和20 μ G的星际磁场。这涵盖了在银盘和凸起中发现的星际磁场的典型场强。此外，我们提出了两个模拟，包括5 μ G的星际磁场和10,000 K的星际介质和两个不同的ISM密度，以证明如何结合磁场与其他外部因素影响的形态的拱星气泡。我们的研究结果表明，低磁场，如发现在银盘，抑制在垂直于该领域的方向上的拱星气泡的增长。结果，气泡变成卵形，而不是球形。强的星际场，如银河系凸起所观察到的，可以完全阻止气泡在垂直于场的方向上的膨胀，导致管状气泡的形成。当与温暖的高密度ISM相结合时，气泡的尺寸大大减小，导致气泡内部临时特征的演变发生戏剧性的变化。星际介质的磁场会影响星周气泡的形状。这种效应可能会对星周星云和超新星遗迹的形状和演化产生影响，这些星云和超新星遗迹是在主风吹气泡内形成的。
2015-09-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Probing Feebly Interacting Particles with 511 keV Line from Circumstellar Medium of Supernovae
University of Chicago（芝加哥大学）；Korea Advanced Institute of Science and Technology (KAIST)（韩国科学技术院）；Institute for Basic Science（基础科学研究院）；Academia Sinica（中央研究院）；National Center for Theoretical Sciences（国家理论科学中心）；Kyungpook National University（庆北国立大学）
提出利用超新星星周介质中511 keV谱线探测微弱相互作用粒子，以暗光子为基准计算信号，并指出与多波长转变的关联特征。
2026-09-17 astro-ph.HE hep-ph
Modelling the circumstellar medium in RS Ophiuchi and its link to Type Ia supernovae
最近对在一些Ia型超新星中检测到的窄的、可变的吸收线的解释表明，它们的祖先被致密的星周物质包围。在共生的复发新星系统RS Oph中检测到类似的变化，该系统每20年经历一次热核爆发，使其成为研究这些线起源的理想候选者。为此，我们提出了多个质量转移新星周期在RS Oph的模拟。我们发现，静态传质产生了密集的，赤道流出，即，向双星轨道平面集中，在白矮星周围形成吸积盘。球状新星爆发与这些非球状星周结构的相互作用产生了双极外流，类似于2006年HST爆发的图像。为了产生与观测一致的电离结构，红巨星的质量损失率必须达到$5 \times 10^{-7}\,\mathrm{M}_{\odot}\,\mathrm{yr}^{-1}$。模拟还产生了极吸积流，这可能解释了静态H α线和硬X射线的宽翼。通过比较模拟的吸收线剖面观测2006年爆发，我们能够确定哪些组件出现在风中，哪些是由于新星。我们探讨可能的行为的吸收线轮廓，因为他们可能会出现超新星发生在一个系统，如RS Oph。我们的模型显示出与SN 2006 X等超新星的相似性，但需要高质量损失率（$\dot{M} \sim 10^{-6}$到$10^{-5}\,\mathrm{M_\odot}\,\mathrm{yr}^{-1}$）来解释SN 2006 X的变化。
2016-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
New Class of High-Energy Transients from Crashes of Supernova Ejecta with Massive Circumstellar Material Shells
近年来，通过光学/红外巡天发现了一类新的核心坍缩超新星（SNe）;这些SNe表明存在一个或多个10^2-10^4 AU尺度的极致密（~10^5-10^11 cm^-3）的星周物质（CSM）壳层。我们认为SN喷出物与这些大质量CSM壳层的碰撞是潜在的宇宙射线（CR）加速器。如果约10%的SN能量进入CR，那么对于<20-30 Mpc的SN e，几乎与光学/红外线曲线同时检测到多TeV中微子和/或GeV-TeV伽马射线。需要一种新型的协调多信使搜索这种瞬变的持续时间~1 - 10个月，这些可能会提供重要的线索，这种SNe的物理起源和CR加速机制。
2011-07-16 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Type IIP supernova light curves affected by the acceleration of red supergiant winds
我们介绍了第一个合成的光变曲线模型设置的IIP型超新星爆炸在拱星介质中的红超巨星风的加速度被考虑在内。由于风的加速使得祖星附近的风速较低，因此红超巨星超新星祖星附近的密度可能高于使用恒定的终端风速推断的密度。因此，即使前身星的质量损失率相对较低，它也可以在恒星附近有一个致密的星周介质，这对IIP型超新星的早期光变曲线有很大的影响。我们提供了IIP型超新星在这样的加速风中爆炸的辐射热和光变曲线，这些加速风来自三个祖先的组合，12 - 16 Msun;五个β，1-5;七个质量损失率，1 e-5 - 1 e-2 Msun/年;和四个爆炸能量，0.5e51 - 2 e51 erg。所有的光变曲线模型都可以在https://goo.gl/o5phYb上找到。当星周密度足够高时，我们的模型没有显示出经典的激波爆发作为与致密和光学厚的星周介质相互作用的结果。相反，它们显示了延迟的“风爆发”，大大影响了IIP型超新星的早期光变曲线。我们发现，质量损失率的祖先需要1 e-3 - 1 e-2 Msun/年，以解释典型的上升时间为5 - 10天的IIP型超新星假设一个密集的拱星半径为1 e-15厘米。
2018-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
