Magnetar-Driven Shock Breakout Revisited and Implications for Double-Peaked Type I Superluminous Supernovae
在一些I型超亮超新星（SLSNe-I）中发现的主峰前的早期隆起为它们的能源机制提供了重要线索。在本文中，我们更新了一个分析的磁星供电模型拟合双峰SLSNe-I的多波段光变曲线：早期的凸块是由磁星驱动的冲击爆发热发射，和主峰是由辐射扩散通过SN喷出物在标准的磁星供电模型。一般来说，在早期，扩散光度大于冲击爆发光度，这使得冲击爆发隆起通常不能像观测到的那样清晰地看到。为了获得清晰的双峰光变曲线，需要在早期进行低效的磁星加热。该模型应用于三个观察良好的双峰SLSNe-I（即，SN 2006 oz、LSQ 14 bdq和DES 14 Xtaz）。我们发现需要相对大量的SN喷出物，其$M_{\mathrm{ej}} \simeq 10.2-18.1 M_{\odot}$和相对大的SN喷出物动能$E_{\mathrm{sn}} \simeq (3.8-6.5) \times 10^{51}$ erg，并且磁星加热的热化效率在$t_{\mathrm{delay}}$之前被抑制，这些都在$\simeq 15- 43$天的范围内。该模型能较好地再现光变曲线，早期凸点和主峰的物理参数设置合理且相似，为磁动力模型提供了有力的支持。在未来，双峰SLSNe-I的建模将变得更加可行，因为在早期撞击之前发现了更多的事件。
2021-03-18 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
Interaction-powered supernovae: Rise-time vs. peak-luminosity correlation and the shock-breakout velocity
超新星（SN）喷出物与祖星的光学厚的星周介质（CSM）相互作用可以导致明亮的、长寿命的激波爆发事件。这种SNe的候选者包括IIn型和超发光SNe。如果这些SNe中的一些是由相互作用提供动力的，那么它们的峰值光度、辐射热光变曲线上升时间和激波爆发速度之间应该有一个关系。由于在冲击爆发的冲击速度没有测量，我们预计的相关性，与一个显着的蔓延，上升时间和这些SNe的峰值亮度之间。在这里，我们提出了一个样本的15 SNe IIn，我们有很好的约束，他们的上升时间和峰值亮度从观测使用Palomar瞬态工厂。我们报告的R-波段的上升时间和这些SNe的峰值亮度之间的可能的相关性，误报概率为3%。假设这些SNe是由相互作用提供动力的，结合这些观测值和理论，我们可以推导出冲击波爆发速度的下限。我们发现的冲击速度下限与SNe的预期一致（即，~10^4 km/s）。这支持了SNe IIn的早期光变曲线是由致密CSM中的冲击爆发引起的建议。我们注意到，这种相关性可能来自其他物理机制。对其他类别的SNe执行这样的测试（例如，超发光SNe）可以用于排除一类事件的相互作用模型。
2014-04-15 astro-ph.HE
PeV neutrinos from wind breakouts of type II supernovae
最近，超新星（SN）2013 fs的快速多波长测光和闪光光谱表明，规则II型超新星（SNe II）的祖先星可能在SNe爆发前几年被自身喷出的高质量恒星风所包围。在假设SNe II的前SN祖先星具有类似SN 2013 fs的风，质量损失率为$\dot{M}\sim3\times10^{-3}(v_w/100\rm km\,s^{-1})M_\odot\rm yr^{-1}$的基础上，我们研究了SN激波风爆发过程中的中微子发射。我们发现，定期SNe II可以转换成中微子发射的体积动能的一小部分$\sim10^{-3}$，这可以贡献冰立方探测到的中微子通量在$\ga300$ TeV的一个显着的部分。此外，$\la200$ ~TeV的冰立方中微子可以用所有SN残余物的冲击产生的宇宙射线来解释，这些宇宙射线在它们的宿主星系中失去了能量，即，星暴星系在爆炸后的几周内，对Gen 2的中微子和CTA和LHAASO从附近的单个SNe II的伽马射线的后续观测将测试这个模型。
2018-12-25 astro-ph.HE
Collisionless Shocks and TeV Neutrinos before Supernova Shock Breakout from an Optically Thick Wind
在超新星爆炸期间，辐射主导激波（RDS）穿过其前身。在冲击波爆发（SB）过程中，通常假设一个无碰撞冲击波（CS）代替它。我们在这里证明，对于一些实际的祖先笼罩在光学厚风，如可能SN 2008D，CS形成风深处，不久后，RDS离开核心，当靠近核心的风的密度不足以补偿由于激波引起的光子的$r^{-2}$稀释时，曲率这通常发生在激波速度为$\lesssim 0.1 {\rm c} \, (\frac{u_{\rm w}}{10\,{\rm km/s}}) (\frac{\dot{M}}{5 \cdot 10^{-4} \, {\rm M}_\odot {\rm /yr}})^{-1} (\frac{r_\ast}{10^{13}\,{\rm cm}})$时，其中$u_{\rm w}$、$\dot{M}$和$r_\ast$分别是风速、质量损失率和祖星半径。辐射CS导致爆发时光子闪光的硬光谱，这将产生X射线闪光。对于这样的祖先，宇宙射线加速将在SB之前开始。一小部分次级TeV中微子可以在第一个光子爆发之前10个多小时到达观察者，提供关于祖先不可见层的信息。
2015-03-13 astro-ph.HE
Probing Shock Breakout and Progenitors of Stripped-Envelope Supernovae through Their Early Radio Emissions
我们研究了来自剥层包层超新星（IIb/Ib/Ic型）的早期射电辐射的性质。我们认为，在它们的射电性质中存在一类剥离包络超新星，包括光学上研究得很好的Ic型超新星（SNe Ic）2002 ap和2007 gr，它们在10天内迅速上升到射电峰值，达到低光度（至少比大多数SNe IIb/Ib/Ic暗一个数量级）。它们的谱指数相似，但峰值后的下降幅度比其它谱指数要小。我们发现，所有这些属性都很自然地解释，如果拱星材料（CSM）密度低，因此向前冲击膨胀到CSM没有减速。由于在这种情况下的前向激波速度，从无线电特性估计，仍然记录的最大速度的SN喷出物后的冲击爆发，观察这些SNe在无线电波长提供了新的诊断性质的爆发和祖，否则需要一个相当快速的后续工作在其他波长。推测的SNe Ic 2002 ap和2007 gr的冲击后爆发速度是次相对论的，~0.3c。这些都高于SN II 1987 A的推断，与建议的紧凑型祖细胞一致。然而，这些低于Wolf-Rayet（WR）祖细胞的预期。它可能反映了爆炸前祖先的一个尚未解决的性质，我们认为WR祖先信封可能已经膨胀，这可以迅速降低最大喷出物速度从初始冲击爆发速度。
2012-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shock Breakout in Dense Mass Loss: Luminous Supernovae
我们研究的情况下，一个环绕恒星的超新星周围的介质是足够不透明的辐射占主导地位的冲击波传播的拱星区域。冲击波阵面最初传播到星周区域的过程可以用一个确定冲击壳层辐射能量的自相似解来近似;这个能量的最终逃逸给出了超新星的最大光度。如果星周密度在半径R_w外用ρ=Dr^{-2}来描述，其中D是一个常数，那么激波爆发辐射的性质取决于R_w和R_d \equiv κ Dv_{sh} /c，其中κ是不透明度，v_{sh}是激波速度。如果R_w>R_d，则在~ R_d/ v_{sh}处开始上升到最大亮度;上升的持续时间也是~ R_d/ v_{sh} ;在达到峰值亮度时，不透明介质的外部以低速扩展;形成致密的壳层，其与致密质量损失的持续相互作用给出了下降的光变曲线的特征性平坦部分。如果R_w<R_d，则上升到最大光开始于R_w/ v_{sh} ;上升的持续时间为R_w^2/ v_{sh} R_d;不透明介质的外部没有延伸，而是在最大亮度时被辐射压加速到高速;形成致密的壳层，但不影响最大附近的光变曲线。我们认为SN 2006 gy是第一种事件的例子，而SN 2010 gx和相关的超新星是第二种事件的例子。
2011-01-25 astro-ph.HE
Aspherical Supernovae: Effects on Early Light Curves
来自核心坍缩超新星的早期光线，现在可以在高节奏的调查中检测到，它拥有恒星及其爆炸前环境的线索。然而，改变早期光线的影响尚未得到充分研究。我们强调的可能性，非径向流在冲击爆发的时候。这些发展在充分的非球形爆炸，如果祖不是太分散。当它们发展时，非径向流动限制了喷出物的速度，并导致喷出物与喷出物的碰撞。我们探索这些现象及其观测意义，使用全球性的，轴对称的，非相对论性的FLASH模拟简化多变的祖星，我们规模的代表性恒星。我们开发了一种方法来跟踪光子生产内的喷出物，使我们能够估计带依赖的光变曲线从绝热模拟。随着斜流的发展，直接漏钢排放变得隐蔽。非球形效应导致冲击加热的喷出物在早期以更高的、不断变化的色温释放更恒定的光度，有效地将爆发光与早期光曲线混合。非径向喷出物之间的碰撞热化一小部分的爆炸能量，我们解决这些碰撞排放在随后的文件。
2018-03-09 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
Supernovae Shock Breakout/Emergence Detection Predictions for a Wide-Field X-ray Survey
目前有许多大型实地调查正在运作和计划中，包括强大的Vera C。Rubin Observatory Legacy Survey of Space and Time的照片这些调查将大大增加瞬态的数量和多样性。然而，对于某些瞬变现象，如超新星（SNe），我们可以通过定向观测（如激波爆发，$γ$射线探测）而不是简单地增加样本量来获得更多的理解。例如，这些瞬态的初始发射可以是这些爆炸的有力探测器。即将到来的地面探测器并不理想地适合于观测这些瞬变的初始发射（冲击波出现）。这些观测需要一个大视场的X射线任务，并在激波爆发的第一个小时内进行紫外线跟踪。在最初的一小时甚至一天内的辐射对恒星半径和恒星外层的不对称性、星周介质的性质（例如，核塌缩SNe风的不均匀性、热核SNe中的吸积伴星）以及这两者之间的过渡区提供了强有力的约束。本文对大视场龙虾眼X射线和紫外天文台所能观测到的超新星的数量进行了模拟。
2022-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
SN 2008D: A Wolf-Rayet explosion through a thick wind
超新星（SN）2008 D/XRT 080109被认为是迄今为止唯一直接探测到从常规SN爆发的冲击波。虽然突破的解释是由几篇论文的青睐，不一致的意见和目前的SN冲击爆发理论之间仍然存在。最值得注意的是，发光X射线脉冲的持续时间比通过Ibc型SN祖星表面的球形爆发所预期的要长得多，并且X射线辐射特征，主要是其平坦的光谱和光度演化，是神秘的。我们应用一个最近发展的理论模型观测到的辐射从沃尔夫-拉叶SN爆炸通过厚风，并表明它自然地解释了所有观察到的SN 2008 D X射线发射的功能，包括能量，光谱和详细的光度演化。我们发现，推断的祖和SN参数是典型的爆炸沃尔夫-拉叶。通过比较爆发半径处的风密度和更大半径处的风密度，根据后期的射电观测推断，这表明在超新星爆发前大约10天或更短的时间内，质量损失率有所增加。这一发现为大质量恒星的恒星演化可能的后期阶段积累了证据，涉及SN爆炸前短时间内的剧烈质量损失。
2014-03-13 astro-ph.HE
High-Energy Shock Breakout from Supernovae and Gamma-ray Bursts
Center for Nonlinear Studies, Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室非线性研究中心）；Department of Physics & Astronomy, Louisiana State University（路易斯安那州立大学物理与天文学系）；X-ray Astrophysics Laboratory, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心X射线天体物理学实验室）；McWilliams Center for Cosmology and Astrophysics, Department of Physics, Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学物理学院麦克威廉斯宇宙学与天体物理学中心）
本文提出了一种半解析方法，用于建模超新星和伽马射线暴的冲击波爆发信号，以更准确地捕捉自然复杂性，并探讨其在即发伽马射线暴中的作用。
2026-02-28 astro-ph.HE
Oblique Shock Breakout in Supernovae and Gamma-Ray Bursts: I. Dynamics and Observational Implications
在非球形恒星爆炸中，非径向运动在恒星表面附近变得很重要。对于实际偏离球形对称的情况，非径向流极大地改变了表面上相当大一部分激波出现的动力学和发射。爆发的闪光被抑制，喷出物的速度受到限制，物质被抛向一边。非径向喷射允许恒星外部的碰撞，这可能会产生一种新型的瞬变。强烈倾斜的爆发最容易在致密的恒星祖先中产生，例如白矮星和剥离包层的核心坍缩超新星。我们研究的冲击结构和冲击后加速度使用守恒定律，相似性分析，和近似理论的斜激波。激波很可能从恒星表面垂直延伸，然后在加入深渐近解之前扭结。从斜激波穿过的区域流出的气流可能是非定常的，并可能影响主激波之前的表面。我们评论几个显着的爆炸中，本文所描述的非球形动力学可能发挥重要作用的影响。我们也简要地考虑相对论和超光速模式的速度。
2013-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Oblique Shock Breakout in Supernovae and Gamma-Ray Bursts: II. Numerical Solutions For Non-Relativistic Pattern Speeds
非球形爆炸发展非径向流动的冲击出现的模式在恒星表面的进展。在超新星中，这些流动可以限制喷出物的速度，抑制激波爆发，并导致恒星外部的碰撞。类似的现象发生在恒星和行星碰撞，潮汐破裂事件，吸积引起的崩溃，和传播爆炸。我们提出了二维的，嵌套网格雅典娜模拟的非径向冲击出现在一个框架与突破模式，重点放在绝热，非相对论限制在一个平面分层信封。我们设置边界条件，使用一个已知的自相似的解决方案，并探讨框的大小和分辨率对结果的作用。冲击波阵面向恒星表面弯曲，并表现出弱不连续性起源的扭结。激波出现点周围的流动既不是完全稳定的，也不是自相似的。波和涡，这不是主要由于网格效应，从这个区域发出。激波后气流沿恒星表面偏转，其压力扰动了激波上游的恒星大气。我们使用数值结果和它们的分析极限来预测辐射传输和重力的影响，这些影响不包括在我们的模拟中。
2014-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Early supernovae light-curves following the shock-breakout
超新星（SN）的第一束光是在SN激波从恒星表面爆发出来时出现的。第一束光，通常是紫外线或X射线闪光，接着是从膨胀的气体球中泄漏出来的辐射产生的亮度的破幂律衰减。最近检测到的发射从非常早期的几个SNE的动机，我们重新审视理论的冲击突破和以下的排放。我们推导出解析光变曲线，特别注意光子-气体耦合和偏离热平衡。然后，我们考虑从几个SNe祖先的突破。我们发现，对于更紧凑的祖先，白矮星，沃尔夫-拉叶星（WR）和可能更有活力的蓝超巨星爆炸，观察到的辐射在爆发时，在平面阶段（即，在膨胀气体使其半径加倍之前），以及在早期球形阶段期间。因此，在这些阶段，我们预测的温度明显高于先前假设平衡的分析。当热平衡占上风时，我们找到了热化深度的位置及其时间演化。我们的结果是有用的解释早期SN光变曲线。一些例子是：（i）红巨星SNe在爆发后不到一个小时就有一个早期的明亮的光通量和紫外通量峰值。随后在平面相结束时（约10小时）达到最小值，然后一旦温度下降到观察到的频率范围，其再次达到峰值。相反，WR仅显示光学和UV中的后一个峰。(ii)明亮的X射线耀斑预计从所有核心坍缩SNe类型。(iii)初始爆发脉冲的光变曲线和光谱包含了爆炸几何形状和前身风不透明度的信息。它的光谱在紧凑的祖细胞显示（非热）的幂律。
2010-10-14 astro-ph.CO 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
Multi-D Simulations of Ultra-Stripped Supernovae to Shock Breakout
最近发现的许多双中子星系统及其作为LIGO-Virgo合并事件的检测要求详细了解它们的起源。在这方面，双星系统中的超剥离恒星的爆炸已被证明发挥了关键作用，并作为快速演变的无氢瞬变的潜在解释也引起了人们的兴趣。在这里，我们提出了第一次尝试，以模拟这样的爆炸的基础上，遵循质量转移到同伴，以获得一个一致的核心信封结构所需的可靠预测的超新星瞬变的二进制演化计算。我们模拟了2D和3D的爆炸，并证实了适度的爆炸能量~10^50erg和小的反冲速度在2D模型的基础上裸露的碳-氧核心报告。中子星的自旋上的不对称吸积是小的，在3D没有迹象表明自旋踢对齐。冲击波爆发的模拟表明，相当数量的铁族物质混合到氦包层中。鉴于最近的想法混合长度治疗（MLT）的瑞利-泰勒不稳定性的超新星，我们进行了详细的分析的混合，这揭示了浮力阻力平衡的证据，但在其他方面不支持MLT近似。这种混合可能会对未来需要研究的超剥离超新星的光谱特征产生影响。我们的恒星演化计算还预测了由于偏离中心的硅爆燃闪光导致的超新星前质量损失，这表明来自极度剥离的核心的超新星可能显示出与星周物质相互作用的迹象。
2018-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Spectrum of a Fast Shock Breakout from a Stellar Wind
一个快速（$>0.1 c$）的爆发，但从厚厚的恒星风亚相对论冲击预计将产生X射线脉冲的上升时间为几秒钟到几小时。在这里，我们构建了一个半解析模型，从厚厚的恒星风爆发的亚相对论，辐射介导的冲击，并用它来计算爆发发射的光谱。该模型采用光子逃逸通过有限的光学深度风，假设扩散近似和准定常演变的冲击波结构在爆发阶段。我们发现，在足够快的冲击，其中爆发速度超过约$0.1c$，爆发脉冲的时间积分谱是非热的，和时间分辨的温度预计将表现出大幅下降（大约一个数量级）在爆发期间，当通量仍在上升，因为光子产生的冲击压缩与光子逃逸。我们还推导出了爆发持续时间，峰值光度和特征温度之间的闭合关系，可以用来测试所观察到的X射线耀斑是否与来自厚恒星风的亚相对论冲击爆发相一致。我们还讨论了可能爆发事件XRT 080109/SN 2008D的光谱软化的影响。
2019-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Multicolor light curves simulations of Population III core-collapse supernovae: from shock breakout to $^{56}$Co decay
由于缺乏实际观测，第一代恒星及其超新星（SN）爆炸的性质仍然未知。最近进行了许多瞬态调查和探测超新星（SNe）的Pop III星的可行性正在增长。本文研究了一些无金属核坍缩超新星模型（25-100 M $_{\odot}$）的光变曲线，为寻找和鉴别第一代超新星提供了指示。我们使用混合回落超新星爆炸模型，解释所观察到的丰富的贫金属恒星的模式。用多群辐射流体动力学程序STELLA对双光子光变曲线进行了数值计算。计算的光变曲线的非零金属丰度模型和几个观察到的SNe进行了比较。我们发现，冲击波爆发特征、光球速度演化、亮度、坪期和坪色演化等SN相都有助于估算SN祖星的质量、半径、爆炸能量和金属丰度等参数。我们的结论是，在当前（斯巴鲁/HSC）和未来的瞬态调查（LSST，JWST）的第一代SNe的潜在的光曲线可以被用来识别。它们也适用于识别附近宇宙中的低金属丰度SNe（PTF，Pan-STARRS，Gaia）。
2016-02-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernovae Exploding within Dense Extended Material: Early Emission Regimes and Degeneracies in Parameter Inference from Observations
Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）
研究揭示了超新星早期辐射阶段中冲击波与延伸物质相互作用的物理机制，并指出观测数据在推断参数时存在退化问题，建议通过多波段观测（如紫外/X射线）来提高参数推断的准确性。
2026-03-06 astro-ph.HE
Constraining Physical Properties of Type IIn Supernovae through Rise Times and Peak Luminosities
我们调查的风密度的多样性，超新星喷出物的能量，和喷出物的质量在IIn型超新星的基础上，他们的上升时间和峰值光度。我们表明，风密度和超新星喷出物的性质可以独立估计，如果上升时间和峰值光度观察。峰值亮度主要由超新星的性质决定，上升时间可以用来估计风密度。我们发现，如果它们的喷出物质量相似，则I In型超新星的喷出物能量需要与平均值相差0.2-5倍。观测到的上升时间的多样性表明，它们的风密度与平均值相差0.2-2倍。我们表明，IIn型超亮超新星不仅应该具有大的风密度，而且还应该具有大的喷出物能量和/或小的喷出物质量，以同时解释它们的大亮度和上升时间。我们还注意到，激波爆发不一定发生在风中，即使它是光学厚，除了超亮超新星的情况下，我们分析的观测数据，假设和不假设激波爆发发生在密集的风中的IIn型超新星。
2014-06-30 astro-ph.HE
A Dip after the Early Emission of Super-Luminous Supernovae: A Signature of Shock Breakout within Dense Circumstellar Media
超亮超新星（SLSNe）的起源，特别是其巨大光度的来源，至今还没有弄清楚。虽然SN喷出物和致密的星周介质（CSM）之间的强相互作用是一个领先的方案，替代模型已经提出。在这封信中，我们提出了新的诊断方法来区分强SN-CSM相互作用的情况下，从其他：在光度下降（“下降”）之前的主峰的光曲线。这种下降是一个不可避免的后果，有一个密集的CSM内发生的冲击突破。如果一个致密的CSM壳层位于远离内部原始物质的大半径处，那么SN喷出物到达它需要时间，早期的光变曲线可以在碰撞前由SN喷出物提供动力。一旦SN喷出物与致密的CSM碰撞，电子密度和汤姆逊散射不透明度突然增加。即使内部有发射源，光子也无法离开激波，这导致了光变曲线的下降。这种下降是从强相互作用情景中得出的可靠预测，与早期发射的动力源无关。最后，前向激波从致密的CSM内部爆发出来，由于连续的强SN-CSM相互作用，亮度增加，导致SLSN。在贫氢SLSN 2006 oz中观察到的可能的下降可能是这种特征的第一个例子，并支持SN-CSM相互作用作为SLSN 2006 oz的电源。
2012-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Role of Inhomogeneities in Supernova Shock Breakout Emission
超新星爆炸波从其前身恒星爆发，对恒星及其周围环境产生了强烈的约束。这些环境是由恒星的质量损失形成的，可以包括各种各样的不均匀性。在这里，我们提出了多维辐射流体动力学计算的超新星爆炸波的相互作用的结果与不均匀性在周围的一个巨大的沃尔夫-拉叶星，计算这些相互作用的冲击爆发信号从超新星的效果。
2020-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-Cadence, Early-Time Observations of Core-Collapse Supernovae From the TESS Prime Mission
我们目前的观测从凌日系外行星调查卫星（TESS）的20个明亮的核心坍缩超新星与峰值TESS-波段的幅度$\lesssim18$马格。我们减少了这个数据与全天空自动调查超新星（ASAS-SN）优化使用的TESS图像的图像减法管道的实现。在经验拟合上升的光变曲线，我们没有发现强的拟合参数和峰值亮度之间的相关性。现有的半解析模型很好地拟合了II型超新星的光变曲线，但没有给出合理的祖星半径或爆炸能量的估计，这可能是因为它们是为紫外观测而导出的，而TESS是在近红外观测。如果我们用数值模拟的光变曲线拟合数据，II型超新星上升的光变曲线与红超巨星的爆炸是一致的。虽然我们没有确定任何单个事件的冲击爆发发射，当我们结合我们的样本中的II型超新星的拟合残差时，我们确实发现了光变曲线上升开始前$\sim 0.5$ ~天的$>5σ$通量过剩。这种过量很可能是由于激波爆发发射造成的，在延长的任务期间，TESS将观测到一颗足够明亮的II型超新星，以便直接检测到这种信号。
2020-10-13 astro-ph.HE
Fallback accretion powered supernova light curves based on a neutrino-driven explosion simulation of a 40 Msun star
我们提出了基于中微子驱动的40 Msun零金属丰度恒星爆炸的后备动力超新星的合成光变曲线，该恒星具有显着的后备吸积到黑洞上，Chan等人（2018）之前模拟过直到冲击爆发。在这里，我们调查的光变曲线特性的冲击爆发后，各种回落模型。如果没有来自后退吸积的额外能量，光变曲线是IIP型超新星的光变曲线，其平台星等约为-14等，平台持续时间为40天。然而，随着回落吸积的光变曲线的额外功率，我们发现瞬态可以显着更明亮。光变曲线形状可以是SN 1987 A型或IIP型，这取决于后备引擎的效率。如果吸积盘在坍缩后很快形成，并且超过1%的吸积能量作为中心引擎被释放，则回退吸积动力超新星变得与超亮超新星一样明亮。我们认为，II型超亮超新星与广泛的氢功能可能与这种富氢超新星的后退吸积。在未来，这种由后退吸积提供动力的超亮超新星可能会在来自第一颗恒星的超新星中发现，除了对不稳定超新星和脉冲对不稳定超新星。
2019-06-01 astro-ph.HE
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
Transient High-energy Gamma-rays and Neutrinos from Nearby Type II Supernovae
在爆炸前，稠密的风环境（或星周介质）可能是规则的II型超新星（SNe）普遍存在的，与SN喷出物的相互作用可能导致风爆发事件。SN喷出物与风的相互作用产生的冲击波可以加速质子，随后高能γ射线和中微子可以从非弹性pp碰撞产生。在这项工作中，我们提出了详细的计算的γ射线和中微子的生产定期II型SNe。该计算是通过应用随时间变化的动态和质子分布的演变，使发射可以显示在不同的时间。结果表明，在类SN 2013 fs风环境中，Fermi/LAT和CTA分别在<2-3 Mpc的时间窗内探测到数GeV和~ 100 TeV的γ射线，并且当风环境较密时，可以在更远的距离探测到γ射线。此外，我们发现，风爆发的规则II型SNe的扩散中微子通量的贡献是次主导假设所有的II型SNe是SN 2013 fs的，而对于一个更密集的风环境的贡献可能是显着的300 TeV以上。
2019-01-17 astro-ph.HE
The Early Ultraviolet Light-Curves of Type II Supernovae and the Radii of Their Progenitor Stars
本研究利用ZTF的34个II型超新星样本的早期紫外光变和X射线数据，构建激波冷却模型拟合框架，约束前身星爆发半径与周星物质性质，发现多数前身星质量损失率低，爆发半径分布受光度偏差影响且大半径尾部或源于周星物质。
2024-04-14 astro-ph.HE
A systematic study on the rise time-peak luminosity relation for bright optical transients powered by wind shock breakout
恒星爆炸产生的大量天体物理瞬变是由喷出的物质与星周介质的碰撞提供动力的，这种碰撞通过冲击耗散有效地产生热辐射。我们调查如何这样的相互作用供电的瞬态分布在峰值测辐射热光度与上升时间相空间。利用耗时较少的球对称一维模拟，我们计算了500多个不同的拱星质量和半径，喷出物的质量和能量，和化学成分的模型。峰值测辐射热光度，总辐射能量，和上升时间的相互作用供电的发射测量每个模拟的光变曲线。我们考虑如何确定这些特征量作为一个函数的模型参数和讨论可能的影响所观察到的人口（潜在的）相互作用供电的瞬变，如IIn型超新星和快速蓝色光学瞬变。
2020-06-30 astro-ph.HE
Three-Dimensional Simulations of Core-Collapse Supernovae: From Shock Revival to Shock Breakout
我们提出了3D模拟的核心坍缩超新星从爆炸波启动的中微子驱动的机制，从恒星表面的冲击爆发，考虑两个15 Msun的红超巨星（RSG）和两个蓝超巨星（BSG）的15 Msun和20 Msun。我们表明，富含金属的喷出物在同源扩张仍然进行指纹的不对称性在爆炸开始时，但最终的金属分布是大规模的影响，详细的祖结构。扩展最快的金属指状物和团块与中微子加热物质的最大和上升最快的羽流相关，因为这些羽流在SN激波通过后最有效地在C+O/He和He/H组分-壳层界面处播种瑞利-泰勒（RT）不稳定性的增长。径向混合的程度、富金属喷出物的全球不对称性、RT诱导的初始羽流碎裂成较小尺度的指状物以及最大Ni和最小H速度不仅取决于初始非球面度和爆炸能量（这决定了激波和初始Ni速度），而且还取决于C+O核和He壳的密度分布和宽度以及He/H转变处的密度梯度，这导致不稳定的激波传播和反向激波的形成。这两个RSG爆炸保留了一个伟大的全球金属不对称性与显着的块状和子结构，深入渗透的镍手指到H-信封（最大速度为4000-5000公里/秒的爆炸能量约1.5倍）和有效的向内H-混合。虽然15 Msun BSG具有这些特性（最大Ni速度高达~3500 km/s），但20 Msun BSG由于反向激波减速和He/H界面处没有足够的时间进行强RT增长和碎裂，因此形成了更圆的几何形状，没有明显的金属指（最大Ni速度仅~2200 km…
2015-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Clustered Supernovae Drive Powerful Galactic Winds After Super-Bubble Breakout
我们使用三维流体动力学模拟的垂直分层补丁的星系盘，研究如何时空集群的超新星（SNe）增强的权力，银河风。随机分布在星系盘中的超新星驱动着低效的星系风，因为大多数超新星遗迹在爆发出星系盘之前就已经失去了辐射能量。考虑到大多数恒星的形成都是聚集在一起的这一事实，这一问题就更加复杂了。由星系团SNe的联合效应驱动的超级气泡传播得足够快，足以在星系团SNe停止之前很久就从星系盘中爆发出来。爆发后的辐射损失急剧减少，SNe释放的能量的很大一部分（$\gtrsim 0.2$）进入光晕，为强大的星系风提供动力。这些高能风能够提供强大的预防性反馈，并从星系中喷射出大量物质，其流出率与恒星形成率相当。风中的动量通量仅与SNe注入的动量通量相同，因为热气在对周围环境做显著的功之前就排出了。我们表明，我们的结论适用于一系列星系性质，无论是在本地宇宙（例如，M82）和高红移（例如，$z \sim 2$恒星形成星系）。我们进一步表明，如果形成星团的效率随着气体表面密度的增加而增加，如理论参数所建议的那样，星团驱动的超级气泡从星系盘中爆发的条件对应于星系风$\sim 0.03$ M $_\odot$年$^{-1}$千分之$^{-2}$的开始的阈值恒星形成率表面密度，观察到的顺序。
2018-07-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
High-energy neutrino and gamma-ray transients from trans-relativistic supernova shock breakouts
伴随着超新星（SNe）的相对论冲击产生X射线爆发，因为它们在祖先周围的致密星周介质中爆发。这种现象有时与特殊的低光度伽马射线暴（LL GRB）有关。在这里，我们调查的高能中微子和伽马射线对应的这样一类SNe。就在冲击波爆发半径之外，无碰撞冲击波中的粒子加速开始在爆发光子的存在下起作用。我们表明质子可以被加速到足够高的能量，并通过光介子相互作用产生高能中微子和γ射线。这些中微子和伽马射线可以在10 Mpc远的地方被IceCube/KM 3 Net探测到，作为几乎与X射线爆发同时发射的多TeV瞬变，甚至可以在100 Mpc远的地方被CTA使用像Swift这样的宽场天空监测器作为触发器进行后续观测。在SN光学/红外对应物的帮助下，使用叠加方法的统计技术也可能用于探测。这种多信使观测提供了探测相对论性激波从辐射介导到无碰撞激波转变的可能性，也将约束LL伽玛暴中粒子加速和发射的机制。
2013-04-11 astro-ph.HE
Extended supernova shock breakout signals from inflated stellar envelopes
接近爱丁顿光度的恒星可以有大的低密度膨胀包层。我们发现，从超新星的冲击爆发信号的上升时间可以显着延长，如果超新星的祖先有一个膨胀的恒星信封。如果冲击击穿发生在这样的膨胀包络中，冲击击穿信号在其中扩散，并且它们的上升时间可以显著延长。因此，冲击波突破信号的上升时间主要由膨胀包络中的扩散时间决定，而不是由原始波的过光时间决定。我们表明，我们的膨胀沃尔夫-拉叶星模型的半径是太阳半径的顺序可以有冲击爆发信号的时间超过100秒。沃尔夫-拉叶超新星前身中膨胀包层的存在可能与Ib型SN 2008 D中观测到的神秘长激波爆发信号有关。扩展的冲击爆发信号可以提供膨胀恒星包层存在的证据，并可用于约束这些神秘结构的物理性质。
2015-02-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Diversity of Luminous Supernovae from Non-Steady Mass Loss
我们发现，由于非稳态质量损失的密度梯度的密集风的多样性可以解释光谱多样性的II型发光超新星（LSNe）的一种方式。SN喷出物与周围风的相互作用被认为是照亮LSNe的动力源，因为许多LSNe在其光谱中显示风特征（LSNe中的I型）。然而，也存在没有由风引起的光谱特征的LSNe（类型IIL LSNe）。我们表明，即使LSNe被照亮的相互作用，这是可能的，他们不显示从风的窄光谱，如果我们考虑到非稳态质量损失的祖先。当激波爆发发生在具有密度结构ρ \propto r^{-w}的稠密风中时，风光学厚区的扩散时标（td）与激波爆发后整个风的激波传播时标（ts）之比强烈地依赖于w。对于w<~1的情况，两个时间尺度是相当的（td/ts \simeq 1），并且td/ts随着w变大而变小。对于td/ts \simeq 1的情况，激波刚好在光变曲线（LC）峰值之后穿过整个风，并且在LC峰值之后不能观察到来自风的窄谱线（IIL型LSNe）。如果td/ts小得多，则冲击波在LC峰值之后继续在风中传播，并且保持无冲击风（类型IIn LSNe）。这种差别只有通过对密集风中激波爆发条件的仔细处理才能得到。在LC峰之前，IIL型LSNe中缺乏窄的洛伦兹线轮廓也可以通过密度斜率的差异来解释。此外，我们将我们的模型应用于类型IIn的LSN 2006 gy和类型IIL的LSN 2008 es，发现我们的模型是与观测相一…
2012-01-23 astro-ph.HE
Physics of radiation mediated shocks and its applications to GRBs, supernovae, and neutron star mergers
在不同类型的宇宙爆炸中观察到的第一个电磁信号是在爆炸中产生的冲击波从包围中心源的不透明外壳中出现时释放的。值得注意的例子是各种类型的超新星和低光度伽玛暴的早期辐射，长伽玛暴中的瞬发光球辐射，以及伴随着中子星合并中引力波信号的伽马射线辐射。在所有这些例子中，由爆炸驱动的冲击波是由被困在其中的辐射所介导的，它的速度和结构取决于环境条件，决定了早期观测到的电磁辐射的特征，也可能是它们的中微子发射。近年来，人们一直致力于发展一个详细的辐射介导冲击理论，试图预测上述系统中早期发射的性质。鉴于即将到来的瞬变工厂对冲击爆发候选者的预期检测率，以及对中子星合并（如GW 170817）中冲击爆发的伽马射线闪光的潜在检测，这些努力是及时的。本文从辐射介导休克的基本原理出发，对辐射介导休克的理论和应用进行了综述。激波解的分类取决于每一类物体的条件，并将说明用于求解不同状态下激波方程的方法，特别强调观测诊断。重点介绍了它在超新星、低光度伽玛暴、长伽玛暴、中子星合并和中微子发射等方面的应用。
2020-03-12 astro-ph.HE
A magnetar-powered jet-wind outflow in gamma-ray burst-associated supernovae: Application to the thermal components of GRB 060218-SN 2006aj
Guangxi University（广西大学）
本研究提出磁星驱动的喷流-风双成分模型，成功解释GRB 060218-SN 2006aj的软X射线黑体辐射与双峰紫外/光学光变曲线，揭示同一中心引擎通过不同能量注入通道产生多波段热辐射。
2026-09-24 astro-ph.HE
Early bolometric luminosity of SN 2013fs without photometry
提出了一种新的方法来重建早期的超新星IIP的辐射热光变曲线的基础上的一组H α发射光谱在第一天的冲击爆发后。该方法利用的辐射加速的震前拱星气体，表现在广泛的H α翼的效果。SN 2013fs在冲击爆发后6至10小时之间拍摄的光谱证明了该方法的有效性。这种方法的特殊之处在于它不需要测光、距离和消光。
2020-10-18 astro-ph.HE
Oblique Shock Breakout from a Uniform Density Medium
激波从自由表面介质中的出现是各种天体物理现象中的一个重要过程。它产生了与超新星和伽马射线暴等爆炸有关的第一束光。大多数以前的作品考虑平面或球形几何形状，其中冲击波阵面平行于表面，并同时出现在所有点。本文研究了从绝热指数为$γ$的均匀密度理想气体的平面上爆发的斜平面激波的流体动力学。我们得到了作为激波平面与表面$β$之间夹角的函数的流动的解析解。我们发现稳态的解决方案（在一个框架中的冲击和表面的交点移动）达到一定的临界角（$β_{max}=63.4$度$γ=5/3$和$β_{max}=69.3$度$γ=4/3$）。我们展示了如何在更复杂的几何形状的冲击是不是平面的，给出了确切的轮廓最外面的突破喷出物可以使用这种解析解。我们将我们的分析结果应用到一些现实的问题，如水下爆炸，爆炸下的小行星的表面，或偏离中心的爆炸在一个统一的球体。
2019-08-14 astro-ph.HE
Numerical Simulations of Cosmic-Ray Acceleration at Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星在密集的风中爆炸是宇宙射线（CR）加速到非常高能量的有利场所。我们提出了我们的CR辐射流体动力学模拟的爆炸的红超巨星。我们研究的冲击波在第一天核心崩溃后的演变，并估计CR加速可以开始的时间。然后，我们计算的最大CR能量在前向冲击作为时间的函数，并表明，它可能已经超过100 TeV的冲击爆发后，只有几个小时从表面的恒星。
2019-08-06 astro-ph.HE
Simulated 3D $^{56}$Ni Distributions of Type IIp Supernovae
本文首次对红超巨星前身星产生的 IIp 型超新星进行三维模拟，揭示 $^{56}$Ni 抛射物从爆炸初期到激波爆发的演化、混合及其与中子星反冲方向的关系。
2025-09-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shock Breakout from Stellar Envelopes: The relativistic limit
我们计算了恒星边缘出现相对论冲击波后观测到的光度和光谱。以$0.6<Γ_\text{sh}β_\text{sh}$传播的冲击波，其中$Γ_\text{sh}$是冲击洛伦兹因子，$β_\text{sh}$是其相关的约化速度，将恒星包层加热到超过$\sim 50$ keV的温度，允许电子和正电子对的剧烈产生。对显着增加电子散射光学深度和调节温度通过光子产生，产生不同的观测签名逃逸发射。假设Wien平衡，我们找到解析表达式的温度和对密度分布在包层后立即激波通过，并计算在膨胀阶段的排放。我们的分析表明，在对加载区域，光子产生在一个大致均匀的静止帧能量为$\sim 200$ keV，并加强了以前的估计，冲击爆发信号将被检测为一个短脉冲的高能$γ$射线光子，其次是一个较长的阶段的X射线发射。利用$γ$射线暴持续时间、辐射温度和$γ$射线各向同性等效能量之间的闭合关系，对低光度伽马射线暴样本进行了模型检验，发现部分事件符合相对论激波爆发模型.最后，我们将我们的结果应用到白矮星和中子星的爆炸中，发现典型的Ia型超新星以$\sim 1$ MeV光子的形式发射$\sim 10^{41}$ erg。
2022-07-06 astro-ph.HE
Supernova interaction with dense mass loss
IIn型超新星（窄线）似乎是爆炸，在事件发生前有强烈的质量损失，因此光学光度是由星周相互作用提供动力的。如果质量损失区域具有光学深度$>c/v_s$，其中$v_s$是冲击速度，则冲击破裂发生在质量损失区域中，并且爆炸能量的显著部分可以被辐射。超亮SN 2006gy和正常光度SN 2011ht的发射可以合理地归因于风中的冲击爆发，SN 2011ht是一个低能事件。I型超亮超新星的光度可能来自与有限范围的质量损失区的相互作用。然而，在I型事件中没有清楚地观察到温度升高到最大亮度的独特现象。强烈的质量损失的机制包括脉动对不稳定性，在燃烧后期阶段的不稳定性产生的重力波，和二元效应。
2013-04-19 astro-ph.HE
Early Emission from Double Detonation Type Ia Supernovae
本文研究双爆轰Ia型超新星中CO与He爆轰碰撞产生的早期电磁信号，提出激波突破闪光、平面冷却和激波冷却辐射三阶段特征，并预测其可探测性。
2025-07-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
X-ray emission from supernovae in dense circumstellar matter environments: A search for collisionless shocks
（节录）。一些超新星的光学光变曲线可能是由爆炸冲击波在光学厚的星周物质（CSM）中沉积的能量向外扩散提供动力的。最近的研究表明，在光学厚的风中，以辐射为媒介和主导的激波必须转变为无碰撞激波，并能产生硬X射线。相对于最大可见光，X射线预计在较晚的时间达到峰值。在这里，我们报告的搜索，使用斯威夫特和钱德拉，X射线发射属于类的祖先被怀疑是嵌入在密集的CSM（IIn/Ibn/SLSN-I）的28 SNe。在我们的样品中的两个SNe的X射线属性是大致一致的预期X射线从碰撞冲击在光学厚CSM。因此，我们认为它们的光学光变曲线是由CSM中的冲击击穿提供动力的。我们发现，另外两个事件是太X射线明亮的SN最大的光学光的冲击爆发模型来解释。我们的结论是，一些，但不是所有的，类型IIn/Ibn SNe的光变曲线是由CSM的冲击突破。对于我们样本中的其余SNe，包括所有SLSN-I事件，我们的X射线极限不够深，并且通常在过早的时间获得以得出关于其性质的结论。我们认为，SNe的光学光变曲线（其X射线发射在较晚时间达到峰值）可能是由致密CSM的冲击能扩散提供动力的。我们评论的可能性，以检测其中一些事件的无线电。
2012-06-04 astro-ph.HE
Three Dimensional Core-Collapse Supernova Simulations with 160 Isotopic Species Evolved to Shock Breakout
我们提出了三维模拟的核心坍缩超新星使用FLASH代码，按照爆炸的进展到恒星表面，从中微子辐射流体动力学模拟的中微子驱动的阶段与CHIMERA代码进行。我们考虑了一个9.6- $M_{\odot}$零金属量的祖先从二维和三维CHIMERA模型，和一个10- $M_{\odot}$太阳金属量的祖先从二维CHIMERA模型，所有模拟，直到冲击爆发在三维，同时跟踪160个核素。超新星激波和富含金属的瑞利-泰勒（R-T）“子弹”之间的相对速度差异决定了富含金属的喷出物在传播通过祖先的密度分布时如何演变，并决定了爆炸的最终形态。我们发现最大的$^{56}\rm{Ni}$速度的${\sim} 1950~\rm{km~s}^{-1}$和${\sim} 1750~\rm{km~s}^{-1}$在冲击爆发从二维和三维9.6- $M_{\odot}$ CHIMERA模型，分别由于子弹的能力，穿透He/H壳。当从2D映射时，我们发现当2D CHIMERA模型和3D FLASH模型网格对齐时，较高速度结构的发展被抑制。发展更快的增长球形气泡结构，而不是缓慢增长的环形结构所施加的轴对称，允许相互作用的子弹与冲击和种子进一步的R-T不稳定性在He/H界面。我们在10- $M_{\odot}$模型中看到了类似的效应，该模型在冲击爆发时达到了${\sim} 2500~\rm{km~s}^{-1}$的最大$^{56}…
2021-11-12 astro-ph.HE
Monte-Carlo simulations of fast Newtonian and mildly relativistic shock breakout from a stellar wind
致密恒星被厚厚的恒星风包围，其强烈的爆炸会驱动一个快速（$>0.1c$）辐射介导激波（RMS）在恒星风中传播，一旦光子开始从激波过渡层逃逸，最终会逐渐爆发。在特别强的或非球面的爆炸中，激波速度甚至可能是相对论性的。突破信号的性质取决于突破阶段冲击的动力学和结构。在这里，我们提出，第一次，快速牛顿和温和的相对论冲击，使用自洽蒙特卡罗模拟有限RMS与辐射损失计算的爆发发射的光谱和光变曲线。我们发现一个强烈的依赖于冲击波速度的$νF_ν$峰值，范围从$\sim 1$千电子伏的$v_s/c=0.1$的$\sim 100$千电子伏的$v_s/c=0.5$，与转移到较低的能量损失增加。对于所研究的所有情况，峰以下的光谱显示出几乎平坦的分量（$F_ν\sim ν^0$），该分量向下延伸到断裂频率，在该断裂频率以下吸收变得重要。这意味着比迄今预期的更明亮的光学/UV发射。计算出的光变曲线显示，在代表性条件下，光变曲线在几十到几百秒内逐渐上升。文中还讨论了该方法在SN 2008 D/XRT 080109中的应用和探测限。我们预测eROSITA的检出率约为每年1例。
2020-06-25 astro-ph.HE
Collapsar Gamma-Ray Bursts: how the luminosity function dictates the duration distribution
长时间$γ$射线暴（GRB）中的喷流必须钻穿坍缩的恒星，以便在中央引擎仍然活跃的情况下从恒星中爆发出来并产生$γ$射线信号。如果发动机功率越大，爆发时间越短，那么喷流与恒星的相互作用就像过滤掉不那么明亮的喷流。我们发现，所观察到的破坏幂律伽玛暴光度函数是一个自然的结果，这一过程。对于一个理论上激发的突破时间，规模与喷流光度为$L^{-χ}$与$χ\sim 1/3-1/2$，我们表明，$γ$射线持续时间分布的形状可以唯一地确定的伽玛射线暴光度函数，并匹配所观察到的。这项分析也对超新星与中央引擎的联系产生了有趣的影响。我们发现，不仅成功的喷流可以在恒星包层中沉积足够的能量来为GRB相关超新星提供动力，而且失败的喷流也可以在所有Ib/c型超新星中运行。
2017-08-17 astro-ph.HE
Photospheric Magnitude Diagrams for Type II Supernovae: A Promising Tool to Compute Distances
我们为II型超新星（SNe II）开发了一个经验的基于颜色的标准化方法，相当于Wesselink（1969）给出的经典表面亮度方法。我们校准它与SNE II与主机星系的距离测量造父变星，以及约束冲击爆发时代和灭绝由于主机星系。我们通过分析B-V与V-I颜色-颜色曲线来估计变红，类似于Natali等人（1994）的分析。在四个SNe II满足上述要求的情况下，我们建立了光球星等-色图（类似于HR图），离散度为0.29 mag.我们还表明，当使用冲击爆发后的时间而不是颜色作为自变量时，相同的标准化给出了0.09 mag.的离散度。此外，我们表明，上述基于时间的标准化对应于Hamuy和Pinto（2002）的标准化蜡烛方法在整个光球相的各个时期的推广。为了测试新工具，我们对50个低红移（cz<10^4 km s^-1）SNe II的不同子样本构建了哈勃图。对于哈勃流中的13个超新星（cz_CMB>3000 km s^-1），在激波爆发时期受到很好的约束的情况下，我们得到的哈勃常数值为68-69 km s^-1 Mpc^-1，相对距离的平均内禀散射为0.12等或6%。
2014-09-10 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.IM
Supernovae powered by magnetars that transform into black holes
快速旋转的强磁化中子星（磁星）可以通过磁自旋释放出巨大的旋转能量，为超亮超新星等明亮的瞬变提供能量来源。另一方面，特别大质量（所谓的超大质量）的中子星需要一个最小的旋转速率来支持它们的质量对抗引力坍缩，低于这个速率，中子星就会坍缩成一个黑洞。我们模拟了由磁星驱动的超新星的光变曲线，磁星转化为黑洞。虽然在超亮超新星的范围内，峰值亮度可以达到很高的值，但由于中心能量输入的突然损失，它们的后最大光变曲线可以非常迅速地下降。早期黑洞转化也增强了磁星驱动泡相对于主超新星峰的冲击爆发信号。我们合成的由磁星转化为黑洞的超新星的光变曲线与Arcavi等人（2016）最近报道的一些快速演变的明亮瞬变一致。
2016-09-15 astro-ph.HE
Supernova PTF 09uj: A possible shock breakout from a dense circumstellar wind
IIn型超新星（SNe）的特征是其喷出物与周围的星周物质（CSM）发生强相互作用，这为研究大质量恒星爆炸死亡前的质量损失历史提供了一个独特的机会。本文介绍了Palomar瞬变工厂（PTF）探测到的一个IIn型SN PTF 09 uj的发现和后续观测。在发现PTF之前，GALEX在紫外（UV）波长的偶然观测发现了SN光变曲线的上升。SN的紫外光变曲线上升很快，时间尺度只有几天，紫外绝对AB星等约为-19.5。通过对观测结果进行建模，我们认为紫外光变曲线的快速上升是由于SN激波突破致密CSM（n~10^10 cm^-3）所致。此外，我们发现在爆炸之前，祖先经历了一个持续数年的高质量损失率阶段（每年约0.1太阳质量）。相对于其他SN的IIn，该SN的衰变速率快。
2010-09-27 astro-ph.HE
Type IIP SN 2024bch: Hydrodynamic model, shock breakout, and circumstellar interaction
NRC “Kurchatov Institute”（俄罗斯国家研究中心库尔恰托夫研究所）；Institute of Astronomy, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院天文研究所）
Ia型超新星2024bch的爆发源于红超巨星爆炸，其特征包括高Ni-56扩展、恒星周围物质包层及风的显著质量损失率。
2025-12-01 astro-ph.HE
