SN 2016X: A Type II-P Supernova with A Signature of Shock Breakout from Explosion of A Massive Red Supergiant
我们提出了广泛的紫外线（UV）和光学测光，以及密集的光谱II型高原（IIP）超新星SN 2016 X，在附近（$\sim$ 15 Mpc）的螺旋星系UGC 08041爆炸。观测时间跨度从爆炸后的2天到180天;特别是，雨燕紫外数据可能捕捉到了与SN 2016 X爆炸相关的冲击爆发的特征。在爆炸后的第一周内，它显示出非常强的紫外辐射，$\sim$对热光度的贡献为20 - 30%（而正常SNe IIP的$\lesssim$为15%）。此外，我们发现这颗超新星在$R$波段有一个异常长的上升时间，约为12.6 $\pm$ 0.5天（而典型的SNe IIP的上升时间为$\sim$ 7.0天）。光学光变曲线和光谱演化与快速衰减型IIP天体SN 2013 ej非常相似，只是SN 2016 X有一个相对较亮的尾部。根据早期阶段的$Swift$资料推断的光球温度演化，我们得出SN 2016 X的前身星半径约为930 $\pm$ 70 R $_{\odot}$。根据银河系红超巨星的质量$--$半径关系，这颗大尺寸恒星预计是一颗红超巨星，初始质量为$\gtrsim$ 19 - 20 M $_{\odot}$，它是SNe IIP发现的最大和质量最大的祖先之一。
2018-01-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Numeric spectral radiation hydrodynamic calculations of supernova shock breakouts
我们在这里提出了一个有效的数值方案求解非相对论性的一维辐射流体力学方程，包括非弹性康普顿散射，这是不包括在大多数代码，是至关重要的解决问题，如冲击爆发。所设计的代码被应用到稳态平面辐射介导的冲击（RMS）和RMS从恒星信封爆发的问题。计算结果与前人在激波爆发\citep{Sapir13}中假设物质与辐射之间为康普顿平衡，用“有效光子”近似描述辐射谱的结果一致。特别是，我们表明，光度和时间的依赖性，在突破时的峰值温度，和普遍的形状，在这个早期的工作中得出的光谱通量都是准确的。虽然由于有效光子近似对有效光子产生率的估计不准确，有效光子产生率随着密度的降低和速度的提高而增加，所以光谱计算和有效光子近似之间存在差异，但是对于蓝超巨星中最不一致的快速激波情况，峰值温度的差异仅达到$30\%$。恒星包层激波爆发模型的结果与观测到的X射线闪光的性质的不一致性以及X射线闪光\citep{Sapir13}的预测率与观测率之间的差异仍然无法解释。
2014-08-10 astro-ph.HE
Non-relativistic radiation mediated shock breakouts: III. Spectral properties of SN shock breakout
研究了具有幂次密度分布$ρ\propto x^n$的恒星表面激波爆发后的辐射谱。假设平面几何形状，当地康普顿平衡和韧致辐射作为主要的光子产生机制，数值解得到的光子数密度和温度分布作为时间的函数，氢氦信封。温度解由爆发激波速度$v_0$和激波前爆发密度$ρ_0$决定，对n值的依赖性较弱。提供了作为$v_0$和$ρ_0$函数的漏钢表面峰值温度的拟合公式，其中具有$T_{peak}\approx 9.44\exp{[12.63(v_0/c)^{1/2}]}$ eV，并将表面温度的时间依赖性制成表格。时间积分发射光谱是模型的稳健预测，由$\mathcal{T}_{\rm peak}$和$v_0$单独确定，并且对光传播时间的细节或与球对称的轻微偏差不敏感。采用通常假设的祖先参数，BSG和RSG/He-WR祖先在0.3 - 10 keV波段的爆发光度分别为~10^45 erg/s和~10^44 erg/s（T_{peak}远低于RSG的波段，除非它们的半径为~10^13 cm）。预计在ROSAT和XMM-牛顿的寿命期间，将探测到30次以上的SN 1987 A样（BSG）爆发。如果没有这样的检测将意味着，要么为BSG祖细胞假设的典型参数是非常不正确的，或者它们的信封不是流体静力学。XRF 080109/SN 2008D观测到的光谱和持续时间与恒星表面解释的非相对论性突破存在紧张关系。
2013-08-20 astro-ph.HE
Revisiting GRB 060218: new insights into low-luminosity gamma-ray bursts from a revised shock breakout model
本文提出修正的激波突破模型，解释GRB 060218的异常光学发射、双成分X射线谱及快速峰值能量演化，支持低光度伽马射线暴的激波突破起源。
2024-12-09 astro-ph.HE
Shock breakout from mildly relativistic ejecta in a dense wind: the case of EP260321a/SN 2026gzf
University of Tokyo（东京大学）；Kyoto University（京都大学）
对爱因斯坦探针探测到的X射线瞬变源EP260321a进行激波突破建模，用半解析模型追踪超新星抛射物与致密风状星际介质相互作用，结果表明SBO观测可灵敏探测核心坍缩前剥离包层超新星前身的质量损失。
2026-10-08 astro-ph.HE
Jet propagations, breakouts and photospheric emissions in collapsing massive progenitors of long duration gamma ray bursts
我们用二维轴对称相对论流体动力学模拟研究了（1）喷流通过快速旋转和坍缩的大质量恒星的包层的传播，这被认为是长持续时间伽马射线暴（GRB）的祖先，（2）爆发和随后膨胀成恒星风，（3）伴随的光球辐射。我们发现，如果信封均匀旋转几乎在质量脱落的限制，其外部最终停止收缩时，离心力变得足够大。然后，另一个冲击波形成，向外传播，并打破了信封进入恒星风。射流和离心冲击波哪一个爆发得早，取决于射流喷射的时机。如果激波爆发由于较晚的注入而较早发生，则喷流传播和随后的光球发射受到很大影响。我们特别注意的观测结果的差异喷射喷射的时间。我们计算光学深度，找到光球的位置，提取密度和温度在适当的延迟时间从流体动力学数据。我们发现，光球辐射的光度和观测温度都比以前的研究报道的要低得多。虽然伽玛暴的光度仍然足够高，但观测到的温度低于米德关系所预期的光谱峰值处的能量。这可能意味着光子和物质之间的能量交换在更深的内部终止，或者一些非热过程正在运行以提高光子能量。
2011-02-18 astro-ph.HE
Jet or Shock Breakout? The Low-Luminosity GRB 060218
我们考虑一个低光度伽玛射线暴GRB 060218的模型，该模型合理地解释了到第20天的多波长观测。模型组件包括：（1）一个长寿命的（$t_j \sim 3000$ s）中央发动机和伴随的低光度（$L_j \sim 10^{47}$ erg s $^{-1}$）、半相对论（$γ\sim 10$）喷流;（2）一个低质量（$ \sim 10^{-2} M_\odot$）包层围绕着祖星;（3）星际环境中有适量的尘埃（$A_V \sim 0.1$ mag）。在低功率喷流中，来自透明半径的黑体辐射可以满足瞬发热X射线辐射，而非热X射线和γ射线可能是由喷流内部热轻子的热光子的康普顿散射或外部激波产生的。这个外流的较晚的温和相对论相位可以通过来自前向激波的同步辐射产生射电辐射。同时，伴随的SN 2006 aj与延伸到$\sim10^{13}$ cm的拱星包层的相互作用可以解释早期的光发射。X射线余辉可以解释为$\sim 30$ pc的尘埃瞬发发射的光回波。我们的模型是一个合理的替代Nakar，谁最近提出的冲击爆发的喷流窒息的扩展信封作为源的即时排放。我们的研究结果和Nakar的研究结果都表明，像GRB 060218这样的爆发可能起源于具有扩展的星周包络的不寻常的祖先，并且喷流是必要的，以解耦来自超新星的即时发射。
2015-11-01 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
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
An axisymmetric shock breakout indicated by prompt polarized emission from the type II supernova 2024ggi
针对大质量恒星爆炸激波启动与传播的谜题，通过对II型超新星2024ggi爆炸后约1.2天的早期光谱偏振测量，发现其激波突破存在明确对称轴且贯穿爆炸过程，表明驱动爆炸的物理机制具轴对称性且作用于大尺度。
2025-11-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Explosion of red-supergiant stars: influence of the atmospheric structure on shock breakout and the early-time supernova radiation
对II型超新星（SNe）2013 cu和2013 fs的早期观测揭示了喷出物与恒星表面附近物质的相互作用。与SN 2010 jl型不同，它与密集风的相互作用持续了约1年，相互作用在2- 3天后减弱，这表明它有一个密集而紧凑的星周包层。在这里，我们使用多群辐射流体力学和非局域热平衡辐射转移来探索嵌入在各种致密包层中的红超巨星（RSG）爆炸的性质。我们考虑的情况下，一个扩展的静态大气或稳态风，采用一系列的质量损失率。冲击爆发的信号，SN辐射高达10天，和喷出物的动力学强烈的影响，这附近的环境的属性。这就影响了早期观测对Rstar的约束。2013 fs和2013 cu的2-3d窄谱线的存在需要~0.01Msun的材料茧到5- 10 R星。谱线从电子散射发展到多普勒展宽，其发射峰的蓝移越来越大。最近的研究提出，在RSG寿命的最后几个月/年，质量损失率从0.001到1 Msun/yr的超级风阶段，尽管没有观测限制，这种外部物质是稳态流出。或者，观测结果可以解释为RSG恒星在其复杂的大气层内爆炸。事实上，空间分辨的观测显示，RSG星有扩展的大气层，存在向下流动和向上流动到几个Rstar，即使在标准的RSG中，如参宿四。在恒星和风之间的中间区域的质量负载可以容纳解释2013 fs观测所需的0.01 Msun。因此，在核心坍缩之前出现一个令人困惑的超级风阶段可能是多余的。
2017-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Free Neutron Ejection From Shock Breakout in Binary Neutron Star Mergers
合并的中子星会产生冲击波，将重原子核分裂成核子，特别是在外层。可以预期，即使在电子-正电子对消失之后，一些避免捕获正电子的中子仍然保持为自由中子。为了研究合并中子星能喷射出多少自由中子，我们用简化的球对称激波在流体静力学包层中传播并从表面出现的模型进行了特殊相对论拉格朗日流体力学计算。我们系统地研究了合并中子星的大小和冲击波能量的宽参数空间。结果发现，剩余的自由中子的质量是$10^{-7}$到$10^{-6}\ M_{\odot}$，这比先前预期的小两个数量级以上。对于大尺寸的包层，有一个优选的$10^{48}$ erg量级的能量，它产生最大量的自由中子。我们简要地讨论了自由中子层的辐射，并估计了在合并后$\sim 30$ min内光学带的光度约为$7\times 10^{41}$ erg s $^{-1}(M_{\rm n}/10^{-6}\ M_\odot)$。
2018-06-18 astro-ph.HE
Shock breakout theory
最早的超新星（SN）发射是在激波前方等离子体的光学深度下降到c/v以下时产生的，其中v是激波速度。这种“爆发”可能发生在冲击波到达恒星边缘时，在几秒到几分之一小时的时间尺度上产生明亮的X射线/紫外线闪光，然后在一天的时间尺度上从膨胀的冷却包层中发射紫外线/光学“冷却”。如果爆发前从祖星喷出的星周物质（CSM）的光学深度大于c/v，则爆发将发生在更大的半径处，在CSM内，持续时间延长到天的时间尺度。早期爆发和冷却的性质，发射携带着祖星结构的独特特征（例如它的半径和表面成分）和它的质量损失历史。宽场瞬态测量的最新进展使SN检测在一天的时间尺度上，并正在被用来设置独特的约束所有类型的SNe的祖先。本章包括SN爆发理论的教学描述，并简要概述了我们迄今为止从观测中学到的东西，以及为了取得进一步的重大进展所需的观测能力的进展。
2017-04-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A 3D Simulation of a Type II-P Supernova: from Core Bounce to Beyond Shock Breakout
本文通过从核心坍缩到冲击波突破后的完整三维模拟，研究17倍太阳质量II-P型超新星，揭示早期爆炸不对称性、角度依赖的冲击波突破、镍抛射物混合及Rayleigh-Taylor不稳定性，并首次给出角度相关的三维光变曲线，为连接CCSN理论与观测特征建立了方法论。
2025-03-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fast X-ray Transient EP260321a: Shock Breakout through an Extended Circumstellar Matter
Tsinghua University（清华大学）
本文提出EP260321a的快速X射线辐射源于延展星周物质中的激波突破，通过蒙特卡洛模拟和解析建模拟合出致密CSM参数，表明前身星在爆炸前数天发生了 episodic 质量损失，为恒星晚期演化提供新约束。
2026-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Analytic Light Curves of Dense CSM Shock Breakout and Cooling
致密的拱星物质（CSM）被认为在观测到的发光光学瞬变中起着重要的作用：如果这样的CSM受到冲击，例如在核心坍缩期间从祖星喷出的喷出物，那么由冲击加热的CSM产生的辐射可以为明亮的UV/光学发射提供动力。如果初始CSM有一个“外边缘”，其中包含大部分质量，并且光学深度很大，那么冲击爆发-当光子首先能够逃离冲击CSM时-发生在这个外边缘附近。受冲击CSM的$\sim$薄壳随后膨胀，并且在随后的冷却包层阶段，辐射和绝热损失竞争消耗CSM的热能。在这里，我们推导出一个解析解的辐射热光变曲线所产生的冲击CSM。对于第一次，我们提供了一个解析解的冷却包线阶段，适用于从冲击爆发，直到扩大CSM变得光学薄。特别是，我们占的平面CSM的几何形状是相关的，在早期和适当地处理在这个平面阶段的辐射损失。我们表明，这些影响可以显着影响由此产生的光变曲线，特别是如果CSM光学深度仅略大于$c/v_{\rm sh}$（其中$v_{\rm sh}$是冲击速度）。这对于解释观察到的快速光学瞬态具有重要意义，这些瞬态以前已经使用计算昂贵的数值模拟或更简化的模型进行建模，这些模型不能正确捕获早期光变曲线的演变。
2022-06-09 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
SN 2018hna: 1987A-like supernova with a signature of shock breakout
本文介绍了对II型超新星2018 hna的高频率紫外、光学和近红外测光及低分辨率光谱观测结果。早期阶段的多波段光变曲线显示绝热冷却包络线发射后的冲击爆发到14天的爆炸。SN~ 2018 hna的上升时间为$\sim$\，在V波段为88天，与SN 1987 A相似。从SN 2018 hna的热释光曲线推断其$\rm^{56}Ni$质量约为0.087 $\pm$ 0.004 $\rm M_{\odot}$。冷却阶段的流体动力学模型表明，一个半径约为50 $\rm R_{\odot}$，质量约为14-20 $\rm M_{\odot}$，爆炸能量约为1.7-2.9 $\rm \times$ $\rm 10^{51}\ erg$的祖先。其前身星的半径比标准红超巨星小，表明SN 2018 hna的前身星是蓝超巨星。主星系UGC 07534的亚太阳金属丰度（~0.3 $\rm Z_{\odot}$）与1987 A事件的低金属丰度环境一致。
2019-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Black hole formation and fallback during the supernova explosion of a $40 \,\mathrm{M}_\odot$ star
核心坍缩超新星的回落被认为是解释贫金属恒星丰度异常和黑洞（BH）出生踢和旋转的主要因素。我们提出了第一个3D模拟BH的形成和回落的“流产”中微子驱动的爆炸的$40$太阳质量零金属量祖从崩溃冲击爆发。我们使用相对论CoCoNuT-FMT代码跟踪BH形成的阶段。对于随后的演化冲击爆发，我们应用移动网格代码Arepo核心坍缩超新星的第一次。我们的模拟表明，尽管早期的BH形成，中微子加热的气泡可以存活几十秒，然后被吸积，使他们有足够的时间转移他们的能量的一部分，以维持冲击波传播通过信封。虽然中微子加热的喷出物的初始净能量（$\sim 2$ Bethe）勉强等于包层的结合能，但氢的$11\,\mathrm{M}_\odot$仍然以$0.23$ Bethe的能量喷出。我们发现没有显着的混合，只有一个温和的BH踢和旋转，但推测，更强的效果可能会发生稍微更有力的爆炸或祖与不太紧密的约束信封。
2017-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can Gamma-Ray Burst Jets Break Out the First Stars?
我们表明，相对论性的伽马射线暴（GRB）喷流可以潜在地穿透非常大质量的第一代恒星（人口III;流行III）的信封，通过使用恒星密度分布估计喷流光度（通过吸积）和其穿透性。即使Pop III星有一个没有质量损失的超巨星氢包层，喷流爆发也是可能的，这要归功于包层本身长期存在的强大吸积。虽然Pop III伽玛暴估计是高能的，E_{gamma,iso} ~ 10^{55}尔格，但超巨星包层将最初的亮相隐藏在茧状成分中，导致伽玛暴持续时间长~ 1000（1+z）秒，亮度普通各向同性~ 10^{52} erg s^{-1}（在红移z ~ 20处，约为10^{-9} erg cm^{-2} s^{-1}）。中微子湮灭对Pop III伽玛暴是无效的，因为中心温度低，而磁性机制是可行的。我们还推导出分析估计的突破条件，这是适用于各种祖模型。伽玛暴的亮度和持续时间被发现是非常敏感的核心和包层质量，提供了可能的探针的第一个发光的物体在年底的高红移的黑暗时代。
2010-11-10 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
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
Early supernova emission -- logarithmic corrections to the planar phase
当超新星爆炸产生的冲击波突破恒星包层时，第一批光子，通常在X射线到紫外线范围内，逃逸到观察者那里。在这次爆发性发射之后，随着超新星喷出物的膨胀，来自更深壳层的辐射扩散到包层之外。先前的研究已经表明，整个平面相的辐射（即，在膨胀的包络使其半径加倍之前）起源于相同的质量坐标，称为“突破壳”。我们推导出一个自相似的解决方案的信封内的辐射，并表明，这种说法是不正确的，扩散波传播到信封（拉格朗日意义上），而不是保持在一个固定的质量坐标。对数校正意味着亮度起源于密度比以前认为的高$\sim 10$倍的区域，在那里光子产生率增加并有助于热化。我们表明，这一结果有显着的影响所观察到的温度。在我们的模型中，蓝超巨星和沃尔夫-拉叶爆炸所发出的辐射预计在整个平面相期间仍将处于热平衡之外，但观测到的温度将降低两个数量级，这与之前的估计相反。考虑到平面相结束时的条件，我们还发现了温度和光度如何过渡到球相。
2019-08-19 astro-ph.HE
Pair Instability Supernovae: Light Curves, Spectra, and Shock Breakout
对于初始质量范围（140 < M < 260 Msun），恒星死于由对产生不稳定性引发的热核逃逸。它们产生的超新星能量非常高（高达~10^53尔格），并合成了大量的放射性同位素。在这里，我们模拟的演化，爆炸，和观测签名的代表对不稳定超新星（PI SNe）跨越一系列的初始质量和信封结构。预测的光变曲线持续了数百天，亮度范围从非常暗到非常亮，L ~ 10^44尔格/秒。最大质量的事件足够明亮，可以在高红移时看到，但是延长的光变曲线持续时间（~1年）--由宇宙学时间膨胀延长--可能很难将它们作为瞬变检测到。另一种方法可能是寻找爆炸冲击波到达恒星表面时发生的短暂而明亮的爆发。利用多波长辐射流体动力学程序，我们计算出，在静止坐标系中，PI SNe的激波爆发瞬变达到10^45-10^46尔格/秒的光度，在波长约30-170埃处达到峰值，并持续数小时。我们探讨了PI SNe发射在高红移的可探测性，并讨论了如何观察的光变曲线，光谱和突破发射可以用来约束的质量，半径和金属丰度的祖。
2011-01-17 astro-ph.HE
Population III Gamma-Ray Bursts and Breakout Criteria for Accretion-Powered Jets
我们研究了各种类型的大质量恒星中吸积动力喷流的传播，如沃尔夫-拉叶星，轻第三星族（Pop III）星，和大质量Pop III星，所有这些都是伽马射线暴（GRB）的祖先候选人。我们进行了二维轴对称的相对论流体动力学模拟，同时考虑到包络崩溃和射流传播（即，喷流对吸积的负反馈）。基于我们的流体动力学模拟，我们第一次表明，吸积动力射流可以潜在地从Pop III祖先的外层相对论性地爆发。在我们的模拟中，吸积率估计的质量流量通过内边界，喷注注入一个固定的吸积喷注转换效率$η$。通过改变40多个模型的效率$η$和张开角$θ_{op}$，我们发现，只要满足一个简单的条件$η\gtrsim 10^{-4} (θ_{op}/8^{\circ})^2$，喷流就能从所有类型的伽玛暴祖先中相对论性地突破，这与分析估计是一致的。否则不会发生爆炸或发生一些失败的球形爆炸。
2012-05-26 astro-ph.HE
GALEX Detection of Shock Breakout in Type II-P Supernova PS1-13arp: Implications for the Progenitor Star Wind
我们提出的GALEX检测的紫外线爆发时，一个光学正常的II-P型超新星（PS1- 13 arp）从泛星1调查z=0.1665。紫外线爆发的温度和光度与理论预测的红超巨星激波爆发相匹配，但持续时间比预期长50倍。我们比较了PS1- 13 arp的$NUV$光变曲线和之前GALEX探测到的IIP SNe型，发现了明显的区别，表明紫外辐射是由激波爆发提供动力的，而不是由这些系统中先前探测到的随后的冷却包层辐射提供动力的。我们将紫外信号的持续时间解释为红超巨星在风中的激波爆发，其爆炸前的质量损失率约为10^-3 Msun yr^-1。这种质量损失率足以延长激波爆发信号的持续时间，但不足以产生过量的光学平台光变曲线或由星周相互作用提供动力的窄发射线。这种非标准的，潜在的偶发性的高质量损失的RSG SN祖的检测具有有利的后果的前景，未来的宽场紫外线调查，以检测冲击爆发直接在这些系统中，并提供了一个敏感的探头的SN祖的爆炸前的条件。
2015-02-24 astro-ph.HE
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
Black hole to breakout: 3D GRMHD simulations of collapsar jets reveal a wide range of transients
我们提出了一套第一个3D GRMHD星的模拟，从自洽射流发射的吸积克尔黑洞（BH）的突破从恒星。我们确定了三种类型的外流，取决于角动量，$ l $，崩溃的材料和磁场，$ B $，在BH地平线上：（一）次相对论外流（低$ l $和高$ B $），（二）定常吸积激波不稳定性（SASI;高$ l $和低$ B $），（三）相对论喷流（高$ l $和高$ B $）。在没有喷流的情况下，恒星包层的自由落体为BH吸积速率提供了一个很好的估计。喷流可以大大抑制吸积率，其持续时间可以限制在恒星的磁化剖面。我们发现，大（陡峭）的内部密度幂律指数（$ \gtrsim 2 $）的祖先，面临着极端的挑战，伽马射线暴（GRB）的祖先，由于过度的亮度，全球时间演变的光变曲线在整个爆发和短的爆发时间，与观测不一致。我们的研究结果表明，各种各样的观测到的爆炸外观（超新星/超新星+伽玛暴/低光度伽玛暴）和发射相对论流出的特性（亮度和持续时间）可以自然地解释的祖先结构的差异。我们的模拟揭示了几个重要的喷流功能：（一）强磁耗散内的恒星，导致弱磁化射流突破，可能有显着的光球发射和（二）自发出现的倾斜吸积盘喷流，即使在没有任何倾斜的祖。
2021-12-26 astro-ph.HE
Cocoon breakout and escape from the ejecta of neutron star mergers
茧状物是射流通过周围物质传播的必然产物，并且需要相当一部分射流能量。在短伽马射线暴中，周围的物质是中子星合并后的喷出物，以高速$\sim 0.2 c$膨胀，这与在短伽玛射线暴中的静态恒星包层形成对比。利用二维相对论流体动力学模拟，当喷出物密度剖面为$ρ\propto r^{-2}$时，我们发现膨胀造成了很大的差异;只有0.5- 5\ %的茧团从喷出物中逃逸（比喷出物快），其张开角为$20^{\circ}$- $30^{\circ}$，而在抛物面中它是$\sim 100\%$和球形的。我们还解析地得到了逃逸茧和被困茧的质量和能量份额。由于逃逸茧的质量很小，并且被捕获的茧被喷出物和逃逸茧掩盖，我们得出结论，茧发射不太可能被观测到作为引力波事件GW 170817的对应物。
2022-10-24 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
Tomography of Massive Stars from Core Collapse to Supernova Shock Breakout
中微子和引力波是研究恒星核坍缩内部动力学的唯一直接探测器。它们也是从超新星到达的第一个信号，如果被探测到，则确定了冲击波形成的时刻，该冲击波使恒星的包层脱离，然后在到达恒星表面时引发光学显示，伴随着紫外线和X射线光子的爆发，即冲击爆发（SBO）。我们将讨论如何中微子观测可以用来触发搜索，以检测难以捉摸的SBO事件。对SBO的观测将提供几个重要的约束条件，包括冲击波传播时间（中微子爆发和SBO之间的持续时间），这是一个重要的观测值，在区分祖先类型。我们的估计表明，下一代中微子探测器可以利用附近SNe的过密度，每十年提供几个这样的触发器，比现在提高一个数量级以上。
2013-11-06 astro-ph.CO astro-ph.HE nucl-th
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
Rapidly Rising Transients from Subaru Hyper Suprime-Cam Transient Survey
我们提出了快速上升的瞬变现象发现的高节奏的瞬态调查与斯巴鲁望远镜和超级Suprime-Cam。我们在z=0.384-0.821处发现了五个瞬变现象，表明在近紫外波长的静止框架中，上升速率快于1 mag/天。其快速上升速率和亮度与SN 2010 aq和PS 1 - 13 arp最为相似，后者在爆发后几天内就出现了紫外辐射。假设快速上升的持续时间为1天，则快速上升瞬变事件发生率的下限约为核心坍缩超新星发生率的9%。结果表明，这三个暗天体的光变曲线与红超巨星爆炸产生的冷却包层辐射一致。然而，其他两个发光物体比冷却包层发射更亮，更快。我们认为这两个天体是由质量损失率为~10^{-3} Msun yr^{-1}的密风爆发的激波，这也是对PS1- 13 arp的推测。这种质量损失率比通常观察到的红超巨星要高。这些发光物体的事件率>~ 1%的核心坍缩超新星率，因此，我们的研究意味着超过~ 1%的大质量恒星可以在爆炸前几年经历强烈的质量损失。
2016-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiation Mediated Shock and Planar Shock Breakout in the Presence of Atomic Transition Lines
Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）
本文研究了辐射介导的高速冲击在超新星冲击突破中的表现，考虑了重元素束缚态的不透明性，发现其显著增加了光子产率并维持局部热平衡，对观测结果有重要影响。
2025-09-21 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
Long-term X-ray emission from Swift J1644+57
来自Swift J1644+57的X射线发射不是稳定地减少，而是显示具有下降幅度的多个脉冲。我们将脉冲建模为后期弹射壳和外部冲击材料之间碰撞的反向冲击，该材料在扫过周围介质时减速。每个脉冲的峰值被视为每个反向冲击的最大发射。通过一组适当的参数，可以很好地模拟光变曲线中峰值的包络以及光谱。
2013-07-10 astro-ph.HE
Fast radiation mediated shocks and supernova shock breakouts
我们提出了一个简单的非相对论和相对论辐射介导的冲击结构的分析模型。当激波速度β_s \equiv v_s/c \gtrsim 0.1时，激波转捩区远离热平衡，因为转捩的穿越时间太短，不能产生黑体光子密度（通过韧致辐射）。在这个区域中，电子和光子（以及正电子）在温度T_s显著超过远下游温度T_s \gg T_d \approx 2（\varepsilon n_u \hbar^3 c^3）^{1/4}时处于康普顿（对）平衡。当冲击波速度β_s \approx为0.2时，T_s \gtrsim达到10 keV。在较高的速度下，β_s \gtrsim = 0.6，在过渡区等离子体主要是e^ \pm对和60 keV的\lesssim T_s \lesssim 200 keV。我们认为，在蓝超巨星和沃尔夫-拉叶星的恒星包层（或周围的恒星风）爆发超新星激波时，在合理的恒星参数下β_s>0.1的谱线中，可能含有光子能量达几十甚至几百keV的硬谱线。这可能解释了与SN 2008 D相关的X射线爆发，也可能解释了其他与SN相关的爆发，其光谱不超过100 keV（例如XRF 060218/SN 2006 aj）。
2010-05-27 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
Peculiar prompt emission and afterglow in H.E.S.S. detected GRB 190829A
本文详细研究了HESS探测到的GRB 190829 A的瞬发和余辉辐射。Swift和Fermi对这个伽玛暴的瞬发相的观测揭示了两个孤立的子爆发或事件，被一个静止相分开。第一集的能量和光谱特性与第二集形成鲜明对比。第一次发作具有较高的$\sim 120\:\text{keV}$谱峰和较低的各向同性能量$\sim 10^{50}\:\text{erg}$，是Amati相关性的异常值，并勉强满足Yonetoku相关性。然而，能量占优势的第二集具有较低的峰值能量，与上述相关性一致。我们比较了这个伽玛暴与其他低光度伽玛暴（LLGRB）。LLGRB的瞬发辐射也表明辐射的相对论激波爆发起源。对于GRB 190829 A，满足冲击爆发起源的一些性质。然而，没有伴随的热分量和能量以上的冲击突破临界极限排除了冲击突破的起源。在余辉中，观察到一个不寻常的持续时间为$\sim 10^4\:\text{s}$的长时间晚期耀斑。我们还分析了包裹H.E.S.S.的晚期\fermi -LAT发射。侦测LAT光子中的一些可能与源相关联。所有这些观测事实都表明GRB 190829 A是一个特殊的低光度GRB，它不是由激波爆发提供动力的，并且由于余辉期间的斑片状发射或刷新的激波而具有不寻常的再亮。此外，我们的研究结果表明，TeV能量的光子似乎共同在高亮度伽玛暴和LLGRB。
2020-05-22 astro-ph.HE
Wave-driven mass loss of stripped envelope massive stars: progenitor-dependence, mass ejection, and supernovae
由星周相互作用提供动力的快速上升和衰减的超新星的发现表明，超新星爆发前阶段是大质量恒星演化中的一个临界现象。从理论上预测的物质抛射机制来理解星周介质的质量和径向范围是非常重要的。在这项工作中，我们研究了大质量贫氢恒星的波加热过程，运行一套恒星模型，以预测波能量和预爆炸的时间尺度的表面能沉积。我们调查恒星模型的主序星祖质量从20- 70 $M_{\odot}$和金属丰度从0.002到0.02。这些模型中的大多数预测，只有不到$\sim \! 10^{47} \, {\rm erg}$的能量沉积在包层中，大部分能量沉积在恒星演化的最后一周。这意味着CSM的质量小于$\sim \! 10^{-2} \, M_\odot$，延伸到小于$\sim \! 10^{14} \, {\rm cm}$，太小而不会对后续超新星的光变曲线或光谱产生很大影响，除非是在冲击爆发阶段。然而，一些模型预测有点较高的波能通量，我们进行流体动力学模拟的质量喷射过程。对后续超新星的辐射转移模拟预测了一个明亮但短暂的冲击冷却阶段，如果在爆炸后几天内发现某些Ib/c型超新星，就可以在其中检测到。
2021-12-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova 2009ip outbursts in 2012: From scenario to model
对超新星2009ip在2012年的两次爆发给出了球面和非球面模型。模型是基于一种假设，即2012年8月的爆发是由LBV前超新星的爆炸性外壳喷射造成的。该模型预测，在2012年7月下旬出现了一个未观测到的爆发，与冲击爆发和随后的扩散辐射冷却的喷射信封。2012年8月观测到的第一次爆发的光度可能是由中央源提供的，而2012年9月下旬的第二次更强大的爆发是由喷出物与星周包层的相互作用引起的。模型提供了对喷出物能量和质量以及拱星壳质量的估计。
2022-09-12 astro-ph.HE
Propagation of Relativistic, Hydrodynamic, Intermittent Jets in a Rotating, Collapsing GRB Progenitor Star
伽马射线暴（GRB）的瞬发具有快速变化的特征，这可能是不稳定中心引擎的直接反映。我们进行了一系列轴对称的2.5维模拟研究传播的相对论性，流体动力学，间歇性射流通过信封的伽玛暴祖星。一个真实的快速旋转的恒星被纳入作为喷流传播的背景，恒星被允许由于中心黑洞的引力而坍缩。通过模拟具有相等开和关持续时间的恒定亮度脉冲的间歇性喷流，我们研究了半周期$T$如何影响喷流动力学。对于相对较小的$T$值（例如0.2 s），射流爆发时间$t_{\rm bo}$取决于射流的张开角，较窄的射流更能穿透并在较短的时间内到达表面。对于$T \leq 1$ s，反向激波在喷流穿透恒星包层之前穿过每个脉冲。因此，在$t_{\rm bo}$的第一组脉冲爆发之后，随后的几个脉冲在穿透恒星之前消失，造成了一个静止的间隙。对于较大的半周期（$T=2.0, 4.0$ s），所有的脉冲都可以成功地穿透包层，因为每个脉冲都可以在反向激波穿过壳层之前穿过恒星。我们的结果可以解释在许多长的伽玛暴的存在下，伽玛暴中央引擎注入半周期$T \leq 1$ s的间歇脉冲的弱前兆。观测数据似乎与这种可能性相一致。
2016-10-13 astro-ph.HE
SN 2024iss: A Multi-Wavelength Exposé of a Type IIb Supernova with an Early-Time Ultraviolet Spectrum and Shock Breakout Constraints
University of North Carolina at Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校）；California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Institut d’Astrophysique de Paris, CNRS-Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所，CNRS-索邦大学）
研究通过多波段观测和分析，探讨SN IIb 2024iss的爆发特性，确定喷流质量、镍-56质量及前身星半径，揭示喷流与周围物质相互作用的影响。
2026-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermal Neutrinos from the Explosion of a Minimum-Mass Neutron Star
本文计算了伴随最小质量中子星爆炸的热中微子辐射。在这种情况下，中微子的光度比超新星爆炸时的光度低大约五个数量级，而中微子带走的能量与爆炸能量相比也很低。我们还表明，通过中微子的能量损失并不妨碍信封加热和积累的冲击在其爆发和加速的外壳的外部部分的超相对论速度。
2023-01-22 astro-ph.HE hep-ph
Taking the "Un" out of "Unnovae"
长期以来，人们一直认为一些大质量恒星在死亡时会产生恒星质量的黑洞（BH）。不幸的是，这些事件的观测特征尚不清楚。甚至有人提出，其结果可能是一颗“unnova”，其中BH的形成是以恒星的消失而不是电磁爆发为标志的。我认为，当前身星是红超巨星时，黑洞形成的证据可能是一个约3-10天的光学瞬变，峰值亮度约为10^{40}~ 10 ^{41}尔格·秒^{-1}，温度约为10^4 K，缓慢的抛射速度约为200 km·秒^{-1}，光谱中没有与爆炸燃烧有关的核合成产物。这个信号是由大质量恒星包层的流体动力学响应产生的冲击波的爆发，当质子中子星在坍缩成BH之前损失了大约几个 * 0.1兆太阳的中微子发射。当前和未来的宽视野、高节奏光学调查使这成为发现和研究这些事件的理想时机。出于这种情况下探测的独特的参数空间，我更广泛地讨论了冲击爆发闪光预期的属性范围，重点是大半径和/或小冲击能量的祖先。这可能适用于更广泛的爆炸事件，从对不稳定超新星到新发现的但尚未被理解的瞬变。
2013-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
The propagation of neutrino-driven jets in Wolf-Rayet stars
我们数值研究了喷流通过旋转坍缩的沃尔夫-拉叶星的传播与详细的中央引擎物理构造的基础上中微子驱动的Bracksar模型。坍缩恒星决定了质量吸积速率、黑洞质量和自旋的演化，这些都是决定喷流光度的重要因素。我们发现，中微子驱动的喷流在快速旋转的沃尔夫-拉叶星能够突破恒星的信封，而那些在较慢的旋转祖未能射流突破由于动力不足。对于具有成功喷流爆发的祖先模型，茧中积累的动能可能高达~ 1051尔格，并且可能对余辉发射的亮度或伴随的超新星的动能（如果发生镍生产的话）做出显著贡献。我们进一步用一个简单的解析公式分析爆发后阶段，得出结论：相对论性喷流成分可以产生各向同性光度Lp（iso）~ 1052 erg/s和各向同性能量Ej（iso）~ 1054 erg的事件。我们的研究结果支持快速旋转的沃尔夫-拉叶星可能是伽玛暴的祖先的想法，而缓慢旋转的可能是低光度或失败的伽玛暴的原因。
2012-12-18 astro-ph.HE gr-qc
Gamma-Ray Burst Jets in Circumstellar Material: Dynamics, Breakout, and Diversity of Transients
本文建立解析模型研究长伽马射线暴喷流在不同星周介质中的传播，推导出喷流速度与突破时间的一般表达式，提出成功/失败判据，并识别三种喷流结果，为理解相关瞬变现象提供理论框架。
2025-05-26 astro-ph.HE
Relativistic envelopes and gamma-rays from neutron star mergers
我们认为，中子星合并喷出质量为$m\sim 10^{-7}M_\odot$的超相对论包层，这有助于解释GW 170817的伽马射线爆发。其中一个喷射机制是在合并的第一个$30\,μ$ s中，中微子的爆发会烧蚀中子星的表面。另一个更有效的膨胀超相对论包层的机制是合并产生的大量喷出物中的内部冲击。如果合并后的产品是一颗磁星，它会发出离心加速的风，预计会产生强烈的冲击。冲击波通过喷出物向外传播，并在其外层以半径$r\sim 10^9-10^{10}$ cm加速，发射出一个超相对论性的不透明包层，每个核子充满$\sim 10^4$光子。包层的洛仑兹因子轮廓向外上升，并决定了它的同系膨胀，从而冷却了被捕获的光子。一旦磁星失去了它的差速旋转并坍缩成一个黑洞，一个强大的喷流就形成了。它驱动冲击波进入包层，追逐它的外层，最终在$r\sim 10^{12}$ cm处赶上包层光球。延迟爆炸波的超相对论光球爆发在合并轴周围的宽立体角内发出伽马射线爆发。这个模型用光度$L_γ\sim 10^{47}$ erg/s、持续时间$Δt_{\rm obs}\sim 0.5$ s和特征光子能量$\sim 100$ keV解释了合并GW 170817产生的伽马射线脉冲。在包层光球处的冲击波洛伦兹因子与我们从观测到的爆发光变曲线得到的$Γ\geq 5$一致。我们建议未来的模型测试。
2021-07-24 astro-ph.HE
Observations of SN 2017ein Reveal Shock Breakout Emission and A Massive Progenitor Star for a Type Ic Supernova
我们提出了附近的Ic型超新星SN 2017 ein的光学和紫外观测，以及从早期观测和发现前哈勃太空望远镜（HST）图像中详细分析其祖星属性。光变曲线从爆炸后1天内开始到爆炸后275天，光谱范围从爆炸后2天到90天。与SN 2007 gr和SN 2013 ge等其他正常SNe Ic相比，\mbox{SN 2017ein}在早期阶段似乎具有更显著的C{ \footnotesize II}吸收和更高的膨胀速度，这表明喷出物质量相对较低。对\mbox{SN 2017ein}获得的最早的光度测定显示了冲击冷却的迹象。通过包含激波冷却分量得到的最佳拟合给出了包层质量的估计值为$\sim$ 0.02 M $_{\odot}$，恒星半径为8 $\pm$ 4 R $_{\odot}$。检查HST WFPC 2拍摄的爆炸前图像，我们发现SN位置与发光的蓝色点状源一致，一场灭绝-M $_V$ $\sim$ $-$ 8.2等和M $_I$ $\sim$ $-$ 7.7等的校正绝对星等。观测结果与理论模型的比较表明，对应的源要么是一颗WR星，要么是一颗双星，其成员有很高的初始质量，或者是一个年轻的致密星团。为了进一步区分不同的情况，需要在SN消失后重新访问具有HST的祖细胞的部位。
2018-12-07 astro-ph.HE
SN 2013df, a double-peaked IIb supernova from a compact progenitor and an extended H envelope
本文介绍了IIb型SN 2013 df在爆炸后几天到大约250天的光学观测结果。这些观测结果得到了\textit{SWIFT}在爆炸后60天内进行的紫外线光度测定的补充。双峰光学光变曲线与SNe 1993 J和2011 fu相似，但下降和上升速率不同。根据测辐射热光变曲线的模拟，我们估计出在爆炸中合成的$^{56}$ Ni的总质量为$\sim0.1$ M $_{\odot}$，而喷出物质量为$0.8-1.4$ M $_{\odot}$，爆炸能量为$0.4-1.2 \times 10^{51}$ erg。此外，我们还估计了从$64-169$ $R_{\odot}$开始的祖细胞半径的下限。光谱演化表明SN 2013 df有一个类似于SN 1993 J（$\sim 0.2$ M $_{\odot}$）的氢包层。星云光谱中的谱线轮廓表明，爆炸是不对称的，喷出物中存在团块，而[O\，{ \sc i}] $λ$ $λ$ $6300$，$6364$光度可能表明SN 2013 df的祖先是一颗相对低质量的恒星（$\sim 12-13 $ M $_{\odot}$）。
2014-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Early UV/Optical Emission of The Type Ib SN 2008D
我们提出了另一种解释与X射线瞬变080109相关的SN 2008 D的爆发后发射。对这个天体的观测显示，爆发后不久出现的光变曲线最小值和由于喷出物的放射性加热而产生的主要光度峰值之间的对比度非常小，只有0.35 dex。流体动力学模型表明，一颗受冲击的沃尔夫-拉叶星的冷却导致了更大的差异（> 0.9 dex）。我们提出的方案是，在爆炸过程中产生的喷流沉积在喷出物的外层富含56镍的材料。高速放射性物质的存在使我们能够再现物体的完整光度演化。如果没有外层的56 Ni，假设一颗比沃尔夫-拉叶星更大的恒星的前身，就有可能完全从激波包层的冷却中重现早期的辐射，但是这需要一个与恒星演化模型预测的有很大不同的初始密度结构。冷却阶段的分析模型已经被提出，重现了SN 2008 D的早期发射和扩展的祖先。然而，我们发现，模型的有效性只到1.5天后，只有两个数据的SN 2008 D爆炸。我们还讨论了喷出物与二进制同伴的相互作用的可能性，根据公布的解析表达式。然而，要符合早期的辐射，双星的距离应该小于3 Rsun，这对于包含两颗大质量恒星的系统来说太小了。
2013-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Type IIb Supernova Progenitors in 3D: Variability and Episodic Mass Loss revealed by Radiation-Hydrodynamics Simulations
本文通过Athena++三维辐射流体力学模拟揭示IIb型超新星前身星黄超巨星包层中大振幅脉动、光度数量级变化及间歇性质量损失，为致密 circumstellar 物质的多样性提供自洽解释。
2025-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
