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
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
Optical to X-rays supernovae light curves following shock breakout through a thick wind
最近的超新星（SNe）观测激发了新的兴趣，SN冲击爆发的恒星周围的厚风。在这样的事件中，与风的相互作用为观测到的光度提供了动力，预测包括可观测到的硬X射线。一天或更长时间尺度的风爆发目前最有可能被探测到。在这里，我们研究这些事件之后的信号。我们从辐射介导冲击的爆发开始，发现由于可能偏离热平衡，爆发温度可以从一个事件到另一个事件显著变化（$10^4 - 5 \times 10^6$ K）。一般而言，爆发脉冲持续时间较长的事件$t_{bo}$较软。我们通过辐射介导的激波爆发后形成的无碰撞激波的演化来跟踪观察到的辐射。我们限制的碰撞冲击演化的情况下，突破本身是在热平衡，峰值在光学/紫外线的研究。在这些情况下，断裂后发射包含两种光谱成分-软（光学/UV）和硬（X射线和可能的软$γ$射线）。就在爆发脉冲之后，X射线被强烈抑制，它们只携带总亮度的一小部分。硬组分变得更硬，随后其光度迅速上升，在$\sim 10-50 \,t_{bo}$中占据主导地位。峰值光学/UV与峰值X射线光度的比率主要取决于爆发时间。就X射线和软伽马射线探测的前景而言，最好在爆炸后100-500天进行观察，爆发时间在一周到一个月之间。
2012-10-30 astro-ph.HE
Detecting the Supernova Breakout Burst in Terrestrial Neutrino Detectors
计算了几种典型的地面中微子探测器在探测和测量银河系核心坍缩超新星$ν_e$爆发光变曲线中的距离依赖性能。突破爆发是核心坍缩的一个标志性现象，它通过坍缩和反弹提供了一个探索恒星核心的途径。我们研究的情况下，没有中微子振荡和振荡由于正常和倒置中微子质量的层次结构。对于正常的层次结构，超新星发出的其他中微子味道压倒了$ν_e$信号，使得突破爆发的检测变得困难。对于倒置层次（IH），在某些距离处的某些检测器应该能够看到$ν_e$爆发峰值并测量其属性。对于IH，爆发爆发的最大亮度可以在10千秒差距处测量，对于Hyper-Kamiokande（Hyper-K），精度为$\sim$ 30%，对于深层地下中微子实验（DUNE），精度为$\sim$ 60%。超级神冈（Super-K）和江门地下中微子观测站（JUNO）缺乏进行精确测量所需的质量。对于IH，在Hyper-K中可以测量爆发爆发的最大亮度的时间，在7 kpc时精确到$\sim$ 3 ms，在DUNE中在4 kpc时精确到$\sim$ 2 ms，而JUNO和Super-K可以测量最大亮度的时间，在1 kpc时精确到$\sim$ 2 ms。IceCube中的探测器背景使$ν_e$爆发的测量不太可能。对于倒置的层次结构，突破爆发的最大亮度的测量可以用来区分核状态方程。
2016-02-03 astro-ph.HE
Relativistic shock breakouts - a variety of gamma-ray flares: from low luminosity gamma-ray bursts to type Ia supernovae
各种各样的爆炸会导致轻度或超相对论冲击波爆发。这里我们计算这些爆发产生的光度和光谱。为了做到这一点，我们改进了相对论辐射介导的冲击的分析描述，并遵循系统从突破本身，通过平面相，进入球形相。我们限制我们的计算的情况下，突破后加速的气体在平面阶段结束。(i.e.,最终气体洛伦兹因子<~30）。我们发现，球形相对论爆发会产生γ射线闪光，其能量、温度和持续时间始终满足它们之间的特定关系，并提供爆发半径和洛伦兹因子。爆发性耀斑之后，在较长的时间尺度上，通常会出现携带相当能量的X射线。我们将我们的模型应用于各种爆炸，包括Ia和.Ia超新星（SNe），AIC，高能SNe和伽马射线暴（GRB）。我们发现，所有这些事件都产生了可检测到的伽马射线信号，其中一些可能已经被发现。一些具体的例子是：（i）相对论性激波爆发为所有低光度伽玛暴的能量、温度和时间尺度以及许多其他观测特征提供了一种自然的解释。(ii)附近的宽线Ib/c（如SN 2002 ap）可能会产生可探测到的伽马射线信号。(iii)如果它们的前身是单简并的，银河Ia超新星会产生可探测的伽马射线耀斑。我们认为相对论激波爆发是产生伽玛射线耀斑的一个普遍过程，这为研究和探测各种恒星爆炸打开了一个新的窗口。
2011-06-13 astro-ph.HE
Very Low Energy Supernovae: Light Curves and Spectra of Shock Breakout
冲击波在超新星爆发前的恒星表面爆发时发出的短暂瞬变，携带着恒星半径和爆炸能量的信息。在这里的CASTRO代码，它处理辐射传输使用多群通量限制扩散，是用来模拟的光变曲线和光谱的冲击爆发在非常低的能量超新星（VLE SNe），爆炸的巨星与最终动能远小于10 $^{51}$尔格。VLE SNe光变曲线，在这里用KEPLER代码计算，是独特的微弱，红色，和长期的，使他们具有挑战性的瞬态调查发现。伴随的冲击波爆发更明亮，虽然更短暂，可能更容易被发现。以前的分析工作提供了一般的指导，但数值模拟是具有挑战性的，由于条件的范围和缺乏颜色和有效温度之间的平衡。我们认为以前的分析工作，并延长讨论的色温和不透明度，以较低的能量范围内探索这些事件。由于这是CASTRO程序在冲击漏钢中的首次应用，因此对SN 1987A的正能冲击漏钢进行了试验模拟，并与文献进行了比较。一组爆发的光变曲线和光谱，然后计算的VLE SNe的最终动能范围内的$10^{47} - 10^{50}$尔格的红超巨星与主序质量15 Msun和25 Msun。讨论了恒星大气模型、不透明度和环境介质中不确定性的重要性，以及当前和未来任务的观测前景。
2017-06-08 astro-ph.HE
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
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
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
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
Generation of High-Energy Photons at Ultra-Relativistic Shock Breakout in Supernovae
我们提出了理论预期的非热辐射由于体康普顿化在超相对论冲击爆发。我们用充分考虑狭义相对论的蒙特卡罗程序计算了受冲击物质发射光子的转移。作为流体动力学模型，我们使用Nakayama & Shigeyama（2005）的自相似解。计算结果表明，谱形随冲击波爆发时的冲击波温度的不同而呈现双峰或单峰。如果它明显小于电子的静止能量，则光谱具有双峰。我们还展示了几个光变曲线的例子，并估计了总的辐射能量。与伽马射线暴的观测结果相比，某些参数可以再现谱中的部分高能成分和总能量。同时，我们的结果不能再现能带函数中的低能对应物，持续时间似乎太短，不能代表伽马射线暴的整个事件。因此，随后的相位将构成频谱中的较低能量部分。
2013-09-05 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
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
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
Observable Signatures of Supernova Shock Breakout in Confined Circumstellar Medium
National Taiwan University（台湾大学）；Academia Sinica, Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；Kyoto University（京都大学）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学计算中心）
本研究通过二维辐射流体动力学模拟，揭示了红超巨星在受限星周介质中激波突破的辐射前驱体与流体混合效应，预测了峰值光度、极紫外发射及可观测诊断特征，为当前及未来紫外/X射线望远镜探测提供依据。
2026-10-30 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$^{56}…
2021-11-12 astro-ph.HE
Magnetar-Driven Shock Breakout Revisited and Implications for Double-Peaked Type I Superluminous Supernovae
在一些I型超亮超新星（SLSNe-I）中发现的主峰前的早期隆起为它们的能源机制提供了重要线索。在本文中，我们更新了一个分析的磁星供电模型拟合双峰SLSNe-I的多波段光变曲线：早期的凸块是由磁星驱动的冲击爆发热发射，和主峰是由辐射扩散通过SN喷出物在标准的磁星供电模型。一般来说，在早期，扩散光度大于冲击爆发光度，这使得冲击爆发隆起通常不能像观测到的那样清晰地看到。为了获得清晰的双峰光变曲线，需要在早期进行低效的磁星加热。该模型应用于三个观察良好的双峰SLSNe-I（即，SN 2006 oz、LSQ 14 bdq和DES 14 Xtaz）。我们发现需要相对大量的SN喷出物，其$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
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
High-Energy Neutrinos from Supernova Shock Breakouts in Circumstellar Media: Light Curves, Spectra, and Contribution to the Extragalactic Neutrino Background
Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Kyoto University（京都大学）
该研究推导了超新星激波通过星周介质突破产生高能中微子的光变曲线与能谱，发现其或可显著贡献河外高能中微子背景，且不会过度产生高能伽马射线背景。
2026-08-17 astro-ph.HE
Properties of Type II Plateau Supernova SNLS-04D2dc: Multicolor Light Curves of Shock Breakout and Plateau
激波爆发是II型超新星中最明亮的辐射现象。虽然它被预测是明亮的，但由于持续时间短和X射线/紫外线峰光谱，直接观察是困难的。2008年，由{ \it GALEX}卫星和超新星遗留巡天（SNLS）（SNLS-04 D2 dc和SNLS-06 D1 jd）进行的紫外和光学观测首次报告了II型高原超新星（SNe IIP）激波爆发的完整观测结果。我们提出了一个SN IIP，包括冲击爆发和平台，计算与多群辐射流体动力学代码{ \sc STELLA}和进化的祖先模型的光变曲线。合成的荧光曲线很好地再现了SNLS-04 D2 dc的观察结果。这是第一个研究再现的紫外光曲线的冲击突破和光学光曲线的平台一致。我们的结论是SNLS-04 D2 dc是具有典型爆炸能量$1.2\times10^{51}$ ergs的爆炸，并且它的祖先是具有零年龄主序质量$20M_\odot$和超新星前半径$800R_\odot$的恒星。该模型表明，如果与SNLS-04 D2 dc相同的SN发生在8米级望远镜可以观测到的红移$z=1$处，则冲击爆发的$B$波段视峰值将为$m_{\rm B}\sim26.4$ mag。结果表明，在$z\gsim1$，冲击爆发具有探测SNe IIP的巨大潜力。
2009-09-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
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
Multidimensional Radiation Hydrodynamics Simulations of Supernova 1987A Shock Breakout
本文利用 $\texttt{CASTRO}$ 代码首次对 SN 1987A 激波爆发进行了二维多波长辐射流体力学模拟，研究了三种星周介质环境的影响，揭示了多维混合在激波动力学和辐射发射中的重要作用。
2024-09-23 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
Luminosity function and event rate density of XMM-Newton-selected supernova shock-breakout candidates
根据XMM-Newton档案数据，最近报道了十几个X射线超新星激波爆发（SN SBO）候选者，使X射线选择SN SBO样本增加了一个数量级。假设它们是真正的SN SBOs，我们通过改进我们以前工作中使用的方法来研究光度函数（LF）。候选物体的光变曲线和光谱被用来通过模拟得出XMM-牛顿可以探测到这些物体的最大体积。结果表明，SN SBO LF既可以用$\log (L_b/\rm erg\,s^{-1})=$ $45.32 \pm 0.55$处的光度突变前后的$0.48 \pm 0.28$和$2.11 \pm 1.27$指数（在68 $\%$置信水平下）的突变幂律（BPL）来描述，也可以用$0.80 \pm 0.16$指数的单一幂律（SPL）来描述。对于两种模型，高于$5\times 10^{42}$ $\rm erg\,s^{-1}$的SN SBO的局部事件发生率密度是一致的，即，BPL和SPL模型分别为$4.6 ^{+1.7}_{-1.3} \times 10^4$和$4.9 ^{+1.9}_{-1.4} \times 10^4$ $\rm Gpc^{-3}\,yr^{-1}$。SN SBO起源的快速X射线瞬变的数量可以通过宽视场X射线望远镜（如爱因斯坦探测器）显着增加。
2022-03-25 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
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
Blasts from the Past: Supernova Shock Breakouts among X-Ray Transients in the XMM-Newton Archive
超新星（SN）发出的第一个电磁信号是在冲击波穿过其前身表面时释放的。这种冲击爆发（SBO）发射提供了对祖和爆炸属性的约束。从观测上看，SBO表现为几分钟到一小时的河外X射线瞬变。它们很难检测，迄今为止只观察到一种SBO。在这里，我们搜索XMM-Newton存档并找到12个新的SN SBO候选者。我们确定的主机星系，其中九个在估计的红移为0.1-1。SBO候选物具有${\sim}10^{46}$ erg的能量、30-3000 s的时间尺度和0.1-1 keV的温度。它们都与SN SBO一致，但有些可能是错误识别的银河系前景源或其他河外天体。来自蓝超巨星的SBOs与大多数候选人一致。然而，有一些可能是沃尔夫-拉叶星的SBOs，被浓密的星周介质包围，而两个更自然地解释为红超巨星的SBOs。的意见暂时支持非球形SBO和最近的三维SN爆炸模拟预测的不对称性是一致的。eROSITA每年可检测到${\sim}$ 2例SBO，可在实时分析中检测到并及时随访。
2020-05-07 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
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
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
Shock breakouts from red supergiants: analytical and numerical predictions
冲击爆发（SBO）信号是超新星爆炸除引力波和中微子之外的第一个信号。SBO的观测性质，如热光度和色温，与超新星的祖先和爆炸参数有关。探测SBO或SBO冷却将限制坍缩恒星的祖先和爆炸模型。根据最近发射的eROSITA望远镜，SBO的探测率是一年中的几个事件。在当前的研究中，我们检查了Shussman等人推导的分析公式。（2016）。我们使用他们研究中的四个红超巨星模型，同时使用辐射流体动力学代码STELLA运行爆炸。我们的结论是，有一个很好的协议之间的解析和数值方法的热光度和色温在SBO。可以使用基于全局超新星参数的SBO信号的解析公式，而不是运行耗时的数值模拟。我们定义的光谱范围内的SBO光谱的解析公式是有效的。我们提供了改进的解析表达式的SBO光谱能量分布。我们确认的色温依赖于由分析研究得出的半径，并建议使用早期的观测来限制祖半径。此外，我们还预测了eROSITA仪器观测到的红超巨星的SBO信号。
2020-03-31 astro-ph.HE
Shock Breakout from Type Ia Supernova
Ia型SNe的爆炸燃烧方式仍然是一个突出的问题。通常认为它开始于亚音速爆燃，但这可能会转变为超音速爆震（DDT）。我们认为，这种转变导致爆发性冲击，这将提供第一个明确的证据，滴滴涕发生。它的主要特征是持续约0.01 s的硬X射线闪光（~20 keV），总辐射能量约为10^{40}尔格，随后是冷却尾。这在可见光曲线中产生了一个独特的特征，与镍衰变分开。这条冷却尾在大约1天时有一个最大的绝对视星等M_V = -9到-10，它最敏感地依赖于DDT发生时的白矮星半径。随着热扩散波的进入，这些表面层的成分可能会被印刻成光谱特征，这将有助于区分Ia型超新星的祖先模型。由于这一特征应该伴随着每个Ia超新星，未来的深度调查（例如，m=24）将看到它的距离约为80 Mpc，最大速率约为60/年。档案数据集也可以用来研究由冲击加热所决定的早期上升（大约在最大B波段光之前20天）。一个类似的，稍微亮一点的事件也可能伴随着核心反弹在吸积诱导的中子星坍缩，但发生率较低。
2009-09-14 astro-ph.HE
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
The Optical to X-ray Luminosity and Spectrum of Supernova Wind Breakouts
该研究分析超新星辐射激波突破富氢风介质时的光学到X射线辐射演化，提出解析模型与数值模拟，揭示X射线特征及对前身星质量损失历史的推断意义。
2025-09-08 astro-ph.HE
An axisymmetric shock breakout indicated by prompt polarized emission from the type II supernova 2024ggi
Tsinghua University（清华大学）；Beijing Normal University（北京师范大学）；Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO)（欧洲南方天文台）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）；Royal Holloway, University of London（伦敦大学皇家霍洛威学院）
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
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
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
Non-relativistic radiation mediated shock breakouts: I. Exact bolometric planar breakout solutions
在常不透明度扩散近似下，数值求解了非定常平面辐射介导激波（RMS）从具有幂律密度剖面ρ \propto x^n的表面爆发的问题。对于由漏失不透明度、速度和密度确定的时间、长度和能量尺度的适当选择，解是通用的，即仅取决于密度幂律指数n。由此产生的亮度对n值的依赖很弱。基于自相似流体动力学解和稳态RMS解，构造了一个近似解析解，并表明只要激波远离表面，τ>> c/ v_{sh}，该近似解析解与数值解是一致的。近似的解析表达式，校准的精确解的基础上，提供，描述逃逸光度作为时间的函数。这些结果可用于计算超新星（SN）激波爆发时产生的辐射爆发的热辐射特性。为了完整性，我们还使用精确的突破解决方案，以提供快速（v_{sh} >~0.1）非热突破的最大表面温度的解析近似，并表明它是几倍小于推断的基础上，稳态RMS解决方案。
2011-03-25 astro-ph.HE
Multi-wavelength Signatures of Supernova Shock Breakout from Red Supergiants in Two Dimensions
National Taiwan University（台湾大学）；Academia Sinica, Institute of Astronomy and Astrophysics（中央研究院天文及天文物理研究所）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；RIKEN Pioneering Research Institute (PRI)（理化学研究所前沿研究 institutes）；Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg, Astronomisches Rechenzentrum（海德堡大学天文学中心天文计算中心）
该研究通过二维模拟揭示红超巨星超新星冲击波爆发的多波长特征，发现强辐射前导波驱动流体不稳定性，导致光球向外移动，且爆发峰值亮度和持续时间与质量损失及爆炸能量密切相关。
2026-01-28 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
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
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
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
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
Bolometric light curves of aspherical shock breakout
激波爆发发射是超新星发出的第一束光。在球形情况下，其特征在于短暂的UV闪光。在轴对称的非球形长轴爆炸中，激波首先沿着对称轴突破表面，然后以更大的角度剥离，产生与球对称情况有很大不同的爆发光变曲线。我们研究了一个非相对论，双极冲击从一个球形恒星的出现，并估计相关的辐射热冲击爆发信号的基本属性。我们确定了四种可能的突破光变曲线，这取决于非球面的程度。与球形爆发相比，我们发现显著非球形爆发的主要区别特征是：1）较长且较暗的初始爆发闪光; 2）倾斜爆发抛出的喷出物膨胀和冷却时产生的缓慢下降甚至上升的延长阶段。我们发现爆发闪光的最大持续时间大约为$\sim R_*/v_{\rm bo}$，其中$R_*$是恒星半径，$v_{\rm bo}$是最快移动的喷出物的速度。对于一个标准的沃尔夫-拉叶祖星，SN 2008 D中所看到的X射线闪光的持续时间超过了这个极限，对于低光度GRB（如GRB 060218）的即时X射线发射也是如此。这表明，这些事件不能解释为一个典型的沃尔夫-拉叶星内的非球面爆炸，这意味着它们起源于非标准的祖先与较大的突破半径。
2021-09-27 astro-ph.HE
Non-relativistic radiation mediated shock breakouts: II. Bolometric properties of SN shock breakout
超新星激波爆发的精确热光变曲线是基于普适的、非相对论性的、平面爆发解（Sapir et al. 2011）推导出来的，假设球面对称、恒定的汤姆逊散射不透明度、κ和对应于稳态平面极限的角强度。这些近似值对于尺度高度远小于半径的祖细胞是准确的。光变曲线对密度分布不敏感，由原始半径R、爆发速度v_0和密度ρ_0以及κ决定。计算结果表明，总爆发能量E_BO=8.0πR^2κ^-1cv_0，最大喷出速度v_max=2.0v_0，精度约为10%。计算的光变曲线直到转变为球形膨胀的时间t_sph \approx R/4v_0都是有效的。对于爆发时激波穿越时间t_0=c/κρ_0v_0^2 << R/c（对R<10^14 cm有效）的爆发，给出了光变曲线的近似解析表达式。由于中等程度的非对称爆炸，通量角强度分布的改变和激波到达表面时间的差异Δt_asym影响早期光变曲线，但不影响v_max和E_BO。对于4v_0<<c，对大（RSG）祖细胞有效，在max（Δt_asym，R/c）< t<t_sph时L \propto t^{-43}，并且R可以从R \approx 2*10^13（L/10^43 erg s^-1）^{2/5}（t/1 hr）^{8/15}精确估计。
2011-03-28 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
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
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
X-ray Light Curve and Spectra of Shock Breakout in a Wind
研究了恒星风中超新星激波爆发的X射线辐射特性。我们考虑一个描述非球面爆炸的简单模型，其中具有椭球形状的冲击波阵面传播到致密的星周物质中。对于这个模型，X射线光变曲线和光谱同时使用蒙特卡罗方法计算。我们表明，在稳定的球对称风中，激波爆发在各个方向上同时发生。因此，即使对于非球面爆炸，光变曲线的上升和衰减时间尺度也不明显取决于视角。这一事实表明，激波爆发的光变曲线可以用来探测风的质量损失率。我们将我们的结果与XRO 080109/SN 2008D的光谱和光变曲线进行了比较。观测结果可以通过一个激波速度为光速60%的爆炸和一个质量损失率为5.e-4 Msun/yr的星周物质来重现。
2018-01-04 astro-ph.HE
Light Curves from Supernova Shock Breakout through an Extended Wind
最近的观测表明，一些超新星可能是爆炸进入光学厚的星周物质的结果，这是爆炸前母星质量损失（风）的产物。这种情况已经研究了以前的分析和数值。然而，许多先前的研究基于他们的分析上的辐射传输的扩散近似，这是不合适的光学薄的风的外层。在这里，我们研究了从扩散的偏差，并计算光变曲线更准确地使用蒙特卡罗方法的光子传输。我们区分“紧凑”的风，扩散近似是适当的，和“扩展”的风，这需要一个更微妙的处理的辐射。我们表明，这种效果是更显着的比光的旅行时间差，以一个遥远的观察者，这对扩展风系统的光变曲线的二次影响。我们还评论在这种情况下，广泛使用的通量限制扩散近似的适用性：我们发现，它一般不重现蒙特卡洛结果。通量限制扩散近似导致的结果，不仅是定量的，而且定性错误，在扩展风制度。
2013-12-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
EP260321a/SN 2026gzf: The Faintest Shock Breakout Associated with a Broad-Lined Supernova
McWilliams Center for Cosmology and Astrophysics, Department of Physics, Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学物理系宇宙学与天体物理学中心）；University Observatory, Faculty of Physics, Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学物理学院天文台）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS卓越集群）；Institute of Astrophysics, FORTH（克里特岛基础与技术研究所天体物理研究所）；Department of Physics University of Crete（克里特大学物理系）；National Institute for Astrophysics (INAF), Astronomical Observatory of Padova（帕多瓦天文台，意大利国家天体物理研究所）
报告了最近的爱因斯坦探针快速X射线暂现源EP260321a的多波段观测，其热X射线发射表明是激波突破，伴随的宽谱Ic型超新星SN 2026gzf具有典型伽马射线暴相关超新星特征，但缺乏X射线余辉，暗示存在被前身星扼杀的弱相对论性喷流。
2026-06-26 astro-ph.HE
