Impact of late-time neutrino emission on the diffuse supernova neutrino background
在缺乏高统计超新星中微子测量的情况下，弥漫超新星中微子背景（DSNB）的估计取决于核心坍缩超新星模拟的精度。了解质子中子星（PNS）演化的冷却阶段（核心反弹后的$\gtrsim1\,{\rm s}$）是至关重要的，因为中微子释放的能量中约有50%是在冷却阶段发射的。我们模型的冷却阶段的混合方法相结合的中微子排放预测的3D流体动力学模拟与几个冷却阶段的估计，包括一个新的两个参数的相关性取决于最终的重子PNS质量和时间的冲击复兴。我们发现，预测的DSNB事件率在超级神冈可以通过$\sim2-3$的因素取决于冷却阶段的治疗。我们还发现，除了一个冷却的估计，预测的DSNB事件的范围在很大程度上是由中微子平均能量的不确定性。有了对后期中微子发射的良好理解，可以为下一代DSNB搜索做出更精确的DSNB估计。
2023-02-13 astro-ph.HE
Supernova Neutrino Light Curves and Spectra for Various Progenitor Stars: From Core Collapse to Proto-neutron Star Cooling
我们提出了一系列新的超新星中微子光变曲线和光谱的数值模拟计算的各种祖星质量（13- 50 Msolar）和金属丰度（Z = 0.02和0.004），这将是有用的广泛的超新星中微子的研究，例如，地下探测器对未来中微子爆发探测的模拟，或对超新星遗迹中微子背景的理论预测。要遵循从崩溃的发病后20秒的核心反弹的演变，我们结合中微子辐射流体动力学模拟的早期阶段和准静态演化计算的中微子扩散的后期阶段的结果，与不同的值的冲击复兴时间作为一个参数，应该取决于仍然未知的爆炸机制。本文描述了计算方法和基本结果，包括对先驱体模型的依赖性和激波恢复时间。中微子数据是公开的电子版。
2013-01-09 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
shock_cooling_curve: A Python-Based Package for Extensive and Efficient Modeling of Shock Cooling Emission in Supernovae
该研究开发了一个Python软件包shock_cooling_curve，实现四个解析模型，通过测光数据估计超新星前身星性质，支持非线性优化和MCMC采样，且易于扩展。
2024-01-21 astro-ph.HE astro-ph.IM
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
Electron Cooling in a Young Radio Supernova: SN 2012aw
本文介绍了一颗光学明亮的II-P型超新星SN 2012 aw的射电观测和模型。SN 2012 aw在距离M95 $10\ \rm Mpc$处爆炸。使用$C$、$X$和$K$波段计算的光谱指数值小于光学薄区域的预期值。在此期间，光学测辐射热光变曲线保持在平台阶段。我们解释的低光谱指数值是电子冷却的结果。在比较康普顿冷却时间尺度和同步辐射冷却时间尺度的基础上，我们发现逆康普顿冷却过程比同步辐射冷却过程占主导地位。因此，我们模型的无线电辐射同步辐射从相对论电子人口与高能量截止。通过比较电子冷却时间尺度$t_{cool}$和加速时间尺度$\tilde t_{acc}$来确定截止。通过对射电辐射的模拟，我们约束了风中的质量损失率（$\dot M\sim 1.9\times10^{-6}\ \rm M_{\odot}yr^{-1}$）和相对论电子与磁场之间的均分因子（$\tilde α=ε_e/ε_B\sim 1.12\times10^2$）。虽然爆炸的时间是相当好的约束约$2\ \rm days$内的光学观测，我们探讨了不同的爆炸时间，以最好地拟合无线电光变曲线的效果。爆炸日期为2012年3月15.3 UT。
2014-01-08 astro-ph.HE
Cooling the Shock: New Supernova Constraints on Dark Photons
研究指出核坍缩超新星吸积阶段暗光子在增益层的共振冷却会阻止爆发，对0.1-0.4 MeV暗光子给出强约束，电子俘获超新星可扩展至近0.01 MeV，且新约束取代传统SN1987A冷却限制。
2025-04-17 astro-ph.HE hep-ph
Multi-Phase Shock Cooling Emission in Ultra-Stripped Supernovae
本文研究超剥离超新星中由环双星物质和扩展氦包层分别产生的两阶段冲击冷却辐射，通过解析与数值建模确定其可见参数空间，并用SN2019kbj和SN2019dge验证极端双星质量损失机制可解释部分Ibn型及超剥离超新星。
2025-03-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Carbon Monoxide Cooling in Radiative Transfer Modeling of Supernovae
本研究在辐射转移代码 CMFGEN 中引入化学反应网络，探究核心坍缩超新星中一氧化碳（CO）的形成与冷却效应，发现CO在星云期主导内部区域冷却，显著改变温度分布与光变曲线，并揭示了CO冷却引发的数值困难及非LTE布居问题。
2024-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Dust Cooling in Supernova Remnants in the Large Magellanic Cloud
红外线与X射线（IRX）的通量比追踪了在超新星遗迹（SNRs）等天体物理等离子体中尘埃冷却与气体冷却的相对重要性。我们推导出IRX比率的信噪比在LMC使用斯皮策和钱德拉信噪比调查数据，并比较它们与银河系的信噪比。在样品中的所有SNR的IRX比率被发现是适度大于统一，表明尘埃颗粒是一个更有效的冷却剂比气体，虽然气体冷却可能是不可忽略的。LMC SNR的IRX比率系统地低于银河SNR。由于尘埃冷却和气体冷却都属于星际介质的性质，LMC SNR的较低IRX比可能反映了LMC的特性，而较低的尘埃-气体比（银河值的四分之一）可能是最重要的因素。所观察到的IRX比与理论预测，产生IRX比一个数量级更大。这种差异可能源于残留物中的尘埃缺乏，这是由于震前介质中的尘埃丰度相对于正则丰度的局部变化或震后介质中的尘埃破坏造成的。热气体的非平衡电离冷却，特别是对于年轻的SNR，也可能导致差异。最后，我们讨论了在低金属丰度星系的SNRs的主导冷却机制的影响。
2015-06-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
The radio spectra of SN 2020oi: Effects of radiative cooling on the deduced source properties
同步辐射源辐射冷却的观测提供了进一步限制其性质的可能性。在SN_（2020 oi）早期阶段的射电谱中显示了逆康普顿冷却。结果表明，与以前的索赔，观测是一致的相对论电子和磁场之间的均分，以及一个恒定的质量损失率的祖星超新星爆炸前。造成这种差异的原因是需要在装配过程中直接包括冷却，而不是在装配后估计其影响。有人强调，推断的超新星喷出物的属性是敏感的同步加速器自吸收频率的时间演化，因此，非常小心时，应采取建模的冷却和/或不均匀性的光谱指示。此外，值得注意的是，在超新星的无线电发射区的相对论电子的能量可能太低，一阶费米加速是有效的。
2022-09-07 astro-ph.HE
Impacts of axion cooling on the direct detection of supernova axions
针对超新星轴子探测事件数仅经后处理框架估算的不足，本研究开展耦合轴子发射的9.6倍太阳质量恒星超新星模拟，发现轴子冷却的非线性反馈会降低轴子探测事件数，为轴子可探测性预测提供了关键依据。
2025-11-18 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Neutrino Driven Explosions aided by Axion Cooling in Multidimensional Simulations of Core-Collapse Supernovae
在这项研究中，我们提出了第一个多维核心坍缩超新星（CCSNe）模拟，包括QCD轴子，以评估对CCSN爆炸机制的影响。在我们的模拟中，我们通过核子-核子韧致辐射通道，并作为一个纯粹的能量汇项的假设下，被发射后的轴子自由流的轴子。我们执行球对称（1D）和轴对称（2D）模拟。在1D中，我们利用参数化的加热方案来实现爆炸，而在2D中，我们通过中微子加热机制自洽地实现爆炸。我们的二维结果$20 M_\odot$祖显示的冲击行为和爆炸时间的轴子发射的影响时，考虑的Peccei-Quinn能量标度$f_a \leq 2 \times 10^8$ GeV的值。由于轴子发射的强烈冷却加速了核心的收缩，导致更有效的中微子加热和更早的爆炸。对于所使用的轴子发射形式，影响爆炸的$f_a$的值接近于，但与基于SN 1987 A检测到的中微子的电流极限处于紧张状态。然而，考虑到发射的非线性行为和CCSNe的多维性质，我们建议需要一种自洽的多维方法来模拟CCSNe，包括任何后期的吸积和冷却，以充分探索超新星的轴子边界和对CCSN爆炸机制的影响。
2022-09-23 astro-ph.HE
$L_μ-L_τ$ gauge bosons in beam dumps and supernovae
York University（约克大学）；Fermi National Accelerator Laboratory（费米国家加速器实验室）；Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；CERN（欧洲核子研究组织）；University of Cincinnati（辛辛那提大学）
研究$L_μ-L_τ$规范玻色子在束流损坏和超新星中的现象学，分析其在SHiP实验中的灵敏度差异及超新星冷却约束。
2026-05-15 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Developing an end-to-end simulation framework of supernova neutrino detection
大质量恒星在其生命周期结束时会以超新星的形式爆炸，释放出总能量达到$10^{53}$尔格的中微子。此外，中微子在超新星中起着关键作用，加热和恢复冲击波以及冷却产生的质子中子星。因此，中微子探测器正在等待观察下一个银河系超新星，并且超新星中微子的几个理论模拟正在进行中。虽然这些模拟主要集中在超新星反弹后的第一秒，但唯一一次对超新星中微子的观测，SN 1987 A，显示中微子发射持续超过10秒。因此，需要长时间的模拟和分析工具来将理论与下一次观察进行比较。我们的研究是开发一个综合的超新星分析框架，准备在不久的将来处理银河系超新星观测的分析管道。这个框架处理核心坍缩，反弹和原中子星冷却过程，以及与中微子探测在地球上以一致的方式。我们已经开发了一种新的一维长时间超新星模拟，它成功地爆炸并计算了长达20秒的中微子发射。利用这个模型，我们估计在超级神冈探测器产生的中微子信号约为1,800事件的爆炸在10千秒差距，并讨论其影响在本文中。我们将此结果与SN 1987 A观测结果进行了比较，以检验其可靠性。
2020-12-19 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
Unraveling the Origin of Overionized Plasma in the Galactic Supernova Remnant W49B
最近的观测表明，几个超新星遗迹（SNRs）具有过电离等离子体，其中离子被剥离的电子比与电子温度平衡时更多。快速的电子冷却是产生这种情况所必需的，然而这种冷却的物理起源仍然不确定。为了评估负责过电离的冷却方案，在本文中，我们确定和映射的过电离等离子体在银河SNR W 49 B的基础上，220 ks钱德拉先进的CCD成像光谱仪（ACIS）的观察。我们进行了空间分辨光谱分析，测量电子温度建模的连续和比较它的温度由氦和H-样线的硫和氩的通量比。利用这些结果，我们发现，W 49 B是在西部的过电离，从东到西的梯度增加的过电离。由于喷出物膨胀在东部受到分子物质的阻碍，而在西部则没有，我们的过电离图表明，主要的冷却机制是热等离子体的绝热膨胀。
2013-09-05 astro-ph.HE
The GALEX-PTF experiment: II. supernova progenitor radius and energetics via shock-cooling modeling
大质量爆炸恒星的半径和表面成分，以及单位质量的爆炸能量，可以通过对核心坍缩超新星（CC SNe）的早期紫外线观测来测量。我们提出的结果，同时\GALEX和Palomar瞬态工厂（PTF）搜索早期紫外线发射SNe。我们分析了五个CC SNe，我们获得了$NUV$测量之前，第一次地面$R$波段检测。我们介绍了SOPRANOS，一个新的最大似然拟合工具的模型与可变的时间有效性窗口，并使用它来拟合的\citet{SapirWaxman2017}冲击冷却模型的数据。我们报告了四个II型SN，其祖先半径在$R_*\approx600-1100R_\odot$范围内，冲击速度参数在$v_{s*}\approx 2700-6000 \,\rm km\,s^{-1}$范围内（$E/M\approx2-8\times10^{50}\,\rm erg/M_\odot$），一个IIb型SN，其祖先半径在$R_*\approx210R_\odot$范围内，冲击速度参数在$v_{s*}\approx11000 \rm\, km\,s^{-1}$范围内（$E/M\approx1.8\times10^{51}\,\rm erg/M_\odot$）。因此，我们的试验GALEX/PTF项目表明，一个专门的，系统的SN调查$NUV$波段，如宽场紫外探测器\textit{ULTRASAT}任务，是一个令人信服的方法来研究…
2020-11-24 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
DES14X3taz: A Type I Superluminous Supernova Showing a Luminous, Rapidly Cooling Initial Pre-Peak Bump
我们介绍了DES 14 X3 taz，一个新的贫氢超亮超新星（SLSN-I）发现的暗能量调查（DES）超新星计划，与额外的光度数据提供的调查使用DECam的超亮超新星（SUDSS）。利用加那利大望远镜（GTC）上的OSIRIS获得的光谱显示，DES 14 X3 taz是z=0.608的SLSN-I。多色测光揭示了一个双峰的光变曲线：一个蓝色和相对明亮的初始峰值，在主光变曲线缓慢上升之前迅速消失。我们的多色测光使我们能够第一次表明，初始峰值在15个静止帧天内从22，000 K冷却到8，000 K，并且比任何已发表的核心坍缩超新星都更快，更亮，达到主峰的30%的热光度。没有物理镍动力模型可以适应这个初始峰值。我们表明，一个冲击冷却模型，其次是磁星驱动的光变曲线的第二阶段，可以充分解释整个光变曲线的DES 14 X3 taz。在距离约400个太阳半径处扩展的星周物质的激波冷却模型比恒星包层的激波加热表面层的冷却模型更可取。我们将DES 14 X3 taz与文献中的少数双峰SLSN-I事件进行了比较。虽然这些初始峰值的上升时间和特征不同，但存在着一种诱人的可能性，即它们可以用一种物理解释来解释。
2016-01-19 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Aspherical Supernova Shock Breakout and the Observations of Supernova 2008D
激波爆发是核心坍缩超新星爆炸中最早的、容易观测到的辐射。观测超新星激波爆发可能会产生关于超新星激波在离开前体之前的性质的信息，反过来，关于核心坍缩超新星机制本身的信息。X射线爆发080109，后来与SN 2008 D联系在一起，是一个非常好的观测到的核心坍缩超新星冲击爆发的例子。尽管观测覆盖范围很广，建模也很详细，但关于冲击波爆发的基本信息，如爆发半径和光变曲线时间尺度的驱动因素，仍然是不确定的。为解释SN 2008 D的冲击爆发发射而建立的模型都假定为球对称。本文研究了剥离包层核塌缩超新星{ \it非球面}激波爆发的观测特征。我们进行二维，喷气驱动的超新星模拟剥离信封祖细胞和计算由此产生的冲击爆发X射线光谱和光变曲线。随着激波向外扩展，X射线谱随时间显著地演化，并且与单温度和单半径黑体不很好地拟合。冲击爆发的X射线爆发光变曲线的时间尺度与其前身的冲击波穿越时间有关，而不是在球形爆发中设定光变曲线时间尺度的短得多的光穿越时间。这可以解释在XRO 080109/SN 2008 D中观察到的长冲击爆发光变曲线时间尺度。
2010-11-23 astro-ph.HE
Evidence for Rapid Adiabatic Cooling as an Origin of the Recombining Plasma in the Supernova Remnant W49B Revealed by NuSTAR Observations
在过去十年中，对超新星遗迹（SNRs）的X射线观测表明，重组等离子体的存在在某种类型的物体中有些常见。SNR W 49 B是这些天体中最年轻、最热、电离程度最高的，因此提供了关于SNR早期演化阶段如何达到复合阶段的关键信息。特别是，从Fe的辐射复合连续（RRC）的光谱特性是限制详细的等离子体条件的关键。在这里，我们提出了成像和光谱研究的W 49 B与核光谱望远镜阵列（NuSTAR），利用有史以来最高的灵敏度，以Fe RRC在> 8.8keV。我们确认，铁RRC是最突出的西部的SNR，因为最低的电子温度（~ 1.2 keV）实现。我们的空间分辨光谱分析揭示了电子温度和复合时间尺度之间的正相关性，具有~ 4 keV的均匀初始温度，这与作为过电离起源的快速绝热冷却方案是一致的。这项工作证明了NuSTAR的适用性，热发射的研究，除了硬非热X射线，从年轻和中年的SNR。
2018-12-03 astro-ph.HE
q-deformed statistics and the role of a light fermionic dark matter in the supernova SN1987A cooling
超新星核内电子-正电子湮灭$ e^-e^+ \stackrelγ{\longrightarrow} χ\barχ$产生的轻暗物质（$\simeq 1-30~\rm{MeV}$）粒子对可以带走超新星SN 1987 A爆炸释放的能量。在$q$的形式体系中工作-变形统计（超新星核心温度（波动）的平均值为$T_{SN} = 30~\rm{MeV}$），并利用Raffelt关于任何新通道发射率的判据$\dot{\varepsilon}(e^+ e^- \to χ\overlineχ) \le 10^{19}~{erg~g^{-1}s^{-1}}$，我们发现，随着形变参数$q$从$1.0$（未变形场景）到$1.1$（变形场景），对于质量为$m_χ= 30~\rm{MeV}$的暗物质费米子，暗物质有效理论的尺度$Λ$的下限从PDMATHABMUTeV变化到PDMATHABMVTeV。利用暗物质费米子自由流动的光学深度判据，我们找到了$m_χ= 30~\rm{MeV}$的$Λ\sim 10^{8}~\rm{TeV}$的下界.在一个场景中，暗物质费米子是在超新星核心的最外层产生的（半径为$0.9 R_c \le r \le R_c$，$R_c (=10~\rm{km})$为超新星核心半径或原中子星半径），我们发现$Λ$上的界（$\sim 3 \times 10^7$ TeV）从SN冷却标准获得（Ra…
2016-11-23 astro-ph.HE hep-ph
Exploring the efficacy and limitations of shock-cooling models: new analysis of Type II supernovae observed by the Kepler mission
现代瞬变测量已经开始发现和跟踪超新星（SNe），这是在第一次出现光之后不久-提供了对II型SNe上升的系统测量。我们探讨如何分析模型的早期冲击冷却排放核心崩溃SNe可以约束祖的半径，爆炸速度，和本地主机灭绝。我们模拟合成测光在几个现实的观测场景，假设模型描述典型的爆炸，发现紫外线观测可以约束祖的半径的统计不确定性$\pm10-15\%$，与系统的不确定性$\pm 20\%$。根据这些观测结果，局部宿主消光（$A_V$）可以被限制为2倍，而冲击波速度到$\pm 5\%$的系统不确定度为$\pm 10\%$。我们还重新分析了Garnavich等人（2016）提出的SN光变曲线，发现KSN 2011 a可以用祖星半径为$R_s < 7.7 + 8.8 {\rm (stat)} + 1.9 {\rm (sys)}R_\odot$的蓝超巨星模型拟合，而KSN 2011 d可以用祖星半径为$R_s = 111_{-21 {\rm (stat)}}^{+89 {\rm (stat)}} \phantom{}_{-1{\rm (sys)}}^{+49 {\rm (sys)}}$的红超巨星模型拟合。我们的结果与Garnavich et al.（2016）的结果不一致。此外，我们重新评估了他们的说法，发现在KSN 2011 d的光变曲线中没有统计学上显著的证据表明存在冲击爆发耀斑。
2017-08-06 astro-ph.HE
Is there a supernova bound on axions?
我们提出了一个关键的SN1987A超新星冷却轴子和其他轻粒子的评估。核心塌陷模拟在文献中用来证实边界省略的计算包层外部的原始中子星（PNS）。因此，在这些模拟中，中微子的唯一来源是，通过构造，冷却PNS。我们表明，如果经典的延迟中微子机制未能爆炸SN 1987 A，如果预塌缩的恒星旋转，那么吸积盘将形成，可以解释晚时间（$t\gtrsim5$秒）中微子事件。如果SN 1987 A是一个由中子引发的热核爆炸，那么这种吸积盘将是一种自然特征。轴子不会冷却圆盘，也不会影响它的中微子输出，只要圆盘对中微子来说是光学薄的，就像它自然的那样。这些考虑使人们对超新星冷却边界产生了怀疑。
2020-06-11 astro-ph.HE hep-ph
Probing Explosion Geometry of Core-collapse Supernovae with Light Curves of the Shock Breakout
研究了核心坍缩超新星中非球面能量沉积对超新星激波爆发光变曲线的影响。我们进行了二维流体动力学计算的非球面超新星爆炸时，在恒星内部产生的冲击波到达恒星表面在每个径向方向上的时间。利用计算结果，以近似的方式导出了冲击破裂过程中的光变曲线。我们发现，在冲击爆发的光变曲线可以是一个很强的指标，核心坍缩超新星的非球面属性。
2010-06-09 astro-ph.HE
On variations of the brightness of type Ia supernovae with the age of the host stellar population
最近对Ia型超新星（SNeIa）的观测研究表明，事件的峰值亮度与祖先恒星星族的年龄之间存在相关性。这一趋势可能是由于前身白矮星（WD）的性质，如中心密度，而这些性质又是由宿主恒星星族的性质决定的。我们提出了一个统计控制良好，系统的研究，利用一套多维SNeIa模拟调查的影响，中央密度的祖WD生产的铁组材料，特别是放射性Ni-56，这权力的光变曲线。我们发现，平均而言，作为祖的中心密度增加，生产的Fe族材料不改变，但生产的Ni-56减少。我们把这一结果归因于在较高密度下较高的中子化率。前身星的中心密度取决于WD的质量和从伴星开始质量转移之前的冷却时间，以及随后的吸积加热和中微子损失。这个密度对冷却时间的依赖性，结合我们中心密度研究的结果，为观察到的年龄-光度相关性提供了一个解释：较长的冷却时间提高了点火时的中心密度，从而产生较少的Ni-56，从而产生较暗的事件。虽然我们的结果集合显示出显著的趋势，但我们发现实现之间存在相当大的差异，这表明有必要对模拟集合进行平均，以显示统计上显著的结果。
2010-07-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sculpting the Morphology of Supernova Remnant Pa 30 via Efficient Ejecta Cooling
本研究通过数值流体动力学概念验证提出，Pa 30 的窄径向纤维可由抛射物高效冷却形成，并给出强发射线、褶皱前向激波及近弹道纤维运动三项可观测预测。
2024-05-13 astro-ph.HE
WFST Supernovae in the First Year: III. Systematical Study of the Photometric Behavior of Early-phase Core-collapse Supernovae
University of Science and Technology of China（中国科学技术大学）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）；Central China Normal University（华中师范大学）
研究利用WFST观测数据，通过结合冲击冷却模型和放射性扩散模型，分析早期相核心坍缩超新星的光度行为，确定其前体质量范围及演化途径。
2026-02-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
On Possibility of Determining Neutrino Mass Hierarchy by the Charged-Current and Neutral-Current Events of Supernova Neutrinos in Scintillation Detectors
中微子物理学中尚未解决的谜团之一是中微子质量等级。本文提出了一种新的方法，通过比较超新星中微子在闪烁探测器中吸积和冷却阶段的反β衰变（IBD）过程$\barν_e + p\rightarrow n + e^+$和中性流（NC）相互作用过程$ν(\overlineν) + p\rightarrowν(\overlineν) + p$，来确定中微子的质量等级.超新星中微子味的转换取决于中微子质量等级。由于Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein效应，在反向层次结构中发生$\barν_e$通量与$\barν_x$（$x=μ,~τ$）通量的完全交换，而在正常层次结构中不发生这种交换。因此，倒置层次结构的高能量IBD事件与NC事件的比率高于正常层次结构。由于在吸积阶段$\barν_e$的光度大于$ν_x$的光度，而在冷却阶段$\barν_e$的光度小于$ν_x$的光度，我们计算了吸积和冷却阶段的这个比值。通过分析从吸积阶段到冷却阶段这一事件比的变化，可以确定中微子的质量等级。
2018-09-10 astro-ph.HE hep-ph
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
Inspecting neutrino flavor instabilities during proto-neutron star cooling phase in supernova: I. Spherically symmetric model
本文在球对称和准静态近似下研究了1至50秒原中子星冷却阶段的中微子快味与碰撞味不稳定性，通过蒙特卡罗输运计算发现模型中无味转换迹象，并指出引入多维效应可能改变该结论。
2024-07-30 astro-ph.HE hep-ph
X-Rays from Supernova Shocks in Dense Mass Loss
IIn型和相关的超新星显示了与致密的星周介质相互作用的证据，该介质产生了大部分超新星的光度。从冲击加热气体的X射线发射是至关重要的相互作用的能量学，并可以提供诊断的冲击相互作用。假设冲击波位于风中的光学深度tau_w \la c/v_s（其中c是光速，v_s是冲击波速度），则预计会出现粘性冲击，将气体加热到高温。对于τ_w \ga 1，激波处于冷却状态;在较高的密度和激波速度下，逆康普顿冷却占主导地位。尽管τ_w \ga为1，但通过发射区的光学深度为\la 1，使得逆康普顿效应不会引起显著的X射线发射。在较高的冲击波速度下，电子可能达不到与质子的能量均分。当X射线通过冷风向外移动时，较高能量的光子因康普顿降解而丢失。如果韧致辐射占主导地位的冷却和康普顿损失是小的，高能辐射可以完全photochromic震前气体。然而，热区域的逆康普顿冷却和风中的康普顿退化降低了电离通量，使得不能获得完全的光电离，并且风的光吸收进一步降低了逃逸的X射线通量。我们推测，这些效应的结合导致了低观测到的X射线通量从光学发光SN 2006 gy。
2012-02-07 astro-ph.HE
A New Approach to Mass and Radius of Neutron Stars with Supernova Neutrinos
中子星是在核心坍缩的超新星爆炸中形成的，在那里会发射出大量的中微子。在本文中，超新星中微子光变曲线计算的冷却阶段的质子中子星，持续几分钟。在数值模拟中，我们采用了90个不同不可压缩性、对称性能量和核子有效质量的唯象状态方程模型进行了全面的研究。结果表明，中子星质量越大，中子星半径越小，冷却时间越长。此外，冷却时标的理论表达式作为质量和半径的函数，它被发现忠实地描述数值结果。这些发现表明，利用中微子信号诊断新形成的中子星的质量和半径是可能的。
2020-02-09 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Comparing jet-shaped point symmetry in cluster cooling flows and supernovae
本研究通过对比星系团冷却流与8个核心坍缩超新星遗迹的点对称喷流形态，佐证抖动喷流爆炸机制（JJEM）是核心坍缩超新星的主要爆炸机制，对中微子驱动爆炸机制构成挑战。
2024-06-17 astro-ph.HE
On the Non-existence of a Sharp Cooling Break in GRB Afterglow Spectra
虽然广泛使用的伽马射线暴（GRB）余辉分析模型预测了其余辉光谱中存在一个尖锐的冷却突变$ν_c$，但迄今为止的观测结果很少能证明其光谱中存在冷却突变或其光变曲线中存在相应的时间突变。采用拉格朗日描述的冲击波，我们进行了一个复杂的计算余辉发射。我们精确地遵循冷却历史的非热电子加速到每个拉格朗日壳层。我们表明，余辉光谱的详细计算实际上并没有引起急剧的冷却中断在$ν_c$。相反，它显示出非常温和和平滑的过渡，这种过渡在能量或频率上逐渐发生几个数量级。这种缓慢转变的主要原因是不同的微型壳层具有不同的共动磁场强度$B$的演化历史，因此导出每个微型壳层的$ν_c$的当前值需要对其冷却速率在自其创建以来所经过的时间上进行积分。我们提出的光学和X射线光谱指数的时间演化来证明光谱制度的缓慢转变，并讨论了我们的结果在解释伽玛暴余辉数据的影响。
2013-11-12 astro-ph.HE
Supernova Constraints on Dark Flavored Sectors
原中子星在核心坍缩的超新星之后几秒钟形成，是一种热而致密的环境，在这种环境中，超子可以通过弱过程有效地产生。利用各种最先进的超新星模拟方法，结合适当扩展的包含$Λ$超子的状态方程，计算了暗玻色子$X^0$通过衰变$Λ\to n X^0$引起的恒星冷却.将这种新的能量损失过程与SN 1987 A的中微子冷却进行比较，可以使我们对无质量暗光子和与夸克耦合的味道违反的轴子设置严格的约束。我们发现，这个新的超新星约束可以比暗扇区模型中的其他限制强几个数量级。
2022-03-07 astro-ph.HE hep-ph
The SN 1987A Cooling Bound on Dark Matter Absorption in Electron Targets
本研究利用SN 1987A冷却约束探查亚MeV费米子暗物质与电子有效耦合的参数空间，排除当前及未来直接探测实验的预计灵敏度区域，并拓展至轻媒介子情形，结合暗物质过量产生限制排除相关全部参数空间。
2025-08-01 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
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
New Supernova Constraints on Vector-Mediated Neutrinophilic Dark Sector
Washington University（华盛顿大学）；Reed College（里德学院）；New York Institute of Technology（纽约理工学院）；University of Minnesota（明尼苏达大学）
利用超新星冷却现象，研究中微子ophilic暗物质与媒介粒子的非标准相互作用，通过分析超新星中中微子密度高这一特性，提出新的约束条件，对中微子-暗物质相互作用的有效耦合系数提供五数量级的改进。
2026-09-17 astro-ph.HE hep-ph
Electron cooling and the connection between expansion and flux-density evolution in radio supernovae
射电超新星（Radio Supernovae，RSNe）是一种微弱而罕见的事件。它们典型的最大射电光度只有$10^{27}$ \，erg\，s $^{-1}$ \，Hz $^{-1}$的量级。然而，有非常少的情况下，相对明亮（和/或关闭）RSNe，其中的冲击波的扩展和无线电光变曲线在几个频率已被监测覆盖数年。应用超新星射电辐射的标准模型，通过假设同步辐射电子的磁场和能量密度的演化规律，可以用简单的代数方法将模拟膨胀曲线的定义参数与模拟光变曲线的定义参数联系起来。然而，电子的冷却机制可能会极大地影响光变曲线和膨胀曲线之间的这种联系，并导致对电子加速细节和/或CSM径向密度分布的错误结论。在本文中，我们研究如何电子冷却修改的磁通密度衰减率的RSNe的一组似是而非/现实的值的磁场和不同的膨胀制度。我们使用这些结果来估计迄今为止观察到的不同RSNe的磁场，并将它们与通过假设粒子和磁场之间的能量均分而获得的结果进行比较。对于一些监测最好的RSNe，已经观察到减速测量，光学薄光谱指数和幂律时间衰减（SN\，1979 C，SN\，1986 J，SN\，1993 J，和SN\，2008 iz），我们找到了幂律拱星密度分布指数的自洽解（所有情况下的$s=2$）、幂律相对论电子布居指数（相当陡的值，$ p = 2.3 - 3.0$）和初始磁场（范围从$\sim 20$到$> 100$ \，G）。
2011-01-28 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Supernova Constraints on Dark Flavored Sectors
原中子星在核心坍缩的超新星之后几秒钟形成，是一种热而致密的环境，在这种环境中，超子可以通过弱过程有效地产生。利用各种最先进的超新星模拟结合适当的扩展的状态方程，包括$Λ$超子，我们计算了通过衰变$Λ\to n X^0$的暗粒子$X^0$的发射引起的恒星冷却。将这种新的能量损失过程与SN 1987 A的中微子冷却进行比较，我们可以对分支分数BR $(Λ\to n X^0)\leq 8\times10^{-9}$设定一个严格的上限，我们将其应用于无质量暗光子和与夸克有违反味道耦合的轴子。我们发现，新的超新星约束可以比暗扇区模型中的其他限制强几个数量级。
2021-10-18 astro-ph.HE hep-ph
Dynamical Preconditions for Ice Formation in Supernova Remnant and Cloud Interactions: A 2D MHD Study
Byurakan Astrophysical Observatory（比尤拉坎天文台）；Silk Road Project, NAOC, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台丝绸之路项目）
本研究通过二维磁流体动力学模拟，揭示了超新星冲击波与星际云相互作用如何创造冰形成条件，并探讨了冷却和颗粒化学对冰生长的影响。
2026-02-14 astro-ph.HE
Moving-mesh simulations of spreading dynamics and local electron cooling in structured gamma-ray burst afterglow jets
University of Bath（巴斯大学）
本文通过移动网格水动力学代码GAMMA模拟了结构化伽马射线暴后glow喷流的动力学和辐射谱，发现局部冷却方法显著影响同步辐射冷却转折点，且冷却转折点频率上升超过十倍，同时喷流破裂变得更陡。
2026-05-06 astro-ph.HE
New constraint from supernova explosions on light particles beyond the Standard Model
我们提出了一个新的约束轻（亚GeV）粒子超出了标准模型，可以产生内部的原始中子星核心的核心坍缩超新星爆炸。它是通过要求被转移到祖先恒星包层的外来粒子所携带的能量不得超过观测到的超新星的$\lesssim 2\cdot 10^{51}$ erg的爆炸能量而得出的。我们表明，具体的情况下，一个暗光子的动力学混合的SM光子和衰变主要是一个$e^\pm$对，一个较小的混合参数的一个数量级以下的完善的超新星冷却边界可以排除。此外，我们的边界填补了冷却边界和（非）观测超新星产生的伽马射线的暗光子轻于20兆电子伏的区域之间的差距。我们的结果也排除了通过将能量从超新星核心转移到具有外来粒子的冲击波来帮助超新星爆炸成功的可能性。
2019-09-02 astro-ph.HE hep-ph
Shock Breakout in Type II Plateau Supernovae: Prospects for High Redshift Supernova Surveys
激波爆发是超新星中最亮的辐射现象，但由于持续时间短，X射线/紫外（UV）光谱峰化，很难被观测到。在2008年首次观测到上升相后，它在高红移的可观测性引起了极大的关注。我们对具有不同主序质量$M_{\rm MS}$、金属丰度$Z$和爆炸能量$E$的进化前超新星模型进行了爆炸的多群辐射流体动力学计算。我们给出了II型坪型超新星中激波爆发的光变曲线，这是最常见的核心坍缩超新星，并预测了不同红移$z$下激波爆发的表观光变曲线。通过考虑初始质量函数、宇宙恒星形成历史、星系际吸收和宿主星系消光，我们推导出了可观测的SN率和可达红移作为滤波器$x$和极限星等$m_{x,{\rm lim}}$的函数。我们提出了一个现实的调查策略优化冲击突破。例如，$m_{g',{\rm lim}}=27.5$ mag的$g'$波段可观察SN率为3.3 SNe度$^{-2}$ day $^{-1}$，其中一半位于$z\geq1.2$。显然，冲击波爆发是探测高$z$堆芯坍缩SNe的有益线索。我们还建立了方法来识别冲击爆发和约束SN属性的冲击爆发，亮度，时间尺度和颜色的观察。我们强调，在$\sim$小时间隔的蓝色光学波段上的连续观测，最好是在连续的$\geq2$夜晚，对于有效地探测、识别和解释冲击爆发是必不可少的。
2011-03-01 astro-ph.HE
Fermi-bubble bulk and edge analysis reveals dust, cooling breaks, and cosmic-ray diffusion, facilitating a self-consistent model
本文通过费米气泡从射电到γ射线的宽频带边缘分析，发现尘埃成分掩盖约35 GHz冷却拐折，并用Kraichnan扩散解释射电软化，从而支持强激波电子加速的自洽模型。
2024-03-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Coupled Shock Cooling and Radioactive Heating in the Type IIb Supernova SN 2024aecx: An Extended Envelope and Rapid Optical Decline
Central China Normal University（华中师范大学）；National Astronomical Data Center（国家天文数据中心）
研究IIb型超新星SN 2024aecx，用扩展版\texttt{TransFit}建模其多波段演化，拟合相关参数，推断出有效外半径等数据，支持激波冷却加放射性加热解释，指出其快速光学下降需超出简单放射性扩散的物理机制。
2026-07-15 astro-ph.HE
Non-thermal photon production via bulk comptonization at supernova shock breakout
我们研究了超新星爆炸冲击波爆发时，体康普顿化过程在热光子传播中的作用。我们使用的流体动力学模型的基础上的自相似的解决方案的冲击爆发。光子的传播是由蒙特卡罗技术处理。模拟结果成功地再现了幂律谱的X射线观测XRF 080109/SN 2008 D，如果一个温和的相对论激波速度被假定。一些辐射过程，光电离，辐射复合，和自由-自由吸收的发射光子的传播的影响进行了研究。结果表明，它们对Ib型和Ic型超新星的母星光谱几乎没有影响。在球形爆炸假设下计算的光变曲线表明，要求原始半径为$/sim 10^{13}$ cm。
2010-06-26 astro-ph.HE
Fermi-LAT Detection of a Break in the Gamma-Ray Spectrum of the Supernova Remnant Cassiopeia A
我们报告的观测超新星遗迹仙后座A的能量范围从100兆电子伏到100 GeV使用44个月的观测从大面积望远镜上的费米伽马射线太空望远镜。我们进行了详细的光谱分析，这个源和报告的低能量的频谱在$1.72^{+1.35}_{-0.89}$ GeV的突破。通过与γ射线辐射模型的比较，我们发现强子辐射是首选的GeV的能量范围。
2013-10-30 astro-ph.HE
Muons in supernovae: implications for the axion-muon coupling
本文通过生成迄今最大规模的含μ子超新星模拟，证明SN 1987A的冷却速率观测对类轴子粒子与μ子的耦合施加了强约束，将耦合限制在$g_{aμ} < 10^{-7.5}~\ ext{GeV}^{-1}$。
2024-05-31 astro-ph.HE hep-ph
The full evolution of supernova remnants in low and high density ambient media
超新星爆炸及其残余物（SNRs）驱动着重要的反馈机制，对宿主星系产生了相当大的影响。因此，对信噪比演化的认识对于理解星际介质的结构和星系的形成与演化具有重要意义。在这里，我们研究了均匀的环境介质中的信噪比的演变，从初始的，喷出物为主的阶段，到最后的，动量为主的阶段。数值模型是基于薄壳近似，并考虑了喷射气体和辐射冷却的配置。它准确地再现了众所周知的分析和数值结果，并允许一个研究的SNR在环境介质中的演变与广泛的密度$n_{0}$。结果表明，在高密度的情况下，强辐射冷却显着改变的冲击动力学和抑制Sedov-Taylor阶段，从而显着限制的反馈，信噪比提供给这样的环境。对于$n_{0}>5 \times 10^{5}$ cm $^{-3}$，由于强辐射冷却引起的冲击气体中的热压迅速下降，反向冲击没有到达爆炸中心。
2019-06-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
2D radiaition-hydrodynamic simulations of supernova shock breakout in bipolar explosions of a blue supergiant progenitor
发展了一个二维狭义相对论辐射流体动力学程序，并应用于蓝超巨星双极爆炸中超新星激波爆发的数值模拟。我们的计算成功地模拟了恒星中爆炸波的动力学演化及其从表面出现。球形能量沉积模型的结果与以前的模拟显示出良好的一致性。此外，我们计算了几个模型的双极能量沉积和比较他们的结果与球对称模型。用射线追迹法计算了冲击波爆发辐射的辐射热光变曲线。我们的辐射流体动力学模型表明，冲击波爆发发射的早期部分可以用来探测由于铁芯的引力坍缩而产生的爆炸波的几何形状。
2016-05-26 astro-ph.HE
