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
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
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
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 $）的祖先，面临着极端的挑战，伽马射线暴（GRB）的祖先，由于过度的亮度，全球时间演变的光变曲线在整个爆发和短的爆发时间，与观测不一致。我们的研究结果表明，各种各样的观测到的爆炸外观（超新星/超新星+伽玛暴/低光度伽玛暴）和发射相对论流出的特性（亮度和持续时间）可以自然地解释的祖先结构的差异。我们的模拟揭示了几个重要的喷流功能：（一）强磁耗散内的恒星，导致弱磁化射流突破，可能有显着的光球发射和（二）自发出现的倾斜吸积盘喷流，即使在没有任何倾斜的祖。
2021-12-26 astro-ph.HE
Non-thermal photon production via bulk comptonization at supernova shock breakout
我们研究了超新星爆炸冲击波爆发时，体康普顿化过程在热光子传播中的作用。我们使用的流体动力学模型的基础上的自相似的解决方案的冲击爆发。光子的传播是由蒙特卡罗技术处理。模拟结果成功地再现了幂律谱的X射线观测XRF 080109/SN 2008 D，如果一个温和的相对论激波速度被假定。一些辐射过程，光电离，辐射复合，和自由-自由吸收的发射光子的传播的影响进行了研究。结果表明，它们对Ib型和Ic型超新星的母星光谱几乎没有影响。在球形爆炸假设下计算的光变曲线表明，要求原始半径为$/sim 10^{13}$ cm。
2010-06-26 astro-ph.HE
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
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
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
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
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
Numerical simulations of jet launching and breakout from collapsars
Center for Theoretical Physics, Polish Academy of Sciences（波兰科学院理论物理中心）；Departamento de Matematica da Universidade de Aveiro（阿威罗大学数学系）；Centre for Research and Development in Mathematics and Applications (CIDMA)（数学及其应用研究与发展中心）
本文通过轴对称GRMHD模拟研究了喷流从黑洞视界到恒星表面的形成过程，发现强磁场所驱动的喷流在传播中能量转化为热能和动能，喷流突破时间与亮度范围被确定。
2026-03-18 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
Shock breakouts from compact CSM surrounding core-collapse SN progenitors may contribute significantly to the observed $\gtrsim10$ TeV neutrino background
本文提出核心坍缩超新星激波突破爆炸前一年形成的致密 CSM 壳可产生高能中微子，解释 $\gtrsim10$ TeV 背景及其缺失的伽马伴随辐射，并指出需建立突破期能谱演化理论。
2024-12-03 astro-ph.HE hep-ph
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
Demystifying shock breakout spectra
本研究提出简化的激波暴发光谱模型，基于三个时标的五种排序划分五类光谱演化情景，给出分段幂律光谱参数，为通过观测约束前身星物理条件提供理论工具。
2024-12-09 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
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
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
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
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
Three-dimensional Models of Core-collapse Supernovae From Low-mass Progenitors With Implications for Crab
我们提出了非旋转低质量（~9 Msun）祖先的3D全球面超新星模拟，涵盖了从核心坍缩到反弹和冲击复兴，从恒星表面冲击爆发的整个演化，直到几天后完成回落。我们在核心坍缩超新星（LMCSN）域的低质量端获得了铁核心祖先的低能爆炸[~（0.5-1.0）x 10^{50} erg]，并与具有氧-氖-镁核心的超级AGB（sAGB）祖先进行了比较，后者坍缩并爆炸为电子捕获超新星（ECSN）。在LMCCSN模型的爆发是自洽使用顶点普罗米修斯代码建模，而ECSN爆炸是使用参数中微子运输普罗米修斯HOTB代码建模，选择不同的爆炸能量在以前的自洽模型的范围内。sAGB和LMCCSN的前身有着相似的结构，几乎都是球形的爆炸，几乎没有金属混入氢包层。具有较少的第二次挖掘的LMCCSN导致高度不对称的爆炸。它显示了有效的混合和戏剧性的冲击减速扩展氢信封。这两种性质都允许快速镍羽流赶上冲击波，导致极端的冲击变形和非球面冲击波突破。<~ 5 × 10 ^{-3} Msun的回退质量对中子星（NS）质量和反冲没有显著影响。然而，各向异性的回落携带相当大的角动量，并决定了新生NS的自旋。LMCCSNe模型的第二次挖掘较少，结果流体动力学和中微子引起的NS踢>40 km/s和NS自旋周期约30 ms，两者与蟹状星云脉冲星出生时的结果没有很大区别。
2020-06-10 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
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
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
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
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
The Multiband Emission of the two-component Gamma-Ray Burst jet influenced by progenitor winds within the Accretion Disk of Active Galactic Nuclei
本文研究活动星系核吸积盘内双组分GRB喷流受前身星风影响的多波段辐射，发现长暴被扼流、短暴产生余辉和茧层突破辐射，EP与HXMT联合观测可区分GRB类型与喷流组分。
2025-05-22 astro-ph.HE
Double explosions and jet formation in GRB-supernova progenitors
长伽玛暴的前身，以及一般的核心坍缩超新星，可能有两个独立的机制驱动外流：准各向同性中微子驱动的超新星爆炸，然后是由伽玛暴中心引擎、黑洞或磁星驱动的高度准直的相对论外流。我们考虑了GRB驱动的第二次爆炸通过由主超新星激波通过产生的膨胀包层传播的动力学。在中心核之外，在SN激波爆发产生的陡峭密度梯度区域，加速的次级准球形GRB激波变得不稳定，在某些条件下，当流动几乎完全沿着近似圆柱形的准直通道膨胀时，可能形成高度准直的射流，即“烟囱”。因此，弱非球形驱动和/或风腔的非球形初始条件可产生高度非球形的喷射流出。对于亮度恒定的GRB中央引擎，当包线ρ~ r^{-ω}中的密度梯度比ω>4陡时，会出现这种情况。
2010-09-03 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
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
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
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
An unexplored regime of shock breakout with a distinct spectral signature
本文发现激波突破在特定条件下可产生非标准的多温度混合光谱，适用于蓝超巨星前身星或高速激波，提供新的观测特征。
2024-12-09 astro-ph.HE
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
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
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
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
Opening Angles of Collapsar Jets
通过二维相对论流体动力学模拟和解析模拟，研究了伽马射线暴（GRB）源星的喷流传播和爆发。我们发现喷流张开角由$θ_j \sim 1/5 Γ_{0}$给出，并推断出中心发动机处喷流的初始洛伦兹因子$Γ_0$对于现有的观测值$θ_j$是一个小的值。喷流在茧状压力下通过准直激波以圆柱形会聚，使恒星内部的洛伦兹因子保持较低，并在喷流爆发时加速，然后自由膨胀成中空锥结构。在这张新照片中，GRB持续时间由茧的声音交叉时间决定，之后张开角变宽，从而降低表观亮度。一些破坏最大张开角$θ_{j,\max}\sim 1/5 \sim 12^{\circ}$的爆发意味着存在一个重子丰富的鞘或一个长效喷流。我们可以解释的斜率Amati和Yonetoku光谱关系使用偏心光球模型，如果我们只做一个假设，即总喷流光度是成比例的初始洛伦兹因子的喷流。我们还数值校准前突破模型（Bromberg等人）。备以后使用
2013-11-08 astro-ph.HE
Determining the Structure of Rotating Massive Stellar Cores with Gravitational Waves
恒星核心坍缩产生的引力波（GW）信号包含了大量关于恒星前身星和由此产生的核心坍缩超新星（CCSN）的物理参数信息。我们提出了一种新的方法来限制CCSN祖属性崩溃时使用两个最可检测的GW信号的部分：核心反弹信号和演变的主频率模式从质子中子星。我们专注于核心反弹后，但爆炸前的时期，并调查GWs的预测能力，从旋转CCSNe约束祖星的属性。我们分析了34个二维和4个三维中微子辐射流体动力学模拟恒星核心崩溃的不同的初始质量和旋转速率的祖先。扩展以前的工作，我们验证了紧凑的祖在崩溃与早期的斜坡上升的斜率，并在旋转的情况下，也与核心角动量。结合这一信息与反弹信号，我们提出了一种新的分析方法来限制崩溃前的核心紧凑的祖。由于这些GW特征发生在核心反弹后不到一秒，因此这种分析可以让天文学家甚至在冲击爆发之前预测CCSN的电磁特性。
2021-06-22 astro-ph.HE
Shock Breakout in Dense Circumstellar Material with Application to PS1-13arp
激波爆发（SBO）是超新星（SN）的第一个电磁信号，是探测超新星爆发起源的重要手段。不幸的是，SBO是很难捕捉与目前的调查，由于其短暂的时间尺度（$\lesssim 1\,$小时）。然而，SBO可能会延长时，致密的拱星物质（CSM）的存在。事实上，最近对SNe的光度建模研究以及早期的光谱学研究表明，这种密集的CSM可能比以前预期的更常见。如果为真，这也应该影响SBO的功能。我们提出了一个探索的影响，这样的CSM相互作用的SBO的宽度和光度使用分析和数值模拟，在那里我们参数化的CSM作为一个稳态风。然后，我们将此模型与PS1- 13 arp进行比较，后者是一个SN，显示出早期的紫外线过量，这被认为是密集CSM中的SBO。我们发现PS1- 13 arp与质量为$\sim 0.08\, M_{\odot}$和半径为$\sim 1900\, R_{\odot}$的风很好地拟合，这些参数与使用测光模型推断的II型SNe的参数相似，如果不是质量稍小的话。这种相似性表明，未来SNe~II的SBO观测可能比以前更容易获得。
2021-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
