Possible evidence for shock-cooling in the accretion flow of the luminous Seyfert galaxy PG1211+143
在原型UFO PG 1211 +143的强大高度电离风中的短期变化和多个速度分量表明内部盘不稳定性或短暂的吸积事件。最近探测到的高速流入为后一种情况提供了第一个直接的观测支持，即物质以高倾角接近黑洞自旋平面可能导致内部吸积盘的扭曲和撕裂，随后环间碰撞产生冲击，失去旋转支持和快速质量下降。在这里，我们确定了一个可变的连续分量在同一个数据集，以及建模的热Comptonised光谱，可以代表冷却辐射的冲击气体。
2021-12-10 astro-ph.HE
Synchrotron spectrum of fast cooling electrons in GRBs
本文讨论了激波中快冷电子的同步辐射。冲击波后的快速冷却电子如果没有足够的时间均匀混合，就会产生位置相关的不均匀电子分布。这将导致一个非常不同的同步辐射光谱在低频带的均匀的情况下，由于同步辐射吸收。本文计算了伽马射线暴（GRB）非均匀情况下的同步辐射谱。同时考虑了正激波和反向激波。我们发现，对于反向激波占主导地位的情况下，我们会期望在低频谱的“反向激波颠簸”。光谱凸起是由于在前向和反向激波区的组合同步辐射吸收。在低频前向冲击谱中有两个非常规段，其谱斜率分别为$\lesssim1$和$11/8$。$11/8$的斜率已被一些作者发现，而$\lesssim1$的斜率是新的，这是由于在光学厚区近似恒定的电子温度。未来，在伽玛暴早期余辉或瞬发阶段的多波段（特别是低频波段）同步观测，将有可能揭示这些光谱特征，使我们能够识别反向激波成分，区分正向和反向激波发射。这也是诊断相对论激波区快速冷却后电子分布状态（均匀或不均匀）的一种方法。
2017-04-26 astro-ph.HE
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
Constraints on the Progenitor of SN 2016gkg From Its Shock-Cooling Light Curve
SN 2016 gkg是一颗在超新星爆发后不久被发现的IIb型超新星。与其他几个有早期数据的IIb型事件一样，SN 2016 gkg显示出双峰的光变曲线，第一个峰值与低质量扩展祖包层的冷却有关。我们提出了前所未有的intrinight-cadence多波段测光覆盖SN 2016 gkg的第一个光变曲线峰值从拉斯坎布雷斯天文台全球望远镜网络，小行星地球撞击最后警报系统，斯威夫特卫星和各种业余操作的望远镜。将这些数据与激波冷却模型进行拟合，可以得到原始星系半径约为25-140个太阳半径，扩展包层中的物质质量约为2-30 x 10^-2（取决于模型和假设的主星系灭绝）。我们的半径估计是大致一致的价值观独立得出（在其他作品）从HST成像的祖星。然而，冲击冷却模型半径是在爆炸前成像所指示的值的下端。流体动力学模拟可以精确的祖参数推导出的冲击冷却发射和测试的分析模型。
2017-01-20 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
On physical and numerical instabilities arising in simulations of non-stationary radiatively cooling shocks
我们描述了我们的模拟辐射冷却冲击和他们的薄壳与各种数值工具在不同的物理和计算设置。我们检查致密壳层的结构，它的形成和演化，指出维持其形状的物理和数值因素，也可能导致不稳定性。我们发现，在一定的物理条件下，圆壳在形成后不久，在笛卡尔网格上表现出强烈的弯曲不稳定性和连续破碎，而在极坐标网格上模拟时几乎保持不变。我们解释了这一点的物理瑞利-泰勒一样的不稳定性触发的致密壳表面的数值噪声。这些不稳定性的条件来自壳结构本身和突然辐射冷却开始后动态压力平衡重建期间的瞬态加速事件。它们也很容易被周围介质的物理扰动所激发。与此相反，广泛提到的非线性薄壳不稳定性，在物理扰动的测试中显示，只有有限的机会发展在真正的辐射冲击，因为它似乎需要一个特殊的空间安排的波动被有效地激发。所描述的现象也对进一步模拟辐射冷却冲击提出了新的要求，以便在物理上正确，并且没有数值伪影。
2016-05-03 astro-ph.HE
Revealing the progenitor of SN 2021zby through analysis of the $TESS$ shock-cooling light curve
我们提出了双峰IIb型超新星（SN IIb）2021 zby的早期观测和分析。$TESS$以30分钟的节奏在爆炸后10天的第一个$\sim$内捕获了SN 2021 zby的显着早期冲击冷却峰。我们给出了SN 2021 zby的光学和近红外光谱序列，包括激波冷却阶段的三个光谱。使用多波段模型拟合，我们发现，它的祖先推断的属性是一致的红超巨星或黄超巨星，与$\sim$ 0.3-3.0 M $_\odot$和$\sim$ 50-350 $ R_\odot$的包络半径的包络质量。这些推测的祖先特征与SNe 1993 J、2011 dh、2016 gkg和2017 jgh等具有双峰特征的SNe IIb相似。这项研究进一步验证了高节奏和早期覆盖在解决冲击冷却光变曲线形状方面的重要性，而多波段观测，特别是紫外观测，也是完全限制祖属性所必需的。
2022-11-07 astro-ph.HE
Shock-cooling Constraints via Early-time Observations of the Type IIb SN 2022hnt
本研究通过多波段测光观测IIb型超新星2022hnt的早期窄峰，拟合激波冷却模型以约束前身星半径和富氢包层质量，并提出了未来研究IIb型超新星爆炸性质的标准化框架。
2025-01-28 astro-ph.HE
shock_cooling_curve: A Python-Based Package for Extensive and Efficient Modeling of Shock Cooling Emission in Supernovae
该研究开发了一个Python软件包shock_cooling_curve，实现四个解析模型，通过测光数据估计超新星前身星性质，支持非线性优化和MCMC采样，且易于扩展。
2024-01-21 astro-ph.HE astro-ph.IM
X-Rays from Supernova Shocks in Dense Mass Loss
IIn型和相关的超新星显示了与致密的星周介质相互作用的证据，该介质产生了大部分超新星的光度。从冲击加热气体的X射线发射是至关重要的相互作用的能量学，并可以提供诊断的冲击相互作用。假设冲击波位于风中的光学深度tau_w \la c/v_s（其中c是光速，v_s是冲击波速度），则预计会出现粘性冲击，将气体加热到高温。对于τ_w \ga 1，激波处于冷却状态;在较高的密度和激波速度下，逆康普顿冷却占主导地位。尽管τ_w \ga为1，但通过发射区的光学深度为\la 1，使得逆康普顿效应不会引起显著的X射线发射。在较高的冲击波速度下，电子可能达不到与质子的能量均分。当X射线通过冷风向外移动时，较高能量的光子因康普顿降解而丢失。如果韧致辐射占主导地位的冷却和康普顿损失是小的，高能辐射可以完全photochromic震前气体。然而，热区域的逆康普顿冷却和风中的康普顿退化降低了电离通量，使得不能获得完全的光电离，并且风的光吸收进一步降低了逃逸的X射线通量。我们推测，这些效应的结合导致了低观测到的X射线通量从光学发光SN 2006 gy。
2012-02-07 astro-ph.HE
Properties of magnetically supported dissipative accretion flow around black holes with cooling effects
本文研究了在环形磁场作用下Schwarzschild黑洞吸积盘周围的平流主导吸积流的全局结构。我们认为同步辐射过程是一种有效的冷却机制。在此基础上，通过探索边界条件和耗散参数的变化，即吸积率（${\dot m}$）和粘性（$α_B$），得到了整体跨音速吸积解。依赖于初始参数，稳态吸积流可以具有离心支撑激波。即使在耗散水平相对较高的情况下，这些整体激波解也存在。我们研究了冲击波的性质，并观察到冲击后电晕（以下简称PSC）的动力学是由流动参数。有趣的是，我们发现当耗散参数超过临界值时，激波解完全消失。采用绝热指数的正则值作为$γ=4/3$（超相对论性）和$1.5$（半非相对论性），计算了粘性参数的临界值$α^{\rm cri}_B$，发现在气体压力主导区域，$γ=4/3$的临界值为$α^{\rm cri}_B \sim 0.4$，$γ=1.5$的临界值为$α^{\rm cri}_B \sim 0.27$.我们进一步表明，全球冲击的解决方案是相对更明亮的无冲击的解决方案相比。此外，我们还计算了冲击溶液的同步辐射谱。当冲击被认为是耗散性质时，它将具有重要的含义，因为PSC处的可用能量可以用于为从PSC逃逸的流出物质提供动力。为此，我们计算了最大激波光度，并讨论了我们目前的形式主义的观测意义。
2017-10-03 astro-ph.HE
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
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
Spectral signatures of dissipative standing shocks and mass outflow in presence of Comptonization around a black hole
已知具有正比能的吸积流会产生外流和风，这些外流和风会逃逸到很远的地方。根据TCAF模型，无论有无激波，黑洞视界外的离心压力主导区都是外流的基础。来自该区域的电子由于风而耗尽，因此，由于低能光子的逆康普顿化的能量转移速率受到影响。具体来说，冷却该区域变得更容易，并且新兴频谱被软化。我们的主要目标是显示频谱软化由于质量外流存在的康普顿冷却。为了实现这一点，我们修改朗肯-Hugoniot关系在冲击波前时，后冲击区遭受质量损失，由于风和能量损失，由于逆康普顿。我们求解了控制黑洞吸积流的双温方程，其中包括质子和电子之间的库仑交换以及其他主要的辐射过程，如韧致辐射和热康普顿化。然后，我们计算发射光谱从这个后冲击流。我们还显示了如何位置的立激波，形成离心屏障的外边界的变化与冷却。随着盘吸积率$(\dot{m_d})$的增加，冷却增强，我们发现，冲击运动的黑洞。随着冷却，热压力降低，结果，流出速率降低。因此，我们直接关联流出率与光盘的光谱状态。
2014-06-07 astro-ph.HE
Reverse Shock Revisited in Cassiopeia A with Chandra
本研究利用钱德拉数据重新分析仙后座A中的反向激波，通过谱线通量比和质心能量确定其位置与速度，并验证了两种测量方法的一致性，揭示爆炸不对称性对遗迹结构的影响。
2024-05-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The criterion of supernova explosion revisited: the mass accretion history
通过Woosley & Heger（2007）在球对称（1D）和轴对称（2D）条件下对12 $M_{\odot}$到100 $M_{\odot}$的不同先驱体模型进行中微子辐射流体力学模拟，我们发现所有的1D实验都没有产生爆炸，只有几个2D实验成功了。不同的先驱体激波演化的差异可以解释为它们的质量吸积历史的差异，而质量吸积历史又由先驱体的密度结构决定。在大多数模型中，质量吸积历史有两个阶段：早期阶段，质量吸积率很高，迅速下降，后期阶段，吸积率很低，几乎恒定。它们被所谓的转折点分开，转折点的起源是吸积层的变化。我们认为，休克复苏将最有可能发生在转折点附近，因此，它的位置在$\dot M$ - $L_ν$平面将是一个很好的措施休克复苏的可能性：如果转折点位于临界曲线以上，系统停留在那里很长一段时间，休克复苏将获得。此外，我们开发了一个唯象模型来近似评估$\dot M$ - $L_ν$平面中的轨迹，该模型在通过少量的1D模拟校准自由参数后，通过单独使用原始密度结构来合理地再现转折点的位置。我们建议的现象学模型的应用，以大量的祖细胞，以推断没有模拟哪些更有可能爆炸。
2015-11-19 astro-ph.HE
Evidence that the maximum electron energy in hotspots of FR II galaxies is not determined by synchrotron cooling
有人认为，河外源的相对论性激波可能会加速最高能量的宇宙射线。宇宙射线能被加速到的最大能量取决于激波附近的磁湍流结构，但最近的理论进展表明，相对论性激波可能无法将粒子加速到比PeV大得多的能量。我们研究的热点强大的放射性镓，在那里的电子加速在终端冲击发射同步辐射。同步加速器光谱的转换通常在红外和光学频率之间观察到，这表明对于约100微高斯的正则磁场，在冲击中加速的非热电子的最大能量< TeV。基于理论上的考虑，我们表明，这种最大的能量不能约束通常假设的同步辐射损失，除非射流密度是不合理的大，大部分的射流上游能量去非热粒子。我们通过考虑在无线电，红外和光学波长的高空间分辨率观察到的热点样本来测试这一结果。
2016-05-17 astro-ph.HE
Reversing cooling flows with AGN jets: shock waves, rarefaction waves, and trailing outflows
冷却流问题是星系团的核心问题之一，而活动星系核（AGN）反馈被认为在抵消冷却中起着关键作用。然而，活动星系核喷流如何加热和抑制冷却流仍然存在很大的争议。使用一个理想化的模拟冷核心集群，我们研究了中央冷却灾难的发展，以及如何随后强大的活动星系核喷流事件避免冷却流，重点是复杂的气体动力学过程。我们发现，射流驱动弓激波，这逆转冷却流入和过热的内部冷核心区域。受冲击的气体以稀疏波的形式向外移动，这使致密的核心变得稀薄，并将相当大一部分加热的能量以热的方式输送到外部区域。当稀疏波传播离开时，星系团核心的气流继续流入，但活动星系核气泡抬升了尾随的外流，阻止了中心区域的气体积聚和灾难性的冷却。流入和尾随流出构成了集群核心区的非对称循环。在稍后的时间，尾随外流回落到集群中心，触发中央冷却灾难和潜在的新一代活动星系核反馈。因此，我们设想一个图片的冷集群核心通过冷却引起的收缩和活动星系核引起的膨胀的周期。这幅图自然地预测了冷核的气体分数（或X射线光度）与中心气体熵之间的反相关性，这可以通过X射线观测来检验。
2017-10-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Jet propagation through inhomogeneous media and shock ionization
在这篇文章中，我们提出了第一个数值模拟的相对论外流传播通过内部数百秒差距的宿主星系，包括原子和电离氢，电离和冷却效果。我们的结果是初步的，但我们观察到有效的冲击电离的原子氢在星际云。在这些初始模拟中，星际介质的平均密度低于典型星系的预期密度，这使得冷却时间更长，因此在冲击区域内没有观察到复合。模拟中冲击气体所获得的速度与观测结果一致，尽管数值范围很广。
2021-09-30 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
Cooling and Instabilities in Colliding Flows
发生在原恒星喷流中的碰撞自相互作用会产生强烈的激波，其结构会受到流内辐射冷却的影响。为了研究这种碰撞流，我们使用AstroBEAR AMR代码进行一维和三维的幂律冷却功能的流体动力学模拟。冷却的特征长度和时间尺度取决于温度，因此可以随着冲击气体冷却而变化。当冷却长度足够快地减小时，系统变得不稳定，产生辐射激波不稳定性，在激波阵面位置产生振荡;这些振荡可以在一维和三维情况下看到。我们的模拟表明，没有证据表明密度聚集特性的热不稳定性，即使当冷却功能满足预期的标准。在三维的情况下，非线性薄壳不稳定性（NTSI）被发现占主导地位时，冷却长度是足够小的。当流动受到辐射激波不稳定性，振荡的冷却区域的大小允许NTSI发生在更大的冷却长度，虽然更大的冷却长度延迟NTSI的发病增加振荡周期。
2021-09-07 astro-ph.HE physics.flu-dyn
Shocks and Bubbles in a Deep Chandra Observation of the Cooling Flow Cluster Abell 2052
我们提出的结果，从深钱德拉观察阿贝尔2052。A2052是一个明亮的，邻近的，冷却的星团，红移z=0.035。同心表面亮度的不连续性显示在集群的中心，这些功能是一致的冲击驱动的活动星系核，两者的马赫数约为1.2。A2052的南部空洞现在似乎被分成两个空洞，最南端的空洞可能是早期射电活动的幽灵泡。在星团中心的西北方向似乎也有一个幽灵气泡。用激波分离法或气泡上升时间法测得的射电源的周期时间约为2 × 10^7年。射电源所储存的能量，包括直接的冲击加热和活动星系核膨胀的气泡所产生的加热，可以抵消星系团核心的冷却。
2009-04-09 astro-ph.CO astro-ph.HE
Effects of Compton Cooling on Outflow in a Two Component Accretion Flow around a Black Hole: Results of a Coupled Monte Carlo-TVD Simulation
我们希望研究冷却康普顿云对黑洞周围吸积盘外流形成率的影响。我们进行了一个时间相关的数值模拟，其中流体动力学和辐射转移过程耦合在一起。我们考虑一个两分量的吸积流，其中开普勒盘浸入吸积低角动量流（晕）周围的黑洞。来自开普勒盘的软光子被晕中的电子以及离心压力支持的激波和视界之间的区域反康普顿化。我们通过改变Keplerian盘的速率运行了几个案例，并看到了对激波位置和外流特性以及频谱的影响。我们表明，作为康普顿云的康普顿化的结果，云变得更冷的开普勒磁盘率的增加。当合成的热压力降低时，激波后区域塌陷，流出速率也降低。由于硬辐射产生于激波后区，且谱线斜率随电子温度的降低而增大，冷却使谱线变软。因此，我们发现吸积黑洞的光谱状态和流出率之间的直接相关性。
2012-10-12 astro-ph.HE
Shock cooling emission from explosions of red super-giants: I. A numerically calibrated analytic model
超新星的光变曲线在早期，从数小时到数天，主要是由膨胀的激波加热包层中的光子逃逸所决定的。我们提供了一个简单的分析描述的时间依赖的光度，$L$，和色温，$T_{\rm col}$，爆炸的红超巨星（对流多变信封），有效的H重组（$T\approx0.7$ eV）。的分析描述是基于早期的分析表达式之间的插值有效的不同阶段（最初的平面和后来的球形）的扩张，校准对数值流体动力学扩散计算的结果为广泛的祖参数（质量，半径，核心/信封质量和半径比，金属性），和爆炸能量。数值推导出的$L$和$T_{\rm col}$分别用精度为10%和5%的解析表达式描述。$T_{\rm col}$是根据我们为此目的（并将公开提供）构建的不透明度表（包括束缚-束缚和束缚-自由转换的贡献），使用（时间和空间相关）有效“灰色”（频率无关）不透明度从流体动力学剖面推断出来的。在所附的文件（文件II），我们表明，使用一个大的多组光子扩散计算，光谱能量分布是很好地描述了普朗克光谱与$T=T_{\rm col}$，除了在紫外频率（超出光谱峰在$3T_{\rm col}$），在那里的流量显着抑制由于存在强线吸收。我们推迟充分讨论的多组的结果，以文件II，但在这里提供完整的分析描述也紫外线抑制。我们的分析结果是一个有用的工具，推断祖属性，爆炸速度，也相对灭绝的基础上早期多波段的冲击冷却观测超新星。
2023-03-26 astro-ph.HE
Gamma-Ray Burst Spectrum with Decaying Magnetic Field
在伽马射线暴的内激波模型中，由于下游均匀磁场中快冷电子的同步辐射谱太软，不能产生低能的伽玛暴谱。然而，磁场可能随着与冲击波阵面的距离而衰减。在这里，我们表明，同步辐射光谱变得更难，如果电子在衰减MF进行同步辐射和逆康普顿冷却。为了使其与具有低能量斜率$νF_ν\proptoν$的典型伽玛射线暴谱相一致，需要激波后MF衰变时间与体电子的冷却时间相当（对应于MF衰变长度，通常为$\sim10^5$趋肤深度）;在MF衰变时间之后，逆康普顿冷却应该主导同步加速器冷却;和/或MF衰变的共动时间大致为$B\propto t^{-1.5}$。一个内激波同步加速器模型与衰减MF可以解释大多数的伽玛暴与低能量斜率不硬比$ν^{4/3}$。
2013-10-02 astro-ph.HE
Shock cooling emission from late-time mass loss in low-mass He star binaries
The Observatories of the Carnegie Institution for Science（卡内基科学研究所天文台）；Center for Interdisciplinary Exploration & Research in Astrophysics (CIERA), Physics & Astronomy, Northwestern University（西北大学天体物理交叉探索与研究中心）
研究低质量氦星双星后期质量损失产生的超新星，基于双星演化模拟建模CSM并计算光变曲线，其特性反映在部分Ib/n型超新星中，或能解释FBOTs，且质量损失产生的CSM与激波相互作用可能产生后期射电辐射，可用于检验相关情景。
2026-08-25 astro-ph.HE
Temperature-reducing shocks in optically-thin radiative MHD -- analytical and numerical results
本文研究了光学薄辐射磁流体力学中的降温激波，通过半解析解和磁重联数值模拟证明降温与加热激波同时存在，揭示了局部辐射损失增强导致显著降温的机制，对理解天体物理等离子体的热演化具有重要意义。
2024-01-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Fast-Cooling Synchrotron Prompt Emission from Internal Shocks in GRB 241030A
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（现代天文学和天体物理学教育部重点实验室（南京大学））；KTH Royal Institute of Technology（瑞典皇家理工学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Center for Astronomical Mega-Science, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天文大科学研究中心）；Key Laboratory for the Structure and Evolution of Celestial Objects, Chinese Academy of Sciences（中国科学院天体结构与演化重点实验室）；Institute for Astrophysics, School of Physics, Zhengzhou University（郑州大学物理学院天体物理研究所）；Louisiana State University（路易斯安那州立大学）
本研究通过Swift与Fermi联合时间分辨光谱分析，证实GRB 241030A的瞬时辐射为快冷却同步辐射，支持物质主导的内激波场景，该模型可解释其稳定低能拐折、阶梯式演化的光谱峰值、标准幂律斜率及近零光谱延迟等特征。
2025-10-28 astro-ph.HE
Study of magnetized accretion flow with variable $Γ$ equation of state
本文给出了磁化吸积流到具有硬表面的致密物体（如中子星）上的解。假设中心恒星的磁场是偶极的，磁轴与恒星的自转轴成一直线。我们已经使用的状态方程的吸积流体中的绝热指数是依赖于温度和成分的流动。我们还包括了冷却过程，如在吸积流中的轫致辐射和回旋过程。我们找到了所有可能的吸积解。所有的吸积解决方案终止于一个冲击非常接近恒星表面和这个主冲击的高度不变化很大的自旋周期或伯努利参数的流量，虽然冲击的强度可能会随周期而变化。对于中等旋转的中心恒星，在气流中可能会形成多个音速点，因此，远离恒星表面的第二次激波也可能形成。然而，在地表附近，第二次冲击比第一次冲击弱得多。我们发现，如果旋转周期是低于一定的值$(\pmin)$，那么多个临界点或多个冲击是不可能的和$\pmin$取决于流的组成。我们还发现，冷却效应占主导地位的冲击后，回旋和韧致辐射冷却过程应考虑到获得一致的吸积解。
2018-02-15 astro-ph.HE
Early GRB afterglows from reverse shocks in ultra-relativistic long-lasting winds
我们建立了一个早期GRB余辉的模型，主要的$X$射线贡献来自反向激波（RS）在高相对论性（洛伦兹因子$γ_w \sim 10^6$）磁化风的持久的中央发动机。该模型再现，在一个相当自然的方式，整体趋势，但允许在早期的光学和$X$ -射线余辉的时间和光谱演化的变化。RS粒子的高能量和光学同步辐射发生在快速冷却状态;由此产生的同步辐射功率$L_s$是风光度$L_s \approx L_w/\sqrt{1+σ_w}$的很大一部分（$L_w$和$σ_w$是风力和磁化）。因此，余辉光变曲线的平台部分显示光谱功率缓慢下降-是RS发射的自然结果。在$X$射线中，来自前向激波（FS）的贡献可以忽略不计，但在光学中，FS和RS的贡献相似：FS光学发射处于缓慢冷却状态，产生平滑分量，而RS光学发射处于快速冷却状态，因此既可以产生光学平台，又可以解释与$X$射线相关的快速光学可变性，例如，由于风的特性的变化。我们讨论了如何在$X$射线的RS发射和组合的FS和RS发射在光学可以解释许多令人困惑的性质的早期伽玛暴余辉。
2017-01-23 astro-ph.HE
Gamma-Ray Burst Optical Afterglows with Two-Component Jets: Polarization Evolution Revisited
伽马射线暴（GRB）被广泛认为起源于致密双星合并或大质量恒星的核心坍缩。来自这些系统的射流可具有两个部件，内部窄子射流和外部较宽子射流。这样的射流随后与其周围的气体相互作用，导致反向激波（RS）和前向激波（FS）。在余辉阶段，窄亚射流中的磁场很可能是由有序分量和随机分量混合而成。在本文中，我们计算了在双组分喷流模型中，在这种混合磁场作用下，窄副喷流RS区光学余辉的光变曲线和偏振演化。由此产生的光变曲线有两个峰值：早期峰值来自窄的子喷流，晚期再亮是由于较宽的子喷流。我们发现，在激波平面内的混合磁场条件下，极化度（PD）的演化与纯有序磁场条件下的演化非常相似。限制在激波平面内的二维“混合”磁场本质上是有序的磁场，只是具有不同的位形。双组分射流的位置角PA可以通过$90^\circ$逐渐或突然改变。特别地，当PD从其下降阶段变为上升阶段时，PA的突然$90^\circ$变化发生。
2018-05-07 astro-ph.HE hep-ph
Shock cooling emission from explosions of massive stars: III. Blue Super Giants
本文为蓝超巨星爆炸的冲击冷却辐射提供了解析公式，经多群计算校准，光度与色温精度达10%和5%，光谱能量分布精度约20-40%。
2024-07-17 astro-ph.HE
Building a cluster: shocks, cavities, and cooling filaments in the group-group merger NGC 6338
我们目前深钱德拉，XMM-牛顿，巨型米波射电望远镜和Halpha观测的群-群合并NGC 6338。X射线成像和光谱图显示，以及尾部的冷，丰富的气体，两个冷的核心是嵌入在一个广泛的区域的冲击加热气体的温度上升到~5千电子伏。成员星系的速度分布表明，合并主要发生在视线方向，我们估计碰撞产生了马赫数M=2.3或更大的冲击，使之成为迄今为止观察到的星系群之间最激烈的合并之一。这两个冷的核心都有可能的活动星系核空洞和H α星云，表明辐射冷却迅速。在NGC 6338周围的南部冷核中，我们发现与H α星云相关的X射线细丝具有低熵（<10 kev cm ^2）和短冷却时间（~ 2亿~ 3亿万年）。在北核，我们发现了一个与一个密集的，冷的X射线气体酒吧从主导星系偏移相关的阿尔法云。我们在两个核心都没有发现当前喷流活动的证据。我们估计了系统的总质量，发现这种群-群合并的产物很可能是一个星系团。
2019-07-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Shock Cooling and Possible Precursor Emission in the Early Light Curve of the Type II SN 2023ixf
本研究分析II型超新星SN 2023ixf的早期光变曲线，通过激波冷却模型估算前身星半径，发现爆炸首日光度异常，提出该超额辐射可能源于激波在前身星系统中传播的持续辐射。
2023-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Competitive X-ray and Optical Cooling in the Collisionless Shocks of WR 140
WR 140是一个长周期、高偏心的沃尔夫-拉叶双星系统，具有非常好的轨道和恒星参数。明亮的，可变的X射线发射是由WC 7 pd +O5.5fc组成星的风碰撞产生的冲击产生的。我们讨论的背景下的碰撞风模型，使用宽带光谱从RXTE，SWIFT和NICER天文台获得超过20年，近1000个观测通过3个连续的7.94年的轨道，包括3个近星点通道的变化。X射线光度的变化与预期的相反的恒星分离在大部分的轨道：偏离近星点附近时产生的冷却转移到过量的光发射，特别是在CIII $\lambda5696$。我们使用X射线吸收来估计两颗恒星的质量损失率，并限制系统的形态。吸收最大值与WC星的下结合紧密吻合，并提供了离子反射机制的证据，该机制是由可能由韦伯不稳定性产生的磁场控制的无碰撞冲击形成的基础。与K带辐射和HeI $λ$ 10830吸收的比较表明，两者在近星点后都与不对称X射线吸收相关。尘埃出现在近星点的几天内，表明在驻点附近的冲击气体中形成。在$η$海脊上看到的X射线耀斑并没有出现在WR 140上，这表明没有大规模的风不均匀性。在X射线最小值期间显示的相对恒定的软发射可能不是来自于流出的冲击气体中夹带的重组等离子体。
2021-09-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Cooling Effect of the Richtmyer-Meshkov Instability
我们提供的数值证据表明，Richtmyer-Meshkov（RM）的不稳定性有助于相对论流体的冷却。由于存在穿过介质的射流颗粒，以马赫锥的形式产生冲击波。多个激波的相互作用可以触发RM不稳定性，我们已经发现，这一过程导致相对论流体的下冷却。为了证实冷却效果的不稳定性，激波管Richtmyer-Meshkov不稳定性模拟进行。此外，为了提供一个实验观察的RM不稳定性所造成的马赫锥相互作用，我们测量的两个粒子的关联函数和突出的相互作用的影响。模拟已经进行了改进版本的相对论晶格玻尔兹曼模型，包括一般状态方程和外力。
2015-07-28 astro-ph.HE physics.comp-ph physics.flu-dyn
LSQ14efd: observations of the cooling of a shock break-out event in a type Ic Supernova
我们提出的光度和光谱演化的Ic型超新星LSQ 14 efd，发现的La Silla QUEST调查，其次是PESSTO。LSQ 14 efd在爆炸后几天被发现，观测时间长达100天。早期的光度点显示了超新星爆炸时，祖先经历的冲击爆发事件冷却的特征，这是第一个Ic型超新星爆炸。与Ic型超新星光谱的比较显示，LSQ 14 efd与Ic型SN 2004 aw非常相似。这两颗超新星的动能介于标准Ic爆炸和已知能量最高的爆炸（如SN 1998 bw）之间。我们计算了光变曲线峰值的分析模型，并估计出喷出物的质量为6.3 +/- 0.5 Msun，合成镍的质量为0.25 Msun，动能为Ekin = 5.6 +/- 0.5 x 10^51 erg。LSQ 14 efd和GRB事件之间没有联系。然而，我们指出这颗超新星与奇特的SN-Ia 1999 ac和SN-Iax SN 2008 A在光谱上有一些相似之处。一个核心崩溃的起源是最有可能考虑到光谱，光度的演变和检测的冷却冲击爆发。
2017-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shock cooling and breakout emission for optical flares associated with gravitational wave events
本文研究活动星系核盘中黑洞并合后喷流激波的突破与冷却辐射，并将其应用于与引力波事件相关的光学耀斑，发现多数耀斑可由该机制解释，并给出延迟时间、颜色演化及X射线伴随辐射等可检验预言。
2023-10-27 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Modeling Cosmic Rays at AGN Jet-Driven Shock Fronts
本研究通过FIRE-2模型的高分辨率MHD模拟，探讨了AGN喷流中宇宙线在不同位置注入对抑制冷却流和恒星形成的影响，发现在喷流驱动激波前沿注入宇宙线并配合特定进动周期能最有效地抑制冷却流。
2025-02-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Early Emission from Double Detonation Type Ia Supernovae
本文研究双爆轰Ia型超新星中CO与He爆轰碰撞产生的早期电磁信号，提出激波突破闪光、平面冷却和激波冷却辐射三阶段特征，并预测其可探测性。
2025-07-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiation Reaction in Relativistic Magnetized Shocks of Neutron Star Magnetospheres
Observatoire de Paris, Sorbonne Université, Université PSL, CNRS, LUX（巴黎天文台，索邦大学，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，LUX）；School of Physics and Astronomy, Tel Aviv University（特拉维夫大学物理与天文学学院）
本研究通过多流体模型和粒子模拟，发现辐射反作用不抑制磁星怪物激波的前驱辐射，仅将光谱峰值移至更高频率，且亮度由驱动波亮度和转换效率决定。
2026-10-06 astro-ph.HE physics.plasm-ph
SN2017jgh - A high-cadence complete shock cooling lightcurve of a SN IIb with the Kepler telescope
SN 2017 jgh是Pan-STARRS在开普勒/K2任务的C16/C17活动期间发现的IIb型超新星。在这里，我们介绍了开普勒/K2和SN 2017 jgh的地面观测，它们以前所未有的节奏捕获了祖先冲击爆发的冲击冷却。这一事件提供了一个独特的机会，调查剥离信封超新星的祖先。通过拟合SN 2017 jgh光变曲线的分析模型，我们发现SN 2017 jgh的前身可能是一颗黄超巨星，其包络半径为$\sim50-290~R_{\odot}$，包络质量为$\sim0-1.7~M_{\odot}$。SN 2017 jgh的激波速度可能是$\sim7500-10300$ km s $^{-1}$。此外，我们使用SN 2017 jgh的光变曲线来研究早期观测到的上升如何对祖先模型产生约束。仅对地面观测数据进行拟合，我们就得到了$\sim50-330~R_{\odot}$的包络半径、$\sim0.3-1.7~M_{\odot}$的包络质量和$\sim9,000-15,000$ km s $^{-1}$的激波速度。没有上升，爆炸时间不能很好地约束，这将导致系统的偏移速度参数和更大的不确定性的质量和半径。因此，很可能通过这些模型估计祖财产可能有更大的系统不确定性比以前计算。
2021-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Virial shocks are suppressed in cosmic ray-dominated galaxy halos
我们研究了宇宙射线（CR）的维里冲击的结构上的影响，使用一个大的高分辨率宇宙学FIRE-2模拟占CR注入超新星。在大质量（$M_{\rm halo} \gtrsim 10^{11}\,M_{\odot}$），低红移（$z\lesssim 1-2$）晕，这是预期形成“热晕”与缓慢冷却的气体在准流体静力学平衡（与稳定的维里激波），我们的模拟没有CR表现出明确的维里激波。从流入冷凝出来的较冷的相变成压力受限于过密的团块，嵌入在低密度、体积填充的热气体中，其冷却时间比流入时间长得多。因此，气体从冷的自由下落的流入急剧过渡到大约维里半径（$\approx R_{\rm vir}$）处的热和热压力，并且激波是准球形的。与CR，我们以前认为，在这个特定的质量和红移范围内的晕建立CR压力主导的气体晕。在这里，我们表明，当CR压力占主导地位的热压，没有显着的维里冲击。相反，流入的气体被CR压力梯度逐渐减速，并且气体相对亚音速地流出并甚至超过$R_\mathrm{vir}$。快速冷却还保持了$\sim R_\mathrm{vir}$内流入气体的亚维里温度。
2020-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Early Shock-Cooling Observations and Progenitor Constraints of Type IIb SN 2024uwq
本文通过对IIb型超新星SN 2024uwq早期激波冷却观测与建模，将其前身星约束为半径10-60倍太阳半径、初始质量12-20倍太阳质量的部分剥离蓝/黄超巨星，揭示了双星质量转移在塑造剥离包层前身星连续谱中的关键作用。
2025-05-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
