Optical and X-ray luminosity of expanding nebulae around ultraluminous X-ray sources
我们已经进行了一系列的模拟膨胀，球对称星云膨胀的风吸积黑洞在超亮X射线源（ULXs）。我们实现了一个现实的冷却功能，自由和自由约束冷却。对于我们考虑的所有模型参数，星际介质中的前向激波在半径$\sim $ 100 pc处变为辐射。辐射主要是在光学和紫外线，和辐射光度约50%的风的总动力光度。相反，只要风的终端流出速度为$v_{\rm w} \sim 0.003c$，风中的反向激波就是绝热的。这些模型中的激波辐射出X射线，但光度只有$\sim 10^{35} \rm\,erg\,s^{-1}$。当风速为$v_{\rm w} \sim 0.001c$时，受冲击的风变成辐射风，但它的温度不再足以产生X射线。相反，它发出可见光和紫外光，辐射光度相当于风动力学光度的100%。我们建议，测量光学光度和限制的X射线和无线电发射的冲击电离ULX气泡可能有助于估计的质量外流率的中央吸积盘和外流的速度。
2017-05-11 astro-ph.HE
Cassiopeia A's Reverse Shock and its Effects on the Expanding SN Ejecta
本研究利用1951-2022年的多波段观测数据，分析仙后座A超新星遗迹的反向激波速度及其对抛射物的影响，修正了此前的速度测量结论，并揭示了抛射物与反向激波作用后的减速差异特征。
2025-01-13 astro-ph.HE
Sub-Photospheric Emission from Relativistic Radiation Mediated Shocks in GRBs
有人建议，在爆发中观察到的即时发射，表现出热成分起源于相对论辐射介导的冲击，形成下面的光球的伽玛射线暴外流。有人认为，这种冲击预计将形成在发光的爆发通过碰撞的壳层，传播与温和的洛伦兹因子$Γ\lesssim 500$。更快的壳层将在光球层上方碰撞，形成无碰撞冲击。我们证明，在事件GRB 090902 B的爆炸能量的相当大的一部分是消散在光球层以下，在一个区域的中等光学深度$τ\lesssim300$，而在GRB 080916 C的能量消散的主要部分以上的光球层。我们表明，在许多伽玛暴预期的条件下，这种相对论辐射介导的冲击对流足够的辐射上游，使光子生产的冲击过渡可以忽略不计，不像在超新星的冲击爆发的情况下。由此产生的光谱，在冲击框架中测量，有一个相对较低的热峰，其次是一个广泛的，非热的组成部分延伸到KN限制。
2011-01-21 astro-ph.HE
Spectral softening in core-collapse supernova remnant expanding inside wind-blown bubble
上下文银河系宇宙射线被广泛认为是由扩散激波加速产生的，特别是在超新星遗迹（SNRs）中的激波。这些冲击波在复杂的环境中扩展，特别是在核心坍缩的情况下，因为这些SNR在它们的祖先恒星产生的风吹气泡中演化。核心坍缩SNR处的宇宙射线（CR）可能携带这种复杂性的光谱特征。目标。我们研究了初始质量为60 $M_\odot$的恒星在核坍缩信噪比下的粒子加速和真实的恒星演化。SNR冲击与风吹气泡内的不连续性相互作用，并产生几个传输和反射冲击。我们分析了它们对粒子光谱的影响以及由此产生的残余物的发射。方法.本文用实验粒子近似下的宇宙射线输运方程和一维球对称下的磁流体动力学（MHD）感应方程，同时求解了超新星前星周介质SNR演化的流体动力学方程。结果复杂的风吹气泡内的核心崩溃信噪比的演变修改了粒子和它们的发射光谱。我们已经发现较软的粒子光谱与光谱指数接近2.5，在冲击波传播的冲击风内，这种柔软性持续在以后的进化阶段。此外，我们计算的总生产光谱释放到星际介质证明光谱的一致性，在高能量与银河系CRs注入光谱，在传播模型中所需的。磁场结构有效地影响SNR的发射形态，因为它支配粒子的传输和同步辐射发射率。
2022-03-07 astro-ph.HE
Simulation of the growth of the 3D Rayleigh-Taylor instability in Supernova Remnants using an expanding reference frame
内容：由超新星遗迹在喷出物占主导地位的阶段减速产生的瑞利-泰勒不稳定性，已知会在物质分布中产生指状结构，从而修改遗迹的几何形状。超新星遗迹的形态也有望被修改时，有效的粒子加速发生在他们的冲击。目的：本文研究了在超新星遗迹的一个八分圆范围内，从抛射物为主到Sedov-Taylor相的瑞利-泰勒不稳定性的影响。我们还研究了在前向激波处有效粒子加速对瑞利-泰勒不稳定性增长的影响。研究方法：我们修改了自适应网格精化程序RAMSES，在扩展参考系的框架下，用流体动力学数值模拟研究了超新星遗迹的演化。前向激波和接触间断之间的相对论气体的绝热指数模拟了加速粒子的存在。结果如下：这里采用的超共动坐标系的最大优点是，由于它相对于网格是静止的，所以它使接触不连续处的数值扩散最小化。我们提出了一个准确的表达式的瑞利-泰勒结构的增长，顺利连接早期增长的渐近自相似行为。结论：如果冲击波由宇宙射线主导，瑞利-泰勒结构的发展受到影响，尽管不是很大。在后一种情况下，进入受冲击的星际介质的喷出物数量较少。如果两个冲击都发生加速度，则瑞利-泰勒结构的范围相似，但反向冲击受到强烈扰动。
2010-07-01 astro-ph.HE
Plasma kinetic effects in relativistic radiation mediated shocks
在光学厚介质中形成的快速激波由康普顿散射和相对论性的电子对产生介导。由于辐射力主要作用在电子和正电子上，问题就产生了，辐射力如何传递给作为冲击能量主要载体的离子。人们普遍认为，由辐射力引起的小的电荷分离在使离子减速的冲击内产生电场。在本文中，我们认为，虽然这是真的，在亚相对论冲击是没有正电子，在相对论辐射介导的冲击（RRMS），这是由新创建的$e^+e^-$对为主，需要额外的耦合，由于相反的电力作用于电子和正电子。具体而言，我们表明，耗散的离子能量必须涉及集体等离子体相互作用。通过构建一个多流体模型的RRMS，包括摩擦力，我们估计，电子和正电子（和/或离子）之间的动量转移通过集体相互作用的尺度上的几十到几千质子集肤深度，这取决于摩擦是否是有效的，只有对之间的$e^+e^-$或对和离子，是足以耦合到一个单一的流体内的冲击的所有粒子和辐射。这就留下了一个问题，即相对论RMS粒子是否可以通过散射等离子体湍流而有效地加速到高能量。这种加速可能对相对论冲击爆发信号产生重要影响。
2020-09-22 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
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
Monte-Carlo simulations of relativistic radiation mediated shocks: II. photon starved regime
辐射介导的冲击（RMS）在塑造许多瞬态中观察到的早期发射中起着关键作用。在大多数情况下，例如，在超新星、11GRB和中子星合并的激波爆发中，上游等离子体没有辐射，最终到达观察者的光子主要在激波的内部和下游产生。预测所观察到的光谱需要详细的计算的冲击结构和热力学状态，适当的冲击微观物理。我们提出的光子饥饿RMS的自洽蒙特卡罗模拟的结果，产生的冲击波的结构和发射范围很广的冲击波速度，从次相对论（$β_{sh} = 0.1$）高度相对论（$Γ_{sh} = 20$）。我们的模拟证实，在相对论RMS的直接下游温度调节指数对创建，范围从$50$千电子伏在$β_{sh}=0.5$ $200$千电子伏在$Γ_{sh}=20$。在较低的速度下，温度变得对激波速度敏感，$kT\sim 0.5$ keV在$β_{sh}=0.1$。我们还证实，在相对论冲击的不透明度是完全占主导地位的新创建的对，这对突破物理学具有重要意义。我们发现到对优势的转变大致发生在$β_{sh}=0.5$。在所有检查的情况下，已经发现低于$νF_ν$峰的光谱比普朗克分布软得多。这对快速和相对论爆发中的光发射及其探测具有重要意义。讨论了GRB 060218和GRB 170817A的应用。
2019-12-19 astro-ph.HE
3D MHD modeling of the expanding remnant of SN 1987A. Role of magnetic field and non-thermal radio emission
目的。我们研究了超新星爆发前（SN）周围磁场对SN 1987 A膨胀残骸动力学的影响，以及该残骸射电辐射的起源和演化，特别是在爆炸波与SN周围星云的相互作用过程中。方法.我们模拟了SN 1987 A从激波在恒星表面爆发到其残骸通过周围星云膨胀的演化过程。该模型考虑了辐射冷却，电离平衡的偏差，电子和离子之间的温度平衡的偏差，以及一个合理的配置的前SN环境磁场。从模拟中，我们合成了热X射线和非热射电辐射，并将模型结果与观测结果进行了比较。结果环境磁场的存在减少了致密赤道环在SN冲击波冲击后的侵蚀和破碎。因此，至少在模拟所涵盖的时间（40年）内，戒指在爆炸中幸存下来。我们的模型能够再现SN 1987 A在X射线和射电波段的形态和光变曲线。该模型再现了观测到的无线电发射，如果从反向冲击的流量是严重抑制。在这种情况下，射电辐射主要来源于穿过H II区的前向激波。研究了抑制反向激波发射的可能机制。我们发现，同步辐射自吸收和自由-自由吸收在与星云相互作用过程中对辐射的影响可以忽略不计。我们认为，在射频的反向冲击辐射可能受到高度磁化的喷出物的限制。
2018-11-30 astro-ph.HE
Radiation mediated shocks in gamma-ray bursts: Pair creation
光球下激波耗散是产生瞬发伽玛暴的主要机制之一。这种冲击是由辐射的散射引起的。我们引入了一个时间依赖的，特殊的相对论代码，动态耦合蒙特卡罗辐射传输的流动流体力学。该代码还自洽地实现了电子-正电子对的产生和湮灭。我们模拟的冲击与伽玛暴的相关属性和研究的稳定状态的解决方案，这是准确的深射流光球。冲击波通过一阶费米机制产生幂律光子谱，从典型的上游光子能量向上延伸。强激波（下游压力远大于上游压力）具有上升的$νF_ν$激波谱。对于非相对论性冲击，谱可扩展到$ε_{max} \equiv E_{max}/m_e c^2 \sim v^2$，其中$m_e$是电子静止质量，$v$是上游和下游之间的相对速度，单位为光速$c$。对于温和的相对论冲击，由于克莱因-西名效应，$ε\gtrsim 10^{-1}$的幂律软化，而$vγ\gtrsim 1$的冲击，其中$γ\equiv (1-v^2)^{-1/2}$，产生电子-正电子对。作为一个例子，具有$vγ= 3$和$n_γ/n_p = 2 \times 10^5$的光子-质子比的强冲击具有$Z_\pm \approx 225$的峰值对-质子比。在稳态激波中电子对的主要作用是使激波的空间宽度减小$\sim Z_\pm$倍。冲击后谱在下游热化。在没有发射和吸收过程的情况下，在激波后的光学深度$τ\gg θ_d^{-1}$处达到温度$θ_d \equiv kT_…
2017-08-08 astro-ph.HE
Non-relativistic radiation mediated shock breakouts: I. Exact bolometric planar breakout solutions
在常不透明度扩散近似下，数值求解了非定常平面辐射介导激波（RMS）从具有幂律密度剖面ρ \propto x^n的表面爆发的问题。对于由漏失不透明度、速度和密度确定的时间、长度和能量尺度的适当选择，解是通用的，即仅取决于密度幂律指数n。由此产生的亮度对n值的依赖很弱。基于自相似流体动力学解和稳态RMS解，构造了一个近似解析解，并表明只要激波远离表面，τ>> c/ v_{sh}，该近似解析解与数值解是一致的。近似的解析表达式，校准的精确解的基础上，提供，描述逃逸光度作为时间的函数。这些结果可用于计算超新星（SN）激波爆发时产生的辐射爆发的热辐射特性。为了完整性，我们还使用精确的突破解决方案，以提供快速（v_{sh} >~0.1）非热突破的最大表面温度的解析近似，并表明它是几倍小于推断的基础上，稳态RMS解决方案。
2011-03-25 astro-ph.HE
Magnetically driven coupling in relativistic radiation-mediated shocks
在宇宙爆炸的富光子环境中，辐射阻力可以通过诱导相对论流动等离子体成分之间的速度差来引发动力学不稳定性。这种微湍流很可能是辐射介导的冲击爆发信号的印记。然而，大规模的，横向磁场在激波过渡的减速区可以抑制占主导地位的动力学不稳定性，防止电子-正电子对和重离子物种之间的速度分离的发展。我们使用一个一维（1D）五流体辐射转移代码来产生自洽的配置文件的辐射阻力和等离子体成分的减速区。对于增加磁化，我们的模型预测迅速增长的对多重性和大量的辐射阻力发展自相似的整个减速区。我们提取的临界磁化参数$σ_{c}$，确定的极限磁场强度，在三种等离子体可以开发动力学不稳定性之前到达各向同性的下游。对于一个相对论，单离子等离子体漂移与$γ_{u} = 10$在上游的相对论辐射介导的冲击，我们发现的阈值$σ_{c}\approx 10^{-7}$的微湍流的发病。在多离子组成的情况下抑制等离子体不稳定性可能需要高得多的$σ_{c}$值。识别冲击波爆发信号中微湍流的高能特征，并将其与本工作中提供的磁化极限相结合，将使我们能够更深入地了解宇宙爆炸（如超新星、伽马射线暴和中子星双星合并）的磁环境。
2023-01-24 astro-ph.HE
Relativistic shocks in conductive media
本文提出了一种推导和求解有限电导率MHD介质中相对论激波跳跃条件的方法，通过数值求解Rankine-Hugoniot条件并应用于伽马射线暴Riemann问题，揭示了电导率对激波后介质性质的影响，为构建电阻性相对论MHD的Riemann求解器提供了理论基础。
2023-11-25 astro-ph.HE
Relativistic Radiation Mediated Shocks
计算和分析了相对论辐射介导激波（RRMS）在冷电子-质子等离子体中传播的结构。相对论和非相对论冲击的物理学的定性讨论，包括相关的温度和长度尺度的数量级估计，提出。详细的数值解推导出冲击洛伦兹因子$Γ_u$的范围$6\leΓ_u\le30$，使用一种新的迭代技术求解流体力学和辐射输运方程（质子，电子和正电子被认为是耦合的集体等离子体过程，并被视为流体）。在激波过渡（减速）区，洛伦兹因子$ Γ$从$ Γ_u $下降到$ \sim 1 $，其特征是等离子体温度高$ T\sim Γm_ec^2 $，辐射各向异性强，上游和下游的特征激波帧能量分别为少量的~ $\times\, m_ec^2$和$\sim Γ^2 m_ec^2$，光子散射以e $^\pm$对为主，对质子密度比达到$\approx10^2Γ_u$。减速区的宽度，在汤姆逊光学深度的上游去光子，是大的，$Δτ\simΓ_u^2$（$Δτ\sim1$忽略对的贡献）由于克莱因Nishina抑制的散射截面。高能光子分量沿下游方向窄射，具有近乎平坦的幂律谱$νI_ν\proptoν^0$，并且在$ \sim Γ_u^2 m_ec^2 $处具有能量截止，携带减速区域末端的相当一部分能量通量。给出了RRMS的近似解析模型，再现了数值结果的主要特征。
2010-05-02 astro-ph.HE
Dynamical Model of an Expanding Shell
膨胀冲击波在许多天文源中普遍存在，例如超新星遗迹（SNRs）、X射线双星（XRB）和伽马射线暴（GRB）。我认为在这里这样一个扩大冲击波的动力学，在绝热和辐射制度。当冲击波从周围收集物质时，它会减速。对冲击波时间演变的完整描述需要同时考虑受冲击材料的能量密度和压力。所得到的方程是不同于早期的作品，其中只考虑了能量。该解收敛于超相对论和次相对论（牛顿）体系中的熟悉结果。
2012-04-21 astro-ph.HE
Monte-Carlo simulations of relativistic radiation mediated shocks: I. photon rich regime
我们探讨的物理相对论辐射介导的冲击（RRMS）的制度，光子平流占主导地位的光子产生。为了这个目的，一种新的迭代方法推导出一个自洽的稳态结构的RRMS的开发，基于Monte-Carlo代码，解决了受康普顿散射和对生产/湮灭的光子的传输。系统的研究是通过施加各种上游条件，其特征在于以下三个参数：光子-重子惯性比$ξ_{u *}$，光子-重子数比$\tilde{n}$，和冲击洛伦兹因子$γ_u$。我们发现，RRMS的属性与这些参数有很大的不同。特别是，虽然在$ξ_{u*} \gg 1$中看到速度的平滑下降，伴随着温度的逐渐升高，但对于$ξ_{u*} \lesssim 1$发现了导致加热前体的有效的本体康普顿化。因此，虽然粒子加速在这些冲击中效率很低，但在后一种情况下会产生很宽的非热谱。在某些情况下，通过体康普顿化产生的高能光子导致大量产生的光子对，这些光子对为康普顿散射提供了主要的不透明度。我们还发现，对于某些上游条件下，一个弱的子激波出现在流动。对于一个适合于伽马射线暴的参数的选择，冲击内的辐射光谱被发现是兼容的即时发射，这表明，亚光球冲击可能会引起所观察到的非热的功能，尽管没有加速粒子。
2017-10-17 astro-ph.HE
The propagation of relativistic jets in expanding media
本文提出了一个相对论性喷流在膨胀同系介质（喷出物）中传播的综合分析模型。该模型涵盖了整个喷流演化以及一系列与双中子星合并有关的构型。这些包括低和高亮度的喷流，未磁化和轻度磁化的喷流，时间依赖的亮度喷流，牛顿和相对论头速度。我们还扩展了现有的解决方案，在静态介质中的射流指数$α<5$的幂律密度介质。我们的模型提供了简单的分析公式（校准的3D模拟）的喷头传播和突破时间。我们发现，系统的演化有两个主要制度：强和弱射流。强烈的喷流在喷出物中立即开始传播。弱射流在初始阶段无法穿透喷出物，只有在喷出物显著膨胀后才能穿透喷出物，因此其演化与喷出物开始和射流发射之间的延迟无关。经过足够的时间后，强喷流和弱喷流都趋于一个共同的渐近相。我们发现，一个必要的，但不充分的，非磁化[弱磁化]射流的爆发的标准是$E_{j,{\rm iso,tot}} \gtrsim 3[0.4]E_{ej,{\rm tot}}\left({θ_j}/{0.1{\rm~rad}}\right)^2$，其中$E_{j,{\rm iso,tot}}$是射流总各向同性等效能量，$θ_j$是它的开度角，和$E_{ej,{\rm tot}}$是喷出物的能量。将我们的模型应用于短伽玛暴，我们发现，很可能有一个大的喷出物质量的多样性，质量$ \lesssim 10^{-3}~{\rm M}_{\odot} $（至少沿两极）是常见的。
2022-10-17 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
Weibel-instability-mediated collisionless shocks in laboratory with ultraintense lasers
采用\emph{ab initio}多维粒子模拟方法，研究了实验室中强激光作用下非相对论性无碰撞激波的形成。微观物理背后的冲击形成和耗散，以及详细的冲击结构进行了分析，说明了韦伯不稳定性在产生强的次均质磁场，各向同性的传入流，并导致形成一个无碰撞的冲击，类似于发生在天体物理的情况下，起着至关重要的作用。在实验室中产生这种无碰撞冲击的可能性为直接研究与天体物理冲击有关的物理开辟了道路。
2012-04-26 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Line Expansion Opacity in Relativistically Expanding Media
超新星和中子星合并的喷出物中重原子元素的谱线即使在元素丰度很小的情况下也能对喷出物物质的不透明度作出重要贡献。在有利的条件下，由谱线和介质的膨胀引起的线膨胀不透明度可以比电子散射的不透明度大几个数量级。本文在狭义相对论的框架下，导出了膨胀介质中线膨胀不透明度及其Rosseland平均的计算公式，它可以看作是牛顿近似下的推广。通过与牛顿公式的比较，探讨了相对论效应对不透明度的影响，并利用重原子元素的谱线对新公式进行了检验。我们还推导出一些近似公式的Rosseland平均线膨胀不透明度，易于使用的数值计算工作，同时仍然保持足够高的精度相对于精确的解决方案。本文导出的公式可望在涉及相对论或亚相对论展开的相对论天体物理现象如中子星合并、超新星和伽马射线暴等辐射问题中有重要的应用。
2019-10-30 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
Sub-photospheric shocks in relativistic explosions
本文研究了不透明相对论外流中的内激波机制，特别是宇宙学伽马射线暴。冲击波产生中微子辐射，并影响观测到的爆炸光球辐射。它们从内部压缩波发展而来，并且可以根据流出物的组成而具有不同的类型：（1）具有可忽略的等离子体惯性的“光子气体”中的激波具有由无力条件确定的独特结构--等离子体静止框架中的零辐射通量。辐射在等离子体惯性上的优势抑制了集体电磁场介导的无碰撞激波的形成。(2)如果外流被充分磁化，就会形成一个强的无碰撞的次激波，它嵌入在一个较厚的辐射介导结构中。(3)具有自由中子成分的流出物中的波通过核碰撞导致耗散。在大的光学深度，冲击的厚度相当于中子自由程，嵌入辐射介导的和无碰撞的子冲击。本文还介绍了充满光子的磁化流的第一性原理模拟，展示了冲击的形成及其结构。简单的估计表明，磁化的光球下的冲击是有效的生产者的光子，并对观测到的光球辐射有很大的影响。激波结构随着外流向光球层扩展而改变。耗散伴随着强烈的$e^\pm$对的产生，$e^\pm$修饰的激波携带着光球，半径达20年，发射出强烈的非热辐射脉冲。
2017-01-17 astro-ph.HE
Physics of Weibel-mediated relativistic collisionless shocks
我们发展了一个全面的理论模型的相对论性无碰撞对冲击介导的电流的双折射不稳定性。我们显着的非惯性框架中，这种不稳定性是一个主要的磁性的特点，并描述在微观层面上的减速和加热的传入的背景等离子体通过其碰撞与电磁湍流的相互作用。我们的模型比较大规模的2D3V PIC模拟，并提供了一个重要的试金石等离子体系统的现象。
2019-07-25 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Non-relativistic radiation mediated shock breakouts: III. Spectral properties of SN shock breakout
研究了具有幂次密度分布$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
Early evolution of spherical ejecta expanding into the circumstellar matter at ultra-relativistic speeds
我们提出了一个新的自相似解，描述了由同源膨胀的球形喷出物与星周物质碰撞产生的超相对论流的早期演化，其中激波在星周物质中传播，而弱间断以声速在喷出物中传播
2012-02-27 astro-ph.HE physics.flu-dyn
Particle acceleration and magnetic field amplification by relativistic shocks in inhomogeneous media
本文利用三维MHD和测试粒子模拟，发现非均匀介质中相对论激波与致密团块相互作用放大磁场，且上游密度涨落使低能粒子先经下游湍流加速至注入能量，再被激波迅速加速至高能，显著影响粒子加速过程。
2024-05-24 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Dynamics of Relativistic Shock Waves Subject to a Strong Radiation Drag: Similarity Solutions and Numerical Simulations
我们研究康普顿阻力对相对论冲击波动力学的影响。相似的解决方案描述的辐射支持的冲击得到一定的配置文件的外部辐射强度和密度的unshocked喷出物，并与一维数值模拟的爆炸波扩展到周围介质中包含各向同性种子辐射进行比较。分析模型和数值模拟都表明，在实际条件下，辐射阻力对激波层的动力学和结构有很大的影响。特别是，我们的计算表明显着加强的反向冲击和减弱的前向冲击随着时间的顺序的逆康普顿冷却时间。我们的结论是，辐射阻力的影响，对发射等离子体的演变应影响由此产生的光变曲线，可以想象，在强烈的耀变体耀斑期间观察到的发射光谱。
2017-07-26 astro-ph.HE
The role of plasma instabilities in relativistic radiation mediated shocks: stability analysis and particle-in-cell simulations
相对论辐射介导激波（RRMS）可能在巨大的宇宙爆炸中形成。这种激波的结构和发射受激波过渡层内大量产生的电子-正电子对的调节。最近有人指出，大量的正电子内的冲击导致不同的等离子体成分的速度分离，这是预期诱导等离子体不稳定性的快速增长。本文研究了电子-离子等离子体在辐射力作用下的微不稳定性增长的层次结构。线性稳定性分析表明，这样的系统是不稳定的各种等离子体模式的增长，最终成为占主导地位的离子和对之间的相对漂移驱动的电流抑制不稳定性。这些结果是验证粒子在细胞模拟，进一步探测的非线性制度的不稳定性，和对离子耦合的微湍流电磁场。基于这种分析，我们推导出一个减少的传输方程的粒子通过俯仰角散射的微湍流，并证明它可以耦合不同的物种，并导致非绝热压缩通过焦耳加热。加热的对，可以想象，非热分布的形成，所产生的微湍流，可以影响所观察到的冲击爆发信号的方式无法解释目前的单流体模型。
2022-01-14 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Time Evolution of the Reverse Shock in SN 1006
位于SN 1006残骸后面并靠近其投影中心的Schweizer-Middleditch星提供了通过紫外线吸收研究SN 1006壳内冷的膨胀喷出物的机会。特别值得注意的是Si II 1260埃特征的一个非常尖锐的红色边缘，这源于SN 1006外壳远侧移动最快的喷出物-材料刚刚遇到反向冲击。通过比较2010年COS和1999年STIS获得的HST远紫外光谱，我们测量了这一特征在10.5年基线期间的变化。我们发现Si II特征的红色边缘已经向蓝移了0.19 +/- 0.05埃，这意味着2010年撞击反向冲击的物质比1999年撞击它的物质移动速度慢了44 +/- 11 km/s，相当于-4.2 +/- 1.0 km/s/yr。这是第一次观测证实了长期预测的反向冲击的动力学效应：冲击将通过膨胀的超新星喷出物向内工作，并在前进过程中遇到速度更慢的物质。我们还发现，经过冲击的Si II（通过反向冲击的材料）的柱密度在十年内下降了7 +/- 2%。这种减少可能表明，在这个方向上，反向激波已经犁过了一个密集的硅块，导致压力和密度瞬变。
2011-09-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Polytropic Wind-Driven Bubbles and their Shock Structures in Radially Stratified Ambient Media
本文扩展了 Koo 和 McKee 提出的多方星风驱动气泡及其激波结构的解析表达式，研究了 $ρ\propto r^{-2}$ 环境下的球对称构型，通过解析与数值方法建模气泡的形成演化，为计算气泡壳层厚度和理解其动力学及观测特性提供了直观途径。
2025-05-28 astro-ph.HE physics.comp-ph
A Dip after the Early Emission of Super-Luminous Supernovae: A Signature of Shock Breakout within Dense Circumstellar Media
超亮超新星（SLSNe）的起源，特别是其巨大光度的来源，至今还没有弄清楚。虽然SN喷出物和致密的星周介质（CSM）之间的强相互作用是一个领先的方案，替代模型已经提出。在这封信中，我们提出了新的诊断方法来区分强SN-CSM相互作用的情况下，从其他：在光度下降（“下降”）之前的主峰的光曲线。这种下降是一个不可避免的后果，有一个密集的CSM内发生的冲击突破。如果一个致密的CSM壳层位于远离内部原始物质的大半径处，那么SN喷出物到达它需要时间，早期的光变曲线可以在碰撞前由SN喷出物提供动力。一旦SN喷出物与致密的CSM碰撞，电子密度和汤姆逊散射不透明度突然增加。即使内部有发射源，光子也无法离开激波，这导致了光变曲线的下降。这种下降是从强相互作用情景中得出的可靠预测，与早期发射的动力源无关。最后，前向激波从致密的CSM内部爆发出来，由于连续的强SN-CSM相互作用，亮度增加，导致SLSN。在贫氢SLSN 2006 oz中观察到的可能的下降可能是这种特征的第一个例子，并支持SN-CSM相互作用作为SLSN 2006 oz的电源。
2012-08-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Piston driven shock waves in non-homogeneous planar media
本文研究了非均匀平面介质中的活塞驱动激波问题，发展了可压缩流体力学方程的拉格朗日和欧拉相似解，并通过数值模拟验证了其作为代码测试问题的有效性。
2024-01-10 astro-ph.HE math-ph math.MP
