A kinetic approach to non resonant modes and growth rates of streaming instability: consequences for shock acceleration
我们在这里表明，一个纯粹的动力学方法来激发波的宇宙射线在激波阵面附近导致预测的出现，一个非alfvenic快速增长模式，这是相同的，由贝尔（2004）通过处理等离子体在MHD近似。我们提出的动力学方法是更强大的，因为它使我们能够调查不同的模型的背景上游等离子体中的宇宙射线电流的补偿。
2007-06-12 astro-ph
A MODEL FOR THE RADIO EMISSION FROM SNR 1987A
SNR~ 1987 A的射电辐射观测可以用超新星爆炸波对电子的扩散冲击加速来解释。然而，根据这种解释，观测到的谱指数意味着气体次激波的压缩比大约是$2.7$，而不是强激波阵面所期望的$4$值。我们建议，在SNR~ 1987 A，离子也经历扩散加速的冲击，这是一个很可能是快速的过程。与电子布居不同，加速离子可以对气体动力学产生重要影响。我们计算这种耦合的气体和高能粒子动力学的基础上的双流体模型，其中加速的离子提供了一个额外的组件的总压力作用在流体上。通过加速并可能加热上游等离子体，最初的强激波被修改，并产生一个较弱的亚激波。电子的行为就像测试粒子。它们在演化的次激波处加速，向下游逃逸，并在扫过的磁场中发出同步辐射。两个模型被认为是为周围的祖：一个自由膨胀的风的数密度$n\propto r^{-2}$，和一个风的壳的密度更大的材料，创建一个停滞区的基本恒定的密度超出了立激波终止的自由风。我们的模型观测到的无线电光变曲线和相对陡峭的频谱SNR~ 1987 A使用类似的值的离子加速参数中使用的宇宙射线加速模型中的旧SNR，也可以包含高马赫数冲击，并找到一个很好的适合的情况下，终止冲击位于约$2\times 10^{15}\,$ m的祖。
1995-01-11 astro-ph
The upstream magnetic field of GRB shocks
伽马射线暴（GRB）余辉发射被认为是由电子的同步辐射产生的，电子被相对论无碰撞激波加速到高能，传播到弱磁化等离子体中。余辉观测已被用来约束冲击后的磁场和结构，以及加速电子能量分布。在这里，我们表明，X射线余辉观测在一天的时间尺度上限制震前磁场满足B>0.2[n/（1/cc）]^{5/8} mG，其中n是震前密度。这表明，要么是激波传播到一个高度磁化的快速风中，速度约为10^3 km/s，要么是激波前的磁场被强烈放大，最有可能是由于高能激波加速粒子的流动。更严格的约束可以通过在晚的，> 1d的时间在高光子能量下的余辉观测来获得。
2006-07-02 astro-ph
Two-Dimensional particle-in-cell simulations of the nonresonant, cosmic-ray driven instability in SNR shocks
在超新星遗迹中，无碰撞激波上游的磁场的非线性放大对于宇宙射线加速到10^{15.5}eV的“膝盖”能量至关重要。由宇宙射线电流驱动的非共振不稳定性被认为是造成这种效应的原因。我们进行二维，粒子在细胞模拟这种不稳定性。我们观察到的圆偏振非传播磁波的线性理论预测的初始增长。它表明，在某些情况下，磁能密度的增长波，可以增长到至少10倍，其初始值。我们没有发现竞争模式的证据，也没有显着的修改热效应。在晚些时候，我们观察到饱和的不稳定性的模拟，但负责的机制是一个人工制品的周期性边界条件，并没有对应的超新星冲击的情况。
2009-03-31 astro-ph
Production of Magnetic Turbulence by Cosmic Rays Drifting Upstream of Supernova Remnant Shocks
我们提出的2D和3D PIC模拟的磁湍流生产的各向同性宇宙射线离子漂移上游的SNR冲击的结果。这些研究旨在检验最近关于短波长磁场强放大的预测，并研究磁湍流的演变及其对宇宙射线的反作用。我们观察到，一个倾斜的平行模式的增长速度比在分析理论中发现的非共振平行模式，和场扰动的增长速度是远远低于平行平面波模式的估计，可能是因为在我们的模拟中，我们不能保持Ω <<Ω_i，离子陀螺频率，所需的平面波模式出现的程度。在MHD模拟中还观察到演化的斜向惯性模在非线性阶段占主导地位。因此，我们确认湍流磁场的产生是由于上游等离子体中宇宙射线离子的漂移，但作为我们的主要结果发现，湍流的振幅饱和在约dB/B~1。湍流对粒子的反作用导致了宇宙射线和背景介质的整体流速的一致性，这是宇宙射线修正激波的一个基本特征。它占饱和的不稳定性在中等场振幅。以前发表的MHD模拟假设宇宙线电流恒定，宇宙线中没有能量或动量通量，这排除了产生的磁场对宇宙射线的反作用，因此人为地抑制了场振幅的饱和。这可以解释MHD模拟中磁场的持续增长。还没有证明强磁场放大到幅度dB >> B 0。
2008-05-13 astro-ph
Protoplanetary Disk Turbulence Driven by the Streaming Instability: Non-Linear Saturation and Particle Concentration
本文模拟了原行星盘中流动不稳定性的非线性演化。圆盘的两个组成部分，即用网格流体力学处理的气体和作为超粒子处理的固体，通过拖曳力相互耦合。我们发现，在我们的非分层局部模型中，初始层流平衡流自发地发展成湍流。边缘耦合的固体（在开普勒时间尺度上耦合到气体）触发向上级联到峰值密度超过100的大颗粒团块。团块动态演变的径向漂移流的下游损失的材料，同时接收来自上游的回收材料。更小，更紧密耦合的固体产生较弱的湍流，在较小的长度尺度上具有更多的瞬态过密度。净向内的径向漂移减少边际耦合粒子，而紧密耦合的粒子迁移更快的饱和湍流状态。湍流扩散的固体颗粒，测量其随机行走，强烈地依赖于他们的停止时间和固体-气体比的背景状态，但扩散一般是适度的，特别是对于紧密耦合的固体。角动量输运太弱，而且符号错误，不足以影响恒星的吸积。要确定微行星形成过程中粒子过密度的相关性，就需要用到自引力和碰撞。
2007-02-23 astro-ph
An Isolated, Recently Shocked ISM Cloud in the Cygnus Loop SNR
空间分辨ROSAT X射线和地面光学数据的西南地区的天鹅座环路信噪比揭示了前所未有的细节非常早期阶段的冲击波相互作用与孤立的星际云。在上游气流附近和沿云边缘的许多内部云激波锋面在光学上是可见的，它们是增强的H-α发射的尖锐细丝。在云的南北两侧，沿着一条以巴尔默为主的激波细丝线可以看到微弱的X射线辐射，估计X射线气体温度为1.2 x 10^6 K（0.11 keV），对应的激波速度为290 km/s^-1。主云体本身几乎没有X射线通量。相反，X射线辐射被限制在最北部和最南部的云边缘，在离冲击波前锋当前位置最远的下游区域发射最亮。我们估计的相互作用年龄约1200年的基础上观察到的冲击/云的形态。总的来说，光学和X射线特性的冲击ISM云显示了许多的主要功能预测一个年轻的SNR冲击ISM云的相互作用。特别是，人们看到激波的形成和衍射内的非均匀云随着部分主爆炸波吞没。然而，从模型预测的几个显着的差异也存在，包括没有证据表明沿云边缘的湍流，扩散，而不是间接的[O III]的云的主体内的发射，异常强烈的下游[S II]的发射在冲击后的云区，和限制的X射线发射到云的外边界。
2002-06-27 astro-ph
On Fermi acceleration and MHD-instabilities at ultra-relativistic magnetized shock waves
如果上游或下游的磁场被重新设计，使得大部分磁功率位于短的空间尺度上，那么费米加速可以在超相对论冲击波中发生。在相干和短尺度湍流磁场的存在下，费米加速成为有效的相关条件下解决。在MHD近似下，本文研究了相对论激波上游的宇宙射线流对已有磁场的放大。假设磁场在冲击波阵面坐标系中是垂直的，正如通常在大冲击波洛伦兹因子的限制下所预期的那样。在MHD区，激波前兆中的净宇宙线电荷（如激波阵面图所示）所产生的压缩不稳定性在最短的空间尺度上发展，但在中等水平deltaB/B ~ 1时达到饱和，这对费米加速是不够的。正如我们所讨论的，可能是磁流体动力学范围之外的其他不稳定性提供了足够的放大，使费米加速成功。
2008-11-13 astro-ph
Global Asymmetry of the Heliosphere
Opher等人在2006年指出，平行于由星际氢原子偏转所定义的平面的星际磁场可以在太阳风终端激波的扭曲中产生南北不对称。这种扭曲与旅行者1号和旅行者2号观测到的激波上游终止激波粒子的场对准流的方向一致。模型还指出，这种畸变将导致到激波的距离和日鞘厚度的显著南北不对称。两艘旅行者号航天器应该能揭示出终端激波和日鞘中不对称的性质和程度。
2006-06-13 astro-ph
On the efficiency of Fermi acceleration at relativistic shocks
结果表明，超相对论冲击波的费米加速不能作用于粒子超过1 1/2费米循环（即，u -> d -> u -> d），如果粒子的拉莫尔半径远小于激波两侧磁场的相干长度，正如通常所假设的那样。这一结论与最近的数值模拟结果吻合得很好。因此，我们认为，有效的费米加速在超相对论冲击波需要显着的非线性处理的远上游磁场与强大的放大小规模的磁功率。流或横向韦伯不稳定性可能在这方面发挥关键作用。
2006-05-31 astro-ph
Chandra Observations of A Galactic Supernova Remnant Vela Jr.: A New Sample of Thin Filaments Emitting Synchrotron X-Rays
银河系超新星遗迹（SNR）小船帆座。(RX J0852.0 $-$ 4622，G266.6 $-$ 1.2）在硬X射线波段的遗迹西北边缘显示出尖锐的碎屑结构。细丝是如此光滑，位于残体的最外侧。我们测量了具有良好空间分辨率{\it Chandra}的细丝（$w_u$和$w_d$）的平均尺度宽度，其在上游侧和下游侧分别为{ \it Chandra}的点扩展函数的大小的数量级。细丝的光谱非常硬，没有线状结构，并且在假设$p=0.3$的情况下，用具有$Γ= $ 2.67（2.55- 2.77）的吸收幂律模型或具有$ν_{rolloff}$ = 4.3（3.4- 5.3）$\times 10^{16}$ Hz的{ \tt SRCUT}模型很好地再现。这些结果意味着硬X射线是由加速电子发射的同步辐射，如前所述。使用函数${\cal B} \equiv ν_{rolloff}/w_d^2$和SNR年龄之间的相关性，我们估计了Vela Jr.的距离和年龄：其距离和年龄分别为0.33（0.26- 0.50）kpc和660（420- 1400）年。这些结果与以前的报道一致，这意味着${\cal B}$ -年龄关系可能是一个有用的工具，以估计同步辐射X射线发射信噪比的距离和年龄。
2005-06-15 astro-ph
Cosmic ray acceleration at blast waves from type Ia supernovae
本文计算了Ia型超新星在膨胀到均匀星际介质（ISM）中的年轻残骸处的宇宙线（CR）加速度。采用准平行磁场，在随激波膨胀的随动球网格中求解气体动力学方程和粒子分布函数的扩散对流方程。计算中考虑了自激Alfven波引起的Bohm型扩散、这些波在前驱体中的漂移和耗散以及热漏注入。由于磁场被CR流不稳定性放大，在几千年前的年轻超新星遗迹（SNRs）中，粒子能量可以达到10^{16}Z eV。到那时，转移到CR组件的爆炸能量的分数渐近线为40- 50%。对于一个典型的SNR在温暖的ISM，加速CR能谱应表现出凹曲率与幂律斜率平坦从2到1.6在E>0.1 TeV。
2007-01-02 astro-ph
Theory of cosmic ray production in the supernova remnant RX J1713.7-3946
利用超新星遗迹中宇宙线加速的非线性动力学理论研究了超新星遗迹RX J1713.7-3946的性质。非热射电和X射线发射谱以及H.E.S.S.对甚高能量伽马射线发射的测量被用于约束系统的天文学和粒子加速参数。假设RX J 1713.7 -3946是一颗II/Ib型核坍缩超新星，有一个大质量的祖先，年龄为\approx 1600年，距离为\approx 1 kpc，理论确实对所有现有的观测数据给出了一致的描述。具体地说，它表明，一个有效的生产的核CR，导致强冲击修改，和一个大的下游磁场强度B_d ~ 100 mkG可以详细再现所观察到的同步辐射从无线电到X射线频率与γ射线光谱特性的H.E.S.S.望远镜在非热X射线中观察到的小尺度非线性结构提供了场放大情景的经验确认，场放大情景导致逆康普顿和韧致辐射通量的强烈抑制。除此之外，并利用所得CR压力与外部SN激波上游放大的磁场能量之间的年轻SNR的半经验关系以及机械爆炸能量的适度上限，还可以证明RX J1713.7-3946中对相当大的激波修改的实际需要。这与RX J1713.7-3946是核宇宙射线的有效来源是一致的。
2006-02-08 astro-ph
Magnetic fields and cosmic rays in GRBs. A self-similar collisionless foreshock
被激波加速的宇宙射线在前震区域形成了一个向外射出的粒子流分布。如果与激波和宇宙射线能量学相比，环境场可以忽略不计，则通过流动（韦伯型）不稳定性，可以在激波上游产生更强的磁场。在这里，我们开发了一个自相似模型的前震区，并计算其结构，例如，磁场强度、其相干尺度等，与冲击波的距离有关我们的模型表明，整个前震区域的厚度$\sim R/(2Γ_{\rm sh}^2)$，在晚余辉阶段的冲击半径相比，$Γ_{\rm sh}\sim1$，可以填充大规模的和相当强的磁场（亚高斯强度与顺序$10^{17} {\rm cm}$的相干长度）相比，典型的星际介质磁场。在前震区存在这样的场对于在激波处实现高效率的费米加速是重要的。来自前震场中的加速电子的辐射可以构成在UV/光学通过无线电频带中辐射的单独的发射区域，这取决于时间和冲击参数。我们还推测，这些场最终被传输到激波下游，可以大大提高伽马射线暴余辉激波的辐射效率。
2008-12-10 astro-ph
Gamma ray emission from SNR RX J1713.7-3946 and the origin of galactic cosmic rays
我们计算的非热辐射的流量从超新星遗迹RX J1713.7-3946的背景下，在冲击波的粒子加速的非线性理论，这使我们能够考虑自洽的动力学反应的加速粒子，产生的磁场在冲击波附近和等离子体上的动态反应的磁场。当得到加速的粒子的分数是$\sim 10^{-4}$阶，我们发现，作为由宇宙射线引起的流不稳定性的结果获得的磁场的强度是兼容的X射线发射灯丝的解释产生的强同步辐射损失在$\sim 100 μG$磁场。如果以替代方式解释X射线细丝，则对激波下游的磁场的约束消失，并且HESS数据可以与复杂光子群的相对论电子的ICS略微拟合，该光子群被定制为包括CMB和环境IR/光学光子。这种拟合在最高能量时通常很差，需要在残余物内有大密度的目标光子;只有一小部分$\sim 10^{-6}$阶的背景粒子得到加速;局部磁场是$\sim 20μG$阶的，质子的最大能量远低于膝能。目前的HESS伽马射线观测结合朱雀最近的X射线观测，还不能得出RX J1713.7-3946是否是一个有效的宇宙射线加速器的明确结论，尽管目前HESS数据的强子解释似乎更有可能。我们讨论了GLAST伽马射线望远镜，这应该能够区分上述两种情况下，我们的结果的影响。
2008-10-01 astro-ph
Turbulence Dissipation and Particle Injection in Non-Linear Diffusive Shock Acceleration with Magnetic Field Amplification
对超新星遗迹（SNR）壳层的观测表明，高度放大的磁场很可能是激波有效加速粒子的固有部分。这种强烈的湍流，这可能是由于宇宙射线驱动的不稳定性，共振和非共振，在冲击前兆，是一定要发挥关键作用的自洽，非线性模型的强，宇宙射线修改冲击。在这里，我们提出了一个Monte Carlo模型的非线性扩散冲击加速（DSA）占磁场放大通过共振不稳定性引起的加速粒子，并包括上游的冲击和随后的前体等离子体加热的湍流耗散的影响。由于湍流耗散和粒子注入等离子体加热之间的反馈效应很强，增加了有效DSA的非线性性质。描述的湍流阻尼的参数化的方式，我们得到两个重要的结果：第一，典型的超新星遗迹冲击的条件下，即使是少量的耗散湍流能量（~10%）是足够的显着加热的前体等离子体，第二，加热上游的冲击导致增加的热粒子在亚激波的注入的几个因素。在我们的研究结果中，非线性激波结构对粒子注入的增强的响应阻止了粒子加速和磁场放大的效率增加。然而，我们认为，更先进的（可能是非共振）模型的湍流产生和耗散可能会导致一种情况下，由于湍流耗散的粒子注入升压的结果在更有效的加速和更强的放大磁场比没有耗散。
2008-07-30 astro-ph
Dynamical effects of self-generated magnetic fields in cosmic ray modified shocks
最近观测到的超新星激波周围极大放大的磁场（$δB/B\sim 100$）与粒子加速非线性理论（NLT）的预测是一致的，如果该场是由宇宙射线诱导的流动不稳定性在激波上游产生的。然而，NLT预测的高加速效率和大的激波修正需要减轻以对抗观测，这通常被认为是通过某种形式的湍流加热来实现的。我们在这里表明，磁场的强度推断，从观测有一个重要的动力学作用的冲击，并意味着冲击修改大幅减少相对于天真的未磁化的情况下。当湍流磁场中的压力与热气体的压力相当时，这种效应就出现了。这种不可避免的影响和鲜为人知的湍流加热的相对重要性进行了评估。更具体地说，我们的结论是，即使在湍流加热可能是一些重要的情况下，该领域的动力学反应不能被忽略，而不是在大多数目前的计算通常这样做。
2008-04-17 astro-ph
Variation of cosmic ray injection across supernova shocks
超高温质子注入到扩散激波加速过程中的速率在超新星遗迹激波的表面上变化很大。这些变化和注射速率的绝对值进行了研究。在最简单的情况下，如SN 1006，冲击可以近似为均匀大尺度磁场中的球形。注入率强烈地依赖于激波的垂直度，并随着环境场和激波法线之间的角度的增加而减小。因此，导致激波表面元件处的动能的显著部分的转换的有效的粒子喷射仅在“极点”附近的相对小的区域中出现，从而减少了总CR产生。这些区域的大小强烈地依赖于随机背景场和阿尔芬波湍流由于CR流不稳定性产生。对于SN 1006和Tycho的SNR，它们相当于整个激波表面的约20%，而对于Cas A，它们相当于整个激波表面的10%到20%。在第一近似下，在球对称假设下计算的CR产生率因此必须由这个因子重整化，而激波本身大致保持球形。
2003-09-01 astro-ph
Turbulence and particle acceleration in collisionless supernovae remnant shocks: II- Cosmic-ray transport
如果磁场被激波前体中加速粒子的流动有效地放大，超新星残余激波可能是能量超过膝盖（$E\simeq3\cdot 10^{15} $ eV）的宇宙射线的起源。本文是\citep{pell05}的后续工作，它导出了这样产生的MHD湍流的性质，特别是它的各向异性特征、振幅和频谱。在本文中，我们计算的扩散系数，也占压缩通过冲击，并表明，预测的三维湍流谱$k_\perp S_{3\rm d}(k_\parallel,k_\perp)\propto k_\parallel^{-1}k_\perp^{-α}$（与$k_\parallel$和$k_\perp$的波数分量沿和垂直于激波法线）通常导致玻姆扩散在平行方向。然而，如果各向异性受到$k_\parallel \propto k_\perp^{2/3}$形式的关系的约束，当湍流能量级联以与尺度无关的恒定速率发生时，则扩散系数失去其玻姆标度和标度，如各向同性柯尔莫哥洛夫湍流。我们表明，这些扩散系数可以解释超新星遗迹的X射线观测结果。本文还计算了由于宇宙线在产生上游湍流时损失的能量和伴随的能谱陡化对费米循环的修正。最后，我们证实宇宙线在年轻的SNr中自由膨胀阶段可以产生一个放大的湍流，使得在星际介质的暖相，最大能量接近于膝点，谱指数接近于2.3
2006-03-17 astro-ph
