Heating Cooling Flows with Weak Shock Waves
在英仙座和室女座的热星系团间气体中发现了扩展的、近似球形的弱激波，这一发现使人们认为这些波可能是解释为什么如此少的气体冷却到低温的主要加热过程。这种类型的加热得到了最近的气体动力学模型的额外支持。我们在这里表明，向外传播，消散波存款的大部分能量的中心附近的集群大气。因此，如果气体被（间歇性的）几个陀螺的弱冲击加热，30-50千秒差距内的气体被加热到远远超过观测值的温度。如果消散的冲击足够不频繁或微弱，从而不成为全球加热的主要来源，这种加热是可以避免的。与新形成的X射线空腔相关的局部PV和粘性加热可能很小，这与空腔所在的组和簇中心附近通常观察到的低气体温度一致。
2005-11-05 astro-ph
Shock heating by nearby AGN
无线电喷流的冲击加热在一系列环境中可能是一个重要的过程，因为它会增加加热气体的熵。虽然这一过程预计将发生在最强大的射电噪声AGN中，但到目前为止，仅在附近的低功率射电星系中检测到强烈的冲击。在这里，我们讨论了在附近的星系，包括一个新的检测附近的射电星系NGC 3801的两个叶附近的激波气体的强冲击的X射线探测推断马赫数为3 - 6和总注入能量相当于热能的ISM在11千秒差距。我们讨论了冲击加热，活动星系核燃料和星系合并之间可能存在的联系，以及这种类型的系统在反馈模型中的作用。
2006-10-30 astro-ph
Shock-Wave Heating Model for Chondrule Formation: Prevention of Isotopic Fractionation
球粒陨石被认为有很多关于太阳星云中尘埃粒子和过程的信息。在现今恒星形成区所观测到的原行星盘中，自然也有类似的尘埃颗粒和过程，因此对球粒形成的研究可能为我们提供有关行星系统形成的重要信息。球粒熔化过程中的蒸发可能导致球粒中挥发性元素的耗尽。然而，没有证据表明球粒中有大量的重同位素富集。为了满足这一观察到的限制，在低于硅酸盐固相线的温度下的快速加热速率是必需的，以抑制同位素分馏。我们发展了一个新的冲击波加热模型，考虑了尘埃热连续发射和气体分子线发射的辐射转移，并计算了球粒的热历史。我们已经发现，光学薄冲击波的热连续辐射从尘埃粒子可以满足快速加热的约束，因为尘埃热辐射不保持尘埃粒子的高温长时间在冲击前的区域和尘埃粒子突然加热的气体拖曳加热在冲击后的区域。我们还利用辐射扩散近似导出了激波前区的光学厚度上限，超过此上限，快速加热约束就不满足了。大约是1 - 10。
2006-07-03 astro-ph
AGN Heating through Cavities and Shocks
本文对活动星系核冷却流的加热作了三点评论。一个简单的物理参数被用来表明，一个浮力射电瓣的焓被转换为热在其尾流。因此，很大一部分“空腔”焓很可能最终以热的形式存在。其次，利用M87中多次弱震的性质，论证了它们可以阻止活动星系核附近气体的冷却。激波加热作为最接近活动星系核的最重要的加热机制，在反馈机制中可能起着至关重要的作用。第三，结果是从附近的巨型椭圆星系活动星系核加热率的调查。包括不活跃的系统，整个活动星系核的加热速率与样品的总冷却速率相当匹配。因此，间歇性的活动星系核爆发在能量上能够阻止这些星系的热大气冷却和形成恒星。
2006-11-04 astro-ph
The Heating of Thermal Electrons in Fast Collisionless Shocks: The Integral Role of Cosmic Rays
了解在无碰撞冲击下电子被加热为准热能对等离子体天体物理学有着广泛的意义。它直接影响了对来自冲击的X射线谱的解释，对于理解能量如何在热和宇宙射线群之间分配非常重要，并提供了对冲击本身结构的深入了解。在Ghavamian，Laming & Rakowski（2007）中，我们提供了观测证据，证明在部分中性星际气体中超新星遗迹的外部爆炸波中，电子与质子温度比与冲击波速度之间存在平方反比关系。在那里，我们概述了宇宙射线先驱体中产生的低混杂波是如何通过将电子加热到一个共同的温度而产生这种关系的，而这个温度与冲击速度和周围磁场的强度无关。在这里，我们探讨了更详细的电子低杂波加热的机制。具体来说，我们研究的增长率的低混合波的动力（共振）和反应的情况下。我们发现，只有动力学的情况下表现出增长模式。在低阿尔文马赫数（~15）下，低混杂波的增长可以比修正阿尔文波的磁场放大更快。
2008-05-20 astro-ph
Conditions for Shock Revival by Neutrino Heating in Core-Collapse Supernovae
中微子的能量沉积可以使停滞的反弹激波恢复活力，并为大质量恒星的超新星爆炸提供能量。然而，这种中微子加热机制并没有最终被接受或证明是爆炸的触发因素。部分问题在于流体动力学模型的复杂性往往阻碍对结果进行清晰而简单的解释。这就需要对成功的休克复苏的要求有更深入的理论理解。本文提出了一个玩具模型，通过含时处理来分析讨论中微子加热相，它允许人们从增益层的全局性质作为初值问题的解来计算超新星激波的半径和速度。导出了激波恢复的判据。它证实了激波膨胀所需的最小中微子光度的存在，但也证明了足够大的质量下落率对激波的重要性。高能中微子驱动爆炸的可能性似乎被排除了，因为转移到核子的总比能被限制在每太阳质量约1e52尔格（每核子约5 MeV），而增益层的总质量通常只有0.1太阳质量左右。从最大加热区域到激波后面更近的半径的对流能量传输被发现通过减少与中微子加热物质通过增益半径的向内平流相关的能量损失来支持爆炸。（节略）
2001-01-03 astro-ph
Heating the bubbly gas of galaxy clusters with weak shocks and sound waves
使用流体动力学模拟和技术来提取的速度场的旋转分量，我们展示了相对论性气体的气泡膨胀的活动星系核喷流在星系团作为催化剂，转换所携带的能量的声音和冲击波的热量。能量储存在气泡周围的旋涡场中，随后可以消散。该过程的效率主要由相对论等离子体的（子）kpc尺度细丝和气泡填充的团簇体积的分数来设置。
2005-09-26 astro-ph
Gas-dynamic shock heating of post-flare loops due to retraction following localized, impulsive reconnection
我们提出了一个新的模型，其中缩短的磁通量管本地化，三维重联产生强大的气体动力学冲击周围的顶点。缩短过程以阿尔芬速度离开重联点释放磁能。这会沿着磁力线向内发射气流，它们的碰撞会产生一对气体动力学冲击。冲击使新缩短的通量管内的质量密度和温度都升高。重新连接初始方向相差超过100度的场线可以产生一个集中的等离子体结，其温度超过20 MK，与观测结果一致。尽管温度很高，但冲击波将不到10%的释放的磁能转化为热量，其余的则作为整体运动的动能保留下来。这些气体动力学冲击只出现在重联是脉冲和本地化的所有三个维度，他们是不同的慢磁声冲击的Petschek稳态重联模型。
2008-11-03 astro-ph
Shock heating in the nearby radio galaxy NGC 3801
本文报道了Chandra探测到的低倍射电星系NGC 3801射电叶周围的激波加热热气体壳层。壳层的温度为1 keV和0.7 keV，而ISM的温度为0.23 keV。壳体的膨胀速度估计为850 km/s，对应的马赫数约为4。这是第二次X射线探测到低功率射电星系产生的强烈冲击，使我们能够直接测量冲击加热对射电星系向ISM输入的总能量的贡献。我们表明，气体的性质的外壳和周围的ISM是一致的朗肯-Hugoniot激波跳跃条件。我们估计储存在热气体壳层中的能量（热能+动能）为1.7 × 10^56尔格，相当于星系中心~11千秒差距内ISM的热能，比推测的使叶腔膨胀所需的PdV功大~25倍，这表明在射电源演化的这一阶段，从活动星系核到其周围环境的能量传递主要是由激波加热控制的。我们的研究结果提供了直接的证据，在早期的超音速阶段的FRI射电源膨胀的冲击加热可以有重要的长期影响的主机星系ISM的属性。最后，我们讨论了合并的历史NGC 3801，其活动星系核的燃料和反馈模型中的作用，这种类型的系统。
2007-02-04 astro-ph
Electron Heating and Cosmic Rays at a Supernova Shock from Chandra X-ray Observations of E0102.2-7219
在这封信中，我们使用前所未有的空间分辨率的钱德拉X射线天文台进行，第一次，一个年轻的SNR的冲击后电子温度和自行车的测量，特别是要解决的问题，冲击后的电子，离子和宇宙射线之间的能量分配。E0102.2-7219的膨胀率为每年0.100 +/-0.025%，推断年龄约为1000年，通过比较20年的X射线观测结果，与先前基于残骸中高速富氧光学细丝研究的估计完全一致。根据Chandra图像估计的爆炸波半径为6.4 pc，我们的膨胀率意味着爆炸波速度为~6000 km/s，电子温度范围为2.5 - 45 keV，取决于无碰撞电子加热的程度。分析钱德拉ACIS光谱的冲击后立即区域揭示了热等离子体的丰度和柱密度典型的小麦哲伦云和电子温度为0.4-1千电子伏。测得的电子温度明显低于上述合理的范围，只有当我们假设相当大一部分冲击能量，而不是对冲击后电子和离子的加热做出贡献，已经产生了宇宙射线时，才能调和。
2000-07-04 astro-ph
Radiative shocks in galaxy formation. I: Cooling of a primordial plasma with no sources of heating
我们使用一个1-D拉格朗日代码，其中既有气体和黑暗的组成部分，研究出现在Einstein-de Sitter宇宙中的球形无标度扰动的演化中的辐射冲击。激波的具体行为取决于辐射冷却是由韧致辐射还是由线冷却主导。韧致辐射是具有圆周速度$V_{c} > 100 km s^{-1}$的系统的主要能量损失机制。在这种情况下，我们可以用一个简单的分析模型，以高精度再现激波和冷却波的运动学。当线冷却占主导地位时，冲击波阵面可能不稳定。振荡的周期和振幅随着宇宙的膨胀而增加。对于这样的系统，我们的分析模型只提供了一个粗略的估计的平均演变。我们相信，现在我们完全理解了辐射冷却在星系形成的球形模型中出现的冲击中的作用。
1997-12-17 astro-ph
Heating and Non-thermal Particle Acceleration in Relativistic, Transverse Magnetosonic Shock Waves in Proton-Electron-Positron Plasmas
我们报道了质子-电子-正电子等离子体中超相对论冲击波的一维粒子模拟结果。我们考虑磁化冲击波，其中上游介质携带一个大规模的磁场，定向横向流动。当入射粒子遇到激波阵面内不断增加的磁场时，每种粒子的相对论回旋不稳定性提供了基本的等离子体加热机制。最重要的新结果来自于质量比为$m_p/m_\pm = 100$的模拟。我们表明，如果质子提供了足够大的一部分的上游流能量密度（包括粒子动能和坡印亭通量），相当大的一部分冲击加热进入形成超热幂律谱对。由质子发射的高次谐波离子回旋波对的回旋吸收提供了非热加速机制。随着质子分数的增加，非热效率增加，对的幂律谱硬化。我们认为，在由磁化风和喷流提供动力的同步加速器源中观察到的不同幂律谱可能反映了质子与这些源流出物的潜在电动力学所强制执行的对含量的相关性，并且观察到的旋转动力恒星的X射线谱与其星云的X射线谱之间的相关性可能反映了相同的相关性。
2006-09-01 astro-ph
Shock-Wave Heating Model for Chondrule Formation: Hydrodynamic Simulation of Molten Droplets exposed to Gas Flows
陨石中富含毫米级球形硅酸盐颗粒，被称为球粒，被认为是原行星盘中尘埃颗粒熔融事件的有力证据。最合理的假设之一是球粒前体尘埃颗粒在高速气流中被加热并熔化（冲击波加热模型）。我们开发的非线性，时间依赖性，和三维流体动力学模拟代码，用于分析暴露于气流的熔融液滴的动力学。我们证实了我们的模拟结果在线性区域与Sekiya等人（2003）分析得出的线性解有很好的一致性。我们发现，被Sekiya等人（2003）忽略的流体动力学方程中的非线性项可以通过在液滴中产生负压来引起空化。我们讨论了通过空化破碎是确定球粒尺寸上限的一种新机制。我们还成功地再现了当气体冲压压力大于表面张力的影响时液滴的破碎。最后，我们比较了液滴在冲击波加热的变形与球粒的测量数据，并提出了其他影响变形液滴的重要性，例如，液滴的旋转。我们相信，我们的新代码是一个非常强大的工具，调查的冲击波加热模型的框架内的熔融液滴的流体动力学，并有许多潜在的应用到各种问题。
2006-11-09 astro-ph
Spatial Structure and Collisionless Electron Heating in Balmer-dominated Shocks
在超新星遗迹（SNRs）的巴尔默为主的冲击产生强烈的氢线与两个组件的配置文件组成的一个狭窄的贡献，从冷上游氢原子，和广泛的贡献，从氢原子经历了与热质子的电荷转移反应。在信噪比中观测到的边缘激波的发射谱线可以限制激波前沿的气体速度和无碰撞电子加热。下游的氢原子参与电荷转移、激发和电离反应，定义了一个称为激波过渡区的相互作用区域。由电荷转移产生的热氢原子（称为宽中性粒子）的性质对于精确计算激波过渡区的结构和辐射至关重要。本文是第三个在一系列描述的动力学，流体和排放性能的巴尔默为主的冲击，是第一个适当地对待冲击过渡区结构的广泛的中性动力学的影响。我们使用我们的模型来提取冲击参数的观测巴尔默占主导地位的信噪比。我们发现，当v_s<1500 km/s时，我们得到的激波速度和电子温度比以前的计算值低10%以下，而当v_s>1500 km/s时，我们得到的激波速度和电子温度比以前的计算值低10-30%。这种效应主要是由于质子碰撞激发和电荷转移到激发能级有利于中性氢速度分布的高速部分。我们的结果对电子与质子的温度比β=T_e/T_p有很强的依赖性，这使得我们可以建立电子与质子的温度比与激波速度之间的关系β（v_s）。我们将我们的计算结果与Ghavamian等人（2007）的先前结果进行了比较。
2008-07-15 astro-ph
Modelling Shock Heating in Cluster Mergers: I. Moving Beyond the Spherical Accretion Model
团内介质（ICM）的热历史是复杂的。来自星系团合并、活动星系核和星系风的热量输入抵消了ICM的冷却，甚至可能使ICM的冷却停止。因此，决定ICM性质的过程在决定星系如何形成方面起着关键作用。在本文中，我们专注于在集群合并的ICM的冲击加热，最终的目的是将这种机制的半解析模型的星系形成。我们使用一套流体动力学模拟跟踪理想的两体合并的ICM的演变。我们发现，通过考虑气体熵在合并过程中的演化，可以相对简单地理解ICM的加热。我们研究产生熵的过程，以了解为什么以前的分析冲击加热模型失败。我们发现：（1）在碰撞中被热化的能量大大超过了系统第一次接触时可用的动能。较小的系统在被破坏之前深入到势阱中。(2)对于质量不等的合并，大部分能量在质量更大的部分中被热化。较小系统的加热较小，其气体下沉到最终系统的中心。(3)大部分熵的产生发生在两个不同的事件中。第一幕发生在核心碰撞之后，当产生从中心向外传播的冲击波时。这导致组合系统迅速膨胀并超过流体静力平衡。第二个情节发生在这种材料在重新坍塌时受到冲击加热。这个修正的熵产生模型大大提高了我们对宇宙气体模拟的物理理解。
2007-01-11 astro-ph
Evidence for radio-source heating of groups
我们报告的证据表明，含有射电星系的X射线集团的气体性质不同于那些无线电宁静集团。对于ROSAT观测到的群体的一个经过充分研究的样本，我们发现超过一半的椭圆主导群体可以被认为是“无线电噪音”，并且无线电噪音群体在给定的X射线光度下可能比无线电安静群体更热。我们测试了三种不同的模型来解释这种效应的起源，并得出结论，放射源加热是最有可能的解释。我们发现了几个例子，其中有强有力的证据，从钱德拉或XMM-牛顿图像之间的相互作用的无线电源和组气体。各种各样的射电源加热过程是重要的，包括年轻源的冲击加热和较大源的温和加热。热效应可能比无线电辐射更持久。我们表明，在我们的研究中使用的X射线组的样本是没有显着偏见的无线电大声组，它包含的部分。这使我们能够得出结论，低功率射电星系在整个群寿命中注入的每个粒子的能量与结构形成模型的要求相当。
2004-11-15 astro-ph
Coronal Heating and Acceleration of the High/Low-Speed Solar Wind by Fast/Slow MHD Shock Trains
我们研究了日冕加热和加速的高速和低速太阳风在开放的领域领域的快速和缓慢的磁流体动力（MHD）波的耗散通过MHD冲击。线性极化的\Alfven（快MHD）波和声波（慢MHD）沿着磁场线向上传播，最终分别形成快速接通激波串和流体动力学激波串（N波），以加热和加速等离子体。我们确定了从过渡区（TR）的底部到1AU的稳态条件下，通过同时求解动量和质子/电子能量方程的冲击振幅的演化方程的日冕的一维结构。我们的模型再现了高速风从极孔和低速风从中低纬流光除了观察到的热日冕的流光的整体趋势。慢波的加热作用对低层日冕的密度增加是有效的，对密集低速风的形成起着重要的作用。另一方面，快波可以携带相当大的能量到上层加热外日冕，有效地加速高速风。我们还研究了TR底部的磁场强度$B_0$和流管的非径向膨胀$f_{\rm max}$的相关性，发现大的$B_0/f_{\rm max}\gtrsim 2$但小的$B_0\simeq 2$ G有利于高速风，而小的$B_0/f_{\rm max}\simeq 1$则需要低速风。
2003-12-22 astro-ph
Numerical Analysis on Standing Accretion Shock Instability with Neutrino Heating in the Supernova Cores
本文用数值方法研究了球对称吸积激波对非球扰动的不稳定性。我们想到的是在反弹后阶段坍缩驱动的超新星的应用，其中核心反弹产生的即时冲击波通常会停滞。本文采取实验的立场。使用球对称的，完全稳定的，冲击吸积流作为未扰动状态，我们已经清楚地观察到的线性增长和随后的非线性饱和的不稳定性。在这样做的时候，我们采用了一个现实的状态方程，以及通过中微子与核子的反应加热和冷却。我们已经做了基于球谐分解的模式分析，发现l=1，2的模式不仅在线性区域中占主导地位，而且在非线性耦合产生各种模式并发生饱和之后也占主导地位。通过改变中微子的光度，我们构造了具有和不具有负熵梯度的未微扰态。我们发现，在这两种情况下，不稳定性的增长是相似的，这表明对流并不起主导作用，这似乎也得到了Foglizzo等人最近对吸积流中对流的线性分析的支持。本征频率的实部似乎主要由平流时间而不是由声音交叉时间决定。不管是什么原因，这种不稳定性都有利于激波的复活。
2005-09-26 astro-ph
Evolution of X-Ray Clusters of Galaxies and Shock Heating of Intracluster Medium
在球对称假设下，利用N体（壳模型）+网格程序（TVD）模拟了星系团的X射线演化.考虑冷暗物质主导宇宙中由暗物质和气体组成的$10^{15} M_{\odot}$的密度扰动，其宇宙学密度参数为$Ω_0 = 1$或$0.2$。在它的初始坍缩过程中出现了一个冲击波阵面，随着周围气体向星团中心的吸积而向外移动。激波阵面将内部发射X射线的热区域与外部冷区域分开，在热区域中，气体几乎处于流体静力平衡状态，但留下了小的径向下落（$\sim 100$ km s $^{-1}$）。激波内部的气体被激波强烈压缩和加热，使得X射线亮度在早期迅速上升。但在后期，X射线亮度只是逐渐上升，这部分是由于内部高温区的扩大，部分是由于激波内部不断绝热压缩导致气体的X射线发射率增加。冲击波阵面结构，这是没有明确解决在以前的SPH模拟，清楚地捕捉到本模拟。此外，我们发现一个向外传播的声波，从而产生空间调制的幅度$\sim$ 10%的径向温度和密度分布和时间变化的冲击强度。这种调制，如果观察到的话，可以作为探针来研究团簇的结构。
1997-02-05 astro-ph
Galaxy Bimodality due to Cold Flows and Shock Heating
我们解决了在星系特性中观察到的关于特征恒星质量~ 3 × 10 ^{10}Msun的鲁棒双峰的起源。质量较小的星系往往是未分组的蓝色恒星形成盘，而质量较大的星系通常是分组的红色老恒星球状体。色星等数据显示，在红、蓝序列之间存在一个间隙，在z~1处已经存在极红亮星系，在L * 以上是目前蓝序列的截断，在z~2-4处存在大质量的星暴。我们建议，这些功能是由流入的气体的热性质和它们的相互作用与聚类和反馈过程，所有功能的暗物质晕质量和相关的一个类似的特征尺度。在低于临界激波加热质量M_shock~10^{12}Msun的晕中，圆盘是由冷流形成的，而不是由维里激波加热，从而产生有效的早期恒星形成。它受到超新星反馈的调节，在蓝色星系中形成一个长序列的爆发，被限制在一条“基本线”上。冷流优先在z>2处穿过M>M_激波晕中的热介质，导致L>L_* 星系中的大质量星暴。在z<2时，在M>M_激波晕中，气体被维里激波加热，并且由于稀释，它变得容易受到来自能量源（如活动星系核）的反馈。这就切断了气体供应，阻止了恒星的进一步形成，导致从z~1开始被动演化为“红死”的大质量球体。在M_shock附近反馈效率的最小值解释了观测到的M/L最小值和恒星形成历史的定性特征。冷流为解决角动量问题提供了线索。当这些过程被纳入模拟中时，它们恢复了主要的双模态特征，并解决了其他开放的难题。
2005-12-17 astro-ph
The heating of the ICM by powerful radio sources
我们提出了一个模型的压缩和加热的ICM强大的射电星系和类星体。基于FRII型物体的动力学演化的自相似模型，我们数值积分的流体动力学方程控制流的冲击ICM之间的弓激波和这些源的射电瓣。所产生的气体性质的介绍和讨论。计算了冲击气体的X射线辐射，结果与观测相符。由于强射电星系的存在，星系团气体的X射线辐射增强，这可能在直接探测高红移星系团气体中发挥重要作用。
1999-06-22 astro-ph
Heating a Distant Galaxy Cluster by Giant X-ray Cavities and Large-Scale Shock Fronts
我们报道了在红移z=0.216的星系团MS 0735.6 +7421的气体晕中发现的一对巨大的空洞，每个空洞的直径接近200千秒差距。在钱德拉X射线天文台拍摄的星团图像中，空洞看起来像是表面亮度的凹陷。这些X射线空腔充满了无线电发射，并被一个类似"无线电茧“的椭圆形激波结构所包围。“这一冲击波的能量和年龄分别为~ 6 E61 erg和~100 Myr，给出了~1.7E46 erg/s的时间平均功率，使其成为已知最强大的射电爆发。爆发显然是加热集群的1/3 keV的每个粒子，这是足以淬火一个大的冷却流为几个Gyr，并提供了相当大的一部分所需的能量来“预热”集群。如果爆发是由一个超大质量黑洞的吸积提供动力，那么需要超过3E 8个太阳质量的物质才能实现。这意味着位于cD星系中心的假定超大质量黑洞在不到1亿年的时间里吸积了相当大一部分自身质量。
2004-11-18 astro-ph
Shock heating in the group atmosphere of the radio galaxy B2 0838+32A
我们提出钱德拉和无线电观测，并分析斯隆数字巡天数据，射电星系B2 0838+32A（4C 32.26）和它的环境。这个射电星系位于附近一个星系团的中心，这个星系团通常被认为是阿贝尔695星系团，但我们认为，原来的阿贝尔星系团很可能是一个不相关的、远得多的系统。无线电源是一个重新启动的无线电星系，并使用我们的钱德拉数据，我们认为，目前活跃的叶超声波膨胀，驱动的冲击马赫数$2.4^{+1.0}_{-0.5}$到星际介质。这将是继半人马座A和NGC 3801之后，第三次发现围绕年轻射电源的强烈冲击。然而，与这两个系统相反，B2 0838+ 32 A的宿主星系没有显示最近合并的证据，而AGN光谱没有显示尘埃环面的证据，这意味着靠近中央黑洞的大量冷气体。相反，活动星系核的光谱是一种与存在辐射效率低的吸积流有关的类型，这种吸积流可以通过活动星系核加热和随后冷却热的X射线发射气体来控制。如果是正确的，这意味着B2 0838+ 32 A是我们可以直接看到由星际介质的热相吸积驱动的熵增加过程（冲击）的第一个来源。
2008-09-15 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
Radio signature of cosmological structure formation shocks
在宇宙结构形成的过程中，团内介质中会产生大的激波。类似于超新星遗迹中的过程，这些冲击波可能会产生大量的相对论性电子，而这些电子又会产生可观测到的同步辐射。在几个星团的外围发现的扩展射电遗迹和可能还有一小部分射电晕发射可能就是这种起源。在这里，我们推导出一个解析表达式（i）在宇宙冲击波的下游区域的总无线电功率和（ii）的无线电发射区的宽度。这些表达式预测，对于强地震，谱斜率接近-1。中等程度的冲击，例如星系团合并时产生的冲击，会导致光谱有些陡峭。此外，我们预测宇宙冲击的射电功率的上限。与Abell 115、2256和3667的射电遗迹比较，我们得出结论：这些遗迹中的磁场一般为0.1 μ G。星系团内部介质中的磁场可能是由激波本身产生的，这使我们能够计算作为星系团温度函数的无线电发射。由此产生的排放同意非常好的无线电功率-温度关系发现集群晕。最后，我们表明，宇宙吸积冲击产生较少的无线电发射比合并冲击波。然而，后者可能会被即将到来的射电望远镜探测到。
2006-09-29 astro-ph
An Observationally Motivated Framework for AGN Heating of Cluster Cores
冷却流问题是一个长期存在的难题，最近受到了相当多的关注，部分原因是在星系团中淬灭冷却流的机制很可能与急剧截断星系光度函数高端的机制相同。最近大多数关于星系团停止冷却的模型都集中在活动星系核的加热上，但实际的加热机制仍然是个谜。在这里，我们提出了一个框架，AGN加热来自钱德拉调查的气体熵分布在集群核心。这组观测结果有力地表明，星系团核心的内部每隔约10^8年就会受到间歇性活动星系核爆发的冲击加热，这种爆发是由约10^45 erg/sec的动能输出驱动的，至少持续10^7年。超过30千秒差距，这些冲击波衰减为声波，释放出浮力气泡，加热核心的外部。在加热事件之间，冷却导致核心向渐近的纯冷却轮廓松弛。在这个渐近分布的密度分布是足够的峰值活动星系核冲击不会导致核心熵反转，使集群核心保留一个强大的铁丰度梯度，观察。
2005-09-07 astro-ph
Fossil Radio Plasma in Cluster Merger Shock Waves
在几个合并的星系团中，观测到了所谓的星系团射电遗迹。这些是扩展的射电源，似乎与任何射电星系都没有联系。提出了两种相互竞争的加速射电发射电子的物理机制：（i）扩散激波加速和（ii）由合并激波对化石射电等离子体的绝热压缩。这里研究第二种情况。我们提出了详细的三维磁流体动力学模拟的无线电等离子体茧通过冲击波的通道。考虑到同步加速器，逆康普顿和绝热能量损失和收益，我们演变的相对论电子人口产生合成的斯托克斯I-，Q-和U-偏振的无线电地图。在合成射电图中，极化矢量大多垂直于邻近的射电结构。
2001-04-06 astro-ph
X-ray flares following short gamma-ray bursts from shock heating of binary stellar companions
在短伽马射线暴之后发现的持续时间长（~100 s）的X射线耀斑最初引起了人们对它们是否是真正经典的短硬暴的质疑。在过去的几年里，人们的观点集中在一个观点上，即短硬爆发是由成对的中子星合并而成的，或者是一颗中子星与一个恒星质量的黑洞合并而成的。然而，与这些过程相关的自然时间尺度基本上排除了持续约100 s的X射线耀斑。在这里，我们表明，伽玛射线暴外流和一个非紧凑的恒星伴星之间的相互作用，在一个光分的距离提供了一个自然的解释耀斑。在这个模型中，爆发是由中子星从伴星吸积物质后的坍缩引发的。这让人想起Ia型超新星，在形成和爆炸之间有一个广泛的延迟时间分布，导致与恒星形成星系和旧椭圆星系的关联。
2005-10-06 astro-ph
Cluster Radio Relics as a Tracer of Shock Waves of the Large-Scale Structure Formation
我们提出的证据的存在所造成的冲击波的形成的大尺度结构。在一些星系团的外围存在着扩展的漫射射电辐射源，即所谓的星系团射电遗迹。它们有陡峭的射电光谱，但没有明显的截止，就像古老的射电星系残骸通常具有的那样。因此，粒子加速必须发生在它们内部。我们认为宇宙大尺度物质流的激波结构是相对论电子加速的原因：团簇吸积激波和合并事件的弓形激波。我们发展了一个穿越这些冲击波的射电等离子体理论，并将其与九个射电遗迹的观测数据进行了比较（0038-096、0917+75、1140+203、1253+275、1712+64、1706+78、2006-56、2010-57、1401-33）及其主机集群（A85、A786、A1367、Coma、A2255、A2256、A3667、S753）。在我们所有的例子中，必要的吸积功率、射电频谱的谱指数、激波的加速效率、激波后区域的扩散系数以及预测的射电极化都符合对观测数据的连贯解释。由于偏振测量只适用于四个源，我们的理论的预测可以独立检查使用其他例子。在结构形成理论的框架内讨论了冲击压缩比、下落气体的密度和温度、冲击和未冲击的射电等离子体的磁场强度的预测值。
1997-12-22 astro-ph
Bow shock and radio halo in the merging cluster A520
钱德拉天文台对合并中的星系团A520的观测揭示了一个M=2.1+0.4-0.3的突出弓形激波。这仅仅是第二个明显的例子，在星团中有一个基本上是超音速的合并激波阵面。比较的X射线图像与以前已知的无线电晕揭示了一个巧合的光环的前缘与弓形激波，提供了一个有趣的实验装置，以确定冲击的作用，在无线电晕的产生。A520中的晕显然由两个空间上不同的部分组成，主要的连续性驱动的组件和与激波相关的帽状前向结构，后者可能为随后的湍流再加速提供预激励电子。射电边缘可能是由冲击波加速电子引起的。如果是这样的话，同步加速器光谱应该有一个斜率为1.2的边缘后面的快速陡峭进一步远离边缘。或者，如果冲击是无效的加速器，无线电边缘可以解释为磁场的增加和由于气体压缩而预先存在的相对论电子的密度。在后一种模型中，激波前应该有射电辐射，其频谱与激波后的频谱相同，但要弱10-20倍。如果未来的灵敏无线电测量没有发现这样的冲击前发射，那么电子确实被冲击加速（或重新加速），人们将能够确定其加速效率。我们还提出了一种方法来估计的磁场强度背后的冲击，测量的基础上的无线电频谱斜率的依赖关系，从冲击的距离。此外，射电边缘提供了一种约束相对论电子扩散速度的方法。
2005-04-01 astro-ph
Heating of the intergalactic medium due to structure formation
我们估计加热的星系际介质由于冲击所产生的结构形成。在这里，借助于Zel'dovich近似，考虑了具有小超密度（${n_b \over {\bar n_b}}\ll 200$）的坍缩区之外的气体的加热。我们估计这种气体的状态方程，与其温度的密度，其演变的时间，考虑到冲击加热由于一个$σ$密度峰值是最主要的。我们还估计了气体的质量分数高于一个给定的温度作为红移的函数。我们发现在$z=0$的$10^6$ K以上的重子分数是$\sim 10 %$。我们估计综合的Sunyaev-Zel'dovich畸变从这个气体在目前的时代是$10^{-6}$的顺序。
2001-07-20 astro-ph
The balance between shocks and AGN photoionization in radio sources and its relation to the radio size
我们分析了大量河外射电源（类星体和射电星系）的紫外和光学发射线比，结合AGN光电离和冲击模型的帮助下。结果强烈表明，这两种电离机制经常共存。通过改变激波和活动星系核光电离之间的平衡而得到的模型序列解释了我们所考虑的12个线比图中的大部分发射线数据。在涉及[OIII]5007/H β、[OI]6300/H α、[NII]6584/H α和[SII] 6716，6731的常用图中，改变冲击-光电离平衡的效果模拟了传统光电离序列中电离参数（U）的变化。在大多数剩余的图表中，例如[OI]6300/[OIII]5007与[OIII]4363/[OIII]5007，[OIII]5007/H对[OIII]4363/[OIII]5007和CIII]1909/[CII]2326对CIV 1549/[CII] 2326，只有当光电离和冲击都对线通量有贡献时，数据才能被解释。激波和活动星系核光电离的共存也为NV 1240/HeII 1640与NV 1240/CIV 1549图中最极端的天体提供了一个解释，而不需要很大程度上的超太阳金属丰度。此外，我们还发现射电星系中[OII]3727/[OIII]5007比值与射电大小之间存在着一定的关系。这有力地支持了这样一个假设，即最紧凑（< 2kpc）和最大（> 150 kpc）的源主要由光电离控制，而中等大小的射电星系主要由激波控制。我们简要地讨论了激波电离平衡…
2002-01-09 astro-ph
The dynamics of satellite disruption in cold dark matter haloes
我们利用基于宇宙学初始条件的N体模拟研究了冷暗物质宿主晕中潮汐加热和卫星破裂的物理机制。我们的共振冲击和共振力矩与主机晕卫星加热的重要性。共振冲击（扭矩）将卫星在其轨道上的径向（切向）运动耦合到其相空间。对于圆形轨道上的卫星，类ILR共振主导加热，这种加热导致卫星质量持续损失。我们估计的要求，模拟实现这些动态微扰理论。共振冲击和共振扭矩都会影响偏心轨道上的卫星。我们证明，卫星质量损失是一个由外向内的过程中的能量空间，卫星的恒星和气体，从而保护自己的光环潮汐剥离。我们模拟了一个类似于银河系暗物质晕中大麦云（LMC）的晕的演化，并得出结论，大麦哲伦星云的恒星还没有被剥离。最后，我们提出了一个简单的算法估计卫星质量的演变，包括冲击加热和谐振力矩。
2009-08-17 astro-ph
A Sub-Relativistic Shock Model for the Radio Emission of SN1998bw
SN 1998 bw是迄今为止观测到的最明亮的射电超新星。以前的讨论认为，它的特殊的无线电光度，4 e38 erg/s，必须来自一个高度相对论性的冲击，这是完全解耦的超新星喷出物。在这里，我们提出了一个替代模型，其中的无线电发射起源于一个亚相对论性的冲击与速度为0.3c，在周围的气体中产生的膨胀喷出物。在这个模型中，热电子由冲击加热到相对论温度为60兆电子伏的发射同步自吸收辐射在冲击后的磁场。这个模型提供了一个很好的适合所观察到的光谱，提供了热电子与离子后的冲击均分。所需的磁场比它的均分值要弱得多，可能是在超新星爆炸之前由祖先的风产生的。根据这个模型，SN 1998 bw的无线电辐射与产生伽马射线暴GRB 980425的高度相对论性冲击波无关。
1998-08-13 astro-ph
Shock Waves of the Large-Scale Structure Formation in the Universe
对宇宙结构形成的模拟预测，在星系片、星系丝和星系团等大尺度结构的边界处存在吸积激波。如果在这些冲击波中存在磁场，粒子加速应该发生，并可能有助于观察到高能量的宇宙射线。当一个旧的不可见射电瓣的射电等离子体被拖入这样的冲击波中时，相对论性电子布居将被重新加速，等离子体再次变得射电发光。在一些星系团的边界上可以观察到这种吸积冲击波的痕迹：所谓的星系团射电遗迹，这是一个大的弥散射电辐射区域，附近没有任何母星系。星系团射电遗迹的观测特性可以用吸积激波来解释。因此，射电遗迹为大尺度结构形成的吸积激波的存在提供了第一个证据，并允许对激波性质进行调查。
1998-05-29 astro-ph
Sterile Neutrino-Enhanced Supernova Explosions
我们研究了轻子数，能量和熵输运的增强，导致在反弹后的超新星核心深处的活动-无菌中微子转换$ν_e\toν_s$，然后再转换$ν_s\toν_e$进一步，附近的中微子球。我们明确地考虑到冲击波和中微子加热修改的活性中微子前向散射势，管理无菌中微子生产。我们发现，在中微子球的$ν_e$亮度可以增加之间的$\sim 10 %$和$\sim 100 %$在关键的冲击再加热时期，如果无菌中微子的静止质量和真空混合参数的范围内，其中包括可行的无菌中微子暗物质所需的。我们还发现了无菌中微子输运增强的熵沉积前的冲击。这种"预热“\rq \rq可以帮助熔化重核，从而减少冲击波上的核光解离负担。中微子光度增强和预热都可以增加核心坍缩超新星爆炸成功的可能性。
2007-06-26 astro-ph hep-ph
