Models of crustal heating in accreting neutron stars
与非平衡核反应在吸积中子星壳加热被重新考虑，考虑到抑制中微子的损失，最近证明了古普塔等人。两个初始组成的核燃烧灰烬，A=56和A=106，被认为是。本文研究了累积地壳加热对浓缩核反应模型不确定性的依赖性。采用单组分等离子体近似，用Mackie和Baym的可压缩液滴模型描述原子核。地壳壳层的演化是从10^8 g/cm^3到10^（13.6）g/cm^3。外地壳的综合加热与Gupta等人的自洽多组分等离子体模拟结果很好地吻合;他们的结果落在我们对A=56和A=106得到的曲线之间。对于A=106和A=56，每个吸积核子的地壳总热量范围分别为1.5 MeV至1.9 MeV。在密度为10^（12）~ 10 ^（13）g/cm ^3时，每个核子的地壳总热量值与稠核反应的存在关系不大。解释了地壳总热量对核过程在增生地壳中的分布细节的显著不敏感性。
2007-08-29 astro-ph
Nuclear Cosmic Rays propagation in the Atmosphere
本文研究了核宇宙线通量在大气中的输运，计算了用于测量的大气修正。在10-10 $^{3}$ GeV/n的动能范围内，讨论和评价了计算修正对实验结果精度的贡献。硼（B）和碳（C）元素系统用作测试用例。结果表明，所需的修正成为主要占主导地位的最高能量调查。并对结果进行了讨论。
2007-06-18 astro-ph
Can radiative cooling and nongravitational heating explain simultaneously the global X-ray properties of clusters and the unresolved cosmic X-ray background ?
使用一个简单的分析方法，我们解决的问题，是否辐射冷却，非引力加热和冷却加加热模型可以同时解释所观察到的全球X射线属性（熵和X射线光度分布）的集团和集群和剩余的软X射线背景（XRB）后，离散源被删除。在典型的冷暗物质结构形成的框架内，其特征在于由物质功率谱σ_8 =0.9的振幅，有人认为，虽然辐射冷却单独是能够勉强再现在中心区域的集团和集群检测到的熵地板，它是不足以解释陡峭的X射线亮度-温度关系的集团和未解决的软XRB。一个唯象的预热模型，其中一个额外的特定的能量预算或熵地板被添加到组和集群中的热气体，在恢复的至少一个X射线观察到的功能失败。最后，我们的组合模型的冷却加加热预测的软XRB超过观测上限的一个因素~2，如果该模型是需要重现观测到的熵和X射线光度-温度关系的集团和集群。如果这种差异不是我们的分析模型过于简化的结果，这意味着我们目前对热气体物理过程的理解仍然不完整，或者目前功率谱的归一化被系统地高估了。对于后者，如果归一化参数σ_8 \approx取较低值0.7，则由预热模型和冷却加加热模型预测的团簇和团簇的X射线性质以及XRB都能与X射线观测值相一致。
2002-10-23 astro-ph
Cosmic rays, lithium abundance and excess entropy in galaxy clusters
为了解释晕贫金属星中观测到的丰度，我们考虑了宇宙射线在溅射反应中产生的$^6$ Li。我们表明，宇宙射线加热的环境气体是这个过程的必然结果，并估计所需的能量输入再现观测到的$^6$锂/H $\sim 10^{-11}$丰度为几百电子伏特每粒子的顺序。我们提请注意的可能性，这可以解释过剩的熵气体中的星系群和星系团。本文计算了在高红移宇宙射线注入下，当前坍缩结构中$^6$ Li的演化和伴随的气体加热。我们确定所需的能量，以解释丰富的$^6$锂在$z \sim 2$对应的形成时代的晕贫金属恒星，也增加了熵水平的$\sim 300$ keV厘米$^2$必要的解释X射线观测的集群。这个过程的能量预算是一致的无线电响亮AGN的预期能量输出，和负责加热的宇宙射线质子的扩散长度尺度是可比的区域的大小与过剩熵。我们还讨论了河外伽玛射线背景所施加的限制。
2005-11-21 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
Convection in galaxy-cluster plasmas driven by active galactic nuclei and cosmic-ray buoyancy
湍流加热在星系团等离子体中可能起着重要的作用，但是如果湍流加热要在准稳态中平衡辐射冷却，则必须有某种机制将湍流速度设置为所需的值。本文探讨了星系团中心活动星系核的一种可能的调节机制。一个稳态模型的集群内介质中，辐射冷却是平衡的湍流加热和热传导的组合。湍流是由中央射电源产生的宇宙射线的浮力驱动的对流产生的。宇宙射线的亮度是由星系团内的等离子体吸积到中心的黑洞上而产生的。该模型做出了一个相当极端的假设，即宇宙射线和热等离子体是完全混合的。虽然在模型解中团内介质在团中心附近是对流不稳定的，但由于宇宙射线对稳定性判据的修正，热等离子体的比熵仍然向外增加。该模型提供了一个自洽的计算湍流速度作为位置的函数，但未能再现陡峭的中心密度分布观察到的集群。主要的困难是，为了使完全混合的团内介质变得对流不稳定，宇宙射线压力必须变得与对流区域内的热压相当或更大。大的宇宙射线压力梯度则提供了大部分的支持，以对抗重力，降低了星系团中心附近的热压梯度，并降低了中心等离子体密度梯度。一个更现实的活动星系核反馈模型，其中相对论和热等离子体只是部分混合的团内湍流可能会有更大的成功。
2004-12-20 astro-ph
Nuclear heating and melted layers in the inner crust of an accreting neutron star
一颗长寿命、低质量的双星系统中的中子星可以很容易地吸积足够的物质来取代它的整个外壳。先前的作者指出，由吸积的氢和氦燃烧形成的吸积壳允许一系列密度> 6 e11 g/cc的非平衡反应，释放大量的热量（每个吸积核子1 MeV）。沙茨等人最近的计算表明，一个增生地壳的晶格也可能是相当不纯的。本文讨论了这类中子星的热结构，考察了壳反应和杂质对壳温的影响。在足够快的吸积过程中，使吸积的氢和氦稳定燃烧（接近爱丁顿吸积率;典型的最明亮的低质量中子星双星），地壳中释放的大部分热量被传导到核心，在那里中微子发射调节温度。因此，存在热梯度的反转：温度随着内地壳的深度而降低。在这些高吸积率的地壳中的热结构对氢/氦燃烧壳层中的温度不敏感。当地壳非常不纯时，密度> 6 e11 g/cc时，温度可达到约8 e8 K。该峰值温度主要取决于释放的热量和热导率，特别是大致与核心温度无关。地壳的高温足以熔化薄层中的晶格，电子捕获大大减少了核电荷。
1999-10-12 astro-ph
The Cosmic Microwave Background for Pedestrians: A Review for Particle and Nuclear Physicists
我们打算展示基础科学是如何从宇宙微波背景（CMB）辐射的温度场和偏振场的模式中得出的，从而激励CMB研究领域。我们讨论了该领域的历史，潜在的科学和现状，污染前景，检测和分析技术和未来的展望。在整个评论中，我们将其与粒子物理学进行了比较，这是一个具有许多相同目标并经历了许多相同阶段的领域。
2008-03-06 astro-ph
Confirmation of strong magnetic field amplification and nuclear cosmic ray acceleration in SN 1006
结果表明，超新星遗迹（SNRs）中宇宙线（CR）加速的非线性动力学模型与Chandra观测中得到的壳型非热X射线形貌具有较好的拟合性。经验参数的集合是相同的，其再现SNR的动力学性质和由CR产生的发射的光谱特性。观测到的X射线分布的空间尺度非常小，这是由于内部的大的有效磁场$B_{\mathrm d}\sim 100$ $μ$ G，这也是为了给空间积分的无线电和X射线同步加速器光谱提供良好的拟合。产生如此大的有效场强的唯一合理的条件是有效加速的核CR组件。因此，钱德拉的数据证实了SN 1006确实以SNRs被认为是银河系主要CR源所需的高效率加速核CR的推断。
2003-10-30 astro-ph
Cosmic Reionization and the 21-cm signal: Comparison between an analytical model and a simulation
我们测量几个属性的再电离过程和相应的低频21厘米信号与中性氢分布，使用大体积，高分辨率的宇宙再电离模拟。21厘米的信号的亮度温度是通过后处理这个数值模拟与半解析处方。我们的研究扩展到高红移（z ~ 25），其中，除了碰撞耦合，我们的后处理模拟考虑到中性气体的加热由X射线和不均匀的Lya辐射场的影响的不均匀性。与研究充分的情况下，自旋温度被假定为显着大于宇宙微波背景的温度，由于均匀加热的气体由X射线，空间波动的Lya辐射场和X射线强度的影响预测有关的亮度温度在z > 10，在再电离和气体加热的早期阶段。然后将我们模拟的21 cm信号的统计数据与文献中现有的分析模型进行比较，我们发现这些分析模型在z < 10时提供了21 cm功率谱的合理准确描述。这种一致性是有用的，因为分析模型更适合于快速探索与未来21厘米巡天相关的完整天体物理学和宇宙学参数空间。然而，我们发现，不可忽略的差异，可以归因于不均匀的X射线加热和Lya耦合在z > 10的差异，并与即将到来的干涉数据，这些差异的回报可以提供一种方法，以更好地了解再电离过程中的天体物理过程。
2008-08-28 astro-ph
Resonant Oscillations and Tidal Heating in Coalescing Binary Neutron Stars
当潮汐驱动力的频率等于内禀g模频率时，合并中的中子星双星中的潮汐相互作用可以共振激发中子星的g模振荡。我们研究了冷中子星的g-模式振荡使用最近的微观核状态方程，在那里，我们确定自洽的声速和Brunt-Väisälä频率的核液核。与核稳定分层相关联的g模的性质敏感地依赖于压力-密度关系以及致密核物质的对称能。前十个g模的频率大约在$10-100$ Hz的范围内。在双星合并的最后几分钟，这些g模的共振激发导致从双星轨道到中子星的能量转移和角动量转移。角动量转移是可能的，因为即使在没有流体粘性的情况下也会产生动力学潮汐滞后。然而，由于g模式和潮汐势之间的耦合相当弱，共振期间的能量转移量和诱导的轨道相位误差非常小。g模的共振激发在中子星的潮汐加热中起着重要的作用。没有共振，粘性耗散只有在恒星接近接触时才有效。共振振荡导致耗散在更大的轨道分离。潮汐加热的实际量取决于中子星的粘性。利用微观粘度，我们发现中子星双星在接触之前被加热到温度$\sim 10^8$ K。
1994-04-25 astro-ph
Heating of Intracluster Gas by Jet Activities of AGN: Is the "Preheating" Scenario Realistic?
我们假设气体在团簇形成（“预热”）之前被加热，研究了星系团（团内介质; ICM）中热气体的非引力加热。我们研究了作为ICM中过剩能量来源的射电星系喷流活动，以及喷流终端激波产生的热电子对宇宙微波背景的变形（Sunyaev-Zel'dovich效应）。我们发现，只有当喷注加热发生在相对小的红移（$z\lesssim 3$）时，观测到的ICM的过剩熵和康普顿$y$参数的{ \sl COBE/FIRAS}上限才是相容的。由于这一结果与“预热”的假设相矛盾，它表明加热与团簇形成同时发生或发生在团簇形成之后。
2001-05-07 astro-ph
AGN as cosmic thermostats
我们提出了一个简单的分析模型和数值模拟的结果支持的想法周期性加热的星系团气体的活动星系核外流。我们表明，为什么在这种假设下，我们是极不可能观察到含有气体的温度低于约1千电子伏的集群。我们回顾了数值流体模拟研究活动星系核外流加热星系团气体的机制的结果。
2002-10-25 astro-ph
Ambipolar Drift Heating in Turbulent Molecular Clouds
虽然在大多数分子气体中，热压力在动力学上并不重要，但温度是动力学过程和物理条件的重要诊断。这是关于分子云热平衡的两篇论文中的第一篇。我们目前的计算摩擦加热的离子中性（或双极）漂移在三维模拟湍流，磁化分子云。我们表明，双极漂移加热是一个强大的功能的位置在湍流云，其平均值可以显着大于平均宇宙射线加热率。由双极漂移引起的单位体积的体积平均加热率H_AD ~ |JxB| ^2 ~ B^4/L_B^2与均方根阿尔芬马赫数M_A和平均场强H_AD ~ M_A^2 < |B| >^4有关。这意味着磁场变化的典型尺度L_B与M_A成反比，我们也证明了这一点。
1999-10-07 astro-ph
CO (J=7->6) Observations of NGC 253: Cosmic Ray Heated Warm Molecular Gas
我们观测到了NGC 253的CO J=7->6跃迁。这是迄今为止该源中最高激发CO测量，并允许估计分子气体激发条件。通过比较具有大速度梯度的CO谱线强度和逃逸概率模型，我们发现在180 pc的中心区域，质量为2-5 x 10^7的分子气体是高度激发的。T ~ 120 K，n_H_2 ~ 4.5 x 10^4 cm^-3的模型与观测到的CO强度以及ISO观测到的旋转H2谱线一致。通过[CII]和[OI]谱线的发射，推测出的温暖、致密的分子气体的质量是原子气体质量的10- 30倍。这个大的质量比是不一致的光解区域模型，其中气体被加热的远紫外星光。气体也不太可能被外流或云-云碰撞中的冲击加热。我们得出结论，加热气体的最佳机制是宇宙射线，它提供了一种均匀加热分子云全部体积的自然方法。由于NGC 253的核心有着巨大的超新星爆发率，CR的加热率至少比银河系大800倍，足以与CO谱线中观察到的冷却相匹配。
2003-01-13 astro-ph
Pair production from nuclear collisions and cosmic ray transport
能够用于各种应用的现代宇宙射线传输代码需要包括各种能量的所有重要原子、核和粒子反应。核-核碰撞产生的轻子对至今还没有被包括在输运程序中。本文利用Baur、Bertulani和Baron的方法，估算了与宇宙线输运有关的原子核和能量的正负电子对产生截面。它示出的横截面是大的相比，其他典型的过程，如单中子去除由于强或电磁相互作用。因此，轻子对的产生可能需要包括在一些涉及MeV电子的输运代码应用中。
2006-12-12 astro-ph nucl-th physics.space-ph
Propagation of cosmic rays: nuclear physics in cosmic-ray studies
宇宙射线（CR）中的原子核比例远远超过其他CR物质，如反质子、电子和正电子的比例。因此，从CR研究中获得的大部分信息是基于使用CR传播模型对同位素丰度的解释，其中p-和α-诱导反应中的核数据和同位素生产截面是关键要素。本文介绍了CR和漫射伽马射线的天体物理学，并讨论了最近出现的一些难题，由于更精确的数据和改进的传播模型。与宇宙学和粒子物理学相结合，CR天体物理已经成为一个非常有活力的领域，在不久的将来有很大的突破和发现的潜力。充分利用CR实验收集的数据需要精确的核截面。
2004-11-15 astro-ph hep-ph nucl-ex
Constraining a possible time variation of the gravitational constant G with terrestrial nuclear laboratory data
验证引力常量G的恒定性是自然科学中一个长期存在的基本问题。正如Jofré、Reisenegger和Fernández [1]首先提出的，狄拉克关于宇宙膨胀导致引力常量$G$随时间减小的假设会导致中子星的组成发生变化，从而导致耗散和内部加热。最终，中子星达到准静止状态，在那里，由于中微子和光子发射而产生的冷却平衡了内部的加热。因此，一些老中子星的表面温度和半径的相关性可能携带有关G变化率的有用信息。利用密度依赖性的核对称性能量的约束最近的地球实验室数据的重离子反应中的同位旋扩散在中等能量和中子皮的大小在$^{208}Pb$的重力化学加热形式主义，我们得到的上限的相对变化率的$|\dot{G}/G|\le4\times 10^{-12}yr^{-1}$与文献中的最佳估计一致。
2007-10-23 astro-ph nucl-ex nucl-th
Strangelets, Nuclearites, Q-balls--A Brief Overview
本文评述了原初夸克块金和宇宙线奇异夸克的性质和丰度的天体物理界。本文介绍了在月球土壤和国际空间站上进行的宇宙线奇异粒子探测的新实验。与重子和超对称Q球的类比被简要地提到，作为超高能宇宙射线的奇异粒子的前景。
2006-12-27 astro-ph hep-ph nucl-th
Are there strangelets in cosmic rays?
假设进入地球大气层的宇宙射线中含有少量奇异夸克物质块的混合物，人们就可以解释在不同的宇宙射线实验中观察到的许多明显的“奇怪”效应。我们将在这里证明，这种奇异星的质谱填补了宇宙中观测到的最重元素与下一个以中子和奇异星为代表的“类核物体”之间存在的“核沙漠”间隙。
2004-10-05 astro-ph hep-ph
On Solar System and Cosmic Rays Nucleosynthesis and Spallation Processes
本文简要介绍了太阳系和宇宙射线中的核素丰度及其合成机制。本文讨论了spp过程在核合成中的作用。对与核天体物理学有关的散射截面的最近测量、汇编、计算和评价作了简短的回顾。结果表明，在过去的一些天体物理模拟中，旧的实验核数据和理论截面是在最近的测量和计算不符合。建议采用最近测量和可靠计算的核截面进行新的天体物理模拟，进一步研究以获得更好的截面，并为天体物理产生评估的天体截面库。
2000-08-24 astro-ph nucl-ex nucl-th
