Non-linear shock acceleration and high energy gamma rays from clusters of galaxies
星系团中的并合和吸积激波可以通过一级费米过程加速粒子。由于这种机制被认为是内在有效的，冲击预计将被修改的加速粒子的反反应。这样的修改可能会引起明显的影响，从集团的非热辐射和抑制加热的气体在强冲击。在这里，我们特别考虑的伽马射线发射，我们讨论的能力切伦科夫望远镜，如HESS检测集群TeV的能量。
2004-11-01 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
Cosmic Rays X. The cosmic ray knee and beyond: Diffusive acceleration at oblique shocks
我们的目的是评估宇宙射线在非相对论性扩散激波加速中获得的最大能量和加速率，因为它可以在它们的生命周期中应用于各种天体物理站点，其中存在高度倾斜的激波。我们研究数值（使用蒙特卡罗模拟）的扩散系数对能量增益和加速率的影响，通过测试的磁场的冲击法线的垂直度之间的作用，和垂直交叉场扩散和平行扩散系数的加速率的意义。我们发现（并证明了以前的分析工作-- Jokipii 1987），在高度斜激波中，垂直扩散系数值与平行扩散系数值相比越小，获得的宇宙射线的能量增益越大。当我们估计宇宙射线在合理的天体物理状态下可能获得的能量上限时，要求解释在$10^{15}$ eV和大约$10^{18}$ eV之间的高能宇宙射线谱;解释宇宙射线的方案是由三种不同的来源注入，（a）超新星爆炸到星际介质，（b）红超巨星，（c）沃尔夫-拉叶星，在那里后两者爆炸成超新星前的风。
2006-05-05 astro-ph
Cosmological Shocks in Eulerian Simulations: Main Properties and Cosmic Rays Acceleration
目的：本文给出了ENZO宇宙学模拟中宇宙冲击波的形态、数量和能量分布，并研究了不同环境下宇宙冲击波与宇宙射线过程的关系。方法：我们使用公开发布的PPM程序ENZO进行宇宙学模拟，采用一种简单的物理驱动的数值装置，以125 kpc/cell的分辨率跟踪宇宙结构的演化，并使用一种新的后处理方案来处理冲击波。结果如下：我们估计了宇宙线粒子加速的效率，并首次将我们的结果与现有的星系团观测极限进行了比较。
2008-05-27 astro-ph
The Origin of Present Day Cosmic Rays: Fresh SN Ejecta or Interstellar Medium Material ? II Physics of the SNR shock wave acceleration
假设宇宙射线中的难熔元素起源于尘埃颗粒，我们研究宇宙射线起源模型的可行性，其中大部分当今的宇宙射线被加速出新鲜的超新星喷出物材料之前，它与平均星际介质（ISM）混合。我们的结论是，到目前为止，已经提出的新的喷出物的情况下有严重的缺陷，并无法解释已知的属性，今天的宇宙射线。这些缺陷包括：（1）前向超新星遗迹（SNR）激波对ISM质量的一小部分喷射物进行了处理;（2）在孤立的SNR中，新鲜的喷射物颗粒很难到达前向激波，即使颗粒确实到达了前向激波，预期的溅射产额也很小，特别是在激波之前;（3）新鲜的喷射物物质不可能主导弥漫的超气泡中的宇宙射线产生;以及（4）在新喷出物模型中，宇宙射线难熔元素和挥发性元素的产生之间缺乏联系。我们的结论是，在旧的，晕星中观察到的金属丰度的近线性增加，不能意味着今天看到的宇宙射线的一个显着的部分来自新鲜的超新星喷出物。这一结论得到了对当今宇宙射线成分的分析的支持，如迈耶和埃里森，这卷。
1999-05-05 astro-ph
Cosmic rays acceleration at ultrarelativistic subshocks
我们提出了宇宙射线在超相对论次激波加速的模型，并将其与观测到的伽马射线暴和耀变体进行了比较。我们研究了洛伦兹因子在3 - 40范围内的激波中宇宙射线的加速。我们表明，波动的磁场下游的冲击不起重要作用的加速过程。给出了考虑洛伦兹因子和垂直磁场倾角时激波的数值模拟结果。我们拟合导出的粒子能谱指数依赖于上游磁场的波动和洛伦兹因子的冲击与一个函数。
2004-03-27 astro-ph
Metal-Absorption Column Densities in Fast Radiative Shocks
在本文中，我们提出了计算的综合金属离子柱密度产生的后冲击冷却层背后的快速，辐射冲击波。为此，我们已经构建了一个新的冲击代码，计算非平衡电离和冷却;遵循的辐射转移的冲击自辐射通过后冲击冷却层;考虑到由此产生的光电离和加热速率;遵循的动力学的冷却气体;和自洽计算的前体气体的初始光电离状态。我们讨论了激波结构和辐射，并研究了激波速度，磁场和气体金属丰度的依赖关系。我们提出了一套完整的综合后冲击和前体金属离子柱密度的所有电离阶段的元素H，He，C，N，O，Ne，Mg，Si，S和Fe，冲击速度为600和~2000 km/s，对应于初始后冲击温度为5e 6和5e 7 K，冷却到1000 K。我们考虑的冲击，其中的磁场是可以忽略的（B=0），使冷却发生在近似恒定的压力（“等压”），和冲击中的磁压力占主导地位的无处不在，使冷却发生在恒定的密度（等容）。我们目前的结果，气体金属丰度Z范围从1 e-3到太阳的重元素丰度的两倍，我们研究了快速辐射冲击的观测特征如何依赖于Z。我们以方便的在线图和表的形式呈现我们的数值结果，可在http://wise-obs.tau.ac.il/~orlyg/shocks/上获得
2008-11-11 astro-ph
Fast Radiative Shocks in Dense Media. III. Properties of the Emission
介绍了高密度介质中快速辐射激波的演化。计算了受冲击气体的电离谱和近似宽带光变曲线。从光电离模型中获得了由远距离观测者看到的紧急冲击谱。出射光谱具有幂律形状$F_ν\proptoν^{-α}$，平均光谱指数$α\sim0.6-1.0$在能量范围$0.01-10$ keV内，并且具有对应于原始激波速度的高能截止。结果表明，该模型表现出有前途的功能，可以解释一些光度和光谱性质的活动星系核。
1994-12-14 astro-ph
Ultrahigh energy cosmic rays as heavy nuclei from cluster accretion shocks
大规模的星系团周围的吸积冲击，一般预计在宇宙结构形成的层次方案，被证明是潜在的来源，所观察到的高能宇宙射线（UHECR）的加速混合物的重核，包括铁族元素。目前的观察可以解释，如果在注入的较重的核源成分是从简单的期望吸积气体有所增强。建议的图片应测试当前和即将在不久的将来通过在UHECR频谱，成分和各向异性的特征设施。还简要讨论了相关的X射线和伽马射线签名。
2007-11-07 astro-ph
Radiative Transfer Along Rays in Curved Spacetimes
弯曲时空中的辐射转移对于理解高能天体物理现象和在强场极限下检验广义相对论变得越来越重要。辐射转移方程在物理上等价于玻尔兹曼方程，后者具有协变的优点。我们表明，通过一个明智的选择相空间的基础上，它通常是可能的，使玻尔兹曼方程中的动量导数消失沿任意（包括非测地线）的路径，从而减少了沿射线的辐射转移的问题，在坐标空间中的路径积分。
2005-11-17 astro-ph
Radiative cooling in relativistic collisionless shocks. Can simulations and experiments probe relevant GRB physics?
我们解决的问题是否数值粒子在细胞（PIC）模拟和实验室激光等离子体实验可以（或将能够，在不久的将来）模拟现实的伽马射线暴（GRB）冲击。为此，我们比较了相对论性电子在冲击磁场中的辐射冷却时间t_cool与无碰撞相对论性冲击的微观动力学时间--质子的等离子体频率倒数ω_pp^{-1}。我们得到，对于t_cool*omega_pp^{-1} \lesssim ~几百，电子在激波跳跃处或附近有效地冷却，并且能够发射出大部分的激波能量。这种冲击在现有的PIC模拟中得到了很好的解决，因此可以详细研究微观结构。由于这种激波中的大部分辐射来自激波附近，因此可以直接从有限长度的模拟中获得辐射的光谱功率，并与观测数据进行比较。这种辐射冲击对应于内部重子为主的伽玛暴冲击的常规范围内的喷出物参数。在这种冲击中，电子的费米加速受到电子冷却的限制，因此发射的光谱应该缺乏非热尾，而其峰值可能落在多MeV范围内。顺便说一句，内部冲击的条件几乎与激光产生的等离子体中的条件相同;因此，可以使用目前可用的拍瓦级激光设备在实验室实验中创建和研究这种GRB样等离子体。分析表明，只有高度相对论性的冲击，对应于极早的余辉阶段，可以有有效的电子冷却的冲击过渡。我们强调辐射PIC模拟的重要性，为进一步的研究。
2008-10-22 astro-ph
Radiative losses and cut-offs of energetic particles at relativistic shocks
我们研究了相对论冲击波附近电子的加速和同时辐射损失。粒子经历俯仰角扩散，当它们通过费米机制穿过激波时获得能量，并且还在环境磁场中发射同步辐射。一个半解析的方法，它允许我们考虑的行为的光谱截止的形状和截止的变化与颗粒的螺距角。讨论了相对论性喷流的同步辐射，如伽马射线暴源和耀变体中的喷流。
2007-04-02 astro-ph
Evidence for Nonlinear Diffusive Shock Acceleration of Cosmic Rays in the 2006 Outburst of RS Ophiuchi
2006年RS Oph爆发的红外（IR）和X射线波长的光谱观测表明，冲击波减速的速度比标准测试粒子绝热冲击波模型预测的要高。观察到的爆炸波的演变可以解释，但是，由扩散冲击加速的粒子在向前冲击和随后逃逸的最高能量的离子从加速区域。非线性粒子加速也可以解释由红外和X射线数据推导出的激波速度的差异。我们讨论了在爆炸波的有效粒子加速光的新星遗迹的演变。
2008-01-11 astro-ph
Ultrahigh energy cosmic rays as heavy nuclei from cluster accretion shocks
大规模的星系团周围的吸积冲击，一般预计在宇宙结构形成的冷暗物质的情况下，被证明是合理的来源，所观察到的高能宇宙射线（UHECR）通过加速重核的混合物，包括铁族元素。目前的观察可以解释，如果在注入的较重的核源成分是从简单的期望吸积气体有所增强。通过UHECR光谱、成分和各向异性的特征，特别是平均质量成分随能量从$10^{19}$到$10^{20}$ eV的快速增加，所提出的图像应可由当前和即将到来的设施在不久的将来进行明确的测试。
2008-03-10 astro-ph
The MAPPINGS III Library of Fast Radiative Shock Models
我们提出了一个新的图书馆的完全辐射冲击模型计算的映射III冲击和光电离代码。该数据库由模型网格组成，激波速度范围为v=100-1000 km/s，磁参数B/sqrt（n）为10^-4 - 10 μ G cm^（3/2），有5个不同的原子丰度组，激波前密度为1.0 cm^（-3）。此外，太阳丰度模型网格已经计算了密度为0.01、0.1、10、100和1000 cm^（-3）的太阳丰度模型网格，其中v和B/sqrt（n）的范围相同。每个模型都包括辐射冲击及其光电离前体的成分，这些成分由辐射气体中产生的EUV和软X射线辐射电离。我们提出的电离结构，柱密度，和冲击和其前兆的光度的细节。对于激波及其前兆以及复合激波+前兆结构，分别给出了发射线比的预测，以便于在激波及其前兆未被分辨的情况下与观测结果进行比较。发射线比网格的冲击和冲击+前体标准线比诊断图，我们比较这些网格的观测射电星系和样本的活动星系核和恒星形成星系的斯隆数字巡天。该库可在线使用，同时提供一套工具，用于分析冲击和轻松创建发射线比诊断图。这些模型代表了一个显着增加的参数空间覆盖范围比以前可用的模型，因此提供了一个独特的工具，在诊断的冲击排放。
2008-05-02 astro-ph
Effects of lower boundary conditions on the stability of radiative shocks
热不稳定性会导致辐射激波振荡，从而调制激波后区域的辐射。模式频率近似量化的模拟振动管道。稳定性取决于冷却过程、电子-离子能量交换和边界条件。本文考虑了下边界条件对激波后流动的影响，既考虑了理想情况下的影响，也考虑了某些特定物理模型下的影响。具体情况包括恒定扰动速度，压力，密度，流速，或温度在下边界，和非零稳态流速在下边界的情况。研究发现，对于零终端静止速度的情况下，稳定性性能是不敏感的扰动流体动力变量在下边界。光度响应一般依赖于下边界条件。
2002-03-22 astro-ph
Acceleration of Cosmic Rays at Large Scale Cosmic Shocks in the Universe
对宇宙大尺度结构的宇宙流体动力学模拟表明，非线性结构的引力坍缩引起的流动运动会形成吸积激波和合并激波。估计这些冲击的速度和曲率半径可能分别高达1000 km/s和几Mpc。根据扩散激波加速理论，宇宙射线粒子群可以被注入并被稀薄等离子体中的天体物理激波加速到非常高的能量。为了研究宇宙线在宇宙激波中的加速，我们用新开发的CRASH（Cosmic Ray Amr SHock）数值程序对宇宙线（CR）修正激波进行了非线性数值模拟。我们采用玻姆扩散模型的CR，基于假设，强阿尔文波是自生成的流动CR。冲击波形成模拟包括一个基于等离子体物理学的"注入“模型，该模型将一小部分热质子通量通过冲击波转移到低能CR中，以便在那里加速。我们发现，对于强吸积激波，与纯气体动力学激波相比，CR可以吸收大部分激波动能，吸积激波速度降低20%。然而，对于马赫数较小的合并激波，能量转移到CR上的比例仅为10- 20%，相关CR粒子分数为$10^{-3}$。由于CR压力的非线性反馈是微不足道的，在后者的冲击。虽然详细的结果取决于粒子扩散和注入的模型，这些计算表明，宇宙激波在大尺度结构可以提供加速的最高能量的河外宇宙射线的网站。
2002-11-15 astro-ph
A stability analysis of radiative shocks in the presence of a transverse magnetic field
辐射激波可能会受到一个全球性的热不稳定性，其中冷却层和冲击波阵面经历不断增长的共振振荡。对于强流体动力激波，超稳定性的存在分别取决于幂律冷却函数的温度和密度指数以及比热比$α$、$β$和$γ$。在这里，我们调查的稳定影响的横向磁场通过引入冲击阿尔文数，$M_a$作为第四个参数。因此，我们调查的稳定性标准的分子和原子的冲击在很宽的范围内的条件。特别是，我们发现，所有的分子冲击，其中的冷却随温度的增加（$α> 0$）是稳定的前四个模式，如果$M_a < 20$（$β= 2$）。对于$α= -0.5$，第一泛音仅对于$M_a < 8$保持稳定。我们的结论是，星际介质中的分子冲击很可能是稳定的横向磁场，除非出现异常情况下，冷却强烈增加的气体冷却。
2005-07-12 astro-ph
Radiative instabilities in simulations of spherically symmetric supernova blast waves
球对称超新星遗迹冷却区的高分辨率模拟显示出强烈的辐射不稳定性。这种不稳定性的存在取决于激波速度，它会导致激波速度的大幅波动。如果激波速度处于不稳定范围内，则波动几乎在辐射阶段开始后立即开始（在壳层形成时）;它们持续到激波速度减慢到小于约130 km/s。我们发现，激波速度波动的混响波内的残留物相比，那些由于不稳定性是很小的。此外，我们发现（在平面平行模拟），平流从外部介质的不均匀性不干扰定性性质的不稳定性驱动的波动。大振幅的不均匀性可能会改变冲击波速度波动的相位，但不会显著降低其振幅。
1997-05-30 astro-ph
Evidence for nonlinear diffusive shock acceleration of cosmic-rays in the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi
2006年蛇夫座RS爆发的红外和X射线光谱观测表明，冲击波减速的速度比标准测试粒子绝热冲击波模型预测的要高。在这里，我们表明，所观察到的演变的新星遗迹可以解释的扩散冲击波加速粒子的冲击波和随后逃逸的最高能量的离子从冲击区。非线性粒子加速也可以解释由红外和X射线数据推导出的激波速度的差异。被加速的电子和质子在爆发后几天内可以达到的最大能量被发现高达几TeV。利用Berezhko和Ellison提出的非线性扩散激波加速的半解析模型，我们证明了用RXTE/PCA和Swift/XRT测量的激波后气体温度意味着相对中等的加速效率。
2007-05-30 astro-ph
Secondary Accceleration of Cosmic Rays by Supernova Shocks
在宇宙射线的超新星激波加速的一般模型中，有两个悬而未决的问题：1。膝盖以下的高能宇宙射线（10 $^4-10^6$ Gev）来自哪里？是宇宙射线只在其起源处加速，或在其驻留银河系期间持续加速。我们表明，$10^15$ eV的轻核可能是由超新星协会加速。次级和初级宇宙射线在星系中传播时，其光谱的比值会受到ISM中重复加速（也称为再加速或次级加速）的影响。所观察到的次级和初级CR光谱被用来约束超新星遗迹（SNR）的这种再加速的量。考虑了两种情况：老的、分散的残留物的弱地震（$1<M<2$）和相对年轻的残留物的强地震（$M>3$）。结果表明，弱冲击产生更多的再加速度比在标准漏箱（SLB）模型的框架中所允许的，使其不一致的分散的加速度，应该由SNR产生。如果SLB被修改为允许适度的RA周冲击，RA旧SNR产生的同意所需的速度，以适应二次到一次宇宙射线数据，使一个自我一致的图片。年轻SNR的强冲击的显着再加速应导致在高能量，接近1 TeV/核子的次级到初级比的平坦化。
1997-09-14 astro-ph
X-ray emission from radiative shocks in Type II supernovae
计算了II型超新星与致密星周介质相互作用的X射线辐射。在IIL型和IIn型超新星中，质量损失率通常很高，足以使反向激波后面的区域具有辐射性，产生强烈的辐射，特别是X射线。我们提出了一个模型的辐射反向冲击的情况下，从冷却区的排放。在定常流动的假设下，流体动力学模型与时间相关的电离平衡和多级计算相结合。稳态近似的适用性进行了讨论的喷出物密度梯度和不同的化学成分的各种值。我们展示了如何新兴的频谱强烈依赖于反向冲击波的速度和组成的冲击气体。我们讨论了由该模型产生的光谱和单温度光谱之间的差异。特别是线发射的差异很大，这可能会严重影响丰度估计。我们还说明了吸收的影响，在冷冲击喷出物。我们的模型对各种类型的超新星的适用性进行了讨论。
2005-10-28 astro-ph
Radiative Shocks in Rotating Accretion Flows around Black Holes
众所周知，黑洞周围旋转的无粘吸积流在适当的注入参数下，通过外音速点后，可在靠近黑洞的地方形成激波，并可被离心力阻止。我们研究数值这样的冲击波在一维和二维吸积流，考虑到冷却和加热的气体和辐射传输。数值结果表明，与绝热解相比，激波位置向外移动，且环境密度越稀薄，激波位置越向外。在二维流中，我们发现了一个中频QPO行为的激波位置，观察到的黑洞候选人GRS 1915+105。
2004-04-21 astro-ph
On the origin of ultra high energy cosmic rays: Subluminal and superluminal relativistic shocks
超高能宇宙射线（UHECR）的流量在$E>10^{18.5}$ eV被认为是产生于等离子体冲击环境中的河外源。在本文中，我们提出了一个系统的研究粒子加速的相对论冲击，特别是关于体洛伦兹因子和磁场和冲击流之间的角度的依赖关系。首次系统地研究和比较了助推因子高达$Γ=1000$的超光速和亚光速激波的模拟结果。虽然超光速激波在最高能量（$E>10^{18.5}$ eV）下是无效的，但亚光速激波可以提供高达$10^{21}$ eV的粒子，仅受Hillas标准的限制。对于亚光速的情况下，我们发现，温和的相对论冲击，认为发生在喷流的活动星系核（AGN，$Γ\sim 10-30$）产生的能谱$dN/dE\sim E^{-2}$。另一方面，伽马射线暴（GRB，$100<Γ<1000$）中预期的高度相对论性冲击，其光谱与$E^{-1.5}$一样平坦。模型的结果进行了比较，在最高能量的宇宙射线的测量通量，它示出，而活动星系核光谱是非常合适的，伽玛射线暴光谱太平坦，无法解释所观察到的通量。该模型解释了$5.7\cdot 10^{10}$ GeV以上的宇宙线通量与活动星系核俄歇分布之间的相关性。中微子的产生预计在伽玛暴中，无论是在轻度或高度相对论性的冲击，虽然这些来源被排除作为UHECR的主要来源，超光速冲击，特别是可以通过中微子和光子通量，而不是质子观察。
2008-04-07 astro-ph
Cosmological Shocks in Adaptive Mesh Refinement Simulations and the Acceleration of Cosmic Rays
我们提出了新的结果表征宇宙学冲击自适应网格细化N体/流体动力学模拟，用于预测非热成分的大尺度结构。这是第一次使用自适应网格细化的冲击研究。我们提出了一种改进的算法，用于从unigrid模拟中找到激波，该算法将低马赫数激波的激波频率降低了~3倍。然后，我们将我们的新技术应用于一个大的宇宙学体积（512 Mpc/h）^[3]，研究激波马赫数（M）分布作为激波前温度、密度和红移的函数。由于模拟量很大，我们有极好的统计数据，结果有成千上万的星系团。我们发现，马赫数的演变可以解释为一种方法来可视化大尺度结构的形成。马赫数小于5的激波通常跟踪合并和复杂的流动，而马赫数小于5<<20 and Mach>20的激波通常分别跟踪细丝和星系团的吸积。通过应用一阶费米过程的非线性扩散冲击加速模型的结果，我们计算了转化为宇宙线质子的动能的量。宇宙射线质子的加速度足够大，为了使用星系团作为宇宙学探测器，气体对宇宙射线的动态响应必须包括在未来的数值模拟中。
2008-08-21 astro-ph
Acceleration of Cosmic Rays at Cosmic Shocks
非热粒子可以产生由于不完全热化在无碰撞冲击和进一步加速到非常高的能量通过扩散冲击加速。在以前的研究中，我们探讨了宇宙射线（CR）加速宇宙冲击通过CR修改，准平行冲击在一维平面平行几何的物理参数相关的冲击出现在宇宙的大尺度结构形成的数值模拟（康和琼斯2002年）。为了考虑CR加速度冲击更广泛的物理性质，在这方面的贡献，我们提出了额外的模拟。对于给定的马赫数，速度越高的激波加速CR越快，颗粒数越多。然而，当用扩散长度和时间尺度表示结果时，具有相同马赫数但具有不同激波速度的两个激波在性质上是相似的。因此，激波动能转化为压缩比的时间渐近值主要由激波马赫数而不是激波速度控制。我们提出了"CR能量比"的冲击参数范围广，并为$ε=0.2-0.3$在终端时间，我们的模拟。我们建议，这些值可以被认为是CR加速效率的时间渐近值，因为CR修改冲击的时间依赖性演化在终端时间之前已经变得近似自相似。
2003-03-18 astro-ph
Self-Similar Shocked Accretion of Collisional Gas with Radiative Cooling
我们描述相似性的解决方案，其特点的崩溃碰撞气体在Einstein-de Sitter宇宙的scalefree微扰。我们考虑辐射冷却的影响，并推导出自相似的解决方案的假设下，冷却功能是一个密度和温度的幂律，$Λ(T,ρ) \propto ρ^{3/2} T$。我们使用这些结果来测试光滑粒子流体动力学（SPH）技术的能力，遵循崩溃和吸积的冲击，迅速冷却的气体在宇宙学的背景下。我们的SPH代码再现的分析结果非常好的情况下，包括或排除辐射冷却。没有实质性的偏离预测的中心质量吸积率或从温度，密度和速度分布观察在激波半径内的良好解决的区域。这个测试问题的支持SPH技术的可靠性，以模拟复杂的星系形成的过程。
1999-04-26 astro-ph
X-rays from accretion shocks in T Tauri stars: The case of BP Tau
我们提出了一个XMM牛顿观测的经典金牛座T星BP头。在XMM-牛顿RGS光谱中，O { \sc vii}三重态被清楚地检测到，具有非常弱的禁止线，指示高等离子体密度和/或高UV通量环境。与此同时，并发的紫外线数据指向一个小的热点填充因子，这表明吸积漏斗冲击作为X射线和紫外线发射的网站。这些新的观测结果与TW Hya的X射线数据一起表明，这种漏斗是经典金牛T星的一般特征。
2005-03-07 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
The Numerical Simulation of Radiative Shocks I: The elimination of numerical shock instabilities using a localized oscillation filter
我们解决的数值不稳定性，出现在定向分裂计算的流体动力学流动时，冲击波阵面平行于网格平面。在压力、密度和温度方面产生横向振荡，在冷却时由于热不稳定性而加剧，形成冲击后的“条纹”。这些都是正交的经典后冲击'振铃'波动。由此产生的冲击后“条纹”大大改变了流动。我们讨论了三种不同的方法来解决这个问题。这些方法包括（1）基于人工粘性的方法;（2）网格抖动和（3）作用于激波阵面中特定网格单元的新的局部振荡滤波器。这些方法进行了测试，使用辐射壁面激波问题与嵌入剪切层。人工粘性法是不能令人满意的，因为虽然它确实减少了激波后的振铃，但它没有消除条纹，而且激波的过度增宽使冷却计算不准确，导致激波位置不正确。网格抖动有效地抵消了条带化。然而，在网格上的其他地方，剪切层是非物理扩散的，这在极端情况下突出显示。振荡滤波器方法去除条纹，并允许流的其他高速度梯度区域以物理上可接受的方式发展。它还具有在二维或三维模拟中仅作用于一小部分细胞的优点，并且不会显著损害性能。
2002-04-23 astro-ph
Perturbative Analysis of Two-Temperature Radiative Shocks with Multiple Cooling Processes
辐射吸积激波下方的热下游区域的结构，例如吸积致密物体的结构，可能由于全局热不稳定性而振荡。振荡行为取决于冷却过程的函数形式、冲击加热物质中电子和离子的能量交换以及边界条件。我们分析了不平等的电子和离子的温度，冷却包括热韧致辐射，促进不稳定性的冲击的稳定性，再加上一个竞争的过程，往往稳定的冲击。横向扰动的影响也被认为是。作为一个例子，我们研究的特殊情况下，其中稳定的冷却过程是3/20的密度和5/2的温度，这是一个近似的回旋冷却的影响，磁激变变量。我们改变的第二冷却过程的效率，电子-离子交换的强度和电子和离子的压力在冲击的比例，检查特定的影响的稳定性和振荡模式的频率。
1999-09-30 astro-ph
The structure of radiative shock waves. II. The multilevel hydrogen atom
计算了在温度T= 6000 K、密度ρ = 1 e-10 gm/cm^3的未扰动氢气中传播的稳态平面平行激波模型，上游速度为15 km/s ~ 70 km/s。根据辐射传递、流体动力学和速率方程的自洽解，考虑了2 <= L <= 4原子束缚能级的连续介质中的激波结构。当nu_L < nu_2（nu_2为Balmer连续谱头频率）时，激波出射的辐射通量Frad与频率范围的下限nu_L无关。同时，nu_L的减小伴随着Lyman连续谱通量的减小，导致辐射前体中氢气的加热减小和电离减弱。对于所有模型，辐射前兆的大小都是10^4 cm，对应于光子在莱曼连续谱边缘nu_1频率处的几个平均自由程。不连续跳跃处的压缩比随上游速度U_1的增大而逐渐增大，在U_1 = 55 km/s时达到最大值ρ^+/ρ^- = 3.62，当U_1较大时，压缩比由于震前气体温度的强烈上升而缓慢减小。激波的辐射通量是上游速度U_1的函数，当U_1 ≤ 65 km/s时，辐射通量与激波总能流C_2之比为0.18 < Frad/C_2 < 0.92。因此，在上游速度U_1 > 60 km/s时，激波由于辐射损失了其总能量的90%以上。对于所有的冲击波模型的碰撞过程中的束缚束缚和束缚自由的原子跃迁的作用被发现是可以忽略不计的比较相应的辐射过程。
1999-11-18 astro-ph
Structure Shocks as a Source of Cosmic Rays in Clusters
激波是宇宙结构形成的普遍结果，在加热星系团介质中起着重要作用。事实上，团簇中的所有气体都已被一次或多次至少中等强度的冲击处理过。这些都是无碰撞的冲击波，因此很可能是高能粒子扩散冲击波加速的场所。我们已经进行了宇宙结构形成的数值模拟，直接包括加速和非热质子，以及初级和次级电子的运输。非热辐射也计算出粒子的空间和能量分布。在这里，我们概述了我们目前的一些研究结果，表明非热质子可能有助于在集群介质中的显着压力，并预计无线电，X射线和$γ$ -射线发射这些人口应该是重要的集群诊断。
2002-07-10 astro-ph
Gamma-Rays from Supernova Remnants and the Signatures of Diffusive Shock Acceleration
虽然从已知的超新星遗迹（SNRs）的γ射线的确定性检测仍然难以捉摸，收集可能与SNRs相关的未识别EGRET源激发了最近对这些源的TeV发射的建模。目前的理论模型使用幂律冲击加速的质子和电子在他们的预测预期的伽马射线TeV通量从那些身份不明的EGRET源与残余协会。在本文中，我们探讨了一个更详细的非线性冲击加速模型，它产生非热质子分布，并包括一个自洽的确定冲击流体力学。我们获得的伽马射线光谱允许停止加速到高能量，这是由于有限的年龄和大小的残余物的信噪比。伽玛射线光谱截止可以观察到在TeV范围内的合理的剩余参数，和偏离幂律行为被发现在所有的能量范围从1兆电子伏的截止。INTEGRAL、惠普尔和其他仪器的相关观测可能会对我们理解超新星遗迹提供严格的限制。
1997-04-15 astro-ph
Stability analyses of two-temperature radiative shocks: formulation, eigenfunctions, luminosity response and boundary conditions
我们提出了一个一般的配方与多个冷却过程，纵向和横向扰动，和不等的电子和离子温度的辐射冲击的稳定性分析。以激变磁变星的吸积激波为例，我们通过考察扰动流体力学变量的本征函数来研究激波不稳定性。我们还研究了在激波后流的下边界处从零速度固定壁到几种涉及扰动流体动力变量的替代类型的边界的条件的变化的影响，以及在不同振荡模式下激波后流的发射的变化。我们发现，流动的稳定性与固定壁的下边界条件的扰动没有显着的影响，他们主要是由能量传输过程。此外，光度响应的幅度或相位与系统的稳定性之间没有明显的相关性。然而，系统的稳定性可以在存在横向扰动的情况下被修改。横向扰动也改变了光度响应。
2001-02-25 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
Magnetohydrodynamic Simulations of Shock Interactions with Radiative Clouds
我们提出的结果从二维数值模拟磁化冲击和辐射云之间的相互作用。我们的主要目标是描述冲击云的动态演变特征。我们执行运行在强和弱磁场的限制，并考虑三个不同的磁场方向。对于所考虑的几何形状，我们通常发现，磁场外部，但集中在附近，云的表面抑制破坏性的流体动力学不稳定性的增长。外部场也通过有效地充当由星际流和局部场拉伸驱动的约束机制来增加云的压缩。这会对辐射冷却的效率（随着磁场强度的增加而增加）和冷凝冷却碎片的大小和分布产生巨大影响。相反，主要作用于云内部的场往往抵抗压缩，从而抑制冷却。我们观察到，即使在适度的强度，内部场可以完全抑制低温冷却。
2004-10-11 astro-ph
Shock Acceleration of Cosmic Rays - a critical review
最近不成功的努力来检测预测的TeV伽马射线通量从超新星遗迹的动机，我们提出了一个批判性的检查这些预测的基础上的理论。确定了三个关键问题：注入，最大可实现的粒子能量和光谱指数。在每一种情况下，都取得了重大的新进展，这使人们对诸如玻姆扩散和单流体磁流体动力学等流行的范式产生了怀疑。这表明，更现实的分析模型，更复杂的数值技术的支持下，应采用获得可靠的预测。纳入异常传输影响的初步工作表明，产生的光谱应该比传统理论预测的要软得多。
2001-01-11 astro-ph
Gamma-Rays from Large Scale Structure Formation and the Warm-Hot Intergalactic Medium: Cosmic Baryometry with Gamma-Rays
结果表明，逆康普顿伽马射线从电子加速在大尺度结构形成冲击可以受到至关重要的非引力效应，如辐射冷却和星系形成，与相应的不确定性的一个数量级的伽马射线源计数或河外背景的贡献。然而，这也意味着在不久的将来，这种伽马射线可能会为我们提供有关不同形式的宇宙重子的分数的有价值的信息，特别是宇宙中大多数重子被认为居住的温暖-热的星系际介质。我们解决这个问题，在一个简单的方式，通过半解析建模的结构形成冲击，自洽处理合并和吸积冲击。
2005-02-17 astro-ph
Cosmic-ray acceleration in supernova shocks
银河系的宇宙射线被广泛认为是在超新星爆炸引发的膨胀冲击波中被加速的。宇宙射线的扩散激波加速理论现在已经很好地建立起来了，但是有两个基本问题仍然没有得到部分解答：加速效率是多少，即超新星总能量转化为宇宙射线能量的比例，以及在超新星爆炸中被加速的粒子所获得的最大动能是多少？最近用钱德拉和XMM-牛顿卫星对超新星遗迹进行的X射线观测以及用几台地面大气切伦科夫望远镜对甚高能伽马射线的观测，提供了有关这两个问题的新信息。在回顾了这些观测结果及其目前的解释后，我表明，通过研究河外超新星的射电辐射，可以获得关于扩散激波加速过程的补充信息。作为一个例子，一个非线性模型的扩散冲击加速度被应用到超新星SN 1993J，它在附近的星系M81爆炸的射电光变曲线。该模型的结果表明，银河系的大部分宇宙射线可能在超新星喷出物和从祖星丢失的风之间的相互作用的早期阶段被加速。
2008-07-25 astro-ph
The structure of radiative shock waves. III. The model grid for partially ionized hydrogen gas
本文计算了辐射激波在温度3000 K ≤ T_1 ≤ 8000 K，密度10^{-12} gm/cm ^3 ≤ ρ_1 ≤ 10^{-9}gm/cm ^3的部分电离氢气中传播的模型的网格，激波速度为20 km/s ≤ U_1 ≤ 90 km/s。对于20 km/s ≤ U_1 ≤ 70 km/s，由于辐射通量的不可逆损失占冲击波总能量的比例为0.3 ~ 0.8。激波后气体主要由于氢复合区的辐射冷却而被压缩，最终压缩比在1 <ρ_N/ρ_1 \lesssim 10 ^2以内，这主要取决于激波速度U_1。由于未扰动氢气的平衡电离，震前气体温度影响冲击波结构，因为冲击后弛豫过程的速率对不连续跳跃前的氢离子数密度非常敏感。激波前气体温度的升高和激波前气体密度的降低均导致激波后压缩比的降低。冲击波的宽度随着上游速度的增加而减小，而postshock气体仍然是部分电离的，并且一旦氢完全电离就增加。所有的冲击波模型表现出较强的上游辐射通量出现从震前外边界相比，下游辐射通量出现在相反的方向从postshock外边界。当速度为20 km/s <= U_1 <= 60 km/s时，这些流量之间的差值为1%~ 16%，与激波速度有关。在氢线中传输的单色辐射通量显著超过背景连续体的通量，并且所有冲击波模型都证明了氢线的发射。
2001-01-10 astro-ph
Oscillations of MHD shock waves on the surfaces of T Tauri stars
这项工作将物质减速的磁流体动力学辐射冲击波在表面的恒星。这个问题与经典的金牛座T星有关，在那里，下落的物质沿着恒星的磁场流动，并在光球层的致密层中停止。目前工作的一个重要的新方面是，磁场相对于恒星表面的法线具有任意角度。我们考虑的极限是，在恒星表面的磁场不是很强，在这个意义上说，流入是超阿尔夫文尼克。在此极限下，等离子体的初始减速和加热（在冷却区的入口处）发生在快速磁流体动力学冲击波中。为了计算辐射损失的强度，我们使用“实数”和“幂律”辐射函数。我们确定的稳定性/不稳定性的辐射冲击波作为一个函数的参数的传入流：速度，强度的磁场，和它的倾角的表面的恒星。在一些模拟运行与“真正的”辐射功能，我们发现一个简单的标准稳定的辐射冲击波。对于宽范围的参数，冲击波的振荡周期为0.02-0.2秒的量级。
2008-03-13 astro-ph
HST-STIS Observations of the Cygnus Loop: Spatial Structure of a Non-radiative Shock
我们提出了一个空间分辨的紫外光谱的非辐射冲击波前的天鹅座圈，获得与空间望远镜成像光谱仪（STIS）上的哈勃太空望远镜（HST）。光谱覆盖波长范围1118 - 1716埃，有效光谱分辨率约为12埃。这些数据的0.1”空间分辨率比早期的紫外光谱有了巨大的改进，使我们能够研究冲击波前正后方的高电离线发射的空间分布。通过将STIS光谱与该地区的WFPC 2 H-alpha图像进行比较，我们能够在光谱中分离出单个冲击特征。分离出最亮的激波切线，我们识别出NV、CIV、HeII、OV、OIV]和SiIV以及NIV]的谱线以及氢双光子连续谱。NV线峰值在CIV和HeII发射之后约0.3”，并且在空间上更宽。此外，所观察到的线比的CIV和HeII NV是更高的，在我们的明亮的冲击光谱比在以前的观察相同的灯丝通过更大的光圈，表明必须有一个更广泛的分布组件的NV排放。我们计算的冲击模型，并表明，所观察到的CIV和NV发射区之间的分离和所观察到的线强度约束的冲击速度和预冲击密度的组合是允许的。
2000-06-13 astro-ph
The generation of low-energy cosmic rays in molecular clouds
有人认为，如果宇宙射线穿透分子云，它们损失的总能量可能超过银河系超新星冲击的能量。它表明，最有可能的银河系宇宙射线与分子云的表面层的相互作用被有效地反射，并不穿透到云的内部。提供分子云气体初级电离的低能宇宙射线（$E<1$ GeV）可以在这种云内部由超音速湍流引起的多次激波产生。
2005-03-24 astro-ph
Diffusive Shock Acceleration of High Energy Cosmic Rays
带电粒子在冲击等离子体中的扩散加速过程在天体物理学中被广泛引用，以解释宇宙中普遍存在的非热相对论电子和离子的签名。这种统计学的量子力学机制的一个关键特征是没有动量尺度;天体物理学系统通常只在粒子谱的注入端（低能）和损耗端（高能）施加尺度。在3000 TeV左右的宇宙射线谱（“膝”）中存在结构，这引发了关于宇宙射线至少有两个起源的争论，一个是银河系的起源，它提供了膝盖以上的宇宙射线，甚至更高，也许还有一个河外的起源，它甚至可以解释在1-300 EeV看到的超高能宇宙射线（UHECR）。由于需要假设高磁场以将最短扩散加速时间尺度（离子回旋周期）减小到有意义的值，因此历史上已证明难以对具有熟悉的天体物理学加速地点的UHECR进行解释。然而，活跃的星系和伽马射线暴仍然是强烈的和有趣的候选源UHECR，把理论的重点相对论冲击。本文综述了UHECR生成问题的扩散冲击加速特性。这些包括光谱指数，加速效率和时标，作为冲击速度和平均场方向的函数，以及场湍流的性质。这些特性的解释的上下文中的伽马射线暴模型的生产UHECR也检查。
2004-09-13 astro-ph
Radiatively driven electron-positron jets from two component accretion flows
长期以来，人们都知道，在黑洞上吸积的物质会产生驻波或振荡激波。激波后的物质以环面的形式膨胀起来，它拦截了来自外部开普勒圆盘的软光子，并逆康普顿化产生硬光子。激波后区域也会产生喷流。我们研究了硬光子和软光子与轴上正负电子喷注的相互作用。结果表明，激波后环面的辐射能使流场加速到相对论速度，而开普勒圆盘的辐射对流场的加速作用很小。我们还表明，在无穷远处的速度或终极速度${\vartheta}$，取决于激波在盘中的位置。
2004-01-11 astro-ph
Clusters of Galaxies: Shock Waves and Cosmic Rays
最近对星系团的射电和X射线观测表明，宇宙射线和磁场可能在星系团内介质中具有重要的能量作用。根据这些观测研究的估计，这两种成分的组合压力可能在气体压力的$10% \sim 100 %$之间，尽管它们的总能量可能与时间有关。因此，这些非热成分可能影响了宇宙结构的形成和演化，并可能通过它们与周围物质和宇宙背景光子相互作用发出的各种辐射提供独特和重要的诊断信息。我们认为，与宇宙结构相关的冲击波，以及个别源，如活动星系核和射电星系，提供宇宙射线和磁场的星系团内介质和周围的大尺度结构。为了研究宇宙大尺度结构形成过程中宇宙激波的性质和类活动星系核（AGN-like）源向团内介质发射的宇宙射线对结构形成的动力学影响，我们进行了两组宇宙结构形成的N体/流体动力学模拟。在这方面的贡献，我们报告这些模拟的初步结果。
2002-11-15 astro-ph
The Production of Anomalous Cosmic Rays by the Solar Wind Termination Shock
我们模拟了拾取离子在太阳风终端激波的注入和加速，并研究了产生观测到的异常宇宙线（ACR）通量所需的参数。采用非线性蒙特卡罗技术，其实际上解决了玻尔兹曼方程，并且不限于近各向同性的粒子分布函数。该技术模拟了热离子和拾取离子的注入、这些离子的加速以及在加速离子的影响下的冲击结构的确定。注入的基本影响处理在一个主要的自洽的方式，包括冲击波的粘性，交叉场扩散，和俯仰角散射的影响。使用最近的皮卡离子密度的测定，我们能够匹配的绝对流量的氢在ACR假设皮卡离子散射平均自由程，在终止冲击，远小于一个AU和中等强度的交叉场扩散发生。同时，我们将通量比He $^{+}$ /H $^+$或O $^{+}$ /H $^+$匹配到因子~ 3内。如果强散射的条件适用，没有pre-termination-shock注射阶段是必需的和注射和加速皮卡离子在终止冲击是完全类似的注射和加速离子在高度倾斜的行星际冲击最近观察到的宇宙飞船。
1999-10-07 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
Galactic Cosmic Rays from Supernova Remnants: II Shock Acceleration of Gas and Dust
这是分析银河宇宙线（GCR）组成和起源的系列论文中的第二篇（第一篇是astro-ph/9704267）。在这篇文章中，我们提出了一个定量模型的GCR起源和加速的基础上加速的混合物的星际和/或拱星气体和尘埃的超新星残余爆炸波。本文给出了一个非线性激波模型的结果，该模型包括：（i）星际气相离子的直接加速，（ii）带弱电荷的尘埃粒子与气体离子同时直接加速到100 keV/amu量级能量的简化模型，（iii）尘埃粒子与气体碰撞的摩擦能量损失，（iv）从加速的晶粒溅射难熔元素的离子，以及（v）将溅射的离子进一步冲击加速为宇宙射线能量。计算的GCR成分和光谱与观测结果符合得很好。
1997-04-30 astro-ph
Magnetic turbulence production by streaming cosmic rays upstream of SNR shocks
我们提出的磁湍流生产的各向同性的宇宙射线离子流上游的超新星遗迹冲击的粒子在细胞模拟的初步结果。这些研究旨在检验Bell（2004，2005）关于短波长非共振波模式强放大的MHD预测，并研究磁湍流的后续演变及其对宇宙线轨迹的反作用。上游湍流特性的详细知识对于确定激波加速过程的所有方面-宇宙射线的传输特性、激波结构、热粒子注入和加热过程-是至关重要的。磁场的放大也会促进粒子加速到宇宙射线谱中的“膝盖”之外。我们的动力学方法特别适合于解决宇宙射线上的反反应，它使我们能够测试贝尔的预测最终形成的扩展的宇宙射线分布中的超导结构，也达到了一个可靠的估计总的饱和磁场水平。模拟所选的参数有利于纯增长模式的快速激发。我们证实了上游等离子体中的宇宙射线离子的漂移导致了湍流磁场的产生，但表明场扰动的增长速率比用MHD方法估计的要慢得多，湍流的振幅在dB/B~1左右饱和。磁场也保持低于与上游等离子体的均分。
2007-05-30 astro-ph
Cosmic-ray composition and its relation to shock acceleration by supernova remnants
本文综述了对银河系宇宙射线起源的认识现状。评述了带电宇宙射线和光子的最新测量结果。讨论了它们对当代关于宇宙射线的来源和加速机制及其在银河系中传播的知识的影响。膝盖的能量谱和银河宇宙射线成分的结束的情况下可能的原因进行了说明。
2007-06-05 astro-ph
Shock Waves in Eulerian Cosmological Simulations: Main Properties and Acceleration of Cosmic Rays
本文用ENZO程序的1.0.1版模拟了103 Mpc/h的宇宙体积中的大尺度激波的性质。不同的方法来识别和表征后处理中的冲击一起讨论其不确定性。再电离影响的冲击在模拟中的属性，我们提出了一个拟合过程，以准确地模拟再电离在非辐射模拟的效果，与后处理程序。我们调查的冲击的性质，通过一个程序，它使用跳跃的速度变量在整个细胞的模拟，这使我们能够有一个可行的描述冲击，也在相对较低密度的宇宙区域。我们推导出了激波数和耗散在这些激波上的能量的分布随它们的马赫数的变化，并讨论了这些分布随宇宙学时间和不同宇宙环境（星系团、外围、细丝、空洞）的演化。与以前的一些数值研究（如Ryu et al.2003，Pfrommer et al.2006），相对较弱的冲击被发现占主导地位的过程中的能量耗散在模拟的宇宙体积，虽然我们发现一个较大的比例之间的弱和强的冲击相对于以前的研究。我们估计在大尺度冲击的注入率CR采用注射效率从以前的数值计算。在当前时期，在整个模拟体积内以CR形式耗散的通量约为激波耗散热能的20%;这一比例在星系团内较小。
2009-02-18 astro-ph
Cosmic Rays and Their Radiative Processes in Numerical Cosmology
本文介绍了一个宇宙流体动力学程序，它包括一个计算宇宙线加速和输运的程序。该程序的目的是遵循明确的扩散加速冲击，二阶费米加速和绝热损失的顺利流动。也可以遵循电子群体的同步加速器冷却。更新后的程序除了研究热气体的热韧致辐射特性外，还将用于研究星系团中电子宇宙射线的非热同步辐射和逆康普顿散射特性。使用网格的$128^3$细胞的测试模拟的结果，宇宙射线和磁场已被被动处理和宇宙射线电子的同步加速器冷却没有被包括在内。
1999-12-15 astro-ph
