On the absence of wind bow-shocks around OB-runaway stars: probing the physical conditions of the interstellar medium
高分辨率IRAS图被用来搜索高质量X射线双星（HMXB）周围星风弓形激波的存在。最近依巴谷卫星的观测证实了它们的高空间速度，加上它们强烈的恒星风，应该会导致风弓激波的形成。除了船帆座X-1周围已知的弓形激波外（Kaper等，1997），我们没有发现任何其他HMXB周围弓形激波的令人信服的证据。同样，在（假定是单个的）OB-逃逸星的情况下，只有少数似乎与弓形激波有关（Van Buren et al. 1995）。我们调查为什么风弓激波没有检测到大多数这些OB-失控系统：这是由于IRAS的灵敏度，系统的空间速度，星风的属性，或以上的银道面的高度？事实证明，这些建议的原因都不能解释低检出率（~40%）。我们认为，星际介质的条件主要决定是否形成风弓激波。在热而稀薄的介质中（如银河超级气泡内部），声速很高（~100 km/s），因此许多逃逸粒子以亚音速穿过低密度介质，从而阻止了可观察到的弓形激波的形成。超气泡预计（和观察）OB协会，其中OB逃逸恒星曾经诞生。反过来的论点，我们使用的情况下（或存在）的风弓形激波周围OB失控探测太阳附近的星际介质的物理条件。
2001-12-18 astro-ph
Neutrino-driven wind and wind termination shock in supernova cores
来自超新星中心新生中子星的中微子驱动的风膨胀成爆炸早期的喷出物。在与这种较慢的物质碰撞时，风物质在风终止激波中减速。通过在球对称的流体动力学模拟，我们表明，这可能会导致风熵，密度和温度的大幅增加，并强烈减速的风膨胀。这一现象对晚风中可能的r-过程核合成的影响仍然需要详细探讨。二维模型表明，风喷出物碰撞是高度各向异性的，并可能导致核合成的方向依赖，即使中微子驱动的风本身是球对称的。
2006-12-22 astro-ph
Three-dimensional hydrodynamic simulations of asymmetric pulsar wind bow shocks
我们提出了三维的，非相对论的，在脉冲星风星云的弓形激波的流体动力学模拟。模拟进行了一系列的初始和边界条件，以量化的纬度变化的脉冲星风的动量通量，辐射冷却的postshock流，和密度梯度的星际介质（ISM）所产生的不对称程度。我们发现，弓激波是稳定的，即使当旅行通过一个强大的ISM梯度。我们演示了弓激波的形状如何变化时，脉冲星遇到密度变化的ISM。我们发现密度壁可以解释PSR J2124-3358和PSR B 0740 -28周围星云的特殊弓形激波形状。壁在激波中产生扭结，而平滑的ISM密度梯度使激波倾斜。我们的结论是，风动量通量的各向异性单独不能解释所观察到的弓形激波形态，而是需要考虑到外部影响。我们表明，解析（单层，薄壳）解决方案是一个很好的近似时，动量通量是各向异性的，失败的一个陡峭的ISM密度梯度，并approaches有效冷却的数值解。我们提供了一个真空偶极子风和相关的冲击形状的纬度依赖性的解析表达式，并比较结果的分裂-偶极子风。我们发现，我们无法区分这两个风模型纯粹从弓形激波形态。
2006-10-16 astro-ph
Grain Formation in Post-Shocked Wind Collisions of Massive Binary Systems
大质量双星系统并不罕见，它们的风的超音速碰撞也不罕见。在目前的工作中，我们研究这些冲击和风结构的进一步后果。冲击后的气体是一个温暖和高密度的环境，这使得尘埃形成和生长。我们发现，这种增长是快速的，只有几个小时。一个应用的etaCarinae表明，可能，在其光变曲线中观察到的X射线通量的下降是其高吸收周期性尘埃形成事件的结果，在近星点通道。
2002-07-17 astro-ph
Magnetic reconnection at the termination shock in a striped pulsar wind
脉冲星的大部分旋转光度被相对论性磁化风带走，其中物质能量通量与坡印廷通量相比可以忽略不计。在一个倾斜旋转的脉冲星磁层的赤道面附近，磁场的极性与脉冲星的周期相反，形成了一个磁力线方向相反的风。这种结构被称为条纹风;条纹风中交变场的耗散是我们研究的对象。本文的目的是研究条纹脉冲星风终端激波处磁能释放所需的条件。磁重联被认为是通过分析方法和一维相对论PIC模拟。从相对论激波上的能量、动量和粒子数密度守恒定律出发，导出了部分和完全磁重联上游参数的解析条件。此外，利用一维相对论PIC程序，我们详细研究了终端激波处的重联过程。我们发现了一个非常简单的标准，在终端冲击的交替领域的耗散，取决于上游参数的流动。一维相对论PIC模拟与我们的判据一致。因此，交变磁场在相对论性的高磁化冲击下很容易湮灭。
2007-07-12 astro-ph
Modeling Nonaxisymmetric Bow Shocks: Solution Method and Exact Analytic Solutions
本文提出了一种新的求解方法，用于求解定常、动量守恒、非轴对称的弓形激波和薄壳极限下的碰撞风。这是以前公式的推广，包括震前环境介质中的密度梯度，以及震前风中的各向异性。对于风未加速的情况，形式主义产生精确的解析解。给出了两种弓形激波情况的解：（1）由于恒星相对于密度梯度垂直于恒星速度的环境介质作超音速运动，以及（2）由于恒星在均匀介质中运动时具有不对准的轴对称风。它也表明，在相当一般的情况下，在弓激波的能量热化的总速率是独立的风不对称的细节，包括非轴对称的驱动风的方向，提供的风是非加速和点对称的。该解的一个典型特征是，离点附近的区域是倾斜的，因此恒星不会沿着离点区域的抛物线拟合的平分线。这项工作的主要用途是推断弓激波不对称的起源，无论是由于风或环境介质，或两者兼而有之。
2000-03-24 astro-ph
Do we really observe a bow shock in N157B...?
我提出了一个模型的脉冲星风与其相关的超新星遗迹相互作用。我将用这个模型来论证，人们可以解释N157 B（大麦云星云中的超新星遗迹）内部脉冲星风星云的形态，而不需要弓形激波的解释。该模型使用的流体动力学代码模拟脉冲星风星云的演变，当脉冲星以高速（1000公里/秒）通过膨胀的超新星遗迹。模拟显示了脉冲星风星云的三个不同阶段：超音速膨胀阶段，亚音速膨胀阶段和弓形激波阶段。最后一个阶段发生在包含活跃脉冲星的脉冲星风星云的头部，由于脉冲星的运动变得超音速而变形为弓形激波。我认为N157 B内部的脉冲星风星云目前处于其演化的第二阶段，即脉冲星风星云的膨胀是亚音速的，并且脉冲星风泡周围没有弓形激波。脉冲星相对于它的脉冲星风星云的强烈偏心位置自然可以用反向激波与脉冲星风星云相互作用的结果来解释，正如模拟所证明的那样。
2003-10-15 astro-ph
The termination shock in a striped pulsar wind
本文讨论了离子射电辐射的起源。最近的观测表明，无线电发射电子目前正在加速，而不是在plerion演化的早期阶段被注入。所观察到的没有低频截止的平坦光谱意味着加速机制，该加速机制将平均粒子能量提高了几个数量级，但使大多数粒子的能量小于约几百MeV。这表明，在脉冲星风终止冲击的交变磁场湮灭提供了必要的机制。在脉冲星磁层倾斜旋转所产生的风（条纹风）中，会形成磁极相反的环形条纹。在终止激波处，流动被压缩，磁场被驱动重联湮灭。得到了条纹风中激波的跳跃条件。结果表明，激波后流动的MHD参数是相同的，如果交变场的能量已经转化为激波上游的等离子体能量。因此，坡印廷通量与物质能量通量之比$σ$的现有估计值不应归因于总的上游坡印廷通量，而应仅归因于与平均磁场相关的坡印廷通量。本文提出了一个冲击条纹风中粒子加速的简单模型。
2003-06-22 astro-ph
GRB blastwaves through wind-shaped circumburst media
背景：长伽马射线暴（GRB）的祖先中有很大一部分被认为是大质量恒星。因此，长伽玛暴的研究需要模拟超相对论性爆炸波通过环绕大质量恒星的环暴介质的传播。我们模拟了一个各向同性的，绝热的相对论性火球膨胀到风形介质周围的一个大规模的伽玛射线暴祖。环暴流介质是由一个实际分层的恒星风区，其终端冲击，其次是一个区域的冲击风的特点是一个恒定的密度。目的：我们跟踪了爆炸波的所有阶段的演化，包括极快的加速到洛伦兹因子75的流动，与恒星风相互作用的减速，风终止激波的通道，直到它通过激波的传播。方法：我们使用自适应网格细化通用平流代码来跟踪火球的演变。结果如下：我们表明，从纯热超相对论动力学制度的加速是突然的，并产生内部结构的冲击波。由于自适应网格，我们在所有阶段都解决了这个超相对论壳的结构。我们评论的动力学作用所发挥的前向和反向冲击对在与自由恒星风的相互作用的阶段，并清楚地识别复杂的冲击为主的结构时，壳穿过终端冲击。结论：我们表明，在我们的模型中，终端冲击是采取相对接近的大质量的恒星，自相似的阶段的Blandford-McKee型减速只能产生在恒定密度，冲击风区。
2007-04-19 astro-ph
Collision of two identical hypersonic stellar winds in binary systems
本文研究了双星系统中两个相同的高超声速恒星风的流体动力学。这些风的相互作用以两个激波和它们之间的接触面的形式表现出来。我们忽略双星旋转，并假设激波前的气流是球对称的。在这种情况下，分离来自不同恒星的气体的接触面与双星组成部分的中平面重合。在冲击中，气体被加热并几乎沿着接触面流走。在激波与接触面之间的激波层中，我们得到了激波的形状和热气参数。
2006-10-13 astro-ph
Shock geometry and inverse Compton emission from the wind of a binary pulsar
PSR B1259-63是一颗47毫秒的射电脉冲星，具有高自旋光度，它围绕一颗明亮的伴星运行在一个近距离、高偏心率的3.5年轨道上。这个双星系统可能是一个可探测的硬伽马射线源，它是由来自B2 e恒星SS 2883的光子被脉冲星风中的电子和正电子逆康普顿散射而产生的。这颗恒星在脉冲星附近提供了巨大密度的可见光子，特别是在近星点附近的时期。我们计算了脉冲星风的未受冲击区域的发射，假设它终止于一个冲击，在那里它与同伴的风达到压力平衡。从激波终止风的逆康普顿辐射的光谱和光变曲线进行了比较与那些为一个unterminated风。如果脉冲星的风比伴星的风弱，风的终止会降低逆康普顿通量，特别是在近星点附近。终端激波的几何形状具有降低近星点周围伽玛射线光变曲线的不对称性的效果，这种不对称性是由于散射角的不对称变化而产生的。
2000-11-16 astro-ph
X-Ray Emission by A Shocked Fast Wind from the Central Stars of Planetary Nebulae
计算了行星状星云中心恒星吹出的激波快风的X射线辐射，并与观测结果进行了比较。利用球对称自相似解，计算了高速风与低速风碰撞时的流场结构和X射线温度。我们发现，如果快风速为中等，v_2~400-600 km/sec，质量损失率为10^{-7} Mo/年的几倍，那么观测到的6个PN的X射线辐射可以用PN早期排出的激波段来解释。我们发现，如前所述，X射线发射的形态是在星云光学明亮部分内部的一个窄环的形式。双极X射线形态的几个观察到的PNs，这表明了一个重要的作用，而不是一个球形的快速风，喷流不能解释这里研究的流动。
2006-02-27 astro-ph
Cluster magnetic fields from large-scale-structure and galaxy-cluster shocks
星系团中微高斯磁场的起源问题是现代宇宙学的突出问题之一。我们已经进行了三维粒子模拟的非相对论性的韦伯不稳定性的电子-质子等离子体中，在典型的宇宙学冲击的条件。这些模拟表明，星系团场可能是由在大尺度结构形成过程中通过星系际介质传播的激波或星系团内的激波产生的。冲击波产生的磁场强度范围从星系团间介质中的几十纳高斯到星系团内的几微高斯。
2005-12-04 astro-ph
X-ray Emission Line Profile Modeling of O stars: Fitting a Spherically-Symmetric Analytic Wind-Shock Model to the Chandra Spectrum of zeta Puppis
X射线发射线剖面提供了最直接的洞察力的动态和空间分布的热，X射线发射等离子体以上的OB星表面。船尾座O超巨星显示出宽的、蓝移的、不对称的线轮廓，这与风震图像基本一致。我们模型的钱德拉HETGS光谱中的八条线的配置文件，这个原型的热星。拟合线表明，等离子体分布在整个风开始接近光球，有显着较少的衰减的X射线由上覆风比通常假设的，并没有一个强烈的趋势，在风吸收波长。
2003-03-25 astro-ph
A study of diffusive shock acceleration as a process explaining observations of 1 E0657-56 galaxy cluster
对1 E0657-56星系团弥散辐射的Chandra X射线观测揭示了大尺度星系团合并激波的存在。我们研究了观测到的无线电和X射线数据，这个集群作为一个可能的结果，扩散冲击加速。该模型可以在合理的激波和团内介质物理参数范围内解释观测结果。预计的非热软，硬X射线通量的预测。
2004-04-20 astro-ph
The Formation of Crystalline Dust in AGB Winds from Binary Induced Spiral Shocks
当恒星沿着渐近巨星分支演化时，强烈的风从外层被驱赶出来。这些风形成了一个壳，最终可能成为行星状星云。许多行星状星云是高度不对称的，暗示着双星伴星的存在。一些后渐近巨枝天体被结晶尘埃的鸟居所包围，但没有普遍接受的机制将风中的无定形颗粒退火为晶体。在这封信中，我们证明了双星伴星对风的塑造很可能导致双星轨道平面内结晶尘埃的形成。
2007-09-14 astro-ph
Shock heating by FR I radio sources in galaxy clusters
活动星系核（AGN）的反馈经常被用来解释星系光度函数在亮端的截止和星系团中冷却流的缺乏。与此同时，最近在射电大活动星系核周围观测到了冲击波阵面。使用逼真的三维模拟射流在星系团，我们解决的问题是什么分数的能量的活动星系核消散在冲击。我们发现，弱冲击，包括活动星系核有马赫数的1.1-1.2和耗散至少2%的机械光度的活动星系核。在现实的星系团介质中，即使是连续的喷流也可能导致多重激波结构，这可能导致根据波的空间分布推断的活动星系核占空比的高估。
2007-06-13 astro-ph
Shallow decay phase of GRB X-ray afterglows from relativistic wind bubbles
GRB的爆发后物体很可能是一个高度磁化的，快速旋转的致密物体（例如，毫秒磁星），它可以产生超相对论性的电子-正电子对风。这种风与爆炸期间喷出的向外膨胀的火球相互作用，导致相对论风泡（RWB）。我们数值计算了RWBs的动力学和辐射特性，并利用这个模型解释了Swift观测到的早期X射线余辉的浅衰变相。我们发现，RWB可以分为两种类型：正向冲击为主的泡沫和反向冲击为主的泡沫。它们在$\sim 10^{2}-10^{5}$秒期间的辐射分别由冲击介质和冲击风主导，基于冲击材料的不同磁能分数。对于这两种类型，产生的光变曲线总是有一个浅的衰减阶段。此外，我们提供了一个例子，适合的X射线余辉的GRB 060813和GRB 060814，并表明它们可以产生的前向冲击为主和反向冲击为主的气泡，分别。这意味着，对于一些早期的余辉（例如，GRB 060814），长时间的反向冲击辐射足以解释它们的浅衰变阶段。
2007-05-08 astro-ph
Shocks and Wind Bubbles Around Energetic Pulsars
蟹状星云表明，中子星可以与它们的环境以壮观的方式相互作用，它们的相对论风产生的星云在整个电磁波谱中都可以观察到。在以前的许多会议上，天文学家对蟹状星云的复杂结构进行了讨论、辩论和困惑，但仅限于将大多数其他脉冲星风星云（PWNe）视为脉冲星自旋能量的简单量热计。然而，随着现已获得的大量高质量数据，这一情况已发生巨大变化。我在这里回顾一下这些新测量中出现的一些主要的观测主题。亮点包括无处不在的脉冲星终止冲击，明确存在的相对论性喷流在PWNe，复杂的时间变化看到PWN结构，以及使用弓冲击探测脉冲星风与周围介质的相互作用。
2004-05-14 astro-ph
XMM-Newton X-ray Observations of the Wolf-Rayet Binary System WR 147
本文介绍了用XMM-Newton对Wolf-Rayet（WR）双星WR 147进行的20 ksec X射线观测结果。以前的研究表明，这个系统由一颗氮型的WN 8恒星和一颗OB伴星组成，它们的风相互作用产生碰撞的风激波。从pn和MOS探测器的X射线光谱证实了从IR研究报告的高消光，并揭示了热等离子体，包括在6.67 keV的Fe K-α线复合物的第一次检测。与恒温平面平行激波模型的光谱拟合给出了激波温度kT（激波）= 2.7 keV [T（激波）~ 31 MK]，接近但略高于碰撞风激波预测的最高温度。光学薄等离子体模型表明甚至更高的温度，这还没有被排除。X射线谱比使用基于标称质量损失参数的二维数值碰撞风激波模型所能解释的要硬。可能的解释包括：（i）低估了终端风速或风丰度，（ii）过于简单的碰撞风模型，或（iii）除了碰撞风冲击之外，还存在其他X射线发射机制。需要进一步改进数值模型，以包括潜在的重要物理，如非平衡电离，以严格测试碰撞风的解释。
2007-04-24 astro-ph
Gamma-ray bursts from internal shocks in a relativistic wind: temporal and spectral properties
我们建立了伽马射线暴的模型，其中发射来自内部冲击的相对论风与高度非均匀分布的洛伦兹因子。我们使用一种非常简化的方法来跟踪风的演变，在这种方法中，大量的层通过直接碰撞相互作用，但所有的压力波都被抑制。我们假设磁场和电子洛伦兹因子在激波中达到大的均分值。相对论电子发射的同步加速器光子在观测者坐标系中具有伽马射线范围内的典型能量。合成爆发构造的所有内部的基本冲击和它们的时间和光谱特性的观测相比，从贡献的总和。我们再现的突发配置文件的多样性，个别脉冲的“FRED”形状和短时间尺度的可变性。合成爆发也满足持续时间-硬度的关系和个人脉冲被发现在高能量更窄，与观测结果一致。这些结果表明，相对论风中的内部激波可能确实是伽马射线暴的起源。然而，潜在的问题是耗散过程的相对低的效率。如果相对论性风是由圆盘吸积到恒星质量的黑洞而产生的，这意味着相当大一部分可用能量被注入了风中。
1998-01-26 astro-ph
The signature of a wind reverse shock in Gamma-ray bursts afterglows
大质量恒星的爆炸被认为是很大一部分伽马射线暴（GRB）的来源。如果情况确实如此，那么爆炸冲击波传播到一个复杂的密度结构中，由两个冲击波-风反向冲击波和前向冲击波-包围的恒星风组成。当爆炸冲击波达到R_0时，风反向冲击波的半径，它分裂成两个冲击波-反向和正向冲击波。我们表明，由此产生的反向冲击是不强的，因此，在计算其性质时，需要充分的分析处理。我们计算的流动和爆炸波的演变在所有的不同阶段的动力学。结果表明，当r>R_0时，流体的洛伦兹因子等于冲击波的洛伦兹因子的0.725倍，并且只要存在冲击波反激波，流体的洛仑兹因子与时间无关。在计算爆炸波演化的基础上，我们计算了不同能带的辐射。我们发现，大约一天后的主爆炸，作为冲击波达到R_0，观测到的余辉通量开始上升。它在几个小时内上升约2倍，在此期间存在冲击波反向冲击，然后下降。我们表明，幂律指数描述光变曲线时间演化是不同的，在早期（上升前）和后期的时间，是频率依赖性。我们提出了这种情况下，在不同的能量带的光变曲线。
2005-11-16 astro-ph
Modelling spectral line profiles of wind-wind shock emissions from massive binary systems
WR双星最吸引人的光谱特征之一是存在随时间变化的谱线轮廓。对几个系统的长期观测揭示了这种变化的周期性，与轨道运动同步。已经提出了几个部分成功的模型来重现观测数据。最有希望的假设是，排放的起源是风-风相互作用区。在这种情况下，两个高速和密集的风产生了强烈的冲击层，负责从这些系统中观察到的大部分X射线。当第二颗恒星沿着轨道运动时，圆锥形的激波区域会改变其相对于视线的位置。因此，流测量的多普勒频移呈现时间变化，导致谱线的位置变化。在我们的工作中，我们提出了一种替代模型，在激波层中引入湍流来解释线轮廓中的不对称性的线加宽和不透明度效应。我们表明，气体湍流避免了需要一个不自然的大接触层厚度再现线加宽。此外，我们证明，如果从相对的圆锥表面的发射被吸收，结果是一个单峰的轮廓。这一结果完全符合最近获得的大质量双星系统的数据，并有助于确定风和轨道参数。我们成功地将该模型应用于Br 22系统，并确定了它的轨道参数。
2006-07-10 astro-ph
The expected thermal precursors of gamma-ray bursts in the internal shock model
伽马射线暴的迅速发射可能来自于高度相对论性的风，它通过在风本身内部形成激波，将部分动能转化为辐射。如果风的洛伦兹因子分布高度不均匀，就会发生这种“内部冲击”。我们估计预期的光球发射这样的风时，它变得透明。我们比较这种热发射（时间剖面+光谱）的内部冲击产生的非热发射。在大多数情况下，我们预测一个相当明亮的热辐射，应该已经被检测到。这有利于风的加速机制，其中初始能量输入是在磁性而不是热形式下。这种情况可以产生与GINGA和WATCH/GRANAT观测到的类似的热X射线前兆。
2002-07-22 astro-ph
A Key to Pulsar Wind Bubble Morphologies: HD simulations
我们提出了一个模型的脉冲星驱动的超新星遗迹，通过使用流体动力学代码，它模拟了一个脉冲星风星云的演化时，脉冲星是在一个高速移动通过其膨胀的超新星遗迹。模拟显示了脉冲星风星云的四个不同阶段：超音速膨胀阶段，反向激波相互作用阶段，亚音速膨胀阶段和最终的弓形激波阶段。由于脉冲星的高速，脉冲星的位置位于脉冲星风泡的头部，在反向激波通过之后。因此，脉冲星风泡的形态与弓形激波脉冲星风星云的形态相似。我们展示了如何区分这两个不同的阶段，并将这种方法应用到SNR G327.1-1.1，我们认为，没有弓激波周围的脉冲星风星云。
2003-10-15 astro-ph
On the role of shock waves in galaxy cluster evolution
对包含重子气体和暗物质粒子的星系团进行了数值模拟。假设冷暗物质谱、高斯统计和宇宙是平坦的。暗物质成分是通过一个标准的粒子网格方法的数值演变。采用基于现代高分辨率激波捕捉技术的三维流体动力学程序，对重子分量的演化进行了数值研究。这些技术是专门为精确处理激波出现和相互作用的复杂流动而设计的。利用这幅图像，分析了激波在富星系团形成和演化中的作用。我们的结果显示了两种截然不同的形态的冲击重子物质：在早期的时代和准球形的低红移。
1998-03-06 astro-ph
Winds and Shocks in Galaxy Clusters: Shock Acceleration on an Intergalactic Scale
本文综述了星系团中大尺度激波作为粒子加速器的可能作用。最近的观测和理论工作表明，高能带电粒子可能构成团簇中的重要压力分量。如果这是真的，那将改变星系团的预期动力学演化，并增加与流体静力学平衡一致的动力学质量。通过几个因素的作用，中等强度的冲击在集群中可能是常见的。这些因素中最明显的包括来自经历强烈星爆的星系的风，活跃的星系和宇宙流入，如吸积和星系团合并。我们描述了我们自己的工作来自模拟的大尺度结构的形成，在其中，我们有，第一次，明确包括被动组件的高能粒子。我们发现，这些大规模流动的冲击，确实可以导致非热粒子压力大到足以影响集群动力学。这些相同的模拟还使我们能够计算团簇的非热发射。在这里，我们提出的伽玛射线通量的预测。
2000-10-24 astro-ph
Early photon-shock interaction in stellar wind: sub-GeV photon flash and high energy neutrino emission from long GRBs
对于产生于星风中的伽马射线暴（GRB），当逆激波穿过喷出物时，通常激波区仍由MeV的瞬发γ射线辐射沉淀。由于MeV光子流与冲击区紧密重叠，冲击中产生的GeV光子的光学深度非常大。这些高能光子被MeV光子流吸收并产生相对论性的e^ \pm对。这些对重新散射来自前向冲击的软X射线光子以及瞬发γ射线光子和功率可检测的高能量发射，其中大部分在亚GeV能量范围内。由于包含在前向冲击区和反向冲击区的总能量是可比的，预测的sub-GeV的排放是独立的伽玛射线暴喷出物是否被磁化（在这种情况下，反向冲击IC和同步自康普顿发射被抑制）。因此，亚GeV的闪光是GRB风模型的一般特征，并且它通常应该被未来的{ \em伽马射线大面积望远镜}（GLAST）探测到。重叠也影响中微子发射。在正激波区和反向激波区，除了由激波加速质子与同步辐射光子相互作用提供能量的10^{15} \sim 10^{17} eV中微子发射外，还有另一个由质子与MeV光子流相互作用提供能量的$10^{14}$ eV中微子发射分量。这最后一个分量具有与内部冲击阶段中产生的分量相似的频谱，但是典型能量略低。
2005-06-09 astro-ph
The expected photospheric emission of GRBs in the internal shock model
伽马射线暴（以下简称GRB）的迅速发射可能来自于高度相对论性的风，风通过在风本身内部形成激波将其动能转化为辐射。如果风的洛伦兹因子γ分布高度不均匀，则会发生这种"内部冲击"。考虑到这样一个变量分布的伽玛，我们估计预期的热辐射的相对论风时，它变得透明。我们比较这种发射（时间剖面+频谱）的发射产生的内部冲击。在大多数情况下，我们预测一个相当明亮的热发射，可以很容易地检测到。这有利于风的加速机制，其中主要的能量储存是在磁性而不是热形式下。这种情况可以产生与GINGA和WATCH/GRANAT观测到的类似的热X射线前兆。
2003-03-13 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
Modelling Non-Axisymmetric Bow Shocks
本文将薄层近似推广到非轴对称弓形激波。通过选择一组合适的曲线坐标，匹配的几何形状的一般扭曲的弓形激波表面，我推导出的流动的流体方程。给出了弓形激波驻点附近物质流的解析展开式。采用修正的龙格-库塔法，得到了数值解。这种数值方法的结果是计算稳定和快速。当两种风相互作用时，只有当两种风都是球对称的时，才能形成轴对称的弓形激波。但是恒星风经常呈现出强烈的各向异性：对于所有这些情况，都需要一个非轴对称的弓形激波模型。
1993-05-06 astro-ph
Particle-In-Cell Simulations of a Nonlinear Transverse Electromagnetic Wave in a Pulsar Wind Termination Shock
用2.5维粒子模拟程序研究了大振幅、超光速、近横电磁波在相对论性电子-正电子等离子体中的传播。在freestreaming，unshocked的情况下，分析TEM色散关系进行了验证，和流被证明是稳定的波对参数不稳定性。在封闭的，冲击的情况下，波诱导强，相干粒子振荡，加热等离子体，并通过有质动力效应修改冲击密度分布。波在$\gtrsim 10^2$趋肤深度上衰减;衰减长度尺度主要取决于波频率与有效等离子体频率之间的比率以及波幅。结果被应用到蟹状星云脉冲星风的终止激波中，其衰变长度尺度（至少为0.05”）可能与在光学和X射线束和结中观察到的连续的、可变的子结构的厚度相当。
2005-08-08 astro-ph
Swift observations of the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi: II. 1D hydrodynamical models of wind driven shocks
继2006年2月（论文I）的经常性新星RS Ophiuchi的最新爆发的早期斯威夫特X射线观测，我们提出了新的一维流体动力学模型的系统，考虑到所有三个阶段的残留物的演变。该模型提出了一种新的方法来模拟系统的突然增加，然后减少风的质量损失率和速度的爆发。这种风模型和以前的Primakoff型模拟之间的差异进行了说明。一个更复杂的结构，即使在一维，揭示了通过存在的向前和反向冲击，与分离接触不连续性。辐射冷却的影响进行了研究和关键的爆发参数，如质量损失率，喷出物的速度和质量的变化。作为时间函数的激波速度与文献I中导出的激波速度进行了比较。我们展示了物质被喷射的方式如何控制冲击波的演化，对于冷却良好的残骸，冲击波的减速率取决于辐射出去的能量。
2007-04-19 astro-ph
Shocks, Outflows and Bubbles: New Views on Pulsars and their Winds
一颗典型的年轻脉冲星会以一种难以察觉的速度减速，它的自转周期在一年中增加不到10微秒。然而，脉冲星的惯性是如此之大，以至于要实现这种微小的自转速率变化，恒星必须耗散大约10 ^46尔格的动能。对脉冲星及其周围环境的观测表明，这种“自旋向下的能量”以壮观的方式被驱逐到脉冲星的周围环境中，以带电粒子和磁场的相对论风的形式。在这篇评论中，我强调了最近的一些观测结果的脉冲星风在无线电，X射线和光学波长，并解释我们可以从这些数据了解有关的冲击波结构，粒子加速和星际介质。
2003-03-18 astro-ph
Optical Flashes and Very Early Afterglows in Wind Environments
相对论性火球与周围介质的相互作用通过两个冲击波来描述：一个反向冲击波传播到火球中，一个正向冲击波传播到介质中。观测到的GRB 990123的闪光被认为是这种反向冲击的发射。余辉的观测性质表明，某些伽玛暴的前身可能是大质量恒星，其周围的介质可能是恒星风。我们在这里研究风中反向和正向激波的极早期余辉。光学闪光主要由相对论反向激波产生，而射电耀斑则由正向激波产生。对于典型的参数，如果我们不考虑沿视线的一些适当的尘埃遮蔽，光学闪光的峰值通量密度大于1 Jy。射电耀斑总是有一个持久的恒定通量，这不会被星际闪烁所掩盖。没有检测到比9等更亮的闪光可能会限制伽玛暴的各向同性能量不超过几个$10^{52}$尔格，风强度相对较弱。
2003-04-07 astro-ph
Cosmic Ray Production of $^6$Li by Structure Formation Shocks in the Early Galaxy
我们讨论了$^6$ Li元素在早期银河系中的产生，它是由结构形成冲击加速的宇宙射线产生的，这种加速是由星系形成过程中亚星系晕的分层合并驱动的。这种情况下的显着特点进行了讨论，并与观测$^6$锂在贫金属晕星，包括最近斯巴鲁HDS的恒星HD 140283的结果。该模型的一些独特预测显然可以通过未来的观测来检验，也可能为银河系的形成提供重要的见解。
2002-12-19 astro-ph
Acceleration of Solar Wind Ions by Nearby Interplanetary Shocks: Comparison of Monte Carlo Simulations with Ulysses Observations
对无碰撞天体物理冲击下一阶费米机制理论模型的最严格检验是将理论预测与粒子数观测数据进行比较。这种比较产生了良好的协议之间的观测在准平行的部分，地球的弓形激波和三个理论方法，包括蒙特卡罗动力学模拟。本文将这种模型测试扩展到斜行星际激波的领域：在这里观察质子和α粒子分布的SWICS离子质谱仪在附近的行星际激波的质子和α粒子的分布进行了比较与测试粒子加速人口的蒙特卡罗模拟预测。模拟中使用的等离子体参数是通过测量太阳风粒子和单个激波上游的磁场获得的。下游的光谱测量和模拟预测之间的良好协议，获得两个冲击，通过允许的平均自由散射长度的比的离子gyroradius，在一个优化的拟合数据的变化。一般来说，这个比例的小值，对应于强散射的情况下获得。加速过程似乎与物质的质量或电荷大致无关。
1996-10-02 astro-ph
Analysis of Temporal Features of Gamma Ray Bursts in the Internal Shock Model
在最近的一篇论文中，我们计算了相对论风中多次激波产生的伽马射线暴的功率密度谱。风的光学厚度是功率谱最敏感的因素之一，因此我们进一步发展了我们的模型，考虑到光子在风中的冷电子上的下散射。对于一个几乎光学厚风，我们确定了一个组合的喷射功能和风参数，产生与观测一致的平均功率谱的爆发，并与转换效率的风动能在50-300 keV的排放量的1%。对于同一组模型特征，峰值和脉冲注量之间的间隔时间具有与在真实爆发中观察到的对数正态分布一致的分布。
2000-01-14 astro-ph
Power Density Spectra of Gamma-Ray Bursts in the Internal Shock Model
我们模拟了相对论风中由内激波引起的伽马射线暴，计算了它们的功率密度谱（PDS），并确定了PDS最敏感的因素：风喷射特征，它决定了风的动力学和它的光学厚度，以及能量释放参数，它给出了脉冲50-300 keV的辐射效率。对于某些组合的喷射功能和风参数的PDS表现出的功能，观察到在真正的爆发。我们发现，风动能转换成50-300 keV光子的效率的上限是$\sim$ 1%。风与调制的洛伦兹因子分布的喷出物产生的PDS符合当前的观测，并有效率接近$10^{-3}$，而风与随机，均匀的洛伦兹因子喷射必须光学厚的短持续时间的脉冲，以产生正确的PDS，并有一个整体效率约$10^{-4}$。
1999-05-04 astro-ph
Analysis of Two Scenarios for the Early Optical Emission of the GRB Afterglows 990123 and 021211
伽玛暴馀辉990123和021211的光学光变曲线在爆发后100- 600秒呈现出急剧的衰减，约10分钟后衰减变慢。我们调查两种情况下的快速衰减早期光辐射的这些伽玛射线暴余辉。在反向-正向激波的情况下，这种发射出现在反向激波穿过GRB喷出物时，当正向激波发射超过反向激波发射时，光变曲线衰减发生缓解。均质和风一样的环爆介质被认为是。在风-气泡模型中，前向激波与1/r^2气泡的相互作用产生了急剧衰减的早期光辐射，反向激波的贡献可以忽略不计，当爆炸波到达气泡终止激波并进入环爆介质的均匀区域时，开始出现较慢的衰减。我们确定的冲击微物理参数，喷出物的动能，和环爆密度容纳的伽玛射线暴余辉990123和021211的无线电和光学测量。我们发现，对于一个均匀的介质，无线电和光学发射的余辉990123可以容纳的反向-正向冲击的情况下，如果两个冲击背后的微物理参数有很大的不同。类似风的环爆介质也允许反向-正向冲击场景来解释余辉990123和021211的无线电和光学特性，但所需的风密度至少比银河系沃尔夫-拉叶星的风密度小10倍。当余辉火球到达风终止激波时，风泡方案需要微物理参数的变化，这似乎是一个人为的功能。
2004-06-01 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
Searching for AGN-driven Shocks in Galaxy Clusters
冲击波和爆炸波预计将被驱动到充满星系群和星系团的星系团内的活动星系核或类星体的强大爆发;冲击波前沿的第一个足迹已经被初步追踪到X射线成像。我们展示了冲击波后爆炸中的超压如何证明这种情况，并提供了核活动的具体标志：它的强度，它的当前阶段，以及它的主要输出的性质。我们建议检测这些标记的目的压力探头构成的解决Sunyaev-Zel'dovich效应。我们计算和讨论的结果，预计在附近和遥远的来源在不同阶段的活动。
2006-07-03 astro-ph
Hydrodynamical Models of Outflow Collimation in YSOs
我们探讨了年轻恒星（YSO）的射流随时间变化的流体动力学准直的物理。使用适合YSO的参数，我们已经进行了高分辨率的流体动力学模拟建模的中心风与环境的相互作用，其特征在于由一个中等的开口角环形密度分布。结果表明，在风与环境相互作用下，产生了强准直超声速射流。喷流是由激波气体组成的。利用风吹气泡演化的分析模型，我们表明，这里研究的情况应该适用于YSO，原则上可以在正确的尺度（R ~ 100 AU）上启动准直。模拟揭示了一些与时间相关的非线性特征，包括在以前的分析研究中没有预料到的：一个长形的风冲击;一个烟囱的冷扫周围的材料拖到气泡腔;一个塞子的密集的材料之间的射流和弓形冲击。我们发现，准直的射流发生通过两个拉伐尔喷嘴和风的聚焦通过长轴风激波。使用激波聚焦的分析模型，我们证明了一个长形的风激波本身就可以产生高度准直的超音速射流。
1996-06-21 astro-ph
Bow shocks around pulsars and neutron stars
脉冲星风星云现在已被公认为是中子星相对论风和周围星际介质的重要探测器。在这组不同的天体中，脉冲星弓形激波一直被认为是一种奇怪的现象，只在少数快速移动的中子星周围看到过。然而，最近在光学，无线电和X射线波长的努力已经确定了许多新的脉冲星弓形冲击，这些结果因此激发了新的理论努力来模拟这些系统。在这里，我回顾了这些壮观的系统中出现的新结果和想法，并解释了弓形激波和“蟹状”星云如何在我们对脉冲星风的理解中形成一致的图像。
2005-01-17 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
Relativistic MHD simulations of pulsar bow-shock nebulae
脉冲星弓形激波星云（英语：Pulsar bow-shock nebulae）是一类脉冲星风星云（PWNe），当脉冲星风受到周围介质的冲压压力时形成，通常与已经从超新星遗迹（SNR）中出现的老恒星有关。直到几年前，这些星云主要被观测为\halpha源;最近，也探测到了非热辐射。这是加速粒子在磁场中旋转的特征。正如\halpha辐射是研究激波星际介质（ISM）层的工具一样，非热辐射也可以用来推断激波脉冲星风的性质。然而，理论和数值模型已经提出到目前为止，只有在流体动力学（HD）制度，而为了正确地模拟这些星云的内部流动结构和发射特性的磁流体动力学（MHD）处理是必需的。我们在这里提出相对论MHD（RMHD）轴对称模拟脉冲星风弓激波星云。研究了脉冲星风磁化强度不同时这类天体的结构和流体动力学。模拟同步辐射图计算和比较的发射模式与观测进行了讨论。
2004-12-20 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
Early Afterglows in Wind Environments Revisited
当冷壳层扫过周围介质时，将形成正激波和反激波。我们分析了风环境中的正反向冲击，包括它们的动力学和排放。早期的余辉从受冲击的壳层发出，例如，可能出现闪光。反向激波在两种近似中表现不同：相对论和牛顿情况，这取决于参数，例如，喷出物的初始洛伦兹因子。如果初始洛仑兹因子远小于$114 E_{53}^{1/4} Δ_{0,12}^{-1/4} A_{*,-1}^{-1/4}$，则早期反向激波是牛顿激波。这可能发生在较宽的双组分喷流、由低初始洛伦兹因子引起的孤儿余辉等情况下。同步自吸收效应对于牛顿反激波情况尤其显著，因为对于典型参数，吸收频率$ν_a$大于冷却频率$ν_c$和最小同步频率$ν_m$。对于光学到X射线波段，在早期阶段通量几乎不随时间变化，这可能是风环境中喷出物的低初始洛伦兹因子的诊断。我们还研究了不同风密度下的早期光变曲线，并与ISM模式的结果进行了比较。
2005-08-29 astro-ph
Direct Acceleration of Pickup Ions at the Solar Wind Termination Shock: the Production of Anomalous Cosmic Rays
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和适度强交叉场扩散发生。同时，我们将通量比He $^{+}$ /H $^{+}$或O $^{+}$ /H $^{+}$匹配到因子$\sim 5$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。ACR通量可以用标准激波假设来模拟的事实表明，高度倾斜激波的“注入问题”是由这些激波的不完整（数学或计算机）模型引起的，而不是由激波在注入和加速热粒子或准热粒子时可能遇到的任何实际困难引起的。
1998-09-10 astro-ph
H2 Energetics in Galaxy-wide Shocks: Insights in Starburst Triggering and Galaxy Formation
斯皮策太空望远镜的观测结果令人惊讶地发现了一组不同的河外源，其红外光谱主要是由分子氢（H2）的线发射。恒星形成的典型迹象（如尘埃特征，电离气体线）的缺乏或相对薄弱表明存在大量的H2气体，没有（或很少）相关的恒星形成。我们使用Stephan的五重星系碰撞（SQ）定义一个物理框架来描述H2的形成和星系范围内的冲击排放。SQ观测表明，异常湍流的H2气体与热的X射线发射等离子体共存。激波的极端中红外H2辐射超过了X射线。这些观测结果为H2对星际介质冷却的贡献、分子气体与恒星形成的关系以及星系形成的能量学提供了新的视角。这些观测结果可以通过考虑激波在非均匀介质中运动来解释。他们认为，大部分的冲击能量被转移到散装动能的H2气体。激波后气体的湍流能量驱动不同气相的质量循环，其中H2由热/温气体形成。这种解释将H2发射置于更广泛的背景下，包括光学和X射线观测。我们建议，在云中的湍流是由一个缓慢的能量和动量转移的气体的体积运动，这种湍流能量的耗散反过来又是供电的H2排放。
2008-10-02 astro-ph
