High Energy Emission from Supernova Remnants
本文讨论了当前超新星遗迹高能辐射研究的几个方面，主要内容包括：1）超新星遗迹激波附近磁场放大的最新证据，它使宇宙射线比以前认为的更有效地被加速。2)有证据表明，在某些遗迹中的离子和电子具有非常不同的温度，只有通过库仑相互作用才能平衡。3)有证据表明，产生Cas A的爆炸是不对称的，似乎涉及喷流/反喷流结构。最后，4），我将论证与磁星候选者相关的超新星遗迹的不起眼的性质，表明磁星不是由快速（P ~ 1 ms）旋转的原中子星形成的，而是更有可能由具有高磁场的大质量祖星形成。
2006-01-05 astro-ph
Multiwavelength Signatures of Cosmic Ray Acceleration by Young Supernova Remnants
概述了年轻超新星遗迹的多波长观测，重点是有效的宇宙射线加速的观测特征。一些可能归因于有效的宇宙射线加速的效应是年轻超新星遗迹中的径向磁场，X射线成像光谱测定的磁场放大，大的冲击后压缩因子的证据，以及低等离子体温度，用高分辨率光学/紫外/X射线光谱测量。特别强调的是冲击后等离子体的光谱，这提供了一个机会，直接测量冲击后的温度。在有效的宇宙射线加速的存在下，冲击后的温度预计将低于根据强冲击的标准方程。对于许多超新星遗迹来说，情况似乎确实如此。
2008-10-20 astro-ph
Hadronic versus leptonic origin of the gamma-ray emission from Supernova Remnant RX J1713.7-3946
目标。本文根据新的观测结果和理论观点讨论了超新星遗迹RX J1713.7-3946 γ射线的强子起源和轻子起源。方法.从理论上分析了γ射线辐射与非热X射线辐射之间存在良好的空间相关性。此外，最近发布的新H.E.S.S.观测更精确地定义了能谱，特别是在仪器动态范围的高能和低能端。现在有更多的约束性X射线观测从朱雀，大大超过10千电子伏。这些新的数据与作者以前的理论预测相比，无论是占主导地位的强子和简单的逆康普顿模型。结果除了著名的MHD相关性之间的磁场强度和等离子体密度的变化，强调的风泡结构的残留物，有人认为，区域的磁场放大也与加速的核粒子和相关的流不稳定性的密度增加。因此，非热X射线和\gr发射的相关性不仅是可能的，甚至是预期的强子发射方案。伽马射线的轻子起源需要一个难以置信的均匀强度的磁场。观测和理论推断，在这个残余物中的大量的场放大与最近的X射线和\gr的观测结果非常一致。结论.所有这些都有力地证明了强子\grs在\gr发射光谱中的主导地位，更不用说核宇宙线粒子对这个遗迹中的非热能有着压倒性的贡献。
2008-11-27 astro-ph
A 20 Year Radio Light Curve for the Young Supernova Remnant G1.9+0.3
射电源G1.9+0.3最近被确认为已知最年轻的银河系超新星遗迹，推测年龄约为100年。我们提出了一个无线电光变曲线G1.9+0.3的基础上25个历元的观测与莫隆格洛天文台综合望远镜，跨越20年，从1988年到2007年。这些观测都是在相同的频率（843 MHz）和可比的分辨率（43”x 91”或43”x 95”），并涵盖了超新星遗迹估计寿命的五分之一。我们发现，在过去的二十年中，磁通密度以每年1.22 + 0.24/-0.16%的速度增加，这表明G1.9+0.3正在经历一个磁场放大期。
2008-06-11 astro-ph
Particle acceleration in supernova remnants, the Bell-Lucek hypothesis and the cosmic ray "knee"
年轻的超新星遗迹被认为是宇宙射线加速的场所，其机制是扩散激波加速。在这个过程中获得的最大能量通常被估计为接近但明显低于宇宙射线谱的“膝盖”（$\sim 10^{15}$ eV）。Bell & Lucek（2001）提出，产生的宇宙射线同时将超新星遗迹激波周围的磁场放大到激波前的许多倍。在这种情况下，加速率可以显著增加，并且质子可以容易地达到高达$10^{17}$ eV的能量。我们使用一个包含Bell & Lucek提出的磁场放大的“非线性”盒子模型来研究由此产生的宇宙射线谱的变化。该模型预测在高能量，接近“膝盖”区域的光谱断裂，并与观测结果良好一致。
2003-09-30 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
Detecting X-ray Synchrotron Emission in Supernova Remnants: Implications for Abundances and Cosmic Rays
超新星释放的10^51尔格对银河系有着深远的影响，决定了元素丰度，加速了宇宙射线，影响了星际介质的构成。最近发现几个超新星遗迹的光谱主要是非热辐射。分离热和非热分量不仅对理解宇宙射线加速和冲击微观物理性质很重要，而且对准确评估温度和谱线强度也很重要。设计用于模拟Ia型超新星空间分辨同步加速X射线的新模型有助于理解超新星遗迹的热物理（动力学，丰度）和非热物理（冲击加速，磁场放大）。我将描述SN 1006的模型拟合，强调可以对SNR、丰度和宇宙射线加速过程施加的物理约束。
2000-11-30 astro-ph
Birth rates of SGRs and AXPs: delayed amplification of magnetic field
我们提出了新的测定AXP和SGRS的出生率及其相关的SNR。我们发现AXP/SGR的高出生率为1/（500岁），相关SNRs的高出生率为1/（1700岁）。这些高速率表明，所有的大质量恒星（大于~ 25 M_sun）都会产生具有类磁星场的遗迹。最近的观测表明，化石场不能解释祖星中如此高的场。中子星诞生期间的发电机机制需要比观测或理论表明的更快的自旋速率。在这里，我们提出了中子星的形式与正常（~ 10^{12} G）磁场，然后放大到10^{14}-10 15} G后，延迟几百年。这种放大被推测是色铁磁性的结果，发生在中子星核心达到夸克解除禁闭密度之后。这种延迟放大的现象，使得同时解释AXP/SGR的高出生率和高磁场，以及它们与大质量恒星的联系，变得困难重重。
2007-12-06 astro-ph
Magnetic Field Amplification and Rapid Time Variations in SNR RX J1713.7-3946
越来越多的证据表明，超新星遗迹（SNR）中的无碰撞冲击可以将星际磁场放大到数百微高斯甚至毫高斯的水平，正如最近对SNR RX J1713.7-3946所声称的那样。如果这些场存在，它们几乎肯定是由磁场放大（MFA）产生的，这种磁场放大与扩散冲击加速（DSA）有效产生宇宙射线有关，它们的存在加强了SNRs是银河宇宙射线离子到“膝盖”及更远的主要来源的情况。然而，SNR中的高磁场值仅从对来自相对论性电子的辐射的观测的解释中获得，并且如果经由非线性DSA的MFA产生这些场，则确定最大离子能量的磁场将显著小于确定最大电子能量的场。我们使用的稳态蒙特卡罗模拟的结果，以显示如何从有效的宇宙射线生产和MFA的非线性效应减少质子的最大能量相对于预期从测试粒子加速。
2007-11-27 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration by Supernova Shocks
我们分析了最近的测量结果的非热发射从个别超新星遗迹（SNRs）和它们的对应关系的非线性动力学理论的宇宙射线（CR）加速SNRs。结果表明，该理论与实验数据吻合较好，并为磁场放大条件下信噪比的有效CR产生提供了有力的证据。磁场放大导致CR最大能量的显著增加，从而使在SNR中加速的CR谱在~10^17 eV能量范围内符合银河CR谱形成的要求。
2008-09-04 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
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
3-D Model of Broadband Emission from Supernova Remnants Undergoing Non-linear Diffusive Shock Acceleration
我们提出了一个三维模型的超新星遗迹（SNRs）的残留物的流体动力学演化建模一致的非线性扩散冲击加速发生在外部爆炸波。该模型包括粒子逃逸和扩散外的前向冲击波，粒子与任意分布的外部环境材料，如分子云的相互作用。我们包括同步辐射和冷却，韧致辐射，中性π介子生产，逆康普顿（IC），和库仑能量损失。板带光谱已计算出典型的参数，包括密集的区域的气体外部的1000岁的SNR。在本文中，我们描述了我们的模型的细节，但不试图详细适合任何特定的残数。我们也不包括磁场放大（MFA），即使这种影响可能是重要的，在一些年轻的残留物。在这个模型的第一次演示中，我们没有尝试对任何特定的残数进行详细的拟合。我们的目标是开发一个灵活的平台，它可以概括为包括MFA等效应，并且可以很容易地适应各种SNR环境，包括在恒定密度介质中爆炸的Ia型SNR和在超新星前风中爆炸的II型SNR。当应用到一个特定的SNR，我们的模型将预测宇宙射线光谱和多波长形态投影图像的仪器具有不同的空间和光谱分辨率。我们展示了这些光谱和图像的例子，并强调了在硬X射线，GeV和TeV的伽马射线波段的测量的重要性，用于调查加速机制中的关键成分，并推断TeV发射是否由IC从电子或中性π介子从质子产生。
2008-06-25 astro-ph
Comparing a model of cosmic ray production in the supernova remnant RX J1713.7-3946 with observations
利用超新星遗迹（SNRs）中宇宙线（CR）加速的解释性含时非线性动力学理论研究了SNRXJ1713.7 -3946的性质。非热射电和X射线发射光谱以及早期HESS的观测非常高能量的$γ$射线发射的测量被用来约束系统的天文和粒子加速参数。该模型假设该天体是一颗具有大质量祖先的核心坍缩超新星（SN），年龄为$\approx 1600$ yr，距离为$\approx 1$ kpc。结果表明，有效地产生核CR，导致强激波修正和大的下游磁场强度$B_{\mathrm{d}}\sim100$ $μ$ G，可以再现观测到的从射电到X射线频率的同步辐射以及H.E.S.S.观测到的\gr光谱特性。望远镜在非热X射线中观察到的小尺度非线性结构为这种场放大情景提供了经验证实，这种情景导致逆康普顿和韧致辐射通量的强烈抑制。并与最新的H.E.S.S.意见。
2007-07-31 astro-ph
Nonlinear Diffusive Shock Acceleration with Magnetic Field Amplification
我们介绍了一个非线性扩散冲击加速允许产生大振幅磁湍流的蒙特卡罗模型。该模型是第一个包括强波产生，有效的粒子加速到相对论能量的非相对论冲击，和热粒子注入在内部自洽的方式。我们发现，上游的磁场可以放大的大因素，并表明，这种放大强烈依赖于周围的阿尔芬马赫数。我们还表明，在非线性模型中，大的磁场的增加并不一定转化为一个大的增加，在最大粒子动量的一个特定的冲击可以产生，一个后果的高动量粒子扩散的冲击前兆，大的放大场收敛到低的环境值。要处理的领域的增长率在政权的强波动，我们扩展到强湍流的参数化，是一致的共振准线性增长率在弱湍流的限制。我们相信我们的参数化跨越波动增长的最大和最小范围，在这些限制内，我们表明，非线性冲击结构，加速效率，和热粒子注入率强烈依赖于尚未确定的细节，在强湍流场的波增长。我们的结果最直接的应用将是估算超新星遗迹中被强宇宙射线修正激波放大的磁场。
2006-08-01 astro-ph
On the Origin of Strong Magnetic Fields in Young Supernova Remnants
年轻的超新星遗迹，如第谷，通常在射电和X射线辐射中都表现出明亮的圆形星团壳层。对于几个年轻的残留物，各种论据表明，磁场大于可以解释的压缩的一些$μG$周围的磁场的冲击波。无线电极化研究揭示了一个净径向取向的磁场在壳层，不能解释的简单压缩。我们的模型瑞利-泰勒不稳定性的界面处的喷出物和冲击周围的介质来解释这些意见。我们已经进行了多维MHD模拟的不稳定性壳的I型超新星遗迹的第一次利用移动网格技术，使我们能够遵循的增长的不稳定性及其对本地磁场的详细影响。我们发现，不稳定性的演变是非常敏感的减速喷出物和残余物的演化阶段。当逆激波进入内部均匀密度区时，Chevalier自相似阶段结束，射电壳层厚度增加，不稳定性减弱。我们的模拟表明，瑞利-泰勒和开尔文-亥姆霍兹不稳定性放大周围的磁场局部高达60倍周围密集的手指，由于拉伸，缠绕和压缩。在全球范围内，磁场放大的量是低的，并且在模拟结束时，磁能密度仅达到湍流能量密度的约0.3%。覆盖在指状物周围的强磁场线产生径向B矢量极化，而来自致密指状物本身的热韧致辐射产生团簇X射线发射。因此，X射线发射在无线电发射内部达到峰值。
1996-01-09 astro-ph
Producing ultra-strong magnetic fields in neutron star mergers
我们报道了一个在双中子星系统合并过程中磁场放大的极其快速的机制。这对短时间类伽马射线暴的产生有影响，最近的观测表明，这种短时间类伽玛射线暴可能起源于这种合并。在详细的合并过程的磁流体动力学模拟中，磁场通过开尔文-亥姆霍兹不稳定性被放大，超过了磁场强度，因此可能代表了宇宙中最强的磁场。放大发生在中子星之间的剪切层中，时间尺度只有1毫秒，也就是说，远在残骸坍缩成黑洞之前。
2006-03-31 astro-ph
Direct evidence of efficient cosmic ray acceleration and magnetic field amplification in Cassiopeia A
结果表明，超新星遗迹（SNRs）中宇宙线（CR）加速的非线性动力学理论以令人满意的方式描述了Chandra观测中获得的Cas A的壳型非热X射线形貌。经验参数集，如距离、源大小和总能量释放，是相同的，其再现了SNR的动力学性质和由CR产生的发射的光谱特性。在硬X射线能量下观察到的形态结构中的极小空间尺度是由于内部的大的有效磁场$B_d \sim 500$ $μ$ G，这不仅是同时需要的，而且足以实现空间积分的无线电和X射线同步加速器光谱与它们的计算形式之间的极好的一致性。产生如此大的有效场强的唯一合理的条件是一个非常有效的加速核CR组件。因此，钱德拉的数据首先证实了这样的推论，即Cas A确实以Cas A被认为是银河系CR源的主要类别的成员所需的高效率加速了核CR，其次，SNR中CR加速的非线性动力学理论是确定SNR中磁场值的可靠方法。
2004-04-09 astro-ph
A kinetic approach to cosmic ray induced streaming instability at supernova shocks
我们表明，一个纯动力学的方法来激发波的宇宙射线在附近的冲击波阵面导致预测的外观的非alfvénic快速增长的模式，具有相同的色散关系之前发现的\cite{bell04}通过处理等离子体的MHD近似。动力学的方法使我们能够调查这些波的色散关系的微观物理的电流补偿宇宙射线流的依赖。我们还表明，共振和非共振模式可能会出现在同一时间，这两个可能成为占主导地位的另一个取决于在加速区域的条件。讨论了超新星遗迹演化不同阶段中不稳定模式对磁场放大和粒子加速的作用。
2008-11-05 astro-ph
On the Magnetic Field in Quasar and FR II Large-Scale Jets
在这里，我们报告的大规模喷流，热点和扩展叶类星体和FR II射电星系最近观察到的钱德拉和ASCA的光谱特性的系统比较。我们认为，如果强X射线发射的喷气结在这些对象的结果从comptonisation的CMB光子，通常认为，强大的大规模的射流是最有可能远离最小功率条件的意义上说，磁场，从而低于均分。我们还表明，在编译数据集中的热点和叶的X射线发射符合最小功率条件。在这种情况下，我们指出，有必要大幅放大的磁场内的终端冲击强大的大规模喷流的类星体和FR II源。
2005-01-27 astro-ph
Radio Emission from a Young Supernova Remnant Interacting with an Interstellar Cloud: MHD Simulation with Relativistic Electrons
我们提出了一个年轻的Ia型超新星遗迹的演变过程中，其相互作用的星际云的影响相当的大小的二维MHD模拟。我们包括第一次在这样的模拟明确的相对论性电子输运，包括光谱信息，使用一个简单但有效的计划，遵循其在冲击和随后的运输加速。从这些信息中，我们也模型无线电同步辐射，包括光谱。这些实验的主要结论是：1）独立于云的相互作用，SNR反向激波可以是年轻SNR中粒子加速的有效场所。2)在这些早期的同步加速器光谱指数，由于电子加速在初级冲击应接近0.5，除非这些冲击是由宇宙射线压力修改。然而，与云的相互作用产生明显陡峭的光谱区域，这可能会使SNR演变的全球动力学模型的解释复杂化。3)在云的相互作用之后，SNR内的内部运动变得高度湍流。4)最初均匀的星际磁场优先沿SNR的磁赤道放大，主要是由于不稳定性的偏置放大。独立于外部场配置，SNR内部存在该场的净径向方向。5)丝状射电结构与磁丝有很好的相关性，而弥散发射则遵循电子分布。6)与云的相互作用增强了电子数量和无线电发射。
1998-09-07 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
Optical Structure and Proper-Motion Age of the Oxygen-rich Supernova Remnant 1E 0102-7219 in the Small Magellanic Cloud
我们提出了新的光学发射线图像的年轻SNR 1 E 0102-7219（E0102）在SMC获得的HST高级相机的调查（ACS）。E0102是富氧类SNRs的成员，在其光学和X射线光谱中显示出强的氧、氖和其他金属线发射，并且不存在H和He。E0102的前身可能是一颗沃尔夫-拉叶星，在爆炸成为Ib/c或IIL/b型超新星之前经历了相当大的质量损失。在这个SNR中的喷出物是快速移动的（V > 1000 km/s），并在反向冲击中被压缩和加热时发射。在2003年，我们获得了光学[O III]，H-α，和连续图像与ACS宽视场相机。[O III]图像捕捉到了喷出物的全速度范围，并显示了在SNR中间投射的相当大的高速发射，该SNR是从1995年以前的宽视场和行星相机2图像的窄F502 N带通中多普勒偏移的。使用这两个时期分开约8.5年，我们测量的横向膨胀的喷出物周围的外缘在这个SNR的第一次在可见光波长。根据对12个喷出物细丝的自行测量，我们估计明亮喷出物的平均膨胀速度约为2000 km/s，并推断SNR为2050 +/- 600年的运动学年龄。我们从HST数据得出的年龄大约是Hughes等人推断的年龄的两倍。（2000）从X射线数据，虽然我们的1西格玛误差线重叠。我们的自行年龄是一致的独立的光学运动学年龄Eriksen等。（2003）使用空间分辨[O III]径向速度数据。我们得到一个膨胀中…
2006-01-24 astro-ph
Dynamical Feedback of Self-generated Magnetic Fields in Cosmic Ray Modified Shocks
本文对非线性扩散激波加速（NLDSA）过程进行了半解析动力学计算，其中包括宇宙线诱导的流动不稳定性引起的磁场放大、放大后的磁场的动力学反应以及湍流加热的可能影响。该方法是专门为平行冲击波和参数，我们选择的是适当的超新星遗迹向前冲击。我们的计算使我们能够表明，放大的磁场的净效应是，以提高加速粒子的最大动量，同时减少光谱的振幅，相对于NLDSA的标准预测。这主要是由于放大场对激波的动力学反应，显著地减少了激波前兆的修改。得到的超新星遗迹典型参数的总压缩因子为$R_{tot}\sim 7-10$，与从观测中推断的值吻合得很好。通过激励流不稳定性产生的磁场的强度被发现在很好的协议与推断的几个残余物的值，如果被解释为由于严重的同步辐射损失的高能电子的X射线边缘的厚度。我们还讨论了湍流加热和磁动力学反应在驱动前体改性的还原中的相对作用。
2009-02-02 astro-ph
Cosmic ray driven dynamo in galactic disks. A parameter study
我们提出了一个参数的宇宙射线驱动的磁流体发电机在星际介质（ISM）的磁场放大效率和磁，动能和宇宙线（CR）之间的能量均分的问题。我们进行数值CR-MHD模拟ISM使用扩展版本的ZEUS-3D代码在剪切盒近似，并考虑到欧姆电阻率，潮汐力和垂直盘重力的存在。CR是随机分布的超新星（SN）遗迹，并描述了扩散平流方程，其中包括各向异性扩散张量。方位角磁通量和总磁能根据模型参数的特定选择而被放大。我们发现，磁场放大的最有利条件对应于磁扩散率的顺序$3\times 10^{25} \cm^2\s^{-1}$，SN率接近银河系中观察到的，周期性SN活动对应于螺旋臂，和高度各向异性和场对齐CR扩散。磁场放大率在实际值的10%至100%范围内对SN率的大小相对不敏感。在最有利的条件下，磁场放大的时间尺度为1.5亿年，在银河系中心半径等于5千秒差距。最后的磁场能量波动与气体动能均分附近。在所有模型中，CR能量超过均分值至少一个数量级，与预期的均分相反。我们认为，宇宙射线的过剩可以归因于剪切盒不允许宇宙射线沿水平磁场离开系统的事实。
2008-12-19 astro-ph
Direct simulations of a supernova-driven galactic dynamo
众所周知，超新星是驱动星际介质中湍流的主要能源。然而，它们对螺旋星系中磁场放大的影响仍然知之甚少。以前的分析模型，基于孤立的，非相互作用的超新星遗迹的演变，预测一个主导的垂直泵送，使发电机行动不太可能。在目前的工作中，我们解决的问题，垂直运输，这被认为是抑制发电机行动在银河系的背景下的关键过程。我们的目标是证明超新星驱动是一个强大的机制，以放大银河系磁场。我们进行直接的数值模拟的框架内的电阻磁流体力学。我们的星际介质的本地箱模型包括光学薄辐射冷却，外部引力势，和背景剪切。平均场模型的发电机系数是通过被动测试场测量的。我们的模拟表明，超新星驱动的湍流与剪切导致指数放大的平均磁场。我们发现湍流泵是指向内部的，并大致由银河风平衡。
2008-06-12 astro-ph
From Neutron Star Binaries to Gamma-ray bursts
我总结了最近的结果，如何中子星双星合并可以产生短的伽马射线暴（GRB）。讨论了两种可能性：合并后的残余物上方的中微子反中微子对的湮灭，以及中心物体中磁场的指数放大，直到接近均分的值。我们发现，中微子湮灭驱动器的双极，相对论外流与洛伦兹因子大到足以规避伽玛射线暴的“紧凑性问题”。这些流出物的总能量以GRB标准（$\sim 10^{48}-10^{49}$尔格）来看是中等的，但与中微子吹出的重子物质的相互作用使流出物准直成通常为0.1立体弧度的张开角，产生接近$10^{51}$尔格的各向同性能量。我们还想强调中心物体抵抗立即坍缩成黑洞的能力。在这种情况下，中心物体将--类似于原中子星--受到中微子驱动的对流的影响，连同快速的差动旋转--将导致预先存在的磁场的急剧放大。在几分之一秒内，将达到与均分场强（$> 10^{17}$ G）相当的场强。这将产生很大的力矩，在大约0.2秒内使物体自旋下降，因此自然可以解释短伽玛暴的持续时间。
2005-04-17 astro-ph
