An efficient shock-capturing central-type scheme for multidimensional relativistic flows. II. Magnetohydrodynamics
提出了一种三维狭义相对论磁流体动力学（3-D RMHD）的三阶激波捕捉数值格式，并通过数值试验进行了验证。论文I（Del Zanna和Bucciantini，Astron. Astrophys.，390，1177- 1186，2002）的相对论流体动力学在这里扩展到磁的情况下，通过以下的战略规定的经典MHD的Londrillo和Del Zanna（Astrophys. J.，530，508- 524，2000）。该方案避免了完全谱分解为特征波，计算成本高昂，并且在磁性情况下会受到许多简并情况的影响，同时它使用双速Riemann求解器，只需知道两个局部快磁声速度。此外，假磁单极子的发病，这是一个典型的问题，多维MHD迎风代码，防止适当考虑螺线管约束和特定的反对称性质的感应方程。最后，扩展到广义正交曲线坐标系，从而该方案准备纳入广义相对论（GRMHD）效应。
2002-10-29 astro-ph
Three-dimensional magnetohydrodynamic simulations of in situ shock formation in the coronal streamer belt
本文对三维剪切磁场中平面尾流的理想磁流体动力学（MHD）结构进行了数值研究。我们的模拟研究的可能性，在同空间电流片-速度剪切区在日光层的大规模压缩扰动原位发展。使用线性MHD求解器，我们首先系统地绘制不稳定的波数，相应的增长率，和物理参数范围占主导地位的三维正弦型不稳定性在平衡唤醒-电流片系统。尾流的边界足够超音速（马赫数$M_s > 2.6$）流被发现支持占主导地位的全三维弯曲不稳定性时，等离子体β是为了团结。完全非线性，可压缩的2.5D和3D MHD模拟显示了自洽形成的快磁声型激波阵面。它们将密度扰动带到远离尾流中心的地方。在音速和Alfvénic马赫数参数空间中确定激波形成条件。根据尾流速度对比度和磁场大小以及初始扰动，出现的激波图案可以是平面平行的，也可以是完全三维结构的。因此，类似的大规模瞬变可能起源于冕盔流光上方的远处或黄道电流片的位置。
2004-03-04 astro-ph
Modeling magnetohydrodynamics and non equilibrium SoHO/UVCS line emission of CME shocks
我们提供了一个指导方针，解释的Urea发射线（特别是O VI和Si XII）在冲击波传播的外太阳日冕。我们使用一个数值MHD模型进行一组模拟的冲击波产生的电晕和从结果中，我们计算的等离子体发射的O VI和Si XII，包括NEI的影响。我们分析了我们的模型的辐射和光谱特性的支持下，一个详细的辐射模型，包括多普勒调光和分析模型的冲击，最后，我们合成预期的O VI 1032 A线轮廓。我们解释了几个光谱特征的意见，如没有不连续的O VI发射在冲击波通道，增亮的Si XII发射和线的宽度。我们使用我们的模型也给非常简单和一般的预测线翼的强度，由于离子冲击加热和对肢体CME或晕CME的线形状。来自日冕激波后区的辐射与简单平面绝热激波的辐射大致一致，但热传导和磁场的影响可能是重要的，这取决于事件参数。多普勒变暗显著影响O VI发射，而Si XII线主要由于激波压缩而变亮。显著的激波加热是造成通常观测到的O-VI线宽而微弱的原因，O-VI线可以作为日冕中的激波信号。
2008-01-17 astro-ph
Dust grains and the structure of steady C-type magnetohydrodynamic shock waves in molecular clouds
我检查尘埃颗粒的作用，在确定结构的稳定，冷，斜C型冲击致密分子气体。气体压力、带电组分的惯性和电离的变化都可以忽略不计。电子中性和颗粒中性弹性散射的颗粒电荷和速率系数被假定为常数，其值适合于激波内部。一个MRN尺寸分布占估计有效的晶粒丰度和霍尔参数为单一尺寸的晶粒。在中间信号速度v_A cos θ和sqrt{2} v_A cot θ之间，对于每个冲击速度v_s，存在一个单参数的中间冲击族，其中v_A是震前阿尔芬速度，θ是震前磁场与冲击波阵面法线之间的夹角。此外，对于每个v_s > v_A，都存在唯一的快激波.如果震前密度n_H大于约10^5 cm^-3，且震前磁场满足B（mG）小于约n_H（10^5 cm^-3），则颗粒与磁场部分解耦，快震中的场和速度分量不在包含震前场和激波法线的平面内。由此产生的激波结构比不考虑这一点的模型要薄得多。现有的模型系统地低估了冲击波阵面内的颗粒中性漂移速度和加热速率。当密度超过10^8 cm^-3时，这些效应可能会因为正负粒子的丰度几乎相等而减弱。
1998-05-08 astro-ph
Multifluid, Magnetohydrodynamic Shock Waves with Grain Dynamics II. Dust and the Critical Speed for C Shocks
这是关于尘埃对弱电离分子气体中多流体MHD冲击波影响的系列论文中的第二篇。我们调查的影响，灰尘上的临界冲击速度，v_crit，C冲击停止存在。Dielff表明，如果尘埃颗粒与磁场动态耦合良好，则v_crit不能超过颗粒磁声速v_gms。我们提出了稳定的冲击的谷物可能是很好的或很差的耦合场的数值模拟。我们使用一个随时间变化的多流体MHD代码，将等离子体建模为一个相互作用的流体系统：中性粒子，离子，电子和各种由不同大小和电荷的颗粒组成的“尘埃流体”。我们的模拟包括晶粒惯性和晶粒电荷波动，但为了突出基本的物理，我们假设绝热流动，单一尺寸的晶粒，忽略了化学的影响。我们指出，相速度v_phi的存在并不一定意味着所有小于v_phi的激波速度v_s都将形成C激波。当颗粒与场弱耦合时，定常绝热激波类似于没有尘埃的激波：在v_crit = 2.76 v_nA（v_nA是中性阿尔芬速度）时，发生向J型流动的转变，v_s > 2.76 v_nA的定常激波是在离子-电子流体中具有磁性前兆的J激波。当颗粒与场强耦合时，v_crit = min（2.76 v_nA，v_gms）。在任何流体中，v_crit < v_s < v_gms have magnetic precursors in the ion-electron-dust fluid. Shocks with v_s >v_gms的冲击都没有磁…
2004-04-09 astro-ph
A numerical scheme for multifluid magnetohydrodynamics
本文介绍了一种适用于带电粒子小质量密度极限下的多流体流体动力学数值计算方法。带电粒子的惯性可以忽略不计，这样就可以写出一个磁场的演化方程，可以用隐式格式求解。这避免了在高分辨率下或当霍尔效应较大时对稳定时间步长的严格限制。数值试验表明，该格式可以精确模拟有无子激波的定常多流体激波结构。虽然重点是在分子云中的冲击，这个代码的多维版本可以应用于任何天体物理流，其中双极扩散或霍尔效应，或两者都发挥了重要作用。
2003-08-22 astro-ph
Magnetohydrodynamic Effects in Propagating Relativistic Jets: Reverse Shock and Magnetic Acceleration
我们解决了一个任意磁化的相对论性流注入到一个静态的一维非磁化介质中的减速的黎曼问题。我们发现，在相同的初始洛伦兹因子下，反向激波随磁化强度σ（坡印廷能流与动能流之比）的增大而逐渐减弱，当σ超过临界值σ_c时，激波变为稀疏波。在稀疏波制度中，我们发现，稀疏区域被加速到一个洛伦兹因子，这是显着大于初始值。这种加速机制是由于流中的强磁压力。我们讨论了这些结果的影响模型的伽马射线暴和活动星系核。
2008-11-13 astro-ph gr-qc
Magnetohydrodynamics of Cloud Collisions in a Multi-phase Interstellar Medium
我们通过二维磁流体动力学（MHD）数值模拟开始研究磁场的作用，扩展了以前的星际云碰撞物理学研究。我们研究等质量，轻度超音速扩散云之间的正面碰撞。我们包括一个温和的磁场和两个限制场的几何形状，与平行（对齐）和垂直（横向）碰撞云运动的磁力线。我们探讨了绝热和辐射的情况下，以及对称和非对称的。我们还计算了云之间的碰撞，通过事先在云间介质中的运动，并与未演变的情况下进行比较。我们发现：在（i）对齐的情况下，绝热碰撞，像他们的HD同行，是非常破坏性的，独立的云对称性。然而，当考虑到辐射过程，部分聚结发生，即使在不对称的情况下，不像HD计算。在（ii）横向的情况下，最初相邻的未演变的云之间的碰撞几乎不受磁场。然而，在碰撞前的演化过程中，与磁化的云间气体的相互作用在云的前面产生了一个非常高的磁能区域。在具有横向场几何形状的演化云之间的碰撞中，这个区域就像一个“缓冲器”，阻止云之间的直接接触，并最终使它们的运动反向。在我们考虑的情况下，"弹性“，定义为每个云的最终动能与初始动能之比，约为0.5-0.6。这种行为在绝热和辐射的情况下都被发现。
1998-08-17 astro-ph
Shock-triggered formation of magnetically-dominated clouds
为了了解形成的磁主导的分子云的原子云，我们遵循的云与时间相关的轴对称磁流体动力学代码的动力学演化。热稳定的暖原子云最初与周围的热电离气体处于静力平衡。通过热介质传播的激波与云相互作用。当快模式冲击波通过云传播时，它后面的气体变得热不稳定。气体的$β$值也变得比初始的阶数单位值小得多。这些条件是理想的磁流体动力学波产生高密度块嵌入在一个稀薄的温暖介质。快模式冲击之后是慢模式冲击。在这一冲击波的后面，形成了一个致密的外壳，随后它碎裂了。这是大质量恒星形成的主要区域。我们的模拟表明，只有弱和中等强度的冲击可以形成冷云，具有典型的巨型分子云的属性。
2007-06-04 astro-ph
On the Hydrodynamic Interaction of Shock Waves with Interstellar Clouds. II. The Effect of Smooth Cloud Boundaries on Cloud Destruction and Cloud Turbulence
采用高分辨率的局部AMR技术和二阶精度的轴对称Goddom流体动力学格式，研究了光滑云边界对定常平面激波与星际云相互作用的影响。还进行了三维计算以确认二维计算的结果。我们考虑一个最初的球形云，其密度分布是平坦的云中心附近，并有一个幂律的云包络线。当入射激波传播到光滑云中时，云包层中的速度梯度使上游侧的光滑密度剖面变陡，从而导致具有弧形形状的急剧密度跳跃。当激波撞击具有尖锐边界的云时，这种"滑移面“立即形成。对于较光滑的边界，形成的滑动面，因此流体动力学不稳定性的发病延迟。由于滑移面受到Kelvin-Helmholtz和Rayleigh-Taylor不稳定性的影响，激波云最终在$\sim 3-10$云破碎时间内被破坏。在云完全破坏之后，由于流体动力学不稳定性而碎裂形成的小斑点具有0.1 $v_b$量级的显著速度分散，其中$v_b$是周围介质中的激波速度。这表明激波-云相互作用产生的湍流运动与云的破坏直接相关。激波与冷HI云的相互作用会导致产生小HI碎片的喷雾，这可能与Stanimirovic & Heiles（2005）最近观测到的小冷云有关。从我们的3D模拟得到的线宽尺寸关系被发现是时间依赖的。本文还讨论了激波压缩引发引力不稳定性的可能性。
2005-11-01 astro-ph
Cosmos++: Relativistic Magnetohydrodynamics on Unstructured Grids with Local Adaptive Refinement
介绍了一种新的程序和方法，用于求解固定背景时空中的广义相对论磁流体动力学（GRMHD）方程。该代码有选择解决GRMHD方程使用传统的人工粘性（AV）或非振荡中心差分（NOCD）方法，或一个新的扩展AV（eAV）计划使用人工粘性与双能量通量守恒配方。双能量方法允许在助推因子下对高度相对论性流动进行精确建模，远远超过迄今为止通过标准人工粘度方法所实现的。它提供了戈德温方法的好处，在捕捉高洛伦兹助推流，但没有复杂的黎曼求解器，和传统的人工粘性方法的优势，在他们的速度和灵活性。此外，GRMHD方程求解的非结构化网格，支持本地自适应网格细化使用全线程八叉树（三维）网络遍历网格层次结构的水平和直接邻居。大量的测试表明，鲁棒性的数值算法和自适应网格框架在广泛的问题，助推器，和天体物理学的应用，包括相对论激波管，冲击碰撞，磁声冲击，阿尔芬波传播，爆炸波，磁化邦迪流，和磁旋转不稳定性的克尔黑洞时空。
2005-09-09 astro-ph
The turbulent destruction of clouds - I. A k-epsilon treatment of turbulence in 2D models of adiabatic shock-cloud interactions
激波与云的相互作用已在文献中得到广泛研究，其中考虑了磁场、辐射冷却和热传导的影响。然而，充分发展的湍流的形成往往被阻止的人工粘性固有的流体动力学模拟，和一个统一的后冲击流已被假定在所有以前的单云研究。实际上，激波后面的流动也可能是湍流，当激波扫过云上游的不均匀性时，会产生不均匀的密度、压力和速度结构。为了解决这两个问题，我们使用一个亚网格可压缩k-ε湍流模型来估计激波云相互作用中产生的湍流的性质，以及由此产生的湍流带来的输运系数的增加。一个详细的比较，从一个无粘流体动力学代码的输出，把这些新的结果到上下文。我们发现，云破坏无粘和k-mills模型中发生在大致相同的速度时，激波后的流动是光滑的，当云和云间介质的密度差小于100。然而，随着这种对比度的增加，存在越来越大的显著差异。云受到强烈的“冲击”后高度动荡的环境的强烈“冲击”，破坏得更快。用无粘性代码进行的附加计算，其中激波后的流动是随机的，网格尺度的运动，证实了云的更快的破坏。我们的研究结果清楚地表明，湍流起着重要的作用，在激波云相互作用，环境湍流增加了一个新的维度的参数空间，迄今已研究（删节）。
2008-07-28 astro-ph
Gravitational Collapse in Turbulent Molecular Clouds. II. Magnetohydrodynamical Turbulence
流体动力学超音速紊流只有在紊流的尺度小于稠密区的局部金斯长度时才能防止局部引力坍缩，这是一个非常严格的要求（论文I）。磁场被认为可以静磁地或通过磁流体动力学（MHD）波来支持分子云。第一种机制会形成片状云，而第二种机制不仅可以对气体施加压力，抵消重力，而且可以通过MHD波相互作用将湍流动能转移到更小的空间尺度。这种湍流的磁级联可能在小尺度上提供足够的能量来阻止局部坍缩。我们用ZEUS-3D在分辨率高达256^3个区域的MHD模拟测试了这一假设。我们首先推导出一个分辨率标准自引力，磁化气体：为了防止崩溃的静磁支持的地区，由于数值扩散，最小的牛仔裤长度必须解决四个区域。MHD波的分辨率将这一要求提高到大约六个区域。然后我们发现，磁场不能防止局部崩溃，除非他们提供静磁支持。较弱的磁场确实在一定程度上延迟了塌陷，并且与流体动力学情况相比，使塌陷在整个支撑区域上更均匀地发生。然而，它们仍然不能阻止局部崩溃的时间远远超过全球自由落体的时间。
2000-09-14 astro-ph
An Isolated, Recently Shocked ISM Cloud in the Cygnus Loop SNR
空间分辨ROSAT X射线和地面光学数据的西南地区的天鹅座环路信噪比揭示了前所未有的细节非常早期阶段的冲击波相互作用与孤立的星际云。在上游气流附近和沿云边缘的许多内部云激波锋面在光学上是可见的，它们是增强的H-α发射的尖锐细丝。在云的南北两侧，沿着一条以巴尔默为主的激波细丝线可以看到微弱的X射线辐射，估计X射线气体温度为1.2 x 10^6 K（0.11 keV），对应的激波速度为290 km/s^-1。主云体本身几乎没有X射线通量。相反，X射线辐射被限制在最北部和最南部的云边缘，在离冲击波前锋当前位置最远的下游区域发射最亮。我们估计的相互作用年龄约1200年的基础上观察到的冲击/云的形态。总的来说，光学和X射线特性的冲击ISM云显示了许多的主要功能预测一个年轻的SNR冲击ISM云的相互作用。特别是，人们看到激波的形成和衍射内的非均匀云随着部分主爆炸波吞没。然而，从模型预测的几个显着的差异也存在，包括没有证据表明沿云边缘的湍流，扩散，而不是间接的[O III]的云的主体内的发射，异常强烈的下游[S II]的发射在冲击后的云区，和限制的X射线发射到云的外边界。
2002-06-27 astro-ph
Numerical Magnetohydrodynamics in Astrophysics: Algorithm and Tests for One-Dimensional Flow
我们描述了一个数值代码来解决理想磁流体力学（MHD）方程。它是基于显式有限差分格式的欧拉网格，称为总变差递减（TVD）计划，这是一个二阶精度的扩展Roe型迎风格式。我们还描述了理想MHD的非线性黎曼求解器，其中包括稀疏以及冲击和二维磁场结构以及三维的精确解。数值程序和黎曼解算器已被用来互相测试。广泛的测试，包括所有可能的理想MHD结构与平面对称性（\ie ~一维流）。这些包括场结构是二维的那些（{ \it即}，这些流通常称为"$1 + 1/2$维“）以及磁场平面旋转的那些流（{ \it即，}，这些流通常称为"$1 + 1/2 + 1/2$维“）。结果表明，该代码可以解决强快，慢，磁声冲击在2-4个细胞，而更多的细胞，如果冲击变得很弱。通过适当的加强，旋转不连续性在3-5个单元内得到解决。接触不连续性也解决了3-5个单元与硬化和6-8个单元没有硬化，而在某些情况下，接触不连续性的硬化产生数值振荡。切向不连续分布在10多个单元格上。我们的实验证实了具有二维磁场的慢复合结构是由中间激波（所谓的"2- 4“）组成的
1994-04-29 astro-ph
A Magnetohydrodynamic Boost for Relativistic Jets
我们使用RAISHIN程序对Aloy和Rezzolla（2006）探索的相对论射流的流体动力助推机制进行了相对论磁流体动力学模拟。模拟结果表明，磁场的存在改变了稀薄，超压射流（$V^z_j$）切向流动到致密的外部介质之间的激波界面的属性。与纯流体动力学的情况相比，磁场可以导致更有效的射流加速。与界面相切并平行于喷流的"极轴“磁场（$B^z$）既产生较强的向外移动激波，又产生较强的向内移动稀疏波。这导致了一个大的速度分量垂直于界面，除了加速度切向的界面，并因此加速到更大的洛伦兹因子比在纯流体动力学的情况下获得的。同样地，与界面相切但垂直于喷流的强“环形”磁场（$B^y$）也导致与激波界面相切的加速比纯流体动力学情况更强。总的来说，在“poloidal”的情况下的加速效率是小于“toroidal”的情况下，但两种几何形状仍然导致更高的洛伦兹因子比纯流体动力学的情况下。因此，相对论性喷流中磁场的存在和相对取向可以显著地改变Aloy和Rezzolla（2006）研究的流体动力学助推机制。
2007-09-13 astro-ph
The Energy Dissipation Rate of Supersonic, Magnetohydrodynamic Turbulence in Molecular Clouds
分子云有很宽的谱线宽度，这表明在云中有湍流的超音速运动。这些运动通常被用来解释为什么分子云需要比自由落体更长的时间才能形成恒星。传统上认为超音速流体动力学湍流会迅速耗散其能量，但强磁场的引入可以维持这些运动。然而，在以前的论文中已经表明，等温的，可压缩的，MHD和流体动力学湍流衰减几乎相同的速率，需要不断的驱动发生，以保持观察到的湍流。本文用ZEUS天体物理MHD程序对均匀驱动湍流进行直接数值计算，导出了能量耗散的绝对值与驱动波长和振幅的函数关系。湍流形式衰减时间E_{kin} / \dot{E}_{kin}与气体自由下落时间之比可以作为驱动波长与吉恩波长之比和均方根马赫数的函数导出，并且很可能远小于1，这再次表明分子云中的湍流必须被持续且强烈地驱动。（节略）
1998-09-25 astro-ph
The Wardle Instability in Interstellar Shocks: I. Nonlinear Dynamical Evolution
利用含时磁流体动力学方法研究了弱电离等离子体中不稳定C型激波的非线性演化。这项研究仅限于磁主导等离子体中的冲击（其中中性粒子的阿尔文速度大大超过声速），并且没有遵循电离和复合等微物理过程。平面垂直和倾斜的C型冲击的二维模拟，和一个垂直的冲击的全三维模拟。
1997-04-23 astro-ph
Model Simulations of a Shock-Cloud Interaction in the Cygnus Loop
我们目前的光学观测和二维流体动力学模拟孤立的冲击ISM云。在1992年6月和2003年7月拍摄的一个小的光学发射云沿天鹅座环的西南翼的H $α$图像被用来测量周围的巴尔末主导的发射细丝的$\sim$ $0 \farcs 1$年$^{-1}$和$0\farcs025 - \farcs055$年$^{-1}$的内部云发射功能的位置位移。这些测量结果表明，对于ISM环境和内部云激波，横向速度分别为$\simeq$ 250 km s $^{-1}$和$\simeq$ 80 - 140 km s $^{-1}$。云内可见的复杂激波结构表明，云的内部密度分布是两个阶段：一个平滑变化的背景密度，其中填充了较高密度的团块。我们提出的模型结果与非均匀ISM云的冲击相互作用。我们发现，这种云可以很好地模拟由一个平滑变化的幂律核心包围的低密度信封与洛伦兹配置文件。在这样一个模型中，缺乏尖锐的密度梯度抑制了开尔文-亥姆霍兹不稳定性的增长，这与云的外观一致。我们的模型结果还表明，云团的密度$\sim$ 10倍的环境ISM密度和占总云体积的$\sim$ 30%。此外，观测到的内部云激波的间隔和模式模拟表明，团块之间的距离是$\sim$ 4团块半径。
2005-07-13 astro-ph
Chandra X-ray Observation of a Mature Cloud-Shock Interaction in the Bright Eastern Knot Region of Puppis A
我们目前的钱德拉X射线图像和光谱的最突出的云激波相互作用区域的船尾座A超新星遗迹。亮东结（BEK）有两个主要的形态组成部分：（1）一个明亮的致密结，位于东部X射线边界的凹陷顶点的正后方;（2）位于激波后向西1'处，一个弯曲的垂直结构（条），通过微弱的漫射发射与较小的亮云（帽）分离。根据硬度图像和光谱，我们确定了酒吧和帽作为一个单一的冲击星际云。它的形态非常类似于克莱因等人在晚期看到的“空洞球体”结构。的云激波相互作用的实验模拟，当云的剪切不稳定性破碎正在顺利进行。根据X射线温度、物理尺寸和冲击云的估计膨胀，我们推断出大约3个云破碎时间尺度的相互作用时间，相当于2000-4000年。这是第一个X射线确定的例子，云激波相互作用在这个先进的阶段。在靠近激波阵面的地方，BEK区域东部致密结的X射线发射意味着最近与相对密度较大的气体发生了相互作用，其中一些气体位于残留物的前面。紧凑结的X射线发射与光学[O III]发射的复杂空间关系表明，沿视线方向存在多个云的相互作用。
2005-08-10 astro-ph
Molecular Cloud Formation in Shock-Compressed Layers
我们调查的冲击波传播到一个温暖的中性介质和冷中性介质的一维流体动力学计算与详细处理的热和化学过程。我们的主要结果表明，在冲击压缩层内的热不稳定性产生了一个几何上薄的，致密的层，其中形成了大量的氢分子。线性稳定性分析表明，这种热塌缩层将分裂成小分子云。我们预计，由于超新星爆炸、恒星风、螺旋密度波等原因造成的频繁压缩，使星际介质被这些小分子云所占据。
1999-12-24 astro-ph
Shocking Clouds in the Cygnus Loop
利用哈勃空间望远镜广角行星照相机2对天鹅座圈超新星遗迹的观测，我们在10^15 cm的物理尺度上研究了星际云与冲击波的相互作用。激波阵面被扭曲，揭示了细丝和弥散发射的边缘和正面视图，类似于在较低分辨率下在较大尺度上观察到的视图。我们在密度n~15 cm^-3、速度v_s~170 km/s的云中识别出单个的地震。我们还发现了形态上不寻常的扩散巴尔默主导的发射更快的冲击在一个较低的密度区域。障碍物衍射这些冲击波，因此它们以相对于主爆炸波的斜角传播。在云和爆炸波之间的相互作用的早期阶段，出现了复杂的网络扩散和间接的H α发射，表明复杂的冲击波传播和发射形态发生之前的不稳定性，完全摧毁云。
2001-06-21 astro-ph
Shock-cloud interaction in the Vela SNR observed with XMM-Newton
我们分析了XMM-牛顿EPIC观测到的一个明亮的结，名为FilD，在船帆座SNR的北部边缘，那里的冲击遇到了云。灵敏度，光谱和空间分辨率的良好组合使我们能够描述所观察到的ISM云的内部结构，并获得其温度，密度，O，Ne和Fe丰度的估计，以及它们沿视线的延伸。我们还研究了冲击与FilD结的相互作用，并估计从冲击影响所经过的时间约为一个云破碎时间。我们的分析使我们能够得出这样的结论，所观察到的X射线发射是最好的解释通过ISM不均匀性与向内增加的密度分布的传输冲击的传播。我们发现与激波的相互作用决定了云内部的加热和外部的蒸发。
2005-10-03 astro-ph
Shell Shock and Cloud Shock: Results from Spatially-Resolved X-ray Spectroscopy with Chandra in the Cygnus Loop
我们利用钱德拉X射线天文台分析了天鹅座圈超新星遗迹西翼上爆炸波与非均匀星际介质的相互作用。这个视野包括爆炸波和大云之间的初始相互作用，以及冲击波阵面和围绕超新星祖先空腔的外壳的相遇。独特的是，X射线直接追踪致密云中的激波前缘，在那里我们测量温度kT = 0.03 keV。我们发现kT~0.2千电子伏的地区，反射冲击进一步加热先前冲击的材料。将一维模型应用于这些相互作用，我们确定了周围介质中的原始爆炸波速度v_bw~330 km/s。我们没有发现强有力的证据，我们解决的弧秒尺度上的不稳定性或非平衡条件。这些敏感的高分辨率数据表明，天鹅座环的这一区域没有异常的丰度变化。
2002-05-13 astro-ph
The Formation of Star Clusters II: 3D Simulations of Magnetohydrodynamic Turbulence in Molecular Clouds
（节略）我们提出了一系列的衰减湍流模拟，代表一个集群形成的分子云内的团块，调查的作用，磁场的潜在恒星形成的核心。我们提出了一个详尽的分析，从这些模拟的数值数据，包括汇编所有的物理特性的分布，包括他们的质量，半径，平均密度，角动量，自旋，磁化，和质量-通量比。我们还提出了我们的模型，可以与观察比较线图。我们的模拟范围在5-30金斯气体质量之间，代表了分子云团块的质量在100-1000太阳质量之间。核心的质量流量比通常小于原始云的质量流量比，因此最初高度超临界的云可以产生轻微超临界的核心，类似于塞曼测量分子云核心所看到的。最初只有轻微超临界的云将沿着场线坍塌成薄片，而这些薄片碎片形成的核心具有与观察到的不同的质谱。这些核心的旋转速率表明，随后分裂成多个系统是可能的。所产生的束缚核的大小通常为0.02-0.2 pc，密度在10^4-10^5 cm^{-3}范围内，与观测结果一致。最后，我们的数值数据使我们能够测试理论模型的核心，如湍流破碎图片Padoan-Nordlund的质谱。我们发现，虽然这个模型得到的核心质谱的形状相当不错，它无法预测的峰值质量的核心质谱。
2007-11-07 astro-ph
HARM: A Numerical Scheme for General Relativistic Magnetohydrodynamics
我们描述了一个保守的，冲击捕获计划发展的广义相对论磁流体力学方程。使用Harten、Lax和van Leer方案计算通量。Tóth早先提出的一种约束输运的变体被用来维持无发散的磁场。只有在坐标基上的度量的协变形式才能指定几何。我们描述了一套完整的测试问题，在特殊和广义相对论的代码性能。在光滑流上，我们证明了它在二阶收敛。最后，我们展示了旋转黑洞附近磁化环面演化的一些结果。
2003-01-25 astro-ph
Spiral shocks, triggering of star formation and the velocity dispersion in Giant Molecular Clouds
我们提出了通过星系螺旋激波和巨分子云（GMCs）的形成的气体通道的数值模拟。螺旋激波在消散动能的同时形成致密的云，产生局部引力束缚的区域，并坍缩形成恒星。当气体通过激波时，气体的结块效应会在气体中产生混乱的内部运动。发现这些运动的运动学与在恒星形成区域中观察到的速度色散/尺寸关系相一致。在标准的图片中，连续驱动的湍流在恒星形成云中产生密度不均匀性，与此相反，我们在这里发现，当星际气体穿过螺旋激波并启动恒星形成过程时，正是星际气体的团块产生了混沌运动。速度分散可以理解为是由于团块在螺旋激波中会聚时的随机质量载荷。在这个模型中，不需要任何内部或外部的连续驱动机制来实现“连续性”。云的内部运动学与外部触发的形成的耦合消除了云自引力的需要。事实上，虽然云的某些部分显然是自引力的，能够形成恒星，但大多数分子物质仍然没有引力。这可以为恒星形成的低效率提供一个简单的解释。
2005-09-27 astro-ph
The importance of magnetic-field-oriented thermal conduction in the interaction of SNR shocks with interstellar clouds
我们探讨的重要性，磁场导向的热传导的超新星遗迹（SNR）的冲击波与辐射气体云的相互作用，并在确定的质量和能量之间的云和周围的热介质交换。我们进行2.5D MHD模拟冲击冲击孤立的气体云，包括各向异性热传导和辐射冷却，我们认为一个典型的情况下，马赫数50的冲击云密度比周围介质的10倍。我们考虑不同的环境磁场的配置和比较MHD模型与没有热传导。在存在磁场的情况下，热传导的效率通常相对于未磁化的情况降低。衰减因子强烈地依赖于初始磁场方向，并且当磁场初始与冲击波传播方向对齐时衰减因子最小。热传导有助于抑制流体动力学不稳定性，减少云的质量混合，防止云完全碎裂。取决于磁场取向，热传导可以确定云和热的周围介质之间的显著能量交换，该热的周围介质虽然总是保持在低于未磁化情况下的水平，但导致云的逐渐加热和蒸发。这种额外的加热可能会与云的某些部分的辐射冷却形成对比，从而防止热不稳定性的发生。
2008-01-09 astro-ph
Simultaneous Triggered Collapse of the Presolar Dense Cloud Core and Injection of Short-Lived Radioisotopes by a Supernova Shock Wave
在原始陨石形成时存在短寿命放射性同位素（SLRI）如$^{26}$ Al和$^{60}$ Fe的宇宙化学证据要求这些同位素在大质量恒星中合成，然后在$\sim 10^6$年内并入陨石。长期以来，人们一直假设超新星冲击波将SLRI输送到太阳系前的致密云核心，引发云的坍塌，并注入同位素。以前的数值计算表明，当激波和稠密云核假定在$\sim 10$ K下等温时，这种情况是合理的，但当压缩加热到$\sim 1000$ K时，这种情况就不合理了。我们在这里首次表明，当计算与FLASH2.5自适应网格细化（AMR）流体动力学代码，20公里/秒的冲击波确实可以触发崩溃的1 $M_\odot$云，同时注入冲击波同位素到崩溃的云，提供冷却的分子种类，如H $_2$ O，CO $_2$，和H $_2$包括在内。这些计算意味着超新星触发假说是在太阳系形成期间提供SLRI的最可能机制。
2008-09-18 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
Strong Shocks and Supersonic Winds in Inhomogeneous Media
许多天体物理流动发生在非均匀介质中。活动星系核的宽线区（BLR）是发射线云与外流相互作用的重要例子之一。我们目前的相互作用的一个稳定的，平面激波/超音速激波后流系统的嵌入式圆柱形云在二维几何的数值研究结果。详细的分析表明，嵌入的不均匀性与冲击/震后风的相互作用主要取决于云层的厚度和云在层中的布置，而不是总的云质量和单个云的总数。这使我们能够定义两类云分布：薄层和厚层。我们定义了沿气流方向和垂直于气流方向的临界云分离，这个定义使我们能够区分云演化的相互作用和非相互作用状态。最后，我们讨论在这样的系统中的质量加载。
2001-07-03 astro-ph
Radiative Shock-Induced Collapse of Intergalactic Clouds
对一些射电星系的观测证据的积累表明，它们的喷流和活跃的恒星形成区域之间存在联系。标准的解释是，喷流产生的冲击波通过不均匀的介质传播，引发过密云的坍塌，然后成为活跃的恒星形成区。在这方面的贡献，我们报告最近的流体动力学模拟辐射激波云的相互作用，使用两种不同的冷却模型：一个平衡冷却曲线模型假设太阳金属丰度和非平衡化学模型适合原始气体云。我们考虑了一系列的初始云密度和冲击速度，以量化的作用，冷却的演变。我们的结果表明，对于中等云密度（>1 cm^{-3}）和激波马赫数（<20），冷却过程可以是非常有效的，并导致超过50%的初始云质量冷却到100 K以下。我们还利用我们的结果来估计最终的H_2质量分数的模拟，使用非平衡化学包。这是一个重要的测量，因为H_2是原始气体云的主要冷却剂。发现云气中H_2的峰值质量分数>0.01，总H_2质量分数>10^{-5}。最后，我们将我们的结果与闵可夫斯基天体中喷流诱导恒星形成的观测结果进行了比较。我们得出结论，它的形态，恒星形成率（~ 0.3M_solar/yr）和恒星质量（~ 1.2 x 10^7 M_solar）可以解释为90，000 km/s喷流与中等密度的系综的相互作用。（~ 10 cm^{-3}），温暖（10^4 K）的星系际云，位于星系团中心与之相关的射电星系附近。
2003-11-12 astro-ph
Hydrodynamic Interaction of Strong Shocks with Inhomogeneous Media - I: Adiabatic Case
许多天体物理流发生在非均匀（clusified）介质中。我们目前的结果的数值研究的稳定，平面冲击相互作用的嵌入圆柱形云系统。我们的研究使用二维几何。我们的数值代码使用自适应网格细化，使我们能够在最大和最小尺度上实现足够高的分辨率。我们忽略任何辐射损失、热传导和引力。模拟的详细分析表明，嵌入的不均匀性与冲击/震后风的相互作用主要取决于云层的厚度和在层中的云的安排。云的总质量和单个云的总数不是一个重要的因素。我们定义了两类云分布：薄和厚层。我们定义的临界云分离沿流动方向和垂直于它区分云的演变的相互作用和非相互作用的制度。最后，我们讨论了在这样的系统中的质量加载和混合。
2001-09-18 astro-ph physics.flu-dyn
