Frictional Heating and Neutron Star Thermal Evolution
中子星外壳和内部更快速旋转的超流体之间的差异旋转导致摩擦加热，影响恒星的长期热演化和表面辐射。在这里，我们提出了基于两个模型的涡钉扎力，支架的范围内合理的钉扎强度的热演化模拟的结果。我们包括超流性、磁场和温度梯度的影响。作为典型的标准中微子发射过程和加速中微子发射过程，我们考虑了正常重子物质中的修正Urca过程和快得多的夸克Urca过程。比较我们的结果与中子星表面温度的数据，包括最近的温度测量的Geminga脉冲星，表明与软状态方程和适度的摩擦加热的恒星是最接近的协议与数据，具有较强的摩擦加热的恒星的温度与PSR 1929+10的上限不一致。经过标准冷却的较硬的恒星通常温度高于船帆座的探测值，这种情况因包含摩擦加热而变得更糟。在没有摩擦加热的情况下，经历加速冷却的恒星的温度远远低于大多数温度测量值;船帆座和盖明加的检测是最引人注目的例子。只有在坚硬的恒星，有厚厚的地壳，可以包含强大的摩擦加热提高温度在演化的后期阶段的水平与数据一致。然而，如此大量的加热导致$\sim 1000$ yr的温度超过Crab上限。抑制加速的中微子发射过程，也许是通过核心中的超流体配对，可能会产生可接受的冷却模型。
1995-02-04 astro-ph
A Two-Fluid Thermally-Stable Cooling Flow Model
本文提出了一个新的X射线团簇冷却流模型，它能够自然地解释所观察到的显著特征。唯一的要求是，一个重要的相对论成分，在宇宙射线（CR）的形式，是目前在集群内的介质和显着冻结的热气体。这种添加定性地改变了传统的等压热不稳定性标准，使得流体包裹在其热压力下降到低于其CR压力的阈值分数时变得热稳定。因此，在任何半径的最低可能的温度是周围环境温度{ \it在该半径}的三分之一，正如所观察到的。此外，我们认为，内部重力波的耗散，激发的径向振荡运动的向内漂移的冷却云约其径向平衡位置，可能是负责加热冷却气体。由于向内漂移的冷却云以及一般的向内流动，为冷却X射线光度提供动力和加热冷却气体的最终能量来源是重力，加热在空间上分布，并且在能量上与冷却相匹配。这种加热机制的一个可取的性质是，热能强烈集中在中心，为发射线星云提供所需的加热。
2004-05-16 astro-ph
Deconfinement Phase Transition Heating and Thermal Evolution of Neutron Stars
如果是一级相变，则退禁闭相变将导致中子星自旋下降时潜热的释放，我们研究了经历退禁闭相变的中子星的热演化.结果表明，中子星可能被加热到更高的温度，这一特征对于低磁场毫秒脉冲星的高温后期尤为重要。
2007-11-08 astro-ph
Formation of Fluctuations in the Molecular Slab via Isobaric Thermal Instability
计算了离子中性漂移引起的摩擦加热，并讨论了它对等压热不稳定性的影响。在准磁流体静力学和局域电离平衡的假设下，利用双极漂移加热方法研究了一维自引力磁化分子板。我们看到，双极漂移加热是成反比的密度和它的值在某些地区的板可以显着大于平均加热率的宇宙射线和湍流运动。结果表明，在板片的某些区域可能发生等压热不稳定性，从而可能导致板片破碎和AU尺度凝结的形成。
2007-05-02 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
Thermal Evolution of Strange Stars
研究了旋转奇异星在磁制动解除禁闭加热作用下的热演化。我们认为恒星由正常的夸克物质或色味锁定相位。结合解禁闭加热和磁场衰减，我们发现热演化曲线与脉冲星数据一致。
2007-09-03 astro-ph
Radiative cooling, heating and thermal conduction in M87
钱德拉和XMM-牛顿观测星系团所带来的标准冷却流模型的危机，导致了几个模型的发展，探讨不同的加热过程，以评估他们是否可以淬火冷却流。其中最吸引人的机制是通过活动星系核沉积在ICM中的浮力气体进行热传导和加热。我们结合Virgo/M87对三颗卫星（Chandra、XMM-Newton和Beppo-SAX）的观测来检查星系团中心ICM的动态。使用光谱解投影技术，我们推导出描述ICM的物理量，并确定平衡冷却流所需的额外加热，假设热传导在斯皮策值的固定分数下工作。我们假设额外加热是由于浮力气体，我们使用Ruszkowski和Begelman（2002）开发的模型拟合数据。我们导出了$\sim 5$ kpc模型的尺度半径，它与M87活动星系核喷流扩展相当，以及一个$few \times 10^{42}$ erg s $^{-1}$的活动星系核所需的光度，它与观测到的活动星系核光度相当。我们讨论了一种情况下，浮力气泡充满相对论粒子和磁场负责无线电发射的M87。活动星系核被认为是间歇性的，并通过一系列的爆发注入浮力气泡群。我们还研究了在射电叶中检测到的X射线冷分量，并认为它是结构化的斑点，这些斑点与射电浮泡有关。
2004-04-05 astro-ph
Heating Rate Profiles in Galaxy Clusters
近年来，越来越多的证据表明，星系团中的气体是由非引力过程加热的。在这里，我们计算所需的加热率，以保持一个物理激励的质量流率，在一个样本的七个星系团。我们采用光谱质量沉积率作为观测输入，以及每个集群的温度和密度数据。在能量方面，我们发现热传导可以为A2199，英仙座，A1795和A478提供必要的加热。然而，抑制因子，经典斯皮策值，是一个不同的函数的半径为每个集群。基于对等离子体泡的观测，我们还计算了在没有热传导的情况下，每个活动星系核的占空比，这可以提供所需的能量输入。除了Hydra-A之外，我们样本中的其他活动星系核似乎都需要大约$10^{6}-10^{7}$年的占空比才能提供它们的稳态加热要求。如果这些占空比是不现实的，这可能意味着许多星系团必须被非常强大的Hydra-A型事件加热，这些事件散布在更频繁的小规模爆发之间。活动星系核和热传导联合加热所需的热传导抑制因子一般是可以接受的。然而，这些抑制因子仍然需要作为半径函数的热导率的“微调”。作为这项工作的结果，我们提出的活动星系核占空比作为一个冷却流诊断。
2006-01-05 astro-ph
Feedback Heating in Cluster and Galactic Cooling Flows
包括热传导和活动星系核加热的星系团冷却流模型具有较低的整体质量冷却速率，同时维持密度和温度分布与没有特别质量下降的情况下观察到的相似。为了实现这一协议，热导率必须约为斯皮策值的0.35 +/-0.10，类似于纳拉扬和梅德韦杰夫所倡导的。然而，当应用于星系/集团尺度的活动星系核加热和传导的协同组合是不太令人满意的。当计算出的密度分布和全球冷却率降低AGN加热，以配合这些较小规模的流动的观测，气体温度在约10千秒差距太大。此外，在具有活动星系核加热和热传导的星系/星系群中，最适合的流动需要更大的传导率，大约是斯皮策值的0.5 - 1.0。当星系/星系群流中的气体密度因加热而降低时，Ia型超新星对铁的富集作用更为有效，热气体铁丰度大大超过观测值。因此，具有中心加热和传导的星系/星系群流需要一个额外的过程来去除铁：Ia型喷出物无法进入热相，选择性冷却等。
2003-01-15 astro-ph
Shock-Wave Heating Model for Chondrule Formation: Prevention of Isotopic Fractionation
球粒陨石被认为有很多关于太阳星云中尘埃粒子和过程的信息。在现今恒星形成区所观测到的原行星盘中，自然也有类似的尘埃颗粒和过程，因此对球粒形成的研究可能为我们提供有关行星系统形成的重要信息。球粒熔化过程中的蒸发可能导致球粒中挥发性元素的耗尽。然而，没有证据表明球粒中有大量的重同位素富集。为了满足这一观察到的限制，在低于硅酸盐固相线的温度下的快速加热速率是必需的，以抑制同位素分馏。我们发展了一个新的冲击波加热模型，考虑了尘埃热连续发射和气体分子线发射的辐射转移，并计算了球粒的热历史。我们已经发现，光学薄冲击波的热连续辐射从尘埃粒子可以满足快速加热的约束，因为尘埃热辐射不保持尘埃粒子的高温长时间在冲击前的区域和尘埃粒子突然加热的气体拖曳加热在冲击后的区域。我们还利用辐射扩散近似导出了激波前区的光学厚度上限，超过此上限，快速加热约束就不满足了。大约是1 - 10。
2006-07-03 astro-ph
Heating and Non-thermal Particle Acceleration in Relativistic, Transverse Magnetosonic Shock Waves in Proton-Electron-Positron Plasmas
我们报道了质子-电子-正电子等离子体中超相对论冲击波的一维粒子模拟结果。我们考虑磁化冲击波，其中上游介质携带一个大规模的磁场，定向横向流动。当入射粒子遇到激波阵面内不断增加的磁场时，每种粒子的相对论回旋不稳定性提供了基本的等离子体加热机制。最重要的新结果来自于质量比为$m_p/m_\pm = 100$的模拟。我们表明，如果质子提供了足够大的一部分的上游流能量密度（包括粒子动能和坡印亭通量），相当大的一部分冲击加热进入形成超热幂律谱对。由质子发射的高次谐波离子回旋波对的回旋吸收提供了非热加速机制。随着质子分数的增加，非热效率增加，对的幂律谱硬化。我们认为，在由磁化风和喷流提供动力的同步加速器源中观察到的不同幂律谱可能反映了质子与这些源流出物的潜在电动力学所强制执行的对含量的相关性，并且观察到的旋转动力恒星的X射线谱与其星云的X射线谱之间的相关性可能反映了相同的相关性。
2006-09-01 astro-ph
Pulsar Polar Cap Heating and Surface Thermal X-Ray Emission II. Inverse Compton Radiation Pair Fronts
我们研究了脉冲星极冠（PC）上方的逆康普顿散射（ICS）光子产生的电子-正电子对和返回的正电子对表面加热。本文是我们对脉冲星光子晶体上的加速度、电子对动力学和电场屏蔽的自洽处理的继续。计算了逆康普顿对形成锋的高度、返回正电子的通量以及加热效率和X射线光度。我们修正了脉冲星死亡线暗示对形成的停止，并提出他们在表面磁场周期空间。我们发现，几乎所有已知的无线电脉冲星都能够产生对的共振和非共振ICS光子辐射的粒子加速以上的PC在一个纯粹的星心偶极场，使我们的ICS对死亡线与经验的无线电脉冲星死亡。我们的计算表明，ICS对能够屏蔽加速电场只有在高的中子星表面温度和磁场。我们认为，这样的屏蔽在ICS对前线局部发生，减缓但不关闭粒子的加速，直到筛选可以发生在曲率辐射（CR）对前线在更高的海拔。在没有屏蔽的情况下，发生在PC表面，我们预计脉冲星伽马射线的光度将是其自旋下降的光度的一个重要组成部分。由ICS对锋的PC加热产生的X射线光度显著低于来自CR对锋的PC加热光度，CR对锋在大多数情况下占主导地位。来自ICS对前沿的PC加热在毫秒级的双星中是最高的，这不能产生CR对，并且可以解释在这些旧双星的光谱中观察到的热X射线分量。
2001-12-17 astro-ph
Thermal Balance in the Intracluster Medium: Is AGN Feedback Necessary?
各种物理加热机制相结合的辐射冷却探索，通过一维流体动力学模拟，预期的热性能的簇内介质（ICM）的背景下的冷却流问题。能量注入Ia型超新星，热传导，和动力学摩擦（DF）从轨道卫星星系被认为是。这项工作的新颖之处在于探索了每个加热过程的各种效率。虽然后两者可以提供大量的能量，但单独运行的机制都不能在宇宙学时间尺度上产生或维持ICM的热平衡，这与观测形成鲜明对比。对于具有初始等温温度分布的模拟团簇，这两种机制的共同作用导致了ICM温度范围和中心电子密度小于n_e~0.02 cm^-3时的长期热平衡;在更大的密度下，灾难性的冷却总是发生。此外，这些加热机制既不能产生也不能维持在中心区域具有下降温度分布的簇，这意味着所观察到的具有这种下降温度分布的“冷却核”簇不能单独用这些机制来维持。因此，虽然似乎有充足的能量供应能够加热团簇中的ICM，但要使ICM在宇宙学时间尺度上保持热平衡，能量沉积是极其困难的。这些结果强烈地表明，一个更动态的加热过程，如从中央黑洞的反馈，需要产生所观察到的集群内介质的属性。（简略）
2008-03-10 astro-ph
Are Heating Events in the Quiet Solar Corona Small Flares? - Multiwavelength Observations of Individual Events
在宁静区域日冕发射测量的暂时增强已被证明构成了一个重要的能量输入。这里研究了一些相对较大的事件在过渡区线和无线电发射的同时增亮。相关的排放量进行了讨论和测试的特征，已知的全尺寸脉冲耀斑在活跃地区。加热事件和耀斑被发现有许多共同的属性，包括（i）相关的偏振无线电发射，它通常先于发射测量峰（Neupert效应），有时有一个非热谱，和（ii）相关的，并经常在O V和He I发射峰。另一方面，加热事件也不同于脉冲耀斑：（i）在一半的情况下，它们的厘米波射电辐射显示出与热辐射一致的光谱，（ii）回旋同步辐射与估计的热软X射线辐射的比率小于耀斑，（iii）在O V过渡区线中的相关辐射显示出红移和蓝移，分别表示上升阶段的上升流和衰减阶段的下降流。尽管如此，这些差异似乎主要是定量的，并且所分析的具有大约10 ^26 erg的热能的加热事件原则上可以被认为是微耀斑或大的纳米耀斑，因此是规则耀斑的小版本。
1999-12-23 astro-ph
Equilibrium Models of Galaxy Clusters with Cooling, Heating and Conduction
一般认为，大多数星系团都有冷却流，其中中心的辐射冷却导致缓慢的流入。然而，钱德拉和XMM最近的观测结果与预测的冷却流率相冲突。在其他机制中，中央活动星系核的加热和热传导被用来解释小的质量沉积率。在这里，我们提出了一个家庭的流体静力学模型的集群内介质的辐射损失是完全平衡的热传导和加热的中心源。我们描述了这个简单模型的特点，并将其参数拟合到Hydra A的密度和温度分布。
2003-03-20 astro-ph
Interstellar Phase Transitions Stimulated by Time-dependent Heating
我们使用三维流体动力学数值模拟来研究发生在cluerous星际气体暴露于随时间变化的体积加热的相变。为了模拟银河系星际介质中的情况，我们采用了Kritsuk和Norman（2002）的湍流多相介质的数值模型，在一个平均密度n_0=0.25 cm^-3、平均压力P_0/k~10^3.4 K cm^-3的周期性盒子中进行计算。我们还考虑了n_0=1 cm^-3的第二个模型。此后，在1- 1000万年的时间尺度上加热速率的变化引起气体中的压力变化和相平面中热平衡曲线的移动。这通过热不稳定性刺激气相之间的质量传递，将5-10%的热能转化为气体运动的动能。实验表明，经常性的大量加热事件可以维持在这个水平的湍流。讨论了短寿命大质量恒星产生的可变远紫外背景辐射加热星际气体的可能应用。
2002-10-24 astro-ph
Constraint on intergalactic dust from thermal history of intergalactic medium
这封信调查了星系际介质（IGM）中的尘埃量。尘埃光电加热是IGM中最有效的加热机制，在IGM中，密度很小，有大量的硬紫外光子。将IGM的观测热历史与计及尘埃光电加热的理论热历史进行比较，我们可以对IGM中的尘气比${\cal D}$提出一个上限。由于尘埃的光电加热速率与尘埃的大小有关，我们得到如下结果：如果尘埃的颗粒大小为$\ga 100$，则$z \sim 3$处的${\cal D}$为对应于$Ω_{\rm dust}^{\rm IGM}\la 10^{-5}$的$\la 1/100$银河值。另一方面，如果晶粒尺寸小到$\sim 10$ ε，则${\cal D}$是对应于$Ω_{\rm dust}^{\rm IGM}\la 10^{-6}$的$\la 1/1000$银河值。
2003-03-13 astro-ph
Internal heating and thermal emission from old neutron stars: Constraints on dense-matter and gravitational physics
中子星物质的平衡组成是通过弱相互作用（直接和逆β衰变）实现的，这种相互作用在相对较长的时间尺度上进行。如果物质元素的密度受到扰动，它将通过非平衡反应放松到新的化学平衡，这会产生熵，部分通过中微子发射释放，而类似的部分加热物质并最终作为热光子辐射。我们研究了导致这种密度扰动的两种可能机制：1）由自旋下降（特别是在毫秒级恒星中）引起的离心力减少，导致“旋转化学加热”，以及2）如一些引力理论和当前宇宙学模型所预测的，引力常量的假设时间变化，导致“引力化学加热”。如果在中子星中只允许缓慢的弱相互作用（修改后的Urca反应，有或没有库珀配对），旋转化学加热可以解释最近的毫秒脉冲星PSR J 0437 -4715所观测到的紫外线发射，这也提供了一个约束，|dG/dt|与文献中可获得的最好的相同数量级。
2006-10-31 astro-ph gr-qc nucl-th
Thermal evolution of rotating strange stars in color superconductivity phase
在奇异星自旋下降导致的再加热和地壳弱传导热导致的热持续的共同作用下，色超导夸克物质中出现了库珀对的破缺和形成（PBF）。我们研究了具有壳层的奇异星在色超导相的冷却过程，包括退禁闭加热和PBF过程。我们发现，解禁闭加热可以延迟奇异星的热演化，PBF过程抑制了奇异星的早期温升。当色超导能隙足够小时，冷却的奇异星的行为在年轻致密天体的亮度约束范围内。
2006-07-04 astro-ph hep-ph nucl-th
