Atomic T Tauri disk winds heated by ambipolar diffusion
我们总结了自相似，磁驱动，双极扩散加热的原子盘风的热和电离结构的结果。我们改进了Safier的早期工作，考虑（1）新的MHD解决方案符合基本的冷开普勒盘平衡，（2）更精确的处理微观物理，（3）空间分辨的禁戒线发射（地图，长缝光谱）的预测。较早发现的温度平台$\simeq 10^4$ K被恢复，但电离分数向下修订了10倍，由于以前忽略了离子中性动量交换率的热速度。温度平台的物理起源进行了概述。然后将预测结果与金牛座T星观测结果进行了比较，强调了适当的光束卷积的必要性。喷流宽度和线剖面随距离和线示踪剂的变化被很好地再现。然而，预测的最大速度太高，总密度太低，低速[OI]分量太弱。来自暖盘的密度更大、速度更慢的MHD风可能会解决这些差异。
2001-03-12 astro-ph
Turbulence-driven Polar Winds from T Tauri Stars Energized by Magnetospheric Accretion
前主序星被观测到被吸积流和某种风或喷流包围。马特和普德里茨最近的研究表明，如果经典的金牛座T型恒星表现出质量损失率约为吸积率0.1倍的恒星风，那么恒星风可以带走足够的角动量，使恒星不会因吸积而不切实际地旋转起来。本文提出了一套初步的理论模型的吸积驱动风的极地地区的金牛座T星。这些模型是基于最近发表的太阳日冕加热和风加速的自洽模拟。除了对流驱动的MHD湍流（在太阳的情况下占主导地位），我们增加了另一个来源的波能量在光球，是由等离子体的影响，在邻近的通量管进行磁层吸积。根据MHD波产生的远场论定量确定的这一附加能量足以产生至少为吸积速率0.01倍的类金牛座T质量损失速率。虽然仍然低于有效去除角动量所需的水平一个数量级，但这些是金牛座T风的第一个自洽模型，与一系列观测质量损失约束相当吻合。最年轻的恒星风模型受到阿尔芬波压的支持，它们具有低温（“扩展色球”），并且它们可能不稳定，形成远离恒星的反向传播激波和团块。
2008-08-18 astro-ph
On Fermi acceleration and MHD-instabilities at ultra-relativistic magnetized shock waves
如果上游或下游的磁场被重新设计，使得大部分磁功率位于短的空间尺度上，那么费米加速可以在超相对论冲击波中发生。在相干和短尺度湍流磁场的存在下，费米加速成为有效的相关条件下解决。在MHD近似下，本文研究了相对论激波上游的宇宙射线流对已有磁场的放大。假设磁场在冲击波阵面坐标系中是垂直的，正如通常在大冲击波洛伦兹因子的限制下所预期的那样。在MHD区，激波前兆中的净宇宙线电荷（如激波阵面图所示）所产生的压缩不稳定性在最短的空间尺度上发展，但在中等水平deltaB/B ~ 1时达到饱和，这对费米加速是不够的。正如我们所讨论的，可能是磁流体动力学范围之外的其他不稳定性提供了足够的放大，使费米加速成功。
2008-11-13 astro-ph
Time Evolution of Cosmic Ray MHD Shocks and Their Emissions
我们提出的斜MHD平面冲击的时间演化的结果，包括扩散宇宙线加速与等离子体流的反反应。模拟包括有限阿尔芬波传播和耗散的自洽效应。从计算的宇宙线粒子相空间分布，我们计算预期的轻子和强子的宇宙射线，磁场，热粒子人口和相关的天体物理光子场之间的相互作用所造成的排放。
2007-06-13 astro-ph
Accretion and Outflow-Related X-Rays in T Tauri Stars
我们报告的吸积和流出相关的X射线从金牛座T星，根据结果从“XMM牛顿扩展调查金牛座分子云。“X射线可能在恒星表面附近的吸积流冲击中形成，尽管我们假设流和磁冕之间的直接相互作用也可能发生。我们报告的发现，一个“软过剩”的吸积金牛座T星支持这些方案。我们进一步讨论了喷流驱动金牛T星中的一种新型X射线源。它显示了一个强吸收的日冕分量和一个非常软，弱吸收的分量可能与微射流中的冲击。日冕的过度吸收表明尘埃在吸积流中耗尽。
2007-11-13 astro-ph
Rebound Shock Breakouts of Exploding Massive Stars: A MHD Void Model
利用爆炸祖星和出射反弹激波的自相似磁流体动力学（MHD）模型，以热韧致辐射为X射线波段的主要辐射机制，再现了最近XRO 080109/SN 2008 D星协事件的早期X射线光变曲线。X射线的光变曲线包括一个快速上升，当冲击波进入恒星包层中的“可见层”时，以及随后的幂律衰减，当等离子体在自相似演化中冷却时。在我们的反弹MHD冲击情景中，观察到的谱软化是自然预期的。我们建议属性的“非热光谱”观察到的是一个叠加的不同的热光谱在不同层的恒星信封。
2008-08-28 astro-ph
Magnetohydrodynamic Shocks in Non-Equatorial Plasma Flows around a Black Hole
本文研究了黑洞磁层中流入等离子体中的磁流体动力学（MHD）驻波。在Schwarzschild和Kerr几何中探讨了快速和中等激波的形成，以说明广义相对论效应。我们发现，非赤道常设MHD冲击物理上是可能的，创造一个非常热的等离子体区域接近事件视界。受冲击的下游等离子体可以根据各种磁场对准参数的值被加热或磁化。那么我们就可以期待从受冲击的区域发出高能的热/非热辐射。本文介绍了非赤道MHD激波的性质，并讨论了黑洞磁层中的激波等离子体区。我们还研究了极向磁场和黑洞自旋对激波性质的影响，表明这两种效应都能改变激波阵面的分布和激波强度。我们发现，对于强MHD激波的形成，快速旋转的磁场是必要的。当我们构建各种天体物理现象的中央引擎模型时，黑洞磁层中非赤道MHD冲击的物理学可能非常重要。
2006-11-08 astro-ph
MHD Shock Conditions for Accreting Plasma onto Kerr Black Holes - I
本文将Appl和Camenzind（1988）关于狭义相对论磁流体动力学（MHD）喷流的工作推广到完全广义相对论研究旋转、静止和轴对称黑洞磁层中吸积MHD等离子体的驻激波形成。所有的激波后物理量都用相对论压缩比来表示，而压缩比可以用激波前的物理量来表示。然后，冲击等离子体的下游状态由吸积等离子体的上游状态决定。本文给出了赤道平面吸积流的慢磁声激波的解。我们发现，旋转磁层的慢磁声激波的某些性质可以表现得像一个快磁声激波。事实上，在弱引力极限下，对于上游非旋转吸积等离子体，当磁场线超前旋转时，我们的结果与Appl和Camenzind（1988）的快磁声激波解非常相似.然而，我们发现，由于强引力和旋转的影响，如框架拖曳效应，情况变得更加复杂。对于具有相同能流的吸积解，我们指出了黑洞的大自旋使慢磁声激波变强的趋势。
2002-02-22 astro-ph
The Evolution and Efficiency of Oblique MHD Cosmic-Ray Shocks: Two-Fluid Simulations
采用一种新的二阶精度数值方法，我们提出了动力学模拟斜磁流体宇宙线（CR）修改平面激波演化扩散粒子加速的双流体模型。数值冲击演变为已发表的分析稳态特性。为了探索磁场的动力学作用，我们探索了这些时间渐近状态的参数空间的上游快模马赫数，$M_f$，等离子体$β$，编译成动态稳态CR加速效率，$ε_c$的地图的结果。这些地图，以及额外的数值实验，表明，$ε_c$减少通过压缩工作的切向磁场在CR-MHD冲击的行动。因此，在准垂直电击中，低$β$、中等$M_f$电击中的$ε_c$往往小于相同$M_f$的高$β$电击。这一结果支持较早的结论，即强，斜磁场抑制扩散冲击加速。另一方面，对于具有$β< 1$的准平行冲击，当与高$β$冲击相比时，在给定的$M_f$下$ε_c$似乎增加。然而，与第一个结论明显矛盾的是，对于小的$β$准平行激波，快模态马赫数不是通过激波压缩的一个好的量度。这在音速马赫数中得到了更好的反映，因为音速马赫数更大。具有可比音速马赫数的高、低$β$的加速效率更相似。CR-MHD激波的时间演化在性质上与CR-气体动力学激波相似。然而，几个潜在的有趣的差异是显而易见的。
1994-04-29 astro-ph
X-ray emission from MP Muscae: an old classical T Tauri star
研究了金牛座T星MP Mus的X射线发射等离子体的性质。我们的目的是检查吸积过程是否产生所观察到的X射线发射，并在推导吸积参数和冲击加热等离子体的特性。我们比较的MP Mus与年轻的经典金牛座T星的属性，以测试是否年龄与X射线发射等离子体的属性。XMM-牛顿X射线光谱允许我们测量等离子体温度、丰度和电子密度。特别是冷等离子体的密度探测是否X射线发射产生的等离子体加热吸积过程。MP Mus的X射线发射来源于高密度冷等离子体，但也存在热耀斑成分，这表明日冕磁活动和吸积都对观测到的X射线发射有贡献。我们发现一个Ne/O比类似于在更年轻的经典金牛座T星BP头观察到的。从X射线发射的软部分，主要是由在吸积激波中加热的等离子体产生的，我们推导出质量吸积率为5 × 10 ^{-11} M_{sun} yr^{-1}。
2007-01-26 astro-ph
Diffusive Shock Acceleration in Oblique MHD Shocks: Comparison with Monte Carlo Methods and Observations
我们报告的扩散粒子加速斜磁流体动力学（MHD）冲击的模拟。这些计算的基础是将低能粒子“热漏”注入宇宙射线总体的数值模型扩展到斜激波。最近，Kang和Jones（1995）将这种方法引入到一个完全动力学的扩散-对流形式中，用于平行激波。在这里，我们将用我们的方法进行的时间相关数值模拟的结果与Ellison，Baring \& Jones 1995年的蒙特卡罗模拟结果以及Baring \etal（1995）讨论的行星际斜激波的{ \it in situ}观测结果进行了比较。通过这些比较的成功，我们已经证明，我们的{扩散-对流}方法和注射技术提供了一个实用的工具，以捕捉基本的物理注入过程和粒子加速在斜MHD冲击。除了扩散对流模拟，我们还包括了时间相关的双流体模拟的一对夫妇的冲击，以证明该形式主义的基本有效性，在斜激波的上下文中。使用简单的模型的双流体封闭参数的基础上测试粒子的考虑，我们发现更详细的扩散-对流结果的动力学性质很好的协议。然而，我们强调，当流动不是真正稳定时，这种双流体结果对这些封闭参数的性质敏感。此外，我们强调，通过例子的有效性的双流体形式主义并不一定意味着{ \it稳态}双流体模型提供了一个可靠的工具，预测效率的粒子加速在真正的冲击。
1996-07-10 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
Magnetohydrodynamic Rebound Shocks of Supernovae
我们构建磁流体动力学（MHD）的相似反弹冲击加入“准静态”的渐近解周围的中央简并核心，探索在超新星爆炸的随机磁场演化的MHD模型。这为进一步研究同步辐射诊断、宇宙射线的MHD冲击加速以及致密天体中强磁场的性质提供了理论基础。空间中的磁场强度接近一个极限比，这是可比的喷出物的质量与祖质量的比率，在这个自相似的反弹MHD冲击演化。致密残余星的强磁场主要是由于引力核坍缩和磁场的径向分布。
2007-04-02 astro-ph
Standing Shocks in Trans-Magnetosonic Accretion Flows onto a Black Hole
研究了黑洞上稳态和轴对称磁流体动力学（MHD）吸积流的快、慢磁声激波的形成。受冲击的黑洞吸积解必须通过在冲击位置内外某些位置的磁声点。我们分析了临界条件下的磁声点和冲击条件。然后，我们展示了强冲击的流动参数的限制。我们还表明，一个非常热的冲击等离子体是获得一个非常高的能量流入与小的数密度。这样的磁流体动力冲击可以出现在非常接近事件视界的地方，并且可以预期是一种高能发射源。在Schwarzschild情况下给出了冲击MHD吸积流的例子。
2005-12-02 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
Two-Dimensional MHD Numerical Simulations of Magnetic Reconnection Triggered by A Supernova Shock in Interstellar Medium, Generation of X-Ray Gas in Galaxy
通过高空间分辨率的二维电阻磁流体动力学（MHD）数值模拟，研究了星际介质中超新星（或点爆炸）引发的磁重联.我们发现磁重联在超新星激波（快模MHD激波）通过电流片后很久就开始了。电流片的演化过程如下：（i）超新星激波激发撕裂模不稳定性，电流片在非线性阶段变薄。(ii)当电流片厚度变得与Sweet-Parker电流片厚度相当时，电流片减薄饱和。之后，Sweet-Parker型重联开始，电流片长度增加。(iii)“二次撕裂模不稳定性”发生在薄的斯威特-帕克电流片中。(iv)结果，由于电流片中的气体密度降低，电流片进一步变薄并出现异常电阻率。Petschek型重联开始并加热星际气体。在Petschek型重联过程中，磁岛在电流片中移动时，磁能迅速释放。释放的磁能取决于星际磁场强度，而不是初始爆炸的能量或距离爆炸。我们认为磁重联是银河系产生X射线气体的一种可能机制。
2000-09-07 astro-ph
Three-dimensional simulations of rotationally-induced line variability from a Classical T Tauri star with a misaligned magnetic dipole
利用Romanova等人的三维磁流体动力学（MHD）模拟结果，他考虑了在一个偶极磁轴相对于旋转轴错位的CTTS上的吸积。将MHD模拟的密度、速度和温度结构映射到辐射转移网格上，并利用Sobolev逃逸概率方法计算了相应的线源函数和中性氢谱线（H-β、Pa-β和Br-γ）的观测剖面。我们研究了线变化对倾角（i）和磁轴失准角（θ）的依赖性。通过将我们的模型与Folha & Emerson观察到的42个CTTS的Pa-β分布进行比较，我们发现具有较小错动角（θ <~15 °）的模型可以用于测量CTTS的Pa-β分布。与观测结果更一致，这些观测结果表明，大多数Pa-β相对于线中心是对称的。对于具有小偶极未对准角（θ ~ 15 °）的高倾斜系统，在任何给定的旋转阶段，只有一个吸积漏斗（在上半球）对观察者是可见的。这可能导致蓝翼（v<0）和红翼（v>0）的谱线等效宽度在半个旋转周期内反相关，而在另一半旋转周期内正相关。我们发现一个很好的整体协议的线变化行为预测我们的模型和那些从观测。（节录）
2008-02-01 astro-ph
Redshifted Absorption at He I 10830 as a Probe of the Accretion Geometry of T Tauri Stars
我们探测几何磁层吸积在经典金牛座T星通过模拟红色吸收在He I 10830通过散射的恒星和面纱连续。假设吸积流是一个方位对称的偶极子和氦是足够的光学厚度，所有入射的1微米辐射被散射，我们说明了He I 10830红色吸收的磁层的大小和填充因子的热吸积冲击的敏感性。我们比较模型配置文件中观察到的21 CTTS与亚连续红移吸收在He I 10830，并发现，约有一半的恒星有红色的反射和1微米的vehicles是一致的偶极流的中等宽度与吸积冲击填充因子匹配的磁层足点的大小。然而，剩下的50%的剖面，结合了宽，深吸收和低1微米的面纱，需要非常宽的流动，其中磁足迹分布在10-20%的恒星表面，但吸积冲击填充因子<1%。我们模拟这些配置文件调用大磁层稀释充满吸积气体，离开磁盘的半径范围内的许多狭窄的“细流”，只填充整个落入区域的一小部分。在某些情况下，吸积小气流需要起源于几个恒星半径之间的圆盘，至少是共转半径。少数恒星在速度大于恒星逃逸速度的一半时有如此深的吸收，这种速度在恒星附近流动，曲率小于偶极轨道似乎是必需的。
2008-07-16 astro-ph
Dependence of the MHD shock thickness on the finite electrical conductivity
将无限电导率MHD平面激波的结果推广到有限电导率的等离子体。我们推导出绝热曲线，描述的冲击气体的演化以及熵密度的变化。对于平行冲击（即，其中磁场平行于冲击波阵面的法线），我们找到了冲击波厚度的表达式，该表达式是环境磁场和等离子体的有限电导率的函数。我们给出数值估计的物理参数的冲击厚度的顺序，或大于，在强磁化等离子体中的等离子体粒子的平均自由程。
2003-12-27 astro-ph physics.plasm-ph
Time-Dependent MHD Shocks and Line Emission: The Case of the DG Tau Jet
越来越多的赫比格-哈罗喷流的线发射可以在距离中心源小于几角秒的角距离处观察到并分辨出来。对这种发射的解释是有问题的，因为最简单的冷却喷流模型不能支持它，有人建议，实际观察到的是填充因子为$\sim 1%$的激波区。在这个框架内，到目前为止，与观测的比较是基于平稳冲击模型。在这里，我们首次介绍了这种冲击的自洽动力学，我们表明，考虑到它们在不同时间的属性，即位置，我们可以重现DG Tau微喷的观测数据。特别是，我们可以解释[SII]6716/6731和[NII]/[OI]6583/6300线强度比的空间行为，采用一组物理参数，产生与先前估计一致的质量损失率和磁场值。我们还获得了沿喷流的平均电离分数和电子密度的值，并将这些值与使用硫偶极子约束电子密度的观测值（例如Bacciotti等人，1995）进行了比较。
2005-07-21 astro-ph
Evidence for stellar driven outflows from the Classical T Tauri star RY Tau
RY Tau是一颗快速旋转的经典金牛座T型星，2001年获得的新的HST/STIS观测结果与1993年的HST/GHRS档案数据相结合，使我们能够第一次获得有关风的热结构和速度定律的信息。对Si III]和C III]线的重复观测表明，在廓线的蓝色一侧（由风的贡献主导）没有随时间变化。在与风相关的9.5<log ne（cm 3）< 10.2的密度下检测到非常高温度的等离子体（log Te = 4.8）。发射体积约为（0.35Ro）^3，表明其起源于恒星。从剖面（Si III]、C III]和[O II]）导出的风运动学不满足MHD离心驱动圆盘风的理论预测。剖面的不对称性，大的速度色散和小的变化，以及小的排放量是最好的解释，如果风是由几个从大气开放的领域结构，如在太阳上观察到的外流的贡献。
2007-01-22 astro-ph
Limit shocks of relativistic magnetohydrodynamics, Punsly's waveguide and the Blandford-Znajek solution
在本文中，我们研究各种问题密切相关的性质的布兰德福德Znajek机制提取旋转能量的黑洞正在进行的讨论。特别是，我们表明，开关的冲击允许的冲击方程的相对论性MHD和有类似的性质，他们的牛顿同行。就像在牛顿磁流体力学中一样，它们是快激波和慢激波解的极限，因此它们可以被归类为弱演化激波。Punsly的MHD波导问题的分析表明，它的解决方案不能有一个行波阶跃波的形式，快波和阿尔文波是必不可少的，在引导产生的流动。因果关系的考虑是用来争辩说，布兰德福德Znajek微扰的解决方案是在冲突的膜范式。另一种解释是根据一个有效的单极电感器的作用，在布兰德福德Znajek机制是由一个旋转的黑洞的能层区域。各种影响，这是讨论。
2002-09-11 astro-ph
Modern theory of Fermi acceleration: a new challenge to plasma physics
天体物理冲击的主要特征之一是它们能够将粒子加速到极高的能量。主要的加速机制，扩散冲击加速。它表明，它的效率关键取决于热等离子体注入到加速度发生在亚激波的碰撞激波结构，反过来，可以显着平滑的高能粒子。此外，它们的不均匀分布提供了自由能的MHD湍流调节亚激波强度和注入率。此外，MHD湍流将粒子限制在激波阵面，控制它们的最大能量和自举加速度。因此，研究激波附近压缩等离子体流中的MHD湍流是理解整个过程的关键。注入率的计算成为无碰撞激波理论的一部分。如果等离子体物理的这两个领域没有重大进展，扩散激波加速理论的进一步发展是不可能的。
2001-02-21 astro-ph
On the origin of ionising photons emitted by T Tauri stars
我们解决这个问题的生产莱曼连续光子金牛座T星，试图提供光盘光电离的理论模型的约束。通过处理的吸积冲击作为一个热点的恒星表面上，我们表明，莱曼连续光子产生的速度约三个数量级低于相应的黑体产生的，并且只有高质量吸积率发出一个强大的莱曼连续。当我们的模型扩展到包括一列的材料吸积到热点，我们发现，吸积柱是非常光学厚莱曼连续光子。此外，我们发现，柱内的氢原子的辐射复合是不是一个有效的手段，产生的光子能量大于13.6eV，并发现，任何可能的高度的吸积柱抑制莱曼连续光子的排放低于或相当于预期从恒星光球的水平。光球莱曼连续介质本身太弱，影响光盘的演变显着，我们发现，莱曼连续介质发出的吸积冲击同样无法影响光盘的演变显着。这一结果具有重要的后果模型，使用光电离作为一种机制，以推动分散的拱光盘，基本上证明了一个额外的来源莱曼连续光子必须存在，如果光盘光电离是显着的。
2003-11-12 astro-ph
Rarefaction Shocks, Shock Errors and Low Order of Accuracy in ZEUS
我们发现，有简单的一维问题的MHD代码，ZEUS，产生显着的错误，而迎风保守方案在这些问题上表现得很好。
2002-08-21 astro-ph
Relativistic particle transport in extragalactic jets: I. Coupling MHD and kinetic theory
采用随机微分方程耦合的多维磁流体动力学（MHD）模拟方法研究了复杂天体物理流场中粒子的加速和输运问题。数值方案允许调查的冲击加速，绝热和辐射损失，以及在各种扩散制度的扩散空间传输。首先讨论了不同的制度和MHD代码的空间分辨率的适用性的天体物理学的SDES。然后，该程序被应用到2.5维MHD-ESTA模拟千秒差距尺度河外喷流。通过将越来越多的影响：冲击加速，空间相关的扩散系数和同步辐射损失的能力，重现的扩散-对流方程的电子的解析解进行测试。在Kelvin-Helmholtz不稳定性的发展过程中，SDES被证明是有效的，在各种冲击配置发生在内部射流。强的单次和多次冲击加速度，包括现实的空间传输的快照中的粒子加速度处理。在混沌磁扩散区，$0.2-0.3$周围的湍流能级$η_T=<δB^2>/(B^2+<δB^2>)$是最有效的，使粒子达到最高的能量。的频谱，从100兆电子伏延伸到几个TeV（或甚至100 TeV的快速流动），不表现出幂律形状，由于横向动量依赖逃逸。在这个范围之外，限制不是那么有效，并且光谱截止值超过几百GeV，质疑钱德拉观测到的X射线结是同步辐射。扩展到全时依赖模拟的X射线河外喷流进行了讨论。
2003-03-26 astro-ph
3D MHD Modeling of the Gaseous Structure of the Galaxy: Setup and Initial Results
我们展示了银河系大气流动的3D MHD模拟的初步结果，因为它响应于潜在的螺旋扰动。在我们的标准情况下，当气体接近臂时，有一个向下的会聚流，在中平面密度峰值之前终止于激波复合体。密度最大值在高z处向前倾斜，这是由类似的倾斜激波引起的。后者将水流向上转向，越过手臂，就像水跃一样。在气体臂后面，气流再次下降，当它接近较低z的物质时，产生进一步的二次激波。在双臂的情况下，在臂间区域发现了类似于气体臂的高z部分的结构，而在四臂的情况下，存在断臂和低柱密度桥。我们提出了三个例子来说明可以从这些模型中学到什么。
2002-07-29 astro-ph
Uniqueness in MHD in divergence form: right nullvectors and well-posedness
发散形式的磁流体力学描述了一个双曲型的协变无约束方程组。它包括代数约束和法拉第方程的线性组合。在这里，我们研究的适定性问题，并确定一个首选的线性组合，在这个发散制定。弱磁场的极限表明慢磁声波和Alfven波从接触间断（熵波）分叉，而快磁声波是流体动力学声速的规则扰动。这些结果进一步报告为基础的冲击捕获计划的特征与磁化相对论流体中的超相对论冲击模拟的起点。
2002-07-26 astro-ph
XMM-Newton X-ray spectroscopy of classical T Tauri stars
我们目前的结果从比较研究的XMM牛顿观测的四个经典金牛座T星（CTTS），即BP Tau，CR Cha，SU Aur和TW Hya。在这些天体中，日冕活动（即磁活动）和最近显示的磁漏斗吸积过程可能是产生X射线发射的原因。对于所有靶，观察到亮度为$10^{30}$ erg/s量级的可变X射线发射。我们调查光变曲线以及中等和高分辨率的X射线光谱，以确定样品CTTS的等离子体性质，并研究其X射线发射的起源及其变异性。排放量的分布和观测到的温度显着不同，目标是占主导地位的高密度的等离子体产生的吸积冲击或主要是更热的等离子体的日冕起源。同样，发现X射线光度的变化由两种机制产生。在所有探测到\ion{O}{vii}三重态发射的恒星中都发现了高密度的冷等离子体，只有SU~Aur由于强吸收而被阻止。一个总的趋势是目前的丰度模式，与氖太阳值或增强，而氧，铁和大多数其他金属被耗尽，指向存在的逆FIP效应在活跃的日冕和可能的颗粒形成在进化的磁盘。我们发现，吸积激波和日冕活动有助于所观察到的X射线发射的目标。虽然日冕活动是大多数CTTS中X射线活动的主要来源，但每个过程的分数在各个物体之间存在显着差异。
2006-01-11 astro-ph
Grain Destruction in Interstellar Shocks
星际冲击波可以侵蚀和破坏冲击气体中的颗粒，主要是溅射和颗粒-颗粒碰撞的结果。对目前溅射产额的估算方法进行了评述。结果提出了简单的情况下，溅射的快速颗粒停止在冷气体。本文导出了C型MHD冲击中耐火材料颗粒溅射的上限：冲击速度$v_s \gtrsim 50 \kms$是使30%以上的硅酸盐返回气相所必需的。溅射对于在分子气体中的双流体MHD冲击波中从颗粒中去除分子冰帽也很重要。最近的估计耐火材料颗粒寿命对破坏冲击波进行了总结，这些短寿命的影响进行了讨论。
1995-08-16 astro-ph
Where are the hot ion lines in classical T Tauri stars formed?
经典的金牛T星在不同的波段显示出过多的流入和流出特征。为了约束气体的速度和温度，我们分析了热离子线的发射。我们使用CTTS所有可用的档案FUSE光谱来测量线宽，通量和位移，并与HST/GHRS和HST/STIS数据补充此样本。我们目前的理论估计达到可能的排放模型，如喷气机，风，磁盘和吸积漏斗的温度，并寻找与X射线线和吸收特性的相关性。我们发现谱线的移动范围在-170 km/s和+100 km/s之间。大多数线宽超过恒星旋转加宽。具有蓝移线的那些CTTS也显示出对X射线的过量吸收。CTTS从MS星中挑选出O VII和O VI光度的大比例。没有一种单一的发射机制适用于所有物体。这些蓝移线的恒星的性质与冲击加热的尘埃耗尽流出的起源是相容的。
2008-02-07 astro-ph
Time-Dependent, Multifluid, Magnetohydrodynamic Shock Waves with Grain Dynamics I. Formulation and Numerical Tests
这是关于尘埃对弱电离等离子体中非线性MHD波和MHD冲击的形成、传播和结构的影响的系列论文中的第一篇。我们将等离子体建模为9种相互作用的流体的系统，包括中性气体、离子、电子和6种由非常小的颗粒或多环芳烃和处于不同电荷状态的经典颗粒组成的颗粒流体。我们在适合于稠密分子云、原恒星核和原行星盘的近似下，给出了垂直激波的控制方程。我们描述了一个代码，使用有限差分法获得数值解，并通过比较特殊情况下的数值解和精确解来确定其精度。
2001-12-31 astro-ph
Unveiling extremely veiled T Tauri stars
与正常恒星相比，经典金牛T星（CTTS）的光球吸收线较弱。这种所谓的面纱通常被认为是在吸积流下方的恒星表面激波加热气体中形成的过量连续发射。我们已经选择了四颗恒星（RW Aur A，RU Lup，S CrA NW和S CrA SE）具有异常强大的面纱，以详细调查面纱与恒星亮度和发射线强度的比较标准吸积模型。我们已经在几个时期用光度计和光谱仪监测过这些恒星。在标准的吸积模型中，可变的吸积速率将导致可变的过量排放。因此，恒星的亮度应该相应地变化。我们发现，这些恒星的吸收线的面纱是强烈的变化，通常是如此之大，它将需要释放几个恒星光度的势能。在非常大的线稀释的状态下，相应的大的遮蔽因子推导出的关联只有微弱的亮度。此外，发射谱线强度违反了面纱对谱线强度的预期趋势。面纱可以在一个晚上发生戏剧性的变化，并且与两颗恒星的旋转周期的相位无关。我们表明，在至少三个恒星，当面纱变得高，光球线成为填充线发射，这产生大面纱因素无关的变化，在任何连续的发射从冲击区。我们还考虑到在何种程度上灭绝的尘埃和电子散射吸积流可能会影响面纱措施CTTS。我们的结论是，面纱的程度不能作为一个度量的吸积率在CTTS丰富的发射线光谱。
2008-03-26 astro-ph
MHD Interaction of Pulsar Wind Nebulae with SNRs and the ISM
20世纪60年代末，蟹状星云脉冲星在其关联的超新星遗迹中的发现，为超新星遗迹研究开辟了一个新的领域：脉冲星驱动的超新星遗迹研究。在这些类型的遗迹中，脉冲星发出的相对论风将脉冲星风星云吹进超新星遗迹的内部。现在，在蟹状星云脉冲星被发现40多年后，由于观测设备的能力不断增加，已知的普列离子超新星遗迹超过50个。我将回顾我们目前对脉冲星风星云在与相关超新星遗迹相互作用时的不同演化阶段的理解。因此，我将讨论分析和最近的数值（M）HD模型。脉冲星风星云的四个主要阶段是：超音速膨胀级，反向激波干扰级，亚音速膨胀阶段，最后是由于脉冲星的超音速运动，气泡头部被弓形激波包围的阶段。最终，这个脉冲星风星云弓形激波将突破其相关的残余物，之后脉冲星动力弓形激波将直接与星际介质相互作用。我将讨论这些类型的脉冲星风星云和它们的形态的最新数值模型。
2005-04-12 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
Direct Detection of a CME-Associated Shock in LASCO White Light Images
LASCO C2和C3日冕仪在1999年4月2日记录了一次独特的日冕物质抛射。该事件没有典型的三部分CME结构，并涉及一个小的灯丝喷发没有任何可见的覆盖流光喷出物。该事件显示出在CME侧翼传播的波的异常清晰的特征。日冕物质抛射前部和侧翼的速度和密度与激波的存在是一致的。为了更好地建立白光波签名的性质，我们采用了一个简单的MHD模拟使用LASCO测量作为约束。测量和模拟都强烈地表明白光特征是快模MHD激波的密度增强。此外，LASCO的图像清楚地显示了当冲击波撞击到流光上时，流光发生了偏转。这是对这种相互作用的第一次直接成像。
2003-08-21 astro-ph
Revealing the fastest component of the DG Tau outflow through X-rays
一些金牛座T型星显示出一种特殊的X射线光谱，可以用两种具有不同吸收柱密度的成分来模拟。我们试图解释软X射线成分在DG头，最好的研究这些来源，外流模型，考虑到其他波长的观测。我们通过光谱拟合约束流出属性，并采用简单的半解析公式来描述加热的X射线发射区域的冲击波的属性。X射线的发射与其产生的光学检测流出的最快和最里面的组件是一致的。这种X射线发射部件只需要总质量损失的一小部分。我们喜欢的模型要求冲击波速度在400到500公里/秒之间。当密度大于10^5 /cm ^3时，激波冷却区的所有尺寸都只有几个天文单位，因此即使在光学观测中也无法分辨。这种流出的X射线发射机制也可能在其他吸收较少的金牛T星中起作用，除了日冕和吸积点。
2008-11-11 astro-ph
Gamma-ray burst internal shocks with magnetization
（请注意，摘要已显着缩短）我们研究伽马射线暴（GRB）的内部冲击与中等磁化，磁化参数$σ$范围从0.001到10。通过引入一个参数$k$（$0<k\leq 1$），即上游和下游的电场强度之比，考虑了剥离磁化壳层中可能存在的磁耗散.通过求解一般的MHD跳跃条件，我们证明了具有磁耗散的激波的动力学演化不同于我们所熟悉的理想MHD极限下的动力学演化。考虑到GRB 021206可能具有高度的线偏振，以及GRB 990123和GRB 021211中可能存在高度磁化流，我们认为具有中等磁耗散的轻度磁化内激波模型（$0.01<σ<1$）是解释GRB瞬发数据的一个很好的候选模型。
2004-08-26 astro-ph
