Relativistic Shocks and Ultra High Energy Cosmic Ray Origin
本文介绍了相对论性冲击波中粒子加速理论的现状，并简要讨论了在这种冲击波中产生超高能宇宙线的几种可能情况。
2004-07-29 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration at Relativistic Shock Waves
评述了宇宙线粒子在相对论激波中的一阶费米加速理论。我们考虑具有平行和倾斜，亚光速和超光速磁场配置和有限振幅磁场扰动的冲击。本文讨论了斜场位形和场扰动在形成宇宙线能谱和改变加速时标中的作用。
1996-10-23 astro-ph
An Analytic Model of Environmental Effects on Cosmic Structure Formation and an Application to Cosmic Accretion Shocks
我们提出了一个新的分析工具，研究宇宙结构的形成，一个双重分布的暗物质晕的数量密度相对于晕质量和当地的过（或欠）密度。双重分布提供了一个统计处理的物质周围的塌陷对象的属性，并可以用来提供分析洞察环境对层次结构形成的影响。我们应用这个新的工具的情况下，宇宙吸积冲击。我们调查和量化这些冲击的统计特性的环境因素的影响。为此，我们探索了两种不同的模式。第一个控制模型使用Press-Schechter质量函数来描述塌陷结构的人口，并假设所有物体都吸积相同密度和温度的气体。第二种模型将吸积物质视为多温度、多密度的介质，其密度和温度均服从双分布。我们发现，冲击环境显着改变宇宙吸积冲击的星系际介质的物理影响，以及它们的属性的宇宙历史。
2006-11-21 astro-ph
Inter-galactic Shock Acceleration and the Cosmic Gamma-ray Background
我们用数值方法研究了在星系际冲击中加速的宇宙射线离子和电子对宇宙γ射线背景的贡献，这些冲击与宇宙学结构的形成有关。我们表明，在低红移星系间介质中的吸积流的动能热化主要是通过中等强度的冲击，这使得冲击冲压压力到宇宙射线压力的有效转换。宇宙射线在这些冲击波中被加速，产生了一个弥散的伽马射线通量，它主要是由电子散射宇宙微波背景光子产生的逆康普顿辐射。在离子宇宙线成分与热气体的p-p非弹性碰撞中产生的中性π介子的衰变贡献了约30%的计算辐射。基于实验上的上限的光子通量超过100兆电子伏，从附近的集群，我们限制的转换效率的冲击冲压压力到相对论CR电子<1%。因此，我们发现，宇宙起源的宇宙射线可以产生一个整体的显着分数的顺序为20%，不超过30%的测量伽玛射线背景。
2002-07-24 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
Large Cosmic Shock Waves as Sites for Particle Acceleration
通过数值模拟研究了两种宇宙学方案（SCDM和LCDM）下宇宙激波的性质。与吸积激波有关的平均半径和速度的标度关系有些不同，但与平坦Omega_M=1宇宙的自相似解在性质上相似。如果在吸积激波中存在一种可行的加速机制，则由下落气体提供的能量足以维持大量宇宙线的产生。最后，除了两个星系团合并的ICM相遇所产生的冲击外，与合并星系团相关的吸积冲击产生了强烈的“残余”冲击，这些冲击通过ICM传播，产生ICM的额外加热，以及相关的CR加速。
1999-06-09 astro-ph
Existence and interpretation of smooth cosmic-ray dominated shock structures in supernova remnants
用扩散激波加速过程研究高能粒子在无碰撞激波中的加速，表明完全光滑的宇宙线主导激波结构是可能的。这些的存在进行了讨论，并得出其存在的条件。结果表明，如果粒子扩散系数具有预期的强动量依赖性，则这种解不能支配超新星遗迹的演化。
1995-06-02 astro-ph
Analytical Models for the Energetics of Cosmic Accretion Shocks, their Cosmological Evolution, and the Effect of Environment
我们提出了一个分析描述的人口的宇宙吸积冲击，和谐宇宙学。计算了不同激波马赫数下激波吸积功率和质量流的分布，以及它们随宇宙时间的演化。我们计算的累积能量输入的宇宙吸积冲击的任何马赫数的星系际介质作为红移的函数，我们比较它的能量输出的超新星爆炸，以及与能量输入所需的宇宙reflection。此外，我们调查和量化的环境因素的影响，如本地集群属性和灯丝预热这些冲击的统计特性。我们发现当z<3时，吸积激波所产生的能量比超新星能量输出要高，并且在局域宇宙中，吸积激波所产生的能量要高出一个数量级以上。仅吸积冲击处理的能量就相当于使宇宙膨胀z~3.5所需的能量。最后，我们建立定性和定量的本地集群以及灯丝压缩和预热的重要因素，在确定宇宙吸积激波人口的统计特性。
2006-11-29 astro-ph
Cosmic Rays X. The cosmic ray knee and beyond: Diffusive acceleration at oblique shocks
我们的目的是评估宇宙射线在非相对论性扩散激波加速中获得的最大能量和加速率，因为它可以在它们的生命周期中应用于各种天体物理站点，其中存在高度倾斜的激波。我们研究数值（使用蒙特卡罗模拟）的扩散系数对能量增益和加速率的影响，通过测试的磁场的冲击法线的垂直度之间的作用，和垂直交叉场扩散和平行扩散系数的加速率的意义。我们发现（并证明了以前的分析工作-- Jokipii 1987），在高度斜激波中，垂直扩散系数值与平行扩散系数值相比越小，获得的宇宙射线的能量增益越大。当我们估计宇宙射线在合理的天体物理状态下可能获得的能量上限时，要求解释在$10^{15}$ eV和大约$10^{18}$ eV之间的高能宇宙射线谱;解释宇宙射线的方案是由三种不同的来源注入，（a）超新星爆炸到星际介质，（b）红超巨星，（c）沃尔夫-拉叶星，在那里后两者爆炸成超新星前的风。
2006-05-05 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration by Spiral Shocks in the Galactic Wind
研究了与滑动相互作用区（SIRs）有关的激波对银河风中宇宙线的加速。SIR类似于太阳风共转相互作用区域。我们银河系的螺旋结构导致了银河风流动的强烈不均匀性，并在50至100 kpc的距离形成SIR。由于螺旋模式的角速度与银河系自转的角速度不同，SIR并不与气体和磁场共转。结果表明，集体再加速的宇宙线粒子与电荷$Ze$在所产生的冲击合奏可以解释可观察到的宇宙线谱超越“膝盖”的能量的顺序为$10^{17}Z$ eV。对于再加速粒子，银河风终止激波起着反射边界的作用。
2004-01-19 astro-ph
Efficiency of cosmic ray reflections from an ultrarelativistic shock wave
在相对论性冲击波中，宇宙射线加速到能量超过$10^{20}$ eV的过程具有大的洛伦兹因子，$Γ\gg 1$需要在冲击波的单次反射中获得$\sim Γ^2$粒子能量增益（参见。Gallant & Achterberg 1999）。在本评论中，应用数值模拟，我们解决了这样的模型所产生的效率问题。加速过程的实际效率预计将大大低于之前作者的估计。
1999-09-25 astro-ph
The maximum momentum of particles accelerated at cosmic ray modified shocks
在非相对论性冲击中的粒子加速可以是非常有效的，由于被加速的粒子对冲击结构的动力学反应以及冲击附近的磁场的非线性放大而导致非线性效应的出现。在这些情况下，最大动量$p_{max}$的值不能使用在测试粒子方法的框架内获得的经典结果来估计。我们在这里提供的第一次尝试估计$p_{max}$在宇宙射线修改制度，考虑到上述非线性效应。
2006-12-15 astro-ph
Efficiency of Nonlinear Particle Acceleration at Cosmic Structure Shocks
通过对一维准平行平面激波中的扩散激波加速度（DSA）的数值模拟，计算了宇宙线（CR）修正的天体物理激波在较宽的激波马赫数和激波速度范围内的演化。模拟包括种子CR的热泄漏注入，以及预先存在的上游CR群体。Bohm扩散假设。我们模拟的冲击类似于那些预期周围的宇宙结构煎饼，以及其他吸积冲击驱动的上游气体温度范围$T_0=10^4-10^{7.6}$ K和冲击马赫数跨越$M_s=2.4-133$的流量。我们表明，CR修改冲击演化到时间渐近状态的时间注入粒子被加速到适度的相对论能量（$p/mc \gsim 1$），并具有相同的马赫数，但具有不同的冲击速度的两个冲击，定性相似的结果时，提出的特征扩散长度和扩散时间。对于这些模型，CR加速效率的时间渐近值主要由激波马赫数控制。模拟的高马赫数激波都朝着效率$\sim 50$ %的方向发展，而与上游CR压力无关。另一方面，上游CR压力增加了中等强度冲击（$M_s \sim {\rm a few}$）中的整体CR能量。（节略）
2004-10-29 astro-ph
Cosmic ray acceleration at modified shocks
加速的宇宙射线在激波前沿的非线性反反应导致形成一个光滑的前体，其长度尺度对应于高能粒子的扩散尺度。过去的研究认为，在特定激波宽度的前体区域中可以产生小激波，它可以激励少量的热粒子获得足够的加速，而且这个前体区域可以作为限制高能宇宙射线的大角度散射体。另一方面，它已被证明，平滑的冲击波阵面可能会降低加速效率。这些争论促使我们用蒙特卡罗模拟数值研究斜激波中粒子加速效率。结果表明，平坦的频谱相比，假定尖锐的不连续性激波阵面的频谱。研究结果与理论预测一致，因为前体内部的散射限制了高能粒子进一步散射，从而产生更高的能量，使整个加速过程更有效。
2007-08-10 astro-ph
A cosmic-ray precursor model for a Balmer-dominated shock in Tycho's supernova remnant
我们提出了一个依赖于时间的宇宙射线修正激波模型，计算的H-α发射率分布与Lee等人（2007）在Tycho超新星遗迹中g节点处Balmer主导激波之前的H-α通量增加非常一致。宇宙线分量对热分量的反反应在双流体近似下处理，并且我们包括热粒子注入和由于前体中的声学不稳定性引起的能量转移。我们的模型的瞬态，描述了当前状态的冲击在节点g，发生在从热气体为主的冲击到光滑的宇宙射线为主的冲击的演变过程中。假设到第谷遗迹的距离为2.3 kpc，我们得到的宇宙射线扩散系数、注入参数和能量传递的时间尺度分别为10^{24} cm^{2} s^{-1}、4.2x10^{-3}和426 y。我们还研究了快速（300 km s^{-1} - 3000 km s^{-1}）、时间渐近稳定激波的参数空间，并确定了一个解的分支，在这个分支中，宇宙线前兆的温度通常达到2- 6 × 10 ^{4} K，而通过前兆的气流的整体加速度小于10 km s^{-1}。这些解决方案属于低宇宙射线加速效率的制度，是相对不敏感的冲击参数。这种低宇宙射线加速效率的解决方案分支可以提供一个自然的解释，在许多超新星遗迹的非辐射冲击中观察到的H-α窄分量的线加宽。
2008-09-15 astro-ph
The Origin of Present Day Cosmic Rays: Fresh SN Ejecta or Interstellar Medium Material ? II Physics of the SNR shock wave acceleration
假设宇宙射线中的难熔元素起源于尘埃颗粒，我们研究宇宙射线起源模型的可行性，其中大部分当今的宇宙射线被加速出新鲜的超新星喷出物材料之前，它与平均星际介质（ISM）混合。我们的结论是，到目前为止，已经提出的新的喷出物的情况下有严重的缺陷，并无法解释已知的属性，今天的宇宙射线。这些缺陷包括：（1）前向超新星遗迹（SNR）激波对ISM质量的一小部分喷射物进行了处理;（2）在孤立的SNR中，新鲜的喷射物颗粒很难到达前向激波，即使颗粒确实到达了前向激波，预期的溅射产额也很小，特别是在激波之前;（3）新鲜的喷射物物质不可能主导弥漫的超气泡中的宇宙射线产生;以及（4）在新喷出物模型中，宇宙射线难熔元素和挥发性元素的产生之间缺乏联系。我们的结论是，在旧的，晕星中观察到的金属丰度的近线性增加，不能意味着今天看到的宇宙射线的一个显着的部分来自新鲜的超新星喷出物。这一结论得到了对当今宇宙射线成分的分析的支持，如迈耶和埃里森，这卷。
1999-05-05 astro-ph
Cosmic Ray Acceleration at Relativistic Shocks
本文综述了相对论激波下一级费米过程中宇宙线粒子加速的理论研究。在开始部分，我们讨论了作用在温和相对论冲击波上的加速过程。讨论了斜场位形和场扰动在形成粒子能谱和改变加速时间尺度中的重要作用。然后，我们报告试图考虑粒子加速在超相对论冲击，往往会产生一个渐近谱指数σ = 2.2在大冲击洛伦兹因子。我们解释了为什么这一结果是有限的情况下，高度动荡的条件附近的冲击。我们的结论是，我们目前的知识，在相对论冲击作用的加速过程是不够的，让现实的模拟真正的冲击。本综述是Ostrowski（1999）的修改、扩展和更新版本。
2003-10-29 astro-ph
Cosmological Shocks in Eulerian Simulations: Main Properties and Cosmic Rays Acceleration
目的：本文给出了ENZO宇宙学模拟中宇宙冲击波的形态、数量和能量分布，并研究了不同环境下宇宙冲击波与宇宙射线过程的关系。方法：我们使用公开发布的PPM程序ENZO进行宇宙学模拟，采用一种简单的物理驱动的数值装置，以125 kpc/cell的分辨率跟踪宇宙结构的演化，并使用一种新的后处理方案来处理冲击波。结果如下：我们估计了宇宙线粒子加速的效率，并首次将我们的结果与现有的星系团观测极限进行了比较。
2008-05-27 astro-ph
The Cosmic Ray - X-ray Connection: Effects of Nonlinear Shock Acceleration on Photon Production in SNRs
年轻超新星遗迹（SNR）激波中的宇宙线产生被认为是有效的和强非线性的。在非线性扩散冲击加速中，压缩比将高于试验粒子，冲击温度将低于试验粒子，Rankine-Hugoniot关系预测。此外，气体加热到X射线发射温度与宇宙射线电子和离子的加速强烈耦合，因此修改冲击的非线性过程影响从无线电到伽马射线的整个波段的发射，并且可能对X射线线模型产生强烈影响。在这里，我们应用非线性加速度的代数模型，结合SNR演变，来模拟Kepler SNR的无线电和X射线连续谱。
2000-03-15 astro-ph
Efficiency limits of diffusive shock acceleration
现在人们普遍认为，激波中的扩散加速是宇宙射线谱形成的结果。这在原则上对非相对论性冲击是正确的，因为有一个详细的理论涵盖了它们的大范围性质和由此产生的幂律谱，但它并不像在宇宙射线谱中观察到的那样有效地达到非常高的能量。另一方面，宇宙射线最大能量和相对论激波产生的光谱仍在研究和辩论中，涉及它们对宇宙射线光谱特征的贡献以及来自候选天体物理源的测量或暗示的宇宙射线辐射。在这里，我们讨论的效率的一阶费米（扩散）加速机制相对论冲击速度，提出蒙特卡罗模拟。
2007-08-10 astro-ph
Cosmic-ray composition and its relation to shock acceleration by supernova remnants
本文综述了对银河系宇宙射线起源的认识现状。评述了带电宇宙射线和光子的最新测量结果。讨论了它们对当代关于宇宙射线的来源和加速机制及其在银河系中传播的知识的影响。膝盖的能量谱和银河宇宙射线成分的结束的情况下可能的原因进行了说明。
2007-06-05 astro-ph
Cosmic ray acceleration at parallel relativistic shocks in the presence of finite-amplitude magnetic field perturbations
用蒙特卡罗模拟研究了平行激波作用下的一阶费米加速过程。一个“现实的”模型的磁场湍流涉及正弦波施加在背景上的平均场平行的冲击法向。有限振幅的磁场扰动导致局部斜场配置在冲击和各自的磁场压缩。它的结果在修改的粒子加速过程中引入一些功能观察到的斜激波，例如粒子反射的冲击。对于平行的轻度相对论冲击，我们首次证明了加速粒子谱指数随湍流振幅的（非单调）变化。
2003-07-11 astro-ph
Cosmic Shock Waves on Large Scales of the Universe
在大尺度结构形成的标准理论中，物质通过引力不稳定性吸积到高密度扰动上。无碰撞的暗物质在这种结构周围形成焦散，而碰撞的重子物质形成吸积激波，然后停止并加热下落的气体。在这里，我们将讨论这些吸积激波的特征、作用和观测结果。
1997-02-05 astro-ph
Cosmological Shocks in Adaptive Mesh Refinement Simulations and the Acceleration of Cosmic Rays
我们提出了新的结果表征宇宙学冲击自适应网格细化N体/流体动力学模拟，用于预测非热成分的大尺度结构。这是第一次使用自适应网格细化的冲击研究。我们提出了一种改进的算法，用于从unigrid模拟中找到激波，该算法将低马赫数激波的激波频率降低了~3倍。然后，我们将我们的新技术应用于一个大的宇宙学体积（512 Mpc/h）^[3]，研究激波马赫数（M）分布作为激波前温度、密度和红移的函数。由于模拟量很大，我们有极好的统计数据，结果有成千上万的星系团。我们发现，马赫数的演变可以解释为一种方法来可视化大尺度结构的形成。马赫数小于5的激波通常跟踪合并和复杂的流动，而马赫数小于5<<20 and Mach>20的激波通常分别跟踪细丝和星系团的吸积。通过应用一阶费米过程的非线性扩散冲击加速模型的结果，我们计算了转化为宇宙线质子的动能的量。宇宙射线质子的加速度足够大，为了使用星系团作为宇宙学探测器，气体对宇宙射线的动态响应必须包括在未来的数值模拟中。
2008-08-21 astro-ph
Time Evolution of Cosmic-Ray Modified Plane Shocks
我们已经开发了一种新的计算机代码，旨在遵循宇宙射线修改冲击的演变，包括一个现实的扩散系数模型的粒子的全部动量依赖性。在这种形式下，这个问题在技术上是非常困难的，因为我们需要覆盖很宽范围的扩散尺度，从那些略大于物理激波厚度的尺度开始。对于欧拉方程的大多数有限差分格式，数值激波厚度至少为一个区域，因此这为扩散输运计算提供了物理尺度的下限。我们的代码使用分区冲击跟踪和多级自适应网格细化，以适度的成本相比，粗网格和大大提高了成本效益相比，一个统一的，高度精细的网格冲击周围提供增强的空间分辨率。我们提出并讨论了我们的初步结果的影响。
2000-11-29 astro-ph
Energy spectra of cosmic rays accelerated at ultrarelativistic shock waves
本文研究了在超相对论激波作用下，一阶费米机制加速的粒子的能谱，它超出了先前考虑的洛伦兹因子的范围。对于激波附近的粒子输运，将一种涉及小振幅俯仰角散射的数值方法应用于洛伦兹因子$γ$从3到243的流动。对于大的$γ$冲击的收敛导出的能谱指数的值$σ_\infty \approx 2.2$观察所有考虑的湍流振幅和磁场配置。最近Waxman [Astrophys. J. Lett. 485，L5（1997）]。
1998-06-12 astro-ph
On the escape of particles from cosmic ray modified shocks
在非线性状态下，当被加速粒子对激波的动力学反应不可忽略时，激波处粒子加速问题的定态解显示出从激波向上游无穷远逃逸的显著能流。从物理学的角度来看，在所有加速粒子的最大动量$p_{max}$随时间减小的情况下，粒子从激波上游区域逃逸都是可以预料的，就像超新星遗迹壳层膨胀的Sedov-Taylor相的情况一样，此时激波速度和宇宙线感生磁化都减小了。在这种情况下，在每一次$t$，动量大于$p_{max}(t)$的粒子从上游离开系统，如果激波被宇宙射线的存在强烈地改变，则带走大部分能量。这一现象对于解释在地球上探测到的宇宙射线光谱至关重要。在本文中，我们讨论如何出现这种逃逸通量在不同的方法来非线性扩散激波加速，特别是在准定常半解析动力学的。我们将计算结果应用于一个典型超新星遗迹的Sedov-Taylor相，以自洽的方式包括粒子加速、磁场放大以及粒子和场对激波结构的动力学反应。在这个框架内，我们计算的时间演化的最大能量达到的加速粒子和逃逸通量向上游无穷大。后一个量与在地球上探测到的宇宙射线光谱直接相关。
2009-02-02 astro-ph
Shock Waves in Eulerian Cosmological Simulations: Main Properties and Acceleration of Cosmic Rays
本文用ENZO程序的1.0.1版模拟了103 Mpc/h的宇宙体积中的大尺度激波的性质。不同的方法来识别和表征后处理中的冲击一起讨论其不确定性。再电离影响的冲击在模拟中的属性，我们提出了一个拟合过程，以准确地模拟再电离在非辐射模拟的效果，与后处理程序。我们调查的冲击的性质，通过一个程序，它使用跳跃的速度变量在整个细胞的模拟，这使我们能够有一个可行的描述冲击，也在相对较低密度的宇宙区域。我们推导出了激波数和耗散在这些激波上的能量的分布随它们的马赫数的变化，并讨论了这些分布随宇宙学时间和不同宇宙环境（星系团、外围、细丝、空洞）的演化。与以前的一些数值研究（如Ryu et al.2003，Pfrommer et al.2006），相对较弱的冲击被发现占主导地位的过程中的能量耗散在模拟的宇宙体积，虽然我们发现一个较大的比例之间的弱和强的冲击相对于以前的研究。我们估计在大尺度冲击的注入率CR采用注射效率从以前的数值计算。在当前时期，在整个模拟体积内以CR形式耗散的通量约为激波耗散热能的20%;这一比例在星系团内较小。
2009-02-18 astro-ph
Cosmic ray acceleration at relativistic shocks, shear layers, .
本文综述了相对论激波下宇宙线一阶费米加速的理论结果，最近的结果大大改变了对这些过程的现有认识。特别是不能期望这样的冲击形成延伸到非常高能量的粒子分布。相反，通常会产生激波压缩注入成分后或多或少延伸的高能尾部的分布。激波洛伦兹因子的增加导致能量尾变陡。在天鹅座A热点的实际电子光谱的观测检查提供了明显偏离标准预期的结果。该光谱由一个非常平坦的低能量部分（σ ~1.5）到电子能量~1 GeV，和一个陡峭得多的部分（σ> 3）在更高的能量。最后，我们评论费米二级过程中的相对论等离子体，可能是非常高的能量宇宙射线的主要加速剂。
2008-01-11 astro-ph
The Cosmic Ray Precursor of Relativistic Collisionless Shocks: A Missing Link in Gamma-Ray Burst Afterglows
无碰撞冲击通常被认为是宇宙线加速的场所。研究了CR对弱磁化相对论无碰撞激波的影响，并将结果应用于伽马射线暴（GRB）余辉中的外激波。一般认为，横向韦伯不稳定性（TWI）产生了一个小尺度的磁场，促进碰撞耦合和热化的冲击过渡。预计TWI场将在过渡的有限数量的质子等离子体趋肤深度上迅速衰减。然而，同步辐射在伽玛射线暴余辉表明，一个强大的和持久的磁场是目前在等离子体中，通过冲击，这个领域的起源是一个关键的悬而未决的问题。在这里，我们建议，涉及TWI的共同图片需要修改。也就是说，CR驱动湍流的激波上游的尺度远远大于集肤深度。这种湍流产生大规模的磁场，淬灭TWI并产生磁化冲击。新的磁场有效地限制了CR，提高了加速效率。CRs至少在相对论性的情况下改变了伽玛暴余辉中的激波。产生同步辐射的磁场的起源可能是在CR驱动的湍流中。我们不期望在外部GRB冲击中产生高能宇宙线。
2007-01-06 astro-ph
The Heliospheric Termination Shock
日球终止激波是日球层中最大的激波。据信，它也是最强的冲击，并负责在日光层中产生异常宇宙射线分量。本章回顾了终端电击的总体特性和观测结果。它的结构如下：1.日球层，为终端激波的形成提供日球层阶段，2。日球层终止激波的论点，3。全球日光层系统，4。终止冲击特性，5.观察结果：旅行者通道，无线电观测，等离子体波和电子束，等离子体和磁场的痕迹，高能粒子，银河宇宙射线，终止激波粒子，异常宇宙射线成分，6。结论.
2008-07-25 astro-ph
Structure Shocks as a Source of Cosmic Rays in Clusters
激波是宇宙结构形成的普遍结果，在加热星系团介质中起着重要作用。事实上，团簇中的所有气体都已被一次或多次至少中等强度的冲击处理过。这些都是无碰撞的冲击波，因此很可能是高能粒子扩散冲击波加速的场所。我们已经进行了宇宙结构形成的数值模拟，直接包括加速和非热质子，以及初级和次级电子的运输。非热辐射也计算出粒子的空间和能量分布。在这里，我们概述了我们目前的一些研究结果，表明非热质子可能有助于在集群介质中的显着压力，并预计无线电，X射线和$γ$ -射线发射这些人口应该是重要的集群诊断。
2002-07-10 astro-ph
Secondary Accceleration of Cosmic Rays by Supernova Shocks
在宇宙射线的超新星激波加速的一般模型中，有两个悬而未决的问题：1。膝盖以下的高能宇宙射线（10 $^4-10^6$ Gev）来自哪里？是宇宙射线只在其起源处加速，或在其驻留银河系期间持续加速。我们表明，$10^15$ eV的轻核可能是由超新星协会加速。次级和初级宇宙射线在星系中传播时，其光谱的比值会受到ISM中重复加速（也称为再加速或次级加速）的影响。所观察到的次级和初级CR光谱被用来约束超新星遗迹（SNR）的这种再加速的量。考虑了两种情况：老的、分散的残留物的弱地震（$1<M<2$）和相对年轻的残留物的强地震（$M>3$）。结果表明，弱冲击产生更多的再加速度比在标准漏箱（SLB）模型的框架中所允许的，使其不一致的分散的加速度，应该由SNR产生。如果SLB被修改为允许适度的RA周冲击，RA旧SNR产生的同意所需的速度，以适应二次到一次宇宙射线数据，使一个自我一致的图片。年轻SNR的强冲击的显着再加速应导致在高能量，接近1 TeV/核子的次级到初级比的平坦化。
1997-09-14 astro-ph
Cosmic Ray Hydrodynamics at Shock Fronts
当一个磁化的、含有冲击波的热等离子体有效地加速宇宙射线（CR）时，就会对流体结构产生反应。该过程的最简单描述涉及背景流体的三个守恒方程，其中CR压力梯度作为额外力，加上CR能量密度的流体动力学方程。由于在这种方法中没有确定CR谱，因此引入了两个量，CR压力与能量密度的比率和平均扩散系数，必须指定这两个量以关闭方程组。物理参数，这些量应如何演变，然后与时间相关的数值解的加速度在一个平面平行，活塞驱动的冲击比较。
1994-08-03 astro-ph
Properties of Cosmic Shock Waves in Large Scale Structure Formation
我们研究了两种宇宙学方案（SCDM和LCDM，Ω =1）中大尺度结构形成的冲击波特性。在这两种情况下，大规模的激波都是由片状物、丝状物和星系团（GC）的吸积作用引起的，其规模都在5 Mpc/h左右。充满活力的运动，过去的吸积历史的残留物，由于目前的不对称流入沿细丝，产生额外的，共同的冲击规模约为1百万秒差距/小时，深入到GC内部。此外，GC内部子结构之间的碰撞形成合并冲击。因此，冲击的拓扑结构是非常复杂和高度关联的。在宇宙演化过程中，共动激波面密度减小，反映了两种情况下正在进行的结构合并过程。当不包括激波前气体的光加热时，吸积激波具有很高的马赫数（10- 10 ^3）。典型的激波速度为v_{sh}（z）=H（z）lambda_{NL}（z），其中lambda_{NL}（z）是给定时刻非线性扰动的波长尺度。然而，由于星团内的气体已经很热，所以发生在星团内的激波的马赫数通常较小（3-10）。作为GC温度的函数，GC周围的冲击速度的统计拟合给出了符合1-D预测的幂律。然而，一个非常不同的结果得到的冲击半径的拟合，反映了非常复杂的冲击结构形成的3-D模拟。穿过这种冲击的流入动能，提供了宇宙射线加速的能量，与半径为0.5 Mpc/h的中心区域发射的星团X射线亮度相当。考虑到它们的大尺寸和长寿命，如果它们内部存在适度的磁场，这些冲击可能是宇宙射线加速的有趣地点。
2000-05-23 astro-ph
On the origin of ultra high energy cosmic rays: Subluminal and superluminal relativistic shocks
超高能宇宙射线（UHECR）的流量在$E>10^{18.5}$ eV被认为是产生于等离子体冲击环境中的河外源。在本文中，我们提出了一个系统的研究粒子加速的相对论冲击，特别是关于体洛伦兹因子和磁场和冲击流之间的角度的依赖关系。首次系统地研究和比较了助推因子高达$Γ=1000$的超光速和亚光速激波的模拟结果。虽然超光速激波在最高能量（$E>10^{18.5}$ eV）下是无效的，但亚光速激波可以提供高达$10^{21}$ eV的粒子，仅受Hillas标准的限制。对于亚光速的情况下，我们发现，温和的相对论冲击，认为发生在喷流的活动星系核（AGN，$Γ\sim 10-30$）产生的能谱$dN/dE\sim E^{-2}$。另一方面，伽马射线暴（GRB，$100<Γ<1000$）中预期的高度相对论性冲击，其光谱与$E^{-1.5}$一样平坦。模型的结果进行了比较，在最高能量的宇宙射线的测量通量，它示出，而活动星系核光谱是非常合适的，伽玛射线暴光谱太平坦，无法解释所观察到的通量。该模型解释了$5.7\cdot 10^{10}$ GeV以上的宇宙线通量与活动星系核俄歇分布之间的相关性。中微子的产生预计在伽玛暴中，无论是在轻度或高度相对论性的冲击，虽然这些来源被排除作为UHECR的主要来源，超光速冲击，特别是可以通过中微子和光子通量，而不是质子观察。
2008-04-07 astro-ph
Cosmic-ray acceleration in supernova shocks
银河系的宇宙射线被广泛认为是在超新星爆炸引发的膨胀冲击波中被加速的。宇宙射线的扩散激波加速理论现在已经很好地建立起来了，但是有两个基本问题仍然没有得到部分解答：加速效率是多少，即超新星总能量转化为宇宙射线能量的比例，以及在超新星爆炸中被加速的粒子所获得的最大动能是多少？最近用钱德拉和XMM-牛顿卫星对超新星遗迹进行的X射线观测以及用几台地面大气切伦科夫望远镜对甚高能伽马射线的观测，提供了有关这两个问题的新信息。在回顾了这些观测结果及其目前的解释后，我表明，通过研究河外超新星的射电辐射，可以获得关于扩散激波加速过程的补充信息。作为一个例子，一个非线性模型的扩散冲击加速度被应用到超新星SN 1993J，它在附近的星系M81爆炸的射电光变曲线。该模型的结果表明，银河系的大部分宇宙射线可能在超新星喷出物和从祖星丢失的风之间的相互作用的早期阶段被加速。
2008-07-25 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
Acoustic emission and corrugational instability of shocks modified by strong particle acceleration
研究了强扩散激波加速粒子对加速激波稳定性的影响。采用双流体模型，其中被加速的粒子被视为一种流体，其效果被纳入作为一个附加的压力在动量方程。Dyakov和Kontorovich稳定性准则被用来研究含有气体子激波的稳态激波的稳定性。后者的下游条件由上游加速颗粒压力与总压力的比率参数化。对于该参数的值的某个范围，对于每个上游状态，三个可能的下游状态是可能的。结果表明，在该参数范围内的冲击波是波纹不稳定或失去其能量的自发发射的声波以及熵涡波。
1997-12-08 astro-ph
Shock Speed, Cosmic Ray Pressure, and Gas Temperature in the Cygnus Loop
超新星遗迹中激波速度的上限可以与激波后的温度相结合，得到激波后宇宙线与气体压力之比（P_CR / P_G）的上限。我们从自行和距离估计约束冲击速度，我们从X射线光谱得到温度。在帕洛玛天文台巡天（POSS）的两个时期中，激波被观测到为围绕天鹅座圈超新星遗迹伸展的微弱H-α细丝，相隔39.1年。我们测量了18个非辐射细丝的自行，并根据Blair等人给出的天鹅座圈距离为576 +/- 61 pc的限制推导出了激波速度极限。PSPC仪器上ROSAT观测到的X射线辐射的冲击后气体沿周边的天鹅座圈，我们测量冲击后的电子温度从光谱拟合。在POSS时期，自行范围从2.7角秒到5.4角秒，冲击后温度范围从kT ~ 100-200 eV。我们的分析表明，宇宙射线冲击后的气体压力与零一致，在某些位置P_CR形式上小于零。我们的结论是，天鹅座圈的距离是接近上限的距离，背景恒星和电子温度低于从ROSAT PSPC X射线光谱拟合测量或额外的热输入的电子，可能是由于热传导，需要。
2008-12-13 astro-ph
Self-Similar Evolution of Cosmic-Ray-Modified Quasi-Parallel Plane Shocks
利用改进的CRASH（Cosmic Ray Acceleration SHock）程序，我们计算了宇宙射线（CR）修正的类玻姆扩散准平行平面激波的时间演化，包括阿尔芬波漂移和耗散的自洽模型，以及CR的热漏注入。新的模拟遵循CR分布演化到比我们以前的研究更高的能量，提供了更好的进化和渐近行为的检查。由于用动量相似变量表示的CR分压的演化是自相似的，所以在快速初始调整后，冲击后CR压力变得恒定。冲击前兆，其规模作为最高能量CR的扩散长度，随后随着时间近似线性地加宽，与扩散模型无关，只要CR继续被加速到更高的能量。这意味着非线性激波结构可以用相似变量x/（u_s t）来近似描述，其中u_s是激波后压力达到近似时间渐近状态时的激波速度。与以前一样，激波马赫数是决定发展和CR加速效率的关键参数，尽管激波前兆中有限的阿尔芬波漂移和波能量耗散减小了CR经历的有效速度变化，从而显著地降低了加速效率，因此，在低和中等马赫数下提供了第二个重要参数。
2007-05-23 astro-ph
Cosmic rays acceleration at ultrarelativistic subshocks
我们提出了宇宙射线在超相对论次激波加速的模型，并将其与观测到的伽马射线暴和耀变体进行了比较。我们研究了洛伦兹因子在3 - 40范围内的激波中宇宙射线的加速。我们表明，波动的磁场下游的冲击不起重要作用的加速过程。给出了考虑洛伦兹因子和垂直磁场倾角时激波的数值模拟结果。我们拟合导出的粒子能谱指数依赖于上游磁场的波动和洛伦兹因子的冲击与一个函数。
2004-03-27 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
Evidence for Nonlinear Diffusive Shock Acceleration of Cosmic Rays in the 2006 Outburst of RS Ophiuchi
2006年RS Oph爆发的红外（IR）和X射线波长的光谱观测表明，冲击波减速的速度比标准测试粒子绝热冲击波模型预测的要高。观察到的爆炸波的演变可以解释，但是，由扩散冲击加速的粒子在向前冲击和随后逃逸的最高能量的离子从加速区域。非线性粒子加速也可以解释由红外和X射线数据推导出的激波速度的差异。我们讨论了在爆炸波的有效粒子加速光的新星遗迹的演变。
2008-01-11 astro-ph
Ultrahigh energy cosmic rays as heavy nuclei from cluster accretion shocks
大规模的星系团周围的吸积冲击，一般预计在宇宙结构形成的层次方案，被证明是潜在的来源，所观察到的高能宇宙射线（UHECR）的加速混合物的重核，包括铁族元素。目前的观察可以解释，如果在注入的较重的核源成分是从简单的期望吸积气体有所增强。建议的图片应测试当前和即将在不久的将来通过在UHECR频谱，成分和各向异性的特征设施。还简要讨论了相关的X射线和伽马射线签名。
2007-11-07 astro-ph
Exact Expressions for the Critical Mach Numbers in the Two-Fluid Model of Cosmic-Ray Modified Shocks
相对论性粒子在冲击波中的重复散射所产生的加速仍然是高能宇宙射线产生的最有吸引力的模型。在过去的二十年里，人们使用扩散冲击加速的“双流体”模型对这一过程进行了广泛的分析。众所周知，根据上游参数，可以找到1、2或3个不同的流动结构解。描述激波转变的数量和特征的临界条件的精确性质仍然不清楚，这主要是由于在确定上游边界条件时所用的参数选择不当。我们推导出精确的临界条件，重新制定的上游边界条件的两个单独的马赫数定义的宇宙射线和气体声速，分别。气体和宇宙射线的绝热指数被假定为在整个流动中保持恒定，尽管它们可能具有任意的、独立的值。我们的研究结果首次提供了一个完整的，分析分类的参数空间中的两流体模型的冲击转变。当多个解决方案是可能的，我们建议使用相关的熵分布作为一种手段，用于识别最稳定的配置。
2001-01-16 astro-ph
Magnetic turbulence production by streaming cosmic rays upstream of SNR shocks
我们提出的磁湍流生产的各向同性的宇宙射线离子流上游的超新星遗迹冲击的粒子在细胞模拟的初步结果。这些研究旨在检验Bell（2004，2005）关于短波长非共振波模式强放大的MHD预测，并研究磁湍流的后续演变及其对宇宙线轨迹的反作用。上游湍流特性的详细知识对于确定激波加速过程的所有方面-宇宙射线的传输特性、激波结构、热粒子注入和加热过程-是至关重要的。磁场的放大也会促进粒子加速到宇宙射线谱中的“膝盖”之外。我们的动力学方法特别适合于解决宇宙射线上的反反应，它使我们能够测试贝尔的预测最终形成的扩展的宇宙射线分布中的超导结构，也达到了一个可靠的估计总的饱和磁场水平。模拟所选的参数有利于纯增长模式的快速激发。我们证实了上游等离子体中的宇宙射线离子的漂移导致了湍流磁场的产生，但表明场扰动的增长速率比用MHD方法估计的要慢得多，湍流的振幅在dB/B~1左右饱和。磁场也保持低于与上游等离子体的均分。
2007-05-30 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
Cosmic ray diffusive acceleration at shock waves with finite upstream and downstream escape boundaries
在本文中，我们讨论的修改引入到一阶费米激波加速过程中，由于有限的范围内的扩散区域附近的冲击或由于边界条件，导致增加粒子逃逸上游和/或下游的冲击。在所考虑的平面激波的简单例子中，我们通过在离激波一定距离处施加粒子逃逸边界来理想化逃逸现象。这样的边界（或边界）的存在导致耦合的加速粒子谱的陡峭化和加速时间尺度的减小。它允许一个半定量的评价，并在某些特定的情况下，也为建模所观察到的陡峭的粒子光谱作为一阶费米冲击加速的结果。我们还注意到，接近能量上限的粒子比基于各自加速时间尺度的估计更年轻。在附录A中，我们给出了激波附近无限扩散区的一个新的时间相关解，该解考虑了激波上游和下游不同的常扩散系数。
1996-04-18 astro-ph
Cosmic Ray Production of $^6$Li by Virialization Shocks in the Early Milky Way
在银河系的等级结构形成过程中，由维里化冲击耗散的能量可以超过伴随的超新星（SN）爆炸注入的能量。因此，在通过$α+ α$聚变产生$^6$ Li的过程中，由这种冲击加速的宇宙射线（CR）可能会超过SNe，而不会同时产生Be和B。与标准SN CR情景相比，这个过程可以更自然地解释贫金属恒星中观测到的$^6$ Li丰度。未来对$^6$锂丰度和晕星运动学性质之间的相关性的研究可能会对银河系及其晕的形成构成重要的探测。此外，$^6$ Li可能为宇宙学和亚星系尺度结构形成中一些基本但目前尚未解决的问题提供有趣的线索。
2003-12-22 astro-ph
Ultrahigh energy cosmic rays as heavy nuclei from cluster accretion shocks
大规模的星系团周围的吸积冲击，一般预计在宇宙结构形成的冷暗物质的情况下，被证明是合理的来源，所观察到的高能宇宙射线（UHECR）通过加速重核的混合物，包括铁族元素。目前的观察可以解释，如果在注入的较重的核源成分是从简单的期望吸积气体有所增强。通过UHECR光谱、成分和各向异性的特征，特别是平均质量成分随能量从$10^{19}$到$10^{20}$ eV的快速增加，所提出的图像应可由当前和即将到来的设施在不久的将来进行明确的测试。
2008-03-10 astro-ph
Evidence for nonlinear diffusive shock acceleration of cosmic-rays in the 2006 outburst of the recurrent nova RS Ophiuchi
2006年蛇夫座RS爆发的红外和X射线光谱观测表明，冲击波减速的速度比标准测试粒子绝热冲击波模型预测的要高。在这里，我们表明，所观察到的演变的新星遗迹可以解释的扩散冲击波加速粒子的冲击波和随后逃逸的最高能量的离子从冲击区。非线性粒子加速也可以解释由红外和X射线数据推导出的激波速度的差异。被加速的电子和质子在爆发后几天内可以达到的最大能量被发现高达几TeV。利用Berezhko和Ellison提出的非线性扩散激波加速的半解析模型，我们证明了用RXTE/PCA和Swift/XRT测量的激波后气体温度意味着相对中等的加速效率。
2007-05-30 astro-ph
Two-Dimensional particle-in-cell simulations of the nonresonant, cosmic-ray driven instability in SNR shocks
在超新星遗迹中，无碰撞激波上游的磁场的非线性放大对于宇宙射线加速到10^{15.5}eV的“膝盖”能量至关重要。由宇宙射线电流驱动的非共振不稳定性被认为是造成这种效应的原因。我们进行二维，粒子在细胞模拟这种不稳定性。我们观察到的圆偏振非传播磁波的线性理论预测的初始增长。它表明，在某些情况下，磁能密度的增长波，可以增长到至少10倍，其初始值。我们没有发现竞争模式的证据，也没有显着的修改热效应。在晚些时候，我们观察到饱和的不稳定性的模拟，但负责的机制是一个人工制品的周期性边界条件，并没有对应的超新星冲击的情况。
2009-03-31 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
