Inverse Bremsstrahlung in Shocked Astrophysical Plasmas
最近人们对逆韧致辐射的作用产生了兴趣，逆韧致辐射是指在各种天体物理背景下，在稀薄等离子体中，快速超热离子与周围速度相对较低的电子碰撞时发射的光子。自20世纪70年代初以来，超热离子韧致辐射在天体物理模型中的应用出现了很长的中断。逆韧致辐射相对于正常韧致辐射（即离子处于静止状态）的潜在重要性取决于相互作用物质的基本速度分布。在本文中，我们确定的条件下，逆韧致辐射发射率是显着的相对于正常韧致辐射在冲击天体物理等离子体。我们确定，由于观测和理论证据都有利于电子温度几乎相当，当然不是非常不足，相对于质子温度在冲击等离子体，这些环境一般呈现逆韧致辐射最好的一个小贡献者的整体排放。因此，逆韧致辐射可以安全地忽略在大多数模型调用离散源，如超新星遗迹的冲击加速。然而，在距离这些源100 pc以上的尺度上，库仑碰撞损失可以耗尽宇宙射线电子，使逆韧致辐射，也许是来自撞击电子的韧致辐射，可能是可探测的。
1999-08-30 astro-ph
Gamma-ray Production in Supernova Remnants
超新星遗迹被广泛认为是银河系宇宙射线的主要来源，由遗迹周围的扩散激波加速产生。这篇评论讨论了最近的建模如何这样的高能粒子可以通过与残余物的环境星际介质的相互作用，特别是通过中性π衰变，韧致辐射和逆康普顿发射产生伽马射线。EGRET不明来源和已知的无线电/光学/X射线发射残余物之间的关联的少数预测进行了总结。停止加速超过1 TeV - 10 TeV的能量在年轻的壳型遗迹是至关重要的模型与惠普尔的TeV上限的一致性，这些意见提供了重要的诊断理论模型。
1997-11-17 astro-ph
Crushing of interstellar gas clouds in supernova remnants. I. The role of thermal conduction and radiative losses
我们模拟了一个演化的超新星遗迹的冲击波与一个小的星际气体云的流体动力学相互作用，就像在天鹅座圈和船帆座SNR中观察到的那样。本文研究了云演化过程中辐射冷却和热传导的相互作用及其对云与周围介质间质量和能量交换的影响。通过对两种不同马赫数的主激波情况的研究，（M = 30和50，分别对应于冲击后温度$T\approx 1.7\times 10^6$ K和$\approx 4.7\times 10^6$ K），我们探索了两种非常不同的物理状态：当M = 30时，辐射损失控制着激波云的演变，激波云碎裂成冷的、致密的，和紧凑的细丝包围的热电晕，这是烧蚀的热传导;相反，M = 50，热传导占主导地位的冲击云，蒸发在几个动态的时间尺度的演变。在这两种情况下，我们发现，热传导是非常有效的抑制流体动力学不稳定性，将发展在云边界。
2005-08-30 astro-ph
Supernova Remnants in Molecular Clouds
分子云被称为团块云，密集的分子团块只占体积的百分之几。超新星遗迹则主要在团间介质中演化，并在半径约为6 pc的范围内产生辐射，形成一个由磁性支撑的壳层。当这个壳层与致密的团块相互作用时，分子冲击波阵面受到相当大的超压驱动，而剩余部分的压力则不同。W44和IC 443的观测结果可以在这个模型中得到理解。这两个遗迹都是射电同步辐射的壳层源，这可以归因于冷辐射壳层中的相对论电子。如果周围的宇宙射线电子被激波前和激波后的压缩加速，那么W44和IC 443的射电通量和平坦的谱指数以及韧致辐射的高能γ射线发射就可以得到解释。
1998-09-15 astro-ph
Remnants from Gamma-Ray Bursts
我们模拟了由两团物质与星际介质碰撞产生的“喷射”伽马射线暴的中间时间演化。我们遵循这个系统的流体动力学演化数值计算和计算的残留物的韧致辐射和同步辐射图像。我们发现，对于爆发能量的$10^{51}$ erg，当它收集星际质量的$\sim 50M_\odot$时，在$\sim 5000$年之后，残留物变成球形。这一结果与伽玛暴的具体细节无关，如张角。在这段时间之后，伽马射线暴的残余物具有膨胀的球体形态。与超新星遗迹的相似性使得在现阶段很难区分两者。对于聚束因子为0.01和爆发能量为$10^{51}$ erg的非球形伽马射线暴残留物的预期数量为每个星系$\sim0.05$。我们的研究结果表明，双壳层对象DEM L 316不是一个伽玛暴遗迹。
2001-03-01 astro-ph
Inner-shell ionization, radiative losses and thermal conductivity in young SNRs
在年轻超新星遗迹X射线辐射的流体力学计算中，对含时电离进行了自洽处理。计算的新特点是包括了内壳层碰撞电离产生的K_α谱线。通过对模型谱与观测谱的拟合，得到了冲击喷出物的参数。将该方法应用于Tycho SNR，采用经典的爆炸爆燃模型W7，使我们能够很好地再现所观察到的残余物的X射线光谱和径向亮度分布。
2006-05-16 astro-ph
Galactic Gamma-Ray Background Radiation from Supernova Remnants
本文研究了超新星遗迹中的源宇宙射线（SCR）对银盘1GeV以上的弥漫高能\gr辐射的贡献。与银河宇宙射线产生的光谱相比，SCR产生的\grs具有更硬的光谱，银河宇宙射线均匀地占据更大的驻留体积。SCR在GeV能量下贡献小于10%，并且在\gr能量高于100 GeV时成为主导。来自$π^0$ -衰变和逆康普顿\grs的贡献具有可比的幅度和谱形状，而韧致辐射分量可以忽略不计。在TeV能量下，SCR的贡献使预期的扩散\gr通量几乎增加了一个数量级。结果表明，对于内星系的观测到的扩散强度和以前的模型预测在能量高于几个GeV之间的差异可以归因于SCR的贡献。
2000-04-26 astro-ph
Nonlinear Shock Acceleration and Photon Emission in Supernova Remnants
我们已经扩展了一个简单的非线性扩散激波加速模型（Berezhko和Ellison 1999），以包括电子的注入和加速以及韧致辐射、同步加速器、逆康普顿和π介子衰变过程中光子的产生。我们认为，这个模型的结果，这是更简单的使用比更精细的，提供了显着的改进，测试粒子，幂律谱，这是经常使用的天体物理应用中的扩散冲击加速。利用演化超新星遗迹（SNR）模型获得激波参数作为周围星际介质参数和时间的函数，我们预测了超新星遗迹的宽带连续光子发射，特别是SN 1006，表明我们的结果与Berezhko，Ksenofontov和Petukhov（1999）更完整的时间相关和球对称非线性模型相比较。我们讨论的影响非线性冲击加速的X射线线发射，并使用我们的模型来描述环境条件如何确定TeV/无线电通量比，一个重要的参数γ射线观测无线电信噪比。
2000-03-13 astro-ph
Long-term remnant evolution of compact binary mergers
我们研究了致密双星系统合并产生的遗迹的长期演化和可观测性，并讨论了与超新星遗迹的区别。与超新星相比，紧凑的双星合并以更高的速度排出更小的质量，因此残余物的自由膨胀阶段将很短（约1 - 10年）。一般来说，这些残留物将在相当长的时间内（约10^6 - 10^7年）被观测到。事件释放大量的动能可能是负责一个子样本的观测到的巨大HI洞的来源不明的紧凑的双星合并远离恒星形成区。如果喷出物主要由锕系元素组成，在长时间尺度上，喷出的物质将主要包含锕系元素范围内的少数准稳定核。因此，喷出物中每种同位素的丰度可能只有百分之几。在它们的衰变过程中，一些锕系元素会以伽马射线的形式产生观测信号。我们特别研究了Am 243，Cm 247，Cm 248和Bi 208的γ射线发射，并估计了它们在附近遗迹中的可观测性。用INTEGRAL探测伽马射线线只有在非常有利的情况下才有可能，但这些残余物是未来使用软伽马射线聚焦光学器件的仪器的有希望的目标。由于合并时排出的物质质量较低，并且由于喷出物中缺乏自由电子，合并残留物在韧致辐射和同步辐射中可能比类似的超新星残留物要暗得多。因此，合并残留物可能是最近发现的“暗加速器”的候选者，暗加速器是硬伽马射线源，在其他波段没有明显的发射。
2005-10-24 astro-ph
Dynamics and Radiation of Young Type-Ia Supernova Remnants: Important Physical Processes
我们检查和分析的物理过程，应考虑到年轻的Ia型SNRs建模时，与年龄的几百年。它示出，在富含金属的喷出物的能量损失可以是必不可少的残余物已经在这个阶段的演变。研究了电子热传导和电子与离子之间的能量交换速率对温度分布和X射线辐射的影响。从XMM-牛顿X射线望远镜的第谷信噪比的数据已被用于计算与观测的比较。
2005-02-01 astro-ph
Morphology of synchrotron emission in young supernova remnants
在试验粒子和宇宙线修正流体力学框架下，计算了在均匀密度和磁场环境中演化的年轻超新星遗迹（SNRs）的同步辐射径向剖面。我们发现，即使没有任何磁场放大的罗利-泰勒不稳定性，无线电同步辐射峰值在接触不连续，因为磁场被压缩，是大于在向前冲击。X射线同步辐射在前向冲击波之后急剧下降，因为最高能量的电子遭受严重的辐射损失。
2005-07-08 astro-ph
Inferring Initial Spin Periods for Neutron Stars in Composite Remnant
我们提出了一种方法来推断居住在复合超新星遗迹的恒星的初始自旋周期。这样的遗迹包括一个plerionic和一个壳型组件，分别对应于脉冲星风星云驱动的中心脉冲星的自旋亮度，和爆炸波的超新星遗迹。包括流体动力学模拟在内的理论研究表明，在晚期（约1，000 - 10，000年），一个简单的标度定律将超新星壳的半径与plerion的半径联系起来。plerion的能量含量和超新星遗迹的总机械能都进入这个标度律。人们可以用这个标度律来估计复合残骸中的双星的初始自旋周期。我们讨论了这种方法的潜在缺陷，包括一个小的残留年龄和强烈的辐射损失的plerion的效果。
2001-06-01 astro-ph
Nonthermal Emission from a Supernova Remnant in a Molecular Cloud
在与分子云相互作用的演化超新星遗迹（SNRs）中，如IC 443、W 44和3C391，可能存在一个高度不均匀的结构，包括一个中等马赫数的前向激波、一个冷却层、一个致密的辐射壳层和一个充满热的稀薄等离子体的内部区域。我们提出了一个动力学模型的非热电子注入，加速和传播的环境中，发现这些SNR是有效的电子加速器和硬X射线和γ射线发射源。非热电子的能谱是由一阶和二阶费米加速的共同作用下形成的湍流等离子体与大量的库仑损失。非热电子的韧致辐射、同步加速器和逆康普顿辐射产生的多波长光子光谱与ASCA和EGRET从IC 443观测到的射电和硬发射定量一致。我们区分了分子云的复杂结构的分子团簇激波发射和团间激波发射。超新星遗迹IC 443、W44和3C391的空间分辨X射线和伽马射线谱，可以用BeppoSAX、Chandra XRO、XMM、INTEGRAL和GLAST观测到，这将区分高能轻子成分对EGRET观测到的伽马射线的贡献。
2000-03-16 astro-ph
An analysis of the possible thermal emission at radio frequencies from an evolved supernova remnant HB 3 (G132.7 + 1.3): revisited
最近有报道称，一个演化的超新星遗迹（SNR）HB 3（G132.7 + 1.3）的一些通量密度值是不准确的。在这项工作中，我们修改了可能的热发射在射频从SNR HB 3使用最近公布的，校正，通量密度值的分析。一个模型，包括非热（纯粹的同步辐射）和热（韧致辐射）组件的总和适用于拟合集成无线电频谱的信噪比。在$1 \mathrm{GHz}$的总体积发射率的热分量的贡献估计为$\approx37 %$。对于$\mathrm{T}=10^{4} \mathrm{K}$，环境密度也估计为$n\approx 9 \mathrm{cm}^{-3}$。同样，我们从SNR获得了在射频下相对显著的热发射的存在，因此我们可以支持SNR HB 3和与H { \sc ii}区域W3相关的相邻分子云之间的相互作用。我们的模型估计的热分量的贡献，总体积发射率在$1 \mathrm{GHz}$和环境密度是类似的那些获得较早（$\approx40 %$，$\approx10 \mathrm{cm^{-3}}$）。很明显，修正后的通量密度值不会改变基本结论。
2008-10-15 astro-ph
Gamma-ray production in supernova remnants
大部分高达100 TeV的宇宙射线被认为是在超新星冲击时被一阶费米机制加速，产生幂律谱。电子和质子都应该被加速，但它们的加速比还不清楚。最近，康普顿伽马射线天文台的EGRET仪器观测到了能量为GeV的超新星遗迹IC 443和$γ$ Cygni。假设观测到的伽马射线是由残骸中的加速粒子产生的（而不是，例如，从一个中心紧凑的对象），我们模型的贡献，由于介子生产，韧致辐射，逆康普顿散射的宇宙微波，弥漫的银河辐射，和本地产生的辐射场。在电子和原子核的光谱指数相同的情况下，截止值为80 TeV，我们发现加速粒子的光谱指数接近2.4，电子与质子的比率在0.2至0.3的范围内，给出了一个很好的拟合所观察到的光谱。对于较低的截止能量，更平坦的光谱是可能的。我们还研究了电子谱比原子核谱陡的情况。我们讨论了我们的结果的影响，在空气簇射能量的观测，和宇宙射线的传播。
1997-07-23 astro-ph
The X-ray Source at the Center of the Cassiopeia A Supernova Remnant
我们提出的第一个结果的XMM-牛顿观测的中央X射线源的Cas A超新星遗迹。该谱可以用吸收陡幂律（α ~3，N_H~1.5x10^22 cm^-2）或温度kT~2.4 keV，N_H~10^22 cm^-2的韧致辐射同样很好地拟合。黑体模型（kT~0.7 keV）的拟合稍差一些，它要求柱密度N_H~5x10^21 cm^-2，发射区半径~0.3 km（d=3.4 kpc）。对周期超过150毫秒的脉动的搜索给出了否定的结果。对于P>0.3 s，脉冲分数的3 σ上限为~13%，对于P>3 s，为~7%。Cas A中心X射线源的整体性质很难用一颗正则磁场约为10^12 G的快速旋转中子星来解释，它更类似于缓慢旋转的中子星，如异常X射线脉冲星。
2001-12-18 astro-ph
Predicting the Properties of the Remnants of Dissipative Galaxy Mergers
我们建立了一个物理动机的模型来预测气体星系合并的残余物的性质，给定的祖细胞和轨道的属性。该模型使用一个大型的SPH合并模拟套件进行校准。它实现了广义能量守恒，同时考虑了耗散能量损失和恒星形成。的耗散效应进行评估，从初始气体分数和轨道参数通过一个“脉冲”参数，它的特点是遇到的强度。鉴于祖先的属性，该模型预测的残余恒星质量，半质量半径和速度色散的准确度为25%。该模型适用于大型和小型兼并。我们提供了一个明确的配方半解析模型的星系形成。
2007-10-24 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
Suzaku Observations of Tycho's Supernova Remnant
2006年6月26日至29日，朱雀卫星上的XIS和HXD仪器观测了第谷超新星遗迹，持续时间为92千秒。高达30千电子伏的光谱很好地拟合与两个组件的模型，由幂律与光子指数为2.7和热韧致辐射模型与温度为4.7千电子伏。前一个组件可以替代地被建模为同步辐射从人口的相对论电子与估计滚降能量约为1千电子伏。在XIS谱中，除了Fe的K_α发射线（6.445 keV）外，还首次观察到Cr和Mn的K_α发射线，其能量分别为5.48 keV和5.95 keV。还观察到Ca（4.56keV）和Fe（7.11keV）的微弱K_β线。根据Cr和Mn的线心，估计它们的电离态与Fe K_α（Fe XV或XVI）的电离态相似。
2008-05-22 astro-ph
Non-thermal emission from old supernova remnants
在含时模型框架下研究了古老壳层型超新星遗迹的非热辐射。在该模型中，通过考虑加速质子与环境物质碰撞产生的二次$e^{\pm}$对的演化，可以数值计算一次电子、质子以及次级电子/正电子（$e^{\pm}$）对的非热随时间变化的谱.对于给定信噪比的多波长光子谱可以通过轻子过程如电子/正电子同步辐射、韧致辐射和逆康普顿散射以及强子相互作用产生。我们的结果表明，二次$e^{\pm}$对的非热发射变得越来越突出，当SNR在辐射阶段老化时，因为初级电子的来源已经被切断，并且电子同步能量损失对于辐射SNR是显著的，而次级$e^{\pm}$对由于p-p相互作用的大的能量损失时间而可以在该相中长时间连续地产生。我们将该模型应用于两个老的信噪比G8.7 $-$ 0.1和G23.3 $-$ 0.3，预测结果可以解释观测到的两个源的多波长光子谱。
2007-11-27 astro-ph
Neutrino-Pair Emission due to Electron-Phonon Scattering in a Neutron Star Crust
摘要中子对韧致辐射是由中子星壳层中球形原子核晶格中简并相对论电子的电子-声子散射引起的。本文计算了体心立方和面心立方库仑晶体在密度范围从$10^7$ ~g~cm $^{-3}$到$10^{14}$ ~g~ cm $^{-3}$的任意核组成下的中微子能量产生率。结果用统一的解析表达式拟合。本文比较了由基态和吸积物质组成的中子星壳中中微子韧致辐射的能量损失。
1996-04-19 astro-ph
Accelerated Electrons in Cassiopeia A: An Explanation for the Hard X-ray Tail
我们提出了一个从超新星遗迹Cas A观测到的硬X射线（> 10 keV）发射的模型。低杂波产生于强（mG）磁场中，一般认为存在于这个遗迹中，由密度不均匀性反射的冲击。然后，这些电子加速到几十keV的能量。大约4%的X射线发射等离子体电子需要处于这种加速分布中，其延伸到电子阿尔芬速度量级的电子速度，并且沿着磁场线定向。这些电子的韧致辐射产生了观测到的硬X射线发射。这样的波和加速电子已在哈雷彗星现场观察到，我们讨论的可行性外推从这种情况下的参数有关的Cas A。
2000-08-28 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
XMM-Newton observations of MSH 14-63 (RCW 86)
我们提出了一个分析的超新星遗迹MSH 14 -63的X射线发射，这是部分覆盖的三个观测与XMM-牛顿。铁钾发射在6.4千电子伏的检测，并缺乏硬X射线和无线电发射之间的空间相关性的证据对占主导地位的X射线同步加速器组件。我们认为，硬X射线的连续性是最好的解释非热韧致辐射从一个超热的尾巴，否则冷的电子气。低电子温度的存在得到了在残骸其他部分发现的低温的支持，在某些地区低至0.2 keV。
2001-12-10 astro-ph
GRB Remnants
认识到伽玛暴是窄束的，意味着伽玛暴的实际速率比观测到的要大得多。每一个观测到的伽玛暴对应着500个未观测到的伽玛暴。由于缺乏明确的触发机制，很难将这些未被观测到的伽马射线暴作为孤儿余辉检测出来。在伽玛射线暴发生后的几百年或几千年，我们希望能观测到伽玛射线暴的遗迹（GRBR）。这些残余物可以使用它们不同的形态学与更频繁的SNR区分开。虽然SNR是球形的，但从高度准直流产生的GRBRs预计最初是非球形的。使用SPH模拟，我们遵循的GRBR的演变，并计算由韧致辐射和同步辐射产生的残留物的图像。我们发现，在$R\sim 12{\rm pc} (E_{51}/n)^{1/3}$处，在$ \sim 3000 {\rm yr}(E_{51}/n)^{1/3}$之后，GRBR变成球形，其中$E_{51}$是以$10^{51}{\rm erg}$为单位的初始能量，$n$是${\rm cm}^{-3}$中周围的ISM数密度。我们预计每个星系都有$0.5 (E_{51}/n)^{1/3}$非球形伽玛暴。也就是说，我们预期在10 Mpc的距离范围内存在角尺寸为$\sim 1 μ$ arcsec的$\sim ~ 20$非球形伽玛暴。这些结果被修改，如果有一个潜在的球形超新星。在这种情况下，GRBR将仅对于$\sim150 {\rm yr} (E_{51}/n)^{1/3}$保持球形，并且非球形GRBR的数量…
2002-03-03 astro-ph
Shock Acceleration and Gamma-Ray Emitting Supernova Remnants
残骸膨胀外壳周围的扩散激波加速是SNR伽马射线起源的一个热门候选者。本文介绍了激波加速理论中的非线性效应及其对信噪比γ能谱的影响。这些效应描述了加速的宇宙射线对冲击等离子体的动力学影响，同时解决了流体流动中的非均匀性如何迫使宇宙射线的分布偏离纯幂律。这种偏差对于伽马射线光谱测定是至关重要的。我们的自洽蒙特卡罗方法来冲击加速是用来预测离子和电子分布，产卵中性π衰变，韧致辐射和逆康普顿发射组件的信噪比。我们演示了如何在500 GeV - 10 TeV范围内的临界能量以上的扩展SNR壳淬火加速度所施加的空间和时间限制，从而产生的伽马射线光谱截止是相当一致的惠普尔的TeV上限的EGRET不明来源的SNR协会。我们还讨论了电子注入冲击的作用及其影响的意义上的电磁组件的GeV-TeV的频谱形成。
1997-11-21 astro-ph
Light Curve Models of Supernovae and X-ray spectra of Supernova Remnants
我们比较了由M.Hamuy和D.Nadyozhin基于Litvinova-Nadyozhin（1985）分析拟合得到的观测良好的II型SN 1999 em的参数与我们的辐射水文代码Stella模拟得到的参数。对于长距离尺度，SN参数的差异相当大。应用于SN 1993 J模型的相同代码允许我们估计Clocchiatti等人（1995）提出的提取SN 1993 J前景消光的系统误差。介绍了一种新的隐式双温流体程序Supremna，它自洽地考虑了电离动力学、电子热传导和辐射损失，用于预测年轻超新星遗迹（如第谷和开普勒）的X射线谱。
2004-09-16 astro-ph
Microphysics of Shock Acceleration from Observations of X-Ray Synchrotron Emission from Supernova Remnants
最近观测到的超新星遗迹的非热X射线被认为是由在爆炸波中加速的非热分布电子的损失陡化尾部产生的同步辐射。在扩散激波加速中，最大粒子能量取决于扩散系数kappa的能量依赖性。大多数关于冲击波加速的工作都假设kappa与粒子回旋半径成正比，这意味着MHD湍流的谱与波长无关，而Kolmogorov谱或Kraichnan谱在物理上可能更合理。我推导出由于辐射（同步加速器和逆康普顿）损失和有限的剩余年龄（或大小）的限制所产生的最大电子能量的波谱依赖性。然后，我展示了同步加速器X射线光谱的计算，和模型图像，超新星遗迹作为光谱的函数，并与早期的结果进行比较。对于湍流的柯尔莫哥洛夫谱或克雷奇南谱，谱可以有相当大的改变，图像也有很大的不同。预测的图像与观测到的遗迹非常不同，这表明SNR附近的湍流是由高能粒子本身产生的。
2003-08-12 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
Radio to Gamma-Ray Emission from Shell-type Supernova Remnants: Predictions from Non-linear Shock Acceleration Models
超新星遗迹（SNRs）被广泛认为是银河系宇宙射线的主要来源。这种高能粒子可以通过与周围等离子体的相互作用产生伽马射线和低能光子。本文介绍了用蒙特卡罗模拟方法对壳状信噪比中非线性激波结构和加速度与光子辐射耦合的模拟结果。这些非线性是加速的宇宙射线对冲击等离子体的动力学影响的副产品，并导致偏离纯幂律的宇宙射线分布。这种偏差对加速效率和光谱考虑至关重要，产生的GeV/TeV强度比与测试粒子的预测完全不同。SNR扩展的Sedov标度解用于估计输入到蒙特卡罗模拟的重要冲击参数。我们计算离子和电子的分布，产卵中性π衰变，韧致辐射，逆康普顿，和同步辐射，产生完整的光子光谱从射频的伽马射线能量。在中等密度的星际区域，由于SNR壳层在空间和时间上的限制而导致的加速停止，可以在TeV能量范围内产生光谱截止值;这与惠普尔对不明EGRET源的TeV上限是一致的。在低密度环境中的超新星遗迹会产生更高能量的宇宙射线，这些射线主要产生超TeV能量的逆康普顿辐射;这些射线源通常是GeV能量的伽马射线。
1998-10-09 astro-ph
Raising the Dead: Clues to Type Ia Supernova Physics from the Remnant 0509-67.5
我们介绍了钱德拉X射线观测年轻超新星遗迹（SNR）0509-67.5在大麦云（LMC），被认为是产品的Ia型超新星（SN Ia）。遗迹的形状非常圆，具有明显的贝壳状结构。我们的钱德拉数据显示残留物富含硅，硫和铁。我们拟合的全球光谱的收益率确认，0509-67.5是超新星Ia的残余，并显示出明显的倾向于延迟爆轰模型的超新星Ia。我们研究了残留物中单个最亮孤立结的光谱，发现它在铁中的含量相对于全球残留物丰度大约增加了2倍。这一特点，以及类似的结在第谷的SNR，认为存在适度的小规模的组成不均匀性在超新星Ia。Si和Fe的存在，丰度比从一个结到另一个结都不同，表明它们来自爆炸恒星中富Si区和富Fe区之间的过渡区，可能是由于镍56和钴56的放射性衰变在后期向喷出物输入能量的结果。两种情况下，从全球光谱的连续发射进行了建模：一个连续是占主导地位的氢热韧致辐射;另一个连续产生的非热同步辐射。前一种情况需要相对较大的环境密度值（约1 cm^-3）。环境密度的另一个估计来自于在动力学模型的背景下使用残骸的壳结构。这需要一个更低的密度值（<0.05 cm^-3），这与已知的关于0509-67.5的其他证据更加一致。因此，我们得出结论，从0509-67.5的连续发射的大部分具有非热起源。
2004-05-11 astro-ph
X-Ray Observations of SN 1006 with Integral
1006 AD的超新星遗迹，遗迹第一次显示存在的X射线同步辐射从冲击加速电子的证据，被观察到约1000 ksec的电子加速到非常高的能量的研究与INTEGRAL。观测的目的是描述同步辐射的特征，并试图利用IBIS和JEM-X的空间和光谱覆盖范围来探测非热韧致辐射。在2.4和8.4 keV波段之间用JEM-X检测到该源，而在20 keV以上用ISGRI或SPI均未检测到。ISGRI的上限大约是目前模型预测的四倍，但证实了从较低能量（< 4 keV）外推的幂律中存在陡峭化。
2006-02-15 astro-ph
Standard and Enhanced Cooling of Neutron Stars with Superfluid Cores
计算了在中子和质子超流体存在下，标准中微子和增强中微子能量损失下中子星的冷却。本文考虑了超流性对由直接和修正的Urca过程以及核子-核子碰撞中的中微子韧致辐射产生的热容和中微子光度的影响。分析了由中子星的热辐射观测数据与标准中微子和增强中微子能量损失的理论冷却曲线的比较得到的中子和质子向超流态跃迁的临界温度$\tn$和$\tp$的约束条件。讨论了脉冲星Geminga的$\tn$和$\tp$的可能范围。
1996-08-07 astro-ph
Galactic Cosmic Rays from Supernova Remnants: II Shock Acceleration of Gas and Dust
这是分析银河宇宙线（GCR）组成和起源的系列论文中的第二篇（第一篇是astro-ph/9704267）。在这篇文章中，我们提出了一个定量模型的GCR起源和加速的基础上加速的混合物的星际和/或拱星气体和尘埃的超新星残余爆炸波。本文给出了一个非线性激波模型的结果，该模型包括：（i）星际气相离子的直接加速，（ii）带弱电荷的尘埃粒子与气体离子同时直接加速到100 keV/amu量级能量的简化模型，（iii）尘埃粒子与气体碰撞的摩擦能量损失，（iv）从加速的晶粒溅射难熔元素的离子，以及（v）将溅射的离子进一步冲击加速为宇宙射线能量。计算的GCR成分和光谱与观测结果符合得很好。
1997-04-30 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
Cosmic rays from remnants of quasars?
考虑到质子穿过2.7 K黑体微波辐射场的碰撞损失，得出的结论是，在$\geq 10^{20}$ eV处观察到的最高能量宇宙射线必须来自当前时代的源。鉴于这一限制，在这里建议，这些粒子可能会被加速的事件视界附近的旋转超大质量黑洞与目前不活跃的类星体残留物。所需的电动势是由黑洞引起的外部提供的穿过视界的磁场线的旋转产生的。产生观测到的最高能量的宇宙射线流对黑洞发电机的消耗可以忽略不计。对即将到来的空气簇射阵列和太空任务的观测可能会导致识别出隐藏着这种黑洞的候选休眠星系。虽然到目前为止观察到的最高能量事件在这种情况下占的上下文，在$\sim 10^{21}$ eV的光谱上限是预期的，因为加速到更高的能量似乎被排除，一般的理由。
1999-05-19 astro-ph
Spallative Nucleosynthesis in Supernova Remnants. II. Time-dependent numerical results
我们计算了与星际介质中孤立超新星爆炸相关的轻元素的散裂产生，使用时间相关模型，考虑到喷射的浓缩物质的稀释和绝热能量损失。我们首先推导出高能粒子（EPs）在正向和反向冲击加速的注入函数，作为时间的函数。然后，我们计算在这两种情况下获得的Be产量，并将它们与我们银河系晕中贫金属恒星的观测数据所暗示的值进行比较，使用O和Fe数据。我们发现，这里研究的任何过程都不能解释这些恒星中发现的Be量，这证实了Parizot和Drury（1999）的分析结果。最后，我们分析了这些结果对银河系化学演化的影响，并提出一个涉及超级气泡的模型可能会以一种非常自然的方式缓解能量学问题。
1999-03-23 astro-ph
The evolution of GRB remnants
X射线、光学和射电波段的延迟辐射，即$γ$射线暴（GRB）余辉的探测表明，GRB的源可能位于宇宙学距离。在这里，我们探讨了一个相对论性壳层与均匀星际介质（ISM）的相互作用，并获得精确的解决方案的演变$γ$射线爆发残留物，包括辐射损失。结果表明，在一般情况下，当$γ\gg 1$满足$γ\propto t^{-α_{t}}$时，体洛伦兹因子$γ$的演化满足，这里$α_{t}$主要在$9/22 \sim 3/8$范围内，后者对应于绝热膨胀.因此，很明显，即使在考虑辐射损失时，绝热膨胀也是一个很好的近似。但实际上，$α_{t}$略大于3/8，这可能会对详细的数据分析产生一些影响。同步辐射自吸收也被计算，它表明，无线电发射可能会成为光学薄的余辉期间。我们的解也适用于非相对论情形（$γ\sim 1$），此时观测到的通量比相对论情形下的通量下降得更快。
1997-12-31 astro-ph
The Most Likely Sources of High Energy Cosmic-Ray Electrons in Supernova Remnants
来自超新星遗迹（SNRs）的非热X射线发射和TeV伽马射线的证据加强了原银河宇宙射线电子在SNRs中加速的假设。高能电子在银河系中传播过程中通过同步加速器和逆康普顿过程损失能量。由于这些辐射损失，从距离大于1千秒差距或时间大于10^5年的SNRs释放的TeV电子无法到达太阳系。利用解析方法研究了太阳系中观测到的宇宙射线电子能谱，并在附近的信噪比中考虑了几个可能对高能电子通量有贡献的候选源。特别地，我们讨论了爆炸后信噪比的释放时间的影响，以及源谱偏离简单幂律的影响。从这个计算中，我们发现一些附近的源，如船帆座，天鹅座环，或Monogem可以在TeV电子的能谱中以可识别结构的形式留下独特的签名，并显示出对源的各向异性，这取决于电子何时从残余物中解放出来。这表明，除了提供有关宇宙射线加速和传播机制的信息外，还可以通过TeV区域的精确电子观测来识别特定的宇宙射线源。
2003-08-27 astro-ph
RXTE, ROSAT and ASCA Observations of G347.3-0.5 (RX J1713.7-3946): Probing Cosmic Ray Acceleration by a Galactic Shell-Type Supernova Remnant
我们对银河壳型超新星遗迹（SNR）G347.3-0.5（RX J1713.7-3946）的X射线光谱进行了分析。通过使用ROSAT PSPC，ASCA GIS和RXTE PCA对G347.3-0.5的观测数据进行联合光谱分析，我们在0.5至30 keV的近似能量范围内拟合了该SNR的特定区域（包括明亮的西北和西南边缘，东北边缘和内部漫射发射）的光谱。基于SRCUT模型的最佳拟合的光谱参数，我们估计的最大能量的宇宙射线电子加速的边缘G347.3-0.5为19-25 TeV，假设磁场强度为10微高斯。我们提出了一个宽带（无线电伽马射线）的SNR的西北边缘的光子能量通量谱，使用同步逆康普顿模型与可变磁场强度，以适应频谱。我们从这个模型得到的拟合结果表明，加速宇宙射线电子的最大能量只有8.8 TeV，磁场强度为150微高斯。然而，我们推导出的TeV发射和X射线发射的体积比（约1000）太大，物理上无法接受。我们认为，无论是非热韧致辐射，也不中性π衰变可以充分描述TeV从这个边缘的排放，因此，负责这种排放的物理过程是目前不确定的。最后，我们比较了G347.3-0.5与其他已知具有以非热发射为主的X射线光谱的SNR的总体性质。
2003-04-30 astro-ph
Neutrino Emission from Dense Matter, and Neutron Star Thermal Evolution
本文简要回顾了稠密物质中中微子发射过程的研究进展，特别强调了最近的研究进展。其中包括核子和超子的直接Urca过程，这可能会导致恒星核心在没有奇异物质的情况下快速能量损失，以及能带结构对地壳中电子的中微子韧致辐射的影响，这导致该过程的能量损失比之前估计的要低得多。
1995-02-04 astro-ph
The blast wave of Tycho's supernova remnant
我们使用钱德拉X射线天文台研究在第谷超新星遗迹之间的冲击波和冲击喷出物界面或接触不连续的区域。这个区域包含了残骸中所有被冲击加热的气体和宇宙射线加速的历史。我们提出的第一次证据的显着的空间变化的X射线同步辐射的光谱陡峭的形式，从一个光子指数2.6的权利在冲击波的值为3.0几弧秒后。我们解释这一结果，随着无线电和X射线强度的配置文件使用自相似流体动力学模型，包括宇宙射线的反反应，占所观察到的爆炸波和接触不连续性之间的半径比。关于激波后磁场的演变有两种不同的假设：一种假设是磁场（在激波处被放大）仅仅由等离子体流携带，并且在激波后区域保持相对较高的水平[同步加速器损耗有限的边缘情况]，另一种假设是放大的磁场在爆炸波之后被迅速衰减[磁阻尼情况]。这两种情况都很好地描述了X射线数据，但都未能解释观测到的无线电剖面。投影的同步辐射几乎没有留下空间，存在的热辐射从冲击周围介质。这只能在第谷超新星遗迹附近的震前环境介质密度低于0.6 cm-3的情况下得到解释。
2007-03-30 astro-ph
Analytical solutions for energy spectra of electrons accelerated by nonrelativistic shock-waves in shell type supernova remnants
最近从一些年轻的壳型超新星遗迹中观测到的硬X射线和极高能γ射线表明，对相对论性电子的能谱进行详细的定量研究是非常重要的。相对论性电子是通过扩散激波加速，伴随着通过同步辐射和逆康普顿散射产生的强烈非热辐射而形成的。目的{本文的目的是推导出描述冲击加速电子能量分布的动力学方程的精确渐近解，该方程的扩散系数与能量的关系是任意的。%方法{在低能量和很高能量区域的渐近解与在中间能量范围的数值计算相结合，允许对整个能量区域的电子能谱的解析表示。}在假定电子的能量损失主要由同步辐射冷却决定的情况下，我们导出了不受扩散系数限制的电子的精确渐近谱。我们还得到了简单的解析近似，它描述了由同步辐射和逆康普顿散射引起的激波加速电子的非热辐射能谱，其精度优于10%。这些结果可用于解释壳型超新星遗迹的X射线和γ射线观测，以及其他非热高能源群体，如微类星体和活动星系核的大尺度同步加速器喷流。
2007-10-26 astro-ph
Analytic Light-Curves of Gamma-Ray Burst Afterglows: Homogeneous versus Wind External Media
假设一个伽马射线暴（GRB）残留物与外部介质相互作用的绝热演化，我们计算的注入，冷却和吸收的中断频率，和余辉通量的合理排序的中断和观察频率。分析计算仅限于相对论残余物，并在准直喷出物的情况下，有一个微不足道的横向扩张的阶段。结果给出了一个均匀的外部介质和风喷射的伽玛射线暴祖。我们比较了余辉发射在不同的观测频率，为每种类型的外部介质。据发现，在亚毫米频率的观测在第一天提供了最好的方式来区分这两种模式。通过考虑逆康普顿散射对电子冷却的影响，确定了一个新的可能的冷却中断的时间依赖性。上散射损失的签名可以看到在光学同步辐射从伽玛射线暴残留物与预喷射风相互作用，作为一个暂时的温和的平坦的余辉衰减。上散射辐射本身应该在软X射线辐射中被检测到，这些软X射线来自GRB残余物进入更密集的外部介质，在主事件发生后几个小时开始。
2000-06-07 astro-ph
Cosmic Ray Generation by Quasar Remnants: Constraints and Implications
附近的巨型椭圆星系NGC 4486（M87）、NGC 1399、NGC 4649和NGC 4472的类星体残余核心是超大质量（大于10亿太阳质量）黑洞的所在地。这些物体被调查的可行性的猜想，他们可以窝藏紧凑的发电机能够产生最高能量的宇宙射线。对于一个吸积过程，其中包括一个均分磁场附近的事件视界的潜在假定的自旋黑洞，在加速质子可实现的能量可以很好地大于或等于100 EeV的所有这些时，只考虑由曲率辐射引起的阻力。估计的SED（光谱能量分布）的环境核心光子导致的结论是，在质子碰撞产生的光子与这些目标光子的能量损失是相对较小的，但M87。对于M87，周围的光子场可能是一个限制因素。与邦迪率和恒星质量损失率相当的每年一个太阳质量的吸积率与其他（电磁黑暗）银河核心站点的宇宙射线产生（大于100 EeV）有关。如果这些地点被发现是这种宇宙射线的来源，这将表明存在一个全球性的星际气体流入所有的方式进入宿主星系的中心。
2000-06-15 astro-ph
Effect of energy losses and interactions during diffusive shock acceleration: applications to SNR, AGN and UHE Cosmic Rays
我讨论的形状所产生的扩散冲击加速粒子的频谱的高能量端的存在下（i）额外的扩散逃逸从加速器，（ii）连续的能量损失，（iii）能量变化所产生的相互作用。截止点附近的光谱形式对这些过程以及扩散系数和压缩比的动量依赖性很敏感，因此被加速粒子发射的任何辐射的光谱都可以反映加速区的物理条件。本文的结果可用于解释超新星遗迹（SNR）、活动星系核（AGN）和超高能宇宙射线加速源（UHE CR）等天体的光谱能量分布。除了极近的源之外，加速过程中UHE CR谱上的谱特征在传播过程中将被很大程度地侵蚀，但是在UHE CR与辐射相互作用中产生的UHE中微子的谱，无论是在宇宙线加速过程中还是随后通过宇宙微波背景辐射的传播过程中，包含足够的信息，以确定UHE CR在加速后的截止动量，以进行合理的假设。皮埃尔俄歇天文台对这些UHE中微子的观测可能有助于确定最高能量宇宙射线的来源。
2004-01-24 astro-ph
Search for >= 400 GeV gamma-rays from the SNR Cas A
最近在超新星遗迹仙后座A中检测到的硬X射线成分被解释为来自加速到高达40 TeV能量的电子的同步辐射（Allen等人，1997年）。因此，我们很容易考虑这个物体通过以下方式发射TeV伽马射线：i）来自电子的韧致辐射和逆康普顿辐射，和/或ii）来自撞击周围物质的相关高能宇宙射线成分的pi 0。在1998年8月至11月的观测季节期间，CAT成像切伦科夫望远镜观测到了Cas A。在400 GeV以上，积分通量的上限为0.74x10^-11 gamma.cm ^-2.s^-1。这一结果是用来约束冲击加速模型的VHE伽马射线的生产信噪比。
1999-06-02 astro-ph
On the gamma-ray fluxes expected from Cassiopeia A
基于我们以前的研究结果的Cas A的宽带同步辐射的框架内的空间非均匀模型，我们计算的γ辐射通量，可以预期从这个超新星遗迹在不同的能量带。我们表明，在能量低于10 GeV的伽马射线通量检测到即将到来的空间探测器应产生由于韧致辐射的无线电发射电子。我们预测，在GeV区域的光子通量的幂律指数应该是硬的，接近指数~2.2预期的加速谱的电子。预计未来地面伽马射线探测器也能探测到能量非常高的光子通量。由于TeV能量的相对论性电子的韧致辐射和逆康普顿辐射，预期的通量应该是非常陡峭的，并且强烈地依赖于Cas A中的特征磁场。我们还可以预期相对论质子产生的π ^0衰变伽马射线的显著通量。这些通量可以扩展到TeV能量以外的硬谱，直到质子被加速到100 TeV以上的能量。在TeV能量下的伽马射线光谱的硬度原则上可以让人们区分这些伽马射线的电子和强子起源。我们还讨论了其他的影响，如相对论粒子含量，或物理参数的来源，可以从未来的伽马射线通量测量在不同的能量带。
2000-01-11 astro-ph
Continuum gamma-ray emission from light dark matter positrons and electrons
最近，光暗物质的湮灭被认为是银河系中心大正电子注入率的一种可能解释，该正电子注入率是由INTEGRAL上的SPI光谱仪观测得出的。与此过程相关的内部韧致辐射和飞行中湮灭辐射的建模大大减少了这种轻暗物质粒子的质量范围。我们严格地估计了正电子在湮灭之前--飞行中或静止时--传播过程中所涉及的各种能量损失和辐射。使用一个简单的模型与单能量正电子注入和限制到银河系的隆起，我们计算电离，韧致辐射相互作用以及在飞行中和静止湮灭所造成的能量损失和伽马射线辐射，并比较这些预测可用的观测，为各种注入能量。将这些预测与CGRO/EGRET、CGRO/COMPTEL、INTEGRAL/SPI和INTEGRAL/IBIS/ISGRI仪器的观测结果进行对比，我们推断出假设的轻暗物质粒子的质量上限为3 ~ 7.5 MeV/c^2。最严格的极限值与比科姆和尤克塞尔先前在类似假设下得到的值一致，而7.5 MeV/c^2的值则对应于更保守的选择和部分电离的传播介质。我们强调如何限制取决于传播介质的电离度，以及如何通过更好地评估数据的不确定性来提高其精度。
2006-08-25 astro-ph hep-ph
Cosmic ray physics in calculations of cosmological structure formation
宇宙射线（CR）在我们的银河系中起着决定性的作用。它们提供了对抗重力的分压支持，它们追踪了过去的高能事件，如超新星，它们通过它们的相互作用揭示了重子物质分布的基本结构。为了研究CRs对星系和宇宙结构形成与演化的影响，我们发展了一个近似的框架来处理宇宙学模拟中CRs的动力学和辐射效应。我们的指导原则是尝试在捕获尽可能多的CR种群的物理特性，同时需要尽可能少的额外计算资源之间找到平衡。我们近似的CR频谱的每个流体元素由一个单一的幂律，空间和时间变化的归一化，低能量截止，和频谱指数。粒子数，能量和压力的守恒原理，然后用于推导出描述CR谱的基本变量的演化方程，这是由于绝热和非绝热过程。考虑的过程包括压缩和稀疏，CR注射通过冲击超新星遗迹，注射在结构形成冲击波，在原位再加速的CR，CR空间扩散，CR能量损失由于库仑相互作用，电离损失，韧致辐射损失，最后，强子与背景气体的相互作用，包括相关的伽马射线和无线电发射由于随后的π衰变。我们表明，形式主义再现CR能量密度，压力和冷却速率的准确度为~10%，在稳态条件下，CR注入平衡冷却。因此，我们的框架非常适合被纳入星系和结构形成的数值模拟方案。（节略）
2007-07-18 astro-ph
Cut-offs and pile-ups in shock acceleration spectra
我们已经检查了截止和堆积由于各种过程中产生的冲击加速粒子的光谱，并发现，即使在没有能量损失，形状的能量远低于标称最大能量的加速粒子的光谱强烈依赖于能量的扩散系数的依赖性。这在许多领域都有影响，例如，在拟合观测到的宇宙射线谱与模型的基础上幂律源谱和刚性依赖扩散逃逸的星系。随着持续的能量损失，可能会出现突出的堆积，这些应该包括在模拟同步加速器X射线和逆康普顿伽马射线光谱从冲击加速电子人口。我们已经开发了一种蒙特卡罗/数值技术来模拟的非连续的能量损失的情况下，如逆康普顿散射的克莱因-西名政权的频谱的形状。我们发现，由此产生的截止的形状有很大的不同，从连续过程中产生的，我们建议，这种差异可以通过其对最近加速的电子，例如，可能存在于年轻的超新星遗迹的人口所发射的辐射光谱的影响观察。
1998-08-13 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
Accelerated Electrons in Cassiopeia A: Thermal and Electromagnetic Effects
我们更详细地考虑以前提出的硬X射线（>10千电子伏）发射从超新星遗迹Cas A，其中电子被加速的低杂波和辐射韧致辐射的模型。我们认为冷和热等离子体限制的修改后的双流不稳定性，产生的低混合波，并通过研究随时间变化的电离平衡的各种成分的Cas A喷出物和冲击拱星介质，找到壳内的一个或其他的不稳定性可能发生的位置。任何一种不稳定性都是有效的，冷等离子体不稳定性对负责激发波的冲击反射离子群施加较少的约束。不稳定性必须位于最早受到冲击的喷出物中，因此最接近接触不连续处，预计那里的磁场最强。通过加速电子和环境电子之间的碰撞而沉积在该喷出物中的能量与将该喷出物再加热到所观察到的温度所需的能量大致一致。
2001-08-17 astro-ph
A two-zone model for the emission from RX J1713.7-3946
我们研究了带电粒子的加速和辐射的超新星遗迹的冲击波使用的最新版本的“盒子模型”。根据这一点，粒子在激波周围的能量依赖区域中由一阶费米机制加速，并通过辐射损失能量。粒子分布函数是从一个空间平均的动力学方程，对待的能量损失自洽。还存在第二个粒子群，它是由从激波后面逃逸出来的粒子组成的，它们也在激波后面辐射。这个群体的能量分布以类似的方式计算。该模型应用于超新星遗迹RX J1713.7-3946，最近被H.E.S.S.证实为TeV源，表明X射线发射可归因于电子同步辐射，而在伽马射线中，电子和质子都有贡献，其中质子起主导作用。此外，有强烈的迹象表明，粒子扩散湍流，具有柯尔莫哥洛夫频谱。
2006-10-11 astro-ph
