Density of neutral interstellar hydrogen at the termination shock from Ulysses pickup ion observations
通过重新评估一个为期13个月的延伸近5 AU接近黄道的太阳极小期后，ECOSWICS H拾取离子测量，本文提出了一个中性星际H密度的测定在太阳风终止冲击和影响的密度和电离度的氢在LIC。中性星际氢在终止激波的密度是由接近远日点处分布函数截止点的局部拾取离子产生率确定的。如在逆风轴的分析处理和通过在观察者位置处的拾取离子产生率的动力学建模中所示，随着电离率、辐射压力和粒子行为的建模的变化，这种分析被证明对这些参数和建模中的不确定性是非常鲁棒的。利用当前日光层参数进行分析，得出终端激波处的H密度等于$0.087\pm0.022$ cm $^{-3}$，包括观测和模拟的不确定性。
2008-09-28 astro-ph
Particle-In-Cell Simulations of a Nonlinear Transverse Electromagnetic Wave in a Pulsar Wind Termination Shock
用2.5维粒子模拟程序研究了大振幅、超光速、近横电磁波在相对论性电子-正电子等离子体中的传播。在freestreaming，unshocked的情况下，分析TEM色散关系进行了验证，和流被证明是稳定的波对参数不稳定性。在封闭的，冲击的情况下，波诱导强，相干粒子振荡，加热等离子体，并通过有质动力效应修改冲击密度分布。波在$\gtrsim 10^2$趋肤深度上衰减;衰减长度尺度主要取决于波频率与有效等离子体频率之间的比率以及波幅。结果被应用到蟹状星云脉冲星风的终止激波中，其衰变长度尺度（至少为0.05”）可能与在光学和X射线束和结中观察到的连续的、可变的子结构的厚度相当。
2005-08-08 astro-ph
The termination shock in a striped pulsar wind
本文讨论了离子射电辐射的起源。最近的观测表明，无线电发射电子目前正在加速，而不是在plerion演化的早期阶段被注入。所观察到的没有低频截止的平坦光谱意味着加速机制，该加速机制将平均粒子能量提高了几个数量级，但使大多数粒子的能量小于约几百MeV。这表明，在脉冲星风终止冲击的交变磁场湮灭提供了必要的机制。在脉冲星磁层倾斜旋转所产生的风（条纹风）中，会形成磁极相反的环形条纹。在终止激波处，流动被压缩，磁场被驱动重联湮灭。得到了条纹风中激波的跳跃条件。结果表明，激波后流动的MHD参数是相同的，如果交变场的能量已经转化为激波上游的等离子体能量。因此，坡印廷通量与物质能量通量之比$σ$的现有估计值不应归因于总的上游坡印廷通量，而应仅归因于与平均磁场相关的坡印廷通量。本文提出了一个冲击条纹风中粒子加速的简单模型。
2003-06-22 astro-ph
The Gamma-ray burst 050904 : evidence for a termination shock ?
我们分析了用TAROT和SWIFT获得的GRB 050904的光学和X射线观测结果。我们进行X射线和光学数据的时间和光谱分析。我们发现显着的吸收在早期阶段的X射线光变曲线，与一些证据（3西格玛水平）的变化。我们将其解释为渐进式光电离。我们调查了爆发的环境，并限制其密度分布。我们发现，余辉的整体行为是兼容的爆炸后的第一个2000秒（观察框架）在风环境中膨胀的火球。另一方面，晚（0.5天后，观察者框架）余辉是一致的星际介质，表明可能存在的终止冲击。我们估计终止激波位置为R_t ~ 1.8 × 10^{-2} pc，风密度参数为A_* ~ 1.8。我们试图用不同的模型来解释在光学和X射线波段观测到的同时耀斑：来自厚壳层的延迟外激波，来自反向激波的逆康普顿发射，来自晚期内激波或很长时间内激波活动的逆康普顿发射。在这些模型中，那些基于单一的发射机制，无法解释宽带观测。模型调用后期的内部冲击，包括IC发射，或适当调整非常长的内部冲击活动，提供了可能的解释。
2006-10-27 astro-ph
Neutrino-driven wind and wind termination shock in supernova cores
来自超新星中心新生中子星的中微子驱动的风膨胀成爆炸早期的喷出物。在与这种较慢的物质碰撞时，风物质在风终止激波中减速。通过在球对称的流体动力学模拟，我们表明，这可能会导致风熵，密度和温度的大幅增加，并强烈减速的风膨胀。这一现象对晚风中可能的r-过程核合成的影响仍然需要详细探讨。二维模型表明，风喷出物碰撞是高度各向异性的，并可能导致核合成的方向依赖，即使中微子驱动的风本身是球对称的。
2006-12-22 astro-ph
Neutral H density at the termination shock: a consolidation of recent results
我们讨论了一个巩固的中性星际H的密度在鼻子的终止冲击波进行了使用各种数据集，技术和建模方法的测定。特别是，我们专注于确定这个密度的基础上观察的H皮卡离子在其远日点通过黄道面的过程中，对太阳的。我们更详细地讨论了一种新的方法，确定从这些测量的密度，并审查其应用到实际数据的结果。从该分析得出的TS处的H密度等于0.087 \pm 0.022 cm-3，并且当考虑所有相关测定时，获得的固结密度为0.09 \pm 0.022 cm-3。然后，基于过滤因子的文献值计算CHISM中H的密度为0.16 \pm 0.04 cm-3。
2008-12-04 astro-ph
Global Asymmetry of the Heliosphere
Opher等人在2006年指出，平行于由星际氢原子偏转所定义的平面的星际磁场可以在太阳风终端激波的扭曲中产生南北不对称。这种扭曲与旅行者1号和旅行者2号观测到的激波上游终止激波粒子的场对准流的方向一致。模型还指出，这种畸变将导致到激波的距离和日鞘厚度的显著南北不对称。两艘旅行者号航天器应该能揭示出终端激波和日鞘中不对称的性质和程度。
2006-06-13 astro-ph
Survival probability and energy modification of hydrogen Energetic Neutral Atoms on their way from the termination shock to Earth orbit
内容：随着美国航天局SMEX飞行任务IBEX的即将发射，该飞行任务专门通过现场探测高能中性原子对日光层界面进行成像，认识到这些原子从太阳风的终端激波向地球轨道的传输成为一个重要问题。目的：考虑到可变和各向异性的太阳风和太阳极紫外辐射的影响，研究IBEX（0.01 - 6千电子伏）在终止激波和地球轨道之间可探测的HENA的能量和生存概率的变化。研究方法：原子的能量变化是通过数值模拟从太阳到地球轨道的~100 AU的HENA原子的轨道来计算的，考虑到太阳引力和$α$辐射压力，其随时间变化并且取决于原子的径向速度。为了计算原子在电离作用下的存活概率，基于太阳风和极紫外电离辐射的观测，建立了详细的三维含时HENA电离模型，并利用该模型沿计算轨道进行数值积分，计算了原子的存活概率.结果如下：由于辐射压的作用，除了在太阳活动高峰期能量低于0.1keV的原子外，HENA到达地球轨道几乎没有能量和方向的变化。对于地球轨道上的给定能量，人们期望生存概率的波动从0.01 keV的~20%下降到6 keV的仅几个百分比，并且生存概率的调制是地球轨道上的位置、到达方向的黄道纬度的函数，太阳活动周期的相位，在太阳活动极小期，0.1keV原子的振幅为百分之几十，在太阳活动极大期，6 keV原子的振幅为百分之几。
2008-06-14 astro-ph
Effects of a Local Interstellar Magnetic Field on Voyager 1 and 2 Observations
我们证明了星际磁场可以在太阳风终端激波中产生南北不对称性。利用旅行者1号和旅行者2号的测量结果，我们认为星际风速与磁场之间的夹角$α$为$30^{\circ} < α< 60^{\circ}$。激波的扭曲使得当旅行者1号位于激波的$\sim 2~AU$范围内时，终止激波粒子可以沿着连接旅行者1号和激波的螺旋行星际磁场向外流动。南半球的激波畸变较大，当旅行者2号位于激波的$\sim 5~AU$范围内时，它可能与激波相连，但激波的粒子沿着场向内流动。当旅行者2号在未来几年内穿越激波时，对星际磁场的更严格限制应该是可能的。
2006-03-13 astro-ph
Asymmetric Wolf-Rayet winds: implications for GRB afterglows
最近对Wolf-Rayet（WR）双星WR 151和WR 155的观测表明，它们的星风是不对称的。我们表明，这种不对称性可以改变星风气泡结构，使风终止冲击波更接近WR恒星。如果风的不对称性是由旋转引起的，风的密度和风终止冲击的距离都沿着旋转轴减少了几个因素，为观察到的赤道到极点的风密度比WR 151。如果这种不对称性持续到地核坍缩，那么超新星喷出物或伽马射线暴喷流到达风终止激波所需的时间就会缩短。这导致了超新星喷出物的扭曲结构，并使其更有可能是一个恒定的密度环境推断从伽马射线暴余辉观测。
2007-01-25 astro-ph
A high resolution view of the jet termination shock in a hot spot of the nearby radio galaxy Pictor A: implications for X-ray models of radio galaxy hot spots
VLBA拍摄的图像已经解析了附近射电星系Pictor A的区域，在那里，起源于核的相对论性喷流终止于与星系际介质的相互作用，即所谓的射电星系热点。这张图像提供了迄今为止这种物体的最高空间分辨率视图（16 pc），比以前对类似物体的VLBI观测好三倍以上。西北部的绘架座A热点被分解成一组复杂的紧凑组件，与VLA以角秒尺度分辨率成像的热点明亮部分一致。除了与VLA数据进行比较外，我们还将VLBA结果与HST和Chandra望远镜的数据以及新的Spitzer数据进行了比较。在热点的PC规模的组件的存在下，识别区域中包含强冲击的流体流，导致我们探索的建议，它们代表同步加速器X射线生产的网站，有助于集成的热点的X射线通量，随着X射线从同步加速器自康普顿散射。这种情况下提供了一个自然的解释热点的无线电形态及其集成的X射线发射，导致非常不同的预测更高的能量X射线光谱相比，以前的研究。根据单个pc尺度分量的大小及其角展度，我们估计热点处的喷流宽度在70 - 700 pc的范围内，这与PKS 2153-69、3C 205和4C 41.17中的类似估计相当。该范围的下限源于以下建议：当射流通过靠近射流终止点的热点回流材料时，射流可能在其方向上抖动，从而在直径为700 pc的腔体内部产生“牙医钻”效应。
2008-10-02 astro-ph
Particle acceleration at oblique shocks and discontinuities of the density profile
在斜激波前缘处的扩散加速理论中，高能粒子密度的不连续性的存在问题是有争议的。这个问题的解决是有趣的，从理论的角度来看，和潜在的解释观测粒子密度在日光层冲击和高分辨率的射电观测的边缘超新星遗迹。可以用解析的方法表明，激波阵面上各向同性的粒子分布意味着粒子密度的连续性--无论激波是否倾斜。然而，如果激波的垂直性引起各向异性，则允许跳跃。半解析计算和蒙特卡罗模拟都表明，对于感兴趣的参数范围，确实产生了跳跃，加速粒子集中在激波前的前兆中。
1999-02-04 astro-ph
The Mouse That Soared: High Resolution X-ray Imaging of the Pulsar-Powered Bow Shock G359.23-0.82
我们提出了一个观察与钱德拉X射线天文台的不寻常的无线电源G359.23-0.82（“老鼠”），随着更新的无线电定时数据从帕克斯射电望远镜上重合的年轻脉冲星J1747-2958。我们发现G359.23-0.82是一个非常明亮的X射线源（L_X [0.5-8.0 keV] = 5e ~（34）ergs/s，距离为5 kpc），其形态包括一个与PSR J 1747 -2958一致的明亮头部和一个45”长的窄尾，其幂律谱随距离的增加而变陡。因此，我们确认G359.23-0.82是由PSR J 1747 -2958提供动力的弓形激波脉冲星风星云;星云的远离距离意味着脉冲星正以约60的马赫数运动，表明通过密度约为0.3 cm^-3的气体时，空间速度约为600 km/s。我们结合离子主导的脉冲星风的理论与流体动力学模拟的脉冲星弓冲击表明，一个明亮的细长的X射线和无线电功能延伸10“后面的脉冲星代表风终止冲击的表面。在其他脉冲星弓形激波中看到的X射线和射电“尾迹”可能类似地代表了终止激波的表面，而不是通常认为的激波后流中的粒子。老鼠的尾巴包含两个部分：一个相对较宽的区域，只能在无线电波段看到;另一个狭窄的区域，可以在无线电波和X射线中看到。我们建议，前者代表物质流从风冲击脉冲星的运动之前，而后者对应于更弱的磁化物质流从向后终止冲击。这项研究代表了第一次一致的尝试，将我们对“蟹状星云”的理解应用于高…
2004-07-24 astro-ph
Magnetic Effects Change Our View of the Heliosheath
目前，关于旅行者1号是否已经越过终止激波（Termination Shock），即日光层的第一个边界，存在争议。终止激波和日顶之间的区域，即日鞘，是理论上最不为人知的区域之一。在日鞘中，磁效应是至关重要的，因为太阳磁场在终端激波处被减速流压缩。最近，我们的模拟表明，日鞘提出了显着的动力学，湍流和射流的存在下，在电流片是不稳定的，由于磁流体动力学不稳定性\cite{opher,opher1}。在本文中，我们回顾了这些最近的结果，并提出了一个额外的模拟与恒定的中性原子背景。在这种情况下，射流仍然存在，但强度降低。进一步研究，例如，包括中性粒子和太阳自转与磁轴的倾斜，在我们能够明确地解决日鞘的行为之前是必需的。我们已经可以说，这个区域呈现出显著的动态，有湍流，表明日鞘可能与我们以前认为的非常不同。
2004-06-07 astro-ph
Particle Acceleration in Supernova Remnants and Pulsar Wind Nebulae
虽然超新星遗迹（SNRs）长期以来一直被认为是宇宙射线源的主要候选者，至少能量高达~10^14 eV，但直到过去几年才发现SNRs中这种高能粒子的直接证据。几个壳型SNRs的X射线观测现在已经揭示了以非热发射为主的站点，表明电子人口的能量远远超出了这种SNRs的典型热分布。在其他遗迹中，激波速度和电子温度之间的差异指向了一种强烈的宇宙射线成分，这种成分基本上是以牺牲气体的热成分为代价的。无线电，X射线和伽马射线发射的建模提供了强有力的约束的加速机制，以及周围介质中的机制繁荣的属性。在一些SNR的最内部区域，粒子加速发生在不同的尺度上。据了解，蟹状脉冲星风星云（PWNe）的形成需要存在一个终止激波，在该激波处，相对论性脉冲星风被迫加入外层星云的缓慢膨胀。虽然加速机制必然不同，但这些冲击也是粒子被提升到高能量的场所。在蟹状星云中，光丝标记了这一终止激波的位置。最近的X射线观测已经开始揭示其他PWNe中的终止激波区，并且现在允许我们限制脉冲星风的性质以及外部星云中的流动条件。在这里，我提出了一个总结的属性，在这两个不同的地区的信噪比的冲击加速，并回顾最近的观测结果中，终于被揭示的属性的冲击。
2002-05-28 astro-ph
Neutral interstellar hydrogen in the inner heliosphere under the influence of wavelength-dependent solar radiation pressure
随着日光层任务的大量详细结果以及第一个IBEX任务的出现，我们已经进入了精确日光层研究的时代。这些数据的解释需要精确建模，并定量考虑二阶效应。研究了太阳Ly-alpha线的非平坦形状对中性星际H在内日球层分布的影响。基于现有的数据，我们（i）构建了一个模型的演变与太阳活动的太阳Ly-alpha线轮廓，（ii）修改现有的测试粒子代码用于计算中性星际H的分布在内日光层，使它考虑到径向速度的辐射压力的依赖关系，和（iii）比较新旧版本的结果。经典模型和多普勒模型之间的差异出现在~5和~3 AU之间，并在1 AU处向太阳方向增加，从几个百分点增加到1.5倍。经典模型高估了除下风方向约60度锥外的所有地方的密度，在那里出现了密度赤字。差异的大小明显地取决于太阳活动周期的相位，但仅微弱地取决于终止激波处气体的参数。对于在~1 AU处进行的中性原子的原位测量，需要考虑多普勒校正，因为这些修改包括分别以几公里/秒和几度的速度改变局部通量的幅度和方向，如果不考虑这些因素，将引入几公里/秒和几度的误差。在确定终止激波处体速度矢量的幅度和方向时，会产生几公里/秒和几度的误差。
2008-12-04 astro-ph
Modelling the spectral evolution of classical double radio sources
强双射电星系（FR II）的光谱演化被认为是由喷流终端激波处电子的加速、它们通过亮头区进入叶瓣的传输以及叶瓣中同步辐射产生的射电辐射决定的。到目前为止，提出的模型将这些过程中的一些规定的电子分布进入叶。我们已经扩展了这些模型，包括在相对论终止冲击和选择的头部区域的传输模型的电子加速的描述。这些耦合到电子光谱的演变在叶损失的影响下，由于绝热膨胀，逆康普顿散射的宇宙背景辐射和同步辐射。该模型预测的进化轨迹进行比较，观察使用功率/源大小（PD）图。我们发现，最简单的情况下，其中加速粒子遭受绝热损失的头部区域变得更加严重，因为源扩展产生的P-D-轨道与观察相冲突，因为功率预计下降太陡，随着尺寸的增加。通过假设在终端激波和波瓣之间的传输过程中，绝热损失通过分布在整个头部区域的再加速过程得到补偿，可以发现与观测结果的一致性。
2002-06-13 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
