粒子从cosmic ray修正激波中逃逸的研究

射电星系茧中宇宙射线的逃逸

On the escape of cosmic rays from radio galaxy cocoons

本文提出了一个CR粒子从射电星系茧中逃逸的模型。据推测，无线电茧与环境的磁性连接很差。这种类型的极端情况是磁场的绝缘边界层，其可以有效地抑制粒子逃逸。更有可能的是，磁场线组织性较差，允许CR颗粒从源内部传输到表面区域。对于这样的情况下，两个运输制度进行了分析：沿相间的磁通量管（离开茧）和交叉场运输的粒子在通量管接触茧表面的粒子扩散。交叉场扩散可能是主要的逃逸路径，除非表面的很大一部分与环境磁性连接。主要的集群合并应强烈增强粒子逃逸两个互补的机制。i）合并冲击波将射电茧撕裂成网状结构，由于形态的改变，使得CR容易到达射电茧边界。ii）对于在冲击波中未被压缩的无线电茧，也可以预期有效的粒子损失。在那里，在突然注入大尺度湍流后的短时间内，（异常）交叉场扩散可以增强几个数量级。这种情况一直持续到湍流能量级联达到微观尺度，这决定了微观扩散系数的值。

强粒子加速度修正激波的声发射和波纹不稳定性

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。

利用射线跟踪的并行修改冲击中的Turbulence传输

Turbulence transmission in parallel modified shocks using ray tracing

我们应用半经典的方法来处理波作为准粒子气体在一个缓慢变化的流动-类似于射线跟踪-计算阿尔芬波传输参数，所产生的交叉螺旋的波和散射中心压缩比，对于激波厚度足够大的情况，使得等离子体中的湍流波能够看到背景流参数的过渡是平滑的和缓慢的变化。对于非相对论性激波的波传输产生类似的影响，下游湍流和散射中心的压缩比，通过一个台阶激波的传输：下游阿尔芬波传播主要是对当地等离子体框架中的冲击，因此，散射中心的压缩比大于气体的压缩比。对于厚的相对论冲击，但是，我们发现定性的差异，相对于阶梯冲击的情况下：低Alfvenic马赫数冲击的下游波传播主要远离冲击，散射中心的压缩比低于气体。因此，当考虑到阿尔芬波传输可以降低一阶费米加速的效率在厚相对论冲击。

一种有效的数值模拟Cosmic-Ray修正激波中粒子加速的方法

An Efficient Numerical Scheme for Simulating Particle Acceleration in Evolving Cosmic-Ray Modified Shocks

我们已经开发了一种新的，非常有效的数值方案来解决CR扩散对流方程，可以应用于研究的非线性时间演化的CR修改冲击任意空间扩散属性。该方案的效率来自于其使用粗粒度的有限动量体积。这种方法使我们能够，使用$\sim 10 - 20$动量箱跨越9个数量级的动量，进行模拟，同意与我们的传统有限差分格式进行修改后的冲击模拟结果需要一个数量级以上的动量点。粗粒度，CGMV计划减少执行时间的一个因素，大约一半的比例的动量仓中使用的两种方法。根据扩散的动量依赖性，在所需的空间和时间分辨率的额外的经济可以被利用在CGMV方案，以及。这些允许在某些情况下至少一个数量级的计算速度。

Cosmic-Ray修正准平行平面激波的自相似演化

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。

在cosmic ray修正冲击下粒子加速的动力学方法

Kinetic approaches to particle acceleration at cosmic ray modified shocks

动力学的方法提供了一个有效的描述的过程中，在冲击波阵面的粒子加速，并允许考虑到加速粒子的动力学反应，以及放大的湍流磁场，由于流动的不稳定性。后者反过来又会影响最大可实现的动量，从而影响加速过程本身，这是一个典型的非线性系统的因果链。在这里，我们提供了一个技术说明，这些动力学的方法，并表明，他们基本上导致相同的结论。特别是，我们讨论了冲击修改的加速粒子的光谱形状的影响，对最大动量，对背景流体的热力学性质和逃逸和平流通量的加速粒子。

外部冲击、UHECR和伽玛暴的早期余辉

External Shocks, UHECRs, and the Early Afterglow of GRBs

在假设GRB爆轰波壳层不扩散的情况下，GRB光变曲线中高度可变的伽马射线脉冲和X射线耀斑可能来自外部冲击，而不是中心发动机活动。宇宙射线加速到10^{20} eV的能量可以发生在伽玛暴的外部冲击中。强子能量以UHECR的形式逃逸导致了快速减速的GRB冲击波，这可能是在Swift GRB中观察到的X射线快速下降的原因。

cosmic ray修正激波中自生磁场的动力学效应

Dynamical effects of self-generated magnetic fields in cosmic ray modified shocks

最近观测到的超新星激波周围极大放大的磁场（$δB/B\sim 100$）与粒子加速非线性理论（NLT）的预测是一致的，如果该场是由宇宙射线诱导的流动不稳定性在激波上游产生的。然而，NLT预测的高加速效率和大的激波修正需要减轻以对抗观测，这通常被认为是通过某种形式的湍流加热来实现的。我们在这里表明，磁场的强度推断，从观测有一个重要的动力学作用的冲击，并意味着冲击修改大幅减少相对于天真的未磁化的情况下。当湍流磁场中的压力与热气体的压力相当时，这种效应就出现了。这种不可避免的影响和鲜为人知的湍流加热的相对重要性进行了评估。更具体地说，我们的结论是，即使在湍流加热可能是一些重要的情况下，该领域的动力学反应不能被忽略，而不是在大多数目前的计算通常这样做。

用cosmic-ray修正激波研究超新星遗迹中的等离子体温度

On the plasma temperature in supernova remnants with cosmic-ray modified shocks

内容：超新星遗迹的多波长观测可以在扩散激波加速理论的框架内得到解释，该理论允许爆炸能量有效地转化为宇宙射线。虽然非线性冲击模型相当好地描述了发射的非热成分，但某些问题，包括热等离子体的加热和相关的X射线发射，仍然没有解决。目的：探讨前向激波处强粒子加速对超新星遗迹演化和结构的影响。方法：结合物理过程的详细讨论分析估计。结果如下：整体动态被证明是相对不敏感的粒子加速量，但冲击后气体温度可以降低到一个相对较小的倍数，甚至小到六倍，环境温度与冲击速度的依赖性非常弱。这与纯气体模型形成鲜明对比，在纯气体模型中，温度对环境温度不敏感，并且由激波速度的平方确定。因此，似乎有可能通过强粒子加速来有效地抑制来自遗迹的热X射线发射。这可能为理解TeV明亮超新星遗迹RX J1713.7-3946缺乏热X射线提供线索。

Cosmic Ray修正激波中自生磁场的动力学反馈

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。

修正冲击下的离子注入和加速

Ion injection and acceleration at modified shocks

扩散粒子加速理论解释了宇宙射线的光谱特性，其能量低于约。10^6 GeV，是超新星遗迹（SNR's）中的强烈冲击产生的。为了提供观测到的宇宙射线通量，超新星释放的能量中有很大一部分必须转化为宇宙射线。SNR产生宇宙射线的效率问题的关键是热能的注入过程。自洽模型必须考虑到被加速粒子与磁流体动力学波的相互作用，磁流体动力学波产生粒子扩散，这是加速过程的必要条件。这种湍流背景等离子体的非线性模型最近已经发展起来（Malkov，1998，Phys.Rev.E58，4911）。我们使用这个模型的第一个数值处理的气体动力学和扩散对流方程在一个准平行的强冲击，其中包括一个等离子体物理注入模型来调查宇宙线的生产。

Cosmic-Ray修正激波双流体模型临界马赫数的精确表达式

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。

2006年蛇夫座RS爆发中宇宙射线非线性扩散激波加速的证据

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。

Modified Artificial Viscosity in Smooth Particle Hydrodynamics

Artificial viscosity is needed in Smooth Particle Hydrodynamics to prevent interparticle penetration, to allow shocks to form and to damp post shock oscillations. Artificial viscosity may, however, lead to problems such as unwanted heating and unphysical solutions. A modification of the standard artificial viscosity recipe is proposed which reduces these problems. Some test cases discussed.

在2006年周期性新星RS蛇夫座爆发中宇宙射线非线性扩散激波加速的证据

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。

传统动力学和修正动力学中子弹团的碰撞速度

The collision velocity of the bullet cluster in conventional and modified dynamics

我们认为，子弹状星系团1 E 0657-56的轨道在CDM和MOND使用精确的质量模型，以确定最大的合理碰撞速度。撞击速度与冲击波速度（~ 4700 km/s）一致，在MOND中自然发生。CDM可以产生最大约3800 km/s的碰撞速度，并且只有在激波速度被流体动力学效应显著增强的情况下才与数据一致。

伽马射线暴爆炸波中的绝热损失和粒子随机加速

Adiabatic Losses and Stochastic Particle Acceleration in Gamma-Ray Burst Blast Waves

本文研究了伽马射线暴（GRB）冲击波中的绝热损失和粒子随机加速问题。冲击流体被假定为一个均匀的膨胀壳。通过绝热膨胀的非热粒子的能量损失被转换为大量的动能的流出，允许的演变的大量洛伦兹因子伽玛的爆炸波进行自洽计算。系统的行为示出再现流体动力学自相似的解决方案在相对论和非相对论的限制，和形式主义是适用于中间的绝热和完全辐射制度的情况。非热粒子通过随机陀螺共振加速度与磁湍流在爆炸波处理的能量增益率和扩散逃逸时间尺度的基础上，在准线性政权的表达式。如果冲击流体中的磁场接近其均分值，则该过程可以将逃逸粒子加速到>~10^{20} eV的能量，这与超高能宇宙射线（UHECR）被伽玛射线暴冲击波加速的假设一致。由于粒子被磁湍流捕获，只有最高能量的粒子可以在伽玛暴的瞬发和余辉阶段逃逸，通过磁流体湍流的Kolmogorov谱加速。当冲击波变得非相对论时，较低能量的粒子开始逃逸，冲击波的费米加速变得更加重要。

宇宙激波时宇宙射线的加速

Acceleration of Cosmic Rays at Cosmic Shocks

非热粒子可以产生由于不完全热化在无碰撞冲击和进一步加速到非常高的能量通过扩散冲击加速。在以前的研究中，我们探讨了宇宙射线（CR）加速宇宙冲击通过CR修改，准平行冲击在一维平面平行几何的物理参数相关的冲击出现在宇宙的大尺度结构形成的数值模拟（康和琼斯2002年）。为了考虑CR加速度冲击更广泛的物理性质，在这方面的贡献，我们提出了额外的模拟。对于给定的马赫数，速度越高的激波加速CR越快，颗粒数越多。然而，当用扩散长度和时间尺度表示结果时，具有相同马赫数但具有不同激波速度的两个激波在性质上是相似的。因此，激波动能转化为压缩比的时间渐近值主要由激波马赫数而不是激波速度控制。我们提出了"CR能量比"的冲击参数范围广，并为$ε=0.2-0.3$在终端时间，我们的模拟。我们建议，这些值可以被认为是CR加速效率的时间渐近值，因为CR修改冲击的时间依赖性演化在终端时间之前已经变得近似自相似。

非线性粒子加速在宇宙结构冲击中的效率

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）

同步加速器冲击模型在BATSE伽马射线暴数据中遇到“死亡线”

The Synchrotron Shock Model Confronts a `Line of Death' in the BATSE Gamma-Ray Burst Data

伽马射线暴的同步辐射激波模型（SSM）给出了一个可检验的预言：观测到的低能幂律光子数谱指数不能超过-2/3（其中光子模型定义为正指数：dN/dE与E^alpha成正比）。我们已经收集了时间分辨光谱拟合参数超过100个明亮的爆发和瞬态源实验观测到的康普顿伽玛射线天文台。使用这个数据库，我们发现23个爆发，其中的频谱指数限制的SSM被违反。我们讨论的分析方法的元素，影响这个结果的鲁棒性，以及一些逃生舱口留给SSM的理论。

伽马射线暴的高能伽玛射线发射过程

Emission Processes of High Energy Gamma Rays from Gamma-Ray Bursts

本文认为伽马射线暴反向激波中的同步辐射自康普顿（SSC）过程是几个伽马射线暴瞬发高能γ射线的原因。我们发现，SSC的排放从反向冲击占主导地位的其他排放过程中的能量带从几十兆电子伏到几十个GeV的，为广泛的冲击参数。由于反向激波区域的特征尺寸远大于内部激波区域的特征尺寸，该模型有利于高能光子从发射区域逃逸，这是由于较低的内部成对产生光学深度。我们预测，在这个模型中，瞬发高能辐射与瞬发闪光相关，这可以在即将到来的GLAST时代进行测试。

带激波的平流主导吸积盘中相对论外流形成的自洽模型

A Self-Consistent Model for the Formation of Relativistic Outflows in Advection-Dominated Accretion Disks with Shocks

在这封信中，我们认为，相对论质子的动力流出从无线电大声系统包含黑洞的加速站，离心支持的冲击热，平流为主的吸积盘。这样的圆盘是冲击时一阶费米加速的理想场所，因为气体是稀薄的，因此粒子-粒子碰撞的平均自由程通常超过圆盘的厚度。因此，加速粒子能够避免热化，结果是它们中的一小部分获得非常高的能量并从盘中逃逸。在我们的方法中，流体动力学和粒子加速度耦合和解决方案获得自洽的基础上严格的数学处理。粒子输运的理论分析与超新星冲击波中宇宙射线加速的早期研究相似。我们发现，在激波附近的粒子加速可以提取足够的能量来驱动相对论性喷流。利用适合于M87和Sgr A* 的物理参数，我们证实了理论预测的喷流动力学光度与观测估计一致。

用随机微分方程计算扩散激波加速度

Computation of diffusive shock acceleration using stochastic differential equations

本工作考虑了非相对论冲击下的扩散激波加速问题，采用了一个等效于福克-普朗克方程的随机微分方程组。我们用一个数值格式计算了宇宙粒子在激波前沿输运的近似解。动量增益通过使用两个连续时间步长之间的线性插值的流体速度梯度的隐式计算给出。我们验证了我们的程序的情况下，单冲击加速不同的冲击厚度，有或没有同步辐射损失。对不同激波厚度的隐式和显式格式的比较表明，隐式计算将隐式格式的适用范围扩大到无限薄的一维激波。然后将该方法应用于以两个连续激波之间的距离、同步辐射损失时间和粒子逃逸时间为自由参数的等激波系统的多激波加速。稳态分布很好地再现了由多重冲击效应产生的平坦的微分对数能量分布，以及由于同步加速器损失在它们平衡加速率的动量处的堆积效应。在较高的动量下，粒子损失占主导地位，光谱下降。加速效应和损失效应之间的竞争导致了一种堆积形分布，这种分布似乎只在10-100个扩散长度的激波间距离的限制范围内有效。最后，我们计算了这种周期图案产生的光学薄同步辐射谱，它可以解释在平坦射电谱类星体和银河系中心观测到的平坦和/或倒置的谱。

无碰撞激波和伽马射线暴余辉中的韦伯灯丝衰变和热化

Weibel Filament Decay and Thermalization in Collisionless Shocks and Gamma-Ray Burst Afterglows

同步辐射的伽马射线暴余辉模型表明，磁场产生的冲击波，形成相对论喷出物犁通过环爆介质。横向韦伯不稳定性有效地产生磁场与后冲击能量密度均分。详细的饱和状态的不稳定性，在粒子模拟中看到的，由磁自箍缩电流丝。细丝平行于激波的传播方向，半径约为等离子体趋肤深度，形成准二维结构。我们使用一个基本的分析模型，认为韦伯细丝是不稳定的扭结状模式，这破坏了他们的准-二维结构。对于比趋肤深度更长的波长，不稳定性以等于光速除以波长的速率增长。我们计算了无碰撞测试粒子在经历不稳定性的细丝中的运输，并表明粒子在能量上扩散。这种扩散标志着激波过渡层热化的开始，并随着粒子从细丝中逃逸而引起初始磁场衰减。我们讨论了这些结果的冲击波的结构和余辉的偏振的影响。

高压缩比平行厚激波中的粒子加速

Particle acceleration in thick parallel shocks with high compression ratio

我们报告的研究一阶费米加速平行修改冲击波与一个大的散射中心压缩比预期的湍流传输模型。使用Monte Carlo技术，我们模拟了冲击波中的粒子加速，速度范围从非相对论到超相对论，厚度从几乎阶梯状延伸到非常宽的结构，超过粒子扩散长度的数量级。非相对论扩散近似被发现是令人惊讶的准确预测的频谱指数的厚激波与大压缩比，即使在涉及相对论激波速度的情况下。

团簇合并激波对团内介质中粒子加速和非热压力的约束

Cluster Merger Shock Constraints on Particle Acceleration and Nonthermal Pressure in the Intracluster Medium

星系团合并激波的X射线观测可以用来约束团内介质（ICM）中的非热过程。ICM中非热压力分量的存在，以及粒子的激波加速和逃逸，都以不同的方式影响激波跳跃条件。因此，这些过程可以约束使用X射线表面亮度和温度地图的合并冲击波阵面。在这里，我们使用这些观察来限制中等马赫数（M ~ 2-3）激波中的粒子加速效率，并探索限制非热分量（例如，宇宙射线、磁场和湍流）对星系团外围ICM压力的影响。我们用一个由热等离子体、非热等离子体和磁场组成的多流体模型模拟了在星系团A520（M ~ 2）和1 E 0657-56（M ~ 3）中发现的合并激波的流体动力学跳跃条件。仅根据已发表的X射线光谱数据，我们发现在这些激波中加速的宇宙射线的贡献率低于激波下游压力的约10%。目前的观测结果并没有限制非热分量对上游未扰动激波压力的贡献。然而，未来的X射线观测有可能通过其对冲击动力学的影响来检测这些冲击中的粒子加速，或者对未受干扰的ICM中的非热压力贡献设置下限。我们简要地讨论了影响模型的粒子加速碰撞冲击和估计的星系团质量来自X射线和Sunyaev-Zel 'dovich效应的观测。

星系团的非线性激波加速和高能γ射线

Non-linear shock acceleration and high energy gamma rays from clusters of galaxies

星系团中的并合和吸积激波可以通过一级费米过程加速粒子。由于这种机制被认为是内在有效的，冲击预计将被修改的加速粒子的反反应。这样的修改可能会引起明显的影响，从集团的非热辐射和抑制加热的气体在强冲击。在这里，我们特别考虑的伽马射线发射，我们讨论的能力切伦科夫望远镜，如HESS检测集群TeV的能量。

Cosmic Ray注入和加速的数值研究

Numerical Studies of Cosmic Ray Injection and Acceleration

一个数值方案，结合了热泄漏注入模型到一个组合的气体动力学和宇宙射线（CR，以下简称）扩散对流代码已经开发。粒子注入后，根据速度依赖的透明度函数，控制泄漏粒子的分数过滤的超热粒子的扩散通量的上游区域的冲击数值。我们研究了在较宽的初始激波马赫数$M_0$范围内，假定类Bohm扩散系数时，CR修正平面激波演化过程中的CR喷射和加速效率。当次激波很强时，注入过程是非常有效的，导致激波结构的快速和显著的修改。随着CR压力的增加，亚激波减弱，注入率相应降低，因此亚激波不会消失。虽然在演化早期注入的粒子的一部分继续被加速到更高的能量，但由于新鲜注入/加速和CR粒子远离冲击的平流/扩散之间的平衡，冲击后CR压力达到近似的时间渐近值。我们的结论是，强平行冲击的注入率足以导致快速的非线性修改的冲击结构和自洽的注入和时间依赖的模拟是至关重要的理解CR修改冲击的非线性演化。