用H2O谱线发射冷却稠密气体及其在形成球粒激波中的作用

星系形成中的辐射激波。第一章没有热源的原始等离子体的冷却

Radiative shocks in galaxy formation. I: Cooling of a primordial plasma with no sources of heating

我们使用一个1-D拉格朗日代码，其中既有气体和黑暗的组成部分，研究出现在Einstein-de Sitter宇宙中的球形无标度扰动的演化中的辐射冲击。激波的具体行为取决于辐射冷却是由韧致辐射还是由线冷却主导。韧致辐射是具有圆周速度$V_{c} > 100 km s^{-1}$的系统的主要能量损失机制。在这种情况下，我们可以用一个简单的分析模型，以高精度再现激波和冷却波的运动学。当线冷却占主导地位时，冲击波阵面可能不稳定。振荡的周期和振幅随着宇宙的膨胀而增加。对于这样的系统，我们的分析模型只提供了一个粗略的估计的平均演变。我们相信，现在我们完全理解了辐射冷却在星系形成的球形模型中出现的冲击中的作用。

多重冷却双温辐射激波的微扰分析

Perturbative Analysis of Two-Temperature Radiative Shocks with Multiple Cooling Processes

辐射吸积激波下方的热下游区域的结构，例如吸积致密物体的结构，可能由于全局热不稳定性而振荡。振荡行为取决于冷却过程的函数形式、冲击加热物质中电子和离子的能量交换以及边界条件。我们分析了不平等的电子和离子的温度，冷却包括热韧致辐射，促进不稳定性的冲击的稳定性，再加上一个竞争的过程，往往稳定的冲击。横向扰动的影响也被认为是。作为一个例子，我们研究的特殊情况下，其中稳定的冷却过程是3/20的密度和5/2的温度，这是一个近似的回旋冷却的影响，磁激变变量。我们改变的第二冷却过程的效率，电子-离子交换的强度和电子和离子的压力在冲击的比例，检查特定的影响的稳定性和振荡模式的频率。

有冷却效应粘性流中吸积激波的特性

Properties of Accretion Shocks in Viscous Flows with Cooling Effects

低角动量吸积流可以有驻波和振荡激波。我们研究的区域中的参数空间中的多个音速点发生在粘性流中存在的各种冷却效应，如韧致辐射和康普顿化。我们还量化的参数空间中的冲击是稳定的或振荡。我们发现，冷却引起的效果相反，加热粘度，即使在修改的拓扑结构的解决方案，虽然一个永远不能完全平衡，由于其不同的依赖于动力学和热力学参数。我们表明，超过一个临界值的冷却，流量不再包含冲击波。

有冷却效应粘性流中吸积shock waves的性质

Properties of accretion shock waves in viscous flows with cooling effects

本文研究了在同步辐射冷却条件下具有低角动量的粘性吸积流的激波性质。我们提出了所有可能的吸积流动参数的解决方案。我们确定了稳定和振荡冲击波的参数空间区域，并显示了各种能量耗散过程对它的影响。我们讨论了冲击波的作用，同时解释了观测到的黑洞候选者。

激波冷却数值模拟

In-shock Cooling in Numerical Simulations

我们使用光滑粒子流体动力学建立一维激波管模型，并在数值模拟中研究有限激波宽度的后果。我们研究了不同冷却方式下气体通过激波时的冷却情况。对于10^5K的冲击温度，气体的最高温度大大降低，冷却时间减少了2倍。在较低的温度下，我们对分子氢的产生特别感兴趣，因此我们跟踪了整个冲击波的电离水平和H_2丰度。这种制度是特别相关的模拟原始星系形成的晕，其中星系的维里温度是足够高，部分re-reflective气体。冲击冷却的效果是实质性的：气体达到的最高温度与理论温度相比，被发现在0.15和0.81之间变化进行模拟。下游电离能级比理论值降低了2.4 ~ 12.5倍，H_2丰度降低到理论值的0.45 ~ 0.74分之一。在10^5K以上的温度下，辐射激波是不稳定的，并且会振荡。我们再现了这些振荡，并发现与Chevalier和Imamura（1982）以及Imamura，Wolff和Durisen（1984）的先前工作很好地一致。在这种冲击中，冲击冷却的影响很难量化，但无疑是存在的。

辐射冷却下碰撞气体的自相似激波吸积

Self-Similar Shocked Accretion of Collisional Gas with Radiative Cooling

我们描述相似性的解决方案，其特点的崩溃碰撞气体在Einstein-de Sitter宇宙的scalefree微扰。我们考虑辐射冷却的影响，并推导出自相似的解决方案的假设下，冷却功能是一个密度和温度的幂律，$Λ(T,ρ) \propto ρ^{3/2} T$。我们使用这些结果来测试光滑粒子流体动力学（SPH）技术的能力，遵循崩溃和吸积的冲击，迅速冷却的气体在宇宙学的背景下。我们的SPH代码再现的分析结果非常好的情况下，包括或排除辐射冷却。没有实质性的偏离预测的中心质量吸积率或从温度，密度和速度分布观察在激波半径内的良好解决的区域。这个测试问题的支持SPH技术的可靠性，以模拟复杂的星系形成的过程。

快速辐射激波中的金属吸收柱密度

Metal-Absorption Column Densities in Fast Radiative Shocks

在本文中，我们提出了计算的综合金属离子柱密度产生的后冲击冷却层背后的快速，辐射冲击波。为此，我们已经构建了一个新的冲击代码，计算非平衡电离和冷却;遵循的辐射转移的冲击自辐射通过后冲击冷却层;考虑到由此产生的光电离和加热速率;遵循的动力学的冷却气体;和自洽计算的前体气体的初始光电离状态。我们讨论了激波结构和辐射，并研究了激波速度，磁场和气体金属丰度的依赖关系。我们提出了一套完整的综合后冲击和前体金属离子柱密度的所有电离阶段的元素H，He，C，N，O，Ne，Mg，Si，S和Fe，冲击速度为600和~2000 km/s，对应于初始后冲击温度为5e 6和5e 7 K，冷却到1000 K。我们考虑的冲击，其中的磁场是可以忽略的（B=0），使冷却发生在近似恒定的压力（“等压”），和冲击中的磁压力占主导地位的无处不在，使冷却发生在恒定的密度（等容）。我们目前的结果，气体金属丰度Z范围从1 e-3到太阳的重元素丰度的两倍，我们研究了快速辐射冲击的观测特征如何依赖于Z。我们以方便的在线图和表的形式呈现我们的数值结果，可在http://wise-obs.tau.ac.il/~orlyg/shocks/上获得

相对论性无碰撞激波中的辐射冷却。模拟和实验能探测相关的GRB物理学吗？

Radiative cooling in relativistic collisionless shocks. Can simulations and experiments probe relevant GRB physics?

我们解决的问题是否数值粒子在细胞（PIC）模拟和实验室激光等离子体实验可以（或将能够，在不久的将来）模拟现实的伽马射线暴（GRB）冲击。为此，我们比较了相对论性电子在冲击磁场中的辐射冷却时间t_cool与无碰撞相对论性冲击的微观动力学时间--质子的等离子体频率倒数ω_pp^{-1}。我们得到，对于t_cool*omega_pp^{-1} \lesssim ~几百，电子在激波跳跃处或附近有效地冷却，并且能够发射出大部分的激波能量。这种冲击在现有的PIC模拟中得到了很好的解决，因此可以详细研究微观结构。由于这种激波中的大部分辐射来自激波附近，因此可以直接从有限长度的模拟中获得辐射的光谱功率，并与观测数据进行比较。这种辐射冲击对应于内部重子为主的伽玛暴冲击的常规范围内的喷出物参数。在这种冲击中，电子的费米加速受到电子冷却的限制，因此发射的光谱应该缺乏非热尾，而其峰值可能落在多MeV范围内。顺便说一句，内部冲击的条件几乎与激光产生的等离子体中的条件相同;因此，可以使用目前可用的拍瓦级激光设备在实验室实验中创建和研究这种GRB样等离子体。分析表明，只有高度相对论性的冲击，对应于极早的余辉阶段，可以有有效的电子冷却的冲击过渡。我们强调辐射PIC模拟的重要性，为进一步的研究。

具有复合冷却功能的吸积激波中的电离结构

Ionisation Structure in Accretion Shocks with a Composite Cooling Function

我们已经调查了电离结构的磁激变变量使用的分析密度和温度结构模型中，由于韧致辐射和回旋冷却的影响被认为是冲击后的区域。我们发现，在大多数的冲击加热区域，H-和He-样线的重元素发射，碰撞电离和电晕条件近似是合理的。我们已经计算出的线发射率和离子化配置文件的铁作为一个功能的高度内的后冲击流。对于低质量的白矮星，线发射发生在激波附近。对于高质量的白矮星，大部分的线辐射发生在激波下方的区域，因此对激波温度的敏感性较低。因此，谱线比对于确定低质量白矮星的白矮星质量是有用的，但是当白矮星质量很大时，这种方法就不那么可靠了。然而，线谱可用于绘制激波后吸积流的流体动力学结构。

冲击压缩原始气体的冷却

The cooling of shock-compressed primordial gas

我们发现，在红移z > 10时，HD线冷却使强激波的原始气体冷却到宇宙微波背景（CMB）的温度。该温度是通过辐射冷却可达到的最低值。假设HD的丰度（归一化为总的数密度）超过~ 10^{-8}的临界水平，则CMB温度底在与哈勃时间相比很短的时间内达到。我们估计，在第一次超新星爆发后，由冲击原始气体形成的恒星的特征质量，以及在等级结构形成过程中暗物质晕合并的结果约为10 M_{solar}。此外，我们还指出HD冷却能使残留H Ⅱ区的原始气体冷却到比单独用H_2冷却低得多的温度。我们证实，HD冷却是不重要的情况下，原始气体不经过电离阶段，在第一个恒星的形成过程中，在z ~ 20质量~ 10^{6} M_{solar}的迷你晕。

用声波和弱激波加热团簇冷却流的困难

The Difficulty of the Heating of Cluster Cooling Flows by Sound Waves and Weak Shocks

我们研究了星系团冷核在活动星系核（AGN）活动激发的声波和弱激波耗散作用下的加热。使用弱激波理论，我们表明，这种加热机制本身不能再现观察到的温度和密度分布的集群，因为波的耗散长度是远远小于的核心的大小，因此波的能量是不是分布到整个核心。

一个真实处理电离和冷却的轴对称辐射弓形激波模型

An Axisymmetric, Radiative Bow Shock Model with a Realistic Treatment of Ionization and Cooling

我们选择了一个简化的18个电离速率方程组（用于H，C，N，O，S和Ne离子），这使我们能够获得非平衡辐射冷却函数的适度准确的估计。我们评估这种方法的准确性，通过比较我们的冷却功能与以前的计算，计算与更广泛的一组离子，气体的情况下，从高温下冷却在恒定密度。我们还计算稳定，平面冲击模型，我们发现比较以及与更详细的微观物理计算模型。利用我们简化的速率方程组，我们提出了一个模拟的辐射弓形激波形成的超音速，平面流撞击刚性球。计算参数的选择应近似代表赫比格-哈罗天体的典型值，并使冷却距离与弓形激波半径之比为1/10。这个模拟是用自适应网格代码完成的，它允许弓形激波和刚性障碍物之间的间隔距离具有相当高的分辨率（大于或等于25个点）。与标准的预期相反，我们发现，在停滞区的弓激波间隔距离是相当短的比后面的冷却距离平面平行的冲击。此外，离心压力被发现在确定重组区的结构中起着重要的作用。这似乎部分地使以前的基于"准一维“方法的弓形激波模型失效，至少对于本模拟所选择的特定参数是这样。最后，我们提出了表格的冷却速率，已被使用（为不同的物种），以方便列入其他气体动力学代码中的这种治疗。

合并晕中shock waves后面的原始气体冷却

Primordial gas cooling behind shock waves in merging halos

我们研究了暗物质晕维里化过程中产生的激波后重子的热态。我们发现一部分被HD分子辐射冷却到宇宙微波背景（CMB）温度的冲击气体：这一部分从$M=5\times 10^7\msun$暗晕的大约$f_{\rm c}\sim 10^{-3}$急剧增加到$z=10$的$M=10^8\msun$暗晕的$\sim 0.1$。然而，我们发现，质量的进一步增加不会导致$f_{\rm c}$的显著增长--$M\gg 10^8\msun$的渐近值为0.2。我们估计恒星形成率与这样的冲击波，并表明，它可以是一个小的，但不可忽略的部分恒星形成与冷却HI和H $_2$。我们认为，银河系中极贫金属的低质量恒星可能是由这种冲击后的原始气体形成的。

吸积盘中辐射Shock Waves的共振振荡

Resonance Oscillation Of Radiative Shock Waves In Accretion Disks Around Compact Objects

我们扩展了我们以前的数值模拟吸积盘与冲击波时，冷却效应也包括在内。我们考虑韧致辐射和其他幂律过程：$Λ\propto T^α ρ^2$，以模仿我们的模拟冷却。我们采用{ \it光滑粒子流体动力学}技术在过去。我们观察到，对于一个给定的角动量的流动，冲击波经历一个稳定的，径向振荡的周期大致等于冷却时间。当磁盘和冷却参数（即，吸积率、冷却过程）是这样的，即从激波开始的下落时间与激波后的冷却时间具有相同的数量级。当黑洞吸积时，振荡的幅度可以达到激波到黑洞距离的10%。当由于离心势垒而不可能吸积时，振幅变化可能大得多。由于振荡，从圆盘输出的能量也被视为准周期性变化。我们相信，这些振荡可能是负责准周期振荡（QPO）的行为中看到的几个黑洞候选人，在中子星系统以及矮新星爆发，如天鹅座SS和大众Hyi。

Contribution of HD molecules in cooling of the primordial gas

We study the effects of HD molecules on thermochemical evolution of the primordial gas behind shock waves, possibly arised in the process of galaxy formation. We find the critical shock velocity when deuterium transforms efficiently into HD molecules which then dominate gas cooling. Above this velocity the shocked gas is able to cool down to the temperature of the cosmic microwave background. Under these conditions the corresponding Jeans mass depends only on redshift and initial density of baryons $M_J \propto δ_c^{-0.5} (1+z)^{0.5}$. At $z\simgt 45$ HD molecules heat shocked gas, and at larg…

存在横向磁场时辐射激波的稳定性分析

A stability analysis of radiative shocks in the presence of a transverse magnetic field

辐射激波可能会受到一个全球性的热不稳定性，其中冷却层和冲击波阵面经历不断增长的共振振荡。对于强流体动力激波，超稳定性的存在分别取决于幂律冷却函数的温度和密度指数以及比热比$α$、$β$和$γ$。在这里，我们调查的稳定影响的横向磁场通过引入冲击阿尔文数，$M_a$作为第四个参数。因此，我们调查的稳定性标准的分子和原子的冲击在很宽的范围内的条件。特别是，我们发现，所有的分子冲击，其中的冷却随温度的增加（$α> 0$）是稳定的前四个模式，如果$M_a < 20$（$β= 2$）。对于$α= -0.5$，第一泛音仅对于$M_a < 8$保持稳定。我们的结论是，星际介质中的分子冲击很可能是稳定的横向磁场，除非出现异常情况下，冷却强烈增加的气体冷却。

快速冷却区的同步辐射：哪些光谱可以解释？

Synchrotron emission in the fast cooling regime: which spectra can be explained?

我们考虑相对论冲击波的同步辐射，假设辐射电子迅速冷却（通过同步辐射或任何其他辐射机制）。结果表明，在快速冷却制度的同步辐射理论可以解释广泛的光谱形状。特别是，磁场，它衰减的冲击波阵面后面，带来了足够的灵活性的理论来解释大多数的伽马射线暴光谱，即使在参数自由快速冷却制度。此外，我们还讨论了观测到的伽马射线暴和活动星系核的谱能量分布的峰值位置是否可以与扩散激波加速理论的预言相一致，并发现答案是否定的。这一结果是一个强有力的指示，粒子注入机制，而不是标准的冲击加速，在相对论冲击工程。

磁场对辐射超稳shock waves的影响

Effects of magnetic fields on radiatively overstable shock waves

我们讨论了高分辨率模拟的一维，平面平行冲击波的平均速度在150和240公里/秒之间传播到气体与阿尔芬速度高达40公里/秒，并概述了条件下，这些辐射冲击经历振荡不稳定的冷却长度，冲击速度和位置的冲击波阵面。我们研究了两种形式的冲击后冷却：截断的单次幂律和更现实的分段幂律。不稳定性的非线性程度强烈地依赖于冷却幂律和阿尔芬马赫数：对于幂律指数α< 0，典型的磁场强度可能不足以稳定基本振荡模式或阻止振荡达到非线性振幅。

具有弱Shock Waves的加热冷却流

Heating Cooling Flows with Weak Shock Waves

在英仙座和室女座的热星系团间气体中发现了扩展的、近似球形的弱激波，这一发现使人们认为这些波可能是解释为什么如此少的气体冷却到低温的主要加热过程。这种类型的加热得到了最近的气体动力学模型的额外支持。我们在这里表明，向外传播，消散波存款的大部分能量的中心附近的集群大气。因此，如果气体被（间歇性的）几个陀螺的弱冲击加热，30-50千秒差距内的气体被加热到远远超过观测值的温度。如果消散的冲击足够不频繁或微弱，从而不成为全球加热的主要来源，这种加热是可以避免的。与新形成的X射线空腔相关的局部PV和粘性加热可能很小，这与空腔所在的组和簇中心附近通常观察到的低气体温度一致。

超快速自康普顿冷却

Ultra Fast Self-Compton Cooling

本文研究了考虑激波结构的平壳中的同步辐射自康普顿过程。我们发现，种子光子的能量密度可以偏离一个区域的估计由单位数量级依赖于冲击波速度和电子冷却时间。我们还发现，随着电子冷却变得更快，种子光子增加更多，从而使逆康普顿冷却变得更有效。这种"超“快速冷却可能在伽马射线暴、耀变体和微类星体中起作用。

BY凸轮中多温回旋-韧致辐射X射线冷却激波的复吸收和反射

Complex Absorption and Reflection of a Multi-temperature Cyclotron-Bremsstrahlung X-ray Cooling Shock in BY Cam

本文重新分析了一颗稍不同步吸积的白矮星BY Cam的ASCA和GINGA X射线数据。的光谱是强烈的复杂的吸收，我们作为一个连续的覆盖分数和列中性材料的分布模型的影响。这种吸收导致低于3 keV的光谱平滑硬化，并且可能是由覆盖在X射线发射区域上的预震柱中的材料产生的。ASCA的数据表明，从冲击的本征发射是不一致的，一个单一的温度等离子体。显著的铁L排放共存的铁K壳线从H和He类铁清楚地表明，有一个广泛的温度范围内，预期从冷却激波结构。GINGA数据给出了对冲击等离子体中最大温度发射的最佳约束，其中kT（max）=21（+18，-4）keV。回旋加速器冷却也很重要，它抑制了最高温度的韧致辐射成分，因此X射线数据只给出了M> 0.5太阳质量的白矮星质量的下限。同时还观测到了来自白矮星表面的多温韧致辐射反射。我们强调的重要性，建模所有这些影响，以获得物理上自洽的图片的X射线光谱从极地一般，特别是通过凸轮。

韧致辐射冷却下的黑洞吸积-参数空间研究

Accretion onto a Black Hole in the Presence of Bremsstrahlung Cooling - Parameter Space Study

利用Paczynski-Wiita赝牛顿势研究了Schwarzschild黑洞吸积的动力学.利用薄圆盘近似得到了流动方程的稳态解，在能量方程中考虑了韧致辐射冷却的影响。得到了跨音速解的拓扑结构，并检验了激波形成的条件（Rankine-Hugoniot条件）。在吸积率和比角动量的参数空间中识别了激波区和非激波区。我们激励的流的时间相关的数值模拟，作为一个候选人解释观察到的准周期振荡的黑洞候选人。

黑洞周围耗散吸积流的行为

Behaviour of dissipative accretion flows around black holes

我们调查的行为耗散吸积物质接近黑洞，因为它提供了重要的观测功能的银河系和河外黑洞候选人。我们找到了完整的一套全球解决方案的存在下的粘度和同步辐射冷却。我们发现，平流吸积流可以有驻激波和动力学的冲击控制的耗散参数（粘度和冷却）。我们研究了驻激波和振荡激波的参数空间的有效区域。我们发现，随着耗散参数的增加，激波阵面总是向黑洞移动。然而，粘度和冷却在决定溶液拓扑结构时具有相反的效果。我们得到了两个临界冷却参数，分离吸积溶液的性质。

伽马射线暴中加速核子的冷却和中微子发射

Cooling of Accelerated Nucleons and Neutrino Emission in Gamma-Ray Bursts

利用蒙特卡罗模拟，我们证明了费米加速质子产生的中微子和产生的中微子在伽马射线暴。除非内部冲击发生在离中心相当远的地方，否则超高能量的质子会被质子离子的产生和同步辐射耗尽。在基准距离的内部冲击导致中微子爆发，伴随着源自电磁级联的伽马射线暴。

磁场对高密度辐射冷却射流结构和演化的影响

Magnetic Field Effects on the Structure and Evolution of Overdense Radiatively Cooling Jets

我们研究了磁场对过密、辐射冷却、超磁声射流的传播动力学和形态的影响。对主要适用于原恒星喷流的一组参数（喷流与周围介质的密度比为3-10，周围介质的马赫数~ 24）进行了评价，并将这些模拟结果与基本的非磁性和绝热计算结果进行了比较。我们发现，放大后的压缩和重新定向在非平行冲击在工作表面，携带向后的磁场与冲击气体进入茧提高射流准直相对于纯流体动力学（HD）系统。MHD K-H反射箍缩模式产生低振幅、大致等间隔的内部冲击（HD系统中不存在）。纵向场的几何形状也激发非轴对称的螺旋模式，导致一些光束摆动。这些模式的强度和数量，但是，减少（约两倍）的辐射冷却相对于绝热情况下的存在。此外，射流和周围介质之间的大密度比也减少了内激波的数量。因此，感应的内部冲击的微弱性使得人们怀疑磁箍缩本身是否能产生在过密的、辐射冷却的原恒星喷流中观察到的亮结。

黑洞吸积盘的稳定性：韧致辐射和同步辐射冷却的影响

Stability of Accretion Disc around a Black Hole: effects of Bremsstrahlung and Synchrotron Cooling

我们对恒星质量黑洞周围吸积盘的稳定性进行了分析。考虑了韧致辐射和同步辐射过程对吸积流的冷却。在激波位置对激波进行扰动，用四阶龙格-库塔法对方程进行数值求解，得到了扰动的径向依赖性。假设扰动是无穷小的，从而允许线性分析。发现解方程的频率，并且不稳定频率的存在意味着不稳定。

AGN通过空腔和冲击加热

AGN Heating through Cavities and Shocks

本文对活动星系核冷却流的加热作了三点评论。一个简单的物理参数被用来表明，一个浮力射电瓣的焓被转换为热在其尾流。因此，很大一部分“空腔”焓很可能最终以热的形式存在。其次，利用M87中多次弱震的性质，论证了它们可以阻止活动星系核附近气体的冷却。激波加热作为最接近活动星系核的最重要的加热机制，在反馈机制中可能起着至关重要的作用。第三，结果是从附近的巨型椭圆星系活动星系核加热率的调查。包括不活跃的系统，整个活动星系核的加热速率与样品的总冷却速率相当匹配。因此，间歇性的活动星系核爆发在能量上能够阻止这些星系的热大气冷却和形成恒星。

旋转黑洞周围的耗散吸积流

Dissipative accretion flows around a rotating black hole

本文研究了旋转黑洞周围以冷却为主的旋转吸积流的动力学结构。我们表明，非线性现象，如冲击波可以研究的只有三个流动参数，即，比能量（${\cal E}$），比角动量（$λ$）和吸积率（${\dot m}$）的流量。我们提出了所有可能的吸积解决方案。我们发现在${\cal E}-λ$平面上的参数空间的一个重要区域允许全局吸积激波解。当流动无耗散时，Rankine-Hugoniot激波可能出现的参数空间的有效面积最大。随着冷却效果的增强，其强度逐渐减小，当冷却程度足够高时，其强度逐渐消失。我们表明，冲击形式进一步远离时，黑洞旋转相比，解决方案周围的史瓦西黑洞具有相同的流动参数在一个大的距离。然而，在标准化的意义上，在旋转的黑洞周围形成激波的流动参数是在离黑洞较近的地方产生的激波。激波的位置也由冷却效率决定，因为吸积率（${\dot m}$）越高，激波位置越近。我们认为，某些高频准周期振荡可能是由于旋转黑洞周围的吸积率较高的流动所致。

猎户座激波区的热水汽发射

Thermal Water Vapor Emission from Shocked Regions in Orion

使用长波长光谱仪（LWS）板载红外空间天文台（ISO），我们已经观察到热水蒸气排放从一个大致圆形的视场直径约75弧秒的猎户座BN-KL区域为中心。的法布里-珀罗线强度，线宽，和谱线位移观察到在71和125微米之间的8个过渡表现出良好的协议与模型的热发射所产生的分子云受到磁流体动力学C型冲击。所观察到的谱线的宽度和相对强度都表明，辐射来自激波，而不是猎户座核心温暖的静止气体。尽管八个跃迁中的一个看起来异常强，并且可能受到辐射泵浦的影响，但其他七个表明H2O/H2丰度比为5E-4量级，相应的气相氧与氢丰度比为4 E-4量级。考虑到目前对太阳附近星际、气相、氧和碳丰度的估计，这个值与理论激波模型相一致，该模型预测所有未被束缚为CO的气相氧都转化为水。在这个区域，H2O的旋转跃迁提供的总体冷却似乎与CO的旋转线冷却相当，但比通过H2排放冷却低一个数量级。然而，最适合我们的观测的模型显示，在激波后区域的温度低于~ 800 K的那部分，H2O和CO的冷却占主导地位，并且H2的振动和旋转辐射冷却都不明显。

超声速流的冲击特性：热超稳定性对M、α和T_c/T_0的依赖性

The Shocking Properties of Supersonic Flows: Dependence of the Thermal Overstability on M, alpha, and T_c/T_0

本文研究了激波辐射超稳定性的马赫数依赖性。我们发现辐射激波的稳定性随马赫数的减小而增加，结果表明M=2的激波需要冷却指数< -1.2才能过稳定。基本模式的振荡频率具有很强的马赫数依赖性。我们发现，冷却区和下游冷密层（CDL）之间的反馈是马赫数的函数，在较低的马赫数下，CDL和冷却区之间的边界有较强的反馈和振荡。这种反馈可以用声波的反射系数来量化。一个有趣的发现是，如果受冲击的气体能够冷却到低于冲击前值的温度，那么低马赫数冲击的稳定性特性会发生显著的改变，而且低马赫数天体物理冲击在各种情况下都可能是过稳定的。这项工作的结果与低马赫数的天体物理冲击有关，例如浸没在热星际介质中的超新星遗迹（SNR）（例如，在恒星爆发区域内），以及分子云中的冲击，其中时间依赖的化学物质可能导致超稳定性。（节录）

马赫数对辐射激波稳定性的影响

The influence of the Mach number on the stability of radiative shocks

研究了有限马赫数流体动力激波的稳定性。线性分析补充了以往采用强冲击极限的分析。我们推导出一般比热比以及温度和密度幂律冷却函数的线性化方程，对应于与星际原子和分子冷却过程相关的一系列条件。研究了返回上游温度（$R$ = 1）和返回冷壁（$R$ = 0）的边界条件。我们发现，对于马赫数$M > 5$，强激波超稳定极限没有明显的改变。然而，对于$M < 3$，在大多数情况下，电击要稳定得多。一般来说，随着激波减弱，温度幂律指数的临界值（低于该指数的激波是超稳定的）对于泛音比对于基波减少得更多，这意味着基本行为的变化。然而，在$R$ = 0的情况下，我们发现，过稳定制度和增长率的基本模式时，冷却是在局部热力学平衡。我们提供了一个可能的解释的结果，在下游提供的稳定的影响，但与冲击波前的不稳定效应。我们的结论是，星际原子冲击的过稳定性制度是很好地代表了强冲击极限，除非上游气体是热的。虽然分子冲击可以过稳定的泛音，磁场提供了一个显着的稳定影响。

冷却流团中的热泡

Hot Bubbles in Cooling Flow Clusters

随着钱德拉和XMM-牛顿X射线天文台观测到更多具有中心射电源的星系冷却流团，（与射电辐射一致的X射线低发射区）。这些气泡被明亮的X射线辐射壳层包围，目前还没有发现强烈冲击的证据。使用分析方法和一些简化假设，我们导出了气泡的大小、位置以及气泡与周围介质的密度差与气泡的冲击历史之间的关系式。这些可以直接应用于新的观察。我们发现，现有的观测结果与过去发生的轻微冲击相一致，并且与X射线壳层中的大部分冷物质在星团中心被冷却，然后被射电源向外推。强烈的冲击被排除，除非它们发生在1 Gyr之前。我们还讨论了瑞利-泰勒不稳定性以及一个泡沫膨胀成一个旧的泡沫产生的前一个周期的无线电活动的情况下。

自适应光滑粒子流体动力学的宇宙学模拟

Cosmological Simulations with Adaptive Smoothed Particles Hydrodynamics

我们总结的想法，导致自适应平滑粒子流体动力学（ASPH）算法，各向异性平滑和冲击跟踪。然后，我们确定了一个严重的新问题，SPH模拟与冲击和辐射冷却-假冷却-并讨论了一个可能的解决方案的基础上冲击跟踪能力的ASPH。

辐射激波引起的星系际云坍缩

Radiative Shock-Induced Collapse of Intergalactic Clouds

对一些射电星系的观测证据的积累表明，它们的喷流和活跃的恒星形成区域之间存在联系。标准的解释是，喷流产生的冲击波通过不均匀的介质传播，引发过密云的坍塌，然后成为活跃的恒星形成区。在这方面的贡献，我们报告最近的流体动力学模拟辐射激波云的相互作用，使用两种不同的冷却模型：一个平衡冷却曲线模型假设太阳金属丰度和非平衡化学模型适合原始气体云。我们考虑了一系列的初始云密度和冲击速度，以量化的作用，冷却的演变。我们的结果表明，对于中等云密度（>1 cm^{-3}）和激波马赫数（<20），冷却过程可以是非常有效的，并导致超过50%的初始云质量冷却到100 K以下。我们还利用我们的结果来估计最终的H_2质量分数的模拟，使用非平衡化学包。这是一个重要的测量，因为H_2是原始气体云的主要冷却剂。发现云气中H_2的峰值质量分数>0.01，总H_2质量分数>10^{-5}。最后，我们将我们的结果与闵可夫斯基天体中喷流诱导恒星形成的观测结果进行了比较。我们得出结论，它的形态，恒星形成率（~ 0.3M_solar/yr）和恒星质量（~ 1.2 x 10^7 M_solar）可以解释为90，000 km/s喷流与中等密度的系综的相互作用。（~ 10 cm^{-3}），温暖（10^4 K）的星系际云，位于星系团中心与之相关的射电星系附近。

激波与辐射云相互作用的磁流体动力学模拟

Magnetohydrodynamic Simulations of Shock Interactions with Radiative Clouds

我们提出的结果从二维数值模拟磁化冲击和辐射云之间的相互作用。我们的主要目标是描述冲击云的动态演变特征。我们执行运行在强和弱磁场的限制，并考虑三个不同的磁场方向。对于所考虑的几何形状，我们通常发现，磁场外部，但集中在附近，云的表面抑制破坏性的流体动力学不稳定性的增长。外部场也通过有效地充当由星际流和局部场拉伸驱动的约束机制来增加云的压缩。这会对辐射冷却的效率（随着磁场强度的增加而增加）和冷凝冷却碎片的大小和分布产生巨大影响。相反，主要作用于云内部的场往往抵抗压缩，从而抑制冷却。我们观察到，即使在适度的强度，内部场可以完全抑制低温冷却。

GRB反向激波产生的逆康普顿X射线耀斑

Inverse Compton X-ray Flare from GRB Reverse Shock

本文研究了反向冲击火球的同步辐射自逆康普顿辐射。如果逆康普顿过程主导了冲击电子的冷却，则由一级康普顿散射产生的X射线耀斑将在非常早的余辉阶段出现，其中大部分冲击能量在10-100 MeV的二级散射分量中辐射。逆康普顿冷却的优势导致缺乏即时的光学闪光。我们表明，对于合理的参数，这个散射过程可以产生一个X射线耀斑的相对振幅变化的几个因素。振幅较大的耀斑和一次事件中的多个X射线耀斑很可能是由另一种机制（例如内部冲击）产生的。

实验室辐射冲击与天体物理辐射冲击之间的联系

Link between laboratory and astrophysical radiative shocks

这项工作提供了描述在天体物理学和实验室中的辐射激波增长的激波后结构的解析解。对于指数$ε$、$ζ$和$θ$的任何值，求解包括冷却函数$Λ\propto ρ^ε P^ζ x^θ$的方程。这个模型是适当的天体物理学观测到的辐射冲击出现在光学薄介质。相比之下，在实验室中，使用高功率激光进行的辐射冲击呈现辐射前体，因为等离子体或多或少具有光学厚度。我们在实验室条件下研究了激波后区，并与天体物理激波结构进行了比较。此外，我们试图使用相同的方程来描述辐射前兆，但冷却功能略有修改。在未来的实验中，我们将使用X射线诊断探测PSR。这些新的实验结果将允许验证我们的天体物理数值代码。

相对论激波的同步辐射自康普顿辐射及其对伽马射线暴余辉的意义

On The Synchrotron Self-Compton Emission from Relativistic Shocks and Its Implications for Gamma-Ray Burst Afterglows

本文研究了伽玛暴余辉中同步辐射光子与相对论电子的逆康普顿散射效应。我们计算了逆康普顿辐射的光谱，发现它可以在初始爆炸后的几个月甚至几年内主导余辉的总冷却速率。我们表明，存在强逆康普顿冷却可以推断出它的效果上的时间演化的冷却中断的同步辐射光谱组件，因此在光学和X射线余辉光曲线。然后，我们将展示如何的物理解释所观察到的同步加速器光谱的特性必须修改，以考虑到这个额外的冷却源，并给出了一个修改后的处方计算物理参数的特征扩展冲击波从所观察到的数量。我们发现，对于一组给定的观测值（同步辐射中断频率和通量），要么没有一致的物理解释，要么有两个。最后讨论了利用Chandra直接探测逆康普顿辐射的前景。我们认为，对于在密度相当大（n>1 cm^-3）的介质中爆炸的伽玛暴，这种探测是可能的。

一维碰撞流中的辐射冷却不稳定性

Radiative cooling instability in 1D colliding flows

辐射激波在温度高于约2 × 10^5 K时表现出强烈的冷却不稳定性。我们通过模拟不同的天文物体来研究这种不稳定性，其中碰撞流发挥了突出的作用：风泡，超新星遗迹和碰撞风。通过计算每个物体在其演化时间的大部分时间内的流动，并解决所有物理相关的尺度，我们发现了几种现象学上不同类型的这种不稳定性。如果两个光滑流碰撞，不稳定性遵循一个周期性的极限环，两个模式是重要的。讨论了辐射损失函数与超稳定性的形式和类型之间的关系。非光滑流的碰撞可以暂时导致系统的非周期性演化。在特征弛豫时间之后，不稳定性再次变成周期性的。这种扰动以及剧烈的不稳定性会激发激波下游的冷压缩气体薄层的振荡，这反过来又会影响辐射激波的稳定性。

激波后流的连续谱和谱线辐射

Continuum and line emission from post-shockc flows

MCV吸积区内的激波后流动被认为是磁约束冷却流。来自这种热等离子体的X射线光谱是从一系列温度和密度发射的。从下一代X射线卫星获得的这种光谱中提取信息将依赖于这种流动结构的模型，其中包括对冷却机制、边界条件以及反射和反射成分的适当处理。本文总结了目前的情况，并探讨了一些困难，在开发这些系统的线发射。最后，它着眼于对目前正在开发的模型的改进。

冷却条件下粘性吸积盘质量损失的计算

Computation of mass loss from viscous accretion disc in presence of cooling

旋转吸积流可能经历离心压力介导的激波转变，即使在存在各种耗散过程，如粘度和冷却机制。激波后气流中沿垂直方向的额外热梯度力驱动一部分吸积物质以双极流出，这被认为是相对论喷流的前兆。我们计算了在同步辐射冷却条件下粘性吸积盘的质量损失率。我们表明冷却显着影响的质量流出速率，在某种程度上，射流可能会产生较高的粘度从流动。我们讨论了我们的形式可以用来解释观测到的喷流功率的黑洞候选人夫妇。我们还表明，使用我们的形式主义，它是可能的连接光盘的光谱特性与质量损失率。

快冷电子的同步辐射谱

The Synchrotron Spectrum of Fast Cooling Electrons Revisited

我们讨论的频谱所产生的同步辐射快速冷却（FC）电子，当新鲜的电子不断加速由一个强大的冲击波，成幂律分布的能量。到目前为止，FC频谱由四个幂律段除以三个断裂频率$ν_{sa} < ν_{c} < ν_{m}$来描述。这对于均匀的电子分布是有效的。然而，热电子位于冲击波之后，而大多数电子则位于更远的下游，并且已经冷却。这种空间分布改变了光谱的光学厚部分，引入了新的断裂频率$ν_{ac} < ν_{sa}$，以及$ν_{ac} < ν< ν_{sa}$的新光谱斜率$F_{ν}\propto ν^{11/8}$。熟悉的$F_{ν}\propto ν^{2}$仅适用于$ν< ν_{ac}$。这种中断频率的排序与ISM环境中典型的伽马射线暴（GRB）余辉有关。其他的可能性出现在密集的星周风中的内震或余辉。我们讨论了可能的影响，这一频谱的伽玛暴及其余辉，在内部-外部冲击模型的背景下。对$F_ν \propto ν^{11/8}$的观测将使我们能够探测比系统的典型尺寸小得多的尺度，并限制激波后面的湍流混合的量。

冷却对磁化射流传播的影响

Effects of Cooling on the Propagation of Magnetized Jets

我们提出了适合年轻恒星物体的磁化辐射射流的多维模拟。磁化喷流受到碰撞激发的辐射损失尚未得到广泛的审查。这封信的目的是阐明的传播动力学的辐射磁流体射流在广泛的射流文献的背景下。最重要的是，我们寻找形态学和运动学的诊断，可以区分流体动力原恒星射流从他们的磁占主导地位的堂兄弟。我们的模拟是轴对称的（2.5维）。使用环形B_phi场几何结构。我们的模型具有较高的音速马赫数（Ms约为10），但具有较低的快模态马赫数（Mf约为5）。对于通过盘风或X风模型形成的喷流，情况大致如此--目前，这是发射和校准YSO喷流的共识选择。随时间变化的辐射损失包括通过日冕冷却曲线。我们的研究结果表明，强磁化辐射射流的形态和传播特性可以显着不同的射流与弱场。特别是通过激波后环向应力形成鼻锥，导致弓形激波变窄，弓形激波速度提高。此外，环向应力在射流束中产生强烈的激波，与辐射流体射流中相对未扰动的束形成约束。我们的模拟结果表明，由磁张力产生的箍缩模可以强烈地影响磁化原恒星喷流。

用PLUTO程序模拟辐射天体物理流：一个非平衡多组分冷却函数

Simulating radiative astrophysical flows with the PLUTO code: A non-equilibrium, multi-species cooling function

随时间变化的冷却过程在天体物理学气态星云的演化过程中，特别是在存在辐射激波的情况下，是至关重要的。目前的工作介绍了一套必要的工具，可用于模拟辐射天体物理流动的光学薄等离子体的限制。我们的目标是提供可靠和准确的预测的发射线比和辐射冷却损失的天体物理模拟的冲击流。此外，我们讨论了数值实现方面，以方便未来的改进和实施在其他MHD数值代码。对于我们的等离子体条件，辐射冷却的最重要来源来自碰撞激发线辐射。我们发展了一个化学网络，包括29个离子物种，在非平衡条件下计算电离平衡。经过一系列的验证和测试，典型的天体物理设置在一维和二维模拟，采用本冷却模型和简化的。冷却模型对结构形态的影响可能变得重要，特别是对于发射线诊断目的。

天体物理喷流的动量传递

Momentum Transfer by Astrophysical Jets

我们已经使用3-D光滑粒子流体动力学模拟研究的基本性质的外流，是由一个原恒星喷流在致密的分子云。喷流/云相互作用的动力学强烈地受到喷流头部弓形激波后面的激波气体冷却的影响。我们表明，这种冷却是非常迅速的，与气体的冷却距离远小于射流半径。因此，虽然环境气体最初被激波后气体的高热压力驱离喷流轴线，但快速冷却降低了压力，外流随后以动量守恒的扫雪方式发展。环境气体的速度在喷头附近很高，但随着更多材料被扫起而迅速下降。因此，这种类型的外流产生极高速度的激波后气体团，类似于外流中看到的特征。我们已经研究了作为射流参数的函数的动量从射流到环境介质的转移。我们表明，一个低的马赫数（<6）射流迅速减慢，因为它夹带周围的材料沿其两侧。另一方面，高马赫数射流的射束被激波后气体的低密度茧状物与周围气体隔开，并且该射流主要在弓形激波处将动量传递给周围介质。因此，在高马赫数喷流中，如来自年轻恒星的喷流，主要的相互作用是在喷流头部的弓形激波处。

Hydra A星系团尺度的AGN爆发

The cluster-scale AGN outburst in Hydra A

钱德拉对长蛇座A星系团的深层观测揭示了围绕星系团中心活动星系核330兆赫射电瓣的X射线表面亮度的一个特征。这个特征的表面亮度剖面及其与射电瓣的密切联系强烈地表明，它是由扩展的射电瓣驱动的激波阵面。钱德拉的图像还揭示了与射电源相关的其他较小尺度的新结构，包括一个大的空腔和灯丝。激波阵面从星系团中心的活动星系核向外延伸200 - 300千秒差距，其强度沿阵面变化，马赫数在~ 1.2 - 1.4之间。它在离星团中心越远的地方越强，正如预期的那样，由扩大的射电瓣驱动的冲击。简单的模型给出了冲击波阵面的年龄~ 1.4 \times 10 ^8 y，驱动它的总能量~ 10^{61} erg。驱动冲击波的平均机械能与类星体的光度相当，远远超过了调节长蛇座A冷却核心所需的能量。这表明反馈调节冷却芯是低效的，因为大部分能量沉积在冷却芯之外。在这种情况下，集群“预热”的一个重要部分是冷却核心调节的副产品。

星际云超音速运动的起源

An Origin of Supersonic Motions in Interstellar Clouds

采用二维流体动力学数值计算方法，研究了激波在星际介质中的传播过程。我们提出的高分辨率的二维计算结果，遵循破碎由于在冲击压缩层的热不稳定性。我们发现在激波阵面后面的几何薄的冷却层碎裂成小的云团。在温暖的中性介质中，碎片以冷凝结的形式嵌入其中，这些云团具有超音速弥散。碎片往往会合并成更大的云。

英仙座星系团核心的弱激波

The Weak Shock in the Core of the Perseus Cluster

声波和弱激波的能量耗散是将活动星系核活动耦合到周围的团内介质（ICM），从而抵消团核冷却的最有希望的机制之一。我们提出了一个详细的分析，发现在深钱德拉观测英仙座集群核心的弱冲击。对冲击波阵面两侧的谱进行比较表明，它们非常相似。通过对包含激波的扇区进行解投影分析，我们得到了激波前沿的温度和密度分布。这些数据没有显示出温度跃变与密度跃变同时发生的证据。为了理解这一结果，我们使用1D流体动力学模拟来模拟冲击波的形成，包括热传导和伽马< 5/3气体的模型。这些模型与数据并不吻合，这表明需要进一步的物理学来解释冲击波的结构。我们认为，冲击波和H-α细丝之间的相互作用可能对冷却冲击波后气体产生重大影响。我们还计算了弱激波释放的热能。冲击区的总能量约为气泡膨胀所需功的3.5倍，冲击的功率约为每个气泡6 × 1044 erg/s，总能量略高于1045 erg/s。

伽马射线暴的冷却时标和时间结构

Cooling Time Scales and Temporal Structure of Gamma-Ray Bursts

产生宇宙学伽马射线暴（GRB）的主要机制是通过膨胀火球中的超相对论粒子。当向外流动的粒子遇到星际介质时，粒子的动能在前向激波和反向激波中转化为热能。热能通过同步辐射和康普顿化辐射。我们估计的同步辐射冷却时间尺度的冲击区域的电子的各种洛伦兹因子，特别是对那些电子的辐射落在能量探测范围内的BATSE探测器。我们发现，为了产生在大多数爆发中观察到的快速变化，在冲击材料中的磁能密度必须大于约1%的热能密度。此外，电子必须与质子几乎均分，否则辐射效率低。逆康普顿散射可以增加相关电子的冷却速率，但康普顿化发射本身永远不会在BATSE范围内。这些论点使我们能够查明伽玛暴辐射区域内的条件，并确定重要的辐射过程。此外，该模型预测，占空比的强度变化的伽玛射线暴光变曲线应该是几乎独立的爆发持续时间，并应规模成反比的平方根所观察到的光子能量。这两种相关性都与观测结果一致。该模型还提供了一个合理的解释双峰分布的突发持续时间。然而，对于伽玛射线暴谱中的特征破裂能却没有任何解释。

超新星遗迹II中星际气体云的破碎。X射线发射

Crushing of interstellar gas clouds in supernova remnants II. X-ray emission

目标。我们研究和讨论的时间相关的X射线发射的SNR冲击波与星际气体云的相互作用的流体动力学模型预测。其范围包括：1）研究模拟结构和X射线发射结构之间的对应关系; 2）探索热传导或辐射冷却起主导作用的两种不同物理状态; 3）研究工作中的物理过程对两种不同状态下激波云发射的影响。方法.我们使用一个详细的流体动力学模型，包括热传导和辐射，并探讨了两种情况下，其特点是不同的马赫数的主冲击：M = 30，其中云动力学是由辐射冷却为主，M = 50的热传导为主。从模拟，我们合成预期的X射线发射，使用可用的光谱代码。结果X射线发射结构的形态与激波-云相互作用产生的流动结构的形态有很大的不同。流体动力学不稳定性在X射线波段是不清楚的。冲击云在其演化的早期阶段是优先可见的。热传导和辐射冷却导致两个不同的阶段的冲击云：冷冷却为主的核心发射在低能量和热的热传导电晕发射在X射线带。热传导使得云的X射线图像比忽略热传导时观察到的更小、更弥散、更短。

辐射Shock Waves的动力学：线性和非线性演化

The Dynamics of Radiative Shock Waves: Linear and Nonlinear Evolution

本文主要研究具有$Λ\propto ρ^2T^α$形式幂律冷却函数的一维辐射激波的稳定性。最初由Chevalier和Imamura提出的线性分析，是彻底审查的冷却指数$α$和更高的泛音模式的几个值。与以前的结果相一致，它表明，线性算子的频谱由一系列的模式与振荡频率增加。对于每种模式，可以定义冷却指数$α_\textrm{c}$的临界值，使得具有$α< α_\textrm{c}$的模式是不稳定的，而具有$α> α_\textrm{c}$的模式是稳定的。微扰分析的补充几个数值模拟遵循随时间变化的系统的演变为不同的值的$α$。特别注意数值和分析结果之间的比较（在早期阶段的演变）和不同的边界条件所发挥的作用。结果表明，适当的处理下边界产生的结果，密切遵循预测的线性行为。在非线性区域，冲击振荡在有限振幅处饱和，并趋于准周期循环。在这个阶段的振荡模式不一定符合线性理论预测的，但可以占模式模式耦合。