CTTS中稠密等离子体的X射线发射：吸积激波的流体动力学模拟

shock waves模拟中的人工粘性

Artificial viscosity in simulation of shock waves by smoothed particle hydrodynamics

在光滑粒子流体力学中重新考虑了人工粘性，以防止粒子间渗透，不必要的加热和非物理解决方案。将Monaghan标准人工粘性系数视为时间变量，并提出了一种限制条件，以避免在亚音速区产生不希望的影响。绝热和等温情况下的激波形成被用来研究这种改进的人工粘度配方的能力。计算机实验表明，该方法是可行的，其精度也是可以接受的。

相对论磁流体力学中的粘性流动和激波存在条件

Viscous Flows and Conditions for Existence of Shocks in Relativistic Magnetic Hydrodynamics

本文给出了相对论磁流体力学中任意（可能是非凸）状态方程激波存在的一个判据。该准则具有代数不等式的形式，涉及流体的状态方程，它挑出的物理解决方案，它可以很容易地检查任何不连续性满足concervation法律。证明方法是在无限大电导率的理想相对论流体的运动方程组和麦克斯韦方程组的耦合方程组中引入小粘性。

激波前沿的Cosmic Ray流体动力学

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。

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。

相对论外流中内激波的流体动力学

Hydrodynamics of Internal Shocks in Relativistic Outflows

我们研究了两个碰撞壳层的流体动力学效应，用来模拟各种相对论外流中的内激波，如伽马射线暴和耀变体。我们发现，密度分布显着影响的稀疏波的传播。在两个壳的接触不连续处出现分裂特征。壳以光速的百分之几十的速度传播也是一个值得注意的方面。体动能到内动能的转换效率与广泛使用的非弹性两点质量碰撞模型存在偏差。观测的影响也很快讨论。

宇宙学光滑粒子流体动力学模拟中探测shock waves

Detecting shock waves in cosmological smoothed particle hydrodynamics simulations

我们开发了一种形式主义的结构形成冲击的强度在宇宙学平滑粒子流体动力学模拟识别和准确估计。激波不仅对维里化结构中气体的热化起决定性作用，而且通过扩散激波加速对相对论性宇宙射线（CR）的加速也起决定性作用。我们的形式既适用于普通的非相对论热气体，等离子体组成的CR和热气体。为此，我们推导出一个解析解的复合等离子体的CR和热气体的一维黎曼激波管问题。我们应用我们的方法来研究的LCDM模型的高分辨率流体动力学模拟的结构形成冲击的属性。我们发现大部分能量耗散在马赫数M~2的弱内激波中，这些激波主要是中心流激波或穿过晕中心的合并激波。坍缩的宇宙学结构被外部激波所包围，这些激波具有更高的马赫数，可达M~1000，但它们在热化的能量平衡中只起很小的作用。我们表明，宇宙再电离的时代后，马赫数分布显着修改的有效抑制强外部冲击波由于相关的增加的声速的扩散气体。通过对冲击波中CR加速模型的验证，我们发现，CR能量注入的冲击波平均强度高于主导气体热化的冲击波平均强度。当结合辐射耗散和恒星形成，我们的形式主义也可以用来研究CR注入超新星冲击，或建立模型的冲击诱导恒星形成的星际介质。（节略）

有激波时流体动力学有限差分格式的收敛性

Convergence properties of finite-difference hydrodynamics schemes in the presence of shocks

我们调查渐近收敛的~ $Δx \!\rightarrow\! 0$限制作为一种工具，以确定是否涉及冲击的数值计算是准确的。我们使用一维算子分裂有限差分格式的流体力学与冯诺依曼人工粘性。一个内能方案会收敛到明显错误的解。我们将这种失败与极限解中的不连续性的存在联系起来。我们的Lax-Wendroff定理的扩展保证了某些保守的算子分裂方案收敛到正确的连续解。对于这样一个总能量计划应用于形成一个单一的冲击，柯西误差的收敛速度接近预期的缓慢。我们与这种缓慢的影响，由于不同的线性人工粘性长度，小振幅波的扩散。在附录中，我们讨论了粘性长度的激波转捩区的标度，并展示了尝试外推的几个困难。

Shock Waves与星际云的流体动力学相互作用。II。光滑云边界对云破坏和云Turbulence的影响

On the Hydrodynamic Interaction of Shock Waves with Interstellar Clouds. II. The Effect of Smooth Cloud Boundaries on Cloud Destruction and Cloud Turbulence

采用高分辨率的局部AMR技术和二阶精度的轴对称Goddom流体动力学格式，研究了光滑云边界对定常平面激波与星际云相互作用的影响。还进行了三维计算以确认二维计算的结果。我们考虑一个最初的球形云，其密度分布是平坦的云中心附近，并有一个幂律的云包络线。当入射激波传播到光滑云中时，云包层中的速度梯度使上游侧的光滑密度剖面变陡，从而导致具有弧形形状的急剧密度跳跃。当激波撞击具有尖锐边界的云时，这种"滑移面“立即形成。对于较光滑的边界，形成的滑动面，因此流体动力学不稳定性的发病延迟。由于滑移面受到Kelvin-Helmholtz和Rayleigh-Taylor不稳定性的影响，激波云最终在$\sim 3-10$云破碎时间内被破坏。在云完全破坏之后，由于流体动力学不稳定性而碎裂形成的小斑点具有0.1 $v_b$量级的显著速度分散，其中$v_b$是周围介质中的激波速度。这表明激波-云相互作用产生的湍流运动与云的破坏直接相关。激波与冷HI云的相互作用会导致产生小HI碎片的喷雾，这可能与Stanimirovic & Heiles（2005）最近观测到的小冷云有关。从我们的3D模拟得到的线宽尺寸关系被发现是时间依赖的。本文还讨论了激波压缩引发引力不稳定性的可能性。

包含有效粒子加速的超新星遗迹流体动力学模拟

Hydrodynamic Simulation of Supernova Remnants Including Efficient Particle Acceleration

一些超新星遗迹（SNRs）显示非热X射线被认为是来自冲击加速TeV电子的同步辐射。这些TeV电子的存在有力地表明，SNRs中的激波是银河系宇宙射线（CR）的来源。此外，有令人信服的证据，从个别信噪比的宽带研究和其他地方，在信噪比的粒子加速过程可以是有效的和非线性的。如果SNR冲击是有效的粒子加速器，则CR的产生影响冲击加热的X射线发射气体的热性质和SNR演变。我们报告的技术，耦合非线性扩散冲击加速，包括反向反应的加速粒子的结构上的前进和反向冲击，与SNR演变的流体动力学模拟。与忽略CR的模型相比，将相当大一部分冲击能量放入CR中的最重要的流体动力学效应是更大的冲击压缩比和更低的冲击气体温度。我们比较了我们的结果，它使用了加速过程的近似描述，与一个更完整的模型，其中解决了完整的CR输运方程（即，Berezhko等人，2002），并发现CR频谱的SNR寿命和不断变化的冲击压缩比的总和非常一致。讨论了粒子加速和信噪比动力学之间的耦合对解释宽带连续谱和热X射线观测的重要性。

核塌缩超新星机制中的广义相对论效应

General Relativistic Effects in the Core Collapse Supernova Mechanism

我们应用我们最近开发的代码球对称，完全广义相对论（GR）拉格朗日流体动力学和多群通量限制扩散中微子运输研究GR的流体动力学和运输过程中的崩溃，反弹，和核心崩溃超新星的临界冲击再加热阶段的影响。用GR与牛顿流体动力学计算的模型的比较表明，在GR极限下，从崩溃到反弹所需的时间略短，而且激波在后退之前在半径上传播得稍远。在激波半径的二次准静态上升之后，GR模拟中的激波半径比相应的牛顿模拟中的激波半径下降得快得多。在激波再加热阶段，用GR流体动力学计算的堆芯坍塌导致从中心到停滞激波的结构更加紧凑。激波后材料的流入速度也增加了。比较还表明，在冲击再加热阶段，从牛顿流体力学切换到GR流体力学时，任何中微子味的亮度和均方根能量都会增加，而从牛顿流体力学切换到GR流体力学时，任何中微子味的亮度和均方根能量都会减少。后者中微子光度和均方根能量的减少幅度小于从牛顿流体力学切换到GR流体力学时所产生的增加，结果是完全GR模拟比完全牛顿模拟的相同预坍缩模型给出更高的中微子光度和更硬的中微子光谱。

非对称脉冲星风弓形激波的三维流体动力学模拟

Three-dimensional hydrodynamic simulations of asymmetric pulsar wind bow shocks

我们提出了三维的，非相对论的，在脉冲星风星云的弓形激波的流体动力学模拟。模拟进行了一系列的初始和边界条件，以量化的纬度变化的脉冲星风的动量通量，辐射冷却的postshock流，和密度梯度的星际介质（ISM）所产生的不对称程度。我们发现，弓激波是稳定的，即使当旅行通过一个强大的ISM梯度。我们演示了弓激波的形状如何变化时，脉冲星遇到密度变化的ISM。我们发现密度壁可以解释PSR J2124-3358和PSR B 0740 -28周围星云的特殊弓形激波形状。壁在激波中产生扭结，而平滑的ISM密度梯度使激波倾斜。我们的结论是，风动量通量的各向异性单独不能解释所观察到的弓形激波形态，而是需要考虑到外部影响。我们表明，解析（单层，薄壳）解决方案是一个很好的近似时，动量通量是各向异性的，失败的一个陡峭的ISM密度梯度，并approaches有效冷却的数值解。我们提供了一个真空偶极子风和相关的冲击形状的纬度依赖性的解析表达式，并比较结果的分裂-偶极子风。我们发现，我们无法区分这两个风模型纯粹从弓形激波形态。

多维相对论流的有效激波捕获中心型格式。I.流体力学

An efficient shock-capturing central-type scheme for multidimensional relativistic flows. I. Hydrodynamics

由于保守变量和原始变量之间的非线性关系以及雅可比矩阵的复杂性（在大多数常用的近似黎曼解算器中需要进行谱分解），特殊相对论流体动力学（RHD）的多维激波捕捉数值格式在计算上比相应的欧拉格式昂贵。本文提出了一种有效的、易于实现的理想RHD三维激波捕捉方法。基于P. Londrillo和L. Del Zanna（{ \em Astrophys. J.} 530，508-524，2000）对于非相对论性磁流体动力学（MHD）情况，并且考虑到其相对论性MHD扩展（将出现在即将发表的论文中），该方案使用高阶（第三）凸本质非振荡（CENO）有限差分插值例程和中心型平均黎曼解算器，其不利用耗时的特征分解。该计划是非常有效和强大的，它给出的结果与更复杂的算法，即使在超相对论多维测试问题。

Shock-Wave球粒形成加热模型：气流作用下熔滴的流体动力学模拟

Shock-Wave Heating Model for Chondrule Formation: Hydrodynamic Simulation of Molten Droplets exposed to Gas Flows

陨石中富含毫米级球形硅酸盐颗粒，被称为球粒，被认为是原行星盘中尘埃颗粒熔融事件的有力证据。最合理的假设之一是球粒前体尘埃颗粒在高速气流中被加热并熔化（冲击波加热模型）。我们开发的非线性，时间依赖性，和三维流体动力学模拟代码，用于分析暴露于气流的熔融液滴的动力学。我们证实了我们的模拟结果在线性区域与Sekiya等人（2003）分析得出的线性解有很好的一致性。我们发现，被Sekiya等人（2003）忽略的流体动力学方程中的非线性项可以通过在液滴中产生负压来引起空化。我们讨论了通过空化破碎是确定球粒尺寸上限的一种新机制。我们还成功地再现了当气体冲压压力大于表面张力的影响时液滴的破碎。最后，我们比较了液滴在冲击波加热的变形与球粒的测量数据，并提出了其他影响变形液滴的重要性，例如，液滴的旋转。我们相信，我们的新代码是一个非常强大的工具，调查的冲击波加热模型的框架内的熔融液滴的流体动力学，并有许多潜在的应用到各种问题。

宇宙学结构演化的多维流体动力学编码

A multidimensional hydrodynamic code for structure evolution in cosmology

宇宙学多维流体动力学代码的描述和测试。该代码基于现代高分辨率冲击捕捉技术。它可以利用线性或抛物线单元重建以及近似黎曼解算器。该代码是专门为宇宙学应用而设计的。两个测试，包括冲击已被认为是：第一个是一个标准的激波管和第二个测试涉及一个球对称的冲击。各种额外的宇宙学测试也提出。通过这种方式，证明了代码的性能。代码的有用性进行了讨论，特别是，这个强大的工具，预计将是有用的，以研究内部的非对称宇宙学结构的热气体成分的演变。

黑洞吸积激波不稳定性的广义相对论流体动力学模拟和线性分析

General Relativistic Hydrodynamic Simulations and Linear Analysis of the Standing Accretion Shock Instability around a Black Hole

利用二维广义相对论流体动力学模拟和赤道平面线性分析研究了进入Schwarzschild黑洞的平流吸积流中驻激波的稳定性。我们证明了吸积激波对轴对称扰动是稳定的，但对非轴对称扰动变得不稳定。动力学模拟的结果表明，与线性分析的稳定性，振荡和增长的时间尺度很好的协议。不同的波传播时间与增长的不稳定性的时间尺度的比较表明，不稳定性可能是Papaloizou-Pringle型，引起的声波的重复传播。然而，扰动的波长太长，无法清楚地定义反射点。通过对动力学仿真中的非线性相位的分析，发现二次模耦合先于非线性饱和。在非线性阶段，不仅湍流运动引起的短期随机波动，而且在较长的时间尺度上也会产生准周期振荡。我们给出了准周期振荡（QPO）的不稳定性和伽马射线暴（GRB）的中心引擎的一些可能的含义。

燃烧：伽玛暴运动学、流体动力学和环境特性的无线电诊断

Flaring up: radio diagnostics of the kinematic, hydrodynamic and environmental properties of GRBs

射电耀斑的具体发生率似乎明显大于即时光发射。这种丰度，再加上反向冲击解释表明，无线电耀斑增加了一个独特的探测伽玛射线暴冲击的物理。因此，出于动机，我们估计的强度预期的反向冲击波的爆发，其中多波长观测允许的物理参数的前向冲击波被确定。我们使用所有6个爆发（980519，990123，990510，991208，991216，000418），这些爆发被发现是绝热的，因此预测有一个强的反向冲击。我们的目标是约束流体动力学演化的反向冲击和初始体洛伦兹因子-我们发现这是之间的$10^{2}$和$10^{3}$和远高于下限的要求，伽马射线暴是光学薄的高能光子。在一半的情况下，我们通过增加反向激波的贡献来改善早期余辉光变曲线的描述。对这种早期发射的建模提供了调查爆发周围环境的机会。对于991216和991208，预期的恒星风的$1/r^2$密度结构与早期的余辉光变曲线不相容。考虑到这些伽玛暴的径向范围，我们讨论的条件下，包括风终止冲击可能解决的情况下，$1/r^2$密度分布。

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.

Simulation of Thick Accretion Disks with Standing Shocks by Smoothed Particle Hydrodynamics

We present results of numerical simulation of inviscid thick accretion disks and wind flows around black holes. We use Smoothed Particle Hydrodynamics (SPH) technique for this purpose. Formation of thick disks are found to be preceded by shock waves travelling away from the centrifugal barrier. For a large range of the parameter space, the travelling shock settles at a distance close to the location obtained by a one-and-a-half dimensional model of inviscid accretion disks. Occasionally, it is observed that accretion processes are aided by the formation of oblique shock waves, particularly in …

通量限制扩散近似下考虑辐射转移的光滑粒子流体力学

Smoothed particle hydrodynamics with radiative transfer in the flux-limited diffusion approximation

我们描述的实施和测试的平滑粒子流体动力学（SPH）代码，解决了辐射流体动力学方程的通量限制扩散（FLD）近似。导出了辐射流体动力学显式积分格式的SPH方程，并进行了检验。我们还讨论了一个隐式的数值方案，用于解决辐射方程，允许系统使用的时间步长比显式辐射时间步长长得多的演变。该代码进行测试的各种一维辐射流体力学问题，包括辐射传播的光学薄介质，光学厚和薄的冲击，亚临界和超临界辐射冲击，和辐射为主的冲击。Turner和Stone（2001）也进行了许多测试，以测试他们为ZEUS-2D代码实现的FLD模块。在这些测试中，SPH代码的性能至少与ZEUS-2D代码一样好。

流体动力学模拟中的宇宙结构形成激波和宇宙射线

Cosmological structure formation shocks and cosmic rays in hydrodynamical simulations

结构形成过程中的宇宙激波不仅对维里化结构中气体的热化起决定性作用，而且通过扩散激波加速相对论性宇宙射线（CR）。我们讨论了一种新的数值处理的物理学的宇宙射线结合的形式主义，用于识别和测量的冲击强度的飞行在平滑粒子流体动力学模拟。在我们的方法中，非热CR人口处理自洽，以评估其对热气体的动力学影响，以及对宇宙学观测值的其他影响。使用这种形式主义，我们研究的热化过程中的高分辨率流体动力学模拟的Lambda冷暗物质模型的历史。坍缩的宇宙结构被高马赫数达1000的激波所包围，但它们在热化的能量平衡中只起很小的作用。然而，这一发现对于我们理解大尺度结构中CR的空间分布具有重要意义。在对星系团的高分辨率模拟中，我们发现平均CR压力的贡献很小，这是由于晕内流动激波的低马赫数和CR的软绝热指数的小加速效率造成的。然而，在冷的核心区域内，CR压力达到均分与热压力导致有一个较低的有效绝热指数，从而提高压缩性的中央intracluster介质。这种效应增加了星团的中心密度和压力，从而增加了X射线发射和中心Sunyaev-Zel'dovich通量的减少。然而，综合的Sunyaev-Zel'dovich效应只有轻微的变化。

粒子加速和相对论激波

Particle acceleration and relativistic shocks

对伽马射线暴源和某些活动星系的观测都表明存在相对论冲击波，需要高能粒子的产生来解释它们的发射。本文回顾了相对论流体力学和磁流体力学中激波的基本理论，着重介绍了天体物理学中有趣的例子。其次是概述了在这样的冲击粒子加速的理论。本文综述了γ射线暴的相对论喷流和火球模型在天体物理中的应用。

基于总变差递减格式的相对论流体力学数值模拟

Numerical Relativistic Hydrodynamics Based on the Total Variation Diminishing Scheme

本文介绍了一个可用于相对论天体物理流动研究的多维流体动力学程序。该程序基于总变差递减（TVD）格式，将特殊相对论流体动力学方程作为双曲守恒律方程组求解。它使用了一组新的守恒量，并采用了一个解析公式，用于从参考系中的守恒量到局部静止系中的物理量的变换。几个标准的测试，包括相对论激波管，相对论壁激波，和相对论冲击波，证明该代码捕捉不连续性正确和急剧的超相对论制度。通过对相对论Hawley-Zabusky激波和相对论河外喷流的试验模拟，证明了该程序的鲁棒性和灵活性。

相对论流体动力学模拟计算BL Lac的X射线光变曲线

Synthetic X-ray light curves of BL Lacs from relativistic hydrodynamic simulations

我们提出的相对论流体动力学模拟的结果，在一个统一的外部介质中的两个致密的壳层的碰撞，所设想的BL紫胶喷流的内部冲击模型。计算了高能电子注入相对论激波产生的非热辐射随时间和空间的演化。用两种不同的模型对电子在相对论激波处的加速进行了参数化，并计算了相应的X射线光变曲线。我们发现，相互作用的时间尺度的两个壳层的影响与外部介质的相互作用。对于所选的参数集，在将耗散的动能转换成所观察到的X射线辐射中的碰撞效率为百分之一的量级。

密度跃变介质中相对论性爆炸波的流体动力学及其发射特征

Hydrodynamics of Relativistic Blast Waves in a Density-Jump Medium and Their Emission Signature

详细分析了超相对论爆炸波在密度突变介质中膨胀时的流体力学和余辉辐射。这种介质很可能出现在与大质量恒星有关的伽马射线暴（GRB）附近。通过反向冲击波和正向冲击波描述了爆炸波与该介质的相互作用。我们表明，如果密度跳跃因子（$α$）远大于21，则反向激波最初是相对论性的，如果$1<α\ll 21$，则是牛顿性的。我们还计算了在相互作用过程中，如果反向冲击是相对论性的余辉发射的光变曲线，并发现光通量密度最初突然衰减，然后迅速上升，最后根据幂律衰减，这可能是随后的突然衰减时，反向冲击刚刚越过原来扫了物质。因此，在大密度跳跃介质中发生的余辉的一个性质是光变曲线中的突然下降，然后是凸起，从而提供了环暴环境的探测器。此外，这一性质不仅可以解释GRB 970508和GRB 000301C的光学余辉，而且还可以解释GRB 981226的X射线余辉。

模拟大质量恒星磁层的刚性场流体动力学方法

A Rigid-Field Hydrodynamics approach to modeling the magnetospheres of massive stars

介绍了一种新的刚性场流体动力学方法来模拟大质量恒星在极强磁场极限下的磁层。将场线视为有效刚性，我们开发了描述沿每个场线的一维流动的流体动力学方程，受压力、辐射、重力和离心力的影响。我们数值求解这些方程的一个大的合奏的场线，建立一个三维的时间依赖模拟的模型星的参数类似的原型Bp星σ Ori E。由于沿每个场线的流动可以独立于其他场线求解，这种方法的计算成本是等效磁流体动力学处理的一小部分。模拟证实了许多以前的分析和数值研究的预测。来自相反磁半球的气流之间的碰撞导致强烈的冲击加热。激波后的等离子体最初通过X射线辐射冷却，并最终聚集成一个扭曲的，刚性旋转的盘，由有效（重力加离心）势的最小值的轨迹定义。但也出现了一些新的结果。对于远离恒星的磁力线，快速的区域发散增强了风的辐射加速，导致高激波速度（高达3，000 km/s）和硬X射线。此外，离心势能的释放继续加热激波后的风等离子体，温度高达激波本身温度的两倍左右。最后，在某些情况下，冷等离子体在积累盘可以振荡其平衡位置，可能是由于在相邻的激波后区域的辐射冷却不稳定性。

船帆座SNR II中激波-云相互作用。水动力模型

Shock-cloud interaction in the Vela SNR II. Hydrodynamic model

在超新星遗迹的X射线和光辐射研究的框架内，我们重点研究了船帆座SNR（VelaFilD）北缘的一个孤立的X射线结，其X射线辐射已在论文I中进行了研究和讨论。我们的目标是了解的物理起源的X射线和光发射在磁场中，在理解不同的物理过程在工作中的作用，并在获得一个关键的解释未来的X射线观测信噪比。为此，我们追求一个准确的“前进”的船帆座SNR冲击与ISM云的相互作用的建模。我们进行流体动力学模拟，我们直接比较从模拟合成的观测数据。我们探索了四种不同的模型设置，根据我们对X射线数据的初步分析选择物理参数的值。我们合成X射线发射图和光谱过滤通过XMM-牛顿EPIC-MOS仪器响应。冲击波前在600万开尔文的椭圆形云的密度比周围介质的30倍的影响，以及描述的冲击波云的相互作用过程中的船帆座区域的光谱特性和形态的X射线和光学发射。大部分的X射线发射在菲尔德结起源于云材料加热的传输冲击波阵面，但显着的X射线发射也与云材料，蒸发，作为热传导的效果，在云间介质。FilD光发射的物理起源与热不稳定性有关。在FilD结中，与反射激波阵面相关的X射线发射可以忽略不计。

大质量恒星风中超新星演化的流体动力学

Hydrodynamics of Supernova Evolution in the Winds of Massive Stars

核心坍缩超新星产生于大于8 $\msun$的恒星。这些恒星在其一生中失去了相当数量的质量，这些质量在恒星周围积累，形成风吹的气泡。当恒星在一次壮观的爆炸中死亡时，产生的SN冲击波将与这种改性的介质相互作用。我们研究了冲击波的演化，并探讨了这种相互作用的性质。我们集中在周围的35太阳质量的恒星介质中的SN冲击波的演变。我们讨论了由此产生的相互作用，形成和增长的不稳定性，偏离球形的流体力学。

武仙座双星AM的吸积物理，I。一维定常辐射流体力学的结果

Accretion physics of AM Herculis binaries, I. Results from one-dimensional stationary radiation hydrodynamics

我们求解了吸积磁白矮星激波后流动的一维定常双流体流体动力学方程，同时考虑了回旋辐射和韧致辐射的完全频率和角度相关的辐射转移。考虑磁场强度B = 10至100 MG。在给定B时，该理论将发射区的性质与单个物理参数，质量流密度（或每单位面积的吸积率）联系起来。我们提出了归一化的温度分布和拟合公式的峰值电子温度，几何冲击高度，和柱密度的冲击后流。结果适用于药盒形的发射区。通过一阶温度校正，它们也可以用于较窄的柱，只要它们不是太高。

中微子驱动的超新星外流中的核合成相关条件。I.球对称流体动力学模拟

Nucleosynthesis-relevant conditions in neutrino-driven supernova outflows. I. Spherically symmetric hydrodynamic simulations

我们调查的行为和后果的反向冲击，终止超音速膨胀的重子风，这是由中微子加热关闭表面（非磁化）新生的中子星在超新星核心。为此，我们进行长时间的流体动力学模拟在球对称。与以前的相对论风研究一致，我们发现中微子驱动的外流加速到超音速，并且在半径约10 km、质量约为1.4太阳质量（引力质量）的紧凑中子星的情况下，风的熵达到约100 k_B/核子。然而，风受到超新星核心环境的强烈影响。当超音速外流与前面较慢的超新星喷出物碰撞时，它会被终止激波突然减速和激波加热。这种反向激波的径向位置随时间变化，并取决于中微子风的强度和不同质量和结构的祖星的不同条件。它的基本性质和行为可以通过简单的分析来理解。我们证明，通过反向冲击的物质的熵可以增加到渐近风值的倍数。因此，在爆炸开始后的几秒钟内，它可以超过每个核子400 kB。冲击风的温度通常会降到10^9 K左右或更低，而被冲击减速的物质的密度和温度只会非常缓慢地继续下降。这样的条件可能会强烈影响超新星核合成的重要阶段，在时间和祖依赖的方式。（节略）

广义相对论对核塌缩超新星的影响

The Effects of General Relativity on Core Collapse Supernovae

研究了广义相对论（GR）对核塌缩超新星临界激波再加热阶段流体动力学和中微子输运的影响。我们发现，与GR流体动力学计算的核心崩溃的结果在一个实质上更紧凑的核心结构的冲击，激波半径在停滞被减少了2倍。在大部分的演变过程中，激波后面的材料的流入速度也增加了2倍。我们已经开发了一个代码的广义相对论多群通量限制扩散（MGFLD）在静态时空和比较的稳态中微子分布选定的时间片后反弹模型与牛顿MGFLD计算。GR输运计算表明，预期减少中微子光度和均方根能量的红移和曲率效应。虽然GR对流体力学和中微子输运的影响似乎对激波复活起作用，但核心构型有足够的不同，除了使用牛顿流体力学和输运来模拟核心坍缩超新星是不现实的之外，还不能得出确切的结论。

流体动力学黑洞吸积的广义激波解

Generalized Shock Solutions for Hydrodynamic Black Hole Accretion

本文首次利用{ \it all}可用的赝Schwarzschild势研究了流体动力学的、不可吸积的黑洞吸积盘中激波形成的可能性。结果表明，一个重要的吸积参数跨越的参数空间的显着区域允许激波形成流在{ \it所有}的潜力在这项工作中使用。这导致的结论是，在吸积盘周围的非旋转黑洞在一般情况下，驻激波是必不可少的成分。在完整的广义相对论框架下，我们还建立了多跨音速黑洞吸积和风的运动方程，并在Schwarzschild度规下求解。在各种赝势的吸积流的激波解，然后比较这种广义相对论的解决方案，以确定潜在的最佳近似Schwarzschild时空的激波形成的问题，在黑洞吸积盘的关注。

强激波与非均匀介质的流体动力学相互作用-- I：绝热情况

Hydrodynamic Interaction of Strong Shocks with Inhomogeneous Media - I: Adiabatic Case

许多天体物理流发生在非均匀（clusified）介质中。我们目前的结果的数值研究的稳定，平面冲击相互作用的嵌入圆柱形云系统。我们的研究使用二维几何。我们的数值代码使用自适应网格细化，使我们能够在最大和最小尺度上实现足够高的分辨率。我们忽略任何辐射损失、热传导和引力。模拟的详细分析表明，嵌入的不均匀性与冲击/震后风的相互作用主要取决于云层的厚度和在层中的云的安排。云的总质量和单个云的总数不是一个重要的因素。我们定义了两类云分布：薄和厚层。我们定义的临界云分离沿流动方向和垂直于它区分云的演变的相互作用和非相互作用的制度。最后，我们讨论了在这样的系统中的质量加载和混合。

相对论流体力学的无振荡中心差分和人工粘性格式

Non-Oscillatory Central Difference and Artificial Viscosity Schemes for Relativistic Hydrodynamics

高分辨率，无振荡，中心差分（NOCD）的数值方案被引入作为替代更传统的人工粘性（AV）和Goddom方法求解完全广义相对论流体力学方程。这些新的方法提供了Godfred方法的优势，在捕捉超相对论性的流动，没有成本和复杂的黎曼解算器，和AV方法的优势，在其速度，易于实施，和一般适用性，而不明确使用人工粘性激波捕捉。激波管，壁激波，灰尘堆积试验，所有绝热状态方程，并与AV和Goddom的代码的等效解决方案进行比较。在这个过程中，我们解决了时间显式NOCD和AV方法在广泛的洛伦兹因子的准确性。