The Distance to the Cygnus Loop from Hubble Space Telescope Imaging of the Primary Shock Front
我们提出了一个哈勃太空望远镜/WFPC 2窄带H-α图像的天鹅座圈超新星遗迹的东北边缘的一个区域。这个位置提供了一个详细的例子，说明主冲击波第一次遇到周围的星际介质。在这张照片中可以看到细丝结构的精致细节，这张照片主要是作为后续光谱计划的早期获取图像获得的。我们将HST图像与POSS-I红板的数字化版本进行比较，以测量该细丝的自行。把这个自行值和以前在这个位置上测量的激波速度结合起来，我们发现到天鹅座圈的距离是440（+130，-100）pc，比770 pc的标准值小得多。我们简要地讨论了这个新的距离估计的后果，我们了解这个原型超新星遗迹。
1999-06-01 astro-ph
Balmer-Dominated Spectra of Nonradiative Shocks in the Cygnus Loop, RCW 86 and Tycho Supernova Remnants
本文对天鹅座圈、RCW 86和第谷三个超新星遗迹的非辐射激波的光辐射进行了观测和理论研究。这些冲击的光谱主要由碰撞激发的氢巴耳末线，其中既有一个广泛的组成部分所造成的质子-中性电荷交换和一个狭窄的组成部分所造成的冷中性激发进入冲击。在每一个遗迹中，我们已经获得了宽，窄的流量比的H α和H β线，并测量了H α宽分量的宽度。一个新的数值激波程序计算了部分中性气体中无辐射激波的宽和窄巴耳末线发射。巴耳末线通量对莱曼线俘获和电子-质子温度平衡程度敏感。该程序计算了激波后电离层的密度、温度和尺寸，并利用蒙特卡罗模拟计算了莱曼线俘获引起的窄巴耳末线增强。分配给电子和质子的冲击能量的初始部分（平衡）是一个自由参数。我们的模型表明，在电子-质子温度平衡和莱曼线捕获的变化可以重现所观察到的范围内的宽到窄的比例。结果表明，在天鹅座东北圈的无辐射区（v_shock ~ 300 km/s），有80%~ 100%的平衡;在RCW 86的无辐射区（v_shock ~ 600 km/s），有40%~ 50%的平衡;我们的结果证实了磁声马赫数与所观测到的残余物中的平衡之间的反相关性。
2000-10-24 astro-ph
FUSE Observations of the Cygnus Loop: OVI Emission from a Nonradiative Shock
我们目前的远紫外线光谱探测器（FUSE）的观测在天鹅座圈超新星遗迹的东北地区的巴耳末灯丝。数据由通过30“x30”（LWRS）孔径获得的一个光谱和通过4“x20”（MDRS）孔径获得的相邻位置处的三个光谱组成。在产生这些微弱的光学细丝的区域中的非辐射冲击产生强的OVI 1032，1038发射，这在所有光谱中被检测到。OVI发射被FUSE分解为以0 km/s为中心的强分量和以+/- 140 km/s为中心的弱分量。MDRS谱使我们能够研究OVI辐射在激波后结构中的变化。我们发现，零速度发射是直接与巴尔末灯丝冲击，而高速发射来自一个更均匀分布的组件沿视线的其他地方。我们还发现，如果我们假设驱动它们的冲压压力与零速度分量激波相同，则产生+/- 140 km/s发射的激波的速度在180 km/s和220 km/s之间。在天鹅座圈的空腔模型的背景下，爆炸波与形成空腔壁的大部分的球壳的相互作用可以自然地产生观察到的类似的红移和蓝移分量。
2001-09-28 astro-ph
HST-STIS Observations of the Cygnus Loop: Spatial Structure of a Non-radiative Shock
我们提出了一个空间分辨的紫外光谱的非辐射冲击波前的天鹅座圈，获得与空间望远镜成像光谱仪（STIS）上的哈勃太空望远镜（HST）。光谱覆盖波长范围1118 - 1716埃，有效光谱分辨率约为12埃。这些数据的0.1”空间分辨率比早期的紫外光谱有了巨大的改进，使我们能够研究冲击波前正后方的高电离线发射的空间分布。通过将STIS光谱与该地区的WFPC 2 H-alpha图像进行比较，我们能够在光谱中分离出单个冲击特征。分离出最亮的激波切线，我们识别出NV、CIV、HeII、OV、OIV]和SiIV以及NIV]的谱线以及氢双光子连续谱。NV线峰值在CIV和HeII发射之后约0.3”，并且在空间上更宽。此外，所观察到的线比的CIV和HeII NV是更高的，在我们的明亮的冲击光谱比在以前的观察相同的灯丝通过更大的光圈，表明必须有一个更广泛的分布组件的NV排放。我们计算的冲击模型，并表明，所观察到的CIV和NV发射区之间的分离和所观察到的线强度约束的冲击速度和预冲击密度的组合是允许的。
2000-06-13 astro-ph
Electron Energy Distributions at Relativistic Shock Sites: Observational Constraints from the Cygnus A Hotspots
我们报告了斯皮策太空望远镜在4.5和8.0微米处对天鹅座A热点的新探测。结合已发表的详细的射电观测和同步加速器自康普顿模型，我们重建了两个最亮热点（A和D）的基本电子能谱。电子分布的低能量部分具有平坦的幂律斜率（s~1.5），直到几乎完全对应于质子和电子之间的质量比的断裂能量;我们认为这些特征最有可能是内在的，而不是由于吸收效应。在突破之后，电子光谱继续以非常陡峭的斜率s>3向更高的能量发展。因此，没有证据表明在整个可观测的电子能量范围内，一阶费米型冲击的“正则”斜率为2。我们讨论了这些意见的意义和洞察力提供到高能粒子加速过程中轻度相对论冲击。
2007-09-06 astro-ph
Model Simulations of a Shock-Cloud Interaction in the Cygnus Loop
我们目前的光学观测和二维流体动力学模拟孤立的冲击ISM云。在1992年6月和2003年7月拍摄的一个小的光学发射云沿天鹅座环的西南翼的H $α$图像被用来测量周围的巴尔末主导的发射细丝的$\sim$ $0 \farcs 1$年$^{-1}$和$0\farcs025 - \farcs055$年$^{-1}$的内部云发射功能的位置位移。这些测量结果表明，对于ISM环境和内部云激波，横向速度分别为$\simeq$ 250 km s $^{-1}$和$\simeq$ 80 - 140 km s $^{-1}$。云内可见的复杂激波结构表明，云的内部密度分布是两个阶段：一个平滑变化的背景密度，其中填充了较高密度的团块。我们提出的模型结果与非均匀ISM云的冲击相互作用。我们发现，这种云可以很好地模拟由一个平滑变化的幂律核心包围的低密度信封与洛伦兹配置文件。在这样一个模型中，缺乏尖锐的密度梯度抑制了开尔文-亥姆霍兹不稳定性的增长，这与云的外观一致。我们的模型结果还表明，云团的密度$\sim$ 10倍的环境ISM密度和占总云体积的$\sim$ 30%。此外，观测到的内部云激波的间隔和模式模拟表明，团块之间的距离是$\sim$ 4团块半径。
2005-07-13 astro-ph
The warm interstellar medium around the Cygnus Loop
用扫描法布里-珀罗分光光度计ESOP对天鹅座圈超新星遗迹附近介质中的氧线[OII]3729和[OIII]5007进行了观测。这两条线都是在三个不同的方向上被探测到的--东部、东北部和西南部--距离冲击锋面15个百分点。电离的介质就在残骸的附近，正如绝热激波转变（由X射线周长定义）穿过时两条线的平滑增亮所表明的那样。这些线通常在天鹅座圈周围比在银河纬度高于5度的方向上的一般背景更亮。也有边缘（但重要）的证据表明，天鹅座圈周围的电离度略大。我们的结论是，使这个大气泡膨胀所需的能量可能是由O 8或O 9型祖先或由膨胀的激波阵面加热的粒子提供的。第二种可能性虽然很有吸引力，但必须通过广泛的建模来评估。
1998-11-20 astro-ph
An Isolated, Recently Shocked ISM Cloud in the Cygnus Loop SNR
空间分辨ROSAT X射线和地面光学数据的西南地区的天鹅座环路信噪比揭示了前所未有的细节非常早期阶段的冲击波相互作用与孤立的星际云。在上游气流附近和沿云边缘的许多内部云激波锋面在光学上是可见的，它们是增强的H-α发射的尖锐细丝。在云的南北两侧，沿着一条以巴尔默为主的激波细丝线可以看到微弱的X射线辐射，估计X射线气体温度为1.2 x 10^6 K（0.11 keV），对应的激波速度为290 km/s^-1。主云体本身几乎没有X射线通量。相反，X射线辐射被限制在最北部和最南部的云边缘，在离冲击波前锋当前位置最远的下游区域发射最亮。我们估计的相互作用年龄约1200年的基础上观察到的冲击/云的形态。总的来说，光学和X射线特性的冲击ISM云显示了许多的主要功能预测一个年轻的SNR冲击ISM云的相互作用。特别是，人们看到激波的形成和衍射内的非均匀云随着部分主爆炸波吞没。然而，从模型预测的几个显着的差异也存在，包括没有证据表明沿云边缘的湍流，扩散，而不是间接的[O III]的云的主体内的发射，异常强烈的下游[S II]的发射在冲击后的云区，和限制的X射线发射到云的外边界。
2002-06-27 astro-ph
A Detailed Analysis of a Cygnus Loop Shock-Cloud Interaction
天鹅座圈的XA区域是一个辐射和非辐射激波与星际云相互作用的复杂区域。我们结合五个远紫外光谱观测霍普金斯紫外望远镜（HUT），网格的24 IUE光谱和高分辨率长缝Halalpha光谱研究整个区域的空间发射线的变化。这些光谱数据被放置在背景下使用地基，光学发射线图像的区域和远紫外图像获得的紫外成像望远镜（UIT）。高电离离子（OVI，NV，CIV）的存在表明冲击速度接近170 km/s，而其他诊断表明v_shock=140 km/s。很可能在比我们能够分辨的更小的空间尺度上存在大范围的激波速度。通过比较CIV 1550，CIII 977和CIII 1909，我们探索了整个区域的共振散射。我们发现，一个显着的列深度存在于所有位置，包括那些不靠近明亮的光学/UV灯丝。对OVI双峰比的分析表明，该离子的平均光学深度约为1，而对[SiVIII] 1443的通量测量表明，在略低于10^6K的区域存在热成分。考虑到OVI发射的亮度和相互作用的年龄，我们排除了UV发射的混合层解释。此外，我们制定了一个图片的XA地区遇到的冲击波与手指的致密气体从前SN腔向内突出。
2001-04-14 astro-ph
A Comparison of Ultraviolet, Optical, and X-Ray Imagery of Selected Fields in the Cygnus Loop
在1990年和1995年的Astro-1和Astro-2航天飞机飞行任务期间，用紫外成像望远镜（UIT）观测了天鹅座圈超新星遗迹边缘5个40'直径区域的远紫外（FUV）图像。这些领域采样了广泛的条件，包括各种几何形状和物理尺度的辐射和非辐射冲击。在这些冲击中，UIT B5带主要是CIV 1550和氢双光子复合连续谱。较小的贡献是由HeII 1640和OIII 1665的发射线产生的。我们提出了这些新的FUV图像，并将其与光学Halalpha和[OIII]，以及ROSAT HRI X射线图像进行比较。将UIT图像与其他波段的图像进行比较，可以对这些不同类型的发射的空间变化和位置提供新的见解。通过与冲击模型计算和已发表的FUV光谱在选定的位置进行比较，我们推测，在天鹅座圈，特别是在大多数以前的研究中通常选择用于观察的明亮的光学细丝中，强FUV允许线的共振散射是广泛的。
2000-02-01 astro-ph
SPEAR Far Ultraviolet Spectral Images of the Cygnus Loop
我们目前的远紫外（FUV）光谱图像，测量在C IV 1550，He II 1640，Si IV + O IV] 1400，和O III] 1664，整个天鹅座环，观察等离子体演化光谱从天体物理辐射（SPF10）仪器，也被称为FIMS。FUV辐射的空间分布一般对应于边缘增亮壳层，与光学、射电和X射线图像相似。在目前的工作中发现的功能包括一个“胡萝卜”，弥漫的内部，和突破功能，这在以前的FUV研究中没有看到。从O Ⅳ]与O Ⅲ]的线比中发现了140 - 160 km/s的激波速度，该线比不仅对共振散射不敏感，而且对元素丰度也不敏感。估计的速度表明，快速冲击是广泛的整个残余。通过与稳态激波模型的各种线比的比较，还表明共振散射是普遍存在的。
2006-01-26 astro-ph
The jet-powered optical nebula of Cygnus X-1
我们提供了由黑洞候选者和微类星体天鹅座X-1的喷流提供动力的星云的H-α和[O III]（5007埃）图像，用2.5米艾萨克牛顿望远镜（INT）观测。环状结构在[O III]中发光，并且存在具有高[O III] / H-alpha通量比的薄外壳。这个外壳可能起源于靠近弓激波前部的碰撞激发原子。它的存在表明，气体是冲击激发，而不是光电离，支持喷气动力的情况。激波速度以前被限制在20 < v < 360 km/s;在这里，我们显示v >= 100 km/s（1 sigma置信度）的基础上观察到的[O III] / H-alpha比在弓激波与一些辐射激波模型的比较。由此，我们进一步约束射流的时间平均功率：P_Jet =（4 - 14）*10^36 erg/s。激波阵面后的H-α通量通常为4*10^-15 erg/s/cm ^2/arcsec ^2，我们估计该星云光学（R波段）连续通量的上限约为8*10^-15 erg/s/cm ^2/arcsec ^2（3 sigma）。该结构的推断年龄与天鹅座X-1接近明亮的H II区域的时间相似（由于双星的自行），表明需要致密的局部介质来形成冲击波。此外，我们在天鹅座X-1以南的H-α区域（由北银道面INT光度H-α巡天计划提供）搜索了一个大于1平方度的视场，以寻找反喷流与周围介质相互作用的证据。确定了两个候选区域，它们与喷流的可能联系可以通过[S …
2007-01-23 astro-ph
Synchrotron flaring behaviour of CygnusX-3 during the February-March 1994 and September 2001 outbursts
目的：在本文中，我们研究是否冲击喷流模型，广泛用于解释爆发行为的类星体，可以用来解释无线电耀斑行为的微类星体天鹅座X-3。方法：我们已经使用了一种方法来模拟类星体喷流的同步辐射爆发，它将多频光变曲线分解成一系列的爆发。该方法基于Marscher & Gear（1985）激波模型，但我们对Bjornsson & Aslaksen（2000）提出的模型进行了修改，使初始阶段的通量密度增加不那么突然。我们研究了天鹅座X-3的平均爆发演化以及个别爆发的具体特征和物理喷流特性。结果：我们发现1994年2 - 3月和2001年9月爆发的光变曲线可以用修正的激波模型来描述。平均演化表明，在同步加速器阶段，通量密度仍然在增加，而不是预期的同步加速器平台。我们还发现，高频率的峰值爆发的持续时间短于峰值在较低的频率。最后，我们表明，该方法可以用来补充无线电干涉射流成像，推导出的物理参数，如磁场强度和相对论电子的能量密度的Cyg X-3的射流。
2007-07-18 astro-ph
Composition, collimation, contamination: the jet of Cygnus X-1
我们的模型观测到的大小和亮度的VLBA无线电核心的喷流在天鹅座X-1，以获得一个表达式的喷流功率作为一个函数的基本喷流参数。我们将这个表达式应用于最近对Gallo等人2005年对源周围大尺度激波壳层的观测中的喷流功率的限制，这使我们得出一组替代结论：（a）喷流包含大量质子：每个射电发射电子超过2000个质子，（b）它具有非常低的射电体积填充因子f <3 × 10 ~（-5），（c）稳定的，无线电发射VLBA喷流不是为ISM壳层提供动力的动能的来源，或者（d）它的渐近行为与一组广泛的合理的喷流分析模型根本不同。
2005-09-26 astro-ph
The Minimum Mass for Opacity-Limited Fragmentation in Turbulent Cloud Cores
我们提出了一个新的分析恒星形成的最小质量，不透明度有限的碎片的基础上。我们的分析不同于标准的，它认为层次的3-D介质的碎片，并产生$M_{_{\rm MIN}} \sim 0.007 {\rm to} 0.010 M_\odot$人口I恒星形成。相反，我们分析更现实的情况下，有一个冲击压缩层的一次性碎片，在动荡的恒星形成云的排序。在这种情况下，$M_{_{\rm MIN}}$可以小于$0.003 M_\odot$。我们的分析比标准的分析更严格，因为（a）它要求碎片的凝聚时标比所有竞争的质量标度都要短，（b）它考虑到碎片在凝聚的同时通过吸积增长，并且必须辐射掉在相关的吸积激波中耗散的能量。这也与最近在年轻星团中发现的质量低至$0.003 {\rm M}_\odot$的自由漂浮恒星状物体相一致。
2004-11-17 astro-ph
Large Scale Simulations of Jets in Dense and Magnetised Environments
我们报告两个模拟，已进行了SX-5在HLRS（斯图加特）。一种模拟是轴对称的和纯流体动力学的，但分辨率为每束半径20个点（ppb）。双极射流被注入到球对称King剖面的中心，初始密度低于其环境的10，000倍。正如我们以前的工作所预期的那样，射流开始时在它周围产生一个球形气泡，由弓形激波约束。气泡缓慢地伸长，首先具有大致椭圆形状，然后在光束方向上形成较窄的延伸。弓形激波的最终展弦比为1.8。我们已经转换的结果在一个三维矩形网格和集成的发射特性与观察到的中央星系团射电星系的结果进行比较。在天鹅座A的特殊情况下，我们来令人信服的一致性，形态上，受喷流的影响区域的大小，大小和圆柱形的无线电茧，和源的年龄。这有力地支持了我们早先关于天鹅座A喷流性质的假设，以及对其他喷流参数的限制，如功率为$8 \times 10^{46}$ erg/s和年龄为2700万年。但是，模拟也清楚地显示了该模型的缺点：射流束是非常不稳定的，只有很少的到达头部激波的尖端。此外，冲击束等离子体和冲击环境气体之间的接触不连续性是相当破坏的开尔文-亥姆霍兹不稳定性的行动。这在观测中是看不到的，并且需要动力学上重要的磁场或至少适度的相对论性流的存在，或两者兼而有之。[删节]
2003-07-09 astro-ph
Peculiar Features of the Velocity Field of OB Associations and the Spiral Structure of the Galaxy
OB星协的周期性速度场结构的一些特殊特征可以用Roberts和Hausman（1984）的模型来解释，在该模型中，稠密云系统的行为被认为是在扰动势中。在隆突臂上的方位角速度没有统计上的显著变化，可能是由于它在激波阵面后面急剧增加，而激波阵面很容易被距离误差所模糊。在旋臂中存在激波，同时，在本轮中OB星协的实际自由运动可以在平均自由程为0.2-2千秒差距的粒子云模型中得到调和。OB星协的速度场表现出两个明显的非随机偏离理想的螺旋模式：天鹅座臂和船底座臂碎片之间的0.5 kpc位移，以及第三象限英仙座臂的弱化。然而，船底座、天鹅座和英仙座臂的碎片并不属于任何已知的马刺类型。
2003-04-23 astro-ph
Large scale simulations of the jet-IGM interaction
在一个参数研究扩展到射流密度的$10^{-5}$倍的环境，我最近表明，轻大规模的射流开始他们的生活在一个球形弓激波阶段。这样就可以很容易地描述该阶段中侧向弓形激波的传播。在这里，我提出了新的，双极，模拟非常轻的射流在2.5D和3D，达到观测相关规模的$>200$射流半径。由于各种影响，预计会偏离早期的弓形激波传播定律。然而，净效应仍然很小。我计算了受冲击的星团气体的X射线外观，并将其与天鹅座A和3C 317进行了比较。环，亮点和增强内的无线电茧可以解释。
2004-04-22 astro-ph
A transient relativistic radio jet from Cygnus X-1
我们报告的第一个观察到的瞬态相对论性喷流从典型的黑洞候选人，天鹅座X-1，获得与多元素无线电连接干涉仪网络（MERLIN）。在2004年1月至2月的重复X射线光谱跃迁阶段，在源的MERLIN成像的六个时期中，只有一个时期观察到喷流，这个时期对应于最软的1.5-12 keV X射线光谱。由于只有一个时期揭示了喷流，我们不能正式限制它的速度。然而，几条推理线索表明，喷流可能是在这次增亮前0.5-4.0天发射的，对应的投影速度为0.2c < v_app < 1.6c，内禀速度> 0.3c。我们还报告了天鹅座X-1发生的一次主要射电耀斑，在15 GHz处达到~120 mJy的通量密度，尽管与MERLIN进行了协调一致的努力，但尚未与任何可分辨的射电发射相关联。本文根据最近提出的黑洞X射线双星盘-喷流耦合的“统一模型”讨论了解析喷流，并初步确定了天鹅座X-1的“喷流线”。源是一致的，在这个意义上，一个稳定的射流似乎持续最初的X射线光谱开始软化时，和一旦光谱软化完成的核心无线电发射被抑制和瞬态喷出物/冲击观察模型。然而，有一些异常，天鹅座X-1显然不像一个正常的黑洞瞬态进展到典型的软/热状态，一旦喷射事件发生。
2006-02-14 astro-ph
The Evolution of Shocks in Blazar Jets
我们考虑的冲击波结构，可以出现在blazar喷流的喷流速度的变化的结果。有两种可能的情况：（1）由正向激波和反向激波组成的双激波系统;（2）单激波（正向或反向）和稀疏波。这些可能性取决于射流两个不同部分的相对速度。使用以前计算的球形模型的磁场和电子数密度的发射区域在TeV耀变体Markarian 501的估计，我们表明，该区域是在一个薄盘的形式，在等离子体静止框架。对于多普勒因子在10- 20范围内的MKN 501，有可能协调频谱和成对不透明度约束。这是最容易的，如果修正TeV吸收的红外背景是不是大暗示最近的模型。
2002-04-26 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
Modelling X-ray variability in the structured atmospheres of hot stars
我们描述了X射线生产在大气中的热，早期型恒星的框架“随机冲击模型”。假设恒星的扩展包层具有许多由激波产生的X射线发射"热区“，并嵌入处于动态平衡的周围”冷“介质中。它表明，明显缺乏X射线变异性短（小时的顺序）的时间尺度不矛盾的冲击模型X射线生产。发现X射线变化的特征取决于热区产生的频率、冷风对X射线的不透明度以及气流参数，如质量损失率和终端速度。
2001-04-25 astro-ph
Astroparticle yield and transport from extragalactic jet terminal shocks
本文讨论河外喷流终端激波（也称为热点）中高能粒子的产额和输运。通过对FRII射电星系热点区的空间输运、绝热和辐射损失以及费米加速过程的研究，我们详细地研究了FRII射电星系热点区的宇宙线、中微子和高能光子产额。由于电子和宇宙射线都倾向于相同类型的加速，我们推导出的最大宇宙射线能量的分析估计，可在两个环形和极向磁场主导的冲击结构，通过使用来自各种热点的同步辐射的观测数据。我们的主要结论之一是，最好的热点候选人为高能量天体粒子生产的扩展（$L_{HS}\geq 1kpc$），强磁化（$B> 0.1mG$）终端冲击显示同步辐射截止至少位于光学波段。我们发现在我们的样本中的六个物体中只有一个物体（3C 273 A）能够产生高达$10^{20}$ eV的宇宙射线。其次，我们研究了两个特征热点（天鹅座A和3C 273 A）产生的天体粒子谱应用多尺度MHD动力学方案，耦合MHD模拟动力学计算使用随机微分方程。通过计算电子和宇宙线的加速度，我们发现3C 273 A在Kolmogorov型湍流中可以产生高达$10^{20}$ eV的质子.我们还计算了地球上通过p- $γ$和p-p过程产生的高能中微子和γ射线通量，并将它们与最灵敏的天体粒子实验进行了比较。
2004-11-15 astro-ph
Dynamics of Circumstellar Disks II: Heating and Cooling
我们提出了一系列的2-D（$r,ϕ$）流体动力学模拟的边缘自引力盘周围的原恒星使用SPH代码。我们实现简单的动态加热，我们冷却每个位置作为一个黑体，使用光球温度从当地的垂直结构。我们从我们的模拟合成SED，并将它们与来自观测系统的基准SED进行比较。这些模拟产生不太明显的螺旋结构比等温演化系统，特别是在磁盘的内部三分之一。离恒星更远的地方也有类似的图案，但不会坍缩成凝聚的物体。光球温度在半径方向上符合指数为$q\sim1.1$的幂律关系，且非常陡峭。在远离恒星的地方，内部加热（$PdV$功和冲击）并不是产生盘物质中大部分热能的原因。造成这种冲击的重力扭矩无法有效地在外盘中传输质量和角动量。在距离恒星$\sim$ 5- 10天文单位的范围内，螺旋结构的快速分裂和重组会引起激波，这提供了足够的耗散，为近红外能量输出的更大部分提供动力。颗粒的空间和大小分布可以有显着的后果，观察到的近红外SED，并可能导致增加排放和变化$\lesssim 10$年的时间尺度。当颗粒蒸发时，它们不会重新形成与大多数不透明度计算所依据的尺寸分布相似的尺寸分布。随着颗粒快速重新形成为原始尺寸分布，盘不发射近红外光子。通过对不透明度的合理修改，它的贡献要大得多。
1999-08-13 astro-ph
On the Viewing Angle Dependence of Blazar Variability
通过环境辐射场传播的内部激波会受到辐射阻力的影响，在某些条件下，辐射阻力会显著影响激波的动力学特性，从而影响激波后面产生的辐射束锥的演化。与不透明度效应相结合的多普勒因子的所产生的变化导致由这样的系统产生的可变性图案的强烈依赖性，具体地，光变曲线的形状和相关发射的特性，对视角的依赖性。一个含义是，在相对较大的视角定向到观察者的对象应该表现出较高水平的活动在高同步辐射频率（自吸收频率以上）和在伽马射线能量低于阈值能量对生产，比在较低的（无线电/毫米）频率。
2000-01-20 astro-ph
Modelling spectral line profiles of wind-wind shock emissions from massive binary systems
WR双星最吸引人的光谱特征之一是存在随时间变化的谱线轮廓。对几个系统的长期观测揭示了这种变化的周期性，与轨道运动同步。已经提出了几个部分成功的模型来重现观测数据。最有希望的假设是，排放的起源是风-风相互作用区。在这种情况下，两个高速和密集的风产生了强烈的冲击层，负责从这些系统中观察到的大部分X射线。当第二颗恒星沿着轨道运动时，圆锥形的激波区域会改变其相对于视线的位置。因此，流测量的多普勒频移呈现时间变化，导致谱线的位置变化。在我们的工作中，我们提出了一种替代模型，在激波层中引入湍流来解释线轮廓中的不对称性的线加宽和不透明度效应。我们表明，气体湍流避免了需要一个不自然的大接触层厚度再现线加宽。此外，我们证明，如果从相对的圆锥表面的发射被吸收，结果是一个单峰的轮廓。这一结果完全符合最近获得的大质量双星系统的数据，并有助于确定风和轨道参数。我们成功地将该模型应用于Br 22系统，并确定了它的轨道参数。
2006-07-10 astro-ph
Modeling multidimensional effects in the propagation of radiative shocks
辐射激波（也称为超临界激波）是一种高马赫数的激波，它使激波阵面前的介质发生光散射，并产生辐射前兆。它们是在实验室中使用高能或高功率激光产生的，经常存在于各种天文物体中。它们在一维的模型化一直是许多研究的主题，但推广到三维并不简单。本文用解析法计算了灰色均匀圆柱体中的辐射吸收，并说明了它是如何随不透明度chi和圆柱体半径R的乘积chi R而减小的。简单的公式，其有效范围增加时，chi R减小，推导出对称轴上的辐射场。对定常激波产生的辐射能量密度、辐射通量和压力的三维数值计算表明，辐射随R.最后，采用含时辐射流体力学数值模拟方法计算了前驱体和辐射场的二维结构，揭示了二维效应对电子密度、温度、激波速度和激波几何形状的影响。这些模拟显示了当R减小时，辐射前体是如何缩短、冷却和减速的。
2006-12-01 astro-ph physics.plasm-ph
