The physics of non-thermal radiation in microquasars
微类星体是一种双星系统，包含一颗正常恒星和一颗致密天体（黑洞或中子星），并显示出相对论性外流（或喷流）。形成这些喷流的物质很可能来自恒星，之前从恒星中排出并被困在致密物体的势阱中。这种物质被致密物体吸积，由于其角动量而形成圆盘，并最终以双极流出（喷流）的形式喷出，产生无线电发射，也可能是非常高能量的发射器。为了研究和理解微类星体的辐射，有一系列因素可以发挥重要作用，需要加以考虑：在大质量系统中，光子和恒星排出的物质;吸积物质辐射;喷流;喷流携带的或充满双星系统的磁场;以及大尺度（~pc）下微类星体周围的介质。在这个讲座中，我们考虑这些元素的微类星体的情况下，并简要描述的物理条件和过程中所涉及的生产非热辐射从无线电到伽马射线。所需的能量，粒子加速和运输，几种辐射机制，以及不同的光子吸收过程的影响，进行了讨论。
2008-10-27 astro-ph
Evolution of relativistic jets from XTE J1550-564 and the environment of microquasars
钱德拉X射线天文台在黑洞X射线瞬变XTE J1550-564中探测到两个相对论性X射线喷流。我们报告的伽马射线暴外部冲击模型的演化的两个喷流的全面分析。一个合理的假设是，在中心源外有一个空腔，喷流首先以恒定的速度运动，然后由于喷流与星际介质（ISM）之间的相互作用而减速。空洞的最佳拟合半径在东侧约为0.36 pc，在西侧约为0.46 pc，密度也显示出不对称性，在东侧约为0.015 cm $^{-3}$，在西侧约为0.21 cm $^{-3}$。在另一个微类星体H1743 -322中也发现了大尺度的低密度区。这些结果与先前的建议相一致，即与正常的银河系环境相比，微类星体的环境应该是相当空洞的。微类星体喷流的一般情况下，提出了将观测到的喷流分为三个主要类别，不同的喷流形态（和大小）对应于不同规模的真空环境周围。
2008-06-18 astro-ph
Jets and environment of microquasars
钱德拉X射线天文台从黑洞X射线瞬变XTE J1550-564中探测到两个相对论性X射线喷流。我们报告的伽马射线暴外部冲击模型的演化的两个喷流的全面分析。一个合理的假设是，在中心源外有一个空腔，喷流首先以恒定的速度运动，然后由于喷流与星际介质（ISM）之间的相互作用而减速。洞的最佳拟合半径为东侧$\sim$ 0.36 pc，西侧$\sim$ 0.46 pc，密度也表现出不对称性，东侧$\sim$ 0.015 cm $^{-3}$，西侧$\sim$ 0.21 cm $^{-3}$。在另一个微类星体系统H1743 -322中也发现了一个大尺度的低密度区。这些结果与先前的建议相一致，即与正常的银河系环境相比，微类星体的环境应该是相当空洞的。微类星体喷流的一般情况下，提出了将观测到的喷流分为三个主要类别，不同的喷流形态（和大小）对应于不同规模的真空环境周围。
2008-06-19 astro-ph
Microquasars and gamma-ray sources
微类星体是一种X射线双星系统，具有起源于喷流特征的非热射电辐射。它们是产生伽马射线的有吸引力的地点，因为喷流中的相对论粒子应该穿过局部强的光子场和物质场。本文讨论了康普顿伽玛射线天文台EGRET仪器探测到的一些未识别的伽玛射线源是否与微类星体有关。描述了这类双星中γ射线辐射的相关模型，并简要评价了用新一代仪器探测微类星体的前景。
2004-07-21 astro-ph
Is GRS 1915+105 a microquasar?
GRS 1915+105喷流的巨大机械光度应该会产生发光区域，类似于在射电星系中观察到的那些，在那里喷流与源周围的气体相互作用。然而，没有无线电同步辐射的预期morphology.In这里，我们提出的研究结果表明，无线电韧致辐射的压缩和加热ISM在前面的喷流应该是可检测的，而同步波瓣可能太微弱。我们确定这些喷气式飞机的影响网站与两个著名的IRAS地区。这一鉴定表明GRS 1915+105的距离为$6.5\pm1.6$千秒差距，比通常假设的11至12千秒差距要近得多。我们讨论的影响，这种减少的距离估计。小尺度喷流成分的视运动不是超光速的，所以如果一个物体需要超光速运动才能被称为微类星体，那么GRS 1915+105实际上并不符合条件。系统中黑洞的质量增加到$21\pm9$ M $_{\odot}$，而喷流的机械光度降低到爱丁顿光度的14%。
2004-09-28 astro-ph
A Global Energetic Model for Microquasars (GEMM): A rich and consistent disk+jet solution
基于一个动力学模型，描述如何从磁化盘发射稳定的，强大的和自准直的喷流，我们建立了一致的磁盘+喷流微类星体图片。我们的磁盘是一种新型的磁盘解决方案，称为喷射盘（JED），其特性直接受到射流的存在。我们假设只有热粒子的单温度等离子体。通过求解盘的辐射平衡，我们得到三个分支的解决方案，热和冷的（都是热稳定的），和一个中间的，热不稳定的。热的解决方案具有全球观察到的特点，通常被称为“日冕”位于内部磁盘区域。我们提出了这个新的磁盘解决方案，以及如何计算的辐射平衡。我们讨论的解决方案的丰富性，并显示该模型的能力，以再现所观察到的光谱能量分布的XTE J1118+480与合理的参数。最后，我们概述了模型的一些观点。
2008-10-01 astro-ph
Radiative Processes in Microquasars
综述了吸积黑洞和微类星体的X射线和软γ射线观测的最新进展。简要讨论了辐射过程的排放负责。混合热/非热康普顿化模型，以及描述所观察到的宽带光谱。我们还评论替代现象学和物理模型，用于描述吸积黑洞的X/伽马射线光谱。其中包括“标准”模型（即盘黑体加上幂律），pexrav，体运动康普顿化，以及来自喷流的同步辐射。
2002-09-11 astro-ph
External shock model for the large-scale, relativistic X-ray jets from the microquasar XTE J1550-564
Corbel等人（2002）最近利用Chandra发现了由黑洞候选者X射线瞬变和微类星体XTE J1550-564喷出的物质引起的大规模、减速、相对论性X射线喷流。我们发现，东部急流的动力学演化在后期是一致的著名的Sedov演化阶段。通过类比伽马射线暴遗迹的演化，一个跨相对论性的外激波动力学模型能够较好地拟合观测数据。推断出的源周围的星际介质密度远低于规范值$n_ISM \sim 1 cm^{-3}$。我们发现，从连续冲击星际介质（前激波区）的发射衰减太慢，是一个可行的机制，东部X射线喷流。然而，快速衰减的X射线发射可以解释为来自膨胀的喷出物中的非热电子的同步辐射。这些电子被反向冲击（移动回喷出物）加速，当被扫过的外部物质的惯性导致原始喷出物明显减慢时，这变得很重要。为了确保在观测期间，冲击喷出物的发射超过前向冲击区的发射，前向冲击区的磁场和电子能量分数必须远低于均分。未来对微类星体直到显著减速阶段的新喷射事件的连续、后续多波长观测，应能对喷流与外部介质之间相互作用的性质提供更有价值的见解。
2003-03-31 astro-ph
X-ray spectral states of microquasars
我们讨论的起源观察到的显着不同的X射线光谱形状的低硬状态（LHS：为主的热comptonisation）和高软状态（HSS：为主的吸积盘热发射和非热comptonisation在日冕）。我们使用一种新的代码来进行数值模拟，该代码考虑了所谓的同步加速器锅炉效应。这些数值模拟的数据相比，使我们能够约束的磁场和温度的热质子在日冕。对于天鹅座X-1的硬态，我们发现一个低于辐射均分的磁场，这表明日冕不是通过磁场耗散供电的（如大多数吸积盘日冕模型所假设的那样）。另一方面，我们的研究结果也指向质子温度，大大低于ADAF模型的典型温度。最后，我们表明，在这两种光谱状态Comptonising等离子体可以供电基本上通过幂律加速的非热电子，然后部分热化的同步加速器和库仑锅炉。这表明，与目前的看法相反，HSS和LHS的日冕可能具有非常相似的性质。LHS和HSS日冕光谱之间的差异主要是由HSS中存在而LHS中不存在的强盘软冷却发射造成的。
2008-10-25 astro-ph
Jets in quasars, microquasars and gamma-ray bursts
相对论流出在吸积和形成黑洞中很常见。尽管在尺度上有巨大的差异，X射线双星中的恒星质量黑洞和银河核中的超大质量黑洞产生的喷流具有类似的性质。在这两种情况下都观察到两种相对论性外流：1）具有平坦谱的准定常紧凑喷流，2）具有陡谱和视超光速运动的幕式大尺度喷射。由于黑洞双星现象的时间尺度很短，同步加速器喷流的形成与来自吸积盘的X射线热辐射的变化有关。此外，最常见的一类伽马射线暴可以被认为是极端的微类星体，因为它们是与宇宙学距离上的黑洞形成有关的超相对论喷流的余辉。
2000-05-31 astro-ph
Anisotropic Thermal Conduction in Supernova Remnants: Relevance to Hot Gas Filling Factors in the Magnetized ISM
我们通过数值模拟探索各向异性热传导在超新星遗迹演化中的重要性。与没有热传导的模拟相比，热气体的气泡的平均温度降低了约3倍，同时热气体的平均密度增加了类似的因子。因此，热传导大大减少了残余物寿命期间产生的热气体的体积。这强调了热传导的重要性，在估计热气体填充分数和发射率在高级离子在银河系和原银河系ISMs。
2006-04-05 astro-ph
A Multi-Wavelength Study of the Western Lobe of W50 Powered by the Galactic Microquasar SS 433
W50仍然是唯一一个被证实拥有微类星体的超新星遗迹：强大的神秘源SS 433。我们过去对这个迷人的SNR的研究揭示了两个扭曲无线电外壳的X射线瓣以及SS 433东部喷流和W50东部瓣之间相互作用的非热X射线。本文介绍了75千秒的CHANNELACIS-I对W_（50）-west峰的观测结果，目的是：1）确定X射线发射的性质; 2）将X射线发射与射电和红外区的X射线发射相关联。我们已经证实，在SS 433的西方喷流和致密星际气体之间的相互作用的网站的X射线发射是非热的性质。在无线电中观察到的螺旋模式也可以在CHANNEL中看到。红外和X射线发射之间没有相关性。
2005-01-18 astro-ph
Understanding the Very High-Energy Emission from Microquasars
微类星体是具有相对论喷流的X射线双星。这些喷流是强大的能量载体，被认为是由吸积提供的，它们在不同的能带产生非热发射。到目前为止，几个银河系的源显示出扩展的无线电发射，其中至少有一个确认的微类星体，天鹅座X-1，已经在TeV范围内被检测到。它们都表现出复杂的光谱和时间行为模式。在这项工作中，我们讨论了微类星体中非常高的能量发射背后的物理。在具体的，我们专注于微类星体天鹅座X-1，也在其他两个TeV的二进制检测到的扩展流出，LS 5039和LS I +61 303，指出在他们发生的复杂现象的相关方面。我们的结论是，TeV的排放可能是轻子的起源，虽然强子不能被丢弃。此外，由于即使相对低的磁场也会抑制有效的电磁级联，因此几乎不能形成有效的电磁级联。此外，来自一些检测到的源的辐射的建模指向它们作为极其有效的加速器，和/或具有TeV发射器，该TeV发射器与紧凑物体的距离约为10 e12 cm。最后，我们指出，一个巨大的和热的恒星伴星的作用，由于其强大的光子场和风，不能被忽视时，试图了解微类星体在高能量和非常高的能量的行为。微类星体的复杂性排除了对整个种群的直接概括，目前更好的研究是在一个源一个源的基础上。
2009-07-23 astro-ph
Cosmic Rays from Microquasars: a Narrow Component to the CR Spectrum?
我们认为，像GRS 1915+105和GRO J1655-40中观察到的相对论性银河喷流可能会对宇宙线（CR）光谱产生微小但可测量的贡献。如果这些喷流包含冷质子和重离子（如SS 433），那么这一成分可能由窄谱特征组成，其平均粒子能量大致相当于束流中的整体粒子动能Gamma_jet m c ^2，根据目前对Gamma_jet的估计，其能量范围在3-10 GeV之间。几个具有不同γ射流的源的存在将导致几个这样的峰的叠加。此外，扩散粒子加速应该产生一个幂律，它的低能截止值等于或大于γ_jet^2 m c^2，这是另一个可见的光谱特征。在几个微类星体的同伴中测量到的大金属丰度表明，与大体积银河系CR相比，这个CR组件可能具有异常的组成。我们提供的绝热损失的影响，这构成了最大的挑战，在微类星体喷流的窄带CR生产模型的估计。虽然微类星体CR分量中包含的总能量是高度不确定的，但微类星体附近的CR光谱将受到严重影响。AMS 02将能够探测低能CR光谱，以发现此类成分和成分异常。GLAST可能探测到ISM与微类星体周围的CR相互作用产生的光谱奇特的伽马射线辐射。如果微类星体CR质子成分的存在可以在观测上被排除，那么这个论点就可以反过来支持电子-正电子喷流。我们发现，现有的OSSE/GRO和未来的银河系511千电子伏线通量的积分数据提出有趣的微类星体喷流的粒子含量的限制。
2002-06-04 astro-ph hep-ph
Hard X-ray emission of the microquasar GX 339-4 in the low/hard state
本文分析了银河系黑洞双星GX 339-4在2004年爆发初期处于低/硬态时的高能辐射。分析了分布在4周内的273 k INTEGRAL观测数据，以及现有的同步RXTE HEXTE和PCA数据。在此期间，通量增加了约3倍，而频谱形状是相当不变的，至少高达150千电子伏。高能量的数据使我们能够检测到存在的高能量的截止，一般涉及到热机制，并估计等离子体参数的康普顿化模型的框架。我们发现电子温度为60-70 keV，光学深度约为2.5，具有相当低的反射因子（0.2-0.4）。在最后一次观测中，我们检测到了超过200 keV的高能量过剩，而在较低的能量下，光谱实际上与前一次相同，就在2天前。这表明低能量和高能量成分有不同的起源。
2006-11-02 astro-ph
Gamma-ray and neutrino emission from misaligned microquasars
微类星体是具有非热射电喷流的X射线双星系统。在这些系统中的某些系统中，预计射流与轨道平面的垂线严重错位。如果供体恒星是早期型恒星，喷流可能会与恒星风碰撞，在致密物体和恒星表面之间产生一个固定激波。相对论性粒子被喷流注入后，在碰撞区域会被重新加速并各向同性化。如果喷流中含有强子成分，TeV的质子将扩散到内部的密集风中，导致伽马射线和中微子从与风的物质相互作用中产生。在非常强大的喷流的情况下，风压可能会超过平衡，喷流可能会直接撞击恒星表面。我们目前的伽玛射线和中微子的光度在这些情况下，不同的参数集的估计，我们简要讨论了这种辐射的影响，捐助者的明星和它的可探测性与当前的仪器。
2005-05-13 astro-ph
Hard X-ray emission of the microquasar GRO J1655-40 during the rise of its 2005 outburst
本文分析了银河系黑洞GRO J1655-40在2005年爆发初期的高能辐射。458 ks的INTEGRAL观测数据，分布在4周内，与现有的同步RXTE和雨燕数据一起进行分析。高能量的数据使我们能够检测到一个高能量截止的存在，并研究其演变过程中的爆发上升。这种高能量的特点通常与康普顿化模型框架中的热机制有关，从中我们可以估计等离子体参数。我们发现电子温度约为30-40 keV，光学深度约为1.8-2.1。高能截止随着射电流量的增加而减小，并随着喷流的关闭而消失。
2008-03-27 astro-ph
Simulating acceleration and radiation processes in X-ray binaries
微类星体的高能辐射被认为是来自高能粒子。根据光谱状态，这些粒子的分布可以是具有高温（通常为100 keV）的热的，或者是非热的，并且延伸到甚至更高的能量。高能等离子体的性质是由一个丰富的微观物理涉及粒子粒子碰撞和粒子光子相互作用。我们提出了一个新的代码开发，以解决相对论等离子体的演化。这个单区代码侧重于微观物理学，并解决粒子和光子的耦合动力学方程，包括康普顿散射，同步辐射发射和吸收，对生产和湮灭，韧致辐射发射和吸收，库仑相互作用，以及额外的粒子加速和加热的处方。它可以特别描述机制，如同步自吸收和库仑碰撞的热化。利用该程序，我们研究了不同的加速过程，即热加热，非热加速和随机加速，是否可以再现微类星体的不同光谱状态。给出了初步结果。
2008-10-31 astro-ph
Velocity Structure of the ISM as Seen by the Spectral Correlation Function
我们使用被称为“光谱关联函数“[SCF]的统计工具来比较原子星际介质的模拟和观测。所考虑的模拟模拟三组不同的物理条件。其中之一（运行“ISM”）旨在代表冷和热原子气体的混合物，并包括自重力和磁场。对于每个模拟，H I谱线地图的合成和相互比较，彼此之间，并与观测，使用SCF。我们发现，当热展宽是大的相比，精细尺度湍流速度结构，它掩盖了合成光谱中的亚热速度子结构。我们在这里用于比较的H I观测是北天极（NCP）环。没有一个模拟与NCP Loop数据非常匹配。最真实的线条轮廓和SCF统计数据集来自人工重新缩放运行ISM的速度轴。在没有重新标度的情况下，几乎所有的速度结构都被热展宽所模糊。然而，如果将速度轴扩展6倍，则运行ISM和NCP Loop的SCF分布匹配得相当好。这意味着ISM运行中的热压力与湍流压力之比太大，并且模拟缺乏湍流能量。这是运行ISM不包括超新星影响的结果。我们的结论是，SCF是一个有用的工具，用于理解和微调模拟星际气体，特别是现实的模拟原子ISM需要包括高能恒星风（如超新星）的影响，以热湍流压力的比率，给光谱代表观察到的星际介质在我们的银河系。
2002-04-04 astro-ph
Evidence for a Disk-Jet Interaction in the Microquasar GRS 1915+105
本文报道了1997年8月13-15日用XTE和Palomar 200英寸望远镜对银河系微类星体GRS 1915 +105进行的X射线和红外同步观测。在过去的两个晚上，微类星体GRS 1915+105表现出准规则的X射线/红外（IR）耀斑，间距为$\sim 30$分钟。虽然触发耀斑的物理机制目前尚不清楚，但X射线和红外耀斑之间的一一对应和一致的时间偏移建立了两者之间的密切联系。在耀斑的后期，X射线和IR波段似乎是“重叠的”，X射线波段显示出大幅度的快速振荡，而IR则显示出更平滑、更对称的下降。在至少三种情况下，IR耀斑已经恢复到接近其最小值，而X射线继续处于升高的振荡状态，排除了作为IR耀斑源的X射线通量的热再处理。此外，Fender等人（1997）对类似的红外和射电耀斑的观测表明，这类耀斑中红外通量的来源是同步辐射。X射线和IR通量的共同上升和随后的解耦以及IR发射的可能的同步辐射源与其中IR通量起源于从内部吸积盘喷射的相对论等离子体的情况一致。在这种情况下，这些来自黑洞/相对论喷流系统的同时X射线/红外耀斑是数十年来类星体和微类星体研究中喷流与内盘之间依赖时间的相互作用的第一个明确的观测证据。
1997-11-01 astro-ph
Saturated-State Turbulence and Structure from Thermal and Magnetorotational Instability in the ISM: Three-Dimensional Numerical Simulations
本文报道了扩散ISM中的动力学和热力学的三维数值模拟。我们的模型是局部的，考虑了剪切银河系旋转，磁场，和现实的冷却，并解决尺度~1-200 pc。这种组合允许在多云介质中代表的温暖/冷原子ISM准稳态湍流的研究。湍流是由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的;我们的模型是第一个在强烈不均匀条件下研究MRI饱和状态的模型，云/云间对比度约为100。对于体积平均密度n=0.25 - 4 cm ^3，饱和态速度色散范围为8-1 km/s，标度为n^-0.77。因此，MRI在驱动低密度ISM区域的湍流方面可能非常重要，无论是在银河系内部的高纬度地区，还是在整个遥远的银河系外部。磁共振成像可能是抑制螺旋星系中大半径恒星形成的关键，在没有磁共振成像驱动的湍流的情况下，一个薄而冷的层可能形成并变得重力不稳定。我们的演示还包括热结构分析（温度和密度PDF被拓宽，包括极端偏离平衡，但保留经典的两相双峰特征）;团块质量分布的结果（质谱峰值约为100个太阳质量）;饱和状态MRI定标与单相模拟结果的比较（我们发现B^2与n无关）;以及合成HI线剖面图的例子（表明物理团块在速度分量上不容易区分，反之亦然）。
2005-04-29 astro-ph
Thermal and Magnetorotational Instability in the ISM: Two-Dimensional Numerical Simulations
银河系和其他盘状星系中弥漫气体的结构和动力学可能会受到大约1-100 pc尺度上的热不稳定性和磁旋转不稳定性（TI和MRI）的强烈影响。我们开始研究这些过程，使用二维数值流体动力学和磁流体动力学（MHD）模拟与原子星际介质（ISM）的条件。我们证明，与以前的工作相一致，“纯TI”的非线性发展产生了一个网络的灯丝冷凝成冷云在其交叉点，产生一个独特的两相热/冷介质约20万年内。对于均匀的初始P/k=2000 K cm^-3，TI驱动的云湍流运动在亚音速振幅下达到饱和。MRI以前已经在近均匀介质中进行了研究;我们的模拟包括TI+MRI模型，它从均匀密度条件开始，云+MRI模型，它从两相多云介质开始。TI+MRI和云+MRI模型都表明，MRI在几个银河系轨道时间内发展，就像均匀介质一样。云之间的平均间隔可以影响哪个MRI模式主导演变。提供云间的分离不超过一半的MRI波长，我们发现MRI的增长率是类似于相应的均匀介质。这打开了一种可能性，如果低云体积填充因子增加MRI耗散时间相比，在一个均匀的介质中，MRI驱动的运动在ISM中可以达到的幅度与观察到的HI湍流线宽。
2003-10-17 astro-ph
The nonlinear development of the thermal instability in the atomic ISM and its interaction with random fluctuations
讨论了原子星际介质中热不稳定性等压模的非线性发展，以评估热不稳定性在湍流星际介质中建立良好分离的多相结构的能力.关键参数是冷却时间与动态交叉时间的比率$η$。在平均密度为$\sim 1$ cm $^{-3}$的介质中，尺寸为$\gtrsim 15$ pc的等压密度扰动产生马赫数大于0.5的流入运动和从凝结向外传播并使周围介质脱离热平衡的激波。动态瞬态消退的时间范围从4到30万年的初始密度扰动的20%和大小3至75 pc。到凝结形成的时候，大部分的质量仍然穿越不稳定的范围，因此，由TI形成的云应该由穿越不稳定范围的吸积气体所约束，而不是由急剧过渡到稳定的暖相。在存在随机速度强迫的情况下，如果强迫引起中等均方根马赫数（$\gtrsim 0.3$），并扩展到足够小的尺度，使$η>1$。我们认为，这些机制可能是在起源的相对大量的气体质量在不稳定的制度。我们注意到，在（稳定）温暖的扩散介质，$η>1$的速度扰动的尺度高达几个pc。因此，流对它们的响应是接近绝热的，并且相对弱可压缩，这与在该介质中建议接近Kolmogorov功率谱的观测结果一致。
2002-06-25 astro-ph
A Time Dependent Leptonic Model for Microquasar Jets: Application to LSI 61 303
银河系高质量X射线双星和喷流源（微类星体）LSI +61 303最近被MAGIC望远镜探测到TeV的伽马射线能量。我们已经应用了一个依赖于时间的轻子喷流模型的宽带光谱能量分布，并建议（虽然没有明确检测到）非常高的能量γ射线发射源的轨道调制。我们的模型考虑了随时间变化的电子注入和加速，以及非热电子的绝热和辐射冷却。它包括同步加速器，同步加速器自康普顿和外部逆康普顿（来自伴星的种子光子），以及星光光子对伽马射线的伽马-伽马吸收。该模式可以成功地再现现有的多波长观测数据。我们对SED的最佳拟合表明，在~ 10^3 R_g处需要B_0 ~ 5 × 10^3 G的磁场，并且电子需要被加速到TeV能量（γ_2 = 10^6），光谱指数q = 1.7的非热注入光谱，表明在相对论或非相对论冲击下，加速机制的操作超出了标准的一阶费米机制。VHE伽马射线发射的轨道调制可以仅仅通过恒星伴星相对于致密物体和喷流的相对取向变化的几何效应来解释，因为它影响了伽马-伽马吸收槽的位置和深度。这种设想预示了VHE伽马射线低轨道阶段的光谱硬化趋势。
2006-09-05 astro-ph
Thermal Instability and Magnetic Pressure in the Turbulent ISM
本文综述了湍流原子星际介质中热不稳定性非线性发展的最新研究结果。首先，我们对线性理论作了一个简要的概述，指出在原子ISM中，波模在小尺度下是稳定的。接下来，我们重新审视孤立的熵扰动的增长在最初不稳定的气体，作为一个功能的比率$η$的冷却动力学交叉时间。第三，我们考虑{ \it速度}扰动的演化。这些对应于波模式，并且在中等振幅和小尺度下是稳定的，如数值所证实的。第四，我们考虑的行为的磁压力在湍流制度。我们认为，最近的研究结果，一个穷人的B-rho相关性低rho是由于不同的B-rho标度的慢和快模式的非线性MHD波。这意味着，在完全湍流状态下，磁场可能不是一个非常有效的压力源，并且磁压的多方衰减可能是不够的。最后，我们讨论了ISM的模拟（和分辨率问题）与大量的气体在“不冷不热”的温度范围之间的温暖和寒冷的稳定阶段的可能性。在此范围内的质量分数增加，和相偏析减少，作为较小的尺度被认为是。我们把这归因于$η\gg 1$增强了中等绝热速度波动的稳定性，归因于恒星能量注入使气体从稠密相再循环到弥散相，归因于磁场在那里没有强烈的湍流，这可能提供了额外的稳定性。最后，我们建议通过同时测定两个热力学变量，可以在观测上区分微温气体。
2002-07-08 astro-ph
Microwave ISM Emission in the Green Bank Galactic Plane Survey: Evidence for Spinning Dust
我们观察到显着的尘埃相关的排放以外的H II地区在绿岸银河平面调查（-4 < b < 4度）在8.35和14.35 GHz。上升的光谱斜率排除了同步辐射和自由-自由辐射作为14 GHz处的主要成分，并且振幅比预期的热尘埃辐射高至少500倍。当结合Rhodes（2.326 GHz）和WMAP（23-94 GHz）数据时，可以在2.3-94 GHz处拟合尘埃相关发射，只有软同步加速器，自由，热尘埃和类似于Draine & Lazarian旋转尘埃的额外尘埃相关成分。在ν>~ 14 GHz时，上升分量一般占主导地位，在ν> 60 GHz时被热尘埃淹没。目前的数据满足Finkbeiner等人（2002年）提出的检测旋转粉尘的大部分标准。
2004-08-16 astro-ph
Pressure at the ISM-halo interface: a reheating frequency dependence
研究了热星系晕的热压力对描述星系历史中主要再加热事件频率的模型参数的依赖关系。星际介质和晕圈气体之间的界面上的压力是特别有趣的，因为这里的经验证据提供了对晕圈模型的最简单的约束之一。结果表明，Mo & Miralda-Escudé两相模型对再加热平均间隔的不确定性具有足够的鲁棒性。
1998-04-23 astro-ph
X-ray Emission from the Hot ISM and SW Radio Lobe of the Nearby Radio Galaxy Centaurus A
本文给出了两次{ \em Chandra}/ACIS-I观测和一次{ \em XMM-Newton}观测的结果，它们是来自ISM和附近射电星系Centaurus A的内射电瓣的X射线辐射。ISM具有平均径向表面亮度分布，其由$β$ -模型分布很好地描述，其中指数$β$ =0.40 $\pm$ 0.04，并且温度为$k_BT_{ISM}\sim$ 0.29 keV，超出核2 kpc。我们发现，弥漫X射线发射与西南射电瓣的外半部分一致，并且沿着瓣的边缘检测到明亮的X射线增强。能量和寿命参数的基础上，我们拒绝了非热的解释，这种排放。我们将这种发射模拟为一个薄的、热的壳或帽状的X射线发射等离子体，其围绕由波瓣的超音速膨胀产生的无线电波瓣。该等离子体壳层比（$k_BT_{SH}\sim$ 2.9 keV）更热，并且相对于环境ISM大大过压，表明超音速膨胀。我们估计叶瓣在大约马赫数8.5或2400公里/秒$^{-1}$时扩展到ISM中。我们并没有直接观察到弓形激波，而是观察到在接触不连续性之前积累的更冷、更致密的物质。壳层中的热能是热ISM的热能的一个重要部分，这表明早期星系的热ISM可以通过核活动的流出物重新获得能量。有趣的是，没有类似的明亮的X射线发射中或沿NE叶的边缘检测，这意味着有不同的动力学和kpc尺度的无线电组件的演变。
2003-04-21 astro-ph
Evidence and Implications of Pressure Fluctuations in the ISM
最近对中性碳的精细结构激发的研究表明，银道面上的星际介质表现出的热压力nT/k，从一个位置到下一个位置的范围约为10^3 ~ 10^4 cm{-3}K，偶尔会超过10^5 cm {-3}K。少量气体的大激发表明，某些区域要么受到冲击，要么必须在比达到热平衡所需时间短得多的时间尺度内加压。这些快速的涨落可能是由宏观机械能通过湍流级联到小尺度的级联引起的。这种效应的一个后果是，气体温度的变化可能会引起近绝热压缩和膨胀，这可以解释为什么21厘米发射和吸收的调查显示，氢的存在温度远低于预期值来自各种已知的加热和冷却过程的平衡。
2003-03-12 astro-ph
Faint arc-minute extended radio emission around Cygnus X-3
目标。我们在无线电波长上重新审视了微类星体天鹅座X-3的附近。我们的目标是改善我们以前的搜索可能相关的扩展无线电功能/热点的位置角的天鹅座X-3相对论性喷流集中在较短的角尺度比以前探索。方法.我们的工作主要是基于分析现代调查和档案无线电数据，主要包括使用甚大阵列和赖尔望远镜进行的观测。我们还使用了2005年获得的深近红外图像。结果我们提出了新的无线电地图的天鹅座X-3领域的计算后，结合多配置甚大阵列档案数据在6厘米和不同的观测运行在2厘米的赖尔望远镜。这些可能是迄今为止报道的天鹅座X-3在厘米波长下最深的无线电图像之一。这两个干涉仪揭示了一个扩展的无线电功能在几个弧分的微类星体的位置，从而使我们的探测更可信。此外，这种扩展的发射可能是非热的，尽管这一点仍然需要确认。在不同的物理情景下，初步考虑了它与微类星体的物理联系。我们还报告了一个可能的Fanaroff-Riley II型射电星系的偶然发现，距离天鹅座X-3只有3弧分。
2008-01-08 astro-ph
Cen A and its interaction with the x-ray emitting interstellar medium
作为距离我们最近的射电星系，半人马座A是研究射电发射结构及其与热星际介质（ISM）相互作用的强有力的X射线实验室。本文详细介绍了我们的解释显着的X射线增强帽内西南射电瓣，在半径约6千秒差距的星系中心。发射X射线的气体的外壳比周围的ISM更热，并且过压100倍。我们认为，这是加热压缩的材料背后的超音速推进弓激波的射电瓣，第一个例子的现象被清楚地检测到。结果表明，Cen A对附近的X射线发射气体进行了主动再加热。壳层的动能是$\sim 5$乘以它的热能，在星系中心15千秒差距内超过了ISM的热能。当壳消散时，它将对Cen A的ISM产生重大影响，提供分布式加热。
2004-10-12 astro-ph
The formation of asymmetries in Multiple Shell Planetary Nebulae due to interaction with the ISM
多壳行星状星云（MSPNe）最有可能是AGB热脉冲期间质量损失率调制的结果。通过对它们的形成进行数值模拟，可以研究模型的预测和风的历史。由于它们的晕具有低密度和膨胀速度，MSPNe预计会受到与ISM相互作用的影响。这将为我们提供当地ISM条件的证据。为了研究MSPNe的形成，我们对一颗1太阳质量的恒星从AGB到后AGB阶段的星风演化进行了数值模拟。在不考虑恒星风的不对称性和中心恒星运动的影响的情况下，由于与ISM的相互作用，形成了不对称的晕。我们发现由相互作用引起的不对称性从演化的开始就发生了，并且对晕的形成有巨大的影响。
1999-12-02 astro-ph
Formation of Cavities, Filaments, and Clumps by the Non-linear Development of Thermal and Gravitational Instabilities in the Interstellar Medium under Stellar Feedback
基于我们的高分辨率，二维流体动力学模拟，我们提出，大腔可能形成的非线性发展的热和引力不稳定性相结合，而不需要恒星能量注入星系建模的大麦云（LMC）。我们的恒星形成的数值模型，使我们能够遵循由于超新星在不均匀，多相，和类似的介质自洽的爆炸波的演变。kpc尺度不均匀性的形成，如大麦哲伦星云的HI图所观察到的空洞，被频繁的超新星抑制（整个盘的平均超新星速率约为0.001/年）。而对于热组分（T_g > 10^{6-7} K），则需要超新星爆发.位置-速度图显示，在没有恒星能量反馈的模型中，通过非线性演化形成的kpc尺度的壳/弧具有与爆炸现象（如超新星）相似的运动学。我们还发现，由于多噬菌体ISM的非线性演化的自然结果，形成了致密的团块和网状结构。虽然ISM在小范围内看起来是暂时的，但ISM的全局结构是准稳定的。我们比较了大麦哲伦星系的HI和分子气体的观测与数值计算得到的HI和CO图。数值HI和CO地图的形态和统计特性进行了讨论。
2000-05-16 astro-ph
Infrared Tracers of Mass-Loss Histories and Wind-ISM Interactions in Hot Star Nebulae
热的大质量恒星及其环境的红外观测提供了一个详细的图片质量损失的历史，尘埃的形成，并与当地恒星介质的动力学相互作用，可以是独特的热制度。我们已经获得了新的红外光谱和成像与斯皮策太空望远镜上的敏感仪器在保证和开放的时间方案组成的一些最著名的例子热恒星与拱星星云，补充未发表的红外空间天文台光谱。在这里，我们提出了我们的工作的重点周围的环境极端P天鹅座型恒星HDE 316285，揭示碰撞激发H2的第一次在一个热的恒星星云，并提供一些定义的特点，恒星的演变和相互作用的ISM在红外线中的前所未有的细节。
2008-01-31 astro-ph
Polarized Foreground from Thermal Dust Emission
在这篇综述中，我们打算提出目前的知识，偏振辐射热尘埃在我们的银河系。我们展示了不同的方法来估计空间分布的统计数据，这种排放在缺乏任何数据的弥漫ISM，并将其与预期的CMB偏振信号。我们最后展示了如何使用多频观测从CMB图中有效地去除这种污染物。
1999-02-22 astro-ph
The dynamical signature of the ISM in soft X-rays -- I. Diffuse soft X-rays from galaxies
我们提出了第一个动态和热自洽计算快速膨胀的气体流从银河系盘到晕。结果表明，在相对于周围介质具有高过压的热等离子体（T >= 10^6 K）中，动力学时间尺度比本征时间尺度（例如复合、碰撞激发和电离等）短得多。因此，使用碰撞电离平衡（CIE）冷却函数的等离子体演化的动力学模型一般是不正确的。特别是，从非平衡计算得到的发射光谱是完全不同的。我们描述了一种方法来获得自洽的解决方案，使用迭代过程。它表明，软X射线背景发射0.3和1.5千电子伏之间可以很好地解释由线发射和延迟重组的最初热等离子体流远离银河系盘（流出和/或风）的叠加。除了这些本地风，我们还提出了计算全球风的螺旋星系，它起源于一个热的和静止的星系日冕。我们还强调，这是危险的，推导等离子体温度仅仅从线比的电离物种，如NV/OVI，除非等离子体的动力学和热历史是已知的。
1999-02-18 astro-ph
The Distribution of Pressures in a Supernova-Driven Interstellar Medium. I. Magnetized Medium
观测表明，即使在50 pc以下的尺度上，银河系平面内的星际介质（ISM）也会严重偏离压力平衡。然而，ISM的多相模型至少假设局部等压气体。然后，压力决定了气体冷却到稳定的热平衡所达到的密度。我们使用磁化ISM的数值模型来研究超新星驱动星际压力的后果。在本文中，我们研究了由磁场穿过的（200 pc）^3周期畴。在不同压力下的单个气体块在热平衡曲线上达到的点变化很大：没有发现唯一的相集，而是一个动态确定的密度和温度连续体。相当大一部分气体仍然完全处于热平衡之外。我们的结果似乎与星际压力的观测结果一致。他们还认为，在分子云中观察到的高压可能是由于除了重力之外的冲压压力。在我们的模型中，大部分气体的热压力和磁压力远未达到均分，其比值从0.1到$10^4$不等，均匀磁场与波动磁场的比值为0.5- 1。我们的模型显示了广泛的压力概率分布函数与对数正态函数形式产生的冲击和稀疏波，而不是幂律分布产生的孤立的超新星遗迹。分布的宽度可以用Padoan，Nordlund，& Jones（1997）的公式定量描述。
2005-01-27 astro-ph
Dependence of Interstellar Turbulent Pressure on Supernova Rate
来自大质量恒星的反馈是星系形成最不为人所知的方面之一。我们进行了一套垂直分层的本地星际介质（ISM）的模拟，其中超新星率和垂直气柱密度系统地根据施密特-肯尼库特定律变化。我们的模拟有足够高的空间分辨率（1.95 pc），以遵循多个超新星之间的流体动力学相互作用，结构的ISM。在给定的超新星爆发率下，平均质量加权声速和速度色散随气体密度的平方根倒数而减小，表明在中平面内热压力和湍流压力几乎是常数，因此有效状态方程是等压的.相比之下，在我们的四个模型中，超新星速率的范围从银河系超新星速率的1倍到512倍，质量加权速度色散保持在4-6 km/s的范围内。因此，气体平均超过约100 pc区域遵循一个有效的状态方程，接近等温。模拟的H I发射线的宽度为10-18 km/s，与观测值相当。在我们的最高超新星爆发率模型中，超气泡会发生破裂，大尺度上的湍流压力比热压力高4倍以上。我们发现了一个紧密的相关性之间的热和湍流压力平均超过100个PC区域中的每个模型的中平面，以及在四个ISM模型。我们构建了一个亚网格模型的湍流压力的分析参数的基础上，并明确校准它对我们分层ISM模拟。亚网格模型提供了一种简单而又物理上有动机的方法，将超新星反馈纳入宇宙学模拟中。
2009-07-28 astro-ph
