Limits on diffusive shock acceleration in dense and incompletely ionised media
计算了上游离子中性阿尔芬波阻尼、低能粒子电离和库仑损失对扩散激波加速的限制。给出了具有离子中性阻尼的定常上游波激励问题的解析解，并计算了由此产生的逃逸上游通量。讨论了时间相关问题，并给出了数值解。最后讨论了这些结果对超新星遗迹中激波加速可能的观测检验的意义。
1996-01-31 astro-ph
Diffusive Shock Acceleration: the Fermi Mechanism
无碰撞等离子体冲击波的扩散费米加速机制在天体物理学中被广泛引用，以解释各种环境中非热粒子群的出现，包括宇宙射线产生的地点，并被观察到在日光层的几个地点运作。这篇评论概述了扩散冲击加速理论的主要结果，首先集中在它如何产生幂律分布的测试粒子制度，其中的冲击动力学是由热人口提供的种子粒子的加速过程中占主导地位。然后，由加速粒子的冲击流体动力学的非线性修改的重要性被解决，强调这些随后如何影响非热光谱的形成。
1997-11-16 astro-ph
Thermal Particle Injection in Nonlinear Diffusive Shock Acceleration
无碰撞天体物理冲击中的粒子加速，扩散冲击加速（DSA）是产生至少低于10^{15} eV的宇宙射线的最可能机制。尽管这一理论取得了成功，但包括热粒子注入在内的几个关键因素仍然知之甚少。通过比较DSA半解析模型和Monte Carlo模型，研究了强非线性激波中的注入。这两个模型处理注射完全不同，我们显示，对于一组特定的参数，这些差异如何影响整体加速效率和宽带分布函数的形状。
2005-07-05 astro-ph
Cosmic ray diffusive acceleration at shock waves with finite upstream and downstream escape boundaries
在本文中，我们讨论的修改引入到一阶费米激波加速过程中，由于有限的范围内的扩散区域附近的冲击或由于边界条件，导致增加粒子逃逸上游和/或下游的冲击。在所考虑的平面激波的简单例子中，我们通过在离激波一定距离处施加粒子逃逸边界来理想化逃逸现象。这样的边界（或边界）的存在导致耦合的加速粒子谱的陡峭化和加速时间尺度的减小。它允许一个半定量的评价，并在某些特定的情况下，也为建模所观察到的陡峭的粒子光谱作为一阶费米冲击加速的结果。我们还注意到，接近能量上限的粒子比基于各自加速时间尺度的估计更年轻。在附录A中，我们给出了激波附近无限扩散区的一个新的时间相关解，该解考虑了激波上游和下游不同的常扩散系数。
1996-04-18 astro-ph
Present Status of Diffusive Shock Acceleration
扩散激波加速（DSA）是目前广泛接受的解释天体物理环境中宇宙射线（CR）产生的模型。尽管该理论在解释超新星遗迹加速的CR的能量学和光谱方面取得了初步的成功，但仍然存在一些未解决的问题，例如冲击时热等离子体中的粒子注入，由于自生MHD波引起的CR扩散以及由于离子CR引起的γ射线发射。最近的技术进步，以解决这些问题进行审查。
2000-12-26 astro-ph
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。
2007-05-30 astro-ph
Comment on the paper "Diffusive Synchrotron Radiation from Relativistic Shocks of Gamma-Ray Burst Sources" by G. D. Fleishman
我们强烈反对G. Fleishman，这已发表在astro-ph arXiv（astro-ph/0502245），我们的论文的抖动辐射从伽玛射线暴冲击（梅德韦杰夫2000年，ApJ，540，704）。本文对提出的所有关键点进行了反驳，证明我们的原始论文（i）没有错误，（ii）正确地描述了瞬发伽玛暴发射谱。
2005-03-22 astro-ph
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。
2008-01-11 astro-ph
Diffusive Acceleration of Ions at Interplanetary Shocks
日光层冲击是检验粒子在其周围加速理论的极好系统。这些一般分为两类：（1）行星际激波，其离子加速特性是线性的，非热离子作为测试粒子;（2）非线性系统，如地球的弓形激波和太阳风终止激波，其中加速的离子强烈影响激波的磁流体动力学结构。本文探讨了在一个特定的行星际冲击的扩散加速建模，重点解释在现场测量的离子分布函数。这一事件的观测数据是1991年第292天由卫星飞行任务获得的。使用一个著名的动力学蒙特卡罗模拟，这产生了良好的协议，在几个日光层冲击的观测，如有其他的理论技术，即混合等离子体模拟，和数值解的扩散-对流方程进行建模。在这个理论/数据的比较，它表明，扩散加速理论可以，一阶，成功地占附近的冲击质子分布数据，和观测的高能质子远上游行星际冲击比低能量拾取质子，使用一个单一的湍流参数。主要结论是，扩散加速流入上游离子可以模拟这种拾取离子丰富的事件，而不调用任何种子预加速机制，虽然这项调查不排除这种预加速的作用。
2005-06-08 astro-ph
Intrinsic energy cut-off in diffusive shock acceleration: possible reason for non-detection of TeV-protons in SNRs
冲击波加速的线性理论预测最大粒子能量仅受加速时间和冲击波大小的限制。我们研究的加速度非线性（冲击修改加速粒子，必须存在于强烈的天体物理冲击）和传播的阿尔芬波，负责粒子约束的冲击波阵面的综合效果。我们发现，在非线性修正流中，波折射到更大的波数会导致动量范围p_max/R <p <p_max内粒子损失的增加，其中R> 1是流的非线性预压缩，p_max是常规的最大动量，如果没有折射，可以达到。
2001-07-14 astro-ph
Analytical Study of Diffusive Relativistic Shock Acceleration
在试验粒子小角散射极限下，对任意速度角扩散函数D，解析地研究了相对论激波中粒子的加速问题。利用激波架角分布的少量（2-6）低阶矩，导出了谱指数s的精确解析表达式。对于各向同性扩散，以前的结果是复制和合理的。对于各向异性扩散，S被证明是敏感的D，特别是下游和在某些角度，和广泛的S值是可以实现的。数值分析证实，该分析可用于检验无碰撞激波模型和观测约束D。例如，强烈向前或向后增强扩散下游被排除的伽玛射线暴余辉观测。
2006-10-12 astro-ph
Time-dependent analytic solutions of quasi-steady shocks with cooling
我提出了与时间相关的解析解的准定常冲击冷却，准定常冲击的对象组成的截断稳态模型的冲击在任何中间时间。我比较这些解决方案的模拟与流体动力学代码，最后讨论准定常冲击的近似随时间变化的冲击。绝热近似和稳态近似与准稳态解的大偏差强调了冷却历史在确定激波轨迹中的重要性。
2007-05-22 astro-ph
Diffusive shock acceleration in extragalactic jets
我们计算了相对论电子在激波中的分布随时间的演化，包括同步辐射和绝热过程以及类费米加速。激波是由喷流中的开尔文-亥姆霍兹不稳定性引起的。激波的形成和粒子的加速处理在一个自洽的方式通过一个数值流体代码。我们表明，在我们的模型中的相对论粒子的数量是保守的演化过程中，不需要进一步注入超热粒子后，最初的。从我们的计算中，我们得到的预测值和趋势的数量，如光谱指数和截止频率，可以与观测比较。
1999-06-28 astro-ph
MARCOS, a numerical tool for the simulation of multiple time-dependent non-linear diffusive shock acceleration
我们提出了一个新的代码，旨在模拟的扩散冲击加速（DSA），并讨论了各种测试情况下，证明它的能力，研究DSA在其完整的时间依赖性和非线性的发展。我们提出了实现的数值方法，耦合的流体动力学演化的平行冲击（在一个空间维度）和动力学运输的宇宙射线（CR）的分布函数（在一个动量维度），首先由Falle。在Kang和Jones及其合作者之后，我们展示了自适应网格细化技术（AMR）如何极大地帮助适应现实（Bohm样）CR扩散系数的极其苛刻的数值分辨率要求。我们还提出了并行化的代码，这使我们能够运行许多连续的冲击在一个单一的冲击的成本，从而提出了第一个直接的数值模拟的线性和非线性多DSA，感兴趣的机制，在各种天体物理环境，如超级气泡，星系团和早期宇宙流。
2007-10-10 astro-ph
Dynamics of Mesoscale Magnetic Field in Diffusive Shock Acceleration
我们提出了一个理论的产生中尺度（$kr_{g}\ll 1$，其中$r_{g}$是宇宙线回旋半径）磁场在扩散冲击加速。在激波环境中，共振激发的阿尔芬波散射周围密度扰动的衰减或调制不稳定性自然会产生更大尺度的场。对于宽谱的扰动，能量传递的物理机制是随机折射，由Alfven波包在$k-$空间中的扩散表示。散射场可以直接由衰变不稳定性或德鲁里不稳定性产生，德鲁里不稳定性是一种由宇宙射线压力梯度驱动的流体动力学不稳定性。这个过程对加速很有意义，因为它会产生波长更长的波，因此能够限制和加速更高能量的粒子。该过程还限制了在$r_{g}$尺度上共振产生的湍流磁场的强度。
2006-05-15 astro-ph
Diffusive shock acceleration in radiation dominated environments
无线电，X射线和伽马射线观测为我们提供了强有力的证据，粒子加速到多TeV的能量在各种天体物理源。扩散激波加速是解释这种高能粒子存在的最成功的模型之一。我们讨论了逆康普顿损失的冲击加速的电子发生在辐射为主的环境中，即在辐射能量密度超过磁场的区域。我们进行了数值计算，包括在加速粒子的输运方程中的能量损失项。我们讨论了这种影响的硬X射线同步加速器和γ射线逆康普顿辐射，产生的冲击加速电子在年轻的超新星遗迹中存在的大辐射场（例如，在银河系中心）。我们还讨论了可能的影响，我们的研究结果的星系团和伽马射线双星。我们表明，逆康普顿损失的电子，在克莱因西科制度，导致光谱的超相对论电子，可能显着不同于经典的扩散冲击加速解决方案。最突出的特征是在截止能量附近的光谱中出现堆积。
2009-06-10 astro-ph
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。
1999-05-14 astro-ph
Diffusive radiation in Langmuir turbulence produced by jet shocks
带电粒子的各向异性分布（包括双流分布）引起随机电场（以朗缪尔波、布尼曼不稳定性的形式）或随机准静态磁场（韦伯不稳定性和磁不稳定性）或两者的产生。已知这些双流不稳定性在无碰撞激波形成、激波-激波相互作用和激波诱导电磁辐射中起关键作用。本文应用广义非微扰随机辐射理论研究了相对论粒子在朗缪尔波随机电场中随机游动时产生的电磁辐射。该分析考虑了不相关的朗缪尔波对辐射粒子轨迹的累积效应，从而引起粒子的角扩散，这最终修改了相应的辐射光谱。我们表明，辐射过程考虑可能是相关的各种天体物理喷流，特别是，即时伽马射线暴光谱，包括X射线过剩和即时闪光中产生的排放。
2007-06-03 astro-ph
Diffusive Shock Acceleration in Oblique MHD Shocks: Comparison with Monte Carlo Methods and Observations
我们报告的扩散粒子加速斜磁流体动力学（MHD）冲击的模拟。这些计算的基础是将低能粒子“热漏”注入宇宙射线总体的数值模型扩展到斜激波。最近，Kang和Jones（1995）将这种方法引入到一个完全动力学的扩散-对流形式中，用于平行激波。在这里，我们将用我们的方法进行的时间相关数值模拟的结果与Ellison，Baring \& Jones 1995年的蒙特卡罗模拟结果以及Baring \etal（1995）讨论的行星际斜激波的{ \it in situ}观测结果进行了比较。通过这些比较的成功，我们已经证明，我们的{扩散-对流}方法和注射技术提供了一个实用的工具，以捕捉基本的物理注入过程和粒子加速在斜MHD冲击。除了扩散对流模拟，我们还包括了时间相关的双流体模拟的一对夫妇的冲击，以证明该形式主义的基本有效性，在斜激波的上下文中。使用简单的模型的双流体封闭参数的基础上测试粒子的考虑，我们发现更详细的扩散-对流结果的动力学性质很好的协议。然而，我们强调，当流动不是真正稳定时，这种双流体结果对这些封闭参数的性质敏感。此外，我们强调，通过例子的有效性的双流体形式主义并不一定意味着{ \it稳态}双流体模型提供了一个可靠的工具，预测效率的粒子加速在真正的冲击。
1996-07-10 astro-ph
Numerical Studies of Diffusive Shock Acceleration at Spherical Shocks
本文发展了一个一维球形宇宙线激波程序，它可以在与膨胀激波共动的坐标系中数值模拟粒子分布、气体流动及其非线性相互作用。为了适应一个非常宽的动态范围内的扩散长度尺度的CR冲击问题，我们已经纳入分区冲击跟踪和自适应网格细化技术。我们发现数值收敛所需的空间网格分辨率是不太严格的，在这个代码相比，典型的，固定网格欧拉代码。改进的收敛行为来自于保持激波不连续性在同一网格区域内的共动代码。与允许子激波在网格上漂移的代码相比，该功能提高了对穿过子激波的CR所经历的压缩率的数值估计。用这个程序和Bohm扩散模型计算了Sedov-Taylor阶段超新星残余激波的CR加速和非线性反馈。与平面平行激波类似，采用热漏注入模型，约10^{-3}的穿过激波的粒子和高达60%的爆炸能量被传递到CR部件。这些结果与Berezhko等人以前的非线性球形CR激波计算结果吻合得很好。
2006-03-09 astro-ph
Diffusive Shock Acceleration of High Energy Cosmic Rays
带电粒子在冲击等离子体中的扩散加速过程在天体物理学中被广泛引用，以解释宇宙中普遍存在的非热相对论电子和离子的签名。这种统计学的量子力学机制的一个关键特征是没有动量尺度;天体物理学系统通常只在粒子谱的注入端（低能）和损耗端（高能）施加尺度。在3000 TeV左右的宇宙射线谱（“膝”）中存在结构，这引发了关于宇宙射线至少有两个起源的争论，一个是银河系的起源，它提供了膝盖以上的宇宙射线，甚至更高，也许还有一个河外的起源，它甚至可以解释在1-300 EeV看到的超高能宇宙射线（UHECR）。由于需要假设高磁场以将最短扩散加速时间尺度（离子回旋周期）减小到有意义的值，因此历史上已证明难以对具有熟悉的天体物理学加速地点的UHECR进行解释。然而，活跃的星系和伽马射线暴仍然是强烈的和有趣的候选源UHECR，把理论的重点相对论冲击。本文综述了UHECR生成问题的扩散冲击加速特性。这些包括光谱指数，加速效率和时标，作为冲击速度和平均场方向的函数，以及场湍流的性质。这些特性的解释的上下文中的伽马射线暴模型的生产UHECR也检查。
2004-09-13 astro-ph
Nonlinear Diffusive Shock Acceleration with Magnetic Field Amplification
我们介绍了一个非线性扩散冲击加速允许产生大振幅磁湍流的蒙特卡罗模型。该模型是第一个包括强波产生，有效的粒子加速到相对论能量的非相对论冲击，和热粒子注入在内部自洽的方式。我们发现，上游的磁场可以放大的大因素，并表明，这种放大强烈依赖于周围的阿尔芬马赫数。我们还表明，在非线性模型中，大的磁场的增加并不一定转化为一个大的增加，在最大粒子动量的一个特定的冲击可以产生，一个后果的高动量粒子扩散的冲击前兆，大的放大场收敛到低的环境值。要处理的领域的增长率在政权的强波动，我们扩展到强湍流的参数化，是一致的共振准线性增长率在弱湍流的限制。我们相信我们的参数化跨越波动增长的最大和最小范围，在这些限制内，我们表明，非线性冲击结构，加速效率，和热粒子注入率强烈依赖于尚未确定的细节，在强湍流场的波增长。我们的结果最直接的应用将是估算超新星遗迹中被强宇宙射线修正激波放大的磁场。
2006-08-01 astro-ph
A hydrodynamical analysis of the steady-state shock model
在这篇文章中，一些流体动力学（HD）方面的稳态冲击所描述的稳态冲击模型进行审查和讨论。它被发现，至少在某些情况下，其中使用的稳态模型，稳态假设不能得到满足。此外，本工作的主要结果是，即使完全满足关于稳定性和几何形状的假设，在模型的应用中也发现了严重的限制：（i）在没有下游边界条件的情况下，模型与引起激波的物理过程无关，（ii）在假定的激波稳定阶段中受到冲击的物质不会与先前受到冲击的物质发生流体动力学相互作用，以及（iii）稳态模型假定流动对扰动是稳定的。此外，即使假设了边界条件，定常模型和天体物理背景之间的联系也不是严格意义上的正确HD联系。在不同的天体物理背景下（如信噪比和分子冲击）的时间相关HD计算表明，稳态近似是不足以描述这些冲击后的结构。基于HD的稳定状态模型的限制，建议该模型被用来描述后冲击的结构，只有在这些天体物理背景下，全时变HD模型已经积极测试的稳定性的流量。或者，建议用随时间变化的HD模型或用问题较少的近似来代替稳态模型。
2008-11-20 astro-ph
Cosmic Rays X. The cosmic ray knee and beyond: Diffusive acceleration at oblique shocks
我们的目的是评估宇宙射线在非相对论性扩散激波加速中获得的最大能量和加速率，因为它可以在它们的生命周期中应用于各种天体物理站点，其中存在高度倾斜的激波。我们研究数值（使用蒙特卡罗模拟）的扩散系数对能量增益和加速率的影响，通过测试的磁场的冲击法线的垂直度之间的作用，和垂直交叉场扩散和平行扩散系数的加速率的意义。我们发现（并证明了以前的分析工作-- Jokipii 1987），在高度斜激波中，垂直扩散系数值与平行扩散系数值相比越小，获得的宇宙射线的能量增益越大。当我们估计宇宙射线在合理的天体物理状态下可能获得的能量上限时，要求解释在$10^{15}$ eV和大约$10^{18}$ eV之间的高能宇宙射线谱;解释宇宙射线的方案是由三种不同的来源注入，（a）超新星爆炸到星际介质，（b）红超巨星，（c）沃尔夫-拉叶星，在那里后两者爆炸成超新星前的风。
2006-05-05 astro-ph
Photons and Particle Production in Cassiopeia A: Predictions from Nonlinear Diffusive Shock Acceleration
我们计算了仙后座A超新星遗迹的粒子谱和连续光子辐射。粒子谱，离子和电子，结果从扩散冲击加速在前向SNR冲击，并确定与非线性蒙特卡罗计算。计算自洽地确定了离子压力影响下的激波结构，并包括一个简单的参数化处理的电子注入和加速。我们的结果进行了比较，光子观测，集中在无线电和GeV-TeV的伽马射线范围之间的连接，和宇宙射线离子观测。我们包括新的上限，从切伦科夫阵列在忒弥斯（CAT）成像切伦科夫望远镜和惠普尔10米伽玛射线望远镜在> 400 GeV。这些新的限制支持该建议（例如，Cowsik & Sarkar 1980; Allen et. 1997年），高能电子发射同步辐射在一个非常高的磁场（~ 1000微高斯），远远大于值常规分配给ISM，并帮助限制我们的模型。在Cas A ~ 300年的寿命中，大磁场允许宇宙射线离子加速到远高于每个核子$10^{15}$ eV。
1999-10-07 astro-ph
Diffusive Shock Acceleration of Electrons and Radio Emission from Large Diameter Shell-Type Supernova Remnants
在目前的研究中，我检查扩散冲击加速机制的能力，以解释现有的数据从演化的大直径壳型绝热超新星遗迹（SNRs）的无线电发射。本文提出了信噪比射电辐射的时间相关“洋葱壳”模型，该模型的基本假设是：a）加速是由热能引起的，并且试验粒子近似是有效的; b）通过引入Bell（1978）的两个注入参数，避免了注入问题; c）考虑到SNR演化的非常后期阶段，使用Cox和Andersen（1982）对壳层结构的解析近似; c）无辐射冷却。构造表面亮度-直径$(Σ-D)$轨迹与经验$Σ-D$图进行比较。研究的主要结论是，DSA机制能够解释所有的射电信噪比统计数据，包括非常大的直径残余和巨大的星系环。
2000-01-21 astro-ph
Temporal evolution of magnetic molecular shocks II. Analytics of the steady state and semi-analytical construction of intermediate ages
在本系列的第一篇论文（论文I）中，我们使用自适应移动网格计算了化学物质和冻结在离子中的横向磁场的多流体冲击的随时间变化的模拟。在本文中，我们提出了新的分析结果的稳态分子冲击。中性流体中的密度和压力之间的关系推导出的冷磁前体，热磁前体，绝热冲击波阵面，和以下的冷却层。本文还导出了完全离解绝热激波后的压缩比和温度。为了证明这些结果甚至可能适用于中间年龄，我们设计了一个测试，以局部验证随时间变化的冲击模拟中的稳态方程的有效性。应用这个工具的结果文件I，我们表明，大多数这些冲击（所有的稳定的）确实是在一个准稳态在任何时候，即：一个给定的快照是由一个或多个截断的稳定冲击。最后，利用这一性质，我们给出了一种构造低速激波（u < 20 km/s）任意中间时刻的方法，该方法只需要一个稳态程序。特别是，这种方法允许一个稳定CJ型冲击的发生更准确地预测比以前提出的标准。
2004-07-28 astro-ph
Limits on diffusive shock acceleration in supernova remnants in the presence of cosmic-ray streaming instability and wave dissipation
研究了在星际介质中运动的超新星激波的宇宙线前兆的不稳定性。该区域的磁流体动力学湍流水平决定了扩散激波加速机制加速的粒子的最大能量。宇宙线加速的高效率是可以接受的，并且考虑不受弱湍流情况的限制。本文假设Kolmogorov型非线性波相互作用和离子-中性粒子碰撞共同限制了随机磁场的振幅。因此，加速粒子的最大能量强烈地依赖于超新星遗迹的年龄。在年轻超新星遗迹中，最大能量可达$\sim10^{17}Z$ eV，在Sedov阶段末期，能量下降到$\sim10^{10}Z$ eV左右。因此，在这种情况下，根据星际磁场强度计算的玻姆极限对最大粒子能量的标准估计是不合理的。这一发现可以解释为什么年龄超过几千年的超新星遗迹不是非常高能量伽马射线的主要来源。
2003-02-04 astro-ph
Diffusive Synchrotron Radiation from Relativistic Shocks of Gamma-Ray Burst Sources
考虑了相对论电子在小尺度随机磁场上散射产生的电磁辐射谱，该谱由伽马射线暴源中磁场产生的当前模型所暗示。所发展的理论包括微扰和非微扰两种形式，因此，提出了任意小尺度随机场中辐射的一般处理方法。它表明，一般处理的随机性质的小尺度磁场，以及角扩散的电子由于多重散射的磁不均匀性（即，非微扰效应）引起与所谓的“抖动”光谱显著不同的辐射光谱。扩散同步辐射的光谱似乎与伽马射线暴的低能谱指数分布一致。
2006-02-02 astro-ph
Turbulence Dissipation and Particle Injection in Non-Linear Diffusive Shock Acceleration with Magnetic Field Amplification
对超新星遗迹（SNR）壳层的观测表明，高度放大的磁场很可能是激波有效加速粒子的固有部分。这种强烈的湍流，这可能是由于宇宙射线驱动的不稳定性，共振和非共振，在冲击前兆，是一定要发挥关键作用的自洽，非线性模型的强，宇宙射线修改冲击。在这里，我们提出了一个Monte Carlo模型的非线性扩散冲击加速（DSA）占磁场放大通过共振不稳定性引起的加速粒子，并包括上游的冲击和随后的前体等离子体加热的湍流耗散的影响。由于湍流耗散和粒子注入等离子体加热之间的反馈效应很强，增加了有效DSA的非线性性质。描述的湍流阻尼的参数化的方式，我们得到两个重要的结果：第一，典型的超新星遗迹冲击的条件下，即使是少量的耗散湍流能量（~10%）是足够的显着加热的前体等离子体，第二，加热上游的冲击导致增加的热粒子在亚激波的注入的几个因素。在我们的研究结果中，非线性激波结构对粒子注入的增强的响应阻止了粒子加速和磁场放大的效率增加。然而，我们认为，更先进的（可能是非共振）模型的湍流产生和耗散可能会导致一种情况下，由于湍流耗散的粒子注入升压的结果在更有效的加速和更强的放大磁场比没有耗散。
2008-07-30 astro-ph
Gamma-Rays from Supernova Remnants and the Signatures of Diffusive Shock Acceleration
虽然从已知的超新星遗迹（SNRs）的γ射线的确定性检测仍然难以捉摸，收集可能与SNRs相关的未识别EGRET源激发了最近对这些源的TeV发射的建模。目前的理论模型使用幂律冲击加速的质子和电子在他们的预测预期的伽马射线TeV通量从那些身份不明的EGRET源与残余协会。在本文中，我们探讨了一个更详细的非线性冲击加速模型，它产生非热质子分布，并包括一个自洽的确定冲击流体力学。我们获得的伽马射线光谱允许停止加速到高能量，这是由于有限的年龄和大小的残余物的信噪比。伽玛射线光谱截止可以观察到在TeV范围内的合理的剩余参数，和偏离幂律行为被发现在所有的能量范围从1兆电子伏的截止。INTEGRAL、惠普尔和其他仪器的相关观测可能会对我们理解超新星遗迹提供严格的限制。
1997-04-15 astro-ph
Constraints On the Diffusive Shock Acceleration From the Nonthermal X-ray Thin Shells In SN1006 NE Rim
从SN 1006 NE边缘，这是由钱德拉观察到的非热X射线的特征尺度长度，解释的背景下，扩散冲击加速的假设，所观察到的非热X射线的空间分布对应于几十TeV的能量的加速电子。为了解释观测到的标度长度，我们在试验粒子近似下构造了两个简单的模型，其中加速电子的最大能量由SN 1006的年龄（年龄限制模型）或能量损失（能量损失限制模型）决定，并约束了磁场位形和加速电子的扩散系数.当磁场几乎平行于激波法线时，磁场应在20-85微高斯的范围内，并且在上游和下游都是高度湍流的，这意味着被加速电子的平均自由程在它们的回旋半径（玻姆极限）的数量级上。这种情况可以在年龄限制和能量损失限制模型中实现。另一方面，当磁场几乎垂直于激波法线时，这只能存在于年龄限制的情况下，磁场在上游为几微高斯，在下游为14-20微高斯，并且上游磁场比下游湍流小。
2003-11-14 astro-ph
Effect of energy losses and interactions during diffusive shock acceleration: applications to SNR, AGN and UHE Cosmic Rays
我讨论的形状所产生的扩散冲击加速粒子的频谱的高能量端的存在下（i）额外的扩散逃逸从加速器，（ii）连续的能量损失，（iii）能量变化所产生的相互作用。截止点附近的光谱形式对这些过程以及扩散系数和压缩比的动量依赖性很敏感，因此被加速粒子发射的任何辐射的光谱都可以反映加速区的物理条件。本文的结果可用于解释超新星遗迹（SNR）、活动星系核（AGN）和超高能宇宙射线加速源（UHE CR）等天体的光谱能量分布。除了极近的源之外，加速过程中UHE CR谱上的谱特征在传播过程中将被很大程度地侵蚀，但是在UHE CR与辐射相互作用中产生的UHE中微子的谱，无论是在宇宙线加速过程中还是随后通过宇宙微波背景辐射的传播过程中，包含足够的信息，以确定UHE CR在加速后的截止动量，以进行合理的假设。皮埃尔俄歇天文台对这些UHE中微子的观测可能有助于确定最高能量宇宙射线的来源。
2004-01-24 astro-ph
Anomalous Transport and Particle Acceleration at Shocks
一阶费米加速理论在冲击假设粒子扩散由于散射了缓慢移动的磁不规则性。然而，宇宙射线与磁场线紧密相连，传输过程，特别是穿过磁场方向的传输过程，可能会更加复杂。为了描述交叉场运输，我们采用最近的扩展Rechester-Rosenbluth理论在局部随机区域的磁场。在冲击波加速过程中，当沿着磁场的运动是扩散性的时，在临界能量处存在从\lq \lq亚扩散\rq \rq \运动（其中粒子的均方位移随时间增加，为$t^{1/2}$）到复合扩散的过渡，复合扩散是一个涉及沿着自身漂移的磁场扩散的组合过程。在半径为$R$的SNR中，要求该临界能量小于系统截止值，这对磁场的相干长度$λ$设置了上限，对于该上限，当场线漂移主导粒子的有效输运时，在准垂直激波处可以发生扩散激波加速：$λ<R(U/v)^{1/2}$其中$U$是激波速度，$v$是粒子速度。导出了粒子在次扩散区的加速率，并讨论了它对高能宇宙射线起源的意义。
1995-09-11 astro-ph
Instabilities of Spiral Shocks -- II. A quasi-steady State in the multi-phase inhomogeneous ISM
"银河系冲击“\citep{fujimoto68,roberts69}的研究使用一个完整的三维流体动力学模拟，考虑到自引力的ISM，辐射冷却，恒星形成，然后从超新星的能量反馈。这是一个重要的进展，从以前的数值模型，其中二维等温，非自引力气体假设。我们发现，经典的星系冲击出现是不稳定的和短暂的，它转移到一个全球准定常的，不均匀的图案，由于在磁盘中的不稳定性的非线性发展。螺旋状结构由许多类似GMC的致密凝聚体组成，但这些局部结构并不稳定，它们在臂间区域演化为不规则的毛刺。超新星的能量反馈并不破坏准定常旋臂，但它主要对ISM的垂直运动和结构有贡献。
2007-10-26 astro-ph
Monte-Carlo simulation of particle acceleration in braided magnetic fields
超新星遗迹被认为含有编织（或随机）的磁场，在某些区域主要垂直于激波法线。对于由于激波反复穿越而引起的粒子加速，沿激波法线方向的输运是至关重要的。沿激波法线的均方差与时间的平方根成正比。这种反常输运称为亚扩散。我们使用蒙特卡罗方法来研究这种非马尔可夫运输和加速度。作为这个模拟的结果，我们能够检查的传播，密度和加速粒子的俯仰角分布，特别是光谱特性。这些都是在广泛的协议与分析预测的子扩散和扩散制度，但陡峭的光谱预测时，从扩散到子扩散运输的变化被发现是更明显的比预测。
1999-06-07 astro-ph
Steady shocks around black holes produced by sub-keplerian flows with negative energy
本文讨论了理想气体在Schwarzschild黑洞上吸积流中轴对称激波形成的一种特殊情况：当吸积流的总能量为负时。我们的分析结果扩大了参数空间，这些稳定的冲击表现在吸积气体旋转相对论恒星的物体。由于开普勒圆盘具有负的总能量，我们猜想，在这个能量范围内，激波现象的产生可能比在正能量的情况下更容易。因此，我们的结果加强了这样一种观点，即次开普勒物质流可能会显着影响物理的高能辐射发射的黑洞候选人。我们给出了一个简单的程序来获得解析的冲击的位置。分析结果与一维和二维轴对称数值模拟数据的比较证实了激波的形成和稳定性。
2005-11-10 astro-ph
Diffusive Radiation in One-dimensional Langmuir Turbulence
我们计算了在一维朗缪尔湍流的存在下，由相对论粒子产生的辐射谱，该湍流可能是由等离子体中的流动不稳定性产生的，特别是在激波阵面或激波-激波相互作用中。辐射光谱的形状敏感地依赖于粒子速度和电场方向之间的角度。在粒子的横向运动的情况下，辐射谱是简并的，类似于空间均匀的朗缪尔振荡。在斜传播的情况下，频谱更复杂，它由许多幂律区域组成，并且可能包含明显的高频频谱峰。%（$ω=2ω\pe γ^2$）。所考虑的发射过程与各种实验室等离子体设置和天体物理物体（如伽马射线暴和准直喷流）有关。
2007-05-21 astro-ph
Particle Spectra Of Ultra-Relativistic Shock Waves
研究了在试验粒子极限下扩散激波加速度的蒙特卡罗模拟。我们模拟了上游$γ$ $\sim5$和高达$γ$ $\sim1000$的高相对论流天体物理等离子体。这些伽玛值与活动星系核（AGN）和伽马射线暴（GRB）的扩散激波加速模型有关。计算了上述高相对论过程的谱形。这项工作提出了独特的光谱形状与高原状的特点，由于相对论效应和光谱指数被发现是平坦的流动变得相对论，后者是在一个非常好的协议与以前的理论和数值计算工作有关的相对论等离子体流。
2001-01-23 astro-ph
Time Evolution of Cosmic-Ray Modified Plane Shocks
我们已经开发了一种新的计算机代码，旨在遵循宇宙射线修改冲击的演变，包括一个现实的扩散系数模型的粒子的全部动量依赖性。在这种形式下，这个问题在技术上是非常困难的，因为我们需要覆盖很宽范围的扩散尺度，从那些略大于物理激波厚度的尺度开始。对于欧拉方程的大多数有限差分格式，数值激波厚度至少为一个区域，因此这为扩散输运计算提供了物理尺度的下限。我们的代码使用分区冲击跟踪和多级自适应网格细化，以适度的成本相比，粗网格和大大提高了成本效益相比，一个统一的，高度精细的网格冲击周围提供增强的空间分辨率。我们提出并讨论了我们的初步结果的影响。
2000-11-29 astro-ph
Steady state shocks in accretion disks around a Kerr black hole
给出了克尔黑洞（BH）周围几何薄吸积盘中激波解的数值模拟结果。利用光滑粒子流体动力学（SPH）方法，通过引入有效势来考虑中心物体的影响，首次提出了Kerr黑洞周围吸积盘中驻激波形成的理论，数值模拟结果与理论结果符合得很好.我们发现无粘流中的激波是非常稳定的。我们还消除了关于绝热流中激波的位置和稳定性的模糊性。最后，我们概述了我们的发现与活动星系核（AGN）和类星体中的吸积盘有关的一些天体物理学结果。
1994-07-07 astro-ph gr-qc
