Wind from the Hot Accretion Flow and Super-Eddington Accretion Flow
本文综述了热吸积流和超爱丁顿吸积流中风的理论与观测进展，指出风在活动星系核反馈中比喷流起更关键作用。
2024-08-29 astro-ph.HE
Colliding wind binaries and gamma-ray binaries : relativistic version of the RAMSES code
伽马射线双星是由大质量恒星和非吸积脉冲星组成的碰撞风双星。粒子在冲击波的加速导致辐射从扩展的无线电辐射到伽马射线波段。预计相互作用区域将显示与恒星CWB的共同特征。利用流体动力学程序RAMSES进行数值模拟，重点研究了它们的结构和稳定性，发现Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）可以导致风之间的重要混合，破坏大尺度螺旋结构。为了研究脉冲星风的相对论性质的影响，我们将RAMSES扩展到相对论流体动力学（RHD）。脉冲星风和恒星风之间的相互作用的初步模拟显示出重要的相似之处与恒星碰撞风小相对论修正。
2012-12-17 astro-ph.HE
Relativistic wind from a magnetic monopole rotator
一颗旋转的恒星有一个旋转的（或分裂的）磁场，给出了旋转驱动的恒星风的最简单的原型模型。来自致密天体的风，特别是中子星，携带着强大的磁场和适度的等离子体负载，并发展出超相对论速度。我们研究了从恒星表面稠密的引力束缚大气中发射的相对论风。我们首先研究问题的分析，然后进行全球动力学等离子体模拟。我们的研究结果表明，如何风加速机制的变化，从离心（磁流体动力学）静电（电荷分离）取决于参数的问题。这两个制度给风不同的角分布和不同的标度与磁化参数。
2021-09-08 astro-ph.HE
The Effects of Magnetic Field Strength on Properties of Wind Generated from Hot Accretion Flow
观测表明，风可以在热吸积流中产生。通过数值模拟，Yuan等人研究了弱磁化吸积流产生的风的详细性质。然而，由强磁化热吸积流产生的风的性质还没有被研究。本文研究了弱磁化吸积流和强磁化吸积流产生的风的性质。我们重点讨论了磁场强度如何影响风的特性。本文求解了大尺度磁场作用下黑洞吸积的时间定常二维磁流体动力学方程。我们假设在径向方向上的自相似性。假设磁场与赤道面均匀对称。我们发现，风存在于弱磁化和强磁化吸积流。当磁场较弱（磁压比气压小2个数量级以上）时，风是由气压梯度和离心力驱动的。当磁场较强（磁压略小于气压）时，风是由气压梯度和磁压梯度力驱动的。强磁化情况下的风功率仅略大于弱磁化情况下的风功率。风的功率位于范围$ P_W \sim 10^{-4}-10^{-3} \dot M_{\rm in} c^2 $内，其中$ \dot M_{\rm in} $和$ c $分别是质量流入率和光速。简要讨论了风在活动星系核反馈中可能的作用。
2018-05-09 astro-ph.HE
Numerical simulations of the line-force-driven winds from active galactic nuclei: The special relativistic effects
本研究通过数值模拟发现，狭义相对论效应（盘旋转对辐射场的影响和辐射拖曳）会显著减弱活动星系核中谱线力驱动的超快外流，降低其最大速度（约20%-70%）、质量外流率和动能功率。
2025-08-05 astro-ph.HE
Numerical Simulation of Hot Accretion Flows (III): Revisiting wind properties using trajectory approach
以前的MHD模拟表明，风必须存在于黑洞热吸积流。在本文中，我们继续我们的研究，调查风的详细性质，如质量通量和极向速度，以及风的产生机制。为此，我们利用三维GRMHD模拟的热吸积流周围的史瓦西黑洞。模拟的设计使得磁通量不会在黑洞周围显著累积。为了区分真正的风湍流外流，我们跟踪的虚拟拉格朗日粒子的轨迹从模拟数据。我们发现两种类型的实际流出，即，接近轴的准相对论性喷流和对着大得多的立体角的亚相对论性风。大部分的风来自吸积流的表层。极向风速在产生后几乎保持不变，但通量加权风速大致遵循$v_{\rm p, wind}(r)\approx 0.25 v_k(r)$。射流的质量流量很低，但速度很高，$v_{\rm p,jet}\sim (0.3-0.4) c$。因此，风的能量和动量通量都比急流的大得多。结果表明，风的产生和加速主要是由离心力和磁压梯度共同作用的结果，而喷流的加速主要是由磁压梯度共同作用的结果。最后，我们发现风力产生效率$ε_{\rm wind}\equiv\dot{E}_{\rm wind}/\dot{M}_{\rm BH}c^2\sim 1/1000$与带有活动星系核反馈的大规模星系模拟所需的值非常一致。
2015-01-06 astro-ph.HE
Observational Appearance of Relativistic, Spherically Symmetric Massive Winds
光子在相对论运动介质中的平均自由程沿下游方向变长，而沿上游方向变短。结果，观测到的光学深度$τ$在下游方向上变小，而在上游方向上变大。因此，如果一个相对论性的球形风吹走，光学深度强烈地依赖于它的速度和速度与视线之间的角度。Abramowicz等人（1991年）研究了这种相对论风，发现在非相对论情况下，$τ=1$的光球形状呈凸面，但在相对论速度下呈凹面。我们进一步计算了光球层在共动系和惯性系中的温度分布和光度。我们发现，在相对论区域，边缘暗化效应会发生强烈的修正。我们还发现，由于相对论效应，光球的光度随着风速的增加而变大。此外，在惯性系中的光度比在共动系中的高。这些结果表明，当存在强相对论风时，观测到的发光物体的温度和亮度可能被高估。
2009-04-18 astro-ph.HE
Modelling the interaction between relativistic and non-relativistic winds in binary pulsar systems: strong magnetization of the pulsar wind
我们提出了一个数值研究的磁化各向异性脉冲星风与环双星环境的碰撞所产生的流的性质。重点研究了高风磁化强度对激波几何结构的影响。这项工作是我们早期研究的延伸，专注于一个纯粹的流体动力学相互作用和弱风磁化。我们考虑碰撞的轴对称近似，即脉冲星的旋转轴被假定为定向沿线之间的脉冲星和光学星。磁化强度的增加导致脉冲星风传播的开口锥扩大。这种效应是在磁化风准直的传统理论的框架内解释的。这一发现对涉及多普勒增强作为PSR B1259-63/LS 2883的费米/LAT探测到的GeV耀斑背后的主要机制的场景有直接的影响。表观辐射的最大增强由$4π$与冲击脉冲星风传播的固体的比值决定。我们的模拟表明，这种增强因子的磁场的影响减少。
2019-11-18 astro-ph.HE
Numerical Simulation of Hot Accretion Flow around Bondi Radius
以前的数值模拟表明，在黑洞周围的热吸积流中可以产生强风。大多数研究只关注靠近中心黑洞的区域，因此还不清楚风的产生是否在邦迪半径附近的大半径处停止。Bu et al. 2016研究了在核恒星引力存在下邦迪半径周围的热吸积流。他们发现，当核恒星的引力很重要/与黑洞的引力相当时，在邦迪半径周围就不能产生风。然而，对于某些星系，核恒星在邦迪半径附近的引力可能并不强。在这种情况下，是否能在邦迪半径周围产生风还不清楚。通过流体动力学模拟，研究了有无热传导时Bondi半径附近的热吸积流。我们使用虚拟粒子轨道方法来研究是否存在风的模拟数据的基础上。数值结果表明，在没有核恒星引力的情况下，在Bondi半径附近可以产生风，从而导致质量流入率向内减小。我们证实了Yuan等人的结果，这表明这是由于气体通过风而不是对流运动的质量损失。
2022-09-20 astro-ph.HE
Observational Appearance of Black Hole Winds
我们研究的观测外观的光学厚，球对称，相对论风（黑洞风）。在相对论流中，表观光学厚度在下游方向变小，而在上游方向由于相对论效应而变大。因此，相对论流的视光球取决于流的速度和方向以及密度分布。我们计算的光学厚黑洞风，风速被假定为常数和辐射占主导地位的问题，为不同的风速和质量流出率值的表观光球的温度分布。我们发现，在相对论制度的边缘暗化效应强烈增强。我们还发现，观测到的黑洞风的光度变大的风速增加，但不依赖于质量流出率。
2009-04-18 astro-ph.HE
Effect of Interacting Rarefaction Waves on Relativistically Hot Jets
通过相对论流体动力学模拟，研究了稀薄加速对相对论热射流传播动力学和结构的影响。本文着重研究了圆柱射流与周围介质交界面上激发的稀疏波的非线性相互作用。从简化的一维模型与径向射流结构，我们发现，在相对论压力的减少，由于相互作用的稀疏波在射流的中心区域瞬时产生一个更强大的推动散装射流比预期从单一的稀疏加速。这导致热动能和体动能之间的循环原位能量转换，其引起射流的径向振荡运动。振荡时标的特征在于射流与周围介质的初始压力比，并且遵循简单的标度关系$τ_{\rm oscillation} \propto (P_{\rm jet,0}/P_{\rm amb,0})^{1/2}$。从扩展的二维模拟证实，在一维系统中的这种径向振荡运动表现为在一个更现实的情况下，相对论热射流传播通过周围介质的射流的结构的调制。研究发现，当周围介质为幂律压力分布时，调制结构$λ$中沿射流传播方向的约束区尺寸按照自相似关系$λ\propto t^{α/2}$演化，其中$α$为压力分布的幂律指数.
2012-04-25 astro-ph.HE
Comparing observed properties of winds in low-luminosity active galactic nuclei with theoretical predictions
本文系统比较了低光度活动星系核中观测到的风性质与热吸积流理论预言，发现风速、物质流率等关键参数高度一致，并以M81*为例验证了理论模型的可靠性。
2025-04-14 astro-ph.HE
Relativistic hydrodynamical simulations of the effects of the stellar wind and the orbit on high-mass microquasar jets
高质量的微类星体喷流，产生于一个在大质量恒星轨道上吸积的致密物体，必须穿过一个充满恒星风的区域。风和轨道运动的综合效应可以强烈地影响二元尺度及更大尺度上的喷流特性。对这种效应的研究可以揭示高质量微类星体喷流在星际介质中的传播和终止。我们研究的第一次，使用相对论流体动力学模拟，星风和轨道运动的组合影响上的大质量微类星体喷流的属性上的二进制和超越。利用PLUTO程序，对微类星体中来自恒星的强/弱相对论风与双星轨道运动影响下的相对论性喷流相互作用的情形进行了三维相对论流体动力学模拟。轨道参数的选择使得结果可以提供对紧凑系统（例如Cyg~X-1或Cyg~X-3）中喷流-风相互作用的洞察。风和喷流动量率被设定为对这些源可能是现实的值，并导致适度的喷流弯曲，这与近轨道和喷流不稳定性一起可能引发显著的喷流进动和中断。对于轨道尺寸为$a\sim 0.1$ ~AU，喷流功率为$L_j\sim 10^{37}(\dot M_w/10^{-6}\,{\rm M}_\odot\,{\rm yr}^{-1})$ ~erg~ $^{-1}$（其中$\dot M_w$为恒星风质量率）的高质量微类星体，恒星风和轨道运动的联合作用可以诱导$\sim 1$ ~AU尺度的相对论性喷流破裂。
2021-12-08 astro-ph.HE
Modelling interaction of relativistic and non-relativistic winds in binary system PSR B1259-63/SS2883 - II. Impact of magnetization and anisotropy of the pulsar wind
本文数值研究了双星系统中磁化各向异性脉冲星风与其周围环境碰撞产生的流的性质。我们将磁场和风各向异性的影响与Bogovalov等人（2008年）详细研究的各向同性风的纯流体动力学（HD）相互作用的基准情况进行了比较。在轴对称近似下考虑相互作用，即假设脉冲星自转轴沿脉冲星和光学星之间的直线，忽略与脉冲星轨道有关的影响。磁场的影响进行了研究的情况下，弱磁化（磁化参数$σ<0.1$），这是与传统的模型的脉冲星风。假设非磁化脉冲星风中的动能通量是强各向异性的，在脉冲星旋转轴上的最小值和在垂直方向上的最大值，与脉冲星风的各向异性的影响进行了建模。我们表明，虽然这两个考虑的影响改变了终止脉冲星风所占据的区域的形状，它们的影响似乎是小的。特别是，对于低于0.1的脉冲星风的磁化，磁场压力保持远低于等离子体压力在冲击后区域。因此，在脉冲星与恒星风环境的相互作用的情况下（与plerions的情况相反，即脉冲星与星际介质的相互作用，当磁场独立于风的磁化变得动态重要时），HD方法代表了数值模拟的可行近似。
2011-07-25 astro-ph.HE
Hydrodynamical numerical simulation of wind production from black hole hot accretion flows at very large radii
以前的研究表明，强风存在于黑洞周围的热吸积流中。这些工作只集中在靠近黑洞的区域，因此不知道风的产生是否或在大半径处停止。在本文中，我们调查这个问题的流体动力学模拟。我们同时考虑了黑洞和核星团的引力。对于后者，我们假设恒星的速度色散是一个常数，其引力势为$\propto σ^2 \ln (r)$，其中$σ$是恒星的速度色散，$r$是到星系中心的距离。我们专注于该地区的引力势是由星团占主导地位。我们发现，与小半径吸积流一样，质量流入率向内减小，流动是对流不稳定的。然而，轨迹分析表明，从气流中发射的风很少。结合Yuan等人（2015）的结果，我们的结果表明，热吸积流发射的风的质量通量为$\dot{M}_{\rm wind}=\dot{M}_{\rm BH}(r/20r_s)$，具有$r\la R_A\equiv GM_{\rm BH}/σ^2$ .这里$\dot{M}_{\rm BH}$是黑洞视界的吸积率。$R_A$类似于邦迪半径。我们认为，向内流入率的减少是因为通过风的质量损失，但由于对流运动。$R_A$外风的消失，一定是由于引力位的变化，但确切的原因还有待探讨。
2016-01-07 astro-ph.HE
Stream instabilities in relativistically hot plasma
在相对论热电子背景下，导出了一般传输角下相对论离子束的不稳定性。结果表明，在垂直于流动方向的方向上的韦伯不稳定性是增长最快的模式，可能是第一次出现，与PIC模拟中看到的对齐的细丝一致。斜，准垂直模式增长几乎一样快，因为增长率只适度变化的角度，他们可能会扭曲或扭曲后的垂直模式饱和的灯丝。
2011-04-04 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Hydrodynamical simulation of wind production from hot accretion flows in tidal disruption events
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Shanghai Key Lab for Astrophysics, Shanghai Normal University（上海师范大学天体物理上海市重点实验室）；Department of Physics, Chongqing University（重庆大学物理学院）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）
研究潮汐破坏事件中黑洞质量、粘性参数和恒星碎片温度对热吸积流风特性的影响，发现大质量黑洞产生更高吸积分数和更快风速，且碎片温度对吸积流影响较小。
2026-05-11 astro-ph.HE
Evidence for A Hot Wind from High-resolution X-ray Spectroscopic Observation of the Low-luminosity Active Galactic Nucleus in NGC 7213
超大质量黑洞（SMBH）一生中的大部分时间都在以远低于爱丁顿极限的速率吸积，表现为低光度活动星系核（LLAGN）。LLAGNs的热风是黑洞吸积理论和数值模拟的普遍预测，最近正在成为星系演化宇宙学模拟中活动星系核动力学反馈的一个重要组成部分。然而，这种热风的直接观测证据仍然很少。在这项工作中，我们确定了显着的Fe XXVI Ly $α$和Fe XXV K $α$发射线从高分辨率的钱德拉光栅光谱的LLAGN在NGC7213，附近的Sa星系托管$\sim10^8\rm~M_\odot$ SMBH，确认以前的工作。我们发现，这些线表现出蓝移的视线速度的$\sim1100\rm~km s^{-1}$和高XXVI Ly $α$ XXV K $α$通量比意味着一个$\sim16$ keV的热等离子体。通过面对这些光谱特征与合成X射线光谱的基础上，我们定制的磁流体动力学模拟，我们发现，高速，热等离子体是自然的解释由假定的热风驱动的热吸积流供电这个LLAGN。这种热等离子体的其他可能的起源，包括恒星活动，AGN光电离和热吸积流本身，在数量上是不利的。推断出的风携带的动能和动量可以作为对环境的强烈反馈。我们比较了NGC1，7213和M81*，其中最近提出了强有力的证据，从LLAGN的热风的普遍性和可探测性的影响进行了讨论。
2021-12-31 astro-ph.GA astro-ph.HE
Observational Evidence for Hot Wind Impact on pc-scale in Low-luminosity Active Galactic Nucleus
研究在M81*与NGC 7213中发现蓝移类氢O/Ne发射线，并结合数值模拟表明其源于热风激波加热的核周气体，为热AGN风的能量与动量反馈提供证据。
2024-03-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Hot Star Winds
本文综述了热星星风的物理机制、金属丰度依赖性及其对大质量恒星演化的影响，并重点介绍了利用流体动力学一致大气模型研究 Wolf-Rayet 星辐射驱动质量损失的最新进展。
2024-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
An Energetic Hot Wind from the Low-luminosity Active Galactic Nucleus M81*
在它们生命的大部分时间里，通常在星系核中发现的超大质量黑洞（SMBH）以远低于爱丁顿极限的速率从环境中获得质量，这是由辐射效率低下的热吸积流介导的。理论和数值模拟都预测，在这样的热吸积流中一定存在强风。风是特别感兴趣的，不仅是因为它是吸积不可或缺的成分，但也许更重要的是，它被认为是通过所谓的动力学模式AGN反馈在宿主星系的演化中起着至关重要的作用。然而，这种风的观测证据仍然稀少和间接。在这里，我们报告的低光度活动星系核在M81的热流出的检测，基于{ \it钱德拉}高分辨率X射线光谱。流出是由一对Fe XXVI Ly $α$线红移和蓝移的体积线的视线速度为$\pm2.8\times10^3 \rm~km~s^{-1}$和高的Fe XXVI Ly $α$ -到-Fe XXV K $α$线比暗示$1.3\times10^8$开尔文的等离子体温度。这种高速、高温等离子体不能由恒星活动或吸积流入SMBH产生。我们的磁流体动力学模拟表明，相反，它是自然解释的风从热吸积流，传播到$\gtrsim10^6$倍的引力半径的SMBH。这种风的动能和动量可以显著地影响环核环境和更远环境的演变。
2021-06-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Anisotropic pressure effects in hydrodynamic description of waves propagating parallel to the magnetic field in relativistically hot plasmas
针对各向异性压力和描述热效应的其他张量，提出了由四个物质场方程组成的具有相对论温度的新型等离子体流体力学模型的结构。提出了以浓度、速度场、平均反向相对论$γ$函子和反向相对论$γ$函子的通量为主要流体力学变量的演化方程的模型。四个类压张量（两个二阶张量和一个四阶张量）描述热效应。其中我们有粒子流的通量和反向相对论性$γ$函子的通量。高频激发被认为是解析，以跟踪其频谱中的压力类张量的各向异性的贡献。
2021-10-27 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Relativistic Wind Farm Effect: Possibly Turbulent Flow of a Charged, Massless Relativistic Fluid in Graphene
在低雷诺数下，单个风力涡轮机尾流中的风流通常不是湍流。然而，风力发电场中的涡轮机会影响彼此的尾流，从而可能产生湍流。在目前的工作中，这种效果的无质量的载流子流周围的障碍物在石墨烯的模拟概述。我们使用相对论流体动力学模拟来分析含有杂质的样品中的流动。根据样品中杂质的密度，我们确实发现了潜在的湍流的证据，并讨论了实验结果。
2022-02-16 astro-ph.HE cond-mat.str-el physics.flu-dyn
Universality and intermittency in relativistic turbulent flows of a hot gas
为了确定相对论湍流的统计特性，揭示新的非经典特征，我们采用高阶数值方法对超相对论热等离子体中的驱动湍流进行了直接数值模拟.本文研究了平均马赫数从$\sim 0.4$到$\sim 1.7$，平均洛伦兹因子到$\sim 1.7$的流动的统计特性。我们发现，流量，如能量密度或本地洛伦兹因子，显示大的空间变化，即使在亚音速的情况下，压缩性增强相对论效应。的速度场是高度间歇性的，但它的功率谱被发现是在很好的协议与经典理论的Kolmogorov的预测。
2012-10-26 astro-ph.HE gr-qc physics.flu-dyn
Thermal wind from hot accretion flows at large radii
研究了低光度活动星系核辐射下秒差距和亚秒差距尺度的慢旋转吸积流。我们考虑了康普顿加热，中心X射线的光电离加热。还包括韧致辐射冷却、复合和线冷却。我们发现，由于康普顿加热，风可以热驱动。风的功率在$(10^{-6}-10^{-3}) L_{\rm Edd}$范围内，其中$L_{\rm Edd}$是爱丁顿光度。风的质量通量在$(0.01-1) \dot M_{\rm Edd}$范围内（$\dot M_{\rm Edd}= L_{\rm Edd}/0.1c^2$是爱丁顿吸积率，$c$是光速）。我们将风力发电效率定义为$ε= P_W/\dot {M}_{\rm BH}c^2$，其中$P_W$是风力，$\dot M_{\rm BH}$是黑洞的质量吸积率。$ε$在愤怒中$10^{-4}-1.18$。风力发电效率随着质量增长率的增加而降低。简要讨论了热驱动风在活动星系反馈中的可能作用。
2018-01-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Relativistic wind accretion on to a Schwarzschild black hole
我们提出了一个新的相对论风吸积到Schwarzschild黑洞的解析模型。这个模型是Bondi，Hoyle，and Lyttleton（BHL）的经典风吸积模型的广义相对论扩展。在BHL中，该模型基于稳态、轴对称和弹道运动的假设。给出了风流线的解析表达式，同时给出了计算相应吸积率和密度场的简单数值格式。由此产生的吸积率是更大的相对论模型相比，牛顿BHL的。实际上，对于渐近风速$v_\infty \ge 0.4\,\mathrm{c}$，它大两倍，对于$v_\infty \ge 0.8\,\mathrm{c}$，它大一个数量级以上。我们已经比较了这个完整的相对论模型与数值模拟与自由的GNU公共许可的流体动力学代码AZTEKAS进行，并发现了一个很好的协议的流线在上游地区的流动，也在10%以内，为相应的吸积率。
2019-06-12 astro-ph.HE gr-qc
On the Evolution of, and Hot Gas in, Wind-Blown Bubbles around Massive Stars -- Wind Bubbles Are Not Energy-Conserving
本文通过电离气体动力学模拟重新审视大质量恒星周围风驱动气泡的演化，发现其冷却有效且膨胀更符合动量守恒，X射线主要来自高温团块。
2023-06-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
A new relativistic component of the accretion disk wind in PDS 456
过去对附近发光类星体PDS 456（在$z=0.184$）的X射线观测显示了广角吸积盘风（Nardini et al. 2015），流出速度为$\sim-0.25c$。在这里，我们通过NuSTAR和XMM-Newton的硬X射线观测揭示了风的一个新的相对论分量，这是在2017年3月类星体处于低通量状态时获得的。除了$-0.25c$风区外，还在铁K波段检测到这种非常快的风分量，其外流速度为$-0.46\pm0.02c$。相对论分量可能来自最内层的盘风，从接近黑洞的半径为$\sim10$引力半径处发射。在可能持续50千公里的遮蔽事件期间，快风的不透明度也会增加。我们认为非常快的风可能只在PDS 456的最低X射线通量状态下才明显，随着光度的增加变得过度电离。总的来说，总的风力发电量甚至可能接近爱丁顿值。
2018-01-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fermi Bubbles Inflated by Winds Launched from the Hot Accretion Flow in Sgr A*
{ \it Fermi} LAT揭示了一对巨大的伽马射线泡。本文探讨了它们的形成机理。观测表明，位于银河系中心Sgr A* 的超大质量黑洞的活动比现在强得多。具体地说，一种可能性是，虽然Sgr A* 也处于热吸积状态，但在过去的$\sim 10^7$年中，吸积速率应该是$10^3-10^4$的$10^3-10^4$倍。另一方面，最近的热吸积流的MHD数值模拟明确地显示了强风的存在，并获得了它们的性质。基于这些知识，通过进行三维流体动力学模拟，我们在本文中表明，费米气泡可以膨胀的风发射的“过去”热吸积流在Sgr A*。在我们的模型中，Sgr A* 的活跃期需要持续约1000万年，它在不超过20万年前被淬灭。中央分子带（CMZ）包括在内，它使风的方向对准银河系的两极。粘性抑制瑞利-泰勒和开尔文-亥姆霍兹不稳定性，并导致气泡边缘的平滑。气泡的主要观测特征可以得到很好的解释。具体地说，{ \it ROSAT}的X射线特征被解释的冲击星际介质和风和CMZ气体之间的相互作用区域。在我们的模型中得到的热压力和温度与最近的{ \it朱雀}观测结果有很好的一致性。
2014-06-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
A deep Chandra observation of the hot gaseous halo around a rare, extremely massive and relativistic jet launching spiral galaxy
我们提出了一个深钱德拉观测的极大质量的螺旋星系2 MASX J23453268-0449256，这个非常罕见的系统，其功能是已知的最大的相对论射流从螺旋星系的第一个X射线观测。我们探测到从星系周围的热晕发出的X射线辐射，半径达到80千秒差距。热晕沿着螺旋星系的平面被拉长，一种可能性是强大的相对论喷流破坏了垂直于盘的热晕气体。我们的计算表明，这是积极可行的，在这个系统中的活动星系核的反馈可能已经提升或完全排出了显着的一部分气体在20-80千秒差距的径向范围。我们还检测到扩展的发射，这似乎是与内部和外部南射电瓣，并可能是逆康普顿发射的结果。利用观测到的活动星系核中心的X射线和射电光度，Gultekin等人的基平面预测了一个质量为5 × 10^8 M_solar的黑洞，当考虑基平面关系中的散射时，其范围为1 × 10^8 - 3 × 10^9 M_solar。这与M_BH-sigma标度关系所提出的可能性一致，即在该星系的中心存在一个特别大的（>10^9 M_solar）黑洞，但不能给出更严格的约束。
2015-03-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Type Ia supernovae and stellar winds in AGN driven relativistic bubbles
我们分析了演化恒星的星风行为和活动星系核驱动的相对论气泡中Ia超新星爆炸的结果。我们发现，风壳的膨胀是有效地减速的相对论压力，但它们的整体运动被保存，使它们与母星一起穿过气泡。风物质只占气泡体积的一小部分，基本上不影响SN残余物的膨胀。如果包层保持完整并保持球形，估计气泡中SN残留物的最大半径为30-40 pc。由于Rayleigh-Taylor不稳定性导致的SN壳层的破碎可以减轻SN物质的传播，因此喷出物碎片能够穿过相对论气泡。在气泡外，风壳和超新星碎片在气泡边界附近的团内介质中减速。沉积的超新星Ia物质可以在相对论气泡的边界处的薄层中富集具有金属的团内气体。这个过程可能导致增强的线发射的边缘。在相反的极限，当超新星遗迹的碎片是温和的或不存在的，超新星Ia物质平流的相对论等离子体，并可能离开明亮的星系团星系的中心区域，与不情愿地移动的气泡。
2011-01-27 astro-ph.CO astro-ph.HE
Simulating gamma-ray binaries with a relativistic extension of RAMSES
伽马射线双星由一颗大质量恒星和一颗具有高度相对论风的旋转动力脉冲星组成。来自两个物体的风之间的碰撞产生了一个激波结构，其中粒子被加速，导致观察到的高能量发射。我们研究了狭义相对论对碰撞风区的结构和稳定性的影响，并强调了与大质量恒星碰撞风的差异。我们重点关注脉冲星风洛伦兹因子值不断增加的演变，请记住，当前的模拟无法达到脉冲星风洛伦兹因子的预期值几个数量级。我们使用高分辨率的数值模拟与相对论扩展的流体动力学代码RAMSES，我们已经开发。使用2D模拟，我们专注于该地区接近的二进制，忽略轨道运动。我们使用不同的脉冲星风的洛伦兹因子值，最高可达16。我们发现恒星风碰撞和伽马射线双星之间的解析标度关系。它们提供了接触不连续的位置。激波的位置强烈地依赖于洛伦兹因子，相对论风比基于非相对论模拟的预期更加准直。超过一定的距离，冲击流被加速到其初始速度，并遵循绝热膨胀。我们提供了指导外推到更现实的值的脉冲星风的洛伦兹因子。我们将自适应网格加密程序RAMSES扩展到相对论流体力学。该代码适用于研究脉冲星风星云、伽马射线暴或相对论喷流等天体物理物体，将成为下一次公开发行的RAMSES的一部分。使用此代码，我们进行了模拟的伽马射线双星，突出了这种系统的当前流体动力学模型的限制和可能性。
2013-09-29 astro-ph.HE astro-ph.IM
Two-stream-like instability in dilute hot relativistic beams and astrophysical relativistic shocks
相对论无碰撞激波被认为是有效的粒子加速器。非线性结果的相互作用的加速粒子的前面运行的冲击，所谓的“前体”，与未扰动的等离子体的冲击上游，被认为是促进这些粒子的额外加速，并可能修改的流体动力学结构的冲击。本文研究了在非磁化和弱磁化等离子体中传播的相对论激波中，激波上游相互作用中出现的动力学模的线性增长：静电双流平行模和静电斜模。这些模式是特别感兴趣的，因为它们是这种类型的系统中已知的增长最快的模式。使用一个简化的分布函数的稀释超相对论性光束，相对论热在自己的休息框架，但有动量，窄准直在冷上游等离子体的框架，它传播到，我们确定了最快的增长模式在整个$k$空间，并计算其增长率。我们考虑所有类型的等离子体（对和离子电子）和光束（带电和电荷中性）。我们发现，不稳定的静电模式存在于任何类型的等离子体和任何冲击参数。我们进一步发现，两个模式，一个平行（PDMATHAMN）和另一个倾斜（$k_\perp \sim k_\|$），是竞争优势和任何一个可能主导的增长率在不同区域的相空间。主导模式主要由上游坐标系中加速粒子动量的垂直分布决定，它反映了激波的洛伦兹因子。平行模式在具有较低洛伦兹因子的冲击中变得更占主导地位（即，具有较大的动量扩散）。我们简要地讨论了我们的结果可能的影响，在伽马射线暴源的外部冲击。
2011-04-29 astro-ph.HE physics.plasm-ph
On the structure of relativistic hydrodynamics for hot plasmas
从带电粒子的微观动力学出发，导出了经典等离子体相对论流体力学的新结构。本文的推导是从浓度的微观定义出发的。显然，浓度演化导致连续性方程，并给出粒子流的定义。在不引入任意函数的情况下，我们考虑了与动量密度不一致的电流的演化。它导致了一组新的功能，据我们所知，还没有考虑在文献中较早。这些函数之一是平均反向相对论（伽马）因子。其电流也被认为是基本功能之一。新函数的演化通过浓度和粒子流出现，因此方程组部分地封闭了自己。其他函数作为基本函数的函数，作为截断函数的一部分。两对选择的函数构造两个四向量。这四个矢量的演化导致出现两个四张量，而不是被认为是能量动量张量。朗缪尔波被认为是在建议的模型。
2021-12-09 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Universality and intermittency in relativistic turbulent flows of a hot plasma
为了确定相对论性湍流的统计特性，揭示新的非经典特征，我们采用高阶数值方法对超相对论性热等离子体中的驱动湍流进行了直接数值模拟。本文研究了平均马赫数从$\sim 0.4$到$\sim 1.7$，平均洛伦兹因子到$\sim 1.7$的流动的统计特性。我们发现，流量，如能量密度或本地洛伦兹因子，显示大的空间变化，即使在亚音速的情况下，压缩性增强相对论效应。的速度场是高度间歇性的，但它的功率谱被发现是在很好的协议与经典理论的Kolmogorov的预测。总的来说，我们的研究结果表明，相对论效应能够显着提高流动的不稳定性，并影响高阶统计的速度场，而保持不变的低阶统计，而不是似乎是普遍的，并在很好的协议与经典的Kolmogorov理论。据我们所知，这些是迄今为止对驱动相对论湍流最精确的模拟。
2013-03-04 astro-ph.HE gr-qc physics.flu-dyn
Driving Disk Winds and Heating up Hot Coronae by MRI Turbulence
我们研究了磁旋转湍流作用下吸积盘中热日冕和垂直外流的形成。我们执行本地三维（3D）MHD模拟与垂直分层显式求解能量方程与各种有效的比热比，γ。最初施加的弱垂直磁场被磁旋转不稳定性（MRI）和由于差动旋转引起的绕组有效地放大。在等温情况下（γ =1），盘风主要由与MHD湍流相关联的坡印亭通量驱动，并显示出准周期的不稳定性。另一方面，在γ>~ 1.1的非等温情况下，距中平面1-2个标度高度以上的区域被有效加热，形成温度约为初始值50倍的日冕，并通过压力平衡过渡区与较冷的中平面区域相连。结果表明，盘风主要由气体压力驱动，具有更强的时间稳定性，但无量纲时均质量损失率与等温情况相似.在这些情况下，类声波被限制在冷的中平面区域中，并且密度波动的幅度大于等温情况。
2013-10-30 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
