Diffusive Acceleration of Particles at Oblique, Relativistic, Magnetohydrodynamic Shocks
相对论性激波的扩散激波加速（DSA）是活动星系核中河外喷流和伽马射线暴等多种天体的重要加速机制。这些源仍然是产生超高能宇宙射线的良好候选地点。在本文中，DSA在相对论冲击密切相关的相对论电子和离子的生产的关键预测概述。识别这些特征的技术是对试验粒子、相对论、斜向磁流体动力学（MHD）激波中的这种扩散加速度进行蒙特卡罗模拟。使用一个紧凑的处方MHD湍流中的电荷扩散，这种方法产生的粒子角和动量分布在任何位置的上游或下游的冲击。模拟输出的小角度和大角度散射的情况下，和各种冲击的超光速制度时，霍夫曼-泰勒框架不存在。分布函数幂律指数与其他技术的结果相比毫不逊色。发现它们敏感地依赖于激波中的平均磁场方向，以及在激波环境中沿场传播的MHD湍流的性质。一个有趣的制度的平谱生成的解决，我们提供的证据是由于冲击漂移加速，一种现象，在日光层冲击研究。这些理论结果对耀变体科学的影响进行了概述。具体而言，费米-LAT伽马射线观测这些相对论性喷流源提供了重要的相对论冲击，即场的湍流度，散射的频率和场的湍流水平的环境量的重要约束。
2011-10-27 astro-ph.HE
The magnetic field and geometry of the oblique shock in the jet of 3C 346
我们调查的kpc规模的射流在强大的射电星系3C 346，使用新的光学HST ACS/F606 W偏振测量与钱德拉X射线数据和14.9 GHz和22.5 GHz的VLA射电偏振测量。喷流在光学和射电形态上显示出密切的对应关系，而X射线发射显示出与光学和射电峰值位置的0.80 +/- 0.17 kpc偏移。光学和无线电偏振测量显示出相同的表观磁场位置角和最亮结处的部分偏振，在光学和无线电图像中，喷流在那里经历了几乎70度的大扭结。这里的视磁场方向与新的喷流方向一致，正如早期工作所预测的那样，认为扭结是斜激波的结果。为了理解3C 346喷流的几何形状，我们探索了斜激波的极化模型，发现上游流很可能是高度相对论性的（0.91 +0.05 / -0.07 c），其中激波阵面与上游气流成51（+/- 11）度角，上游气流与我们的视线成14（+8 / -7）度角。在这种情况下，射流的实际偏转角仅为22度。
2009-07-21 astro-ph.HE
Diffusive shock acceleration at oblique high Mach number shocks
目前宇宙线起源理论认为，银河系中的大部分宇宙线是由超新星遗迹产生的。超新星爆发后，超新星喷出物与星际介质相互作用产生激波，通过扩散激波加速（DSA）实现CR加速。我们使用粒子模拟和PIC-磁流体动力学（PIC-MHD）相结合的技术来研究DSA是否可以发生在斜高马赫数激波。使用PIC方法，我们跟踪激波的形成，并确定参与DSA的粒子的分数。在此基础上，利用PIC MHD模拟等离子体的大尺度结构和激波周围的磁场，研究反射粒子是否能产生上游湍流并触发DSA。我们发现，在斜激波中，DSA过程的可行性强烈地依赖于Alfvenic马赫数，并且DSA过程更可能在高马赫数激波中触发。
2022-03-04 astro-ph.HE physics.space-ph
Relativistic Oblique Shocks at Finite Temperature: Detachment Angle, Shock Polars, and the Turning Parameter
Indian Institute of Technology Indore（印度理工学院印多尔分校）；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；Indian Institute of Science Education and Research Bhopal（印度科学教育研究学院博帕尔分校）
研究有限上游温度对斜激波最大偏转角的影响，通过基于转折参数的统一热力学框架，推导相关关系和展开，揭示温度与偏转角等的关系，还应用于蟹状脉冲星风星云说明有限温度效应。
2026-07-24 astro-ph.HE
Diffusive shock acceleration in relativistic, oblique shocks
本文利用PIC与网格磁流体力学相结合的模拟方法，研究相对论性准垂直激波中的粒子加速，发现只要阿尔芬马赫数足够高，此类激波就能通过扩散激波加速过程加速粒子。
2024-07-08 astro-ph.HE
Hybrid Simulations of Proton Acceleration at Oblique High-$β$ Shocks
The University of Chicago（芝加哥大学）；Enrico Fermi Institute, The University of Chicago（恩里科·费米研究所，芝加哥大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Princeton University（普林斯顿大学）
研究斜向高β激波下质子加速，通过三维混合模拟发现弱激波加速效率低，强激波效率高，降低磁倾角可提高效率，为射电遗迹观测等提供微观物理框架，揭示磁倾角对质子加速的关键作用。
2026-07-13 astro-ph.HE
Wave Propagation at Oblique Shocks: How Did Tycho Get Its Stripes?
我们描述了一个新的模型的“条纹”的同步辐射看到的遗迹第谷的超新星。在我们的图像中，在前向激波之前流动的宇宙射线产生平行的（相对于局部磁场方向）圆偏振阿尔芬波，几乎没有耗散，并且由于是圆偏振的，磁场强度没有空间变化。在与具有非零折射率的SNR激波相互作用之后，这些平行波由于波折射（对于不同的平面波分量，原理上不同）而变得倾斜地传播，并且耗散开始。由于渡越时间阻尼，磁声极化衰减得更快，只留下阿尔文模式。这种幸存模式现在表现出磁场的空间变化，导致同步辐射中的局部最大值和最小值，即条纹。我们属性的初始波生成的贝尔不稳定性，这与共振生成的上游阿尔芬波，产生了一个优选的波长，因此，单波周期的条纹被视为。基于对由于湍流级联和渡越时间阻尼的阻尼率的估计，我们估计了条纹的可见性对冲击波能量的依赖性，并确定了第谷SNR中$6\times 10^{14} - 1\times 10^{15}$ eV范围内的最大宇宙线能量。
2015-03-25 astro-ph.HE
Oblique Shocks at Supernova Remnants in Massive Star Clusters: A Model for the Cosmic-Ray Knee Observed by LHAASO
Universidade Estadual de Londrina (UEL)（隆德里纳州立大学）；INAF-Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Universidade Federal do Paraná (UFPR)（巴拉那联邦大学）；Universidade Federal do Espírito Santo (UFES)（圣埃斯皮里图联邦大学）；Universidade Tecnológica do Paraná (UTFPR)（巴拉那技术大学）；Universidade Federal da Integração Latino-Americana (UNILA)（拉丁美洲一体化联邦大学）
本文提出大质量恒星团中的斜激波是加速宇宙射线至能量谱膝部的主要机制，通过结合超新星和集体风激波的作用，解释了宇宙射线膝部的形成及多PeV能量的加速效率。
2026-04-09 astro-ph.HE hep-ph
The electron foreshock at high-Mach-number nonrelativistic oblique shocks
在宇宙中，恒星和致密天体之外的物质主要由无碰撞等离子体组成。超音速等离子体流与障碍物的相互作用导致无碰撞激波，这种激波通常与强烈的非热辐射和宇宙射线粒子的产生有关。受超新星遗迹中非相对论高马赫数激波模拟的启发，我们研究了斜激波扩展前震中相对论电子束激发的不稳定性。在内部和外部前震区域的相空间分布推导出与粒子在细胞模拟的冲击，并作为初始条件的模拟与周期性的边界条件，以研究其松弛向平衡。我们发现，所观察到的电子束不稳定性同意非常好的线性色散分析的预测：静电电声不稳定性占主导地位的前震的外部区域，而更密集的电子束在内部前震驱动的陀螺共振的哨声不稳定性。
2022-04-12 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Oblique Shock Breakout in Supernovae and Gamma-Ray Bursts: I. Dynamics and Observational Implications
在非球形恒星爆炸中，非径向运动在恒星表面附近变得很重要。对于实际偏离球形对称的情况，非径向流极大地改变了表面上相当大一部分激波出现的动力学和发射。爆发的闪光被抑制，喷出物的速度受到限制，物质被抛向一边。非径向喷射允许恒星外部的碰撞，这可能会产生一种新型的瞬变。强烈倾斜的爆发最容易在致密的恒星祖先中产生，例如白矮星和剥离包层的核心坍缩超新星。我们研究的冲击结构和冲击后加速度使用守恒定律，相似性分析，和近似理论的斜激波。激波很可能从恒星表面垂直延伸，然后在加入深渐近解之前扭结。从斜激波穿过的区域流出的气流可能是非定常的，并可能影响主激波之前的表面。我们评论几个显着的爆炸中，本文所描述的非球形动力学可能发挥重要作用的影响。我们也简要地考虑相对论和超光速模式的速度。
2013-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Post-adiabatic supernova remnants in an interstellar magnetic field: oblique shocks and non-uniform environment
我们提出了非常高分辨率的1D MHD模拟的后期超新星遗迹（SNR）。在后绝热阶段，磁场对激波动力学、流场结构以及宇宙射线的加速和发射具有重要而显著的动力学效应。我们发现，切向分量的磁场提供的压力支持，在一个公平的程度上防止崩溃的辐射壳，从而限制了总的压缩比的部分或全部辐射前向冲击。结果是宇宙射线的光谱不会像流体动力学模拟那样困难。我们还研究了磁场倾斜和气体密度和/或磁场中的大尺度梯度对流动剖面的影响。正的密度梯度缩短了演化阶段，而激波压缩降低。的磁场的切向分量的压缩导致其在下游区域的后绝热冲击的上游场的取向范围很广，这可以解释为什么一个优先观察切向无线电偏振在旧SNR的优势。由于大多数宇宙射线产生于信噪比演化的后期阶段，因此后绝热阶段和磁场的影响对于模拟旧信噪比下的宇宙射线加速和后期信噪比与云相互作用的伽马射线发射是最重要的。
2018-06-29 astro-ph.HE
Maximum energy achievable in supernova remnants: self-consistent simulations
本研究针对斜激波与准垂直激波能否产生高能宇宙线的问题，采用带伪激波边界的低成本混合模拟，发现其可从激波漂移加速过渡到扩散激波加速并触发非共振混合不稳定性，或是高能宇宙线及能谱膝的重要成因。
2024-02-01 astro-ph.HE
Active Galactic Nuclei Jets and Multiple Oblique Shock Acceleration: Starved Spectra
活动星系核（AGN）的喷流和热点中的激波是极高能量宇宙线粒子（10^18eV以上）的一个重要来源。将它们的谱外推到它们从某个冲击中可能的注入能量，意味着对于指数~-2的谱来说，有一个巨大的隐藏能量。一些分析表明，粒子在源处的注入光谱陡峭到-2.4到-2.7，使问题变得更糟，数量级为10^6。然而，似乎不太可能的是，超过最好的1/3的喷流能量，进入所需的高能粒子通量，因此，人们需要考虑到存在能量问题的可能性，我们希望在这项工作中解决这个问题。连续的斜激波特征序列，或锥形激波，已经被理论化，并最终在许多活动星系核喷流中被观测到。在此基础上，我们通过类比使用的“康普顿"效应，我们提出了一个方案的一个单一的注入粒子的加速连续的几个斜激波沿轴的活动星系核喷流。我们使用详细的测试粒子近似蒙特卡罗模拟，以计算粒子谱加速在这样的冲击模式，同时监测加速的效率，计算微分谱。我们发现，一系列斜激波的第一个激波建立了一个能量为~E^-2.7的低能幂律谱。连续的冲击推动频谱的能量，呈现较平坦的分布陡峭的截止和特征的低能量耗尽，这种效果可以解释令人困惑的明显额外的源功率以及平坦或倒置的光谱从遥远的耀斑源。
2012-07-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Evidence for Shocks as the Origin of Gamma-Ray Flares in Blazars
我们提出厘米波段的总通量密度和线性偏振光曲线，说明在与费米LAT检测到的伽马射线耀斑的时间在无线电波段爆发的冲击签名。新的辐射转移模拟，将传播斜激波，并假设一个初始湍流磁场，很好地解释了这些事件的光谱演化的一般特征。这一发现支持了这样一种观点，即喷流中的斜激波是至少在某些伽马射线耀斑中从射电到伽马射线波段活动的可行解释。
2011-10-28 astro-ph.HE
Shock acceleration with oblique and turbulent magnetic fields
我们调查冲击波加速在一个现实的天体物理环境与密度不均匀性。由激波前兆与上游密度波动的相互作用引起的湍流通过湍流发电机放大上游和下游磁场。电动机放大的湍流磁场（a）沿激波面引入激波折射率的变化，（b）通过激波漂移和扩散过程的组合实现能量增益，（c）引起加速粒子的各种光谱指数，（d）调节平行于和垂直于磁场的粒子扩散，以及（e）增加激波加速效率。我们的研究结果表明，上游密度不均匀性和发电机放大的磁场冲击加速起着重要的作用，因此冲击加速取决于周围的星际环境的条件。本文还讨论了这一结果对理解超新星遗迹射电谱的意义。
2021-11-08 astro-ph.HE physics.plasm-ph physics.space-ph
Localized enhancements of energetic particles at oblique collisionless shocks
本文利用三维实验粒子模拟方法研究了非相对论斜快无碰撞激波加速带电粒子的空间分布。我们发现，低能量粒子的密度表现出局部增强的冲击，类似于“尖峰”测量行星际冲击。与以前的结果相比，基于数值解的集中输运方程，我们发现一个冲击尖峰的任何磁取向，从准垂直到平行。我们比较的俯仰角分布相对于当地的磁场和动量分布远下游和非常接近的冲击内的尖峰，我们的研究结果是兼容的预测从散射的无冲击漂移加速度（SDA）在这些地区的限制。旅行者1号在太阳终端激波处测量到的低能粒子的增强与我们的剖面相当。我们的模拟允许预测超热质子在行星际冲击在10个太阳半径内进行测试的太阳探测器任务。他们也有影响的解释离子加速超新星遗迹冲击。
2015-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Phase Space Energization of Ions in Oblique Shocks
相空间中的动力学等离子体诊断是一个越来越感兴趣的话题，由于丰富的数据相空间相比，传统的散装诊断。利用场-粒子关联（FPC）技术，采用多种数值积分等离子体动力学方程的方法，研究了斜激波中离子在相空间中的相互作用。相空间中的这种分析提供给我们的视角使我们能够表征不同的带电离子群体。特别是，我们专注于通过冲击漂移加速多次反射离开冲击波阵面的离子，以及如何使用FPC技术在相空间中区分这些不同的反射种群。我们进一步扩展我们的分析，以模拟三维冲击经历更复杂的动力学，如冲击波，以证明有能力恢复在一个更一般的系统中的相空间签名的这一过程。因此，这项工作将FPC技术以前的应用扩展到更真实的无碰撞冲击环境，为该技术在模拟、实验室和航天器分析中的实用性提供了更有力的证据。
2022-11-28 astro-ph.HE physics.plasm-ph physics.space-ph
Observation of the growth of a magnetic vortex in the transition layer of a mildly relativistic oblique plasma shock
二维粒子模拟模拟了两个电子-离子等离子体云沿准平行磁场的碰撞。碰撞速度为0.9c，密度比为10。在稠密云的前部形成电流片，其中电子和磁场与离子达到能量均分。由螺线管和环形磁场组成的结构在该薄片中生长。它类似于无力球斑的环面横截面，可以提供伽马射线暴（GRB）喷流中快速发射所需的相干磁场。
2010-03-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
PIC simulations of nonrelativistic high-Mach-number oblique shocks propagating in a turbulent medium
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；University of Potsdam（波茨坦大学）；Deutsches Elektronen-Synchrotron DESY（德国电子同步辐射中心）；Institute of Physics of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院物理研究所）；Max-Planck-Institut für Plasmaphysik（马克斯·普朗克等离子体物理研究所）；The University of Tokyo（东京大学）
本文通过2D3V粒子-网格（PIC）模拟研究了非相对论斜激波与预存在的压缩湍流相互作用，发现湍流增强了磁波动幅度，影响了反射电子的动力学，导致电子前鞘更短更热，并产生更多非热电子。
2026-05-21 astro-ph.HE physics.plasm-ph physics.space-ph
Injection process of pickup ion acceleration at an oblique heliospheric termination shock
本研究利用二维全动能粒子模拟，探讨了倾斜日球层终端激波处拾起离子加速的注入过程，发现反射离子驱动的大振幅波会重构激波表面，且离子通过激波冲浪与漂移加速机制被加速至数十倍上游流能量。
2024-11-13 astro-ph.EP astro-ph.HE physics.plasm-ph
Pre-acceleration in the Electron Foreshock II: Oblique Whistler Waves
热电子的回旋半径比冲击波的有限宽度小很多个数量级，因此在它们能够穿过冲击波之前需要被预加速，并通过扩散冲击波加速来加速。可能发生预加速的一个区域是内部前震，上游电子必须在任何潜在的下游交叉之前通过。在本文中，我们进行了一个大规模的粒子模拟，产生一个单一的冲击与参数的动机从超新星遗迹。在前震内，反射的电子激发斜哨声不稳定性，并产生电磁哨声波，它与上游流共同移动，并作为非线性结构，最终达到半径高达5离子回旋半径。我们发现，内部的电磁配置的哨声演变成复杂的非线性结构的强磁场的上游值的4倍左右的约束。虽然这些非线性结构一般不与同空间的上游电子相互作用，但它们与在冲击中反射的电子共振。我们表明，它们可以散射，甚至陷阱，反射电子，限制周围的总上游电子人口的$0.8\%$的区域接近冲击，在那里他们可以进行大量的预加速。这种加速过程类似于随机冲击漂移加速，但效率大约是随机冲击漂移加速的3倍。
2023-01-02 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Theory of Electron Injection at Oblique Shock of Finite Thickness
本文提出了一种在无碰撞激波中产生宇宙线电子的电子注入扩散激波加速（DSA）理论。我们考虑最近提出的粒子加速机制称为随机冲击漂移加速（SSDA）。我们发现，SSDA可以理解为一个扩散粒子加速机制在斜激波的有限厚度。更具体地说，它是由一个解决方案的扩散-对流方程的粒子与特征扩散长度可比的冲击厚度。另一方面，如果扩散长度比厚度长得多，则相同的方程产生标准DSA。虽然SSDA预测，在一般情况下，光谱指数比DSA陡峭，它是更有效的低能电子加速，有利于注入。注入阈值能量对应于两个不同区域之间的跃迁能量。在典型的星际和行星际条件下，如果激波周围湍流的耗散尺度由离子惯性长度决定，则其量级为$0.1\text{-}1$ MeV。电子注入在高$M_\textrm{A} / \cos θ_{Bn}$时效率更高，其中$M_\textrm{A}$和$θ_{Bn}$是阿尔文马赫数和激波速度。该理论表明，电子有效加速到超相对论能量将更容易实现高马赫数年轻超新星遗迹冲击，但不是在弱或中等冲击在日光层，除非上游的磁场几乎垂直于冲击法线。
2022-01-27 astro-ph.EP astro-ph.HE physics.plasm-ph
Oblique Shock Breakout in Supernovae and Gamma-Ray Bursts: II. Numerical Solutions For Non-Relativistic Pattern Speeds
非球形爆炸发展非径向流动的冲击出现的模式在恒星表面的进展。在超新星中，这些流动可以限制喷出物的速度，抑制激波爆发，并导致恒星外部的碰撞。类似的现象发生在恒星和行星碰撞，潮汐破裂事件，吸积引起的崩溃，和传播爆炸。我们提出了二维的，嵌套网格雅典娜模拟的非径向冲击出现在一个框架与突破模式，重点放在绝热，非相对论限制在一个平面分层信封。我们设置边界条件，使用一个已知的自相似的解决方案，并探讨框的大小和分辨率对结果的作用。冲击波阵面向恒星表面弯曲，并表现出弱不连续性起源的扭结。激波出现点周围的流动既不是完全稳定的，也不是自相似的。波和涡，这不是主要由于网格效应，从这个区域发出。激波后气流沿恒星表面偏转，其压力扰动了激波上游的恒星大气。我们使用数值结果和它们的分析极限来预测辐射传输和重力的影响，这些影响不包括在我们的模拟中。
2014-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Density jump for oblique collisionless shocks in pair plasmas: allowed solutions
等离子体中的冲击波通常用磁流体力学（MHD）来处理。然而，MHD需要一个短的平均自由程的假设，这是不符合无碰撞等离子体。最近，对等离子体，我们设计了一个模型，允许占内的MHD形式主义的动力学效应。它依赖于对穿越前缘时产生的各向异性的估计，以及对下游各向异性稳定性的后续评估。我们解决了我们的模型的平行，垂直和开关的冲击。在这里，我们之间的桥梁，所有这些情况下处理的问题，任意的，但共面，定向磁场。即使提出的形式主义是有效的各向异性的上游温度，只有一个冷上游的情况下解决。我们发现额外的解决方案，这是不是MHD目录的一部分，和密度跳变，是显着少的准平行，高磁化，制度。由于计算的复杂性，这项工作主要致力于介绍我们的模型的数学方面。即将发表的一篇文章将专门讨论这里定义的冲击的物理学。
2022-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Oblique Collision of a Relativistic Cold Shell with an Ideal Reflecting Wall
The Open University of Israel（以色列开放大学）；The George Washington University（乔治华盛顿大学）；CNRS – Université Paris Cité（法国国家科学研究中心-巴黎西岱大学）；Institute of Science, Banaras Hindu University（贝拿勒斯印度教大学理工学院）
该研究针对相对论性冷壳层与理想反射壁的斜碰撞问题，利用积分守恒定律在附着区域给出完全解析解，揭示了弱激波与强激波解的存在范围及分离线条件。
2026-09-09 astro-ph.HE
Cosmic-ray current driven turbulence in shocks with efficient particle acceleration: the oblique, long-wavelength mode instability
为了使扩散激波加速（DSA）将粒子加速到高能量，高能粒子必须能够在宽波长范围内与磁湍流相互作用。加速粒子的弱各向异性分布，即，宇宙射线（CR）被认为能够以共生关系产生这种湍流，其中加速CR所需的磁湍流由加速的CR本身产生。在高效DSA中，这种波粒相互作用可以是强非线性的，其中CR修改等离子体流和磁场放大的特定机制。人们早就知道共振相互作用可以放大CR回转半径尺度上的磁波动，Bell（2004）表明CR电流可以有效地放大尺度小于CR回转半径的磁波动。在这里，我们表明与多尺度，准线性分析，湍流的存在下，尺度短于CR gyroradius增强的增长模式的尺度长于gyroradius，至少对于特定的偏振。我们使用平均场的方法来平均的运动方程和感应方程的磁场振荡占各向异性的相对论粒子的背景等离子体的合奏。我们推导出磁化CR电流对磁场波动的响应，并表明，在短尺度，贝尔型湍流的存在下，长波长模式被放大。的偏振，螺旋度，和角度依赖的增长率的计算为倾斜传播模式的波长低于和高于CR平均free-path.The长波长的增长率，我们估计为典型的超新星遗迹参数是足够快的建议的最大CR能量一个给定的冲击可以产生一个根本性的增加。
2010-10-03 astro-ph.HE physics.plasm-ph
A Numerical Study of Relativistic Oblique Shock Reflection
本文通过二维相对论性流体力学数值模拟研究平面斜激波在壁面的反射问题，验证了规则反射与马赫反射转变线与解析声速线一致，并分析了流动性质从牛顿极限到相对论极限的变化。
2023-09-22 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Using Collisions of AGN Outflows with ICM Shocks as Dynamical Probes
在本文中，我们列出了一组简单的关系连接的动力学的快速等离子体射流的动力学状态的环境介质。我们的目标是提供一个工具包，可用于连接的射电活动星系核的形态在星系团的动力学状态的本地ICM。形式主义是为了适用于喷流，无论它们是相对论的或非相对论的。特别注意的是涉及ICM冲击的相互作用，虽然结果可以更广泛地应用。我们的形式主义强调的重要性，相对马赫数的影响ICM流和内部马赫数的活动星系核喷流在确定如何活动星系核外流演变。
2016-12-17 astro-ph.HE
Density jump for oblique collisionless shocks in pair plasmas: physical solutions
针对成对等离子体斜向无碰撞激波模型的多下游解问题，本文利用磁场倾斜角接近准则和演化性准则筛选物理解，并经PIC模拟验证，实现唯一或无解的下游配置。
2024-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Shocks in relativistic transverse stratified jets, a new paradigm for radio-loud AGN
活动星系核喷流的横向分层是由观测和理论论证提出的，是中心引擎（吸积盘+黑洞）和外部介质的内在性质决定的。另一方面，单分量喷流方法受到射电喷流（结）中等离子体团的各种观测特性的严重挑战，这些特性通常与内部激波有关。考虑到这种横向分层对射流加速、稳定性和与外部介质的相互作用起着重要作用，它还应该引起具有各种强度和构型的内部激波，能够描述所观察到的结行为。通过建立横向分层的喷流，内部冲击的属性，和多个观察到的活动星系核喷流的形态和行为之间的关系，我们的目标是提供一个一致的全球计划的各种活动星系核喷流结构。在MOJAVE合作的甚长基线干涉测量（VLBI）监测的活动星系核射电喷流的大样本上工作，我们确定了多个结与连续重准直冲击的系统关联的一致性。然后，我们研究了重新准直激波的形成和不同的横向分层结构的影响，通过参数化探索的两个相对论外流分量与特定的相对论流体动力学（SRHD）代码AMRVAC。我们能够连接不同的光谱类AGN与特定的分层喷流的特点，在很好地符合其VLBI无线电特性和吸积制度。
2017-05-30 astro-ph.HE
Resolving Oblique Star-Disk Collisions in Quasi-Periodic Eruptions: Numerical Requirements and the Importance of Geometry
University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；Nevada Center for Astrophysics, University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校内华达天体物理中心）；California Institute of Technology（加州理工学院）
本文研究了恒星-盘碰撞在准周期性喷发中的作用，通过数值模拟发现解析 bow-shock 距离和几何结构对喷发特性至关重要。
2026-06-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Particle acceleration and non-thermal emission in colliding-wind binary systems
我们提出了一个非热粒子的创建模型，通过扩散激波加速碰撞风二进制。我们的模型占的倾斜性质的全球冲击界定风-风碰撞区域和有限的速度的散射中心的气体。它还包括宇宙线引起的流不稳定性对磁场的放大以及放大场的动力学反作用。我们假设离子和电子的注入与冲击波的速度无关，散射中心以阿尔文速度相对于流体移动（导致更陡峭的非热粒子分布）。我们发现，马赫数，Alfvénic马赫数，和横向场强度变化强烈沿和之间的冲击，导致显着的和非线性变化的粒子加速效率和冲击性质（湍流与非湍流）。我们发现在我们的大多数模型中，斜激波处的压缩比我们以前的工作要小得多，尽管在某些情况下仍然可以获得超过20的总气体压缩比。我们还调查了恒星分离的非热发射的依赖性，并确定何时发射从次级电子变得重要。最后，我们将我们的模型应用到WR 146，无线电波段中最明亮的碰撞风双星之一。我们能够匹配观测到的无线电发射，并发现大约30%的冲击风力被引导到非热粒子。
2021-04-15 astro-ph.HE
Continuous Jets and Backflow Models for the Formation of W50/SS433 in Magnetohydrodynamics Simulations
W50/SS433复合体的形成机制一直是个谜。我们提出了一个新的方案，其中SS433喷气机本身形成W50/SS433系统。我们使用公共代码CANS+进行磁流体动力学模拟两侧射流传播。如在以前的射流研究中发现的，当传播的射流比周围介质轻时，冲击等离子体从射流尖端流回核心。我们发现，光喷流的形态在早期是球形的，之后，壳和翅膀的发展扩大的球茧。的形态强烈地依赖于注入射流的密度比周围的介质。同时，两侧射流长度的比值仅取决于周围介质的密度分布。我们还发现大部分射流动能耗散在回流与束流相互作用形成的斜激波处，而不是在射流终端激波处。斜激波的位置在空间上与W50的X射线和TeV γ射线热点一致。
2021-03-12 astro-ph.HE
On cosmic-ray production efficiency at supernova remnant shocks propagating into realistic diffuse interstellar medium
使用三维磁流体动力学模拟，我们表明，宇宙射线（CR）生产的效率在超新星遗迹（SNRs）是过度预测，如果它可以估计的基础上自行测量的H $α$丝结合激波跳跃条件。上游介质的密度波动使激波几乎处处呈波纹状和斜向分布。激波的动能转化为下游湍流的动能以及与垂直于激波表面的激波速度分量有关的热能。我们的综合观测表明，根据下游较低等离子体温度估算的CR加速效率被高估了10- 40%，因为波纹激波不会立即耗散所有上游动能。
2015-03-26 astro-ph.HE
Propagation of GRB Relativistic Jets in AGN Disks and Its Implication for GRB Detection
研究AGN盘中GRB相对论性喷流的动力学演化，发现仅高光度长持续喷流或低质量SMBH附近的喷流可突破盘面，受阻喷流仅能通过激波突破辐射及冷却被探测。
2024-06-16 astro-ph.HE
Production Efficiencies of Sound Waves in the Intracluster Medium Driven by AGN Jets
来自活动星系核（AGN）的反馈被认为是解决冷核星系团冷却流问题的最有希望的方法，尽管喷流能量如何转化为热量是一个有争议的话题。声波的耗散被认为是可能的加热机制之一;然而，其对加热的相对贡献仍不清楚。为了估计加热的能量预算，我们进行了三维流体动力学模拟活动星系核喷注英仙座状集群和量化的能量存储在弱冲击波的形式。我们发现，对于一个单一的喷注注入典型的参数在冷核心集群，总喷注能量的$\sim9\%$存储在压缩波（包括冲击波和波）。然而，由于随机相位波之间的破坏性影响，以及冲击能量的耗散，在我们的模拟，包括自调节AGN反馈，不超过$3\%$的总注入能量进入压缩波。我们进一步将能量贡献从冲击波和波中分离出来，发现对于一次爆发，冲击波只能贡献内半径总压缩能量的$\sim20-30\%$，并且它们向外传播时很快消散。然而，由于多次活动星系核爆发会重复产生激波，因此在自调节情况下，激波在内部区域完全支配声波，即使在外部半径处，激波仍然可以提供总压缩能量的$\sim40-50\%$。我们的研究结果表明，生产的声波是不是有效的，因为在以前的单次爆发模拟中发现的，因此声波耗散可能是一个次主导源的冷核心集群加热。
2022-03-17 astro-ph.HE
Three-dimensional Simulations of AGN Jets: Magnetic Kink Instability versus Conical Shocks
活动星系核（AGN）中的相对论喷流将其能量的一半转化为辐射。为了探索这一转换的过程知之甚少，我们进行了完全三维磁流体动力学（MHD）模拟相对论磁化射流。与在大半径处注入射流的标准方法不同，我们的模拟射流自洽地在源处形成，并在与周围介质相互作用之前向外传播和加速几个数量级的距离。我们发现，这种相互作用可以触发强烈的能量耗散的两种射流内，取决于周围介质的属性。那些在新的爆发中形成并穿过周围介质钻一个新孔的喷流成为3D磁扭结不稳定性的牺牲品，并主要通过由不稳定性形成的电流片中的磁重联来耗散它们的能量。另一方面，在活动星系核活动的重复循环过程中形成的喷流，通过周围介质中预先存在的洞逃逸，主要在MHD准静态冲击中保持稳定并耗散能量。在这两种情况下，耗散区域可以与环境气体的密度分布的变化相关联。活动星系核喷流中的邦迪半径就是这样一个位置。
2017-06-02 astro-ph.HE
Pre-acceleration in the Electron Foreshock I: Electron Acoustic Waves
为了进行扩散冲击加速，电子需要被预加速以将它们的能量增加几个数量级，否则它们的回旋半径小于冲击的有限宽度。在斜激波中，上游磁场方向既不平行于激波法线，也不垂直于激波法线，电子可以逃逸到激波上游，将激波脚修改为称为电子前震的区域。为了确定在这个区域的预加速度，我们进行PIC模拟的斜激波，而不同的结晶度和面内角度。我们表明，虽然反射电子的比例是可以忽略不计的$θ_{\rm Bn} = 74.3^\circ$，它增加到$R \sim 5\%$为$θ_{\rm Bn} = 30^\circ$，并通过电子声学不稳定性，这些电子功率静电波上游的能量密度成正比于$R^{0.6}$和波长$\approx 2 λ_{\rm{se}}$，其中$λ_{\rm{se}}$是电子皮长度。虽然最初的反射机制通常是冲击冲浪加速度和磁镜像的组合，我们表明，一旦静电波已经产生上游，他们自己可以增加上游电子的动量平行于磁场。在$\lesssim 1\%$的情况下，上游电子过早地从冲击波转向，并且从未注入下游。与此相反，一个类似的部分被重新散射回反射后的冲击波，重新与冲击波的能量比热的大得多，并进入下游交叉。
2022-04-25 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Radio signatures of AGN-wind-driven shocks in elliptical galaxies: From simulations to observations
Astrophysics Division, Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台天体物理部）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Center for Astronomy and Astrophysics and Department of Physics, Fudan University（复旦大学天文与天体物理中心及物理系）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University（南京大学现代天文与天体物理重点实验室）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
研究通过模拟揭示AGN风驱动激波在射电波段的同步辐射特征，表明该特征可用于探测和表征AGN反馈。
2025-10-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Reversing cooling flows with AGN jets: shock waves, rarefaction waves, and trailing outflows
冷却流问题是星系团的核心问题之一，而活动星系核（AGN）反馈被认为在抵消冷却中起着关键作用。然而，活动星系核喷流如何加热和抑制冷却流仍然存在很大的争议。使用一个理想化的模拟冷核心集群，我们研究了中央冷却灾难的发展，以及如何随后强大的活动星系核喷流事件避免冷却流，重点是复杂的气体动力学过程。我们发现，射流驱动弓激波，这逆转冷却流入和过热的内部冷核心区域。受冲击的气体以稀疏波的形式向外移动，这使致密的核心变得稀薄，并将相当大一部分加热的能量以热的方式输送到外部区域。当稀疏波传播离开时，星系团核心的气流继续流入，但活动星系核气泡抬升了尾随的外流，阻止了中心区域的气体积聚和灾难性的冷却。流入和尾随流出构成了集群核心区的非对称循环。在稍后的时间，尾随外流回落到集群中心，触发中央冷却灾难和潜在的新一代活动星系核反馈。因此，我们设想一个图片的冷集群核心通过冷却引起的收缩和活动星系核引起的膨胀的周期。这幅图自然地预测了冷核的气体分数（或X射线光度）与中心气体熵之间的反相关性，这可以通过X射线观测来检验。
2017-10-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Very Deep Chandra Observation of the Galaxy Group NGC 5813: AGN Shocks, Feedback, and Outburst History
我们目前的结果从一个非常深（650 ks）的钱德拉X射线观测星系群NGC~5813，最深的钱德拉观测星系群的日期。早期的观测显示，两对空洞大致共线分布，每对空洞都与椭圆形的冲击波阵面有关。新的观测结果证实了第三对外腔，与其他对共线，并揭示了一个相关的外部爆发冲击在~30千秒差距。因此，这个系统是独特的，在展示三个腔对，每个都与一个明确的活动星系核爆发冲击波阵面。每一次爆发所隐含的平均动力学功率大致相同，这表明活动星系核的平均动力学光度可以在很长的时间尺度（~ 5000万年）内保持稳定。与最年轻的爆发相比，这两个较老的爆发具有更大的，大致相等的总能量，这意味着最年轻的爆发正在进行中。我们发现，辐射冷却率和平均冲击加热率的气体是很好的平衡，在每个冲击前，这表明活动星系核爆发冲击加热单独足以抵消冷却，并建立活动星系核/ICM反馈至少在中央30千秒差距。这种加热大致各向同性地发生，并且在小半径处最强烈，这是反馈操作所需的。我们认为，冲击加热可能发挥重要作用，在活动星系核反馈在较小的半径在其他系统中，弱冲击更难以检测。我们发现非零的冲击波前的宽度太大，无法用粒子扩散来解释。相反，所有测得的宽度是一致的激波增宽，由于通过一个湍流ICM的平均湍流速度约70公里/秒的传播。最后，我们对腔体内任何体积填充热气体的温度设置下限，以平衡内部腔体压力与外部ICM。
2015-03-27 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
AGN jet feedback on a moving mesh: gentle cluster heating by weak shocks and lobe disruption
虽然在星系团和星系群中有活动星系核驱动的喷流的压倒性观测证据，但喷流能量是否以及如何传递到周围介质仍然没有答案。在这里，我们执行非常高的分辨率活动星系核喷流模拟内的一个活的，宇宙演化的集群与移动网格代码AREPO。我们发现，模拟的X射线和射电瓣的属性是在良好的协议与不同的权力喷流从FR-I过渡到FR-II样形态的观察。在波瓣膨胀阶段，内部激波和弓形激波的加热对波瓣能量学有贡献，反馈能量的$\sim 40$ %进入膨胀波瓣所做的$PdV$功。低功率喷流更可能在波瓣膨胀期间简单地置换气体，但高功率喷流在驱动激波和加热团内介质（ICM）方面变得更有效，尽管激波很少超过$\mathcal{M}\sim 2-3$。一旦叶膨胀阶段停止，集群天气显着影响叶的演变。较低功率的喷流叶更容易被破坏并与ICM混合，沉积高达注入能量的$\sim 70$ %，然而，最终相当于反馈能量的$\gtrsim 50$ %的能量最终作为系统的势能。尽管在喷流关闭后ICM平均熵增加到$80$ ~Myr，活动星系核的加热是温和的，并没有引起与观测一致的星系团径向轮廓的大的变化。
2021-06-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Simulating the Fermi Bubbles as Forward Shocks Driven by AGN Jets
费米气泡是两个巨大的伽马射线气泡，位于银河系中心（GC）的上方和下方。尽管对泡沫进行了大量研究，但它们的起源和排放机制仍然难以捉摸。在这里，我们使用一套流体动力学模拟研究的情况下，宇宙射线（CR）的气泡主要是加速在前冲击驱动的一对相对喷流从Sgr A*。我们发现，一个活动星系核（AGN）喷流事件发生$5-6$ Myr前可以自然地再现气泡的双叶形态，和冲击后的气泡中的气体温度被加热到$\sim0.4$ keV，与最近的X射线观测相一致。前向冲击压缩热晕气体，在低纬度，压缩气体显示出X形结构，自然解释了ROSAT 1.5 keV图中的双锥X射线结构的形态和X射线表面亮度。CR加速是最有效的在头2个百万年期间的气泡的头部区域。相对喷流释放的总能量为$\sim 10^{55}$ erg，爱丁顿比为$\sim 10^{-3}$，这完全落在黑洞的热吸积流模式的范围内。我们的模拟进一步表明，在GC的球形风驱动的前向冲击通常会产生泡沫与更广泛的基础比观察到的，并不能重现在低纬度的双锥X射线结构。这表明，星暴风或活动星系核风不太可能是冲击场景中气泡的起源。
2020-04-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Feedback under the microscope: thermodynamic structure and AGN driven shocks in M87
使用深度钱德拉曝光（574 k），我们呈现了从$\sim$ 16，000个独立区域的光谱创建的高分辨率热力学图，每个区域具有$\sim$ 1，000个净计数。热力学图出色的空间分辨率揭示了系统的温度、压力、熵和金属丰度结构的戏剧性和复杂性。排除“X射线臂”，在给定半径的扩散团簇气体是惊人的等温。这表明，要么周围的集群气体，超出了武器，保持相对不受干扰的活动星系核隆起，或在集群内介质（ICM）的传导是有效的沿方位角方向。我们证实了在距活动星系核中心半径为$\sim$ 180弧秒（$\sim$ 14 kpc）处存在一个厚的（$\sim$ 40弧秒或$\sim$ 3 kpc）高压气体环。我们验证了这一特征与经典激波阵面有关，平均马赫数M = 1.25。在活动星系核中心周围半径为$\sim$ 40弧秒（$\sim$ 3千秒差距）的地方，观测到了另一个较年轻的类似激波的特征，估计马赫数M > 1.2。如前所述，如果像这些观测所表明的那样，每隔$\sim$ 1000万年发生一次重复的冲击，那么活动星系核驱动的弱冲击就可以产生足够的能量来抵消ICM的辐射冷却。在半径350 - 400弧秒（27 - 31千秒差距）处观察到Fe丰度的显著增加。这个脊可能是在充满无线电发射等离子体的气泡上升后形成的，这些气泡将冷的富含金属的气体拖出中央星系。我们估计，至少有$\sim1.0\times10^6$太阳质…
2010-06-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Neutron Star Mergers in AGN Accretion Disks: Cocoon and Ejecta Shock Breakouts
中子星合并被认为发生在超大质量黑洞周围的吸积盘中。在这里，我们表明，一个假定的喷流发射的合并的中子星（BNS）或中子星-黑洞（NSBH）合并发生在迁移陷阱在一个活动星系核（AGN）盘将被扼杀。喷射能量沉积在盘状材料内，为热茧提供动力。茧状体的能量足以从活动星系核盘中爆发出来，并在合并后产生明亮的X射线冲击爆发瞬变，峰值在$\sim0.15\,{\rm d}$。峰值亮度估计为$\sim 10^{46}\,{\rm erg}\,{\rm s}^{-1}$，它可以由爱因斯坦探测器从$z\lesssim 0.5$发现。后来，从合并中发射的非相对论性喷出物将打破磁盘，并在合并后为X射线/紫外线耀斑提供能量，峰值为$\sim 0.5\,{\rm d}$。该第二冲击爆发信号可以通过UV瞬态搜索来检测。茧层冷却辐射和千诺瓦辐射都被圆盘辐射所掩盖，难以检测。未来对BNS/NSBH并合产生的引力波和伴随的两个激波爆发特征的联合观测将为AGN盘中致密双星并合形成通道提供强有力的支持。
2020-12-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
