Effects of non-continuous inverse Compton cooling in blazars
上下文Blazar耀斑提供了一个窗口，了解相对论外流中发生的极端物理过程。大多数用于模拟耀变体在耀斑期间的排放的数值代码利用由于逆康普顿（IC）过程的粒子冷却的简化的连续损失描述，忽略了在克莱因-西名（KN）制度中出现的非连续（离散）效应。这些影响的重要性尚未详细探讨。目标。在这项研究中，我们调查的重要性，非连续康普顿冷却损失及其对电子光谱和光谱能量分布（SED）的耀变体在高通量状态（耀斑），以及在低状态的影响。方法.通过扩展我们现有的blazar耀斑模拟代码EMBLEM，我们数值求解了占能量大的相对跳跃的完整输运方程。我们对2015年6月探测到的原型平谱射电类星体（FSRQ）3C 279的最亮伽马射线耀斑进行了详细的物理建模。然后，我们比较使用完整的冷却项和使用连续损耗近似得到的结果。结果我们表明，在耀斑状态的FSRQs特征在于高康普顿优势，非连续冷却可以导致显着修改的电子光谱，引入一系列不同的功能，如低能量的尾巴，硬化/软化，狭窄和扩展的粒子过剩，并在冷却中断位置的移动。这种失真转化为相关SED中高达50%的差异。这突出了非连续效应的重要性，以及在耀变体发射模型中考虑它们的必要性，特别是适用于极端伽马射线耀斑。
2024-03-21 astro-ph.HE
Evidence of Compton cooling during an X-ray flare supports a neutron star nature of the compact object in 4U1700-37
基于新的钱德拉X射线望远镜观测数据，我们给出了非脉动大质量X射线双星4U 1700 -37耀斑期间等离子体康普顿冷却的经验证据。这种行为可以用缓慢旋转的磁化中子星上的准球形吸积来解释。在静止时，4U 1700 -37中的中子星被一个热的辐射冷却壳层所包围。它的存在是支持的兆赫准周期振荡可能产生的对流细胞的检测。高等离子体温度和相对较低的X射线光度观察期间的平静，指向一个小的发射面积约1公里，兼容的NS表面上的热点。从辐射到一个更有效的康普顿冷却制度的突然过渡触发了一个增强的吸积事件，导致耀斑。在耀斑期间，等离子体温度迅速下降。这种跃迁的预测光度Lx = 3 x 10^35 erg s-1，非常接近4U 1700 -37在平静期的光度。这种转变可能是由施主星的星风中的团块吸积引起的。因此，致密物体的磁化NS性质非常有利。
2017-10-06 astro-ph.HE
Effects of Compton Cooling on Outflow in a Two Component Accretion Flow around a Black Hole: Results of a Coupled Monte Carlo-TVD Simulation
我们希望研究冷却康普顿云对黑洞周围吸积盘外流形成率的影响。我们进行了一个时间相关的数值模拟，其中流体动力学和辐射转移过程耦合在一起。我们考虑一个两分量的吸积流，其中开普勒盘浸入吸积低角动量流（晕）周围的黑洞。来自开普勒盘的软光子被晕中的电子以及离心压力支持的激波和视界之间的区域反康普顿化。我们通过改变Keplerian盘的速率运行了几个案例，并看到了对激波位置和外流特性以及频谱的影响。我们表明，作为康普顿云的康普顿化的结果，云变得更冷的开普勒磁盘率的增加。当合成的热压力降低时，激波后区域塌陷，流出速率也降低。由于硬辐射产生于激波后区，且谱线斜率随电子温度的降低而增大，冷却使谱线变软。因此，我们发现吸积黑洞的光谱状态和流出率之间的直接相关性。
2012-10-12 astro-ph.HE
Inverse Compton Emission and Cooling of Relativistic Particles Accelerated at Shear Boundary Layers in Relativistic Jets
本文通过粒子网格模拟研究AGN与GRBs喷流剪切边界层中的粒子加速及逆康普顿冷却，发现强各向异性康普顿辐射或可解释多普勒因子危机。
2023-11-08 astro-ph.HE
A new ordering parameter of spectral energy distributions from synchrotron-self-Compton emitting blazars
耀变体的宽谱SED具有两个宽谱分量，在轻子辐射模型中，这两个宽谱分量分别来自相对论电子的同步辐射和同步自康普顿辐射（SSC）。在高态阶段，高频SSC分量通常主导低频同步加速器分量，这意味着电子的逆康普顿SSC损失至少等于或大于电子的同步加速器损失。我们从相对论电子的动力学方程的解析解计算，受到组合的线性同步和非线性同步自康普顿冷却，单能注入的时间积分的总同步和SSC辐射通量和光谱能量分布（SED）。依赖于初始冷却项的比率，由注入参数$α$显示，我们发现对于$α\ll 1$，意味着完全线性冷却，同步峰占主导地位的逆康普顿峰和通常的光谱结果被恢复。对于$α\gg 1$的SSC峰占主导地位的同步峰值，证明了我们的假设，在这种情况下，冷却成为最初的非线性。光谱还显示出一些独特的特征，这可以直接归因于非线性冷却。为了展示该模型的潜力，我们将其应用于3C 279和3C 454.3的爆发，成功地再现了SED。我们的分析结果是有希望的，我们认为，这种非平衡模型应考虑在未来的建模尝试耀变体耀斑。
2011-10-13 astro-ph.HE
External Compton emission in blazars of non-linear SSC cooled electrons
耀变体光谱能量分布（SED）中高能成分的来源仍然是一个谜。虽然BL Lac天体可以在单区同步自康普顿（SSC）场景中相当成功地建模，但低峰平谱射电类星体（FSRQ）的SED更难再现。它们的高能部分需要大量的强外部光子源，通过逆康普顿通道产生更强的冷却，从而在SED中产生强大的成分。最近，我们能够证明，这样一个强大的逆康普顿组件也可以实现SSC框架内。然而，这只有在电子通过SSC冷却时才是可能的，这导致非线性过程，因为冷却取决于电子上的能量积分。在本文中，我们的目的是比较非线性SSC框架与外部康普顿（EC）输出通过分析计算的外部康普顿组件与底层的电子分布是线性或非线性冷却。由于电子与外部光子的额外线性冷却，需要更高的电子数密度来实现非线性冷却，从而产生更强大的逆康普顿分量。如果电子最初非线性地冷却，则所得的SED可以表现出相对于EC组分的主导SSC。然而，这种优势强烈依赖于输入参数。我们的结论是，与正确的时间依赖性治疗的SSC组件应考虑到模型耀变体耀斑。
2012-10-25 astro-ph.HE
Formation of very hard electron and gamma-ray spectra of flat spectrum radio quasar in fast-cooling regime
在外康普顿方案中，我们使用含时发射模型研究了快冷区中极硬电子谱的形成。结果表明，当逆康普顿散射发生在Klein-Nishina区时，在注入电子的最小能量之下，形成了一个很硬的电子分布$N'_{\rm e}(\gp)\propto\gp^{-p}$，其谱指数为$p\sim1.3$，平谱射电类星体中相对论电子对宽线区辐射逆康普顿散射。这产生了一个非常硬的伽马射线谱，并可以合理地解释2013年12月极端伽马射线耀斑期间平谱射电类星体3C 279的非常硬的\emph{Fermi} -LAT谱。
2016-03-29 astro-ph.HE
Spectral signatures of dissipative standing shocks and mass outflow in presence of Comptonization around a black hole
已知具有正比能的吸积流会产生外流和风，这些外流和风会逃逸到很远的地方。根据TCAF模型，无论有无激波，黑洞视界外的离心压力主导区都是外流的基础。来自该区域的电子由于风而耗尽，因此，由于低能光子的逆康普顿化的能量转移速率受到影响。具体来说，冷却该区域变得更容易，并且新兴频谱被软化。我们的主要目标是显示频谱软化由于质量外流存在的康普顿冷却。为了实现这一点，我们修改朗肯-Hugoniot关系在冲击波前时，后冲击区遭受质量损失，由于风和能量损失，由于逆康普顿。我们求解了控制黑洞吸积流的双温方程，其中包括质子和电子之间的库仑交换以及其他主要的辐射过程，如韧致辐射和热康普顿化。然后，我们计算发射光谱从这个后冲击流。我们还显示了如何位置的立激波，形成离心屏障的外边界的变化与冷却。随着盘吸积率$(\dot{m_d})$的增加，冷却增强，我们发现，冲击运动的黑洞。随着冷却，热压力降低，结果，流出速率降低。因此，我们直接关联流出率与光盘的光谱状态。
2014-06-07 astro-ph.HE
Coronae above accretion disks around black holes: The effect of Compton cooling
恒星质量和超大质量黑洞周围吸积流的几何形状取决于吸积率。由冷物质辐射产生的宽铁发射线可以表明在热日冕流下面有一个内盘，这些发射线已经在X射线双星中被探测到。钱德拉X射线天文台、XMM Newton和朱雀天文台的观测也证实了这些发射线在塞弗特-1活动星系核（AGN）中的大部分存在。我们研究了硬态和软态铁宽发射线的吸积流几何。我们研究的ADAF型日冕流，其中的离子粘性加热和电子接收他们的热量只有通过碰撞的离子和康普顿冷却的光子从一个底层的冷盘。对于盘中的强质量流和由此产生的强康普顿冷却，只有非常弱的日冕流是可能的。这种限制允许在硬态下在弱的内盘上方形成ADAF型冠，但在软态下几乎排除了它们。在软态下观测到的硬X射线亮度高达总通量的10%或更多，表明存在直接加速电子的加热过程。这可能指向磁盘磁场的磁耀斑进入日冕的行动。这样的耀斑也被提出的X射线黑洞双星光谱的观测没有一个热截止约200千电子伏。
2012-08-01 astro-ph.HE
Particle acceleration in relativistic magnetic reconnection with strong inverse-Compton cooling in pair plasmas
粒子模拟（PIC）表明，相对论性无碰撞磁重联驱动非热粒子加速（NTPA），可能解释高能（X射线/ $γ$射线）同步加速器和/或逆康普顿（IC）辐射从各种天体物理源观察到。辐射粒子的辐射反反作用力在大多数模拟中都被忽略了，尽管在许多重联可能很重要的天体物理环境中，辐射冷却大大改变了粒子动力学。我们提出了一个辐射PIC研究检查外部IC冷却的基本动力学，NTPA和相对论重联对等离子体的辐射签名的影响。我们发现，虽然重联率和整体动力学基本不变，IC冷却显着影响NTPA：粒子光谱仍然显示出硬幂律（指数$\geq -2$）在非辐射重联，但过渡到一个陡峭的幂律延伸到冷却依赖的截止。陡峭的幂律指数随时间在大约$-$ 3和$-$ 5之间波动。时间积分的光子谱显示出相应的指数为$\approx -0.5$和$\approx -1.1$的幂律，与吸积黑洞的硬X射线谱中观察到的相似。
2018-11-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Klein-Nishina Effects on Optically Thin Synchrotron and Synchrotron Self-Compton Spectrum
当Klein-Nishina（KN）效应很重要且对产生和外辐射场可以忽略时，我们给出了光学薄同步辐射和同步辐射自康普顿（SSC）谱的解析近似。这一理论对于天体物理源辐射的分析处理是有用的，如伽马射线暴（GRB），活动星系核和脉冲星风星云，其中KN效应可能是重要的。我们考虑一个连续注入的相对论性电子与幂律能量分布以上的一些典型的注入能量的源。我们发现，同步加速器SSC光谱可以描述一个破缺的幂律，并提供解析估计的断裂频率和幂律指数。在一般情况下，我们表明，KN横截面上的上散射电子的能量的依赖性的结果在硬化的能量分布的快速冷却的电子，因此在硬化所观察到的同步辐射光谱。结果表明，当忽略KN效应时，快冷电子在典型注入能量以下的同步辐射谱可以与$F_ν\propto ν^0$一样硬，而不是经典的$ν^{-1/2}$.同步加速器能量输出可以由具有高于典型注入能量的能量的电子主导。我们自洽地求解了冷却频率，发现同步加速器和SSC冷却之间的过渡会导致冷却频率以及同步加速器和SSC光谱的不连续变化。我们证明了我们的研究结果的理论应用，将它们应用到即时和余辉辐射模型的伽玛暴。
2009-09-23 astro-ph.HE
X-Rays from Supernova Shocks in Dense Mass Loss
IIn型和相关的超新星显示了与致密的星周介质相互作用的证据，该介质产生了大部分超新星的光度。从冲击加热气体的X射线发射是至关重要的相互作用的能量学，并可以提供诊断的冲击相互作用。假设冲击波位于风中的光学深度tau_w \la c/v_s（其中c是光速，v_s是冲击波速度），则预计会出现粘性冲击，将气体加热到高温。对于τ_w \ga 1，激波处于冷却状态;在较高的密度和激波速度下，逆康普顿冷却占主导地位。尽管τ_w \ga为1，但通过发射区的光学深度为\la 1，使得逆康普顿效应不会引起显著的X射线发射。在较高的冲击波速度下，电子可能达不到与质子的能量均分。当X射线通过冷风向外移动时，较高能量的光子因康普顿降解而丢失。如果韧致辐射占主导地位的冷却和康普顿损失是小的，高能辐射可以完全photochromic震前气体。然而，热区域的逆康普顿冷却和风中的康普顿退化降低了电离通量，使得不能获得完全的光电离，并且风的光吸收进一步降低了逃逸的X射线通量。我们推测，这些效应的结合导致了低观测到的X射线通量从光学发光SN 2006 gy。
2012-02-07 astro-ph.HE
Hidden Photon Compton and Bremsstrahlung in White Dwarf Anomalous Cooling and Luminosity Functions
本文计算了暗亮$U(1)_D$中性玻色子$γ_D$的康普顿过程和韧致辐射过程对白矮星G117-B15 A反常冷却速率的贡献，以及白矮星的光度函数（WDLF）。我们证明，对于一个轻质量的隐藏光子（$m_{γ_D} \ll$几keV），最近的斯隆数字巡天和SuperCOSMOS巡天观测得到兼容的结果，但严格的限制将施加在动力学混合$ε$。我们进行了$χ^2$ -测试，以获得在我们的模型的上下文中的WDLF数据的定量评估，根据不同的动力学混合$ε$的假设计算，年龄最老的计算恒星$T_D$，和一个恒定的恒星形成率$ψ$。综合考虑，2 PDMATHAMT置信区间$ε= \left( 0.37^{+0.35}_{-0.37}\right) \times 10^{-14}$的WDLF分析与2 PDMATHAMT方案$ε= \left( 0.97^{+0.35}_{-0.37} \right) \times 10^{-14}$的冷却速率分析几乎不一致。这两种方法在此光度范围内得到的白矮星冷却速率是一致的。
2016-07-12 astro-ph.HE hep-ph
GRB Spectra in the complex of synchrotron and Compton processes
在稳态条件下，通过求解连续性方程，研究了同步辐射和康普顿过程复合辐射下的电子能谱。在快冷和慢冷两个阶段，GRB谱都是破幂律的。在此基础上，给出了四个不同相态的能带函数的谱指数。在复辐射框架下，对物理参数的详细研究表明，逆激波光球模型和强耦合正激波模型都能回答$α\sim -1$问题。讨论了GRB 080916 C中可能存在的临界到快速冷却的相变。研究了GRB 100724B、GRB 100826A和GRB 130606B在不同脉冲下的时间分辨谱。我们发现在几乎所有的脉冲中，通量与峰值能量成正比。根据光谱折射率的旋转确定不同脉冲的相位。我们发现GRB 100826 A的谱指数与峰值能量之间存在很强的相关性，这可以用快速冷却阶段的康普顿效应来解释。然而，复杂的情况下，预测一个陡峭的指数注入电子，这挑战了伽玛暴的加速机制。
2015-01-21 astro-ph.HE
Hot accretion flow around neutron stars
首次对中子星周围的热吸积流进行了流体动力学模拟。HAF携带的能量最终将在NS表面辐射出去。发射的光子可以在HAF内部传播并通过康普顿化冷却HAF。我们发现，康普顿冷却可以影响附近的NS显着的HAF的属性。我们定义爱丁顿吸积率为$\dot M_{\rm Edd}=10L_{\rm Edd}/c^2$，其中$L_{\rm Edd}$和$c$分别是爱丁顿光度和光速。我们定义$\dot m$为NS表面的质量吸积速率，单位为$\dot M_{\rm Edd}$。当采用$\dot m > 10^{-4}$时，康普顿冷却可以有效地冷却HAF并抑制风。因此，质量吸积率几乎是半径的常数。密度曲线为$ρ\propto r^{-1.4}$。当$\dot m < 10^{-4}$时，康普顿冷却效应变弱，风变强，吸积率与$r^{0.3-0.5}$成正比。因此，密度分布变得更平坦，即$ρ\propto r^{-1 \sim -0.8}$。当采用$\dot m < 10^{-6}$时，康普顿冷却效应可以忽略不计。我们发现，在吸积率相同的情况下，NS周围的HAF的温度明显低于黑洞（BH）周围的HAF的温度。此外，康普顿$y-$参数的HAF周围的NS是显着小于HAF周围的BH。这一结果预测，HAF周围的NS将产生一个较软的频谱相比，HAF周围的BH，这是一致的观察。
2019-03-26 astro-ph.HE
Synchrotron-Self-Compton radiation from magnetically-dominated turbulent plasmas in relativistic jets
由旋转黑洞发射的相对论性喷流是非热辐射的强大发射器。通过电磁应力提取旋转能量产生磁主导的射流，其可能变成湍流。基于第一性原理的磁主导等离子体湍流研究表明，大多数被加速的粒子具有小的俯仰角，即粒子速度几乎与局部磁场一致。我们研究了各向异性粒子在快速冷却状态下的同步自康普顿辐射。小的俯仰角降低了同步加速器冷却速率，并促进了逆康普顿（IC）冷却的作用，这可能发生在两个不同的制度。在汤姆逊体系中，同步加速器和IC组件都具有软光谱，$νF_ν\proptoν^{1/2}$。在Klein-Nishina机制中，同步辐射在宽频率范围内具有硬光谱，通常为$νF_ν\proptoν$。我们的研究结果对BL Lac和伽马射线暴（GRB）的模拟具有一定的意义。BL Lac产生软同步加速器和IC光谱，正如预期的那样，当克莱因-西名效应很小时。所观察到的同步加速器和IC的光度通常是相当的，这表明与俯仰角$θ\gtrsim0.1$的适度的各向异性。当$θ\ll0.1$产生时，可能会产生罕见的孤儿γ射线耀斑。硬光谱的伽玛暴可能是一致的同步辐射时，发射粒子的IC冷却的克莱因-西科制度，如预期的俯仰角$θ\sim0.1$。Blazar和GRB光谱可以用具有类似的电子等离子体磁化参数$σ_{\rm e}\sim10^4$的湍流射流来解释，对于电子-质子等离子体，$σ_{\rm e}\sim10^4$对应于整体磁化$σ…
2021-06-11 astro-ph.HE
Resonance Condition and Low Frequency Quasi Periodic Oscillations of the Outbursting Source H 1743-322
长期以来，人们一直认为恒星质量黑洞中的低频QPO或超大质量黑洞中的等效QPO是落入时间尺度和冷却时间尺度之间共振的结果。我们明确计算这两个时间尺度在一个通用的情况下，共振很容易实现。在瞬态黑洞候选者（BHC）爆发期间，开普勒盘的吸积速率以及康普顿化云的几何形状都发生了非常迅速的变化。在一定时期内，康普顿化云的冷却时间尺度（主要是康普顿化）与康普顿化云的降落时间尺度大致满足共振条件。这导致康普顿云的低频准周期振荡（LQPO）和硬X射线的振荡。在本文中，我们明确跟踪了BHC H 1743-322在2010年爆发期间的情况。我们计算了几天的康普顿冷却时间和下降时间，并表明当这两者大致在~ 50%范围内一致时，QPO发生，即，谐振条件通常得到满足。我们还证实，对于更尖锐的LIPPO（即，较高的Q因子），两个时间尺度的比率非常接近1。
2015-07-10 astro-ph.HE
Role of Viscosity and Cooling in Hydrodynamic Simulation of Two Component Accretion Flow (TCAF) around Black Holes
对同时存在粘性和冷却效应的黑洞吸积流进行了数值模拟。我们假设$α$在赤道平面上最大，在垂直方向上逐渐下降，而不是在整个模拟网格中使用恒定的$α$参数。我们表明，当注入的亚开普勒流角动量足够高和/或粘度和冷却足够高时，将形成双组分{ \bf吸积}流（TCAF），否则子开普勒流将保持子开普勒。我们看到在赤道平面上产生了一个开普勒圆盘。时间变化的总，开普勒和次开普勒物质的研究相对于各种流动参数。
2013-10-08 astro-ph.HE
Monte Carlo simulations of global Compton cooling in inner regions of hot accretion flows
热吸积流，如对流为主的吸积流，一般是光学薄的径向方向。因此，在某些半径产生的光子可以通过康普顿散射冷却或加热其他半径的电子。这种全球康普顿散射先前已被证明是重要的吸积流的动力学。在这里，我们使用精确的全球广义相对论蒙特卡罗模拟扩展这个问题的以前的治疗。我们研究了吸积流的内部区域（R < 600R_g），得到了整体自洽解。与初始的非自洽解相比，最终解在大于等于10个引力半径处的冷却速率和电子温度都显著降低。另一方面，自洽解的辐射谱具有与初始迭代的辐射谱相似的形状，除了高能量截止在低约2倍的能量处，并且测辐射光度降低约2倍。我们还比较了全球康普顿散射模型与局部模型在球形和平板几何。我们发现，平板模型近似的全球模型显着优于球形。尽管如此，两个局部模型都不能很好地近似冷却速率的径向分布，并且差异可以高达两个数量级。局部平板模型低估了外部区域的冷却速率，而高估了内部区域的冷却速率。我们比较我们的建模结果观察到的硬态光谱的黑洞双星，并找到一个整体良好的协议提供任何磁盘流出是弱的。我们发现，广义相对论效应的流动动力学修改全球康普顿化是至关重要的，在接近这一协议。
2009-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inverse Compton cooling in Klein-Nishina regime and GRB prompt spectrum
同步辐射机制，当电子在相对论冲击波中加速时，被认为在解释大多数伽马射线暴（GRB）的峰值以下观测到的伽玛射线谱时存在严重的问题;峰值以下的同步辐射谱比观测到的谱要软得多。最近，负责辐射的电子通过逆康普顿冷却的可能性，但在克莱因-西名制度中，已经被提出作为这个问题的解决方案。我们提供了一个分析研究这种效应，并表明，它会导致硬化的低能谱，但不足以使它与观测到的光谱为大多数伽玛暴（这是假设电子注入连续超过一个时间尺度的动态时间尺度，如预期的伽玛暴的内部冲击）。特别地，我们发现不可能获得α>-0.1（f_v \propto v ^α）的光谱，而典型的观察值是α \sim 0。此外，为了使α \sim达到-0.1，需要一些参数的极值：磁场中的能量分数需要小于10^{-4}，电子的热洛伦兹因子应该大于10 ^6，产生伽马射线的半径不应该离减速半径太远。这些困难表明，当α>-0.2时，内激波中的同步辐射机制不能提供自洽的解。
2012-06-18 astro-ph.HE
Inverse Compton cooling of thermal plasma in colliding-wind binaries
本文研究碰撞风双星中逆康普顿冷却对热等离子体的影响，发现其在多数参数空间为主要冷却机制，并以WR 140为例结合模拟验证，提出约束质量损失率的新方法。
2023-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Relativistic Turbulence with Strong Synchrotron and Synchrotron-Self-Compton Cooling
高能天体物理学中的许多相对论等离子体环境，包括脉冲星风星云、黑洞上的热吸积流、活动星系核中的相对论喷流和伽马射线暴以及巨型射电瓣，都是自然湍流的。这些环境中的等离子体通常非常热，以至于同步加速器和逆康普顿（IC）辐射冷却变得非常重要。在本文中，我们调查的一般热力学和辐射性质（因此观测外观）的光学薄相对论热等离子体驱动磁流体（MHD）湍流搅拌和辐射冷却。我们发现，如果系统达到一个统计平衡的湍流加热是平衡的辐射冷却，有效的电子温度往往达到一个通用的值$θ= kT_e/m_e c^2 \sim 1/\sqrt{τ_T}$，其中$τ_T=n_eσ_T L \ll 1$是系统的汤姆逊光学深度，基本上独立的湍流驱动或磁场的强度。这是因为MHD湍流耗散和同步加速器冷却都与磁能密度成正比。我们还发现，同步自康普顿（SSC）冷却，也许是一些高阶IC组件自动可比同步加速器在这个政权。整个宽带辐射光谱由几个不同的组成部分（同步加速器，SSC等），在光子能量上很好地分离（通过因子$\sim τ_T^{-1}$）并且在功率上大致相等。IC峰的数量由Klein-Nishina效应检查，并在数学上取决于$τ_T$和磁场。我们还研究了由于同步自吸收的限制，探索应用蟹状PWN和耀变体喷气机，并讨论了辐射磁重联的联系。
2019-07-21 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Modelling of blazar SEDs with the nonlinear SSC cooling process
耀变体耀斑状态的观测揭示了显著不同的变化时间尺度。特别是具有分钟量级的通量倍增时间尺度的快速耀斑，在相当长的一段时间里一直令人困惑。许多模拟尝试使用众所周知的线性关系的冷却和排放过程中的喷流在稳态的情况下，虽然明显的强烈的时间依赖性的耀斑。由于自生辐射的反馈和相对论电子的散射，同步自康普顿（SSC）效应具有固有的时间依赖性。虽然这种反馈通常是在数值处理中实现的，但直到最近才对这种非线性行为的影响进行了分析。在这里，我们报告我们的结果有关的影响的时间依赖SSC的光谱能量分布（SED）的耀变体。我们计算分析的同步加速器和SSC组件，给出显着不同的光谱特征相比，标准的线性方法。在原始设置中添加外部光子场，我们可以很容易地实现额外的外部康普顿（EC）冷却的效果，因为这样强的外部光子场在平谱射电类星体（FSRQ）中被观察到，这是耀变体的一个子类。计算由于EC冷却而产生的通量，我们能够表明所产生的逆康普顿分量强烈地依赖于自由参数，并且SSC可能在FSRQs中具有强烈的影响，与通常假设的相反。
2012-10-04 astro-ph.HE
Avalanche Photon Cooling by Induced Compton Scattering: Higher-Order Kompaneets Equation
感生康普顿散射（ICS）是强电磁辐射与等离子体之间的相互作用，其中ICS将能量从光子转移到等离子体。虽然ICS对于实验室实验中的激光等离子体相互作用和脉冲星风等离子体中传播的射电辐射很重要，但光子冷却过程的细节还没有被理解。问题是，当ICS占主导地位时，光子谱的演化被描述为非线性对流方程，这使得光子谱是多值的。在这里，我们提出了一种新的方法来处理ICS影响的光子谱的演变。从高阶Kompaneets方程出发，我们找到了一个新的方程，解决了光子谱的非物理行为。此外，我们找到了稳态解析解，这是线性稳定的。我们还成功地模拟了光子谱的演化没有人工粘性。我们发现，光子通过ICS快速失去能量，并在频率空间中连续形成孤立子结构。孤立子结构具有相同的宽度，其特征在于电子温度。从光子到等离子体的能量转移对于更宽的光子光谱更有效，例如在天体物理情况下所预期的。
2015-05-25 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Kinetic simulations of relativistic magnetic reconnection with synchrotron and inverse Compton cooling
第一个结果是从动力学数值模拟的相对论性无碰撞磁重联对等离子体，包括辐射反应从同步加速器和逆康普顿（IC）的过程，非热的高能量天体物理源，特别是耀变体的动机。这些模拟是从被称为“ABC场”的配置开始的，该配置由于聚结不稳定性而演变，并在其线性相位中产生薄电流层。全球辐射效率，不稳定性增长率，随时间变化的辐射光谱，光变曲线，变异统计和当前层的结构进行了研究，为广泛的初始参数。我们发现，IC的辐射签名一般是类似的同步辐射签名。IC与同步加速器光谱分量的亮度比（康普顿优势）可以相对于其标称值修改一个以上的数量级。对于很短的冷却长度，我们发现的证据，修改的温度分布在当前层，没有系统的压缩等离子体密度，和非常一致的配置文件的E. B。我们分解的配置文件的E.B与使用的Vlasov动量方程，表明辐射反应的贡献在厚度尺度上的温度分布一致。
2018-05-28 astro-ph.HE physics.plasm-ph
A method for computing synchrotron and inverse-Compton emission from hydrodynamic simulations of supernova remnants
超新星遗迹（SNRs）的观测特征是非常复杂的，在其几何形状和光谱特性方面，主要是由非热同步辐射和逆康普顿散射。提出了一种基于三维流体动力学模拟的宽带信噪比后处理方法。从流体动力学的数据，我们估计的非热电子的分布加速在冲击波，并遵循随后的演变，因为它们失去或获得能量的绝热膨胀或压缩和辐射发射能量。作为第一个测试案例，我们使用一个双极超新星膨胀到多云介质的模拟。我们发现，我们的方法定性地再现了典型信噪比的主要观测特征，并产生与观测结果一致的通量。从而允许在更多扩展的模型组中进一步使用。
2014-11-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Blazars and Optical Depth in a non-linear, time-dependent injection and cooling scenario
本文用含时的非线性注入模型计算了耀变体中由光对产生引起的光学厚度。几个目标光子场，即内部同步加速器，同步加速器自康普顿和外部康普顿辐射，以及一个恒定的外部软光子场。通过将光学深度应用于理论耀变体光谱，只有恒定的外部光子场才能显着影响高能辐射。内部随时间变化的辐射场的影响很小，或者需要极端的参数设置。此外，同步自吸收翻转能量低同步加速器的能量计算，这是固有的时间依赖性。这将是具有挑战性的，使用它来约束自由参数，因为需要精确的知识相对于注射时间的观察时间。总之，光学深度不会显着影响非线性，时间依赖性的注射和冷却模型。
2014-12-04 astro-ph.HE
General-relativistic model of hot accretion flows with global Compton cooling
我们提出了一个模型的光学薄，两个温度，吸积流使用一个精确的Monte Carlo处理的全球康普顿化，种子光子从同步辐射和韧致辐射发射，以及一个完全广义相对论的辐射和流体动力学过程的描述。我们考虑吸积率的流量的光度之间的~0.001和0.01的爱丁顿光度。黑洞的自旋参数强烈地影响着最内侧10个引力半径内的流结构。然而，在非旋转和快速旋转的黑洞模型中，库仑加热之间的巨大差异被压缩功的强大贡献所抵消，对自旋的依赖性要小得多。在较小的吸积率下，与黑自旋值相关的效应随之减少更为显著。对于一个非旋转的黑洞，压缩加热的电子占主导地位的库仑加热，并导致在一个近似恒定的辐射效率约0.4%，在所考虑的范围内的光度。对于一个快速旋转的黑洞，库仑加热占主导地位，辐射效率为~ 1%，它略有增加（但不显着比估计在一些以前的作品）随着吸积率的增加。我们发现我们的模型之间的协议，其中同步辐射是种子光子的主要来源，和观测的黑洞双星在其硬态和AGN在低光度。特别是，我们的模型预测硬化的X射线光谱的光度增加，确实观察到的爱丁顿光度低于0.01的黑洞双星和活动星系核。此外，我们的模型近似地再现了亮度和X射线发射的斜率在Cen A。
2011-10-31 astro-ph.HE
Fourier Analysis of Blazar Variability: Klein-Nishina Effects and the Jet Scattering Environment
耀变体的强变率可以用功率谱密度（PSD）和傅立叶频率相关的时间滞后来表征。在以前的工作中，我们创建了一个新的理论形式主义描述的PSD和时间滞后通过随机粒子注入和发射通过同步加速器，同步加速器自康普顿，和外部康普顿（EC）过程的组合。这种形式主义使用汤姆逊截面和简单的$δ$函数近似来模拟同步辐射和康普顿发射率。在这里，我们扩展这项工作，使用完整的康普顿截面和详细和准确的发射率。我们的研究结果表明，使用$δ$函数近似计算的PSD和使用精确的表达式计算的PSD之间的良好的协议，提供所观察到的光子主要是由电子产生的能量超过注入粒子的人口的下限。在PSD中发现了与主要负责所观察到的发射的电子的冷却时间尺度相对应的频率处的断裂，并且正如预期的那样，相关的时间滞后与两个能量通道之间的电子冷却时间尺度的差异有关。如果电子冷却时间尺度可以从观测到的时间滞后和/或观测到的EC PSD确定，那么原则上可以使用这里开发的方法来确定EC的外部种子光子源的能量，这是耀变体物理学中一个重要的未解决的问题。
2015-07-01 astro-ph.HE
The effect of inverse Compton losses on particle acceleration in three-dimensional relativistic reconnection
Purdue University（普渡大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（计算天体物理学中心，富尔顿研究所）
研究揭示反康普顿损失对三维相对论重联中粒子加速的影响，显示自由阶段粒子加速谱与无冷却情况相似，而被困阶段粒子谱更陡峭，表明无显著加速。
2026-01-14 astro-ph.HE
Gamma-Ray Burst Spectrum with Decaying Magnetic Field
在伽马射线暴的内激波模型中，由于下游均匀磁场中快冷电子的同步辐射谱太软，不能产生低能的伽玛暴谱。然而，磁场可能随着与冲击波阵面的距离而衰减。在这里，我们表明，同步辐射光谱变得更难，如果电子在衰减MF进行同步辐射和逆康普顿冷却。为了使其与具有低能量斜率$νF_ν\proptoν$的典型伽玛射线暴谱相一致，需要激波后MF衰变时间与体电子的冷却时间相当（对应于MF衰变长度，通常为$\sim10^5$趋肤深度）;在MF衰变时间之后，逆康普顿冷却应该主导同步加速器冷却;和/或MF衰变的共动时间大致为$B\propto t^{-1.5}$。一个内激波同步加速器模型与衰减MF可以解释大多数的伽玛暴与低能量斜率不硬比$ν^{4/3}$。
2013-10-02 astro-ph.HE
Synchro-Curvature Self-Compton Radiation of Electrons in Curved Magnetic Fields
本文给出了洛伦兹因子服从幂律分布的相对论电子的同步曲率自康普顿辐射谱。我们发现，如果磁场的曲率半径和电子的回旋半径都在一定范围内，则所得到的谱与同步自康普顿辐射谱和曲率自康普顿辐射谱有很大的不同。讨论了电子的冷却和漂移、种子谱中的低能自吸收以及Klein-Nishina截止等因素对图像的影响。我们以伽马射线暴（GRB）为例进行讨论。这一结果将被认为是研究弯曲磁场中相对论电子自康普顿辐射的一种普遍方法，因而可应用于伽玛暴、活动星系核和射电星等天体物理现象。
2010-12-15 astro-ph.HE
Multi-group Radiation Magneto-hydrodynamics based on Discrete Ordinates including Compton Scattering
我们提出了一个公式和数值算法，以扩展由Jiang（2021）开发的灰辐射磁流体动力学（MHD）方案，通过多群方法包括频率依赖性。整个频率空间可以在实验室框架中被划分为任意数量的组，并且我们沿着每个组内的离散射线跟踪频率积分比强度的时间依赖性演化。光子的空间输运在实验室坐标系中进行，而所有的耦合项在流体静止坐标系中求解。洛伦兹变换用于连接不同的框架。辐射输运方程在时间上完全隐式求解，而MHD方程则显式演化，使得时间步长不受光速的限制。有限体积法用于空间和频率空间中的传输，以保持辐射能量密度和动量。该算法包括光子吸收，电子散射以及康普顿散射，这是通过求解Kompaneets方程计算。该算法是准确的光学深度条件下的广泛范围内，可以处理辐射压力和气体压力为主的流动。它适用于具有自适应网格细化的笛卡尔和曲线坐标系。我们提供了各种各样的测试问题，包括辐射球，阴影测试，移动气体的吸收，邦迪型流以及热和散装康普顿散射的测试问题的集合。我们还讨论了频率依赖性的例子，可以使一个很大的差异相比，灰色的方法。
2022-09-13 astro-ph.HE astro-ph.IM
Unification Model of Active Galactic Nuclei by Photoionization Equilibrium Calculation Based on Radiative Hydrodynamic Simulations
Graduate School of Science and Engineering, Kagoshima University（鹿儿岛大学理工学研究科）；Research Center for Space and Cosmic Evolution, Ehime University（爱媛大学宇宙 evolution 研究中心）；Faculty of Science, Hokkaido University（北海道大学理学部）；Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）；Faculty of Natural Sciences, National Institute of Technology, Kure College（国立神户高等专门学校自然科学学部）；Graduate School of Science and Technology, Hirosaki University（弘前大学理工学研究科）；Department of Earth and Space Science, The University of Osaka（大阪大学地球空间科学系）
本文通过辐射水动力模拟和电离平衡计算，研究了活动星系核覆盖因子与埃德蒙顿比的关系，并验证了计算结果与X射线观测的一致性。
2026-02-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the nature of `off' states in slowly rotating low-luminosity X-ray pulsars
我们详细阐述了最近提出的亚音速准球形吸积到缓慢旋转的中子星模型，其中吸积介导的热准静态壳以上的中子星磁层。我们表明，在相同的外部条件下，两个制度的亚音速吸积是可能的，这取决于如果在过渡区的等离子体冷却是由康普顿或辐射过程为主。我们认为，从较高的光度康普顿冷却制度的低光度辐射冷却制度的过渡可以负责的“关”状态的发病反复观察到的几个低光度缓慢吸积恒星，如船帆座X-1，GX 301-2和4U 1907+09。我们进一步建议，触发的过渡可能是由于开关的X射线光束图案在吸积柱中的光学深度的变化与变化的光度响应。
2012-09-22 astro-ph.HE
Comptonization by Reconnection Plasmoids in Black Hole Coronae I: Magnetically Dominated Pair Plasma
我们进行了二维粒子模拟的重联磁占主导地位的电子-正电子等离子体受到强康普顿冷却。我们改变磁化强度$σ\gg1$，定义为磁张力与等离子体惯性的比率，以及冷却损失的强度。在这种条件下，磁重联可以在吸积黑洞周围的磁主导日冕中运行，通过种子软光子的康普顿化产生硬X射线。我们发现，粒子的能谱是由一个峰值在温和的相对论能量，这是由于冷却等离子体团的整体运动。峰值具有准麦克斯韦形状，有效温度为$\sim 100$ keV，其仅弱地依赖于流动磁化和辐射冷却的强度。重连等离子体的平均体能量大致与$σ$无关，而对于更高的磁化，方差更大。光谱还显示出高能量尾部，其接收$σ=10$的耗散重联功率的$\sim 25$ %和$σ=40$的耗散重联功率的$\sim 40$ %。我们补充我们的粒子在细胞中的研究与蒙特卡罗模拟的种子软光子通过重连层的传输，并找到逃逸的X射线光谱。模拟表明，康普顿化是由康普顿冷却等离子体团链中的体运动，并为$σ\sim 10$，产生符合吸积黑洞的典型硬态的频谱。
2021-09-14 astro-ph.HE physics.comp-ph physics.plasm-ph
Dynamic changes of emitting electron distribution in the jet of 3C 279: signatures of acceleration and cooling
通过系统分析平谱射电类星体3C279在不同状态下的准同时谱能量分布（SED），研究了电子能量分布（EED）的动态变化。采用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法，采用三参数对数抛物线电子能量分布（EED）的轻子模型，模拟了3C279的14个电子能量分布。这14个单带轻子模型都能很好地拟合。观测到的$γ$射线在13个状态归因于康普顿散射的外部红外光子从周围的尘埃环面。在2014年4月2日至8日期间观测到的弯曲的$γ$射线光谱可以很好地解释为尘埃辐射的外部康普顿。结果表明，电火花电子衍射的曲率参数$b$与电子峰值能量$γ'_{\rm pk}$之间存在明显的正相关关系。由于多普勒因子和流体磁场的乘积随状态的不同而不同，因此没有发现$b$和同步辐射峰值频率$ν_{\rm s}$之间的明显相关性。我们解释的相关性$b-γ'_{\rm pk}$在一个随机加速的情况下。在湍流谱指数$q=2$的情况下，这种正相关与电子加速和辐射冷却之间的平衡几乎建立的阶段的预测是一致的。
2015-12-02 astro-ph.HE
Spiralling out of control: 3D hydrodynamical modelling of the colliding winds in $η\thinspace$Carinae
采用自适应网格加密（AMR）方法对超大质量恒星\etacar与其神秘伴星之间的风-风碰撞过程进行了三维流体动力学模拟，包括恒星风的辐射驱动、引力、光薄辐射冷却和轨道运动等.与静止的恒星与近星点通道分离的模拟显示，震前伴星的风速充分降低，辐射冷却的postshock气体变得重要，允许失控增长的非线性薄壳（NTSI）的不稳定性，大规模扭曲的WCR。然而，包括恒星轨道运动的大规模模拟表明，轨道运动减少了辐射抑制的影响，从而增加了获得的震前速度。因此，激波后气体温度和冷却时间相应增加，并保持足够的气体压力以稳定WCR，防止灾难性的不稳定增长。然后，我们计算合成的X射线光谱和光变曲线，并发现，与以前的模型相比，X射线光谱同意更好地与{ \it XMM-牛顿}观测之前的近星点。2009年X射线最小值的窄宽度也可以重现。然而，这些模型无法再现先前循环的扩展X射线最小值。我们的结论是，解释扩展的X射线最小值的关键是冷却的伴星的postshock风的速度。如果冷却迅速，那么强大的NTSI将严重破坏WCR。伴星震前风的辐射抑制，尽管辐射风耦合比这项工作中探索的更强，可能是一个有效的触发器。
2010-11-03 astro-ph.HE
The Synchrotron Low-Energy Spectrum Arising from the Cooling of Electrons in Gamma-Ray Bursts
这项工作是先前努力（Panaitescu 2019）的延续，旨在研究通过辐射（同步加速器和自康普顿）发射和绝热损失冷却相对论电子，并应用于此类冷却电子产生的同步加速器伽马射线暴的光谱和光变曲线。在这里，我们推导出伽玛暴脉冲积分谱的低能斜率b_LE，并量化了b_LE的测量分布的含义。如果磁场的寿命长于冷却GRB电子辐射低于1-10 keV所需的时间，则功率P（gamma）~ gamma^n的辐射冷却过程，其中n geq 2，即同步加速器和逆康普顿（iC）通过汤姆逊散射，导致GRB脉冲积分谱F_eps ~ eps^{b_LE}在峰值能量E_p以下的软低能谱斜率b_LE leq-1/2，而与电子注入的持续时间T_i无关。IC冷却以E_p以下同步加速器光子的Thomson-Klein-Nishina跃迁处的散射为主，其指数n = 2/3 -> 1，并产生更硬的积分光谱，b_LE在[0，1/6]，而绝热电子冷却导致软斜率b_LE = -3/4。只有当磁场寿命t_B短于典型GRB电子冷却到辐射低于1-10 keV的时间时，产生软积分谱的辐射过程才能适应CGRO/BATSE和Fermi/GBM测量的较硬斜率，这小于（至多）典型GRB电子的十个辐射冷却时标t_rad。在t_B和b_LE之间存在一一对应。为了解释低能斜率b_LE > -3/4，绝热电子冷却需要对t_B进行类似的限制。在这种情况下，斜…
2022-10-06 astro-ph.HE
Possible evidence for shock-cooling in the accretion flow of the luminous Seyfert galaxy PG1211+143
在原型UFO PG 1211 +143的强大高度电离风中的短期变化和多个速度分量表明内部盘不稳定性或短暂的吸积事件。最近探测到的高速流入为后一种情况提供了第一个直接的观测支持，即物质以高倾角接近黑洞自旋平面可能导致内部吸积盘的扭曲和撕裂，随后环间碰撞产生冲击，失去旋转支持和快速质量下降。在这里，我们确定了一个可变的连续分量在同一个数据集，以及建模的热Comptonised光谱，可以代表冷却辐射的冲击气体。
2021-12-10 astro-ph.HE
The synchrotron-self-Compton spectrum of relativistic blast waves at large Y
最近的分析多波长光变曲线的伽马射线暴余辉点的磁湍流值远低于规范的$\sim1\,$ \%的均分，在协议的理论预期的微湍流产生的冲击前兆，然后衰减下游的冲击前通过碰撞阻尼。作为直接结果，康普顿参数$Y$在爆炸中可以取大值。在存在衰减的微湍流和/或作为逆康普顿冷却的Klein-Nishina抑制的结果，$Y$参数携带对电子洛伦兹因子的非平凡依赖性，其修改同步加速器和逆康普顿分量的光谱形状。本文提供了详细的计算，这种同步自康普顿谱在这个大$Y$制度，占衰减微湍流的可能性。它计算预期的时间和频谱指数$α$和$β$通常定义的$F_ν\,\propto\,t_{\rm obs}^{-α}ν^{-β}$在各种频谱域。本文还预测了非常高的能量的光子通量，特别是，它表明，大$Y$制度将意味着探测率的伽马射线暴在$>10\,$ GeV比目前预期的几倍。
2015-08-31 astro-ph.HE
The radio spectra of SN 2020oi: Effects of radiative cooling on the deduced source properties
同步辐射源辐射冷却的观测提供了进一步限制其性质的可能性。在SN_（2020 oi）早期阶段的射电谱中显示了逆康普顿冷却。结果表明，与以前的索赔，观测是一致的相对论电子和磁场之间的均分，以及一个恒定的质量损失率的祖星超新星爆炸前。造成这种差异的原因是需要在装配过程中直接包括冷却，而不是在装配后估计其影响。有人强调，推断的超新星喷出物的属性是敏感的同步加速器自吸收频率的时间演化，因此，非常小心时，应采取建模的冷却和/或不均匀性的光谱指示。此外，值得注意的是，在超新星的无线电发射区的相对论电子的能量可能太低，一阶费米加速是有效的。
2022-09-07 astro-ph.HE
Multi-dimensional modelling of X-ray spectra for AGN accretion-disk outflows III: application to a hydrodynamical simulation
我们进行多维辐射转移模拟计算光谱的流体动力学模拟的线驱动吸积盘风从活动星系核。合成光谱证实了参数化模型的预期，即盘风可以留下各种各样的光谱特征，包括窄吸收线，宽发射线和康普顿峰。这些特征的形成是复杂的，其贡献来自流体动力学模拟中存在的许多不同结构。特别是，光谱特征的形状都是由气体在一个成功推出的外流，并在复杂的流动中，材料被解除出磁盘平面，但最终回落。我们还证实，强Fe K α线可以开发一个弱的，红色的斜线翼作为康普顿散射的结果在外流。此外，我们还证明了X射线辐射在气流中的散射和再处理在光谱形成和确定风中的电离条件方面具有关键作用。我们发现，散射辐射是相当有效的电离气体，这是从中心源的直接辐射屏蔽。这种效应可能使成功发射大规模盘风更具挑战性，应在未来的风模拟中加以考虑。
2010-06-17 astro-ph.HE
New Spectral State of Supercritical Accretion Flow with Comptonizing Outflow
超临界吸积流不可避免地产生辐射压力驱动的外流，这将康普顿上散射来自底层吸积流的软光子，从而产生硬发射。我们进行二维辐射流体动力学模拟的超临界吸积流和外流，将这种康普顿散射效应，并证明出现了一个新的硬光谱状态在更高的光子光度比薄盘状态。在这种状态下，随着光子亮度的增加，光子指数减小，硬发射的分数增加。对于近正面光源，当表观光子光度为${\sim}30L_{\rm E}$（其中$L_{\rm E}$为爱丁顿光度）时，康普顿$y$参数为单位数量级（因此光子指数将为$\sim 2$）。这解释了观测到的光谱硬化的ULX NGC 1313 X-2在其增亮阶段，从而支持超临界吸积到恒星质量的黑洞在这个ULX模型。
2009-04-27 astro-ph.HE
Model of a `Warm Corona' as the Origin of the Soft X-ray Excess of Active Galactic Nuclei
本文提出吸积盘表面散射主导层可作为暖冕，通过垂直单区模型结合反常加热与康普顿冷却机制，解释了活动星系核软X射线超量中电子温度和光子指数对黑洞质量及吸积率不敏感的原因。
2023-09-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
The thermal-radiative wind in low mass X-ray binary H 1743-322; Radiation hydrodynamic simulations
在大倾角黑洞双星系统的盘主导态中观察到蓝移吸收线，表明这些能量来自赤道盘风。虽然磁风仍有可能产生一些影响，但预计会出现热风和热辐射风。我们从辐射流体动力学模拟结果表明，从原子功能（束缚自由和线）的附加辐射力是重要的，随着电子散射。这些都增加了高倾角下的风速，因此它们在数量上与H 1743-322中的观测结果相匹配，而不像纯粹的热成风那样太慢。我们强调的阴影外盘（子网格）内盘康普顿加热层所发挥的作用，并表明，增加阴影从较高的康普顿温度后，光谱过渡到硬态导致强烈的抑制风。热辐射风解释了这个最简单的风系统中的所有光谱特征（以及它们的消失），磁风只起次要作用。我们推测，热辐射风可以解释所有的光谱特征，在更复杂的（更大的磁盘大小）的二进制文件，GRO J1655-40和GRS 1915+105，而不需要磁风。
2019-08-29 astro-ph.HE
AGN obscuration through dusty infrared dominated flows. I. Radiation-hydrodynamics solution for the wind
本文建立了活动星系核中环状结构的辐射流体动力学模型。在这个模型中，在秒差距尺度上产生的遮蔽是由一个密集的，尘埃风支持的尘埃颗粒上的红外辐射压力。为了找到辐射压力的分布，我们在通量限制扩散近似下数值求解了二维辐射传输问题。我们迭代耦合的解决方案与固定的一维模型的风的计算，并获得速度的z分量。我们的研究结果表明，对于活动星系核的光度大于0.1 Ledd外部照明可以支持通过流出驱动的红外辐射压力的几何厚遮蔽。临界康普顿薄模型（0.2 <τ_T <0.6）的终极速度与逃逸速度相当或大于逃逸速度。在康普顿厚模型中，速度的垂直分量的最大值低于逃逸速度，这表明我们的环面的很大一部分是以失败的风的形式。结果表明，通过正常或失败的红外驱动风的遮蔽是一个可行的选择活动星系核环面问题和活动星系核统一模型。这样的风也可以提供活动星系核反馈的重要渠道。
2011-10-31 astro-ph.HE
Non-thermal photon production via bulk comptonization at supernova shock breakout
我们研究了超新星爆炸冲击波爆发时，体康普顿化过程在热光子传播中的作用。我们使用的流体动力学模型的基础上的自相似的解决方案的冲击爆发。光子的传播是由蒙特卡罗技术处理。模拟结果成功地再现了幂律谱的X射线观测XRF 080109/SN 2008 D，如果一个温和的相对论激波速度被假定。一些辐射过程，光电离，辐射复合，和自由-自由吸收的发射光子的传播的影响进行了研究。结果表明，它们对Ib型和Ic型超新星的母星光谱几乎没有影响。在球形爆炸假设下计算的光变曲线表明，要求原始半径为$/sim 10^{13}$ cm。
2010-06-26 astro-ph.HE
Numeric spectral radiation hydrodynamic calculations of supernova shock breakouts
我们在这里提出了一个有效的数值方案求解非相对论性的一维辐射流体力学方程，包括非弹性康普顿散射，这是不包括在大多数代码，是至关重要的解决问题，如冲击爆发。所设计的代码被应用到稳态平面辐射介导的冲击（RMS）和RMS从恒星信封爆发的问题。计算结果与前人在激波爆发\citep{Sapir13}中假设物质与辐射之间为康普顿平衡，用“有效光子”近似描述辐射谱的结果一致。特别是，我们表明，光度和时间的依赖性，在突破时的峰值温度，和普遍的形状，在这个早期的工作中得出的光谱通量都是准确的。虽然由于有效光子近似对有效光子产生率的估计不准确，有效光子产生率随着密度的降低和速度的提高而增加，所以光谱计算和有效光子近似之间存在差异，但是对于蓝超巨星中最不一致的快速激波情况，峰值温度的差异仅达到$30\%$。恒星包层激波爆发模型的结果与观测到的X射线闪光的性质的不一致性以及X射线闪光\citep{Sapir13}的预测率与观测率之间的差异仍然无法解释。
2014-08-10 astro-ph.HE
On the Role of Gas Cooling in the Dynamics of Circumbinary Disks
双星与环双星盘（CBD）之间的流体动力学相互作用在从年轻恒星双星到超大质量黑洞双星的各种天体物理系统中起着重要的作用。以往的模拟大都采用局部等温状态方程。我们进行了二维粘性流体动力学模拟的CBD周围的等质量，圆形的双星，治疗的气体热力学的热弛豫向平衡温度（恒定的$β$冷却时间，其中$β$是当地开普勒时间的单位冷却时间）。作为一个初步的研究，我们使用基于网格的代码雅典娜++极网格，覆盖扩展磁盘以外的二进制共轨区域。我们发现，随着冷却时间的延长，吸积的可变性逐渐被抑制，CBD的形态变得更加对称。圆盘还显示了取决于初始条件的滞后行为的证据。气体冷却也会影响双星和CBD之间的角动量转移速率，在给定我们采用的盘厚度和粘度（$H/r\sim 0.1$和$α\sim 0.1$）的情况下，除了中间$β$值的窄范围外，大多数$β$值在0和4.0之间，双星轨道在吸积的同时会膨胀。文中还讨论了用极坐标网格切除中心区域的有效性。
2022-12-08 astro-ph.HE
Hydrodynamical Simulations of Circumbinary Accretion: Balance between Heating and Cooling
本文利用Athena++开展二维粘性流体模拟，研究环双星盘冷却对等质量圆形双星轨道演化、吸积变化和盘形态的影响，发现冷却效应敏感依赖于粘性预设，并在特定冷却时间范围内导致双星向内旋进。
2023-09-19 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Inefficient Driving of Bulk Turbulence by Active Galactic Nuclei in a Hydrodynamic Model of the Intracluster Medium
中央喷射的活动星系核（AGN）似乎加热了冷却核心星系团和星系群中的团内介质（ICM）的核心区域，从而防止了冷却灾难。然而，引导动能流在整个ICM核心中被热化的物理机制仍然不清楚。我们研究了一个广泛讨论的机制，AGN诱导亚音速湍流的周围介质，其中的耗散提供ICM热源。通过受控的无粘三维流体动力学模拟，我们验证了爆炸性活动星系核事件可以发射重力波（g模式）到周围的ICM，这反过来又衰减到体积填充湍流。然而，在我们的模型中，这一过程被发现是低效的，只有不到1%的活动星系核活动注入的能量实际上最终进入了周围ICM的湍流。这个效率是一个数量级或更小的解释活动星系核反馈的观测星系团和集团的中心冷却时间短。其中g模式被强烈捕获/限制的大气具有甚至更低的效率，因为在这些模型中，湍流的激发依赖于g模式从簇的中心逃逸到体ICM中的能力。我们的研究结果表明，如果活动星系核引起的湍流确实是活动星系核加热ICM核心的机制，那么它的驱动可能依赖于我们理想的流体动力学模型中所捕获的物理学。
2015-11-10 astro-ph.HE
The effect of the quasar H1821+643 on the surrounding intracluster medium: revealing the underlying cooling flow
我们提出了一个详细的研究的热力学性质的唯一的低红移星系团，包含一个高亮度的类星体，H1821+643的团内介质。这个星团是一个质量很大、很冷的核心星团。我们发现，类星体周围的ICM熵显着低于其他类似的大规模强冷核心集群内的中央80 kpc，和熵位于显着低于外推的基线熵分布从分层结构的形成。通过比较标度温度分布与其他类似总质量的强冷核心星系团的温度分布，我们看到熵不足是由于中心温度显着降低。这表明H1821+643核心的类星体对周围的团内介质产生了显著的冷却效应，我们发现，如果类星体过去更亮，那么类星体辐射的康普顿冷却可能导致了类星体周围ICM的低熵和低温度水平。奇怪的是，陡峭的中心温度和熵下降的梯度与恒定压力冷却流的预期轮廓合理一致。有可能这个系统已经被锁定在康普顿冷却的反馈循环中，这阻止了黑洞释放的能量加热气体，足以关闭它，导致形成一个巨大的（~3x10^10太阳质量）超大质量黑洞。
2014-05-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Thermal instability in radiation hydrodynamics: instability mechanisms, position-dependent S-curves, and attenuation curves
局部热不稳定性可以合理地解释许多不同天体物理环境中多相气体的形成，但该理论仅在辐射流体力学（RHD）方程的光学薄极限下才能得到很好的理解。在这里，我们奠定了基础，从这个限制过渡到一个完整的RHD治疗假设一个灰色的不透明度形式主义。我们考虑的情况下，气体变得热不稳定，由于硬化的辐射场时，主要的辐射过程是自由-自由冷却和康普顿加热。我们确定了两种可能发生这种情况的方式：（i）当康普顿温度随着时间的推移而增加时，通过硬X射线分量的强度或能量的上升;以及（ii）当衰减减少热分量的通量时，康普顿温度随着穿过板的深度而增加。这两种方式都可能发生在活动星系核的宽线区域，那里的气体柱可以被电离。在这种情况下，衰减是显着的，热平衡解决方案曲线成为位置依赖性，它不再足以评估在所有深度使用一个单一的平衡曲线的辐射柱的气体的稳定性。我们演示了如何分析一个新的平衡曲线-衰减曲线-为此目的，我们表明，字段的不稳定性标准，沿这条曲线的负斜率表明，恒定密度板是热不稳定的，每当气体温度随深度增加。
2022-08-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
