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
Some Implications of inverse-Compton Scattering of Hot Cocoon Radiation by relativistic jets in Gamma-Ray Bursts
长伽马射线暴（GRB）的相对论喷流被热茧包围，热茧在喷流从祖星冲出时限制喷流。这些茧是X射线光子的丰富来源，这些X射线光子可以被相对论性喷流中的电子逆康普顿（IC）散射到MeV-GeV能量。我们提供了详细的估计IC流量之间的各种相互作用的X射线光子和相对论性喷流，并描述了我们可以了解伽玛暴喷流和祖星从检测（或上限）这些IC散射光子。
2014-02-11 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
Effects of Compton Cooling on the Hydrodynamic and the Spectral Properties of a Two Component Accretion Flow around a Black Hole
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耦合在一起。我们考虑一个两分量的吸积流，其中开普勒盘是沉浸在吸积低角动量流（晕）周围的黑洞。从开普勒盘注入的软光子被晕中的电子再处理。我们发现，在存在一个轴对称的软光子源，球对称的Bondi流失去其对称性，成为轴对称。低角动量流被观察到在靠近轴处减慢，并形成离心屏障，这为光谱增加了新的特征。利用蒙特卡罗方法，我们产生的辐射光谱的吸积率的函数。我们发现，从硬态到软态的转变是由盘和晕的质量吸积率决定的。我们分离出了体运动康普顿化的特征并讨论了它的意义。我们研究了光子在康普顿云内经历不同数量的散射和花费不同的时间是如何贡献净光谱的。我们还研究了发射光谱的方向依赖性。
2011-05-21 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$σ…
2021-06-11 astro-ph.HE
Resonance Condition and Low Frequency Quasi Periodic Oscillations of the Outbursting Source H 1743-322
长期以来，人们一直认为恒星质量黑洞中的低频QPO或超大质量黑洞中的等效QPO是落入时间尺度和冷却时间尺度之间共振的结果。我们明确计算这两个时间尺度在一个通用的情况下，共振很容易实现。在瞬态黑洞候选者（BHC）爆发期间，开普勒盘的吸积速率以及康普顿化云的几何形状都发生了非常迅速的变化。在一定时期内，康普顿化云的冷却时间尺度（主要是康普顿化）与康普顿化云的降落时间尺度大致满足共振条件。这导致康普顿云的低频准周期振荡（LQPO）和硬X射线的振荡。在本文中，我们明确跟踪了BHC H 1743-322在2010年爆发期间的情况。我们计算了几天的康普顿冷却时间和下降时间，并表明当这两者大致在~ 50%范围内一致时，QPO发生，即，谐振条件通常得到满足。我们还证实，对于更尖锐的LIPPO（即，较高的Q因子），两个时间尺度的比率非常接近1。
2015-07-10 astro-ph.HE
UV to X-ray Comptonization delay in Mrk 493
第1类活动星系核的宽带X射线发射主要由幂律连续体控制，被认为是由热日冕中高能电子对种子光子的逆康普顿散射引起的。种子光学/紫外光子被认为是来自吸积盘，但直接的观测证据仍然难以捉摸。在这里，我们报告的发现在紫外线发射的变化之前的X射线发射的变化的基础上$\sim100\,\mathrm{ks}$ XMM牛顿观测的窄线塞弗特1星系Mrk 493。发现$\sim5\,\mathrm{ks}$铅的紫外发射相对于X射线发射。紫外线超前与紫外线光子从吸积盘中的起源位置行进到热日冕所需的时间以及将紫外线光子转换为X射线光子的重复逆康普顿散射所需的时间一致。我们的研究结果提供了第一个直接的观测证据的吸积盘是负责种子光子热康普顿在热日冕，并限制日冕的大小为$\sim20r_{g}$。
2018-12-19 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
Monte Carlo simulation of the Compton scattering and disk reflection of a cylinder with hot electrons moving away from a black hole
本文通过蒙特卡罗模拟研究lamp-post模型的物理实现，设定圆柱形散射区对应喷流底部，发现喷流相对论运动可抑制吸积盘反射，同时盘光子的康普顿化仍主导高能X射线谱，解释了Swift J1727.8-1613的观测现象。
2025-10-15 astro-ph.HE
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
Hot accretion flow with radiative cooling: state transitions in black hole X-ray binaries
利用二维轴对称流体动力学模拟方法，研究了不同参数下黑洞X射线双星的状态跃迁。对于热吸积流中的辐射冷却，我们在动力学中自洽地考虑了韧致辐射、同步辐射和同步辐射自康普顿化。我们的主要结果是，当吸积速率达到一个临界值$\dot M \sim 3α \dot M_{\rm Edd}$时，状态转变发生，超过这个临界值，冷而致密的团簇/簇状结构形成，嵌入在热气体中。我们认为，这种模式可能对应于所提出的两相吸积模型，这可能是负责的黑洞X射线双星的中间状态。当吸积速率足够高时，团块/碎屑结构逐渐合并并沉降到中平面上。最终吸积几何转化为盘冠配置。总之，我们的结果是一致的截断吸积的情况下的状态转变。
2016-04-08 astro-ph.HE
Radiative cooling effects on black hole hot accretion flows around the sub-Bondi radius
Chongqing University（重庆大学）；Shanghai Normal University（上海师范大学）
研究通过二维磁流体动力学模拟探讨辐射冷却对热吸积流动态及风生成的影响，发现辐射冷却会降低吸积盘厚度并影响风的产生机制。
2026-04-16 astro-ph.HE
A spectrally stratified hot accretion flow in the hard state of MAXI J1820+070
利用\nicer数据研究了黑洞X射线双星MAXI~J1820+070硬态吸积流的结构。功率谱显示宽带可变性，可以与四个洛伦兹分量在不同的时间尺度上达到峰值。提取作为能量的函数的功率谱使得能够重构这些不同功率谱分量的能谱。我们发现显着的光谱差异之间的洛伦兹，与一个对应的最短的变化时间尺度显示最难的频谱。的变异性光谱和时间平均光谱是很好的模拟由一个磁盘黑体和热康普顿，但（至少）两个不同的温度和光学深度的康普顿化区的存在是必需的。盘黑体分量是高度可变的，但仅在最长时间尺度（$\gsim1$ s）处达到峰值的可变性分量中。光谱较硬区域的种子光子主要来自较软的康普顿化区域。我们的研究结果需要在这个源的吸积流的结构，不能描述由一个单一的康普顿化区域向上散射光盘黑体光子，并从光盘的反射。
2021-06-11 astro-ph.HE
The origin of seed photons for Comptonization in the black hole binary Swift J1753.5-0127
目的。黑洞双星SWIFT J1753.5-0127为研究吸积流提供了独特的数据集。然而，对这个系统和其他黑洞的各种研究并没有导致在X射线爆发的不同阶段的吸积流几何形状或康普顿化的种子光子源上达成一致。我们把这些吸积流性质的限制，通过研究长期的光谱变化，这个来源。方法.我们使用INTEGRAL/ISGRI、Swift/UVOT/XRT/BAT、RXTE/PCA/HEXTE和MAXI/GSC仪器的准同步存档数据对Swift J1753.5-0127进行了现象学和自洽宽带光谱建模。结果我们确定了临界通量限制F \sim 1.5 \times 10^{-8} erg/cm^2/s，并表明SWIFT J1753.5-0127的光谱特性在该值以上和以下显着不同。在极限以上，在爆发峰值期间，热介质似乎拦截了大约50%的盘发射。在它的下方，在爆发尾部，盘光子的贡献显着减少，从光学到X射线的整个光谱可以由同步加速器自康普顿机制产生。硬X射线谱的长期变化是由热介质中电子温度的不稳定变化引起的。热康普顿化模型表明，在2010年之后进入软态的短暂入侵期间，热介质光学深度不合理地低，这表明非热电子在这种状态下产生康普顿化尾。软X射线过剩，可能是由吸积盘产生的，在通量变化超过一个数量级时，显示出特别稳定的温度。结论. SWIFT J1753.5-0127的长期光谱趋势可能是由截断半径的变化和黑洞附近热的准球形…
2016-06-16 astro-ph.HE
On the Compton scattering redistribution function in plasma
康普顿散射是热中子星、黑洞周围的吸积盘和热日冕中的主要不透明度源。本文收集了一组非偏振辐射（RF）康普顿散射再分布函数的数值表达式，它比广泛使用的Kompaneets方程更精确。本文的主要目的是介绍Guilbert（1981）的RF，并对原始论文中的计算错误进行了修正。这一修正的RF被用于热中子星大气模型计算的系列论文中。我们还组织了四个现有的算法的RF计算成一个统一的形式，准备在辐射转移和模式大气代码中使用。Nagirner和Poutanen（1993）的精确方法在从硬X射线到无线电波的非常宽的光谱范围内与所有其他算法进行了数值比较。对对应于爆发中子星大气和热星系际介质温度的热等离子体中康普顿散射再分布函数进行了抽样计算。我们的公式也适用于研究非极化微波背景辐射在热团簇内气体中的康普顿散射和Sunyaev-Zeldovich效应。我们的结论是，Guilbert（1981）的公式和精确的量子力学公式实际上给出了与X射线爆发中子星大气层相关的气体温度的再分布函数$T \le 10^8$ K.
2019-01-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
A deep X-ray view of the bare AGN Ark 120. VI. Geometry of the hot corona from spectroscopic and polarization signatures
活动星系核（AGN）硬X射线连续谱的光谱形状可以归因于来自吸积盘的光学/紫外种子光子被热电子日冕的逆康普顿散射。该物理过程产生对散射介质（即热电晕）和辐射场的几何形状强烈敏感的偏振信号。MoCA（Monte Carlo code for Comptonisation in Astrophysics）是一个多功能的代码，它允许测试紧凑物体中康普顿散射的不同几何形状和配置。一个单光子的方法被认为是以及偏振和克莱因-西科效应。在这项工作中，我们选择了四种不同的几何形状的吸积盘上的散射电子云，即一个扩展的平板，一个扩展的球体和两个紧凑的球体。我们讨论的第一个应用程序的MoCA模型再现硬X射线主要连续的裸塞弗特1星系方舟120，使用不同的几何形状的吸积盘上方的热日冕。我们报告了2013年和2014年同时进行的XMM-牛顿和NuSTAR观测的光谱分析。一个普遍的协议之间的最佳拟合值的热日冕参数与MoCA和推断使用其他Comptonisation代码从文献中。鉴于成像X射线偏振探测器（IXPE）将于2021年推出，我们随后介绍并讨论了与MoCA最佳拟合的预期偏振信号。我们发现，没有一个测试的几何形状的热电晕（扩展板和扩展/紧凑的球体）可以在统计上优选的，仅基于光谱。未来，小于1毫秒的IXPE观测将清楚地区分扩展板或球形热日冕。
2018-11-19 astro-ph.HE
Photon splitting and Compton scattering in strongly magnetized hot plasma
研究了强磁化正负电子等离子体中光子分裂的过程。在等离子体具有非零化学势和温度的一般情况下，计算了该过程的振幅。在电荷对称等离子体的情况下，得到了允许分裂通道的极化选择规则和相应的分振幅。结果表明，磁化真空中的新分裂通道被禁止，成为允许的。在考虑光子色散和波函数重整化的情况下，计算了光子分裂的吸收率。此外，还对光子分裂过程和康普顿散射过程进行了比较。在SGR爆发的磁星模型框架下讨论了所考虑的反应对辐射传输的影响。
2012-08-31 astro-ph.HE hep-ph
An imperfect double: probing the physical origin of the low-frequency QPO and its harmonic in black hole binaries
我们提取了黑洞双星XTE J1550-564在爆发上升阶段的强低频准周期振荡（QPO）及其谐波谱。我们将这些频率分辨光谱与时间平均光谱和快速（<0.1s）变化的光谱进行比较。时间平均辐射的光谱可以用圆盘、康普顿上散射尾和它的反射来描述。QPO光谱不包含可检测的圆盘，康普顿光谱通常比时间平均发射更硬，并且显示出更少的反射，使其与快速变化的光谱非常相似。谐波同样不包含可检测到的盘分量，但具有系统地比QPO更软的康普顿谱，甚至比时间平均发射中的康普顿尾更软。我们解释这些结果的上下文中的透镜Thirring模型的QPO，旋进热流取代内盘，和谐波产生的角度依赖性的康普顿散射内的热流。我们扩展这些模型，包括分层的热流，使其更软（较低的光学深度），在更大的半径接近截断盘，和更硬（较高的光学深度）在最里面的部分的流的快速变化产生。不同的光学深度与半径产生不同的角度依赖性的Comptonised发射，加权的基本的内部部分的热流，和谐波的外部。这是第一个能在自洽几何中解释QPO谱及其谐波的模型。
2013-11-19 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
X-ray quasi-periodic oscillations in Lense--Thirring precession model - I. variability of relativistic continuum
我们开发了一个Monte-Carlo程序来计算经历Lense-Thirring进动的热内流产生的康普顿散射X射线通量。热流从外部截断的薄盘拦截种子光子。康普顿化光子的一部分将照亮磁盘，反射/再处理的光子将有助于观察到的光谱。在广义相对论的框架内，考虑到光弯曲和引力红移的总光谱，包括磁盘的热发射，热流康普顿化，和磁盘的反射。的模拟进行的背景下的Lense-Thirring进动模型的低频准周期振荡，所以内部流被假定为进动，导致发射的辐射的周期性调制。在这项工作中，我们专注于能量依赖的X射线可变性的模型，特别是，在从硬态到软态的光谱转换过程中，这是实现了减少的截断半径的外盘朝向最内稳定圆轨道（ISCO）的可变性的演变。在硬态下，康普顿化流在几何上是厚的，康普顿化是弱可变的，分数可变性幅度为$\leq$ 10\%;在软态下，康普顿化流被冷却下来，因此在几何上变薄，并且康普顿化的分数可变性是高度可变的，随着光子能量而增加。反射的分数可变性随能量的增加而增加，并且低自旋的反射发射比高自旋的反射发射更易变。
2018-04-24 astro-ph.HE
Origin of the X-rays and Possible GeV-TeV Emission from the Western Hot Spot Of Pictor A
绘架座A是一个邻近的法那罗夫-莱利II类（FR II）射电星系，有一个明亮的热点，即西部热点。对热斑光辐射的高偏振观测表明，热斑光辐射可能是热斑中相对论电子的同步辐射。这些电子可能能够通过逆康普顿（IC）散射产生高能量伽马射线光子。我们使用单区和多区同步加速器+同步加速器自康普顿（SSC）模型来拟合从射电到热点的X射线波段的观测光谱能量分布（SED）。结果表明，在磁场强度比均分磁场弱得多的情况下，单区模型和多区模型都能拟合SED，但多区模型的拟合效果明显提高。这两个模型预测的热点作为一个GeV-TeV源，这可能是边缘检测费米/LAT和HESS。还考虑了宇宙微波背景（IC/CMB）的逆康普顿散射，但其对GeV-TeV辐射的贡献可以忽略不计。注意，在均分条件下，SED也可以用多区模型拟合，但预测的10^22 Hz通量太弱而无法检测。从这个FR II射电星系的TeV伽马射线的检测，如果得到证实，将建立一个新的子类的河外源在这个能量制度，因为大多数的活动星系核检测到的TeV能量的日期是高能量峰值BL湖对象。
2009-05-30 astro-ph.HE
Evidence that the maximum electron energy in hotspots of FR II galaxies is not determined by synchrotron cooling
有人认为，河外源的相对论性激波可能会加速最高能量的宇宙射线。宇宙射线能被加速到的最大能量取决于激波附近的磁湍流结构，但最近的理论进展表明，相对论性激波可能无法将粒子加速到比PeV大得多的能量。我们研究的热点强大的放射性镓，在那里的电子加速在终端冲击发射同步辐射。同步加速器光谱的转换通常在红外和光学频率之间观察到，这表明对于约100微高斯的正则磁场，在冲击中加速的非热电子的最大能量< TeV。基于理论上的考虑，我们表明，这种最大的能量不能约束通常假设的同步辐射损失，除非射流密度是不合理的大，大部分的射流上游能量去非热粒子。我们通过考虑在无线电，红外和光学波长的高空间分辨率观察到的热点样本来测试这一结果。
2016-05-17 astro-ph.HE
Electron Cooling in a Young Radio Supernova: SN 2012aw
本文介绍了一颗光学明亮的II-P型超新星SN 2012 aw的射电观测和模型。SN 2012 aw在距离M95 $10\ \rm Mpc$处爆炸。使用$C$、$X$和$K$波段计算的光谱指数值小于光学薄区域的预期值。在此期间，光学测辐射热光变曲线保持在平台阶段。我们解释的低光谱指数值是电子冷却的结果。在比较康普顿冷却时间尺度和同步辐射冷却时间尺度的基础上，我们发现逆康普顿冷却过程比同步辐射冷却过程占主导地位。因此，我们模型的无线电辐射同步辐射从相对论电子人口与高能量截止。通过比较电子冷却时间尺度$t_{cool}$和加速时间尺度$\tilde t_{acc}$来确定截止。通过对射电辐射的模拟，我们约束了风中的质量损失率（$\dot M\sim 1.9\times10^{-6}\ \rm M_{\odot}yr^{-1}$）和相对论电子与磁场之间的均分因子（$\tilde α=ε_e/ε_B\sim 1.12\times10^2$）。虽然爆炸的时间是相当好的约束约$2\ \rm days$内的光学观测，我们探讨了不同的爆炸时间，以最好地拟合无线电光变曲线的效果。爆炸日期为2012年3月15.3 UT。
2014-01-08 astro-ph.HE
Radiatively Inefficient Accretion Flow Simulations with Cooling: Implications for Black Hole Transients
研究了光学薄辐射冷却对辐射低效吸积流结构的影响。流动结构在几何上是厚的，并且与气体密度和冷却无关，如果冷却时间长于粘性时标（即，$t_{\rm cool} \gtrsim t_{\rm visc}$）。对于更高的密度，气体可以在吸积之前冷却，形成标准的几何薄，光学厚的Shakura-Sunyaev盘。对于通常的冷却过程（如韧致辐射），我们期望内部热流和外部薄盘。对于一个短的冷却时间的吸积流分为两个阶段：一个辐射效率低下的热日冕阶段和一个冷薄盘。我们认为，有一个上限对应于一个临界值的$t_{\rm cool}/t_{\rm ff} (\sim 10-100)$，冷却时间和自由落体时间的比率的热电晕的密度。基于我们的模拟，我们已经开发了一个模型的瞬态观测黑洞X射线双星（XRB）。由于质量吸积速率的增加，处于静止热RIAF状态的XRB可以过渡到冷黑体主导状态。从薄盘到RIAF的转变是由于吸积导致的质量耗尽;当冷却时间变得比内半径处的粘性时间长时，转变发生。由于几何薄盘的粘性时间尺度相当长，高软状态预计将是长寿命的。黑洞瞬变的不同时间尺度对应着不同的物理过程，如粘性演化、冷却和自由落体。我们的模型捕捉到的XRB中观察到的状态转换的整体特征。
2013-08-03 astro-ph.HE
Adiabatic and Radiative Cooling of Relativistic Electrons Applied to Synchrotron Spectra and Light-Curves of Gamma-Ray Burst Pulses
我们研究了相对论电子的绝热和辐射（同步辐射和逆康普顿）冷却，这些电子的注入/初始能量分布在典型能量$γ_i$以上是幂律的。分析和数值计算结果的冷却尾部和冷却注入的分布，低于和高于注入电子的典型能量的发展，为同步加速器发射光谱的峰值能量$E_p$的演变，和脉冲形状产生的一个插曲的电子注入。数值计算的同步辐射与伽马射线暴（GRB）脉冲的光谱和形状进行了比较。绝热和辐射冷却过程都导致了脉冲光谱的软化，这两种类型的冷却过程都导致脉冲在更高的能量下更早达到峰值，持续时间更短，与观测结果定量一致。对于绝热主导的电子冷却，幂律注入率$R_i$足以解释所观察到的幂律伽玛暴低能谱。同步加速器主导的冷却导致幂律冷却尾，其产生同步加速器标准斜率α = -3/2，条件是$R_i \sim B^2$，如果磁场是冲击后能量密度的恒定分数，这正是预期。增加（减少）$R_i$和减少（增加）B（t）导致斜率α比标准值硬（分别软）和非幂律（弯曲）冷却尾。逆康普顿冷却产生四个值的斜率α，但对于同步加速器，其他$R_i$或B历史产生更广泛的斜率和弯曲的低能谱。在典型的注入电子下方和上方发展的幂律段之间的反馈导致同步加速器光谱在通常的10 keV-1 MeV观测范围以上和以下有许多中断。
2019-05-24 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
Investigating the properties of AGN feedback in hot atmospheres triggered by cooling-induced gravitational collapse
辐射冷却可能会导致大质量星系或星系团中心的热气体在引力作用下变得不稳定。这种气体随后在动力学时间尺度上的坍缩可以为AGN加热和恒星形成提供丰富的燃料来源。因此，这种机制提供了一种将活动星系核吸积速率与周围冷却流的全球性质联系起来的方法，但没有隐含的假设，即吸积物质必须从10千秒差距外流向黑洞。结果表明，这种燃料机制，自然导致活动星系核加热和热，X射线发射晕的辐射冷却率之间的密切平衡。此外，由冷却引起的引力不稳定性提供能量的活动星系核将表现出特征占空比（delta），这与最近的观测结果相似：delta与L_X/sigma_{*} ^{3}成正比，其中L_X是热大气的X射线光度，sigma_{*}是宿主星系的中心恒星速度色散。结合这一结果与众所周知的标度关系，我们推导出一个占空比无线电活动星系核在椭圆星系，大约是成正比的M_{BH} ^{1.5}，其中M_{BH}是中央黑洞的质量。给出了爆发持续时间和爱丁顿比。基于这些研究结果，我们认为引力不稳定性可能是大质量星系和星系团活动星系核提供燃料的重要机制，值得进一步研究。
2011-08-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Hot versus Cold: the Dichotomy in Spherical Accretion of Cooling Flows onto Supermassive Black Holes in Elliptical Galaxies, Galaxy Groups and Clusters
在椭圆星系、星系群和星系团中，来自活动星系核的反馈加热通常被用来抑制热气体中的冷却流。以前的研究主要集中在活动星系核反馈是否以及如何加热气体，但很少关注其触发机制。使用球对称模拟，我们研究如何大规模的冷却流吸积的中央超大质量黑洞（SMBHs）在8个观测良好的系统，并发现一个有趣的二分法。在大质量星系团中，气体在大约1亿-3亿年的冷却时间内发生中心冷却灾难，导致冷模吸积到SMBH上。然而，在我们的四个模拟系统的集团和星系尺度上在低金属丰度Z=0.3 Z_{sun}，气体迅速解决到一个长期的状态，具有一个尖形的中心温度分布延伸到几十到约100 pc。在更真实的太阳金属丰度下，两个集团（R_{e} ~ 4 kpc）仍然存在长期热模吸积。这两种吸积模式自然出现在我们的理想化计算中，其中只考虑冷却，气体流入和压缩加热。长期的热模吸积是由这些过程的时间尺度之间的快速建立的接近性维持的，最好是在低气体密度，低气体金属丰度的系统中，重要的是，紧凑的中心星系，这导致在中间半径处的强引力加速度和压缩加热。我们的计算预测，中央尖点温度分布更经常出现在较小的系统比星系团，而不是往往主机显着的冷气体和恒星的形成。
2013-11-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
A receding torus model for the Iwasawa-Taniguchi effect for Compton-thick AGN
最近，Boorman等人（2018）报道了Iwasawa-Taniguchi（I-T）效应的发现（又名：X射线Baldwin效应）。他们测量到6.4 keV的铁线等效宽度随着12 μ光度的减少，假设这是内在X射线光度的代表，而在康普顿厚度的活动星系核中是无法直接观测到的。经典的I-T效应的最流行的解释之一是所谓的后退环面模型，即随着X射线光度的降低，分子“环面”的覆盖因子减小。在本文中，我们表明，康普顿厚的活动星系核的I-T效应确实是预期在后退环面模型，假设环面漏斗的主要X射线光度，然后在一个“热镜”散射。我们发现，只要“热镜”的典型列密度约为7.5 × 10 ^{22} cm^{-2}，就可以很好地再现所观察到的关系。
2018-10-02 astro-ph.GA 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
Hot Atmospheres, Cold Gas, AGN Feedback and the Evolution of Early Type Galaxies: a Topical Perspective
大多数星系的质量与银河系相当或更大，拥有炽热的X射线发射大气，许多这样的星系是射电源。热大气、射电喷流和射电瓣是活动星系核反馈的组成部分。虽然已经达成共识，这种反馈抑制了热星系团大气的冷却，但对类似机制起作用的大质量星系的关注较少。观测结果表明，椭圆星系和S0星系的大气在星系聚集过程中被外部吸积，并因恒星质量损失而显著增加。它们的大气层具有熵和冷却时间的轮廓，与中央星系团的星系非常相似。大约一半的星云显示出由冷的和冷的气体组成的球状或盘状星云，其中大部分可能是从热的大气中冷却下来的。我们回顾了星系大气中热不稳定性的观测和理论观点，以及活动星系核加热能够大致平衡大气冷却的证据。这样的加热和冷却可能会调节所有大质量球状体后期的恒星形成。
2018-12-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the spatial distribution of electron energy loss due to gyro-cooling in hot-star magnetospheres
本文研究热星闭合磁环中高能电子的回旋同步冷却，推导辐射能量损失的空间分布，指出库仑碰撞使观测射电辐射更可能源于相对论性电子。
2023-08-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The hyperluminous Compton-thick $z\sim2$ quasar nucleus of the hot DOG W1835+4355 observed by NuSTAR
我们提出了一个155 ksNuSTAR观测$z\sim2$热尘埃遮蔽星系（热狗）W1835+4355。我们从两个NuSTAR探测器中提取光谱，并将其与存档的XMM PN和MOS光谱一起进行分析。我们进行了光谱分析的基础上的现象学和物理动机的模型，采用环形和球形几何的模糊。在所有的模型中，源显示出康普顿厚柱密度$N_{\rm H} \gtrsim 10^{24}$ cm $^{-2}$，2-10 keV的光度$L_{2-10}\approx2\times10^{45}$ erg s $^{-1}$，和显著的软过剩（初级辐射输出的$\sim5-10$ %），其转化为光度$\sim10^{44}$ erg s $^{-1}$。我们模拟了光谱能量分布，从1.6到850 PDMATHAMT使用cloudite两相尘埃环模型加上修改后的黑体占发射供电的恒星形成在远红外线。我们采用了几种几何构型，与X射线分析中应用的构型一致。在所有的情况下，我们得到了热光度$L_{\rm bol}\approx3-5\times10^{47}$ erg s $^{-1}$，这证实了这个活动星系核的超发光性质。最后，我们估计了一个惊人的恒星形成率的$\sim$ 3000 $M_{\odot}\,yr^{-1}$，这是一致的速率推断的$z\approx2-4$超亮I型类星体。它被严重遮蔽的性质，连同$L_{\rm …
2018-07-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fingerprints of thermal Comptonization in accreting neutron stars. Plasma-vacuum interplay in cyclotron lines and polarisation
Dr. Karl Remeis-Observatory and Erlangen Centre for Astroparticle Physics, Friedrich-Alexander Universität Erlangen-Nürnberg（弗里德里希-亚历山大埃尔朗根-纽伦堡大学卡尔·雷梅斯天文台和埃尔朗根天体粒子物理中心）；INAF - IASF Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫分院）；Dipartimento di Fisica e Chimica Emilio Segrè, Università degli Studi di Palermo（巴勒莫大学埃米利奥·塞格雷物理与化学系）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）；INAF, Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布里拉天文台）；School of Physics and Astronomy, University of Southampton（南安普顿大学物理与天文学学院）
本研究通过计算磁化康普顿化等离子体的偏振宽带谱，识别出吸积中子星中热康普顿化的能量相关各向异性特征，为探测中子星几何等提供互补诊断。
2026-08-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
