Collisionless shocks in a partially ionized medium: III. Efficient cosmic ray acceleration
在本文中，我们提出了第一个公式的非线性粒子加速理论的无碰撞冲击中的中性氢的存在下，在加速区。文中还讨论了加速粒子的动力学反应、磁场放大和磁动力学效应对激波的影响。然而，主要的新方面在于解释电荷交换和中性氢的电离，这深刻地改变了冲击波的结构，正如我们以前的工作所讨论的那样。中性粒子的这种重要动力学效应主要与所谓的中性返回通量有关，即热中性粒子从下游区域返回上游，在那里它们通过电荷交换和电离沉积能量和动量。我们还介绍了从激波区的巴耳末线发射的自洽计算，并讨论了如何使用测量的异常宽度的不同组件的巴耳末线来推断宇宙线加速效率在超新星遗迹显示巴耳末发射：宽的巴耳末线，这是由于氢原子与激波下游的热离子的电荷交换，的能量流失到宇宙射线的结果，而狭窄的巴耳末线，由于宇宙射线-诱导的前体中的电荷交换，被证明是变得更宽。除了这两个众所周知的组件，中性返回通量导致形成的第三个组件与中间宽度：这也包含在冲击正在进行的过程的信息。
2013-03-19 astro-ph.HE
Simulations of Collisionless Perpendicular Shocks in Partially Ionized Plasmas
用二维混合粒子模拟方法研究了垂直无碰撞激波在部分电离等离子体中的传播。结果表明，中性粒子从下游区泄漏到上游区，泄漏的中性粒子在上游区成为拾取离子并改变激波结构，拾取离子被优先加速，上游区和下游区的拾取离子激发等离子体不稳定性.
2013-11-24 astro-ph.HE
Collisionless shock in a partially ionized medium. II. Balmer emission
传播到部分电离介质中的强激波通常与光学巴耳末线有关。这种发射是由于受冲击气体中的热质子和电子对中性氢的碰撞激发。在之前的论文（Blasi et al. 2012）中已经计算了这种Balmer主导冲击的结构，其中中性粒子的分布函数是从适当的Boltzmann方程推导出来的，包括通过电荷交换和电离与离子和电子耦合。这个计算显示了中性粒子的存在如何通过在激波前形成“中性粒子诱导”的前兆来显著改变激波结构。在这里，我们跟进我们以前的工作，并调查由此产生的巴耳末辐射的性质，目的是使用所观察到的辐射作为诊断工具的冲击参数。我们主要关注超新星残余激波，我们发现，对于典型参数，Hα发射通常具有三分量光谱轮廓，其中：1）窄分量来源于上游冷氢原子，2）宽分量来源于已经与激波下游的激波质子进行电荷交换的氢原子，以及3）中间组分是由于与中性诱导前体中的暖质子进行了电荷交换的氢原子。中间线的宽度反映了前体中的温度，而窄线的宽度不被前体改变。此外，我们表明，这两个中间和广泛的组件的配置文件一般偏离热分布。最后，我们表明，如果有效的电子加热发生在前体区域可以产生大量的巴耳末发射。
2012-10-16 astro-ph.HE
Broad Balmer line emission and cosmic ray acceleration efficiency in supernova remnant shocks
巴耳末辐射可能是一个强有力的诊断工具，以测试宇宙线（CR）加速的范式在年轻超新星遗迹（SNR）冲击。宽巴耳末线的宽度是下游等离子体温度的直接指标。在有效粒子加速的情况下，等离子体的总动能的相当大的一部分被引导到CR中，因此下游温度降低，宽巴耳末线宽度也降低。该宽度还取决于下游离子和中性氢原子之间的热平衡水平。由于一般在年轻的SNR冲击只有少数电荷交换（CE）反应发生电离前，离子和中性之间的平衡没有达到，和中性的动力学描述是必需的，以正确计算巴耳末发射。我们提供了一种方法，用于计算巴耳末发射使用的冲击结构的自洽描述中存在的中性和CR。我们使用一个最近开发的半解析方法，中性粒子，电离等离子体，加速粒子和磁场都耦合在一起，通过质量，动量和能量通量守恒方程。中性粒子的分布是从速度空间中的完整玻尔兹曼方程得到的，通过电离和CE过程耦合到麦克斯韦离子。由于原子相互作用速率的更好近似，相对于以前的工作，计算也得到了改进。我们发现，当激波速度大于2500 km/s时，宽中性粒子的分布永远不会接近麦克斯韦分布，其矩也不同于电离分量的矩。这些差异反映到一个较小的FWHM比在以前的计算中预测，热化假设。这里提出的方法提供了一个现实的估计粒子加速效率在Balmer主导的冲击。
2013-07-31 astro-ph.HE
Plasma instabilities as a result of charge exchange in the downstream region of supernova remnant shocks
超新星遗迹（SNRs）的H-α辐射意味着星周介质中存在中性氢。一些穿过激波的中性粒子通过电荷交换过程被电离，在激波下游形成冷离子束。我们进行线性分析之间的冷束和热下游等离子体的无碰撞等离子体不稳定性。我们发现，在典型的信噪比条件下，无论是共振不稳定性或韦伯不稳定性是最不稳定的。这种机制可以将磁场放大到100微G以上，并改变激波结构。因此，除了广泛讨论的贝尔机制外，射电频谱和大磁场也可以得到解释。
2009-08-24 astro-ph.HE
Does Nature use neutral beams for interstellar plasma heating around compact objects?
中性束注入技术在托卡马克装置中用于加热磁约束等离子体。问题是，类似的机制是否可能在天体物理物体中起作用？例如，超爱丁顿星系双星SS 433拥有重子喷流，以四分之一的光速移动，观测显示在亚pc尺度上有气体冷却和重组的迹象，在更大的尺度$\sim$ 100 pc上也有同样强烈的能量沉积迹象。在这里，我们考虑中性原子传输这种能量的模型。中性原子的亚相对论束穿透星际介质，这些原子逐渐电离并将其能量沉积在一个区域上，该区域的纵向尺寸由“电离长度”确定。储存能量的通道向侧面扩展，并在横向方向上驱动冲击。一旦通道中的密度下降，由束的加热速率相应地下降，并且能量释放的区域沿着束的方向移动。我们讨论了与这种情况相关的独特功能，并推测这种配置也可能会提高冲击加速的“皮卡”质子，由于中性原子的上游和下游的冲击电离而产生。
2020-04-08 astro-ph.HE
Using optical lines to study particle acceleration at supernova remnants
几个年轻超新星遗迹（SNR）的冲击波通常与非常薄的光学细丝有关，这些细丝由来自星际介质的中性氢与受冲击的质子和电子之间的电荷交换和碰撞激发产生的巴耳末辐射主导。光学谱线是激波条件的直接探测器，特别是窄谱线和宽谱线的宽度分别反映了激波上游和下游的温度。当激波有效地加速非热粒子时，激波结构发生变化，产生异常的巴耳末线，利用这些线的形状和空间分布可以检验SNR激波加速宇宙射线的效率。在这里，我们说明了冲击加速的动力学理论中存在的中性与一些应用年轻的信噪比。我们表明，在三种情况下（RCW 86，SNR 0509-67.5和第谷）异常的巴耳末线可以解释假设的一小部分$\sim 10\%$的总冲击动能转换成不热粒子，而在一个单一的情况下，西北部的SN 1006，没有有效的加速的证据。
2014-09-03 astro-ph.HE
Diffusive Shock Acceleration in Test-Particle Regime
我们研究扩散冲击加速的测试粒子解决方案，基于简单的模型，热泄漏注入和阿尔芬漂移。临界注入率（CR）主要取决于声激波的马赫数M和激波前气体温度T_1。在热相星际介质（ISM）和团内介质中，M < 5的激波的ε_c < 10^{-3}，而M > 10的激波的ε_c ~ 10^{-4}（T_1/10^6 K）^{1/2}。例如，对于T_1=10^6 K，如果注入动量p_{inj} > 3.8 p_{th}，则测试粒子溶液是有效的。这导致冲击后CR压力小于冲击压头压力的10%。如果Alfven速度与震前流中的声速相当，如在热相ISM中，CR谱的幂律斜率可以比正则测试粒子斜率明显更软。然后，冲击波处的CR谱可以用修正的试验粒子幂律近似，在最高加速动量p_{max}（t）处具有指数截止。本文还提出了指数截止的解析形式。
2010-08-03 astro-ph.HE
The formation and evolution of reconnection-driven slow-mode shocks in a partially ionised plasma
慢模MHD激波在磁重联中的作用对于能量转换和输运是非常重要的，但在许多天体物理等离子体中，等离子体并不完全电离。在本文中，我们调查，使用数值模拟，质子-电子电荷-中性流体和中性氢流体之间的碰撞耦合的作用，在恒定的压力和密度的背景状态下发起的磁场的不连续性的一维黎曼问题。在磁流体极限下，该系统的特征在于两种波：快模式稀疏波，其驱动流向慢模式磁流体冲击。系统演化经历了初始、弱耦合、中间耦合和准稳态四个阶段。初始阶段的特征是一个超压的中性区域，该区域以爆炸波的特征膨胀。在后期阶段，系统趋向于自相似解，其中主要的漂移速度集中在冲击波阵面的薄区域。由于系统的性质，当与导致中性流体膨胀以形成激波前兆的纯流体动力学激波相比时，中性流体被激波超压。一旦激波阵面形成，它的厚度与电离分数的-1.2次方成正比，这是一个比从简单的标度参数天真地预期的指数更小的指数。一个有趣的结果是，激波阵面是一个连续的过渡的物理变量的亚音速上游的激波阵面（一个c-激波）的物理变量的急剧跳跃，然后由一个松弛的下游值的超音速上游速度（一个j-激波）。由穿过冲击波阵面的速度漂移引起的摩擦加热可以达到参考磁能的大约百分之二。
2016-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Cosmic Ray acceleration and Balmer emission from SNR 0509-67.5
内容：对超新星遗迹前向冲击周围区域的巴耳末线的观察可能会提供有关冲击动力学和冲击处粒子加速效率的宝贵信息。目的：我们计算的巴耳末线发射和形状的宽巴耳末线的参数值适合SNR 0509-67.5，作为宇宙射线加速效率和电子和质子之间的热平衡的水平的函数后面的冲击。该计算的目的是利用宽巴耳末线辐射的宽度来推断该遗迹中宇宙线的加速效率。方法：我们使用最近发展的非线性理论的扩散冲击加速中性粒子的存在。我们开发的半解析方法，包括一个描述的磁场放大，由于共振流不稳定性，加速粒子和湍流磁场的动力学反应的冲击，和中性原子和背景等离子体之间的相互作用，改变冲击动力学的所有渠道。结果如下：我们实现了定量评估的CR加速效率在SNR 0509-67.5作为一个功能的冲击速度和不同水平的电子-质子热化的冲击区。如果冲击波的速度超过4500 km/s，我们可以得出结论，粒子加速的效率必须达到百分之几十。对于较低的冲击速度，粒子加速的证据变得不太清楚，因为在下游的电子-离子平衡的不确定性。我们还讨论了窄巴耳末线的未来测量的作用。
2013-07-31 astro-ph.HE
Injection of $κ$-like Suprathermal Particles into Diffusive Shock Acceleration
我们考虑一个扩散激波加速（DSA）过程中热漏注入的唯象模型，其中激波过渡区附近的超热质子和电子被假定为具有所谓的$κ$分布，该分布是由背景热粒子与预先存在的和/或自激等离子体/MHD波或湍流相互作用产生的。$κ$分布具有幂律尾部，而不是指数截止，远高于热峰值动量。因此，有更多的潜在种子粒子的动量，以上所需的参与DSA过程。结果，与麦克斯韦分布相比，$κ$分布的喷射率对激波马赫数的依赖性要小得多。因此，在冲击波中存在类似$κ$的超热尾将缓解极低注入分数的问题，特别是对于电子，特别是在弱冲击波中，如在团内介质中发现的那些。我们认为，质子的注入分数范围$10^{-4}-10^{-3}$的$κ$ -分布与$10 < κ_p < 30$在准平行冲击，而电子的注入分数成为$10^{-6}-10^{-5}$的$κ$ -分布与$κ_e < 2$在准垂直冲击。对于这样的$κ$值，宇宙射线电子与质子的比率自然变成$K_{e/p}\sim 10^{-3}-10^{-2}$，这是解释观测到的银河系宇宙射线比率所必需的。
2014-05-03 astro-ph.HE
Cosmic Ray Acceleration and Nonthermal Radiation at Accretion Shocks in the Outer Regions of Galaxy Clusters
宇宙学模型预测，外部吸积激波形成于星系团的外部区域，这是由于超音速气体从宇宙网中的细丝和空隙中进入。它们的特征是具有高的音速马赫数和阿尔文马赫数，$M_s\sim10-10^2$和$M_A\sim10^2-10^3$，并传播到$β\equiv P_g/P_B\gtrsim10^2$的弱磁化等离子体中。虽然强烈的吸积冲击被认为是宇宙射线（CR）的有效加速器，但星系团周围的冲击加速CR的非热特征尚未得到证实，并且这种冲击的详细加速物理尚未被理解。在这项研究中，我们首先建立通过二维粒子在细胞模拟，在强高$β$冲击电子可以通过随机费米加速预激励由于离子韦伯不稳定性的冲击过渡区，可能随后注入扩散冲击加速。因此，我们建议，从传统的热漏注入导出的模型可以用于电子和离子的加速吸积冲击以及。应用这些分析模型的数值激波区确定的结构形成模拟，我们估计非热辐射，如同步辐射和逆康普顿（IC）发射由于CR电子，和$π^0$ -衰减$γ$ -射线由于CR质子，周围的模拟集群。我们的模型与注入参数，$Q\approx3.5-3.8$，预测合成同步辐射图，这似乎与最近的后发座星系团的射电观测一致。然而，从吸积激波中探测非热IC X射线和$γ$射线将是相当具有挑战性的。我们建议，建议的分析模型可能会被采纳为通用配方CR生产宇宙学冲击。
2022-12-14 astro-ph.HE
Nonlinear diffusive shock acceleration with upstream escape reproduces DAMPE observations
State Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所粒子天体物理国家重点实验室）；Key Laboratory of cosmic ray, Ministry of education, Tibet University（西藏大学教育部宇宙射线重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
该研究提出非线性扩散激波加速模型，结合宇宙射线反作用与上游逃逸机制，成功再现DAMPE观测到的质子能谱特征。
2026-02-15 astro-ph.HE
Diffusive shock acceleration with magnetic field amplification and Alfvenic drift
我们探索波粒相互作用如何影响扩散激波加速（DSA）在天体物理冲击进行随时间变化的动力学模拟，其中磁场放大（MFA），Alfvenic漂移，热泄漏注入，玻姆扩散，和自由逃逸边界的唯象模型实施。如果宇宙射线（CR）粒子的注入分数大于2 × 10 ^{-4}，对于与年轻超新星遗迹相关的激波参数，DSA足够有效，由于CR反馈而产生显著的激波前兆，并且磁场可以通过上游区域的CR流不稳定性放大到20倍。如果散射中心在放大的磁场中以阿尔芬速度漂移，CR能谱会显著变陡，加速效率降低。采用自洽MFA和Alfvenic漂移的非线性DSA预测，对于音速马赫数为20< M_s< 100的强激波，激波后CR压力大约在激波冲压压力的10%处饱和。由于放大的磁场跟随前体中的流动改性，所以粒子谱的低能量端比高能量端软化得多。因此，即使在Alfvenic漂移的帮助下，能谱中的凹曲率也不会完全消失。对于中等Alfven马赫数（M_A<10）的激波，加速CR谱可以变得像E^{-2.1}-E^{-2.3}那样陡峭，这与观测到的几个年轻超新星遗迹的CR谱和γ射线光子谱更加一致。
2012-09-24 astro-ph.HE
Effects of Pre-ionisation in Radiative Shocks I: Self-Consistent Models
在本文中，我们处理的预电离问题的冲击速度范围$10 < v_{\rm s} < 1500$ \，公里/秒的自洽方式。我们确定四个不同的类的解决方案控制的冲击前兆参数，$Ψ= {\cal Q}/v_s$，其中${\cal Q}$是上游逃逸的紫外光子的电离参数的值。这个参数决定了进入激波的气体的温度和电离程度。在速度增加时，激波解状态是冷中性前体（$v_s \lesssim 40$ \，km/s）、暖中性前体（$40 \lesssim v_s \lesssim 75$ \，km/s）、暖部分电离前体（$75 \lesssim v_s \lesssim 120$ \，km/s）和快激波，在快激波中，激波前气体处于光电离平衡，并且完全电离。磁场的主要作用是将这些速度范围推到更高的值，并限制冲击后压缩。为了便于与激波观测结果进行比较，我们提供了一些方便的参数，如激波后温度，压缩因子，冷却长度，H $β$和X射线光度的标度关系。
2017-02-24 astro-ph.HE astro-ph.IM
Particle acceleration around SNR shocks
本文综述了超新星遗迹中无碰撞激波的粒子加速理论的基本特征。我们展示了如何非线性效应引起的反反应的加速粒子上的冲击动力学是至关重要的，以支持hipotesys的SNRs是银河系宇宙射线的工厂。讨论了扩散激波加速机制建模的最新进展，重点讨论了磁场放大的作用和星周环境中中性粒子的存在。将特别关注信噪比的多波长光谱的非线性效应的观测结果，重点是X射线和伽马射线发射。最后，我们还讨论了如何巴耳末线，从几个年轻的SNR检测，可以用来估计冲击动力学性质和CR加速的效率。
2012-09-26 astro-ph.HE
Monte Carlo Simulations of Nonlinear Particle Acceleration in Parallel Trans-relativistic Shocks
我们提出了一个粒子加速的平行无碰撞激波的蒙特卡罗模拟的结果。我们的模拟，它包含参数化的散射和一个特定的热泄漏注入模型，计算加速粒子之间的反馈的冲击，影响冲击前兆和“平滑”的冲击，和热粒子注入。我们发现，有一个过渡之间的非相对论冲击，其中的加速效率可以非常高，非线性压缩比可以大大大于朗肯-雨果尼奥值，和完全相对论冲击，其中扩散冲击加速效率较低，压缩比保持在朗肯-雨果尼奥值。这种转变发生在反相对论区域，对于我们使用的特定参数，发生在激波洛伦兹因子= 1.5附近。我们还发现，非线性冲击平滑大大降低了加速效率假定发生在超相对论冲击的大角度散射。我们能够无缝地处理从超相对论性到反相对论性到非相对论性冲击的转变，这对于演化相对论性系统（如伽马射线暴和Ibc型超新星）可能很重要。我们预计，冲击加速谱的实质性演变，在这个过渡期间，从软早期硬得多时，冲击波冲击成为非相对论。
2013-08-23 astro-ph.HE physics.space-ph
Blasts and shocks in the disc of NGC 4258
我们提出了积分场光谱观测的中心区域的活动星系NGC 4258获得的光纤IFU系统INTEGRAL。我们已经能够检测到冷中性气体的星际NaD的双重吸收的手段，并跟踪其分布和运动学相对于底层盘。中性气体蓝移，预计速度在120- 370 km/s范围内。我们还发现了特殊的运动学在该地区的电离气体的一部分，通过仔细的运动学分解。较宽分量的双极空间分布与X射线漫发射的形态大致一致。这种气体的运动学可以解释为在高达300 km/s的非常高（预计）速度下的膨胀。观测还揭示了存在一条中性气体，平行于主要的运动轴，这是几乎重合的区域非常高的[SII]/H $α$比跟踪冲击气体。我们的观测结果与\cite{wilsonetal01}提出的喷流模型一致，在该模型中，源自核喷流的茧正在冲击星系盘中的气体。或者，我们的观察结果也与\cite{Sofue80}和\cite{SofueandVogler01}的双极超壳模型一致。总的来说，我们更倾向于后一种模型，因为它最有可能解释这个奇特物体令人困惑的特征。
2010-03-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Measurement of the effect of Non Ionising Energy Losses on the leakage current of Silicon Drift Detector prototypes for the LOFT satellite
硅漂移探测器是大型X射线定时观测卫星任务（LOFT）上仪器的基础，该任务在欧洲航天局的“宇宙愿景2015 - 2025”长期科学计划中进行了为期三年的评估阶段。硅探测器对带电粒子和中性粒子的非电离能量损失产生的位移损伤特别敏感，导致器件漏电流增加，从而恶化光谱分辨率。在LOFT评估阶段，我们用质子束在Paul Scherrer研究所加速器的质子辐照设施辐照两个硅漂移探测器，并测量了漏电流的增加。在本文中，我们报告的结果，辐射损伤的LOFT科学性能的影响进行了讨论。
2014-06-24 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.ins-det
Turbulence-Driven Corrugation of Collisionless Fast-Magnetosonic Shocks
University of Turku（图尔库大学）；University of California, San Diego（加州大学圣地亚哥分校）；Eureka Scientific, Inc.（尤里卡科学公司）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；University of Helsinki（赫尔辛基大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）
本研究提出了一种线性磁流体动力学模型，探讨湍流如何驱动非碰撞快磁声激波表面凹凸，分析了激波几何、压缩和等离子体参数对凹凸特性的影响，并讨论了其在日冕和超新星残骸激波辐射中的意义。
2026-01-06 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Can we trust MHD jump conditions for collisionless shocks?
当应用于计算激波的密度跃变时，标准磁流体动力学（MHD）形式主义假设：1）所有上游物质连同其携带的动量和能量一起向下游传递，以及2）压力是各向同性的。在无碰撞的激波中，激波加速的粒子绕着前缘来回运动可以使第一个假设失效。此外，外部磁场可以维持稳定的压力各向异性，使第二个假设无效。因此，不清楚无碰撞激波的密度跳跃是否满足MHD跳跃。在这里，我们试图澄清这个问题。对68篇关于无碰撞冲击的Particle-In-Cell模拟的文献进行了综述。我们分析了触发偏离MHD密度跳跃的因素，并量化了它们对$Δ_{RH}$的影响，即偏离Rankine-Hugoniot跳跃的相对偏离。对于小偏差，我们提出了$Δ_{RH} = + \mathcal{O}(10^{-1-3.7κ})t^κ- σ\mathcal{O}(1)$，其中$t$是模拟的时间尺度，$σ$是磁化参数，$κ$是阶数单位的常数。第一项源于能量泄漏到加速粒子中。第二项源于由场触发的下游各向异性（假设上游各向同性）。这个关系允许评估在何种程度上无碰撞冲击满足RH密度跳跃。在强场极限和平行激波情况下，由场引起的偏离在一个有限的负值处饱和。对于垂直激波，在小的和高的$σ$时，偏离趋于零，因此我们在这里找到一个偏离窗口。必须根据完整的3D模拟检查所获得的结果。
2020-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
