Ultra high energy cosmic rays: subluminal and superluminal shocks
用扩散激波加速解释超新星遗迹、活动星系核喷流、伽马射线暴和各种大尺度宇宙结构中的非热粒子加速。在特定的天体物理情况下，通过这种机制获得最高观测粒子能量的重要性是一个反复出现的主题。本文讨论了相对论激波中的激波加速问题，主要集中于对质子加速效率的数值研究，着重讨论了散射模型、体洛伦兹因子和磁场与激波流之间的夹角对加速效率的影响。我们在研究不同激波助推因子的基础上发展了一个扩散宇宙线模型，结果表明活动星系核的能谱与目前观测到的5.7 × 10^10 GeV以上的超高能宇宙射线的符合程度要比伽玛暴好得多，这表明活动星系核是解释超高能宇宙射线辐射通量的主要候选者。最近的费米观测GRB 090816 c表明非常平坦的光谱，这是我们的模型预测和支持的证据，伽玛射线暴粒子谱可以是平坦的，当冲击洛伦兹因子的顺序~1000。
2009-05-27 astro-ph.HE
Could Cosmic Rays Affect Instabilities in the Transition Layer of Nonrelativistic Collisionless Shocks?
在天体物理学冲击和延伸到高能的非热粒子分布之间存在着观测相关性。作为第一步调查这些粒子在微观层面上的冲击可能的反馈，我们进行粒子在细胞（PIC）模拟的一个简化的环境组成的均匀的，相互渗透的等离子体，有和没有一个额外的人口的宇宙射线。我们改变逆流等离子体的相对密度、均匀平行磁场的强度以及宇宙射线中的能量密度。我们比较了早期发展的不稳定的光谱选择配置没有宇宙射线的增长率从线性理论预测，保证系统是很好地代表了PIC技术。在探索的参数空间内，我们没有检测到任何宇宙射线引起的影响的微观不稳定性，管理形成的冲击明确的签名。我们证明，过于粗糙的高能粒子分布可以人为地改变统计噪声，产生扰动种子的不稳定性，这种影响可以通过增加计算粒子的密度来减轻。
2012-01-28 astro-ph.HE
Structure of Cosmic Ray-modified Perpendicular Shocks
宇宙射线在垂直冲击波前的动力学扩散导致电荷非中性，这主要但不完全地被体等离子体通过极化漂移电流屏蔽。流体动力学剪切不稳定性以及极化电流的修正布尼曼不稳定性产生费米型加速所需的湍流。因此，类似于平行激波的情况，在垂直激波中，扩散的宇宙射线产生不稳定的等离子体电流，这些电流反过来激发湍流。这使得冲击波-宇宙射线系统的自洽演化成为可能。在修正的布尼曼不稳定性的动力学机制中，电子可能在宇宙线前体中被加热。
2009-12-09 astro-ph.HE
Ultra-high Energy Cosmic Rays and Neutrinos from Gamma-Ray Bursts, Hypernovae and Galactic Shocks
我回顾伽马射线暴模型（GRB）和观测，并讨论了可能产生的超高能宇宙射线和中微子的标准内部冲击模型和新一代的光球和强子GRB模型，在目前的限制IceCube，俄歇和TA观测。然后，我讨论的模型，已被提出来解释最近的天体物理学PeV中微子观测，包括恒星形成和星爆星系，超新星和星系吸积和合并冲击。
2014-07-21 astro-ph.HE
Collisionless shocks in partly ionized plasma with cosmic rays: microphysics of non-thermal components
本文讨论了部分电离等离子体中非热成分存在下的天体物理无碰撞激波的一些观测问题和理论模型。快速强无碰撞激波的一个特殊特征是它们能够加速高能粒子，这些高能粒子可以改变激波上游流并形成激波前兆。我们讨论了高能粒子加速和相关的磁场放大和衰减的扩展冲击前兆的冲击线和连续多波长发射光谱的影响。这两个巴尔默型和辐射天体物理冲击的超新星遗迹与部分中性云的相互作用进行了讨论。在审查中描述的定量模型预测了一些可观察到的线状发射功能，可用于揭示的物理状态的物质在冲击前兆和非热过程的冲击的字符。最新进展的伽玛射线观测超新星遗迹的分子云的影响突出。
2013-04-03 astro-ph.HE
NuSTAR Detection of X-rays Concurrent with Gamma Rays in the Nova V5855 Sgr
我们报告的第一次检测到硬（>10千电子伏）X射线发射的同时，伽马射线的新星爆发。在爆发的第12天，NuSTAR卫星对新星V5855 Sgr进行了观测，发现了微弱的、高度吸收的热X射线。朝向X射线发射区的极端等效氢柱密度（~3 x 10 $^{24}$ cm $^{-2}$）表明，产生X射线的激波深深地嵌入新星喷出物中。X射线光谱的斜率有利于大部分发射的热起源，并且在冲击区域中的温度的约束表明冲击速度与从光谱学推断的喷出物速度兼容。虽然我们没有声称检测到非热X射线，但数据不允许我们排除在20 keV以上能量处占主导地位的额外的较暗分量，我们获得了上限。热X射线的推断光度太低，与伽马射线的光度不一致，如果两者都是由相同的冲击下，关于非热粒子加速的效率和冲击气体的温度分布的标准假设供电。
2018-12-31 astro-ph.HE
Optical to X-rays supernovae light curves following shock breakout through a thick wind
最近的超新星（SNe）观测激发了新的兴趣，SN冲击爆发的恒星周围的厚风。在这样的事件中，与风的相互作用为观测到的光度提供了动力，预测包括可观测到的硬X射线。一天或更长时间尺度的风爆发目前最有可能被探测到。在这里，我们研究这些事件之后的信号。我们从辐射介导冲击的爆发开始，发现由于可能偏离热平衡，爆发温度可以从一个事件到另一个事件显著变化（$10^4 - 5 \times 10^6$ K）。一般而言，爆发脉冲持续时间较长的事件$t_{bo}$较软。我们通过辐射介导的激波爆发后形成的无碰撞激波的演化来跟踪观察到的辐射。我们限制的碰撞冲击演化的情况下，突破本身是在热平衡，峰值在光学/紫外线的研究。在这些情况下，断裂后发射包含两种光谱成分-软（光学/UV）和硬（X射线和可能的软$γ$射线）。就在爆发脉冲之后，X射线被强烈抑制，它们只携带总亮度的一小部分。硬组分变得更硬，随后其光度迅速上升，在$\sim 10-50 \,t_{bo}$中占据主导地位。峰值光学/UV与峰值X射线光度的比率主要取决于爆发时间。就X射线和软伽马射线探测的前景而言，最好在爆炸后100-500天进行观察，爆发时间在一周到一个月之间。
2012-10-30 astro-ph.HE
A filamentation instability for streaming cosmic-rays
我们证明了宇宙射线由于自身产生的磁场而在超新星遗迹激波的前兆中形成了类似的结构。宇宙线的折射导致长波长不稳定性的增长，自然地将小尺度上的快速非线性放大耦合到更大的长度尺度上。混合磁流体动力学-粒子模拟进行确认的效果。由此产生的大尺度磁场可能会促进高能宇宙射线的散射，这是在超新星遗迹冲击波中加速宇宙射线谱中超过膝盖的质子所必需的。在激波上游很远的地方形成的丝状体也可能有助于宇宙射线从加速器中逃逸。
2011-09-26 astro-ph.HE
Cosmic Ray Acceleration by Relativistic Shocks: Limits and Estimates
我们研究的能量限制，宇宙射线可以加速相对论冲击，表明轻离子的加速高达100 EeV是不可能的。我们估计的含义是，如果超高能宇宙射线被冲击加速，那么这些冲击可能不是相对论性的。
2017-09-22 astro-ph.HE
Acceleration of Cosmic Rays in Supernova Shocks: elemental selectivity of the injection mechanism
对银河系宇宙射线的精确测量揭示了质子和氦离子的刚性光谱指数之间的显着差异。这一发现与普遍接受的理论预测形成了鲜明的对比，该理论预测认为超新星遗迹（SNR）冲击加速质子和氦离子具有相同的刚性。大多数早期的解释“悖论”呼吁SNR的环境因素，如不均匀的$p$ /He混合的冲击上游介质，可变的电离状态的He，或多SNR的观测光谱的起源。然而，最新的观察结果与其中大多数人的观点相矛盾。在本文中，我们通过自洽混合模拟表明，这种特殊的条件是不重要的宇宙线刚性谱的解释。特别是，我们的模拟证明，SNR冲击可以修改加速宇宙射线的化学成分，优先提取它们从均匀的背景等离子体没有额外的，很大程度上是不可检验的假设。我们的研究结果证实了早期的理论预测，如何注入效率取决于冲击马赫数$M.$它的增加与电荷质量比饱和的水平，增长与$M.$我们卷积的质子和氦离子的时间依赖性的注入率，从模拟中获得的，在SNR的有效寿命减少冲击强度。$p$ /He比值的综合SNR刚性谱与AMS-02和PAMELA数据比较良好。
2019-01-17 astro-ph.HE
Acceleration of cosmic rays by double shock waves in galaxy clusters: application to radio relics
上下文星系团中的射电遗迹是验证经典扩散激波加速度（DSA）模型适用性的良好实验室。这种验证的必要性源于与X射线观测相比，射电观测产生的冲击特性不一致。目标。在这篇文章中，我们的目标是探索如何在附近的遗迹的第二次冲击的存在修改加速电子的光谱和破译所涉及的参数可以有一个显着的影响，它们的形状。方法.我们解析地研究了宇宙射线在两个定常激波中的DSA，目的是研究分布函数的变化。后者最终导致光谱斜率偏差，在不同的观测和模拟中可见，这似乎不能用宇宙射线与单个冲击波相互作用的情况来解释。结果我们得到一个复杂的分布函数$f(x,p)$取决于许多参数（两个冲击之间的距离，压缩比，空间扩散系数，注入值，等等）。该函数揭示了由于两个冲击中的耦合加速度而发生的修改。显然，粒子谱与纯幂律的偏差取决于几个参数，如$Q_{1}/Q_{2} $、$κ_{1}/κ_{2} $、$r_{1}/r_{2} $和$L$。虽然我们没有验证这个想法，以一个特定的集群作为一个例子，我们展示了一个潜在的原因，频谱干扰的射电遗迹。一般来说，我们的研究结果似乎与文献中的结果，当冲击之间的距离是无线电遗物和$κ_{1}/κ_{2} \propto 3$的宽度的顺序。
2021-02-26 astro-ph.HE
The spectrum of Cosmic Rays escaping from relativistic shocks
我们推导出了在减速相对论激波中加速并在激波之前逃逸的宇宙射线（CR）的时间积分谱的表达式。假设在任何给定时间，CR具有幂律形式，携带恒定比例的冲击等离子体的能量E_tot，并以可达到的最大能量连续逃逸。逃逸粒子的谱对瞬时谱指数高度敏感，这是因为最小能量E_min ~ Γ^2 m_pc^2（其中Γ是激波洛伦兹因子）随时间变化。特别是，逃逸谱可能比正则N（E）\propto E^-2谱要硬得多。对于膨胀到密度为n的等离子体中的激波，在跃迁到非相对论速度时可获得的最大能量处，预计会出现谱裂，E ~ 10 ^19（ε_B/0.1）（n/1 cm^-3）^（1/6）（E_tot/10 ^51 erg）^（1/3）eV，其中ε_B是磁场携带的能通量的分数。如果超高能量的CR是在恒星质量天体爆炸产生的相对论性冲击波减速过程中产生的，那么它们的产生谱可能与正则N（E）\propto E^-2不同。
2010-09-22 astro-ph.HE
Non-linear Diffusive Shock Acceleration of Cosmic Rays -- Quasi-thermal and Non-thermal Particle Distributions
该研究利用半解析Blasi非线性DSA模型，从κ型准热分布出发计算质子与电子的非热能谱，并改进子激波跃变、电子加热、磁场不稳定性及逃逸与损失修正。
2023-09-15 astro-ph.HE
Exploring the role of accretion shocks in galaxy clusters as sources of ultrahigh-energy cosmic rays
Instituto de Tecnologías en Detección y Astropartículas (ITeDA, CNEA-CONICET-UNSAM)（探测与天体粒子技术研究所）；Centro Atómico Constituyentes（孔斯蒂图延特斯原子中心）；Instituto de Astronomía y Física del Espacio (IAFE, CONICET-UBA)（天体物理学与空间物理研究所）
研究银河团吸积激波作为极高能宇宙射线源的可能性，通过拟合观测数据确定模型参数，探讨其在解释宇宙射线通量中的作用。
2026-01-26 astro-ph.HE
The Propagation of Cosmic Rays from the Galactic Wind Termination Shock: Back to the Galaxy?
尽管存在着几种关于宇宙射线起源于光谱“膝盖”和“脚踝”之间区域的理论，但这个问题仍然没有解决。各种观测表明，从银河系到河外源的过渡发生在这个能量范围内。在这项工作中，我们研究是否最终形成一个终止冲击银河系以外的银河系风可以作为一个可能的来源，在感兴趣的区域所观察到的流量。Bustard等人（2017）先前的工作估计，粒子可以被加速到“膝盖”以上的能量，高达$R_\mathrm{max} = 10^{16}$ eV，参数来自银河系风模型（Everett等人2017）。剩下的问题是加速的宇宙射线是否能传播回银河系。为了回答这个关键问题，我们模拟的宇宙射线的传播使用低能量扩展的CRPropa框架，通过随机微分方程的输运方程的解决方案的基础上。该设置包括所有相关过程，包括三维各向异性空间扩散，平流和相应的绝热冷却。我们发现，假设现实的冲击演化参数，一个可能的银河系终止冲击可以显着贡献的能量预算在“膝盖”区域及以上。我们估计由此产生的中微子通量，并发现它们低于IceCube的测量值和KM3NeT的限制。
2018-04-23 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
On the acceleration of cosmic rays at the post-adiabatic shocks of supernova remnants
INAF - Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；Institute for Applied Problems in Mechanics and Mathematics, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院应用力学与数学问题研究所）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Institute of Physics and Astronomy, University of Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）
研究超新星残骸在非绝热激波阶段加速宇宙射线的机制及观测证据
2026-03-22 astro-ph.HE
Kinetic simulations of turbulent magnetic-field growth by streaming cosmic rays
宇宙射线的有效加速（通过扩散激波加速的机制）需要激波上游区域的湍流、放大的磁场。我们提出的多维粒子细胞模拟的结果，旨在观察磁场放大，预计将产生的宇宙射线电流的冲击，上游的星际介质的属性的影响。我们发现，放大场的初始结构和峰值强度对参数的选择有些敏感，但场的增长在所有情况下都以类似的方式饱和：对宇宙射线的反作用导致其静止坐标系分布的改变以及动量向星际介质的净转移，大大削弱了它们的相对漂移，同时也意味着一个修改后的冲击的发展。上游介质变得湍流，密度和速度有明显的空间波动，特别是后者导致适度的上游加热;这种波动也将对激波结构产生强烈的影响。
2009-09-28 astro-ph.HE
A Hierarchical Shock Model of Ultra-High-Energy Cosmic Rays
Stanford University（斯坦福大学）；Kavli Institute for Particle Astrophysics and Cosmology, Stanford University（斯坦福大学卡弗里粒子天体物理与宇宙学研究所）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Astrophysical Big Bang Laboratory, RIKEN（理化学研究所大爆炸天体物理实验室）；University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）
该研究提出分层冲击模型解释超高能宇宙射线谱，通过模拟冲击产生的能量分布，揭示其与观测结果的一致性，并探讨磁场增强机制及对无线电背景的影响。
2026-02-07 astro-ph.HE
Magnetic Amplification by Magnetized Cosmic Rays in SNR Shocks
超新星遗迹（SNR）激波中同步加速器边缘的X射线观测显示了强磁场放大的证据（上游和下游介质之间的因子约为100）。这种放大可能是由于由激波加速的宇宙射线（CR）驱动的等离子体不稳定性。一个候选者是宇宙射线电流驱动（CRCD）不稳定性（Bell 2004），由大拉莫尔半径CR的电流平行于上游磁场传播引起。粒子模拟（PIC）表明，在银河系信噪比中，放大场对CR的反作用将限制这种不稳定性的放大因子小于10。在本文中，我们研究的可能性进一步放大驱动附近的冲击“磁化”的CR，其拉莫尔半径小于长度尺度的字段，以前被放大的CRCD不稳定性。我们发现，额外的放大可以发生由于一个新的不稳定性，驱动的CR电流垂直的领域，我们称之为“垂直电流驱动的不稳定性”（PCDI）。我们推导出这种不稳定性的增长率，并使用PIC模拟，研究其非线性演化和饱和。我们发现，PCDI增加了现场的放大（放大因子高达~45，不包括冲击压缩），并讨论其观测签名。我们的研究结果加强了CR驱动SNR冲击中观察到的磁场放大的重要部分的想法。
2009-12-26 astro-ph.HE
Diffuse Galactic Gamma Rays from Shock-Accelerated Cosmic Rays
激波加速粒子通量\propto p^-s，其中p是粒子动量，这是从简单的理论考虑得出的，即在非相对论性激波下宇宙射线加速，然后依赖于刚性逃逸到星系晕中。当考虑核生产模型的不确定性时，s ~ 2.8的冲击加速宇宙射线质子通量提供了对高纬度和分子云气体的费米-LAT伽马射线发射谱的充分拟合。Neronov，Semikoz，& Taylor（PRL，108，051105，2012）在拟合高纬度分子云的伽马射线谱时声称宇宙射线质子谱的断裂是使用由动能的幂律描述的宇宙射线质子通量的结果。
2012-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Hierarchical Framework for explaining the Cosmic Ray Spectrum using Diffusive Shock Acceleration
本文提出一个分层扩散激波加速框架，用超新星遗迹、银河风终止激波和星系际吸积激波逐级加速解释从GeV到百EeV的整个宇宙线能谱，并给出关于成分和观测效应的预言。
2023-09-17 astro-ph.HE
Two-Step Acceleration Model of Cosmic Rays at Middle-Aged SNR
最近对中年超新星遗迹的伽马射线观测揭示了一个神秘的破幂律谱。利用三维磁流体动力学模拟，我们表明，超新星爆炸波和星际云之间的相互作用形成的热不稳定性产生多个反射冲击。反射激波的典型马赫数为M ~ 2，这取决于云与云之间的密度差。这些次级冲击波可以进一步激发最初在爆炸波冲击波中加速的宇宙射线粒子。这种“两步”加速方案再现了观测到的伽马射线谱，并预测了高能谱指数约为3至4。
2010-10-04 astro-ph.HE
Gamma rays from a reverse shock with turbulent magnetic fields in GRB 180720B
研究通过GRB 180720B早期光学与GeV辐射及偏振转变，证明其来自低磁化抛射物中具有湍流磁场的反向激波同步与逆康普顿辐射。
2023-10-06 astro-ph.HE
Detectability of 100 TeV Gamma Rays from PeV Cosmic Rays Accelerated in the Early Phase of a Supernova Shock Wave
Nagoya University（名古屋大学）；Konan University（神户学院大学）；Université Montpellier, CNRS/IN2P3（蒙彼利埃大学，法国国家科学研究中心/欧洲核子研究组织）
本文通过计算II-P型超新星早期激波穿越致密星周物质时产生的100 TeV伽马射线通量，评估了CTA望远镜探测PeV宇宙射线加速的可行性，发现对邻近超新星进行50小时观测可探测至约4 Mpc距离。
2026-09-17 astro-ph.HE
Radio emission and nonlinear diffusive shock acceleration of cosmic rays in the supernova SN 1993J
超新星SN 1993 J在无线电波段的广泛观测使其成为研究超新星激波中粒子加速的独特目标。为了描述无线电同步辐射，我们使用一个模型，耦合半解析描述的非线性扩散冲击加速与自相似的解决方案的流体动力学的超新星膨胀。同步辐射是由相对论电子在激波后等离子体中传播产生的，由包含同步辐射自吸收过程的辐射转移计算得到。应用该模型解释了高分辨率VLBI成像观测的射电辐射形态和6个频率的总通量密度随时间的演化。光变曲线和无线电发射的形态都表明，爆炸后不久，爆炸波区域的磁场被强烈放大，这可能是通过在冲击波前兆中操作的宇宙射线流不稳定性的非共振机制。湍流磁场在激波后没有衰减，而是被下游区域的等离子体流携带。宇宙射线质子是由爆炸波的扩散冲击加速有效地产生的。我们发现，在爆炸后的第一个~8.5年，约19%的总能量处理的前向冲击波被转换为宇宙射线能量。然而，激波仍然受到宇宙射线压力的微弱影响。高磁场放大意味着质子被迅速加速到远高于1 PeV的能量。从这颗超新星获得的结果支持了这样一种假设，即大质量恒星爆炸成它们以前的恒星风是高能银河宇宙射线的主要来源。
2009-03-17 astro-ph.HE
Polarized Balmer Line Emission from Supernova Remnant Shock Waves Efficiently Accelerating Cosmic Rays
本文研究了超新星遗迹激波的线偏振巴耳末线辐射，并考虑了由于产生非热粒子而引起的激波能量损失。极化程度取决于下游温度和上下游区域之间的速度差。一旦观察到H $α$发射的宽分量的线宽，则导出前者。然后，偏振度的观察告诉我们后者。同时，速度差的估计值独立地预测绝热下游温度，该温度是从绝热激波的Rankine-Hugoniot关系导出的。如果实际观察到的下游温度低于绝热温度，则存在丢失的热能，该热能被消耗用于粒子加速。结果表明，较大的能量损失率导致更高的极化H $α$发射。此外，我们还发现H $β$与H $α$的偏振强度比也依赖于能量损失率，而与电子温度、莱曼线俘获效应和视线等不确定量无关.
2017-09-14 astro-ph.HE
Neutrino Constrains to the Diffuse Gamma-Ray Emission from Accretion Shocks
气体在大尺度结构形成过程中的积聚被认为会引起能够加速宇宙射线的冲击。这一过程导致了各向同性的河外伽马射线辐射，从而构成了费米-LAT观测到的河外伽马射线背景。不幸的是，这种发射一直难以约束，因此对任何提取潜在暗物质信号的尝试都呈现出不确定的前景。最近，冰立方探测到高能各向同性中微子流，可能来自河外。一般来说，中微子可以与伽马射线联系起来，因为宇宙射线相互作用产生中性和带电的π介子，其中中性π介子衰变为伽马射线，而带电π介子衰变为中微子。通过假设各向同性高能冰立方中微子完全由宇宙射线在结构形成过程中的吸积激波中加速产生，我们得到了对大尺度结构形成（强）激波γ射线发射的最强约束，发现它们最多能使河外γ射线本底的~20%，对应于谱指数为2的中微子通量，或对于光谱指数2.46约为10%。由于宇宙射线在吸积激波中被加速的典型物体是星系团，因此观测到的高能中微子通量可以用来确定主要星系团类型的γ射线发射和限制加速效率，从而探测大尺度结构形成的过程。
2015-06-29 astro-ph.HE
Acceleration of cosmic rays at supernova remnant shocks: constraints from gamma-ray observations
在过去的几年里，伽马射线天文学进入了一个黄金时代。在TeV能量下，十年前只有少数几个来源是已知的，但目前这一代的地基成像大气切伦科夫望远镜已经将这个数字增加到一百多个。在GeV能量下，费米伽马射线太空望远镜在其运行的头两年中将已知源的数量增加了近一个数量级。最近对壳型超新星遗迹的伽马射线发射的探测和前所未有的形态学研究引起了极大的兴趣，因为这些分析与宇宙射线起源的长期问题直接相关。然而，这些探测仍然没有构成超新星遗迹加速银河系宇宙射线的决定性证据，主要是由于难以解开强子和轻子对观测到的伽马射线辐射的贡献。在这次演讲中，我将回顾伽马射线天文学中有关超新星遗迹的最相关的宇宙射线相关结果。
2011-11-14 astro-ph.HE
The Multi-Dimensional Structure of Radiative Shocks: Suppressed Thermal X-rays and Relativistic Ion Acceleration
辐射冲击，气体冷却速度比动力学时间快，在许多天体物理瞬变中起着关键作用，包括经典新星和年轻超新星与星周物质的相互作用。高马赫数$\mathcal{M} \gg 1$辐射激波后面的致密层易受薄壳不稳定性的影响，产生"波纹"激波界面。本文采用二维和三维流体动力学模拟方法研究了光学薄辐射激波的热辐射和非热相对论离子的加速。我们采用了移动网格代码和专门的数值技术，以消除人工热传导网格单元。在X射线温度$kT_{\rm sh} \approx (3/16)μm_p v_{\rm sh}^{2}$下，由一维分析得到的激波亮度$L_{\rm tot}$的辐射分数被$\mathcal{M} \approx 4-36$的因子$L(>T_{\rm sh}/3)/L_{\rm tot} \approx 4.5/\mathcal{M}^{4/3}$抑制。这种抑制的部分原因是热激波气体将弱激波驱入低压冷细丝，后者消耗热能的速度比辐射的速度快。结合粒子在细胞的模拟结果扩散冲击加速与整个冲击的倾角分布（相对于上游磁场在冲击平面$-$预期的几何形状的瞬态流出），我们预测的效率和能谱的离子加速。虽然可以忽略不计的加速度预测绝热冲击波，波纹冲击波阵面使局部地区，以满足有效加速所需的准平行磁场的几何形状，导致$\mathcal{M} \approx 12-36$的平均加速效率为$ε_{\rm nth} \sim 0.0…
2018-06-08 astro-ph.HE
Cosmic Ray Acceleration and Nonthermal Radiation at Accretion Shocks in the Outer Regions of Galaxy Clusters
宇宙学模型预测，外部吸积激波形成于星系团的外部区域，这是由于超音速气体从宇宙网中的细丝和空隙中进入。它们的特征是具有高的音速马赫数和阿尔文马赫数，$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
Surveying the X-ray Behavior of Novae as They Emit $γ$-rays
自2010年以来，$Fermi$-LAT探测银河系新星的GeV $γ$射线发射已成为常规，通常与新星喷出物内部的冲击有关。预计这些冲击也会将等离子体加热为PDMATHAMO K，导致可检测到的X射线发射。在本文中，我们调查了尼尔·盖尔斯$Swift$天文台观测到的13颗$γ$射线发射新星，寻找与$γ$射线探测同时发生的1 - 10 keV X射线发射。我们还分析了新星V407 Lup（2016）和V357 Mus（2018）的$γ$射线观测。我们发现，大多数新星最终确实显示出热冲击等离子体的X射线证据，但直到$γ$-射线已经褪色到可探测的程度。我们认为X射线发射的延迟上升是由于大的吸收柱和/或波纹激波阵面对X射线的抑制。在我们的样品中，唯一一个同时进行X射线/$γ$射线检测的新星也是唯一一个嵌入的新星（V407 Cyg）。这个例外支持这样一种情况：具有巨大伴星的新星与外部环联星物质产生冲击，并且其特征是密度较低的环境，而具有矮伴星的新星则在致密喷出物内部发生冲击。
2020-10-29 astro-ph.HE
Role of ejecta clumping and back-reaction of accelerated cosmic rays in the evolution of supernova remnants
年轻超新星遗迹（SNR）激波后区域的热结构受到两种主要物理效应的严重影响，即加速宇宙射线（CR）的反反应和在喷出物与激波后的星际介质（ISM）接触不连续处产生的瑞利-泰勒（RT）不稳定性。在这里，我们调查的作用，通过详细的三维MHD建模的物理机制在SNR的演变。我们的模型描述了通过磁化ISM的残留物的膨胀，包括一贯的初始喷出物结块和冲击动力学的影响，由于反反应的加速CR。我们讨论的作用，最初的喷出物块状发展强烈的不稳定性，在接触不连续性，可能会延伸到上游的主震和超越。
2011-09-01 astro-ph.HE
Hadronic Re-Acceleration at the Crab Pulsar Wind Termination Shock as a Source of PeV Gamma-Rays
针对蟹状星云PeV伽马射线起源不明的问题，提出强子从超新星抛射物扩散入脉冲星风云并由终止激波再加速的机制，通过粒子输运模拟验证其可行性。
2023-10-11 astro-ph.HE
Joining radio with X-rays: A revised model for SN 1993J
对SN 1993 J的射电和X射线观测资料进行了联合分析。有人认为，无论是同步辐射冷却背后的前冲击波，也没有热冷却背后的反向冲击波是由观测支持。为了使绝热模型是一致的，在最初的几百天内，需要重新解释空间分辨VLBI源的半径。它不是反映前向激波的位置，而是与从接触不连续性产生的瑞利-泰勒不稳定区的扩展相联系。虽然观测结果表明磁场和相对论性电子的能量密度之间有一个恒定的比例，但它们似乎并不与前向激波后面的热能密度单独成比例;相反，在绝热模型中，磁场强度的演化最好理解为与超新星半径成反比。
2015-09-15 astro-ph.HE
GeV-TeV cosmic-ray spectral anomaly as due to re-acceleration by weak shocks in the Galaxy
最近的宇宙射线测量发现宇宙射线能谱在GeV-TeV能量处存在异常。虽然异常的起源还不清楚，但建议的解释包括宇宙射线源光谱的影响，传播效应和附近源的影响。本文认为，这种光谱异常可能是银河系中弱激波对宇宙射线的再加速效应。宇宙射线在被强烈的超新星残余激波加速后，在银河系中进行扩散传播。在传播过程中，宇宙射线可能会再次遇到膨胀的超新星遗迹冲击波，并被重新加速。由于老超新星遗迹的体积较大，遇到老超新星遗迹的可能性预计会比年轻的超新星遗迹大，预计再加速主要是由于较弱的冲击。由于较弱的冲击产生较软的粒子谱，因此产生的再加速分量将具有比强冲击产生的初始宇宙射线源谱更陡的谱。对于一组合理的模型参数，它示出，这种再加速组件可以占主导地位的GeV的能量区域，而非再加速组件占主导地位，在更高的能量，解释所观察到的GeV-TeV的光谱异常。
2014-04-14 astro-ph.HE
Supernova origin of cosmic rays from a gamma-ray signal in the Constellation III region of the Large Magellanic Cloud
宇宙射线可以通过超新星提供的冲击加速产生。超新星假说意味着每颗超新星平均注入约1 e50尔格的宇宙射线，而冲击波加速模型预测的幂律宇宙射线谱斜率接近2。这些预测的验证需要测量超新星群注入宇宙射线的光谱和功率。在这里，我们获得这样的测量的基础上的γ射线观测的大麦云星座III区域。我们表明，来自这个年轻恒星形成区的伽马射线发射源自大约2000颗超新星注入的宇宙射线，而不是来自超新星活动之前的大质量星风驱动的超级气泡。宇宙线注入功率为（1.1-0.2+0.5）× 1 e ~（50）尔格/超新星（估计星际介质密度为0.3/cm ~ 3）。谱是斜率为2.09-0.07+0.06的幂律。这与超新星冲击时粒子加速的模型相一致，并为宇宙射线的超新星起源提供了直接的证据。
2017-11-07 astro-ph.HE
Origin and Impacts of the First Cosmic Rays
非热现象在宇宙中普遍存在，宇宙射线在不同的环境中扮演着不同的角色。宇宙大爆炸以来，CR是在何时、何地以及如何首次产生的？我们认为，爆炸波从第一宇宙爆炸在z~20导致韦伯介导的非相对论冲击和CR可以产生的扩散冲击加速机制。我们表明，质子加速至少达到亚GeV的能量，和超新星喷出物的快速组件可能会允许CR实现几个GeV的能量。我们还讨论了第一个CR的其他可能的加速器，包括由于宇宙学结构形成的吸积冲击。这些CRs在早期宇宙中扮演着各种各样的角色，如电离和加热气体，产生磁场，反馈星系形成。
2019-08-20 astro-ph.HE
Electron Heating, Magnetic Field Amplification, and Cosmic Ray Precursor Length at Supernova Remnant Shocks
我们调查的可观测性，通过直接和间接的手段，由宇宙线的磁场放大所产生的冲击前兆。我们估计的深度，这样的前体的条件下的非共振放大，它可以提供磁场强度相媲美的超新星遗迹推断。磁场的产生是由于流动的宇宙射线引起等离子体返回电流，并且可以通过非谐振或谐振通道来淬灭。在非共振饱和的情况下，宇宙射线被磁化，放大在更高的磁场下饱和。前体可延伸至$10^{17} - 10^{18}$ cm，并且是潜在可检测的。如果共振饱和发生，宇宙射线被湍流散射，前体长度可能会小得多。前体长度对冲击速度的依赖关系对电子加热有影响。在共振饱和的情况下，这种依赖性类似于更熟悉的共振产生的激波前兆，当用宇宙射线扩散系数$\varkappa $和激波速度$v_s$表示时，它是$\varkappa /v_s$。在非共振饱和的情况下，随着$v_s$的增加，前体长度下降得不那么快。在前体长度与$1/v_s$成比例的情况下，电子加热恒定，这种增加的前体长度可以预期导致更高的电子温度用于非共振放大。这应该是预期在更快的超新星遗迹冲击比以前的研究工作。SN 1006和Cas A的现有结果和新数据分析为这一想法提供了一些观测支持。
2014-05-28 astro-ph.HE
Origin of Cosmic Rays
有人认为，宇宙射线有三个“起源”：粒子的起源、能量的起源和加速的地点。每个起源的证据进行了讨论，并概述了一个合理的合成银河系起源的粒子的能量主要来自（但不限于）超新星爆炸，加速的网站是在强碰撞冲击波，和加速粒子来自星际和拱星的物质扫过这些冲击。如果这些冲击能够（正如最近的观测和理论工作所表明的那样）显著地放大磁场，那么这幅图似乎能够解释$3\times10^{18}\,\rm eV$“脚踝”以下所有能量的宇宙射线粒子。高于这个能量的粒子通常被认为是银河系外的起源，并简要讨论了这些UHE粒子可能的加速位点。
2012-03-16 astro-ph.HE
High-Energy Neutrinos and Gamma-Rays from Non-Relativistic Shock-Powered Transients
激波相互作用被认为在一系列光学瞬变中起着重要的作用，包括超新星（特别是超亮类），经典新星，恒星合并，潮汐破裂事件和快速蓝色光学瞬变。这些冲击波可以加速相对论离子，通过强子π介子的产生产生高能中微子和伽马射线。最近在经典新星中发现的与时间相关的光学和伽马射线发射揭示了辐射冲击在为这些事件提供动力方面的重要作用，从而使人们能够在与河外瞬变冲击类似的物理条件下，对离子加速的性质，包括其效率和能谱，有一个前所未有的认识。在这里，我们介绍了一个模型连接的辐射光通量的非相对论瞬变的最大中微子和γ射线通量。我们将这种技术应用于广泛的河外瞬变类，以限制它们对宇宙学高能伽马射线和中微子背景的贡献。基于一个简单的模型，在辐射冲击扩散冲击加速，校准新星，我们证明了几个最明亮的瞬变可以加速质子的能量$E_{\rm max} \gtrsim 10^{16}$ eV，足以有助于冰立方天体物理背景。此外，几个考虑的源$-$，特别是贫氢超新星$-$，由于其喷出物的高伽马射线不透明度，可能充当“隐藏”伽马射线源，从而规避了非耀变体费米LAT背景施加的限制。然而，采用离子加速效率$\sim$ 0.3-1 $\%$的新星观测的动机，我们发现，目前已知的类的非相对论，潜在的冲击供电瞬态贡献最多百分之几的总冰立方背景。
2021-01-01 astro-ph.HE
A Hadronic-Leptonic Model for the Fermi Bubbles: Cosmic-Rays in the Galactic Halo and Radio Emission
本文在强子模型下研究了费米泡的非热辐射。宇宙射线（CR）质子在气泡的前向激波处被加速。它们与星系晕中的背景气体相互作用，通过质子-质子相互作用产生$π^0$衰变的伽马射线和次级电子。我们遵循CR质子和电子的演化，通过计算它们的分布函数。我们发现，$π^0$衰变γ射线的光谱和强度分布与观测一致。我们预测，激波阵面位于费米泡的伽马射线边界的前面。这自然解释了在最近的朱雀观测中，在伽马射线边界处没有发现明显的热气体温度跳跃的事实。我们还考虑了在激波阵面的星系晕中背景CRs的再加速。我们发现，它可以显着影响费米泡的γ射线，除非背景CR的密度是$\lesssim 10$的银河系盘。我们指出，单独的次级电子不能产生所观察到的费米泡的射电辐射。然而，从气泡的最外层区域的无线电发射可以解释，如果电子直接加速在冲击波阵面的效率为质子的$\sim 0.1$ \%。
2014-05-20 astro-ph.HE
External Inverse-Compton and Proton Synchrotron Emission from the Reverse Shock as the Origin of VHE Gamma-Rays from the Hyper-Bright GRB 221009A
本文提出外反向激波模型，以外逆康普顿和质子同步辐射解释 GRB 221009A 的 GeV-TeV 辐射，并预测 MeV 与 TeV 光子的反相关，可由 LHAASO 数据检验。
2023-03-27 astro-ph.HE
Shocks in the Symbiotic Recurrent Nova V3890 Sgr: VLBI Radio Imaging and Fermi GeV Gamma-Rays
Michigan State University（密歇根州立大学）；Institute for Advanced Study, Princeton（普林斯顿高等研究院）；Columbia University（哥伦比亚大学）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家射电天文台）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）
通过VLBI射电成像和费米GeV伽马射线观测研究V3890 Sgr2019次爆发，揭示激波与周围星周物质相互作用的形态演化及射电与伽马射线发射区的差异。
2026-03-16 astro-ph.HE
Reacceleration of Galactic Cosmic Rays Beyond the Knee at the Termination Shock of a Cosmic-Ray-Driven Galactic Wind
本文提出星系风模型，研究银河宇宙线在约200 kpc处星系风终端激波上的扩散激波再加速机制，发现可获得10-40 PV刚度并解释IceCube/IceTop质子能谱的一半，同时指出逃逸粒子可被星系际激波进一步加速。
2023-01-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
The relation between post-shock temperature, cosmic-ray pressure and cosmic-ray escape for non-relativistic shocks
超新星遗迹被认为是银河系宇宙射线的主要来源。这需要至少5%的可用能量被转移到宇宙射线中，这意味着超新星遗迹冲击波下游的宇宙射线压力很高。最近，它已被证明，下游的温度在一些残余物是低的相比，测得的冲击波速度，这意味着额外的压力支持加速粒子存在。在这里，我们使用一个双流体热力学方法来推导激波后分数宇宙射线压力和激波后温度之间的关系，假设没有额外的加热以外的绝热加热的冲击前兆和所有的非绝热加热发生在亚激波。推导出的关系表明，只有当大量的入射能流从系统中逃逸出来时，才有可能产生高分数的宇宙射线压力。最近在超新星遗迹RCW 86中测量了一个激波的速度和下游质子温度。我们应用双流体的解决方案，这些测量和发现，下游的分数宇宙射线压力至少是50%，宇宙射线的能量通量逃逸至少20%。一般来说，为了让5%的超新星能量进入加速的宇宙射线，平均来说，冲击后宇宙射线压力需要达到30%，有效的宇宙射线绝热指数为4/3。
2013-09-18 astro-ph.HE
Constraining the Collective Radio Emission of Large Scale Accretion Shocks
气体在像星系团这样已经维里化的结构上的吸积应该会引起吸积冲击，这可能会加速宇宙射线。本文利用后发座星系团的射电辐射和宇宙吸积激波的演化模型，讨论了未解星系团对宇宙射电背景的贡献。我们假设后发座是一个典型的星系团，它的全部射电辐射都是由在吸积激波中加速的宇宙射线产生的，这使得我们的预测成为一个上限。我们的模型预测，在较低的频率下，吸积冲击可能对宇宙射电背景有很大的贡献，而在较大的频率下，例如5 GHz，它们的贡献必须低于< 2- 35%，这取决于我们使用的吸积冲击演化模型。
2018-02-25 astro-ph.HE
Probing maximum energy of cosmic rays in SNR through gamma rays and neutrinos from the molecular clouds around SNR W28
银河系宇宙射线一般认为起源于超新星遗迹（SNRs），是由超新星遗迹膨胀驱动的超新星爆炸波中的扩散激波加速（DSA）过程产生的。宇宙线模型信噪比起源的一个关键问题是超新星激波中宇宙线粒子可获得的最大能量。最近有人提出，由于加速的宇宙射线引起的磁波的增长，在年轻的SNR中可能会发生激波处的有效磁场强度的放大，因此，SNR中宇宙射线所获得的最大能量可能达到膝能，而不是先前在正常磁场情况下预测的$\sim 200$ TeV。在目前的工作中，我们调查的影响TeV的伽马射线和中微子通量的分子云与SNR W28相互作用的最大能量的情况。作者计算伽马射线和中微子通量假设两个不同的值的最大能量达到宇宙射线在SNR，从CR在附近的分子云的相互作用。质子和原子核都被认为是加速粒子和靶物质。我们的研究结果表明，宇宙射线在信噪比的最大能量的问题，可以通过即将到来的伽马射线实验，大型高海拔空气簇射天文台（LHAASO）的观测解决。然而，从分子云中估计的中微子通量是目前/不久的将来一代中微子望远镜所无法达到的。
2019-05-18 astro-ph.HE
The Maximum Energy of Shock-Accelerated Cosmic Rays
本文使用基于动力学模拟的多区域半解析模型研究激波加速宇宙射线的最大能量，发现超新星遗迹仅在特定条件下可加速PeV粒子，为天体物理激波最大能量估计提供参考。
2024-04-22 astro-ph.HE
Characterization of acetonitrile ice irradiated by X-rays employing the PROCODA code: II. Desorption processes
本研究利用PROCODA代码分析X射线辐照乙腈冰的解吸过程，发现化学平衡时母体分子乙腈主导总解吸柱密度（占98%），并给出各物种的内在解吸速率，为天体化学模型和射电观测提供约束。
2023-10-26 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Acceleration of cosmic rays by young core-collapse supernova remnants
上下文超新星遗迹（SNRs）被认为是银河系宇宙射线源的主要候选者。根据扩散冲击加速理论，SNR冲击产生指数为s = 2的幂律谱，可能在高能量下非线性地修改为更硬的谱。信噪比的观测通常表明粒子光谱比这更柔和，并显示出经典理论所不期望的特征。标准方法的已知缺点是假设SNR在均匀环境中演化，并且反向冲击不会加速粒子。放松这些假设增加了问题的复杂性，因为人们需要可靠的流体动力学数据的等离子体流以及良好的估计磁场（MF）在反向冲击。目标。我们发现，这两个因素是特别重要的年轻的核心崩溃SNR的演化在一个复杂的拱星介质中形成的风的祖星建模时。方法.我们使用高分辨率的数值模拟的SNR的流体动力学演化。而不是参数化的MF配置文件内的SNR，我们遵循平流的冻结MF内的SNR，从而获得的B场值在所有位置，特别是在反向冲击。为了模拟宇宙线加速，我们在测试粒子近似下求解了宇宙线输运方程。结果我们发现，复杂的等离子体流配置文件的核心崩溃信噪比显着修改的粒子光谱。此外，反向冲击强烈影响发射光谱和表面亮度。
2013-03-12 astro-ph.HE
A more accurate numerical scheme for diffusive shock acceleration
本文用随机微分方程给出了计算宇宙射线扩散激波加速度的一个更精确的数值格式。该方案的准确性证明了使用一个简单的分析流量剖面，其中包含一个冲击的有限宽度和不同的扩散率的宇宙射线，其中扩散率降低整个冲击。我们比较的动量分布的斜率与那些从扰动分析有限，但小的冲击宽度有效的结果。这些计算表明，该方案，虽然计算更昂贵，提供了一个显着更好的性能比柯西-欧拉型方案，提出了较早的情况下，在宇宙射线扩散率发生陡峭的梯度。对于恒定的扩散系数，该方案给出了类似的结果，柯西-欧拉方案。
2011-03-15 astro-ph.HE
Magnetically Confined Wind Shocks in X-rays - a Review
大质量恒星的一个子集（~ 10%）呈现出强的、全局有序的（主要是偶极的）磁场。恒星风在闭合的磁环中被捕获和引导，导致磁约束风激波（MCWS），激波前的气流速度是风终端速度的一小部分。这些冲击产生热等离子体，一种X射线源。在过去的十年中，发生了一些发展，特别是使用XMM-牛顿和钱德拉确定大样本物体的热等离子体特性，以及完全自洽的MHD建模和识别弱风中的激波撤退效应。尽管有一些例外，但磁约束、冲击波撤退和旋转效应的结合似乎能够解释大质量OB星的X射线发射。在这里，我们回顾这些新的观测和理论方面的X射线发射，并设想下一代的X射线天文台的一些观点。
2015-09-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shock-accelerated cosmic rays and streaming instability in the adaptive mesh refinement code Ramses
宇宙射线（CR）被认为在星系演化的几个关键方面，包括星际介质的结构，星系风的形成，和晕的非热压力支持中发挥着重要的动力学作用。我们介绍了一个数值模型求解CR流不稳定性和加速的CR在冲击与流体的方法在自适应网格加密代码ramses。CR流是用扩散方法解决的，它的各向异性性质自然被捕获。我们介绍了一个激波探测器的拉美西斯代码，自动检测激波不连续的流动。激波是CR注入的场所，根据扩散激波加速机制，其CR加速效率取决于上游磁场的强度。我们表明，激波探测器准确地捕捉激波的位置，并估计几个问题的激波马赫数。在Sedov溶液中，CRs的注入依赖于结晶度，这导致超新星泡呈现出大的极帽（均匀的背景磁场）或CR分布的斑块结构（不均匀的背景磁场）。最后，我们结合了两个加速CR流在一个简单的湍流星际介质盒，并表明，CR的存在显着修改的气体结构。
2019-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
