Particle Acceleration in Pulsar Wind Nebulae: PIC modelling
我们讨论的作用，粒子在细胞（PIC）模拟揭示PWNe中的发射粒子的起源。在描述了PIC技术的基础知识后，我们总结了它对蟹状星云的静态和闪耀发射的影响，作为PWNe的原型。一个共识似乎正在形成，除了通过费米过程在脉冲星风的终端冲击粒子加速的标准方案，磁重联在风中，在终端冲击和星云中发挥了重要作用，在供电的多波长的PWNe签名。
2017-05-30 astro-ph.HE
Testing a stochastic acceleration model of pulsar wind nebulae: Early evolution of a wind nebula associated with SN 1986J
本文用 SN 1986J 中心可能最年轻的 PWN 的 5 GHz 增亮流量检验随机加速模型，测得电子/正电子加速与湍流衰减时间尺度，并提出年轻 PWN 的观测特征。
2023-08-17 astro-ph.HE
Particle acceleration and multimessenger emission from starburst-driven galactic winds
增强的恒星形成活动，典型的星暴星系，强大的星系风，以千秒差距（kpc）的尺度扩张，并以气泡结构为特征。在这里，我们讨论的可能性，粒子加速可能发生在终端冲击的风。我们计算加速粒子的光谱和它们的最大能量，对于参数的典型值，其范围高达几百拍电子伏（PeV）。在终止激波处加速的宇宙射线被平流输送到被风挖出的气泡边缘，最终逃逸到河外空间。我们还计算了气泡中强子相互作用产生的γ射线和中微子的通量以及宇宙尺度上星暴星系贡献叠加产生的漫射通量。最后，我们计算了星暴气泡的宇宙射线散射通量，并与已有的数据进行了比较。
2022-02-13 astro-ph.HE
Modeling supernova remnants: effects of diffusive cosmic-ray acceleration on the evolution, application to observations
我们提出了超新星遗迹演化的数值模型，使用新版本的流体动力学代码SUPREMNA。我们在程序中加入了宇宙线扩散方程，采用双流体近似。我们研究了不同宇宙线加速效率和扩散系数的模拟超新星遗迹的动力学。我们比较的数值模型与观测数据的第谷和SN 1006超新星遗迹。我们发现模型再现了观测到的爆炸波，接触不连续性和反向冲击波的两个遗迹的位置，从而使我们能够估计宇宙射线粒子的贡献到总压力和宇宙射线的能量损失在这些超新星遗迹。我们推导出在第谷超新星遗迹中由于宇宙射线逃逸而损失的能量约占动能通量的10-20%，在SN 1006中约占20-50%。
2011-05-30 astro-ph.HE
Acceleration of Particles at the Termination Shock of a Relativistic Striped Wind
相对论性旋转的类星体的风由相反磁场极性的环形条纹组成，由热等离子体的电流片隔开。通过二维和三维粒子模拟，我们研究了相对论条纹风终端激波处的粒子加速和磁场耗散。在激波处，气流压缩，交变磁场被驱动的磁重联湮灭。不管条纹波长“lambda”或风磁化强度“sigma”（在磁主导流的状态sigma>>1中）如何，激波驱动的重联将交变场的所有磁能转移到粒子上，其平均洛伦兹因子相对于激波前的值增加了一个sigma因子。激波后谱的形状主要取决于比值λ/（r_L*sigma），其中r_L是风中的相对论拉莫尔半径。随着λ/（r_L*sigma）值的增加，谱变得更宽，从相对论性麦克斯韦到斜率约为-1.5的平坦幂律尾部，由重联电场加速的粒子填充。在接近风的赤道面的地方，条纹是对称的，由磁重联产生的最高能量粒子可以在激波之前逃逸，并被注入到费米加速过程中。在冲击波后谱中，它们占据了斜率约为-2.5的幂律尾，延伸到重联产生的平坦分量之外。我们的研究表明，在脉冲星风星云的无线电和光学波段之间的光谱中断可以是一个自然的结果，粒子加速在条纹脉冲星风的终端冲击。
2011-07-05 astro-ph.HE
Electron Acceleration in Pulsar-Wind Termination Shocks: An Application to the Crab Nebula Gamma-Ray Flares
AGILE和Fermi-LAT观测到的蟹状星云γ射线耀斑能量达到GeV，持续数天，这对脉冲星风星云粒子加速的标准模型提出了挑战，因为辐射电子的能量超过了同步加速器辐射反应的经典极限。先前的模型已经表明，如果电子经历静电加速，同步加速器的极限可以被超过，但是由此产生的光谱与数据不太一致。因此，仍然有一些重要的未解之谜，详细的粒子加速和排放过程中发生的耀斑。我们重新审视这个问题，使用一个新的分析方法的基础上的电子输运方程，其中包括条款描述静电加速，随机波粒子加速，冲击加速，同步辐射损失，和粒子逃逸。得到了电子分布的精确解，并用于计算相应的γ射线同步加速器谱。我们发现，在我们的模型中，γ射线耀斑主要由静电加速提供能量，但随机加速和冲击加速的贡献在产生观测到的谱形中起着重要作用。我们的模型可以再现所有的费米LAT和AGILE耀斑的光谱从蟹状星云，使用符合多波长观测约束的磁场强度。我们还计算了加速电子逃逸到脉冲星风终止激波下游侧区域后产生的同步辐射余辉的光谱和持续时间。余辉预计将在γ射线耀斑发生后的最长三周内消失。
2016-10-14 astro-ph.HE
Interpreting Crab Nebula synchrotron spectrum: two acceleration mechanisms
我们概述了一个蟹状星云脉冲星风模型，其中有两种不同的同步辐射粒子群，它们来自两种不同的加速机制：（i）由于终止激波赤道部分的费米-I加速而产生的成分I，粒子光谱指数$p_I \approx 2.2$位于注入中断上方，对应于$γ_{wind} σ_{wind} \sim 10^5$，在紫外线中达到峰值（$γ_{wind} \sim 10^2$是风的体洛伦兹因子，$σ_{wind} \sim 10^3$是风的磁化）;（ii）由于湍流星云体重联层的加速而产生的湍流-II，粒子指数为$p_{II} \approx 1.6$。该模型需要相对缓慢但高度磁化的风。对于这两种组分，总的冷却中断在红外线处为$\sim 0.01$ eV，使得超导体-I处于快速冷却状态（冷却频率低于峰值频率）。在光学波段中，双折射-I产生冷却光谱指数为$α_o \approx 0.5$的发射，由于辐射损失而朝向边缘软化。在冷却中断以上，在光学、UV和X射线中，CX-I主要是CX-II。我们假设，在湍流星云的大规模电流片（CENTANT-II）的加速延伸到同步加速器烧毁极限的$ε_s \approx 100$兆电子伏。因此，在我们的模型中，湍流重联加速（湍流-II）可以产生硬射电谱和偶尔的伽马射线耀斑。这个模型可能适用于更广泛的一类高能天体，如AGNe和GRB喷流，其中通常无线电电子形成与高能电子不同的群体。
2019-07-19 astro-ph.HE
Lepton Acceleration in Pulsar Wind Nebulae
脉冲星风星云（PWNe）充当从脉冲星光柱内发出的相对论性对风的热量计。它们在不同波段的辐射耗散与脉冲星中心引擎的辐射耗散有很大不同：PWNe的宽带光谱具有与脉冲星不同的特征，因此需要一个远离脉冲星磁层的轻子加速场。一个主要的候选人，这个地方是脉冲星风终止冲击波，puerously高度倾斜，超相对论性MHD不连续。本文总结了与PWNe密切相关的相对论激波加速的关键特性，主要使用蒙特卡罗模拟技术，与扩散-对流方程的半解析解比较好。潜在的对分布函数的光谱指数的阵列进行了探索，定义这些关键取决于在冲击环境中的湍流等离子体的参数。注入到加速过程中的效率也得到了解决。粒子散射的频率和场湍流的水平上的信息约束确定使用选定的PWNe的多波长观测。这些表明，终止激波可以舒适地调用作为一个主要的注入器的高能轻子到PWNe不诉诸不切实际的属性的激波层湍流或MHD结构。
2010-07-21 astro-ph.HE
Proton acceleration in colliding stellar wind binaries
恒星碰撞风双星（CWB）系统中强风相互作用产生两个激波阵面，从而划分出风碰撞区（WCR）。在那里，粒子预计将主要通过扩散冲击加速（DSA）来加速。我们调查的注射和加速的质子在典型的CWB系统的蒙特卡罗模拟的装置，与测试粒子的方法和非线性的方法模拟冲击局部修改的反反应的加速质子。我们使用磁流体动力学模拟来确定背景等离子体在WCR及其附近。这使我们能够考虑粒子加速在两个冲击，在任何一方的WCR，与一个现实的大规模磁场。我们强调粒子加速对WCR局部激波剖面的可能影响。我们包括由于共振流不稳定性（RSI）的磁场放大的效果，并比较结果与加速质子的反反应。在后一种情况下，我们发现一个较低的通量的非热质子人口，和一个相当大的磁场放大。这将显著增加在CWB系统中加速的相对论电子的同步辐射损失，降低它们可以达到的最大能量，并大大减少逆康普顿通量。因此，来自CWB的$γ$ -射线主要是由于核子-核子碰撞中产生的中性π介子的衰变。这可能提供一种方法来解释为什么在绝大多数情况下，CWB系统没有被确定为$γ$射线源，而它们发射同步辐射。
2018-12-07 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
Particle acceleration to PeV energies in Pulsar Wind Nebula: a two zone model
Astrophysical Sciences Division, Bhabha Atomic Research Centre（巴哈原子研究中心天体物理科学部）；Homi Bhabha National Institute（霍米·巴巴国立研究所）
研究通过双区模型探讨脉冲星风云中粒子加速至PeV能量的机制，发现低磁化参数环境和湍流均有利于加速过程。
2026-02-17 astro-ph.HE
Particle acceleration and radiation in Pulsar Wind Nebulae
脉冲星风星云是自然界中最具相对论冲击的天体物理来源，也是我们唯一拥有PeV粒子直接证据的银河系来源。从粒子加速物理学的角度来看，这些事实使它们非常有趣，而且它们的接近性和亮度使它们成为不同类别相对论源共同的基本过程有更好的机会被理解的地方。我将讨论我们对脉冲星风星云物理学的理解程度，描述最近的进展，并强调主要的开放问题。我将主要关注粒子加速的问题，但是，正如我们将看到的，为了阐明这个过程的物理学，确定星云中等离子体的条件是很重要的。这些反过来只能通过PWN动力学和辐射的详细建模来约束。蟹状星云中的激波可能是已知的最有效的加速器，无论是从能量流转化为加速粒子（百分之几十）还是从最大能量（$\approx 10^{15}$ eV）来看。我将审查不同的机制，提出解释粒子加速和最近的限制来自合成发射图与多波长数据，包括变异性的比较。
2015-03-09 astro-ph.HE
Cosmic ray acceleration in magnetic circumstellar bubbles
我们认为，在星际气泡的超新星祖先强大的恒星风所产生的扩散冲击加速。在中等星风磁化强度下，气泡中充满强磁化的低密度气体。结果表明，在这种环境中加速的粒子的最大能量可以超过可观测宇宙线谱中的“膝”能量。
2018-02-07 astro-ph.HE
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
Non-thermal processes in colliding-wind massive binaries: the contribution of Simbol-X to a multiwavelength investigation
几个碰撞风大质量双星被认为是无线电领域的非热辐射源。这构成了强有力的证据，证明在这些物体中有效的粒子加速过程正在起作用。加速机制最有可能是由于碰撞风引起的强水动力冲击存在下的扩散冲击加速（DSA）过程。为了研究这种粒子加速的物理学，我们发起了一项多波长运动，覆盖了电磁波谱的很大一部分。在这种情况下，详细研究从这些来源的硬X射线发射的SIMBOL-X带通构成了一个关键因素，以探索这个仍然鲜为人知的天体物理学主题。应该注意的是，碰撞风大质量双星应该被认为是非常有价值的目标，以类似的方式研究粒子加速超新星遗迹，但在不同的区域的参数空间。
2009-03-10 astro-ph.HE
Multi-wavelength Emission from the Fermi Bubble III. Stochastic (Fermi) Re-Acceleration of Relativistic Electrons Emitted by SNRs
分析了银河系盘中超新星遗迹（SNRs）发射的电子随机再加速并传播到星系晕的模型，以解释费米泡（FB）非热辐射（射电和γ射线）的起源。我们假设，在晕中的再加速的能量是由恒星吸积到中心黑洞的过程所产生的冲击提供的。数值模拟表明，具有强湍流的区域（电子再加速的地方）位于星系晕的高处，大约在盘上方几千秒差距。由于同步加速器和逆康普顿能量损失，到达这些区域的SNR电子的能量不超过几个GeV。在适当的再加速参数下，这些电子可以被再加速到10E12 eV的能量，这解释了在这个模型中观察到的FB的无线电和伽马射线发射的起源。然而，尽管模型的伽玛射线谱与费米实验结果一致，但模型的射电谱比WMAP和普朗克实验观测到的要陡。如果绝热损失，由于等离子体流出银河系中心区域的考虑，然后再加速模型很好地再现了普朗克数据点。
2015-03-13 astro-ph.HE
Time-Dependent Electron Acceleration in Pulsar-Wind Termination Shocks: Application to the 2011 April Crab Nebula Gamma-Ray Flare
在2007-2013年期间，{ \it AGILE}和{ \it Fermi}-LAT观测到的蟹状星云的$γ$射线耀斑达到了GeV光子能量，并持续了几天。在2011年4月的“超级耀斑”期间观测到的最强发射超过了静止水平一个数量级以上。这些观测结果对脉冲星风星云中粒子加速的标准模型提出了挑战，因为辐射电子的能量超过了同步加速器的经典辐射反应极限。粒子模拟表明，如果电子也经历由于冲击驱动的磁重联而产生的静电加速，则可以超过经典的同步加速极限。在本文中，我们重新审视这个问题，使用一种分析方法的基础上解决一个完全依赖于时间的电子输运方程描述的静电加速，同步辐射损失，和逃逸所经历的电子在磁约束等离子体“斑点”，因为它遇到并通过脉冲星风终止冲击。我们表明，我们的模型可以重现$γ$射线光谱期间观察到的上升和衰减阶段的两个子耀斑组件的2011年4月超级耀斑。我们对光子能量$\ge 100\,$ MeV的光谱进行积分，以获得事件的光变曲线，这与观测结果一致。我们发现，强烈的静电加速发生在两端的终端冲击，由磁重联驱动。我们还发现，粒子逃逸的主导模式的变化从扩散逃逸平流逃逸的斑点通过激波。
2017-12-19 astro-ph.HE
A Self-regulated Stochastic Acceleration Model of Pulsar Wind Nebulae
本文提出改进的脉冲星风云随机加速模型，引入湍流能量时间演化以维持总能量平衡，成功再现蟹状星云宽频带谱及平坦射电谱。
2024-05-07 astro-ph.HE
Particle acceleration in winds of star clusters
我们银河系中宇宙射线的起源仍然是一个激烈辩论的主题。虽然超新星遗迹激波经常被认为是加速的场所，但现在人们普遍认为，这种来源在达到PeV能量方面的困难是令人生畏的，而且似乎只有一种罕见的遗迹才能满足必要的条件。此外，从残骸中逃逸出来的宇宙射线的光谱具有复杂的形状，与在地球上观测到的光谱明显不同。在这里，我们研究的过程中，粒子加速的终端冲击，发展中的气泡由星团的风挖出的星际介质。虽然超新星遗迹中最大能量的主要限制来自于上游需要有效的波激发，以便将粒子限制在近激波区域并加速过程，但在星团的终止激波处，上游粒子的限制由问题的几何形状保证。我们发展了一个理论，扩散冲击加速在这样的冲击，我们发现，最大能量可能达到PeV区域的强大的集群在高端的亮度尾巴这些来源。在这个问题中，一个关键的作用是由风中的能量耗散到磁扰动。在合理的条件下，加速粒子的光谱具有斜率为$4÷4.3$的幂律形状，与基于银河系中宇宙射线传输的标准模型所要求的一致。
2021-02-18 astro-ph.HE
Enhanced particle acceleration in a pulsar wind interacting with a companion
本文通过二维粒子模拟研究脉冲星风与球形伴星相互作用，发现伴星可引发强迫磁重联并显著增强粒子加速和高能辐射，形成轨道调制的空心发射锥，为解释银道面高能与长周期射电暂现源提供新机制。
2025-01-03 astro-ph.HE
Maximally-hard spectra from diffusive shock-acceleration in pulsar-wind nebulae
导致脉冲风星云（PWNe）异常坚硬的射电光谱的过程尚未被理解。从文献中的$29$ PWNe之间的无线电光子谱指数显示出近似正态的$α=0.2\pm0.2$分布。我们目前的$\sim 3σ$证据PWNe的一个独特的子群，与硬频谱$α=0.01\pm0.06$附近的终止冲击和显着较软的其他地方，可能是由于最近疏散的冲击环境。这样的光谱，特别是在硬子群中，表明费米过程，如扩散冲击加速，在其极端，$α=0$限制。我们表明，这一限制接近充分各向异性的小角度散射，加强对任何一侧的冲击接近冲击波前的粒子。在上游，光谱硬化主要与增强的能量增益有关，可能是由穿过激波的相同束粒子驱动的。在下游，主要影响是逃逸概率减小，但这将加速效率降低到对于$α=0.3$为$\lesssim25\%$和对于$α=0.03$为$\lesssim1\%$。
2020-12-01 astro-ph.HE
A numerical study of the interplay between Fermi acceleration mechanisms in radio lobes of FR-II radio galaxies
背景：射电强活动星系核被认为具有不同的粒子加速位置，这导致了观测到的非热谱。随机湍流加速（STA）和扩散激波加速（DSA）通常被认为是弱磁化环境中高能粒子的潜在来源。这些加速过程和各种辐射损失共同决定了这些河外射电源的发射特性。目的：本研究的目的是调查的STA和DSA之间的动态相互作用的FR-II射电星系的射电叶，以及这些加速机制的方式，随着各种辐射损失，共同塑造这些河外源中看到的发射功能。研究方法：一个唯象动机STA模型被认为是随后采用磁流体动力学模拟无线电波瓣通过一个新的混合欧拉-拉格朗日框架。结果：STA产生一个弯曲的粒子谱，这是从形态上不同于通常的冲击加速谱。由于基础粒子能谱的这种结构差异，在射电瓣的谱能量分布中出现了各种多波长特征。此外，我们观察到增强的弥漫性X射线发射的情况下，STA被考虑到除了DSA的无线电波瓣。
2022-08-26 astro-ph.HE
Time-Dependent Electron Acceleration in Pulsar Wind Termination Shocks: Application to the 2007 September Crab Nebula Gamma-Ray Flare
2007年9月，蟹状星云展示了一个明亮的伽马射线耀斑，能量范围在GeV，由AGILE探测到。在>160 MeV处观测到的辐射表明辐射电子的能量超过了经典的同步辐射反应极限，因此对天体物理环境中电子加速的经典模型提出了严重的挑战。在本文中，我们应用我们最近开发的时间依赖性的自相似分析模型描述静电加速爆炸重联区域周围的脉冲星风终止冲击2007年9月耀斑。这一事件的独特之处在于它既表现出长持续时间的“波”，又表现出短持续时间的“子耀斑”特征。这种不寻常的时间变化使这次耀斑成为我们模型的一个特别有趣的测试。我们证明，我们的模型可以再现时间依赖的伽马射线光谱的事件，以及相关的伽马射线光变曲线，通过积分光子能量>100兆电子伏的光谱。这表明，我们的时间相关的静电加速模型可以解释波和子耀斑瞬变，这进一步支持了我们已经开发的理论框架。我们还进一步研究了我们的模型所隐含的自相似电场和磁场演化的有效性。我们的结论是，强烈的静电加速驱动的冲击引起的磁重联是能够供电的蟹状星云伽玛射线耀斑的电子上的拉莫尔时间尺度。
2019-01-03 astro-ph.HE
Acceleration of wind in optically thin and thick black hole accretion disks simulated in general relativity
我们研究了广义相对论中气体的力平衡和由此产生的加速度，基于对恒星质量的非旋转黑洞吸积的模拟。我们比较的加速性能在光学薄，辐射效率低的磁盘，并在光学厚，超临界磁盘吸积在10倍的爱丁顿率。我们既研究了作用在给定位置的平均力，也研究了作用在气体包沿其轨迹的力。我们表明，加速是不是一个连续的过程-在大多数情况下，气体只在短期内被加速。我们发现，在光学薄磁盘的情况下，气体被推出的磁场在极区和磁盘表面以下的热压力和离心力。在光学厚的辐射吸积的情况下，是辐射压力加速了极漏斗中的气体，并补偿了（与离心力一起）盘体中的重力。我们还表明，牛顿公式的力量是不够的，在最内层和高磁化区域。
2016-06-17 astro-ph.HE
Inefficient acceleration of electrons in the shocked wind of the massive star $Θ^1$ Ori C within the Trapezium cluster
本研究针对猎户座四边形星团中$Θ^1$ Ori C激波风的电子加速过程展开，通过时变模型分析发现能量转换效率极低时其伽马辐射符合现有观测，且未来仅能被CTA勉强探测。
2023-11-06 astro-ph.HE
On the novel mechanism of acceleration of cosmic particles
本文建立了一个新的活动星系核（AGN）和类星体旋转磁层中粒子加速的模型。粒子能量可以在几步机制中被提升到巨大的能量。在第一阶段中，朗缪尔波被离心地激发，并通过有效地泵送旋转能量以激发静电场的参数过程来放大。通过考虑磁层，它表明朗缪尔波很快朗道阻尼的相对论电子已经存在于磁层。已经发现，该过程是如此有效，以至于没有能量损失可能影响粒子加速的机制。应用典型的参数为年轻的电子，我们已经表明，通过这一过程的电子可能会达到$10^{18}$ eV的顺序的能量。活动星系核磁层的情况略有不同。在第二阶段，“朗缪尔崩溃”的过程发展，为转移电能创造适当的条件，以将已经很高的质子能量提升到更高的值。如在前面的情况下，可以表明各种能量损失相对较弱，并且不对$10^{21}$ eV量级的最大可实现质子能量施加任何显著约束。
2015-07-09 astro-ph.HE
Colliding-wind binary systems: Diffusive shock acceleration and non-thermal emission
我们提出了一个碰撞风双星的非热辐射模型。相对论质子和电子被假定为通过扩散激波加速（DSA）的全球冲击边界的风-风碰撞区域。由于宇宙线压力的粒子加速过程和冷却的非热粒子，因为它们从冲击下游流动的反反应的非线性效应。我们探讨了非热粒子分布和keV-GeV辐射随恒星间距、系统视角以及风动量比的变化。我们证实了早期的研究结果，即DSA是非常有效的磁场放大时，不包括在内，导致显着修改的冲击。我们还发现，非热通量的规模与二进制分离在一个复杂的方式和各向异性逆康普顿发射显示只有一个温和的变化与视角由于风-风碰撞的空间范围。
2020-04-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Potential for Hadronic Particle Acceleration in Galactic Pulsar Wind Nebulae
Friedrich-Alexander-Universität Erlangen-Nürnberg（埃尔朗根-纽伦堡大学）
研究银河脉冲星风 nebula 中强子加速的可能性，探讨其对高能伽马射线的贡献，以及观测对强子成分的约束。
2026-03-18 astro-ph.HE
Acceleration and collimation of relativistic MHD disk winds
我们进行轴对称相对论磁流体动力学（MHD）模拟研究的加速和准直的射流和外流从磁盘周围紧凑的对象。基准盘表面（分别为一个缓慢的磁盘风）被规定为流出的边界条件。我们首次在相对论射流的背景下应用这种技术。这种方法的优点是，它允许我们进行参数研究，以研究吸积盘条件如何控制外流的形成。我们的模拟使用PLUTO代码运行500个内盘旋转和100 x200内盘半径的物理网格大小。在一般情况下，我们得到的准直光束的温和的相对论速度和质量加权的半开角为3-7度。当我们通过在进气道中注入额外的盘环向场来增加流出坡印廷通量时，洛伦兹因子达到6。这些流动获得超磁音速，并保持坡印亭通量占主导地位。流出磁层的轻表面倾向于垂直对齐-这意味着在流中有三个相对论性不同的区域-靠近喷流轴的内部亚相对论性域，（相当窄的）相对论性喷流和从外盘表面发射的周围亚相对论性流出-类似于目前讨论的渐近喷流传播和稳定性的脊鞘结构。外亚相对论盘风是一个很有希望的候选者的X射线吸收风，在许多无线电安静的活动星系核中观察到。
2009-12-14 astro-ph.HE
Electron acceleration at pulsar wind termination shocks
我们研究了脉冲星风星云（PWNe）中电子和正电子在电磁修正的超相对论激波中的加速。我们模拟了由一个倾斜旋转的脉冲星在其终止激波附近产生的外流与双流体代码，使用磁剪切波来模仿风的属性。我们整合电子轨迹的测试粒子的限制，在所产生的背景电磁场分析注入机制。我们发现，冲击波前兆结构激发和反射了相当大一部分粒子，这些粒子可用于进一步加速。我们用蒙特卡罗程序研究了小尺度磁涨落维持的一阶费米过程。我们发现，在两个不同的制度进行的加速：当陀螺半径$r_{\textrm{g}}$超过波长的剪切$λ$，该过程是非常相似的相对论，平行冲击的一阶费米加速。这种状态对应于允许超光速波传播的低密度风。当$r_{\textrm{g}}<λ$时，其对应于驱动重连的场景，频谱更柔和。
2016-12-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
PeV proton acceleration in Gamma-ray Binaries
本研究通过相对论性MHD数值模拟证实，伽马射线双星中碰撞星风可将0.1 PeV质子加速至PeV以上，高磁化星风提供的高斯量级磁场是关键，且加速上限远超孤立脉冲星的电势降限制，为PeV粒子起源提供新可能。
2024-01-11 astro-ph.HE
Magnetic fields, non-thermal radiation and particle acceleration in colliding winds of WR-O stars
非热辐射已被发现在WR星多年来在长波长光谱范围内，一般归因于同步辐射。要解释这种辐射，需要两个关键因素，即磁场和相对论性粒子。在强冲击下，粒子可以通过费米过程加速到相对论速度。因此，强同步辐射通常归因于WR双星。磁场也可能在冲击时被放大，然而磁场几何形状、强度及其在WR双星系统中对粒子加速的作用的实际情况仍然不清楚。在这项工作中，我们讨论了最近的发展，在风-风碰撞区的MHD模拟的数值模拟，耦合粒子加速过程相关。
2015-10-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
On ultra-high energy cosmic ray acceleration at the termination shock of young pulsar winds
脉冲星风星云（PWNe）是自然界中杰出的加速器，因为它们将电子加速到辐射反应极限。受此观察的启发，本文探讨了年轻的脉冲星风星云在脉冲星风的终止激波处将离子加速到超高能量的可能性。我们在这里考虑强大的PWNe，由出生时具有$\sim\,$毫秒周期的光子提供能量。假设这样的质子星存在，至少在中子星诞生后的几年内，并且它们将离子注入风中，我们发现，对于基准旋转周期$P\,\sim\,1\,$ msec和脉冲星磁场$B_{\star}\,\sim\,10^{13}\,$ G，质子可以被加速到Greisen-Zatsepin-Kuzmin截止量级的能量，这意味着基准风光度$L_{\rm p}\,\sim\,10^{45}\,$ erg/s和自旋下降时间$t_{\rm sd}\,\sim 3\times 10^7\,$ s。主要的限制因素是由星云中的同步加速器损失和终止激波的大小决定的;因此，具有$Z\geq 1$的离子可能会被加速到更高的能量。我们推导出一个由源区相互作用产生的相关中微子通量。对于质子占主导地位的组合物，我们的最大通量略低于IceCube-86的5年灵敏度，高于Askaryan射电阵列的3年灵敏度。因此，它可能在未来十年内被探测到，这取决于这些毫秒脉冲星风星云对超高能宇宙射线通量的确切贡献水平。
2015-08-31 astro-ph.HE
Gamma-ray bursts afterglows in magnetized stellar winds
最近的分析和数值计算工作认为，成功的相对论费米加速需要未受冲击的等离子体的弱磁化，在高洛伦兹因子时更是如此。本文利用相对论费米加速微观物理的“从头算”原理，通过计算在磁化恒星风中传播的伽马射线暴的余辉，验证了这一结论。结果表明，在磁化环境中，人们预计辍学的X射线波段上的亚日尺度的冲击加热电子的同步辐射退出频带。稍后，当爆炸洛伦兹因子下降到某个临界值以下时，费米加速开始起作用，导致标准余辉光曲线的恢复。有趣的是，观测到的衰减与伽马射线暴早期X射线余辉中的快速衰变有相似之处。
2011-08-30 astro-ph.HE
Particle Acceleration and Nonthermal Emission at the Intrabinary Shock of Spider Pulsars. II: Fast-Cooling Simulations
针对蜘蛛脉冲星双星内激波快冷却辐射问题，采用全局二维粒子网格模拟研究同步损失对激波结构和辐射的影响，发现激波张角、光变曲线双峰特征及硬幂律谱与观测相符。
2025-01-14 astro-ph.HE
Immediate dense circumstellar environment of supernova progenitors caused by wind acceleration: its effect on supernova light curves
IIP型超新星的前身通常被致密的星周介质所包围，这可能是由于前身在爆炸前不久的质量损失增强。以前的光变曲线研究表明，质量损失率提高到约0.1 Msun/年，假设风速恒定。然而，在恒星附近的星周介质的密度可以远高于以前推断的一个给定的质量损失率，如果考虑到风的加速度。以SN 2013 fs为例，我们发现风加速度对从IIP型超新星早期光变曲线估算质量损失率有很大的影响。我们进行数值计算的超新星喷出物和拱星介质之间的相互作用，具有恒定的质量损失率，但与β法风速剖面。我们发现，SN 2013 fs的前身的质量损失率在爆炸前不久，这是推断为~ 0.1 Msun/yr的恒定风速为10 km/s的光变曲线模型，可以低至~ 1 e-3 Msun/yr的相同的终端风速为10 km/s，但风速剖面β ~ 5。在这两种情况下，星周介质的质量是相似的（~ 0.5 Msun）。因此，在我们的解释中，祖先的质量损失增加的开始是在爆炸前100年左右，而不是几年。我们的结果表明，II型超新星祖先的直接致密环境可能会受到风加速的显著影响。
2017-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fermi-type particle acceleration from magnetic reconnection at the termination shock of a relativistic striped wind
一颗自转脉冲星在脉冲星风星云（PWN）中产生相对论性条纹风。PWN的终端激波压缩坡印廷磁通主导的流动并驱动磁重联。通过对PWN终端激波的粒子模拟，研究了激波结构、能量转换过程和粒子加速机制。随着数值方法的发展，我们将模拟扩展到了体洛伦兹因子达到γ 0}=10^{6}的超相对论区域。在终端激波处的磁重联在将磁能转换为粒子动能和将粒子加速到高能量方面是高效的。我们发现，所得到的能谱主要依赖于λ/ d_{e} .当λ/ d_{e}很大（λ \gtrsim 40 d_{e}）时，在上游磁化参数σ {0}=10的磁主导相对论风场中，下游粒子谱形成幂律分布。通过对粒子运动轨迹和与粒子运动相关的统计量的分析，我们发现费米机制主导了粒子的加速和幂律的形成。我们发现，随着γ_{0}和σ_{0}增大到很大的值，粒子加速度的结果是可扩展的。当风的体洛伦兹因子γ 0} \approx 10^{6}和磁化参数σ 0}=10时，电子和正电子的最大能量可达数百TeV，这可以解释最近在脉冲星风星云（PWNe）中观测到的高能γ射线。
2020-10-27 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Type IIP supernova light curves affected by the acceleration of red supergiant winds
我们介绍了第一个合成的光变曲线模型设置的IIP型超新星爆炸在拱星介质中的红超巨星风的加速度被考虑在内。由于风的加速使得祖星附近的风速较低，因此红超巨星超新星祖星附近的密度可能高于使用恒定的终端风速推断的密度。因此，即使前身星的质量损失率相对较低，它也可以在恒星附近有一个致密的星周介质，这对IIP型超新星的早期光变曲线有很大的影响。我们提供了IIP型超新星在这样的加速风中爆炸的辐射热和光变曲线，这些加速风来自三个祖先的组合，12 - 16 Msun;五个β，1-5;七个质量损失率，1 e-5 - 1 e-2 Msun/年;和四个爆炸能量，0.5e51 - 2 e51 erg。所有的光变曲线模型都可以在https://goo.gl/o5phYb上找到。当星周密度足够高时，我们的模型没有显示出经典的激波爆发作为与致密和光学厚的星周介质相互作用的结果。相反，它们显示了延迟的“风爆发”，大大影响了IIP型超新星的早期光变曲线。我们发现，质量损失率的祖先需要1 e-3 - 1 e-2 Msun/年，以解释典型的上升时间为5 - 10天的IIP型超新星假设一个密集的拱星半径为1 e-15厘米。
2018-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiatively Inefficient Accretion: Breezes, Winds and Hyperaccretion
我们重新制定的绝热流入流出（ADIOS）模型的辐射效率低的吸积流，处理的流入和流出区的平等地位。对于纯绝热流（即，在无辐射损失的情况下），我们证明了每个区域中的质量通量必须满足Mdot ~ R^n（n=1），与以前的工作（0<n< 1是一个自由参数）相反，但与数值模拟大致一致。我们还表明，由此产生的两个区域ADIOS模型是不动态自洽的，没有引入一个能源接近的中心区域的流量，我们确定这与吸积释放的能量。我们探索了非辐射模型的参数空间，并表明强风和微风都是可能的。当包括小的辐射损耗（具有固定效率）时，任何中心注入的能量通量被辐射掉，并且系统恢复到n < 1的幂律行为，其中n落在由辐射损耗的分数水平确定的小范围内。我们还提出了一个ADIOS模型的超临界（超爱丁顿）盘吸积，其中的辐射损失是密切相关的流动几何。我们认为，超吸积可以导致风或微风。
2011-10-24 astro-ph.CO astro-ph.HE
Dissipation of the striped pulsar wind and non-thermal particle acceleration: 3D PIC simulations
大规模电流片的形成是脉冲星磁层的一个普遍特征。如果磁轴与恒星自转轴不重合，电流片是一个振荡结构，充满了由倾角决定的赤道楔，称为条纹风。相对论重联可能会导致大量的磁能耗散和粒子加速，尽管这一过程的效率在这方面存在争议。在这项研究中，我们的目标是调和全球模型的脉冲星风动力学和重新连接在同一数值框架内的条纹，以揭示新的光耗散和粒子加速脉冲星风。为此，我们进行大型三维粒子模拟分裂的磁层，从恒星表面到50光柱半径远离脉冲星。等离子体支配的重联有效地将电流片分割成由次级电流片分隔的相互作用的通量绳的动态网络，次级电流片在所有半径处有效地消耗场，甚至超过快磁声点。我们的研究结果表明，有一个普遍的耗散半径完全由重联率在片，躺在上游的终止激波半径孤立对产生的双光子。风体洛伦兹因子的相对论性比以前认为的要小得多。在共动框架中，风是由被捕获在通量绳内的热对组成的，具有硬的宽幂律谱，其最大能量受到发射时风的磁化的限制。我们的结论是，条纹风最有可能完全消散时，它进入脉冲星风星云。预测的风粒子谱消散后，让人想起蟹状星云的无线电发射电子。
2020-08-26 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Shock Propagation and Associated Particle Acceleration in the Presence of Ambient Solar-Wind Turbulence
这篇综述论文的主题是关于太阳风湍流对激波传播的影响及其对激波中高能粒子加速和传输的后果。当行星际激波扫过湍流的太阳风时，激波表面在不同尺度范围内波动和波纹。本文讨论了在有环境太阳风湍流的情况下，粒子在波纹激波处的加速问题。这强烈影响粒子加速和高能粒子（离子和电子）在激波前沿的传输。特别是，我们指出，上游湍流的影响是至关重要的理解高能粒子在冲击的变化。此外，即使当冲击垂直于平均磁场传播时，预先存在的上游湍流的存在也显著增强了低能带电粒子的冲击附近的捕获，包括入射等离子体的热能附近。预先存在的湍流总是存在于空间等离子体中，它提供了一种有效加速低能粒子和克服激波时众所周知的注入问题的手段。
2021-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Non-thermal X-rays from Colliding Wind Shock Acceleration in the Massive Binary Eta Carinae
宇宙射线加速一直是一个长期存在的谜团，尽管经过了一个多世纪的研究，我们仍然没有对加速机制进行完整的普查。在大质量双星系统中，强烈的恒星风碰撞会产生强大的激波，人们预计这会通过激波界面处的费米加速产生高能宇宙射线。被加速的粒子会与恒星光子或周围物质碰撞，产生X射线和伽马射线中可观察到的非热辐射。超大质量双星船底座伊塔驱动着太阳附近最强的碰撞风激波。非聚焦高能天文台的观测表明在船底座η星附近有一个高能源，但由于其相对较差的角分辨率，无法最终确定船底座η星为来源。在这里，我们提出了第一次直接聚焦观测的非热源在极硬的X射线波段，这是发现在空间上符合恒星在几个弧秒。这些观测结果表明，非热X射线的来源随双星的轨道相位而变化，并且发射的光子指数与通过分析伽马射线光谱得出的光子指数相似。这是决定性的证据，表明高能辐射确实来源于碰撞风冲击加速的非热粒子。
2019-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Correlating Particle Acceleration Rates with Plasma Conditions in Colliding Wind Binaries
Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais（巴西国家空间研究所）；Universidade de São Paulo（圣保罗大学）
研究通过高分辨率磁流体动力学模拟探讨碰撞风双星中局部等离子体条件对粒子加速的影响，发现磁化率和冷却效率决定粒子能量及分布硬度，湍流和磁场复杂性主导加速过程。
2025-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Acceleration of relativistic protons in a solar wind perturbed by a coronal mass ejection
LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（拉格朗日天体物理实验室，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学，法国国家科学研究中心）
研究通过MHD模拟和测试粒子方法，探讨CME扰动下太阳风中相对论性质子的加速机制及能量增益过程。
2026-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
A global model of particle acceleration at pulsar wind termination shocks
脉冲星风星云是有效的粒子加速器，但其工作过程仍然难以捉摸。自生的微湍流在相对论磁化冲击中太弱，无法在很宽的能量范围内加速粒子，这表明星云的全球动力学可能参与了加速过程。在这项工作中，我们研究了冲击动力学的横向磁场剖面的大尺度各向异性所发挥的作用。我们进行了大范围的上游等离子体磁化的二维粒子模拟。大规模的速度剪切和电流片形成在赤道地区和两极，在那里他们通过开尔文-亥姆霍兹涡和扭结驱动强等离子体湍流。在下游流动的电流片的混合导致有效的非热粒子加速。幂律谱随着磁化强度的增加而变硬，类似于在相对论重联和动力学湍流研究中发现的那些。频谱的高端由在尾流上冲浪的颗粒组成，尾流是由在激波前沿形成的细长的矛头形空腔产生的，并穿透上游流。这些粒子通过玻姆极限附近的剪切流加速机制被有效地加速。磁化相对论激波是非常有效的粒子加速器。捕捉下游流的全球动态对理解它们至关重要，因此局部平面平行研究可能不适合脉冲星风星云和其他天体物理相对论磁化冲击。这种冲击的自然结果是在冲击波前腔产生的光谱高端的可变和多普勒增强的同步辐射，让人想起神秘的蟹状星云伽马射线耀斑。
2020-08-17 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Particle Acceleration in Colliding Flows: Binary Star Winds and Other Double-Shock Structures
与周围磁场垂直传播的冲击波使粒子加速的速度比平行传播方式快得多。然而，垂直加速停止后，冲击超越圆形粒子轨道。与此同时，它可能会继续在由一对垂直激波约束的超音速碰撞等离子体产生的流动中。虽然我们详细考虑的双冲击加速机制对热粒子不利，但预激励粒子可能避免加速过早结束。我们认为，如果它们的回旋半径超过了激波之间的主导湍流尺度，这些粒子可能会在被激波等离子体带走之前反复穿越激波间空间。此外，进入速度相似的激波之间的空间$u_{1}\approx u_{2}\approx c$，这些粒子开始以与激波表面成固定角度$\approx 35.3^{\circ}$在激波之间弹跳。它们沿着激波前沿的漂移是缓慢的，即$V_{d}\sim\left|u_{2}-u_{1}\right|\ll c$，因此在它们逃离加速器之前，需要经过$N\sim Lc/\left|u_{2}-u_{1}\right|d\gg1$的反弹（这里，$L$是激波的大小，$d$是激波之间的间隙）。由于这些粒子在每个循环（两次连续反弹）中的能量超过其能量的10倍，我们引用了其他可能的损失来限制加速度。它们包括由于波纹冲击、上游磁场的非平行相互定向和辐射损失而引起的漂移。
2023-01-20 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Line Driven Acceleration using Multi-Frequency Radiation Hydrodynamics
我们使用多频辐射流体力学（rad-HD）来模拟球对称恒星风的辐射加速。我们展示了Athena++的rad-HD能力，用于一系列多组辐射传输的测试问题。然后，我们通过球对称、等温、“CAK”型线驱动风对单个谱线的辐射转移进行建模。我们发现，正确地占被吸收的辐射的多普勒频移，该力是很好地描述了由解析Sobolev线转移在超音速部分的解决方案，其中的流动是静止的，雅培波的影响是可以忽略不计的。与解析解不同的是，稳态解的再辐射是重要的，并导致风外部的非平凡辐射能量密度和通量。我们讨论了各种应用程序，这些多组的方法，目前计算上容易处理。
2019-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Synchrotron spectra of GRB prompt emission and pulsar wind nebulae
粒子加速是许多高能天体物理环境中的一个基本过程，它决定了高能天体同步辐射的光谱特征。我们研究了磁流体动力学（MHD）湍流的基本动力学所产生的电子的绝热随机加速（ASA），并发现ASA的行为，有效地硬化注入的电子能谱。ASA在低能量下的优势和同步辐射冷却在高能量下的优势导致电子能谱和光子同步辐射谱的幂律形状被打破。此外，我们还应用ASA研究了伽马射线暴（GRB）和脉冲星风星云（PWNe）瞬发辐射的同步辐射谱。我们的理论和观测之间的良好的一致性，证实了粒子的随机加速是不可缺少的，在解释它们的同步辐射。
2019-11-29 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Hadronic acceleration in the young star cluster NGC 6611 inside the M16 region unveiled by Fermi-LAT: constraints on the acceleration efficiency
本文利用Fermi-LAT数据在M16区域发现与NGC 6611星团相关联的GeV辐射，通过建模恒星风终端激波加速与星风泡传播过程，将其解释为强子辐射，并将该星团的宇宙射线加速效率限制在约1%至4%之间。
2025-07-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Analytical Solution of Magnetically Dominated Astrophysical Jets and Winds: Jet Launching, Acceleration, and Collimation
我们提出了一个解析解的高度磁化喷流/风流。一般无力喷流/风方程（“脉冲星”方程）的左边被分成旋转和非旋转项。这两个方程的任何一项都可以解析求解，并且两个解彼此匹配得很好。因此，我们获得了磁主导喷流/风的一般近似解，该解涵盖了非相对论性到相对论性区域，并且漂移速度与冷等离子体速度很好地匹配。射流的加速包括三个阶段。(1)喷流位于阿尔文临界面（即轻圆柱）内，具有非相对论性速度，并由环形运动主导。(2)喷流超过阿尔文临界面，在那里，流动由极向运动主导，并变得相对论。这两个阶段的总速度遵循相同的规律$vΓ=ΩR$。(3)用$vΓ\approx1/\left(θ\sqrt{2-ν}\right)$代替演化规律，其中$θ$是射流的半张角，$0\leqν\leq2$是由磁场配置确定的自由参数。这是因为早期的有效加速最终打破了射流中不同部分之间的因果关系，阻止了全局解决方案。喷气机必须携带局部电荷和电流，以支持电磁平衡。该近似解与已知的理论结果和数值模拟结果一致，并且更便于直接与观测值进行比较。这个理论可以用来限制天体物理喷流中黑洞的自旋。
2021-01-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
