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
Steepening of Cosmic Ray Spectra in Shocks with Varying Magnetic Field Direction
宇宙射线（CR）光谱，无论是在它们到达地球大气层时测量的，还是从超新星遗迹（SNR）中的发射推断的，似乎都比“标准”扩散激波加速（DSA）理论预测的要陡峭得多。虽然重建的主要光谱引入了一个额外的陡峭，由于传播效应，有一个越来越多的共识，在CR社区，这些修正不足以解释最新的高精度数据。使用二维混合模拟，我们研究了一种新的机制，可能会陡峭的频谱在SNR冲击加速。大多数DSA治疗仅限于均匀冲击环境。为了研究非均匀性效应是否能产生必要的额外陡化，我们假设磁场沿激波阵面改变其角度。这种方法背后的基本原理是DSA效率对视场角$θ_\mathrm{Bn}$的强烈依赖性。我们的结果表明，沿其表面的冲击韧性的变化在DSA频谱的显着陡峭的结果。与准平行激波的模拟相比，我们观察到谱指数增加了$Δq=0.1-0.15$。有限的模拟结果，以更现实的SNR条件可能的外推被简要地考虑。
2019-10-24 astro-ph.HE
Cosmic Ray Spectrum Steepening in Supernova Remnants -- I. Loss-Free Self-Similar Solution
对宇宙射线（CR）的直接测量，在星际介质中传播效应校正后，表明它们的源谱可能比标准扩散冲击加速（DSA）机制预测的正则$E^{-2}$谱明显陡峭。DSA长期以来一直被认为是超新星遗迹（SNR）冲击中产生银河CRs的原因。在SNR内部的CR的加速度谱的现场的$γ$射线“探针”导致相同的结论。我们表明，陡峭的加速度谱可以归因于$combination$的（i）球形膨胀，（ii）倾斜的磁场沿激波表面和（iii）激波减速。由于（i）和（ii），DSA仅在局部磁场在其法线的$\simeq45^{\circ}$范围内的球形激波的两个“极帽”上有效。观察到的冲击波产生的光谱随着粒子能量的增加而变陡，因为能量较低的新加速粒子的数量不断增加，加速区域不断扩大。我们证明了陡峭的效果，通过获得一个精确的自相似的解决方案，在扩展激波表面的粒子加速度与任意的能量依赖的粒子扩散率$κ$。我们发现，它的增加向更高的能量陡峭的频谱，这与$κ$取消了标准DSA频谱形成鲜明对比。
2019-07-02 astro-ph.HE
Diffusive Cosmic Ray Acceleration at the Galactic Centre
从银河系内部$\sim2^\circ$探测到的弥散TeV辐射似乎与沿银河系脊的分子气体分布密切相关。虽然还不完全清楚TeV光子的起源是由于强子相互作用还是轻子相互作用，但强度分布与分子气体的紧密相关性强烈指向涉及相对论质子的π衰变过程。但是TeV辐射的光谱--指数为$α\approx -2.3$的幂律--不能轻易地与地球上看到的宇宙射线的陡峭分布相适应。在早期的工作中，我们研究了这些相对论质子的可能来源，并得出结论，无论是超大质量黑洞人马座A*（与HESS源J1745-290相同），还是沿银河平面分散的几个脉冲星风星云，都不能产生与HESS所观察到的形态相似的TeV发射轮廓。我们的结论是，从这个早期的研究，只有相对论质子加速整个云间介质可以解释所观察到的弥漫TeV发射从这个地区。在本文中，我们开发了一个模型的扩散质子加速驱动的湍流Alfvénic磁场存在于整个气体介质。虽然这是间接的，但这似乎是第一个证据，表明至少有一些宇宙射线在银河系内部的$\sim300$ pc中扩散加速。
2010-10-14 astro-ph.HE
Effect of Magnetised Discontinuity on Diffusive Shock Acceleration
Indian Institute of Science Education and Research（印度科学教育研究所）
研究探讨了磁化不连续性对扩散冲击加速中粒子能量谱的影响，发现磁化能增强粒子约束并提高能量增益，pitch角依赖扩散显著降低谱陡度。
2025-12-30 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
The Issue with Diffusive Shock Acceleration
我们讨论了扩散激波加速（DSA）理论的最新发展，通过使用第一原理动力学等离子体模拟和解析理论的基础上的对流/扩散方程的解决方案。特别是，我们展示了如何模拟显示，加速粒子的光谱显着陡峭的比$E^{-2}$预测的DSA的标准理论的强冲击，在协议与几个观测证据。我们挑出来的标准假设的测试粒子和非线性DSA的存在下，违反了强（自生）磁湍流，并提出了一个新的理论，更好地与多波长观测年轻的SN遗迹，射电超新星，银河系宇宙射线推断的粒子光谱。
2019-09-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph physics.space-ph
Effects of Alfvenic Drift on Diffusive Shock Acceleration at Weak Cluster Shocks
星系团发射的$γ$射线未被探测到，这对宇宙射线（CR）质子在弱无碰撞冲击下的扩散冲击加速（DSA）提出了挑战，这些冲击预计将在星系团内介质中形成。为了解决这个问题，我们在这里探讨可能的作用，阿尔文波自激通过共振流不稳定性在CR加速在平行冲击。阿尔文波的平均漂移可能会增加或减少散射中心压缩比，这取决于激波后的交叉螺旋度，导致CR谱变平或变陡。我们首先检查这样的影响，在平面冲击波的基础上，在小振幅限制的阿尔文波的运输。对于与簇激波相关的激波参数，Alfvénic漂移使CR谱略有增加，导致CR加速效率$η$略有增加。然后，我们考虑两个额外的，物理动机的情况下：（1）postshock波是各向同性通过MHD和等离子体过程中的冲击过渡和（2）postshock波只包含向前波传播的流动，由于可能的CR压力梯度后面的冲击。在这些情况下，阿尔夫文漂移可以减少$η$多达5倍的弱集群冲击。对于这里采用的正则参数，我们建议对音速马赫数为$M_{\rm s}\approx2-3$的激波采用$η\sim10^{-4}-10^{-2}$。$η$的可能减少可能有助于缓解来自星系团的$γ$射线的未检测和DSA预测之间的紧张关系。
2018-02-09 astro-ph.HE
Effect of acceleration and escape of energetic particles on spectral steepening at shocks
行星际激波的高能粒子谱在较窄的动量范围内呈现幂律，在较高能量时趋于软化。我们引入了一个传输方程占粒子加速和逃逸与扩散贡献的自生湍流附近的冲击和预先存在的湍流远上游。与扩散激波加速翻滚相比，上游颗粒强度在激波的一个扩散长度内变陡。由宏观参数如激波压缩、速度、远上游扩散系数和激波逃逸时间控制的动量谱可以简化为对数抛物线，也可以简化为破幂律。在上游均匀扩散系数的情况下，恢复了常用的幂律/指数截断解。
2020-12-22 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical Modeling of Time Dependent Diffusive Shock Acceleration
本文基于 CRPropa3.2 的 DiffusionSDE 构建时间依赖 DSA 模型，引入重要性采样与自适应时间步长，并经 VLUGR3 验证后应用于 GWTS。
2023-12-06 astro-ph.HE
Spectra of accelerated particles at supernova shocks in the presence of neutral hydrogen: the case of Tycho
激波附近中性氢的存在改变了激波的结构，并影响了通过一阶费米机制加速的粒子的光谱。这一现象对解释超新星遗迹辐射的多频光谱具有深远的意义。在激波下游与热离子进行电荷交换的中性粒子可能会导致快速中性粒子向上游气体移动，在那里它们可能会发生额外的电荷交换或电离反应，从而在上游沉积能量和动量。在这里，我们讨论了中性返回通量的影响，这已经在我们以前的工作中预测中性介导的超新星冲击，并显示加速粒子的光谱是如何变得明显比$p^{-4}$陡峭，从而影响一般超新星遗迹和第谷具体的伽马射线光谱。描述中性氢存在下的非线性扩散激波加速的理论是近年来发展起来的。在这里，我们使用一个半解析理论在以前的工作中开发和专门我们的预测的情况下，第谷超新星冲击波，有证据表明，加速宇宙射线的光谱比预期的扩散冲击加速的传统理论更陡峭。我们表明，如果在第谷超新星激波附近的中性氢的分数，如观测所建议的，~70-90，然后加速质子的光谱比$p^{-4}$陡峭可能是一个自然的结果电荷交换反应和相关的中性返回通量。对于能量低于~100-1000 GeV的粒子，其谱形受到这种现象的影响，对于这种粒子，扩散长度小于或至多与冲击上游的电荷交换和电离的路径长度相当。
2016-03-07 astro-ph.HE
Re-acceleration Model for Radio Relics with Spectral Curvature
射电{ \it gischt}遗迹的大部分观测特征，如沿遗迹宽度方向的光谱变陡和类幂律积分谱，都可以用扩散激波加速（DSA）模型来解释，即相对论电子在团内介质中被激波加速。然而，在某些射电遗迹（如星团CIZA J2242.8+5301中的香肠遗迹）中检测到的$\sim 2$ GHz以上的积分谱中的陡峭谱曲率可能不能用激波后电子的简单辐射冷却来解释。为了理解这种陡化，我们在这里考虑一个模型，其中一个球形冲击波扫过，然后退出一个有限大小的云化石相对论电子。随后的综合无线电频谱，预计将陡峭得多，比预测的老化后冲击电子，因为再加速后，云交叉的时间停止。使用DSA模拟，旨在再现香肠遗迹的无线电观测，我们表明，无论是综合无线电频谱和表面亮度轮廓可以拟合得相当好，如果冲击的速度，$u_s \sim 2.5-2.8\times 10^3 \kms$，和音速马赫数，$M_s \sim 2.7-3.0$，穿越化石云$\sim 45$百万年和冲击后的电子进一步冷却另一个$\sim 10$百万年。这一尝试表明，通过调整化石电子能谱的形状和采用化石云的特定构型，可以模拟某些射电吉斯特遗迹的陡曲谱。
2016-05-07 astro-ph.HE
Cosmic Ray Spectrum in Supernova Remnant Shocks
我们进行了动力学模拟扩散冲击加速Ia型超新星遗迹（SNRs）扩展到一个统一的星际介质（ISM）。震前气体温度是决定宇宙线加速的主要参数，而磁场强度和宇宙线注入率是次要参数。热ISM中的SNR（具有小于10^{-4}的注入分数）是低效的加速器，其中小于10%的能量转化为CR。激波结构几乎是试验粒子状的，随后的CR谱可能比E^{-2}更陡。虽然在前体中使用放大的磁场可以将粒子加速到10^{15.5}Z eV的膝能，但是散射中心的阿尔芬漂移使源谱变软，如E^{-2.1}那样陡峭，并且降低CR加速效率。
2011-05-19 astro-ph.HE
Origin of Galactic Cosmic Rays
在地球上观测到的大量宇宙射线（CR）的起源是一个世纪以来研究的主题，充满了成功和失败。从充满活力的角度来看，超新星遗迹（SNRs）仍然是最合理的来源CR高达刚性？10^6-10^7 GV。这种信心在某种程度上导致了一种范式的构建，即所谓的SNR范式：CR通过SNR中的扩散冲击加速而加速，并以能量依赖的方式在银河系中扩散传播。最近，伽马射线和X射线观测提供了信噪比加速情景的定性确认。通过测量次级核与初级核的流量比（如B/C），从观测上探讨了银河系中的扩散传播。然而，这个范例中也有一些弱点，这表明我们的模型中可能缺少了一些物理成分。在SNR冲击的扩散冲击加速理论预测的加速粒子的光谱系统太硬相比，从伽马射线观测推断。此外，硬注入光谱间接意味着在银河系中的扩散系数的陡峭的能量依赖性，这反过来又导致各向异性大于所观察到的。此外，最近的测量通量的核表明，光谱有一个打破刚性？200 GV，这与加速和传播的共同智慧不符。在本文中，我将回顾这些新的发展，并提出一些可能的影响。
2012-11-20 astro-ph.HE
Diffusive Shock Acceleration at Cosmological Shock Waves
我们重新审视非线性扩散冲击加速（DSA）在宇宙的大尺度结构的宇宙学冲击，纳入波粒子相互作用，预计在碰撞冲击。采用宇宙线（CR）流动不稳定性和阿尔芬漂移引起的磁场放大（MFA）的简单唯象模型，对大范围的音速和阿尔芬马赫数进行了动力学DSA模拟，并对CR注入率和加速效率进行了评估。在我们的DSA模型中，CR加速效率主要取决于音速马赫数Ms，而MFA因子则取决于Alfven马赫数和CR对激波的修正程度。结果表明，在强CR修正激波下，如果散射中心在放大磁场中以有效Alfven速度漂移，CR能谱变陡，加速效率显著降低.结果，对于Ms>~ 10的强地震，震后CR压力大约在冲击压力的~ 20%处饱和.在试验粒子区（Ms<~ 3），虽然在低马赫数冲击下的相关等离子体物理过程仍然很不确定，但预计磁场不会被放大，阿尔芬漂移效应也不显著。
2012-12-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Mechanism for spectral break in cosmic ray proton spectrum from Supernova remnant W44
\emph{Fermi}航天器观测站最近对超新星遗迹W 44的观测有力地支持了这样一种观点，即大部分银河系宇宙射线在这种遗迹中通过费米机制加速，也称为扩散激波加速。然而，W 44膨胀成弱电离的致密气体，因此需要对机制进行重大修改。在本文中，我们提供了必要的修改，并证明了强离子-中性碰撞的残余周围导致陡峭的加速粒子的能谱的\emph{exactly one power}。光谱突变是由阿尔芬波的倏逝导致的分数粒子损失造成的。加速质子与周围气体碰撞产生的伽马射线谱也被计算并成功地拟合到费米天文台的数据。母质子能谱最好用经典的测试粒子幂律E^-2来表示，由于粒子约束的恶化，在E_br~ 7 GeV处变陡到E^-3。
2011-03-03 astro-ph.HE
Hydrodynamical and radio evolution of young supernova remnant G1.9+0.3 based on the model of diffusive shock acceleration
利用三维流体动力学模型和宇宙线加速非线性动力学理论研究了银河系超新星遗迹（SNR）G1.9+0.3的射电演化。我们包括一致的数值处理磁场放大（MFA）由于共振流不稳定性。在假设SNR G1.9+0.3是位于银河系中心附近的Ia型超新星爆炸的结果下，使用广泛接受的爆炸能量10 $^{51}$ erg和喷出物质量1.4 $M_{\odot}$的值，计算了非热连续射电辐射。本文的主要目的是解释近几十年来观测到的射电通量增亮现象，并预测其未来的时间演化。我们估计，SNR现在是$\sim$ 120岁，在0.02厘米$^{-3}$的环境密度扩大，并解释其陡峭的无线电频谱指数仅通过有效的非线性扩散冲击加速（NLDSA）。我们还比较了这个年轻的SNR的模拟和观测结果，以测试所提出的模型和假设。我们的模式预测的无线电通量密度增加的$\sim$ 1.8%，每年$^{-1}$在过去的二十年中同意与测量值。我们合成了从射电到X射线的同步辐射光谱，它与VLA，MOST，Effelsberg，Chandra和NuSTAR测量结果吻合得很好。我们还提出了一个简化的伽马射线SNR的演化模型，并建议它可能是一个有前途的目标，在TeV的能量与未来一代的仪器，如切伦科夫望远镜阵列的伽马射线观测。SNR G1.9+0.3是唯一已知的流量密度增加的银河系SNR，我们在这里提出的预测，流量密度将开始减少约500年从现在开始。…
2017-03-21 astro-ph.HE
Non-linear diffusive acceleration of heavy nuclei in supernova remnant shocks
我们描述了一个半解析的方法，非线性扩散冲击加速的情况下，除了质子的核也被加速。激波的结构由所有原子核的复杂相互作用决定，而这种激波结构又决定了所有成分的光谱。上游的磁场放大被描述为由于所有核素的流动不稳定性。放大的磁场，然后考虑到它的动力学反馈的冲击结构，以及在感应修改的速度的散射中心，进入粒子输运方程。只有当磁场被充分放大并且散射中心在背景等离子体的框架中具有高速度时，加速粒子的谱才足够陡，才能与观测到的宇宙射线谱进行比较。我们讨论了这种广义的方法的膝盖在所有粒子的宇宙射线谱，我们解释为由于越来越重的化学成分以上$10^{15}$ eV的结构上的影响。本文还讨论了当γ射线是强子起源时，超新星遗迹中的γ射线辐射源的非平凡化学成分的影响。
2010-11-09 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Cosmic-ray electrons released by supernova remnants
宇宙射线从其源头逃逸并释放到银河系的过程在很大程度上仍然是未知的。在地球上测得的宇宙射线电子和质子光谱之间的比较表明，当能量高于$\sim 10$ GeV时，电子释放的光谱比质子的光谱陡峭，这是由$Δs_{\rm ep} \sim 0.3$和$Δs_{\rm ep} \sim 1.2$在$\sim 1$ TeV以上释放的。假设这两个物种在超新星遗迹冲击加速，我们在这里探索两种可能的情况下，可以在原则上证明陡峭的电子光谱：（i）能量损失由于同步辐射在放大的磁场，和（ii）时间依赖的加速效率。我们考虑到磁场放大所产生的宇宙射线诱导的不稳定性或磁流体力学不稳定性我的手段的参数描述。我们表明，这两种机制都需要解释的电子光谱。特别是同步加速器的损失只能产生一个显着的电子陡峭以上$\sim 1$ ~TeV，而时间依赖性的加速可以解释在较低的能量，如果电子注入到扩散冲击加速度是成反比的冲击速度的频谱。我们讨论了支持这种行为的观测和理论证据。此外，我们预测两个额外的光谱功能：低于$\sim$几个GeV（如现有的观测所需），由于在绝热阶段的加速效率下降，和光谱硬化以上的$\sim 20$ TeV（没有数据可供使用）从电子逃逸的冲击前兆。
2021-10-13 astro-ph.HE
Intrinsic Spectral Curvature from Finite-Cycle Transport at Relativistic Shocks
Korea Astronomy and Space Science Institute（韩国天文学与空间科学研究所）
研究相对论性激波有限循环输运，通过离散激波穿越映射和能量依赖返回概率建立框架，得出返回概率随能量降低产生本征谱曲率，其能量依赖性由相关竞争决定，结果指向预渐近有限循环极限及非幂律谱产生原因。
2026-07-14 astro-ph.HE physics.plasm-ph
A possible explanation of the knee of cosmic light component spectrum from 100 TeV to 3 PeV
在ARGO-YBJ实验中发现了在$\sim 700$ TeV处明显变陡的氢氦混合谱。本文证明了用我们银河系超新星遗迹逃逸的宇宙射线模型可以很好地再现观测到的H + He谱。在该模型中，粒子通过非线性扩散激波加速机制在SNR中加速，并考虑了从SNR逃逸的高能轻核的三个分量。应该注意的是，如果加速效率更高，KASCADE观测到的质子谱也可以用这个模型来解释。
2017-07-18 astro-ph.HE
Non-linear acceleration at supernova remnant shocks and the hardening in the cosmic ray spectrum
在过去的几年里，几个实验已经表明，膝盖以下的宇宙射线谱不是一个完美的幂律。特别是，质子和氦的光谱显示出在~200 - 300 GeV/核子的粒子能量下的光谱指数约为0.1 - 0.2的光谱硬化。此外，氦的光谱被发现比质子的光谱硬约0.1，并且在重元素的光谱中也发现了类似硬化的一些证据。在这里，我们考虑的可能性，硬化可能是一个分散的结果，在频谱的宇宙射线加速超新星遗迹冲击。这样的分散确实是预期的扩散冲击加速的非线性理论的框架内，预测陡峭的（硬）粒子谱较大（较小）的宇宙射线加速效率。
2017-10-14 astro-ph.HE
Kinetic Simulations of Cosmic-Ray-Modified Shocks II: Particle Spectra
扩散激波加速是在空间和天体物理系统中产生高能粒子的一种重要机制。这种高能粒子长期以来被预测会影响激波的流体动力学结构，从而导致CR谱比测试粒子预测的更平坦。然而，在这项工作以及一个配套文件，C。C. Haggerty和D. Caprioli，2020，arXiv：2008.12308 [astro-ph.HE]，我们使用自洽混合（动力学离子-流体电子）模拟首次展示了CR修改的冲击实际上如何产生更陡的光谱。陡化是由嵌入在激波下游的磁湍流中的CR的增强平流驱动的，我们称之为“后标”。这些结果与超新星和超新星遗迹的多波长观测一致，并且对一般空间/天体物理冲击具有重要的现象学意义。
2020-09-02 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Cosmic Ray Spectrum in Supernova Remnant Shocks
我们进行了Ia型超新星遗迹（SNRs）扩展到均匀星际介质（ISM）中的扩散激波加速（DSA）的动力学模拟。Bohm扩散假设，并采用简单的模型Alfvenic漂移和耗散。热漏注入的唯象模型被认为是。我们发现，震前气体温度是支配宇宙线（CR）加速效率和能谱的主要参数，而CR注入率是次要参数。对于热ISM中的信噪比，当注入分数大于10^{-4}时，DSA足以将20%以上的信噪比爆炸能量转换为CR，加速CR谱呈现凹曲率平坦化至E^{-1.6}。然而，这种在膝能附近的平坦源谱可能与在地球上观测到的CR谱不一致。另一方面，在热ISM中，具有小于10^{-4}的注入分数的SNR是低效的加速器，其中小于10%的爆炸能量转化为CR。此外，激波结构几乎与试验粒子相似，随后的CR谱可能比E^{-2}更陡。当放大的磁场强度达到30 microG量级时，由流动不稳定性产生的阿尔芬波可能会向上游漂移得足够快，使修正的试验粒子幂律律像E^{-2.3}一样陡峭，这与观察到的CR谱更一致。
2010-03-23 astro-ph.HE
From E. Fermi to Fermi-LAT: watching particle acceleration in supernova remnants
几十年来，超新星遗迹一直被认为是银河系宇宙射线（CR）的来源。然而，只有随着费米-LAT的出现，才有可能探测到--至少在一些信噪比中-- γ射线，其来源无疑是强子的，即由于相对论性核与背景等离子体碰撞产生的中性π介子衰变。当与其他波段（从射电到TeV γ射线）的观测相结合时，费米-LAT数据提供了CR谱比扩散激波加速的标准预测明显陡峭的证据，迫使我们重新思考我们对强激波下有效粒子散射的理论理解。我们概述了如何，包括CR触发的磁场放大的影响，它是可能的调和非线性模型的扩散冲击加速与γ射线观测，特别是提供了一个成功的应用，这样的理论第谷的SNR。最后，我们展示了动力学模拟如何研究加速粒子和磁场的非线性耦合的微观物理，从第一性原理探索费米机制在强冲击下的效率
2013-03-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic rays and non-thermal emission in simulated galaxies. I. Electron and proton spectra compared to Voyager-1 data
目前的宇宙射线（CR）传播研究使用静态Milky-Way模型，并将参数化的源分布拟合到数据中。相反，我们使用三维磁流体动力学（MHD）模拟孤立星系的移动网格代码AREPO，自洽占CR质子的流体动力学效应。在后处理中，我们计算了它们的稳态谱，考虑了所有相关的损失过程。我们表明，这种稳定状态的假设是合理的，在光盘和一般的区域，发射非热无线电和伽马射线。此外，我们模型的光谱的初级电子，加速超新星遗迹，和次级电子和正电子产生的强子CR质子与气体的相互作用。我们发现，质子光谱10 GeV以上，只有弱依赖于星系半径，而他们获得的径向依赖在较低的能量，由于库仑相互作用。辐射损失陡峭的光谱初级CR电子在银河系中央地区，而扩散损失占主导地位的郊区。次级电子表现出比初级电子更陡的光谱，因为它们源自于传输的更陡的CR质子光谱。与Voyager-1和AMS-02数据一致，我们的模型（i）显示了由于库仑相互作用导致的低于GeV能量的质子光谱的翻转，使得电子开始主导总粒子光谱，以及（ii）匹配高达10 GeV的正电子分数的形状。我们的结论是，我们在MHD-CR星系模拟的稳态CR建模是足够现实的，以捕捉占主导地位的运输影响塑造他们的光谱，主张一个完整的MHD治疗，以准确地模拟CR运输在未来。
2021-05-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Extragalactic cosmic rays diffusing from two populations of sources
我们认为，解释所观察到的光谱和组成的宇宙射线与能量以上$10^{17}$ eV的两个不同的河外人口的源在存在的湍流星系际磁场（包括也衰落银河宇宙射线组件）的可能性。布居被认为是具有刚性依赖谱的不同核素的叠加。第一个河外星族在$10^{17}$至$10^{18}$ eV的能量范围内占主导地位，由具有相对较大密度（$> 10^{-3}$ Mpc $^{-3}$）和陡峭光谱的源组成。第二个河外族群在几个EeV以上的宇宙线通量占主导地位，它有一个更硬的光谱斜率，并在几个$Z$ EeV（其中$eZ$是相关的宇宙线电荷）处有一个高能截止。这个群体具有较低的源密度（$<10^{-4}$ Mpc $^{-3}$），因此典型的源间分离大于几十Mpc，受到磁视界效应的显著影响，该磁视界效应强烈抑制能量低于$\sim Z$ EeV的通量。我们将讨论如何这种情况下可以调和的宇宙射线源光谱指数，预计将导致从扩散冲击加速机制的值。
2020-05-24 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
Measurement of the Cosmic Ray e+ plus e- spectrum from 20 GeV to 1 TeV with the Fermi Large Area Telescope
费米大天区望远镜被设计成一个高灵敏度的伽马射线观测站，同时也是一个电子探测器，在300 GeV的能量下，它的接受能力超过2 m^2 sr。基于伽马射线分析，我们已经开发出一种有效的电子检测策略，它提供了足够的背景抑制高达1 TeV的steeer-falling电子光谱的测量。我们的高精度数据表明，电子光谱的能量为E^（-3.0），并没有表现出突出的光谱特征。解释方面的一个传统的扩散模型，以及一个潜在的本地额外的组件进行了简要的讨论。
2009-04-30 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Cosmic rays in the GeV-TeV energy range from two types of supernovae
AMS-02实验报道了~（0.5-2000）GeV/n范围内几种宇宙线能谱的精确测量。一个有趣的发现是不同物种之间光谱形状的差异。质子的光谱是所有物质中最陡的，氦、碳、氧和铁的光谱比氖、镁和硅的光谱更难。这些观测结果很难解释，因为扩散激波加速，目前最合理的高能宇宙粒子加速理论，期望光谱指数与加速粒子的质量和电荷无关。此外，银河系中的传播已被证明无法补偿这种差异。在这项工作中，我们提出了一个基于两个组件模型的解释宇宙射线在银河系中的起源-第一个组件起源于规则超新星遗迹的星际介质和第二个组件来自Wolf-Rayet超新星。使用最近的结果宇宙射线注入增强超新星冲击在均匀的星际介质和沃尔夫-拉叶星的风环境中，我们表明，这两个组件的组合可以解释AMS-02实验观察到的行为。
2021-07-26 astro-ph.HE
Dynamical Modelling and Emission Signatures of a Candidate Dual AGN with Precessing Radio Jets
在本文中，我们模拟了观测到的S形射电源（2MASX J12032061+131931）由于旋进喷流的动力学和发射特性（存在辐射损失和扩散激波加速）。在这方面，我们已经进行了高分辨率的三维磁流体动力学（MHD）模拟旋进射流在银河系环境中。我们显示了一个独特的S形的外观与两个明亮的热点时，弓形激波区域随着时间的推移而减弱。所形成的形貌对参数选择敏感。螺旋射流和周围介质之间的相互作用的增加以及由于MHD不稳定性引起的射流减速也极大地影响了所得到的结构。因此，运动学模型必须校正这些减速效应，以充分预测的进动参数。合成光谱指数图显示，喷流侧和前缘具有相对陡峭的光谱指数值比喷流脊线，而热点显示平坦的光谱指数值。射流也被发现是高度线性极化（高达76%）和磁场线，在一般情况下，遵循射流轨迹，这是由于射流周围介质的相互作用。在这种情况下，扩散冲击使结构在其演化过程中保持活跃。此外，我们已经证明，这些星系偏离均分近似显着导致其光谱和动力学年龄的差异。
2022-06-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
Energy Spectrum Of Nonthermal Electrons Accelerated At A Plane Shock
利用时间相关的扩散激波加速（DSA）模拟方法，计算了在准平行磁场作用下，平面激波中宇宙线质子和电子的能谱，包括同步辐射和逆康普顿散射引起的能量损失。采用热漏注入模型和玻姆型扩散系数。当DSA能量增益与同步加速器/IC能量损失相平衡后，激波处的电子能谱趋于稳定，并在平衡动量p_{eq}处截止。在激波后区，由于能量损失，电子能谱的截止动量随离激波的距离而减小，电子空间分布的厚度与p^{-1}成正比。因此，当p_{br} <p< p_{eq}时，下游积分谱的斜率变陡一个p的幂，其中破裂动量随冲击年龄减小，公式为p_{br} \propto t^{-1}。在CR修正激波中，质子和电子能谱都呈现出凹曲率，偏离正则试验粒子幂律，在截止动量附近，上游积分电子能谱可能优于下游积分电子能谱。因此，X射线同步辐射截止附近的光谱形状可以揭示非线性DSA的特征。
2011-02-15 astro-ph.HE
Broad-band nonthermal emission from molecular clouds illuminated by cosmic rays from nearby supernova remnants
由于宇宙射线在稠密的磁化气体中的相互作用，分子云预计会发出非热辐射。如果云靠近宇宙射线加速器，并且高能粒子可以离开加速器并扩散到达云，则这种发射会被放大。我们在这里考虑的情况下，一个分子云位于附近的超新星遗迹，有效地加速宇宙射线，并逐渐释放他们在星际介质。我们计算的多波长光谱，从无线电到伽马射线是新兴的云作为宇宙射线相互作用的结果。总能量输出由伽马射线发射主导，其可以超过其他波段的发射一个数量级或更多。这表明，迄今为止探测到的一些未识别的TeV源，在其他波长上没有明显或非常弱的对应物，实际上可能与来自附近源的宇宙射线照射的云有关。此外，在某些条件下，伽马射线谱呈现出凹形，在低能量下陡峭，在高能量下坚硬。这一事实可能对GeV和TeV γ射线源光谱兼容性的研究具有重要意义。
2009-01-28 astro-ph.HE
Particle acceleration at radiative supernova remnant shocks
Laboratoire d’étude de l’Univers et des phénomènes eXtrêmes, LUX, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, CNRS（极端宇宙现象与天体物理实验室，LUX，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，法国国家科学研究中心）
研究辐射超新星残骸冲击波中通过扩散冲击加速（DSA）加速粒子的可能性，发现辐射阶段可导致电子谱比质子谱更陡峭，并受环境和辐射阶段持续时间影响。
2025-11-24 astro-ph.HE
Turbulent Reacceleration of Streaming Cosmic Rays
亚音速压缩湍流将能量传递给宇宙射线（CR），这一过程称为非共振再加速。它经常被用来解释观察到的比率，初级到二级CR在$\sim \rm GeV$能量，假设完全扩散CR运输。然而，这种估计忽略了CR自我限制和流的影响。我们研究这些问题，在搅拌箱磁流体动力学（MHD）模拟使用雅典娜++，与场对齐的扩散和流CR运输。对于扩散，我们发现CR再加速率与分析预测吻合得很好。当包括流时，再加速率取决于血浆$β$。由于CR和气体变量之间的流修正相移，它们在低$β$环境（如星际介质（ISM））中比正则再加速速率慢，但在高$β$环境（如团内介质（ICM））中保持不变。我们还量化了模拟中的流能量损失率。对于亚Alfvénic湍流，由于平均场和各向同性CR梯度之间的不对准，与各向同性损失率$v_{A} \cdot \nabla P_{\rm CR} / P_{\rm CR} \sim v_{A}/L_{0}$相比，它与分辨率相关（因此在大规模模拟中不收敛）并受到严重抑制（抑制幅度为一个数量级）。与直觉相反，并且与加速效率不同，CR损耗几乎与$β\sim 1-100$上的磁场强度无关，因此，当包括流时，CR损耗不是较低加速率背后的主要因素。虽然本文主要关注的是湍流如何影响CR，在后续文件（巴斯塔和哦，在准备），我们考虑CR如何影响湍流转移能量从MHD级联，改变路径的气体加热和陡峭的湍流功率谱。
2023-01-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic-ray spectral anomaly at GeV-TeV energies as due to re-acceleration by weak shocks in the Galaxy
最近的宇宙射线测量的ATIC，CREAM和PAMELA实验发现了一个明显的硬化的能谱在TeV的能量。虽然硬化的起源还不清楚，但可能的解释包括宇宙射线源光谱的硬化，银河系中宇宙射线传播特性的变化以及附近源的影响。在这篇文章中，我们提出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概率预计会比年轻超新星遗迹大，预计再加速主要是由较弱的冲击产生的。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。
2013-08-06 astro-ph.HE
Curved Radio Spectra of Weak Cluster Shocks
为了了解弧形巨型射电遗迹的稀有性、均匀的表面亮度和弯曲的积分光谱等观测特征，我们探索了射电遗迹的扩散冲击加速（DSA）模型，其中球形冲击撞击包含化石相对论性电子的磁化云。为此，我们进行DSA模拟的球形冲击与相关的参数香肠无线电遗物在集群CIZA J2242.8+5301，并计算随后的无线电同步辐射从再加速电子。三种类型的化石电子人口被认为是：一个δ函数一样的人口与冲击注入动量，幂律分布，幂律指数截止。计算了射电辐射震后区的表面亮度剖面和体积分射电谱，并与观测结果进行了比较。我们发现，所观察到的香肠遗迹的宽度可以合理地解释与速度$u_s \sim 3\times 10^3 \kms$和音速马赫数$M_s \sim 3$的冲击。如果电子加速的持续时间为$\sim 60 - 80$ Myr，这些冲击产生弯曲的无线电频谱，其在$(0.1-10) ν_{\rm br}$上逐渐变陡，其突变频率为$ ν_{\rm br}\sim 1$ GHz。然而，在香肠遗迹中观察到的$\sim 1.5$ GHz以上的光谱指数的突然增加似乎表明，除了辐射损失之外，还有其他物理过程对具有$γ_e \gtrsim 10^4$的电子起作用。
2015-07-24 astro-ph.HE
Magnetic Field Evolution in Giant Radio Relics using the example of CIZA J2242.8+5301
巨型射电遗迹是在某些正在合并的星系团外围观测到的弧形弥散射电辐射区。它们被认为是在团内介质中追踪冲击波。最近的观测表明，一些著名的射电遗迹在其射电频谱中表现出超过2 GHz的陡峭。这对标准理论模型提出了挑战，因为冲击加速预计会将电子加速到非常高的能量，并具有幂律动量分布。在这项工作中，我们试图调和这些数据与冲击加速的情况。我们认为，光谱变陡可能是由于最高能量的电子优先发射在较低的磁场比大部分同步辐射亮电子文物。在这里，我们集中在一个模型与一个不断增加的磁场后面的冲击波阵面，它很快饱和，然后下降。本文导出了在时变磁场和膨胀介质中宇宙射线电子能谱的时间演化。然后，我们将形式主义的大射电遗迹在集群CIZA J2242.8+5301（香肠遗迹）。结果表明，在下游磁场放大的有利条件下，我们的模型可以解释观测到的射电频谱、亮度剖面和遗迹的光谱指数剖面。对下游磁场所需放大的一种可能解释是，在激波后面作用着一个发电机，其磁湍流的注入尺度约为10千秒差距。我们的模型需要注入效率的CRe -这是在张力与简单的扩散冲击加速从热池。我们表明，考虑到预先存在的CRE，这个问题可能会得到缓解。
2016-03-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cosmic ray acceleration at perpendicular shocks in supernova remnants
超新星遗迹（SNRs）被认为通过扩散激波加速（DSA）机制将粒子加速到高能量。除了直接的等离子体模拟，所有的建模工作必须依赖于一个给定的形式的扩散系数，一个关键的参数，体现了高能带电粒子与磁湍流的相互作用。通常采用所谓的玻姆极限。在本文中，我们重新讨论的问题加速在垂直冲击，通过采用一个现实的模型垂直扩散。我们的系数在低动量（指数为$α$）时降为幂律动量，但在高动量（在某些特征动量$p_{\rm c}$以上达到一个常数值$κ_{\infty}$）时变得与粒子动量无关。我们首先提供了简单的分析表达式的最大动量，可以达到在给定的时间与这个系数。然后，我们进行随时间变化的数值模拟，以调查的颗粒分布的形状，可以得到的颗粒压力时，反作用于流。我们观察到，对于一个给定的指数$α$和注入水平，冲击修改是相似的$p_{\rm c}$的不同可能的值，而粒子谱显着不同。特别令人感兴趣的是，低的$p_{\rm c}$值往往会消除曾经被认为是典型的非线性DSA的反射，并导致陡峭的光谱，正如最近对银河系SNR的高能观测所要求的那样。
2014-07-24 astro-ph.HE
Theory of Electron Injection at Oblique Shock of Finite Thickness
本文提出了一种在无碰撞激波中产生宇宙线电子的电子注入扩散激波加速（DSA）理论。我们考虑最近提出的粒子加速机制称为随机冲击漂移加速（SSDA）。我们发现，SSDA可以理解为一个扩散粒子加速机制在斜激波的有限厚度。更具体地说，它是由一个解决方案的扩散-对流方程的粒子与特征扩散长度可比的冲击厚度。另一方面，如果扩散长度比厚度长得多，则相同的方程产生标准DSA。虽然SSDA预测，在一般情况下，光谱指数比DSA陡峭，它是更有效的低能电子加速，有利于注入。注入阈值能量对应于两个不同区域之间的跃迁能量。在典型的星际和行星际条件下，如果激波周围湍流的耗散尺度由离子惯性长度决定，则其量级为$0.1\text{-}1$ MeV。电子注入在高$M_\textrm{A} / \cos θ_{Bn}$时效率更高，其中$M_\textrm{A}$和$θ_{Bn}$是阿尔文马赫数和激波速度。该理论表明，电子有效加速到超相对论能量将更容易实现高马赫数年轻超新星遗迹冲击，但不是在弱或中等冲击在日光层，除非上游的磁场几乎垂直于冲击法线。
2022-01-27 astro-ph.EP astro-ph.HE physics.plasm-ph
Giant radio relics in galaxy clusters: reacceleration of fossil relativistic electrons?
在星系团外围的许多明亮的射电遗迹具有较低的推断马赫数，违背了激波加速理论和日光层观测的预期，即相对论粒子的注入效率在低马赫数时直线下降。通过一系列的宇宙学模拟，我们跟踪了星系团组装过程中宇宙线电子的扩散激波加速、辐射冷却和库仑冷却。我们发现了大量的化石电子。当在激波中再加速（通过扩散激波加速）时，它们在强激波中与直接注入竞争，在弱激波（马赫数< 3）中以多个数量级占压倒性优势，这在星团外围占绝大多数。它们的相对重要性取决于冷却物理学，并且对所使用的冲击加速模型是鲁棒的。虽然化石的丰度可以变化约10倍，但典型的再加速化石群具有与观测非常一致的射电亮度。1 < gamma < 100（10 < gamma < 10^4）的化石电子为强（弱）冲击下的再加速提供了主要的种子;我们的模拟表明，这些都很好地解决了。我们构建了一个简单的自相似分析模型，假设稳定的最近注入和冷却。它与我们的模拟吻合得很好，允许快速估计和物理洞察分布函数的形状。我们预测，LOFAR应该找到更多的明亮的陡谱射电遗迹，这是不一致的直接注入。不考虑化石宇宙射线电子将导致关于弱冲击下粒子加速性质的错误结论;它们来自于众所周知的物理过程，不能被忽视。
2013-09-02 astro-ph.CO 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
Radio and X-ray Shocks in Clusters of galaxies
在星系团外围发现的射电遗迹被认为是追踪宇宙冲击加速的射电发射相对论电子。利用大尺度结构形成的宇宙流体动力学模拟数据，采用宇宙射线电子产生的扩散激波加速（DSA）模型，构造了模拟星系团在天平面投影的模拟射电图和X射线图。从合成图中提取了激波和射电遗迹的各种性质，包括激波的马赫数、射电光谱指数和光度，并与观测结果进行了比较。在这些图中识别的相当一部分射电和X射线激波涉及沿视线（LoS）的多个激波表面，并且图中激波分布的形态取决于投影方向。在一个给定的LoS中的多个冲击中，射电观测倾向于拾取具有平坦射电谱的较强冲击，而X射线观测则优先选择具有较大动能通量的较弱冲击。因此，在某些情况下，由无线电和X射线观测得到的激波马赫数和位置可能彼此不同。我们还发现，合成的射电遗迹的频谱指数和射电功率的分布与观测到的真实遗迹的频谱指数和射电功率的分布有些不一致，更多的射电遗迹已被观察到更接近集群的核心和更陡峭的频谱指数。我们认为，不一致可以解释，如果非常弱的冲击与$M_s \la 2$加速CR电子更有效地相比，DSA模型在这里采用。
2015-09-02 astro-ph.HE
Evidence for particle re-acceleration in the radio relic in the galaxy cluster PLCKG287.0 +32.9
射电遗迹是在星系团中观测到的弥散射电源，可能是由星系团-星系团合并过程中的激波加速产生的。它们的大尺寸，约为1 Mpc，表明发射电子需要局部加速。通常引用的扩散冲击加速度模型已受到最近的观察和理论的挑战。本文报道了在星系团PLCKG 287.0 + 32.9中发现的复杂射电辐射，该星系团有两个遗迹，一个射电晕和几个射电遗迹。光学观测表明，该星团是拉长的，可能沿着星系际灯丝，并显示了大量的子结构。这个射电遗迹的独特之处在于：（i）它似乎与射电星系的叶相连;（ii）射电遗迹两侧的射电频谱变陡。我们讨论的背景下，粒子再加速这些功能的起源。
2014-02-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Nonthermal Radiation from Supernova Remnants: Effects of Magnetic Field Amplification and Particle Escape
通过对磁场放大、Alfven漂移和粒子逃逸的唯象模型进行非线性扩散激波加速（DSA）过程的时变数值模拟，研究了类Ia型SNR爆炸波中波粒相互作用对DSA过程的非线性影响。对于典型的SNR参数的CR质子可以被加速到PeV的能量，只有当该区域的放大场前面的冲击是广泛的，足以包含感兴趣的粒子的扩散长度。即使在阿尔夫文漂移的帮助下，构建SNRs的非线性DSA模型仍然具有一定的挑战性，其中超新星爆炸能量的10%数量级被转换为CR能量，并且在冲击前兆中磁场被放大10倍左右，而同时PeV质子的能谱比E^{-2}更陡。为了探索这些物理效应对观测到的SNR发射的影响，我们还计算了由此产生的无线电到伽马射线光谱。非热辐射谱，特别是X射线和γ射线谱，取决于CR注入过程、磁场放大、粒子逃逸以及激波动力学演化的时间演化。这一结果来自于这样一个事实，即CR谱的高能端由在爆炸波演化的非常早期阶段注入的粒子组成。因此，更好地理解与无碰撞激波相关的等离子体波粒相互作用对于详细模拟SNR的非热辐射至关重要。
2013-08-30 astro-ph.HE
Modeling the broadband emission of Fermi/LAT GRB 090902B
费米大阵望远镜（Fermi/LAT）观测到的GRB 090902 B在爆发后10^3 s内有一个能量大于100 MeV的强辐射，辐射随时间呈幂律衰减（t^{-1.5}）。它也被几个后续的低能仪器观测到，包括爆发后约5000秒的早期光学探测。早期的光辐射衰减比t^{-1.6}快，这被怀疑是由反向激波引起的。我们在这里探讨的模型，可能解释的宽带余辉辐射的GRB 090902 B。我们发现，反向冲击模型的早期光学发射会高估的无线电余辉流量是不一致的观测。一个部分辐射爆炸波模型，虽然能够产生一个足够陡峭的衰减斜率，不能解释GRB 090902 B的宽带数据。双组分喷流模型，其中包括一个狭窄的和明亮的喷流组件的核心和周围的更广泛的和低能量的喷流组件，被证明是能够解释宽带余辉数据，包括LAT的高能量数据后~50 s和低能量（无线电，光学和X射线）余辉数据。LAT在~50 s之前检测到的早期高能发射可能是由于亚MeV发射的内部起源。最高能量（33 GeV）的GRB 090902 B的光子在80秒时检测到的，可以勉强容纳在前向冲击辐射的乐观条件下，电子被加速的玻姆扩散冲击。
2010-12-22 astro-ph.HE
Acceleration of Heavy Ions at Non-Relativistic Collisionless Shocks
本研究通过二维混合模拟探究非相对论无碰撞激波中重离子的扩散激波加速过程，发现重离子优先加速、可放大磁场并增强强子辐射，为天体物理激波建模提供了新依据。
2025-10-29 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Young Supernovae as Experimental Sites to Study Electron Acceleration Mechanism
来自年轻超新星（爆炸后约1年）的射电辐射在冲击波中的相对论性电子群中显示出一种特殊的特征，它们的能量分布比通常在超新星遗迹（SNR）中发现的要陡峭，也比标准扩散冲击加速（DSA）机制的预测要陡峭。这是特别成立的一类剥离信封超新星（SNe IIb/Ib/Ic）的组合高激波速度和低拱星物质（CSM）密度，使其更容易获得比其他类SNe的内禀能量分布。我们认为，这种明显的差异反映了年轻SNe的射电同步辐射是由未被类DSA机制加速前的低能电子引起的，而对年轻SNe的研究有助于解决宇宙射线加速理论中尚未解决的电子注入问题.我们认为电子的能量分布可能会向高能方向变平，最有可能在100 MeV左右，这标志着从低效加速到高效加速的转变。识别这一特征将是理解电子加速机制的一个重大进展。我们建议进一步探索两个问题：（1）爆炸后第一年的毫米/亚毫米观测;（2）大约一年及以后的X射线观测。我们表明，这些是可达到的ALMA和钱德拉附近的SNE。
2012-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Signature of Particle Diffusion on the X-ray Spectra of the blazar Mkn 421
本文通过分析Mkn 421的Swift-XRT和NuSTAR同步观测数据，发现高流量状态下硬X射线光谱存在显著曲率，并证明该曲率特征与Bohm型粒子扩散过程和辐射损失调制一致。
2024-04-23 astro-ph.HE hep-ph
Cosmic-ray Acceleration and Propagation
自从1912年维克多·赫斯的开创性发现以来，宇宙射线（CR）的起源一直困扰着科学家。然而，在过去的十年中，现代超级计算机为调节天体物理无碰撞等离子体的过程打开了一扇新的窗口，允许通过第一原理动力学模拟研究CR加速。与此同时，新一代的X射线和$γ$射线望远镜一直在收集证据，证明银河系的CR在超新星遗迹（SNR）的爆炸波中被加速。我提出了国家的最先进的粒子在细胞模拟的非相对论冲击，其中离子和电子的加速效率和磁场放大作为一个函数的冲击参数进行了详细研究。然后，我讨论了这些研究结果的理论和观测同行，比较他们与扩散冲击加速理论的预测和多波长观测年轻的信噪比。我特别概述了一些主要的悬而未决的问题，如从SNRs的$γ$射线观测推断的陡峭CR光谱的可能原因和银河CR光谱中膝盖的起源。最后，我把这样一个理论上的理解与银河系中的CR传播，以弥合源的加速度和地球上的CR测量之间的差距。
2015-10-23 astro-ph.HE hep-ph hep-th
On the Structure and Scale of Cosmic Ray Modified Shocks
强烈的天体物理冲击，扩散加速的宇宙线（CR）应该发展CR前兆。这种前体$L_{p}$的长度被认为是由CR平均自由程$λ$与冲击速度的比率来设定的，即，$L_{p}\sim cλ/V_{sh}\sim cr_{g}/V_{sh}$，形式上独立于CR压力$P_{c}$。然而，超新星遗迹激波的X射线观测表明，前兆尺度可能比$L_{p}$短得多，这将对上述估计提出质疑，除非磁场被强烈放大，并且回旋半径$r_{g}$在短（未解决的）空间尺度上被强烈减小。我们认为，虽然CR压力建立在前面的冲击，加速进入一个强烈的非线性阶段，其中的声学不稳定性，由CR压力梯度驱动，占主导地位的其他不稳定性（至少在低$β$等离子体的情况下）。在这种状态下，前体变陡成强非线性波前，其尺寸与\emph{the CR pressure}成比例，为$L_{f}\sim L_{p}\cdot(L_{s}/L_{p})^{2}(P_{c}/P_{g})^{2}$，其中$L_{s}$是发展的声学湍流的比例，并且$P_{c}/P_{g}$是CR与气体压力的比率。由于$L_{s}\ll L_{p}$，即使在由CR通过声学和（也可能）由CR驱动的其他不稳定性进行的中等气体加热的情况下，前体结垢减少也可能是强的。
2010-07-18 astro-ph.HE nlin.PS
Reconciling cosmic-ray transport theory with phenomenological models motivated by Milky-Way data
宇宙射线在银河系中传输的唯象模型可以再现大范围的观测结果，假设宇宙射线散射的磁场波动具有谱$\propto k^{-δ}$和$δ\sim [1.4,1.67]$。我们研究在何种程度上，这种模型可以与当前的CR运输的微物理理论，特别是自约束由于流的不稳定性和/或外在湍流由于级联的MHD快模式。我们首先回顾一下为什么这两种理论都不与观测相容。然后，我们强调，CR运输是一个强大的功能，在多相星际介质（ISM）的本地等离子体条件，并可能是扩散，由于在某些地区的湍流和流动，由于在其他自约束。散射机制的多相组合原则上可以再现质子光谱和硼碳比（B/C）的主要趋势。然而，与假设无阻尼Kolmogorov湍流的唯象模型不同，自激波和快模湍流散射的组合模型由于快模阻尼而需要显著的微调。快模态跟随弱叶栅的假设在理论上也不合理，因为即使在亚音速湍流中，弱叶栅也会受到波陡和弱激波耗散的抑制。这些问题表明，在我们对MHD湍流的理解中可能存在重大的理论差距。我们讨论了几个主题的边缘MHD湍流理论，承担这个（可能的）差距，可能是相关的CR散射。
2022-04-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Sharp Rise in Cosmic Ray Irradiation of Organisms on Earth Caused by a Nearby SN Shockwave Passage
本文通过建模研究邻近超新星激波加速的宇宙线对地球生物圈的影响，发现激波穿越太阳系时宇宙线通量急剧上升，显著增强地表及深水环境的电离和突变率，并估算出能量约10^51 erg的超新星致死距离约为18 pc。
2024-08-30 astro-ph.EP astro-ph.HE physics.ao-ph
