Plasma kinetic effects in relativistic radiation mediated shocks
在光学厚介质中形成的快速激波由康普顿散射和相对论性的电子对产生介导。由于辐射力主要作用在电子和正电子上，问题就产生了，辐射力如何传递给作为冲击能量主要载体的离子。人们普遍认为，由辐射力引起的小的电荷分离在使离子减速的冲击内产生电场。在本文中，我们认为，虽然这是真的，在亚相对论冲击是没有正电子，在相对论辐射介导的冲击（RRMS），这是由新创建的$e^+e^-$对为主，需要额外的耦合，由于相反的电力作用于电子和正电子。具体而言，我们表明，耗散的离子能量必须涉及集体等离子体相互作用。通过构建一个多流体模型的RRMS，包括摩擦力，我们估计，电子和正电子（和/或离子）之间的动量转移通过集体相互作用的尺度上的几十到几千质子集肤深度，这取决于摩擦是否是有效的，只有对之间的$e^+e^-$或对和离子，是足以耦合到一个单一的流体内的冲击的所有粒子和辐射。这就留下了一个问题，即相对论RMS粒子是否可以通过散射等离子体湍流而有效地加速到高能量。这种加速可能对相对论冲击爆发信号产生重要影响。
2020-09-22 astro-ph.HE
Physics of radiation mediated shocks and its applications to GRBs, supernovae, and neutron star mergers
在不同类型的宇宙爆炸中观察到的第一个电磁信号是在爆炸中产生的冲击波从包围中心源的不透明外壳中出现时释放的。值得注意的例子是各种类型的超新星和低光度伽玛暴的早期辐射，长伽玛暴中的瞬发光球辐射，以及伴随着中子星合并中引力波信号的伽马射线辐射。在所有这些例子中，由爆炸驱动的冲击波是由被困在其中的辐射所介导的，它的速度和结构取决于环境条件，决定了早期观测到的电磁辐射的特征，也可能是它们的中微子发射。近年来，人们一直致力于发展一个详细的辐射介导冲击理论，试图预测上述系统中早期发射的性质。鉴于即将到来的瞬变工厂对冲击爆发候选者的预期检测率，以及对中子星合并（如GW 170817）中冲击爆发的伽马射线闪光的潜在检测，这些努力是及时的。本文从辐射介导休克的基本原理出发，对辐射介导休克的理论和应用进行了综述。激波解的分类取决于每一类物体的条件，并将说明用于求解不同状态下激波方程的方法，特别强调观测诊断。重点介绍了它在超新星、低光度伽玛暴、长伽玛暴、中子星合并和中微子发射等方面的应用。
2020-03-12 astro-ph.HE
Radiation-mediated shocks in GRB prompt emission
针对伽马射线暴辐射机制的长期争议，本研究利用Kompaneets RMS近似建模辐射介导激波的亚光球耗散，发现模拟光谱的低能指数分布与观测相符，支持耗散光球层模型可解释伽马暴瞬时辐射特性。
2024-03-06 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
An efficient method for fitting radiation-mediated shocks to gamma-ray burst data: The Kompaneets RMS approximation
发生在伽马射线暴（GRB）喷流光球层下方的冲击是由辐射介导的。这种辐射介导的冲击（RMS）可能是负责塑造即时伽玛射线暴发射。虽然理论上研究得很好，但由于从第一原理模拟RMS的计算成本，RMS模型尚未拟合数据。在这里，我们通过开发一种近似方法，能够准确地再现辐射光谱从温和的相对论性（在冲击帧）或较慢的RMS，称为Kompaneets RMS近似（KRA）的理论和观测之间的差距。近似是基于辐射的热康普顿化和RMS内部发生的体康普顿化之间的相似性。我们通过比较模拟的KRA辐射光谱的第一原理辐射流体动力学模拟，发现良好的协议内的RMS和RMS下游的方法进行验证。KRA，然后应用到一个冲击的情况下，内的伽玛射线暴喷气，允许快速和有效的拟合伽玛射线暴数据。我们说明了开发的方法的能力，通过执行一个适合GRB 150314A的非热谱。拟合使我们能够揭示RMS的物理特性，负责即时发射，如冲击速度和上游等离子体温度。
2021-11-02 astro-ph.HE
Radiation mediated shocks in gamma-ray bursts: Subshock photon production
内部冲击提供了一个合理的加热机制，在喷流的伽马射线暴（GRB）。在喷流光球层以下发生的激波是由辐射引起的。以前发现，伽玛射线暴喷流内的辐射介导冲击（RMS）是效率低下的光子生产者，介导RMS的光子必须来自爆炸的早期阶段。我们表明，这一结论只适用于非磁化射流。在中等磁化的等离子体中传播的RMS会产生一个无碰撞的次激波，将等离子体局部加热到相对论温度，热电子在RMS内发射出大量的同步加速器光子。我们发现，这种机制一般是有效的轻度相对论冲击，并可能是在伽玛暴中观察到的光子的主要来源。我们推导出一个简单的解析公式，每个质子产生的光子数，$Z$，它给出了$Z=10^5$ - $10^6$，与观察一致。光子最初以低能量注入，远低于观察到的GRB峰值。它们的数量受两个主要因素控制：（1）在冲击波中产生的电子-正电子对的丰度，这是自洽计算的，（2）由诱导下散射设定的软辐射亮度温度的上限。注入的软光子通过体康普顿化在RMS中获得能量，并形成其非热光谱。
2018-04-09 astro-ph.HE
Fast radiation mediated shocks and supernova shock breakouts
我们提出了一个简单的非相对论和相对论辐射介导的冲击结构的分析模型。当激波速度β_s \equiv v_s/c \gtrsim 0.1时，激波转捩区远离热平衡，因为转捩的穿越时间太短，不能产生黑体光子密度（通过韧致辐射）。在这个区域中，电子和光子（以及正电子）在温度T_s显著超过远下游温度T_s \gg T_d \approx 2（\varepsilon n_u \hbar^3 c^3）^{1/4}时处于康普顿（对）平衡。当冲击波速度β_s \approx为0.2时，T_s \gtrsim达到10 keV。在较高的速度下，β_s \gtrsim = 0.6，在过渡区等离子体主要是e^ \pm对和60 keV的\lesssim T_s \lesssim 200 keV。我们认为，在蓝超巨星和沃尔夫-拉叶星的恒星包层（或周围的恒星风）爆发超新星激波时，在合理的恒星参数下β_s>0.1的谱线中，可能含有光子能量达几十甚至几百keV的硬谱线。这可能解释了与SN 2008 D相关的X射线爆发，也可能解释了其他与SN相关的爆发，其光谱不超过100 keV（例如XRF 060218/SN 2006 aj）。
2010-05-27 astro-ph.HE
From Internal Collision to Photon Escape: First-Principles Modeling of Radiation-Mediated Shocks in Gamma-Ray Burst Photospheres
KTH Royal Institute of Technology（皇家理工学院）；The Oskar Klein Centre for Cosmoparticle Physics, AlbaNova University Centre（阿尔巴诺瓦大学中心的奥斯卡·克莱因宇宙粒子物理中心）
研究通过首原理辐射-流体动力学模拟，探讨伽马射线暴中亚光球层冲击波的形成与演化，揭示辐射介导冲击波对光子场的影响及光变曲线特征。
2026-04-08 astro-ph.HE
Properties of magnetically supported dissipative accretion flow around black holes with cooling effects
本文研究了在环形磁场作用下Schwarzschild黑洞吸积盘周围的平流主导吸积流的全局结构。我们认为同步辐射过程是一种有效的冷却机制。在此基础上，通过探索边界条件和耗散参数的变化，即吸积率（${\dot m}$）和粘性（$α_B$），得到了整体跨音速吸积解。依赖于初始参数，稳态吸积流可以具有离心支撑激波。即使在耗散水平相对较高的情况下，这些整体激波解也存在。我们研究了冲击波的性质，并观察到冲击后电晕（以下简称PSC）的动力学是由流动参数。有趣的是，我们发现当耗散参数超过临界值时，激波解完全消失。采用绝热指数的正则值作为$γ=4/3$（超相对论性）和$1.5$（半非相对论性），计算了粘性参数的临界值$α^{\rm cri}_B$，发现在气体压力主导区域，$γ=4/3$的临界值为$α^{\rm cri}_B \sim 0.4$，$γ=1.5$的临界值为$α^{\rm cri}_B \sim 0.27$.我们进一步表明，全球冲击的解决方案是相对更明亮的无冲击的解决方案相比。此外，我们还计算了冲击溶液的同步辐射谱。当冲击被认为是耗散性质时，它将具有重要的含义，因为PSC处的可用能量可以用于为从PSC逃逸的流出物质提供动力。为此，我们计算了最大激波光度，并讨论了我们目前的形式主义的观测意义。
2017-10-03 astro-ph.HE
Magnetized Shocks Mediated by Radiation from Leptonic and Hadronic Processes
Niels Bohr International Academy and DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）
研究磁化激波中辐射对粒子加速和光谱分布的影响，探讨磁化和非热辐射对激波结构的作用，揭示多信使辐射的预报重要性。
2026-04-13 astro-ph.HE
Bell Instability-Mediated Diffusive Shock Acceleration at Supernova Blast Wave Shock Propagating in the ISM
本文用新型数值方法模拟星际介质中超新星爆炸波激波的 Bell 不稳定性与磁场放大，解释典型条件下宇宙线最高约30 TeV且磁场未饱和的原因。
2024-04-05 astro-ph.HE
Monte-Carlo simulations of relativistic radiation mediated shocks: II. photon starved regime
辐射介导的冲击（RMS）在塑造许多瞬态中观察到的早期发射中起着关键作用。在大多数情况下，例如，在超新星、11GRB和中子星合并的激波爆发中，上游等离子体没有辐射，最终到达观察者的光子主要在激波的内部和下游产生。预测所观察到的光谱需要详细的计算的冲击结构和热力学状态，适当的冲击微观物理。我们提出的光子饥饿RMS的自洽蒙特卡罗模拟的结果，产生的冲击波的结构和发射范围很广的冲击波速度，从次相对论（$β_{sh} = 0.1$）高度相对论（$Γ_{sh} = 20$）。我们的模拟证实，在相对论RMS的直接下游温度调节指数对创建，范围从$50$千电子伏在$β_{sh}=0.5$ $200$千电子伏在$Γ_{sh}=20$。在较低的速度下，温度变得对激波速度敏感，$kT\sim 0.5$ keV在$β_{sh}=0.1$。我们还证实，在相对论冲击的不透明度是完全占主导地位的新创建的对，这对突破物理学具有重要意义。我们发现到对优势的转变大致发生在$β_{sh}=0.5$。在所有检查的情况下，已经发现低于$νF_ν$峰的光谱比普朗克分布软得多。这对快速和相对论爆发中的光发射及其探测具有重要意义。讨论了GRB 060218和GRB 170817A的应用。
2019-12-19 astro-ph.HE
Non-relativistic radiation mediated shock breakouts: I. Exact bolometric planar breakout solutions
在常不透明度扩散近似下，数值求解了非定常平面辐射介导激波（RMS）从具有幂律密度剖面ρ \propto x^n的表面爆发的问题。对于由漏失不透明度、速度和密度确定的时间、长度和能量尺度的适当选择，解是通用的，即仅取决于密度幂律指数n。由此产生的亮度对n值的依赖很弱。基于自相似流体动力学解和稳态RMS解，构造了一个近似解析解，并表明只要激波远离表面，τ>> c/ v_{sh}，该近似解析解与数值解是一致的。近似的解析表达式，校准的精确解的基础上，提供，描述逃逸光度作为时间的函数。这些结果可用于计算超新星（SN）激波爆发时产生的辐射爆发的热辐射特性。为了完整性，我们还使用精确的突破解决方案，以提供快速（v_{sh} >~0.1）非热突破的最大表面温度的解析近似，并表明它是几倍小于推断的基础上，稳态RMS解决方案。
2011-03-25 astro-ph.HE
Magnetically confined wind shock
本文综述了大质量恒星磁约束星风激波的理论研究，涵盖磁场对星风的捕获、激波产生X射线机制、热等离子体性质、MHD建模及Hα发射控制机制。
2022-09-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiation mediated shocks in gamma-ray bursts: Pair creation
光球下激波耗散是产生瞬发伽玛暴的主要机制之一。这种冲击是由辐射的散射引起的。我们引入了一个时间依赖的，特殊的相对论代码，动态耦合蒙特卡罗辐射传输的流动流体力学。该代码还自洽地实现了电子-正电子对的产生和湮灭。我们模拟的冲击与伽玛暴的相关属性和研究的稳定状态的解决方案，这是准确的深射流光球。冲击波通过一阶费米机制产生幂律光子谱，从典型的上游光子能量向上延伸。强激波（下游压力远大于上游压力）具有上升的$νF_ν$激波谱。对于非相对论性冲击，谱可扩展到$ε_{max} \equiv E_{max}/m_e c^2 \sim v^2$，其中$m_e$是电子静止质量，$v$是上游和下游之间的相对速度，单位为光速$c$。对于温和的相对论冲击，由于克莱因-西名效应，$ε\gtrsim 10^{-1}$的幂律软化，而$vγ\gtrsim 1$的冲击，其中$γ\equiv (1-v^2)^{-1/2}$，产生电子-正电子对。作为一个例子，具有$vγ= 3$和$n_γ/n_p = 2 \times 10^5$的光子-质子比的强冲击具有$Z_\pm \approx 225$的峰值对-质子比。在稳态激波中电子对的主要作用是使激波的空间宽度减小$\sim Z_\pm$倍。冲击后谱在下游热化。在没有发射和吸收过程的情况下，在激波后的光学深度$τ\gg θ_d^{-1}$处达到温度$θ_d \equiv kT_…
2017-08-08 astro-ph.HE
Fission and fusion of heavy nuclei induced by the passage of a radiation-mediated shock in BNS mergers
本文计算了多离子辐射介导激波的结构，发现在BNS合并抛射物中，足够快的激波可通过离子碰撞触发核裂变与聚变，并改变抛射物成分，进而影响早期千新星发射性质。
2024-04-27 astro-ph.HE
Non-Thermal Electron Acceleration in Low Mach Number Collisionless Shocks. II. Firehose-Mediated Fermi Acceleration and its Dependence on Pre-Shock Conditions
已知电子加速到非热能发生在星系团和太阳耀斑的低马赫数（M<5）激波中，但电子加速机制仍然知之甚少。利用二维等离子体粒子模拟，我们在论文I中证明了电子在低马赫数（M=3）准垂直激波中通过类费米过程被有效地加速。电子在上游区域和冲击波阵面之间反弹，在冲击波处的每次反射通过冲击波漂移加速导致能量增益。上游散射由斜磁波提供，斜磁波是由冲击前逸出的电子自发产生的。在目前的工作中，我们采用额外的二维PIC模拟来解决上游斜波的性质。我们发现，波产生的冲击反射电子通过消防水龙带不稳定性，这是由各向异性的电子速度分布。我们系统地探讨波的产生和电子加速的效率如何依赖于磁场的磁化强度，流动磁化（或等效地，等离子体β），和上游电子温度。我们发现，该机制适用于冲击与高等离子体β（>20）在几乎所有的磁场强度，并为电子温度的范围内相关的星系团。我们的研究结果提供了一个自然的解决方案，从星系团的外围观测到的明亮的无线电同步辐射和低电子加速效率通常预期在低马赫数冲击之间的冲突。
2014-10-23 astro-ph.HE
Physics of Weibel-mediated relativistic collisionless shocks
我们发展了一个全面的理论模型的相对论性无碰撞对冲击介导的电流的双折射不稳定性。我们显着的非惯性框架中，这种不稳定性是一个主要的磁性的特点，并描述在微观层面上的减速和加热的传入的背景等离子体通过其碰撞与电磁湍流的相互作用。我们的模型比较大规模的2D3V PIC模拟，并提供了一个重要的试金石等离子体系统的现象。
2019-07-25 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Saturation Level of Ion Weibel Instability and Isotropization Length Scale in Electron-Ion Weibel-Mediated Shocks
本研究通过理论和粒子模拟，揭示电子物理决定离子韦伯不稳定性产生的磁场饱和水平，并建立各向同性化长度模型，发现电子加热对超相对论激波形成至关重要，而典型星际介质中的非相对论激波并非纯韦伯介导。
2024-05-01 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Relativistic Radiation Mediated Shocks
计算和分析了相对论辐射介导激波（RRMS）在冷电子-质子等离子体中传播的结构。相对论和非相对论冲击的物理学的定性讨论，包括相关的温度和长度尺度的数量级估计，提出。详细的数值解推导出冲击洛伦兹因子$Γ_u$的范围$6\leΓ_u\le30$，使用一种新的迭代技术求解流体力学和辐射输运方程（质子，电子和正电子被认为是耦合的集体等离子体过程，并被视为流体）。在激波过渡（减速）区，洛伦兹因子$ Γ$从$ Γ_u $下降到$ \sim 1 $，其特征是等离子体温度高$ T\sim Γm_ec^2 $，辐射各向异性强，上游和下游的特征激波帧能量分别为少量的~ $\times\, m_ec^2$和$\sim Γ^2 m_ec^2$，光子散射以e $^\pm$对为主，对质子密度比达到$\approx10^2Γ_u$。减速区的宽度，在汤姆逊光学深度的上游去光子，是大的，$Δτ\simΓ_u^2$（$Δτ\sim1$忽略对的贡献）由于克莱因Nishina抑制的散射截面。高能光子分量沿下游方向窄射，具有近乎平坦的幂律谱$νI_ν\proptoν^0$，并且在$ \sim Γ_u^2 m_ec^2 $处具有能量截止，携带减速区域末端的相当一部分能量通量。给出了RRMS的近似解析模型，再现了数值结果的主要特征。
2010-05-02 astro-ph.HE
Weibel-instability-mediated collisionless shocks in laboratory with ultraintense lasers
采用\emph{ab initio}多维粒子模拟方法，研究了实验室中强激光作用下非相对论性无碰撞激波的形成。微观物理背后的冲击形成和耗散，以及详细的冲击结构进行了分析，说明了韦伯不稳定性在产生强的次均质磁场，各向同性的传入流，并导致形成一个无碰撞的冲击，类似于发生在天体物理的情况下，起着至关重要的作用。在实验室中产生这种无碰撞冲击的可能性为直接研究与天体物理冲击有关的物理开辟了道路。
2012-04-26 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Monte-Carlo simulations of relativistic radiation mediated shocks: I. photon rich regime
我们探讨的物理相对论辐射介导的冲击（RRMS）的制度，光子平流占主导地位的光子产生。为了这个目的，一种新的迭代方法推导出一个自洽的稳态结构的RRMS的开发，基于Monte-Carlo代码，解决了受康普顿散射和对生产/湮灭的光子的传输。系统的研究是通过施加各种上游条件，其特征在于以下三个参数：光子-重子惯性比$ξ_{u *}$，光子-重子数比$\tilde{n}$，和冲击洛伦兹因子$γ_u$。我们发现，RRMS的属性与这些参数有很大的不同。特别是，虽然在$ξ_{u*} \gg 1$中看到速度的平滑下降，伴随着温度的逐渐升高，但对于$ξ_{u*} \lesssim 1$发现了导致加热前体的有效的本体康普顿化。因此，虽然粒子加速在这些冲击中效率很低，但在后一种情况下会产生很宽的非热谱。在某些情况下，通过体康普顿化产生的高能光子导致大量产生的光子对，这些光子对为康普顿散射提供了主要的不透明度。我们还发现，对于某些上游条件下，一个弱的子激波出现在流动。对于一个适合于伽马射线暴的参数的选择，冲击内的辐射光谱被发现是兼容的即时发射，这表明，亚光球冲击可能会引起所观察到的非热的功能，尽管没有加速粒子。
2017-10-17 astro-ph.HE
Weibel instability-mediated collisionless shocks in laser-irradiated dense plasmas:Prevailing role of the electrons in the turbulence generation
本文采用粒子模拟方法研究了超高强度激光脉冲驱动下稠密等离子体中无碰撞湍流激波的产生。从线性分析中，我们强调了激光加热和返回电流电子在触发强烈的韦伯不稳定性中的关键作用，从而产生能够各向同性靶离子的磁湍流。
2015-02-03 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Non-relativistic radiation mediated shock breakouts: II. Bolometric properties of SN shock breakout
超新星激波爆发的精确热光变曲线是基于普适的、非相对论性的、平面爆发解（Sapir et al. 2011）推导出来的，假设球面对称、恒定的汤姆逊散射不透明度、κ和对应于稳态平面极限的角强度。这些近似值对于尺度高度远小于半径的祖细胞是准确的。光变曲线对密度分布不敏感，由原始半径R、爆发速度v_0和密度ρ_0以及κ决定。计算结果表明，总爆发能量E_BO=8.0πR^2κ^-1cv_0，最大喷出速度v_max=2.0v_0，精度约为10%。计算的光变曲线直到转变为球形膨胀的时间t_sph \approx R/4v_0都是有效的。对于爆发时激波穿越时间t_0=c/κρ_0v_0^2 << R/c（对R<10^14 cm有效）的爆发，给出了光变曲线的近似解析表达式。由于中等程度的非对称爆炸，通量角强度分布的改变和激波到达表面时间的差异Δt_asym影响早期光变曲线，但不影响v_max和E_BO。对于4v_0<<c，对大（RSG）祖细胞有效，在max（Δt_asym，R/c）< t<t_sph时L \propto t^{-43}，并且R可以从R \approx 2*10^13（L/10^43 erg s^-1）^{2/5}（t/1 hr）^{8/15}精确估计。
2011-03-28 astro-ph.HE
Radiation Mediated Shock and Planar Shock Breakout in the Presence of Atomic Transition Lines
Weizmann Institute of Science（魏茨曼科学研究所）
本文研究了辐射介导的高速冲击在超新星冲击突破中的表现，考虑了重元素束缚态的不透明性，发现其显著增加了光子产率并维持局部热平衡，对观测结果有重要影响。
2025-09-21 astro-ph.HE
Microphysics of Particle Reflection in Weibel-Mediated Shocks
通过PIC模拟追踪正负电子对等离子体激波中的测试粒子，研究了Weibel介导激波中粒子反射的微观物理机制，揭示了约1%粒子注入效率的成因并提出了预测高能粒子比例的模型。
2023-10-19 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Neutrino oscillations in magnetically driven supernova explosions
我们研究了产生磁流体动力学（MHD）爆炸的核心坍缩超新星的中微子振荡。通过数值计算高度非球形包层中中微子的味转换，研究了爆轰各向异性通过Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein效应对中微子出射谱的影响.在具有较大θ_（13）的倒置质量等级的情况下，我们证明了从MHD超新星的旋转轴上看电子型中微子和反中微子的存活几率（即，极方向）的方向可以与沿赤道方向的方向显著不同。从极向观察到的电子型反中微子的事件数预计将显示出最陡峭的下降，反映了磁驱动冲击的通道，所谓的高共振区。此外，我们指出，这种冲击效应，取决于原始中微子光谱，也出现在低共振区，这导致显着减少的电子型中微子信号。这反映了磁爆炸的独特性质，其特征是非常早的冲击波到达共振区，这与中微子驱动的延迟超新星模型形成鲜明对比。我们的研究结果表明，电子型反中微子和中微子信号中的两个特征，如果对银河系超新星的超级神冈号可见，可能标志着磁驱动爆炸的观测特征，可能与磁星和/或长时间伽马射线暴的形成有关。
2009-09-19 astro-ph.HE
Sub-photospheric shocks in relativistic explosions
本文研究了不透明相对论外流中的内激波机制，特别是宇宙学伽马射线暴。冲击波产生中微子辐射，并影响观测到的爆炸光球辐射。它们从内部压缩波发展而来，并且可以根据流出物的组成而具有不同的类型：（1）具有可忽略的等离子体惯性的“光子气体”中的激波具有由无力条件确定的独特结构--等离子体静止框架中的零辐射通量。辐射在等离子体惯性上的优势抑制了集体电磁场介导的无碰撞激波的形成。(2)如果外流被充分磁化，就会形成一个强的无碰撞的次激波，它嵌入在一个较厚的辐射介导结构中。(3)具有自由中子成分的流出物中的波通过核碰撞导致耗散。在大的光学深度，冲击的厚度相当于中子自由程，嵌入辐射介导的和无碰撞的子冲击。本文还介绍了充满光子的磁化流的第一性原理模拟，展示了冲击的形成及其结构。简单的估计表明，磁化的光球下的冲击是有效的生产者的光子，并对观测到的光球辐射有很大的影响。激波结构随着外流向光球层扩展而改变。耗散伴随着强烈的$e^\pm$对的产生，$e^\pm$修饰的激波携带着光球，半径达20年，发射出强烈的非热辐射脉冲。
2017-01-17 astro-ph.HE
Non-relativistic radiation mediated shock breakouts: III. Spectral properties of SN shock breakout
研究了具有幂次密度分布$ρ\propto x^n$的恒星表面激波爆发后的辐射谱。假设平面几何形状，当地康普顿平衡和韧致辐射作为主要的光子产生机制，数值解得到的光子数密度和温度分布作为时间的函数，氢氦信封。温度解由爆发激波速度$v_0$和激波前爆发密度$ρ_0$决定，对n值的依赖性较弱。提供了作为$v_0$和$ρ_0$函数的漏钢表面峰值温度的拟合公式，其中具有$T_{peak}\approx 9.44\exp{[12.63(v_0/c)^{1/2}]}$ eV，并将表面温度的时间依赖性制成表格。时间积分发射光谱是模型的稳健预测，由$\mathcal{T}_{\rm peak}$和$v_0$单独确定，并且对光传播时间的细节或与球对称的轻微偏差不敏感。采用通常假设的祖先参数，BSG和RSG/He-WR祖先在0.3 - 10 keV波段的爆发光度分别为~10^45 erg/s和~10^44 erg/s（T_{peak}远低于RSG的波段，除非它们的半径为~10^13 cm）。预计在ROSAT和XMM-牛顿的寿命期间，将探测到30次以上的SN 1987 A样（BSG）爆发。如果没有这样的检测将意味着，要么为BSG祖细胞假设的典型参数是非常不正确的，或者它们的信封不是流体静力学。XRF 080109/SN 2008D观测到的光谱和持续时间与恒星表面解释的非相对论性突破存在紧张关系。
2013-08-20 astro-ph.HE
Observational characteristics of radiation-mediated shocks in photospheric gamma-ray burst emission
本研究基于内部碰撞框架和RMS模型，分析了伽马射线暴光球辐射中辐射介导激波的光谱特征，发现典型合成光谱与观测值高度吻合，并揭示了“光学浅激波”产生复杂光谱的参数条件。
2023-10-24 astro-ph.HE
Synchrotron Self-Absorption Spectral Modeling Reveals a Magnetically Driven Shock-in-Jet Scenario in Blazar 1156+295
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Xinjiang Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院新疆天文台射电天文与技术重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（匈牙利科学院天文与地球科学研究中心孔科利天文台）；CSFK, MTA Centre of Excellence, Konkoly Thege Miklós út 15-17（MTA卓越中心宇宙物理研究所）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台射电天文与技术重点实验室）
通过同步辐射自吸收光谱建模，研究了BLazar 1156+295喷流的启动与驱动机制，发现磁驱动的激波-喷流模型能解释其射电流量、光谱形状和喷流结构的变化。
2026-03-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectral Evolution and Current Sheet Analysis as Probes of Reconnection-Mediated Decay in Magnetically Dominated Turbulence
International Center for Theoretical Sciences ICTS-TIFR, Bengaluru, India（国际理论科学中心）
研究通过磁重联模型揭示磁主导湍流中磁能衰减与逆向传输的机制，表明局部伦琴数影响衰减特性。
2026-01-25 astro-ph.HE physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Shock Dissipation in Magnetically Dominated Impulsive Flows
我们已经重新讨论了冲击耗散和发射的问题及其影响的内部冲击模型的提示伽玛暴发射和研究它的上下文中的脉冲坡印廷占主导地位的流量。我们的结果表明，除非伽玛暴喷流的磁化强度非常高，在瞬发区σ> 100，否则磁模型仍可能与观测结果相一致。耗散效率降低的主要影响仅仅是耗散区尺寸的增加，即使对于高度磁化的伽玛暴射流，这个尺寸也可能保持在外部激波半径以下，只要中央发动机能够在时间尺度上发射磁壳，其时间尺度远低于典型的观察到的一秒的变化尺度。我们的分析和数值计算结果表明，磁壳开始强烈相互作用，以及之前，他们达到滑行半径。因此，在耗散区中的脉冲射流最好描述为不是壳的集合，而是具有高振幅磁声波分量的连续高磁化流。耗散的波能如何在辐射和径向喷流的整体动能之间精确地分配取决于辐射冷却和绝热冷却的相对速率。在快速辐射冷却状态下，相应的辐射效率可以与波对其能量预算的贡献一样高，而与磁化无关。此外，在离开瞬发区后，喷流可能仍然保持坡印廷主导，导致反向激波的发射比非磁性模型更弱。
2012-01-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Photospheric emission from GRB 211211A altered by a strong radiation-mediated shock
KTH Royal Institute of Technology（皇家理工学院）；The Oskar Klein Centre for Cosmoparticle Physics, AlbaNova University Centre（阿尔巴诺瓦大学中心的奥斯卡·克莱因宇宙粒子物理中心）；IAP Institut d’Astrophysique de Paris, Centre National d’Etudes Spatiales, Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所，国家空间研究中心，索邦大学）
GRB 211211A的光球辐射受强辐射介导冲击影响，KRA能更准确拟合其光谱，表明双断点光谱可通过光球辐射解释。
2025-12-15 astro-ph.HE
Magnetically and Baryonically Dominated Photospheric Gamma-Ray Burst Model Fits to Fermi LAT Observations
我们考虑伽马射线暴模型，其中辐射主要由光球区提供MeV波段光谱，和外部冲击区负责通过逆康普顿散射的GeV辐射。我们通过一个加速定律Gamma \propto r^μ来参数化初始动力学，其中μ在1/3和1之间，以表示极端磁主导和重子主导区域之间的范围。我们比较这些模型，几个明亮的费米LAT爆发，并表明，时间积分和时间分辨光谱，在可用的情况下，可以很好地描述这些模型。我们讨论了这些拟合的参数，并讨论了这两个模型的相对优点和缺点。
2012-12-24 astro-ph.HE
The role of plasma instabilities in relativistic radiation mediated shocks: stability analysis and particle-in-cell simulations
相对论辐射介导激波（RRMS）可能在巨大的宇宙爆炸中形成。这种激波的结构和发射受激波过渡层内大量产生的电子-正电子对的调节。最近有人指出，大量的正电子内的冲击导致不同的等离子体成分的速度分离，这是预期诱导等离子体不稳定性的快速增长。本文研究了电子-离子等离子体在辐射力作用下的微不稳定性增长的层次结构。线性稳定性分析表明，这样的系统是不稳定的各种等离子体模式的增长，最终成为占主导地位的离子和对之间的相对漂移驱动的电流抑制不稳定性。这些结果是验证粒子在细胞模拟，进一步探测的非线性制度的不稳定性，和对离子耦合的微湍流电磁场。基于这种分析，我们推导出一个减少的传输方程的粒子通过俯仰角散射的微湍流，并证明它可以耦合不同的物种，并导致非绝热压缩通过焦耳加热。加热的对，可以想象，非热分布的形成，所产生的微湍流，可以影响所观察到的冲击爆发信号的方式无法解释目前的单流体模型。
2022-01-14 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Special Relativistic Magnetohydrodynamic Simulation of Two-Component Outflow Powered by Magnetic Explosion on Compact Stars
通过狭义相对论磁流体动力学模拟研究了致密星表面磁爆炸驱动外流的非线性动力学。作为初始平衡态，我们采用了一个球形恒星物体嵌入在流体静力等离子体，具有$ρ(r) \propto r^{- α}$的密度和通过一个偶极磁场。在致密恒星表面注入的磁能打破了平衡，引发了双组分外流。在早期演化阶段，恒星表面的磁压迅速增加，引发磁驱动外流。一个强大的前向冲击驱动流出，然后激发。磁驱动外流的膨胀速度由恒星表面的阿尔文速度表征，并遵循简单的标度关系$v_{\rm mag} \propto {v_{\rm A}}^{1/2}$。当初始密度分布随半径急剧下降时，强激波在磁驱动分量之前被自相似地加速到相对论速度。我们发现它按照自相似关系$Γ_{\rm sh} \propto r_{\rm sh}$演化，其中$Γ_{\rm sh}$是在激波表面$r_{\rm sh}$测量的等离子体的洛伦兹因子.激波驱动外流的加速机制可能与激波的流体动力学过程有关。我们的两分量外流模型是磁爆炸的自然产物，可以更好地理解各种磁化致密星上的磁活动现象。
2011-03-10 astro-ph.HE
The evolution of a slow electrostatic shock into a plasma shock mediated by electrostatic turbulence
两个等离子体云以超过离子声速的速度碰撞可能导致激波的形成。这种现象不仅在超新星遗迹（SNR）爆炸壳传播到星际介质等天体物理学场景中观察到，而且在基于实验室的激光等离子体实验中也观察到。因此，这些实验和辅助模拟被视为在实验室中小规模复制和研究天体物理冲击的一个有吸引力的平台。我们模拟两个等离子体云，其中包括电子和离子，与2D PIC模拟。两个云的离子温度相差10倍。这两个云碰撞的速度，这是现实的实验室研究和SNR冲击在其后期演变阶段，如RCW 86。与模拟平面正交的磁场具有与SNR冲击相当的强度。在等离子体云和具有较冷离子的云的重叠层之间形成前向激波。一个大振幅的离子声波之间的重叠层和云与较热的离子观察。它不会变陡成反向激波，因为它的速度低于离子声速。磁场振幅的梯度在向前冲击压缩磁场时靠近向前冲击建立。这种梯度引起电子漂移，其速度足以触发不稳定性。静电离子声波湍流先于激波发展。它加宽了它的过渡层，使离子热化，但前向激波保持完整。
2014-05-23 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Radiation-mediated shocks in gamma-ray bursts: spectral evolution
Sorbonne Université（索邦大学）；CNRS, UMR 7095, Institut d’Astrophysique de Paris (IAP)（法国国家科学研究中心，联合研究单位7095，巴黎天文物理研究所）；KTH Royal Institute of Technology（瑞典皇家理工学院）；The Oskar Klein Centre for Cosmoparticle Physics（奥斯卡·克莱因宇宙粒子物理中心）；Institut Universitaire de France（法国高等研究院）
本文研究了伽马射线暴喷流中发生在光球以下的辐射介导冲击波（RMS）对即时辐射的影响，通过一维相对论水动力学模拟建模内部碰撞，并追踪前向和反向冲击波及共同下游区域的光子分布，以确定光球以上的光变曲线和时间分辨光谱。
2026-05-20 astro-ph.HE
On the maximum energy of shock-accelerated cosmic rays at ultra-relativistic shocks
本文研究了宇宙射线在弱磁化超相对论冲击波中的最大加速能量。我们表明，对于这样的冲击，其中的高能粒子的散射介导的离子集肤深度尺度结构，可以预期的韦伯介导的冲击，有一个内在的限制，粒子可以被加速的最大能量。这个最大能量是由粒子在下游等离子体框架中必须各向同性的要求确定的，在平均场将它们输送到下游很远的地方之前，这个最大能量大大低于产生超高能量宇宙射线所需的能量。为了绕过这个限制，需要在更大的尺度上有一个高度无序的场。宇宙射线引起的波长上的不稳定性的增长远远长于离子等离子体趋肤深度，上游和下游的冲击，被认为是。虽然这些不稳定性可能在相对论冲击的磁场放大中发挥重要作用，但在与最高能粒子的回旋半径相当的尺度上，计算出的增长率没有足够的时间来修改散射。由于强修正是下游区域粒子重新穿过激波的必要条件，在没有替代散射机制的情况下，这些结果意味着排除了加速到更高能量的可能性。如果弱磁化的超相对论激波一般不被认为是高能粒子加速器，那么寻找超高能宇宙射线的潜在来源就可以缩小。
2014-01-30 astro-ph.HE
Energetic particle-mediated interplanetary shocks observed by Solar Orbiter
European Space Agency (ESA), European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲空间局（ESA），欧洲空间天文中心（ESAC））；Heliospheric Physics Laboratory, Heliophysics Division, NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心，日球物理部，日球物理实验室）；Max-Planck-Institut für Kernphysik（马克斯·普朗克核物理研究所）；Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；Istituto per la Scienza e Tecnologia dei Plasmi (ISTP), Consiglio Nazionale delle Ricerche（意大利国家研究委员会等离子体科学与技术研究所（ISTP））；Department of Physics and Astronomy, Queen Mary University of London（伦敦大学玛丽女王学院物理与天文学系）；Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona（亚利桑那大学月球与行星实验室）；Institute of Experimental and Applied Physics, Kiel University（基尔大学实验与应用物理研究所）
利用太阳轨道器数据，发现四例高能粒子压力主导上游的行星际激波，表明加速粒子可动态修改激波结构。
2026-07-03 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
A Three-Dimensional Exploration of Magnetic Fields, Rotation, and Shock Revival in a $39 M_\odot$ Core-Collapse Supernova Progenitor
Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）
本研究通过三维水动力学和磁流体动力学模拟，探讨了快速旋转和强磁场在超新星冲击复兴和喷流形态中的作用，发现磁场和旋转能促进极性喷流的早期形成，但动力学仍保持非轴对称性。
2026-05-18 astro-ph.HE
Relativistic shock breakout from a stellar wind
我们建立了一个分析模型的爆发相对论辐射介导的冲击从恒星风，并利用它来计算观测诊断的爆发信号。该模型占光子逃逸通过有限的光学深度风，并把下游光子逃逸到无穷大的一部分作为一个绝热参数，在准稳态的方式演变。它表明，即使当一个大部分的下游光子逃逸，由于自我生成和调整的不透明度，通过加速对创建辐射介导的冲击。相对论性爆发发生在激波前风的总光学厚度为$\sim (m_e/m_p)Γ_{sh}$的半径处，只要局部激波洛伦兹因子$Γ_{sh}$在这个位置超过1。否则，突破发生在牛顿制度。在沃尔夫-拉叶星的高能球形爆炸（$10^{52}-10^{53}$ erg）中，或者在恒星外层的喷流沉积少量能量（$\sim 10^{51}$ erg）的情况下，预计会发生相对论性爆发。导出了在相对论爆发过程中观测到的辐射的性质。我们发现，对于典型的参数约$10^{48}$尔格辐射的形式MeV的伽马射线的持续时间，可以从几分之一秒到一个小时。这样的信号可以被目前的伽马射线卫星探测到10-100 Mpc。
2017-08-16 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
Global Kinetic Modeling of the Intrabinary Shock in Spider Pulsars
蜘蛛双星是由一颗毫秒脉冲星和一颗低质量伴星组成的紧凑双星系统。相对论性的以磁为主的脉冲星风撞击到伴星上，烧蚀它并慢慢消耗它的大气层。这种相互作用形成了二元内冲击，这是粒子加速的一个建议位置。我们进行全球完全动力学的粒子在细胞内模拟的intrabinary冲击，假设脉冲星风由平面平行条纹交替极性和冲击周围的同伴。我们发现，粒子有效地加速通过冲击驱动的重联。我们提取的第一性原理同步辐射光谱和光变曲线与X射线观测结果吻合得很好：（1）同步辐射光谱几乎是平坦的，即$F_ν\propto {\rm const}$ ;（2）当脉冲星自旋轴与轨道角动量接近一致时，光变曲线在脉冲星食前后出现两个峰值（脉冲星上合），相位由$\sim 0.8\, {\rm rad}$分开;（3）峰值通量超过下合处的峰值通量十倍。我们证明，双峰签名的光变曲线是由于多普勒增压后的冲击流。
2022-02-28 astro-ph.HE
Magnetically powered outbursts from white dwarf mergers
一颗白矮星双星的合并产生了一个差异旋转的物体，预计会产生强大的磁场。储存在差速旋转的动能部分耗散在磁主导的日冕，形成一个热的可变流出与喷射速度相当于$10^9$厘米秒$^{-1}$。流出物应该会携带大量的质量和能量持续数小时到数天，形成一个具有以下特征的膨胀火球。(i)火球最初是不透明的，它的内能主要是由被捕获的热辐射。储存的热量部分地转换为流的动能（通过绝热冷却）并部分地辐射出去。(ii)内部冲击在火球中发展并增加其辐射输出。(iii)发射能量的很大一部分在光学波段。因此，从合并中可以预期亮度为$L\sim 10^{41}-10^{42}$ erg s $^{-1}$且特征峰持续时间相当于1天的明亮光学瞬变。与经典新星或超新星不同，瞬变不涉及核能。峰值后的衰减反映了合并残留物中的差异旋转的阻尼。这样的爆发可以在当前和即将到来的光学调查中在本地宇宙中检测到。
2013-11-04 astro-ph.HE
Synchrotron and Inverse-Compton Signatures of Black to White Hole Explosions: Weibel-Mediated External Shocks in the Interstellar Medium
Department of Physics, Hanoi Pedagogical University 2（河内师范大学二系物理系）
该研究探究黑洞到白洞爆炸的抛射体扫过星际介质产生的非热电磁对应体，通过Weibel介导激波建模辐射过程，发现其余辉演化远快于经典长GRB，可作为区分其他快速瞬变的特征。
2026-08-17 astro-ph.HE gr-qc
Physics of relativistic shocks
相对论性冲击通常被认为发生在剧烈的天体物理爆炸中。这些无碰撞冲击是由等离子体动力流不稳定性介导的，通常被称为韦伯不稳定性，它非常有效地“从头开始”产生强磁场。在这篇评论文章中，我们讨论了冲击微观物理，并提出了一个最近的模型，“预处理”的最初未磁化的上游地区通过宇宙射线驱动的韦伯型不稳定性。
2009-09-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Particle-in-cell simulations of shock-driven reconnection in relativistic striped winds
利用二维和三维的粒子模拟方法，研究了相对论条纹流终止激波处的驱动磁重联过程。在脉冲星风和磁星驱动的相对论喷流中，气流由交替的磁场极性的条纹组成，由热等离子体的电流片隔开。在风终止激波处，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。在极限λ/（r_L*sigma）>>1时，其中r_L是风中的相对论拉莫尔半径，激波后粒子谱接近一个斜率约为-1.5的平坦幂律尾部，由重联电场加速的粒子组成。只有当引导场强于交流分量时，电流对准的“引导”磁场的存在才会抑制粒子的加速。我们的发现对脉冲星风星云和相对论喷流的非热辐射模型提出了重要的限制。
2012-08-24 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
The Fate of Transonic Shocks around Black Holes and their Future Astrophysical Implications
Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（李政道研究所，上海交通大学）；School of Physics and Astronomy, Shanghai Jiao Tong University（物理与天文学院，上海交通大学）；Key Laboratory for Particle Physics, Astrophysics and Cosmology (MOE), Shanghai Key Laboratory for Particle Physics and Cosmology, Shanghai Jiao-Tong University（粒子物理、天体物理与宇宙学教育部重点实验室，上海粒子物理与宇宙学重点实验室，上海交通大学）
本研究通过高分辨率模拟揭示了黑洞周围跨音速激波的形成机制及磁化流对其的影响，发现激波在特定条件下维持，并与喷流和流出物的物理特性相关。
2025-12-02 astro-ph.HE
Microphysics of Relativistic Collisionless Electron-ion-positron Shocks
我们进行粒子模拟，阐明微观物理的相对论性弱磁化冲击加载的电子-正电子对。各种外部磁化$σ\lesssim 10^{-4}$和对加载因子$Z_\pm \lesssim 10$进行了研究，其中$Z_\pm$是每个离子的加载电子和正电子的数量。我们发现以下情况。(1)当$σ$超过一个随$Z_\pm$减小的临界值$σ_{\rm L}$时，平均场中的离子拉莫尔回转将介导激波。在$σ\lesssimσ_{\rm L}$中，激波由自生微湍流场中的粒子散射介导，其强度和尺度随$Z_\pm$减小，导致较低的$σ_{\rm L}$。(2)后冲击对携带的能量分数是鲁棒性的上游离子能量的20%和50%之间的范围内。每个冲击后电子的平均能量标度为$\overline{E}_{\rm e}\propto (Z_\pm+1)^{-1}$。(3)在低至$σ\approx 5\times 10^{-6}$的磁化强度下，对负载抑制非热离子加速。然后，离子基本上变成具有平均能量$\overline{E}_{\rm i}$的热的，而电子形成从$E\sim (Z_\pm + 1)^{-1}\overline{E}_{\rm i}$延伸到$\overline{E}_{\rm i}$的非热尾。当$σ= 0$时，粒子加速通过形成强磁腔而增强，强磁腔在冲击演化的后期填充前驱体。在这里，非热离子和电子的最大能量在模拟的持续时间内保持…
2022-02-04 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Accretion into black hole, and formation of magnetically arrested accretion disks
利用Schwarzschild度规，得到了球对称吸积到黑洞（BH）中时磁场增长的精确解。磁场随着时间的推移逐渐增大，由最初的均匀磁场变为准径向磁场。在流动的发展阶段中，在下落气体中的磁能和动能之间建立了均分。估计的同步辐射强度提出了固定流。辐射的主要部分形成在区域$r \leq 7 r_g$中，这里$r_g$是BH引力半径。当远离黑洞的磁场是均匀的且不影响流动时，在存在大尺度磁场的情况下，得到了物质吸积到黑洞中的二维稳态自相似磁流体力学解.在垂直于远场磁场方向的对称平面上，BH周围形成准定常盘，其结构由耗散过程决定。得到了物质撞击圆盘时的冲击成形参数。得到了$10\,\, M_\odot$ BH盘和激波的辐射谱。这类天体的光度与太阳的光度相当，具有典型的银河系气体密度，有可能在小于1千秒差距的距离进行观测。BH周围的层流和湍流盘结构的光谱是非常不同的。湍流盘在红外线中发射其通量的大部分。有些银河系的红外类恒星源可能是处于湍流吸积状态的单个黑洞。磁化圆盘的辐射效率很高，达到了$\sim 0.5\,\dot M\,c^2$，因此最近又称之为磁制动圆盘（MAD）。MAD的数值模拟，并在吸积到中子星的外观被认为是和讨论。
2019-05-31 astro-ph.HE gr-qc
The impact of kinetic effects on the properties of relativistic electron-positron shocks
我们评估的非热冲击加速粒子的磁流体动力学（MHD）相对论冲击跳跃条件的影响。绝热常数直接从第一原理粒子模拟数据计算，使半动力学方法，以改善标准流体模型，并允许识别的关键参数，定义的冲击结构。我们发现，不断变化的上游参数有一个更强的影响比由于非热粒子的修正。我们发现，上游散装速度的减少产生的偏差从标准的MHD模型高达10%。此外，我们得到了一个定量定义的冲击过渡区从我们的分析。对于韦伯介导的冲击，包括一个磁场中的MHD守恒方程的解决第一次。
2012-10-09 astro-ph.HE physics.plasm-ph
