超新星经宇宙射线沉积的动量

大质量恒星作为超新星的灾难性爆炸是星系形成的关键要素之一。然而，在磁场或宇宙射线 (CRs) 存在的情况下，其演化尚不被很好理解。我们利用使用 RAMSES 生成的 3D 流体动力学 (HD)、磁流体动力学 (MHD) 和 CRMHD 模拟套件研究单个超新星遗迹 (SNRs) 的膨胀。我们探索了多种环境密度、磁场以及沉积为宇宙射线的超新星能量比例 ($\chi_{\rm CR}$)，并考虑宇宙射线各向异性扩散与流动。我们所有的模拟在 Sedov-Taylor 阶段结束前具有可比的演化。然而，一旦宇宙射线能量在 SNR 内部占主导，我们的 CRMHD 模拟会经历一个额外的 CR 压力驱动扫雪犁阶段。我们提出一个捕获这一新阶段的超新星最终沉积动量模型：$p_{\rm SNR} = 2.87\times 10^{5} (\chi_{\text{CR}} + 1)^{4.82}\left(\frac{n}{\text{cm}^{-3}}\right)^{-0.196} M_{\odot}$ km s$^{-1}$。假设 10% 的 SN 能量在 CRs 中，会导致最终动量提升 50%，我们的模型预测在更低环境密度下影响甚至更高。假设初始均匀磁场的 CRs 各向异性扩散导致气体和宇宙射线从超新星极区逃逸的延展外流。我们还研究了一种纠缠的初始磁场构型，反而导致 CRs 的准各向同性扩散和更早的动量沉积。最后，使用 POLARIS 代码对我们模拟的综合同步辐射观测表明，星际介质中的局域磁场构型改变了整体射电发射形态与偏振。