The Cosmic Ray Precursor of Relativistic Collisionless Shocks: A Missing Link in Gamma-Ray Burst Afterglows
无碰撞冲击通常被认为是宇宙线加速的场所。研究了CR对弱磁化相对论无碰撞激波的影响，并将结果应用于伽马射线暴（GRB）余辉中的外激波。一般认为，横向韦伯不稳定性（TWI）产生了一个小尺度的磁场，促进碰撞耦合和热化的冲击过渡。预计TWI场将在过渡的有限数量的质子等离子体趋肤深度上迅速衰减。然而，同步辐射在伽玛射线暴余辉表明，一个强大的和持久的磁场是目前在等离子体中，通过冲击，这个领域的起源是一个关键的悬而未决的问题。在这里，我们建议，涉及TWI的共同图片需要修改。也就是说，CR驱动湍流的激波上游的尺度远远大于集肤深度。这种湍流产生大规模的磁场，淬灭TWI并产生磁化冲击。新的磁场有效地限制了CR，提高了加速效率。CRs至少在相对论性的情况下改变了伽玛暴余辉中的激波。产生同步辐射的磁场的起源可能是在CR驱动的湍流中。我们不期望在外部GRB冲击中产生高能宇宙线。
2007-01-06 astro-ph
Collisionless Dissipative Nonlinear Alfven Waves: Nonlinear Steepening, Compressible Turbulence, and Particle Trapping
可压缩等离子体中非线性Alfven波的磁能可能只与离子声准模有质动力耦合，这些准模调制波的相速度并引起波前变陡。在含有$β\not=0$的无碰撞等离子体中，非线性Alfven波的动力学也受到共振粒子-波相互作用的影响。在相对快速的演化（与粒子反弹时间相比）后，准驻波结构，与所谓的（Alfvenic）旋转不连续性相同，形成，其出现和动力学以前尚未被理解。非线性阿尔芬波的无碰撞（朗道）耗散也是太阳风加热的一种合理而自然的机制。将强的可压缩Alfvenic湍流看作是随机相互作用的Alfvenic间断和非线性波的集合，结果表明存在两个不同的湍流相。什么样的相位实现取决于这种无碰撞阻尼是否足够强，以在所有尺度上提供足够的能量汇，从而支持波能的稳态级联。然而，在长时间渐近中，粒子分布函数受波磁场的影响。在这个制度的非线性朗道阻尼，共振粒子被困在准静态Alfvenic不连续性，从而导致形成一个平台上的分布函数和淬火无碰撞阻尼。使用维里定理被困粒子，它分析表明，它们对非线性动力学的这种不连续性的影响是不平凡的，并迫使显着偏离传统的范式的理论。
1999-01-19 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
Particle Acceleration and Magnetic Field Generation in Electron-Positron Relativistic Shocks
激波加速是天体物理等离子体中普遍存在的现象。等离子体波及其相关的不稳定性（例如，Buneman，Weibel和其他双流不稳定性）在无碰撞冲击中产生，负责粒子（电子，正电子和离子）加速。利用三维相对论电磁粒子（REMP）程序，研究了在初始磁场存在和不存在的情况下，相对论正负电子喷注前沿传播到环境正负电子等离子体中的粒子加速问题.我们发现，在没有环境和适度的环境磁场的结果有很小的差异。新的模拟表明，在无碰撞冲击波阵面中产生的韦伯不稳定性加速了垂直和平行于射流传播方向的射流和周围的颗粒。此外，在电子-正电子冲击中的密度，电流，电场和磁场的非线性波动幅度大于在电子-离子冲击中发现的那些在以前的文件中研究在可比的模拟时间。这是因为电子和正电子都有助于产生韦伯不稳定性。此外，我们进行了模拟不同的电子趋肤深度。我们发现，生长时间的规模与等离子体频率成反比，和由韦伯不稳定规模的电子趋肤深度成正比的结构的大小。这是预期的结果，表明模拟具有足够的网格分辨率。模拟结果表明，韦伯不稳定性是负责产生和放大的非均匀，小规模的磁场，有助于电子（正电子）的横向偏转后的射流头。
2004-12-10 astro-ph
Particle Acceleration, Magnetic Field Generation, and Associated Emission in Collisionless Relativistic Jets
从包含相对论喷流和激波的天体物理系统观测到的非热辐射，例如，活动星系核（AGN）、伽马射线暴（GRB）和银河系微类星体系统通常具有幂律发射光谱。最近使用注入的相对论电子-离子（正负电子）射流的PIC模拟表明，加速发生在下游射流。激波加速是天体物理等离子体中普遍存在的现象。等离子体波及其相关的不稳定性（例如，Buneman不稳定性，其他两个流不稳定性，和韦伯不稳定性）中创建的冲击负责粒子（电子，正电子，和离子）加速。模拟结果表明，韦伯不稳定性是负责产生和放大高度不均匀，小尺度磁场。这些磁场有助于电子在喷射头后面的横向偏转。来自偏转电子的"抖动“辐射与同步辐射具有不同的性质，同步辐射假定有均匀的磁场。这种抖动辐射对于理解伽马射线暴、相对论喷流和超新星遗迹中复杂的时间演化和/或光谱结构可能是重要的。
2008-02-13 astro-ph
Relativistic Shocks: Particle Acceleration and Magnetic Field Generation, and Emission
激波加速是天体物理等离子体中普遍存在的现象。等离子体波及其相关的不稳定性（例如，Buneman，Weibel和其他双流不稳定性）在无碰撞冲击中产生，负责粒子（电子，正电子和离子）加速。使用3-D相对论电磁粒子（REMP）的代码，我们已经调查了粒子加速与相对论性喷流前传播到周围的等离子体有和没有初始磁场。模拟结果表明，在无碰撞冲击波阵面中产生的韦伯不稳定性加速了射流和周围的粒子垂直和平行于射流传播方向。电子-正电子冲击波中密度、电流、电场和磁场的非线性波动幅度均大于相同模拟时间下的电子-离子冲击波。这是因为电子和正电子都有助于产生韦伯不稳定性。模拟结果表明，韦伯不稳定性是产生和放大非均匀、小尺度（主要是横向）磁场的主要原因，该磁场对电子（正电子）在射流头后的横向偏转起作用。与同步辐射相反，这种小尺度磁场结构适合于从偏转电子（正电子）产生"抖动“辐射。
2004-10-07 astro-ph
Simulations of relativistic collisionless shocks: shock structure and particle acceleration
本文讨论了用PIC方法对正负电子对等离子体中相对论性无碰撞激波的三维模拟。激波结构主要受激波磁化强度（“sigma”参数）控制。我们演示了如何作为垂直冲击的函数的sigma的冲击的结构变化。在低磁化的冲击是介导的主要由韦伯不稳定性，产生瞬态磁场，可以超过初始字段。在较大的磁化强度下，激波主要由磁反射控制。我们证明了过渡发生的地方，并认为这是不可能有很低的磁化碰撞冲击的性质（在一个以上的空间维度）。我们进一步讨论了这些冲击的加速特性，并表明，较高的磁化垂直冲击不有效地加速非热粒子在3D。在其他天体物理学应用中，这可能会对伽马射线暴和脉冲星风外流的结构和成分造成限制。
2006-03-09 astro-ph
Ion leakage from quasiparallel collisionless shocks: implications for injection and shock dissipation
本文提出了一个准平行一维无碰撞激波中粒子输运的简化模型。在这个模型中，激波后面的MHD湍流由圆偏振的大振幅Alfvén波主导，该波起源于下游介质泄漏的粒子激发的湍流上游。有人认为，这样的波有显着增加其磁场在通过冲击界面的传输过程中可以有效地捕获热离子，调节其泄漏上游。与背景湍流一起，该波在入射离子流的热化中也起着重要作用。自洽地计算了泄漏粒子的频谱和由这些粒子激发的波的振幅。计算了基于这种泄漏机制的一阶费米加速的注入率，并与计算机模拟结果进行了比较。讨论了冲击等离子体中热分量和非热分量之间冲击能量分配的有关问题。泄漏颗粒的化学成分进行了研究。
1998-06-25 astro-ph physics.plasm-ph
Time-dependence in Relativistic Collisionless Shocks: Theory of the Variable "Wisps" in the Crab Nebula
我们描述的结果与时间相关的数值模拟的碰撞反向冲击终止脉冲星风在蟹状星云。我们把上游的相对论风作为嵌入在环形磁场中的离子和电子-正电子等离子体组成，从脉冲星沿旋转赤道周围的扇区径向向外流动。电子-正电子对中领先激波下游离子回旋轨道的相对论回旋不稳定性发射向外传播的磁声波。由于新鲜的离子供应穿过冲击，这个时间依赖的过程实现了极限环，其中波以离子拉莫尔时间的数量级的周期性发射。在磁场和对密度与这些波，以及它们的传播速度，半定量地再现的行为，在最近的观测中获得的哈勃太空望远镜和钱德拉X射线天文台所描述的环和环的功能。通过选择离子轨道的参数来拟合小束的空间分离，我们预测了与数据一致的小束的时间变化周期。当与非热加速机制相结合时，磁场中的压缩和与光学结构相关的等离子体密度自然地解释了蟹状星云中X射线特征的位置。本文还讨论了脉冲星风赤道电流片中高能离子的起源和加速问题。
2004-02-05 astro-ph
Particle Acceleration, Magnetic Field Generation, and Emission in Relativistic Shocks
激波加速是天体物理等离子体中普遍存在的现象。等离子体波及其相关的不稳定性（例如，Buneman，Weibel和其他双流不稳定性）在无碰撞冲击中产生，负责粒子（电子，正电子和离子）加速。利用三维相对论电磁粒子（REMP）程序，研究了相对论性喷流前沿传播到环境等离子体中的粒子加速。我们发现，在没有环境和适度的环境磁场的结果有很小的差异。模拟结果表明，在无碰撞冲击波阵面中产生的韦伯不稳定性加速了射流和周围的粒子垂直和平行于射流传播方向。由韦伯不稳定性产生的小尺度磁场结构适合于从偏转电子（正电子）产生“抖动”辐射，而不是同步辐射。小尺度磁场结构产生的抖动辐射对于理解伽马射线暴或其他包含相对论喷流和相对论无碰撞激波的天体物理源中观测到的复杂时间结构和光谱演化可能是重要的。
2005-01-04 astro-ph
Lepton Acceleration by Relativistic Collisionless Magnetic Reconnection
本文计算了磁$X-$点附近无碰撞相对论性正负电子气体的自洽平衡。对于所考虑的条件，有关河外喷流，我们发现轻子加速到洛伦兹因子$Γ_0 = κe B_0L {\cal E}^2 /mc^2 \gg 1$，其中$B_0$是典型的磁场强度，${\cal E}\equiv E_0/B_0$，与$E_0$的重联电场，$L$是磁场的长度尺度，和$κ\approx 12$。加速是由于在$X-$点周围的区域中电场对磁场的支配。对于$γ\lesssim Γ_0$，加速轻子的分布函数近似为$dn/dγ\propto γ^{-1}$.由于$Γ_0$值和/或辐射损失的分布，表观分布函数可能比$γ^{-1}$更陡。自洽的平衡，发现只有血浆流入率的$X-$点小于一个临界值。
2002-10-01 astro-ph
Weibel Instability Driven by Relativistic Pair Jets: Particle Acceleration, Magnetic Field Generation, and Emission
激波加速是天体物理等离子体中普遍存在的现象。等离子体波及其相关的不稳定性（例如，Buneman，Weibel和其他双流不稳定性）在无碰撞冲击中产生，负责粒子（电子，正电子和离子）加速。利用三维相对论电磁粒子（REMP）程序，研究了相对论性喷流前沿传播到环境等离子体中的粒子加速。我们发现电子-正电子喷注中的韦伯不稳定性的增长时间不受（电子-正电子或电子-离子）环境等离子体的影响。然而，在电子-离子环境等离子体中产生的局部磁场的幅度明显大于在电子-正电子环境等离子体中产生的局部磁场的幅度。
2005-03-23 astro-ph
Particle Acceleration and Radiation associated with Magnetic Field Generation from Relativistic Collisionless Shocks
激波加速是天体物理等离子体中普遍存在的现象。等离子体波及其相关的不稳定性（例如，Buneman不稳定性、双流不稳定性和Weibel不稳定性）是粒子（电子、正电子和离子）加速的原因。利用三维相对论电磁粒子（REMP）程序，研究了在有和无初始磁场的环境等离子体中传播的相对论性喷流前沿的粒子加速。我们发现，在没有环境和弱环境磁场之间的结果只有很小的差异。模拟结果表明，在无碰撞冲击波阵面中产生的韦伯不稳定性加速了垂直和平行于射流传播方向的粒子。模拟结果表明，这种不稳定性是负责产生和放大高度不均匀，小尺度磁场，这有助于电子的横向偏转后面的射流头。来自偏转电子的"抖动“辐射与在均匀磁场中计算的同步辐射具有不同的性质。这种抖动辐射对于理解伽马射线暴、相对论喷流和超新星遗迹中复杂的时间演化和/或光谱结构可能是重要的。
2003-12-03 astro-ph
Modern theory of Fermi acceleration: a new challenge to plasma physics
天体物理冲击的主要特征之一是它们能够将粒子加速到极高的能量。主要的加速机制，扩散冲击加速。它表明，它的效率关键取决于热等离子体注入到加速度发生在亚激波的碰撞激波结构，反过来，可以显着平滑的高能粒子。此外，它们的不均匀分布提供了自由能的MHD湍流调节亚激波强度和注入率。此外，MHD湍流将粒子限制在激波阵面，控制它们的最大能量和自举加速度。因此，研究激波附近压缩等离子体流中的MHD湍流是理解整个过程的关键。注入率的计算成为无碰撞激波理论的一部分。如果等离子体物理的这两个领域没有重大进展，扩散激波加速理论的进一步发展是不可能的。
2001-02-21 astro-ph
Fundamentals of Non-relativistic Collisionless Shock Physics: V. Acceleration of Charged Particles
本文对冲击波加速高能粒子的各种方法作了全面的评述。这些能量是有限的几个界限：非相对论性质的日光层无碰撞冲击，这一审查限制，这些冲击的有限大小，有限的下游区域的宽度，和湍流的性质。一般来说，日球层中的无碰撞冲击不能将粒子加速到非常高的能量。作为加速机制的一个基本问题，种子粒子的注入被确定。提出了种子粒子产生的一些机理。电子的加速开始揭示它的本质。本章主要研究了以下几个问题：1.介绍--一阶和二阶费米加速，2。加速离子时，他们已经快，扩散加速，对流扩散方程，李的自洽准线性冲击加速模型，3。观察，4。注入问题，离子冲浪，测试粒子模拟，自洽冲击加速模拟，下游泄漏，捕获粒子加速，5。加速电子，Sonnerup-Wu机制，星野电子在准垂直激波上的激波冲浪，准平行激波冲浪。
2008-06-25 astro-ph
Weakly Turbulent MHD Waves in Compressible Low-Beta Plasmas
本文利用弱湍流理论研究了无碰撞低β等离子体中Alfven波与快、慢磁声波的相互作用。从磁流体动力学方程出发，推导出波动方程，并加入附加项，建立了无碰撞阻尼模型。这些方程用于提供各种非线性过程的定量描述，包括“平行”和“垂直”的能量级联，波类型之间的能量传递，“相位混合”，以及产生背散射阿尔芬波。
2008-10-30 astro-ph
Development of a Turbulent Outflow During Electron-Positron Magnetic Reconnection
电子-正电子（对）等离子体中两种物质之间的质量对称性对于无碰撞的磁重联具有有趣的后果，因为在支持电子-质子等离子体中快速重联中起关键作用的霍尔项消失了。我们进行动力学模拟的对重联在不同大小的系统，表明它仍然是快速的，并确定为什么会发生这种情况。对于足够大的系统，一个韦伯式的温度各向异性的不稳定性发展的流出从X点，导致当前层扩大，并形成一个Petschek式的开放流出。我们讨论的参数制度，对重联应该是快速的天体物理对等离子体的影响。
2008-03-24 astro-ph physics.plasm-ph
Steady-state structure of relativistic collisionless shocks
我们解析地研究了无碰撞等离子体中相对论激波和孤立波解的结构。在波的参考系中，冷等离子体从一端流动并撞击低速等离子体。首先，我们表明，在天体物理条件下，一个冷的电子-正电子等离子体是不稳定的两个流之间的接口不稳定这些地区。这种不稳定性会迅速加热流入的冷等离子体，其时间尺度与等离子体频率的倒数相当。然后，我们推导出与时间无关的方程来描述所产生的热态的对等离子体，并描述的条件下，空间均匀的解决方案是唯一的稳定的解决方案后冲击条件。我们还研究了由冷质子和热电子组成的等离子体，并表明空间均匀解也是唯一稳定的解。我们的状态的冲击跳跃条件，连接一个冷的，电子质子等离子体的热电子质子等离子体。在所有这些模型中，明显的一般特征是等离子体的初始定向动能几乎完全转化为热量。磁场起着催化剂的作用，可以诱导等离子体的不稳定性，但我们的解决方案表明，宏观场只得到放大的一个因素约为3的冲击帧。
2000-12-01 astro-ph
Compressible Turbulence in Galaxy Clusters: Physics and Stochastic Particle Re-acceleration
我们试图解释星系团的非热辐射是由于星系团合并引起的可压缩湍流对电子的再加速。在我们的模型中，团内介质（ICM）由高β等离子体表示，其中湍流运动在大尺度上被驱动。相应的注射速度高于阿尔芬速度。因此，湍流近似各向同性，直到湍流速度与阿尔芬速度相当的尺度。假设ICM中的湍流是高度超阿尔夫文的，则磁场是被动平流的，场线弯曲的尺度小于经典的、未磁化的离子-离子平均自由程的尺度，这影响离子扩散和有效粘性的强度。在这些条件下，热（5-10 keV温度）星系团中的大部分湍流很可能通过与热和快粒子的共振耦合在无碰撞尺度上消散。我们使用无碰撞物理来推导可压缩模式的能量的不同分量的振幅，并回顾和扩展ICM中等离子体阻尼的处理。我们计算了质子和电子的加速度，同时考虑了TTD加速度和大尺度压缩的非共振加速度。我们发现，相对论电子可以在ICM中被再加速到几个GeV的能量，条件是可压缩双涡的均方根速度为（V_L/c_s）^[2]~0.15-0.3。我们发现，在典型的条件下，~ 2- 5%的能量通量的级联的可压缩运动注入大尺度进入加速的快粒子，这可能解释所观察到的非热辐射合并星系团。
2007-03-22 astro-ph
Particle Energization in an Expanding Magnetized Relativistic Plasma
利用2-1/2维粒子模拟程序模拟了磁化无碰撞等离子体向真空中的相对论膨胀，提出了一种新的机制，即磁能有效地转化为表面粒子的定向动能.我们研究了电子-正电子和电子-离子（mi/me=100，me是电子静止质量）等离子体的这种机制。对于电子-正电子的情况，电子对可以被加速到超相对论能量。对于电子-离子等离子体，大部分能量增益都流向了离子。
2003-01-16 astro-ph
Interstellar Turbulence I: Observations and Processes
这两部分综述总结了星际湍流及其影响。第一部分从诊断和能源开始。湍流理论被认为是详细的，包括基本的流体方程，螺线管和可压缩模式，全球无粘二次不变量，标度参数，能量传递和级联，速度概率分布，和湍流压力。本文讨论了磁流体动力学湍流的理论，包括无碰撞的MHD湍流，强调了各种能谱的建议。回顾了星际湍流的各种数值模拟方法。模型已经再现了许多观测到的标度关系的基本特征，预测了超音速MHD湍流的快速衰减率，并导出了密度的概率分布函数。在湍流介质中，热不稳定性和热相有了新的解释。具有各种自引力、磁场、超新星和恒星形成组合的大尺度模型在形态和统计特性上开始与观测到的星际介质相似。自引力在湍流气体中的作用得到澄清，从而为星团的形成、恒星质量函数、恒星自转和双星的起源以及磁场的影响提供了新的范例。
2004-04-22 astro-ph
Acceleration Mechanics in Relativistic Shocks by the Weibel Instability
等离子体不稳定性（例如，Buneman、Weibel和其他双流不稳定性）可能是粒子（电子、正电子和离子）加速的原因。利用三维相对论电磁粒子（REMP）程序，我们研究了相对论电子-离子或电子-正电子喷流前沿传播到非磁化环境电子-离子或电子-正电子等离子体中的长期粒子加速。这些模拟已经进行了更长的模拟系统比我们以前的模拟，以调查的非线性阶段的韦伯不稳定性和粒子加速机制。由韦伯不稳定性产生的电流通道被环形磁场和径向电场包围。该径向电场是准静态的，并且加速粒子，然后粒子被磁场偏转。
2006-01-11 astro-ph
Shearing Box Simulations of the MRI in a Collisionless Plasma
我们描述了在无碰撞等离子体中由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流的局部剪切盒模拟。无碰撞效应在辐射效率低的吸积流中可能很重要，例如在银河系中心的黑洞附近。修改ZEUS的MHD版本以演化各向异性压力张量。采用流体封闭近似计算沿磁场线的热传导。各向异性的压力张量提供了一个定性的新机制，运输角动量吸积流（除了麦克斯韦和雷诺应力）。我们估计的压力各向异性的限制，由于俯仰角散射的动力学不稳定性。这种不稳定性在无碰撞等离子体中提供了有效的“碰撞”率，并导致更类似MHD的动力学。我们发现，MRI导致有效的增长的磁场在无碰撞的等离子体，与那些在MHD的饱和振幅。在饱和状态下，各向异性应力与麦克斯韦应力相当，这意味着在无碰撞等离子体中角动量输运速率可能会适度增强。
2005-08-25 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
Collective Modes in Neutrino `Beam' Electron-Positron Plasma Interactions
从耦合狄拉克方程出发，考虑带电和中性弱电流-电流以及电磁相互作用，导出了无碰撞（Vlasov）极限下的半经典中微子-电子输运方程.导出了相应的线性响应理论。特别是，我们计算各种束等离子体的几何形状，这是感兴趣的超新星的情况下的响应函数。我们将其应用到等离子体激元的研究和一类新的集体{ \it pharon}共振模式，其特征在于$ω< q$。我们发现，不稳定模式的增长率对应于一个强烈的温度（$\propto T_ν^2T_e^3$）和线性动量依赖的e折叠长度约$10^{10}$公里的典型条件下的II型超新星。这似乎排除了这种长波长集体模式作为将中微子能量沉积到等离子体球中的有效手段。
2001-03-06 astro-ph hep-ph
Towards a Simple Model of Compressible Alfvenic Turbulence
本文研究了磁化系统中一个简单的无碰撞、耗散、可压缩MHD湍流模型。与更熟悉的湍流范例相反，耗散来自朗道阻尼，通过非线性进入，并分布在所有尺度上。该理论预测，两个不同的制度或阶段的湍流是可能的，这取决于陡峭的阻尼系数（m_1/m_2）的比率。对于强阻尼（|m_1/m_2| <1），预测了平滑的流体动力学湍流的状态。为|m_1/m_2|>1，在水动力极限下不存在稳态湍流。相反，预测的是尖峰状的小尺度结构。
1997-07-26 adap-org astro-ph nlin.AO
