On the role of stochastic Fermi acceleration in setting the dissipation scale of turbulence in the interstellar medium
本文研究了星际介质雷诺层中磁声湍流的费米加速耗散。级联中的尺度，在该尺度下，通过随机费米加速（STFA）的电子加速变得与湍流的进一步级联相当，定义了内部尺度。对于任何等于或小于Goldreich-Sridhar的磁湍流谱，这是$\ge 10^{12}$ cm，这比在无线电闪烁测量中观察到的最短长度尺度大得多。虽然STFA为这样的光谱，然后矛盾的闪烁模型，呼吁直接扩展，连续的湍流级联，这种分离的尺度是一致的\citet{Boldyrev2}和\citet{Boldyrev3}最近的工作表明，星际闪烁可能会导致通过无线电波通过银河系分布的薄电离边界面的HII地区，而不是从级联湍流的密度变化。STFA耗散的存在也为星际介质\citep{Reynolds}雷诺层中观测到的非电离热源提供了一种机制。STFA提供适当的加热功率，输入能量在低密度雷诺层等离子体中迅速热化。
2007-07-31 astro-ph
Acceleration and Dissipation in Relativistic Winds
我认为，理想的MHD相对论风总是在实践中被限制为渐近4-速度$γ_\infty \approx σ_0^{1/3}$和渐近磁化$σ\sim σ_0^{2/3} \gg 1$，其中$σ_0$是风磁化相对于其余的能量密度，在光柱的旋转，磁化的紧凑的物体，驱动流的评价。这表明，在驱动脉冲星风星云的风的赤道扇区中观测到的低的渐近$σ$值和相关的高的渐近4速度值是风区中的磁耗散的结果。
2003-10-17 astro-ph
Turbulence Dissipation and Particle Injection in Non-Linear Diffusive Shock Acceleration with Magnetic Field Amplification
对超新星遗迹（SNR）壳层的观测表明，高度放大的磁场很可能是激波有效加速粒子的固有部分。这种强烈的湍流，这可能是由于宇宙射线驱动的不稳定性，共振和非共振，在冲击前兆，是一定要发挥关键作用的自洽，非线性模型的强，宇宙射线修改冲击。在这里，我们提出了一个Monte Carlo模型的非线性扩散冲击加速（DSA）占磁场放大通过共振不稳定性引起的加速粒子，并包括上游的冲击和随后的前体等离子体加热的湍流耗散的影响。由于湍流耗散和粒子注入等离子体加热之间的反馈效应很强，增加了有效DSA的非线性性质。描述的湍流阻尼的参数化的方式，我们得到两个重要的结果：第一，典型的超新星遗迹冲击的条件下，即使是少量的耗散湍流能量（~10%）是足够的显着加热的前体等离子体，第二，加热上游的冲击导致增加的热粒子在亚激波的注入的几个因素。在我们的研究结果中，非线性激波结构对粒子注入的增强的响应阻止了粒子加速和磁场放大的效率增加。然而，我们认为，更先进的（可能是非共振）模型的湍流产生和耗散可能会导致一种情况下，由于湍流耗散的粒子注入升压的结果在更有效的加速和更强的放大磁场比没有耗散。
2008-07-30 astro-ph
Particle Acceleration in Multiple Dissipation Regions
强烈的磁场不连续性与强烈的电流有关，这种不连续性是由湍流光球运动驱动的太阳磁通量管中自然出现的。\citet{Par83}提出，这些电流可能对各种微观过程变得不稳定，最终结果是电阻率和加热（纳米片）显著增强。与这种"热点“相关的电场也有望增强粒子加速。我们测试了这一假设，通过精确的相对论轨道模拟强随机相位磁流体动力学（MHD）湍流，形成本地化的超德莱塞欧姆电场（$E_Ω/E_D$ = $10^2 ... 10^5$）发生在2。体积的15%。结果表明，这些场确实产生了一个大的放大的电子和离子的加速，并能有效地克服注入问题。在这篇文章中，我们认为纳米耀斑加热将与零星的粒子加速有关。
2004-02-25 astro-ph
Efficient acceleration and radiation in Poynting flux powered GRB outflows
我们研究了坡印亭磁通驱动伽玛暴中局部磁耗散过程对磁能释放的影响。对于典型的伽玛暴参数（能量和重子负载），耗散主要发生在光球层之外，产生非热辐射。该过程将总爆发能量以10- 50%的效率转化为瞬发辐射。同时，耗散具有将流动加速到大的洛伦兹因子的效果。对于较高的重子负载，耗散主要发生在光球层内，磁能转化为辐射的效率较低，结果是X射线闪光而不是GRB。我们证明了这些效果与数值一维稳态相对论MHD计算。
2002-06-24 astro-ph
Stochastic Acceleration in Turbulent Electric Fields Generated by 3-D Reconnection
通过试验粒子模拟研究了电子和质子在三维电场和磁场中的加速。磁场是通过三维磁流体动力学模拟板状结构中的磁重联得到的。系统的非线性演化表现为许多不稳定模的增长和初始电流片的破碎以及小尺度结构的形成。我们在演化的电流片内的随机点注入粒子的麦克斯韦分布。在相对较短的时间内（小于1毫秒），粒子形成幂律尾。加速是非常有效的，电子吸收了很大比例的可用能量的一小部分的特征时间的MHD模拟，这表明电阻MHD代码，广泛使用在当前的文献中，是无法代表的全部程度的粒子加速在3D重联。
2006-04-10 astro-ph
Magnetic-Reconnection and Current-Sheet Model for the Radio Arc and Threads in the Galactic Center
我们提出了一个新的机制来解释无线电弧和线程在银河系中心的电流片由于移动的云和垂直场的相互作用产生的局部磁剪切的基础上的三维磁流体动力学模拟。电流片中宇宙线电子的磁重整和加速将导致弧和线内外射电发射率的高反差。
2005-07-25 astro-ph
Acceleration of GRB outflows by Poynting flux dissipation
我们研究磁动力的相对论外流，其中的一部分磁能耗散内部的重联。对于GRB参数，并假设重联速度与阿尔芬速度成比例，显着的耗散可以发生在光球的内部和外部的流动。该过程导致流量洛伦兹因子随半径稳定增加。通过一个分析模型，我们展示了这个过程的效率如何依赖于GRB参数。估计的热和非热辐射预计将分别从光球和光学薄的部分流发射。该模型的一个关键参数是在某些初始半径的流动坡印亭通量的动能通量的比率。对于较大的值（> 100），非热辐射在热分量上占主导地位。如果该比率很小（< 40），则预期仅会出现可通过X射线闪光识别的瞬时热发射。
2002-06-24 astro-ph
The Role of the Guide Field in Relativistic Pair Plasma Reconnection
利用线性理论和粒子模拟方法研究了Harris电流片对（$e^{\pm}$）等离子体中引导场在相对论磁重联中的作用。二维PIC模拟显示了线性不稳定性的导向场的依赖性，撕裂或重连模式是相对不敏感的，而相对论漂移扭结不稳定性（RDKI），在相对论电流片中最快的模式，是稳定的导向场。在非线性阶段的粒子加速也进行了研究。一个三维的PIC模拟表明，电流片是不稳定的RDKI，虽然小的重联发生在变形的电流片。另一个带有引导场的三维PIC模拟演示了一个完全不同的场景。二次磁重联是由倾斜不稳定性的非线性耦合触发的，我们称之为相对论漂移香肠撕裂不稳定性。因此，粒子加速的相对论导向场重联发生在三维配置。基于等离子体理论，我们讨论了引导场的一个重要作用：通过磁重联实现非热粒子加速。
2008-03-28 astro-ph
Limits on diffusive shock acceleration in supernova remnants in the presence of cosmic-ray streaming instability and wave dissipation
研究了在星际介质中运动的超新星激波的宇宙线前兆的不稳定性。该区域的磁流体动力学湍流水平决定了扩散激波加速机制加速的粒子的最大能量。宇宙线加速的高效率是可以接受的，并且考虑不受弱湍流情况的限制。本文假设Kolmogorov型非线性波相互作用和离子-中性粒子碰撞共同限制了随机磁场的振幅。因此，加速粒子的最大能量强烈地依赖于超新星遗迹的年龄。在年轻超新星遗迹中，最大能量可达$\sim10^{17}Z$ eV，在Sedov阶段末期，能量下降到$\sim10^{10}Z$ eV左右。因此，在这种情况下，根据星际磁场强度计算的玻姆极限对最大粒子能量的标准估计是不合理的。这一发现可以解释为什么年龄超过几千年的超新星遗迹不是非常高能量伽马射线的主要来源。
2003-02-04 astro-ph
Self-Organized Criticality and Intermittent Turbulence in an MHD Current Sheet with a Threshold Instability
我们报告的数字证据的自组织临界性（SOC）和间歇性湍流（IT）共生的电阻磁流体动力学（MHD）电流片模型，包括一个本地滞后开关，以捕获等离子体物理过程的MHD外，在模型中描述为电流依赖的电阻率。数值模拟结果表明，磁能量耗散特性的SOC的无标度雪崩，以及多尺度的速度场数值上无法区分某些分层湍流理论。我们认为SOC和IT可能是驱动电流片实现的动力学状态的互补描述-这在天体物理和空间等离子体中无处不在。
2009-01-08 astro-ph
Impulsive electron acceleration by Gravitational Waves
我们研究了在大质量磁化星坍缩形成黑洞过程中，或在中子星双星合并过程中，强引力波与等离子体的非线性相互作用。我们发现，在一定条件下，这种耦合可能会导致一个有效的能量空间扩散的粒子。我们认为，在中央发动机周围产生的大气充满了3-D磁中性片（磁零）。我们证明了强脉冲的引力波通过磁中性片加速电子到非常高的能量。许多这样的短寿命加速器的叠加，嵌入在湍流等离子体中，可能是所观察到的脉冲短寿命爆发的来源。我们的结论是，在一些天体物理事件，引力脉冲可能会加速周围的等离子体的尾巴非常高的能量，并成为许多类型的天体物理爆发的驱动程序。
2003-12-05 astro-ph
Magnetically powered prompt radiation and flow acceleration in GRB
本文综述了由磁能流驱动的伽玛暴物理。磁场是将能量从中心致密物体传输到伽马射线暴所需的少量重子的自然条件。当考虑流内重联引起的磁能通量耗散时，磁模型假定了几个更令人信服的性质。对于观测到的GRB的重子负载典型，大部分耗散发生在光球层外，从而有效地产生瞬发辐射，并且该区域的磁场强度高，导致有效的同步辐射。值得注意的是，耗散也导致了整体流的非常有效的加速。这种效果说明了一个经典的流体动力学等效。在这种情况下，区分磁能通量$cB^2/8π$和坡印廷通量$cB^2/4π$是重要的，将坡印廷通量解释为“磁焓通量”是很重要的。数值和分析结果的流动加速和光球（热）和非热辐射的渐近体洛伦兹因子的函数的相对贡献。在$Γ\approx 100$预测了X射线闪光和真实伽玛暴之间的跃迁。
2003-02-22 astro-ph
Particle Acceleration in Relativistic Flows
几种不同的高能伽马射线天体物理源的一个共同特性是存在相对论速度的整体运动。非热辐射粒子的内禀光谱也显示出有趣的相似性，对较低的能量有明显的硬化。这表明两种不同的加速机制可能在这些来源中起作用。在高能量下，冲击时的随机一阶费米过程似乎提供了一个合理的解释。我将简要回顾这一机制的地位，然后讨论的可能性，在较低的能量，非随机加速的感应电场的相对论电流片发挥了作用。
2005-03-15 astro-ph
Gyrokinetic electron acceleration in the force-free corona with anomalous resistivity
我们用数值方法研究了耗散电场对电子加速和日冕加热的影响。电子被追踪的线性无力磁场外推SOHO/MDI磁图，赋予异常电阻率（$η$）在局部耗散区域的磁扭曲$\nabla \times \bhat$超过一个给定的阈值。与$η> 0$相关的是一个平行电场${\bf E} = η{\bf j}$，它可以加速逃逸的电子。为了获得观测预测，我们将电子注入耗散区域，并实时跟踪它们几秒钟。在高度$z$ = 0处离开模拟系统的电子与硬X射线相关，而在高度$z$ $\sim$ 3 $\cdot 10^4$ km处逃逸的电子与局部等离子体频率下的正常漂移III型相关。第三，被困，人口与回旋同步辐射。所有三个排放的时间分布和光谱计算，并探讨其依赖于几何模型参数和$η$。据发现，沉淀一般preceeds逃逸的分数秒，和电子执行许多访问的耗散区离开模拟系统之前。撞击$z$ = 0的电子达到比逃逸的电子更高的能量，并且在超过单个耗散区域的最大电势降的能量处观察到非麦克斯韦尾。在$z$ = 0时的撞击图显示出电子到达一个极性的太阳黑子边界的趋势。虽然这里使用的磁图属于非耀斑时期，因此模拟指的是纳米耀斑和“静止”日冕加热，但可以肯定的是，在更大的尺度上，相同的过程是太阳耀斑的原因。
2006-04-07 astro-ph
On the Heating of the Solar Corona and the Acceleration of the Low-Speed Solar Wind by Acoustic Waves Generated in Corona
我们调查的可能性，太阳日冕加热的声波产生的不是在光球，但在日冕，旨在加热中，低纬度的日冕，低速风预计来自。色球重联是Sturrock最近提出的小尺度磁重联事件的一种模型，它触发了周期为τ ~ 100 s的声波。这些具有有限振幅的波最终形成冲击波，从而形成N波（N波），并通过其波能量的耗散直接加热周围的日冕。基于弱激波理论处理N波的外传播，使得加热速率可以与背景日冕等离子体的物理性质一致地进行评估，而无需以特设的方式设置耗散长度。我们用能流范围为F_{w,0} =（1-20）× 10^5 erg cm^{-2} s^{-1}和周期τ = 60- 300 s的各种声波输入，构造了从上色球层到1天文单位外的日冕结构。N波耗散的加热作用有效地作用于日冕内部，我们发现F_{w,0} >= 2 × 10^5 erg cm^{-2} s^{-1}和τ>= 60 s的N波能维持峰值日冕温度，T_{max} > 10^6 K。该模型还可以再现在流注区观察到的密度分布。然而，由于其短的耗散长度，T_{max}的位置比观测更接近地面，因此太阳风的合成流速低于观测到的低速风廓线。为了再现真实的日冕，与其他耗散长度较大的加热源和加速度源的合作是不可避免的。
2002-08-06 astro-ph
Electron acceleration and heating in collisionless magnetic reconnection
利用Harris电流片的隐式动力学模拟结果讨论了无碰撞磁重联过程中电子的加速和加热。我们考虑和比较了不同β值的等离子体中的电子动力学，并进行了模拟的物理质量比。我们分析了电子通过重联区的典型轨迹，研究了电子的速度，重点研究了离面速度，并讨论了电子沿面内和离面方向的加热。
2003-05-06 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
