Fundamental Physical Processes in Coronae: Waves, Turbulence, Reconnection, and Particle Acceleration
基于SMM、Yohkoh、Compton GRO、SOHO、TRACE、RHESSI和STEREO的空间观测，我们对日冕基本过程的认识有了很大的进展。我们现在观察声波，MHD振荡，与磁共振相关的谱线展宽，与重联过程相关的磁结构，以及高能粒子的辐射。我们回顾了一些关键的观察EUV，软X射线，硬X射线，创新我们的物理理解的太阳日冕，在流体力学，磁流体动力学，等离子体加热，粒子加速过程。
2007-10-31 astro-ph
Theoretical approaches to particle propagation and acceleration in turbulent intergalactic medium
在大尺度上，团间介质是湍流的，湍流是超阿尔文的。当湍流达到波动速度小于阿尔芬速度的尺度时，磁场基本上改变湍流级联。在这些尺度上，可以考虑三个级联，即快速、慢速和Alfven模式，它们之间几乎没有能量交换。由于Alfvenic和慢模式是各向异性的，它们稍微散射和加速宇宙射线，而快模式主导了这个过程。然而，在存在宇宙射线的情况下，湍流被修改为宇宙射线将可压缩运动（即慢模和快模）的能量从大尺度转移到宇宙射线拉莫尔半径尺度。这导致产生一个新的小规模Alfvenic组件，这不是普通的MHD级联的一部分。这种成分会散射和加速宇宙射线。此外，湍流介质中的磁重联加速了宇宙射线。团内湍流的复杂性需要观测研究。速度坐标谱（Velocity Coordinate Spectrum）是新一代X射线天文台研究速度涨落的一种新技术。
2006-08-02 astro-ph
Cosmic Ray Propagation: Nonlinear Diffusion Parallel and Perpendicular to Mean Magnetic Field
我们考虑宇宙射线在湍流磁场中的传播。我们使用的模型的磁流体动力学湍流，在数值模拟中进行了测试，其中的湍流是在大尺度上注入和级联到小尺度。我们的注意力集中在强湍流的模型，但我们也简要地讨论了弱湍流和板Alfvénic扰动的影响。后者可能是由于宇宙射线流体本身的不稳定性而出现的，例如，宇宙射线的集束和回旋共振不稳定性。为了描述宇宙射线与磁微扰的相互作用，我们发展了一种非线性形式主义，扩展了通常用于此目的的普通准线性理论（QLT）。这使我们能够避免通常的90度散射问题，并使我们能够计算宇宙射线的平均自由程。我们将该方法应用于宇宙线在星系晕和暖电离介质（WIM）中的传播。此外，我们还讨论了垂直于平均磁场的宇宙射线的输运问题，并表明宇宙射线次扩散问题（即，传播与回溯轨迹向后，这减慢了扩散）仅对于当环境湍流远离数值模拟向我们建议的情况时的受限情况是重要的。因此，这项工作提供了形式主义，可用于计算宇宙射线在各种情况下的传播。
2007-10-23 astro-ph
Transport of Cosmic Rays in Chaotic Magnetic Fields
带电粒子在无序磁场中的输运是一个重要的问题，它关系到所有能量的宇宙射线在各种天体物理环境中的传播，如行星际、星际甚至河外介质，以及费米加速过程的效率。我们已经进行了详细的数值实验，使用蒙特卡罗模拟粒子在随机磁场中的传播，以测量的平行和横向的空间扩散系数和俯仰角散射时间作为一个函数的刚度和强度的湍流磁分量。我们确认外推到高湍流水平的散射频率和平行扩散系数在低刚度的准线性近似预测的缩放。我们发现，广泛使用的玻姆扩散系数不提供一个令人满意的近似扩散，即使在极端的情况下，平均场消失。我们发现，对于拉莫尔半径大于湍流相干长度的粒子，也会发生扩散。我们认为，横向扩散是更有效的比预测的准线性近似，并出现兼容的混乱磁场扩散的磁力线。我们提供数值估计的Kolmogorov长度和磁力线扩散系数作为湍流水平的函数。最后，我们评论我们的结果的应用程序的天体物理湍流和加速的高能宇宙射线在超新星遗迹，在超级气泡，并在强大的射电星系的喷流和热点。
2001-09-14 astro-ph
Scattering of energetic particles by anisotropic magnetohydrodynamic turbulence with a Goldreich-Sridhar power spectrum
在准线性近似下计算了各向异性、不可压缩、磁流体动力学湍流的Goldreich-Sridhar（GS）谱的散射率。由于小尺度波动被限制在波矢几乎垂直于背景磁场，散射太弱，既不能提供银河宇宙线传播模型中常用的平均自由程，也不能提供在准平行冲击下加速宇宙射线所需的平均自由程。在发生强烈的俯仰角散射的地方，这是由于GS光谱没有描述的波动，例如由流动的宇宙射线产生的波动。
2000-11-03 astro-ph
Turbulence and particle acceleration in collisionless supernovae remnant shocks: II- Cosmic-ray transport
如果磁场被激波前体中加速粒子的流动有效地放大，超新星残余激波可能是能量超过膝盖（$E\simeq3\cdot 10^{15} $ eV）的宇宙射线的起源。本文是\citep{pell05}的后续工作，它导出了这样产生的MHD湍流的性质，特别是它的各向异性特征、振幅和频谱。在本文中，我们计算的扩散系数，也占压缩通过冲击，并表明，预测的三维湍流谱$k_\perp S_{3\rm d}(k_\parallel,k_\perp)\propto k_\parallel^{-1}k_\perp^{-α}$（与$k_\parallel$和$k_\perp$的波数分量沿和垂直于激波法线）通常导致玻姆扩散在平行方向。然而，如果各向异性受到$k_\parallel \propto k_\perp^{2/3}$形式的关系的约束，当湍流能量级联以与尺度无关的恒定速率发生时，则扩散系数失去其玻姆标度和标度，如各向同性柯尔莫哥洛夫湍流。我们表明，这些扩散系数可以解释超新星遗迹的X射线观测结果。本文还计算了由于宇宙线在产生上游湍流时损失的能量和伴随的能谱陡化对费米循环的修正。最后，我们证实宇宙线在年轻的SNr中自由膨胀阶段可以产生一个放大的湍流，使得在星际介质的暖相，最大能量接近于膝点，谱指数接近于2.3
2006-03-17 astro-ph
Can Protostellar Jets Drive Supersonic Turbulence in Molecular Clouds?
年轻恒星的喷流和外流被认为是分子云中超音速湍流的候选者。在这里，我们提出了多维射流模拟的结果，我们详细研究了从射流到周围环境的能量和动量沉积，并量化了激发湍流的速度概率密度函数的特性。我们的研究包括喷流-团簇相互作用、瞬态喷流和磁化喷流。我们发现，准直超音速射流不激发超音速运动远离附近的射流。超音速波动很快被衰减，不会扩散到母云中。相反，亚音速，非压缩模式占据了大部分的激发体积。这是一个普通的特征，不能被过密的射流或磁场完全规避。尽管如此，喷气式飞机能够在其云结构中留下强烈的印记，并能破坏密集的团块。我们的研究结果质疑准直射流在分子云中维持超音速湍流的能力。
2007-06-25 astro-ph
Cosmic Ray Scattering by Compressible Magnetohydrodynamic Turbulence
磁流体动力学（MHD）湍流的最新进展要求对宇宙线输运的图像进行实质性的修改。本文利用最近得到的MHD模的标度律计算了ISM中宇宙射线的散射频率。我们考虑了磁流体模式（Alfvenic，慢和快）和渡越时间阻尼（TTD）的快模式的陀螺谐振。我们提供了宇宙射线散射计算的各个阶段的星际介质与现实的星际湍流驱动是一致的扩散气体中观察到的速度色散。我们占湍流截断所产生的碰撞和无碰撞阻尼。得到了进入描述宇宙线演化的Fokker-Planck方程的扩散系数的解析表达式。计算了宇宙射线在Alfvenic模和快模下的散射率和平行空间扩散系数。我们的结论是，快模式提供了占主导地位的贡献，宇宙射线散射的典型星际条件下，尽管快模式受到阻尼。我们表明，散射的效率取决于等离子体β，因为它决定了快模式的阻尼。我们还表明，在湍流的存在下，修改的流不稳定性。
2003-11-17 astro-ph
Astrophysical Implications of Turbulent Reconnection: from cosmic rays to star formation
湍流重联允许天体物理学磁场的快速磁重联。这需要许多天体物理学的影响，并开辟了新的途径来解决长期存在的问题。我简要地讨论了一个模型的湍流重联内的随机性的三维磁场，使快速重联通过允许多个重联事件同时发生，并通过限制电流片的扩展。在完全电离的气体中，Lazarian和Vishniac 99中的模型预测的重连率仅取决于湍流的强度。在部分电离的气体中，Lazarian，Vishniac和Cho 04中的原始模型的修改预测了重连率，除了湍流强度取决于电离度。在这两种情况下，重新连接可能慢或快，具体取决于系统中的湍流水平。结果，重联变得突发，这为太阳耀斑和伽马射线爆发提供了一个可能的解释。湍流重联模型的含义还没有得到足够详细的研究。我讨论了一阶费米加速宇宙射线发生的相反方向的磁通量一起移动。这种加速将与二阶费米加速一起工作，后者是由重联区中的湍流引起的。在部分电离的气体中，随机重联使得磁通量能够从恒星形成的分子云中快速移除。
2005-05-28 astro-ph
The generation of low-energy cosmic rays in molecular clouds
有人认为，如果宇宙射线穿透分子云，它们损失的总能量可能超过银河系超新星冲击的能量。它表明，最有可能的银河系宇宙射线与分子云的表面层的相互作用被有效地反射，并不穿透到云的内部。提供分子云气体初级电离的低能宇宙射线（$E<1$ GeV）可以在这种云内部由超音速湍流引起的多次激波产生。
2005-03-24 astro-ph
Diffusion and drift of cosmic rays in highly turbulent magnetic fields
通过广泛的蒙特卡罗模拟，我们确定了带电粒子在高度湍流磁场中传播的平行、垂直和反对称扩散系数。我们提出了简单的表达式，给出了一个小的一组拟合参数，占磁刚度和湍流水平的函数的扩散系数，并对应于不同种类的湍流谱。所得到的结果满足标度关系，这使得它们有助于描述宇宙线的起源和运输在各种不同的天体物理环境。
2004-08-03 astro-ph hep-ph
Cosmic ray transport in MHD turbulence
磁流体动力学（MHD）湍流的最新进展，要求在宇宙线输运的图片修改。本文利用最近得到的MHD模的标度律，得到了宇宙射线的散射频率。我们占湍流截断所产生的碰撞和无碰撞阻尼。我们得到的散射率，并表明，快模式提供了占主导地位的贡献，宇宙射线散射的典型的星际条件下，尽管快模式进行阻尼。我们确定散射的效率如何取决于电离介质的特性，例如等离子体$β$。我们表明，流动的不稳定性被抑制的环境MHD湍流。
2005-05-28 astro-ph
On the spectrum of high-energy cosmic rays produced by supernova remnants in the presence of strong cosmic-ray streaming instability and wave dissipation
宇宙线流动不稳定性在SN激波的前兆中产生了强烈的磁流体动力学湍流。湍流的水平决定了由扩散激波加速机制加速的宇宙射线粒子的最大能量。目前的考虑继续我们的工作Ptuskin & Zirakashvili（2003）。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SNR的年龄。在绝热SNR演化过程中（Sedov阶段）注入星际介质的宇宙射线的平均谱在能量大于10-30 Gev/核子时近似为$Q(p)p^{2}\propto p^{-2}$，最大粒子能量接近于在$\sim4\times10^{15}$ eV处观测到的宇宙射线谱中的膝点位置。在SNR演化的早期阶段-Chevalier-Nadyozhin解描述的喷出物占主导地位的阶段，粒子被加速到更高的能量，并具有相当陡峭的幂律动量分布。这些结果表明，膝关节可能标志着从弹射为主的绝热演化的SNR冲击加速宇宙射线。
2004-08-02 astro-ph
Properties and selected implications of magnetic turbulence for interstellar medium, Local Bubble and solar wind
天体物理流体，包括星际和行星际介质，是磁化和湍流的。它们的出现、演化和整体性质是由搅动它的磁湍流决定的，我们认为，在基本水平上研究磁湍流对于理解许多过程至关重要。研究人员经常忽略的一点是，仅使用“蛮力”数值方法无法自信地理解磁湍流。在这篇评论中，我们说明了这一点上的一些例子，包括间歇加热等离子体的湍流，与宇宙射线的相互作用的湍流和影响的磁重联的速度。我们表明，磁湍流的性质可能会有很大的不同，在不同的环境中，例如，不平衡的湍流在太阳风不同于平衡的湍流，这两者都不同于部分电离气体中的湍流。呼吁更多的观测资料的必要性磁场，我们讨论了一种可能性，研究行星际湍流利用钠原子在彗星尾部的排列。
2008-11-10 astro-ph
Dissipation of Hydromagnetic Waves on Energetic Particles: Impact on Interstellar Turbulence and Cosmic Ray Transport
考虑了银河系宇宙射线（CR）的扩散。预计非线性MHD级联将湍流的幂律谱从主尺度100 pc设置为更小的尺度。我们发现，由于与高能粒子的共振相互作用的波的耗散可能会终止级联在小于1.e13厘米。CR扩散系数的形状，发现可以解释所观察到的峰值在几个GeV/n的次级到初级核的比率。
2003-06-18 astro-ph
Energy spectra of cosmic rays accelerated at ultrarelativistic shock waves
本文研究了在超相对论激波作用下，一阶费米机制加速的粒子的能谱，它超出了先前考虑的洛伦兹因子的范围。对于激波附近的粒子输运，将一种涉及小振幅俯仰角散射的数值方法应用于洛伦兹因子$γ$从3到243的流动。对于大的$γ$冲击的收敛导出的能谱指数的值$σ_\infty \approx 2.2$观察所有考虑的湍流振幅和磁场配置。最近Waxman [Astrophys. J. Lett. 485，L5（1997）]。
1998-06-12 astro-ph
Interstellar Turbulence II: Implications and Effects
星际湍流对元素的扩散和混合、云化学、宇宙射线散射和无线电波通过电离介质的传播都有影响。本文综述了这些影响的观察和理论。总结了金属丰度波动，并回顾了被动示踪剂的湍流输运理论。模拟方法，尘埃颗粒的湍流浓度，和径向丰度梯度的湍流冲刷进行了讨论。星际化学是受湍流运输的各种物质之间的环境具有不同的物理性质和湍流加热的冲击，涡耗散区，增强双极扩散的局部地区。宇宙射线在湍流的磁波和冲击中被散射和加速，它们产生的湍流与它们的回旋半径成正比。无线电波闪烁是电离介质中小尺度湍流的一种重要诊断手段，它提供了有关波动功率谱和幅度的信息。回顾了衍射和折射的理论，以及主要的观测结果和闪烁区。
2004-04-22 astro-ph
Production of magnetic energy by macroscopic turbulence in GRB afterglows
一般认为，伽马射线暴的余辉需要比压缩的震前介质强得多的磁场。作为一种替代微观等离子体不稳定性，我们建议放大的字段由宏观湍流激发的相互作用的冲击与clusterian预激波介质，例如恒星风。使用最近开发的局部扰动的超相对论冲击的形式主义，我们推导出的长度尺度上的约束，振幅，和体积填充因子的密度团块需要产生一个给定的磁能分数的冲击的膨胀时间内，假设在该领域的能量实现equipartition与湍流。对于较大的激波洛伦兹因子，需要更强和更小尺度的不均匀性。因此，很可能随着激波的减慢，磁能分数也在变化。如果已知激波前的径向密度分布（在团块上平滑），这可以通过监测同步加速器冷却频率来检测。
2007-06-13 astro-ph
Diffusion of Cosmic Rays in the Expanding Universe. II. Energy Spectra of Ultra-High Energy Cosmic Rays
我们考虑膨胀宇宙中超高能宇宙射线（UHECR）的扩散方程解的天体物理意义，在论文I（V.Berezinsky & A.Gazizov，ApJ 643（2006）8）中获得。UHECR谱在源位于具有线性常数（源分离）d的立方网格的顶点的模型中计算。计算了不同的磁场组态（B_c，l_c），其中l_c是湍流的基本尺度，B_c是在此尺度上的相干磁场。这些计算的主要目的是证明的有效性的解决方案中获得的文件I和比较这个解决方案与Syrovatsky解决方案中使用的以前的作品。瑟罗瓦茨基解必须嵌入静态宇宙学模型中。在所有参数固定不变的情况下，两种解的形式比较揭示了两种谱之间的明显差异。如果在两个模型中使用不同的最佳拟合参数，这些差异会更小。
2007-02-04 astro-ph
Hydrodynamic Turbulence in Accretion Disks
冷的吸积盘中的湍流粘滞性很可能是流体动力学的起源。我们调查的水动力扰动的增长在一个小区域的磁盘，我们作为一个线性剪切流模型与科里奥利力，两个平行的墙壁之间。虽然在这个系统中没有指数增长的本征模，但由于模式的非正常性质，某些扰动的能量可能会有很大的瞬态增长。对于一个角动量不变的圆盘，雷诺数仅为1000时，能量增长超过1000倍，因此很容易激发湍流。对于开普勒圆盘，能量的增长更为温和，能量增长1000倍需要近100万的雷诺数。吸积盘的雷诺数甚至比这更大。因此，扰动的瞬时增长可以在这样的圆盘中产生湍流。
2005-01-21 astro-ph
Cosmic Ray Scattering and Streaming in Compressible Magnetohydrodynamic Turbulence
磁流体动力学（MHD）湍流的最新进展，要求在宇宙线输运的图片修改。本文利用最近得到的MHD模的标度律，得到了宇宙射线的散射频率。利用准线性理论，我们计算了磁流体动力学模式（Alfvénic，慢和快）和渡越时间阻尼（TTD）的快模式的陀螺谐振。我们提供了宇宙射线散射计算的各个阶段的星际介质与现实的星际湍流驱动是一致的扩散气体中观察到的速度色散。我们占湍流截断所产生的碰撞和无碰撞阻尼。得到了进入描述宇宙线演化的Fokker-Planck方程的扩散系数的解析表达式。我们得到的散射率，并表明，快模式提供了占主导地位的贡献，宇宙射线散射的典型的星际条件下，尽管快模式进行阻尼。我们确定散射的效率如何取决于电离介质的特性，例如等离子体$β$。我们计算的能量范围内的流动不稳定性被抑制的环境MHD湍流。
2004-08-10 astro-ph
Dissipation of Magnetohydrodynamic Waves on Energetic Particles: Impact on Interstellar Turbulence and Cosmic Ray Transport
讨论了银河宇宙射线在星际介质中扩散的物理过程。本文研究了非线性MHD级联产生湍流的幂律谱的可能性。我们发现，由于与宇宙线粒子的共振相互作用而引起的波的耗散可能会终止波长低于10^13 cm的Kraichnan型级联。这种波耗散的效果已被纳入GALPROP数值传播代码，以评估可测量的天体物理数据的影响。在由此产生的自洽模型中发现的宇宙射线扩散系数的能量依赖性可以解释在大约1 GeV/核子处观察到的次级与初级核比率的峰值。
2006-01-21 astro-ph
Dust Dynamics in Compressible MHD Turbulence
计算了星际磁流体动力学（MHD）湍流引起的颗粒-颗粒相对运动。MHD湍流包括流体运动和磁场涨落。当流体运动通过流体阻力加速颗粒时，电磁波动通过共振相互作用加速颗粒。我们考虑不可压缩（Alfvén）和压缩（快和慢）MHD模式，并使用Cho & Lazarian（2002）中获得的MHD湍流描述。颗粒相对运动的计算是现实的颗粒充电和星际湍流是一致的扩散气体中观察到的速度分散，包括切断各种阻尼过程的湍流。我们发现，快模式占主导地位的粮食加速，并可以驱动粮食超音速。颗粒也会被回旋共振相互作用散射，但对于以亚阿尔夫文速度运动的颗粒来说，散射不如加速度重要。由于晶粒优先以大的俯仰角加速，因此超声晶粒将与垂直于磁场的长轴对齐。我们比较了磁流体湍流产生的颗粒速度与光电发射、辐射压力和H $_{2}$推力产生的颗粒速度。我们发现，对于典型的星际条件下，湍流应该防止这些机制分离的小颗粒和大颗粒。最后，回转共振加速必然会使在冲击中进一步加速的颗粒预加速。冲击波中的颗粒间碰撞可能会导致银河系宇宙射线中难熔元素的过剩。
2004-08-10 astro-ph
Solar Flares: Gamma Rays
我们简要回顾了太阳耀斑中γ射线产生的理论，并介绍了观测的重点及其意义。具体而言：（i）γ射线数据表明，大部分耀斑释放的能量是以加速离子的形式存在的，大部分在1 MeV/核子左右;（ii）加速的He-3、重离子和相对论电子的丰度是富集的，这意味着粒子加速是由等离子体湍流的随机回旋共振相互作用所支配的;（iii）有证据表明具有低第一电离势的环境色球元素的丰度增加;（iv）由于α-α相互作用，在0.429 MeV和0.478 MeV处观察到的Li-7和Be-7线表明，加速的α粒子和周围的He丰度都显著增强。
1998-10-06 astro-ph
Resonance Broadening Induced Nonlinear Saturation of Kinetic Alfven Turbulence in the Interplanetary Plasma
利用共振加宽理论研究了束粒子激发的离子回旋阿尔芬湍流的饱和问题。使粒子去相关的随机散射包括由电场引起的随机加速和湍流磁镜像效应。湍流镜像产生非高斯修正的轨道，即使随机电场和磁场是高斯。预测的稳态湍流水平呈现出峰值角分布，最大值在θ ~ 60度附近。
1996-12-31 adap-org astro-ph nlin.AO
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
