Numerical simulation of the three-dimensional structure and dynamics of the non-magnetic solar chromosphere
三维数值模拟与CO 5 BOLD，一个新的辐射流体动力学代码，结果在一个动态的，热分叉模型的非磁性色球的安静的太阳。三维模型包括中、低色球层、光球层和对流区顶部，对流运动在对流区激发声波。当波向上传播时，它们变陡成激波，消散，并将它们的机械能作为热量储存在色球层中。我们的数值模拟首次显示了复杂的3-D结构的色球层，形成的相互作用的冲击波。模型色球层的水平温度截面呈现出一个由热灯丝和封闭冷区组成的网络。水平图案在通常为20 - 25秒的量级的短时间尺度上演变，并且具有与底层颗粒的空间尺度相当的空间尺度。由此产生的热分叉，即，冷和热区域的共存提供了足够高的温度以产生所观察到的色球层UV发射，并且同时提供了足够低的温度以允许形成分子（例如，一氧化碳）。我们的3-D模型证实了Carlsson & Stein（1994）的发现，即半经验模型的色球温度上升并不一定意味着平均气体温度的增加，但可以通过存在大量的空间和时间温度不均匀性来解释。
2003-11-12 astro-ph
The distribution of shock waves in driven supersonic turbulence
超音速湍流产生激波的分布。在这里，我们分析了均匀驱动的超音速湍流的三维数值模拟中的激波，有和没有磁流体力学和自重。我们可以通过测量激波强度的分布来确定湍流的性质。我们发现，均匀驱动的湍流具有幂律分布的快速冲击与冲击的数量成反比的冲击跳跃速度的平方根。比高斯波更陡的高速激波尾部是由快速衰减的驱动波的随机叠加引起的。能量被小范围的快速冲击耗散。这些结果与指数分布和与衰减湍流相关的慢激波耗散形成对比。强磁场以平行冲击为代价，增强了横向于磁场方向的冲击数。自引力模拟演示了一些高度耗散吸积冲击的发展。最后，我们研究的动力学，以证明如何出现的幂律行为。
2000-08-08 astro-ph
Dynamics of the Solar Magnetic Network. II. Heating the Magnetized Chromosphere
我们认为最近的观测色球网络，并认为，在Ca II H & K线观察到的明亮的网络颗粒加热的一个尚未确定的准稳态过程。我们提出加热是由磁通量管（周期小于100 s）中的短周期磁声波耗散引起的。磁流体动力学（MHD）模型的这种波。我们认为波的产生在网络中，由于两个单独的过程：（a）通过横向运动的基础上的通量管;和（b）通过吸收的声波产生的环境介质。我们发现，前者的机制导致了一个有效的加热色球层的慢磁声波沿磁场线传播。这种加热是由水平尺寸为几百公里的冲击波产生的。相比之下，在周围介质中激发的声波被转换成横向快速模式，其快速穿过通量管并且不形成冲击，除非声源位于距离管轴100 km以内。我们的结论是，磁网络可能被加热的磁声波中或附近的磁通管产生的。
2008-02-24 astro-ph
Hard particle spectra from parallel shocks due to turbulence transmission
如果考虑到，粒子散射湍流的传输-除了粒子之外-通过激波阵面可以改变加速粒子从底层等离子体压缩中感受到的有效压缩比。这可能导致比传统预测的冻结湍流更硬的能谱。讨论了湍流传输方案在不同厚度平行激波中的适用性和局限性，以及在活动星系核和微类星体环境中的影响，并讨论了湍流传输方案对加速粒子谱的可能影响。
2007-12-11 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
The turbulent destruction of clouds - I. A k-epsilon treatment of turbulence in 2D models of adiabatic shock-cloud interactions
激波与云的相互作用已在文献中得到广泛研究，其中考虑了磁场、辐射冷却和热传导的影响。然而，充分发展的湍流的形成往往被阻止的人工粘性固有的流体动力学模拟，和一个统一的后冲击流已被假定在所有以前的单云研究。实际上，激波后面的流动也可能是湍流，当激波扫过云上游的不均匀性时，会产生不均匀的密度、压力和速度结构。为了解决这两个问题，我们使用一个亚网格可压缩k-ε湍流模型来估计激波云相互作用中产生的湍流的性质，以及由此产生的湍流带来的输运系数的增加。一个详细的比较，从一个无粘流体动力学代码的输出，把这些新的结果到上下文。我们发现，云破坏无粘和k-mills模型中发生在大致相同的速度时，激波后的流动是光滑的，当云和云间介质的密度差小于100。然而，随着这种对比度的增加，存在越来越大的显著差异。云受到强烈的“冲击”后高度动荡的环境的强烈“冲击”，破坏得更快。用无粘性代码进行的附加计算，其中激波后的流动是随机的，网格尺度的运动，证实了云的更快的破坏。我们的研究结果清楚地表明，湍流起着重要的作用，在激波云相互作用，环境湍流增加了一个新的维度的参数空间，迄今已研究（删节）。
2008-07-28 astro-ph
The shock waves in decaying supersonic turbulence
在这里，我们分析的超音速，高超音速和磁流体动力学湍流是自由衰减的数值模拟。我们的目标是了解衰变的动力学和产生的冲击波的特性。这对于解释分子云运动和非热辐射源的观测都是有用的。我们发现，衰减的高超音速湍流具有快激波的指数尾和随时间的指数衰减，即对于激波速度跃变v和平均初始波数k，激波的数目正比于t exp（-ktv）。与速度梯度相反，速度概率分布函数保持高斯分布，具有更复杂的衰减规律。能量不是由快速激波耗散的，而是由大量低马赫数激波耗散的。功率损失在低速转弯附近呈指数分布出现峰值。映射闭包技术的分析扩展能够预测基本的衰变特征。我们的分析描述的冲击强度分布应证明是有用的直接模拟可观察到的排放。我们注意到，指数分布的冲击，如我们发现，一般会产生非常低的激励冲击签名。
2000-02-14 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
Relativistic Fermi acceleration with shock compressed turbulence
本文利用由激波跳跃条件得到的实际下游磁结构，对实验粒子在相对论激波洛伦兹因子Gamma_sh = 2-60条件下的费米加速进行了数值模拟。上游磁场被描述为纯Kolmogorov湍流;相应的下游磁场主要位于与激波表面相切的平面内，并且沿激波法线的相干长度小于切向平面内的相干长度。然而，加速是有效的，在大激波洛伦兹因子Gamma_sh >> 1时，会导致指数s = 2.6-2.7的幂律谱，明显比下游各向同性散射更陡。上游静止系中的加速时标tacc在超相对论极限中变为拉莫尔时间t L的分数，tacc ~ 10 t L/Gamma sh。天体物理学的应用进行了讨论，特别是加速伽马射线暴内部和外部冲击。
2005-10-18 astro-ph
Interstellar Turbulence Driving by Galactic Spiral Shocks
螺旋激波可能是星际介质中湍流的主要来源。为了定量地解决这个问题，我们使用数值模拟来研究垂直分层，自引力，磁化模型的星系盘的螺旋臂的气体流动。我们的模型是等温的，准轴对称的，并在准径向方向上的本地，而在垂直方向上的全球。我们发现，恒星螺旋势扰动迅速诱导的螺旋激波的气体流。对于垂直分层的气盘，径向-垂直平面内的激波阵面一般是弯曲的，永远不会达到稳定状态。这种行为与二维（薄）圆盘中的螺旋激波形成鲜明对比，后者通常是静止的。在我们的模型中的非定常运动包括大幅准径向扑动的冲击波阵面。这种拍打在垂直圆盘厚度的尺度上提供随机的气体运动，然后级联到更小的尺度。在准稳态的诱导气体的速度色散超过声波的冲击强度的范围内的值，这表明螺旋冲击确实是一个重要的发电机在盘星系的湍流。
2006-08-08 astro-ph
Non linear particle acceleration at non-relativistic shock waves in the presence of self-generated turbulence
如果磁散射是由相同的粒子自发产生的，那么在天体物理冲击中粒子加速可能非常有效。由于加速粒子对激波的动力学反应，这个非线性过程增加了激波的非线性修正。基于任意扩散系数粒子加速问题的一般解（Amato & Blasi，2005），我们在这里提出了粒子加速度的第一个半解析计算，同时考虑了两种影响：带电粒子在它们由于流动不稳定性而产生的阿尔芬波的背景中被加速，并改变激波附近等离子体的动力学。
2006-06-23 astro-ph
Turbulence transmission in parallel modified shocks using ray tracing
我们应用半经典的方法来处理波作为准粒子气体在一个缓慢变化的流动-类似于射线跟踪-计算阿尔芬波传输参数，所产生的交叉螺旋的波和散射中心压缩比，对于激波厚度足够大的情况，使得等离子体中的湍流波能够看到背景流参数的过渡是平滑的和缓慢的变化。对于非相对论性激波的波传输产生类似的影响，下游湍流和散射中心的压缩比，通过一个台阶激波的传输：下游阿尔芬波传播主要是对当地等离子体框架中的冲击，因此，散射中心的压缩比大于气体的压缩比。对于厚的相对论冲击，但是，我们发现定性的差异，相对于阶梯冲击的情况下：低Alfvenic马赫数冲击的下游波传播主要远离冲击，散射中心的压缩比低于气体。因此，当考虑到阿尔芬波传输可以降低一阶费米加速的效率在厚相对论冲击。
2006-09-14 astro-ph
Turbulence and particle acceleration in collisionless supernovae remnant shocks: I-Anisotropic spectra solutions
本文研究了加速宇宙射线流在冲击波前驱体中激发的MHD湍流的性质。两个公认的制度（非共振和共振）的流不稳定性考虑在内。我们表明，非共振不稳定性是非常有效的，通过其增长和非线性传输之间的平衡饱和。然后宇宙射线共振不稳定性接管并被通过激波的平流淬灭。如果激波速度$V_{\rm sh}$大于$ξ_{\rm CR} c$的几倍，则湍流水平由非共振区决定，其中$ξ_{\rm CR}$是宇宙射线压力与激波动能的比值。这种不稳定性决定了谱与$k_\parallel$（沿激波法线的波数）的相关性。Alfvén波的横向级联同时决定了$k_{\perp}$的依赖性。我们还研究了前向波和后向波之间湍流能量的重新分配，这是通过两个阿尔文波和一个慢磁声波的相互作用而发生的。最后发现最长波长处的光谱几乎与$k_{\parallel}^{-1}$成正比。下游，各向异性通过激波交叉处的压缩而进一步增强。
2006-03-17 astro-ph
First-order Fermi Particle Acceleration at Relativistic Shock Waves with a 'Realistic' Magnetic Field Turbulence Model
本文用蒙特卡罗模拟研究了相对论激波附近湍流磁场中粒子运动方程的数值积分，研究了相对论激波的一阶费米加速过程。与早期的研究相比，包括了磁场结构的一些“现实”特征。上游场由与激波法线成一定角度的平均场分量和施加在其上的有限振幅扰动组成，扰动在局部等离子体静止坐标系中假定为静态。我们应用一个解析模型的湍流与平坦或Kolmogorov频谱在有限（宽）波矢量范围内。的磁场是连续的冲击-下游场结构是来自上游的一个从流体动力学冲击跳跃条件。我们提出并讨论了在温和的相对论性亚光速和超光速冲击粒子谱和角分布。我们发现，粒子谱偏离一个简单的幂律，一个确切的形状的频谱取决于两个振幅的磁场扰动和所考虑的波功率谱。
2003-07-11 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
Diffusive radiation in Langmuir turbulence produced by jet shocks
带电粒子的各向异性分布（包括双流分布）引起随机电场（以朗缪尔波、布尼曼不稳定性的形式）或随机准静态磁场（韦伯不稳定性和磁不稳定性）或两者的产生。已知这些双流不稳定性在无碰撞激波形成、激波-激波相互作用和激波诱导电磁辐射中起关键作用。本文应用广义非微扰随机辐射理论研究了相对论粒子在朗缪尔波随机电场中随机游动时产生的电磁辐射。该分析考虑了不相关的朗缪尔波对辐射粒子轨迹的累积效应，从而引起粒子的角扩散，这最终修改了相应的辐射光谱。我们表明，辐射过程考虑可能是相关的各种天体物理喷流，特别是，即时伽马射线暴光谱，包括X射线过剩和即时闪光中产生的排放。
2007-06-03 astro-ph
Cosmic-Ray Acceleration at Ultrarelativistic Shock Waves: Effects of Downstream Short-Wave Turbulence
本文是用蒙特卡罗模拟方法研究相对论激波在湍流磁场中传播的一阶费米加速过程的系列文章的最后一篇。Niemiec & Ostrowski（2004，2006）的背景磁场结构模型在这里被一个大振幅的短波下游分量所扩充，它模仿了激波阵面处等离子体不稳定性所产生的分量。根据Niemiec & Ostrowski（2006），我们考虑了平均磁场方向与激波法线倾斜和平行的超相对论激波。对于这两种情况下，模拟已经进行了不同的选择磁场扰动，表示在一个很宽的波矢范围内的各种波功率谱。结果表明，激波下游短波分量的引入不足以产生“普适”谱指数为4.2的幂律粒子谱。相反，凹谱与截止优先形成，曲率和截止能量是依赖于湍流的属性。我们的研究结果表明，从天体物理站点观察到的电磁辐射与相对论性喷流，如AGN和GRB，可能产生的粒子加速过程中，而不是广泛调用的一阶费米机制。
2006-03-14 astro-ph
Magnetic turbulence production by streaming cosmic rays upstream of SNR shocks
我们提出的磁湍流生产的各向同性的宇宙射线离子流上游的超新星遗迹冲击的粒子在细胞模拟的初步结果。这些研究旨在检验Bell（2004，2005）关于短波长非共振波模式强放大的MHD预测，并研究磁湍流的后续演变及其对宇宙线轨迹的反作用。上游湍流特性的详细知识对于确定激波加速过程的所有方面-宇宙射线的传输特性、激波结构、热粒子注入和加热过程-是至关重要的。磁场的放大也会促进粒子加速到宇宙射线谱中的“膝盖”之外。我们的动力学方法特别适合于解决宇宙射线上的反反应，它使我们能够测试贝尔的预测最终形成的扩展的宇宙射线分布中的超导结构，也达到了一个可靠的估计总的饱和磁场水平。模拟所选的参数有利于纯增长模式的快速激发。我们证实了上游等离子体中的宇宙射线离子的漂移导致了湍流磁场的产生，但表明场扰动的增长速率比用MHD方法估计的要慢得多，湍流的振幅在dB/B~1左右饱和。磁场也保持低于与上游等离子体的均分。
2007-05-30 astro-ph
Long Term Evolution of Magnetic Turbulence in Relativistic Collisionless Shocks
研究了初始未磁化的无碰撞相对论$e^+e^-$激波产生的磁场的长期演化。我们的二维粒子在细胞的数值模拟表明，下游这样的韦伯介导的冲击，粒子分布近似各向同性，相对论麦克斯韦，和磁湍流是高度间歇性的空间，非传播，和衰减。使用线性动力学理论，我们找到一个简单的解析形式，这些阻尼率。我们的理论预测，总的磁能衰减像$(ω_p t)^{-q}$与$q \sim 1$，这与模拟相比是有利的，但预测过快的衰减短波长模式。磁性结构内的粒子的磁性捕获可能是这种差异的起源。我们的结论是，最初未磁化的相对论冲击的电子-正电子等离子体是无法形成持久的下游磁场。这些结果提出了有趣的约束同步辐射模型的即时和余辉辐射的伽玛暴。
2008-01-29 astro-ph
Fragmentation of Shocked Flows: Gravity, Turbulence and Cooling
在分子云中观察到的恒星形成的快速开始需要快速形成致密的碎片，这些碎片可以在被全球引力驱动的流动超越之前单独坍塌。许多以前的研究表明，超音速湍流产生必要的破碎，但没有解决这种湍流的来源。受我们以前的流动驱动的分子云的形成（数值）工作的启发，我们调查的动力学和热不稳定性的预期时间尺度，导致快速破碎的气体席卷了大规模的流动，并比较它们与全球引力坍缩的时间尺度。我们确定参数制度的气体密度，温度和空间尺度内，一个给定的不稳定性将占主导地位。我们发现，动力学不稳定性破坏大规模的相干流通过产生湍流，而强烈的热碎裂放大所产生的低振幅密度扰动，从而导致小规模，高密度的碎片作为种子{ \em本地}重力作用。全球重力只在最大尺度上占主导地位;大规模的引力驱动的流动促进了由湍流、热碎裂和快速冷却形成的恒星群和星团的形成。
2008-05-06 astro-ph
The elusive structure of the diffuse molecular gas: shocks or vortices in compressible turbulence?
冷的弥漫性星际介质必须含有大量的热气体，以产生大量观测到的分子种类，其形成需要比其体积大部分所能提供的能量多得多的能量。这些热点至今没有被直接探测到，但观测和建模严重限制了它们的相空间结构，即它们必须具有小的体积填充因子（几个百分点），表面填充因子大于1，并且在"笔形波束“和"大波束”中的平均和可比速度结构具有大的波动。超音速湍流的非热能的耗散发生在爆发中，或者在激波中，或者在相干涡边界处的大剪切区域中。这两个过程容易在冷介质中产生局部热区域。然而，它是感兴趣的，以确定其中，如果有的话，占主导地位的冷星际介质中的湍流耗散。在本文中，我们分析了两个子集的流体动力学可压缩湍流的空间和运动学特性：最大的负散度和最大的涡度的区域，并面对他们的观测约束。我们发现，这两个子集满足同样好的约束。今后应在MHD湍流模拟中进行类似的分析。
2000-02-11 astro-ph
A Tale Of Two Spicules: The Impact of Spicules on the Magnetic Chromosphere
我们使用高分辨率的观测太阳在Ca II H 3968 A从太阳光学望远镜日出表明，至少有两种类型的针状物占主导地位的结构的磁性太阳色球层。这两种类型都与光球层中无情的磁对流驱动有关，但具有非常不同的动力学特性。"I型“针状体是由冲击波驱动的，冲击波是在全球振荡和对流沿着磁场线以3-7分钟的时间尺度泄漏到高层大气时形成的。“II型”针状体的动态性更强：它们形成迅速（约10秒），非常薄（<200公里宽），寿命为10- 150秒（在任何一个高度），似乎被迅速加热到（至少）过渡区的温度，以50-150公里/秒的速度将物质送入色球层。II型针状体的性质表明，形成过程是磁重联的结果，通常在附近的磁通量浓度的斑和网络。这两种类型的针状体进行阿尔芬波与显着的振幅为20公里/秒。
2007-10-17 astro-ph
Gamma-ray Burst 080319B: Evidence for Relativistic Turbulence, Not Internal Shocks
我们表明，优秀的光学和伽玛射线数据可用于GRB 080319 B排除了内部冲击模型的即时发射。相反，数据指向一个模型，其中观察到的辐射产生的减速半径（$\sim10^{17}$ cm）附近的湍流源与随机洛伦兹因子$\sim10$在共动帧。光辐射是由相对论电子的同步辐射产生的，伽马射线是由同步光子的逆康普顿散射产生的。伽马射线辐射起源于涡旋和涡旋间介质，而光学辐射主要来自后者。因此，伽马射线的发射是高度可变的，而光学的变化要小得多。该模型解释了GRB 080319B的瞬发光学和伽马射线数据中观察到的所有特征。我们无法有把握地确定爆炸的能量主要是由粒子（动能）还是磁场向外携带的。因此，我们无法判断湍流介质是位于反向激波中（我们可以排除前向激波）还是位于坡印廷主导的喷流中。
2008-12-01 astro-ph
Long Term Evolution of Magnetic Turbulence in Relativistic Collisionless Shocks: Electron-Positron Plasmas
研究了初始未磁化的无碰撞相对论$e^+e^-$激波产生的磁场的长期演化。我们的二维粒子在细胞的数值模拟表明，下游这样的韦伯介导的冲击，粒子分布接近各向同性，相对论麦克斯韦，和磁湍流是高度间歇性的空间，与非传播磁场形成相对孤立的区域与横向尺寸$\sim 10-20$趋肤深度。这些结构的振幅衰减，几乎没有下游合并的迹象。这些磁场开始于激波过渡中上游动能的磁能密度$\sim (0.1-0.2)$，但快速的下游衰减使磁场的值小得多，低于$10^3$趋肤深度后的均分$10^{-3}$。在试图构建一个理论，以下领域衰减到这些较小的值，我们探索的假设，所观察到的阻尼是一个变种的朗道阻尼在未磁化等离子体。该模型是基于下游的小值磁能密度，这表明，粒子轨道只有弱扰动的直线运动，如果湍流是均匀的。利用线性动力学理论应用于各向同性，相对论麦克斯韦等离子体中的电磁场，我们找到了一个简单的解析形式的阻尼率，$γ_k$，在二维和三维的小振幅，亚光电磁场。我们发现，由于载流粒子$(ω_p t)^{-q}$与$q \sim 1$的相混合，磁能确实阻尼。（节略）
2007-10-19 astro-ph
Production of Magnetic Turbulence by Cosmic Rays Drifting Upstream of Supernova Remnant Shocks
我们提出的2D和3D PIC模拟的磁湍流生产的各向同性宇宙射线离子漂移上游的SNR冲击的结果。这些研究旨在检验最近关于短波长磁场强放大的预测，并研究磁湍流的演变及其对宇宙射线的反作用。我们观察到，一个倾斜的平行模式的增长速度比在分析理论中发现的非共振平行模式，和场扰动的增长速度是远远低于平行平面波模式的估计，可能是因为在我们的模拟中，我们不能保持Ω <<Ω_i，离子陀螺频率，所需的平面波模式出现的程度。在MHD模拟中还观察到演化的斜向惯性模在非线性阶段占主导地位。因此，我们确认湍流磁场的产生是由于上游等离子体中宇宙射线离子的漂移，但作为我们的主要结果发现，湍流的振幅饱和在约dB/B~1。湍流对粒子的反作用导致了宇宙射线和背景介质的整体流速的一致性，这是宇宙射线修正激波的一个基本特征。它占饱和的不稳定性在中等场振幅。以前发表的MHD模拟假设宇宙线电流恒定，宇宙线中没有能量或动量通量，这排除了产生的磁场对宇宙射线的反作用，因此人为地抑制了场振幅的饱和。这可以解释MHD模拟中磁场的持续增长。还没有证明强磁场放大到幅度dB >> B 0。
2008-05-13 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
Neutrino signatures of supernova turbulence
在核心坍缩超新星爆炸的第一秒，在激波阵面后面发展的对流被认为在爆炸机制中起着至关重要的作用。我们证明，由此产生的湍流密度波动可以直接观察到的中微子信号开始在t>~ 3-4秒后的爆发。这一效应来自于湍流密度波动对垃圾风味转化的调制。我们推导出一个简单的和一般的标准，中微子味去极化的Kolmogorov型湍流，并将其应用到现代数值模拟中看到的湍流。湍流投下了一个“阴影”，使其他功能，如冲击波阵面，在湍流覆盖的密度范围内不可观察。
2006-07-12 astro-ph hep-ph
