Application of Jitter Radiation: Gamma-ray Burst Prompt Polarization
伽马射线暴（GRB）瞬发辐射的高度偏振性是近年来得到证实的。本文利用抖动辐射研究了伽玛暴瞬发辐射的偏振特性。在我们的框架中，相对论电子被湍流加速。随机和小尺度的磁场是由湍流产生的。我们进一步确定了伽玛暴瞬发辐射的偏振特性是由随机小尺度磁场的结构决定的。在我们的模型中，采用了一个二维压缩平板，其中包含随机磁场。如果满足抖动条件，则电子在磁场中的偏转角很小，电子轨迹可视为直线。当视线和平板平面之间的角度很小时，可以实现高度偏振。此外，微型喷射结构的微发射体被认为是在一个散装伽玛射线暴射流。射流的“离轴”效应对观测到的偏振度非常敏感。讨论了去极化效应对伽玛暴瞬发和余辉的影响。我们还推测，伽玛暴的快速变化可能与湍流发电机或等离子体的磁重联的随机变化。
2013-09-20 astro-ph.HE
Polarization of radiation of electrons in highly turbulent magnetic fields
研究了电子在高度湍流的各向异性磁场中产生的抖动和同步辐射的偏振特性。净极化由磁场的几何形状提供，其方向平行于某个平面。这种情况可能出现在相对论激波中，在磁场通过所谓的韦伯不稳定性放大的过程中。虽然抖动辐射的偏振特性允许提取关于湍流光谱以及磁场几何形状的直接信息，但是同步辐射的偏振反映了磁场在其强度上的分布。对于各向同性分布的单能电子，我们发现同步辐射的偏振度大于抖动辐射的偏振度。对于电子能量的幂律分布，同步加速器的偏振度与抖动辐射之间的关系取决于该分布的光谱指数。
2016-07-06 astro-ph.HE
Reviving the stalled shock by jittering jets in core collapse supernovae: The key role of magnetic fields
我发现，在最近的一项研究中添加的一个成分，以促进延迟中微子爆炸机制的核心坍缩超新星，即，在坍缩前的核心大尺度扰动，有一个更大的积极影响的抖动喷流爆炸机制。通过跟踪新生中子星上吸积物质的特定角动量，我发现吸积物质很可能形成间歇性的吸积带和吸积盘，尽管它们可能缺乏轴对称结构。这些吸积带和吸积盘很可能会发射喷流，但只有在数值代码中包含磁场，以及伴随着新生中子星旋转和吸积流剪切的高数值分辨率的情况下，这才能被模拟出来。我还讨论了坍缩前核心的旋转对于增加吸积流中的剪切力很重要，从而放大磁场的可能性。我呼吁从中微子驱动的大质量恒星爆炸机制到中微子加热辅助的喷流驱动的爆炸机制的范式转变。这种范式的转变将使人们认识到，要模拟核心坍缩超新星，必须使用磁流体动力学数值代码。
2018-10-22 astro-ph.HE
Amplifying magnetic fields of a newly born neutron star by stochastic angular momentum accretion in core collapse supernovae
我提出了一个新的机制，以提高磁场放大新诞生的中子星在核心坍缩超新星。在这种机制中，它在抖动喷流爆炸机制中运行，并在湍流对规则磁场的放大之上，核心坍缩超新星中随机角动量的吸积形成了具有强初始磁场但旋转缓慢的中子星。吸积气体的角动量变化是抖动喷流爆炸机制所特有的，它对中子星表面附近的吸积质量的磁场施加了一个变化的方位角切变。我认为，这可以形成一种放大效应，我称之为随机欧米茄（S $ω$）效应。在普通的$αω$发电机中，旋转具有恒定的方向和值，因此提供恒定的方位角剪切，而对流具有随机行为。在S $ω$发电机中，随机角动量不同于湍流，因为它在大尺度上运行，并且它不同于规则的旋转剪切，因为它是随机的。基本的假设是，由于角动量轴的方向从一个吸积插曲到下一个，吸积插曲的旋转流拉伸磁场，在前一个插曲放大。我估计单独的S $ω$发电机的放大因子为$\approx 10$。我推测，S $ω$效应解释了最近的一项发现，即许多中子星生来就具有强磁场。
2019-08-22 astro-ph.HE
On Particle Transport and Radiation Production in Sub-Larmor-Scale Electromagnetic Turbulence
本文用解析和数值方法研究了具有高振幅各向同性亚拉莫尔尺度磁湍流的等离子体中相对论粒子的输运与这些粒子同时产生的辐射谱的关系。我们已经发现，在非常小的粒子偏转的渐近制度的俯仰角扩散系数是直接相关的发射辐射的光谱。此外，该谱提供了关于潜在磁湍流的统计特性的许多信息。从小尺度到大尺度的抖动过渡到同步辐射制度作为湍流特性的函数也进行了探讨。这些结果可以很容易地用于诊断实验室和天体物理等离子体。
2013-04-21 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.plasm-ph
Winds and Disk Turbulence Exert Equal Torques on Thick Magnetically Arrested Disks
通过分析黑洞厚磁捕获盘的长持续时间模拟，发现盘风与盘湍流提取的角动量大体相等，表明理解湍流和层流应力对相关天体演化至关重要。
2024-04-23 astro-ph.HE
Cosmic Ray Small Scale Anisotropies in Slab Turbulence
在宇宙线输运的标准图像中，带电宇宙射线通过湍流磁场的传播被描述为宇宙射线在磁场湍流上散射的随机行走。这与高度各向同性的宇宙射线到达方向非常一致，因为这种扩散过程有效地使宇宙射线分布各向同性。然而，像IceCube和HAWC这样的高统计观测站已经观察到了从各向同性到非常小的角尺度的显着偏差。这与宇宙射线传播的标准图像有很大的矛盾。虽然大尺度多极子自然出现，例如由于地球相对于各向同性宇宙射线分布的运动，但没有直观的机制来解释在较小角度尺度下观察到的各向异性。通过放松准线性理论的标准假设之一，并明确地处理来自不同方向的宇宙射线通量之间的相关性，我们表明，粒子通过湍流磁场传播也可以预期更高的多极。我们提出了第一个分析计算的角功率谱假设的物理动机模型的磁场湍流，并找到良好的协议与数值模拟。
2021-07-07 astro-ph.HE
Strongly magnetized accretion with low angular momentum produces a weak jet
该研究通过全球 GRMHD 模拟发现，低角动量磁化吸积中黑洞反馈引发的湍流会阻断磁通量并抑制喷流，而高角动量可削弱该效应。
2025-01-08 astro-ph.HE
Radiative diagnostics for sub-Larmor scale magnetic turbulence
本文讨论了高能量密度等离子体的辐射诊断。我们提出高能粒子在小尺度磁场湍流中产生的辐射可以用来推断湍流磁场的某些性质。这些湍流可以发生在激光等离子体实验、无碰撞冲击和磁重联中。通过这种湍流传播的粒子会遇到局部的强磁场，但其长度比粒子回旋半径短得多。因此，粒子被加速，但不偏离实质上从一条直线path.We开发的一般抖动辐射解决方案，这种情况下，并表明，所产生的辐射是直接依赖于频谱分布的磁场通过该粒子传播。我们证明了这种方法的力量，在考虑粒子移动通过一个区域，在该区域中（韦伯）的不稳定性增长随机取向的磁场在一个平面上横向逆流粒子种群的辐射。我们计算的频谱，可以看出，从原来的粒子人口，并可以看到，通过使用准单能电子束探测湍流区在不同的角度的平行轴。
2011-06-24 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Angular Momentum Transport in Protoplanetary and Black-Hole Accretion Disks: The Role of Parasitic Modes in the Saturation of MHD Turbulence
磁旋转不稳定性（MRI）被认为是驱动天体物理盘中有效角动量输运的关键过程。理解它的非线性饱和构成了现代吸积盘理论的一个基本问题。吸积盘中物理条件的大的动力学范围使得仅用数值模拟来解决这个问题具有挑战性。我们分析的概念，（二次）寄生不稳定性是负责的饱和的MRI。我们的方法使我们能够探索耗散制度，相关的天体物理和实验室条件，超越了目前的数值模拟访问的制度。我们计算的频谱和物理结构的寄生模式，饲料的最快，准确的（主要）MRI模式时，其幅度是这样的，最快的寄生模式的增长一样快的MRI。我们认为，这个“饱和”的幅度提供了一个估计的磁场，可以由MRI产生的二次不稳定性抑制其增长显着之前。最近的工作表明，磁共振成像的饱和振幅主要取决于磁普朗特数。我们的研究结果表明，只要粘性效应不占主导地位的流体动力学，磁共振成像的饱和度只取决于埃尔萨瑟数$Λ_η$。我们计算应力和磁能密度之间的比率，$α_{\rm sat}β_{\rm sat}$，与主要MRI模式相关。我们发现，对于$Λ_η>1$，Kelvin-Helmholtz模是导致饱和和$α_{\rm sat}β_{\rm sat} = 0.4$的主要原因，而对于$Λ_η< 1$，撕裂模占主导地位，并导致$α_{\rm sat}β_{\rm sat} \simeq 0.5 \, Λ_η$ .围绕年轻恒星和致密天体的吸积盘的MRI模拟的几个特征可以根据我们…
2012-05-23 astro-ph.HE
Time variability of TeV cosmic ray sky map
宇宙射线强度在小角度尺度上的变化是由于太阳系附近的星际湍流。我们表明，{湍流起源的小尺度结构意味着}所观察到的宇宙射线强度天图的形态与我们在星际湍流中的位置不同。宇宙射线的回旋半径被证明是与天空图中可观测到的弧度角尺度上的变化相关的长度尺度。强度\mpo{at a certain}角标度变化的程度与我们位置的变化成正比，最大变化大约是现有天空图中该标度处强度变化的幅度。}我们认为，对于TeV的宇宙射线的可测量的变化可能会发生在十年的时间尺度，由于地球的运动通过星际介质，如果星际湍流持续下降到gyroradius，\mpo{about $00\ μ\mathrm{pc}$ for TeV-ish cosmic rays}。观测证据的变化，或没有它，可以提供一个有用的洞察小尺度各向异性的物理起源。
2018-11-19 astro-ph.HE
MHD Turbulence in Accretion Disk Boundary Layers
吸积盘边界层的物理模型，该区域的磁盘满足吸积星的表面，通常依赖于假设，角动量传输是相反的径向角频率梯度的磁盘。天体物理学中广泛采用的湍流剪切粘性的标准模型通过构造满足了这一假设。然而，这种行为是不支持的湍流磁流体动力学（MHD）的吸积盘，这表明由磁旋转不稳定性驱动的角动量输运的数值模拟是无效的，在这个内部磁盘区域。我将讨论最近的一项研究结果的产生磁流体应力和能量密度的边界层周围的弱磁化星。我们的研究结果表明，虽然磁能密度可以显着放大，在这个区域，角动量传输是相当低效的。这似乎与数值模拟中获得的结果一致，并表明湍流MHD边界层的详细结构可能与湍流剪切粘度的标准框架内得出的结果有明显不同。
2012-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Unified treatment of mean-field dynamo and angular-momentum transport in magnetorotational instability-driven turbulence
本文通过直接统计模拟建立统一平均场模型，同时处理MRI驱动湍流中的大尺度发电机与角动量输运，揭示旋转-剪切-电流效应和旋转-剪切-涡量效应分别产生径向和垂直磁场，并给出相关输运系数的显式形式。
2023-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Turbulent Magnetic Prandtl Number of MHD Turbulence in Disks
磁性普朗特数Pr_M是粘度与电阻率的比值。在天体物理圆盘中，角动量（粘性）和磁场（电阻率）的扩散受湍流控制。圆盘中大尺度极向磁场演化的唯象模型表明，湍流磁Prandtl数Pr_{M,T}控制着垂直场从圆盘逸出的速率;对于Pr_{M,T} leq R/H垂直场，在通过吸积向内平流之前会向外扩散。在这里，我们测量场扩散和角动量输运由于在剪切盒中的MHD湍流，因此Pr_{M,T}，通过研究的正弦扰动的演变磁场注入到湍流背景。我们证明了扰动总是稳定的，近似指数衰减，衰减率与k^2成正比，并且隐含的Pr_{M,T} ~ 1。
2009-03-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Jet-powered turbulence in common envelope evolution
本文通过三维流体动力学模拟研究中子星螺旋进入红超巨星包层时喷流诱发的螺旋涡旋、低密度气泡、角动量沉积与湍流，并讨论其对CEJSN晚期光变特征的意义。
2023-08-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the character of turbulence in self-consistent models of core-collapse supernovae
中微子驱动的对流在核心坍缩超新星（CCSN）爆炸的发展中起着至关重要的作用。然而，触发冲击波复苏和随后爆炸的复杂机制几十年来一直是个谜。多维模拟表明，流体不稳定性的增长和湍流对流的发展将决定爆炸的形态。我们已经使用球极坐标进行了3D模拟，覆盖了减小的角度范围（90度计算域），并且具有2度、1度、1/2度和1/4度的角分辨率，在100毫秒量级的时间尺度上研究了核心坍缩超新星爆炸中湍流的发展。物理奇美拉代码，包括详细的核物理和光谱中微子运输。粗略分辨率的模型不会产生惯性范围，大概是由于瓶颈效应，这样能量就不会级联到小尺度上，而往往会在大尺度上积累。相反，高分辨率模型开始恢复Kolmogorov理论的k^{-5/3}标度。随机性和少量的模拟样本限制了我们预测爆炸发展的能力。在模拟的时间段内，我们的模型没有显示出明显的趋势，改善（或减少）的条件爆炸的角分辨率增加。然而，我们发现湍流在激波后面提供了一个有效的压力（约为1000 Pa）。40 - 50%的热压力），这可以有助于冲击波的恢复并有利于爆炸的发展。最后，我们表明，减少角范围和全4 π模型的湍流能量功率谱是一致的，从而表明90度计算域是一个适当的配置，以研究在CCSNe的湍流特性。
2020-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Subgrid modelling of MRI-driven turbulence in differentially rotating neutron stars
本文提出了一种亚格子模型，用于模拟MRI驱动的中子星湍流，以捕捉未解析的小尺度物理效应，从而更准确地描述中子星的角动量输运。
2025-09-08 astro-ph.HE gr-qc
Turbulent resistivity evaluation in MRI generated turbulence
MRI湍流是通过湍流粘性效应在吸积盘中产生角动量的有效湍流传输的主要机制。据信，同样的过程也可以在磁盘中传输大规模的磁场，重塑这些物体中的磁性结构。这个过程被称为湍流电阻率，已经被提出并用于几个吸积-喷射模型和模拟中，以产生喷流。尽管如此，MRI驱动的湍流传输大规模磁场的效率在很大程度上是未知的。我们研究这个问题的分析和数值。我们介绍了一个线性计算的MRI中存在的空间不均匀的平均磁场。我们表明，在这种配置中，MRI模式导致一个有效的磁场运输，角动量运输的顺序。接下来，我们使用完全非线性模拟MRI湍流计算湍流电阻率在几个磁配置。我们发现，湍流电阻率是在我们所有的模拟湍流粘性的顺序，虽然有点低。湍流电阻率张量被发现是高度各向异性的扩散系数3倍以上，在径向方向比在垂直方向。这些结果支持驱动射流从湍流盘的可能性，由此产生的射流可能是不稳定的。
2009-07-08 astro-ph.EP astro-ph.HE
Feeding SMBHs through supersonic turbulence and ballistic accretion
长期以来，人们一直认为气体吸积到超大质量黑洞（SMBHs）上的主要障碍是大的比角动量。人们担心气体会在一个大尺度的圆盘中沉淀下来，然后吸积会进行得太低效，无法解释观测到的SMBH的质量。在这里我们指出，虽然在隆起的平均角动量很可能是大的，偏离平均值也可以是显着的。事实上，宇宙学模拟表明，流向星系的气体的速度和角动量场非常复杂。此外，内部的气体速度分布可以进一步随机化的速度踢由于反馈恒星形成。我们进行流体动力学模拟的气体旋转壳下落到SMBH，试图量化的重要性，在气体中的速度分散在相对较大的距离从黑洞。我们通过超音速湍流速度谱来实现这种色散。我们发现，而在纯粹的旋转的情况下，循环过程导致有效的混合气体具有不同的角动量，导致在一个低的吸积率，湍流的列入增加这种吸积率高达几个数量级。我们表明，这可以理解的基础上的概念“弹道”吸积，即密集的细丝，创建的收敛湍流，通过周围的气体在很大程度上不受流体动力学阻力。我们推导出一个简单的分析公式，捕获的数值结果在几个因素。将我们的结果重新缩放到天体物理学的凸起，我们认为这种“弹道”吸积模式可以为SMBH提供足够的燃料供应，而不需要通过大规模的圆盘或棒来引导气体，因此，凸起中的恒星形成可以是SMBH吸积的强催化剂。
2011-06-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
Hydrodynamical transport of angular momentum in accretion disks in the presence of nonlinear perturbations due to noise
开普勒吸积盘中流体动力学不稳定性和湍流的起源是一个长期存在的谜团。其中的流动是线性稳定的。在这里，我们探讨的扰动在这种流动中的存在下，一个额外的力的演变。这样的力量，这是预计将随机的性质，因此表现为噪声，可能会导致从热波动（无论多么小），颗粒流体相互作用，从天体物理磁盘流出的反馈等，我们基本上建立了非线性扰动的演变存在的科里奥利和外力，这是修改后的朗道方程。我们得到，即使在线性制度下，适当的强迫和雷诺数，否则最不稳定的扰动演变到一个非常大的饱和振幅，导致非线性和合理的湍流。因此，强迫本质上导致线性稳定模式不稳定。我们进一步表明，非线性扰动发散在一个较短的时间尺度的存在力，导致快速过渡到湍流。有趣的是，非线性的出现只取决于力，而不是初始扰动振幅，不像原来的朗道方程为基础的解决方案。
2021-11-16 astro-ph.HE physics.flu-dyn
Galactic Magnetic Turbulence from Radio data
银河系同步辐射的涨落可以通过射电图的角功率谱在低多极子上追踪。在低于几GHz的频率下，大尺度的各向异性主要由磁场湍流引起。通过对五幅射电图的分析，我们提取了湍流谱指数和晕尺度的约束。结果有利于功率谱显着平坦比3D Kolmogorov样湍流，薄晕。这可以被解释为支持宇宙射线粒子在银河系中传播的非传统模型的一个迹象，或者被解释为观测到的磁湍流功率谱中的谱指数突变的一个建议。
2011-07-12 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Nonlinear energy transfers in accretion discs MRI turbulence. I-Net vertical field case
磁旋转不稳定性（MRI）被认为是负责大部分的角动量输运吸积盘。然而，分子耗散过程可能会大大改变MRI湍流在现实的天体物理情况下的效率。这种依赖性的物理起源仍然知之甚少的线性和准线性理论无法解释it. In本文中，我们寻找分子耗散过程和MRI传输的角动量在非分层剪切盒模拟，包括平均垂直场之间的联系。我们表明，在我们考虑的模型中，磁螺旋度并不重要。我们进行了频谱分析的模拟跟踪能量交换时，湍流充分发展的频谱空间。我们发现，能量交换基本上是直接的（从大到小的尺度），而一些非线性的相互作用似乎是非本地的光谱空间。我们推测这些非局域相互作用是湍流输运和分子耗散之间的相关性的原因。我们认为，这种相关性，然后应该消失时，一个显着的规模分离实现，我们讨论了几种方法，可以检验这一假设。
2010-12-13 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
No longer ballistic, not yet diffusive--the formation of cosmic ray small-scale anisotropies
TeV-PeV宇宙射线的到达方向是非常均匀的，这是由于它们在湍流磁场上的散射使方向各向同性。小的各向异性可以存在于标准的扩散模型，但是，只有在最大的角度尺度。然而，像IceCube和HAWC这样的高统计观测站已经发现了从各向同性到小角度尺度的显着偏差。在这里，我们解释了小尺度各向异性的形成，考虑对宇宙射线，得到相关的运输通过相同的实现的湍流磁场。我们认为，小规模的各向异性的形成是反映的特定实现的湍流磁场所经历的宇宙射线之间的早期，弹道制度和后期，扩散制度的时间尺度。我们以两种不同的方式来处理这个问题：首先，我们在合成湍流中运行测试粒子模拟，首次覆盖了具有现实湍流参数的观测的TV刚性。其次，我们扩展了最近推出的混合矩阵方法，并确定了稳态角功率谱。在整个过程中，我们采用静磁，板状湍流。我们发现，在这两种方法在很大范围内的刚性的预测角功率谱之间的良好协议。在未来，测量小尺度的各向异性将是有价值的约束性质的湍流磁场在我们的银河系附近。
2021-11-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Loops and spurs: The angular power spectrum of the Galactic synchrotron background
我们提出了一个新的扩散银河系同步辐射模型，集中在它的角各向异性。虽然以前的研究都集中在大（kpc）尺度上的发射率的变化，或波动由于磁流体湍流在星际介质，我们统一这些方法来匹配的角功率谱。我们注意到，通常的湍流级联计算忽略了注入尺度上的空间相关性，这是由于古老的超新星遗迹压缩了星际介质--“射电环路”，在射电图中只有四个是肉眼可见的。这个新的组件自然提供了408 MHz的全天空地图中的中小尺度上的其他缺失功率。我们的模型可以使更可靠的减法的同步前景的CMB各向异性的研究（无论是在温度和偏振）或搜索暗物质湮灭。最后，我们对极化前景建模的相关性发表了一些评论。
2013-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Stochastically driven instability in rotating shear flows
研究了旋转剪切流中流体动力学湍流的起源。重点研究了随着径向坐标的增大，角速度减小，比角动量增大的流动。这种流动是瑞利稳定的，但必须是湍流，以解释观测数据。当排除任何磁流体/磁流体动力学不稳定性和相应的湍流时，线性理论和观测/实验之间的这种不匹配更加严重。本工作探讨了随机噪声对这种流体动力学流动的影响。我们主要集中于这种流动的一小部分，它只不过是一个由科里奥利效应补充的平面剪切流。这也模仿了天体物理学上的一小部分吸积盘。研究发现，这种随机驱动的流动表现出较大的扰动速度的时间和空间相关性，因此扰动的能量耗散较大，这可能会产生不稳定性。本文研究了背景流的一系列角速度（Ω）剖面，从常比角动量剖面（λ= Ωr^2 ; r为径向坐标）到常圆周速度剖面（v_r = Ωr）。然而，所有的背景角速度表现出相同的增长和粗糙度指数的扰动，揭示了一个独特的普适性类的随机强迫流体动力学的旋转剪切流。这项工作，据我们所知，是第一次尝试了解起源的不稳定性和湍流的三维瑞利稳定旋转剪切流通过引入附加噪声的基本线性化控制方程。这对解决天体物理流体动力学流动（如吸积盘）中的湍流问题具有重要意义。
2012-11-21 astro-ph.GA astro-ph.HE cond-mat.stat-mech
Growing pseudo-eigenmodes and positive logarithmic norms in rotating shear flows
当角动量随辐射坐标增大而角速度随辐射坐标减小时，旋转剪切流在线性扰动下是流体动力学稳定的。开普勒流就是出现在天体物理学背景下的这种系统的一个例子。虽然衰减的本征模表现出大的瞬态能量增长的扰动，可以管理到系统的非线性，反馈的固有不稳定性产生湍流似乎值得怀疑。我们表明，这样的系统表现出增长的伪本征模很容易达到增长率的上界的对数范数所涉及的非正常运营商，从而表现出反馈的固有不稳定性。这在天体物理学上支持了开普勒吸积盘中流体动力学起源的湍流的存在。因此，这启发了线性理论和实验/观测数据之间的不匹配，并有助于解决其中的湍流起源的突出问题。
2011-01-24 astro-ph.HE physics.flu-dyn physics.geo-ph
