The role of plasma instabilities in relativistic radiation mediated shocks: stability analysis and particle-in-cell simulations
相对论辐射介导激波（RRMS）可能在巨大的宇宙爆炸中形成。这种激波的结构和发射受激波过渡层内大量产生的电子-正电子对的调节。最近有人指出，大量的正电子内的冲击导致不同的等离子体成分的速度分离，这是预期诱导等离子体不稳定性的快速增长。本文研究了电子-离子等离子体在辐射力作用下的微不稳定性增长的层次结构。线性稳定性分析表明，这样的系统是不稳定的各种等离子体模式的增长，最终成为占主导地位的离子和对之间的相对漂移驱动的电流抑制不稳定性。这些结果是验证粒子在细胞模拟，进一步探测的非线性制度的不稳定性，和对离子耦合的微湍流电磁场。基于这种分析，我们推导出一个减少的传输方程的粒子通过俯仰角散射的微湍流，并证明它可以耦合不同的物种，并导致非绝热压缩通过焦耳加热。加热的对，可以想象，非热分布的形成，所产生的微湍流，可以影响所观察到的冲击爆发信号的方式无法解释目前的单流体模型。
2022-01-14 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Dispersion and thermal effects on electromagnetic instabilities in the precursor of relativistic shocks
费米加速可以有效地发展在相对论性无碰撞冲击波提供上游（未受冲击）等离子体是弱磁化。在低磁化下，冲击前兆的大尺寸确实为电磁微不稳定性的增长提供了足够的时间，并且这种微不稳定性产生小尺度湍流，这又提供了所需的散射。本论文扩展了我们以前的分析，这些微观不稳定性的发展，占有限的角度分散束的反射和加速粒子，并占预期的加热的上游电子在冲击前兆。我们发现，只要上游等离子体的电子保持冷态，斜向双流不稳定性可以在激波洛伦兹因子gamma_{sh} ~10的范围内工作，而在此范围内，偏转不稳定性被强烈抑制;然而，当电子被加热到相对论温度时，情况变得相反，双流不稳定性被抑制，而双折射模式变得有效，即使在冲击洛伦兹因子的中等值下。这些不稳定性的峰值波长从惯性电子尺度向质子惯性尺度迁移，因为背景电子在冲击前兆的交叉过程中逐渐被加热。我们还讨论了冲击上游电流驱动的不稳定性的作用。特别是，我们表明，返回/加速粒子通过其在背景磁场中的旋转产生横向电流。我们发现，在背景等离子体中的补偿电流可以导致布尼曼不稳定性，提供了一个有效的电子加热源。[摘要]
2011-07-27 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.plasm-ph
Resonant micro-instabilities at quasi-parallel collisionless shocks: cause or consequence of shock (re)formation
用多流体方法研究了两个互穿的准中性冷离子-电子等离子体。我们考虑一个等离子体准平行于嵌入另一个静态等离子体中的背景磁场的磁力线流动。如果流动变成超Alfvénic，我们表明，平行的R/L模式和垂直的X/O模式变得不稳定和增长的振幅。在线性理论中，我们发现一个不稳定模式的增长率曲线在每个模式特定的波数处有一个最大值。如果我们考虑一个类似激波的等离子体结构，我们发现增长最快的模式是与离子强烈相互作用的共振模式（与$k \sim r_{gi}^{-1}$）。在粒子模拟（PIC）中，我们观察到具有相同属性的共振波在冲击波形成的早期阶段被激发。一旦波变得非线性，它就会有效地散射离子并触发初始冲击波的形成。这意味着$\sim 4$的典型压缩比可以自然地作为高度共振的微物理过程的结果而出现。我们的模型的相互作用的离子反射的重组激波屏障在弱束的情况下，我们表明，上游波现在匹配的不稳定性，我们期望从方程。通过PIC模拟，我们解释了强束共振不稳定性如何在非线性阶段触发激波的形成，以及弱束不稳定性如何在非线性阶段重新形成和传播激波。我们在这里研究的微观不稳定性在很大程度上有助于冲击触发以及冲击本身的改造和传输。
2019-03-04 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Laser astrophysics experiment on the amplification of magnetic fields by shock-induced interfacial instabilities
激光实验正在成为天文学研究的一种新工具，补充了观测和理论建模。在超新星爆炸的冲击波阵面上观测到局部强磁场。实验证实和识别的物理机制，这一观测是非常重要的理解的星际介质的演变。然而，在实验室中处理流体动力学不稳定性与环境磁场之间的相互作用一直是具有挑战性的。在这里，我们开发了一个实验平台来研究磁化Richtmyer-Meshkov不稳定性（RMI）。测得的生长速度与线性理论一致，磁场放大与RMI生长相关。我们的实验首次在天体物理条件下验证了与激波诱导界面不稳定性相关的磁场湍流放大现象。磁化等离子体中基本过程的实验解释在各种情况下，如聚变等离子体和行星科学中通常是必不可少的。
2021-08-26 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Plasma instabilities as a result of charge exchange in the downstream region of supernova remnant shocks
超新星遗迹（SNRs）的H-α辐射意味着星周介质中存在中性氢。一些穿过激波的中性粒子通过电荷交换过程被电离，在激波下游形成冷离子束。我们进行线性分析之间的冷束和热下游等离子体的无碰撞等离子体不稳定性。我们发现，在典型的信噪比条件下，无论是共振不稳定性或韦伯不稳定性是最不稳定的。这种机制可以将磁场放大到100微G以上，并改变激波结构。因此，除了广泛讨论的贝尔机制外，射电频谱和大磁场也可以得到解释。
2009-08-24 astro-ph.HE
Magnetic field amplification in nonlinear diffusive shock acceleration including resonant and non-resonant cosmic-ray driven instabilities
我们提出了一个有效的扩散冲击加速（DSA）的非线性蒙特卡罗模型，负责粒子扩散的磁湍流计算自洽从共振宇宙射线（CR）流不稳定性，以及非共振短波长和长波长CR电流驱动的不稳定性。我们包括反压力从CRs相互作用的强烈放大的磁湍流，减速和加热的超alfvenic流在扩展的冲击前兆。独特的是，在我们的平面平行，稳态，多尺度模型，全范围的粒子，从热（~eV）注入在粘性亚激波，逃逸的最高能量CR（~PeV）从冲击前兆，计算一致的冲击结构，前驱体加热，磁场放大（MFA），散射中心漂移相对于背景等离子体。此外，我们展示了湍流级联到较短波长如何影响总冲击压缩，下游质子温度，磁波动谱和加速粒子谱。一个参数调查包括在那里我们改变冲击参数，磁湍流产生的模式，和湍流级联。从我们的调查结果中，我们得到的最大粒子动量和放大磁场的冲击速度，环境密度和冲击大小的函数的标度关系。
2014-05-31 astro-ph.HE
Could Cosmic Rays Affect Instabilities in the Transition Layer of Nonrelativistic Collisionless Shocks?
在天体物理学冲击和延伸到高能的非热粒子分布之间存在着观测相关性。作为第一步调查这些粒子在微观层面上的冲击可能的反馈，我们进行粒子在细胞（PIC）模拟的一个简化的环境组成的均匀的，相互渗透的等离子体，有和没有一个额外的人口的宇宙射线。我们改变逆流等离子体的相对密度、均匀平行磁场的强度以及宇宙射线中的能量密度。我们比较了早期发展的不稳定的光谱选择配置没有宇宙射线的增长率从线性理论预测，保证系统是很好地代表了PIC技术。在探索的参数空间内，我们没有检测到任何宇宙射线引起的影响的微观不稳定性，管理形成的冲击明确的签名。我们证明，过于粗糙的高能粒子分布可以人为地改变统计噪声，产生扰动种子的不稳定性，这种影响可以通过增加计算粒子的密度来减轻。
2012-01-28 astro-ph.HE
Electronic parametric instabilities of an ultrarelativistic laser pulse in a plasma
通过数值求解激光驱动等离子体动力学中包含辐射反作用力影响的色散关系，研究了超相对论圆偏振激光脉冲在欠密等离子体中传输的电子参数不稳定性。重点放在研究不同的模式在激光等离子体系统和识别的绝对和对流性质的不稳定模式的参数映射跨越的归一化激光矢势和等离子体密度。指出了对超强激光等离子体实验的启示。
2020-03-03 astro-ph.HE physics.plasm-ph
On physical and numerical instabilities arising in simulations of non-stationary radiatively cooling shocks
我们描述了我们的模拟辐射冷却冲击和他们的薄壳与各种数值工具在不同的物理和计算设置。我们检查致密壳层的结构，它的形成和演化，指出维持其形状的物理和数值因素，也可能导致不稳定性。我们发现，在一定的物理条件下，圆壳在形成后不久，在笛卡尔网格上表现出强烈的弯曲不稳定性和连续破碎，而在极坐标网格上模拟时几乎保持不变。我们解释了这一点的物理瑞利-泰勒一样的不稳定性触发的致密壳表面的数值噪声。这些不稳定性的条件来自壳结构本身和突然辐射冷却开始后动态压力平衡重建期间的瞬态加速事件。它们也很容易被周围介质的物理扰动所激发。与此相反，广泛提到的非线性薄壳不稳定性，在物理扰动的测试中显示，只有有限的机会发展在真正的辐射冲击，因为它似乎需要一个特殊的空间安排的波动被有效地激发。所描述的现象也对进一步模拟辐射冷却冲击提出了新的要求，以便在物理上正确，并且没有数值伪影。
2016-05-03 astro-ph.HE
The electron foreshock at high-Mach-number nonrelativistic oblique shocks
在宇宙中，恒星和致密天体之外的物质主要由无碰撞等离子体组成。超音速等离子体流与障碍物的相互作用导致无碰撞激波，这种激波通常与强烈的非热辐射和宇宙射线粒子的产生有关。受超新星遗迹中非相对论高马赫数激波模拟的启发，我们研究了斜激波扩展前震中相对论电子束激发的不稳定性。在内部和外部前震区域的相空间分布推导出与粒子在细胞模拟的冲击，并作为初始条件的模拟与周期性的边界条件，以研究其松弛向平衡。我们发现，所观察到的电子束不稳定性同意非常好的线性色散分析的预测：静电电声不稳定性占主导地位的前震的外部区域，而更密集的电子束在内部前震驱动的陀螺共振的哨声不稳定性。
2022-04-12 astro-ph.HE physics.plasm-ph
On the Formation and Properties of Fluid Shocks and Collisionless Shock Waves in Astrophysical Plasmas
当两个等离子体碰撞时，它们的相互作用可以通过无碰撞等离子体不稳定性或每个壳层粒子之间的二元碰撞来介导。通过比较无碰撞不稳定性的最大增长率与壳层粒子之间的碰撞频率，我们确定了将无碰撞形成与碰撞形成所产生的冲击波分开的临界密度。这个临界密度也是一个密度，超过这个密度，下游的激波就没有场了，因为等离子体不稳定性没有时间发展电磁模式。进一步确定了下游碰撞时壳体的初始密度和速度条件。如果这些量满足确定的条件，则下游的碰撞性也防止冲击波加速粒子或产生强磁场。我们比较的声速与两个壳之间的碰撞的相对速度，从而确定的部分的参数空间中的强冲击的形成是可能的经典和简并等离子体。最后，我们讨论了在几个天体物理设置的观测结果。
2018-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
PIC Simulation Methods for Cosmic Radiation and Plasma Instabilities
无碰撞等离子体系统中的粒子加速问题是天体等离子体和天体粒子物理学的核心问题。加速区域的结构、电子-离子能量平衡、冲击时粒子的预加速以允许扩散冲击加速的进一步加速，除了电磁场的结构和动力学之外，还需要粒子分布函数的知识，因此动力学描述是可取的。粒子模拟提供了一个适当的，如果计算昂贵的方法，基本上进行数值实验，探索无碰撞等离子体中的动力学现象。我们回顾最近的天体物理等离子体系统，粒子加速和形状的不稳定性的PIC模拟结果。
2019-12-05 astro-ph.HE physics.plasm-ph physics.space-ph
On the characteristics of fast neutrino flavor instabilities in three-dimensional core-collapse supernova models
我们评估的发生快速中微子味不稳定性的两个三维国家的最先进的核心塌陷超新星模拟使用两个时刻的三种中微子传输计划：一个爆炸9 $\mathrm{M_{\odot}}$和一个非爆炸20 $\mathrm{M_{\odot}}$模型。除了确认中微子退耦和超新星前冲击区域内发生的快速不稳定性的存在，我们检测到爆炸模型的冲击后区域的风味不稳定性。这些不稳定性很可能是散射引起的。此外，在较重的超新星模型中未能实现成功的爆炸似乎严重阻碍了激波后区域快速不稳定性的发生。这是停滞或后退的激波后面的大物质密度的结果，这意味着高中微子散射率，因此中微子和反中微子的分布更加各向同性。我们的研究结果表明，超新星模型的属性和爆炸的命运可以显着影响快速不稳定性的发生。因此，一个更大的现实流体动力学模拟恒星坍缩，以作出可靠的预测的味道转换物理。
2021-03-11 astro-ph.HE hep-th
Weibel-instability-mediated collisionless shocks in laboratory with ultraintense lasers
采用\emph{ab initio}多维粒子模拟方法，研究了实验室中强激光作用下非相对论性无碰撞激波的形成。微观物理背后的冲击形成和耗散，以及详细的冲击结构进行了分析，说明了韦伯不稳定性在产生强的次均质磁场，各向同性的传入流，并导致形成一个无碰撞的冲击，类似于发生在天体物理的情况下，起着至关重要的作用。在实验室中产生这种无碰撞冲击的可能性为直接研究与天体物理冲击有关的物理开辟了道路。
2012-04-26 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Magnetically driven coupling in relativistic radiation-mediated shocks
在宇宙爆炸的富光子环境中，辐射阻力可以通过诱导相对论流动等离子体成分之间的速度差来引发动力学不稳定性。这种微湍流很可能是辐射介导的冲击爆发信号的印记。然而，大规模的，横向磁场在激波过渡的减速区可以抑制占主导地位的动力学不稳定性，防止电子-正电子对和重离子物种之间的速度分离的发展。我们使用一个一维（1D）五流体辐射转移代码来产生自洽的配置文件的辐射阻力和等离子体成分的减速区。对于增加磁化，我们的模型预测迅速增长的对多重性和大量的辐射阻力发展自相似的整个减速区。我们提取的临界磁化参数$σ_{c}$，确定的极限磁场强度，在三种等离子体可以开发动力学不稳定性之前到达各向同性的下游。对于一个相对论，单离子等离子体漂移与$γ_{u} = 10$在上游的相对论辐射介导的冲击，我们发现的阈值$σ_{c}\approx 10^{-7}$的微湍流的发病。在多离子组成的情况下抑制等离子体不稳定性可能需要高得多的$σ_{c}$值。识别冲击波爆发信号中微湍流的高能特征，并将其与本工作中提供的磁化极限相结合，将使我们能够更深入地了解宇宙爆炸（如超新星、伽马射线暴和中子星双星合并）的磁环境。
2023-01-24 astro-ph.HE
Particle acceleration at supernova shocks in young stellar clusters
本文简要讨论了在恒星形成活跃区不同演化阶段超新星激波对高能粒子加速的模型。由于宇宙射线驱动的不稳定性，强烈的冲击可以强烈地放大磁场。我们讨论的磁场放大强调的作用，长波不稳定性。在年轻的星团中，超新星激波在强大的恒星风附近传播，可以增加超新星遗迹在特定演化阶段的最大CR能量，并将相当大一部分的动能释放转化为高能粒子。
2011-11-10 astro-ph.HE
Instabilities at recollimation shocks in MHD jets
INAF – Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所 - 布雷拉天文台）；INAF, Osservatorio Astrofisico di Torino（意大利国家天体物理研究所 - 都灵天文台）；Department of Physics, National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波季斯特里安大学物理系）；Department of Astronomy, Yale University（耶鲁大学天文学系）
研究射流中再压缩冲击波的不稳定性，探讨磁化程度及其他参数对不稳定性发展的影响，发现即使在中等磁化射流中，离心不稳定性仍能破坏射流结构。
2025-11-03 astro-ph.HE
Rayleigh-Taylor Instabilities in Type Ia Supernova Remnants undergoing Cosmic-Ray Particle Acceleration - Low Adiabatic Index Solutions
本研究调查了Ia型超新星遗迹中瑞利-泰勒（R-T）不稳定性的演化，这些不稳定性与低绝热指数γ有关，其中γ < 5/3，这反映了宇宙射线粒子加速导致的超新星激波结构的预期变化。极端的情况下，如与对应于伽马=1.1的最大压缩比的情况下，进行检查。随着γ的减小，激波压缩比增大，激波间区域逐渐变窄，初始R-T不稳定气体混合更加明显。因此，残余轮廓可能会受到小幅度、小波长凸起的干扰。然而，由于不稳定性随时间衰减，对流混合的程度（R-T指半径与冲击波的比值）并不强烈地依赖于γ值（γ>= 1.2）。由于遗迹的年龄，不稳定气体不能延伸到足够远的地方，在第谷超新星遗迹的外围附近形成富含金属的丝状喷出物。第谷残骸的动力学性质与绝热模型γ =5/3的一致性表明，宇宙射线的注入太弱，不能改变激波结构。即使宇宙射线在激波处有非常有效的加速，在Ia型超新星遗迹中也不会有显著增强的混合。
2011-03-06 astro-ph.HE
Thermal emission from bow shocks. III. Variable diffuse X-ray emission from stellar-wind bow shocks driven by dynamical instabilities
本文通过二维和三维HD/MHD模拟研究恒星风弓形激波，发现分辨开尔文-亥姆霍兹不稳定性对获得收敛的X射线辐射预测至关重要，并揭示磁场方向显著影响弓形激波的红外形态与X射线时间变化。
2025-03-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
A numerical study on the role of instabilities on multi-wavelength emission signatures of blazar jets
Blazars是一类活跃的星系，其喷流是沿视线方向的相对论性和准直的等离子体流，并且易于产生大量的磁流体动力学（MHD）不稳定性。我们的目标是研究辐射和粒子加速过程在调节耀变体的多波段发射和变化特征的相互作用。特别是，我们的目标是破译的冲击所产生的影响，由于MHD不稳定性驱动的长期可变的排放签名耀变体。在这方面，我们对耀变体喷气发动机的代表性部分进行了RMHD模拟。喷流是使用混合欧拉-拉格朗日框架来解释由于同步加速过程和由于冲击引起的粒子加速引起的辐射损失。此外，我们已经纳入并验证了由于外部康普顿（EC）过程，是相关的耀变体的辐射损失。通过对二维平板射流的数值模拟，进一步比较了不同辐射机制的影响。最后，我们进行了参数化的研究，以量化的效果，磁场和外部辐射场特性进行三维模拟的等离子体柱。合成光变曲线和光谱能量分布（SED）进行了分析，定性地了解不稳定性驱动的冲击的影响。我们观察到，与不稳定性的演变产生的冲击引起的耀斑签名在高能量带。这种冲击的影响也明显地表现在同步加速器成分的瞬时变平。在后期阶段，我们观察到的过渡，在X射线发射的同步过程中，占主导地位的EC。EC过程的包含也引起了伽马射线的发射，并显示出在低同步辐射峰值耀变体中通常看到的温和康普顿优势的特征。
2022-11-30 astro-ph.HE
Magnetic field amplification by a plasma cavitation instability in relativistic shock precursors
等离子体流不稳定性在相对论激波及其环境中的磁场放大和粒子加速中起着重要作用。然而，在远冲击波前体区域，加速粒子构成一个高度相对论性和稀释束，流不稳定性通常变得效率低下，并在非常小的规模相比，束粒子的回旋半径。我们报告的等离子体空化不稳定性，是由稀相对论性光束驱动，可以增加两个数量级的磁场强度和相干尺度达到近均分值与光束能量密度。这种不稳定性的增长后，发展的韦伯不稳定性，并与背景轻子和离子的束流的非对称响应。所得到的净感应电场驱动带正电和带负电的射束种类之间的强能量不对称性。大规模的粒子在细胞中的模拟被用来验证分析预测的增长和饱和度的不稳定性，并表明它是强大的，在广泛的条件下，包括那些与成对加载等离子体。这些结果可以有重要的影响的磁化强度和结构的冲击在伽马射线暴，更普遍的磁场放大和非对称散射的相对论性带电粒子在等离子体天体物理环境。
2022-01-10 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Numerical Investigation of Instabilities in Over-pressured Magnetized Relativistic Jets
本研究通过三维相对论性磁流体动力学模拟，探究带螺旋磁场的超压相对论喷流不稳定性，发现磁螺距减小会削弱瑞利-泰勒不稳定性但激发CD扭结不稳定性，可定性解释BL Lac的准周期振荡。
2024-11-26 astro-ph.HE
Three-dimensional simulations of non-resonant streaming instability and particle acceleration near non-relativistic astrophysical shocks
本文利用磁流体动力学单元中的粒子模型模拟了高马赫数平行激波中粒子的加速和磁场放大，并与二维模型进行了比较。这使我们能够确定是否可以依靠2-D模拟来产生粒子加速、磁场放大和不稳定性增长率方面的准确结果。我们的模拟表明，气体的行为和不稳定性的演变是定性相似的2-D和3-D模型，只有轻微的定量差异，主要涉及的增长速度的不稳定性。二维和三维模型的主要区别在于非热粒子的谱能量分布。二维模拟被证明是更有效的，加速了更大比例的粒子，并实现了更高的速度。我们的结论是，虽然2-D模型是足够的气体中的不稳定性进行调查，他们的结果必须谨慎对待时，预测预期的SED一个给定的冲击。
2019-09-16 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.space-ph
A New Gravitational-Wave Signature from Standing Accretion Shock Instabilities in Supernovae
我们提出的结果，从完全相对论三维核心坍缩超新星（CCSN）的非旋转15 Msun星使用三种不同的核状态方程（EoS）的模拟。从我们的模拟覆盖到反弹后的~350毫秒，我们表明，发展的站立吸积激波不稳定性（SASI）显着不同的核EoS的刚度。一般来说，SASI活动在具有较软EoS的模型中发生得更剧烈。通过评估的引力波（GW）的排放，我们发现了一个新的GW签名的顶部上先前确定的一个，其中典型的GW频率随时间增加，由于积累的吸积到原中子星（PNS）。新观察到的准周期信号出现在频率范围从~100到200 Hz，并持续约150 ms之前，中微子驱动的对流占主导地位的SASI。通过分析SASI晃动和螺旋模式的周期频率以及对发射区的质量吸积率，我们表明SASI频率与GW频率相关。这是因为SASI引起的临时扰动质量吸积撞击PNS表面，导致准周期GW发射。我们的研究结果表明，GW信号，这可能是一个冒烟的枪签名的SASI，是在探测范围内的LIGO，先进的处女座，和KAGRA的银河系事件。
2016-08-24 astro-ph.HE
The saturation of SASI by parasitic instabilities
通常认为，静止吸积激波不稳定性（Standing Accretion Shock Instability，SASI）是导致核心坍缩期间失速激波的大振幅偶极振荡的原因，可能导致不对称超新星爆炸。非对称性的程度取决于SASI的幅度，而SASI的非线性饱和机制尚未阐明。我们调查的寄生不稳定性的作用，作为一个可能的原因，非线性SASI饱和。由于激波振荡产生涡度和熵梯度，我们表明，开尔文-亥姆霍兹和瑞利-泰勒类型的不稳定性能够增长的SASI模式，如果它的振幅足够大。我们得到简单的估计，他们的增长率，考虑到平流和熵分层的影响。在对流声学循环的背景下，我们使用数值模拟来演示如何可以减少声反馈，如果寄生不稳定性扭曲的平流结构。在这种情况下，冲击变形的振幅估计解析。当应用于Fernandez & Thompson（2009 a）的建立时，这种饱和机制能够解释当核解离能和冷却速率都变化时SASI功率的急剧下降。我们的研究结果打开了新的视角，预计的影响，对SASI振幅，参与坍塌的恒星建模的物理成分。
2010-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ion acceleration to MeV by the ExB wave mechanism in collisionless shocks
结果表明，在垂直于磁场的方向上，离子可以通过静电波的ExB机制加速到MeV能量范围。加速发生在离散的步骤的持续时间是一个小部分的gyroperiod，可以解释观测到的离子电子伏特到10千电子伏在准垂直冲击和100-1000千电子伏在准平行冲击。给出了任意形状冲击波中加速离子的最大能量的一般表达式。参与加速的波与三个交叉场电流驱动的不稳定性有关：由激波和小激波中的密度梯度引起的低混合漂移（LHD）不稳定性，其次是由强LHD波电场中电子的ExB漂移引起的修正双流（MTS）和电子回旋漂移（ECD）不稳定性。ExB波机制将重离子加速到与原子质量数成比例的能量，这与弓形激波上游的卫星观测以及超新星遗迹中的后激波观测是一致的。
2021-04-01 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Particle acceleration at ultrarelativistic, perpendicular shock fronts
使用本征函数展开求解输运方程，辅以蒙特卡罗模拟，我们表明，超相对论冲击可以有效的粒子加速器，即使它们未能产生大振幅的湍流在下游等离子体。这一发现与人们普遍认为的一个均匀的下游磁场垂直于激波法线抑制一阶费米过程加速的观点相矛盾。在超相对论的限制，我们发现一个固定的幂律粒子谱指数s=4.17，这些冲击，接近预测的严格平行冲击。
2022-12-06 astro-ph.HE physics.acc-ph physics.plasm-ph
Modeling ultrarelativistic streaming plasma instabilities under the quasistatic approximation
GAP/Instituto de Plasmas e Fusão Nuclear, Instituto Superior Técnico, Universidade de Lisboa（里斯本大学高等技术学院等离子体与核聚变研究所）；CEA, DAM, DIF（法国原子能及替代能源委员会）；Université Paris-Saclay, CEA, LMCE（巴黎萨克雷大学）；Helmholtz-Institut Jena（耶拿亥姆霍兹研究所）；Laboratoire d’Optique Appliquée (LOA), CNRS, École polytechnique, ENSTA, Institut Polytechnique de Paris（巴黎理工学院应用光学实验室）；Max-Planck-Institut für Kernphysik（马克斯·普朗克核物理研究所）
研究相对论性带电粒子束激发的等离子体流动不稳定性，利用准静态近似开发理论框架，能捕捉不稳定谱，发现电流丝化不稳定性时空演化及与斜双流不稳定性相互作用，经多种模拟验证，还展示其在稀薄束中捕捉非线性动力学的独特能力。
2026-07-28 astro-ph.HE physics.plasm-ph
On the influence of supra-thermal particle acceleration on the morphology of low-Mach, high-$β$ shocks
当两个星系团相遇时，相互作用产生一个无碰撞激波，其特征是低（1-4）音速马赫数和高阿尔夫{é}尼克马赫数。我们的目标是确定这种冲击是否以及在多大程度上可以将粒子加速到足够的速度，使它们能够对宇宙射线谱做出贡献。我们将两种不同的计算方法，磁流体力学（MHD）和粒子在细胞（PIC）到一个单一的代码，使我们能够利用MHD的高计算效率，同时保持能力，模拟个别非热粒子的行为。利用这种方法，我们进行了一系列的模拟涵盖预期的参数空间的星系团碰撞冲击。我们的研究结果表明，对于激波与音速马赫数低于2.25没有扩散激波加速可以发生，因为在磁场中缺乏不稳定性，而与音速马赫数$\geq\,3$的激波的加速是有效的，可以加速粒子的相对论速度。在这两个极端之间的区域，可以发生扩散激波加速，但由于不稳定性的时间和空间依赖性，其效率相对较低。对于那些表现出有效加速的激波，上游气体中的不稳定性增加到它们改变激波性质的程度，这反过来又会影响粒子注入过程。
2020-06-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Cooling and Instabilities in Colliding Flows
发生在原恒星喷流中的碰撞自相互作用会产生强烈的激波，其结构会受到流内辐射冷却的影响。为了研究这种碰撞流，我们使用AstroBEAR AMR代码进行一维和三维的幂律冷却功能的流体动力学模拟。冷却的特征长度和时间尺度取决于温度，因此可以随着冲击气体冷却而变化。当冷却长度足够快地减小时，系统变得不稳定，产生辐射激波不稳定性，在激波阵面位置产生振荡;这些振荡可以在一维和三维情况下看到。我们的模拟表明，没有证据表明密度聚集特性的热不稳定性，即使当冷却功能满足预期的标准。在三维的情况下，非线性薄壳不稳定性（NTSI）被发现占主导地位时，冷却长度是足够小的。当流动受到辐射激波不稳定性，振荡的冷却区域的大小允许NTSI发生在更大的冷却长度，虽然更大的冷却长度延迟NTSI的发病增加振荡周期。
2021-09-07 astro-ph.HE physics.flu-dyn
Core-collapse Supernovae as Cosmic Ray Sources
核心坍缩的超新星产生快速的冲击波，这些冲击波扩展到恒星祖先的致密星周介质（CSM）中。在这些冲击中加速的宇宙射线（CR）可以在冲击前介质中诱发电磁涨落的增长。利用激波演化的自相似描述，我们计算了一般SNe，特别是SN 1993 J的CR驱动不稳定性的增长时标。我们发现，扩展SN冲击可以触发快速的日内不稳定性，强磁场放大，CR加速。特别是，非共振流的不稳定性可以贡献约50%的磁场强度从无线电数据推导。这导致CR粒子在冲击爆发后的几天内加速到1-10 PeV的能量。
2019-10-02 astro-ph.HE
Current-driven filamentation upstream of magnetized relativistic collisionless shocks
相对论性无碰撞激波的不稳定性物理在高能天体物理学中具有广泛的重要性，因为这些不稳定性建立了激波，控制了粒子加速过程，并产生了加速粒子辐射的磁场。两个关键参数控制着这些冲击的微观物理：环境介质的磁化和冲击波阵面的洛伦兹因子;到目前为止，这些参数空间的大部分仍有待探索。在本文中，我们报告了一种新的不稳定性上游的电子-正电子相对论冲击，我们认为，这种不稳定性形状的微观物理在中等磁化水平和/或大洛伦兹因子。这种不稳定性是由激波前兆中的加速粒子在背景磁场周围旋转时携带的电流引起的。在背景等离子体中感应的补偿电流导致不稳定的配置，带有电荷中性丝的外观携带相同极性的电流，沿着垂直电流取向。这种“电流驱动的细丝”不稳定性的增长速度比迄今为止研究的相对论冲击上游的任何其他不稳定性都要快，其增长率与等离子体频率相当。此外，电流的补偿与环境等离子体在其穿透冲击前兆时的减速相关联（如在冲击静止帧中所观察到的）。等离子体的这种减速意味着，只要磁化强度σ<~ 10^{-2}，"电流驱动的丝状体“不稳定性可以随着冲击洛伦兹因子的任何值而增长。我们认为，这种不稳定性解释了最近的粒子在细胞模拟的结果在轻度磁化制度。
2014-01-28 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.plasm-ph
Simulations of Collisionless Perpendicular Shocks in Partially Ionized Plasmas
用二维混合粒子模拟方法研究了垂直无碰撞激波在部分电离等离子体中的传播。结果表明，中性粒子从下游区泄漏到上游区，泄漏的中性粒子在上游区成为拾取离子并改变激波结构，拾取离子被优先加速，上游区和下游区的拾取离子激发等离子体不稳定性.
2013-11-24 astro-ph.HE
On the maximum energy of shock-accelerated cosmic rays at ultra-relativistic shocks
本文研究了宇宙射线在弱磁化超相对论冲击波中的最大加速能量。我们表明，对于这样的冲击，其中的高能粒子的散射介导的离子集肤深度尺度结构，可以预期的韦伯介导的冲击，有一个内在的限制，粒子可以被加速的最大能量。这个最大能量是由粒子在下游等离子体框架中必须各向同性的要求确定的，在平均场将它们输送到下游很远的地方之前，这个最大能量大大低于产生超高能量宇宙射线所需的能量。为了绕过这个限制，需要在更大的尺度上有一个高度无序的场。宇宙射线引起的波长上的不稳定性的增长远远长于离子等离子体趋肤深度，上游和下游的冲击，被认为是。虽然这些不稳定性可能在相对论冲击的磁场放大中发挥重要作用，但在与最高能粒子的回旋半径相当的尺度上，计算出的增长率没有足够的时间来修改散射。由于强修正是下游区域粒子重新穿过激波的必要条件，在没有替代散射机制的情况下，这些结果意味着排除了加速到更高能量的可能性。如果弱磁化的超相对论激波一般不被认为是高能粒子加速器，那么寻找超高能宇宙射线的潜在来源就可以缩小。
2014-01-30 astro-ph.HE
Multidimensional Simulations of Thermonuclear Supernovae from the First Stars
理论模型表明，宇宙中的第一批恒星可能质量非常大，典型质量为$\gtrsim$ 100 \Msun。它们中的许多可能已经死于被称为对不稳定超新星（PSNe）的高能热核爆炸。我们提出了多维数值模拟的PSNe与新的辐射流体动力学代码CASTRO。我们的模型捕捉到了所有的爆炸燃烧，并跟踪爆炸，直到恒星表面爆发出冲击波。我们发现，由氧和氦燃烧驱动的流体不稳定性出现在氧壳层$\sim$的上，下边界的爆炸开始后20 - 100秒。之后，当冲击波到达氢包层时，形成一个强烈的反向冲击波，迅速发展出额外的瑞利-泰勒不稳定性。在红超巨星的祖先中，这些不稳定性的幅度足以混合超新星的喷出物并改变其观测特征。我们的研究结果提供了有用的预测PSNe的检测即将到来的望远镜。
2011-08-26 astro-ph.HE
Weibel instability and associated strong fields in a fully 3D simulation of a relativistic shock
等离子体不稳定性（例如，Buneman，Weibel和其他双流不稳定性）在无碰撞冲击中激发，是粒子（电子，正电子和离子）加速的原因。利用一种新的三维相对论粒子模拟程序，研究了非磁化相对论正负电子喷流在非磁化正负电子等离子体中传播时的粒子加速和激波结构。为了研究韦伯不稳定性、粒子加速机制和激波结构的非线性阶段，使用了一个长的模拟系统进行了模拟。冷喷流电子被热化和减慢，而周围的电子被扫起来，以创建一个部分发展的流体动力学（HD）一样的激波结构。在先导冲击中，电子密度在模拟帧中增加了3.5倍。在尾激波中产生强电磁场，并提供发射点。我们讨论了我们的模拟结果在活动星系核和伽玛暴背景下的可能影响。
2009-04-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Electron polarization in ultrarelativistic plasma current filamentation instabilities
研究了超相对论电子束撞击过密等离子体的等离子体电流分布，着重研究了辐射诱导电子极化。粒子模拟提供了三种不同制度的电流丝，即，正常的灯丝，异常灯丝，和淬火制度的分类和深入的分析。我们发现，电子辐射极化出现在沿方位角方向的动量空间，这显着不同的制度的不稳定性。我们提出了一个直观的哈密顿模型来追踪电子极化动力学的起源。特别是，我们辨别的作用，非线性横向运动的等离子体细丝，这会导致辐射自旋翻转的不对称性，产生积累的电子极化。我们的研究结果打破了传统的看法，即准对称场是低效的产生辐射自旋极化光束，这表明电子极化的实验室和天体物理等离子体不稳定性的新信息的来源的潜力。
2022-12-06 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.acc-ph
Structure of Cosmic Ray-modified Perpendicular Shocks
宇宙射线在垂直冲击波前的动力学扩散导致电荷非中性，这主要但不完全地被体等离子体通过极化漂移电流屏蔽。流体动力学剪切不稳定性以及极化电流的修正布尼曼不稳定性产生费米型加速所需的湍流。因此，类似于平行激波的情况，在垂直激波中，扩散的宇宙射线产生不稳定的等离子体电流，这些电流反过来激发湍流。这使得冲击波-宇宙射线系统的自洽演化成为可能。在修正的布尼曼不稳定性的动力学机制中，电子可能在宇宙线前体中被加热。
2009-12-09 astro-ph.HE
Pair Instability Supernovae of Very Massive Population III Stars
对原始恒星形成的数值研究表明，宇宙中的第一批恒星可能质量非常大。恒星模型显示，初始质量为140-260 Msun的非旋转星族III恒星会以高能对不稳定超新星的形式死亡。我们提出了新的二维模拟的原始对不稳定超新星与CASTRO代码。我们的模拟比以前的多维模型更早开始，在核心崩溃的开始，捕捉任何动力学不稳定性，可能是崩溃和爆炸燃烧的种子。这种不稳定性可以通过将热灰与燃料混合来提高爆炸产量，从而加速核燃烧，并通过在早期从恒星更深处挖掘重元素来影响超新星的光谱。我们的模型网格包括蓝超巨星和红超巨星，这些事件的前身质量范围都在预期之内。我们发现，由氧和氦燃烧驱动的流体不稳定性出现在氧壳层$\sim$的上，下边界的核心反弹后20 - 100秒。在SN激波离开氦核后，由燃烧驱动的不稳定性冻结。当冲击随后传播通过氢包层时，形成强烈的反向冲击，从而驱动Rayleigh-Taylor不稳定性的增长。在红超巨星的祖先中，这些不稳定性的振幅足以混合超新星喷出物。
2014-07-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Monte Carlo modelling of particle acceleration in collisionless shocks with an effective mean electric field
超新星遗迹无碰撞激波中的相对论粒子加速伴随着宇宙线（CR）驱动的等离子体不稳定性的磁场放大。贝尔的快速CR电流不稳定性的预测，产生湍流与非零平均电场的冲击前兆。我们提出了一个明确考虑有效平均上游电场的费米激波加速的蒙特卡罗模型。我们的模型是非线性的，并包括有效的费米加速对激波结构的反作用。
2019-05-24 astro-ph.HE
Quasistatic modeling of ultrarelativistic beam-plasma instabilities
Universidade de Lisboa（里斯本大学）；École polytechnique（巴黎综合理工学院）；Institut Polytechnique de Paris（巴黎理工学院）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Helmholtz-Institut Jena（亥姆霍兹耶拿研究所）；Max-Planck-Institut für Kernphysik（马克斯·普朗克核物理研究所）
研究相对论性粒子束在等离子体中的不稳定性，提出统一全电磁准静态模型，不采用SVEA，发现新的时空CFI在前沿占主导，能捕捉多种不稳定性增长，经与粒子模拟比较，证实该模型对相关不稳定性建模的有效性。
2026-07-28 astro-ph.HE physics.acc-ph physics.plasm-ph
Effect of stellar rotation on the development of post-shock instabilities during core-collapse supernovae
本研究通过线性稳定性分析，揭示恒星自转对核坍缩超新星中微子驱动对流和SASI的影响，发现强自转可抑制浮力效应，并建立主导振荡频率与比角动量的线性关系，有助于引力波分析。
2023-04-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Perturbing the Stable Accretion Disk in Kerr and 4-D Einstein-Gauss-Bonnet Gravities: Comprehensive Analysis of Instabilities and Dynamics
本文扰动Kerr与EGB黑洞周围的稳定球形吸积盘，分析螺旋冲击波、混沌动力学及QPO频率，并联系GRS 1915+105的观测。
2024-07-03 astro-ph.HE gr-qc
Self-similar structure of ultra-relativistic magnetized termination shocks and the role of reconnection in long-lasting GRB ouflows
本文研究了磁化风与磁化外介质相互作用产生的超相对论流的双激波结构。接触不连续（CD）是流动中的一个特殊点-密度、动压和磁场在CD上经历跳跃或非解析。为了动态连接外部区域（前向激波流）和内部区域（反向激波流），需要解决接触间断处的流动奇点。在CD上，压力仅通过两侧的磁场传递-CD变成阿尔芬切向不连续。因此，动态放大的磁场导致形成一个狭窄的磁鞘。我们讨论了一种可能性，即粒子发射早期的$X$ -射线余辉，以及费米GeV光子，加速通过磁重联过程中的后反向冲击区，特别是在磁鞘。
2017-05-02 astro-ph.HE
Interface instabilities in hydrodynamic relativistic jets
相对论性喷流的动力学和观测性质都取决于它们与周围介质的相互作用。射流边界处的接触不连续性起着至关重要的作用，在存在射流准直的情况下，射流边界处的接触不连续性可能会受到瑞利-泰勒不稳定性（RTI）和里希特迈尔-梅什科夫不稳定性（RMI）的影响。在这里，我们研究这些不稳定性的演化在非磁化相对论射流使用特殊的相对论三维流体动力学模拟。我们表明，初始扰动的增长是一致的相对论RTI在射流准直区操作。与理论预期一致，RMI的贡献在准直激波下游变得重要。这两种不稳定性在激波会聚点以上达到非线性尺度，并引发强湍流，将射流与周围物质混合。我们设计了一个解析解的混合率，并表明它是敏感的外部密度梯度。我们的结果可以应用到不同类型的天体物理对象。特别是，界面不稳定性的不同贡献是一个自然的解释FR-I和FR-II radiogalgesic之间观察到的二分法。M87喷流中的快速慢化现象与观测到的密度分布一致，这与环核物质对重子的卷吸有关。在微类星体中，由界面不稳定性触发的重子负载是观测到的低洛伦兹因子的一个可能原因。我们发现，观察到的变化伽马射线暴不能来自混合驱动的界面不稳定性，可能源于发动机，这表明存在的磁场的射流。
2023-01-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
The microphysics of collisionless shock waves
无碰撞冲击，即由电磁过程介导的冲击，在空间物理学和天体物理学中是常见的。它们存在于各种各样的物体和环境中：磁层和日光层冲击、超新星遗迹、脉冲星风及其星云、活动星系核、伽马射线暴和星系团冲击波。无碰撞冲击微观物理学在冲击形成、冲击动力学和粒子运动和/或加速的不同阶段进入。结果表明，冲击现象是一个时间和空间上的多尺度非线性问题。在天体物理环境中，高能宇宙射线的撞击使其复杂化。本文通过对现有的多波长或现场观测、分析和数值计算的研究，讨论了激波形成、激波动力学和粒子加速等物理问题。一个特别强调的是在冲击形成过程中触发的不同的不稳定性，并与粒子加速过程的背景上游介质的属性。看来，在最重要的参数中，通过磁化的背景磁场及其磁化强度是占主导地位的。可以达到相对论速度的激波速度也对微观不稳定性的发展和粒子加速的命运有很大的影响。实验室冲击实验的最新发展已开始给空间等离子体和天体物理冲击波的物理学带来一些新的见解。一个特别的部分是专门探讨冲击物理学的新的激光等离子体实验
2016-04-01 astro-ph.HE
Ultra high energy cosmic rays: subluminal and superluminal shocks
用扩散激波加速解释超新星遗迹、活动星系核喷流、伽马射线暴和各种大尺度宇宙结构中的非热粒子加速。在特定的天体物理情况下，通过这种机制获得最高观测粒子能量的重要性是一个反复出现的主题。本文讨论了相对论激波中的激波加速问题，主要集中于对质子加速效率的数值研究，着重讨论了散射模型、体洛伦兹因子和磁场与激波流之间的夹角对加速效率的影响。我们在研究不同激波助推因子的基础上发展了一个扩散宇宙线模型，结果表明活动星系核的能谱与目前观测到的5.7 × 10^10 GeV以上的超高能宇宙射线的符合程度要比伽玛暴好得多，这表明活动星系核是解释超高能宇宙射线辐射通量的主要候选者。最近的费米观测GRB 090816 c表明非常平坦的光谱，这是我们的模型预测和支持的证据，伽玛射线暴粒子谱可以是平坦的，当冲击洛伦兹因子的顺序~1000。
2009-05-27 astro-ph.HE
Confining the high-energy cosmic rays
扩散激波加速是宇宙射线有效加速的主要候选者。银河系的宇宙射线被认为主要来源于超新星遗迹冲击波的这一过程。将宇宙射线限制在激波区是使该机制有效的关键。人们已经知道，在小尺度上（小于典型的回旋半径），由于宇宙射线在激波前流动，会出现高振幅的非共振不稳定性。对于最高能量的宇宙射线的散射效率，确定作用于较长尺度（即大于宇宙射线回旋半径）的不稳定性类型是有意义的。我们将提出我们的分析结果的不稳定性，在这个政权的行为，并将讨论其驱动机制和典型的增长时间。
2011-10-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Corrugation instabilities of the Riemann problem in relativistic hydrodynamics
对相对论流体力学中黎曼问题解的波纹不稳定性进行了数值研究，其中流体以非零速度与初始间断相切运动。我们进行模拟的超相对论和理想气体状态方程。我们专注于一组问题，适度的相对论速度，但用尽所有可能的波图案的解决方案。扰动应用于初始不连续的形状。发展的不稳定性仅限于接触不连续周围的区域。冲击波和稀疏波似乎都是稳定的。
2011-04-19 astro-ph.HE gr-qc math-ph
Simulation of the growth of the 3D Rayleigh-Taylor instability in Supernova Remnants using an expanding reference frame
内容：由超新星遗迹在喷出物占主导地位的阶段减速产生的瑞利-泰勒不稳定性，已知会在物质分布中产生指状结构，从而修改遗迹的几何形状。超新星遗迹的形态也有望被修改时，有效的粒子加速发生在他们的冲击。目的：本文研究了在超新星遗迹的一个八分圆范围内，从抛射物为主到Sedov-Taylor相的瑞利-泰勒不稳定性的影响。我们还研究了在前向激波处有效粒子加速对瑞利-泰勒不稳定性增长的影响。研究方法：我们修改了自适应网格精化程序RAMSES，在扩展参考系的框架下，用流体动力学数值模拟研究了超新星遗迹的演化。前向激波和接触间断之间的相对论气体的绝热指数模拟了加速粒子的存在。结果如下：这里采用的超共动坐标系的最大优点是，由于它相对于网格是静止的，所以它使接触不连续处的数值扩散最小化。我们提出了一个准确的表达式的瑞利-泰勒结构的增长，顺利连接早期增长的渐近自相似行为。结论：如果冲击波由宇宙射线主导，瑞利-泰勒结构的发展受到影响，尽管不是很大。在后一种情况下，进入受冲击的星际介质的喷出物数量较少。如果两个冲击都发生加速度，则瑞利-泰勒结构的范围相似，但反向冲击受到强烈扰动。
2010-07-01 astro-ph.HE
Ultra-high Energy Cosmic Rays and Neutrinos from Gamma-Ray Bursts, Hypernovae and Galactic Shocks
我回顾伽马射线暴模型（GRB）和观测，并讨论了可能产生的超高能宇宙射线和中微子的标准内部冲击模型和新一代的光球和强子GRB模型，在目前的限制IceCube，俄歇和TA观测。然后，我讨论的模型，已被提出来解释最近的天体物理学PeV中微子观测，包括恒星形成和星爆星系，超新星和星系吸积和合并冲击。
2014-07-21 astro-ph.HE
Generation of High-Energy Photons at Ultra-Relativistic Shock Breakout in Supernovae
我们提出了理论预期的非热辐射由于体康普顿化在超相对论冲击爆发。我们用充分考虑狭义相对论的蒙特卡罗程序计算了受冲击物质发射光子的转移。作为流体动力学模型，我们使用Nakayama & Shigeyama（2005）的自相似解。计算结果表明，谱形随冲击波爆发时的冲击波温度的不同而呈现双峰或单峰。如果它明显小于电子的静止能量，则光谱具有双峰。我们还展示了几个光变曲线的例子，并估计了总的辐射能量。与伽马射线暴的观测结果相比，某些参数可以再现谱中的部分高能成分和总能量。同时，我们的结果不能再现能带函数中的低能对应物，持续时间似乎太短，不能代表伽马射线暴的整个事件。因此，随后的相位将构成频谱中的较低能量部分。
2013-09-05 astro-ph.HE
Ultra-high energy cosmic rays from shocks in the lobes of powerful radio galaxies
超高能宇宙射线（UHECRs）的起源问题几十年来一直是一个悬而未决的问题。在这里，我们使用的流体动力学模拟和一般的物理参数相结合，以证明UHECRs原则上可以产生的扩散冲击加速（DSA）的冲击在回流的材料的射电星系叶。这些激波发生在喷流物质通过相对论终止激波之后。最近，几位作者已经证明，高度相对论冲击在加速UHECR方面是无效的。在我们提出的模型中的冲击波有一个范围的非相对论或温和的相对论冲击波速度更有利于UHECR加速，冲击波的大小在1- 10 kpc的范围内。大约10%的喷流能量通量通过$M>3$回流中的激波集中。虽然冲击速度可以足够低，使得经由DSA加速到高能量仍然是有效的，但是它们也足够高，使得Hillas能量接近$10^{19-20}$ eV，特别是对于较重的CR组合物和在流体元素通过多次冲击的情况下。我们讨论了一些更普遍的考虑加速粒子的超高能参考巨大的叶状射电星系，如半人马座A和天炉座A，一类来源，这可能是负责观察到的各向异性从UHECR天文台。
2018-10-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
On the Structure and Scale of Cosmic Ray Modified Shocks
强烈的天体物理冲击，扩散加速的宇宙线（CR）应该发展CR前兆。这种前体$L_{p}$的长度被认为是由CR平均自由程$λ$与冲击速度的比率来设定的，即，$L_{p}\sim cλ/V_{sh}\sim cr_{g}/V_{sh}$，形式上独立于CR压力$P_{c}$。然而，超新星遗迹激波的X射线观测表明，前兆尺度可能比$L_{p}$短得多，这将对上述估计提出质疑，除非磁场被强烈放大，并且回旋半径$r_{g}$在短（未解决的）空间尺度上被强烈减小。我们认为，虽然CR压力建立在前面的冲击，加速进入一个强烈的非线性阶段，其中的声学不稳定性，由CR压力梯度驱动，占主导地位的其他不稳定性（至少在低$β$等离子体的情况下）。在这种状态下，前体变陡成强非线性波前，其尺寸与\emph{the CR pressure}成比例，为$L_{f}\sim L_{p}\cdot(L_{s}/L_{p})^{2}(P_{c}/P_{g})^{2}$，其中$L_{s}$是发展的声学湍流的比例，并且$P_{c}/P_{g}$是CR与气体压力的比率。由于$L_{s}\ll L_{p}$，即使在由CR通过声学和（也可能）由CR驱动的其他不稳定性进行的中等气体加热的情况下，前体结垢减少也可能是强的。
2010-07-18 astro-ph.HE nlin.PS
