Relativistic MHD simulations of collision-induced magnetic dissipation in Poynting-flux-dominated jets/outflows
我们进行了三维相对论理想MHD模拟研究高$σ$（坡印廷磁通主导）团块之间的碰撞，其中包含极向和环向磁场分量。这是为了模拟一个高度可变的坡印廷通量占主导地位的射流内部的相互作用。我们发现一个显着的电磁场（EMF）的能量耗散与Alfvénic率与效率约35%。详细的分析表明，这种耗散主要是由碰撞引起的磁重联。附加的分辨率和参数的研究表明，一个强大的结果，相对电动势能量耗散效率几乎是独立的数值分辨率或大多数物理参数在相关的参数范围。在我们的模拟中的重联流出可能会形成多方位的相对论性的微型喷流所需要的几个分析模型。我们还发现，主要的电动势能量耗散过程之前和之后的$σ$值之间的线性关系。我们的研究结果支持提出的天体物理模型，调用显着的能量耗散耗散坡印廷通量占主导地位的喷流，如内部碰撞诱导的磁重联和湍流（ICMART）模型的伽玛暴，重联触发的活动星系核的微型喷流模型。
2015-01-29 astro-ph.HE
An External Inverse Compton Emission Model of Gamma-Ray Burst High-Energy Lags
Fermi卫星一直在报道8 keV - 300 GeV极宽谱段的伽马射线暴的详细时间特性，特别是在某些伽玛射线暴的MeV发射之后，GeV发射起始的意外延迟。我们把重点放在GRB 080916 C上，这是Fermi-LAT GRB中延迟高能发射数据相当广泛的一个，我们表明，这个爆发的高能发射行为可以用一个模型来解释，在这个模型中，瞬时发射由两个分量组成：一个是由于在喷流内部激波中加速的电子的同步自康普顿辐射引起的MeV分量，另一个是高-能量分量由于逆康普顿散射的光球X射线发射的膨胀茧小康相同的电子在射流。这种外部逆康普顿效应对其他费米-LAT伽玛暴也很重要，包括短伽玛暴。在这个模型中，延迟时间尺度与GRB前身的物理性质直接相关。
2009-12-16 astro-ph.HE
Multiply-imaged time-varying sources behind galaxy clusters - Comparing FRBs to QSOs, SNe, and GRBs
随着高分辨率射电望远镜即将进行的（连续）调查，快速射电暴（FRB）的检测率可能会接近$10^5$每天每个天空的未来非常大的天文台，如平方公里阵列（SKA）的可能扩展到相位2阵列。根据FRB的红移分布，并使用重复FRB 121102作为模型，我们计算的检测率的多重成像FRB与他们的多重成像主机所造成的星系团规模的引力透镜的分布的顺序为$10^{-4}$每平方度每年的主机的最小总流量为10 $μ$ Jy在1.4 GHz的SKA阶段2。我们对类星体、超新星、伽马射线暴和FRB的估计探测率的比较表明，FRB的多幅图像可能比伽马射线暴和超新星的多幅图像要多，并且与类星体的多幅图像一样多。FRB的多个图像之间的时间延迟打破了基于模型和与模型无关的透镜重建中的退化，就像其他时变源一样，但没有微透镜偏差，因为FRB更像点并且具有更短的持续时间。我们估计FRB时间延迟测量的相对不精确度为$10^{-10}$的星系团尺度透镜的时间延迟的顺序为100天，产生更精确的（本地）透镜性能比时间延迟从其他时变源。使用镜头建模软件Grale，我们显示了增加的准确性和精度的重建缩放的表面质量密度图的模拟集群规模的镜头时，增加时间延迟的一组多个图像的观测约束。
2018-11-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
Radiation Process in Relativistic MHD Waves: the Case of Circularly Polarized Alfvén Wave
本文研究相对论性圆偏振Alfvén波中电子的辐射机制，揭示电场对低能和高能电子发射率的不同影响，并解释GRB谱中的GeV额外成分。
2024-03-03 astro-ph.HE
Oblique MHD shocks: space-like and time-like
冲击波构成物质的不连续性，这与研究天体物理情景和重离子碰撞中等离子体行为有关。它们可以在相对论碰撞中产生锥形辐射，也被认为是活动星系核和伽马射线暴中高能粒子加速的机制。这些冲击主要是水动力冲击。在磁场背景下，它们成为磁流体动力学（MHD）冲击。为此，我们研究了磁等离子体中的类空和类时激波间断。激波在等离子体中引起相变，这里假设从强子到夸克的转变。导出了激波上的MHD守恒条件。对于给定的上游变量，求解下游速度和流动角的守恒条件。在不同的重子密度下求解了激波条件。对于类空激波，由于磁场的存在，下游速度出现各向异性。下游速度矢量总是相对于激波法线向下指向。随着密度的增加，各向异性有所降低。磁场对类时冲击没有有效影响。下游流速的轻微各向异性是由将量从流体坐标系带到法向入射（NI）坐标系的增压引起的。
2013-09-02 astro-ph.HE
Magnetohydrodynamic Simulations of Gamma-Ray Burst Jets: Beyond the Progenitor Star
如果在余辉相开始时喷流的洛伦兹因子γ与张开角Θ_j的乘积满足（γΘ_j）>> 1，则伽马射线暴（GRB）余辉光变曲线中的消色差突变自然出现，在即时发射结束后不久。磁流体动力学（MHD）模拟准直伽玛暴喷流的结果（γ θ j）一般小于~ 1，表明MHD模型可能与喷流破裂不一致。我们的工作范围内的恒星范式和使用轴对称相对论MHD模拟，探索一个有限的恒星信封的结构上的喷流的效果。我们的理想化模型将喷流包络界面视为准直刚性壁，它在恒星外部打开以模拟准直损失。我们发现，发病的deconfinenation的原因，伴随着轻微的增加，在打开角度的加速度爆发。在我们的基准模型中，恒星半径等于中心致密天体半径的10^4.5倍，喷流在远离恒星的地方达到渐近洛伦兹因子γ~ 500，渐近张角Θ_j ~ 0.04 rad ~ 2 deg，得到（γΘ_j）~ 20。这些值与典型的长持续时间伽玛暴的观测结果一致，并解释了喷流破裂的发生。我们提供了近似的解析解，描述了数值结果。
2010-03-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraints on particle acceleration sites in the Crab Nebula from relativistic MHD simulations
蟹状星云是银河系中最有效的加速器之一，也是唯一显示PeV粒子直接证据的星系源。尽管如此，这种有效加速背后的物理过程仍然是一个谜。虽然粒子加速，至少在最高的能量，通常被认为发生在脉冲星风终止冲击，上游流的属性被认为是不均匀的沿冲击表面，和重要的约束机制在工作中来自准确的知识，沿这个表面粒子被加速。在这里，我们使用轴对称相对论MHD模拟，以获得在蟹状星云的不同能量的粒子的加速网站（S）的约束。各种方案被认为是注入粒子负责同步辐射在不同的频带，无线电，光学和X射线。由此产生的发射特性进行比较与现有的数据的多波长的时间变化的内部星云。我们的主要结果是X射线发射粒子在脉冲星风的赤道区域被加速。加速机制的性质上可能的影响进行了讨论。
2015-02-23 astro-ph.HE
Jets and Gamma-Ray Burst Unification Schemes
有几条证据表明，驱动伽马射线暴（GRB）的超相对论外流被准直成窄喷流。然而，这些都是间接的，喷流结构的约束相当差。更重要的是，射流动力学仍然没有得到详细的研究。已经有人提出，在不同的长持续时间事件之间观察到的变化，从明亮的光谱硬伽玛暴到暗淡和光谱软的X射线闪光（XRF），可能主要是由于相对于相当相似的相对论喷流的不同视角（或视线）。在这里，我们描述了这些主题的知识现状，解释了一些基本原理背后的一些最相关的物理学，并讨论了未来的前景。
2010-12-22 astro-ph.HE
On The External Shock Synchrotron Model for GRBs' GeV Emission
LAT探测到的（100 MeV - 50 GeV）GRB辐射的主要成分相对于瞬发软（亚MeV）伽马射线开始延迟，并且在软成分消失后持续很长时间。这导致了一个有趣的建议，即这种高能量的发射是通过相对论电子的同步辐射产生的加速的外部冲击。此外，MeV余辉发射的限制导致的建议，至少在明亮的GeV爆发的领域是不是超出了冲击压缩放大。我们在这里表明，限制（内的减速冲击），效率和冷却的发射电子约束的考虑，在这个模型中，磁场，出现在上游（circumburst）和下游（喷出物）地区，使我们能够获得一个直接处理它们的值。最大同步辐射的已知极限，当结合冲击波演化时，意味着能量高于~ 10 GeV的晚期光子（在爆发后超过~100 s到达）不会自然地从外部冲击同步辐射中产生，并且几乎可以肯定有不同的起源。最后，即使是红外光学的适度种子通量（几mJy）也会通过逆康普顿冷却淬灭GeV辐射，除非激波后面的磁场被显著放大。同时观测到红外光学和GeV辐射的爆发将排除这种模型。
2010-03-30 astro-ph.HE
Long-Term Evolution of Slowly Rotating Collapsar in Special Relativistic Magnetohydrodynamics
本文给出了在伽马射线暴（GRBs）的BGSAR模型下，旋转大质量恒星坍缩的二维磁流体动力学（MHD）模拟的数值结果。在最近伽玛暴祖先演化计算的推动下，我们把重点放在较低的中心核的角动量比大多数在以前的研究中。通过进行特殊的相对论模拟，包括现实的状态方程和中微子冷却，我们遵循一个前所未有的长期演化的缓慢旋转的Eksars的$\sim$ 10 s，伴随着形成的喷流和吸积盘。我们的结果表明，对于GRB祖星作为类星体，存在一个临界的初始角动量，低于该角动量，物质被迅速吞噬到中心物体，没有吸积盘形成，也没有MHD流出。当大于该准则时，我们发现MHD射流的发射有以下两种方式。对于初始磁场较强的模型，吸积盘内部放大的磁压可以驱动MHD外流，使强磁爆炸形成“磁塔”（II型）。对于初始磁场较弱的模型，磁塔首先失速，随后的MHD流出是由一些最终的吸积物质从赤道流入极地地区（I型）产生的。无论是I型还是II型，喷流都只能达到中等的相对论速度，爆炸能量小于$10^{49} \erg$，这可能与X射线闪光有关。由于盘内中微子的高不透明度，我们发现$ν_e$和$\barν_e$的光度变得几乎相当，这有利于使能量沉积率更大。
2009-08-27 astro-ph.HE
Low-frequency gravitational wave memory from gamma-ray burst afterglows with energy injection
超相对论伽马射线暴喷流是一种具有记忆信号的强引力波源。由能量注入驱动的平台（或浅衰变）相可能出现在伽玛暴的早期X射线余辉中。在本文中，我们研究的GW信号以及X射线余辉辐射的框架内的伽玛暴喷注与能量注入，并考虑了短持续时间和长持续时间的伽玛暴。我们发现，无论哪种情况，由于反聚束效应和时间延迟效应，能量注入引起的GW信号波形的上升斜率远远滞后于能量注入，特征振幅的典型频率落在$\sim10^{-4}-10^{-6} \,{\rm Hz}$的低频区域;我们认为，注入能量的GRB喷流触发的GW记忆是未知的，附近强注入能量的GRB可能会干扰随机GW的测量背景这样的GW记忆检测将提供一个直接的测试模型的能量注入的情况下的伽玛射线暴喷流。
2023-01-30 astro-ph.HE
Afterglow Observations of Fermi-LAT Gamma-Ray Bursts and the Emerging Class of Hyper-Energetic Events
我们目前的宽带（无线电，光学和X射线）光变曲线和余辉的光谱四个长持续时间的伽马射线暴（GRB 090323，090328，090902 B和090926 A）检测的伽马射线暴监测器（GBM）和大面积望远镜（LAT）的费米卫星仪器。费米的光谱带通很宽，可以延伸到GeV的能量，因此它对各向同性能量释放很大（10 e54 erg）的伽玛暴很敏感。虽然罕见，但这些事件对于测试GRB中央发动机模型特别重要。当结合光谱红移，我们的余辉数据，这四个事件是能够约束喷流准直角，环暴介质的密度结构，以及真正的辐射能量释放和流出的动能。与我们先前的工作一致，我们发现这些事件中至少有一个（GRB 090926 A）的相对论能量预算超过了10 e51 erg的标准值一个数量级。这样的能量对GRB由磁星或中微子驱动的磁星提供动力的模型提出了严峻的挑战，但仍然与磁流体动力学（MHD）磁星模型的理论预期兼容。我们的喷流张开角（θ）与前费米伽玛暴的结果相似，但从GeV光子的探测推断出的大的初始洛伦兹因子（γ_0）意味着θ γ_0 ~ 70-90，这个值高于喷流加速的MHD模型中的预测值。最后，我们发现，这些费米-LAT事件优先发生在低密度的环暴环境中，我们推测，这可能是由于其低金属丰度的祖星的质量损失率较低。未来的研究费米-LAT余辉在无线电与数量级的改善提供的EVLA的灵敏度应明确建立这些事件的相对论能量预算。
2010-04-19 astro-ph.HE
Understanding of GRB-SN Connection by General Relativistic MHD Simulations
我已经开发了两个数字代码来研究的动力学的missars。一个是二维MHD代码，使用牛顿（ZEUS-2D）代码，其中考虑到现实的状态方程，中微子冷却和加热过程。另一个是二维广义相对论磁流体动力学（GRMHD）程序。我已经用这些代码和现实的祖先模型进行了数值模拟。在牛顿程序中，发现中微子加热过程不足以在本研究中发射喷流。研究还发现，射流主要是由环形场发射的，环形场被卷绕效应放大。然而，由于总能量相对于射流中的静止质量能量的比率不高达几百，我们得出结论，在这项研究中看到的射流不是伽玛射线暴射流。在GRMHD模拟中，它表明，喷流是从祖的中心发射。我们还发现，质量吸积率发射后的喷气显示快速的时间变化，类似于一个典型的时间曲线的伽玛射线暴。我们发现，在喷流底部，每单位静止质量通量的能量通量高达10^2。因此，我们得出结论，大量的洛伦兹因子的射流可以是潜在的高时，它向外传播。我们还利用相对论流体动力学方法模拟了该星系的爆发核合成过程。发现56 Ni的量对能量沉积速率非常敏感。因此，即使总爆炸能量高达10^52 erg，合成的56 Ni也很少。我们的结论是，一些伽玛暴可以与暗超新星。
2009-07-03 astro-ph.HE
Synchrotron spectrum of fast cooling electrons in GRBs
本文讨论了激波中快冷电子的同步辐射。冲击波后的快速冷却电子如果没有足够的时间均匀混合，就会产生位置相关的不均匀电子分布。这将导致一个非常不同的同步辐射光谱在低频带的均匀的情况下，由于同步辐射吸收。本文计算了伽马射线暴（GRB）非均匀情况下的同步辐射谱。同时考虑了正激波和反向激波。我们发现，对于反向激波占主导地位的情况下，我们会期望在低频谱的“反向激波颠簸”。光谱凸起是由于在前向和反向激波区的组合同步辐射吸收。在低频前向冲击谱中有两个非常规段，其谱斜率分别为$\lesssim1$和$11/8$。$11/8$的斜率已被一些作者发现，而$\lesssim1$的斜率是新的，这是由于在光学厚区近似恒定的电子温度。未来，在伽玛暴早期余辉或瞬发阶段的多波段（特别是低频波段）同步观测，将有可能揭示这些光谱特征，使我们能够识别反向激波成分，区分正向和反向激波发射。这也是诊断相对论激波区快速冷却后电子分布状态（均匀或不均匀）的一种方法。
2017-04-26 astro-ph.HE
TeV Afterglows of Gamma-Ray Bursts: Theoretical Analysis and Prospects for Future Observations
INAF-IAPS Roma（罗马国家天体物理研究所-空间物理与天体物理学研究所）
本文通过理论分析和观测数据探讨TeV能量伽马射线暴的余辉特性，揭示不同GRB的最大能量差异及其对粒子加速机制的启示。
2025-08-06 astro-ph.HE
An Argument for Weakly-Magnetized, Slowly-Rotating Progenitors of Long Gamma-Ray Bursts
本文利用Case-C质量转移的双星演化方法，对X $-$射线双星中的几个黑洞的自旋进行了预测，并得到了三种情况的观测证实。这些黑洞的旋转能量足以为长伽马$-$射线暴和超新星（GRB/HNe）提供能量，并且仍然留下克尔黑洞。然而，这种恒星内部的强磁场和/或发电机效应耗尽了它们核心的角动量，从而阻止了类星体的形成。因此，即使双星可以产生克尔黑洞，它们的大部分旋转都是从恒星地幔获得的，在黑洞形成和旋转之间有很长的延迟。这样的双星不会形成伽玛暴。我们研究所需的条件，以产生伽玛射线暴是否可以满足这样的BH的祖先。潮汐同步和阿尔文时标进行了比较，不同强度的磁场线程He星。一个搜索的磁场范围内，允许潮汐自旋的所有方式在恒星的核心，但防止其慢下来在差分旋转阶段。能量产生一个强大的磁场在核心崩溃，这可能会允许伽玛射线暴中央引擎，也估计。一个观察合理的选择参数被发现（$B \lesssim10^2$ G线程缓慢旋转的他星），这使得铁核心，以保持大量的角动量。因此，Case-C-mass-transfer双星通道能够解释长伽玛暴。然而，在它们的氢燃烧和氦燃烧阶段，祖细胞必须具有低的初始自旋和低的内部磁场。
2013-11-19 astro-ph.HE
High energy time lags of Gamma Ray Bursts
本研究利用费米卫星数据，通过离散相关函数法分析70个伽马射线暴的多能段谱延迟，发现负延迟对应额外晚现的高能硬谱成分，证明LLE谱延迟可作为GRB辐射成分的诊断工具。
2025-03-21 astro-ph.HE
MHD Effects on Pulsed YSO Jets. I. 2.5-D Simulations
在本文中，我们探讨了辐射轴对称MHD喷流的动力学在高分辨率下使用AMR方法。这项研究的目标是确定这种射流的动力学和排放特性。为此，我们已经实现了微观物理使我们能够产生合成地图的H $α$和[S II]。射流通过随时间变化的喷射速度以正弦方式或随机方式脉动，这导致了如在先前的模拟中所看到的复杂的内部冲击和稀疏结构。我们的模拟的高分辨率使我们能够非常详细地探索收缩力（由于射流的环形磁场）在脉冲相互作用的“工作表面”内的效果。我们映射的强H $α$发射标记冲击前和强大的[S II]发射内部冷却区域后面的冲击与高分辨率图像的射流观察。我们发现，捏力在较强的字段的情况下产生额外的发射区域沿轴相比，纯粹的流体动力学运行。这些模拟是了解辐射MHD射流的完整三维发射特性的第一步。
2014-12-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the GRB-magnetar model by means of the Galactic pulsar population
大部分的伽马射线暴（GRB）显示出X射线平台期，从瞬发辐射开始不到10^{5} s，被认为是由快速旋转的新生磁星的自旋能量驱动的。在这项工作中，我们使用银河系中子星人口的属性来约束GRB磁星的情况。我们重新分析了2005年1月至2014年8月期间所有具有已知红移的雨燕GRB的X射线平台。从GRB留下的磁星的初始磁场分布出发，利用磁场演化的数值模拟，结合脉冲星布居合成的蒙特卡罗模拟，研究了银河系中GRB磁星布居的演化和性质.我们发现，如果GRB X射线平台是由一个新形成的磁星的旋转能量，银河系磁星人口的当前观测属性是不兼容的GRB场景内形成（无论GRB类型或速率在z=0）。直接的结果是，我们应该允许磁星和“超磁星”的存在，它们具有不同的祖先，与长伽玛暴相关的Ib/c型超新星系统地形成具有更高初始磁场的中子星。我们认为在过去的百万年里（99% c.l.），我们银河系中由伽马射线暴形成的“超磁星”的上限为<16个。这个极限比从长期GRB率中粗略预期的要小一些，尽管非常大的不确定性不允许我们在这方面得出强有力的结论。
2015-10-06 astro-ph.HE
Gamma-ray Burst Luminosity Relations: Two-dimensional versus Three-dimensional Correlations
伽马射线暴（GRB）的光度关系的大散射一直是阻碍GRB在宇宙学中广泛应用的重要原因之一。在本文中，我们扩展了二维（2D）的亮度关系与$τ_{\mathrm{lag}}$，$V$，$E_{\mathrm{peak}}$，和$τ_{\mathrm{RT}}$作为亮度指标，使用相同的亮度指标集，以探索减少的内在散射的可能性的三维（3D）。我们发现，对于亮度与能量标度（$E_{\mathrm{peak}}$）和时间标度（$τ_{\mathrm{lag}}$或$τ_{\mathrm{RT}}$）之间的三维亮度关系，它们的内禀散射比相应的二维亮度关系小得多.在此基础上，结合亮度（以时间为单位释放的能量）的定义，讨论了其产生的原因，为进一步研究伽玛暴的亮度关系提供了有益的建议。
2009-10-08 astro-ph.CO astro-ph.HE
Plasma Physics of Extreme Astrophysical Environments
某些类别的天体，即磁星和超新星和伽马射线暴的中心引擎，具有宇宙中其他地方没有遇到过的极端物理条件。特别是，它们拥有超过44太高斯临界量子场的磁场。要弄清楚这些复杂的超磁化系统如何工作，需要了解各种等离子体过程，包括小尺度动力学和大尺度磁流体动力学（MHD）。然而，超强磁场改变了基础物理，以至于许多相关的等离子体物理问题需要建立基于QED的相对论量子等离子体物理。在这篇综述中，在描述了感兴趣的极端天体物理系统，并确定了关键的相关等离子体物理问题，我们调查的最新进展，在这样一个理论的发展。我们讨论了超临界场如何改变真空和物质的性质，并概述了描述非相对论和相对论量子等离子体的基本理论框架。然后，我们转向天体物理学的应用相对论QED等离子体物理相关的磁星磁层和中央引擎的超新星和长GRB。具体来说，我们讨论了光通过磁星磁层的传播;大规模的磁流体动力学过程驱动磁星活动和伽玛射线暴喷气发射和传播;能量传输过程中的极端等离子体环境的热力学;微尺度动力学等离子体过程中的重要的相互作用，强烈的磁层电流与磁星的表面;和磁重联的超强磁场。最后，我们指出，未来的进展将需要发展的数值模拟能力。
2014-01-20 astro-ph.HE physics.plasm-ph
A magnetar engine for short GRBs and kilonovae
利用三维动力学-时空广义相对论磁流体动力学模拟研究了磁场对双星合并残留物演化的影响。我们发展一个合并后的残余物与初始极向磁场，解决磁湍流驱动的剪切流，并包括一个微物理有限温度状态方程（EOS）。一个中微子泄漏计划，捕捉整体的能量和轻子数交换也包括在内。我们发现，在超大质量中子星（HMNS）中由磁旋转不稳定性（MRI）引起的湍流将磁场放大到超过磁强度（$10^{15}\, \mathrm{G}$）。超强环向场能够从HMNS发射相对论性喷流。我们还发现了一种磁化风，它以$\dot{M}_{\mathrm{ej}} \simeq 1 \times10^{-1}\, \mathrm{M_{\odot}\, s^{-1}}$的速率蒸发富含中子的物质。在我们的模拟中，喷出物的总质量是$5\times 10^{-3}\, \mathrm{M_{\odot}}$。这使得HMNS的喷出物成为BNS合并的重要组成部分，也是$r$的有希望的来源，$r$是可以为kilonova提供动力的过程元素。在我们最高分辨率的模拟中，来自HMNS的射流达到了终端洛伦兹因子$\sim 5$。这种喷流的形成是由中微子冷却帮助防止吸积盘突出到极地地区。由于喷流中的中微子对湮灭和辐射过程（未包括在模拟中）将进一步提高喷流中的洛伦兹因子，我们的模拟表明，在BNS合并中形成的磁星是短伽马射线暴（sGRB）的可行引擎。
2020-10-28 astro-ph.HE gr-qc
Kinetic Simulations of Instabilities and Particle Acceleration in Cylindrical Magnetized Relativistic Jets
相对论磁化喷流，如来自AGN，GRB和XRB的喷流，容易受到电流和压力驱动的MHD不稳定性的影响，这些不稳定性会导致粒子加速和非热辐射。在这里，我们调查这些不稳定性的发展，通过三维动力学模拟的圆柱对称平衡，涉及环形磁场与电子-正电子对等离子体。推广Alves等人（2018）和Davelaar等人（2020）的最新治疗，我们考虑了一系列初始结构，其中环形磁场引起的力通过轴向磁场和气体压力引起的力的组合来平衡。我们认为，Alves等人（2018）确定的粒子能量极限是由于快速磁耗散阶段的有限持续时间。我们发现平行于局部磁场的电场在粒子加速中的作用相当小。在所有调查的情况下，扭结模式出现在中央核心区域的增长时间尺度与线性MHD模型的预测一致。在气体压力平衡（Z箍缩）的情况下，我们确定了一个弱的本地箍缩模式以及射流核心之外。我们认为，压力驱动模式是重要的相对论射流，在区域内，足够的气体压力是由其他耗散机制。
2022-05-06 astro-ph.HE
MHD supernova explosions -- Large-scale magnetic field effects
我们研究了均匀的环境磁场对超新星驱动的冲击波演变成均匀的环境ISM在热平衡的影响。利用该程序对三维非理想磁流体动力学进行了高分辨率的数值模拟。我们发现，超新星爆炸波是敏感的平面平行磁场的强度超过1 $μ$ G周围气体数密度1厘米$^{-3}$。在磁场的周围，向内的磁压梯度在主激波阵面的尾流中引起逆行的质量吸积。随后，我们发现，主冲击波扩大更快垂直于外地，但减少了动量，而剩余的核心是受磁约束。这导致热气体的体积分数减小，但也导致磁约束残余物中热气体的密度和温度增加。激波阵面后面的磁压梯度产生有利于紫外线加热的增强区域，从而减少净辐射损失。虽然强均匀磁场的存在可以在早期减少动量，从而减少剩余动能，但它使SN注入ISM的剩余总能量的效率在1百万年内增加了40%。
2019-09-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inverse Compton Emission and Cooling of Relativistic Particles Accelerated at Shear Boundary Layers in Relativistic Jets
本文通过粒子网格模拟研究AGN与GRBs喷流剪切边界层中的粒子加速及逆康普顿冷却，发现强各向异性康普顿辐射或可解释多普勒因子危机。
2023-11-08 astro-ph.HE
The gamma-rays that accompanied GW170817 and the observational signature of a magnetic jet breaking out of NS merger ejecta
本文首次对双中子星合并过程中的磁喷流进行了相对论MHD数值模拟。由合并残留物的磁化旋转产生的喷流在喷出物中传播，并产生一个充满能量的茧，以温和的相对论速度膨胀并从喷出物中破裂出来。我们发现，如果喷出物有一个低质量（$\sim10^{-7} M_\odot$）高速（$v\sim0.85$ c）的尾巴，茧冲击爆发将产生$γ$射线发射，这是与观察到的短GRB 170817 A，伴随着最近的引力波事件GW 170817。因此，我们建议，这是非常不同的，从所有其他短伽玛暴观察到的，是由不同的机制产生的。然而，我们预计这样的事件是很多的，许多将在未来的LIGO-Virgo运行中被检测到。
2017-10-16 astro-ph.HE
Gravitational Wave Memory from Accelerating Relativistic Jets in Multiple Thick Shell Scenarios
本文研究伽马射线暴中相对论性喷流加速产生的引力波记忆，比较单壳与多壳、薄壳与厚壳场景的频谱与DECIGO、ET-D探测器灵敏度，并通过邻近现实场景模拟验证其可探测性。
2025-09-22 astro-ph.HE gr-qc
Relativistic MHD simulations of core-collapse GRB jets: 3D instabilities and magnetic dissipation
相对论喷流自然发生在天体物理系统中，涉及到对致密物体的吸积，例如伽马射线暴（GRB）中大质量恒星的核心坍缩和活动星系核（AGN）中超大质量黑洞的吸积。人们普遍认为，这些射流是由电磁驱动的，通过一个中心紧凑物体的磁化旋转。然而，它们如何产生所观察到的发射并在距离上的许多数量级的传播中幸存下来，而不被电流驱动的非轴对称不稳定性破坏，这是一个积极辩论的主题。我们进行时间相关的相对论，坡印亭通量占主导地位的射流的三维相对论磁流体动力学模拟。这些喷流是通过一个强磁化的中心致密物体的旋转自洽地发射的。这决定了方位磁场绕组的自然程度，这是控制射流稳定性的关键因素。我们发现，射流容易受到两种类型的不稳定性：（i）一个全球性的，外部的扭结模式，在长时间尺度上增长，并导致喷流身体弯曲侧向。尽管这种模式不会在模拟距离上引起射流中断，但它大大降低了射流传播速度。我们表明，通过一个分析模型，外部扭结模式的增长取决于周围介质密度分布的斜率。在平坦的密度分布特征的星系核，活动星系核喷气可能会失速，而在恒星的信封外扭结减弱的喷气向外传播;（ii）一个本地的，内部扭结模式，增长在短时间尺度上，并导致小角度磁重联和转换约一半的喷气电磁能通量转化为热量。基于内部扭结模式的鲁棒性和能量学，我们认为这种不稳定性是主要的耗散机制，负责供电伽玛暴即时发射。
2015-08-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
GRB 221009A and the Apparently Most Energetic Gamma-Ray Bursts
本研究利用含GRB 221009A的185个高能GRB样本，分析了GRB各向同性等效能量分布，证实Eiso=4×10^54 erg处存在截断，并探讨了该截断原因及GRB 221009A的物理意义。
2025-01-23 astro-ph.HE
High efficiency photospheric emission entailed by formation of a collimation shock in gamma-ray bursts
伽马射线暴（GRB）喷流中的主要耗散机制和瞬发辐射的高效率是一个长期存在的问题。一种可能性是弱磁化的相对论性喷流被周围的介质强准直，这可以大大提高光球发射的效率。我们推导出一个简单的分析标准的准直喷流的辐射效率表明，它最强烈地依赖于重子加载。我们通过3D数值模拟证实了这一分析结果，并进一步发现，在准直喉射流和茧材料的混合导致大量分层的流出以及零星的负载，即使注入的射流是均匀和连续的。这种混合的一个结果是辐射效率的强角度依赖性。二是不同流体元素的洛伦兹因子差异较大，导致内震的形成。我们的分析表明，在长和短的伽玛暴的一个突出的光球组件时，无法避免观察到的角度为几度的轴，除非渐近洛伦兹因子被限制的重子加载在喷注底部的$Γ_\infty <100$（与流出功率的弱依赖性）。新创建的对后面的准直冲击光子产生调节观察到的温度在$\sim 50~θ_0^{-1}$ keV，其中$θ_0$是初始射流张开角，在显着的协议与观察到的峰值能量的即时发射光谱。最后讨论了瞬发发射性质的进一步后果。
2019-06-28 astro-ph.HE
Inverse energy transfer in decaying MHD turbulence: A shell-to-shell analysis
Hamburger Sternwarte, University of Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）
通过壳层到壳层传递函数分析，发现衰减磁流体动力学湍流中能量从小尺度向大尺度的逆传递机制，表现为自相似倍增增长，且仅发生在同号螺旋度扇区内。
2026-05-26 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Revisiting the Light Curves of Gamma-ray Bursts in the Relativistic Turbulence Model
伽马射线暴（GRB）的光变曲线具有快速的时间变化性。这种变化的一个可能机制与喷流中的相对论性涡流有关。在本文中，我们考虑了涡旋间介质和涡旋对γ射线辐射的贡献。我们发现γ射线辐射既可以超前也可以滞后于观测到的同步辐射，后者起源于涡间介质，通过逆康普顿散射提供了产生γ射线辐射的大部分种子光子。因此，我们认为，在非平稳的短寿命的光变曲线中发现的铅/滞后可能不会揭示不同的发射组件的内在铅/滞后。此外，我们的结果可以解释GRB 080319 B中观测到的γ射线发射相对于光发射的超前。
2013-08-13 astro-ph.HE
Black hole-neutron star mergers and short GRBs: a relativistic toy model to estimate the mass of the torus
由黑洞和中子星组成的双星系统的合并可能会留下一个围绕黑洞旋转的热而致密的物质环。虽然数值相对论模拟对于准确模拟这一过程是必要的，但它们的计算成本也很高，并且目前无法覆盖可能参数的大空间，其中包括相对质量比、恒星致密性和黑洞旋转。为了减轻这一点，并提供一个第一个合理的覆盖面的空间参数，我们已经开发了一种方法来估计剩余环面的质量从黑洞-中子星合并。玩具模型利用改进的相对论仿射模型来描述扩展的三轴椭球体围绕克尔黑洞轨道的潮汐变形，并通过考虑组成恒星的流体粒子在潮汐破裂时处于束缚轨道上来测量残余环面的质量。我们调整玩具模型，通过使用完全广义相对论模拟的结果，获得百分之几的相对精度，并使用它来广泛调查的参数空间。这样，我们发现，环面的质量是最大的系统与高旋转的黑洞，小恒星的紧凑性，和大的质量比。例如，一颗致密度为0.1的非常大的恒星围绕一个无量纲自旋为0.85、质量比约为0.3的黑洞旋转，可以产生质量为1.33太阳质量的环面。然而，对于天体物理学上更合理的质量比~0.14和恒星致密性的规范值~0.145，玩具模型设定了一个相当小的环质量上限，小于~0.34太阳质量。
2010-11-05 astro-ph.HE gr-qc
Particle acceleration in kink-unstable jets
伽玛暴和活动星系核中的磁化喷流被认为是有效的粒子加速器，然而，加速过程仍然是一个积极的争论问题。在这项工作中，我们使用第一性原理粒子模拟研究非旋转无力射流的扭结不稳定性。我们得到类似的整体演变的不稳定性，发现在MHD模拟。这种不稳定性首先产生大规模的电流片，随后分裂成小规模的湍流。在这些片的重联进行强导场制度，这导致在形成陡峭的粒子谱的幂律。后来的演变显示加热的等离子体，这是由小振幅的湍流诱导的扭结不稳定性。这两个过程由于理想和非理想电场的组合而使粒子通电。
2020-05-26 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Neutrino-Dominated Accretion Flows with Magnetic Prandtl Number-Dependent MRI-driven Turbulence
基于变量- $α$公式，研究了大质量恒星引力坍缩或中子星合并过程中中微子主导吸积流的稳定性.最近的磁流体动力学（MHD）模拟表明，粘度参数$α$与磁普朗特数${\rm Pm}=ν/η$的幂成比例，其中$ν$和$η$分别是流体的运动粘度和电阻率。在超吸积流的内部区域，粘性和电阻率由温和的相对论简并电子携带。我们用一个简单的解析形式拟合了磁普朗特数与密度和温度的关系，并推导出了一个动力学不稳定性的条件。作为演示，我们进行简单的一维模拟NDAF变量- $α$，并显示质量吸积变得高度时变的不稳定分支。这种机制可以解释在伽马射线暴（GRB）的瞬时发射中观察到的快速变化。本文还简要讨论了由于粘性加热引起的超吸积流的质量抛射，这使得中子星双星并合时产生kilonova/macronova辐射。
2019-07-01 astro-ph.HE
Magnetic Field Amplification and Saturation in Turbulence Behind a Relativistic Shock
本文用二维相对论MHD方法研究了相对论激波在非均匀介质中传播所产生的湍流的长期演化。在激波后区域，磁场被激波前密度不均匀性触发的湍流运动强烈放大。使用长模拟箱，我们跟踪磁场放大，直到它完全发展和饱和。即使对于强激波，湍流速度也是亚相对论性的。磁场放大受湍流运动的控制，当磁场能量与湍流动能相当时发生饱和。磁场放大和饱和取决于震前介质中磁场的初始强度和方向，以及冲击强度。如果初始磁场垂直于激波法线，则磁场首先在激波处被压缩，然后在激波后区域被湍流运动放大。当磁能变得与激波后区域的湍流动能相当时，就会出现饱和。如果震前介质中的初始磁场很强，则激波后区域变得湍流，但不会发生显著的磁场放大。如果激波压缩后的磁能大于激波后区域的湍流动能，则不会发生显著的磁场放大。我们讨论了我们的结果可能的应用到伽马射线暴和活动星系核。
2014-01-28 astro-ph.HE gr-qc
Extremely energetic Fermi Gamma-Ray Bursts obey spectral energy correlations
080916 C和090323都是高能费米伽玛暴，在1 keV - 10 GeV能量范围内Eiso约为10^{55} erg，具有强烈的GeV辐射，这给我们提供了一个独特的机会来测试光谱能量相关的可靠性和扩展性。基于Konus/WIND和Fermi光谱测量，我们发现这两个事件与更新的（截至2009年4月的95个事件）Ep，i-Eiso相关性完全一致，从而进一步证实和扩展它，并指出在非常高的能量下可能会变平或增加色散。这也表明，特别明亮和坚硬的伽马射线暴发射背后的物理原理与较软和较弱的伽马射线暴相同。此外，我们发现，考虑这两个伽玛暴和其他长伽玛暴获得的相关性的归一化，其中Ep，i是由费米/GBM高精度测量的，与其他仪器获得的结果完全一致（例如，BeppoSAX，Swift，Konus-WIND），从而表明相关性不受探测器限制阈值和能带的显著影响。通过将GRB 080916 C的光谱扩展到几个GeV而没有任何过量或截止，我们还研究了在通常采用的1 keV - 10 MeV能带中评估Eiso是否会使Ep，i-Eiso相关产生偏差，从而导致其散射。通过计算从1 keV到10 GeV的Eiso，相关性的斜率变得稍微平坦，而其色散没有显着变化。最后，我们发现，GRB 080916 C也是一致的，与大多数其他的光谱能量相关来自它，与Ep，i-Eiso- tb相关的可能例外。
2009-09-21 astro-ph.CO astro-ph.HE
Observational Evidence of Particles Acceleration by Relativistic Magnetic Reconnection in Gamma-ray Bursts
本研究通过分析GRB 160625B和GRB 160509A的光谱断裂演化，首次提供相对论性磁重联加速粒子的观测证据，并揭示光谱指数与通量关系及E_cut-L_iso反相关，为天体粒子加速物理提供新诊断途径。
2024-07-19 astro-ph.HE
Generation of strong magnetic fields in a nascent neutron star accounting for the chiral magnetic effect
我们提出了在中子星（NS）中产生最强磁场的平均场发电机模型$B\sim 10^{15}\,{\rm G}$，该模型解释了该NS的超新星（SN）祖先中的冲击驱动的手征磁效应（CME）。在一个狭窄的冲击波阵面处，存在于流入物质中的初始磁场急剧上升，其温度跃变是CME的起源，CME显著地战胜了等离子体中库仑碰撞引起的自旋翻转对CME的擦除。感应方程中不稳定项$\nabla\times (α{\bf B})$给出的激波后面的磁场增长，在一次成功的SN爆炸抛出质子中子星的地幔后停止。结果，这种爆炸中断了强磁化等离子体从激波到NS表面的传输，并导致磁场饱和。假设原恒星是刚性自转的，我们采用了平均场发电机，它类似于标准磁流体力学（MHD）中已知的$α^2$ -发电机。我们的模型的新颖之处在于，$α^2$ -发电机是基于粒子物理学的概念，应用于MHD，而不是由镜像不对称的对流涡流在旋转对流。
2020-01-22 astro-ph.HE hep-ph
Three-dimensional core-collapse supernovae with complex magnetic structures: I. Explosion dynamics
磁场可以在与伽马射线暴和超新星等剧烈事件相关的突出爆炸的动力学中发挥重要作用，因为它们提供了一种自然机制，可以利用中央原中子星的旋转能量和通过恒星祖星的动力相对论喷流。由于这种场的结构是相当不确定的，大多数MHD驱动的核心坍缩超新星的数值模型都认为初始磁场是一个对齐的偶极子，而实际上场的形态可能要复杂得多。我们提出了三维模拟的核心坍缩超新星与更现实的磁结构，如四极场，并首次，赤道偶极场。除了对准的偶极子之外的其他偶极子产生较弱的爆炸和较少的准直流出，但同时可以更有效地从PNS提取旋转能量。然后，这些能量被储存在PNS的周围，而不是为极地喷气机提供动力。一个显着的轴向偶极组件也产生的模型开始与四极场，指向一个有效的发电机机制在附近的PNS表面操作。
2021-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
The relativistic outflow driven by the large-scale magnetic field from an accretion disk
本文建立广义相对论MHD公式描述吸积盘大尺度磁场驱动的外流，约束初始等离子体β范围，并指出AGN、XRB和GRB喷流均需强磁化高温初始条件。
2025-03-15 astro-ph.HE
Using Gamma-Ray Burst Prompt Emission to Probe Relativistic Shock Acceleration
人们普遍认为，伽马射线暴（GRB）中10 keV - 10 GeV波段的瞬发瞬态信号是由超相对论膨胀内部的多次冲击引起的。对这些冲击的耗散和伴随的加速度的详细了解是当前的热门课题。本文探讨了伽玛暴模型中相对论激波处电子（或离子）加速特性与伽玛暴瞬发辐射谱之间的关系。重点是在加速人口的可能的高能量幂律指数的阵列上，突出1兆电子伏以上的光谱如何可以探测伽玛射线暴内部冲击的磁场强度，以及在其周围的磁流体湍流的性质。强调了扩散激波加速理论在相对论性MHD间断处不产生正则谱。这种多样性是相称的显着范围内的光谱指数辨别迅速爆发发射。这种系统的诊断，现在正在加强由费米伽玛射线空间望远镜的爆发的宽带光谱覆盖;而伽马射线暴监测器（GBM）提供的粒子群的低能量部分的关键诊断，在这里的重点是在非热，粒子分布的大面积望远镜（LAT）提供的幂律制度的约束。
2010-02-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Toward a magnetohydrodynamic theory of the stationary accretion shock: toy model of the advective-acoustic cycle in a magnetized flow
研究了磁场对平流-声学不稳定性线性相位的影响，作为研究恒星核坍缩过程中吸积激波不稳定性的磁流体动力学（MHD）理论的第一步。我们研究了一个玩具模型，其中平面静止吸积激波后面的流动被外部势绝热减速。两个磁场的几何形状被认为是：平行或垂直的冲击。熵涡波，这是简单的平流在未磁化的限制，分为五个不同的波：熵扰动平流，而涡可以通过两个阿尔芬波和两个慢磁声波沿场线传播。存在于未磁化极限的两个周期，对流声学和纯声学，被多达六个不同的MHD周期所取代。循环之间的相位差在确定总循环效率和因此的增长率方面起着重要作用。作为磁场强度的函数的生长速率的振荡是由于这种变化的相移。垂直磁场几乎不影响循环效率的制度，被认为是超阿尔文吸积。与此相反，我们发现，水平磁场强烈增加的涡度循环，弯曲的磁力线的效率，导致在一个显着增加的增长率，如果不同的周期是在相位。这些磁效应是显着的大规模模式，如果阿尔芬速度是一个相当大的分数的流速。
2010-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Turbulent Reacceleration of Streaming Cosmic Rays
亚音速压缩湍流将能量传递给宇宙射线（CR），这一过程称为非共振再加速。它经常被用来解释观察到的比率，初级到二级CR在$\sim \rm GeV$能量，假设完全扩散CR运输。然而，这种估计忽略了CR自我限制和流的影响。我们研究这些问题，在搅拌箱磁流体动力学（MHD）模拟使用雅典娜++，与场对齐的扩散和流CR运输。对于扩散，我们发现CR再加速率与分析预测吻合得很好。当包括流时，再加速率取决于血浆$β$。由于CR和气体变量之间的流修正相移，它们在低$β$环境（如星际介质（ISM））中比正则再加速速率慢，但在高$β$环境（如团内介质（ICM））中保持不变。我们还量化了模拟中的流能量损失率。对于亚Alfvénic湍流，由于平均场和各向同性CR梯度之间的不对准，与各向同性损失率$v_{A} \cdot \nabla P_{\rm CR} / P_{\rm CR} \sim v_{A}/L_{0}$相比，它与分辨率相关（因此在大规模模拟中不收敛）并受到严重抑制（抑制幅度为一个数量级）。与直觉相反，并且与加速效率不同，CR损耗几乎与$β\sim 1-100$上的磁场强度无关，因此，当包括流时，CR损耗不是较低加速率背后的主要因素。虽然本文主要关注的是湍流如何影响CR，在后续文件（巴斯塔和哦，在准备），我们考虑CR如何影响湍流转移能量从MHD级联，改变路径的气体加热和陡峭的湍流功率谱。
2023-01-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Large-scale magnetic field generation via the kinetic Kelvin-Helmholtz instability in unmagnetized scenarios
无碰撞等离子体不稳定性是天体物理学场景中产生磁场的基础，但它们的作用在不存在速度剪切的场景中得到了解决。在这项工作中，我们表明，在研究现实的天体物理场景时，必须考虑速度剪切，因为这些触发无碰撞开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）。我们提出了第一个自洽的三维（3D）的粒子在细胞（PIC）模拟的KHI在相关的条件下，非磁化的相对论外流与速度剪切，如活动星系核（AGN）和伽马射线暴（GRB）。我们展示了一个强大的大规模直流磁场的产生，它延伸到整个剪切表面，达到几十个电子集肤深度的厚度，并坚持时间尺度远长于电子的时间尺度。这种直流磁场不被MHD模型捕获，因为它是由固有的动力学效应引起的。结果表明，KHI能产生强磁场，在电子时间尺度上的均分值可达ε_B/ε_p ~ 10^-3。KHI诱导的磁场具有导致明显辐射特征的特征结构，并且可以播种湍流发电机放大过程。KHI的动力学与非热辐射模型有关，并且在存在速度剪切的情况下，也会对相对论激波的形成产生强烈影响。
2011-12-06 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Partial invariants, large-scale dynamo action, and the inverse transfer of magnetic helicity
部分守恒拟能量的存在被证明是导致逆能量转移发展嵌入磁流体动力学（MHD）湍流，在类比的二维非导电湍流拟能的影响。通过分解的速度和磁场在谱空间上的螺旋模式，我们确定的三波（三元组）相互作用的子集保存两个新的拟能量，可以映射到三元组相互作用最近确定的促进大规模$α$型发电机行动和磁螺旋度的逆转移。由于它们依赖于相互作用尺度的局部性，不变量表明磁螺旋度的逆传递可能是由局部和非局部尺度的相互作用促进的，并且是一个比$α$ -发电机更局部的过程。我们测试预测嵌入（部分）的能量通量通过构建一个壳模型（减少波空间模型）的最小集合的三元组相互作用（MTI）所需的保存理想的MHD不变量。数值模拟的MTIs表明，对于一系列的强迫配置，部分不变量，有一些例外，确实有用的理解嵌入的贡献，总的光谱能量通量。此外，我们表明，严格的逆能量转移可能会发展，如果拟能守恒相互作用的青睐，最近发现的非导电三维湍流受到强旋转或禁闭的能量级联反转的机制。所提出的结果具有影响的理解背后的大规模发电机行动和磁螺旋度的逆转移，过程被认为是中央的大规模磁结构形成的物理机制。
2019-11-19 astro-ph.HE physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Ring formation and dust dynamics in wind-driven protoplanetary discs: global simulations
大规模的垂直磁场被认为在原行星盘的演化中起着关键作用。与非理想效应相关联，例如双极扩散，它们被认为会发射一股风，这可能会在圆盘的外部（$R> 1$ AU）驱动吸积。它们还可能导致圆盘自组织成大规模的轴对称结构，类似于最近由亚毫米或近红外仪器（ALMA和SPHERE）成像的环。本文的目的是调查这些气体环的形成背后的机制，但也要了解尘埃动力学和它的排放在磁盘线程由一个大规模的磁场。为此，我们进行了全球磁流体动力学（MHD）轴对称模拟与双极扩散使用修改版本的PLUTO代码。我们探讨了不同的磁化与中平面$β$参数范围从$10^5$到$10^3$，并包括尘埃颗粒-在流体近似处理-范围从$100 μ$米到1厘米的大小。我们首先表明，气体环（与纬向流）是紧密相连的MHD风的存在。其次，我们发现毫米级的尘埃是高度沉降的，在$R=100$ AU的$β=10^4$，与最近的ALMA观测兼容的一个典型的尺度高度为1 AU。我们还表明，这些颗粒集中到压力最大值与纬向流，导致尘埃环的形成。使用辐射转移代码MCFOST，我们计算了尘埃的排放量，并作出预测的环隙对比度和光谱指数，人们可能会观察到像ALMA干涉仪。
2020-06-01 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
