Resistive Magnetohydrodynamic Simulations of Relativistic Magnetic Reconnection
采用电阻性相对论磁流体动力学（RRMHD）方法研究了相对论磁重联的系统演化。时间分裂Harten-Lan-van Leer方法。在局部电阻率下，系统在狭窄的Petschek型排气中呈现出具有Alfvénic洛伦兹因子的快速重联喷流。在等离子体团内部和周围可以分辨出各种激波结构，如等离子体团后的垂直激波和多次激波反射产生的“钻石链”结构。在均匀电阻率下，Sweet-Parker型重联缓慢发展。在依赖于电流的电阻率下，等离子体团重复地形成在细长的电流片中。结果表明，电阻率模型对于相对论磁重联的RRMHD模拟是至关重要的。
2010-06-04 astro-ph.HE
Rayleigh-Taylor instability in Magnetohydrodynamic Simulations of the Crab Nebula
本文讨论了脉冲星风星云（PWN）轴对称模拟中瑞利-泰勒细丝的发展。高分辨率的自适应网格细化磁流体动力学（MHD）模拟来解决的非线性演化的不稳定性。星云中的湍流和丝状体的分级生长是丝状体典型分离的媒介。在最近的全球三维模拟PWN中发现的强磁耗散和场随机化表明，磁张力不足以抑制RT细丝的生长，与蟹状星云中突出细丝的观察结果一致。这里给出的长期轴对称结果证实了这一发现。
2014-05-21 astro-ph.HE
Strongly localized magnetic reconnection by the super-Alfvenic shear flow
我们证明了超阿尔文剪切流对磁场的拖曳作用可以使重联x线在无碰撞等离子体中强烈局域化，从而使重联x线处的电流方向发生逆转.这种新的形态，这是不可能的连续磁流体动力学（MHD）的重新连接，使电子惯性。令人惊讶的是，准稳定的重联率仍然是0.1的顺序，即使当地的x线几何的纵横比大于1。我们解释了这一点，通过检查运输的重联磁通量和开口角由上游磁场，得出的结论是，重联率仍然是有限的约束施加在流入区域。这项研究进一步表明，几乎普遍的0.1阶快速率值不能用撕裂模的物理学来解释，也不能用普遍的局域化机制来解释。
2018-06-01 astro-ph.EP astro-ph.HE physics.plasm-ph
The Heating of Test Particles in Numerical Simulations of Alfvenic Turbulence
我们研究了弱可压缩磁流体动力学（MHD）湍流（"Alfvenic湍流“）的三维数值模拟中带电测试粒子的加热;这些结果与太阳风、太阳耀斑、黑洞上的吸积盘以及其他天体物理学和日光层环境中的粒子加热和加速有关。粒子加热的物理学取决于粒子的回转频率是否与在计算域上解析的湍流波动的频率相当。具有这些频率几乎相等的粒子经历强垂直加热（相对于局部磁场）和俯仰角散射。相比之下，具有大回转频率的粒子经历强烈的平行加热。由于小尺度电流片中的平行电场，具有有限电阻率的模拟产生额外的平行加热。我们的许多结果是一致的线性理论预测粒子加热所产生的阿尔文和慢磁声波，使阿尔文湍流。然而，与线性理论的预测相反，能量交换不是由粒子和波之间的离散共振主导的;相反，共振被大大地“加宽”了。我们讨论了我们的结果对太阳和天体物理学问题的影响，特别是近地太阳风的热力学。我们的结论是阿尔文湍流产生显着的平行加热通过粒子和磁场压缩（"慢波“）之间的相互作用。然而，在质子拉莫尔半径以上的尺度上，阿尔文湍流不会产生显著的质子或次要离子的垂直加热。
2009-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The magnetohydrodynamic instability of current-carrying jets
磁流体动力学不稳定性可以导致天体物理喷流中各种尺度结构的形成。本文研究了同时含有方位和轴向亚热强度场的射流的稳定性。理论模型表明喷流中存在一个具有复杂拓扑结构的磁场，这与最近的观测结果是一致的。通过对理想磁流体动力学方程的线性分析，讨论了稳定性。我们认为，在方位角和轴向磁场的射流总是不稳定的非轴对称扰动。即使这些场分量的强度相当，稳定也不会发生。如果轴向场弱于方位场，则对于任何方位波数$m$的扰动都会发生不稳定性，并且对于低的$m$值，增长率达到饱和值。如果轴向场强于环向场，则不稳定性表现为具有相对高的$m$的扰动。
2010-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Axion magnetohydrodynamics and reconnection-driven axion bursts
Instituto Superior de Engenharia de Lisboa, Instituto Politécnico de Lisboa（里斯本高等工程学院，里斯本理工学院）；GoLP/Instituto de Plasmas e Fusão Nuclear, Instituto Superior Técnico, Universidade de Lisboa（等离子体与核聚变研究所，里斯本技术学院，里斯本大学）
本文提出超越理想极限的轴子磁流体力学，保留轴子惯性和非理想等离子体本质物理。磁重联自然激发混合阿耳文-轴子模，实现磁场与轴子间的相干能量交换，导致中子星和磁星中磁重联驱动的暂态轴子爆发。
2026-05-14 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Magnetohydrodynamic Turbulence Powered by Magnetorotational Instability in Nascent Proto-Neutron Stars
利用超新星核的三维模型模拟了中微子层周围对流稳定层中的磁旋转不稳定性。为了解决MRI不稳定模式，薄层近似只考虑径向全球分层。我们有趣的发现是，对流稳定层周围的中微子层成为完全湍流由于MRI和它的非线性渗透到强分层MRI稳定区域。MRI驱动的湍流的强度随着穿过核心的磁通量而增加，但受到存储在差动旋转中的自由能的限制。湍流中微子层是旋转核心坍缩的自然结果，可能对超新星机制产生积极影响。
2014-12-11 astro-ph.HE
Effective Field Theories in Magnetohydrodynamics
本文回顾了湍流等离子体中磁场演化的最新进展，强调运动方程重整化、自发随机性及用磁路径线替代磁场线等方法，指出磁流体动力学方程应被视为参数随尺度变化的有效场理论，并以磁重联问题为例进行了说明。
2025-04-29 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Galactic Outflows by Alfvénic Poynting Flux: Application to Fermi Bubbles
我们调查的作用，在银河系的球区的磁活动在驱动大规模外流的大小$\sim 10$千秒差距。磁浮力和磁旋转不稳定性形成的通道流的破碎通过磁张力激发坡印亭通量。三维全球数值模拟结果表明，这种\Alfvenic坡印廷流的平均光度为$10^{40} - 10^{41}$ erg s $^{-1}$ .我们研究的能量和动量转移从坡印亭通量的气体通过求解时间相关的流体动力学模拟明确考虑到低频\Alfvenic波的周期为0.5万年在一维垂直磁通管。\Alfvenic波向上传播进入银河晕，并通过沿曲折的磁场线传播而衰减。如果湍流接近trans-Alfvénic，则波阻尼是显著的，这导致向上传播的激波的形成。在激波前沿，温度$\gtrsim 5\times 10^6$ K，密度$\approx 6\times 10^{-4}$ cm $^{-3}$，流出速度$\approx 400-500$ km s $^{-1}$，高度$\approx 10$ kpc，合理地解释了费米泡热分量的基本物理性质。
2018-01-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Three-Dimensional Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of Current-Driven Instability. II. Relaxation of Pulsar Wind Nebula
作为脉冲星风星云的模型，我们研究了含有环形磁场的流体静力热等离子体柱在电流驱动扭折不稳定性作用下的弛豫。在我们的模拟中，CD扭结不稳定性是由一个小的初始速度扰动激发的，并在热等离子体柱内形成湍流结构。我们证明，如Begelman所设想的，环向应力下降，轴附近的初始气体压力过剩减少。当CD扭结不稳定性饱和时，磁化参数σ（坡印亭与动能通量的比率）从初始值0.3下降到约0.01。我们的模拟表明，轴对称模型强烈高估了脉冲星风星云的伸长。因此，可以放弃以前对极低脉冲星风磁化的要求。观测到的脉冲星风星云的结构并不与这样一个自然假设相矛盾，即在交变场消散后，磁能通量仍然占总能通量的很大一部分。
2010-12-13 astro-ph.HE
Non-resonant magnetohydrodynamics streaming instability near magnetized relativistic shocks
本文对相对论激波前体中的非共振流动不稳定性进行了线性研究和数值模拟。在冲击前restframe中，我们进行了线性分析，这种不稳定性在一个可能的配置超相对论冲击前兆。这考虑了具有垂直于冲击波阵面和大尺度磁场的波矢量的磁声波。我们的线性分析是在没有任何假设的冲击速度，因此是有效的所有速度制度。为了检验我们的计算，我们还进行了相对论MHD模拟，描述了上述磁声波通过冲击前兆的传播。数值计算证实了我们的线性分析，预测的增长率的不稳定性是最大的超相对论冲击，并表现出波数依赖$\propto k_x^{1/2}$。我们的数值模拟还描绘了饱和制度的不稳定性，我们表明，磁放大是温和的，但仍然显着（$δB/B\leq 10$）。后一个事实可以解释在相对论磁化冲击附近强湍流的存在。我们的数值方法也引入了一个方便的手段来处理等温（超）相对论MHD条件。
2013-05-03 astro-ph.HE
Diffusive shock acceleration with magnetic field amplification and Alfvenic drift
我们探索波粒相互作用如何影响扩散激波加速（DSA）在天体物理冲击进行随时间变化的动力学模拟，其中磁场放大（MFA），Alfvenic漂移，热泄漏注入，玻姆扩散，和自由逃逸边界的唯象模型实施。如果宇宙射线（CR）粒子的注入分数大于2 × 10 ^{-4}，对于与年轻超新星遗迹相关的激波参数，DSA足够有效，由于CR反馈而产生显著的激波前兆，并且磁场可以通过上游区域的CR流不稳定性放大到20倍。如果散射中心在放大的磁场中以阿尔芬速度漂移，CR能谱会显著变陡，加速效率降低。采用自洽MFA和Alfvenic漂移的非线性DSA预测，对于音速马赫数为20< M_s< 100的强激波，激波后CR压力大约在激波冲压压力的10%处饱和。由于放大的磁场跟随前体中的流动改性，所以粒子谱的低能量端比高能量端软化得多。因此，即使在Alfvenic漂移的帮助下，能谱中的凹曲率也不会完全消失。对于中等Alfven马赫数（M_A<10）的激波，加速CR谱可以变得像E^{-2.1}-E^{-2.3}那样陡峭，这与观测到的几个年轻超新星遗迹的CR谱和γ射线光子谱更加一致。
2012-09-24 astro-ph.HE
Compressible Relativistic Magnetohydrodynamic Turbulence in Magnetically-Dominated Plasmas And Implications for A Strong-Coupling Regime
在这封信中，我们报告可压缩模式的影响，相对论磁流体动力学（RMHD）湍流坡印廷占主导地位的等离子体使用3维数值模拟。采用Cho & Lazarian（2002）的模式分解方法，将湍流中的涨落分解为快、慢和Alfvén三种MHD模式，并分别分析了它们的能谱和结构函数。分析了可压缩模态能量与Alfvén模态能量之比随其马赫数的变化关系。结果表明，可压缩模的比例不仅随Alfvén马赫数的增大而增大，而且随背景磁化强度的增大而增大，这表明在坡印廷主导的等离子体中，快模和Alfvén模之间存在强耦合，并出现了不同于非相对论MHD情形的新的RMHD湍流区.这一发现将影响通过假设Alfvénic临界平衡湍流获得的粒子加速效率，并将改变由非热电子产生的光子谱。
2016-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
3D Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of Current-Driven Instability. I. Instability of a static column
我们通过三维相对论MHD模拟研究了电流驱动（CD）扭结不稳定性的发展。为了研究初始位形对不稳定性线性和非线性演化的影响，考虑了一个静力自由平衡螺旋磁位形。我们发现，初始配置是强烈扭曲，但没有被破坏的扭结不稳定性。不稳定性的发展如线性理论所预测。在非线性制度的扭结幅度继续增加到终端模拟时间，虽然在不同的速率，但所有的模拟。的CD扭结不稳定性的增长率和非线性演化依赖于适度的密度分布和强烈的磁间距分布。的扭结模式的增长率减少在线性政权的磁间距与半径的增加和非线性政权达到在较晚的时间比恒定的螺旋间距。在另一方面，增长率的扭结模式的增加，在线性政权的磁间距与半径的减少，并达到非线性政权比恒定的磁间距的情况下更快。在非线性区域中，随着磁距的减小，扭折幅度增长，导致被磁场包裹的细长螺旋扭曲柱。另一方面，在非线性制度的扭结幅度增长几乎停止增加磁间距。
2009-03-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
Role of the Plasmoid Instability in Magnetohydrodynamic Turbulence
演化电流片中的等离子体团不稳定性由于其对电流片的破裂、等离子体团的形成以及由此产生的快速磁重联的影响而被广泛研究。在这封信中，我们研究的作用，等离子体团不稳定性的二维磁流体动力学（MHD）湍流的高分辨率直接数值模拟。在足够大的磁雷诺数（$R_m=10^6$），动态对准和湍流的共同作用导致大量的强电流片的等离子体团的形成。电流片结构的破坏促进了能量向小尺度的级联，导致能谱的断裂和陡峭化。在等离子体团介导的制度，能谱显示的缩放，是接近的光谱指数$-2.2$提出的最近的分析理论。我们还证明了二维MHD湍流中存在尺度相关的动态对准，对应的对准角的斜率接近0.25。
2018-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Astrophysical Wake Acceleration Driven by Relativistic Alfvenic Pulse Emitted from Bursting Accretion Disk
我们认为，在吸积盘的这个最里面的部分的射流中产生的电磁脉冲加速带电粒子（质子，离子，电子）到非常高的能量，包括能量以上的质子和原子核的情况下$10^{20}$ eV和$10^{12-15}$ eV的电子通过电磁波-粒子相互作用。由磁旋转不稳定性引起的盘中的偶发爆发吸积产生了强的Alfvenic脉冲，其充当集体加速有质动力的驱动器。这种有质动力驱动着尾流。加速的强子（质子和原子核）被释放到星系际空间成为超高能宇宙射线。另一方面，高能电子在电磁扰动的碰撞中发射光子，产生活动星系核的各种非热辐射（无线电，红外线，可见光，紫外线和伽马射线）。将该理论应用于M82 X-1，发现它可以解释$6\times 10^{19}$ eV以上的超高能宇宙射线北热点。我们还讨论了其他附近的活动星系核，中子星合并，高能中微子的天体物理意义。
2019-05-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fast reconnection in relativistic plasmas: the magnetohydrodynamics tearing instability revisited
磁主导等离子体中的快速重联经常被用于磁星巨耀斑模型，脉冲星风中的磁耗散，或解释蟹状星云中观测到的伽马射线耀斑，因此它的研究在高能天体物理学中至关重要。在这里，我们研究，通过二维数值模拟，线性相位和随后的非线性演化的撕裂不稳定性的相对论电阻磁流体力学的框架内，适当的情况下，阿尔文速度接近光速。研究发现，不稳定性的线性相位与经典MHD中的分析非常吻合，在经典MHD中，增长率与伦德奎斯特数S成S^-1/2的比例，唯一的例外是由于热能和磁能的贡献而增加的惯性项。此外，当考虑纵横比为S^-1/3的反比的薄电流片时，恢复了所谓的“理想”撕裂状态，模式的增长与S无关，并且非常快，只有几个光穿过片长度的时间。波动的整体增长被认为是完全取决于背景阿尔芬速度的值。在完全非线性阶段，我们观察到一个朝向基模的逆叶栅，Petschek型超声速射流从X点以外部Alfven速度传播，并且在预测值R~（ln S）^-1处有一个快速的重联速率。
2016-05-20 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Petschek-type reconnection in the high-Lundquist-number regime during nonlinear evolution on the tilt instability
利用最近开发的自适应有限元磁流体动力学（MHD）程序研究了在高Lundquist数（$S$）区域中由等离子体链形成支持的快速磁重联过程。我们采用一个二维不可压缩模型与一组约化的粘阻MHD方程。选择倾斜不稳定性设置以提供三步机制，其中两个弯曲的电流片最初在Alfvénic时间尺度上形成，然后是$S \ge S_c$等离子体团链的超Alfvénic生长的第二阶段（Baty 2020）。第三阶段达到一个随后的随机依赖于时间的重联制度与快速的时间平均速率独立的$S$获得。我们揭示了多尺度电流结构在磁重联，合并事件的等离子体团产生怪物等离子体团与冲击边界的流出区域。在足够高的$S$值（通常为$S \sim 100 S_c$），一个动态的Petschek型重联是实现了从一个小的中心区域包含几个等离子体团发出的慢模式的冲击对。最后，我们简要地讨论了我们的结果的相关性，解释耀斑活动在太阳日冕和托卡马克的内部中断。
2020-05-08 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-th
Magnetohydrodynamic-Particle-in-Cell Simulations of the Cosmic-Ray Streaming Instability: Linear Growth and Quasi-linear Evolution
回旋共振宇宙线（CR）流不稳定性被认为在CR传输中起着至关重要的作用，导致小尺度下的阿尔文波的增长，散射CR，并影响CR与ISM的相互作用。然而，极端尺度分离（$λ\ll \rm pc$），低宇宙线数密度（$n_{\rm CR}/n_{\rm ISM} \sim 10^{-9}$），和弱CR各向异性（$\sim v_A/c$）提出了强大的挑战，适当的数值研究这种不稳定性的微物理水平。采用最近开发的磁流体动力学粒子在细胞（MHD-PIC）的方法，它具有独特的优势，以减轻这些问题，我们进行一维模拟，定量地证明了增长和饱和的不稳定性的参数制度符合现实的CR流在大规模ISM。我们的实施的$δf$方法大大降低了泊松噪声，使我们能够准确地捕捉波的增长在一个广泛的频谱，平等地共享之间的左手和右手阿尔文模式。我们也能够准确地遵循准线性扩散的CR波的增长，这是通过采用相位随机化周期性边界。波系中CR的完全各向同性要求大多数CR的俯仰角有效地穿过$90^\circ$，并且可以在具有相对高的波振幅和/或高空间分辨率的模拟中捕获。我们通过调查个人CR轨迹，将这种交叉归因于非线性波粒相互作用（而不是镜面反射）。我们预计，我们的方法将为未来的研究开辟机会，包括额外的物理。
2019-02-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
