Thermal Equilibria of Optically Thin, Magnetically Supported, Two-Temperature, Black Hole Accretion Disks
我们得到了光学薄，双温黑洞吸积盘纳入磁场的热平衡解。本研究的主要目的是解释亮/硬状态期间观察到的星系黑洞候选人的亮/慢过渡。我们假设能量从离子到电子的转移是通过库仑碰撞发生的。韧致辐射、同步辐射和逆康普顿散射被认为是辐射冷却过程。为了完成基本方程组，我们指定的磁通量平流率。我们发现磁性支持（低β），热稳定的解决方案。在这些解决方案中，通过耗散湍流磁场的总热量进入电子并平衡辐射冷却。低$β$的解决方案扩展到高质量吸积率和电子温度是适度冷。在明亮/坚硬状态下观察到的X射线光谱中的高亮度和适度高的能量截止可以通过低β溶液来解释。
2010-02-24 astro-ph.HE
Resistive relaxation of a magnetically confined mountain on an accreting neutron star
利用三维磁流体动力学（MHD）数值模拟研究了吸积中子星上磁约束山的弛豫过程。没有发现非理想的MHD不稳定性在短时间尺度上，如电阻气球模式或撕裂模式的证据。相反，随着物质在扩散时间尺度上穿过磁性表面被输送，山逐渐松弛，对于$M_a = 1.2 \times 10^{-4} M_\odot$的吸积质量，其评估为$τ_\mathrm{I} \sim 10^5 - 10^8$ yr（取决于中子星地壳的导电性）。当屏蔽电流在$τ_\mathrm{I}$上消散时，磁偶极矩同时重新出现。对于非轴对称的山脉，欧姆耗散倾向于通过赤道面内中性片的磁重联恢复轴对称。阿尔芬时标上的理想磁流体振荡，可以由外部影响激发，例如吸积力矩的变化，压缩磁场，从而使$τ_\mathrm{I}$相对于标准值（按静态位形计算）减少\change{one order of magnitude}。简要探讨了长寿命山脉对低质量X射线双星引力波发射的影响。
2009-02-25 astro-ph.HE
Dynamical Energy Dissipation of Relativistic Magnetic Bullets
本研究通过相对论磁流体动力学模拟，探究磁主导外流的激波磁能耗散机制，发现近10%磁能可转化为热能，为伽马射线暴、耀变体的非热辐射提供解释。
2023-07-20 astro-ph.HE
The Extreme Ultraviolet Deficit and Magnetically Arrested Accretion in Radio Loud Quasars
哈勃太空望远镜的复合类星体光谱在Telfer等人的研究中显示，与类星体群体的射电宁静成分（RQQs）相比，类星体群体的射电大声成分（RLQs）在极紫外（EUV）中的发射显着不足。在1100 μ\和$\sim$ 580 μ\之间的复合类星体连续辐射，通常被认为与中心黑洞吸积流的最内部区域有关。RLQs中1100 Ω\和580 Ω\之间的赤字可以直接解释为吸积流中局部能量耗散的缺失或抑制的最内部区域。有人提出，这可能是RLQ中的大规模磁通量岛的结果，这些岛位于靠近中心黑洞的位置，从吸积流中移除能量作为坡印廷通量（有时称为磁制动吸积）。这些磁岛是发射相对论喷流的天然场所。根据Telfer等人的数据和Penna等人对吸积流的数值模拟，磁岛集中在事件视界和用于快速旋转黑洞的$<2.8 M$（以几何单位）和用于适度旋转黑洞的$< 5.5M$的外边界之间。
2014-12-01 astro-ph.HE
The Role of Faraday Rotation in the Polarization of the X-rays from Magnetically Powered Black Hole Coronas
Washington University in St. Louis（华盛顿大学圣路易斯分校）
本文研究了磁重联在黑洞X射线双星硬态下强烈偏振X射线发射中的作用，通过三种磁能耗散机制估计冠状磁场，并指出弗拉马里旋转对活动星系核冠状体X射线偏振作用有限。
2026-02-12 astro-ph.HE
A Precessing, Magnetically Dominated, Structured Jet Powering the Hour-scale Quasiperiodic GRB 250702B
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology（射电天文与技术国家重点实验室）
该研究提出一个统一模型解释GRB 250702B的超长间歇性活动，通过磁主导喷流的进动和结构特征，解释其辐射和喷流异常。
2025-12-31 astro-ph.HE
Magnetic support, wind-driven accretion, coronal heating, and fast outflows in a thin magnetically arrested disc
研究磁捕获盘（MADs）的动力学特性，发现薄盘因湍流磁压和风驱动角动量传输而垂直膨胀且密度降低，其增强的热耗散可为XRBs和AGN冕区供能，且MAD风与AGN超快外流观测一致。
2023-10-25 astro-ph.HE
Tilting Instability of Magnetically Confined Spheromaks
我们认为倾斜不稳定性的磁约束spheromak使用三维MHD和相对论PIC计算与应用天体物理等离子体，特别是那些发生在磁星磁层。这种不稳定性是由球马克的内禀磁偶极子与外部磁场的反向排列驱动的。最初，球标旋转-倾斜-试图降低其磁势能。结果，在球马克的内部磁场和约束场之间形成电流片。磁重联开始发生;这导致球标新反向排列的磁通量的湮灭。这发生在几个阿尔文时间尺度。在高阶（二阶）球斑的情况下，内核首先被推出包层，导致形成两个几乎独立的倾斜球斑。因此，磁性扭曲的外壳不能稳定内芯。在耗散过程中，扭转阿尔文波带走了初始球马克的螺旋度，违反了泰勒松弛定理的假设。在磁星的巨型耀斑的应用中，倾斜不稳定性的快速发展，以及高阶球斑的不稳定性，使得被捕获的球斑不太可能是持续数百秒的尾辐射的原因。
2020-07-09 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Magneto-rotational instability in magnetically polarized discs
磁旋转不稳定性（MRI）是最有可能的机制，在热，电离吸积盘的角动量的运输和能量耗散。这种不稳定性是通过差分旋转等离子体与嵌入的磁场的相互作用产生的。像自然界中的所有物质一样，吸积盘中的等离子体在与磁场相互作用时有可能成为磁极化的。在本文中，我们研究了这种磁化率的影响，参数化的$χ_m$，在MRI上，特别是在背景下的黑洞吸积。我们发现从线性分析的牛顿极限内的第一个不稳定模式的最小波长和最快增长模式的波长是短的顺磁性（$χ_m>0$）比在抗磁性（$χ_m<0$）光盘，所有其他参数相同。此外，饱和状态下的磁化参数（气体与磁压力的比率）在磁化率为正时应小于磁化率为负时。我们通过一组磁极化黑洞吸积盘的数值模拟证实了后一种预测。我们还发现，垂直整合的应力和质量吸积率是有点大时，光盘是顺磁性比当它是反磁性的。如果天体物理圆盘能够在任何显著的程度上变得磁极化，那么我们的结果将与正确解释观测结果相关。
2021-05-24 astro-ph.HE gr-qc
Non-Thermal emission from the photospheres of Gamma-Ray Burst outflows. I: High frequency tails
我们研究了从长持续时间伽马射线暴流出的轻度耗散光球中发出的高频辐射谱。建立在最近的数值研究的结果，我们假设，电子被加热冲动温和的相对论能量的冲击或磁耗散在汤姆逊光学深度的几个，随后冷却逆康普顿，散射的光球的热光子。我们表明，即使在没有磁场和非热轻子，逆康普顿散射产生的幂律尾延伸从热辐射的峰值，在几百keV，几十兆电子伏，并可能高达GeV的能量。预测的斜率的高频幂律变化很大，在一个单一的突发，该模型可以很容易地解释由BATSE观察到的高频频谱的多样性。只要磁场分量不占绝对优势，我们的模型在重子流和磁主导流出流中都适用。
2010-10-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Kinetic simulations of the Kruskal-Schwarzchild instability in accelerating striped outflows I: Dynamics and energy dissipation
本研究针对相对论条纹喷流的高效磁耗散机制不明的问题，通过二维、三维粒子模拟研究Kruskal-Schwarzschild不稳定性的演化，揭示其非线性阶段的磁耗散规律，对伽马暴和活动星系核喷流耗散区定位有重要意义。
2024-12-12 astro-ph.HE
A Model of Magnetically Induced Disc-Corona for Black Hole Binaries
提出了一个基于大尺度磁场的黑洞与吸积盘的磁连接模型。MC引起黑洞与盘之间的能量和角动量输运，闭合场线将从盘蒸发的热物质输送到盘上方的日冕中，形成磁感应盘-日冕系统，其中日冕具有与大尺度磁场相同的位形。在Kerr度规下数值求解动力学方程，其中大尺度磁场由发电机过程和磁压与气压均分决定.这样就可以得到一个全局解，而不必事先假设大尺度磁场的分布。MC效应主要表现在三个方面。(1)快速旋转的黑洞的旋转能量可以被提取，增强了吸积盘中的耗散;（2）闭合的磁力线为日冕物质从吸积盘逃逸并最终落入黑洞提供了一个天然的通道;（3）日冕的范围可以由磁通量守恒来限定。用Monte-Carlo方法模拟了该系统的高能谱，发现谱的相对硬度随吸积率或黑洞自旋$a_*$的增大而减小.我们拟合了三个黑洞双星（GRO J1655-40，XTE 1118+480和GX 339-4）在低/硬态和很高态下的典型X射线谱。
2009-01-20 astro-ph.HE
Magnetic energy dissipation and origin of non-thermal spectra in radiatively efficient relativistic sources
湍流磁场的耗散是解释高能天体物理源中非热粒子起源的一个吸引人的方案。然而，有人提出，当辐射（同步加速器和/或逆康普顿）损失严重时，粒子分布可能会有效地热化。受最近相对论湍流的PIC模拟的启发，该模拟表明，电子在间歇性电流片中被与局部磁场对齐的强电场脉冲加热，我们认为，在粒子数密度由对主导的等离子体中，（电子-正电子和电子-正电子-离子等离子体）：（i）作为快速冷却和不同注入时间的影响，对于$γ\lesssimγ_{\rm heat}$，电子能量分布为${\rm d}n_e/{\rm d}γ\proptoγ^{-2}$（洛伦兹因子$γ_{\rm heat}$接近均分值），而分布在较高能量处变陡;（ii）由于湍流场衰减的时间尺度和光子逃逸的时间尺度是相同的，耗散区的磁场和辐射能量密度相当;（iii）如果等离子体的质量能量由离子成分支配，则具有小于临界因子的洛伦兹因子的对（质子与电子质量比的数量级）变得各向同性，而螺距角保持较小。概述的情况是一致的典型条件下所需的复制光谱能量分布的耀变体，并允许一个估计的磁化强度的发射网站。最后，我们表明，在蟹状星云内的湍流可能会电源所观察到的伽马射线耀斑，如果脉冲星风是近电荷分离在高纬度地区。
2020-01-08 astro-ph.HE
Large jets from small-scale magnetic fields
我们考虑的条件下，一个旋转的磁性物体可以产生一个磁动力流出的初始未磁化的重力分层介质。三维MHD模拟中，局部的，弧形磁场的足迹被投入旋转。它示出了如何在产生准直的磁动力流出的有效性取决于旋转速率，强度和几何形状的字段。均匀旋转，非轴对称领域产生的流动被发现主要由浮力羽流加热的旋转能量耗散。如果场和旋转表面被布置成使得产生环形磁场，则形成准直的磁动力流。这需要拱廊的足点的差动旋转。这样的射流是准直良好的，我们遵循他们的传播通过分层的大气超过100倍的源大小。磁场是紧密缠绕的，并且其传播由非轴对称不稳定性的发展主导。在最长的模拟中，我们观察到超过75%的坡印廷通量转换效率。讨论了该模型在星载SAR模型和原恒星喷流中的应用。
2009-12-07 astro-ph.HE
Probing dissipation mechanisms in BL Lac jets through X-ray polarimetry
blazar喷流中能流的耗散对相对论粒子的加速起着关键作用。耗散过程通常考虑两种可能性，磁重联-可能由磁主导射流的不稳定性触发-或冲击-对于弱磁化流。我们认为极化功能预期的两种情况下分析的结果，最先进的模拟。对于磁重联的情况下，我们得出结论，使用全球相对论MHD模拟的结果，发射可能发生在湍流区域与非结构化磁场，虽然模拟不允许我们得出坚定的结论。另一方面，与当地的粒子在细胞中的模拟，我们表明，与磁场的几何形状适合于粒子加速的冲击，自生磁场在冲击前主要是正交的冲击法线，并成为准平行的下游。基于这一结果，我们开发了一个简化的模型来计算偏振度的频率依赖性，假设高能粒子注入的冲击和冷却下游。我们将我们的结果应用于HBL，耀变体的最大同步辐射输出在紫外软X射线能量。虽然在光学波段中，预测的偏振度较低，但在X射线发射中，其理想地可以达到50\%，特别是在活动/闪耀状态期间。在活动状态下进行的光学和X射线波段测量之间的比较（计划中的{ \it IXPE}卫星可行）预计将对耗散和加速过程提供有价值的限制。
2018-06-12 astro-ph.HE
The effects of sub-shells in highly magnetized relativistic flows
相对论喷流或外流的天体物理来源，如伽马射线暴（GRB）、活动星系核（AGN）或微类星体，往往表现出强烈的时间变化。尽管有这种冲动的行为，这些来源的大多数模型假设为简单的稳定状态。在这里，我考虑了一个依赖于时间的外流，最初是高度磁化的，并分为许多分离良好的子壳，因为它经历了脉冲磁加速，并与外部介质相互作用。在活动星系核中，外部介质的减速作用通常并不重要，大部分的初始磁能自然地转化为动能，从而在次壳层碰撞时有效地耗散内部激波。这种有效的低磁化内部冲击也可以自然地发生在伽玛暴中，在那里外部介质的减速可能是重要的。一个强的低磁化反向冲击可以发展，和最初的分裂成子壳允许它是相对论性的，其发射峰值的时间尺度上的提示伽玛射线暴持续时间（这是不可能的一个单一的壳）。子壳层也使外流达到更高的洛伦兹因子，有助于满足现有的限制伽玛暴从固有的对不透明度和余辉开始时间。
2012-01-09 astro-ph.HE
Hard Synchrotron Spectra from Magnetically Dominated Plasma Turbulence
天体物理非热源的同步辐射通常假定发射粒子是各向同性的。通过大规模的二维和三维粒子模拟，我们证明了磁主导（$σ_0\gg1$）湍流在对等离子体中的耗散导致强各向异性的粒子分布。在洛伦兹因子$\sim σ_0 γ_{th0}$（这里，$γ_{th0}$是初始洛伦兹因子）下，粒子速度优先与局部磁场对齐;相反，最高能量粒子大致各向同性。这种能量依赖的各向异性导致同步辐射光谱通量$νF_ν\propto ν^s$，这是比各向同性粒子更难。值得注意的是，对于$σ_0\gg1$，我们发现，固体角平均光谱斜率在缓慢冷却制度是$s\sim 0.5-0.7$的湍流波动，$0.25\lesssim δB_{\rm rms0}^2/B_0^2\lesssim 4$范围很广，尽管显着变化的幂律能谱的非热粒子。这是因为较弱的湍流水平会产生较强的各向异性，从而抵消了较陡的粒子谱的影响。如果观测者在垂直于平均磁场的平面上，同步加速器光谱的斜率可能更大，即$s\gtrsim 0.7$。我们的结果是独立的域的大小和维数。我们的研究结果可能有助于解释天体物理非热源的硬同步辐射光谱的起源，特别是脉冲星风星云的射电光谱。
2020-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Collision-induced magnetic reconnection and a unified interpretation of polarization properties of GRBs and blazars
伽马射线暴（GRB）和Blazar的喷流成分和能量耗散机制一直是人们尚未完全理解的基本问题。一个合理的模型是解释的$γ$射线辐射的伽玛暴和光发射的耀变体的同步辐射的电子加速从碰撞引起的磁耗散区的坡印亭通量占主导地位的喷流。偏振观测值是检验该模型的一个重要而独立的信息。基于我们最近的3D相对论MHD模拟的碰撞诱导磁耗散的磁为主的斑点，在这里，我们执行的偏振特性的辐射在耗散区的计算和应用的结果来模拟的偏振观测数据的伽玛暴瞬发辐射和耀变体光学辐射。结果表明，同一个数值模型在不同的输入参数下可以很好地模拟GRB和Blazar的观测数据，特别是GRB 100826 A的$90^{\circ}$偏振角变化和Blazar 3C279的$180^{\circ}$ PA摆动。这支持了一个统一的模型，伽玛暴和耀变体喷流，这表明碰撞引起的磁重联是一个共同的物理机制，以权力的相对论性喷流发射的事件有非常不同的黑洞质量。
2016-03-21 astro-ph.HE
Hadronic signatures from magnetically dominated baryon-loaded AGN jets
耀变体是一类罕见的活动星系核（AGN），其相对论喷流指向观测者。喷流被认为是以坡印廷通量为主的外流，以可用的磁能为代价加速到相对论速度。在这项工作中，我们考虑电子质子射流，并假设粒子通过磁重联在射流的磁化强度仍然很高（$σ\ge 1$）的部分通电。磁化强度和体洛仑兹因子$Γ$与每个重子的可用喷注能量有关，表示为$μ=Γ(1+σ)$。我们采用了观测激发的$Γ$和质量吸积率到黑洞$\dot{m}$之间的关系，这也控制了外部辐射场的亮度。我们数值计算了光子和中微子喷流发射作为$μ$和$σ$的函数。我们发现，耀变体SED产生的同步辐射和逆康普顿辐射的加速电子，而强子相关的过程中的排放是次主导的，除了考虑的最高磁化。我们发现，低光度耀变体（$L_γ \lesssim 10^{45}$ erg s $^{-1}$）与较低的功率，较慢的喷流具有较高的磁化在喷流耗散区。它们的宽带光子光谱与BL Lac天体相似，预期的中微子光度为$L_{ν+\barν}\sim (0.3-1)\, L_γ$。高光度耀变体（$L_γ \gg 10^{45}$ erg s $^{-1}$）与更强大、更快的喷流和更低的磁化有关。它们的宽带光子谱类似于平谱射电类星体的宽带光子谱，它们可能是具有$L_{ν+\barν}\ll L_γ$的暗中微子源。
2022-11-03 astro-ph.HE
Two-temperature treatments in magnetically arrested disk GRMHD simulations more accurately predict light curves of Sagittarius A*
本文在Sgr A*的磁停滞盘GRMHD模拟中引入双温度热力学处理，发现其230 GHz同步辐射变率比单温度模拟更接近观测，并揭示电子辐射冷却使内盘温度降低约10%，从而减小流量及其涨落。
2025-02-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spinning black holes magnetically connected to a Keplerian disk -- Magnetosphere, reconnection sheet, particle acceleration and coronal heating
背景：吸积中的黑洞（BH）可能被极向磁场穿过的高度磁化的等离子体所包围。非热耀斑和高能量成分可能起源于一个热的、无碰撞的、几乎没有力的日冕。我们经常从这些系统中观察到的喷流被认为是旋转动力和磁力驱动的。目的：我们研究了轴对称BH磁层，其中锚定在周围圆盘中的一些磁场线可以连接到旋转BH的事件视界。我们确定的网站磁重联在30个引力半径取决于BH自旋。研究方法：与完全广义相对论粒子在细胞的代码GRZeltron，我们解决了电子-正电子对等离子体和BH周围的电磁场的时间相关的动力学。圆盘由开普勒旋转的稳定等离子体表示，由冻结的偶极场穿过。结果如下：对于旋转圆盘，穿过视界的扭曲开放磁场线为布兰德福德-兹纳杰克喷流提供动力，而超过临界距离，圆盘上的开放场线是开放的。在最里面的区域，耦合场线确保了BH和圆盘之间大量角动量和能量的转移。从交点处的Y点开始，在通过磁重联发生粒子加速的地方形成电流片。我们计算了当前片发射的同步辐射图像。结论：我们对喷气动力和BH-盘交换的估计与纯粹的无力模型的估计相匹配。Y点的耗散加热日冕，并为反射模型提供了圆盘上方的硬X射线的物理激励源。幕式等离子体团抛射可能解释天鹅座X-1上观测到的毫秒级耀斑。从Y点向下流到圆盘的粒子可以在最外面的闭合场线的足点处产生热点。
2021-12-07 astro-ph.HE
Standing shocks in magnetized advection accretion flows onto a rotating black hole
本文给出了旋转黑洞周围存在耗散时磁化平流吸积流的全局结构。通过考虑环形磁场对吸积流的穿透作用，并假设同步辐射机制是主要的冷却过程，我们得到了整体跨音速吸积解，这些解分别用粘性（$α_B$）、吸积率（${\dot m}$）和等离子体- $β$等耗散参数表示.在旋转磁化吸积流中，在黑洞附近区域产生离心势垒，触发流变量的不连续激波跃迁。显然，激波特性和激波后气流（下文称为激波后电晕（PSC））的动力学是由气流参数决定的。我们研究了耗散参数在驻波形成中的作用，发现无论是在气压主导的流动中还是在磁压主导的流动中，都存在整体激波吸积解。此外，我们还观察到，在快速旋转的黑洞周围也会继续形成驻波激波。我们确定的范围内的耗散参数，允许冲击吸积的解决方案，并发现，即使在存在高耗散极限的持续冲击继续形成，虽然冲击形成的可能性随着耗散的增加而减少。此外，我们计算临界吸积率（${\dot m}^{\rm cri}$），承认冲击和观察到存在的驻激波在磁占主导地位的吸积流时，吸积率一般位于亚爱丁顿域。最后，我们计算了可能从PSC逃逸的最大耗散能量，并指出其在天体物理背景下的可能含义。
2018-07-30 astro-ph.HE
Impact of disk magnetic fields on the propagation of stellar-scale jets in the magnetically arrested accretion disks of active galactic nuclei
Nanning University（南宁大学）；Xiamen University（厦门大学）；Xiangtan University（湘潭大学）
本研究在磁阻吸积盘框架下，采用喷流-喷流茧模型，发现盘磁场可抑制喷流茧横向膨胀、增强低功率喷流准直性，还能促进双黑洞并合产生的低功率喷流的 breakout。
2026-08-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Regulation of the spectral peak in gamma-ray bursts
观测表明，伽马射线暴谱峰形成于超相对论性喷流的不透明区。最近的辐射转移计算支持这一观点，并表明光谱峰是从最初的热辐射，这是通过加热变成一个广泛的光子分布与高能量的尾巴继承。我们讨论的过程，调节观察到的光谱峰E_pk的位置。不透明的喷流有三个径向区域：（1）普朗克区域r<R_P，在这里黑体光谱被强化;这个区域在汤姆逊光学厚度减小到τ ~10^5处结束。(2)Wien区R_P<r<R_W with Kompaneets parameter y>>1，辐射具有玻色-爱因斯坦谱;（3）康普顿化区r>R_W，辐射谱形成高能尾。除了初始喷流温度外，调节E_pk的一个重要因素是远离中心发动机的内部耗散（体运动和磁能）。普朗克区的耗散使E_pk减小，维恩区的耗散使E_pk增大.在射流与次主导磁场，预测的E_pk变化约1兆电子伏的最大值约10兆电子伏。如果喷流携带能量重要的磁场，则E_pk可通过耗散磁能而额外增加。这种增加是由观测暗示的，观测表明E_pk高达约20 MeV。我们还考虑了磁主导的喷流，然后一个简单的磁耗散模型给出了E_pk~30 Gamma_W keV，其中Gamma_W是Wien半径R_W处的喷流洛伦兹因子。
2012-11-04 astro-ph.HE
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
Accretion into black hole, and formation of magnetically arrested accretion disks
利用Schwarzschild度规，得到了球对称吸积到黑洞（BH）中时磁场增长的精确解。磁场随着时间的推移逐渐增大，由最初的均匀磁场变为准径向磁场。在流动的发展阶段中，在下落气体中的磁能和动能之间建立了均分。估计的同步辐射强度提出了固定流。辐射的主要部分形成在区域$r \leq 7 r_g$中，这里$r_g$是BH引力半径。当远离黑洞的磁场是均匀的且不影响流动时，在存在大尺度磁场的情况下，得到了物质吸积到黑洞中的二维稳态自相似磁流体力学解.在垂直于远场磁场方向的对称平面上，BH周围形成准定常盘，其结构由耗散过程决定。得到了物质撞击圆盘时的冲击成形参数。得到了$10\,\, M_\odot$ BH盘和激波的辐射谱。这类天体的光度与太阳的光度相当，具有典型的银河系气体密度，有可能在小于1千秒差距的距离进行观测。BH周围的层流和湍流盘结构的光谱是非常不同的。湍流盘在红外线中发射其通量的大部分。有些银河系的红外类恒星源可能是处于湍流吸积状态的单个黑洞。磁化圆盘的辐射效率很高，达到了$\sim 0.5\,\dot M\,c^2$，因此最近又称之为磁制动圆盘（MAD）。MAD的数值模拟，并在吸积到中子星的外观被认为是和讨论。
2019-05-31 astro-ph.HE gr-qc
GeV Emission from Collisional Magnetized Gamma Ray Bursts
磁场可能在伽马射线暴中起主导作用，费米卫星最近的观测表明，GeV辐射在被探测到时，到达时间比MeV分量的开始时间晚几秒钟。受此启发，我们讨论了一个磁主导的喷流模型，磁耗散和核碰撞都很重要。我们发现，对于典型的观测到的爆发的参数，这样一个模型涉及一个现实的射流结构可以重现的MeV和一个单独的GeV辐射组件，包括两者之间的时间延迟的一般功能。该模型还预测了一个多GeV的中微子组件。
2011-04-26 astro-ph.HE hep-ph
Striped Jets in Post Neutron Star Merger Systems
模型调用磁重联作为相对论喷流内的粒子加速机制，往往采用一个渐进的能量耗散的喷流内的配置文件。然而，这样的配置文件尚未在第一原理模拟中再现。在这里，我们进行了一套三维广义相对论磁流体动力学模拟后中子星合并磁盘与最初的纯环形磁场。我们探索微观物理学的变化（例如，核复合，中微子发射）和系统参数（例如，盘质量）。在我们所有的模拟中，我们发现了磁纹喷流的形成。这些条纹是由吸积盘中产生的极向磁通极性的反转造成的。模拟显示条纹持续时间$τ$和功率$\langle P_Φ \rangle$的分布变化很大。我们发现，更大质量的磁盘产生更强大的条纹，其中最强大的达到$\langle P_Φ \rangle \sim 10^{49}$ ~erg~s $^{-1}$在$τ\sim 20$ ~ ms的功率和可变性，从磁重联的条纹同意在短持续时间的伽玛射线暴推断。我们发现，累积能量的耗散曲线在径向距离$z$和$τ$上大致呈幂律分布，斜率在范围$\sim 1.7-3$内;质量越大的盘显示出越大的斜率。
2022-12-12 astro-ph.HE
2D or not 2D? Exploring 3D relativistic magnetic reconnection dynamics with highly accurate numerical simulations
University of Toronto（多伦多大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Università degli Studi di Torino（都灵大学）；Institut d’Astrophysique de Paris, UMR 7095, CNRS & Sorbonne Université（巴黎天体物理研究所，UMR 7095，法国国家科学研究中心与索邦大学）；Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学，巴黎西岱大学，法国原子能和替代能源委员会，法国国家科学研究中心，AIM）；INFN - sezione di Torino（意大利国家核物理研究所都灵分部）；Max-Planck-Institut für Astronomie（马克斯·普朗克天文学研究所）；Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切尔奇天文台）
该研究通过高精度三维数值模拟，探讨了相对论磁重联过程中三维与二维模拟在磁能耗散效率上的差异，揭示了电流层配置和局部等离子体条件对重联动态的关键影响。
2026-02-09 astro-ph.HE
