Cosmic ray streaming in the turbulent interstellar medium
本文研究了$-100~$ GeV宇宙射线在湍流星际介质中的流动不稳定性及其阻尼。我们发现流不稳定性的阻尼主要由弱电离分子云中的离子-中性碰撞阻尼、高电离暖介质中的湍流阻尼和星系晕中的非线性朗道阻尼所控制。只有在星系晕中，CR的流动速度接近阿尔文速度。Alfvénic湍流通过磁场线缠结在抑制流动不稳定性和调节流动CRs扩散方面起着重要作用，流动CRs在观测坐标系中的有效平均自由程由超Alfvénic湍流的Alfvénic尺度决定.得到的扩散系数对Alfvén马赫数很敏感，在多相ISM中，Alfvén马赫数具有很大的取值范围。超Alfvénic湍流有助于流动CR的额外限制，无论占主导地位的阻尼机制。
2022-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
CRAFT (Cosmic Ray Acceleration From Turbulence) in Molecular Clouds
低能宇宙射线，特别是能量低于1 GeV的质子，是分子云热化学的重要驱动因素。然而，这些宇宙射线也受到分子气体中能量损失和磁场输运效应的极大影响。要解释致密气体中$10^{-16}$ s $^{-1}$或更高的宇宙射线电离率，需要高的外部宇宙射线通量，或MeV-GeV宇宙射线质子的本地源。本文提出了分子云中低能宇宙射线的一个新的局域源：在分子云中发生湍流重联的区域中质子的一阶费米加速。我们表明，从能量为基础的参数有足够的能量内的磁流体动力学湍流级联产生电离率与推断的电离率在分子云。由于湍流重联是一个体积填充过程，该机制可以在分子云中产生一个接近均匀分布的低能宇宙射线。
2021-08-06 astro-ph.GA astro-ph.HE
Turbulent Cosmic-Ray Reacceleration and the Curved Radio Spectrum of the Radio Relic in the Sausage Cluster
人们通常认为，在星系团CIZA J2242.8+5301（“香肠”星系团）中的北方射电遗迹与宇宙射线（CR）电子有关，这些电子通过扩散激波加速（DSA）机制在激波中加速。然而，最近的射电观测表明，无线电频谱是弯曲的，这与简单DSA模型的预测不一致。此外，受辐射冷却影响之前的CR电子谱似乎对DSA来说太难。在这项研究中，我们表明，这些事实是自然的后果，如果电子在湍流下游的冲击。在这个模型中，DSA不是产生高能电子的主要机制。我们发现，电子的平均自由程应远远短于库仑平均自由程有效的再加速。湍流漩涡的尺度必须小于遗迹的宽度。我们还预测了光子逆康普顿散射的硬X射线谱。
2016-04-28 astro-ph.GA astro-ph.HE
Angular distribution of cosmic rays from an individual source in a turbulent magnetic field
我们得到的角分布的宇宙射线到达观察者从一个单独的源和传播后，通过湍流磁场，源距离和扩散长度之间的不同比例。我们研究了高能量的准直线制度，以及在较低的能量，偏转变大的扩散制度的过渡。我们考虑能量损失的影响，表明它们往往会在给定的能量下增强源的各向异性。我们还讨论了透镜效应，特别是那些可能会导致从正规的银河系磁场组件，并表明，湍流河外磁场的效果可以平滑的发散放大率峰值，将导致在没有湍流偏转的限制点状源。
2016-03-14 astro-ph.HE hep-ph
Kinetic simulations of turbulent magnetic-field growth by streaming cosmic rays
宇宙射线的有效加速（通过扩散激波加速的机制）需要激波上游区域的湍流、放大的磁场。我们提出的多维粒子细胞模拟的结果，旨在观察磁场放大，预计将产生的宇宙射线电流的冲击，上游的星际介质的属性的影响。我们发现，放大场的初始结构和峰值强度对参数的选择有些敏感，但场的增长在所有情况下都以类似的方式饱和：对宇宙射线的反作用导致其静止坐标系分布的改变以及动量向星际介质的净转移，大大削弱了它们的相对漂移，同时也意味着一个修改后的冲击的发展。上游介质变得湍流，密度和速度有明显的空间波动，特别是后者导致适度的上游加热;这种波动也将对激波结构产生强烈的影响。
2009-09-28 astro-ph.HE
Cosmic Ray Small Scale Anisotropies and Local Turbulent Magnetic Fields
在过去的十年中，宇宙线各向异性在很宽的能量范围内和不同的角尺度上被各种实验观测到。然而，迄今尚未提出全面或令人满意的解释。宇宙射线到达地球的分布是其源的分布和粒子传播所通过的磁场的几何形状和性质的影响的卷积。一般认为，在最大角尺度上的各向异性拓扑结构是通过在结构化星际磁场中的扩散而形成的。相反，中等和小尺度的角结构可能是宇宙射线在扰动磁场中的非扩散传播的影响。特别是，一个可能的解释所观察到的小尺度的各向异性观察到的TeV的能量尺度，可能来自粒子散射在湍流磁化等离子体的效果。通过对低$β$可压缩磁流体动力学湍流中的测试粒子轨迹进行数值积分，研究了宇宙射线沿局部湍流磁场流动时，其到达方向分布受到的扰动。我们利用刘维尔定理获得在地球上的各向异性，并提供了理论框架的应用在宇宙射线到达分布的特定情况下的定理。在这项工作中，我们讨论了在这种不均匀和湍流星际磁场的传播所产生的各向异性的影响。
2016-07-25 astro-ph.HE
Observational characterisation of large-scale transport and horizontal turbulent diffusivity in the quiet Sun
该研究结合光球流相干结构跟踪重建与虚拟被动示踪剂轨迹分析，在6天观测期内表征宁静太阳湍流扩散，发现拉格朗日相干结构的输运屏障作用，测得水平湍流扩散率D=2-3×10⁸ m² s⁻¹，为太阳发电机模型提供支持并启示其他天体系统研究。
2024-04-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Anomalous Anisotropies of Cosmic Rays from Turbulent Magnetic Fields
宇宙射线在湍流星际磁场中的传播是一个典型的空间扩散过程。这种形式主义预测只有一个小的偏离各向同性CR分布的形式，在CR密度梯度或相对背景流的方向上的偶极子。我们表明，存在一个全球性的CR偶极矩必然会产生一个更高的多极矩在当地CR分布的频谱。这些“反常”的各向异性是在局部湍流磁场存在下刘维尔定理的直接结果。我们表明，该模型的预测与观察到的多TeV CR的功率谱非常吻合。
2014-01-15 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
Nonlinear transport of Cosmic Rays in turbulent magnetic field
MHD湍流理论和宇宙线观测的最新进展要求对宇宙线输运的范式进行修正。我们采用的是在数值模拟中经过检验的磁流体动力学湍流模型，其中湍流在大尺度下注入，在小尺度下级联。我们将给出宇宙线输运的非线性结果，特别是CRs的跨场输运，并证明宇宙线亚扩散的概念一般不适用，垂直运动可以用具有M_A^4依赖性的正态扩散来很好地描述。此外，在小于湍流注入尺度的尺度上，CRs的输运变得超扩散。对大尺度正扩散和超扩散的定量预测都面临着最近的数值模拟。冲击加速的含义进行了简要讨论。
2013-11-29 astro-ph.HE
Cosmic-ray propagation in the turbulent intergalactic medium
宇宙射线（CR）可以用来推断介入宇宙磁场的性质。相反，理解磁场对高能CR传播的影响对于阐明其起源至关重要。在目前的工作中，我们调查的作用，集群内的磁场对传播的CR与$10^{16}$和$10^{18.5}$ eV之间的能量。我们寻找可能的签名的CR传播制度的过渡，从扩散弹道。最后，我们讨论的后果，高能量的CRs在集群和超集群的生产伽玛射线和中微子的限制。
2018-11-07 astro-ph.HE
Cosmic ray diffusion in magnetic fields amplified by nonlinear turbulent dynamo
本研究探索无强平均磁场时非线性湍流发电机放大磁涨落中的宇宙线扩散，通过测试粒子模拟识别三种扩散机制，发现扩散空间不均匀性及不同能量CR的扩散行为差异，强调磁场不均匀性的基础作用。
2024-09-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic Ray Propagation in Turbulent Spiral Magnetic Fields associated with Young Stellar Objects
外部宇宙射线撞击与年轻恒星物体有关的星周盘，提供了一个重要的电离源，因此，在盘的演化和行星形成中起着重要作用。然而，这些进入的宇宙射线受到恒星/磁盘系统内部各种物理过程的影响，包括湍流磁场的调制。在全球范围内，这些场自然地提供了一个漏斗效应，其中来自较大体积的宇宙射线被聚焦到磁盘区域，以及一个磁镜像效应，其中宇宙射线由于场强的增加而被排斥。本文考虑宇宙线在类似于太阳风的湍流螺旋磁场中的传播。这种风与星际介质的相互作用定义了一个过渡半径，类似于太阳风顶，它提供了这个问题的外边界。我们构造了一个新的坐标系，其中一个坐标遵循螺旋磁场线，并考虑磁场在垂直方向上的扰动。磁湍流的存在将镜像点替换为值的分布，并将平均位置向外移动。因此，我们的研究结果有助于量化宇宙射线通量在星周盘中因恒星风形成的磁场结构的存在而减少的程度。本文所建立的新坐标系在其他天文应用中也是有用的。
2018-03-21 astro-ph.HE
Deep Learning Cosmic Ray Transport from Density Maps of Simulated, Turbulent Gas
本研究利用卷积神经网络仅基于气体密度图分类宇宙射线输运机制，区分流动与扩散输运及扩散率大小，准确率达92%-99%，揭示输运对湍流相位信息的影响。
2024-02-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Small-Scale Anisotropies of Cosmic Rays from Turbulent Flow
本文在经典对流-扩散框架下证明宇宙线角功率谱直接反映星际湍流，并用柯尔莫哥洛夫谱指数和对流速度弥散近似解释了 IceCube 与 HAWC 在 TeV 能段观测到的小尺度各向异性。
2024-02-26 astro-ph.HE
High Energy Cosmic-ray Diffusion in Molecular Clouds: A Numerical Approach
高能宇宙射线穿过巨大分子云的传播构成天文学和天体物理学的基本过程。宇宙射线通过这些磁湍流环境的扩散经常通过使用能量依赖的扩散系数来研究，尽管这些在理论上并不总是有很好的动机。然而，现在，通过计算对扩散过程进行详细的数值模拟是可行的。虽然一般问题取决于场结构和粒子能量，但无量纲分析可以大大简化分析。也就是说，对于一个指定的纯湍流场，分析几乎完全取决于一个单一的参数-湍流场细胞的最大波长的粒子回转半径的比率。对于叠加在底层均匀磁场上的湍流磁波动，粒子扩散取决于表征湍流与均匀磁场能量密度之比的第二无量纲参数。我们考虑这两种可能性和参数化我们的结果，以提供简单的定量表达式，适当地表征分子云环境中的扩散过程。这样做，我们发现，简单的标度律经常调用的高能天体物理社区模型宇宙射线扩散通过这样的地区似乎是相当强大的情况下，一个均匀的磁场与强湍流分量，但只有有效的$\sim 50$ TeV粒子能量的一个纯粹的湍流场。这些结果具有重要的后果的宇宙射线过程的分析的基础上TeV的发射光谱与致密的分子云。
2010-10-01 astro-ph.HE
Turbulent Shear Acceleration
考虑了长度尺度大于粒子平均自由程的大尺度不可压湍流对粒子的加速作用，从包含剪切加速的扩展输运方程出发，导出了高能带电粒子的整体平均输运方程。整体平均输运方程描述了不可压缩湍流（湍流剪切加速）引起的颗粒加速。我们发现，对于Kolmogorov湍流，湍流剪切加速度在小尺度下变得重要。此外，通过蒙特卡罗模拟，我们证实了整体平均输运方程描述了湍流剪切加速。
2013-01-28 astro-ph.HE
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
High-energy Particle Transport in Three-dimensional Anisotropic Turbulent Magnetic Fields
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Royal Belgian Institute for Space Aeronomy（比利时皇家空间气动力学研究所）
利用BxC工具包生成合成湍流磁场，研究强湍流中各向异性涨落对粒子散射的影响，发现无引导场时散射不受湍流相关长度支配，有引导场时散射机制不同于常规俯仰角扩散。
2026-06-17 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Reconciling cosmic ray diffusion with Galactic magnetic field models
计算了带电宇宙射线在规则和湍流磁场中的扩散系数。如果磁场是由各向同性的湍流分量占主导地位，我们发现，CR驻留在银河系光盘太长。因此，对于各向同性湍流场的强度和相干长度的任何合理值，CR会过量产生像硼这样的次级核。因此，我们得出结论，银河系CR的传播必须是强烈的各向异性，因为足够强的规则场和/或湍流场的各向异性。因此，与各向同性CR扩散的情况相比，对局部CR通量有贡献的源的数量减少了因子${\cal O}(100)$。
2018-07-10 astro-ph.HE
Cosmic Ray Parallel and Perpendicular Transport in Turbulent Magnetic Fields
正确描述湍流等离子体中的宇宙线扩散对许多天体物理和日球问题是必不可少的。本文旨在研究实际湍流磁场中CRs的物理扩散行为，并对模型进行了数值验证。我们在可压缩磁流体动力学湍流中进行测试粒子模拟。我们通过跟踪粒子轨迹获得散射和空间扩散系数。我们发现在90 $^\circ$的俯仰角散射没有共振间隙。我们的研究结果证实了镜像相互作用的优势与可压缩模式的最俯仰角所揭示的非线性理论。对于跨场输运，我们的结果与之前预测的大尺度正常扩散一致。扩散行为强烈地依赖于Alfvenic马赫数和粒子的平行平均自由程，我们首次用数值方法导出了垂直扩散系数M_A^4对平均磁场的依赖关系。我们得出结论，CR扩散系数是各向异性的亚阿尔芬湍流和空间相关的本地湍流属性。在小于注入尺度的尺度上，我们发现CR是超扩散的。我们强调我们的结果在广泛的天体物理过程，包括磁重联的重要性。
2013-11-23 astro-ph.HE
Role of Cosmic Ray Streaming and Turbulent Damping in Driving Galactic Winds
由恒星反馈驱动的大规模星系风是影响星系动力学和化学演化的一种现象，在整个环星系介质中重新分配物质。来自银河系宇宙射线（CR）的非热反馈-超新星和年轻恒星中加速的高能带电粒子-可以影响风驱动的效率。流动的不稳定性限制了它们逃逸的速度。然而，在存在湍流的情况下，流动不稳定性受到抑制，这取决于由其Alfvén马赫数给出的湍流的磁化。虽然以前的模拟，依赖于一个简化的模型的CR运输表明，超阿尔夫文流的CR增强银河风，在本文中，我们考虑到一个现实的模型流抑制。我们进行三维磁流体动力学模拟的一段星系盘，发现湍流阻尼依赖于本地磁化的湍流星际介质（ISM）导致更多的空间扩展的气体和CR分布相比，早期的流计算，这些分布的尺度高度增加更强的湍流。我们的研究结果表明，恒星形成率的增加与ISM中的湍流水平。我们还发现，瞬时风的质量负载是敏感的本地流物理与质量负载显着下降的湍流强度的增加。
2019-09-12 astro-ph.HE
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
Turbulent magnetic field amplification driven by cosmic-ray pressure gradients
对几个超新星遗迹的非热辐射的观测表明，爆炸波附近的磁场要比通过星际介质（ISM）对磁场进行简单的冲击压缩而天真地预期的强得多。我们提出了一个简单的模型，这是能够实现足够的磁场放大解释的意见。我们建议，宇宙射线压力梯度作用于不均匀ISM上游的超新星爆炸波诱导强烈的湍流上游的超新星爆炸波。湍流是通过上游ISM的差加速度产生的，这是ISM中密度不均匀的结果。然后，这种湍流放大了预先存在的磁场。数值模拟表明，放大系数为20或更高的是很容易实现的，当合理的参数为ISM和超新星爆炸波的这种机制。发生这种放大的长度尺度是最高能量非热粒子的扩散长度。
2012-09-11 astro-ph.HE
Turbulent Cosmic Ray Reacceleration at Radio Relics and Halos in Clusters of Galaxies
射电遗迹是在星系团外围发现的同步辐射。从位置和形态上看，通常认为遗迹是由宇宙射线（CR）电子通过扩散激波加速（DSA）机制在激波上加速而产生的。然而，一些射电遗迹的光谱比标准DSA模型的预测更难。一个例子是在集群1 RXS J0603.3+4214中观察到的，它通常被称为“牙刷闪烁器”。有趣的是，遗迹的位置从可能的冲击的位置转移。在这项研究中，我们表明，这些差异的频谱和位置可以解决，如果湍流（再）加速是非常有效的后面的冲击。这意味着，对于某些遗迹，湍流再加速可能是产生高能电子的主要机制，与普遍认为的DSA相反。此外，我们还证明了有效再加速的电子有效平均自由程必须远小于库仑平均自由程.我们还研究了并合星系团1 E 0657-56或"子弹爆炸“，其中在子弹前方的显著激波位置没有发现射电遗迹.我们指出，一个可能的遗迹在冲击波被所观察到的大射电晕，这是由强湍流背后的冲击所产生的。我们提出了一个简单的解释，如果牙刷，子弹，香肠（CIZA J2242.8+5301）集群之间的无线电发射的形态差异。
2015-12-27 astro-ph.HE
Diffusion of energetic particles in turbulent MHD plasmas
本文研究了高能粒子在湍流等离子体中的输运。用数值方法模拟了背景等离子体对高能质子运动的影响。背景等离子体是在一个动态的湍流状态下发现从数值MHD模拟，在那里我们使用典型的日光层的参数。的运输参数（即俯仰角扩散系数和平均自由程）的影响进行了计算和偏离准线性理论进行了讨论。
2012-03-05 astro-ph.HE
Cosmic-ray diffusion in magnetized turbulence
宇宙射线在星际介质和太阳风的湍流电磁场中的散射问题是非常重要的，这是由于所得到的扩散系数的各种应用。例如扩散激波加速、宇宙射线观测，以及太阳系中日冕物质抛射的传播。近年来，人们发现，几十年来一直假设的简单扩散运动与数值和观测结果往往不一致。本文综述了宇宙射线与湍流电磁场的相互作用过程。首先，由于等离子体不稳定性的湍流场的形成进行处理，特别是所产生的不稳定波模式的非线性行为进行了讨论。第二，高能粒子传播的分析和数值方面将提出非线性分析理论和蒙特卡罗模拟审查。以太阳风为例，将讨论各向异性和动力学湍流模型的影响。此外，它将显示如何进一步的并发症，可以治疗所产生的大规模的磁场几何形状和湍流电场。高能粒子的输运特性因此可以用当前的湍流模型来计算，这样它们就可以与太阳风中的测量值进行比较。
2015-05-19 astro-ph.HE physics.space-ph
Interpolation of turbulent magnetic fields and its consequences on diffusive cosmic ray propagation
带电粒子通过磁场传播的数值模拟求解运动方程通常导致在离散定义的磁场的情况下使用插值，通常在均匀网格结构上给出。然而，插值方法会影响网格间距尺度上的磁场特性，因此插值程序的选择会改变结果。与此同时，它提供了一种影响，即\空间粒子分布的误差。我们比较了三种不同的插值例程-三线性，三次和最近邻插值-在湍流磁场的情况下，并表明，使用三线性插值没有好处。我们表明，相比之下，最近邻插值提供了最好的性能，即\需要最少的CPU时间，并导致最小的错误。此外，我们优化了一种算法的性能，该算法产生一个连续的无网格湍流磁场超过一个数量级。这种连续方法对于大粒子数的模拟是可行的，其精度仅受所用波模数的限制。我们表明，通过使用100多个波模式的扩散系数的形式的空间粒子分布的扩散行为是确定的误差小于几个百分点。
2021-07-12 astro-ph.HE physics.plasm-ph
