A turbulence-driven model for heating and acceleration of the fast wind in coronal holes
提出了一个在冕洞中产生快速太阳风的模型，该模型依赖于由在太阳大气中向上传输的MHD波动的湍流耗散主导的加热。尺度分离的输运方程包括大尺度场、横向阿尔芬涨落和由于过渡区附近的平行剪切引起的小的压缩耗散。该模型考虑了质子温度、密度、风速和波动幅度，如在遥感和原位卫星数据中观察到的。
2009-11-27 astro-ph.SR
Non-thermal Observations of a Flare Loop-top using IRIS Fe XXI: Implications for Turbulence and Electron Acceleration
本研究利用IRIS和EOVSA等观测数据，发现耀斑环顶的谱线展宽源于MHD湍流，其耗散率与非热电子功率一致，支持湍流与电子加速的关联。
2024-07-16 astro-ph.SR
Stochastic Particle Acceleration by Helical Turbulence in Solar Flares
只有当磁场偏离一个位场时，日冕中的磁能才有可能发生耀斑释放。我们发现，在非势磁场上激发的线性MHD模具有非零的动力学螺旋度。因此，这必然会导致湍流的明显动力螺旋度，该湍流由初级能量释放在耀斑地点产生的具有各种尺度和随机相位的线性模式组成，这对于许多应用来说可能很重要。特别是，一个非零的湍流螺旋度有一个潜在的强烈影响的粒子加速，因为湍流的螺旋分量诱导的平均规则的大尺度（DC）电场能够直接加速带电粒子，除了通常认为的随机湍流电场。本文推导了在大尺度扭曲磁场上激发的线性MHD模的动力学螺旋度密度，估算了相应的湍流螺旋度，并考虑了湍流螺旋度对粒子随机加速的影响，特别地，我们将诱导的平均电场与电子和估算的有效离子Dreicer场进行了比较。我们已经发现，这一迄今为止缺失但非常重要的耀斑现场湍流成分可以负责耀斑中的热能与非热能的分配，通过控制粒子从热池中提取的过程和种子粒子群的形成，然后随机加速到更高的能量。此外，它也与令人困惑的耀斑现象相一致，如电子和质子发射点的空间分离、电子束的形成以及$^3He$和其他稀有离子对加速粒子群的富集。
2012-11-29 astro-ph.SR
Turbulence, Magnetic Reconnection in Turbulent Fluids and Energetic Particle Acceleration
湍流在天体物理学中无处不在。它从根本上改变了许多天体物理现象，特别是宇宙射线的传播和加速。本文介绍了可压缩磁流体动力学（MHD）湍流的现代认识，特别是它的Alfvén、慢和快模式的分解，讨论了亚音速和超音速湍流介质的密度结构，以及其他相关的天体物理湍流机制。所有这些信息是必不可少的理解高能粒子加速，我们在审查中进一步讨论。例如，我们展示了快模式和慢模式如何通过二阶费米加速来加速高能粒子，而密度波动在冲击前区域产生磁场，使高能宇宙射线能够实现一阶费米加速。然而，非常重要的是，一阶费米宇宙线加速也可能在磁重联的网站。在湍流的存在下，这种重联变得更快，我们提出了支持Lazarian & Vishniac（1999）模型的预测的数值证据。这个过程的效率表明，磁重联可以在短时间内释放大量的能量。由于粒子追踪数值模拟表明粒子在重联过程中可以有效地加速，我们认为磁重联过程对粒子加速可能比目前公认的要重要得多。特别是，我们讨论了加速所产生的重联作为一个可能的起源的异常宇宙射线测量的旅行者，以及起源宇宙射线过剩的方向Heliotail。
2012-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Astrophysical Reconnection and Particle Acceleration
天体物理重联发生在湍流介质中。在大多数情况下，湍流是预先存在的，而不是由重连本身引起的。Lazarian & Vishniac（1999）的磁重联模型预测，在湍流存在的情况下，重联变得很快，即它与电阻率无关，但取决于湍流的水平。磁重联通过从重联区域的湍流流出将能量注入到等离子体中，并且这种流出可以增强湍流水平，从而产生重联的爆发。如Gouveia dal Pino & Lazarian（2005）中所讨论的，在湍流存在下的磁重联可以通过一阶费米机制加速高能粒子。讨论了湍流重联中粒子加速的新的数值结果，并将湍流重联产生的加速与湍流介质中高能粒子的加速进行了比较。
2012-02-07 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Particle Injection Problem in Magnetic Reconnection and Turbulence
本文综述磁重联与湍流中非热粒子注入（预加速）机制的最新进展，强调注入决定非热粒子比例与能量分配，并展望注入模型研究与应用。
2025-06-24 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Effective theory for stochastic particle acceleration, with application to magnetized turbulence
本文提出随机费米加速的有效理论，将其应用于磁流体动力学湍流，系统评估各尺度对平流和扩散系数的贡献，揭示粒子在涡旋结构或强磁力线弯曲处被束缚时加速达到峰值的机制，并与数值结果吻合。
2025-07-04 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Ion and Electron Acceleration in Fully Kinetic Plasma Turbulence
湍流经常被用来解释空间中非热粒子和天体物理等离子体的起源。通过三维完全动力学粒子模拟，我们证明了低$β$等离子体（$β$是等离子体压力与磁压力的比值）中的湍流加速离子和电子进入具有幂律能量范围的非热能分布。离子谱比电子谱硬，并且随着$β$的增大，两种分布都变得更陡。我们发现，电子的自旋是伴随着一个显着的能量依赖的俯仰角各向异性，与大多数电子移动平行的本地磁场，而离子保持大致各向同性。我们表明，粒子注入从热池发生在高电流密度的区域。与磁重联相关的平行电场负责电子的初始能量增益，而垂直电场控制离子的总体重联。我们的发现对空间非热粒子的起源和天体物理等离子体具有重要意义。
2022-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Particle Acceleration in Relativistic Plasma Turbulence
由于湍流的普遍存在，它经常被用来解释天体物理学中高能辐射源中非热粒子的起源。利用粒子模拟，我们研究了磁主导（或等效的“相对论”）对等离子体中的衰减湍流。我们发现，幂律粒子能谱的产生是相对论湍流的一个通用的副产品。对于较高的磁化强度和较强的湍流水平，幂律斜率更难。在大型系统中，斜率达到一个渐近的，系统大小无关的值，而高能量的光谱截止随系统大小线性增加;斜率和截止不依赖于我们的域的维数。通过跟踪大量的粒子样本，我们发现粒子注入发生在重新连接电流片时;注入的粒子通过与湍流波动的随机相互作用进一步加速。我们的研究结果对高能天体物理源中非热粒子的起源具有重要意义。
2018-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Particle acceleration in self-driven turbulent reconnection
本文通过高分辨率三维MHD模拟与试验粒子方法，首次证明自驱动湍流重联可使粒子在盒子尺度内能量提升约3个数量级，并形成斜率趋于-2.5的能谱。
2023-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Microwave View on Particle Acceleration in Flares
发现热-非热分区从一个耀斑到另一个耀斑变化很大，导致从“加热而不加速”到“加速而不加热”的各种情况。最近对这些不同情况下的微波数据的分析表明，在所有情况下，都有一种类似的加速机制，在几兆电子伏甚至更高的能量范围内形成幂律非热尾。然而，与原始热分布相比，这种非热谱的水平从一种情况到另一种情况有很大的不同，这意味着在各种情况下热-非热能分配有很大的不同。这进一步需要能够从热池提取带电粒子并将它们供应给体加速过程以在体加速过程本身的耀斑\textit{in addition}中操作的特定机构，相反，这有效地加速种子粒子，而不能加速热粒子。在这个“微波”的耀斑能量分区和粒子加速的看法，我提出了一些对比的例子，用微波数据检测到的加速区域，并将它们与最流行的加速机制-在直流领域，在崩溃的陷阱，随机加速的湍流谱-以确定所需的关键要素，以符合观测。特别是，我指出，驱动粒子加速所需的湍流中产生的非势磁结构，这导致在非零螺旋度的湍流。这种螺旋性，反过来，产生一个非零的平均直流电场上的随机湍流场驱动的主要随机加速度;因此，加速螺旋湍流结合了标准随机加速度的特性与直流电场中的一些加速度特征，正是观测所需要的。
2013-04-01 astro-ph.SR
The Effect of Large Scale Magnetic Turbulence on the Acceleration of Electrons by Perpendicular Collisionless Shocks
我们研究了在无碰撞冲击下电子加速的物理学，这些冲击通过包含大尺度磁波动的等离子体移动。我们数值积分的大量的电子，这被视为测试粒子移动的时间相关的电场和磁场从2-D混合模拟（动力学离子，流体电子）的轨迹。大规模的磁波动以多种方式影响电子，并导致在冲击波前沿有效和快速的电子振荡。由于电子主要沿着磁力线运动，空间中磁力线的大规模编织允许快速移动的电子多次穿过冲击波阵面，从而实现有效的加速。冲击波阵面中的各种尺度的波纹也将通过镜像电子而有助于加速。我们的计算表明，这一过程有利于电子加速在垂直冲击。本文的研究也有助于理解无碰撞冲击加速电子的注入问题。它还表明，高能电子的空间分布是类似的原位观测（例如，Bale等人，1999年; Simnett等人，2005年）。这一过程可能对我们理解行星弓形激波和行星际激波中的高能电子以及解释某些II型太阳射电爆发中的人字形结构很重要。
2010-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Anisotropic magnetohydrodynamic turbulence driven by parametric decay instability: the onset of phase mixing and Alfvén wave turbulence
我们进行了三维磁流体动力学（MHD）模拟的参数衰减不稳定性的Alfvén波和由此产生的可压缩MHD湍流，这是可能发展的太阳风加速区。由于平均磁场的存在，非线性阶段的特征在于类似于顺磁结构和各向异性级联。通过计算相混合的时间尺度和Alfvén波湍流的演化，发现非线性阶段的早期主要是相混合，而后期主要是不平衡的Alfvén波湍流。结果表明，太阳大气中密度起伏较大的区域，如日冕底部和风加速区，主要由相位混合阿尔芬波加热，而其它区域主要由阿尔芬波湍流加热.
2018-05-25 astro-ph.SR
Turbulence, Reconnection and Cosmic Rays in Galaxy Clusters
近年来，我们对磁湍流和磁重联的理解发生了重大变化，这反过来又使我们对宇宙射线扩散和加速有了更好的理解。目前的磁化湍流模型不再是特别的结构，而是经过数值检验的理论。在这篇简短的评论中，我们总结了会议上两次演讲中提出的主题，并简要介绍了这一广阔而迅速发展的领域。本文讨论了湍流如何降低星系团中无碰撞等离子体中粒子的有效平均自由程，并指出这使得MHD湍流描述适用于更宽的尺度范围。讨论了MHD湍流的性质及其与磁重联的关系。最后，我们综述了湍流如何通过二阶费米过程诱导粒子加速，以及湍流如何影响激波和重联区的一阶费米加速。
2011-08-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Particle acceleration in strong MHD turbulence
磁流体动力学（MHD）湍流中粒子的非热加速在许多天体物理场中起着重要作用。这个物理是在强湍流的背景下解决的，由相干结构而不是波组成，超出了准线性理论的范围。本说明书按照原始费米方案的精神，通过一系列帧来跟踪粒子的动量，其中电场消失。它将能量增益（或损失）的来源与磁场线的速度梯度（特别是沿场线方向投影的它们的速度流的加速度和剪切）以及它们在横向平面中的压缩相联系。这些速度梯度受到强烈的不稳定性：它们是空间局部化的，其强度服从幂律分布，如通过约翰霍普金斯大学数据库的不可压缩MHD模拟中的直接测量所示。这种不稳定性以一种重要的方式影响了加速过程，这为丰富的现象学开辟了前景。特别是，动量分布，这是在这里捕获通过分析随机游走模型，显示扩展的幂律尾巴与软到硬的演变的时间，在一般协议与最近的动力学数值模拟。扩展这种描述和可能的探索途径进行了讨论。
2021-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Hierarchical Bayesian analysis of the velocity power spectrum in supersonic turbulence
湍流是天体物理环境中几乎所有尺度的气流的主要特征。因此，准确地估计这种流动的统计特性是必要的，以发展一个全面的理解湍流。我们开发并采用分层贝叶斯拟合方法来估计参数描述的超声速湍流的速度功率谱的标度关系。我们证明了这种技术的准确性和其他优点相比，普通的线性回归方法。使用合成功率谱，我们表明，贝叶斯方法提供了准确的参数和误差估计。常用的正态线性回归方法可以提供无法恢复基础斜率的估计，高达70%的情况下，即使考虑2std.dev。不确定性此外，我们还应用贝叶斯方法分析了三维数值模拟中可压缩湍流的统计特性。我们在高超声速区域M~15中用均方根马赫数模拟了驱动的等温湍流。我们研究的影响，纯螺线管（发散自由）和纯压缩（卷曲自由）迫使功率谱的标度指数。在螺线管强迫和1024^3分辨率的模拟中，我们的结果表明，不存在具有恒定标度指数的扩展惯性范围。瓶颈效应的结果在弯曲的功率谱在所有的波数和更明显的横向模式相比，纵向模式。因此，与压缩流相比，螺线管强迫驱动的静止湍流中的这种效应更强。压缩强迫驱动的纵向谱是唯一具有恒定标度指数z =-1.94 +-0.01的谱，对应于比Burger预测的略浅的斜率。
2014-11-24 astro-ph.SR
A self-consistent model of the coronal heating and solar wind acceleration including compressible and incompressible heating processes
我们提出了一个新的一维模型，其中包括冲击和湍流加热和资格这些过程如何有助于加热日冕和驱动的太阳风。可压缩MHD模拟允许我们自动考虑激波的形成和耗散，而湍流耗散是通过基于Alfvén波湍流的一点闭合来建模的。数值模拟了不同的光球垂直相关长度$λ_0$和不同均方根光球横波振幅$δv_0$的阿尔文波湍流的关键参数。对于不同的$λ_0$，我们得到一个低温色球，高温日冕，和超音速太阳风。我们的分析表明，湍流加热总是占主导地位时，$λ_0 \lesssim 1{\rm \ Mm}$。这一结果并不意味着我们可以忽略可压缩性，因为分析表明，可压缩波及其相关的密度波动增强了Alfvén波的反射，从而增强了湍流加热。密度涨落和十字螺旋度受$λ_0$的影响很大，而日冕温度和质量损失率受$λ_0$的影响很小。
2018-02-14 astro-ph.SR
Constraining turbulent solar flare acceleration regions by connecting kinetic modeling and X-ray observations
University of Minnesota（明尼苏达大学）；Northumbria University（诺森比亚大学）；University of Graz（格拉茨大学）；University of Glasgow（格拉斯哥大学）
通过结合动能建模和X射线观测，研究太阳耀斑中湍流对电子加速的影响，确定加速区域和时间尺度。
2026-03-06 astro-ph.SR
Strong MHD Turbulence and Coherent Structures as Drivers of Cosmic Particle Acceleration
University of Ioannina（约阿尼纳大学）；Aristotle University（亚里士多德大学）
本文探讨强湍流与相干结构在宇宙粒子加速中的核心作用，强调其在能量转化和粒子加速中的关键地位，提出需整合多尺度等离子体动力学与可观测的高能粒子特征。
2026-04-18 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Pitch Angle Anisotropy Controls Particle Acceleration and Cooling in Radiative Relativistic Plasma Turbulence
自然界中最强大的高能量源能够将粒子加速到高能量，并在极短的时间尺度上将其辐射出去，甚至比系统的光穿越时间还要短。尽管有大量的辐射损失，但目前还不清楚是什么物理过程可以产生如此有效的加速。通过辐射粒子模拟，我们表明，磁占主导地位的湍流对等离子体受到强同步辐射冷却产生一个非热粒子光谱硬幂律范围内（斜率$p \sim 1$）在几个涡流周转时间。小俯仰角粒子在突然冷却之前，可能会大大超过标称的辐射反应极限。随着时间的推移，粒子谱变得更硬（$p < 1$），这是由于粒子冷却与能量相关的俯仰角各向异性。得到的同步加速器光谱是硬的（$νF_ν\propto ν^s$和$s \sim 1$）。我们的发现对于理解高能天体物理源的非热发射具有重要意义，最值得注意的是来自蟹状星云的伽马射线暴和伽马射线耀斑的瞬发阶段。
2021-09-06 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
The VMC Survey. XXIX. Turbulence-Controlled Hierarchical Star Formation in the Small Magellanic Cloud
在本文中，我们报告了小麦哲伦星云的上部主序星的聚类分析，使用VMC调查（麦哲伦系统的VISTA近红外YJK调查）的数据。年轻的恒星结构被确定为一系列显着水平上的表面超密度。它们被发现是组织在一个层次模式，这样较大的结构在较低的显着性水平包含较小的显着性水平较高。它们具有非常不规则的形态，其投影边界的周长-面积尺寸为1.44 +/- 0.02。它们具有幂律质量-尺寸关系、幂律尺寸/质量分布和对数正态表面密度分布。我们从质量-尺寸关系中得到的投影分形维数为1.48 +/- 0.03，从尺寸分布中得到的投影分形维数为1.4 +/- 0.1，反映了年轻恒星结构的显着块状。这些性质与湍流星际介质（ISM）非常相似，支持由超音速湍流调节的恒星形成分层的场景。
2018-04-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Elementary Energy Release Events in Solar Flares
大多数对太阳耀斑期间粒子加速的理论研究不能应用于观测，以详细研究时间演化。我们提出了一个湍流演化和随机粒子加速的唯象模型，通过两个系数表征粒子与湍流电磁场的相互作用，将观测与能量释放和粒子加速联系起来。在线性区域，颗粒分布不影响湍流能量级联。结果表明，电子加速关键取决于小尺度湍流的强度和脉冲的非热分量只出现在附近的逐渐演变的湍流强度的峰值。该模型自然地再现了硬X射线脉冲的软-硬-软模式，我们将观测到的通量和光谱指数相关性的变化归因于背景等离子体中的变化，这些变化是从某些脉冲的上升到衰减阶段。对观测良好的单个事件进行详细建模将探测能量释放过程。
2009-07-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Efficiency of Second-Order Fermi Acceleration by Weakly Compressible MHD Turbulence
我们调查的俯仰角散射的效率粒子加热和加速MHD湍流使用唯象的估计和模拟的非相对论性测试粒子与强，亚音速MHD湍流的相互作用。我们包括一个强加的俯仰角散射率，这是为了近似高频等离子体波和/或速度空间不稳定性的影响。我们专注于等离子体参数类似于那些发现在近地太阳风，虽然我们的大多数结果是更广泛的适用。一个重要的控制参数是颗粒平均自由程lambda_{mfp}相对于湍流波动尺度L的大小。对于小的散射率，粒子与磁场强度的湍流波动准共振地相互作用。散射增加了这种谐振加热的长期效率的几个-10的因素，但分布函数并没有开发一个显着的非热幂律尾部。对于更高的散射率，粒子和湍流波动之间的相互作用变得非共振，由粒子加热和冷却，因为它们遇到湍流密度波动。快速俯仰角散射可以在质子分布函数中产生幂律尾，但这需要微调参数。此外，在近地太阳风中，由于粒子加速时间尺度比太阳风膨胀所设定的绝热冷却时间尺度长，因此这种机制不能产生显著的幂律尾。因此，我们的结果意味着磁流体动力学尺度的湍流波动不太可能是在太阳风中观测到的质子分布函数中v^{-5}尾的起源。
2013-08-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Turbulence, Accretion Braking Torques and Efficient Jets Without Magnetocentrifugal Acceleration: Core Concepts
我讨论三个相互支持的概念或假设有关的飞机和吸积。第一个是磁离心加速（MCA），在大多数稳定的吸积系统中产生喷流的压倒性优势机制。二是零转矩内边界条件。第三是有效的粘性耗散就像真实的耗散，直接导致加热。这三个假设以一种简单、有说服力和相互一致的方式很好地结合在一起。我认为，所有这些都是不正确的。为了具体起见，我把重点放在原恒星上。吸积中的磁流体动力学（MHD）湍流不是能量的汇，而是一个水库，能够直接有效地做机械功，而不仅仅是通过欧姆（“粘性”）加热。湍流能量的平流降低了有效辐射效率，并可能有助于解决边界层发射缺失的问题。角动量的问题，即吸积旋转的原恒星解体，是解决允许直接粘性耦合到原恒星，允许更大的能量沉积到吸积流比其他可能。这不是进入热，而是进入一个动荡的，纠缠的，有浮力的环形磁场。我认为，既没有角动量的问题，也没有效率的问题，MCA需要解决。此外，湍流磁场具有足够的能力，不仅能够准直气体，而且能够加速气体，首先通过张力径向向内，然后通过压力垂直地加速，而不需要任何MCA机制。因此，我认为，喷流，特别是最强大和准直的原恒星喷流，不是磁离心驱动的。
2018-03-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Particle Acceleration and Heating in a Turbulent Solar Corona
湍流、磁重联和冲击可以出现在爆炸性不稳定的等离子体中，形成一个新的电磁环境，我们在这里称之为湍流重联，并在那里自发形成电流片。我们将证明粒子的加热和加速是随机（二阶费米）和系统（一阶费米）加速充分发展的湍流内的协同作用的结果。太阳大气与湍流驱动器（对流区）磁耦合，因此太阳大气中湍流重联的出现是外部驱动的。湍流重联一旦在日冕中建立，就会驱动日冕加热和粒子加速。
2018-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic Field-Line Curvature and Its Role in Particle Acceleration by Magnetically Dominated Turbulence
University of Florida（佛罗里达大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）
该研究通过全动力学粒子模拟，分析磁主导湍流等离子体中磁场线曲率的统计特性及其与粒子加速的关联，发现曲率漂移加速是磁化湍流向非热粒子转移能量的主要途径。
2025-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
