Biermann Battery Powered by Resistive Heating Induced by Cosmic Ray Streaming
最近有人提出宇宙射线在早期宇宙中产生一个种子磁场。本文提出了宇宙射线产生磁场的另一种机制，即由宇宙射线流感生的电阻加热驱动的Biermann电池。这种机制是占主导地位的小规模，低温，强电离区，与其他先前提出的机制。由于宇宙射线预计将在第一批恒星死亡后被加速，因此这种机制可以在早期宇宙结构形成期间起作用。我们表明，它使种子磁场具有足够的强度，为后续发电机放大到微高斯水平在当前星系。
2022-07-27 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Global simulations of galactic winds including cosmic ray streaming
星系外流在星系演化中起着重要的作用。尽管它们很重要，但对驱动这些风的物理机制缺乏详细的了解。为了更深入地了解这些流动的性质，我们对一个孤立的银河系大小的星暴星系进行了全球三维磁流体动力学模拟。我们专注于超新星注入的宇宙射线的动力学作用，特别是对宇宙射线沿磁场的流动和各向异性扩散的影响。我们发现，这些微物理效应可以有一个显着的影响，取决于等离子体物理的细节的风发射和质量负载的因素。由于宇宙线流的不稳定性，在星际介质中传播的宇宙射线会被自激阿尔芬波散射并耦合到气体中。当由于流动不稳定性引起的波增长被某些阻尼过程（如湍流阻尼）抑制时，宇宙线与气体的耦合较弱，其有效传播速度大于阿尔芬速度。或者，宇宙射线可能从由另一种机制驱动的“非本征湍流”散射。我们证明，适度的超阿尔夫文宇宙线流的存在下，提高银河风驱动的效率。宇宙射线沿着部分有序的磁场从银盘附近的致密区域流走，在这个过程中，加速了更稀薄的气体远离星系。对于宇宙射线加速效率与观测约束大致一致，宇宙射线降低银河系恒星形成率，并显着帮助发射银河风。
2016-02-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic Ray streaming from SNRs and gamma ray emission from nearby molecular clouds
最近在超新星遗迹（SNRs）及其周围探测到了高能伽马射线辐射。一些SNR附近的分子云的存在表明，伽马射线主要来自与宇宙射线的p-p相互作用，在附近的SNR冲击波加速。在这里，我们调查的宇宙射线的加速和伽马射线的生产在云自洽考虑到流动的不稳定性和背景湍流的相互作用，在冲击波前，并在随后的传播到云。我们专注于后来的演变的信噪比，当传统的治疗的流不稳定性是有效的，但磁场增强，由于贝尔的电流不稳定性和/或由于发电机发电的磁场在前体区域。我们计算了被加速粒子的最大能量随时间的变化。这个结果然后被用来确定逃逸粒子的扩散通量逃离激波区，从我们得到的γ谱与观测一致。最后，我们通过比较所需的扩散水平与湍流阻尼存在下可达到的流动不稳定性水平来检查我们的结果的自洽性。受流不稳定性影响的宇宙射线的能量范围能够产生观测到的γ射线能谱。
2011-11-10 astro-ph.HE hep-ph
Shock-accelerated cosmic rays and streaming instability in the adaptive mesh refinement code Ramses
宇宙射线（CR）被认为在星系演化的几个关键方面，包括星际介质的结构，星系风的形成，和晕的非热压力支持中发挥着重要的动力学作用。我们介绍了一个数值模型求解CR流不稳定性和加速的CR在冲击与流体的方法在自适应网格加密代码ramses。CR流是用扩散方法解决的，它的各向异性性质自然被捕获。我们介绍了一个激波探测器的拉美西斯代码，自动检测激波不连续的流动。激波是CR注入的场所，根据扩散激波加速机制，其CR加速效率取决于上游磁场的强度。我们表明，激波探测器准确地捕捉激波的位置，并估计几个问题的激波马赫数。在Sedov溶液中，CRs的注入依赖于结晶度，这导致超新星泡呈现出大的极帽（均匀的背景磁场）或CR分布的斑块结构（不均匀的背景磁场）。最后，我们结合了两个加速CR流在一个简单的湍流星际介质盒，并表明，CR的存在显着修改的气体结构。
2019-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
The Physics of Galactic Winds Driven by Cosmic Rays II: Isothermal Streaming Solutions
我们使用解析计算和含时球对称模拟来研究由阿尔文速度下的宇宙射线流驱动的等温星系风的性质。模拟产生的强冲击渗透随时间变化的流量，我们确定了一个新的线性不稳定性的声波，这些冲击的来源。激波大大改变了风动力学，使以前的稳态模型失效：CR压力$p_c$在大部分体积中具有$dp_c/dr \simeq 0$的阶梯状结构，并且时间平均CR能量在许多情况下更好地近似于$p_c \propto ρ^{1/2}$，而不是典型的$p_c \propto ρ^{2/3}$。考虑到CR能量学的这种变化，我们解析地推导出CR流驱动的星系风中的质量损失率、动量通量、风速和风动能功率的新表达式。我们表明，流CR是无效的直接驱动冷气体的星系，虽然CR驱动的风在较热的ISM阶段可能夹带冷气体。对于相同的物理条件下，扩散CR运输（纸I）产生的质量损失率是几个-100倍大于流运输，和渐近风功率是一个因素的$\simeq 4$大。我们讨论了我们的研究结果对星系风理论和观测的影响;由CR流引起的不稳定性驱动的强烈冲击产生了具有广泛密度和温度的气体，与观测到的风的多相性相一致。我们还量化了等温气体近似建模流CR的适用性，并强调需要更现实的热力学计算。
2021-06-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Thermal Instability of Halo Gas Heated by Streaming Cosmic Rays
在星系晕、星系群和星系团中，由流动的宇宙射线（CR）加热维里化气体可能具有重要的能量意义。我们提出了一个线性热稳定性分析的等离子体加热的流动CR。我们分别处理平衡与无背景梯度，有和没有重力。我们包括沿磁场方向的CR流和扩散。热稳定性强烈地依赖于CR压力与气体压力的比率，这决定了模式是等压的还是等容的。具有$\mathbf{k \cdot B }\neq 0$的模式受到CR扩散的强烈影响。当流动时间短于CR扩散时间时，热不稳定模式（具有$\mathbf{k \cdot B }\neq 0$）是以阿尔文速度$\propto$的速度传播的波。处于光电离平衡的晕气体是热稳定的，与CR压力无关，而处于碰撞电离平衡的气体对于物理现实参数是不稳定的。在重力分层等离子体中，热过稳定模式的振荡频率可以在CR流的存在下高于浮力/自由落体频率。这可以修改存在多相气体的临界$t_{\rm cool}/t_{\rm ff}$。分层的、CR加热的介质的对流不稳定性的判据可以写成熟悉的史瓦西形式$d s_{\rm eff} / d z < 0$，其中$s_{\rm eff}$是涉及气体和CR压力的有效熵。我们讨论了我们的研究结果的热演化和星系晕，集团和集群的多相结构的影响。
2020-02-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Streaming cold cosmic ray back-reaction and thermal instabilities
利用多流体方法研究了均匀冷宇宙射线垂直于背景磁场漂移时电子-离子等离子体的流动和热不稳定性。一维扰动沿磁场被认为是。考虑了背景等离子体的感应返回电流和宇宙射线的反反应。结果表明，宇宙线反反应导致的流动不稳定性具有相当大的增长率比由于返回电流的背景等离子体。这种增加是背景等离子体质量密度与宇宙射线质量密度之比的平方根的因子。发现了最大增长率和相应的波数，表明在所考虑的模型中热不稳定性不受宇宙射线的影响。热不稳定性的色散关系包括离子惯性。在电子和离子之间快速热能交换的极限下，导出了等压和等容生长速率。所得结果可用于研究电子-离子天体，如星系团，包括流动宇宙射线的动力学。
2012-03-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
Damping of Alfven waves by Turbulence and its Consequences: from Cosmic-Rays Streaming to Launching Winds
本文研究了磁化等离子体中阿尔芬波的湍流阻尼。我们确定了两种情况下的阻尼，一个有关的阻尼的宇宙射线流不稳定性，其他有关的阻尼的宏观波源，如恒星大气发射的阿尔芬波。这两种情况之间的物理差异在于，在前一种情况下，所产生的波相对于磁场的局部方向发射，而在后一种情况下，所产生的波相对于平均场发射。在这两种情况下，阻尼的标度是不同的。我们的制度的湍流范围从subAlfvenic到superAlfvenic，我们得到的解析表达式的阻尼率，并定义这些表达式的适用范围。描述阻尼的流不稳定性，我们发现，subAlfvenic湍流的宇宙线能量的范围受弱湍流的影响是不成比例的大规模的范围相比，弱湍流存在。相反，强阿尔芬湍动影响的宇宙线能量范围相当有限。一些天体物理应用的过程，从发射恒星和星系风的宇宙射线在星系和星系团的传播被认为是。特别是，我们讨论了如何调和的湍流阻尼与观测到的银河系宇宙射线的各向同性的过程。
2016-07-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Turbulent diffusion of streaming cosmic rays in compressible, partially ionised plasma
宇宙射线是星系星际介质的重要动力学组成部分。携带大部分CR能量和压力的$\sim$ GeV CR可能受到自生湍流的限制，导致它们以离子阿尔文速度沿着磁场线流动。然而，自约束CR传播星系尺度上的后果仍然是高度不确定的。在本文中，我们使用一个大的合奏的磁流体动力学湍流模拟来量化的基本参数描述ISM湍流-音速马赫数，$\mathcal{M}$（等离子体压缩性），阿尔文马赫数，$\mathcal{M}_{A0}$（强度的大规模领域相对于湍流），和电离质量分数，$χ$ -影响运输流CR。我们表明，大规模的运输CR的小规模运动包括沿场线的流动是很好地描述为一个组合的流动沿平均场和超扩散都沿（parallel to）and across（垂直于）它; $\mathcal{M}_{A0}$驱动平行和垂直扩散之间的各向异性水平，而$χ$调制扩散系数的大小，而在我们选择的单位中，$\mathcal{M}$不重要，但在亚阿尔夫韦尼克（$\mathcal{M}_{A0} \lesssim 0.5$）方案中除外。我们的发现，超扩散是无处不在的可能解释了CR扩散系数之间的明显差异，推断从测量接近个别来源相比，在更大的，银河系尺度上测量。最后，我们提出了经验适合的扩散系数作为等离子体参数的函数，可用作全球星际介质，星系或宇宙学模拟的亚网格配方。
2022-11-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Resistive Heating Induced by Streaming Cosmic Rays Around a Galaxy in the Early Universe
研究早期宇宙高红移星系周围流式宇宙射线的电阻加热，发现其在近星系区域主导加热，并削弱所产生磁场，且可经由21厘米信号检验。
2023-02-14 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the requirement for mixing-heating to utilize bubble cosmic rays to heat the intracluster medium
我进行简单的分析估计，并得出结论，混合的漩涡是一个更有效的过程，以转移宇宙射线能量的喷气膨胀的气泡的集群内介质（ICM）比流的宇宙射线沿磁场线。喷流和它们膨胀的气泡在星系团和星系中的冷却流中将热量传递给周围的气体。喷射膨胀的气泡的内能由非常热的热气体和/或宇宙射线支配。宇宙射线沿着连接气泡和ICM的磁场线流动，当它们的能量在那里消散时，宇宙射线加热ICM。我发现大约一半的宇宙射线能量都消散在气泡本身。我还发现，宇宙射线流过程加热的ICM体积只有气泡体积的五倍左右。仅通过流动加热的结果是宇宙射线形成一个充满非常热的热气体的更大的气泡。因此，需要一种更有效的方法来将气泡的内能传递到ICM。我认为这个过程是通过混合加热的，它对宇宙射线和气泡内非常热的热气体都很有效。这使得混合加热成为冷却流的主要加热过程。
2018-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Excitation of the non-resonant streaming instability around sources of Ultra-High Energy Cosmic Rays
Gran Sasso Science Institute (GSSI)（大萨索科学研究所）；INFN-Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS)（意大利国家核物理研究院大萨索国家实验室）
研究提出UHECRs通过自生成磁场湍流实现自限制，解释其谱特征及通量抑制。
2025-06-25 astro-ph.HE
Numerical Implementation of Streaming Down the Gradient: Application to Fluid Modeling of Cosmic Rays and Saturated Conduction
从表面上看，控制一个量沿其梯度向下流动的方程与简单的常速平流方程相似。实际上，如果在计算区域或边界处没有局部极值，则它与平流方程相同。然而，一般情况下，当计算区域中存在局部极值时，它是一个非平凡的非线性方程。标准的迎风时间演变与CFL有限的时间步长在网格尺度上的寄生振荡的结果。这些振荡，这起源于极值，传播整个计算域，甚至在后期是无阻尼的。这些振荡出现，因为非物理大通量离开（进入）的最大值（最小值）与标准CFL有限的显式方法。方程的正则化表明它在极值处是扩散的;因此，用$Δt \propto Δx^2$正则化方程的显式方法表现良好。我们发现，隐式方法显示稳定和收敛的结果与$Δt \propto Δx$，然而，令人惊讶的是，即使是隐式方法是不稳定的足够大的时间步长。除了数值实现中的这些微妙之处外，流方程的解是相当新颖的：不可微的解出现在最初光滑的轮廓中;解显示了大长度尺度上的传输，例如，以尾巴的形式。宇宙射线与热等离子体相互作用的流体模型（在比宇宙射线拉莫尔半径大得多的空间尺度上有效）类似于一个量沿其梯度流动的方程，因此我们的方法将在宇宙射线的流体建模中找到应用。
2011-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE math-ph
A new buoyancy instability in galaxy clusters due to streaming cosmic rays
本文提出并研究了一种由流式宇宙线在重力场中引发的新浮力不稳定性（CRBI），发现其增长率在特定条件下可超过热通量驱动的HBI和MTI，并指出该不稳定性可能在星系团声波、湍流产生及AGN能量重新分配中起关键作用。
2022-07-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Parker Instability with Cosmic Ray Streaming
最近的研究发现，宇宙射线传输在恒星形成和星系风发射等反馈过程中起着重要作用。虽然宇宙线浮力被广泛认为是星系盘中的一种不稳定力，但宇宙线输运对分层系统稳定性的影响还有待分析。我们进行了稳定性分析的分层层为三种不同的宇宙射线传输模型：去耦（经典帕克），加上$γ_c=4/3$，但不流（修改帕克），最后再加上流在阿尔文速度。当宇宙射线的可压缩性降低时，系统变得更加稳定，但宇宙射线流的加入使系统严重失稳.通过对这三种情况的比较和对各系统的微扰量的功贡献分析，我们证明宇宙射线对气体的加热是导致系统失稳的原因.我们发现，一个3D系统是不稳定的波长范围比2D系统更大。因此，具有宇宙线流的Parker不稳定性可能在宇宙线反馈中起重要作用。
2018-05-03 astro-ph.HE
Enhancement of the non-resonant streaming instability by particle collisions
流动的宇宙射线可以激发非共振不稳定性，以它们的大部分动能为食，从而为种子磁场的指数增长提供动力。通过产生必要的湍流磁场，它被认为在冲击波中对宇宙射线的限制和加速起着关键作用。在这项工作中，我们提出了混合粒子在细胞模拟的非共振模式，包括Monte Carlo碰撞，并调查的不稳定性和粒子碰撞在背景等离子体中产生的压力各向异性之间的相互作用。对电离差等离子体的模拟证实了线性流体理论计算预测的质子-中性碰撞对不稳定性的快速衰减。相比之下，我们发现完全电离等离子体中的库仑碰撞并不反对磁场的增长，但在某些条件下抑制了压力各向异性，实际上增强了磁场放大。
2022-02-28 astro-ph.HE physics.plasm-ph physics.space-ph
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
Cosmic-ray generated bubbles around their sources
宇宙射线被认为是沿着当地的磁场线流出来的。我们表明，这种现象通常会导致激发共振和非共振流不稳定性。自生的磁场涨落会在源周围的扩展区域引起粒子扩散，因此宇宙射线会建立一个很大的压力梯度。通过二维（2D）和三维（3D）的混合粒子在细胞中的模拟，我们表明，这样的压力梯度挖掘源周围的空腔，并导致宇宙射线占主导地位的气泡的形成，其中扩散被强烈抑制。基于从自洽模拟中提取的趋势，我们估计，在没有严重阻尼的自生磁场的情况下，气泡应该保持膨胀，直到达到与周围介质的压力平衡，对应于$\sim 10-50$ pc的半径。讨论了这些低扩散率区域的形成对银河系宇宙射线源的影响。特别注意的是，估计自生扩散系数和克重，宇宙射线可能在移动到星际介质之前，在气泡中积累。基于三维模拟的结果，一般的考虑形态的$γ$ -射线和同步辐射从这些扩展区域也概述。
2022-02-11 astro-ph.HE
Non-linear diffusion of cosmic rays escaping from supernova remnants - I. The effect of neutrals
超新星遗迹被认为是银河系宇宙射线（CR）的主要来源。在这个框架内，粒子在超新星遗迹激波中被加速，然后释放到星际介质中。CR的释放机制及其传播方式仍然是悬而未决的问题。主要的困难是问题的高度非线性：CR本身激发了磁湍流，将它们限制在靠近其源的地方。我们数值求解耦合微分方程描述逃逸粒子和通过CR流不稳定性产生的波在空间和时间上的演化。考虑了星际介质的暖电离相和暖中性相。这些阶段占据了盘体积的最大部分，大多数超新星爆炸，其特征是中性粒子的显着存在。这些中性粒子和离子之间的摩擦导致了非常有效的波阻尼机制。结果发现，即使在存在离子中性摩擦的情况下，流动不稳定性也会影响CR的传播。扩散系数可以被抑制超过$\sim 2$的一个因素，在几十个pc的区域周围的残留物。距离越小，抑制越大。$\approx 10$ GeV粒子的传播在逃逸后受影响的时间长达几十千年，而$\approx 1$ TeV粒子的传播受影响的时间只有几千年。这可能对超新星遗迹附近的分子云的伽马射线观测的解释产生很大影响。
2016-08-18 astro-ph.HE
Cosmic-Ray Transport in Simulations of Star-forming Galactic Disks
宇宙线在星系尺度上的输运依赖于磁化的多相星际介质（ISM）的详细性质。在这项工作中，我们后处理的高分辨率TIGRESS磁流体动力学模拟建模一个本地星系盘补丁与宇宙射线传输的两个时刻的流体算法。我们考虑了各种处方的宇宙射线，从一个简单的纯扩散形式主义与恒定的散射系数，以物理动机的模型，其中的散射系数是由流驱动的阿尔文波激发和阻尼介导的本地气体属性之间的临界平衡。我们分别集中在宇宙射线的动能为$\sim 1$ GeV（高能）和$\sim 30$ ~MeV（低能），分别重要的ISM动力学和化学。我们发现，同时考虑平流，流，和扩散的宇宙射线是至关重要的正确建模他们的运输。平流在高速、低密度、热相中占主导地位，而扩散和流动在较高密度、较冷的相中更重要。我们的物理模型表明，宇宙射线传输没有单一的扩散系数：散射系数的变化由四个或更多的数量级，最大密度$n_\mathrm{H} \sim 0.01\, \mathrm{cm}^{-3}$。阿尔芬波的离子中性阻尼导致了强烈的扩散，并在ISM的大部分质量内产生了几乎均匀的宇宙线压力。然而，宇宙射线被周围低密度、高电离气体的较高散射率捕获在圆盘中平面附近。高能宇宙射线的传输不同于低能宇宙射线，后者的有效扩散较小，能量损失较大。
2021-08-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Cosmic connections: from cosmic rays to gamma rays, to cosmic backgrounds and magnetic fields
来自伽马射线望远镜和宇宙射线探测器的综合数据产生了一些关于星系际和星系磁场以及河外背景光的令人惊讶的新见解。本文综述了最近的一些进展，包括解释遥远耀变体硬光谱的理论和基于远源光谱的星系际磁场测量。此外，我们还讨论了银河系中的瞬变源，如过去的伽马射线暴和超新星爆炸，对观测到的超高能宇宙线核通量的可能贡献。对伽马射线、宇宙射线和磁场进行整体治疗的必要性是这些看似无关的现象的统一主题。
2012-07-16 astro-ph.HE
Non-thermal Emissions from Cool Cores Heated by Cosmic-Rays in Galaxy Clusters
我们研究星系团冷核的非热辐射。我们采用了一个最近的模型，其中宇宙射线（CR）占主导地位的核心和稳定加热他们通过CR流。非热辐射来自CR质子与团内介质（ICM）的相互作用。理论预测和射电观测的比较表明，总的CR谱必须是陡峭的，在核心的CR的大部分是低能CR。假设CR是通过活动星系核活动注入的，我们研究的冲击，负责CR加速的性质。陡峭的CR谱可能反映了这样一个事实，即冲击波在热ICM中传播时具有相当小的M数。我们还研究了CR流速度的依赖性。结果表明，同步辐射的次级电子应观察到的核心无线电小晕。特别是，低频观测（如LOFAR）是有希望的。另一方面，光谱的陡度使得很难检测到来自核心的非热X射线和伽马射线发射。低能量CR可以是在芯中观察到的加热光学细丝。
2011-11-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Importance of the Resonant Cosmic-Ray Streaming Instability Upstream of Collisionless Shocks
The University of Chicago（芝加哥大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦阿诺尔德·爱因斯坦天体物理研究所）
研究无碰撞激波上游宇宙射线逃逸引发的磁场放大，发现共振不稳定性在最大能量粒子中可超越非共振模，模拟证实其重要性，忽略它会低估关键尺度的磁场增长。
2026-09-22 astro-ph.HE
Diffuse γ-ray emission from self-confined cosmic rays around Galactic sources
在超新星遗迹冲击波中加速并逃离母遗迹的粒子的传播很可能是在一个强非线性区域进行的，这是由于在源附近通过流动不稳定性激发的阿尔文波的有效自我生成。根据超新星爆炸地点周围区域中存在的中性氢的数量，宇宙射线可能在同一区域积累相当可观的克重，并在不可忽略的时间内自我约束，这反过来又导致了秒的产生率提高。在这里，我们计算了由于自限宇宙射线引起的π介子产生，这些扩展晕中的几个沿视线重叠而对漫射伽马射线背景的贡献。我们发现，如果中性粒子的密度是低的，晕可以占费米-LAT观察到的漫发射的很大一部分，这取决于相对于银河系中心的方向的视线的方向。
2017-10-30 astro-ph.HE
Superdiffusion of Cosmic Rays: Implications for Cosmic Ray Acceleration
宇宙射线的扩散是理解宇宙射线传播和加速的关键过程。利用Lazarian & Vishniac（1999）对MHD湍流中磁场线空间分离的描述，在小于湍流注入尺度的尺度上量化了磁场的发散，并表明这种发散导致了CR在垂直于平均磁场方向上的超扩散。垂直位移的平方不是随着沿磁场的距离$x$而增加，这是规则扩散的情况，而是随着自由流动CR的$x^{3}$而增加。对于沿磁场扩散传播的CR，相关性变为$x^{3/2}$。在后一种情况下，我们表明，重要的是要区分垂直位移的平均场和当地的磁场。我们考虑如何superdiffusion改变冲击中的CRs的加速度，并显示它如何降低效率的CRs加速在垂直冲击。我们还表明，在这种情况下，当小尺度磁场被产生在预冲击区，一个有效的加速可以发生的CR流沿磁环没有碰撞。
2016-12-20 astro-ph.EP astro-ph.HE
The Role of Pressure Anisotropy in Cosmic Ray Hydrodynamics
宇宙线在银河系和其他星系中的传播主要是扩散的，平均自由程主要由波长为宇宙线回旋半径的磁流体波的俯仰角散射决定。在宇宙射线自约束理论中，波是由宇宙射线自身驱动的不稳定性产生的。主要的不稳定性是由于宇宙射线的整体运动或流，平行于背景磁场B，并将宇宙射线动量和能量转移到热气体以及限制宇宙射线。经典的论点和最近的数值模拟表明，自约束由于流不稳定性打破，除非宇宙射线的压力和热气体密度梯度平行于B对齐，这是不太可能总是满足的条件。我们研究了另一种机制，宇宙射线自约束和加热的热气体的压力各向异性不稳定性的基础上。虽然压力各向异性在全球尺度上作为自约束和加热机制的效果明显低于流不稳定性，但它在中尺度上可能很重要，特别是在宇宙射线注入点附近。
2019-10-07 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
Lepton-driven Non-resonant Streaming Instability
磁化等离子体中高能粒子（或宇宙射线，CR）的强烈超阿尔夫文漂移可以通过非共振流不稳定性（NRSI）显着放大磁场。虽然传统的分析是针对离子电流进行的，但在这里，我们使用动力学粒子模拟来研究NRSI在由电子或电子和正电子的混合物驱动时的行为。特别是，我们表征的增长率，频谱，和螺旋的不稳定模式，以及磁场饱和的水平。我们的结果是潜在的几个空间/天体物理环境（例如，电子strahl在太阳风，在斜非相对论冲击，脉冲星风星云），也在实验室实验相关。
2021-06-14 astro-ph.HE physics.plasm-ph
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
The nonlinear saturation of the non-resonant kinetically driven streaming instability
Bell（2004）预测了年轻超新星遗迹（SNR）激波中星际磁场放大的非共振不稳定性，并认为这与宇宙线（CR）粒子的加速有关。对于这种不稳定性，通过感应平行于背景磁场的电流，在SNR冲击波阵面之前流动的CR驱动波长比典型CR拉莫尔半径短得多的电磁波。我们探索的非共振模式的非线性政权使用粒子在细胞（PIC）混合模拟，与动力学离子和流体电子，并分析现实的CR和背景等离子体参数的饱和机制。在线性制度中，所观察到的增长率和波长匹配的理论预测，非线性阶段的不稳定性显示出强烈的反应的背景等离子体和CR粒子，与饱和水平的磁场随CR参数。CR与背景密度比为n_CR/n_b=10^（-5）的模拟显示了最高的磁场饱和水平，能量也被转移到背景等离子体和CR粒子的垂直速度分量。结果表明，磁场的放大因子可以达到>10，并且表明这种不稳定性对于磁场湍流的产生和CR粒子的加速是重要的。
2010-02-08 astro-ph.HE
Grammage of cosmic rays in the proximity of supernova remnants embedded in a partially ionized medium
我们研究了在超新星遗迹附近宇宙线逃逸和传播的背景下，宇宙线共振流不稳定性产生的Alfvén波的阻尼。我们考虑了星际介质的暖电离相和暖中性相中的离子中性阻尼、湍流阻尼和非线性朗道阻尼。对于离子中性阻尼，使用最新的阻尼系数。我们特别调查是否自约束的宇宙射线附近的来源可以明显影响克重。我们发现，离子中性阻尼和湍流阻尼有效地限制了宇宙射线在源附近的停留时间，从而发现源附近累积的克重可以忽略不计。与以前的结果相反，这也发生在离子中性阻尼不太有效的最极端的情况下，即在只有中性氦和完全电离的氢的介质中。因此，标准的图像，即CR秒是在宇宙射线穿过银河系圆盘的整个时间内产生的，不需要深入地重新审视。
2021-06-09 astro-ph.HE
Impact of Cosmic Ray Transport on Galactic Winds
由于认识到宇宙射线可以有效地加速星系风，超新星和年轻恒星产生的宇宙射线的作用最近开始在星系形成和演化的研究中受到重视。宇宙线的微观输运过程是决定宇宙线风驱动效率的基础。以前的研究集中在通过恒定的扩散系数或通过流成比例的阿尔芬速度的宇宙线传输建模。然而，在主要是冷的中性气体中，宇宙射线可以比在电离介质中传播得更快，并且有效传输可以显著更大;即，宇宙射线可以与气体分离。我们进行三维磁流体动力学模拟补丁的星系盘，包括宇宙射线的影响。我们的模拟包括在寒冷的中性星际介质中宇宙射线的退耦。我们发现，相比于普通的扩散宇宙线传输的情况下，考虑去耦导致显着不同的风的性质，如气体密度和温度，显着更广泛的空间分布的宇宙射线，和更大的风速。这些结果对X射线、伽马射线和射电辐射，以及环星系介质的磁化和宇宙射线污染都有意义。
2018-02-23 astro-ph.HE
Intrusion of MeV-TeV Cosmic-Rays into Molecular Clouds Studied by Ionization, the Neutral Iron Line, and Gamma-Rays
低能（~MeV）宇宙射线（CR）使分子云破裂，并在6.4 keV产生中性铁线（Fe I Kα）。另一方面，高能量（>~ GeV）的CR与稠密的云气体相互作用并产生伽马射线。基于一维模型，我们研究了气体电离率，6.4千电子伏线通量，和伽马射线辐射的分子云照射的CR加速在相邻的超新星遗迹之间的空间相关性。我们发现，这三个可观的空间分布依赖于CR如何侵入云和云的内部结构。如果入侵是由缓慢的扩散，6.4千电子伏的线应检测到周围的云边缘电离率高。另一方面，如果CR在云中自由流动，则应观察到伽马射线发射的6.4 keV线。在前者中，负责6.4keV线的CR的冷却时间短于它们的云穿越时间，而在后者中则相反。虽然我们比较的结果与观察，我们不能得出结论，是否扩散或自由流是占主导地位的实现。我们的预测可以通过未来的X射线任务（如XRISM和Athena）以及对覆盖更广泛领域的电离率的观测进行更详细的检查。
2021-02-18 astro-ph.HE
Anisotropy of Arrival Directions of E0 > 8 x 10**18 eV Cosmic Rays and Cosmic Microwave Background
通过分析1974年至2003年期间在雅库茨克阵列和在SUGAR阵列（澳大利亚）记录的E0 > 8x10**18 eV初级宇宙射线的到达方向得到的结果。最大的初级宇宙线流量显示从银河系和超星系（本地超星系团）的平面的可见交叉区域到达，银河经度约为137度。在全球范围内，宇宙微波背景的最低温度是这一区域的典型。
2012-02-23 astro-ph.HE
Understanding Streaming Instabilities in the Limit of High Cosmic Ray Current Density
本文利用动理学粒子模拟研究高宇宙线电流密度下Bell不稳定性的行为，发现各向异性加热导致磁场放大显著减弱，且电子尺度模式对后期演化和饱和影响有限。
2025-02-10 astro-ph.HE physics.plasm-ph
The Biermann battery driven by a streaming plasma
比尔曼电池是宇宙中一种很有前途的种子磁场产生机制。我们提出了一种新的驱动机制的Biermann电池在非均匀等离子体的光束组件。回流引起的不均匀电子流会产生与密度梯度不平行的电子压梯度。因此，由Biermann电池产生磁场。通过对三流体等离子体的数值模拟，揭示了新的磁场产生机制。通过这种机制，第一宇宙射线可以产生红移约为20的天体物理尺度的种子磁场。
2021-03-02 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.plasm-ph
Probing the Extragalactic Cosmic Rays origin with gamma-ray and neutrino backgrounds
GeV-TeV的γ射线和PeV-EeV的中微子背景提供了一个独特的窗口的超高能宇宙射线（UHECR）的性质。我们讨论了最近的费米-LAT数据的河外伽玛射线背景（EGB）和相关的估计点源的贡献，以及冰立方中微子数据的起源的UHECR的影响。我们计算宇宙成因的$γ$ -射线和中微子产生的UHECR的扩散通量，并推导出可能的宇宙学演化的UHECR源的约束。特别是，我们表明，在\citet{Globus2015b}中考虑的混合组合物的情况下，这是在协议（i）俄歇测量的能谱和组成的最高能量和（ii）脚踝状的功能，在光组件中检测到的卡斯卡德-格兰德，是兼容的费米-LAT测量和与当前的IceCube限制。我们还讨论了未来实验的可能性，以检测相关的宇宙成因中微子和进一步限制的UHECR模型，包括可能的次主导UHECR质子源。
2017-04-03 astro-ph.HE
Propagation of galactic cosmic rays in the presence of self-generated turbulence
在银河系中传播的宇宙射线，当它们的运动是超阿尔文运动时，可能会激发流动不稳定性，从而产生它们自身扩散的条件。在本文中，我们提出了一个自洽的解决方案的传输方程的扩散发生的结果，因为自生湍流与预先存在的湍流注入，例如，超新星爆炸和级联到较小的尺度。所有的化学物质都包括在我们的计算中，这样我们就能够显示出除了单个元素的光谱之外的次级与初级的比率。所有的预测似乎都与观测结果吻合得很好。事实上，解释数据时不需要人为中断注入光谱和/或扩散系数作为动量的函数，这可以解释为一个强有力的迹象表明，这里提出的现象实际上是在自然界中观察到的。我们还表明，有很好的协议之间的计算质子谱和宇宙射线谱推断从古尔德带的云的γ射线发射的观测。
2013-07-18 astro-ph.HE
Self-generated magnetic turbulence and the propagation of galactic cosmic rays
在银河系中传播的宇宙射线，当它们的运动是超阿尔文运动时，可能会激发流动不稳定性，从而产生它们自身扩散的条件。我们提出了一个自洽的解决方案的传输方程的扩散发生的结果，因为自生湍流与预先存在的湍流注入，例如，超新星爆炸和级联到较小的尺度。所有的化学物质都包括在我们的计算中，这样我们就能够显示出除了单个元素的光谱之外的次级与初级的比率。所有的预测似乎都与观测结果吻合得很好。
2013-07-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Bell-Instability-Mediated Spectral Modulation of Hadronic Gamma Rays from a Supernova Remnant Interacting with a Molecular Cloud
超新星遗迹（SNRs）被认为是银河系宇宙射线加速的场所。然而，宇宙射线加速的细节仍然没有得到很好的理解。γ射线观测是研究宇宙线加速的有效方法，因为强子γ射线可以追踪~GeV能量以上的高能宇宙线。传统的理论预测，强子γ射线显示出一个平坦的vFv谱从π介子产生的阈值能量的最大能量的扩散冲击加速。在本文中，通过采用数值模拟，解决了分子云的磁流体动力学和宇宙射线的扩散传播的混合系统，我们证明了强子伽马射线谱可以比传统的一个更难，调制谱变得与观测一致。这种变化的机制是：在超新星爆炸冲击波中被加速的宇宙射线传播到一团分子云中。云中的宇宙射线流诱发了所谓的贝尔不稳定性，贝尔不稳定性在云中诱发了阿尔芬波。感应的磁场波动通过减小低于~1 TeV能量的宇宙射线的扩散系数来防止宇宙射线的进一步入侵。这一机制加强了最近井上等人关于分子云周围磁场放大的类似光谱修改的主张。（2012）和Celli et al.（2018年）。
2019-02-13 astro-ph.HE
Gamma-rays from kilonovae and the cosmic gamma-ray background
最近对两颗中子星合并产生的引力波事件GW 170817以及由r过程元素的放射性衰变提供动力的光红外对应物的探测，为伽马射线天文学打开了一扇新的窗口：直接探测来自这种衰变的光子。在这里，我们计算的贡献kilonovae扩散的伽玛射线背景的MeV范围内，使用最近的结果在个别事件中发射的伽玛射线的光谱，我们比较它与其他来源。我们发现，从kilonovae的贡献是不占主导地位的，在这样的能量范围内，但在目前的不确定性，它添加到其他来源可能有助于拟合观测数据。
2020-02-08 astro-ph.HE
Probing the Extragalactic Cosmic Rays origin with gamma-ray and neutrino backgrounds
GeV-TeV的γ射线和PeV-EeV的中微子背景提供了一个独特的窗口的超高能宇宙射线（UHECR）的性质。我们讨论了最近的费米-LAT数据的河外伽玛射线背景（EGB）和相关的估计点源的贡献，以及冰立方中微子数据的起源的UHECR的影响。我们计算宇宙成因的$γ$ -射线和中微子在UHECR传播过程中产生的扩散通量，并推导出UHECR源的可能的宇宙学演化的约束。特别是，我们表明，混合成分的情况下，这是在协议（一）俄歇测量的能谱和成分的最高能量和（ii）脚踝状的功能，在光分量中检测到的KASCADE-格兰德，是兼容的费米-LAT测量和与当前的IceCube限制。
2017-07-04 astro-ph.HE
Confining the high-energy cosmic rays
扩散激波加速是宇宙射线有效加速的主要候选者。银河系的宇宙射线被认为主要来源于超新星遗迹冲击波的这一过程。将宇宙射线限制在激波区是使该机制有效的关键。人们已经知道，在小尺度上（小于典型的回旋半径），由于宇宙射线在激波前流动，会出现高振幅的非共振不稳定性。对于最高能量的宇宙射线的散射效率，确定作用于较长尺度（即大于宇宙射线回旋半径）的不稳定性类型是有意义的。我们将提出我们的分析结果的不稳定性，在这个政权的行为，并将讨论其驱动机制和典型的增长时间。
2011-10-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Penetration of cosmic rays into dense molecular clouds: role of diffuse envelope
宇宙射线（CR）通量通过扩散电离气体传播可以激发MHD波，从而产生磁扰动。我们提出了一个通用的模型CR渗透到分子云通过其扩散信封，并确定领先的物理过程控制其运输的方式从一个高度电离的星际介质的云的致密内部。该模型使我们能够描述一个自由流动的CR和它们的扩散传播之间的过渡，由散射的自生扰动。一组自洽的方程，控制在一个信封和调制CR通量产生的MHD湍流的扩散输运制度，基本上是由两个无量纲的数字。我们证明了一个显着的相互补充的不同机制，导致发病的扩散制度，这导致在一个普遍的能量谱的调制CR。最后，我们简要地讨论了我们的结果的几个基本的天体物理问题，如空间分布的CRs在银河系以及电离，加热和化学致密的分子云的影响。
2018-02-07 astro-ph.HE
Saturated magnetic field amplification at supernova shocks
在考虑了波增长对宇宙线流运动的反馈作用的准线性扩散理论中，讨论了超新星激波处的宇宙线流不稳定性。特别是，非共振不稳定性，导致磁场放大在短波长制度被认为是。使用流式分布的动力学理论计算线性增长率。我们表明，非共振不稳定性实际上是由背景等离子体中的补偿电流驱动的。非共振不稳定性可以发展成非线性区域，产生湍流。解析地推导了由于湍流中粒子扩散而引起的放大磁场的饱和。结果表明，平行和垂直的宇宙射线压力的演变主要是由非共振扩散。然而，饱和度是由共振扩散决定的，共振扩散倾向于通过俯仰角散射减少流动运动。饱和水平可超过平均背景磁场。
2009-04-07 astro-ph.HE
Role of ejecta clumping and back-reaction of accelerated cosmic rays in the evolution of supernova remnants
年轻超新星遗迹（SNR）激波后区域的热结构受到两种主要物理效应的严重影响，即加速宇宙射线（CR）的反反应和在喷出物与激波后的星际介质（ISM）接触不连续处产生的瑞利-泰勒（RT）不稳定性。在这里，我们调查的作用，通过详细的三维MHD建模的物理机制在SNR的演变。我们的模型描述了通过磁化ISM的残留物的膨胀，包括一贯的初始喷出物结块和冲击动力学的影响，由于反反应的加速CR。我们讨论的作用，最初的喷出物块状发展强烈的不稳定性，在接触不连续性，可能会延伸到上游的主震和超越。
2011-09-01 astro-ph.HE
Environments for Magnetic Field Amplification by Cosmic Rays
我们认为最近发现的一类不稳定性，驱动宇宙射线流，在各种环境中。我们表明，虽然这些不稳定性已被讨论的背景下，超新星驱动的星际冲击，他们也可以在星系际介质和星系中的弱磁场，在那里，作为一个强大的源螺旋磁波动，他们可能有助于整体演化的磁场。在银河系内，这些不稳定性在温暖的电离气体中最强，在热的低密度气体中似乎很弱，除非宇宙射线的注入效率非常高。
2009-12-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
SM antideuteron background to indirect dark matter signals in galactic cosmic rays
反氘核生产截面估计使用EPOS-LHC与聚结加力燃烧室，调整到复制已发表的实验数据在很大的能量范围内，这里被用来作为输入到银河系传播代码GALPROP，验证与现有的质子，氦通量以及硼碳比数据比较。由此产生的近地反氘通量，包括太阳调制，与以前的估计。一个总的因素的两个增量的反氘通量的预测，其起源也进行了讨论。然而，这个反氘背景的标准模型源仍然远低于AMS-02，预期的GAPS，灵敏度，以及几个暗物质模型预测的通量。
2020-09-01 astro-ph.HE
But What About... Cosmic Rays, Magnetic Fields, Conduction, & Viscosity in Galaxy Formation
我们提出了一套高分辨率的宇宙学模拟，使用FIRE-2反馈物理与明确的处理一起的磁场，各向异性传导和粘度，和宇宙射线（CR）注入超新星（包括各向异性扩散，流，绝热，强子和库仑损失）。我们调查系统从超微弱的矮（$M_{\ast}\sim 10^{4}\,M_{\odot}$，$M_{\rm halo}\sim 10^{9}\,M_{\odot}$）通过银河系的质量，系统地改变CR参数（如扩散系数$κ$和流动速度），并研究星系性质（质量，恒星形成历史，质量分布，相结构，形态）的合奏。我们证实了以前的结论，磁场，传导，并解决（$\gtrsim 1\,$ PC）尺度上的粘度对散装星系的性质有很小的影响。对于任何物理上合理的参数，CR对矮星（$M_{\ast} \ll 10^{10}\,M_{\odot}$，$M_{\rm halo} \lesssim 10^{11}\,M_{\odot}$）或高红移（$z\gtrsim 1-2$）中研究的所有星系性质的影响相对较弱。然而，在较高的质量（$M_{\rm halo} \gtrsim 10^{11}\,M_{\odot}$）和$z\lesssim 1-2$，CR可以抑制恒星形成的因素$\sim 2-4$，给出相对较高的有效扩散系数$κ\gtrsim 3\times10^{29}\,{\rm cm^{2}\,s^{-1}}$。在较低的$κ$下，CR需…
2020-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Outflows in the presence of cosmic rays and waves with cooling
在流体动力学范围内研究了带有宇宙射线和自激Alfvén波的引力势阱中的等离子体外流。我们研究了宇宙线和Alfvén波存在下的外流，包括冷却和波阻尼的影响。我们寻求物理上允许的亚-超音速跨音速稳态解。我们采用了多流体流体动力学模型的宇宙线等离子体系统。热等离子体、宇宙射线和自激阿尔芬波被当作流体来处理。宇宙线流动不稳定性、冷却和波阻尼等相互作用都得到了充分考虑。我们考虑了一维几何，并探讨了稳态解。该模型被简化为一组常微分方程组，我们解决了亚音速-超音速跨音速的解决方案与给定的边界条件的基础上的重力位阱。我们发现，物理上允许的亚音速-超音速跨音速的解决方案存在的参数范围很广。我们详细研究了三流体系统（只考虑向前传播的阿尔文波）。我们分别研究了有和没有宇宙线扩散的情况。对同一组边界条件（密度、热气体压力、宇宙射线和波），有无冷却和有无波阻尼的解进行了比较。我们还提出了一个有趣的情况下，四流体系统（包括向前和向后传播的阿尔文波），突出不同的组件之间的有趣的关系。
2021-10-12 astro-ph.HE
Interplay between the non-resonant streaming instability and self-generated pressure anisotropies
SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）；Sorbonne Université, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, LERMA（索邦大学，巴黎天文台，PSL大学，法国国家科学研究中心，LERMA）；Sorbonne Université, Ecole Polytechnique, CNRS, Observatoire de Paris, LPP（索邦大学，巴黎综合理工学院，法国国家科学研究中心，巴黎天文台，LPP）
研究非共振流不稳定性与自生成压力各向异性之间的相互作用，揭示中性碰撞对磁场增强的影响及电离等离子体中库仑碰撞的作用。
2024-07-23 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Cosmic ray-driven galactic winds: transport modes of cosmic rays and Alfvén-wave dark regions
由宇宙射线（CR）介导的反馈是星系形成的一个重要过程。因为CR是长寿命的，而且它们沿着磁场线传输，不依赖于任何气流，所以它们可以有效地在星系内分配反馈能量。我们提出了一个深入的调查（一）CR如何发射星系风从一个磁盘，形成在$10^{11} \mathrm{M}_\odot$晕和（ii）CR运输如何影响动态的星系外流。为此，我们使用的Arepo移动网格代码和模型CR运输与CR流体动力学的两个时刻的描述。该模型包括CR与回转共振阿尔芬波的相互作用，使我们能够自洽地计算CR扩散系数和CR传输速度的基础上的粗粒度模型等离子体物理效应。这提供了深入了解关键问题，如有效的CR运输是否是流状或扩散状，如何CR扩散系数和运输速度的环星系介质（CGM）内的变化，以及在何种程度上的两个时刻近似需要忠实地捕捉这些效果。我们发现，CR-扩散系数达到一个稳定的状态，在大多数环境中的显着的例外，我们新发现的阿尔文波暗区的环形风磁场几乎垂直于CR的压力梯度，使CR是无法激发回转共振阿尔文波。然而，CR运输本身不能达到一个稳定的状态，并没有很好地描述的CR流范式，CR扩散范式或两者的组合。
2022-03-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Common origin of the diffuse high energy backgrounds of gamma rays, neutrinos and cosmic ray positrons?
我们发现观测到的天文中微子、γ射线和宇宙射线正电子的高能扩散背景的通量、光谱和天空分布满足简单的关系，这是从它们在高能宇宙射线（CR）与扩散物质的强子碰撞中的共同产生所预期的。这提供了令人信服的证据，高能中微子，伽马射线和正电子背景有一个共同的起源-强子介子生产的宇宙射线在我们的银河系和外部星系，而不是通过衰变/湮灭的暗物质粒子。
2016-02-12 astro-ph.HE hep-ph
Cosmic rays and thermal instability in self-regulating cooling flows of massive galaxy clusters
阻止星系团内强烈冷却流的关键物理过程之一是来自星系团中央活动星系核（AGN）的持续能量输入。然而，目前还不清楚这种能量是如何热化的，以便它可以有效地防止全球热不稳定。一种可能的选择是，AGN的一部分能量被转换成宇宙射线（CR），它提供非热压力支持，即使热能被辐射出去，也可以保留能量。通过磁流体动力学模拟，我们研究了活动星系核喷流注入的CR对大质量星系团冷却流的影响。我们的结论是，转换一小部分的AGN亮度低至10%的CR能量防止冷却流的时间尺度上的十亿年，没有显着的变化，在结构的多相集群内介质。相比之下，CR主导的喷流会导致在CR压力的支持下形成延伸的温暖中央星云。我们报告说，CR的存在是无法抑制大规模的星系团的热不稳定性的发病，但CR为主的喷气机显着改变气体的持续演变，因为它继续冷却等压等容。对流在团簇中的再分配主要是由平流而不是扩散或流动所控制，但对流加热有助于维持气体在热和暖相。观测上，自我调节，CR占主导地位的喷流产生的\gammaray ~流量超过目前的观测限制，但在喷流低CR分数不排除。
2022-07-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
