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
Effects of energetic particles produced by magnetic reconnection on discs of young stars
本论文构建结合观测、化学动力学模型与高能粒子输运的框架，研究T Tauri星磁重联粒子对内部原行星盘电离及演化的影响。
2025-01-07 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
The energetics of relativistic magnetic reconnection: ion-electron repartition and particle distribution hardness
无碰撞的磁重联是解释各种高能天体（包括具有相对论性离子-电子等离子体的天体）中类似耀斑或稳定发射、外流发射或等离子体加热的主要候选者。但是，对于重联事件中初始磁能的命运，我们仍然知之甚少：动能、离子/电子再分配以及粒子分布的硬度是多少？我们探索这些问题与2D粒子在细胞模拟的离子-电子等离子体。我们发现，45至75%的总初始磁能结束的动能，这部分增加与流入磁化。取决于引导场强度，离子获得总动能的30%至60%。粒子可以被分成两个群体，它们只是微弱地混合：（i）最初在电流片中的粒子，通过其最初的撕裂和随后的岛的收缩而被加热;以及（ii）来自背景等离子体的粒子，当通过X点附近时，它们主要通过重连电场获得能量。粒子（ii）倾向于形成指数为$p=-d\log n(γ)/d\logγ$的幂律，该指数主要取决于物质$s$的流入阿尔文速度$V_A$和磁化强度$σ_s$，对于电子$p=5$至$1.2$，对于增加$σ_e$。对于所有的相对论模拟，离子或电子的最高粒子洛伦兹因子随时间大致线性地增加。与无碰撞冲击加速度相比，这更快，并且光谱可能更硬。我们将讨论微类星体和活动星系核日冕，河外喷流和射电瓣的应用。我们指出的情况下，如康普顿阻力或对创建的影响是很重要的。
2014-05-12 astro-ph.HE physics.plasm-ph physics.space-ph
Beaming and rapid variability of high-energy radiation from relativistic pair plasma reconnection
我们报告的角分布的高能粒子和辐射产生的相对论性碰撞的电子-正电子对等离子体重联，使用二维粒子在细胞模拟的第一次研究。我们发现了一个强大的各向异性的粒子加速重联和相关的强光束的辐射。粒子和辐射的聚焦随着能量的增加而增加;从这个意义上说，这种“动力学聚束”效应与高能天体物理学中通常引用的相对论多普勒聚束有着根本的不同，在高能天体物理学中，所有的光子都被聚焦并以消色差的方式增强。我们还提出，第一次，同步辐射的建模所看到的外部观察者在重连过程中。预期的光变曲线包括几个明亮的对称子耀斑发射的高能粒子束扫过视线间歇性，并表现出超快的时间变化短约十分之一的系统光交叉时间。高能粒子集中在磁岛内部的致密区域和粒子的各向异性解释了快速的变化。这种重联的辐射特征可以解释蟹状星云和耀变体中伽马射线耀斑的亮度和变化。
2012-07-03 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Determining the Dominant Acceleration Mechanism during Relativistic Magnetic Reconnection in Large-scale Systems
虽然越来越多的研究表明，相对论性磁重联是高能天体物理系统中粒子加速的一个巨大来源，但主要的加速机制仍然存在争议。使用完全动力学模拟和理论分析相结合，我们表明，费米型加速内的大规模动态电场占主导地位的直接加速从非理想电场内的小尺度扩散区域。这一结果具有深远的影响建模粒子加速在大规模的天体物理问题，因为它开辟了建模的可能性，而不解决微观扩散区的能量谱。
2019-06-20 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Simultaneous Proton and Electron Energization during Macroscale Magnetic Reconnection
本文通过宏观磁重联模拟发现质子和电子均形成幂律能谱，主要机制为磁通量绳合并中的费米反射，并指出太阳耀斑中质子携带的磁能远超直接观测预期。
2024-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Study of magnetic reconnection at low-$β$ using laser-powered capacitor coils
本文介绍了激光驱动电容器线圈平台micro-MRX，在低β条件下研究磁重联，直接测量到面外电场加速电子并观测到离子声波与电子声波爆发，为实验室磁重联研究提供了新途径。
2024-10-03 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Direct measurement of non-thermal electron acceleration from magnetically driven reconnection in a laboratory plasma
磁重联是一种普遍存在的天体物理过程，它将磁能迅速转化为等离子体流能、热能和非热高能粒子（包括高能电子）的某种组合。在不同的低$β$（plasma-to-magnetic pressure ratio）和无碰撞环境中，理论上提出了各种重联加速机制，包括一阶和二阶费米加速、电子感应加速、沿磁场的平行电场加速以及重联电场的直接加速。然而，迄今为止，它们都没有得到实验证实，因为在实验室实验中直接观察非热粒子加速是困难的，这是由于\textit{in-situ}测量的德拜长度短和\textit{ex-situ}测量的平均自由程短。在这里，我们报告的直接测量加速非热电子从低$β$磁驱动重联实验中使用激光供电的电容线圈平台。我们使用千焦耳雷射来驱动平行电流，以准轴对称几何形状重新连接兆高斯级磁场。测量的电子能谱和由此产生的加速能量的角度依赖性，支持粒子在细胞模拟，表明直接电场加速的平面外重联电场的机制是在工作。使用这种机制的定标能量与天体物理观测直接相关。因此，我们的研究结果验证了建议的加速机制之一的重联，并建立了一个新的方法来研究重联粒子加速与相关制度的实验室实验。
2022-01-25 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Particle Acceleration in Magnetic Reconnection with Ad hoc Pitch-angle Scattering
磁重联过程中的粒子加速是空间、太阳和天体物理等离子体领域的一个长期课题。最近的磁重联的3D粒子模拟表明，由于3D场线混沌，粒子可以离开通量绳，允许粒子访问额外的加速站点，通过费米加速获得更多的能量，并发展出幂律能量分布。这种3D效果在传统的2D模拟中不存在，在2D模拟中，由于粒子在场线上的运动受到限制，因此它们被人为地限制在磁岛上。然而，全3D模拟对于大多数研究来说都是昂贵的。在这里，我们试图重现3D的结果，在2D模拟中引入特设的俯仰角散射的一小部分的颗粒。我们表明，散射粒子能够运输出2D岛屿，实现更有效的费米加速，导致高能粒子通量的显着增加。我们还研究了散射频率对非热粒子谱的影响。这项研究有助于实现磁重联中粒子加速的完整图像。
2022-05-17 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Large-scale Compression Acceleration during Magnetic Reconnection in a Low-$β$ Plasma
在太阳耀斑和其他天体物理系统中，与磁重联相关的粒子加速问题的一个主要挑战是动力学尺度和观测到的重联尺度之间的巨大尺度分离。正因为如此，仅仅使用动力学模拟很难得出任何明确的结论。求解高能粒子输运方程的粒子加速模型可以捕获动力学模拟中发现的主要加速物理，从而提供一种实用的方法来进行可观测的预测并直接将模型结果与观测结果进行比较。在这里，我们研究磁重联中的压缩粒子加速通过求解帕克（扩散-平流）输运方程使用速度和磁场从二维高Lundquist数磁流体力学（MHD）模拟的低$β$重联层。我们发现，可压缩重联层可以给显着的粒子加速，导致幂律粒子能量分布的形成。我们分析了加速率，发现重联层中的加速是一阶和二阶费米过程的混合。当包括一个引导场，我们发现光谱变得陡峭，幂律截止能量和最大粒子能量降低等离子体变得更难压缩。该模型产生的二维粒子分布可以用来生成辐射图，并直接与太阳耀斑观测结果进行比较。这提供了一个框架来解释粒子加速在大规模天体物理重联网站，如太阳耀斑。
2018-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Acceleration, magnetic fluctuations and cross-field transport of energetic electrons in a solar flare loop
等离子体湍流被认为与太阳耀斑中涉及的各种物理过程有关，包括磁重联、粒子加速和输运。利用Ramaty高能太阳光谱成像仪（{ \it RHESSI}）的观测和X射线可见度分析，我们确定了一次耀斑（GOES M3.7级，2002年4月14日23 $:$ 55 UT）的高能电子的空间和光谱分布，这一耀斑以前被认为与重联情景相一致。结果表明，由于环中存在高密度等离子体，电子必须绕长$\sim 2\times 10^9$ cm、宽$\sim 7\times 10^8$ cm的环顶点连续加速。几十keV的电子的能量依赖的运输被观察到发生沿和跨引导磁场的环路。我们表明，交叉场运输是一致的磁湍流的存在下，在循环中，电子被加速，并估计的大小的场线扩散系数的耀斑的不同阶段。在给定的磁场关联长度下，计算了磁涨落的能量密度，它大于非热电子的能量密度。当最大数量的电子被加速时，磁波动的水平达到峰值，并且在衰变阶段低于可检测性或不存在。这些硬X射线观测提供了第一个观测证据，证明磁湍流控制着致密耀斑环中高能电子的演化，并暗示了它们的湍流加速。
2011-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Reconnection-controlled decay of magnetohydrodynamic turbulence and the role of invariants
我们提出了一个新的理论图片的磁主导，衰减湍流的情况下，平均磁场。我们证明，这种湍流是由磁结构的重联，而不是由理想的动力学，如先前所假设的。我们得到预测的磁能衰减规律，提出湍流衰变的重联时间尺度，同时尊重守恒的某些积分不变量表示拓扑约束所满足的重联磁场。众所周知，磁螺旋度对于初始螺旋场配置是这样的不变量，但不约束非螺旋衰减，其中体积平均磁螺旋度密度为零。对于这样的衰减，我们提出了一个新的积分不变量，类似于Loitsyansky和萨夫曼不变量的流体动力学湍流，表示保守的随机（缩放为$\mathrm{volume}^{1/2}$）磁螺旋包含在任何足够大的体积。我们的处理导致了对磁能衰减定律的新预测：特别是，当我们期望重连快速时螺旋湍流的规范$t^{-2/3}$幂律时（即，等离子体团为主的或随机的），我们发现一个较浅的$t^{-4/7}$衰减在缓慢的'斯威特帕克'重联制度，在更好的协议与现有的数值模拟。对于非螺旋领域，目前还没有明确的理论，我们预测的$t^{-10/9}$和$t^{-20/17}$的快速和缓慢的重联制度，分别幂律。我们制定了一个一般原则的湍流系统的衰减受到保存的Saffman一样的不变量，并提出它如何可能被应用到MHD湍流与强平均磁场和各向同性MHD湍流与初始均分之间的磁场和动能。
2021-09-02 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Nonthermally Dominated Electron Acceleration during Magnetic Reconnection in a Low-beta Plasma
通过完全动力学模拟，我们研究了在类似于日冕和耀斑的条件下，非相对论质子-电子等离子体中磁重联过程中的电子加速。我们表明，重联导致非热占主导地位的电子加速与幂律能量分布在非相对论性低$β$制度，但不是在高$β$制度，其中$β$是等离子体的热压力和磁压力的比率。在低$β$区，加速电子包含大部分耗散的磁能。一个引导中心电流的描述是用来揭示在体非热超导过程中的电子漂移运动的作用。我们发现，主要的加速机制是一个\textit{Fermi}型加速完成的粒子曲率漂移运动沿电场诱导的重联外流。虽然不同等离子体$β$的加速机制相似，但低$β$重联驱动Alfvénic时间尺度上的快速加速，并从热分布中发展出幂律。低$β$等离子体中磁重联引起的非热主导加速可能对太阳耀斑和其他天体物理系统中的高效电子加速具有重要意义。
2015-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Formation of Power-law Electron Energy Spectra in Three-dimensional Low-$β$ Magnetic Reconnection
虽然观察表明，幂律电子能谱是磁重联期间强能量释放的常见结果，例如，在太阳耀斑中，动力学模拟未能提供非相对论重联能谱中幂律的确切证据。通过三维大尺度全动力学模拟，研究了非相对论低$β$重联中幂律电子能谱的形成。我们发现，在整个域和局部光谱内的重联层的各个区域的整体频谱集成具有幂律的尾巴与频谱指数$p \sim 4$在3D模拟中，它持续整个非线性重联阶段，直到饱和。相比之下，2D模拟中的频谱迅速演变并迅速变软。我们表明，三维效应，如自生湍流和混乱的磁场线，使高能量电子的传输跨越重联层，并允许他们访问几个主要的加速区域。这导致了不同能量的电子的持续和几乎恒定的加速率。我们构建了一个模型，解释所观察到的幂律谱指数粒子加速和逃逸的主要加速区域，这是定义的曲率漂移加速项的阈值的基础上的动态平衡。这一结果对解释太阳耀斑中幂律能谱的形成具有重要意义。
2019-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Centrifugal breakout reconnection as the electron acceleration mechanism powering the radio magnetospheres of early-type stars
磁性B星经常表现出圆偏振的无线电辐射，被认为是由被困在星周磁层中的高能电子的回旋同步辐射引起的。最近的经验分析表明，观测到的射电辐射的起始和强度与磁场强度和恒星自转速率成比例。这挑战了现有的范式，即高能电子在磁化恒星风外部区域的相反极性场线之间的电流片中加速，其中不包括恒星旋转的作用。最近成功地解释了一个类似的旋转场的H $α$线发射的模型，其中磁层密度调节离心突破（CBO）方面的依赖关系的基础上，我们在这里研究相关的CBO驱动的磁重联在加速电子发射所观察到的回旋同步辐射的潜在作用。我们特别表明，CBO重联的能量生产的理论比例匹配以及观测到的射电光度的经验趋势，具有适当的小，几乎恒定的转换效率$ε\approx 10^{-8}$。我们总结了我们的CBO标度与以前的协会与电动势的显着优势，并讨论了CBO过程的X射线和其他观察到的旋转磁性B星离心磁层的特性的潜在影响。
2022-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hard particle spectra of galactic X-ray sources by relativistic magnetic reconnection in laser lab
磁重联是指不同方向的磁场线相互“重联”，导致磁场拓扑重新排列，并将磁场能转化为动能（K. E.）高能粒子。这一过程发生在磁化的天文等离子体中，如日冕、地球磁层和活动星系核中的等离子体，并解释了各种现象，如太阳耀斑、高能粒子加速和光子发射的动力。本文报道了相对论电子磁化情况下的磁重联实验，以及在电子和质子能谱中观察到的幂律分布的流出。用强激光照射“微线圈”，产生相对论磁化等离子体，并在最大磁场3 kT下实现了磁重联。在下游流出方向上，在电子和质子光谱的高能部分观察到非热分量，电子光谱的幂律斜率明显更硬（p = 1.535 +/- 0.015），这与解释天鹅座X-1（具有相同磁化阶数的银河系X射线源）硬发射尾的电子注入模型相似。实验结果表明，银河X射线源发射区的磁化条件足以通过磁重联建立硬电子布居。
2019-04-05 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Simulations of particle acceleration beyond the classical synchrotron burnoff limit in magnetic reconnection: An explanation of the Crab flares
人们普遍认为，天体物理源在静止坐标系中不能发射160 MeV以上的同步辐射。该极限由作用在电子上的加速电力和辐射反作用力之间的平衡给出。在蟹状星云中发现的同步加速伽马射线耀斑，远远超过了这个极限，挑战了粒子加速的经典图像。为了克服这个限制，粒子必须在高电场和低磁场的区域中加速。这只有在非理想的磁流体动力学过程中才有可能，比如磁重联。我们提出的第一个数值证据的粒子加速超过同步加速器烧毁限制，使用一组超相对论对等离子体重联的二维粒子在细胞模拟。我们使用一个新的代码，Zeltron，其中包括自洽的辐射反作用力的粒子的运动方程。我们证明，最有活力的粒子来回移动的重联层，以下相对论Speiser轨道。然后，这些粒子在离开该层后，在一个完整旋转的一小部分内迅速辐射>160 MeV的同步辐射。我们的分析表明，高能同步辐射通量是高度可变的时间，因为强大的各向异性和不均匀性的高能粒子。我们发现一个强大的正相关性之间的流量和截止能量的辐射，模仿相对论多普勒放大的效果。强导场抑制了160 MeV以上同步辐射的发射。我们的结果与观测到的蟹状耀斑的性质是一致的，支持重联的情况。
2013-05-07 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Relativistic Nonthermal Particle Acceleration in Two-Dimensional Collisionless Magnetic Reconnection
磁重联，特别是在相对论范围内，提供了一个有效的机制，加速相对论粒子，从而提供了一个有吸引力的物理解释，非热高能辐射从各种天体物理来源。我提出了一个简单的分析模型，阐明了负责重连驱动的相对论非热粒子加速（NTPA）在大系统，等离子体团占主导地位的制度在两个维度的关键物理过程。该模型的目的是解释的数值观测依赖性的幂律指数$p$和高能量截止$γ_c$的非热粒子能谱$f(γ)$上的环境等离子体磁化$σ$，和（$γ_c$）的系统大小$L$。在这个自相似模型中，高能粒子被面外重联电场$E_{\rm rec}$连续加速，直到它们被重联磁场磁化，并最终被捕获在足够大的等离子体团中。该模型还包括扩散费米加速粒子反弹快速移动的等离子体团。我认为，电加速和磁化之间的平衡控制的幂律指数，而捕获在等离子体团管理的截止，从而绑粒子能谱的等离子体团分布。
2020-07-18 astro-ph.HE physics.plasm-ph physics.space-ph
Magnetic Reconnection in Turbulent Plasmas and Gamma Ray Bursts
讨论了Lazarian & Vishniac 1999提出的湍流存在下的磁重联模型如何使重联率与电阻率或微观等离子体效应无关，而完全由湍流引起的磁场线漂移决定。我们解释说，该模型占快速和缓慢的制度的重联，这种属性自然会引起耀斑的重联在低β等离子体环境。此外，我们表明，该模型涉及体积重联，可以转换成高能粒子的能量的相当一部分。重要的是，重联诱导一阶费米型的有效加速。最后，我们将重联的性质与观测到的伽马射线暴的性质联系起来，并提供证据支持基于重联释放能量的伽马射线暴的解释。
2013-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Electron Acceleration during Macroscale Magnetic Reconnection
首次对大尺度系统中磁重联过程中的电子加速进行了自洽模拟。与观测到的太阳耀斑一致，高能电子的光谱呈幂律形式，其能量范围超过20年。这些非热电子的驱动机制是生长和合并磁通量绳中的费米反射。强导场通过削弱费米驱动机制抑制了非热电子的产生。对于弱的引导场，非热电子的总能量含量占主导地位的热热电子，即使他们的数量密度仍然很小。我们的结果以2017年9月10日X8.2级太阳耀斑的硬X射线，射电和极紫外（EUV）观测为基准。
2021-01-22 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Gamma-ray flares in the Crab Nebula: A case of relativistic reconnection?
蟹状星云是在大约一千年前一颗大质量恒星坍缩后形成的，留下了一颗脉冲星，它膨胀了一个充满磁场的超相对论电子-正电子对的气泡。对短暂但明亮的高能伽马射线耀斑的观测表明，电子对在几天内就被加速到PeV能量;如此快速的加速不可能由冲击驱动。在这里，有人认为耀斑可能是星云中磁耗散的确凿证据。使用2D和3D粒子模拟，它表明，观察是一致的相对论性磁重联，对受到强辐射冷却。蟹状耀斑可能突出了相对论性磁重联在天体物理学中的重要性。
2014-01-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Self-consistent multidimensional Penrose process driven by magnetic reconnection
本研究提出一种由磁重联产生的等离子体团驱动的多维彭罗斯过程研究方法，可适用于不同主导场景，结合带纯环向磁场的平衡环面估算过程能量，为黑洞周围等离子体电阻效应研究提供新框架。
2025-03-21 astro-ph.HE gr-qc
Reconnection-Powered Linear Accelerator and Gamma-Ray Flares in the Crab Nebula
最近在蟹状星云中发现了长达一天的伽马射线耀斑，推测是PeV（10^{15} eV）电子在毫高斯磁场中的同步辐射，这对粒子加速模型提出了强烈的挑战。在电场小于磁场的标准条件下，通过平衡加速率和同步辐射损失，观察到的光子能量超过了上限（~100 MeV）。我们认为，线性电加速器，操作在磁重联网站，是能够绕过这个困难。能量足够大的电子具有如此大的回旋半径，以至于它们的运动对重联层中的小尺度湍流结构不敏感，并且仅由大尺度场控制。我们表明，这样的粒子被引导到重联层的反向磁场，因为它们被加速的重联电场。当这些电子被限制在电流片内时，它们经历减小的垂直磁场，该垂直磁场可能下降到加速电场以下。这使它们能够在遭受辐射损失之前达到更高的能量，从而发射出超过100 MeV极限的同步辐射，为蟹状星云伽马射线耀斑悖论提供了一个自然的解决方案。
2011-05-04 astro-ph.HE physics.plasm-ph
On the distribution of particle acceleration sites in plasmoid-dominated relativistic magnetic reconnection
我们调查粒子加速网站的分布，独立于实际的加速机制，在等离子体团主导的，相对论性无碰撞磁重联通过分析粒子在细胞的数值模拟的结果。模拟开始与哈里斯型电流层对等离子体中没有引导磁场，辐射损耗可以忽略不计，没有初始扰动，并使用周期性的边界条件。我们发现，等离子体团发展一个强大的内部结构，冷致密的核心和热外壳，这是恢复后，每个等离子体团合并的动态时间尺度。我们使用时空图的重联层探测的等离子体团的演变，并在此背景下，我们调查了一个有代表性的样本的高能电子的单个粒子的历史。我们区分了三类粒子加速点：（1）磁性X点，（2）合并等离子体团之间的区域，（3）加速等离子体团的后缘。我们评估了每类加速站点对高能电子最终能量分布的贡献-磁性X点在中等能量下占主导地位，合并等离子体团之间的区域在较高能量下占主导地位。我们还确定了占主导地位的加速方案，按照重要性递减的顺序-（1）合并等离子体团之间的单一加速，（2）在磁性X点的单一加速，以及（3）在磁性X点的加速，然后在等离子体团中加速。粒子加速只在静止等离子体团附近是不存在的。在相对论重联中，等离子体团收缩引起的磁镜效应并不显著。
2015-11-11 astro-ph.HE
Magnetic energy dissipation and gamma-ray emission in energetic pulsars
一些能量最高的恒星在$0.1$到$100$ GeV波段表现出旋转调制的伽马射线辐射。这种辐射的亮度通常是脉冲星自旋下降功率（伽马射线效率）的$0.1\text{-}10\%$，这意味着可用电磁能量的很大一部分在磁层中耗散，并作为高能光子重新辐射。为了研究这种现象，我们使用具有强同步加速器冷却的3D粒子模拟来模拟脉冲星磁层。我们特别关注的动态赤道电流片的磁重联和能量耗散发生。我们的模拟表明，磁层电流片中耗散的自旋下降功率的一小部分是由微物理等离子体尺度下的磁重联速率控制的，并且仅取决于脉冲星倾角。我们证明了加速对的最大能量和分布函数由电流片附近的每个粒子的可用磁能，磁化参数控制。等离子体分布的形状和程度被印在所观察到的同步辐射中，特别是在所观察到的光谱的峰值和截止处。我们研究了同步辐射冷却的强度如何影响所观察到的各种光谱形状。我们的结论很自然地解释了为什么具有更高自旋下降功率的恒星具有更宽的光谱形状，因此伽马射线效率较低。
2023-03-17 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Exact Calculation of Nonideal Fields Demonstrates Dominance of Injection in Relativistic Reconnection
通过动力学粒子模拟自洽解析非理想磁流体电场能量增益，证明非理想场在相对论磁重联早期注入阶段的主导作用，为扩展MHD模型提供统计基础。
2023-09-15 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Energy Extraction via Magnetic Reconnection in Lorentz breaking Kerr-Sen and Kiselev Black Holes
黑洞可以积累大量的能量，是高能天体物理现象的主要来源。最近，磁场的快速磁重联（MR）被提出作为一种新的提取能量的方法。我们发现，存在的电荷参数强烈地改变了简单的克尔的情况下，使这种提取机制可能，即使不是极端旋转的黑洞（$a \sim 0.7$）。我们还表明，在适当的情况下，MR比Blandford-Znajek机制更有效。最后将这些结果与经典的黑洞解进行了比较，发现它们相对于Kerr解是不存在和增强的。
2022-06-26 astro-ph.HE gr-qc
Black hole flares: ejection of accreted magnetic flux through 3D plasmoid-mediated reconnection
磁重联可以为来自吸积黑洞内部磁层的明亮、快速耀斑提供动力。我们进行极高的分辨率（$5376\times2304\times2304$细胞）的广义相对论磁流体动力学模拟，捕捉等离子体团介导的重联在3D磁逮捕磁盘的第一次。我们表明，赤道，等离子体团不稳定的电流片的形式在一个瞬态的，非轴对称的，低密度磁层内的几个史瓦西半径。磁通量束在这个电流片中以普遍的等离子体团介导的速率通过重联逃离事件视界。这种重连作用会对射流中的高磁化等离子体产生影响，并将最终被困在通量束中的等离子体加热到与射流磁化成比例的温度。逃逸的通量束可以作为低密度热点完成一个完整的轨道，这与重力干涉仪对Sgr A $^{*}$的观测结果一致。视界附近的重联产生了足够高能量的等离子体来解释吸积黑洞的耀斑，例如从M87观测到的TeV辐射。耀斑期间质量吸积率的下降以及由此产生的低密度磁层使得重连加速粒子产生的极高能量光子更容易逃逸。极端的分辨率导致收敛的等离子体团介导的重连率，直接决定了耀斑的时间尺度和性质。
2022-02-07 astro-ph.HE gr-qc physics.plasm-ph
Particle acceleration in relativistic magnetic reconnection with strong inverse-Compton cooling in pair plasmas
粒子模拟（PIC）表明，相对论性无碰撞磁重联驱动非热粒子加速（NTPA），可能解释高能（X射线/ $γ$射线）同步加速器和/或逆康普顿（IC）辐射从各种天体物理源观察到。辐射粒子的辐射反反作用力在大多数模拟中都被忽略了，尽管在许多重联可能很重要的天体物理环境中，辐射冷却大大改变了粒子动力学。我们提出了一个辐射PIC研究检查外部IC冷却的基本动力学，NTPA和相对论重联对等离子体的辐射签名的影响。我们发现，虽然重联率和整体动力学基本不变，IC冷却显着影响NTPA：粒子光谱仍然显示出硬幂律（指数$\geq -2$）在非辐射重联，但过渡到一个陡峭的幂律延伸到冷却依赖的截止。陡峭的幂律指数随时间在大约$-$ 3和$-$ 5之间波动。时间积分的光子谱显示出相应的指数为$\approx -0.5$和$\approx -1.1$的幂律，与吸积黑洞的硬X射线谱中观察到的相似。
2018-11-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Guide field effects on particle acceleration in three-dimensional relativistic magnetic reconnection
National and Kapodistrian University of Athens（雅典国立卡波蒂斯坦大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理中心）；Institute of Accelerating Systems & Applications（加速系统与应用研究所）
本文通过3D和2D模拟，研究了相对论磁重联中引导场强度对粒子加速的影响，发现快速加速通道在3D中持续存在但涉及粒子比例减小，导致能谱变陡和最高洛伦兹因子降低。
2026-10-05 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Solar Energetic Particle Charge States and Abundances with Nonthermal Electrons
本研究针对太阳高能粒子事件源区温度估算问题，分析非热电子分布对A/Q法温度估算的影响，发现电子分布偏离麦克斯韦分布对源区温度结果无显著影响，且SEP加速离开加速区的时间短于电离时间尺度。
2024-03-10 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Stochastic Particle Acceleration in Multiple Magnetic Islands during Reconnection
提出了一种带电粒子与多个磁岛相互作用的非热粒子加速机制。原始的费米加速模型假设星际介质中随机分布的磁云以随机速度$V_c$运动，由于头-尾碰撞和头-尾碰撞的结合，使得$O(V_c/c)^2$具有二阶加速。在这封信中，我们重新考虑了原来的费米模型，在重新连接过程中引入多个磁岛而不是磁云。我们讨论了高能粒子有分布在磁岛外的趋势，它们主要与重联流出喷流相互作用。结果，加速效率变为$O(V_A/c)$的一阶，其中$V_A$和$c$分别是阿尔文速度和光速。
2012-01-04 astro-ph.HE
Kinetic Beaming in Radiative Relativistic Magnetic Reconnection: A Mechanism for Rapid Gamma-Ray Flares in Jets
快速的伽玛射线闪焰造成了一个天体物理学难题，需要机制来加速高能粒子并产生快速观测到的变化。无碰撞相对论性磁重联可以满足这些双重要求。一方面，相对论重联可以激发伽马射线发射电子。另一方面，正如先前的动力学模拟所示，重连加速机制优先将高能粒子及其发射的光子聚焦成光束，当它们穿过望远镜的视线时，可能会产生快速的光点。使用一系列的二维对等离子体粒子在细胞模拟，我们明确地证明了辐射冷却介导的可观察到的签名，这种“动力学光束”的效果所发挥的关键作用。只有在我们有效冷却的模拟中，我们才能测量重联层超过一个光交叉时间的动力学光束。我们发现之间的相关性的冷却强度和光子能量范围内发生持续的动力学光束：更强的冷却与更广泛的光束光子能量。我们还将我们的研究结果应用于快速伽马射线耀斑的平谱射电类星体，这表明一个范例的辐射有效的动力学光束约束相关的排放模型。特别地，波束形成产生的可变性可以更容易地在两区（例如脊鞘）设置中实现，其中康普顿种子光子起源于射流本身，而不是在一区外部康普顿场景中。
2020-08-25 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Theory and Applications of Non-Relativistic and Relativistic Turbulent Reconnection
由于雷诺数极高，现实的天体物理环境是湍流的。因此，描述天体物理重联的重联理论不应忽略湍流对磁重联的影响。湍流是众所周知的改变许多物理过程的性质显着，在这篇评论中，我们声称，磁重联是不是一个例外。我们强调，不仅天体物理学上的湍流是普遍存在的，而且磁重联本身也会引起湍流。因此，在任何现实的天体物理重联设置中，都必须考虑湍流。我们认为，由于MHD湍流在相对论和非相对论的情况下的相似性的磁重联理论的非相对论的情况下，可以扩展到相对论的情况下，我们提供的数值模拟支持这一猜想。我们还提供了定量的理论预测和数值实验结果的比较，包括湍流重联是自驱动的情况下，即在系统中的湍流是由重联过程本身产生的。我们展示了如何湍流重联需要违反磁通量冻结，这一结论，有真正深远的影响，许多现实的湍流天体物理环境。此外，我们考虑湍流重联的观测测试以及理论的许多影响。前者包括太阳和太阳风的重联，后者包括湍流重联引起的重联扩散过程、高能粒子的加速、与黑洞源有关的湍流重联爆发以及伽马射线暴。最后，我们解释了为什么湍流重联不能解释的湍流电阻率或通过平均场的方法。
2015-12-09 astro-ph.HE
Radiative Magnetic Reconnection in Astrophysics
本文综述了高能等离子体天体物理学中一个迅速发展的新领域--辐射磁重联，即：辐射反应影响重联动力学，能量学和非热粒子加速的重联制度。这种影响可以通过许多天体物理学上重要的辐射效应来表现，例如粒子加速的辐射反应极限、辐射冷却、辐射电阻率、辐射阻力对重联流出的制动、辐射压力、粘性，甚至在最高能量密度下的电子对产生。在磁重联理论和模型中自洽地包含这些效应，要求我们对这个问题的整体理论方法进行认真的修改。此外，快速重连动力辐射通常是我们研究远程天体物理系统的唯一观测诊断工具;这强调了开发预测建模能力的重要性，以便将重连系统中的基本物理条件与可观测的辐射特征联系起来。本章概述了辐射重联的基本物理理解的最新理论进展，特别强调了天体物理学上重要的辐射机制，如同步加速器，曲率和逆康普顿。它还提供了辐射重联的关键高能天体物理学应用的广泛审查，如：脉冲星风星云和磁层，吸积黑洞日冕和XRB和AGN的喷流，磁星的磁层，和伽马射线暴。最后，本章讨论了最关键的开放问题，并概述了未来的研究方向，在这个令人兴奋的新前沿等离子体天体物理学。
2015-10-19 astro-ph.HE
Characterizing the temporal evolution of Biermann-battery-driven magnetic reconnection in laser-ablated plasmas
Kyushu University（九州大学）；Seikei University（圣德大学）；The University of Osaka（大阪大学）；Aoyama Gakuin University（青山学院大学）
本研究通过改变激光焦点间距控制入流参数，利用激光汤姆逊散射系统表征Biermann电池驱动的磁重联时间演化，发现重联率主要由重联层局域物理过程控制，对全局入流条件不敏感。
2026-08-24 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Pulsar Radio Emission Mechanism: Radio Nanoshots as a Low Frequency Afterglow of Relativistic Magnetic Reconnection
在这封信中，我们提出蟹状星云、其他年轻的高能双星和毫秒双星的相干射电发射是在光柱之外的磁层电流片中产生的。我们进行了全球和局部的二维动力学等离子体模拟的重联来说明相干发射机制。在非常有效的等离子体团为主的制度，在电流片超出轻圆柱的重新连接进行，和电流层被分割成一个动态链的等离子体团进行连续的合并。足够大的等离子体团的合并产生次级垂直电流片，这也是等离子体团不稳定的。等离子体团相互碰撞以及与上游磁场的碰撞会喷射出快磁声波，这些快磁声波穿过背景场向上游传播，并成功地从等离子体中逃逸，成为落在无线电波段的电磁波。这个模型成功地解释了许多重要的特点，观察到的无线电发射从螃蟹和其他天体与高磁场在光柱：相位重合的高能量发射，纳秒持续时间（nanoshots），和极端的瞬时亮度的个人脉冲。
2019-02-20 astro-ph.HE
Magnetic reconnection and plasmoid formation in three-dimensional accretion flows around black holes
磁重联被认为是向黑洞附近的等离子体提供能量的主要能量耗散机制之一。事实上，通过磁重联形成的等离子体团可能在来自我们星系中心SgrA* 的黑洞的$γ$射线、X射线和近红外耀斑中发挥关键作用。我们报告的结果三维广义相对论理想和电阻磁流体力学模拟模拟磁重联吸积流周围的天体物理黑洞。作为一个重要的区别与类似的作品，我们的吸积盘有一个初始的偶极磁场配置与交替极性的环。我们表明，电流片的形成和破坏迅速的黑洞吸积的湍流环境。等离子体团是由接近事件视界的电流片形成的，在$\sim2-15$引力半径的区域内。我们进一步量化的磁耗散和能量转移到等离子体团的过程中，报告的重联率，相对于当地的磁场的相对电流密度，和等离子体团的大小。我们发现等离子体团通过重连获得能量，并加热到相对论温度，最大的等离子体团具有足够的能量离开极地附近的黑洞。在它们的演化过程中，等离子体团被拉伸和拉长，当剪切足够大时就会被破坏，尽管有些等离子体团在距离黑洞$\sim30-40$引力半径的距离上仍然存在着明显的结构。最后，我们发现在某些情况下，等离子体团获得了超开普勒的方位角速度，这是最近对Sgr~A* 耀斑的观测所提出的。
2022-05-09 astro-ph.HE gr-qc physics.plasm-ph
Twisted-pair unilateral reconnection: A unifying driver for magnetically powered astrophysical bursts
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Southwest Jiaotong University（西南交通大学）；Deutsches Elektronen-Synchrotron DESY（德国电子同步加速器）；Institut für Physik & Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；Wuhan University of science and technology（武汉科技大学）；Nanjing University of Posts（南京邮电大学）；Yunnan Key Laboratory of Solar Physics and Space Science（云南省太阳物理与空间科学重点实验室）
首次直接观测到太阳耀斑中扭结磁环的完整重联，发现极端扭转（约540度）实现高效多X线重联，并揭示硬X射线发射和准周期振荡与磁场强度的幂律关系，提出扭结对单侧重联作为磁驱动爆发的统一机制。
2026-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic Reconnection and Hot Spot Formation in Black Hole Accretion Disks
由于电流片中的磁重联而形成的热点或等离子体团，被用来为我们银河系中心的黑洞Sgr A* 频繁的X射线和近红外耀斑提供动力。目前还不清楚黑洞吸积盘中电流片是如何、在何处以及何时形成的。我们进行轴对称广义相对论电阻磁流体力学模拟模型的重联和等离子体团形成的吸积流的范围。电流片和等离子体团是普遍存在的特征，它们的形成与盘中的初始磁场、吸积准稳态阶段的磁化强度以及黑洞的自旋无关。在10史瓦西半径从事件视界，我们观察等离子体团形成，之后，他们可以合并，增长到宏观尺度的顺序的几个史瓦西半径，并最终平流沿射流的鞘或进入磁盘。大的等离子体团通过重连被激发到相对论温度，并有助于喷流的边缘增亮。我们发现，只有热点形成的磁制动盘可以潜在地解释能量的Sgr A* 耀斑。耀斑的周期是由重联率，我们发现在所有情况下，在0.01 c和0.03 c之间，与孤立的哈里斯型电流片重联研究一致。我们量化的磁耗散和非理想的电场，可以有效地注入非热粒子。我们表明，显式电阻率允许收敛的数值解，这样的电磁能量的演化和耗散成为独立的网格尺度的极端分辨率在这里考虑。
2020-09-07 astro-ph.HE gr-qc physics.plasm-ph
Synergy of stochastic and systematic energization of plasmas during turbulent reconnection
湍流重联的一个重要特征是它将大尺度磁扰动$(δB/B \sim 1)$与随机分布的不稳定电流片（UCS）结合起来。许多著名的非线性MHD结构（强湍流、电流片、激波）都渐近地导致湍流重联状态。本文首次分析了{ \bf large scale}环境中电子和离子的相互作用，{ \bf combined}大振幅扰动以亚阿尔夫文速度传播，并带有UCS。磁扰动与带电粒子随机相互作用（二阶费米），它们在粒子的加热中起着至关重要的作用，而UCS系统地相互作用（一阶费米），并在高能尾的形成中起着至关重要的作用。由磁扰动和UCS的混合物提供的随机和系统加速度的协同作用影响热粒子和非热粒子的能量学、幂律指数以及粒子保持在能量释放体积内的时间。我们表明，这种协同作用可以解释所观察到的非常快速和脉冲粒子加速和稍微延迟形成的超热粒子种群。
2017-12-10 astro-ph.HE
Secondary Energization in Compressing Plasmoids during Magnetic Reconnection
等离子体团--在重新连接电流片时自洽形成的磁化准圆形结构--以前被认为是高能粒子的墓地。在本文中，我们证明了等离子体团在相对论重联中塑造粒子能谱的重要作用（即，具有上游磁化$σ_{\rm up} \gg 1$）。利用二维粒子模拟方法，研究了含$σ_{\rm up}=10$和$100$的成对等离子体中发生在压缩等离子体团内部的二次粒子碰撞过程。我们证明了等离子体团随时间增长，而它们的内部压缩，放大了内部磁场。注入到孤立等离子体团中的粒子所感受到的磁场随时间线性增加，由于磁矩守恒，这导致了粒子的自旋。对于以幂律分布函数注入的粒子，该过程以这样的方式起作用，即注入的幂律的形状是守恒的，同时在较高能量下产生额外的非热尾$f(E)\propto E^{-3}$，随后是指数截止。截止能量随时间增加为$E_{\rm cut}\propto\sqrt{t}$，可以大大超过$σ_{\rm up} m_e c^2$。我们分析预测的二次加速时间尺度和新兴粒子能谱的形状，这可能是在某些天体物理系统，如耀变体喷气机的重大意义。
2021-05-04 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Observational Evidence of Particles Acceleration by Relativistic Magnetic Reconnection in Gamma-ray Bursts
本研究通过分析GRB 160625B和GRB 160509A的光谱断裂演化，首次提供相对论性磁重联加速粒子的观测证据，并揭示光谱指数与通量关系及E_cut-L_iso反相关，为天体粒子加速物理提供新诊断途径。
2024-07-19 astro-ph.HE
Fast particle acceleration in three-dimensional relativistic reconnection
磁重联是产生高能粒子的主要机制之一。我们采用大规模三维粒子模拟方法研究了磁主导（$σ=10$）对等离子体中的重联过程。我们确定了一种新的加速机制，只在3D。对于弱引导场，3D等离子体团/通量绳沿着电流的$z$方向延伸与其横截面半径相当的长度。与2D模拟不同，在2D模拟中，粒子被埋在等离子体团中，在3D中，我们发现一小部分具有$γ\gtrsim 3σ$的粒子可以通过沿着$z$移动而逃离等离子体团，因此它们可以在上游区域经历大尺度场。这些“自由”粒子优先在$z$中沿着类Speiser轨道移动，对层的两侧进行采样，并在时间上线性加速--它们的洛伦兹因子标度为$γ\propto t$，与二维中的$γ\propto \sqrt{t}$相反。能量增益率接近$\sim eE_{\rm rec}c$，其中$E_{\rm rec}\simeq 0.1 B_0$是重联电场，$B_0$是上游磁场。自由粒子的光谱是硬的，$dN_{\rm free}/dγ\propto γ^{-1.5}$，包含$\sim 20\%$的耗散的磁能域的大小无关，并延伸到截止能量与框大小成线性比例。我们的结果表明，相对论重联在伽玛暴和活动星系核喷流可能是一个有前途的机制，产生超高能宇宙线。
2021-04-30 astro-ph.HE
Magnetic Reconnection Heating of Thin Accretion Disks around Kerr Black Holes
School of Science, Jiangsu University of Science and Technology（江苏科技大学理学院）
本研究建立框架分析磁重联外流对Kerr黑洞薄吸积盘的加热效应，发现其贡献随自旋增大而减小、随磁化强度和外流径向速度增大而增大，为吸积盘提供额外能量与角动量来源。
2026-09-15 astro-ph.HE gr-qc
Relativistic Magnetic Reconnection in Electron-Positron-Proton Plasmas: Implications for Jets of Active Galactic Nuclei
磁重联常被用来解释相对论外流的非热辐射，包括活动星系核（AGN）的喷流。受活动星系核喷流的等离子体成分在很大程度上未知的启发，我们通过大规模二维粒子模拟研究了电子-正电子-质子（对质子）等离子体的未探索区域中的重联。我们涵盖了广泛的对多重性（轻子质子数比$κ=1-199$）的所有物种的等离子体磁化（$σ=1,3$和10）和电子温度（$Θ_e\equiv kT_e/m_ec^2=0.1-100$）的不同值。我们着重研究了重联后的能量分配和轻子能谱对热对等离子体磁化强度$σ_{e,h}$的依赖性（即，磁焓密度与对焓密度之比）。我们发现，磁场，对，和质子之间的$σ_{e,h}\gtrsim 3$的后重联能量大致相等。我们的经验发现，在后重联区的平均轻子洛伦兹因子依赖于$σ, Θ_e$，和$σ_{e,h}$作为$\langle γ_e-1\rangle \approx \sqrtσ(1+4Θ_e)\left(1+σ_{e,h}/30\right)$，为$σ\ge1$。重联后轻子能量分布的高能部分可以用幂律来描述，对于$κ\gtrsim 3-6$，其斜率主要由$σ_{e,h}$控制，对于更高的磁化强度，获得更硬的幂律。我们最后表明，重联在对质子等离子体的多重性$κ\sim 1-20$，磁化$σ\sim 1-10$，和温度$Θ_e \sim 1-10$结果粒子幂律斜率和平均电子洛伦兹因子是一致…
2019-06-07 astro-ph.HE
Very high energy emission as a probe of relativistic magnetic reconnection in pulsar winds
伽玛射线双星的数量，包括在TeV范围内观测到的蟹状星云和在50 GeV以上探测到的船帆座星云，挑战了现有的脉冲高能发射模型。这样的模型应该是普遍适用的，但他们应该考虑到光谱之间的差异。我们发现，蟹状星云和船帆座星云的伽马射线辐射可以用条纹风电流片的同步辐射来解释，蟹状星云的情况下，它以一个适度的洛伦兹因子$Γ\lesssim100$来扩展，船帆座星云的情况下，它以一个适度的洛伦兹因子$Γ\lesssim50$来扩展。在蟹状星云光谱中，一个新的同步加速器自康普顿成分有望被即将到来的CTA实验探测到。我们认为，γ射线谱直接探测条纹风中的相对论性磁重联物理。在最有活力的星座中，比如巨蟹座，有$\dot{E}_{38}^{3/2}/P_{-2}\gtrsim0.002$（其中$\dot{E}$是自旋下降功率，$P$是脉冲星周期，$X=X_i\times10^i$是CGS单位），重联在辐射冷却区进行，并导致冷却粒子的软幂律分布;在功率较低的恒星中，如船帆座，粒子的扩散受到当前薄片尺寸的限制，硬粒子谱反映了加速机制。辐射粒子数密度的严格下限对应于靠近光柱的发射，以GJ密度为单位，蟹状风的辐射粒子数密度为$\gtrsim0.5$，船帆座风的辐射粒子数密度为$\gtrsim0.05$。
2015-03-04 astro-ph.HE
Sources of Solar Energetic Particles
太阳高能粒子（SEP）是与空间天气有关的物理过程的一个组成部分。本文综述了与日冕爆发现象（耀斑和/或日冕物质抛射）有关的加速机制。40多年来，代表我们对日冕内部爆炸现象的理解的主要2D卡通几乎没有变化。与太阳耀斑和日冕物质抛射有关的加速机制也保持不变，是同一幅漫画的一部分。在这篇评论中，我们修改了标准的卡通和目前的证据，从最近的全球MHD模拟支持的论点，爆炸现象将导致在不同的部分喷发的磁结构的电流片的自发形成。在太阳耀斑和湍流激波期间，大尺度电流片的演化和碎裂将导致强烈的湍流和湍流重联。换句话说，耀斑和日冕物质抛射驱动的激波的加速机制可能是相同的，它们的区别将是整体磁拓扑结构，环境等离子体参数和不稳定驱动器的持续时间。
2019-03-19 astro-ph.HE
