Dissipation and particle acceleration at intermittent structures with velocity and magnetic shear: Interaction of Kelvin-Helmholtz and Drift-Kink instabilities
通过二维粒子模拟研究速度与磁场剪切下Kelvin-Helmholtz与漂移-扭折不稳定性相互作用，发现其增强耗散并产生新型粒子加速机制，有助于理解天体物理湍流中的高能粒子产生。
2025-10-24 astro-ph.HE physics.plasm-ph
A Model of Polarisation Rotations in Blazars from Kink Instabilities in Relativistic Jets
本文提出一个简单的耀变体光学薄喷流偏振旋转模型。该模型是基于螺旋（扭结）模式的电流驱动的不稳定性的发展。一个可能的解释，建议在耀变体的偏振旋转和光学/伽马射线耀斑之间的观测连接，如果电流驱动的模式触发的长期增加的总喷流功率。证明了固有去极化在限制相干偏振旋转振幅中的重要性。因此，偏振旋转幅度是非常敏感的视角，这似乎是不一致的观测估计的视角耀变体显示偏振旋转。总的来说，用电流驱动的扭结模式来解释耀变体中的大振幅偏振旋转存在严重的障碍。
2017-11-02 astro-ph.HE
Current driven kink instabilities in relativistic jets: dissipation properties
我们分析了高磁化相对论性等离子体柱的电流驱动扭结不稳定性的演化，特别关注其耗散特性。不稳定性的演变导致薄电流片的形成，其中磁能被耗散。我们发现耗散磁能的总量与耗散性质无关。耗散发生在两个阶段：峰值时的不稳定性饱和，其特征在于由一个螺旋形的电流片在变形的等离子体柱的边界处的形成，其次是一个较弱的几乎平坦的阶段，其中湍流的发展。这两个相的详细性质取决于平衡配置和其它参数，特别是取决于节距径向轮廓的陡度、取决于外部轴向磁场的存在以及取决于磁化量。这些结果与高能天体物理源相关，因为电流片可以是磁重联的位置，在那里粒子可以被加速到相对论能量并产生观测到的辐射。
2021-11-29 astro-ph.HE
Fast magnetic reconnection: The "ideal" tearing instability in classic, Hall, and relativistic plasmas
磁重联被认为是天体物理学中许多爆炸现象的驱动力，从太阳到磁星和蟹状星云中的伽马射线耀斑。然而，经典MHD模型的重连率太慢，无法解释这样的观测结果。最近，人们意识到，当电流片变得足够薄时，撕裂不稳定性的重联率变得“理想”，在这个意义上，电流片在“宏观”阿尔夫文尼克时间尺度上不稳定，而不管等离子体的伦德奎斯特数。在这里，我们提出了2D可压缩MHD模拟在经典，霍尔和相对论制度。特别是，二次撕裂不稳定性的发病率内Hall-MHD的第一次调查。在相对论MHD的框架下，我们总结了Del Zanna等人[1]的主要结果：相对论撕裂不稳定性是非常快的，重联率是光穿越时间的倒数，这是解释高能爆炸现象所需要的。
2018-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Termination of the magnetorotational instability via parasitic instabilities in core-collapse supernovae
磁旋转不稳定性（MRI）可以是一个强大的机制放大的磁场在核心坍缩超新星。最初的弱磁场是否可以被这种不稳定性放大到动态相关的强度仍然是一个争论的问题。主要的不确定性之一涉及终止不稳定性增长的过程。Kelvin-Helmholtz和撕裂模式类型的寄生不稳定性被认为在此过程中起着至关重要的作用，破坏了MRI通道流并淬灭了磁场放大。我们进行了二维和三维剪切盘模拟的差分旋转质子中子星层在非理想磁流体力学前所未有的高数值精度，发现开尔文-亥姆霍兹寄生模式占主导地位的撕裂模式在大的流体动力学和磁雷诺数的制度，遇到接近表面的质子中子星。它们还确定了MRI指数增长期间可达到的最大磁场应力。我们的结果是一致的寄生不稳定性理论的基础上的局部稳定性分析。为了正确地模拟Kelvin-Helmholtz不稳定性，需要非常高的数值分辨率。使用九阶空间重建方案，我们发现，每个MRI通道至少有8个网格区域是必要的，以模拟MRI的生长阶段，并达到约10%的增长率的准确性，而超过60个区域，每个通道需要实现收敛的结果在MRI终止的磁应力值。
2016-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bridging Simulations of Kink Instability in Relativistic Magnetized Jets with Radio Emission and Polarisation
本研究通过3D RMHD模拟旋转喷流，揭示了电流驱动和扭曲不稳定性在形成射电星系复杂形态中的作用，并利用合成同步辐射和偏振图，成功解释了MysTail的观测特征。
2024-09-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Relativistic MHD simulations of core-collapse GRB jets: 3D instabilities and magnetic dissipation
相对论喷流自然发生在天体物理系统中，涉及到对致密物体的吸积，例如伽马射线暴（GRB）中大质量恒星的核心坍缩和活动星系核（AGN）中超大质量黑洞的吸积。人们普遍认为，这些射流是由电磁驱动的，通过一个中心紧凑物体的磁化旋转。然而，它们如何产生所观察到的发射并在距离上的许多数量级的传播中幸存下来，而不被电流驱动的非轴对称不稳定性破坏，这是一个积极辩论的主题。我们进行时间相关的相对论，坡印亭通量占主导地位的射流的三维相对论磁流体动力学模拟。这些喷流是通过一个强磁化的中心致密物体的旋转自洽地发射的。这决定了方位磁场绕组的自然程度，这是控制射流稳定性的关键因素。我们发现，射流容易受到两种类型的不稳定性：（i）一个全球性的，外部的扭结模式，在长时间尺度上增长，并导致喷流身体弯曲侧向。尽管这种模式不会在模拟距离上引起射流中断，但它大大降低了射流传播速度。我们表明，通过一个分析模型，外部扭结模式的增长取决于周围介质密度分布的斜率。在平坦的密度分布特征的星系核，活动星系核喷气可能会失速，而在恒星的信封外扭结减弱的喷气向外传播;（ii）一个本地的，内部扭结模式，增长在短时间尺度上，并导致小角度磁重联和转换约一半的喷气电磁能通量转化为热量。基于内部扭结模式的鲁棒性和能量学，我们认为这种不稳定性是主要的耗散机制，负责供电伽玛暴即时发射。
2015-08-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Radio Emission of Pulsars. I. Slow Tearing of a Quantizing Magnetic Field
旋转中子星的脉冲无线电发射与缓慢的电阻不稳定性有关，这种不稳定性在开路中由不均匀的扭曲轮廓提供。本文研究了电流由相对论粒子流支持的弱剪切量子化磁场的稳定性。电磁场几乎是完全无力的，粒子被限制在最低的朗道态，没有明显的曲率漂移。在电荷中性等离子体中，我们发现多个分支的缓慢增长的撕裂模式，相对论的双撕裂模式的类似物，与峰值增长率$s \gtrsim 4π\widetilde k_y J_z/B_z$。这里，$B_z$是强（接近电势）引导磁场，$J_z$是场对准电流密度，而$\widetilde k_y$是由电流梯度标度归一化的模式波数。当等离子体携带净电荷时，这些模式是超稳定的，其中实频率$ω\sim s\cdot |n_0^+ - n_0^-|/(n_0^+ + n_0^-)$与正电荷和负电荷的密度的不平衡成比例。一个孤立的电流片薄于集肤深度支持局部撕裂模式与增长率缩放为（片厚度/集肤深度）$^{-1/2}$。在脉冲星中，峰值增长率与旋转的角频率$s \gtrsim 2\widetilde k_y Ω$相当，但与极隙中粒子和场的纵向振荡相比，速度较慢。电阻模式的经验，让人想起子脉冲漂移的方位角漂移，是一个有前途的驱动器的脉冲到脉冲的通量变化。另一篇论文证明了在相对论粒子流的薄电流片中载流阿尔芬波的切伦科夫式不稳定性，并提出了这些波的相干曲率辐射作为脉冲星射电辐射的来源。
2022-02-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulating the dynamics and non-thermal emission of relativistic magnetised jets I. Dynamics
我们已经进行了磁流体动力学模拟的相对论性喷流从超大质量黑洞超过几十kpc的喷流参数的范围。主要目的之一是研究不同的MHD不稳定性对射流动力学的影响及其对射流参数选择的依赖性。我们发现，两个占主导地位的MHD不稳定性影响的动力学的射流，小规模的开尔文-亥姆霍兹（KH）模式和大规模的扭结模式，其演变取决于内部的射流参数，如洛伦兹因子，密度和压力的比率，外部介质和磁化强度，因此对射流功率。低功率射流易受两种不稳定性的影响，即具有较高中心磁场的射流的扭结模式和具有较低磁化强度的KH模式。中等功率的喷气机没有表现出明显的增长扭结模式，但KH模式发展较低的磁化强度。较高功率的喷气式飞机通常对两种不稳定性都是稳定的。这种不稳定性会使射流减速和不稳定，同时在茧中引起湍流，从而对磁场结构产生影响。我们的动力学模型的射流后，我们在这里提出的Begelman-Cioffi关系的一般化治疗。我们发现，稳定的射流的动力学匹配以及与非自相似FRII射流膨胀的简化分析模型，而具有突出的MHD不稳定性的射流显示出几乎自相似的形态演化的能量更均匀地分布在射流头和茧之间。
2020-09-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Numerical Investigation of Instabilities in Over-pressured Magnetized Relativistic Jets
本研究通过三维相对论性磁流体动力学模拟，探究带螺旋磁场的超压相对论喷流不稳定性，发现磁螺距减小会削弱瑞利-泰勒不稳定性但激发CD扭结不稳定性，可定性解释BL Lac的准周期振荡。
2024-11-26 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
Safety first: Stability and dissipation of line-tied force-free flux tubes in magnetized coronae
本文通过线性分析和含时无力电动力学模拟，研究线系无力磁通管在不同扭转量下的稳定性与能量耗散，发现安全因子q≤1时扭曲模主导耗散，并给出增长率与特征螺距的标度关系及其对磁星磁层耗散的影响。
2024-05-04 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
On the Linear Stability of Magnetized Jets Without Current Sheets - Relativistic Case
在我们以前的论文中，我们考虑了边界上没有电流片的磁化射流的非相对论线性稳定性分析。在本文中，我们扩展我们的分析相对论射流。为了寻找无电流片磁化相对论喷流的不稳定模式，我们将完全相对论磁流体力学方程线性化并数值求解。得到了箍缩模和扭结模不稳定性的色散关系。通过比较弱相对论性喷流（洛仑兹因子2）和中等相对论性喷流（洛伦兹因子10）的色散关系，发现具有较高洛伦兹因子的射流在收缩和扭结模式下的稳定性都显著提高。我们表明，列入目前的无片磁场在射流中进一步提高了稳定性。随着磁化强度的增加，箍缩和扭结模式的不稳定性逐渐变得更加稳定。我们还显示了不稳定模式的最大时间增长率和射流的洛伦兹因子之间的标度关系。对于我们研究的大多数模式，不稳定模式的最大时间增长率与洛伦兹因子成反比。然而，对于基本箍缩模式，它与洛伦兹因子的平方成反比。无论是否存在磁场，这种非常有益的比例关系都成立。
2017-02-13 astro-ph.HE gr-qc
Numerical Analysis of Long-term Variability of AGN Jets through RMHD Simulations
相对论活动星系核喷流表现出多时间尺度的可变性和宽带非热频谱，从无线电到伽马射线。这些高度磁化的射流在空间传播过程中容易发生磁流体动力学（MHD）不稳定性，并可能引发射流辐射和粒子加速。本工作的目的是研究扭曲非均匀喷流模型中相对论扭结模不稳定性对观测到的长期变化的影响。为了实现这一点，我们调查的物理配置，优选形成扭结模式不稳定性进行高分辨率的3D相对论MHD模拟的一部分高度磁化的射流。特别是，我们进行了模拟的圆柱形等离子体柱与洛伦兹因子$\geq 5$和研究的磁化强度值和轴向波数与减少间距的扭结不稳定性的发病和增长的影响。我们证实了轴向波数对等离子体柱动力学的影响，包括不稳定性的增长。在这项工作中，我们进一步研究了等离子体柱的动态与其随时间变化的发射特性之间的联系。从我们的分析中，我们发现一个相关的趋势之间的增长率的扭结模不稳定性和从模拟光变曲线得到的通量变化。
2021-06-18 astro-ph.HE
Kinetic Simulations of Instabilities and Particle Acceleration in Cylindrical Magnetized Relativistic Jets
相对论磁化喷流，如来自AGN，GRB和XRB的喷流，容易受到电流和压力驱动的MHD不稳定性的影响，这些不稳定性会导致粒子加速和非热辐射。在这里，我们调查这些不稳定性的发展，通过三维动力学模拟的圆柱对称平衡，涉及环形磁场与电子-正电子对等离子体。推广Alves等人（2018）和Davelaar等人（2020）的最新治疗，我们考虑了一系列初始结构，其中环形磁场引起的力通过轴向磁场和气体压力引起的力的组合来平衡。我们认为，Alves等人（2018）确定的粒子能量极限是由于快速磁耗散阶段的有限持续时间。我们发现平行于局部磁场的电场在粒子加速中的作用相当小。在所有调查的情况下，扭结模式出现在中央核心区域的增长时间尺度与线性MHD模型的预测一致。在气体压力平衡（Z箍缩）的情况下，我们确定了一个弱的本地箍缩模式以及射流核心之外。我们认为，压力驱动模式是重要的相对论射流，在区域内，足够的气体压力是由其他耗散机制。
2022-05-06 astro-ph.HE
The Blazar PG 1553+113 as a Binary System of Supermassive Black Holes
BL Lac PG 1553+113已连续9年在Fermi-LAT伽马射线中进行监测。其更新的光变曲线现在包括一个主要模式的5次迭代，包括一个高峰和一个较长的低谷，周期P \sim 2.2年。我们对2015-2017年数据的分析证实，2017年1月出现了一个新的峰值，与之前的趋势相吻合。此外，我们还发现了在大多数主峰（包括最后一个）两侧以紧密对称对出现的次峰（“双峰”）;它们的出现得到了相关X射线爆发的支持。我们强调，上述特征强烈地指向一个由两个质量分别为10^8和10^7太阳质量的黑洞组成的系统中的双星动力学。在近星点，较小的BH周期性地对较重伴星发射的喷流j_1施加应力，并触发MHD动力学撕裂不稳定性。这些导致磁重联和电子加速，产生从光学到X射线波段的同步辐射，以及到GeV范围的逆康普顿散射。对于双峰的起源，我们讨论了两种可能性：一个单喷流模型，基于在j_1中由较小的同伴BH在其内部轨道弧引起的不稳定性;和一个双喷流模型，较小的BH支持自己的，进动喷流j_2，贡献较低的，特定的GeV排放。这种行为结合时间稳定性与振幅变化背叛等离子体不稳定性驱动的射流由二进制动力学，并可以提供长期寻求超大质量BH二进制的双重签名。
2018-02-09 astro-ph.HE
Reconnection and particle acceleration in interacting flux ropes -- II. 3D effects on test particles in magnetically dominated plasmas
我们分析了磁主导的质子-电子等离子体中爆炸性重联事件的粒子加速。重联是由相互作用的载流磁通管中的大规模磁应力驱动的。我们的模型依赖于宏观尺度上电流驱动的不稳定性的发展。这些倾斜扭结不稳定性是在排斥电流通道的最初无力平衡中发展的。使用MHD方法，我们研究了一个三维模型的排斥和相互作用的通量管中，我们同时进化的测试粒子，从MHD获得的电磁场引导。我们确定两个阶段的粒子加速;最初粒子加速电流通道，之后的通量绳开始倾斜和扭结和粒子加速由于在等离子体中的重连过程。爆炸阶段的重联产生非热能分布的斜率取决于等离子体电阻率和粒子的初始速度。我们还讨论了磁通绳长度对粒子加速度和能量分布的影响。这项研究将以前的2.5D结果扩展到3D设置，提供了模拟现实场景所需的所有成分，如太阳耀斑，黑洞耀斑和脉冲星风星云中的粒子加速：形成强电阻电场，爆炸性重连和非热粒子分布。通过假设电子和质子之间的初始能量均分，应用低电阻率根据太阳日冕条件和限制的磁通绳长度的一小部分的太阳半径，我们得到现实的能量分布太阳耀斑与非热功率法尾巴和最大电子能量高达11兆电子伏和最大质子能量高达1 GeV。
2019-02-06 astro-ph.HE
Computational General Relativistic Force-Free Electrodynamics: II. Characterization of Numerical Diffusivity
科学代码是理论和实验之间不可或缺的纽带;在（天文）等离子体物理中，这样的数值工具是了解宇宙最极端能量流动的一个窗口。麦克斯韦方程组的离散化-需要使高度磁化（天文）物理等离子体服从其数值模拟-引入数值扩散。它作为耗散源独立于系统的物理成分。了解科学代码的数值扩散是对其可靠性进行分类的关键。它给出了具体的限制，其中数值实验的结果是物理的。我们的目标是量化和表征的数值扩散特性，我们最近开发的数值工具的模拟广义相对论性无力电动力学，通过校准和比较它与文献中发现的其他策略。我们的代码正确地模拟了高磁化等离子体的平滑波。我们评估的范围内的电流片和撕裂模不稳定性的广义相对论无力电动力学。我们确定，电流平行于磁场（$\mathbf{j}_\parallel$），结合广义相对论无力电动力学的故障在电流片，损害电阻不稳定性的物理建模。我们发现，每个感兴趣的特征尺寸（例如，在等离子体波的波长或电流片的横向宽度）至少需要八个数值单元，以找到数值和物理起源的电阻率之间的一致性。高阶离散化的无力电流使我们能够提供几乎理想的订单收敛（光滑）等离子体波动力学。电阻层的物理建模需要合适的电流处方或子网格建模以用于$\mathbf{j}_\parallel$的演变。
2021-03-08 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.comp-ph
