On magnetic field amplification and particle acceleration near non-relativistic astrophysical shocks: Particles in MHD Cells simulations
我们提出了磁化天体物理冲击的模拟，考虑到热等离子体的冲击和超热粒子之间的相互作用。这种相互作用是通过结合基于网格的磁流体动力学描述的热流体与粒子在细胞技术致力于超热粒子的动态。这种方法，它结合了自适应网格细化功能的使用，是一个潜在的关键，模拟天体物理系统的空间尺度上，超出了纯粒子在细胞模拟。在这项研究中，我们考虑了非相对论冲击与各种Alfvenic马赫数和磁场的结晶度。当磁场平行于激波法线时，我们恢复了以前研究中磁场放大和粒子加速的所有特征。与以前的粒子在细胞混合模拟相比，我们发现，粒子加速和磁场放大也发生时，磁场是倾斜的冲击，但在更大的时间尺度比平行的情况下。我们表明，在我们的模拟中，超热粒子正在经历加速由于粒子的预热过程类似于冲击漂移加速导致的冲击波阵面。这种冲击波阵面和磁场的振荡局部地帮助粒子进入上游区域，并引发非共振流不稳定性，并最终诱导扩散粒子加速。
2017-09-29 astro-ph.HE
Particle acceleration and magnetic field amplification in massive young stellar object jets
据报道，由大质量原恒星提供动力的非相对论性喷流的同步辐射表明存在相对论性电子和强度约为0.3-5 mG的磁场。我们研究了速度在300 ~ 1500 km/s的原恒星喷流中的扩散激波加速和磁场放大。我们发现同步辐射源中的磁场可以被宇宙线流激发的非共振混合（Bell）不稳定性放大。结合贝尔不稳定性的基本理论，估算了同步辐射源的磁场和质子的最大能量。质子可以在0.04-0.65 TeV的范围内获得最大能量，并在与物质场的相互作用中发射伽马射线。我们预测IRAS 16547-5247和IRAS 16848-4603中的伽马射线的可检测水平。由于Rayleigh-Taylor不稳定性，气体混合可以显著增强γ射线通量。费米卫星在GeV范围内探测到这种辐射，而切伦科夫望远镜阵列即将在更高的能量下探测到这种辐射，这可能为研究大质量恒星的形成以及速度约为1000公里/秒的激波中的扩散加速和磁场放大打开一个新的窗口。
2021-02-23 astro-ph.HE
On the maximum energy of non-thermal particles in the primary hotspot of Cygnus A
本文研究了射电星系天鹅座A西北急流中主要热点的粒子加速和磁场放大。通过使用在43 GHz的一个很好地解决了这个热点的区域中所观察到的磁通密度，我们确定的射流密度的最小值和约束的磁场的大小。我们发现，一个喷流的密度大于$5\times 10^{-5}$ cm $^{-3}$和热点磁场在50 - 400 $μ$ G的范围内需要解释同步辐射在43 GHz。热点同步辐射谱的能量上限截止频率<$5\times 10^{14}$ Hz，表明在磁场为100 $μ$ G时，喷流反向激波加速的非热电子的最大能量为$E_{e, \rm max} \sim 0.8$ TeV。基于磁湍流尺度长度必须大于等离子体趋肤深度的条件，以及非热粒子的能量密度不能违反射流动力学光度所施加的限制，我们证明了$E_{e,\rm max}$不能像传统假设的那样受到同步辐射损失的约束。除此之外，并假设冲击是准垂直的，我们表明，非共振混合不稳定性产生的宇宙射线流与能量$E_{e, \rm max}$可以增长得足够快，以放大喷流磁场高达50 - 400 $μ$ G和加速粒子的最大能量$E_{e, \rm max}$在天鹅座A的主要热点。
2017-09-26 astro-ph.HE
Jansky VLA observations of synchrotron emitting optical hotspots of 3C 227 and 3C 445 radio galaxies
我们报告的结果深Jansky甚大阵A-配置观测在22 GHz的热点的射电星系3C 227和3C 445。同步辐射在光学上的规模可达几千秒差距的报告为四个热点。我们的VLA观测指出存在未解决的区域，其线性大小的上限约为100 pc。这是第一次在小样本中检测到热点中的这种紧凑成分，表明它们不是少数个别热点的特有特征。在热点内的紧凑（约0.1千秒差距尺度）区域中，极化可能达到70%的值，表明高度有序的磁场的大小可达100秒差距。在更大的尺度上，热点分量的平均极化率约为30- 45%，表明存在显著的随机场分量，而不是有序的磁场。在所有四个热点中观察到的偏振强度和总强度图像中的峰之间的位移进一步支持了这一点。电矢量位置角不是恒定的，而是在热点区域的中心部分任意变化，而它通常垂直于热点结构的最外边缘的总强度轮廓，可能标志着大规模的冲击波阵面。X射线和无线电-光学辐射之间的不一致表明，前者是在追踪当前的粒子加速，而后者则标记了较早的激波前沿。
2020-04-28 astro-ph.HE
Diffusive shock acceleration and magnetic field amplification
扩散激波加速是粒子通过多个激波交叉点加速的理论。为了使这一过程以一个可以与激波附近高能电子的观测相协调的速率进行，并且为了使宇宙射线质子被加速到高达观测到的银河值的能量，需要显著的磁场放大。在这篇综述中，我们将讨论各种理论如何磁场放大可以进行宇宙线人口的存在。在短尺度和长尺度上，宇宙射线流都可以引起不稳定性，从而放大磁场。本文件的主要重点是过去十年来这一领域的发展情况。
2012-03-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Particle-in-cell simulation of a mildly relativistic collision of an electron-ion plasma carrying a quasi-parallel magnetic field: Electron acceleration and magnetic field amplification at supernova shocks
接近SNR冲击的等离子体过程导致磁场的放大和电子的加速，将它们注入扩散加速机制。本文研究了由电子和离子组成的两个等离子体云以0.5c的速度碰撞时电子的加速和B场的放大。一个准平行的引导磁场，云密度比为10和等离子体温度为25 keV被认为是。在稠密等离子体云的前部形成准平面激波。它是由具有沿引导磁场的电场分量的圆左旋偏振电磁波介导的。它的传播方向接近于引导场的传播方向，并与碰撞边界正交。它具有低频率和等于离子惯性长度的几倍的波长，这将指示接近左手模式（离子哨声）的离子回旋共振频率的色散阿尔芬波，只要频率是适当的。然而，它以超阿尔芬等离子体碰撞速度移动，这表明它是阿尔芬先驱或非线性MHD波，如短大振幅磁结构（SLAMS）。这种波的磁振幅的增长值远远超过准平行引导场和平行模式的结果在准垂直冲击。我们提出的证据，这种模式的不稳定性的四波相互作用。在稠密云上游发展的波引起碰撞边界前的电子加速。离子和电子之间的能量均分建立在冲击和电子被加速到相对论速度。
2009-10-01 astro-ph.HE
Magnetic field amplification in nonlinear diffusive shock acceleration including resonant and non-resonant cosmic-ray driven instabilities
我们提出了一个有效的扩散冲击加速（DSA）的非线性蒙特卡罗模型，负责粒子扩散的磁湍流计算自洽从共振宇宙射线（CR）流不稳定性，以及非共振短波长和长波长CR电流驱动的不稳定性。我们包括反压力从CRs相互作用的强烈放大的磁湍流，减速和加热的超alfvenic流在扩展的冲击前兆。独特的是，在我们的平面平行，稳态，多尺度模型，全范围的粒子，从热（~eV）注入在粘性亚激波，逃逸的最高能量CR（~PeV）从冲击前兆，计算一致的冲击结构，前驱体加热，磁场放大（MFA），散射中心漂移相对于背景等离子体。此外，我们展示了湍流级联到较短波长如何影响总冲击压缩，下游质子温度，磁波动谱和加速粒子谱。一个参数调查包括在那里我们改变冲击参数，磁湍流产生的模式，和湍流级联。从我们的调查结果中，我们得到的最大粒子动量和放大磁场的冲击速度，环境密度和冲击大小的函数的标度关系。
2014-05-31 astro-ph.HE
Diffusive shock acceleration with magnetic field amplification and Alfvenic drift
我们探索波粒相互作用如何影响扩散激波加速（DSA）在天体物理冲击进行随时间变化的动力学模拟，其中磁场放大（MFA），Alfvenic漂移，热泄漏注入，玻姆扩散，和自由逃逸边界的唯象模型实施。如果宇宙射线（CR）粒子的注入分数大于2 × 10 ^{-4}，对于与年轻超新星遗迹相关的激波参数，DSA足够有效，由于CR反馈而产生显著的激波前兆，并且磁场可以通过上游区域的CR流不稳定性放大到20倍。如果散射中心在放大的磁场中以阿尔芬速度漂移，CR能谱会显著变陡，加速效率降低。采用自洽MFA和Alfvenic漂移的非线性DSA预测，对于音速马赫数为20< M_s< 100的强激波，激波后CR压力大约在激波冲压压力的10%处饱和。由于放大的磁场跟随前体中的流动改性，所以粒子谱的低能量端比高能量端软化得多。因此，即使在Alfvenic漂移的帮助下，能谱中的凹曲率也不会完全消失。对于中等Alfven马赫数（M_A<10）的激波，加速CR谱可以变得像E^{-2.1}-E^{-2.3}那样陡峭，这与观测到的几个年轻超新星遗迹的CR谱和γ射线光子谱更加一致。
2012-09-24 astro-ph.HE
New mechanisms for forming multiple hotspots in radio jets
射电星系的热点是激波驱动粒子加速的区域。长期以来，多个热点被确定为喷流运动或进动的潜在指标。两种常见的解释将次级热点描述为先前射流终止点的位置，或偏转的回流驱动的冲击：所谓的牙医钻孔和飞溅点模型。我们创建了一系列参数的旋进射流的高分辨率模拟。除了现有的机制，我们的研究结果显示了三个额外的机制多热点形成：（1）分裂成被动和主动组件的大型终端热点;（2）射流分裂导致两个活跃的热点;（3）动态的多热点复合体，形成作为一个湍流茧射流终止的结果，在这里链接到快速进动。我们发现，这些不同类型的多个热点是很难区分合成无线电地图，特别是热点复合体，很容易被误认为是喷气机本身。我们讨论了假设的二元超大质量黑洞系统的喷气进动是一个关键组成部分的形态的含义，并显示了选择潜在的进动候选人发现使用LOFAR两米巡天数据发布2（LoTSS DR 2）。
2023-02-27 astro-ph.GA astro-ph.HE
Particle acceleration and magnetic field amplification by relativistic shocks in inhomogeneous media
本文利用三维MHD和测试粒子模拟，发现非均匀介质中相对论激波与致密团块相互作用放大磁场，且上游密度涨落使低能粒子先经下游湍流加速至注入能量，再被激波迅速加速至高能，显著影响粒子加速过程。
2024-05-24 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Simulations of Ion Acceleration at Non-relativistic Shocks. II. Magnetic Field Amplification
我们使用大型混合模拟研究离子加速和产生的磁湍流由于流的粒子是自洽加速在非相对论冲击。当加速是有效的，我们发现，上游的磁场显着放大。对于Alfvénic马赫数为$M=100$的激波，总放大因子大于10，并与$M$的平方根成比例。激发磁湍流的谱能量密度由加速粒子的能量分布决定，对于中强激波（$M\lesssim30$），谱能量密度与扩散激波加速准线性理论框架下的共振流不稳定性的预测吻合得很好。对于$M\gtrsim30$，相反，贝尔的非共振混合（NRH）的不稳定性预测，并发现增长速度比共振不稳定性。NRH模式被逃逸的粒子激发，并且最初在不干扰电流的情况下生长，它们的典型波长比电流离子的回旋半径短得多。然后，在非线性阶段，大多数不稳定模式迁移到越来越大的波长，最终与开始扩散的驱动离子在波长上共振。在强烈的冲击，我们区分两个区域，分离的自由逃逸边界：远上游，场放大提供的逃逸离子通过NRH不稳定性的电流，和冲击前体，高能粒子被有效地磁化，和场放大提供的扩散离子的电流。所提出的磁场放大的尺度关系使得在非相对论冲击下离子加速的唯象模型中能够包含自洽的微观物理。
2014-10-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
Vortical field amplification and particle acceleration at rippled shocks
超新星遗迹（SNRs）冲击被认为会加速带电粒子，并在冲击后的气流中产生强烈的湍流。根据过去十年的高能观测，已经推断出SNR激波处的磁场大大超过激波压缩的星际场。我们概述了如何从一个小规模的发电机过程下游的冲击，提供了一个明确的表达湍流反反应的流体旋转这样的字段放大结果。通过合理的星际湍流参数，可以得到$X-$射线环的空间尺度和短时变。我们表明，这样的涡旋场饱和比同步加速器发射高能电子的加速时间更快。
2013-11-18 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
Field amplification, vortex formation, and electron acceleration in a plasma protoshock: effect of asymmetric density profile
伽马射线暴（GRB）被认为起源于高度相对论性的喷流。火球模型预测了喷流中的内部冲击，导致磁场被放大，粒子被加速。我们模拟了准平行磁场中非对称密度位形对等离子体内部碰撞的影响。我们测量了电子加速，发现一个脆弱的人口电子加速到洛伦兹因子\sim 300 -接近能量均分与离子。我们发现，这些细丝并没有保持静止，而是被洛伦兹力偏转并卷起成小漩涡，这些小漩涡本身合并成一个更大的电流漩涡。
2011-12-22 astro-ph.CO astro-ph.HE
Direct Numerical Simulations of Cosmic-ray Acceleration at Dense Circumstellar Medium: Magnetic Field Amplification by Bell Instability and Maximum Energy
银河系的宇宙射线被认为在超新星遗迹中被加速。然而，超新星遗迹是否可以是Pevatron仍然非常不清楚。在这项工作中，我们认为，PeV的宇宙射线可以加速在致密的红超巨星风的超新星爆炸波膨胀的早期阶段。我们解决了在球形几何系统相结合的扩散对流方程，其中处理宇宙射线动力学耦合磁流体力学遵循气体动力学。在稠密的电离风中快速膨胀的激波能够在一天的时间尺度上触发快速非共振流动不稳定性，并且即使在p-p损失的影响下也能激发宇宙射线。我们发现，这种环境使冲击波成为Pevatron，尽管最大能量取决于风的注入率和质量损失率等各种参数。如果前体质量损失率为$10^{-3}$ Msun yr $^{-1}$，则可以达到多PeV能量。最近有人援引，在爆炸之前，富含氢的大质量恒星可以产生更高的质量损失率。这些增强的速率将有利于在冲击波爆发后的早期产生Pevatron相。
2021-08-30 astro-ph.HE
Efficiencies of Magnetic-Field Amplification and Electron Acceleration in Young Supernova Remnants: Global Averages and Kepler's Supernova Remnant
在强烈的天体物理冲击波中，粒子加速到超热能是一种普遍的现象，通常用扩散冲击加速来解释。这样的冲击也可以放大上游的磁场，远远超过简单的压缩。所涉及的复杂等离子体物理过程通常通过假设冲击将其能量的一部分$ε_e$投入快速粒子，另一部分$ε_B$投入磁场来参数化。超新星、超新星遗迹和伽玛射线爆发等地的冲击波模型通常假设这些分数的典型值，假定它们在时间上保持不变。然而，很少有足够的属性的源是独立的约束，ε的值可以直接推断。超新星遗迹（SNRs）可以提供这种情况。在这里，我们总结的结果，从全球拟合的空间积分发射在六个年轻的信噪比，发现$10^{-4} \le ε_e \le 0.05$和$0.001 \le ε_B \le 0.1$。这些巨大的变化可能归因于这些SNRs的不同年龄和环境，因此我们对开普勒超新星的一个遗迹进行了详细的分析。这两个ε可以在激波周围的七个不同位置确定，我们发现这两个ε的范围甚至更大，它们的比值也更大（因此与激波能量本身无关）。我们的结论是，未知因素对这两个过程的效率有很大的影响。需要探索激波的垂直性、上游中性分数或其他可能性，而假定ε为固定值的计算应被视为临时性的。
2021-06-21 astro-ph.HE
Magnetic Field Amplification and Blazar Flares
SMARTS、费米和斯威夫特最近对PKS 0208-512的多波长观测显示，这种平谱射电类星体的伽马射线和光学光变曲线高度相关，但有一个大的光学耀斑没有相应的伽马射线活动，甚至没有检测到。另一方面，最近的进展，在信噪比的观测和等离子体模拟都表明，磁场下游的天体物理冲击可以大大放大超出简单的冲击压缩。这些放大，以及与之相关的粒子加速，可能有助于耀变体耀斑，包括PKS 0208-512的特殊耀斑。使用我们的时间相关的多区耀变体发射代码，我们评估了几种情况下，可能代表这样的现象。该程序结合了跟踪辐射过程（包括逆康普顿散射）的Monte Carlo方法和跟踪粒子冷却和加速的Fokker-Planck方程。这是一个全面的时间依赖代码，充分考虑到光的旅行时间的影响。本研究探讨了耀变体产生的原因，包括磁场的变化和加速效率的变化。在这些假设下，同步辐射自康普顿和外康普顿方案产生不同的功能，有利于外康普顿方案。有/没有伽马射线对应物的光学耀斑可以通过磁化和粒子加速度之间的能量分配的不同来解释，这反过来又可以受到磁场和激波流之间的相对取向的影响。我们比较了观测和模拟的细节，并强调了这项研究对我们理解相对论性喷流的影响。
2013-09-17 astro-ph.HE
Magnetic Field Amplification and Flat Spectrum Radio Quasars
我们进行时间相关的，空间分辨的blazar发射模拟，以评估磁场放大和增强粒子加速有关的几个耀斑的情况。该代码明确地考虑了光的旅行时间效应，并应用于平谱射电类星体（FSRQ）PKS 0208-512中观测到的耀斑，这些耀斑在某些时候表现出光学/γ射线相关，但在其他时候表现出孤儿光学耀斑。磁场和粒子加速效率的变化被探索作为耀斑的原因。一般来说，外部康普顿辐射似乎比同步加速器自康普顿方案更好地描述了可用的数据，特别是孤儿光学耀斑是难以产生的SSC框架。X射线软过剩、γ射线谱硬化和耀斑期间某些FSRQ在很高能量下的探测在粒子加速度变化的EC情景中找到了自然的解释。同样，有/没有γ射线对应物的光学耀斑可以通过磁化和粒子加速之间的不同能量分配来解释，这可能与磁场相对于喷流的方向有关。计算了螺旋磁场作用下射流的线极化度和极化角随时间的变化。紧接着喷流扰动下游的磁螺旋的收紧，在耀斑发生的地方，可以足以解释偏振度的增加和观察到的偏振角>= 180度的旋转，如果光的旅行时间的影响被适当地考虑。
2014-04-08 astro-ph.HE
Dust-driven streaming instability and magnetic field amplification downstream of supernova remnant shocks
Université de Paris Cité（巴黎西岱大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Center for Astrophysics（天体物理中心）；LUX（宇宙线与紫外实验室）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；Université PSL（巴黎文理研究大学）；Sorbonne Université（索邦大学）；Istituto Nazionale di Astrofisica – Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所-阿切特里天文台）；Institute of Nuclear Physics Polish Academy of Sciences（波兰科学院核物理研究所）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；IJCLab（巴黎第十一大学宇宙射线与粒子物理实验室）
研究尘粒在冲击波中漂移引发的等离子体不稳定性，解释冲击波下游磁场放大机制，探讨其对X射线丝状结构和高能宇宙射线加速的影响。
2026-06-29 astro-ph.HE
The X-ray and radio-emitting plasma lobes of 4C23.56: further evidence of recurrent jet activity and high acceleration energies
钱德拉对巨大射电星系4C23.56在z = 2.5的新观测显示，X射线呈线性结构，与其射电发射一致，但与详细的射电结构反相关。与我们以前研究过的强大的高z巨射电星系相一致，X射线似乎总是在瓣等离子体最古老的地方发现，即使在射电辐射早已消失的地方。热点复合体似乎显示出类似于最大射电类星体4C74.26所展示的双激波结构的结构，X射线激波再次被偏移到比射电同步加速器激波更靠近核的位置。在目前的论文中，这些冲击之间的偏移甚至更大，为35 kpc。对于经典双射电源（FRII）来说，不寻常的是，在热点之外的区域（比热点本身更远离核）有平滑的低表面亮度无线电发射，这似乎是对称的两个喷流的末端。我们认为这种现象可能的解释，并得出结论，它产生于高能电子，最近在附近的无线电热点，泄漏到一个预先存在的弱磁化等离子体，是对称的遗物叶美联储从以前的情节喷射活动加速。这与在经典双射电源的各种例子中以前喷流喷射时代的其他表现形成对比，即（1）Schoenmakers等人的双-双射电源星系，（2）Laskar等人的双-双X射线/射电源星系和（3）原型经典双射电源星系中残留的X射线反喷流的存在，在强大的射电星系和类星体中发生的多幕喷流活动表明，它们对周围正在进行的结构形成过程的影响可能比以前假设的要持久。
2010-08-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
Bell Instability-Mediated Diffusive Shock Acceleration at Supernova Blast Wave Shock Propagating in the ISM
本文用新型数值方法模拟星际介质中超新星爆炸波激波的 Bell 不稳定性与磁场放大，解释典型条件下宇宙线最高约30 TeV且磁场未饱和的原因。
2024-04-05 astro-ph.HE
Magnetic field amplification and electron acceleration to near-energy equipartition with ions by a mildly relativistic quasi-parallel plasma protoshock
伽马射线暴的瞬发辐射是由辐射的超相对论电子产生的。内部冲击波通过恒星内爆产生的喷流传播，预计会放大磁场并加速电子。我们探讨了密度不对称性&准平行磁场对等离子体云碰撞的影响。二维相对论PIC模拟模拟了在准平行磁场存在下两个等离子体云的碰撞。云密度比为10。在每个云中，离子和电子的密度以及131 keV的温度是相等的。质量比为250。确定了电子的峰值洛伦兹因子，以及云碰撞边界处的磁场的方向和强度。与初始等离子体流动方向正交的磁场分量被放大到超过冲击压缩预期的值一个数量级。由于这种放大，形成的冲击是准垂直的，这是由响应于入射的上游电子和离子的不同偏转而产生的电流片引起的。电子偏转意味着上游电子和离子的电荷分离;产生的电场将电子拖过磁场，于是它们获得了与离子相当的相对论质量。我们演示了如何磁场结构类似的截面的通量管增长的冲击过渡层的电流片。产生等离子体增强，以及正交磁场条纹的特征。局部磁泡形成。在激波过渡层得到了离子、电子和磁能的能量均分。电子辐射可以提供种子光子群，该种子光子群可以通过次级过程（例如，逆康普顿）被激励。
2010-10-06 astro-ph.HE
A nonlinear Monte Carlo model of super-diffusive shock acceleration with magnetic field amplification
宇宙等离子体中的快速无碰撞冲击将它们的动能流转化为热的下游热等离子体，其中相当大一部分能量进入超热带电粒子和磁波动的广谱。超热粒子可以穿透到激波上游区域，产生扩展的激波前兆。冷的上游等离子体流被超热粒子压力梯度提供的力减速。在高马赫数无碰撞激波中，有效的粒子加速可能与由加速粒子的各向异性分布产生的湍流磁场放大（MFA）相耦合。这种各向异性是由快速粒子输运决定的，使得问题具有强非线性和多尺度性。在这里，我们提出了一个非线性Monte Carlo模型的无碰撞冲击结构与超扩散传播的高能费米加速粒子耦合粒子加速和MFA提供了一个一致的描述强冲击。蒙特卡罗技术的一个显著特征是它包括在所有前体位置处的粒子分布的全角度各向异性。该模型揭示了高能粒子的超扩散传输（即，Levy-walk传播）在前体颗粒分布中产生强的四重各向异性。高能粒子的合成压力各向异性产生非共振镜型不稳定性，该不稳定性放大波长比由冲击产生的最高能量质子的回旋半径长的可压缩波模式。
2017-03-28 astro-ph.HE physics.plasm-ph
ALMA CO Observations of the Gamma-Ray Supernova Remnant RX J1713.7-3946: Discovery of Shocked Molecular Cloudlets and Filaments at 0.01 pc scales
RX J1713.7-3946是一个独特的核心塌陷SNR，除了与星际气体云的相互作用外，它还发射出由宇宙射线引起的明亮的TeV伽马射线和同步加速器X射线。我们在这里报告的结果ALMA $^{12}$ CO（$J$ = 1-0）对西北壳的SNR的观测。我们新发现了三种分子复合物，它们由几十个冲击分子云和细丝组成，典型半径为$\sim$ 0.03-0.05 pc，密度为$\sim$ $10^4$ cm $^{-3}$。这些云团和暗条不仅位于同步加速器X射线暗条附近，而且还位于X射线热点附近，具有月或年尺度的时间变化。我们认为，X射线热点所产生的冲击云的相互作用，通过磁场放大到mG。$\sim$ $10^5$的ISM密度对比，分子云和$\sim$ 0.1 cm $^{-3}$的低密度扩散介质的共存，与这样的磁场放大以及风泡情景一致。考虑到云表面和云内部的磁场放大作用，云的小尺度结构也会影响强子γ能谱。
2020-11-11 astro-ph.GA astro-ph.HE
Euclid: Quick Data Release (Q1) -- Optical hotspots in powerful radio galaxies
University of Hertfordshire（赫特福德大学）；INAF-Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；INAF, Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文研究所）；INAF-Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali（意大利国家天体物理研究所天体物理学与行星科学研究所）；Durham University（杜伦大学）；Leiden University（莱顿大学）；Roma Tre University（罗马三大）；INAF-Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；University of Oslo（奥斯陆大学）
本研究结合LOFAR与Euclid Q1数据，识别77个强射电星系热斑，发现7%-15%有光学对应体，并首次探测到红移1.6的最高红移光学热斑，为高能粒子加速统计研究奠定基础。
2026-09-21 astro-ph.GA astro-ph.HE
Can supernova remnants accelerate protons up to PeV energies?
超新星遗迹被认为是银河系宇宙射线的来源。在这个框架内，扩散冲击加速必须在这些物体中运行，并将质子一路加速到PeV能量。为此，需要在冲击处显著放大磁场。本文的目的是研究超新星遗迹加速PeV质子的能力。我们提出了分析估计的最大能量加速质子在超新星遗迹冲击场放大的各种假设。我们表明，加速到PeV的能量是有问题的，在所有的情况下考虑。这意味着，要么是一种不同的（更有效的）场放大机制在超新星遗迹激波中起作用，要么是PeV能量范围内的银河系宇宙射线源应该在其他地方寻找。
2016-10-24 astro-ph.HE
Monte Carlo modelling of particle acceleration in collisionless shocks with an effective mean electric field
超新星遗迹无碰撞激波中的相对论粒子加速伴随着宇宙线（CR）驱动的等离子体不稳定性的磁场放大。贝尔的快速CR电流不稳定性的预测，产生湍流与非零平均电场的冲击前兆。我们提出了一个明确考虑有效平均上游电场的费米激波加速的蒙特卡罗模型。我们的模型是非线性的，并包括有效的费米加速对激波结构的反作用。
2019-05-24 astro-ph.HE
Core collapse supernovae as Cosmic Ray sources
核心坍缩超新星（CCSNe）产生的快速激波遍布恒星祖先的致密星周介质（CSM）。宇宙射线（CR）如果在这些冲击中被加速，会在前震介质中引起电磁涨落的增长。在这项研究中，使用自相似的冲击演化的描述，我们计算的CR驱动的不稳定性的增长时标。我们选取了一颗近核坍缩的II型和Ib/Ic型射电超新星。从无线电数据，我们推断的参数，进入计算的不稳定性增长时间。我们发现，扩展IIb SNe冲击可以触发快速的日内不稳定性，强磁场放大和CR加速。特别地，非共振流不稳定性可以贡献从无线电数据推导出的磁场强度的约50%。这导致在冲击爆发后的几天内，CR在1-10 PeV范围内加速。为了产生强的磁场放大和CR加速，必须在密集的CSM中产生快速冲击。在这方面，超新星也是很好的候选者。但是，在提供任何确定的结论之前，必须对这类物体进行爆炸波动力学与粒子加速的详细建模。最后，我们发现，即使它产生更温和的磁场放大的trans-relativistic对象SN 2009 bb可以加速CR到2-3 PeV的爆发后20天内。
2018-06-25 astro-ph.HE
Magnetic field amplification by collisionless shocks in partially ionized plasmas
本文用二维混合模拟方法研究了部分电离等离子体中无碰撞激波的激波结构，激波为垂直激波，激波速度Vsh ~ 40 Va ~ 1333 km/s，上游电离分数为0.5。我们发现，大的密度波动和大的磁场波动都产生在上游和下游地区。此外，我们发现下游氢原子的速度分布有三个分量。观察到的冲击波结构表明，扩散冲击波加速可以在垂直冲击波传播到部分电离的等离子体在真正的三维系统。
2015-12-14 astro-ph.HE
Cosmic Ray Acceleration in Supernova Remnants
我们回顾了关于超新星遗迹中银河系宇宙射线加速的主要观测和理论事实，讨论了赞成和反对宇宙射线和超新星遗迹之间联系的论点，即所谓的银河系宇宙射线起源的超新星遗迹范例。讨论了扩散激波加速机制模型的最新进展，重点讨论了磁场放大、比氢重的原子核加速、星周环境中中性粒子的存在等因素的作用。本文还讨论了在费米-LAT望远镜和切伦科夫望远镜时代超新星-宇宙线联系的状况。
2010-12-22 astro-ph.HE
Proton acceleration in colliding stellar wind binaries
恒星碰撞风双星（CWB）系统中强风相互作用产生两个激波阵面，从而划分出风碰撞区（WCR）。在那里，粒子预计将主要通过扩散冲击加速（DSA）来加速。我们调查的注射和加速的质子在典型的CWB系统的蒙特卡罗模拟的装置，与测试粒子的方法和非线性的方法模拟冲击局部修改的反反应的加速质子。我们使用磁流体动力学模拟来确定背景等离子体在WCR及其附近。这使我们能够考虑粒子加速在两个冲击，在任何一方的WCR，与一个现实的大规模磁场。我们强调粒子加速对WCR局部激波剖面的可能影响。我们包括由于共振流不稳定性（RSI）的磁场放大的效果，并比较结果与加速质子的反反应。在后一种情况下，我们发现一个较低的通量的非热质子人口，和一个相当大的磁场放大。这将显著增加在CWB系统中加速的相对论电子的同步辐射损失，降低它们可以达到的最大能量，并大大减少逆康普顿通量。因此，来自CWB的$γ$ -射线主要是由于核子-核子碰撞中产生的中性π介子的衰变。这可能提供一种方法来解释为什么在绝大多数情况下，CWB系统没有被确定为$γ$射线源，而它们发射同步辐射。
2018-12-07 astro-ph.HE
Hybrid Simulations of Particle Acceleration at Shocks
我们提出了大的混合动力（动力学离子-流体电子）模拟粒子加速在非相对论无碰撞冲击的结果。离子加速效率和磁场放大作为冲击倾角和强度的函数进行了详细研究，并与扩散冲击加速理论的预测进行了比较，对于马赫数高达100的冲击。此外，我们讨论了共振和贝尔的不稳定性的冲击前兆的相对重要性，并表明，在自生湍流扩散可以有效地参数化为玻姆扩散放大磁场。
2014-10-07 astro-ph.HE
Expansion and ongoing cosmic ray acceleration in HESS J1731-347
通过探测 HESS J1731-347 前向激波 X 射线同步辐射的快速变化和高速膨胀，证实其存在强磁场放大且年龄更年轻，为其中正在进行的强子宇宙线加速提供了有力证据。
2023-09-26 astro-ph.HE
Spitzer Observations of Hotspots in Radio Lobes
我们已经进行了一个系统的搜索与斯皮策温暖的使命和档案数据的红外辐射从热点的无线电波瓣，已被描述的Hardcastle等人。（2004年）。这些热点已经被无线电和X射线观测探测到，但是在红外线中的中频观测对于区分这些物体中粒子加速和辐射过程的竞争模型至关重要。在存档和温暖任务数据之间，我们报告了18个热点的检测;存档数据通常包括所有四个IRAC波段的检测，温暖任务数据仅在3.6微米。使用Godfrey等人（2009年）采用的理论形式，我们将存档和温暖任务光谱能量分布[SED] -包括来自Hardcastle的无线电，X射线和光学数据以及斯皮策数据-与同步加速器自康普顿[SSC]模型拟合，其中X射线是由辐射它们的高能电子对射频光子的康普顿散射产生的。除了一个例外，SSC模型要求磁场小于或远小于均分值，均分值使总能量最小化，并且在磁场和高能粒子中具有可比的能量。这一结论与最近的热点研究以及Hardcastle等人（2004年）的分析一致。我们还表明，红外数据排除了最简单的同步辐射模型的SED。我们简要地讨论了这些结果和数据的替代解释的影响。
2012-09-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spatial structure of X-ray filaments in SN 1006
非线性扩散激波加速理论（NLDSA）预测了激波上游前兆的形成，在那里加速的粒子扩散并通过流动不稳定性引起磁场放大。在SN 1006东北区域（G329.6+14.6）的{ \it Chandra}观测中，X射线中没有探测到这种前体，这导致对加速电子在这种前体中扩散产生的X射线发射施加了上限，发射率水平低于下游区域发射的1.5%（Long等人，2003年）。这已被用来作为反对费米加速在这个冲击的论据。在这里，我们计算的频谱和空间分布的加速粒子在SN 1006和钱德拉的结果（包括最近的数据）是在完美的NLDSA的预测，建议有效的粒子加速和磁场放大上游的冲击的一个因素~10。
2010-03-10 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
Magnetic fields in cosmic particle acceleration sources
本文综述了天体物理粒子加速器中与超新星遗迹、射电星系和星系团中的无碰撞激波有关的一些磁现象。一个特殊的特点是加速粒子可以在物体的磁场演化中起重要作用。我们讨论了一些CR驱动的，磁场放大过程，可能会操作时，扩散冲击加速（DSA）变得有效和非线性。这些过程产生的湍流磁场决定了加速粒子的最大能量，并导致观测到的源光子辐射的特定特征。同样重要的是，如果激波是一个有效的CR加速器，CR电流和压力各向异性对磁场的放大可能会影响激波前体和下游气流中的激波气体温度和压缩。强波动的磁场以上的辐射形成的长度在冲击附近的尺度上的结果在间歇性结构中观察到的同步辐射图像。冲击波前兆中的共振和非共振CR流不稳定性可以产生中尺度磁场，其尺度大小与超新星遗迹甚至超级气泡相当。这开启了一种可能性，即最早期星系中的磁场是由第一代第三星族超新星遗迹和恒星形成区的成簇超新星产生的。
2011-05-01 astro-ph.HE
Fast Particle Acceleration at Perpendicular Shocks with Uniform Upstream Magnetic Field and Strong Downstream Turbulence
冲击波通过扩散冲击加速（DSA）机制产生相对论粒子。在各种情况下，快速加速已被预期为垂直冲击。研究了垂直冲击波加速粒子的加速时间和能谱。在我们的模型中，上游垂直磁场没有波动，下游区域是高度湍流。此时，颗粒的运动在上游为回旋运动，下游为类玻姆扩散运动。在这种情况下，我们推导出一个解析形式的加速时间。利用测试粒子模拟，我们的公式的有效性进行了验证。此外，粒子的能谱与标准DSA预测的结果相同。因此，目前提出的机制同时实现了快速加速和正则谱，$dN/dp \propto p^{-2}$，即使没有上游磁放大。
2020-05-31 astro-ph.HE
The Destruction of the Circumstellar Ring of SN 1987A
我们介绍了1994年至2014年SN 1987 A环的HST和VLT成像和光谱观测。在热点的冲击辐射几乎呈指数增长到~8,000天（~2009年）之后，这一辐射和未冲击的辐射现在都在衰减。从热点的径向位置，我们看到这些加速到500-1000 km/s，与辐射冲击的最高光谱冲击速度一致。在最近的观测（2013年和2014年）中，我们在内环外发现了几个新的热点，这些热点要么是由激波的X射线激发的，要么是由激波的直接相互作用激发的。所有这些观测都表明，与超新星喷出物的相互作用正在逐渐溶解热点。根据观测到的衰变，我们预测内环将在2025年左右被摧毁。
2015-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stochastic re-acceleration and magnetic-field damping in Tycho's supernova remnant
许多研究表明，粒子反馈的冲击波加速和非常有效的磁场放大与阿尔夫维尼克漂移相结合，需要解释相当软的无线电频谱和观测到的第谷信噪比的狭窄边缘。我们表明，宽带频谱的第谷的SNR可以很好地解释时，占随机加速作为一个次要的过程。在激波下游的湍流区域中，粒子的再加速应该足够有效，以在几十年的能量上影响粒子谱。在这种情况下，所谓的Alfvénic漂移和激波结构上的粒子反馈是不需要的。此外，我们调查是否同步辐射损失或磁场阻尼在非热灯丝的形成中发挥更深刻的作用。我们解决了完整的粒子输运方程在测试粒子模式使用SNR等离子体流的流体动力学模拟。根据所考虑的模型，背景磁场可以根据感应方程计算，也可以遵循解析分布。下游区域的快波提供了动量空间中粒子的扩散。我们表明，如果考虑磁场阻尼和粒子的随机再加速，可以很好地解释第谷的宽带谱。虽然不像标准DSA那样有效，但随机加速度会在粒子光谱上留下印记，这在无线电波长的发射中尤其明显。我们发现一个较低的极限冲击后的磁场强度$\sim330\,\mathrm{μG}$，这意味着有效的放大，即使对于磁场阻尼的情况。在射电范围内形成丝状体需要磁场阻尼，而X射线丝状体的形状是由同步辐射损耗和磁场阻尼共同决定的。
2020-06-08 astro-ph.HE
Cosmic-ray acceleration and gamma-ray signals from radio supernovae
在这项工作中，粒子加速效率的前向冲击后，SN爆发的特殊情况下，著名的SN 1993 J进行了分析。等离子体的不稳定性驱动的高能粒子加速在冲击波前增长在一天的时间尺度，并驱动一个快速放大的磁场在冲击波，这可以解释的磁场强度推断从无线电监测的来源。最大粒子能量被发现达到1-10 PeV取决于不稳定性占主导地位的放大过程。我们推导出了质子-质子相互作用产生的二次粒子的随时间变化的粒子谱和相应的强子特征。我们发现切伦科夫望远镜阵列（CTA）应该很容易探测到像SN 1993 J这样的物体，特别是在1 TeV以上，而目前这一代的切伦科夫望远镜，如H.E.S.S.只能勉强检测到这种事件。在爆发后的第一周内，伽玛射线信号被电子对产生过程严重吸收。我们预测一个低的中微子通量超过10 TeV，这意味着一个可探测的地平线与KM 3 NeT型望远镜的1兆秒差距。最后讨论了其它类型超新星中控制粒子加速和γ射线发射的基本参数。
2014-09-12 astro-ph.HE
Forward Ray Tracing and Hot Spots in Kerr Spacetime
本文提出一种基于克尔测地线解析解的前向光线追踪方法，用于高效精确建模黑洞附近热点，捕获多阶图像并量化形状与放大率，以支持事件视界望远镜观测的时空层析与热点定位。
2025-03-31 astro-ph.HE gr-qc
Magnetic field amplification in supernova remnants
基于\citet{XL16}中湍流发电机的新发现，我们研究了超新星遗迹背景下的磁场放大。在弱电离星际介质中，由于离子-中性粒子的强碰撞阻尼，震前湍流中的发电机仍处于阻尼运动学状态，导致{ \it的磁场强度随时间线性增长}。由此产生的磁场结构能够使宇宙射线向上游有效扩散并使其冲击加速到“膝盖”以上的能量。相应地，由于湍流磁扩散，激波后湍流中的非线性发电机导致{ \it--磁能随时间线性增长}。在激波后区域初始场强较弱的情况下，由于非线性发电机的低效率，磁场在离激波阵面很远的地方达到饱和。这一结果与现有的数值模拟结果吻合得很好，并很好地解释了在激波前沿后面很远的地方检测到的X射线斑点。
2017-10-20 astro-ph.HE
Particle acceleration at supernova shocks in young stellar clusters
本文简要讨论了在恒星形成活跃区不同演化阶段超新星激波对高能粒子加速的模型。由于宇宙射线驱动的不稳定性，强烈的冲击可以强烈地放大磁场。我们讨论的磁场放大强调的作用，长波不稳定性。在年轻的星团中，超新星激波在强大的恒星风附近传播，可以增加超新星遗迹在特定演化阶段的最大CR能量，并将相当大一部分的动能释放转化为高能粒子。
2011-11-10 astro-ph.HE
Particle acceleration around SNR shocks
本文综述了超新星遗迹中无碰撞激波的粒子加速理论的基本特征。我们展示了如何非线性效应引起的反反应的加速粒子上的冲击动力学是至关重要的，以支持hipotesys的SNRs是银河系宇宙射线的工厂。讨论了扩散激波加速机制建模的最新进展，重点讨论了磁场放大的作用和星周环境中中性粒子的存在。将特别关注信噪比的多波长光谱的非线性效应的观测结果，重点是X射线和伽马射线发射。最后，我们还讨论了如何巴耳末线，从几个年轻的SNR检测，可以用来估计冲击动力学性质和CR加速的效率。
2012-09-26 astro-ph.HE
Simulating radio emission from flickering AGN jets: travelling shocks and hotspot brightening
University of Oxford（牛津大学）；Inter-University Centre for Astronomy & Astrophysics（天文与天体物理跨大学中心）；Indian Institute of Technology, Indore（印度理工学院印多尔分校）
本研究通过模拟喷流功率闪烁对射电星系亮度和形态的影响，发现行进激波与现有激波相互作用导致热点亮度增加，并探讨变量喷流功率对观测解释的影响。
2026-01-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Multidimensional simulations of magnetic field amplification and electron acceleration to near-energy equipartition with ions by a mildly relativistic quasi-parallel plasma collision
在伽马射线暴的瞬发相期间观测到的高能电磁爆发归因于同步辐射。内部冲击运动通过超相对论喷流，这是由一个坍缩的超大质量恒星喷出，是这种辐射的可能来源。同步辐射的观测强度需要同时存在强大的磁场和高度相对论性的电子。我们探索与一维和三维的相对论粒子模拟的过渡层的冲击波，这演变出的碰撞的两个等离子体云在0.9 c的速度和准平行的磁场的存在。云的密度相差10倍。质量比为250的各云中的离子和电子的数密度相等。在一维模拟中确定了电子的峰值洛伦兹因子，以及两个碰撞云边界处的磁场的方向和强度。激波过渡层附近的电子和离子的相对论质量与以前的工作相当。三维模拟显示了瞬态前体后面快速而强烈的等离子体增强。正交于初始场方向的磁场分量在两个模拟中被放大到超过冲击压缩预期的值一个数量级。由于这种放大，形成的激波是准垂直的。同时存在的高度相对论性的电子和强磁场将引起显着的同步辐射。
2010-11-19 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Magnetic Field Amplification and Particle Acceleration in Weakly Magnetized Trans-relativistic Electron-ion Shocks
Columbia University（哥伦比亚大学）；The University of Tokyo（东京大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Flatiron Institute（平托研究所）
研究弱磁化跨相对论电子-离子冲击中磁场放大与粒子加速机制，发现不同不稳定性主导下非热离子和电子的加速效率及能量标度差异。
2026-02-06 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Cosmic-ray Acceleration in Core-Collapse Supernova Remnants with the Wind Termination Shock
Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所）；The University of Tokyo（东京大学）
研究通过模拟发现核心坍缩超新星残骸在风终止激波与激波之间的循环运动可使宇宙射线粒子能量达到10-100 TeV，从而解释高能宇宙射线能量谱的拐折现象。
2026-01-03 astro-ph.HE
Non-thermal emission in jets and winds: Expected emission and spectral index distributions
Leibniz Institute for Astrophysics（莱布尼茨天体物理研究所）；IUCAA, Post Bag 4 Ganeshkhind, Savitribai Phule Pune University Campus Pune 411007, India（印度天体物理学与宇宙学研究大学中心）；INAF, Osservatorio Astrofisico di Torino, Strada Osservatorio 20, I-10025 Pino Torinese, Italy（意大利国家天体物理研究所都灵天文台）；School of Mathematics, Statistics and Physics, Newcastle University, Newcastle upon Tyne NE1 7RU, UK（纽卡斯尔大学数学、统计与物理学院）；Centre for Extragalactic Astronomy, Department of Physics, Durham University, Durham DH1 3LE, UK（杜伦大学系外星系天文学中心）；Institute for Computational Cosmology, Department of Physics, Durham University, Durham DH1 3LE, UK（杜伦大学计算宇宙学研究所）；National Centre for Radio Astrophysics (NCRA) - Tata Institute of Fundamental Research (TIFR), S. P. Pune University Campus, Pune 411007, India（塔塔基础研究所国家射电天体物理中心）；Departamento de Astronomía, Universidad de Concepción, Casilla 160-C, Concepción, Chile（孔塞普西翁大学天文学系）
研究致密活动星系核相关射电源中同步辐射起源，通过考察宇宙射线电子原位演化，探究其对射电特性的影响，发现不同区域光谱指数变化规律及马赫盘加速效率等，指出空间分辨光谱指数可作有力诊断。
2026-10-27 astro-ph.HE
Gravitational self-lensing of Fast Radio Bursts in neutron star magnetospheres: II. Applications to strong repeaters and the CHIME population
INAF – Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “Augusto Righi”, Università di Bologna（博洛尼塔大学物理与天文学“奥古斯托·里吉”系）；INAF – Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文研究所）；INAF – Osservatorio Astronomico di Cagliari（意大利国家天体物理研究所卡利亚里天文台）
本文通过引力自聚焦机制解释快速射电暴的重复性和能量分布，结合FAST数据和CHIME观测，验证了中子星磁层中双极热点的模型预测。
2026-10-07 astro-ph.HE
Fermi acceleration at supernova remnant shocks
我们调查的物理粒子加速在非相对论冲击利用两种不同的和互补的方法，即半解析模型的宇宙射线修改的冲击和大的混合动力（动力质子/流体电子）模拟。前一种技术使我们能够从超新星遗迹的多波长观测中提取一些信息，特别是在伽马射线波段，而后者通过等离子体不稳定性返回粒子注入和磁场放大的细节的基本见解。特别是，我们提出了非相对论冲击的大型混合模拟的结果，讨论了从热到非热分量的过渡的性质，其频谱原来是由一阶费米加速预测的幂律。随着一个相当有效的磁场放大，我们发现，超过20%的散装能量被转换为非热粒子，显着改变的冲击动力学，并导致形成的前体。
2012-10-02 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-th
A low frequency sub-arcsecond view of powerful radio galaxies in rich-cluster environments: 3C 34 and 3C 320
射电星系物理模型主要是基于对它们的喷流、热点和叶瓣的高频（$\geqslant$ 1 GHz）观测。如果没有高分辨率的低频观测，提供有关较老等离子体的信息，我们对射电星系动力学及其与环境相互作用的理解是有限的。在这里，我们使用国际低频阵列望远镜在144 MHz下首次拍摄了位于丰富星系团环境中的两个强大射电星系（即3C 34和3C 320）的亚角秒（0.3”）分辨率图像。我们第一次在低频率下检测到这些物体中的过多结构，包括两个源中的叶基部的惊人的大细丝，这些细丝在空间上与周围介质中的密集区域相关。对于3C 34，我们报告了一个光谱平坦化的中心灯丝的区域，这表明，灯丝的起源与大规模有序磁场的存在。我们还报告了周期性的总强度和光谱指数带的扩散发射在东叶，第一次在射电星系叶。热点复合物分解成不同的结构和光谱指数的多个片段，我们讨论了粒子加速和喷射终止模型的影响。我们发现在最平滑的梯度的热点结构的光谱行为表明，粒子加速，如果存在的话，可能会发生在整个复杂的，在简单的模型，但不同的喷射终止模型可能适用于这两个来源。
2023-02-02 astro-ph.GA astro-ph.HE
Precursor Wave Amplification by Ion-Electron Coupling through Wakefield in Relativistic Shocks
利用二维粒子模拟方法研究了相对论激波中的电磁前驱波发射。我们发现，波的振幅显着增强的正反馈过程与离子-电子耦合通过高磁化的尾场。在近上游区的参数衰变不稳定性的非线性过程中，产生非热电子和离子的尾场崩溃。高能天体中可能存在强相干辐射和粒子加速现象。
2019-09-07 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Hybrid Simulations of Supersonic Shear Flows: I) Particle Acceleration
本文通过二维混合模拟研究跨亚声速-超声速区间的衰减剪切流，揭示不同流速下的不稳定性与耗散特征，分析粒子加速等过程的马赫数依赖，指出其对天体物理介质湍流研究的价值。
2025-11-13 astro-ph.HE
