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
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
A new interpretation of Giant radio pulses from the Crab pulsar
蟹状星云脉冲星在2010年经历了一次由费米LAT观测到的大耀斑。哈勃太空望远镜的观测表明，耀斑伴随着蟹状星云铁砧区域的结构变化。在光度分析的框架内，我们重建了这一事件的能量。光柱附近的重连区预计将通过加速电子束释放能量，导致不同幅度的耀斑。在这种情况下，大耀斑会减少储存在重联区的磁能，从而对可能起源于这些区域的巨型射电耀斑的性质产生影响。我们用韦斯特博克综合射电望远镜观测巨大的射电脉冲来测试这种情况。
2011-11-01 astro-ph.HE
Thermal synchrotron radiation from RRMHD simulations of the double tearing mode reconnection - Application to the Crab flares
本文研究了存在引导场时双电流片位形中的磁流体力学撕裂不稳定性。这是通过电阻相对论磁流体动力学（RRMHD）模拟研究。根据双撕裂模（DTM）的动力学，我们能够计算在爆炸重联阶段的合成同步辐射光谱。脉冲星条纹风模型代表了这样的电流片形成的地点，包括一个引导场。蟹状星云/脉冲星系统的变化，被视为耀斑，因此可以自然地解释的DTM爆炸阶段的条纹风。我们的结果表明，如果磁化参数$σ$在$10^5$附近，则Crab GeV耀斑可以用条纹风区的双撕裂模来解释。
2015-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Three-dimensional relativistic pair plasma reconnection with radiative feedback in the Crab Nebula
蟹状星云中100 MeV以上的快速同步加速器伽马射线耀斑的发现引起了人们对脉冲星风星云中粒子加速机制的新兴趣。扩散激波加速不能解释耀斑，因为粒子加速和发射发生在单个甚至亚拉莫尔时间尺度内。在这种情况下，同步辐射能量损失在粒子运动上引起拖曳力，该拖曳力平衡电加速度并防止160 MeV以上的同步辐射的发射。先前的分析研究和二维粒子模拟（PIC）表明，相对论重联是一个可行的机制，以规避上述困难。位于X点的重联电场线性加速粒子，辐射能量损失很小。在本文中，我们检查这种机制是否生存在3D中，使用一组大的PIC模拟与辐射反作用力和指导领域。在协议与早期的工作，我们发现，相对论漂移扭结不稳定变形，然后破坏层，导致显着的等离子体加热，但很少的非热粒子。适度的引导场使层稳定并使粒子加速。我们报告说，3D磁重联可以加速粒子以上的标准辐射反应极限，虽然效果是不太明显，比在2D没有引导场。我们确认，最高能量的粒子形成紧凑的聚束内的磁通量绳，和一个光束紧紧地限制在重联层，这可能会导致观察到的蟹状耀斑时，偶然，光束穿过我们的视线。
2014-01-13 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
A recent change in the optical and γ-ray polarization of the Crab nebula and pulsar
我们报告了利用Galway天文斯托克斯偏振计（GASP）、哈勃空间望远镜/高级巡天照相机（HST/ACS）和国际伽马射线天体物理实验室卫星（Integral）对蟹状星云和脉冲星系统的光学和γ射线光子偏振的观测结果。当结合其他光学偏振观测结果时，这些结果表明偏振的光发射和γ射线偏振以类似的方式变化。通过这项工作已经观察到光学偏振角的变化，从2005年的109.5 \pm 0.7°到2012年的85.3 \pm 1.4 °。另一方面，γ射线偏振角从2003-2007年的115 \pm 11 °变为2012-2014年的80 \pm 12 °。在过去几年中，Agile和Fermi的高能γ射线任务在蟹状星云中探测到了强烈的耀斑活动，并提出了磁重联过程来解释这些观测结果。GASP和Integral首次观测到蟹状星云/脉冲星的偏振光学和γ射线发射的变化，这可能表明蟹状星云中可能存在重联。我们还报告，为第一次，从蟹状星云脉冲星+结系统的光学圆偏振的非零措施。
2015-11-24 astro-ph.HE
Particle acceleration in explosive relativistic reconnection events and Crab Nebula gamma-ray flares
我们发展了一个相对论性磁主导等离子体中爆炸性重联事件的粒子加速模型，并将其应用于解释蟹状星云的伽马射线耀斑。该模型依赖于电流驱动的宏观尺度上的不稳定性的发展（不相关的等离子体趋肤深度）。利用解析和数值方法（流体和粒子模拟），我们研究了相对论性磁支配等离子体中的一些模型问题：（i）我们将Syrovatsky的经典X点爆炸坍缩模型推广到磁支配等离子体;（ii）我们考虑了二维无力磁通量管系统的不稳定性;（iii）我们考虑了两个零极向电流磁通量管的合并.在所有情况下，自发和驱动的演变制度进行了调查。我们确定了两个阶段的粒子加速：（i）快速爆炸提示X点崩溃和（ii）随后的岛屿合并。最快的加速度发生在灾难性的X点坍缩的初始阶段，重联电场的数量级为磁场。重联的爆炸阶段产生非热幂律尾，其斜率取决于平均磁化强度。X点坍缩阶段之后是磁岛合并，在强制重联的状态下耗散了大部分初始磁能，进一步加速了粒子，但以较慢的重联速率进行。蟹状耀斑是由中极区星云主体中产生的磁通量管的磁岛合并的初始爆炸阶段造成的。在弱磁化的风场中，激波后等离子体流自然产生大尺度的强磁化结构。内部扭结状的不稳定性导致宏观载流磁通量管爆炸合并的形成。
2016-03-17 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
Radio emission from the Crab and Crab-like pulsars
脉冲星射电发射通常与开放场线管中的等离子体流出有关;然后沿着脉冲星磁轴发射笔形束。观测结果表明，在光柱处有一个额外的射电发射机制，这是高磁场恒星特有的。已知这些类星体是非热高能辐射的强源，这可能归因于电流片中的重联，该电流片刚好在光柱之外分离相反方向的磁场。在光柱（>100 kG）处具有最高磁场的脉冲星也表现出与高能脉冲同相的无线电脉冲。此外，在这些恒星中还观测到巨大的射电脉冲。我认为，产生高能量发射的重连过程也可能是无线电发射的原因。也就是说，磁岛在片材中的聚结产生以电磁纳米点的形式传播离开的磁扰动。我估计的参数，这种排放，并表明，他们是兼容的观测。
2018-11-27 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Time-Dependent Electron Acceleration in Pulsar Wind Termination Shocks: Application to the 2007 September Crab Nebula Gamma-Ray Flare
2007年9月，蟹状星云展示了一个明亮的伽马射线耀斑，能量范围在GeV，由AGILE探测到。在>160 MeV处观测到的辐射表明辐射电子的能量超过了经典的同步辐射反应极限，因此对天体物理环境中电子加速的经典模型提出了严重的挑战。在本文中，我们应用我们最近开发的时间依赖性的自相似分析模型描述静电加速爆炸重联区域周围的脉冲星风终止冲击2007年9月耀斑。这一事件的独特之处在于它既表现出长持续时间的“波”，又表现出短持续时间的“子耀斑”特征。这种不寻常的时间变化使这次耀斑成为我们模型的一个特别有趣的测试。我们证明，我们的模型可以再现时间依赖的伽马射线光谱的事件，以及相关的伽马射线光变曲线，通过积分光子能量>100兆电子伏的光谱。这表明，我们的时间相关的静电加速模型可以解释波和子耀斑瞬变，这进一步支持了我们已经开发的理论框架。我们还进一步研究了我们的模型所隐含的自相似电场和磁场演化的有效性。我们的结论是，强烈的静电加速驱动的冲击引起的磁重联是能够供电的蟹状星云伽玛射线耀斑的电子上的拉莫尔时间尺度。
2019-01-03 astro-ph.HE
Explosive X-point collapse in relativistic magnetically-dominated plasma
蟹状星云中伽马射线耀斑的极端性质对我们关于相对论天体物理等离子体中粒子加速性质的想法提出了明确的挑战。随机类型的标准机制似乎极不可能在这里起作用，因此理论家的注意力已经转向磁重联事件中的线性加速。在这一系列的论文中，我们试图发展一个能解释蟹状耀斑极端参数的强磁化相对论等离子体中的爆炸性磁重联理论。在第一篇论文中，我们主要研究X点坍缩的性质。使用分析和数值方法（流体和粒子在细胞模拟），我们扩展Syrovatsky的经典模型，这种崩溃的相对论制度。我们发现，在宏观尺度上，这种坍缩可以使重联率接近光速。在坍缩过程中，等离子体粒子被电荷饥饿的电场加速，该电场可以达到（甚至超过）局部磁场的值。重联的爆发阶段产生非热幂律尾，其斜率取决于平均磁化强度$σ$。对于足够高的磁化和消失的引导场，非热粒子谱由两个组成部分：一个低能量人口与软谱，占主导地位的数量普查;和一个高能量人口与硬谱，拥有所有需要解释的螃蟹耀斑的属性。
2018-04-29 astro-ph.HE
High sigma model of pulsar wind nebulae
脉冲星和长伽马射线暴的中心引擎-脉冲星-可能产生在稠密环境（星际介质或恒星材料）中膨胀的高度磁化（坡印廷通量主导）外流。对于某些注入条件，风的磁通量不能容纳在腔内。在这种情况下，理想（非耗散）MHD模型，类似于Kennel和Coroniti（1984）的蟹状星云模型，崩溃（所谓的sigma问题）。这通常意味着风应该在比空腔尺寸小得多的尺度上成为粒子主导的。然后，风被流体型（低磁化）反向冲击减慢。最近的费米结果表明，蟹状星云的同步辐射光谱远远超出了最有效的辐射反应限制加速的上限，与低σ反向冲击的存在相矛盾。我们提出了另一种可能性，即多余的磁通量在两个区域的重联过程中被破坏：旋转轴附近和赤道附近。我们构造了一个这样的高度磁化的风有两个不同的重联区域的例子，并建议这些重联城市被观察到的环面和喷流在脉冲星风星云。该模型再现，定性，观察到的蟹状星云的形态。在星云的某些部分，耗散发生在相对论运动的风中，减轻了对加速率的要求。
2009-11-02 astro-ph.HE
Formation of giant plasmoids at the pulsar wind termination shock: A possible origin of the inner-ring knots in the Crab Nebula
附近的脉冲星风星云呈现出复杂的形态特征：喷流、环面、弧和节。在全球磁流体动力学模型的范围内，这些结构被很好地捕获和理解。然而，蟹状星云内部半径的结的起源仍然难以捉摸。在这项工作中，我们调查的冲击波前和下游流动的动力学，特别强调赤道电流片的重新连接。我们研究是否在重联过程中产生的巨大的等离子体团可能是很好的候选人的结。为此，我们在球形几何中进行大型半全球三维粒子模拟。采用分层合并等离子体团模型将数值结果外推到脉冲星风星云尺度。受冲击的材料坍缩到中平面，形成并供给大规模但薄的环状电流层。这个薄片分裂成一个由等离子体团合并而成的动力学链，让人联想到三维重联。胞质团生长到肉眼可见的大小。预测的等离子体团的最终数量完全由无量纲重连率的倒数决定。巨型等离子体团的形成是脉冲星风终止激波的一个强有力的特征。它们为蟹状星云的内环结提供了一个自然的解释，前提是星云是高度磁化的。
2021-11-10 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Time-Dependent Electron Acceleration in Pulsar-Wind Termination Shocks: Application to the 2011 April Crab Nebula Gamma-Ray Flare
在2007-2013年期间，{ \it AGILE}和{ \it Fermi}-LAT观测到的蟹状星云的$γ$射线耀斑达到了GeV光子能量，并持续了几天。在2011年4月的“超级耀斑”期间观测到的最强发射超过了静止水平一个数量级以上。这些观测结果对脉冲星风星云中粒子加速的标准模型提出了挑战，因为辐射电子的能量超过了同步加速器的经典辐射反应极限。粒子模拟表明，如果电子也经历由于冲击驱动的磁重联而产生的静电加速，则可以超过经典的同步加速极限。在本文中，我们重新审视这个问题，使用一种分析方法的基础上解决一个完全依赖于时间的电子输运方程描述的静电加速，同步辐射损失，和逃逸所经历的电子在磁约束等离子体“斑点”，因为它遇到并通过脉冲星风终止冲击。我们表明，我们的模型可以重现$γ$射线光谱期间观察到的上升和衰减阶段的两个子耀斑组件的2011年4月超级耀斑。我们对光子能量$\ge 100\,$ MeV的光谱进行积分，以获得事件的光变曲线，这与观测结果一致。我们发现，强烈的静电加速发生在两端的终端冲击，由磁重联驱动。我们还发现，粒子逃逸的主导模式的变化从扩散逃逸平流逃逸的斑点通过激波。
2017-12-19 astro-ph.HE
Turbulent model of Crab nebula radiation
我们建立了蟹状星云非热辐射的湍流模型。本模型解决了Kennel-Coroniti（1984）模型的一些长期存在的问题：（i）σ问题;（ii）射电电子的硬谱;（iii）γ射线耀斑的高峰值能量;（iv）红外（IR）发射的空间演化。星云包含两个注入粒子群：通过费米-I机制在风终止激波处加速的质子-I，以及在蟹状星云中心部分高度磁化（$σ$ $\gg 1$）等离子体中重连湍流时加速的质子-II。重联湍流湍流-II从射电扩展到伽马射线：它加速具有硬谱的射电电子，破坏大尺度磁通量（从而解决了西格玛问题），偶尔会产生伽马射线耀斑（来自最大尺度的重联事件）。该模型再现了蟹状星云的宽带光谱，从无线电中的低频同步辐射到TeV能量的逆康普顿辐射，以及红外和光学波段光谱指数的空间分辨演化。
2020-05-13 astro-ph.HE
Coherent emission in pulsars, magnetars and Fast Radio Bursts: reconnection-driven free electron laser
建立了蟹状星云脉冲星、磁星和快速射电暴相干射电辐射产生的模型。发射是由重联产生的粒子束通过自由电子激光（FEL）机制的变体产生的，在弱湍流、引导场主导的等离子体中工作。我们首先考虑了导场主导的非线性汤姆逊散射，并应用模型解释了蟹状星云脉冲星和快速射电暴中观测到的辐射带。本文考虑粒子在电磁波和电磁波摆动器组合场中的运动。通过有质动力产生的电荷束，康普顿/拉曼相干地散射摇摆器场。该模型是强大的基础等离子体参数，并成功地再现了一些微妙的观察到的功能：（i）发射频率主要取决于长度$λ_t$的湍流和洛伦兹因子的重联产生的光束，$ω\sim γ_b^2 ( c/λ_t) $ -它是独立的基础磁场的绝对值。(ii)该模型解释了宽带发射和发射条纹的存在，包括在蟹状星云脉冲星的高频脉冲间观测到的多个条纹。(iii)该模型再现相关的偏振特性：光谱中的窄发射带的存在有利于线性偏振，而宽带发射可以具有任意偏振。(iv)该机制对粒子在束流中的动量扩散具有鲁棒性。我们还讨论了作为非线性无力阿尔文孤子（光镖）的摆动器模型。
2022-08-07 astro-ph.HE physics.plasm-ph
The inner knot of the Crab nebula
我们将蟹状星云的内结模拟为来自相对论脉冲星风的非球形MHD终止激波的同步辐射。激波后的流动是温和的相对论性的，因此，多普勒波束对激波的外观有很大的影响。该模型可以再现结的位置，大小，伸长率，亮度分布，光度和偏振提供的脉冲星风的有效磁化产生的节是低的，$σ\leq 1$。在条纹风模型中，这意味着条纹区相当宽，与蟹状星云脉冲星$\ge 45^\circ$的磁倾角相同;这与先前基于脉冲星伽马射线发射的依赖模型的估计一致。我们的结论是，微小的结确实是一个亮点的表面上的准静态磁相对论冲击，这个冲击是一个网站的有效粒子加速。另一方面，推导出的低磁化的结等离子体意味着这是一个不太可能的网站螃蟹的伽马射线耀斑，如果它们是相关的快速相对论性磁重联事件。
2015-10-21 astro-ph.HE
Interpreting Crab Nebula synchrotron spectrum: two acceleration mechanisms
我们概述了一个蟹状星云脉冲星风模型，其中有两种不同的同步辐射粒子群，它们来自两种不同的加速机制：（i）由于终止激波赤道部分的费米-I加速而产生的成分I，粒子光谱指数$p_I \approx 2.2$位于注入中断上方，对应于$γ_{wind} σ_{wind} \sim 10^5$，在紫外线中达到峰值（$γ_{wind} \sim 10^2$是风的体洛伦兹因子，$σ_{wind} \sim 10^3$是风的磁化）;（ii）由于湍流星云体重联层的加速而产生的湍流-II，粒子指数为$p_{II} \approx 1.6$。该模型需要相对缓慢但高度磁化的风。对于这两种组分，总的冷却中断在红外线处为$\sim 0.01$ eV，使得超导体-I处于快速冷却状态（冷却频率低于峰值频率）。在光学波段中，双折射-I产生冷却光谱指数为$α_o \approx 0.5$的发射，由于辐射损失而朝向边缘软化。在冷却中断以上，在光学、UV和X射线中，CX-I主要是CX-II。我们假设，在湍流星云的大规模电流片（CENTANT-II）的加速延伸到同步加速器烧毁极限的$ε_s \approx 100$兆电子伏。因此，在我们的模型中，湍流重联加速（湍流-II）可以产生硬射电谱和偶尔的伽马射线耀斑。这个模型可能适用于更广泛的一类高能天体，如AGNe和GRB喷流，其中通常无线电电子形成与高能电子不同的群体。
2019-07-19 astro-ph.HE
X-ray polarimetry of the Crab nebula with PolarLight: polarization recovery after the glitch and a secular position angle variation
我们报告了使用PolarLight X射线偏振仪对蟹状星云的后续观测，该观测揭示了与2019年脉冲星故障相关的偏振可能变化。新的观测结果证实，在故障发生后大约100天，偏振已经恢复。通过新的观测，我们发现用PolarLight从总星云发射测量的偏振角（PA）与42年前用OSO-8测量的偏振角（PA）有18.0 +- 4.6（deg）的差异，表明蟹状星云或脉冲星的偏振长期演化。PA的长期变化可能是历史上的多个故障，磁重联或星云中同步辐射结构的运动，或脉冲星磁几何结构的长期演化的结果。
2021-04-23 astro-ph.HE
Physics of the saturation of particle acceleration in relativistic magnetic reconnection
本文利用二维粒子模拟方法研究了不同磁化强度σ下相对论重联中粒子加速的饱和现象。我们发现，重联过程中产生的粒子能谱在γ~4σ处迅速饱和，满足硬幂律，证实了前人的工作。利用粒子追迹，我们发现X点重联电场对粒子的加速决定了粒子能谱的形状。通过分析电流片结构，我们表明饱和的物理原因是二次磁岛的自发形成，可以破坏粒子的加速。通过比较加速区的大小与分裂岛之间的典型距离，我们发现重联产生的最大洛伦兹因子为γ~ 5 σ，这与我们在粒子能谱中发现的非常接近。我们还表明，在重联的幂律谱的洛伦兹因子的动态范围是< 40。幂律的硬度加上其狭窄的动态范围意味着相对论重联能够产生在蟹状星云中观察到的硬窄带耀斑，但很难产生较软的宽带即时伽玛射线暴辐射。
2017-11-23 astro-ph.HE
Synchrotron Pair Production Equilibrium in Relativistic Magnetic Reconnection
磁重联在天体物理系统中是普遍存在的，并且在许多这样的系统中，等离子体由于同步辐射而遭受显著冷却。我们研究了强同步辐射冷却条件下的相对论磁重联，其中环境磁化强度$σ$很高，系统的磁紧度$\ell_{B}$为1阶.在这种情况下，从同步加速器光子产生$e^{\pm}$对是不可避免的，并且该过程可以调节电流片周围的磁化$σ$。我们调查这种自我调节分析，并找到一个自洽的稳定状态，对于一个给定的磁紧度的系统和初始磁化。这一结果有助于估计自洽的上游磁化等离子体密度约束不佳的系统中，可以是有用的各种天体物理系统。作为说明性的例子，我们应用它来研究M87的超大质量黑洞附近的重联电流片的性质，以及蟹状星云脉冲星光柱外的赤道电流片。
2022-09-07 astro-ph.HE
Magnetic reconnection detonation in supernova remnants
作为更新星际介质的关键过程，超新星遗迹膨胀锋的动力学和辐射特性不仅反映了超新星周围旧星际介质的物理环境，而且还提供了更新后旧星际介质的信息。然而，SNRs的膨胀动力学不能简单地用传统的球形冲击波传播定律来解释;另一方面，高能辐射需要在热碰撞之外的冲击波阵面中附加电子加速机制。本文考虑爆轰波描述的SNR扩展，其中磁重联遵循的冲击波阵面和转移的SNR磁场能量的流体热能和粒子动能。利用标度分析方法识别了磁重联爆轰波的结构。本文以蟹状星云为例，应用SNR膨胀激波的MRD描述，说明MRD描述既能解释星云的加速膨胀，又能解释发光膨胀壳层的起源。
2018-08-03 astro-ph.HE
Topics in microphysics of relativistic plasmas
天体物理等离子体的参数可能与研究较多的实验室和空间等离子体有很大的不同。特别地，磁场可以是等离子体的主要成分，其能量密度超过粒子静止质量能量密度。磁场决定了等离子体的动力学演化、能量耗散和非热粒子的加速。最近的数据来自天体物理学的高能量任务，如磁星爆发和蟹状星云耀斑，指出磁重联的重要性，在这些对象。在这篇评论中，我们概述了一个广泛的问题，在磁主导的相对论等离子体的天体物理相关的过程。讨论了相对论等离子体的大尺度动力学、相对论重联和重联层粒子加速、力-费等离子体中的湍流级联等问题。一些天体物理应用也进行了讨论。
2013-05-16 astro-ph.HE
Twinkling pulsar wind nebulae in the synchrotron cut-off regime and the gamma-ray flares in the Crab Nebula
在脉冲星风星云中被加速的超相对论粒子的同步辐射可能支配其光谱，直到伽马射线能量。由于伽马射线发射电子的冷却时间短，伽马射线发射区紧邻加速部位。粒子加速可能发生在相对论性条纹风的终止激波处，在那里多次强制磁场重联提供了强的磁场涨落，促进了费米加速过程。加速机制意味着在粒子加速区域中存在随机磁场，这导致同步辐射的随机变化。这种变化在陡峭的伽马射线谱尾中特别强烈，在那里，磁场的适度波动会导致光谱通量的强烈耀斑。特别是，磁场的随机变化，这可能会导致准周期的伽玛射线耀斑，可以产生的相对论回旋离子不稳定性在终止冲击。我们的模型计算的同步辐射的光谱和时间演化的光谱截止制度表明，间歇性的磁场浓度占主导地位的伽马射线发射从最高能量的电子，并提供快速，强烈的变化，即使是准稳定分布的辐射粒子。模拟的光变曲线和光谱可以解释蟹状星云中观测到的非常强烈的伽马射线耀斑，以及在其他波长处缺乏强烈变化的现象。该模型预测耀斑阶段的高偏振，这可以用未来的偏振观测进行测试。
2011-12-14 astro-ph.HE
On the variability of the GeV and multi-TeV gamma-ray emission from the Crab Nebula
最近，AGILE $γ$射线望远镜报道了在几天内从蟹状星云方向发出的超过100 MeV的增强的$γ$射线发射。这一有趣的观测结果已经被费米-LAT望远镜证实。这种发射并没有显示出蟹状星云脉冲星脉动的证据。它似乎起源于脉冲星风与星云相互作用产生的激波区。我们提出，这种可变的$γ$射线发射起源于激波后面的区域时，电子可以被加速作为减速脉冲星风压缩的磁场重联的结果。这种解释的自然结果是预测，蟹状星云$γ$射线谱产生的电子作为逆康普顿散射的结果软辐射到多TeV的能量也应该显示同步变化的时间尺度上的GeV的能量观测的AGILE和费米-LAT望远镜。我们计算了蟹状星云$γ$射线光谱的IC分量的末端在静止和耀斑GeV $γ$射线发射期间的样子。我们的结论是，蟹状星云的多TeV $γ$ -射线光谱的可变性可能在原则上负责的光谱特征之间的差异报告的HEGRA和HESS合作在多TeV的能量。
2011-02-15 astro-ph.GA 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
Multi-D magnetohydrodynamic modelling of pulsar wind nebulae: recent progress and open questions
在过去的十年中，脉冲星风星云，特别是蟹状星云的相对论磁流体动力学（MHD）建模非常成功，许多观测到的动力学和发射特性再现到最精细的细节。在这里，我们批判性地讨论了最近的一些研究结果：即调查的起源的射电发射粒子和追求的加速网站的不同能量的粒子沿终止冲击波，使用wisps运动作为诊断工具;本文用新的长期三重态方法研究了高磁化星云的磁耗散过程，脉冲星风星云演化的三维模拟;对变薄电流片中的相对论性撕裂不稳定性的调查，导致可能是蟹状星云伽马射线耀斑起源的快速重联事件。
2016-10-25 astro-ph.HE
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
Relativistic magnetic reconnection in application to gamma-ray astrophysics
在GeV范围内的宇宙伽马射线辐射源通常以剧烈的变化为特征，特别是耀变体，伽马射线暴和脉冲星风星云蟹状星云。这种伽马射线发射需要非常有效的粒子加速机制。如果产生这种发射的环境是相对论磁化的（即，磁能密度甚至支配着物质的静止质量能量密度），那么能量耗散和粒子加速的最自然的机制就是相对论性磁重联。对这一机制进行了基础研究，通过动力学数值模拟的各种配置的无碰撞相对论性等离子体与使用的粒子在细胞算法。这种技术允许调查粒子加速机制的细节，包括辐射能量损失，并计算同步辐射和逆康普顿辐射的时间，空间，光谱和角分布。这些模拟的结果表明，观测到的辐射的有效变化时间尺度可以比模拟域的光交叉时间尺度短得多。
2018-08-01 astro-ph.HE physics.plasm-ph
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
An extreme particle accelerator powered by pulsar PSR J1849-0001
LHAASO发现PSR J1849-0001驱动的脉冲星风云释放极高能伽马射线，其加速效率接近或超过单位，挑战了传统粒子加速理论。
2026-07-31 astro-ph.HE
Physical Conditions in the Reconnection Layer in Pulsar Magnetospheres
旋转脉冲星的磁层自然会在光柱（LC）之外形成电流片。在这个电流片中的磁重联不可避免地在几个LC半径内耗散了脉冲星自旋下降功率的非平凡部分。我们开发了一个基本的物理图片重联在这种环境中，并讨论其影响所观察到的脉冲γ射线发射。我们认为，重联收益在等离子体团占主导地位的制度，通过多个二级岛/通量绳的层次链。等离子体团间重连层受到强烈的同步加速器冷却，导致显著的等离子体压缩。使用这些电流层的压力平衡的条件下，由磁能量耗散和同步辐射冷却，安培定律之间的平衡加热，我们得到简单的估计层的关键参数-温度，密度和层厚度。在赤道电流片外的相对论脉冲星风的同动坐标系中，这些基本参数由上游重联磁场的强度唯一确定。对于蟹状星云脉冲星的情况，我们发现它们分别是10 GeV，$10^{13} cm^{-3}$和10 cm的量级。在考虑了脉冲星风引起的体多普勒增强后，来自重连电流片的同步辐射和逆康普顿辐射可以分别解释观测到的脉冲高能（GeV）和VHE（~100 GeV）辐射。此外，我们认为，快速的相对运动的次级等离子体团的等级链可能有助于产生脉冲星射电辐射。
2012-10-11 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Fast reconnection in relativistic plasmas: the magnetohydrodynamics tearing instability revisited
磁主导等离子体中的快速重联经常被用于磁星巨耀斑模型，脉冲星风中的磁耗散，或解释蟹状星云中观测到的伽马射线耀斑，因此它的研究在高能天体物理学中至关重要。在这里，我们研究，通过二维数值模拟，线性相位和随后的非线性演化的撕裂不稳定性的相对论电阻磁流体力学的框架内，适当的情况下，阿尔文速度接近光速。研究发现，不稳定性的线性相位与经典MHD中的分析非常吻合，在经典MHD中，增长率与伦德奎斯特数S成S^-1/2的比例，唯一的例外是由于热能和磁能的贡献而增加的惯性项。此外，当考虑纵横比为S^-1/3的反比的薄电流片时，恢复了所谓的“理想”撕裂状态，模式的增长与S无关，并且非常快，只有几个光穿过片长度的时间。波动的整体增长被认为是完全取决于背景阿尔芬速度的值。在完全非线性阶段，我们观察到一个朝向基模的逆叶栅，Petschek型超声速射流从X点以外部Alfven速度传播，并且在预测值R~（ln S）^-1处有一个快速的重联速率。
2016-05-20 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Particle Acceleration in Pulsar Wind Nebulae: PIC modelling
我们讨论的作用，粒子在细胞（PIC）模拟揭示PWNe中的发射粒子的起源。在描述了PIC技术的基础知识后，我们总结了它对蟹状星云的静态和闪耀发射的影响，作为PWNe的原型。一个共识似乎正在形成，除了通过费米过程在脉冲星风的终端冲击粒子加速的标准方案，磁重联在风中，在终端冲击和星云中发挥了重要作用，在供电的多波长的PWNe签名。
2017-05-30 astro-ph.HE
Inverse cascade of non-helical magnetic turbulence in a relativistic fluid
对非螺旋相对论磁流体动力学湍流的自由衰减进行了数值研究，发现自由衰减过程中存在磁能向大尺度的级联现象。磁能谱$P_M(k,t)$的演化在时间上是自相似的，并且通过具有分别非常接近于$7/2$和$-2$的亚惯性和惯性范围指数的破幂律来很好地建模。磁相干尺度被发现增长的时间为$t^{2/5}$，太慢，占光学偏振的伽马射线暴余辉发射，如果要提供的磁能只有在微物理长度尺度。在相对论性磁流体湍流中没有观测到突发性或爆炸性的能量损失，这限制了磁重联模型对GRB瞬发辐射、耀变体和蟹状星云的快速时变。
2014-09-30 astro-ph.HE
Dissipation of the striped pulsar wind
快速旋转的中子星吹出主要由电子-正电子对组成的相对论性磁化风。风的自由膨胀在远离中子星的地方终止，在那里形成了弱磁化的脉冲星风星云，这意味着上游某处有有效的磁耗散。分离两个磁极的风流片通常被认为是通过相对论重联进行磁耗散的最自然的地方，但其效率仍然是一个悬而未决的问题。在这里，这项工作的目标是重新审视这个问题的最新进展的理解重联和脉冲星电动力学。我们进行大的二维粒子在细胞模拟的倾斜旋转捕捉多尺度演变的风。我们发现，电流片分裂成一个动态链的磁岛分离的次级薄电流片。随着重联的进行，薄片厚度随半径线性增加，而坡印亭通量单调减小。条纹完全湮灭的半径由光柱处的等离子体多重性参数给出。只要在片层形成的地方有足够的电荷，在完全耗散之前，片层内的电流饥饿就不会发生。粒子被有效地加热到由光柱处的磁化参数设定的特征能量。高能脉冲同步辐射峰值接近光柱，并提出了与等离子体团的形成在片材的子脉冲的变化。这项研究表明，条纹风的组成部分消散之前，在孤立的恒星，甚至在非常高的多重性系统，如蟹状星云脉冲星的终止冲击。双星系统中的脉冲星可能提供研究风中磁耗散的最佳环境。
2017-10-19 astro-ph.HE
High-Energy Radiation and Ion Acceleration in Three-dimensional Relativistic Magnetic Reconnection with Strong Synchrotron Cooling
本研究利用三维PIC模拟揭示强同步辐射冷却如何改变相对论磁重联结构，并阐明离子高效加速、对粒子能谱极限及高能伽马辐射截止与定向特征。
2023-10-02 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Dissipation of the striped pulsar wind and non-thermal particle acceleration: 3D PIC simulations
大规模电流片的形成是脉冲星磁层的一个普遍特征。如果磁轴与恒星自转轴不重合，电流片是一个振荡结构，充满了由倾角决定的赤道楔，称为条纹风。相对论重联可能会导致大量的磁能耗散和粒子加速，尽管这一过程的效率在这方面存在争议。在这项研究中，我们的目标是调和全球模型的脉冲星风动力学和重新连接在同一数值框架内的条纹，以揭示新的光耗散和粒子加速脉冲星风。为此，我们进行大型三维粒子模拟分裂的磁层，从恒星表面到50光柱半径远离脉冲星。等离子体支配的重联有效地将电流片分割成由次级电流片分隔的相互作用的通量绳的动态网络，次级电流片在所有半径处有效地消耗场，甚至超过快磁声点。我们的研究结果表明，有一个普遍的耗散半径完全由重联率在片，躺在上游的终止激波半径孤立对产生的双光子。风体洛伦兹因子的相对论性比以前认为的要小得多。在共动框架中，风是由被捕获在通量绳内的热对组成的，具有硬的宽幂律谱，其最大能量受到发射时风的磁化的限制。我们的结论是，条纹风最有可能完全消散时，它进入脉冲星风星云。预测的风粒子谱消散后，让人想起蟹状星云的无线电发射电子。
2020-08-26 astro-ph.HE physics.plasm-ph
A Possible Gamma-Ray Enhancement Event in Tycho's Supernova Remnant
我们报告了从第谷超新星遗迹（SNR）中检测到的可能的$γ$射线增强事件，这是1572年发生的Ia型超新星爆炸的结果。该事件持续了1.5年，主要在4- 100 GeV能量范围内表现出3.6倍的通量增加，并伴随着两个478，GeV光子。一些年轻的SNR（包括第谷的SNR）以前被发现在一年或几年的时间尺度上显示出特殊的X射线结构，通量变化，这种事件在$γ$射线能量是第一次看到。这一事件长达一年的时间尺度表明了一个同步辐射过程，但硬$γ$射线的发射需要极端的条件，要么是电子的超高能量高达$\sim$ 10 PeV（远高于宇宙射线的“膝盖”能量），要么是SNR中磁场的高度不均匀性。第谷SNR中的这一事件很可能类似于蟹状星云中观测到的$γ$射线耀斑，它们都需要同步加速器过程，而类似的磁流体动力学过程，如磁重联，也会在SNR中起作用，将粒子加速到超相对论能量。如果得到证实，这一事件有助于揭示年轻SNR中可能发生的物理过程更复杂的一面。
2022-03-31 astro-ph.HE
Extreme Transients in Gamma Rays
Institute of Space Sciences (ICE-CSIC)（空间科学研究所）；Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；Tianfu Cosmic-Ray Research Center（天府宇宙线研究中心）
本文综述了能量高于100 MeV的极端伽马射线瞬变现象，包括伽马射线暴、新星、喷流快速变化以及蟹状星云耀发等，重点讨论了粒子加速、辐射机制和观测特征。
2026-05-29 astro-ph.HE
Three-dimensional kinetic simulations of relativistic magnetostatic equilibria
我们提出的三维动力学粒子在细胞（PIC）模拟的各向同性周期性相对论磁化对等离子体平衡称为ABC领域的结果。我们对初始波数k_ini = 2或k_ini = 4、不同的辐射冷却效率（包括同步辐射和逆康普顿过程的辐射反应）以及不同的平均磁化强度值进行了模拟。这些平衡演变的理想聚结不稳定性，其饱和产生从头算本地化的动力学薄电流层-网站的磁重联和非热粒子加速-最终放松到一个国家的较低的磁能在保守的总磁螺旋。我们证明，磁弛豫涉及另外本地化的崩溃的磁极小值和散装合并的电流层对，这是一种新的方案的自发磁耗散与应用程序的快速伽玛射线耀斑的耀变体和蟹状星云。在强辐射损失下的粒子加速导致形成幂律指数N（gamma）~ gamma^（-p），在平均热磁化强度值为~ 6时达到p ~= -2.3<sigma_hot>。单个高能粒子可以在一个光交叉时间内被电场加速，该电场基本上垂直于局部磁场。高能粒子是高度各向异性的，由于动力学光束效应，这意味着快速变化的复杂模式。在整个磁致发光过程中，初始总能量的很大一部分可以辐射出去。
2018-09-20 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Energetic Constraints on a Rapid Gamma-Ray Flare in PKS 1222+216
我们研究了MAGIC在平谱射电类星体PKS 1222+216中检测到的快速甚高能（VHE）耀斑的理论含义。距喷流原点的最小距离为0.5秒差距。VHE源的中等多普勒因子D_{VHE} ~ 20是所有不透明度约束所允许的。费米观测到的同时高能（HE）发射提供了总喷流功率和喷流磁场强度的估计。VHE耀斑的能量约束是非常严格的：对于各向同性的粒子分布，它们需要在发射区域中的巨大的共同移动能量密度和非常有效的辐射过程。我们不赞成强子过程，由于其低辐射效率，以及同步加速器的情况下，最近提出的蟹状星云的HE耀斑，因为需要克服的辐射损失的参数是相当极端的。对于D_{VHE} ~ 20，VHE发射可用同步自康普顿（SSC）机制解释，对于D_{VHE} ~ 50，VHE发射可用包含尘埃环红外辐射的外辐射康普顿（ERC）机制解释。在讨论了几种不同的情况下，我们提出，极端的能量密度约束，可以满足发射来自高度各向异性的短寿命的粒子束形成的动力学聚束机制在磁重联网站。通过将发射粒子聚焦成非常窄的光束，这种机制允许人们放松对源尺寸的因果约束，将所需的能量密度降低4个数量级。
2012-07-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
A global model of particle acceleration at pulsar wind termination shocks
脉冲星风星云是有效的粒子加速器，但其工作过程仍然难以捉摸。自生的微湍流在相对论磁化冲击中太弱，无法在很宽的能量范围内加速粒子，这表明星云的全球动力学可能参与了加速过程。在这项工作中，我们研究了冲击动力学的横向磁场剖面的大尺度各向异性所发挥的作用。我们进行了大范围的上游等离子体磁化的二维粒子模拟。大规模的速度剪切和电流片形成在赤道地区和两极，在那里他们通过开尔文-亥姆霍兹涡和扭结驱动强等离子体湍流。在下游流动的电流片的混合导致有效的非热粒子加速。幂律谱随着磁化强度的增加而变硬，类似于在相对论重联和动力学湍流研究中发现的那些。频谱的高端由在尾流上冲浪的颗粒组成，尾流是由在激波前沿形成的细长的矛头形空腔产生的，并穿透上游流。这些粒子通过玻姆极限附近的剪切流加速机制被有效地加速。磁化相对论激波是非常有效的粒子加速器。捕捉下游流的全球动态对理解它们至关重要，因此局部平面平行研究可能不适合脉冲星风星云和其他天体物理相对论磁化冲击。这种冲击的自然结果是在冲击波前腔产生的光谱高端的可变和多普勒增强的同步辐射，让人想起神秘的蟹状星云伽马射线耀斑。
2020-08-17 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Relativistic Turbulence with Strong Synchrotron and Synchrotron-Self-Compton Cooling
高能天体物理学中的许多相对论等离子体环境，包括脉冲星风星云、黑洞上的热吸积流、活动星系核中的相对论喷流和伽马射线暴以及巨型射电瓣，都是自然湍流的。这些环境中的等离子体通常非常热，以至于同步加速器和逆康普顿（IC）辐射冷却变得非常重要。在本文中，我们调查的一般热力学和辐射性质（因此观测外观）的光学薄相对论热等离子体驱动磁流体（MHD）湍流搅拌和辐射冷却。我们发现，如果系统达到一个统计平衡的湍流加热是平衡的辐射冷却，有效的电子温度往往达到一个通用的值$θ= kT_e/m_e c^2 \sim 1/\sqrt{τ_T}$，其中$τ_T=n_eσ_T L \ll 1$是系统的汤姆逊光学深度，基本上独立的湍流驱动或磁场的强度。这是因为MHD湍流耗散和同步加速器冷却都与磁能密度成正比。我们还发现，同步自康普顿（SSC）冷却，也许是一些高阶IC组件自动可比同步加速器在这个政权。整个宽带辐射光谱由几个不同的组成部分（同步加速器，SSC等），在光子能量上很好地分离（通过因子$\sim τ_T^{-1}$）并且在功率上大致相等。IC峰的数量由Klein-Nishina效应检查，并在数学上取决于$τ_T$和磁场。我们还研究了由于同步自吸收的限制，探索应用蟹状PWN和耀变体喷气机，并讨论了辐射磁重联的联系。
2019-07-21 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Pulsar Wind Nebulae as Cosmic Pevatrons: A Current Sheet's Tale
我从理论和个人的角度概述了脉冲星风星云作为宇宙加速器的重要特征。我讨论了脉冲星风星云（PWNe）的最新研究。我特别注意最近发现的伽玛射线耀斑在蟹状星云的排放，重点是可能性，提出的意见，即加速电场超过磁场，这表明重联在持续电流层（电流片）起着重要的作用，在这个良好的研究Pevatron的行为。我地址的终止冲击模型的粒子加速器，将风流能量所观察到的非热粒子谱的现状，得出结论，它有一些主要的困难有关的横向磁几何形状的冲击波。我讨论了最近的工作推断对流出率，这是超过现有的理论预测对创建，并利用这些结果指出，随之而来的风的质量载荷将风的整体流4-速度降低到这样一个程度，即在终端激波上游的脉冲星风中的磁场耗散将恢复到生命状态，作为一个可行的模型来求解“sigma问题”。我讨论了一些建议，支持结构化（“条纹”）的上游磁场的电流流中的电流饥饿诱导过渡到超光速波传播。我表明，目前的饥饿可能不会发生，因为这些电流进行的电流片分离有条纹，而不是在条纹本身。
2012-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
VHE gamma-ray intranight variability from BL Lacertae during the extreme flaring state of 2022
Tokai University（东海大学）；Institute for Cosmic Ray Research, University of Tokyo（东京大学宇宙射线研究所）；INFN and Università degli Studi di Siena（意大利国家核物理研究所和锡耶纳大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；FSLAC IRL 2009, CNRS/IAC（中法天文卫星项目，法国国家科学研究中心/加那利天体物理研究所）；Institut de Ciències del Cosmos, Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Instituto de Astrofísica de Andalucía-CSIC（安达卢西亚天体物理研究所-西班牙高等科学研究理事会）；Department of Astronomy, University of Geneva（日内瓦大学天文学系）；INFN Sezione di Napoli（意大利国家核物理研究所那不勒斯分部）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；Max-Planck-Institut für Physik（马克斯·普朗克物理研究所）
研究BL Lacertae在2022年极端耀斑期间的高能伽马射线日内变异性，分析其多波段辐射和谱能量分布，揭示相对论电子分布和喷流物理参数的变化。
2026-04-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
