Magnetic Field Amplification Associated with the Richtmyer-Meshkov Instability
用二维MHD模拟方法研究了Richtmyer-Meshkov不稳定性（RMI）对磁场的放大作用。单模分析揭示了RMI的非线性演化与场增强之间的关系。研究发现，周围的磁场被与RMI相关的流体运动拉伸，其强度被显著放大两个数量级以上。磁场的饱和程度取决于激波通过后放大的磁压和热压之间的平衡。这种有效的放大作用可以在一个很宽的RMI条件范围内实现，例如入射激波的马赫数和接触间断处的密度比。结果表明，RMI可能是一个强大的星际磁场的放大机制，并导致在超新星遗迹的冲击观测到的局部强场的起源。
2012-09-05 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Magnetic field amplification by a plasma cavitation instability in relativistic shock precursors
等离子体流不稳定性在相对论激波及其环境中的磁场放大和粒子加速中起着重要作用。然而，在远冲击波前体区域，加速粒子构成一个高度相对论性和稀释束，流不稳定性通常变得效率低下，并在非常小的规模相比，束粒子的回旋半径。我们报告的等离子体空化不稳定性，是由稀相对论性光束驱动，可以增加两个数量级的磁场强度和相干尺度达到近均分值与光束能量密度。这种不稳定性的增长后，发展的韦伯不稳定性，并与背景轻子和离子的束流的非对称响应。所得到的净感应电场驱动带正电和带负电的射束种类之间的强能量不对称性。大规模的粒子在细胞中的模拟被用来验证分析预测的增长和饱和度的不稳定性，并表明它是强大的，在广泛的条件下，包括那些与成对加载等离子体。这些结果可以有重要的影响的磁化强度和结构的冲击在伽马射线暴，更普遍的磁场放大和非对称散射的相对论性带电粒子在等离子体天体物理环境。
2022-01-10 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Magnetic field amplification by the Weibel instability at planetary and astrophysical high-Mach-number shocks
无碰撞冲击在宇宙中普遍存在，并且通常与强磁场有关。在这里，我们使用大规模的粒子模拟的非相对论性的垂直冲击在高马赫数制度，以研究内的磁场的冲击放大。由于离子-离子双流的韦伯不稳定性，在激波转变处磁场被放大。归一化的磁场强度与Alfvénic马赫数密切相关。来自PIC模拟的模拟航天器测量结果与卡西尼号航天器在土星弓形激波处原位测量的结果完全一致。
2021-02-08 astro-ph.EP astro-ph.HE physics.comp-ph
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
Amplification of perpendicular and parallel magnetic fields by cosmic ray currents
通过磁化等离子体的宇宙射线（CR）电流驱动强烈的不稳定性，产生磁场的放大。这种放大有助于解释CR能谱以及超新星遗迹和射电星系热点的观测。利用磁流体动力学（MHD）模拟，研究了CR电流垂直和平行于初始磁场时非共振混合（NRH）不稳定性（也称为Bell不稳定性）的行为。我们证明，扩展模拟的垂直的情况下，3D显示了不同的字符从2D中观察到的湍流。尽管存在这些差异，在3D中，垂直NRH不稳定性仍然以指数方式增长到非线性状态，其增长率与2D垂直和3D平行情况相似。我们介绍了一些简单的分析模型来阐明的物理行为，用它们来证明，过渡到非线性制度是由内部的膨胀环的边缘处的致密细丝的热压力的增长。我们讨论我们的研究结果的背景下，超新星遗迹和射电星系中的喷气机。我们的工作表明，在平行和垂直冲击中，NRH不稳定性可以将磁场放大到初始值的许多倍。
2017-07-28 astro-ph.HE
Magnetic field amplification by the r-mode instability
我们讨论了旋转恒星中不稳定r模（由引力辐射反作用力驱动）引起的磁场增强。在没有磁场的情况下，引力辐射指数地增加r模振幅$α$，并加速差分旋转（流体元素的长期运动）。对于一颗磁化的恒星，差速旋转增强了磁场能量。Rezzolla等人（2000- 2001）认为，如果磁能的增长速度快于引力辐射反作用力将能量泵入r模，则r模不稳定性被抑制。Chugunov（2015）证明，在没有引力辐射的情况下，微分旋转可以被视为与r模式解耦的自由度，并由磁场的反作用控制。特别地，磁场饱和不阻尼r模式。在这里，我们讨论的反反应的磁场不稳定的r-模式上的差分旋转的效果，并表明，它限制了所产生的磁场和防止抑制的r-模式不稳定性的磁饱和在低的饱和振幅，$α\ll 1$，由当前模型预测的磁能增长率。
2017-12-26 astro-ph.HE
Turbulent magnetic-field amplification in the first 10 milliseconds after a binary neutron star merger: comparing high-resolution and large eddy simulations
双中子星合并的发现是近年来最重要和最复杂的天体物理发现之一。这个问题的一个不清楚的方面是湍流磁场放大，最初由开尔文-亥姆霍兹不稳定性在比现在任何可达到的数值分辨率小得多的尺度上触发。在这里，我们提出的第一个十毫秒的双中子星合并的数值模拟。首先，我们详细确认如何模拟放大依赖于数值分辨率和分布在一个广泛的尺度范围内，从湍流MHD理论的预期。我们发现，最初的大规模磁场$10^{11}\,$ G内的每一个恒星被放大的残余在第一个$5$毫秒内的$10^{16}\,$ G的均方根值为我们的最高分辨率运行。然后，我们运行大涡模拟，探索亚网格尺度梯度模型的性能，已经成功地在以前的湍流箱模拟测试。我们表明，除了这个模型是特别重要的感应方程，因为它导致放大的磁场可比的高分辨率运行，但大大降低了计算成本。在最初的10毫秒内，没有明显的迹象表明存在一个有序的大尺度磁场，而这种磁场确实应该通过磁绕组和磁旋转不稳定性在更长的时间尺度内出现。
2020-09-14 astro-ph.HE gr-qc
Magnetic field amplification by cosmic rays in supernova remnants
在超新星遗迹中，需要磁场放大来将宇宙云加速到PeV能量。逃逸的宇宙射线在等离子体中触发返回电流，驱动非共振混合不稳定性。我们运行模拟，其中我们代表逃逸的宇宙射线与等离子体返回电流，保持最大宇宙射线能量固定，并评估其对上游介质的影响。除了磁场放大之外，当通过激波时，密度扰动出现，进一步增加下游的放大水平。由于不稳定性的增长率对于较小的尺度是最快的，因此分辨率是这些模拟可以达到的放大的限制因素。
2012-09-13 astro-ph.GA 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
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
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
Instability windows of relativistic r-modes
本研究重新审视非重子中子星中相对论性r模的不稳定性窗口，发现考虑扩散和广义相对论效应后，r模的放大与阻尼机制显著改变，导致不稳定性窗口较牛顿预测大幅修改，对理解旋转中子星观测至关重要。
2024-01-11 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Superradiant amplification by rotating viscous compact objects
本研究采用因果相对论流体力学，在慢转近似下推导轴向引力波与黏性模式的耦合方程组，发现旋转黏性恒星可放大小频引力波且该现象具有普遍性，且超辐射放大不会在带光环的匀速旋转致密恒星中引发不稳定性。
2025-06-16 astro-ph.HE gr-qc hep-th
On the linear and non linear evolution of the RMHD Kelvin Helmholtz instability in a magnetically polarized fluid
活动星系核或伽玛暴等系统中磁场的起源问题在天体物理学中仍然是一个悬而未决的问题。解释磁场产生的可能机制是开尔文-亥姆霍兹不稳定性，因为它能够将剪切流中的动能转化为磁能。本文研究了相对论等离子体中磁化率对Kelvin-Helmholtz不稳定性发展的线性和非线性影响。系统中的磁场平行于流动，并且假定磁化率是均匀的、时间上恒定的并且在两种流体中相等。特别是，我们分析了三种不同情况下的不稳定性，当流体是抗磁性，顺磁性，当磁化率为零。我们计算了线性区域中的色散关系，发现抗磁性流体之间的界面比没有磁化率的原始情况更稳定。相反，顺磁性使界面更不稳定。磁化参数越高，这种行为就越重要。此外，界面不稳定的相对论性马赫数的区间随着磁化率而增长，即，对于顺磁流体来说它更大。我们用数值模拟来检验这些分析结果，并探讨了非线性区域中磁极化的影响。我们发现顺磁性流体中的磁场比反磁性流体中的磁场更大。令人惊讶的是，当磁化参数较小时，磁化率在放大中的作用更强。这些结果使得KH不稳定性在考虑物质的磁化率时成为种子磁场更有效的放大机制。
2019-10-25 astro-ph.HE gr-qc
Spatio-temporal evolution of the nonresonant instability in shock precursors of young supernova remnants
一个非共振的宇宙射线电流驱动的不稳定性可能在年轻超新星遗迹的冲击前体中起作用，并负责磁场放大，等离子体加热和湍流。早期的模拟证明了磁场放大，在动力学研究中，宇宙射线和热等离子体之间的相对漂移减少被观察到作为逆反应。然而，所有已发表的模拟使用周期性的边界条件，不考虑减速流的质量守恒，只允许时间的发展进行研究。在这里，我们报告的结果完全动力学粒子在细胞模拟与开放的边界，允许流入的等离子体的一侧的模拟框和流出的另一端，从而允许调查的时间和空间发展的不稳定性。磁场放大的收益与周期性边界的研究，并在这里观察到的第一次，相对漂移的减少导致形成的冲击状的压缩结构，在其中一部分的等离子体离子被反射。由非共振不稳定性产生的湍流电场非弹性地散射宇宙射线，改变和各向异性它们的能量分布。空间CR散射与玻姆扩散兼容。电磁湍流导致显着的非绝热加热的背景等离子体保持离子和电子之间的体积均分。最高温度在大振幅静电场处达到。离子光谱显示超热尾在湍流电场随机散射造成的。总之，等离子体流中的这些修改将影响那里的冲击和粒子加速的特性。
2017-05-11 astro-ph.HE
Dynamo-driven plasmoid formation from a current-sheet instability
轴对称载流等离子体团的形成在非轴对称波动的存在下，在非线性三维电阻磁流体模拟在一个全球性的环形几何形状。我们利用螺旋度注入技术来形成一个初始的极向磁通的存在下的环形引导场。当注入螺旋度时，两种类型的电流片由1）注入器区域中的相反方向的场线（初级重联电流片）和2）等离子体边缘附近的极向通量压缩（边缘电流片）形成。我们首先发现，非轴对称波动所产生的电流片不稳定性附近的等离子体边缘孤立撕裂宇称，但仍然可以快速增长（极向阿尔芬时间尺度）。这些模式通过打破电流片而饱和。第二，第一次观察到的发电机极向通量放大在reconnetion网站（在该地区的相反方向的磁场）。这种波动引起的通量放大增加了当地的伦德奎斯特数，然后触发了等离子体团不稳定性，并打破了在重联网站的主要电流片。大规模通量放大驱动的等离子体团形成，即大规模发电机，这里观察到的天体物理重联以及实验室等离子体中的快速重联事件具有强烈的影响。
2016-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Curvature-drift instability fails to generate pulsar radio emission
曲率漂移不稳定性一直被认为是脉冲星射电辐射的一种可行机制。我们重新考虑了这一机制，找到了一个明确的解决方案，描述传播的短波电磁波在等离子体流沿弯曲的磁场线。我们发现，即使波可以被放大，放大因子仍然非常接近于1，因此这种机制是无法产生高亮度温度的发射从初始弱波动。
2010-08-29 astro-ph.HE
Laser astrophysics experiment on the amplification of magnetic fields by shock-induced interfacial instabilities
激光实验正在成为天文学研究的一种新工具，补充了观测和理论建模。在超新星爆炸的冲击波阵面上观测到局部强磁场。实验证实和识别的物理机制，这一观测是非常重要的理解的星际介质的演变。然而，在实验室中处理流体动力学不稳定性与环境磁场之间的相互作用一直是具有挑战性的。在这里，我们开发了一个实验平台来研究磁化Richtmyer-Meshkov不稳定性（RMI）。测得的生长速度与线性理论一致，磁场放大与RMI生长相关。我们的实验首次在天体物理条件下验证了与激波诱导界面不稳定性相关的磁场湍流放大现象。磁化等离子体中基本过程的实验解释在各种情况下，如聚变等离子体和行星科学中通常是必不可少的。
2021-08-26 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
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
Chiral magnetovortical instability
本研究揭示外磁场下手征等离子体中由手征涡旋效应诱发的新型磁流体动力学不稳定性，其通过手征性向交叉螺旋度的转化快速放大磁场。
2023-07-13 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
On the growth of the thermally modified non-resonant streaming instability
宇宙射线非共振流不稳定性被认为是大幅度磁场放大的来源。在这项工作中，我们调查的环境等离子体温度的不稳定性的影响，并推导出其增长率的热，退磁制度的相互作用的解析表达式。为了研究它的非线性演化，我们在很宽的温度范围内进行混合PIC模拟。我们发现，在冷极限下，大约三分之二的宇宙射线漂移动能转化为磁能。增加环境等离子体的温度可以显著降低生长速率和饱和磁场的大小。
2020-10-20 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
A filamentation instability for streaming cosmic-rays
我们证明了宇宙射线由于自身产生的磁场而在超新星遗迹激波的前兆中形成了类似的结构。宇宙线的折射导致长波长不稳定性的增长，自然地将小尺度上的快速非线性放大耦合到更大的长度尺度上。混合磁流体动力学-粒子模拟进行确认的效果。由此产生的大尺度磁场可能会促进高能宇宙射线的散射，这是在超新星遗迹冲击波中加速宇宙射线谱中超过膝盖的质子所必需的。在激波上游很远的地方形成的丝状体也可能有助于宇宙射线从加速器中逃逸。
2011-09-26 astro-ph.HE
The radial distribution of radio emission from SN1993J: Magnetic field amplification due to the Rayleigh-Taylor instability
本研究针对SN1993J的全部VLBI观测数据，通过马尔可夫链构建考虑仪器与源效应的模型开展分析，发现其射电结构为非均匀径向强度的球壳状，且磁场主要由瑞利-泰勒不稳定性放大，为核心坍缩超新星激波演化研究提供了新依据。
2024-10-10 astro-ph.HE astro-ph.IM
Magnetic field amplification by cosmic-ray-driven turbulence: I. isotropic CR diffusion
我们进行了磁流体动力学模拟研究的磁场的冲击波的前兆放大。在超新星遗迹中发生的强烈冲击的前兆中需要强磁场。观测还表明，磁场放大发生在星系团中的弱冲击中，并产生所谓的无线电遗迹。在这里，我们将宇宙射线驱动湍流对磁场放大的研究扩展到弱激波。放大是由湍流驱动的，湍流是由宇宙射线压力作用于上游流体中的密度不均匀性产生的。从星系团外围的X射线数据推断出的聚集现象可能提供了一些种子的不均匀性。产生了磁场功率谱和法拉第图。此外，我们研究如何同步辐射的冲击前兆可以用来验证这种不稳定性的存在和约束必要的等离子体参数。
2013-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Basic Bell-MHD Turbulence
非共振电流不稳定性被Bell（2004）确定为超新星遗迹中磁场放大的重要机制。在本文中，我们专注于研究这种不稳定性的非线性阶段使用不可压缩MHD制定。我们证明了贝尔不稳定性驱动的磁湍流的演变类似于大尺度上驱动的湍流。更重要的是，我们证明了磁场的含能尺度与磁能密度的平方根成正比。考虑到可能的场放大的观测约束，这种新的关系使我们能够直接估计由这种场散射的粒子的最大能量，并且这种估计通常低于平均粒子能量。这意味着，如果不考虑对宇宙射线的反馈，贝尔场的典型尺度，无论是在线性还是非线性状态下，都将太小而不影响高能粒子的加速。我们提到了几种对宇宙射线的反反应可能很重要的情况。
2014-06-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Microphysics of cosmic ray driven plasma instabilities
高能非热粒子（宇宙射线，CR）在超新星遗迹、相对论喷流和其他天体物理物体中被加速。CR能量密度通常与热组件和磁场的能量密度相当。在这篇综述中，我们讨论的磁场放大的机制，由于不稳定性引起的CR。我们推导出控制宇宙等离子体系统的CR动力学和磁流体动力学方程，该系统包括热背景等离子体、连环画射线和波动磁场，以研究CR驱动的不稳定性。共振和非共振不稳定性，包括贝尔短波不稳定性，和消防水龙带不稳定性进行了审查。特别注意的是长波不稳定性驱动的CR电流和压力梯度。螺旋度生产的CR电流驱动的不稳定性进行了讨论与宇宙磁场放大的发电机机制。
2013-04-26 astro-ph.HE
An effective model for magnetic field amplification by the magnetorotational and parasitic instabilities
本文研究了磁旋转不稳定性（MRI）通过寄生模式的饱和机制，首次系统分析了寄生模式的演化，并提出了一个稳健的磁场放大因子解析模型，为MRI驱动的角动量传输提供了超越标准粘性传输的新方法。
2025-03-28 astro-ph.HE
Supernova remnants as cosmic ray factories
在这项工作中，我们调查的粒子加速超新星残留的冲击在一个半解析的形式主义，自洽占粒子加速，放大的磁场通过流的不稳定性和反反应的加速粒子和磁湍流的冲击动力学。特别是，我们研究粒子注入和磁场放大之间的相互作用，显示如何一个现象学的，但合理的饱和标准流不稳定性可能会导致相当陡峭的加速粒子的光谱。我们评论的影响，这种情况下可能有对银河系宇宙射线的漫反射谱的理解和γ射线观测的单一遗迹。
2011-03-24 astro-ph.HE hep-ph
X-ray Stripes in Tycho's Supernova Remant: Synchrotron Footprints of a Nonlinear Cosmic Ray-driven Instability
钱德拉天文台对第谷信噪比的高分辨率观测揭示了几组准稳定、高发射率、近平行的X射线条纹在信噪比的某些局部区域。这些条纹很可能是宇宙射线（CR）在SNR爆炸波中产生的磁湍流的结果。然而，这些条纹的惊人的规则图案的出现需要同时采取行动的冲击等离子体现象的数量，并没有预测的磁场放大的大多数模型。这些条纹的一致的解释产生的复杂的非线性等离子体过程连接有效的CR加速和磁场波动在强碰撞无冲击的信息。这里描述的非线性扩散激波加速（NL-DSA）模型，其中包括宇宙射线电流驱动的不稳定性的磁场放大，预测条纹与第谷的SNR同步辐射观测一致。我们认为，当地的环境平均磁场的几何形状决定了条纹的方向，因此，它可以重建与高分辨率X射线成像。负责条纹的CR质子的估计最大能量为$\sim 10^{15}$ 1，eV。此外，该模型预测，一个特定的X射线偏振模式，与一个偏振的分数~ 50%，伴随着条纹，这可以测试与未来的X射线偏振仪的任务。
2011-06-17 astro-ph.HE
Spectra of magnetic fluctuations and relativistic particles produced by a nonresonant wave instability in supernova remnant shocks
我们在年轻的超新星遗迹与有效的粒子加速模型强向前冲击的非共振不稳定性驱动的宇宙射线电流放大的冲击前体中的磁湍流。粒子注入，磁场放大（MFA）和非线性反馈的粒子和场的整体流推导一致。激波的结构主要取决于湍流级联的效率。如果级联被抑制，MFA是强的，激波前兆是分层的，湍流谱包含几个离散的峰。这些峰值，以及MFA的量，应该会影响同步加速器X射线，允许级联和其他假设的非共振波增长的非线性模型固有的观测测试。
2009-08-18 astro-ph.HE
Turbulence and magnetic field amplification from spiral SASI modes in core-collapse supernovae
定常吸积激波不稳定性（SASI）在核心坍缩超新星（CCSNe）爆炸阶段的现代模拟中起着核心作用。它可能是实现中微子动力爆炸的关键，并可能与中微子的出生特性（例如，反冲、自旋和磁场）到超新星动力学。使用高分辨率的磁流体动力学模拟，我们研究了湍流的发展，和随后的放大磁场在一个简化的模型后反弹的核心坍缩超新星环境。湍流是由SASI引起的二次不稳定发展而来的。我们的模拟表明，湍流的发展起着重要的作用，为随后的演变的SASI。湍流还通过一个小规模的发电机来放大微弱的磁场。
2012-03-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the background-gyroresonant character of the Bell instability
我们表明，贝尔不稳定性，这是被广泛认为是潜在的重要的宇宙射线加速，是低频极限的回旋共振相互作用之间的质子的星际介质和剪切阿尔文波。在大的宇宙射线电流密度下，它的增长率因此受到质子回旋频率的限制，并且从冷束色散关系中出现两种模式。由电子回旋共振驱动的第三模式在低电流密度下仅是弱不稳定的。我们讨论了超新星遗迹附近磁场放大及其饱和的影响。
2018-11-14 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Acoustic instability at shock-wave precursors
Gran Sasso Science Institute (GSSI)（格兰萨索科学研究所）；INFN – Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS)（意大利国家核物理研究所——格兰萨索国家实验室）
通过磁流体动力学模拟，研究非相对论激波前由宇宙线压力梯度驱动的声学不稳定性如何放大磁场并产生湍流。
2026-04-14 astro-ph.HE hep-ph physics.plasm-ph
High resolution numerical-relativity simulations for the merger of binary magnetized neutron stars
我们在日本超级计算机K。中子星和合并遗迹被70 μ m的网格覆盖，这是迄今为止得到的结果中分辨率最高的。通过深入的分辨率研究，首次阐明了中子星并合过程中磁场的几种放大机制。首先，在合并开始时剪切层中发展的开尔文-亥姆霍兹不稳定性显著地放大了磁场。合并后形成的超大质量中子星（HMNS）会受到非轴对称的磁旋转不稳定性的影响，这种不稳定性放大了HMNS中的磁场。这两种放大机制不能用非相干分辨率运行找到。我们还表明，HMNS最终崩溃的黑洞所包围的吸积环面，这是在出生时强烈磁化。
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-dimensional simulations of non-resonant streaming instability and particle acceleration near non-relativistic astrophysical shocks
本文利用磁流体动力学单元中的粒子模型模拟了高马赫数平行激波中粒子的加速和磁场放大，并与二维模型进行了比较。这使我们能够确定是否可以依靠2-D模拟来产生粒子加速、磁场放大和不稳定性增长率方面的准确结果。我们的模拟表明，气体的行为和不稳定性的演变是定性相似的2-D和3-D模型，只有轻微的定量差异，主要涉及的增长速度的不稳定性。二维和三维模型的主要区别在于非热粒子的谱能量分布。二维模拟被证明是更有效的，加速了更大比例的粒子，并实现了更高的速度。我们的结论是，虽然2-D模型是足够的气体中的不稳定性进行调查，他们的结果必须谨慎对待时，预测预期的SED一个给定的冲击。
2019-09-16 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.space-ph
How to form a millisecond magnetar? Magnetic field amplification in protoneutron stars
要解释磁星（磁性最强的中子星）的性质，需要$10^{15}\,{\rm G}$量级的极强磁场。如此强大的磁场被认为对核心坍缩超新星的动力学起着重要作用，并且在快速旋转的情况下，可能为与长伽马射线暴相关的超亮超新星和超超新星提供动力。然而，这些强磁场的起源仍然不清楚，很可能需要在质子中子星中放大许多数量级。磁旋转不稳定性（MRI）是最有前途的代理之一，它可以在原则上指数快速放大一个弱的初始磁场的动态相关的强度。我们描述了我们目前的理解质子中子星的MRI，并显示其依赖于特定的质子中子星的物理条件，如中微子辐射，强浮力效应和大磁普朗特数的最新结果。
2017-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Local Simulations of Instabilities in Relativistic Jets I: Morphology and Energetics of the Current-Driven Instability
我们提出的磁化射流中电流驱动的不稳定性的数值研究结果。利用久经考验的，相对论磁流体动力学代码雅典娜，我们构建了一个合奏的本地，共同移动的等离子体柱，其中初始径向力平衡是通过各种组合的磁性，压力和旋转力。然后，我们检查所产生的流动形态和能量，以确定这些系统被破坏的程度，达到的动能放大的量，和非线性饱和行为。我们最重要的发现是，初始力平衡的细节产生的流动形态有显着的影响。初始磁场为无力的模型会变形，但不会被破坏。然而，通过平衡压力梯度和/或旋转对抗磁力来实现初始平衡的系统倾向于破碎、混合并产生湍流。在所有情况下，电流驱动的不稳定性的线性增长是很好的代表分析模型。CDI驱动的动能放大在无力模型中比在具有压力梯度和/或旋转的模型中更慢并且在更低值处饱和。在旋转柱，我们发现，磁化区域进行旋转剪切驱动之间的动能和磁能均分。我们表明，这些结果是适用于各种各样的物理参数，但我们警告说，算法的决定（如选择黎曼求解器）可以影响这些系统的演变比物理参数。
2012-02-20 astro-ph.CO astro-ph.HE
Modeling the Saturation of the Bell Instability using Hybrid Simulations
该研究通过混合模拟考察 Bell 不稳定性的饱和机制，发现饱和磁压与初始宇宙射线各向异性压相当，并给出磁场放大的预测性处方。
2024-04-05 astro-ph.HE physics.plasm-ph
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
Magnetogenesis in a collisionless plasma: from Weibel instability to turbulent dynamo
在完全动理学框架下，通过外部机械力研究未磁化等离子体中磁场的自洽产生与放大，揭示了 Weibel 不稳定性产生种子场并经涨落发电机放大至能量均分的过程，对星系团及星系际磁场起源有重要意义。
2023-07-28 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
