Spectral curvature of shock-accelerated particles in solar cycle 23
Connie Zhou, Federico Fraschetti, Jeremy J. Drake, Martin Pohl
用对数抛物线拟合了第23太阳活动周16个GLE的质子动量分布，发现了能量突变与对数抛物线的整体谱曲率之间的相关性。
We have fitted the protons momentum distribution of the 16 GLEs of solar cycle 23 with a log-parabola and have found a correlation between the previously determined energy break and the global spectral curvature of the log-parabola.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Bi-directional streaming of particles accelerated at the STEREO-A shock on 9th March 2008
本文对2008年3月9日由日地关系天文台（ST-A）观测到的快速准垂直反向激波附近超热离子的各向异性和强度进行了解释。测量的超热粒子的强度分布表现出增强，或“尖峰”，在冲击到达和俯仰角各向异性的冲击到达之前的时间是双峰，共同建议捕获的近散射自由离子沿磁场线相交的冲击在两个位置。我们运行测试粒子模拟与预先存在的上游静磁波动平流通过冲击。所测得的双峰上游各向异性，近场对齐的各向异性高达约15分钟的上游的冲击，以及“煎饼状”的各向异性高达约10分钟的下游的冲击很好地再现了模拟。这些结果与早期的研究结果一致，表明磁场的大尺度结构（100 s的超热质子回旋半径）在冲击波的早期粒子加速中起着主导作用。
Particle acceleration by collisionless shocks containing large-scale magnetic-field variations
在无碰撞冲击中的扩散冲击加速被认为是在空间中观察到的许多高能粒子的来源。磁场的大尺度空间变化已被证明是重要的理解观测。影响是复杂的，所以在这里我们考虑一个简单的，说明性的模型。在这里，我们数值求解帕克输运方程的冲击存在的大规模正弦磁场变化。我们表明，熟悉的平面激波的结果可以显着改变的结果，大规模的，曲折的磁力线。由于垂直扩散系数$κ_\perp$通常比平行扩散系数$κ_\parallel$小得多，高能带电粒子在与激波表面相交的磁场线的连接点会聚的区域中被捕获并优先沿激波阵面加速，从而产生加速粒子的“热点”。对于连接点彼此分离的区域，向高能量的加速将被抑制。此外，颗粒扩散远离“热点”区域，并修改下游颗粒分布的光谱。这些特征在性质上与最近旅行者号在日鞘中的观测相似。这些结果对于研究湍流磁化等离子体中以及包含大尺度非平面结构的等离子体中激波的粒子加速问题具有重要意义。例子包括由太阳风终止激波加速的异常宇宙射线、在传播的日光层激波中观测到的高能粒子、以及由超新星爆炸波加速的银河系宇宙射线等。
Critical Mach Numbers for Magnetohydrodynamic Shocks with Accelerated Particles and Waves
第一临界快马赫数被定义为磁流体动力学冲击的马赫数，其中冲击从亚临界、层流行为转变为超临界行为，其特征在于来自冲击波阵面的入射离子反射。随之而来的上游波和湍流对流下游导致湍流激波结构。形式上，这是等离子体电阻率不再能提供足够的耗散以建立稳定激波的马赫数，其特征在于下游流速变为亚音速。我们重新审视这些计算，包括在MHD跳跃条件下，模拟等离子体能量损失到加速粒子和与这些粒子相关的波的存在。加速粒子的贡献并不显著，但相关波的影响更为重要。上游波在穿过激波时强度会被强烈放大，这是另一种激波消散的方式。因此，这种波的存在增加了第一临界快马赫数，特别是在波激励最强的准平行激波处。这些影响可能有意义的太阳区域，冲击波加速粒子，并导致II型和III型射电爆发，也有助于SEP加速的事件到事件的变化。
The Acceleration of Electrons at Collisionless Shocks Moving Through a Turbulent Magnetic Field
我们进行了一个数值模拟研究的电子在冲击，通过一个预先指定的，运动学定义的湍流磁场传播的加速。湍流由嵌入在等离子体中的宽带磁波动组成，并覆盖一定范围的波长，其中最小的波长大于最初注入系统的电子的回旋半径。我们发现，当上游磁场的湍流分量的方差是足够大的- $σ^2 \sim$ 10 $B_0^2$，其中$B_0$是背景磁场的强度-电子可以有效地加速在无碰撞冲击，而不管平均上游磁场相对于冲击法向方向的方向。由于入射磁场矢量和激波法向矢量之间的局部角度可以相当大，电子可以通过激波前沿的激波漂移加速来加速。在上游区域，电子被反射回冲击波阵面，导致多次冲击波相遇。最终，被加速的电子能量足够大，它们的回旋半径与我们描述的湍流磁场中包含的波的波长在同一数量级。我们的结果是一致的，最近的\textit{in situ}观测土星的弓形激波。这项研究可能有助于理解电子在太空和天体物理系统中受到冲击时的加速。
Multiple Regions of Shock-accelerated Particles during a Solar Coronal Mass Ejection
太阳是一颗活跃的恒星，可以向日球层发射大量的磁化等离子体，称为日冕物质抛射（CME）。这些喷射可以驱动冲击，将粒子加速到高能量，通常导致低频（<200 MHz）的无线电发射。到目前为止，CME的膨胀，冲击和粒子加速之间的关系还没有得到很好的理解，部分原因是在产生冲击的CME开始时缺乏低频无线电成像。在这里，我们报告了太阳活动周期24（2008年至今）第二大耀斑及其相关快速CME（3038+/-288 km/s）的多仪器无线电，白光和紫外成像。我们确定了大量的无线电冲击签名的位置，称为人字形，并找到证据的冲击加速电子束在多个位置沿扩大CME。这些观测结果支持了日冕中不断膨胀的日冕物质抛射驱动的非均匀、波纹状冲击波阵面的理论。
Localized enhancements of energetic particles at oblique collisionless shocks
本文利用三维实验粒子模拟方法研究了非相对论斜快无碰撞激波加速带电粒子的空间分布。我们发现，低能量粒子的密度表现出局部增强的冲击，类似于“尖峰”测量行星际冲击。与以前的结果相比，基于数值解的集中输运方程，我们发现一个冲击尖峰的任何磁取向，从准垂直到平行。我们比较的俯仰角分布相对于当地的磁场和动量分布远下游和非常接近的冲击内的尖峰，我们的研究结果是兼容的预测从散射的无冲击漂移加速度（SDA）在这些地区的限制。旅行者1号在太阳终端激波处测量到的低能粒子的增强与我们的剖面相当。我们的模拟允许预测超热质子在行星际冲击在10个太阳半径内进行测试的太阳探测器任务。他们也有影响的解释离子加速超新星遗迹冲击。
Ion acceleration to MeV by the ExB wave mechanism in collisionless shocks
结果表明，在垂直于磁场的方向上，离子可以通过静电波的ExB机制加速到MeV能量范围。加速发生在离散的步骤的持续时间是一个小部分的gyroperiod，可以解释观测到的离子电子伏特到10千电子伏在准垂直冲击和100-1000千电子伏在准平行冲击。给出了任意形状冲击波中加速离子的最大能量的一般表达式。参与加速的波与三个交叉场电流驱动的不稳定性有关：由激波和小激波中的密度梯度引起的低混合漂移（LHD）不稳定性，其次是由强LHD波电场中电子的ExB漂移引起的修正双流（MTS）和电子回旋漂移（ECD）不稳定性。ExB波机制将重离子加速到与原子质量数成比例的能量，这与弓形激波上游的卫星观测以及超新星遗迹中的后激波观测是一致的。
Relativistic electron beams accelerated by an interplanetary shock
本文利用太阳轨道飞行器首次观测到行星际激波上游的场向相对论电子束，通过速度色散分析和能谱对比，提出快速费米加速机制解释其起源，展示了激波加速相对论电子的能力。
Concerning pressure and entropy of shock-accelerated heliosheath electrons
我们研究了受激风电子在经历外部风终止冲击后离开风驱动恒星的行为。作为一个例子，我们描述的keV高能电子分布函数下游的日球终端冲击的演变。我们开始从一个动力学输运方程在考虑到冲击引起的电子注入，对流变化，冷却过程，和哨声波引起的能量扩散的日光鞘等离子体流的散装框架。从这个方程，我们进行到一个相关的压力时刻的电子分布函数到达相应的压力输运方程，它描述了电子压力的演变，在体帧的等离子体沿等离子体流线。我们假设，当地的分布函数，在占主导地位的非LTE条件下，是由一个当地的kappa函数与当地的kappa参数，随流线坐标$s$下游的太阳风终止冲击。我们得到的电子压力的解决方案作为一个函数的流线坐标$s$从压力输运方程，并表明，与此压力，得到一个表达式的熵的电子流体，也可以作为一个流线函数。我们表明，日鞘电子流体基本上可以被描述为一个等压和等熵流。这些结果允许一般的结论，astrotail等离子体流的特点是这样的流量。
A data-driven physics-based transport model of solar energetic particles accelerated by coronal mass ejection shocks propagating through the solar coronal and heliospheric magnetic fields
本研究构建了数据驱动的基于物理的太阳高能粒子输运模型，求解五维聚焦输运方程，应用于2011年11月3日CME事件，无需通量归一化即可重现多航天器观测，解释了该绕日SEP事件的成因。
Study of time evolution of the bend-over energy in the energetic particle spectrum at a parallel shock
激波加速被认为是天体物理高能粒子加速的最重要机制之一。在这项工作中，我们准确地计算了大量的测试带电粒子在一个平行的冲击与磁湍流的轨迹。为了理解高能粒子的加速机制，我们研究了激波下游加速粒子能谱的时间演化。从模拟结果中，我们得到了幂律的能量谱与弯曲的能量，$E_0$，随时间增加。由扩散激波加速模型（遵循Drury模型）得到激波穿越过程中粒子的平均加速时间和平均动量变化，可以近似地得到一个关于在激波处加速的粒子的最大能量$E_{acc}$的时间相关微分方程。我们假设理论弯曲能量为$E_{acc}$。结果发现，从模拟的弯曲能量同意以及使用非线性扩散理论，NLGCE-F的理论弯曲能量，在对比使用经典的准线性理论（QLT）。
Solar Energetic Particle Acceleration by a Shock Wave Accompanying a Coronal Mass Ejection in the Solar Atmosphere
研究了伴随日冕物质抛射（CME）的激波对太阳高能粒子的加速作用。加速粒子谱演化的描述是基于数值计算的扩散输运方程与一组现实的参数。确定了CME与激波速度之间的关系，该关系依赖于CME的初始半径。根据CME的初始半径，它的速度，和散射阿尔芬波的磁能，加速粒子谱建立在10-60分钟从CME运动开始。粒子的最大能量达到0.1-10 GeV。3-5 $R_\odot$的CME半径和5-10 $R_\odot$的激波半径与观测结果一致。如果日冕中的湍流谱与Kolmogorov谱有很大的不同，则计算的粒子谱与地面探测器记录的事件中的观测粒子谱一致。
SEP acceleration in CME driven shocks using a hybrid code
我们预制混合动力模拟的超Alfvenic准平行冲击，驱动的日冕物质抛射（CME），传播在外日冕或太阳风在3至6太阳半径之间的距离。混合处理的问题，使研究的冲击传播的离子时间尺度上，保存离子动力学，并允许一个自洽的治疗的冲击传播和粒子加速。日冕物质抛射等离子体拖曳着从太阳延伸出来的嵌入式磁场线，以比原地太阳风更快的速度传播到行星际空间，驱动着激波，产生高能粒子。我们的结果表明，电磁阿尔芬波产生的冲击波。波在激波的上游传播，由太阳风等离子体的逆流离子在激波处反射而产生。相当一部分粒子在两个不同的阶段被加速：第一，粒子从激波漂移并在上游区域被加速，第二，到达激波的粒子被捕获并在激波前沿被加速。一小部分粒子扩散回激波，这与费米加速机制一致。
Toward a magnetohydrodynamic theory of the stationary accretion shock: toy model of the advective-acoustic cycle in a magnetized flow
研究了磁场对平流-声学不稳定性线性相位的影响，作为研究恒星核坍缩过程中吸积激波不稳定性的磁流体动力学（MHD）理论的第一步。我们研究了一个玩具模型，其中平面静止吸积激波后面的流动被外部势绝热减速。两个磁场的几何形状被认为是：平行或垂直的冲击。熵涡波，这是简单的平流在未磁化的限制，分为五个不同的波：熵扰动平流，而涡可以通过两个阿尔芬波和两个慢磁声波沿场线传播。存在于未磁化极限的两个周期，对流声学和纯声学，被多达六个不同的MHD周期所取代。循环之间的相位差在确定总循环效率和因此的增长率方面起着重要作用。作为磁场强度的函数的生长速率的振荡是由于这种变化的相移。垂直磁场几乎不影响循环效率的制度，被认为是超阿尔文吸积。与此相反，我们发现，水平磁场强烈增加的涡度循环，弯曲的磁力线的效率，导致在一个显着增加的增长率，如果不同的周期是在相位。这些磁效应是显着的大规模模式，如果阿尔芬速度是一个相当大的分数的流速。
An Overview of Solar Orbiter Observations of Interplanetary Shocks in Solar Cycle 25
本研究利用太阳轨道器的新观测数据，对第25太阳活动周上升期内日球层首批100个行星际激波开展普查，分析其参数、波动环境及高能粒子响应，并公开相关数据与激波识别算法。
Why is solar cycle 24 an inefficient producer of high-energy particle events?
这项研究的目的是调查在目前的太阳活动周期的高能量SEP的低生产率的原因。我们采用来自扩散冲击加速理论和模拟研究，包括质子产生的上游阿尔文波的标度律，以找出观察到的喷发和周围的日冕和/或太阳风等离子体的长期平均属性的变化将如何影响冲击的能力，以加速粒子的最高能量。假设日冕激波周围的粒子输运以自生湍流为主，则控制扩散激波加速过程的最关键因素是种子粒子数密度和周围介质的等离子体密度。假设超热人口提供了一部分的粒子注入到冲击加速的日冕，我们表明，缺乏最有活力的粒子事件，以及缺乏低电荷质量比离子物种在本周期可以理解为平均日冕等离子体和超热密度在本周期的减少的结果在前一个。
Shock-accelerated electrons during the fast expansion of a coronal mass ejection
上下文太阳系中一些最重要的高能粒子来源是来自太阳的磁化等离子体的巨大喷发，称为日冕物质抛射（CME），它通常会驱动冲击，将带电粒子加速到相对论能量。特别地，高能电子束可以通过等离子体发射机制产生无线电爆发。与CME冲击有关的爆发主要类型是II型爆发和人字形爆发。然而，目前尚不清楚产生公制II型爆发和人字形的早期加速电子在哪里传播以及何时逃离太阳大气层。目标。在这里，我们调查的加速位置，逃逸，和传播方向的电子束在早期演化的强烈膨胀的日冕物质抛射驱动的冲击波与herrinbgone爆发。方法.我们使用了Nançay射电日像仪的地面射电观测，并结合了太阳动力学观测站和日地关系观测站的天基极紫外线和白光观测。我们产生了一个三维（3D）表示的电子加速位置，结合磁流体动力学（MHD）模型的太阳日冕的结果，被用来调查观察到的人字形爆发的起源。结果多个人字形爆发被发现接近CME侧翼的天空平面图像。这些人字形爆发中的一些具有不寻常的倒J形状，相反的漂移人字形也显示出相反的圆偏振。通过使用一个3D的方法结合所观察到的爆发的无线电特性，我们发现的证据表明，在CME喷发的第一个无线电发射最有可能起源于电子，最初在低阿尔文速度的区域传播，并沿着封闭的磁场线形成一个日冕流光。
Double-power-law feature of energetic particles accelerated at coronal shocks
最近的观测表明，在许多大的太阳高能粒子（SEP）事件中，事件积分微分谱类似于双幂律。我们进行数值模拟的粒子加速在日冕冲击波传播通过一个流光状的磁场通过求解帕克输运方程，包括质子和较重的离子。我们发现，对于所有的离子物种的能谱集成在模拟域可以描述由一个双幂律，和断裂能量取决于离子的电荷质量比为$E_B \sim (Q/A)^α$，与$α$从0.16到1.2通过考虑不同的湍流光谱指数。我们认为，双幂律分布可能会出现的高能粒子从不同的源区域的加速率显着不同，由于粒子扩散的叠加的结果。高能粒子的扩散和混合也可以解释在某些SEP事件中观察到的高能量下Fe/O的增加。虽然进一步的混合过程可能会发生，我们的模拟表明，无论是幂律打破或翻转可以发生在太阳附近，并预测光谱形式变化显着沿冲击波阵面，这可能是即将到来的近太阳SEP测量帕克太阳探测器和太阳轨道器检查。
Analytical solutions of a fractional diffusion-advection equation for solar cosmic-ray transport
最近的应用程序的超扩散传输模型的冲击加速粒子在日光层中的分布的动机，我们解析地解决了一维分数扩散平流方程的粒子密度。我们推导出一个精确的傅立叶变换的解决方案，简化它在弱扩散近似，并比较新的解决方案与以前可用的分析结果和半数值解的基础上的傅立叶级数展开。我们将结果应用于描述高能粒子的运输问题，在旅行日光层冲击加速。我们的分析表明，显着的错误可能会导致假设一个无限的初始距离之间的冲击和观察者。我们认为，冲击波旅行时间应该是一个参数的一个现实的超扩散输运模型。
Heavy-ion Acceleration and Self-generated Waves in Coronal Shocks
背景：日冕物质抛射驱动冲击的加速目前被认为是大型太阳高能粒子事件的主要来源。目的：太阳风是冲击波加速粒子的来源，它包含了大量的离子群，这些离子群提供了对加速过程的深入了解。我们提出了第一次冲击加速的次要离子的模拟，以探索详细的捕获动力学和加速时间尺度。研究方法：我们已经模拟了次要离子（3 He 2+，4 He 2+，16 O 6+和56 Fe 14+）和质子的扩散冲击加速使用Monte Carlo方法，其中自生Alfvénic湍流允许重复冲击交叉和加速到高能量。结果：我们提出的影响，特别是在低波数的微量离子的波产生，并表明这是显着的。我们发现，最大离子能量是由粒子逃逸的竞争效应，由于在一个扩大的通量管和捕获由于放大湍流聚焦。我们证明截止能量与粒子荷质比的关系近似为（Q/A）^[1.5]。结论：我们建议，了解日冕冲击的小离子的加速需要模拟，使我们能够详细探索捕获动力学和加速时间尺度，包括湍流捕获边界的演变。我们的结论是稳态模型不足以描述日冕冲击中的重离子加速。
Electron Acceleration at a Coronal Shock Propagating Through a Large-scale Streamer-like Magnetic Field
利用试验粒子模拟方法，研究了大尺度日冕磁场对具有圆形波阵面的向外传播日冕冲击波中电子加速的影响。日冕磁场近似的解析解与流光状的磁场的特点是部分开放的磁场和电流片在赤道上方的封闭区域。我们表明，大规模的冲击场的配置，特别是相对曲率的冲击和磁场线的冲击扫过，电子加速的效率起着重要的作用。在低激波高度，当激波曲率大于磁场线曲率时，电子主要在激波侧翼加速;在高激波高度，当激波曲率较小时，电子主要在闭合场线顶部附近的激波鼻加速。上述过程揭示了电子有效加速区在激波传播过程中沿激波前沿的移动。研究还发现，一般情况下，在激波侧面的电子加速不如在闭合场顶部的有效，因为在顶部可以形成一个坍缩的磁阱。此外，我们还发现电子的能谱呈幂律形式，先硬化后软化，谱指数在-3 ~-6范围内变化。讨论了结果的物理解释及其对太阳射电爆发研究的意义。
A study on the dynamic spectral indices for SEP events on 2000 July 14 and 2005 January 20
研究了2000年7月14日（GLE 59）和2005年1月20日（GLE 69）两次太阳高能粒子（SEP）事件的动态质子谱。GLE59和GLE69的源位置分别为N22W07和N12W58。质子通量>30 MeV已被用来计算的两个SEP事件的动态光谱指数。结果表明，两次SEP事件的光谱指数在早期增加较快，说明两次SEP事件早期的并发耀斑可能加速了>30 MeV的质子通量。对于震源位于N12W58的GLE69，耀斑爆发点和激波鼻最早与地球有较好的联系。而耀斑爆发后，只有由日冕物质抛射东侧驱动的激波加速的粒子才能沿行星际磁场线传播到地球。对于源位在N22W07的GLE59，耀斑后只有由CME西侧驱动的激波加速的粒子才能到达地球。结果表明，耀斑爆发后GLE 69的质子谱比GLE 59的质子谱稍弱1个多小时，表明与GLE 69相关的CME东侧驱动的激波比与GLE 59相关的CME西侧驱动的激波弱。结果支持了准垂直激波比准平行激波具有更强的加速粒子的势。结果还表明，与GLE 59有关的CME西翼驱动的激波只有一小部分是准垂直的。
The First Ground Level Enhancement Event of Solar Cycle 24: Direct Observation of Shock Formation and Particle Release Heights
我们报道了2012年5月17日的地平面增强（GLE）事件，这是太阳活动周期24中的第一次。这是日地关系天文台（STEREO）任务在近地面充分观测到的第一次GLE事件。我们确定了相关的米制II型射电爆发开始时的日冕物质抛射（CME）高度（即，激波形成高度）为1.38 Rs（从太阳中心）。在GLE粒子释放时的CME高度直接从STEREO图像测量为2.32 Rs，这与CME运动学的估计吻合得很好。这些高度与使用后推法获得的第23周期GLE高度一致。通过对比2012年5月17日GLE与其他六个来自连接良好的区域的非GLE爆发，具有相似或更大的耀斑大小和CME速度，我们发现，由于非径向CME运动和不利的太阳B0角的组合，非GLE事件与黄道的纬度距离相当大，使得与地球的连接性较差。我们还发现，日冕环境可能起着决定冲击强度的作用。
The 26 December 2001 Solar Eruptive Event Responsible for GLE63. III. CME, Shock Waves, and Energetic Particles
SOL 2001 -12-26中等太阳爆发事件（GOES重要性M7.1，微波高达4000 sfu，频率9.4 GHz，CME速度1446 km/s）产生了强的太阳高能粒子通量和地面宇宙线强度增强（GLE 63）。为了找到一个可能的原因，这一事件的高质子的结果，我们研究多波长图像和动态无线电频谱和定量协调的结果与对方。另一次喷发可能发生在同一活动区约半小时前的主要喷发。后者在脉冲阶段产生了两次类似爆炸波的冲击。这两个激波最终在径向方向上合并成一个激波，其轨迹可追溯到$25R_\odot$，作为扩张的CME天体前方的一个晕，这与风号航天器上的无线电和等离子体波研究（WAVES）实验记录的行星际II型事件一致。晕的形状和运动学表明，在这些距离的冲击波和弓形激波之间的中间制度。结果表明：（1）激波出现在耀斑上升过程中，对粒子的加速作用比通常认为的要早;（2）前一次爆发对粒子事件有放大作用，它拉伸了正在发展的CME上方的封闭结构，促进了CME的离地和耀斑加速粒子的逃逸，使CME的速度更快，前方的激波更强; iii）逃逸的耀斑加速粒子可以通过重新连接的通量绳，在那里他们被困，与一个大的日冕洞，另外促进; iv）第一次爆发提供了丰富的种子人口加速的尾随冲击波。
Signatures of localised particle acceleration at a global coronal shock wave
本文研究了2024年3月10日弱日冕冲击波引发的粒子加速特征，结合EUV图像与射电观测，确定了冲击波加速高能电子的机制和位置，发现电子能量为75-122 keV，揭示了磁场几何结构对粒子加速位置的控制作用。
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