Damping of Alfvén waves in MHD turbulence and implications for cosmic ray streaming instability and galactic winds
MHD湍流的Alfvénic分量阻尼Alfvénic波。这种效应的后果对许多过程都很重要，从宇宙射线（CR）传播到星系和其他磁化系统中的发射流出和风。我们讨论了湍流对流动不稳定性的阻尼和对平面平行波的阻尼的差异。前者发生在与CR流所沿的局部磁场方向对准的参考系中。后者是在平均磁场的参考系中，并且传统上在等离子体研究中被考虑。我们还比较了流不稳定性的湍流阻尼与离子中性碰撞阻尼，这成为在一个足够低的电离分数占主导地位的阻尼效应。数值试验和天体物理的影响进行了讨论。
2022-01-13 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
Rayleigh-Taylor instability in Magnetohydrodynamic Simulations of the Crab Nebula
本文讨论了脉冲星风星云（PWN）轴对称模拟中瑞利-泰勒细丝的发展。高分辨率的自适应网格细化磁流体动力学（MHD）模拟来解决的非线性演化的不稳定性。星云中的湍流和丝状体的分级生长是丝状体典型分离的媒介。在最近的全球三维模拟PWN中发现的强磁耗散和场随机化表明，磁张力不足以抑制RT细丝的生长，与蟹状星云中突出细丝的观察结果一致。这里给出的长期轴对称结果证实了这一发现。
2014-05-21 astro-ph.HE
Influence of the back-reaction of streaming cosmic rays on magnetic field generation and thermal instability
利用多流体方法，研究了均匀冷宇宙射线垂直于背景磁场传播时电子-离子等离子体的流动和热不稳定性。扰动也被认为是穿过磁场的。考虑了宇宙射线的反作用导致的强流不稳定性。结果表明，对于足够短的波长扰动，增长率可以超过Nekrasov & Shadmehri（2012）发现的沿磁场的宇宙线流不稳定性的增长率，而后者又大大大于Bell不稳定性（2004）的增长率。在所考虑的模型中，热不稳定性不受宇宙射线的影响。导出了热不稳定性的色散关系，其中包括等离子体和宇宙射线的声速，阿尔文和宇宙射线流速度。这些参数之间的关系决定了从Parker（1953）到Field（1965）不稳定性的热不稳定性类型。所获得的结果可用于更详细地研究电子-离子天体物理学物体，如超新星遗迹激波、星系团和其他物体，包括流动宇宙射线的动力学。
2014-05-02 astro-ph.HE
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
Cosmic ray streaming in the turbulent interstellar medium
本文研究了$-100~$ GeV宇宙射线在湍流星际介质中的流动不稳定性及其阻尼。我们发现流不稳定性的阻尼主要由弱电离分子云中的离子-中性碰撞阻尼、高电离暖介质中的湍流阻尼和星系晕中的非线性朗道阻尼所控制。只有在星系晕中，CR的流动速度接近阿尔文速度。Alfvénic湍流通过磁场线缠结在抑制流动不稳定性和调节流动CRs扩散方面起着重要作用，流动CRs在观测坐标系中的有效平均自由程由超Alfvénic湍流的Alfvénic尺度决定.得到的扩散系数对Alfvén马赫数很敏感，在多相ISM中，Alfvén马赫数具有很大的取值范围。超Alfvénic湍流有助于流动CR的额外限制，无论占主导地位的阻尼机制。
2022-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
The magnetohydrodynamic instability of current-carrying jets
磁流体动力学不稳定性可以导致天体物理喷流中各种尺度结构的形成。本文研究了同时含有方位和轴向亚热强度场的射流的稳定性。理论模型表明喷流中存在一个具有复杂拓扑结构的磁场，这与最近的观测结果是一致的。通过对理想磁流体动力学方程的线性分析，讨论了稳定性。我们认为，在方位角和轴向磁场的射流总是不稳定的非轴对称扰动。即使这些场分量的强度相当，稳定也不会发生。如果轴向场弱于方位场，则对于任何方位波数$m$的扰动都会发生不稳定性，并且对于低的$m$值，增长率达到饱和值。如果轴向场强于环向场，则不稳定性表现为具有相对高的$m$的扰动。
2010-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Streaming cold cosmic ray back-reaction and thermal instabilities
利用多流体方法研究了均匀冷宇宙射线垂直于背景磁场漂移时电子-离子等离子体的流动和热不稳定性。一维扰动沿磁场被认为是。考虑了背景等离子体的感应返回电流和宇宙射线的反反应。结果表明，宇宙线反反应导致的流动不稳定性具有相当大的增长率比由于返回电流的背景等离子体。这种增加是背景等离子体质量密度与宇宙射线质量密度之比的平方根的因子。发现了最大增长率和相应的波数，表明在所考虑的模型中热不稳定性不受宇宙射线的影响。热不稳定性的色散关系包括离子惯性。在电子和离子之间快速热能交换的极限下，导出了等压和等容生长速率。所得结果可用于研究电子-离子天体，如星系团，包括流动宇宙射线的动力学。
2012-03-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
A new buoyancy instability in galaxy clusters due to streaming cosmic rays
本文提出并研究了一种由流式宇宙线在重力场中引发的新浮力不稳定性（CRBI），发现其增长率在特定条件下可超过热通量驱动的HBI和MTI，并指出该不稳定性可能在星系团声波、湍流产生及AGN能量重新分配中起关键作用。
2022-07-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Parker Instability with Cosmic Ray Streaming
最近的研究发现，宇宙射线传输在恒星形成和星系风发射等反馈过程中起着重要作用。虽然宇宙线浮力被广泛认为是星系盘中的一种不稳定力，但宇宙线输运对分层系统稳定性的影响还有待分析。我们进行了稳定性分析的分层层为三种不同的宇宙射线传输模型：去耦（经典帕克），加上$γ_c=4/3$，但不流（修改帕克），最后再加上流在阿尔文速度。当宇宙射线的可压缩性降低时，系统变得更加稳定，但宇宙射线流的加入使系统严重失稳.通过对这三种情况的比较和对各系统的微扰量的功贡献分析，我们证明宇宙射线对气体的加热是导致系统失稳的原因.我们发现，一个3D系统是不稳定的波长范围比2D系统更大。因此，具有宇宙线流的Parker不稳定性可能在宇宙线反馈中起重要作用。
2018-05-03 astro-ph.HE
Three-Dimensional Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of Current-Driven Instability. III. Rotating Relativistic Jets
通过三维相对论磁流体动力学模拟研究了射流旋转和差动运动对无力螺旋磁平衡的电流驱动（CD）扭结不稳定性的线性和非线性发展的影响。在这项研究中，我们遵循的时间发展周期性的计算框内。初始螺旋磁场的位移导致CD扭结不稳定性的增长。我们发现，与线性稳定性理论一致，不稳定性的发展依赖于极向磁场的横向分布。如果极向场从轴向外显著减小，则初始小扰动强烈地增长，并且如果多个波长被激发，则非线性相互作用最终破坏初始圆柱形配置。当极向场的轮廓较浅时，不稳定性发展缓慢并最终饱和。我们简要地讨论了我们的研究结果的影响坡印廷占主导地位的飞机。
2012-07-20 astro-ph.HE gr-qc
Magnetohydrodynamic Turbulence Powered by Magnetorotational Instability in Nascent Proto-Neutron Stars
利用超新星核的三维模型模拟了中微子层周围对流稳定层中的磁旋转不稳定性。为了解决MRI不稳定模式，薄层近似只考虑径向全球分层。我们有趣的发现是，对流稳定层周围的中微子层成为完全湍流由于MRI和它的非线性渗透到强分层MRI稳定区域。MRI驱动的湍流的强度随着穿过核心的磁通量而增加，但受到存储在差动旋转中的自由能的限制。湍流中微子层是旋转核心坍缩的自然结果，可能对超新星机制产生积极影响。
2014-12-11 astro-ph.HE
Non-resonant Streaming Instability driven by Leptons
利用全动力学等离子体模拟，我们研究了高能轻子驱动的非共振（Bell）流不稳定性。我们确定了必要的条件来驱动它和标准的质子驱动的情况下，在线性和饱和阶段的差异。一个简单的分析理论来解释模拟。我们的发现对于理解只有电子可能被加速的天体物理环境的现象至关重要（例如，斜激波）或产生相对论对的情况（例如，脉冲星风星云周围）。
2021-10-24 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
Cosmic Ray Magnetohydrodynamics: A New Two-Moment Framework with Numerical Implementation
Institute for Advanced Study, Tsinghua University（清华大学高等研究院）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理科学系）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）
本文提出了一种新的两项时刻框架，用于模拟宇宙射线的磁流体动力学，通过数值实现验证了其在处理CR传输物理中的有效性。
2026-02-03 astro-ph.GA astro-ph.HE
Three-Dimensional Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of Current-Driven Instability. II. Relaxation of Pulsar Wind Nebula
作为脉冲星风星云的模型，我们研究了含有环形磁场的流体静力热等离子体柱在电流驱动扭折不稳定性作用下的弛豫。在我们的模拟中，CD扭结不稳定性是由一个小的初始速度扰动激发的，并在热等离子体柱内形成湍流结构。我们证明，如Begelman所设想的，环向应力下降，轴附近的初始气体压力过剩减少。当CD扭结不稳定性饱和时，磁化参数σ（坡印亭与动能通量的比率）从初始值0.3下降到约0.01。我们的模拟表明，轴对称模型强烈高估了脉冲星风星云的伸长。因此，可以放弃以前对极低脉冲星风磁化的要求。观测到的脉冲星风星云的结构并不与这样一个自然假设相矛盾，即在交变场消散后，磁能通量仍然占总能通量的很大一部分。
2010-12-13 astro-ph.HE
Magnetic field amplification by a nonlinear electron streaming instability
相对论性流动等离子体不稳定性引起的磁场放大是高能天体物理环境以及与强激光和电子束相关的实验室场景的核心。本文报道了相对论稀释电子束在线性韦伯不稳定性饱和后出现的一种新的二次非线性不稳定性。这种不稳定性的增长，由于横向磁压力与束电流丝，这不能迅速中和由于背景离子的惯性。我们表明，它可以放大的磁场强度和空间尺度的数量级，导致大规模的等离子体腔与强磁场和非常有效的转换成磁能的光束动能。的不稳定性增长率，饱和水平，和尺度长度的解析推导，并显示出良好的协议与全动力学模拟。
2021-04-16 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Hybrid Simulations of the Resonant and Non-Resonant Cosmic Ray Streaming Instability
使用混合模拟（动力学离子-流体电子），我们测试宇宙射线（CR）流不稳定性的线性理论预测。我们考虑两种类型的CR分布函数：一个“热”的分布，其中CR是由一个漂移的幂律动量和各向异性的“光束”的单色粒子。此外，对于每个CR分布，我们扫描不同的CR密度，从触发共振到非共振（贝尔）流不稳定性的过渡。我们确定这些不稳定性的增长率在模拟拟合的指数曲线在线性阶段，我们表明，他们同意以及作为波数的函数的理论预测一致。我们还研究了作为时间和波数的函数的磁螺旋度，发现与预测的一般良好的协议，以及一些意想不到的非线性特征的不稳定性发展。
2019-09-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Revisiting the role of the streaming instability for the cosmic-ray spectrum in the GeV to TeV range
Ruhr University Bochum（波鸿鲁尔大学）；Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）
本研究重新审视流不稳定性对GeV至TeV范围宇宙射线谱的影响，通过参数研究确定最佳模型以解释谱变硬现象。
2025-12-15 astro-ph.HE
Lepton-driven Non-resonant Streaming Instability
磁化等离子体中高能粒子（或宇宙射线，CR）的强烈超阿尔夫文漂移可以通过非共振流不稳定性（NRSI）显着放大磁场。虽然传统的分析是针对离子电流进行的，但在这里，我们使用动力学粒子模拟来研究NRSI在由电子或电子和正电子的混合物驱动时的行为。特别是，我们表征的增长率，频谱，和螺旋的不稳定模式，以及磁场饱和的水平。我们的结果是潜在的几个空间/天体物理环境（例如，电子strahl在太阳风，在斜非相对论冲击，脉冲星风星云），也在实验室实验相关。
2021-06-14 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Interplay between the non-resonant streaming instability and self-generated pressure anisotropies
SLAC National Accelerator Laboratory（SLAC国家加速器实验室）；Sorbonne Université, Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, LERMA（索邦大学，巴黎天文台，PSL大学，法国国家科学研究中心，LERMA）；Sorbonne Université, Ecole Polytechnique, CNRS, Observatoire de Paris, LPP（索邦大学，巴黎综合理工学院，法国国家科学研究中心，巴黎天文台，LPP）
研究非共振流不稳定性与自生成压力各向异性之间的相互作用，揭示中性碰撞对磁场增强的影响及电离等离子体中库仑碰撞的作用。
2024-07-23 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
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
Importance of the Resonant Cosmic-Ray Streaming Instability Upstream of Collisionless Shocks
The University of Chicago（芝加哥大学）；Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam（波茨坦阿诺尔德·爱因斯坦天体物理研究所）
研究无碰撞激波上游宇宙射线逃逸引发的磁场放大，发现共振不稳定性在最大能量粒子中可超越非共振模，模拟证实其重要性，忽略它会低估关键尺度的磁场增长。
2026-09-22 astro-ph.HE
Linear Analysis and Simulations of the Cosmic-Ray Streaming Instability: the Importance of Oblique Waves
本文推导并模拟验证了三类MHD波的宇宙射线流不稳定性色散关系，揭示斜向Alfvén波对低能粒子跨越90度投掷角壁垒及低β等离子体散射的关键作用。
2025-06-09 astro-ph.HE
Role of the Plasmoid Instability in Magnetohydrodynamic Turbulence
演化电流片中的等离子体团不稳定性由于其对电流片的破裂、等离子体团的形成以及由此产生的快速磁重联的影响而被广泛研究。在这封信中，我们研究的作用，等离子体团不稳定性的二维磁流体动力学（MHD）湍流的高分辨率直接数值模拟。在足够大的磁雷诺数（$R_m=10^6$），动态对准和湍流的共同作用导致大量的强电流片的等离子体团的形成。电流片结构的破坏促进了能量向小尺度的级联，导致能谱的断裂和陡峭化。在等离子体团介导的制度，能谱显示的缩放，是接近的光谱指数$-2.2$提出的最近的分析理论。我们还证明了二维MHD湍流中存在尺度相关的动态对准，对应的对准角的斜率接近0.25。
2018-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
3D Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of Current-Driven Instability. I. Instability of a static column
我们通过三维相对论MHD模拟研究了电流驱动（CD）扭结不稳定性的发展。为了研究初始位形对不稳定性线性和非线性演化的影响，考虑了一个静力自由平衡螺旋磁位形。我们发现，初始配置是强烈扭曲，但没有被破坏的扭结不稳定性。不稳定性的发展如线性理论所预测。在非线性制度的扭结幅度继续增加到终端模拟时间，虽然在不同的速率，但所有的模拟。的CD扭结不稳定性的增长率和非线性演化依赖于适度的密度分布和强烈的磁间距分布。的扭结模式的增长率减少在线性政权的磁间距与半径的增加和非线性政权达到在较晚的时间比恒定的螺旋间距。在另一方面，增长率的扭结模式的增加，在线性政权的磁间距与半径的减少，并达到非线性政权比恒定的磁间距的情况下更快。在非线性区域中，随着磁距的减小，扭折幅度增长，导致被磁场包裹的细长螺旋扭曲柱。另一方面，在非线性制度的扭结幅度增长几乎停止增加磁间距。
2009-03-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
Cosmic Ray streaming from SNRs and gamma ray emission from nearby molecular clouds
最近在超新星遗迹（SNRs）及其周围探测到了高能伽马射线辐射。一些SNR附近的分子云的存在表明，伽马射线主要来自与宇宙射线的p-p相互作用，在附近的SNR冲击波加速。在这里，我们调查的宇宙射线的加速和伽马射线的生产在云自洽考虑到流动的不稳定性和背景湍流的相互作用，在冲击波前，并在随后的传播到云。我们专注于后来的演变的信噪比，当传统的治疗的流不稳定性是有效的，但磁场增强，由于贝尔的电流不稳定性和/或由于发电机发电的磁场在前体区域。我们计算了被加速粒子的最大能量随时间的变化。这个结果然后被用来确定逃逸粒子的扩散通量逃离激波区，从我们得到的γ谱与观测一致。最后，我们通过比较所需的扩散水平与湍流阻尼存在下可达到的流动不稳定性水平来检查我们的结果的自洽性。受流不稳定性影响的宇宙射线的能量范围能够产生观测到的γ射线能谱。
2011-11-10 astro-ph.HE hep-ph
Polarization Signatures of Kink Instabilities in the Blazar Emission Region from Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations
在载流磁化等离子体射流中可能发生扭结不稳定性。最近对耀变体辐射和偏振特征的观测表明，耀变体辐射区可能具有相当大的磁化强度。虽然已经用第一原理磁流体动力学（MHD）模拟研究了扭结不稳定性，但尚未研究相应的随时间变化的辐射和偏振特征。在本文中，我们进行全面的偏振相关辐射模拟的基础上相对论MHD（RMHD）模拟的耀变体发射区的扭结不稳定性。我们发现，扭结不稳定性可能会导致强烈的耀斑与偏振角（PA）摆动或弱耀斑与偏振波动，这取决于初始的磁拓扑结构和磁化。这些发现与观察结果一致。与激波模型相比，扭结模型产生的极化特征与一般的极化观测结果更吻合。因此，我们认为扭结不稳定性可能广泛存在于喷流环境中，并提供了一种有效的方式来转换磁能，产生多波长耀斑和偏振变化。
2016-12-12 astro-ph.HE
Magnetohydrodynamic stability of magnetars in the ultrastrong field regime II: The crust
研究了强磁场作用下霍尔磁流体动力学的稳定性，其中电子的朗道量子化是重要的。我们发现，强场霍尔模可以不稳定的微分磁化率的磁场强度的依赖性。这种不稳定性研究使用线性微扰理论，并发现有典型的增长时间为$\lesssim 10^3$年，增长时间作为波长的函数的扰动。不稳定性是自限性的，在局部场增长初始值的百分之几的一段时间后关闭。有限的温度也被证明限制了不稳定性，足够高的温度完全消除了它。阿尔文波可以在较短的时间尺度上表现出类似的不稳定行为。我们发现，欧姆加热，由于开发通过不稳定性和磁畴形成的大领域是不够大，以占观察到的磁星表面温度。然而，朗道量子化电子的振荡微分磁化率增强了欧姆加热，这对中子星壳的磁热模拟具有重要意义。
2023-02-20 astro-ph.HE
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
Streaming instability in neutron star magnetospheres: No indication of soliton-like waves
本研究通过一维和二维相对论粒子模拟探究中子星磁层流不稳定性，发现二维情形下无孤子生成，仅产生超光速L模波，表明一维孤子结果在多维度下不成立，对孤子射电辐射模型提出质疑。
2024-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Kinetic simulations of electron-positron induced streaming instability in the context of gamma-ray halos around pulsars
针对脉冲星TeV晕挑战电子扩散标准标度的问题，通过1D3V PIC模拟研究电子-正电子流不稳定性，验证了线性阶段与解析理论吻合，揭示了非线性阶段饱和波特性及波谱不对称性，支持自约束机制的解析预期。
2024-06-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Three-Dimensional Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of Current-Driven Instability with A Sub-Alfvenic Jet: Temporal Properties
我们研究了速度剪切面对三维无力螺旋磁平衡CD扭结不稳定性的线性和非线性发展的影响。在这项研究中，我们遵循的时间发展周期性的计算框内，并集中在流动的亚Alfvenic圆柱形射流的轴。初始无力螺旋磁场的位移导致CD扭结不稳定性的增长。我们发现，螺旋扭曲的密度结构沿射流传播的速度和流动结构依赖于相对于螺旋扭曲的无力磁场的特征半径的速度剪切面的半径。当剪切面半径较小时，等离子体以最小的扭折传播速度流过扭折。随着速度剪切半径的增加，扭结的传播速度增加，并且扭结变得更加嵌入等离子体流中。减小的磁节距剖面和更快的流动增强了速度剪切的影响。模拟结果表明，连续的横向增长的非线性阶段的不稳定性。CD扭结不稳定性和非线性行为的增长率也依赖于速度剪切面半径和流速，以及磁节距径向轮廓。较大的速度剪切半径导致较慢的线性增长，使一个较晚的过渡到非线性阶段，并具有较大的最大振幅比静态等离子体柱发生。然而，当速度剪切半径远大于螺旋磁场的特征半径时，线性和非线性发展可以类似于静态等离子体柱的发展。
2011-04-01 astro-ph.HE gr-qc
Quantum electrodynamic effects on counter-streaming instabilities in the whole \textbf{k} space
在最近的工作[Bret，EPL \textbf{135}（2021）35001]中，评估了双流不稳定性的量子电动力学（QED）效应。它是关于无碰撞逆流系统中波矢沿流动方向的扰动增长。在这里，分析扩展到波矢量的每一个可能的方向。恢复了先前的双流不稳定性结果，并证明了即使在3D分析的框架内，即使考虑QED效应，这种不稳定性基本上仍然是1D的。在垂直于流的波矢中发现的平行不稳定性受QED修正的影响很小。与经典情况一样，其增长率在大$k_\perp$处饱和。饱和值被发现独立的QED修正。最小的不稳定$k_\perp$与QED修正无关。令人惊讶的是，不稳定模式发现斜波矢量\emph{not}遵循相同的模式。对一些人来说，QED修正确实降低了增长率。但对其他人来说，同样的修正反而提高了增长率。QED效应在非磁化系统中发挥作用的可能性进行了评估。粒子在指数增长的场中振荡产生的伽马辐射产生的电子对没有考虑在内。
2022-01-03 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Three-dimensional simulation of the fast solar wind driven by compressible magnetohydrodynamic turbulence
利用三维可压缩磁流体动力学（MHD）模拟，我们再现了快速太阳风在一个直接和自洽的方式，基于波/湍流驱动的情况下。作为阿尔文扰动在其底部的自然结果，高度压缩和湍流波动产生，导致加热和加速的太阳风。功率谱和结构函数的分析表明，湍流的特点是它的不平衡（在向外阿尔芬波动的意义上）和各向异性的性质。密度波动起源于向外传播的阿尔芬波的参数衰减不稳定性，并在触发湍流的阿尔芬波反射中起着重要作用。我们的结论是，快速太阳风加热和加速的可压缩MHD湍流驱动的参数衰减不稳定性和合成阿尔芬波反射。
2019-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
