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
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
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
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
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
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
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
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
Influence of Ion-Neutral Damping on the Cosmic-Ray Streaming Instability: Magnetohydrodynamic Particle-in-cell Simulations
我们探讨了回旋共振宇宙线流不稳定性（CRSI）的物理，包括离子中性（IN）阻尼的影响。这是（部分电离的）原子和分子气体的主要阻尼机制，它们是星际介质（ISM）的主要成分。IN阻尼对CRSI的限制对于设定阿尔文波的振幅很重要，阿尔文波散射宇宙射线并控制银河尺度的传输。我们的研究采用MHD-PIC混合流体动力学数值技术，遵循线性增长以及后线性和饱和阶段。在线性阶段的不稳定性-模拟和分析理论是在良好的协议-在阻尼防止波生长在小和大的波长，与不稳定的带宽较低的较高的离子中性碰撞率$ν_{\rm in}$。在后线性阶段期间的PIMMHD效应将波谱向更大的$k$扩展。在饱和状态下，宇宙线分布通过由不稳定性激发的阿尔文波的散射而朝着更大的各向同性（更低的流动速度）发展。在没有低$k$波的情况下，具有足够高动量的CR不是各向同性的。在较高的$ν_{\rm in}$下，分布函数的最大波幅和各向同性速率减小。当IN阻尼率接近CSRI的最大增长率时，波的增长和各向同性被抑制。我们的研究结果在部分电离ISM阶段的CR运输的影响进行了讨论。
2021-06-15 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
Streaming cold cosmic ray back-reaction and thermal instabilities across the background magnetic field
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。考虑了整个磁场的扰动。考虑了宇宙射线的反作用导致的流动不稳定性。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、阿尔文和宇宙线的漂移速度。这些参数之间的关系决定了从帕克型到菲尔德型的热不稳定性。所得结果可用于更详细地研究电子-离子天体，如星系团，包括流动宇宙射线的动力学。
2012-07-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Hierarchy of instabilities for two counter-streaming magnetized pair beams: influence of field obliquity
最近研究了两个逆流对等离子体在流动对齐磁场上相互作用时的不稳定模式的层次[PoP \textbf{23}，062122（2016）]。这里的分析扩展到任意倾斜的磁场的情况。这两个等离子体壳最初是冷的和相同的。对于场和初始流之间的任何角度$θ\in [0,π/2]$，不稳定模式的层次是根据壳层的初始洛伦兹因子$γ_0$和由表示为$σ$的参数测量的场强来数值确定的。对于$θ=0$，四种不同的模式可能导致线性相位。对于较大的$θ$，该层次结构简化了，部分原因是在这种状态下韦伯不稳定性不再能被取消。对于$θ>0.78$（44 $^\circ$）和相对论区域，韦伯不稳定性总是支配相互作用。在非相对论区域，由于相互作用变为场无关，所以体系变为$θ$无关。结果，双流不稳定性成为占主导地位的一个，而不管场的不稳定性。
2017-05-22 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Non-resonant magnetohydrodynamics streaming instability near magnetized relativistic shocks
本文对相对论激波前体中的非共振流动不稳定性进行了线性研究和数值模拟。在冲击前restframe中，我们进行了线性分析，这种不稳定性在一个可能的配置超相对论冲击前兆。这考虑了具有垂直于冲击波阵面和大尺度磁场的波矢量的磁声波。我们的线性分析是在没有任何假设的冲击速度，因此是有效的所有速度制度。为了检验我们的计算，我们还进行了相对论MHD模拟，描述了上述磁声波通过冲击前兆的传播。数值计算证实了我们的线性分析，预测的增长率的不稳定性是最大的超相对论冲击，并表现出波数依赖$\propto k_x^{1/2}$。我们的数值模拟还描绘了饱和制度的不稳定性，我们表明，磁放大是温和的，但仍然显着（$δB/B\leq 10$）。后一个事实可以解释在相对论磁化冲击附近强湍流的存在。我们的数值方法也引入了一个方便的手段来处理等温（超）相对论MHD条件。
2013-05-03 astro-ph.HE
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
Resonant Particle Backscattering of a Shock Wave
将无碰撞激波视为星际介质（ISM）中的流动等离子体不稳定性。我们假设，在一个稳定的状态下，这种不稳定性传播通过ISM作为一个自驱动的等离子体不稳定性，从而确定的不稳定性的参数，使它导致密度和速度跳跃以及各向同性的粒子速度，然后必须按照MHD理论。模拟了这种不稳定性的共振相互作用和粒子散射以及它们向上游区域的后向散射的过程。我们发现，一些ISM粒子反弹的冲击，从而成为超热的，并有资格进入加速过程中的宇宙线能量的扩散冲击加速机制。
2018-10-10 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
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
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
Shock-accelerated cosmic rays and streaming instability in the adaptive mesh refinement code Ramses
宇宙射线（CR）被认为在星系演化的几个关键方面，包括星际介质的结构，星系风的形成，和晕的非热压力支持中发挥着重要的动力学作用。我们介绍了一个数值模型求解CR流不稳定性和加速的CR在冲击与流体的方法在自适应网格加密代码ramses。CR流是用扩散方法解决的，它的各向异性性质自然被捕获。我们介绍了一个激波探测器的拉美西斯代码，自动检测激波不连续的流动。激波是CR注入的场所，根据扩散激波加速机制，其CR加速效率取决于上游磁场的强度。我们表明，激波探测器准确地捕捉激波的位置，并估计几个问题的激波马赫数。在Sedov溶液中，CRs的注入依赖于结晶度，这导致超新星泡呈现出大的极帽（均匀的背景磁场）或CR分布的斑块结构（不均匀的背景磁场）。最后，我们结合了两个加速CR流在一个简单的湍流星际介质盒，并表明，CR的存在显着修改的气体结构。
2019-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Thermal Instability of Halo Gas Heated by Streaming Cosmic Rays
在星系晕、星系群和星系团中，由流动的宇宙射线（CR）加热维里化气体可能具有重要的能量意义。我们提出了一个线性热稳定性分析的等离子体加热的流动CR。我们分别处理平衡与无背景梯度，有和没有重力。我们包括沿磁场方向的CR流和扩散。热稳定性强烈地依赖于CR压力与气体压力的比率，这决定了模式是等压的还是等容的。具有$\mathbf{k \cdot B }\neq 0$的模式受到CR扩散的强烈影响。当流动时间短于CR扩散时间时，热不稳定模式（具有$\mathbf{k \cdot B }\neq 0$）是以阿尔文速度$\propto$的速度传播的波。处于光电离平衡的晕气体是热稳定的，与CR压力无关，而处于碰撞电离平衡的气体对于物理现实参数是不稳定的。在重力分层等离子体中，热过稳定模式的振荡频率可以在CR流的存在下高于浮力/自由落体频率。这可以修改存在多相气体的临界$t_{\rm cool}/t_{\rm ff}$。分层的、CR加热的介质的对流不稳定性的判据可以写成熟悉的史瓦西形式$d s_{\rm eff} / d z < 0$，其中$s_{\rm eff}$是涉及气体和CR压力的有效熵。我们讨论了我们的研究结果的热演化和星系晕，集团和集群的多相结构的影响。
2020-02-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Tidal Instability and Superhump by a Wave-Wave Resonant Model
在变形为非轴对称形式的圆盘上，通过圆盘变形，它们的共振相互作用可以激发一组振荡（Kato等人，2011）。这种共振不稳定性过程被认为是黑洞低质量X射线双星中高频准周期振荡（HF QPO）的可能原因。本文考察了上述波-波共振过程是否能描述矮新星的潮汐不稳定性和超峰。结果表明，该过程似乎很好地描述了观察。如果这个过程确实是潮汐不稳定性和超级驼峰的原因，那么在圆盘上存在一个高频率的双臂振荡，其幅度大约是轨道频率的三倍，尽管它的预期幅度可能很小。
2013-01-02 astro-ph.HE
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
Magnetohydrodynamic-Particle-in-Cell Simulations of the Cosmic-Ray Streaming Instability: Linear Growth and Quasi-linear Evolution
回旋共振宇宙线（CR）流不稳定性被认为在CR传输中起着至关重要的作用，导致小尺度下的阿尔文波的增长，散射CR，并影响CR与ISM的相互作用。然而，极端尺度分离（$λ\ll \rm pc$），低宇宙线数密度（$n_{\rm CR}/n_{\rm ISM} \sim 10^{-9}$），和弱CR各向异性（$\sim v_A/c$）提出了强大的挑战，适当的数值研究这种不稳定性的微物理水平。采用最近开发的磁流体动力学粒子在细胞（MHD-PIC）的方法，它具有独特的优势，以减轻这些问题，我们进行一维模拟，定量地证明了增长和饱和的不稳定性的参数制度符合现实的CR流在大规模ISM。我们的实施的$δf$方法大大降低了泊松噪声，使我们能够准确地捕捉波的增长在一个广泛的频谱，平等地共享之间的左手和右手阿尔文模式。我们也能够准确地遵循准线性扩散的CR波的增长，这是通过采用相位随机化周期性边界。波系中CR的完全各向同性要求大多数CR的俯仰角有效地穿过$90^\circ$，并且可以在具有相对高的波振幅和/或高空间分辨率的模拟中捕获。我们通过调查个人CR轨迹，将这种交叉归因于非线性波粒相互作用（而不是镜面反射）。我们预计，我们的方法将为未来的研究开辟机会，包括额外的物理。
2019-02-26 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
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
The Role of Pressure Anisotropy in Cosmic Ray Hydrodynamics
宇宙线在银河系和其他星系中的传播主要是扩散的，平均自由程主要由波长为宇宙线回旋半径的磁流体波的俯仰角散射决定。在宇宙射线自约束理论中，波是由宇宙射线自身驱动的不稳定性产生的。主要的不稳定性是由于宇宙射线的整体运动或流，平行于背景磁场B，并将宇宙射线动量和能量转移到热气体以及限制宇宙射线。经典的论点和最近的数值模拟表明，自约束由于流不稳定性打破，除非宇宙射线的压力和热气体密度梯度平行于B对齐，这是不太可能总是满足的条件。我们研究了另一种机制，宇宙射线自约束和加热的热气体的压力各向异性不稳定性的基础上。虽然压力各向异性在全球尺度上作为自约束和加热机制的效果明显低于流不稳定性，但它在中尺度上可能很重要，特别是在宇宙射线注入点附近。
2019-10-07 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
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
Magnetohydrodynamic Fluid Stability in the Presence of Streaming Cosmic Rays
我们研究了一个强大的平行无碰撞激波上游的宇宙射线流的影响。在我们的分析中，我们明确地包括了宇宙射线的惯性，这在以前的工作中被忽略了。对于与超新星爆炸波中宇宙射线加速有关的参数，我们没有发现MHD流体不稳定性会导致磁场的放大超过冲击波中压缩所产生的磁场。我们展示了如何恢复，从我们自己的分析，宇宙射线驱动的MHD流体不稳定性发现以前的作者。我们的结论是，包括惯性和动力学的宇宙射线保持系统稳定。此外，宇宙线流导致磁场演化方程中增加了一个类霍尔项。本文对超新星遗迹中银河系宇宙射线加速的意义作了简要的讨论。
2012-06-19 astro-ph.HE
Role of Cosmic Ray Streaming and Turbulent Damping in Driving Galactic Winds
由恒星反馈驱动的大规模星系风是影响星系动力学和化学演化的一种现象，在整个环星系介质中重新分配物质。来自银河系宇宙射线（CR）的非热反馈-超新星和年轻恒星中加速的高能带电粒子-可以影响风驱动的效率。流动的不稳定性限制了它们逃逸的速度。然而，在存在湍流的情况下，流动不稳定性受到抑制，这取决于由其Alfvén马赫数给出的湍流的磁化。虽然以前的模拟，依赖于一个简化的模型的CR运输表明，超阿尔夫文流的CR增强银河风，在本文中，我们考虑到一个现实的模型流抑制。我们进行三维磁流体动力学模拟的一段星系盘，发现湍流阻尼依赖于本地磁化的湍流星际介质（ISM）导致更多的空间扩展的气体和CR分布相比，早期的流计算，这些分布的尺度高度增加更强的湍流。我们的研究结果表明，恒星形成率的增加与ISM中的湍流水平。我们还发现，瞬时风的质量负载是敏感的本地流物理与质量负载显着下降的湍流强度的增加。
2019-09-12 astro-ph.HE
Streaming instability in a global patch simulation of protoplanetary disks
近年来，对原行星盘的亚/毫米观测发现，尘埃辐射的亚结构具有令人难以置信的多样性。一个重要的结果是发现，毫米大小的尘埃颗粒嵌入在非常薄的尘埃盘。这意味着中平面中的尘埃质量分数变得与气体相当，增加了两个组件之间相互作用的重要性。我们解决这个问题，通过数值2.5D模拟，以研究气体和尘埃的相互作用，在充分的全球分层磁盘。为此，我们采用最近开发的尘埃颗粒模块PLUTO代码。我们的模型侧重于一个典型的金牛座T盘模型，模拟一个短补丁的磁盘在10 AU，其中包括恒定的斯托克斯数的$St=0.01$和$St=0.1$，对应的晶粒尺寸为0.9厘米和0.9毫米，分别为给定的磁盘模型的晶粒。通过在外部区域注入恒定的卵石通量，系统达到由流动不稳定性驱动的湍流和尘埃浓度的准稳态。对于我们给定的设置和使用分辨率高达2500细胞每刻度高度，我们解决了流动的不稳定性，导致局部灰尘结块和浓度。我们的研究结果表明，尘埃密度值约为气体密度的10 - 100倍，稳态卵石通量介于$3.5 \times 10^{-4}$和$2.5 \times 10^{-3} M_{\rm Earth}/\mathit{year}$之间，模型与$\mathit{St}=0.01$和$\mathit{St}=0.1$。模型$\mathit{St}=0.01$的颗粒大小和卵石通量与尘埃演化模型的第一个百万年的磁盘演变。对于这些颗粒，散射不透明度在…
2021-03-28 astro-ph.EP astro-ph.HE
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
Excitation of the non-resonant streaming instability around sources of Ultra-High Energy Cosmic Rays
Gran Sasso Science Institute (GSSI)（大萨索科学研究所）；INFN-Laboratori Nazionali del Gran Sasso (LNGS)（意大利国家核物理研究院大萨索国家实验室）
研究提出UHECRs通过自生成磁场湍流实现自限制，解释其谱特征及通量抑制。
2025-06-25 astro-ph.HE
Linear acceleration emission of pulsar relativistic streaming instability and interacting plasma bunches
本文通过一维静电相对论性粒子模拟研究脉冲星磁层中线加速辐射机制，发现等离子体团相互作用产生的相干射电功率可比流动不稳定性高八个数量级，并给出了解释典型脉冲星功率所需的等离子体团数量及频谱特征。
2023-07-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Resonant Drag Instabilities for Polydisperse Dust, I. The Acoustic Resonant Drag Instability
研究多分散尘埃尺寸分布下的声学共振拖曳不稳定性，发现现实尺寸分布将单分散极限下 ∝ √μ 的快速扰动增长减缓为 ∝ μ，并稳定了大波数，使其在多分散状态下仍呈指数增长但速度较慢。
2025-03-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Suppressed Cosmic Ray Energy Densities in Molecular Clouds From Streaming Instability-Regulated Transport
本研究首次在 STARFORGE 框架中引入显式宇宙射线输运，模拟 2000 太阳质量分子云坍缩与恒星形成，发现流不稳定性会显著衰减云内 CR 能量；在类银河系环境中 CR 对恒星形成影响有限，但在高 CR 环境下会促使云提前坍缩并将恒星形成效率提升 50% 至约 13%。
2024-07-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
