Turbulence, Magnetic Reconnection in Turbulent Fluids and Energetic Particle Acceleration
湍流在天体物理学中无处不在。它从根本上改变了许多天体物理现象，特别是宇宙射线的传播和加速。本文介绍了可压缩磁流体动力学（MHD）湍流的现代认识，特别是它的Alfvén、慢和快模式的分解，讨论了亚音速和超音速湍流介质的密度结构，以及其他相关的天体物理湍流机制。所有这些信息是必不可少的理解高能粒子加速，我们在审查中进一步讨论。例如，我们展示了快模式和慢模式如何通过二阶费米加速来加速高能粒子，而密度波动在冲击前区域产生磁场，使高能宇宙射线能够实现一阶费米加速。然而，非常重要的是，一阶费米宇宙线加速也可能在磁重联的网站。在湍流的存在下，这种重联变得更快，我们提出了支持Lazarian & Vishniac（1999）模型的预测的数值证据。这个过程的效率表明，磁重联可以在短时间内释放大量的能量。由于粒子追踪数值模拟表明粒子在重联过程中可以有效地加速，我们认为磁重联过程对粒子加速可能比目前公认的要重要得多。特别是，我们讨论了加速所产生的重联作为一个可能的起源的异常宇宙射线测量的旅行者，以及起源宇宙射线过剩的方向Heliotail。
2012-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Theory and Applications of Non-Relativistic and Relativistic Turbulent Reconnection
由于雷诺数极高，现实的天体物理环境是湍流的。因此，描述天体物理重联的重联理论不应忽略湍流对磁重联的影响。湍流是众所周知的改变许多物理过程的性质显着，在这篇评论中，我们声称，磁重联是不是一个例外。我们强调，不仅天体物理学上的湍流是普遍存在的，而且磁重联本身也会引起湍流。因此，在任何现实的天体物理重联设置中，都必须考虑湍流。我们认为，由于MHD湍流在相对论和非相对论的情况下的相似性的磁重联理论的非相对论的情况下，可以扩展到相对论的情况下，我们提供的数值模拟支持这一猜想。我们还提供了定量的理论预测和数值实验结果的比较，包括湍流重联是自驱动的情况下，即在系统中的湍流是由重联过程本身产生的。我们展示了如何湍流重联需要违反磁通量冻结，这一结论，有真正深远的影响，许多现实的湍流天体物理环境。此外，我们考虑湍流重联的观测测试以及理论的许多影响。前者包括太阳和太阳风的重联，后者包括湍流重联引起的重联扩散过程、高能粒子的加速、与黑洞源有关的湍流重联爆发以及伽马射线暴。最后，我们解释了为什么湍流重联不能解释的湍流电阻率或通过平均场的方法。
2015-12-09 astro-ph.HE
Particle acceleration in self-driven turbulent reconnection
本文通过高分辨率三维MHD模拟与试验粒子方法，首次证明自驱动湍流重联可使粒子在盒子尺度内能量提升约3个数量级，并形成斜率趋于-2.5的能谱。
2023-08-15 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Turbulent energization of electron power law tails during magnetic reconnection
地球的磁尾是一个很好的实验室，可以用来研究重联和湍流在确定电子轨道时的相互作用。在湍流重联过程中形成幂律尾的过程是一个有据可查的事实，仍然需要一个全面的解释。我们进行了大规模的平行粒子在细胞的3D模拟，并使用粒子速度的高能量范围的增强的统计分辨率，研究如何重新连接创建的尾巴形成的条件。该过程不是由相干的、层流的、重连产生的电场直接加速。相反，重连导致湍流外流，其中能量交换由高度非高斯分布的波动主导。在整个重联流出过程中，电子束是扩散的，但由于磁场增强的区域，例如朝向地球的偶极锋，电子束会增强。
2020-10-24 astro-ph.HE physics.plasm-ph physics.space-ph
Gamma-ray Bursts Induced by Turbulent Reconnection
本文考虑湍流介质中由磁重联引起的伽马射线暴的一个简单模型。喷流中的磁场易受扭结不稳定性的影响，扭结不稳定性会扭曲螺旋磁场的规则结构，驱动湍流，并触发重联。由此产生的重连发生在高雷诺数介质中，湍流进一步增强，反过来又加速了重连过程。这种自举重联引起重联事件的爆发，通过重联事件，磁场的自由能被转化为伽马射线暴。磁重联和磁能量耗散的效率不受等离子体微物理性质的限制。
2018-01-12 astro-ph.HE
Turbulent reconnection acceleration
天体物理等离子体中普遍存在的湍流对磁重联和重联加速都很重要。研究了在重联驱动湍流作用下，三维快速湍流重联过程中粒子的加速。由于强磁场的镜面反射和会聚，粒子在重联驱动的流入之间来回反弹。通过连续的迎面碰撞，流入物的动能转化为加速粒子。湍流不仅调节流入速度，而且相对于局部湍流磁场引入各种流入湍流。由于粒子的能量增益和逃逸概率都依赖于来流速度，因此粒子能谱的谱指数并不具有普适性。我们发现它在从$\approx 2.5$到$4$的范围内，在强引导场处，即总入射磁场和引导场之间的小角度处，预期具有最陡的谱。在没有约束粒子所需的散射扩散的情况下，重联加速可以在大的来流速度和弱的引导场下非常有效。
2022-11-15 astro-ph.HE physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Particle Acceleration and Heating in a Turbulent Solar Corona
湍流、磁重联和冲击可以出现在爆炸性不稳定的等离子体中，形成一个新的电磁环境，我们在这里称之为湍流重联，并在那里自发形成电流片。我们将证明粒子的加热和加速是随机（二阶费米）和系统（一阶费米）加速充分发展的湍流内的协同作用的结果。太阳大气与湍流驱动器（对流区）磁耦合，因此太阳大气中湍流重联的出现是外部驱动的。湍流重联一旦在日冕中建立，就会驱动日冕加热和粒子加速。
2018-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observations of Turbulent Magnetic Reconnection Within a Solar Current Sheet
磁重联是各种天体物理、空间和实验室环境中的基本物理过程。人们发现了许多磁重联的证据。然而，它的具体过程可能是支离破碎和动荡的，缺乏直接的观测证据。在这里，我们在SOL 2017 -09- 10 T X8.2级太阳耀斑期间观察到了一个超热电流片，显示了磁重联的碎片和湍流性质。当双边等离子体朝向电流片会聚时，在其中检测到显著的等离子体加热和非热运动。破碎电流片中间歇地喷出两股方向相反的射流，射流强度在空间频率域中呈幂律分布。向日出流急流的强度和速度在时频域上也呈幂律分布。电流片的长宽比估计大于理论阈值，从而保证了撕裂模不稳定性的发生。因此，观测结果表明，碎片和湍流磁重联发生在长拉伸电流片。
2018-08-18 astro-ph.HE astro-ph.SR nlin.AO
Magnetic Reconnection in Turbulent Plasmas and Gamma Ray Bursts
讨论了Lazarian & Vishniac 1999提出的湍流存在下的磁重联模型如何使重联率与电阻率或微观等离子体效应无关，而完全由湍流引起的磁场线漂移决定。我们解释说，该模型占快速和缓慢的制度的重联，这种属性自然会引起耀斑的重联在低β等离子体环境。此外，我们表明，该模型涉及体积重联，可以转换成高能粒子的能量的相当一部分。重要的是，重联诱导一阶费米型的有效加速。最后，我们将重联的性质与观测到的伽马射线暴的性质联系起来，并提供证据支持基于重联释放能量的伽马射线暴的解释。
2013-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
A statistical study of fast magnetic reconnection in turbulent accretion disks and jets
快速磁重联事件在吸积盘系统中起着重要的作用。黑洞双星和活动星系核中观测到的非热甚高能辐射（从GeV到TeV）可以用一个潜在的模型来解释，该模型可以归因于吸积盘和/或喷流的湍流日冕中引起的快速磁重联。在这项工作中，我们将讨论全球广义相对论MHD（GRMHD）模拟的结果吸积盘周围的黑洞，其湍流自然驱动的MHD不稳定性，如磁旋转不稳定性（MRI）。我们也将利用特殊相对论MHD（SRMHD）模拟来研究喷流内部由扭结不稳定性驱动的磁重联。正如我们所期望的，我们的模拟揭示了由这些不稳定性驱动的近稳态湍流的发展。我们已经进行了详细的统计分析，以确定在湍流区的吸积流和射流的电流片的存在。然后，我们确定了这些位置的磁重联率，获得了$0.01-0.7$量级的阿尔文速度单位的平均重联速度，这与磁感应快速重联理论的预测是一致的。
2019-04-09 astro-ph.HE
Studying magnetic reconnection with synchrotron polarization statistics
该研究首次从射电同步辐射偏振统计角度，通过沿重联层不同方向的视线反演湍流磁场特性，揭示重联湍流谱特性，为理解湍流磁重联开辟新途径。
2024-05-21 astro-ph.HE
Stochastic reacceleration of relativistic electrons by turbulent reconnection: a mechanism for cluster-scale radio emission ?
在本文中，我们调查的情况下，相对论粒子的再加速扩散区域的重联和磁发电机在super-Alfvenic，不可压缩的大尺度湍流。我们提出了一个探索性的研究，这种机制在簇内介质（ICM）。考虑到ICM中的大尺度湍流，我们采用了一种基于湍流重联和MHD湍流的重联方案。在这种情况下，粒子分别在重联区和磁力发电机区以系统的方式加速和减速，并在较长的时间尺度上经历随机过程，扩散到这些位置（类似于二阶费米）。我们的研究扩展到更大尺度的数值研究，重点是加速和周围的湍流重连区。我们认为，这种机制可能在星系团中的相对论电子的再加速中发挥作用，为解释星系团尺度弥散射电辐射的起源提供了一个新的物理方案。事实上，不同于目前提出的湍流再加速模型，例如无线电晕，这种机制是基于大规模不可压缩和超阿尔文湍流的影响。在这个新的模型中，湍流控制着相对论粒子和磁场线之间的相互作用，这些磁场线在湍流ICM中扩散、重新连接和拉伸。
2016-03-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
Particle acceleration by turbulent-driven magnetic reconnection and the production of gamma-rays and neutrinos in AGNs
本文回顾了3D湍流磁重联如何高效驱动粒子加速至极高能量，并探讨其在AGN喷流和吸积盘中解释伽马射线与中微子发射的潜力。
2025-04-04 astro-ph.HE
Kelvin-Helmholtz versus Tearing Instability: What Drives Turbulence in Stochastic Reconnection?
在过去的几年里，很明显，湍流磁重联和磁化湍流是不可分割的。结果表明，不仅重联是破坏湍流冻结条件的原因，而且三维随机重联本身也会产生湍流。负责这种驱动的实际机制仍然未知。撕裂模式或开尔文-亥姆霍兹等离子体不稳定性等过程可能会从不规则的电流片中产生湍流。我们解决这个过程的驱动机制的性质，并考虑撕裂和开尔文-亥姆霍兹不稳定性的湍流生成过程中的相对作用。特别是，我们分析了这两个不稳定性的三维重联区域内的发展条件。我们发现，这两种不稳定性可以激发湍流的波动在重联区。然而，撕裂模式具有相对缓慢的增长速率，并且在稍后的时间，它变得部分地被横向于湍流波动的增长期间产生的磁场的电流片分量抑制。相反，Kelvin-Helmholtz不稳定性在流出区域迅速建立，并且与撕裂模的贡献相比，在稍后的时间内，Kelvin-Helmholtz不稳定性主导湍流的产生。我们的研究结果表明，撕裂不稳定性是次主导的Kelvin-Helmholtz不稳定性相比，在三维重联层的湍流的产生，因此，自驱动重联是湍流重联与撕裂不稳定性是重要的，只有在初始阶段的重联。
2020-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The interplay of magnetically-dominated turbulence and magnetic reconnection in producing nonthermal particles
磁化湍流和磁重联常被用来解释从各种天体物理源观测到的非热辐射。通过全动力学二维和三维PIC模拟，我们研究了在磁支配对等离子体中湍流和重联在产生非热粒子过程中的相互作用。一个通用的副产品的湍流演变是一个非热粒子谱的能量范围的幂律的产生。幂律斜率$p$对于更大的磁化强度和更强的湍流波动更难，并且它可以与$p < 2$一样难。在高能截止处粒子的拉莫尔半径与最大涡旋的尺寸$l$相当。类等离子体介导的重联，自洽地发生在湍流等离子体中，控制着粒子注入的物理过程。然后，粒子通过湍流波动的随机散射进一步加速。平行电场所做的功--在重连层中自然是预期的--是初始能量增加的主要原因，并且与系统的磁化强度$σ$成比例，而随后的能量增益，主导了高能粒子的总体能量，是由湍流波动的垂直电场提供动力的。两阶段加速过程在粒子的俯仰角分布中留下印记：低能量粒子与场对齐，而最高能量粒子优先垂直于场移动。随机加速的能量扩散系数按比例缩放为$D_γ\sim 0.1σ(c/l)γ^2$，其中$γ$是粒子洛伦兹因子。这导致快速加速时标$t_{acc}\sim (3/σ)\,l/c$。我们的发现对于理解高能天体物理源中非热粒子的产生具有重要意义。
2019-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Three-dimensional magnetic reconnection in particle-in-cell simulations of anisotropic plasma turbulence
我们使用3D完全动力学粒子模拟来研究磁重联的发生在各向异性反向传播的低频Alfvén波与临界平衡理论一致的衰减湍流的模拟。我们观察到的小规模的电流密度结构，如电流丝和电流片的形成，以及形成的磁通量绳的湍流级联的一部分。在模拟域中存在的大的磁结构保持初始各向异性，而湍流级联产生的小尺度结构的各向异性较小。为了量化我们的模拟域中重连的发生，我们开发了一套新的指标，基于强度阈值来识别重连事件，其中离子和电子都在3D粒子模拟中被加热和加速。根据这些指标的应用，我们确定了重联事件的发生在模拟域中，并详细分析了这些事件之一。这一事件与两条磁绳的重联有关，相关的离子和电子排气呈现出复杂的三维结构。我们研究了沿着经过重联区域附近和穿过重联区域的人造航天器轨迹记录的等离子体和磁场波动的分布。我们的研究结果表明，在太阳风的各向异性Alfvénic湍流级联产生的磁通量绳内的小尺度重联事件相关的粒子加热和加速的存在。这些事件与电流结构有关，电流结构的大小为几个离子惯性长度。
2021-03-24 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Synergy of stochastic and systematic energization of plasmas during turbulent reconnection
湍流重联的一个重要特征是它将大尺度磁扰动$(δB/B \sim 1)$与随机分布的不稳定电流片（UCS）结合起来。许多著名的非线性MHD结构（强湍流、电流片、激波）都渐近地导致湍流重联状态。本文首次分析了{ \bf large scale}环境中电子和离子的相互作用，{ \bf combined}大振幅扰动以亚阿尔夫文速度传播，并带有UCS。磁扰动与带电粒子随机相互作用（二阶费米），它们在粒子的加热中起着至关重要的作用，而UCS系统地相互作用（一阶费米），并在高能尾的形成中起着至关重要的作用。由磁扰动和UCS的混合物提供的随机和系统加速度的协同作用影响热粒子和非热粒子的能量学、幂律指数以及粒子保持在能量释放体积内的时间。我们表明，这种协同作用可以解释所观察到的非常快速和脉冲粒子加速和稍微延迟形成的超热粒子种群。
2017-12-10 astro-ph.HE
Introduction to Magnetic Reconnection
本文回顾了磁重联的基本概念，提出了大尺度下天体物理重联的一般框架。磁重联是磁场拓扑的重新排列。传统的Sweet-Parker格式和它的一些扩展假设一个非湍流介质，通常产生非常缓慢的重联或不稳定的配置。然而，层流的假设在天体物理学中是不现实的，因为即使在最初安静的环境中，磁重联本身也会驱动湍流。由此产生的湍流有可能提高重连率。这可能导致不稳定的反馈回路，因为重连驱动湍流，而湍流驱动重连。随机重联提出，并随后通过数值模拟进行了测试，高$β$等离子体与磁普朗特数的顺序单位，$Pr_m\sim 1$。该模型预测的重联速度相当于大尺度湍流涡流速度。最近对$Pr_m>1$随机重联的研究表明，在典型的天体物理系统中，流出层的宽度和物质从重联区的喷射速度似乎不受粘性的影响。然而，如果$Pr_m>1$粘度可以抑制小规模的重联事件附近和以下的柯尔莫哥洛夫或粘性阻尼尺度。当$Pr_m$大于雷诺数的根$Pr_m>\sqrt{Re}$时，这将产生粘性抑制大尺度重联的阈值。对于$Pr_m>1$，这导致在粘性耗散尺度和涡旋之间的长度尺度的谱指数$\sim-4/3$大约大$Pr_m^{3/2}$。
2018-06-15 astro-ph.HE physics.plasm-ph
A transport-like approach to turbulence-mediated magnetic reconnection
针对自驱动湍流介导的磁重联，论文利用重联与湍流涨落的时间尺度分离及平均场的MHD尺度特性，提出类输运框架，为高效数值计算提供理论支撑。
2023-12-12 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Reconnection-Driven Energy Cascade in Magnetohydrodynamic Turbulence
本文通过三维磁流体动力学模拟发现，磁重联将电流片破碎为等离子体团链，从而形成由等离子体团增长率控制的新型湍流能量级联，使能谱变陡至-2.2并改变涡旋各向异性。
2022-10-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Coupling between magnetic reconnection, energy release, and particle acceleration in the X17.2 2003 October 28 solar flare
本文通过多卫星观测数据研究2003年10月28日X17.2级太阳耀斑，揭示磁重联率峰值与高能电子、质子加速及π介子衰变γ射线出现之间的物理耦合关系。
2024-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Recent Progress on Particle Acceleration and Reconnection Physics during Magnetic Reconnectionin the Magnetically-dominated Relativistic Regime
强磁化等离子体环境中的磁重联被认为是能量快速释放和粒子碰撞的主要过程。目前，人们对相对论性磁重联有着浓厚的兴趣，因为它可能为强磁化天体物理系统中的高能粒子加速和辐射提供新的解释。本文综述了磁主导区中粒子加速和重联物理的最新进展。更多的讨论集中在粒子加速，幂律形成以及重联率问题的物理。最后，对重联加速机制和动力学物理的下一步研究进行了展望。
2020-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Collapse of Turbulent Cores and Reconnection Diffusion
对于一个分子云团形成恒星，需要从云的密度较高的内部区域向外部区域输送一定的磁通量，否则这可以阻止坍缩。在湍流存在下发生的快速磁重联会引起重联扩散过程。扩展早期的数值研究的重联扩散在圆柱形的云，我们认为更现实的云与球形的引力势，也占气体自引力的影响。我们证明，在我们的设置RD是有效的。我们还确定了条件下，RD变得强大到足以使一个最初的亚临界云团超临界，并导致其崩溃。我们的研究结果表明，超临界核心的形成是由重力，自重力，磁场强度和近跨音速和trans-Alfvénic湍流之间的复杂的相互作用，确认RD是能够消除磁通量从崩溃的团块，但只有少数人成为近临界或超临界，亚Alfvénic核心，这是与观测一致的。此外，我们还发现，在我们的模拟中建立的超临界核心发展了一个主要的螺旋磁场的几何形状，这也是与观测一致。最后，我们评估了湍流重联扩散系数的有效值，发现它们比数值扩散大得多，特别是对于最初的trans-Alfvénic云，确保检测到的磁通量去除是由于RD的作用，而不是数值扩散。
2013-09-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Particle Acceleration by Magnetic Reconnection
观测数据需要各种各样的机制来加速在不同条件下运行的天体物理环境中的快粒子。在文献中讨论的机制包括变化的磁场在紧凑的来源，随机过程在湍流环境中，和冲击后的加速度。另一种较少探索的机制涉及磁重联位点内的粒子加速。在这一章中，我们讨论了这种机制，并表明，粒子可以有效地通过重联通过一阶费米过程中的大规模电流片（特别是在存在的本地湍流，加快重联，使加速区厚），也通过二阶费米过程中的纯MHD湍流环境。
2015-11-05 astro-ph.HE
Investigating Turbulence Effects on Magnetic Reconnection Rates Through Three-Dimensional Resistive Magnetohydrodynamical Simulations
本研究通过三维高分辨率MHD模拟验证湍流环境下磁重联率与伦德奎斯特数无关，支持快速湍动重联理论，同时探究了等离子体β和磁普朗特数对重联率的影响。
2025-06-04 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Statistics of Reconnection-Driven Turbulence
磁重联是高导电流体中改变磁场拓扑结构的过程。在标准的斯威特-帕克模型中，这个过程太慢，无法解释观测结果（例如太阳耀斑）。实际上，这一过程必然是普遍存在的，因为天体物理学中的流体是磁化的，流体元素的运动必然会引起磁场冻结线的交叉和磁重联。在湍流存在的情况下，重连与微观等离子体特性无关，并且可能比以前认为的要快得多，如Lazarian & Vishniac（1999）所提出的和Kowal等人（2009，2012）所测试的。然而，在Lazarian-Vishniac模型中考虑的湍流是外部强加的。在这项工作中，我们考虑重联驱动的磁化湍流在现实的三维几何随机噪声发起。我们通过数值模拟表明，随机重联是能够通过其流出之间的相互作用自生湍流。利用功率谱和各向异性标度分析了速度涨落的统计特性，结果表明重联产生了与Goldreich-Sridhar（1995）模型一致的Kolmogorov型湍流.然而，各向异性的统计，强烈影响的动态重联流出。一旦形成了宽湍流区，就形成了典型的各向异性标度$l_\parallel \propto l_\perp^{2/3}$，特别是对于高分辨率模式，因为有更宽的标度范围。重联流出的衰减到类似磁场的波动，其特征在于不同的各向异性标度，强烈依赖于$β$等离子体。此外，估计的重连率弱依赖于分辨率，这表明不需要外部过程来快速重连。
2017-02-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Reconnection and particle acceleration in 3D current sheet evolution in moderately-magnetized astrophysical pair plasma
磁重联是一种将磁能转化为粒子动能的等离子体过程，常被用来解释脉冲星风星云和黑洞喷流等天体物理源中高能耀斑的磁能释放。重联通常被视为撕裂不稳定性破坏薄电流片的非线性演化（基本上是二维的）。为了测试这个过程在3D中是如何运作的，我们进行了一个全面的粒子模拟研究，比较了中等磁化、无碰撞、相对论热的电子-正电子等离子体中长而薄的电流片的2D和3D演化，并发现了巨大的差异。我们首先系统地描述了这个过程中的二维，经典的，分层的等离子体团链重连决定能量释放，并探讨了广泛的初始配置，引导磁场强度，和系统的大小。然后，我们表明，类似的配置的三维模拟表现出多样性的行为，包括一些能量释放是由非线性相对论漂移扭结不稳定性。因此，3D电流片的演变并不总是从根本上经典的重新连接与扰动的3D效果，而是一个复杂的相互作用的多个线性和非线性不稳定性，其相对重要性敏感地依赖于周围的等离子体，未成年人的配置细节，甚至随机事件。它通常产生比2D更慢但更持久的最终更大的磁能释放。有趣的是，非热粒子加速非常稳健，这取决于上游磁化和引导场，但在2D和3D中产生类似的粒子能量谱。虽然潜在的电流片行为的多样性是有趣的，但整体能量释放和粒子谱的相似性可能更显着。
2021-12-15 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Studying the properties of reconnection-driven turbulence
研究重联湍流的统计特性，发现其速度谱符合Kolmogorov模型，磁场谱更陡，且存在各向异性 cascade，与纯MHD湍流不同。
2025-10-11 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Particle Acceleration and Fractional Transport in Turbulent Reconnection
我们考虑了一个大规模的湍流重联的环境，被分割成一些随机分布的不稳定电流片（UCS），我们统计分析在这个环境中的粒子的加速度。我们解决两个重要的情况下的加速机制时，粒子与UCS相互作用：（a）电场加速，和（b）通过在收缩的岛屿反射加速。电子和离子被非常有效地加速，获得指数为$1-2$的幂律形状的能量分布，这取决于加速机制。从实验粒子模拟数据中估计了能量空间中的输运系数，并证明了经典的Fokker-Planck（FP）方程在引入输运系数后不能再现模拟结果，并进行了数值求解.失败的原因是粒子在能量空间中作Levy飞行，能量增量分布呈现幂律尾。然后，我们使用Isliker等人推导的分数阶输运方程（FTE），2017年提出的FTE模型，其参数和分数阶导数的阶数由模拟数据推断，数值求解FTE，结果表明FTE模型成功地再现了试验粒子的动能分布。我们详细讨论了分析的模拟数据和标准，允许判断适当的FTE或经典FP方程作为运输模型。
2017-09-24 astro-ph.HE
The $β$-Dependence of Particle Spectra in Relativistic Turbulent Reconnection
School of Mathematics and Computational Sciences, Xiangtan University（湘潭大学数学与计算科学学院）；Department of Physics, Xiangtan University（湘潭大学物理学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Hunan Key Laboratory for Computation and Simulation in Science and Engineering（湖南省计算与仿真科学工程重点实验室）
研究了相对论性湍流重联中粒子加速的β依赖性，发现非热粒子谱指数随β增加而变陡，并推导出经验标度关系。
2026-04-29 astro-ph.HE
High-Energy Neutrino Emission in NGC1068 driven by Turbulent Magnetic Reconnection
Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG-USP), Universidade de São Paulo（圣保罗大学地球物理与大气科学学院）；Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas (CBPF)（巴西物理研究中心）
NGC1068高能中微子发射源于湍流磁重联驱动的强子过程，通过改进的lepto-强子模型解释了中微子过剩现象。
2026-03-09 astro-ph.HE
Diffusive Shock Acceleration and Turbulent Reconnection
如果激波附近不存在自洽产生的或预先存在的强湍流（$ δB/B \sim 1 $），扩散激波加速（DSA）就不能有效地加速粒子。我们在这篇文章中解决的问题是：如果大振幅的磁扰动存在的上游和下游的冲击，然后湍流重联（TR）将设置，并将不仅参与粒子的弹性散射，但也在他们的加热和加速。我们证明了在激波附近的强湍流中自发形成的大幅度磁扰动和不稳定电流片（UCS）可以在{ \bf大尺度系统和长时间尺度}中像DSA一样有效地加速粒子。我们开始我们的分析与“弹性”散射体的上游和下游，并估计从冲击逃逸粒子的能量分布，恢复众所周知的结果从DSA理论。接下来，我们分析了额外的相互作用的粒子与活跃的散射体（磁扰动和UCS）的上游和下游的冲击。我们发现，由DSA/TR加速的粒子的渐近能量分布具有非常相似的特性，由于DSA单独的，但DSA与TR的协同作用是更有效的：加速时间是一个数量级短，最大能量达到两个数量级高。我们认为，在TR建立之前的短时间内，DSA是占主导地位的加速机制，然后强湍流将主导粒子的加热和加速。换句话说，激波是建立强湍流环境的机制，其中加速机制最终将是DSA和TR的协同作用。
2018-05-14 astro-ph.HE
MHD instabilities in accretion disks and their implications in driving fast magnetic reconnection
磁流体动力学不稳定性在吸积盘系统中起着重要的作用。除了众所周知的磁旋转不稳定性（MRI）的影响，帕克-瑞利-泰勒不稳定性（PRTI）也出现作为一个重要的机制，以帮助在吸积盘周围的日冕区域的形成，并在生产的磁重联事件类似于那些发生在太阳日冕。在这项工作中，我们进行了三维磁流体动力学（3D-MHD）剪切盒数值模拟的吸积盘与初始分层密度分布和一个强的方位角磁场之间的比例为1的顺序的热压力和磁压力。本研究旨在验证这些不稳定性在驱动湍流吸积盘/日冕系统中的快速磁重联中的作用。正如我们所预期的那样，模拟显示了由于PRTI而形成的大规模磁回路的初始形成，随后是由两种不稳定性驱动的近稳态湍流的发展。在这种动荡的环境中，我们已经采用了一种算法来识别的存在下，由遇到的磁通量绳的相反极性的湍流区域的日冕和磁盘所产生的电流片。我们计算了这些位置的磁重联率，得到了以阿尔文速度为单位的平均重联速度，在吸积盘中为$0.13 \pm 0.09$，在日冕区为$0.17 \pm 0.10$（平均峰值为$0.2$），这与磁重联理论的预测是一致的。
2018-08-09 astro-ph.HE
Kinetic simulations of nonrelativistic perpendicular shocks of young supernova remnants. III. Magnetic reconnection
采用二维粒子模拟方法研究了高马赫数非相对论垂直激波下电子加速问题。SNR冲击介导的韦伯不稳定性，这是因为冲击反射和上游离子之间的相互作用激发。韦伯不稳定性的非线性演化导致电流片的形成。在湍流激波斜坡处，电流片通过磁重联衰减。重联点的数目强烈地依赖于离子-电子质量比和模拟激波的Alfvénic马赫数。在磁重联作用的位置观察到电子加速。对于最高的质量比，几乎所有的电子都参与了磁重联，这使得磁重联成为电子在这些冲击中的主要加速过程。我们讨论了我们的结果与现实的离子-电子质量比的3D系统的相关性。
2020-03-04 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Power and spatial complexity in stochastic reconnection
与任意尺度范围\iffalse ${\bf F(x}, t)$上的给定向量场相关联的空间复杂度水平可以通过简单的时间相关函数$S(t)={1\over 2}(1-\hat{\bf F}_l.\hat{\bf F}_L)_{rms}$来量化，其中${\bf F}_l$（${\bf F}_L$）是尺度体积$l$（$L>l$）中的平均场，单位向量定义为$\hat{\bf F}={\bf F}/|{\bf F}|$。因此，\fi可以通过简单的时间尺度依赖函数来量化; $0\leq S(t)\leq 1$。以前的工作调用动力学和磁性的复杂性，与速度和磁场${\bf u(x}, t)$和${\bf B(x}, t)$，研究磁场重联和扩散湍流和磁化流体。在本文中，使用粗粒动量方程，我们认为，流体射流与磁场重联事件在任意尺度$l$在湍流惯性范围内主要是由洛伦兹力${\bf{N}}_l=({\bf j\times B})_l-{\bf j}_l\times {\bf B}_l$。这种力是由子尺度电流引起的，类似于发电机理论中的湍流电动势${\cal E}_l=({\bf u\times B})_l-{\bf u}_l\times {\bf B}_l$。通常，重联期间的高（低）磁复杂性意味着磁场的大（小）空间梯度，即，强（弱）洛伦兹力${\bf N}_l$。重新连接发射射流的流体，因此，动力学复杂性的…
2020-04-10 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Radiative PIC simulations of relativistic pair plasma: multiple interacting current sheets and turbulent evolution
INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所，阿切尔西天文台）；SETI Institute（搜寻地外文明研究所）；Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Firenze（佛罗伦萨大学，物理与天文系）；INFN, Via G. Sansone 1（意大利国家核物理研究所）；IAPS, INAF（国际空间科学研究所，意大利国家天体物理研究所）；ENEA, NUC Department（意大利国家新 technologies、能源和可持续经济发展署，核能部门）；Institut für Theoretische Physik, Ruhr-Universität Bochum（波鸿鲁尔大学，理论物理研究所）
本文通过二维相对论粒子-网格（PIC）模拟研究了在高能天体物理环境中，如脉冲星风 nebula 中的粒子加速区域和相对论喷流中，多个相互作用电流片的辐射磁重联动力学，揭示了非线性湍流演化及同步辐射加速机制。
2026-05-18 astro-ph.HE physics.plasm-ph
First-Principles Theory of the Rate of Magnetic Reconnection in Magnetospheric and Solar Plasmas
磁重联的速率在许多过程中是极其重要的，因为它控制着，例如，太阳耀斑中能量释放的速率、地球磁层中邓吉对流循环的速度以及有害地磁亚暴中能量释放的速率。从数值模拟和卫星观测中得知，该速率在归一化单位中约为0.1，但尽管多年的努力，尚未获得完整的理论预测。在这里，我们提出了一个第一性原理理论的重联率在非相对论性的电子-离子碰撞等离子体，并表明，同样的预测解释了为什么斯威特帕克重联是相当慢。该分析的关键考虑因素是重连部位的压力（即，x线）。我们表明，霍尔电磁场在反平行重联造成的能量空隙，相当于压力耗尽，在x线，所以重联排气打开，使快速率为0.1。如果能量可以到达x线以补充压力，则排气口不会打开。除了日光层应用，这些结果预计将影响行星磁层，磁约束聚变装置和天体物理等离子体中的重联研究。
2022-03-27 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic Reconnection Instabilities in Soft-Gamma Repeaters
我们研究了一个外部触发机制，引起强烈的软伽玛射线中继器（SGR）的巨型耀斑。在这三个巨大的耀斑中，有两个显示了一个前体的存在，我们表明它引发了主耀斑。我们开发了一个重联模型的基础上的假设，剪切运动的足点导致实现的斯威特帕克电流层的磁层。由于嵌入的超热湍流层的发展，这一宏观层变薄，从而开启了脉冲霍尔重联，这为巨大的耀斑提供了动力。我们表明，变薄时间是在耀斑前的静止时间的顺序。
2013-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Turbulence in the Plasmoid-Mediated Regime
磁流体动力学湍流和磁重联在天体物理环境中普遍存在。在大多数情况下，这些过程不是孤立发生的，而是相互作用的。这使得这些过程的综合理论极具挑战性。在这里，我们提出了一个理论的磁流体动力学湍流驱动在大尺度上，自洽帐户的相互作用与磁重联发生在较小的尺度。磁重联产生等离子体团，这些等离子体团从磁场产生的噪音中生长出来，最终破坏了它们诞生的片状结构。这些结构的破坏导致湍流能量级联的修改，这反过来又通过湍流产生的噪声对等离子体团形成施加反馈效应。在这种等离子体团介导的范围内的能谱相对于标准惯性范围变陡，并且不遵循简单的幂律。由于湍流和重联之间的复杂的相互作用，我们还发现，长度尺度，标志着开始的等离子体团介导的范围和耗散长度尺度不服从真正的幂律。过渡磁雷诺数以上的等离子体团的形成变得统计上显着足以影响湍流级联是相当温和的，这意味着等离子体团预计将修改许多天体物理系统中的湍流路径耗散。
2018-03-26 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Fully kinetic large scale simulations of the collisionless Magnetorotational instability
本文采用二维粒子模拟方法研究了弱磁化（高$β$）对等离子体中的全动力学无碰撞磁旋转不稳定性。该数值分析的中心结果是在无碰撞MRI的饱和状态中出现自诱导湍流制度，其只能被捕获用于足够大的模拟域。这种湍流状态的发展的基本机制之一是漂移扭结不稳定性（DKI）的电流片的通道模式的非线性演化造成的。DKI的开始只能观察到模拟域大小超过几个线性MRI波长。DKI与随后的磁重联一起，在MRI的非线性演化的后期激活等离子体的湍流运动。在稳定状态下，磁能具有MHD样谱，$kρ<1$的斜率为$k^{-5/3}$，亚拉莫尔标度（$kρ>1$）的斜率为$k^{-3}$。我们还研究了无碰撞MRI和相关的磁重联在压力各向异性发展中的作用。我们研究了由于这种压力各向异性的系统的稳定性，观察在MRI的早期阶段的镜像不稳定的发展。我们进一步讨论了磁重联的重要性粒子加速在湍流制度。特别是，与重联研究一致，我们表明，在后期的动能提出了一个特征斜率的$ε^{-2}$在高能量区域。
2018-04-29 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Does Magnetic Reconnection Change Topology?
该研究结合统计物理等多领域概念，通过分析阿尔芬速度波包路径线的分离特性，揭示层流/混沌流中慢重联与湍流中快重联的拓扑变化机制，支持Lazarian-Vishniac湍流重联理论。
2025-04-15 astro-ph.HE nlin.CD physics.plasm-ph
Particle Acceleration by Magnetic Reconnection in AGNs and in the IGM
在天体物理环境中，没有一种单一的机制可以加速快粒子，现在人们认识到，数据需要在不同条件下运行的各种不同机制。在文献中讨论的机制包括变化的磁场在紧凑的来源，随机过程在湍流环境中，和冲击后的加速度。另一种机制，迄今为止很少探索，涉及磁重联站点内的粒子加速。在这项工作中，我们探讨了这一机制的活动星系核框架，并表明，粒子有效地加速通过一阶费米过程，并有一个指数增长的能量。我们还简要地讨论了宇宙射线（CR）在星系际介质（IGM）中的传播。由于后者是无碰撞环境，因此必须考虑动力学效应，这将影响湍流磁场分布，从而影响CR传播。
2011-07-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Rapid Particle Acceleration due to Recollimation Shocks and Turbulent Magnetic Fields in Injected Jets with Helical Magnetic Fields
相对论喷流研究的关键问题之一是磁重联是如何发生的，以及它是否能有效地加速喷流中的电子。我们进行了3D粒子在细胞（PIC）模拟的相对论性电子质子喷流的相对较大的半径，携带螺旋磁场。我们集中我们的调查射流和周围的等离子体之间的相互作用，并探讨如何螺旋磁场影响的动力学不稳定性的激发，如韦伯不稳定性（WI），动力学开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KKHI），蘑菇不稳定性（MI）。在我们的模拟中，这些动力学不稳定性确实被激发，粒子被加速。在线性阶段，我们观察到在喷流中心附近的准定常激波。当电子-质子喷流演化到深度非线性阶段时，螺旋磁场由于类似重联的现象而变得不缠结，并且电子在湍流磁场中遇到磁重联事件时被重复加速。
2020-02-12 astro-ph.HE
Fast magnetic reconnection structures in Poynting-flux dominated jets
黑洞中普遍存在的相对论性喷流现象在高能和甚高能天体物理中起着重要作用。特别是，观测表明，耀变体显示VHE发射的时间变化从天（在GeV波段）到分钟（在TeV波段），这意味着非常紧凑的发射区域。能够解释这种发射的粒子加速过程的真正机制仍然存在争议，但磁重联最近被认为是一个很有潜力的候选者，在某些情况下，是唯一可能的。在这项工作中，我们提出了三维特殊相对论磁流体动力学模拟的结果，沿相对论性喷流的电流驱动的扭结不稳定性引起的湍流驱动的重联事件的发展。我们已经进行了系统的识别系统中的所有重联区域，其局部磁场拓扑结构的特征和量化的重联率。我们得到的平均率$0.051\pm0.026$（单位阿尔文速度），这是可比的预测的理论的连续性诱导的快速重联。详细的统计分析还表明，快速重联事件遵循对数正态分布，这是其湍流起源的标志。为了探索我们的方法的鲁棒性，我们已经将我们的结果应用到blazar Mrk 421。从磁重联事件的综合功率建立一个合成的光变曲线，我们从功率谱密度分析评估的时间变化，获得了很好的协议，在GeV波段的观测。这表明，由扭折不稳定性驱动的湍流快速磁重联可能是耀变体中观测到的高能发射变率现象背后的一个过程。
2021-03-25 astro-ph.HE
MHD simulations of three-dimensional Resistive Reconnection in a cylindrical plasma column
磁重联是一种等离子体现象，其中具有相反极性的磁场线的拓扑重排导致磁能耗散成热、动能和粒子加速。这种现象被认为是实验室和天体物理等离子体中能量释放的有效机制。一个重要的问题是如何使这一过程足够快，以解释观测到的爆炸能量释放。稳态磁重联的经典模型预测重联时间按$S^{1/2}$（其中$S$是伦德奎斯特数）缩放，并产生比观察到的时间尺度大几个数量级的时间尺度。早期的二维MHD模拟表明，对于大的Lundquist数的重联时间变得独立的$S$（“快速重联”制度）由于二次撕裂的不稳定性，发生$S \gtrsim 1 \times 10^4$的存在。我们报告我们的3D MHD模拟的磁重联在磁约束的圆柱形等离子体柱下的压力平衡或无力平衡，并比较结果与2D模拟的圆形电流片。我们发现，这些配置上的3D不稳定性的结果在小细丝的初始电流片的碎片，导致增强的耗散率，成为独立的Lundquist数已经在$S \simeq 1\times 10^3$。
2016-07-25 astro-ph.HE
Spectral Diversities of Gamma-ray Bursts in High Energy Bands: Hints from Turbulent Cascade
我们统计检验了费米-GBM和费米-LAT观测得到的伽马射线暴（GRB）光子指数，并将LAT GRB光子指数与GBM GRB光子指数进行了比较。我们用抖动辐射解释了伽玛暴在高能带的光谱畸变。在我们的模型中，抖动辐射光谱指数由湍流的光谱指数决定。当我们比较GBM和LAT探测时，我们根据GRB高能谱的形状将GRB分为三类：GRB谱是凹的（GRB变得更软，被标记为S-GRB），GRB谱是凸的（GRB变得更硬，被标记为H-GRB），GRB没有强烈的光谱变化（标记为N-GRB）。湍流级联中普遍存在的Kolmogorov指数7/3与N-GRB的光子指数一致。在湍流谱指数为8/3 ~ 3.0的范围内，S-GRB谱可以用动力学磁重联引起的湍流级联来解释。H-GRB谱来源于大尺度磁重联过程中湍流谱指数范围为2.0 ~ 3.5的逆湍流级联。因此，伽玛暴辐射谱是多样化的，因为湍流级联修改湍流能谱。预计未来将有更多的观测样本来进一步确定我们的建议。
2020-06-27 astro-ph.HE
