Magnetar Giant Flares and Their Precursors --- Flux Rope Eruptions with Current Sheets
我们提出了磁星前兆及其后续巨型耀斑的灾变磁层模型。基于无力场位形，建立了磁层的轴对称模型，其中包含螺旋扭曲的磁通绳和电流片。在这个模型中，螺旋扭曲的通量绳会失去平衡，并突然爆发，以响应超强磁化中子星表面的缓慢和准静态变化。在以前的模型中，没有电流片，只有一个临界点存在于磁绳平衡曲线。当磁层中出现电流片时，磁绳的平衡曲线出现了新的特征。前兆和大耀斑之间的因果关系，以及前兆和大耀斑之间的静止状态的暂时重新进入，都可以得到自然的解释。在灾难性的状态转换过程中，磁能会被释放出来。详细的能量模型进行了讨论。磁通绳的灾难性平衡丧失所产生的电流片为磁重联提供了理想的场所。指出了磁重联对进一步增强喷发过程中能量释放的重要性。
2013-06-17 astro-ph.HE
Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of Giant Magnetar Bursts
University of Maryland（马里兰大学）；Institute for Research in Electronics and Applied Physics, University of Maryland（马里兰大学电子与应用物理研究所）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics（加拿大理论天体物理研究所）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Physics Department and Columbia Astrophysics Laboratory, Columbia University（哥伦比亚大学物理系与哥伦比亚天体物理实验室）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Princeton Plasma Physics Laboratory（普林斯顿等离子体物理实验室）；University of Toronto（多伦多大学）；David A. Dunlap Department of Astronomy, University of Toronto（多伦多大学大卫·A·邓普尔天文学系）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（基础物理研究所）；TAPIR, Mailcode 350-17, California Institute of Technology（加州理工学院 TAPIR (Mailcode 350-17)）
该研究通过相对论磁流体动力学模拟揭示了磁星巨型爆发中磁重联驱动的热喷流和热火球形成机制，并展示了等离子体团对快速射电暴模型的重要性。
2026-08-05 astro-ph.HE
Bright gamma-ray flares powered by magnetic reconnection in QED-strength magnetic fields
中子星（特别是磁星）和其他天体的磁层中的强磁场可能会在剧烈的磁重联中释放能量。虽然重联已经被广泛研究，但中子星附近的极端场强引入了新的效应：同步加速器冷却和电子-正电子对的产生。使用大规模并行粒子模拟，自洽地将这些新的量子电动力学效应，我们研究相对论磁重联在强场制度。我们表明，在这种制度下的重联可以有效地将磁能转换为X射线和伽马射线辐射，从而为明亮的高能天体物理耀斑提供动力。快速的辐射冷却导致了致密等离子体团中强烈的等离子体和磁场压缩。在最极端的情况下，电场可以接近临界量子极限，导致大量的电子对产生。
2018-10-29 astro-ph.HE
Twisting, reconnecting magnetospheres and magnetar spindown
我们提出了第一个模拟的演变，强烈扭曲的磁星磁层。磁星地壳的缓慢剪切被认为会导致一系列磁层膨胀和重连事件，对应于X射线耀斑和爆发。轴对称模拟包括中子星的旋转和磁风通过轻圆柱。我们研究了如何增加扭曲影响的自旋速率的明星，发现一个戏剧性的增加自旋发生。特别壮观的是由大量过度扭曲的磁通量突然打开而引起的爆炸事件，这可能与观测到的巨型耀斑有关。这些事件伴随着短时间的超强自旋下降，导致自旋周期突然增加，例如在SGR 1900+14的巨大耀斑中观察到的。
2012-09-12 astro-ph.HE
Dissecting magnetar variability with Bayesian hierarchical models
中子星是在强引力、高密度和极端磁场条件下测试物理过程的主要实验室。在中子星现象的动物园中，磁星以其爆发行为而脱颖而出，从极其明亮、罕见的巨型耀斑到众多、能量较低的周期性爆发。这些爆发的确切触发和发射机制尚不清楚;较受欢迎的模型涉及地壳破裂和随后的能量释放到磁层，或磁场线的爆炸性重连。在没有预测模型的情况下，理解磁星爆发变异性的物理过程是困难的。在这里，我们开发了一个经验模型，分解成一个简单的函数形式，模型组件的数量本身是推理问题的一部分叠加的小尖峰状功能的磁星爆发。我们模拟的尖峰级联可能是由重连的雪崩或地壳破裂的余震形成的。使用马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）抽样增加了可逆跳跃模型之间的不同数量的参数，我们的后验分布的模型参数和每个突发组件的数量。我们将这些模型参数与系统中的物理量相关联，并首次表明，突发内的变异性不符合自组织临界性思想的预测。我们还研究了如何以及尖峰的属性适合不同的触发机制的简化级联模型的预测。
2015-06-29 astro-ph.HE
The Prompt Emission of Gamma-Ray Bursts from the Wind of Newborn Millisecond Magnetars: A Case Study of GRB 160804A
在本文中，我们重新审视的情况下，内部逐渐磁耗散发生在风从一个新生的毫秒磁星可以负责伽马射线暴的生产。我们表明，在这个模型中的两个排放分量的组合，即，风的光球辐射和磁重联区内的同步辐射能较好地拟合GRB 160804 A瞬发辐射相的观测光谱。我们通过蒙特卡罗方法得到了中心磁星的物理参数，并推导出了中心磁星的初始自旋周期和磁场。此外，独立的余辉拟合分析给出了一致的结果，增加了很大的可信度，这种情况下。此外，我们预测的伽玛暴的一个子类称为从这样的磁星风内部逐渐磁耗散（简称为“MIGMAD爆发”），有几个独特的属性爆发。
2018-09-28 astro-ph.HE
Fast Radio Bursts as crustal dynamical events induced by magnetic field evolution in young magnetars
在这项工作中，我们重新审视一个模型，重复快速射电暴的基础上释放的能量引起的磁场动态影响磁星的地壳。我们解决了这样一个模型的基本问题，通过近似求解扰动的传播，并量化能量和磁层中所谓的{ \it电荷饥饿}区域中的电荷束的辐射。SGR 1935+2154（几乎）同时发射的新探测到的X射线暂时与传播背后的重连有关。的强度的$f$模式的引力辐射激发的事件是量化的，和更详细的研究的非线性（尖峰）孤子的解决方案建议。
2021-09-21 astro-ph.HE
Magnetar bursts due to Alfvén wave nonlinear breakout
磁星活动最常见的形式是短X射线爆发，持续时间从毫秒到秒，亮度范围从$10^{36}$到$10^{43}\ {\rm erg}\,{\rm s}^{-1}$。最近，来自银河系磁星SGR 1935+2154的X射线爆发被检测到与来自同一来源的两个类似快速射电暴（FRB）的事件重合，提供了FRB可能与磁星爆发有关的证据。使用完全三维无力电动力学模拟，我们表明，这样的磁星爆发可能产生的阿尔文波发射局部磁星地震：一个波包传播到外磁层，成为非线性，并逃离磁层，形成一个超相对论喷出物。喷出物推开磁层磁力线，在其后面产生电流片，在这些电流片处可能发生磁重联，导致等离子体重联和X射线发射。喷出物的角度大小可以是紧凑的，如果地震发射区很小，则为$\lesssim 1$ sr，$\lesssim 0.01$ sr在恒星表面。我们讨论的FRB和一致的X射线爆发SGR 1935+2154的影响。
2022-06-01 astro-ph.HE
Emission of magnetar bursts and precursors of neutron star mergers
磁星爆发可以由外磁层中的阿尔文波增长到非线性振幅$δB/B\sim 1$并触发磁重联而发射。类似的磁闪应该准周期性地发生在一颗接近合并的磁化中子星双星中。在这两种情况下，磁耀斑的快速耗散产生了光学厚度的$e^\pm$等离子体，其热容量与产生的辐射能量相比可以忽略不计。磁耗散则涉及光子粘性，并通过康普顿阻力作用于重联区域中的等离子体体运动。由此产生的康普顿化过程的有效温度是自我调节到几十keV。所产生的X射线发射是使用时间相关的辐射转移模拟计算的，该模拟遵循$e^\pm$对的创建以及光子的产生、康普顿化和逃逸。模拟结果显示了耗散区如何被涂上$e^\pm$涂层，以及逃逸光谱如何通过涂层的辐射转移形成。结果与观测到的磁星爆发，包括最近的活动SGR 1935+2154伴随着快速射电暴。预测了磁化中子星合并的X射线前兆。
2021-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stabilization of Magnetic Reconnection in Relativistic Current Sheet
最近，相对论热等离子体被强磁场限制的磁重联在与天体物理对象（例如，脉冲星磁层和磁星）。然而，在等离子体片与相对论性高速漂移电流重联尚未调查。因此，我们从理论和计算的角度研究了相对论热等离子体片中高速漂移流的相对论重联增长率。因此，我们认为，相反的相对论重联的快速能量耗散的传统理解，磁重联的增长被抑制。
2020-06-30 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Constraints on millisecond magnetars as the engines of prompt emission in gamma-ray bursts
我们研究毫秒磁星作为伽马射线暴瞬发辐射的中心引擎。使用Metzger等人的原磁星风模型。2011年，我们估计的时间演化的磁化和功率注入的伽玛暴喷流的基础上，并将其应用到不同的即时发射模型，使伽玛暴的能量，光谱和光变曲线的预测。我们调查了冲击和磁重联模型的粒子加速，以及能量耗散的影响，光学厚和薄区域的射流。在磁星模型中，喷流底部的磁化强度$σ_0$是驱动GRB演化的主要参数，并且发射通常是为$100\lesssim σ_0 \lesssim 3000$释放的。由于原磁星冷却和中微子驱动的质量损失减弱，$σ_0$迅速增加，GRB持续时间通常限于$\lesssim 100$ s。这种后期的低重子负载对超长GRB的磁星模型提出了挑战，尽管黑洞模型可能会遇到类似的困难，而不会从喷流壁中大量夹带。最大辐射伽马射线能量为$\lesssim 5 \times 10^{51}$ erg，明显小于磁星的总初始旋转能量，并与观测到的伽马射线暴能量分布的高端处于强张力中。然而，应用于磁星中央引擎的逐渐磁耗散模型（Beniamini & Giannios 2017）自然解释了典型GRB的几个关键观测值，包括能量，持续时间，稳定峰值能量，光谱斜率和爆发期间的软硬演变。
2017-10-11 astro-ph.HE
Radiative Magnetic Reconnection in Astrophysics
本文综述了高能等离子体天体物理学中一个迅速发展的新领域--辐射磁重联，即：辐射反应影响重联动力学，能量学和非热粒子加速的重联制度。这种影响可以通过许多天体物理学上重要的辐射效应来表现，例如粒子加速的辐射反应极限、辐射冷却、辐射电阻率、辐射阻力对重联流出的制动、辐射压力、粘性，甚至在最高能量密度下的电子对产生。在磁重联理论和模型中自洽地包含这些效应，要求我们对这个问题的整体理论方法进行认真的修改。此外，快速重连动力辐射通常是我们研究远程天体物理系统的唯一观测诊断工具;这强调了开发预测建模能力的重要性，以便将重连系统中的基本物理条件与可观测的辐射特征联系起来。本章概述了辐射重联的基本物理理解的最新理论进展，特别强调了天体物理学上重要的辐射机制，如同步加速器，曲率和逆康普顿。它还提供了辐射重联的关键高能天体物理学应用的广泛审查，如：脉冲星风星云和磁层，吸积黑洞日冕和XRB和AGN的喷流，磁星的磁层，和伽马射线暴。最后，本章讨论了最关键的开放问题，并概述了未来的研究方向，在这个令人兴奋的新前沿等离子体天体物理学。
2015-10-19 astro-ph.HE
An Intermediate-field Fast Radio Burst Model and the Quasi-periodic Oscillation
在一些快速射电暴（FRB）（如FRB 20191221 A）以及与SGR 1935+2154银河系FRB相关的X射线暴中发现了准周期振荡（QPO）信号。我们重新审视了中场FRB模型，其中无线电波是通过光柱附近的磁重联产生的快磁声波。磁星风中的电流片被内磁层发射的低频脉冲压缩，从而触发磁重联。结合磁层的波动动力学，我们演示了FRB频率，单脉冲宽度和光度是如何由磁星的周期，磁场，QPO频率和地震能量决定的。我们发现，该模型可以自然和自洽地解释来自SGR 1935+2154的X射线/射电事件和FRB 20191221 A的QPO。它也可以解释在窄带宽内观察到的重复FRB的宽能量范围。
2023-01-30 astro-ph.HE
Eclipsed X-ray Bursts from Magnetar SGR J1935+2154 and the Fireball Measurements
Central China Normal University（华中师范大学）；Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；National Astronomical Data Center（国家天文数据中心）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
磁星SGR J1935+2154的爆发被遮蔽，表明火球可能悬浮在磁层中而非附着于表面，挑战了传统解释。
2026-03-02 astro-ph.HE
The remnant of neutron star-white dwarf merger and the repeating fast radio bursts
宇宙学距离上的快速射电暴（FRB）仍然有着隐藏的物理起源。此前，Liu（2018）提出了一种场景，即中子星（NS）和白矮星（WD）之间的碰撞可能是非重复FRB的祖先之一，并注意到如果在这种NS-WD合并后形成磁星，则也可以解释重复FRB。在本文中，我们调查这个通道的磁星形成更详细。我们认为，NS-WD合并后，冷却和角动量重新分配后，可能会崩溃为一个黑洞或一个新的NS，甚至仍然是一个混合WDNS，这取决于总质量的NS和WD。特别地，如果WD的核心坍缩到NS中，而WD的大量简并电子被压缩到新NS的外层，则新形成的NS可以是磁星。新生磁星的差速旋转可以使电子和正电荷产生不同的角速度，从而形成强磁场。这样的磁星可以通过地壳运动或星震引起的磁重联为重复的FRB提供动力。
2020-02-10 astro-ph.HE
An MHD Model For Magnetar Giant Flares
软伽马射线中继器上的巨大耀斑被认为发生在磁星上，在短时间内释放出巨大的能量。它们的能量可以用磁场结构中发生的灾难性不稳定性和随后的磁重联来解释。通过类比太阳上的日冕物质抛射（CME）事件，我们发展了一个理论模型，通过分析方法的磁星巨星耀斑。在这个模型中，地壳的旋转和/或位移导致磁场扭曲和变形，导致磁层中的磁绳形成和相关配置中的能量积累。当位形中储存的能量和螺旋度达到阈值时，系统失去平衡，磁通绳以灾难性的方式向外喷射，而磁重联有助于灾难发展为可能的爆发。以SGR 1806 - 20为例，计算了其喷发过程中释放的自由磁能，发现其大于$10^{47}$尔格，足以为一次大耀斑提供能量。释放的自由磁能被转换成磁绳的辐射能、动能和重力能。计算了SGR 1806 - 20、SGR 0526-66和SGR 1900+14的爆发过程的光变曲线，并与观测资料进行了比较。计算的光变曲线与观测到的巨耀斑光变曲线符合得很好。
2014-02-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Scattering of ultrastrong electromagnetic waves by magnetized particles
对中子星磁层发出的强大无线电波的观测提出了一个问题，即在强背景磁场$B_{bg}$中，强电波如何与粒子相互作用。这个问题是通过求解波中质点的运动来检验的。值得注意的是，具有振幅$E_0>B_{bg}$的波通过重复的共振事件泵送粒子能量，迅速达到辐射反应极限。结果，波以巨大的截面被散射。这一事实对快速射电暴和磁星的模型有影响。在波中加速的粒子会发出伽马射线，这会引发$e^\pm$雪崩，而不是无声的逃逸，波会产生X射线烟花。
2022-04-07 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Particle-in-cell simulations of shock-driven reconnection in relativistic striped winds
利用二维和三维的粒子模拟方法，研究了相对论条纹流终止激波处的驱动磁重联过程。在脉冲星风和磁星驱动的相对论喷流中，气流由交替的磁场极性的条纹组成，由热等离子体的电流片隔开。在风终止激波处，气流压缩，交变磁场被驱动的磁重联湮灭。不管条纹波长“lambda”或风磁化强度“sigma”（在磁主导流的状态sigma>>1中）如何，激波驱动的重联将交变场的所有磁能转移到粒子上，其平均洛伦兹因子相对于激波前的值增加了一个sigma因子。在极限λ/（r_L*sigma）>>1时，其中r_L是风中的相对论拉莫尔半径，激波后粒子谱接近一个斜率约为-1.5的平坦幂律尾部，由重联电场加速的粒子组成。只有当引导场强于交流分量时，电流对准的“引导”磁场的存在才会抑制粒子的加速。我们的发现对脉冲星风星云和相对论喷流的非热辐射模型提出了重要的限制。
2012-08-24 astro-ph.HE
Magnetar Giant Flares in Multipolar Magnetic Fields --- II. Flux Rope Eruptions With Current Sheets
我们提出了一个物理机制来解释巨型耀斑和无线电余辉的磁层模型包含一个螺旋扭曲的磁通绳和电流片（CS）。随着CS的出现，我们采用区域分解方法求解混合边值问题，得到磁层场。我们研究了背景多极场中存在CS时磁绳平衡曲线的性质。在磁星表面的变化，它准静态地演变在稳定的平衡态。平衡的丧失发生在一个临界点，超过这个临界点，它就会灾难性地爆发。当考虑CS时，新功能出现。特别是，我们发现了两种物理行为，即，灾难性的状态转换和灾难性的逃逸。在状态转换过程中会释放磁能。释放的磁能足以驱动巨大的耀斑。磁绳会准静态地离开磁星，这与射电余辉不一致。幸运的是，在后一种情况下，灾难性的逃逸，磁绳可以逃离磁星，并以动力学的方式走向无穷远。这与巨型耀斑的射电余辉观测结果更为一致。我们发现磁绳的小半径对它的喷发有重要的影响。小半径较大的磁通绳更容易爆发。我们强调CS为磁重联提供了一个理想的场所，这将进一步增强喷发过程中的能量释放。
2014-09-16 astro-ph.HE
Spectral Evidence of Heavy Nuclei from the Neutron Star Crust in Magnetar Bursts
Central China Normal University（华中师范大学）；Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
通过分析磁星爆发的X射线光谱，研究发现光谱特征支持重核参与其中，为中子星 crust 的成分和发射火球的位置提供了新的观测约束。
2026-08-03 astro-ph.HE
Magnetar activity mediated by plastic deformations of neutron star crust
我们提出了磁星活动的“太阳耀斑“模型，而在地壳上部的磁场的缓慢演变，由电子MHD（EMHD）流驱动，扭曲外部磁通量管，产生持续发射，爆发和耀斑。与此同时，中子星地壳塑性地释放了外加磁场应力，将应变$ ε_t $限制在远低于脆性断裂的临界应变$ ε_{crit}$ $ ε_t \sim 10^{-2}ε_{crit} $的值。类似磁星的行为发生在磁赤道附近，在所有的中子星中都有发生，只是程度不同。持续的光度与磁场的立方幂成正比（在给定的年龄），因此在大多数旋转动力的中子星中很难观测到。只有当磁场超过某个阈值时，才可能发生巨大的耀斑，而较小的爆发和耀斑可能发生在相对较小的磁场中。爆发和耀斑是磁层重联事件，发射阿尔芬冲击波，在撞击中子星表面时转换为高频哨声。由于电子密度的增加（以及由此产生的波的减慢），以及由于哨声脉冲随深度的增加的相干性，所产生的哨声脉冲引起随深度增加的应变。哨声脉冲在对应于$ρ\sim 10^{10} {\rm g cm}^{-3}$的浅深度以大约一天的时间尺度消散;这种能量被检测为增强的耀斑后表面发射。
2014-10-13 astro-ph.HE
Hyperactive Magnetar Eruptions: Giant Flares, Baryon Ejections, and Fast Radio Bursts
Princeton University（普林斯顿大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Monash University（蒙纳士大学）
研究探讨磁星内部磁场通过偶极扩散演化引发喷发的过程，发现其可喷射磁环并产生巨量耀斑，解释了SGR 1806-20 2004年耀斑及后续辐射现象，提出超活跃磁星可能为宇宙快速射电暴的引擎。
2026-04-30 astro-ph.HE
Vortex Dynamics in Color-Superconducting Quark stars: The Re-heating of Magnetars
由夸克物质而不是强子物质组成的致密恒星有望形成颜色超导体。这种超导体应该是由旋转的涡旋线穿成的，恒星内部的磁场就被限制在涡旋线内。这些涡旋（以及由此产生的磁通量）会在恒星向下旋转的过程中从恒星中排出，导致恒星表面的磁重联和大量的热能产生。在这封信中，我们表明，这种能量释放可以重新加热夸克星到异常高的温度，如观察到的软伽马重复星（SGR），异常X射线双星（AXP），和X射线昏暗孤立中子星（XDIN）。此外，我们的数值研究的温度演化，自旋下降率，和磁场行为的超导夸克星表明，SGRs，AXP，和XDIN可能是联系在一起的祖先。最后，我们讨论了在恒星进入色超导相之前存在时间延迟的可能性，这可以用来估计夸克去精细的密度。我们发现这个密度是核饱和度的五倍。
2010-07-28 astro-ph.HE
Axion magnetohydrodynamics and reconnection-driven axion bursts
Instituto Superior de Engenharia de Lisboa, Instituto Politécnico de Lisboa（里斯本高等工程学院，里斯本理工学院）；GoLP/Instituto de Plasmas e Fusão Nuclear, Instituto Superior Técnico, Universidade de Lisboa（等离子体与核聚变研究所，里斯本技术学院，里斯本大学）
本文提出超越理想极限的轴子磁流体力学，保留轴子惯性和非理想等离子体本质物理。磁重联自然激发混合阿耳文-轴子模，实现磁场与轴子间的相干能量交换，导致中子星和磁星中磁重联驱动的暂态轴子爆发。
2026-05-14 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Effects of synchrotron cooling and pair production on collisionless relativistic reconnection
在相对论性磁重联中加速的非热粒子的高能辐射被认为在许多天体物理系统中是重要的，从耀变体喷流和黑洞吸积盘日冕到耀变体和磁星耀斑。在这些系统中，高能量光子（$>$ MeV）的实质密度的存在可以使双光子对产生（$γγ\to e^-e^+$）成为等离子体粒子的附加源，并且可以影响这些物体的辐射性质。我们提出了新的粒子模拟的结果，跟踪辐射的同步加速器光子和创建的对，我们研究了一个二维的重连电流片对等离子体的演变。来自电流片中加速粒子的同步辐射在上游产生热的次级对，这些次级对随后平流进入电流片，在电流片中它们被重新加速并产生更多的光子。在光学薄区域，当大部分辐射离开上游不受影响时，该过程是自我调节的，并且仅取决于背景磁场和光子的光学深度以产生对。额外的等离子体负载也会影响重联的性质。我们研究了如何流入的二次等离子体，多重数高达几百，减少了等离子体的有效磁化，抑制加速，从而降低了高能光子光谱截止。这就解释了为什么观测到的伽马射线截止与光柱处的磁场之间存在微弱的依赖关系。
2018-09-27 astro-ph.HE
Simultaneous magnetic polar cap heating during a flaring episode from the magnetar 1RXS J170849.0-400910
在2018年NuSTAR的一次定点观测中，我们从磁星1 RXS J170849.0 $-$ 400910探测到了一次持续2.2小时的耀斑。耀斑在$\sim25$秒内上升到最大通量比持续发射大6倍，具有高脉冲，均方根脉冲分数为$53\%$。脉冲轮廓形状由被半个旋转周期分开的两个峰值组成，峰值通量比为$\sim$ 2。耀斑光谱是热的，平均温度为2.1 keV。相分辨光谱表明，这两个峰具有相同的温度，但大小不同。这些观测结果以及简单的光变曲线模型表明，两个相同的对映点，可能是磁极，在耀斑开始时和整个持续时间内同时被加热。因此，耀斑的起源必须与磁星的全球偶极结构有关。这可能是最好的外部实现，通过扭曲到封闭的磁层偶极场线播种轰击极地足迹地点与精力充沛的对。在耀斑爆发后约1.86小时，发生了一次短爆发，并有3分钟的热尾。爆发尾也在源的自旋周期处脉动，并与耀斑轮廓相一致，这意味着这两种现象之间存在密切联系。爆发可能是由锚定在表面热点的相同扭曲偶极场线中的磁重联事件引起的，随后的返回电流为这些极帽提供额外的热量。
2020-01-23 astro-ph.HE
Reconnection of magnetic fields in neutron stars driven by the electron mass term in the triangle anomaly
本文研究了外磁场中大质量粒子的Adler-Bell-Jackiw反常。在准经典近似下考虑了平均自旋和赝标的贡献。导出了磁螺旋度随新的量子修正的演化方程。我们发现，在中子星的核心中，致密简并物质对螺旋度演化的量子贡献可以克服经典贡献。最后讨论了所得结果在解释磁星爆发中的应用。
2019-12-01 astro-ph.HE hep-ph
Statistical Properties of X-Ray Bursts from SGR J1935+2154 Detected by Insight-HXMT
本研究利用幂律模型拟合磁星SGR J1935+2154的75次X射线暴参数的累积分布，证实其符合自组织临界性特征且无明显能段演化，支持磁重联触发X射线暴的假说。
2023-10-10 astro-ph.HE
Reconnection-powered fast radio transients from coalescing neutron star binaries
本研究通过全局无力电动力学模拟证明，磁场远低于磁星水平的中子星双星并合可产生毫秒级快速射电暴样暂现源，其机制为磁重联增强导致电流片碎裂成等离子体团并碰撞发射相干辐射。
2023-04-17 astro-ph.HE gr-qc
Magnetic Reconnection with Radiative Cooling. I. Optically-Thin Regime
磁重联是一种基本的等离子体过程，与磁能的快速耗散有关，被认为是实验室等离子体装置、地球磁层和日冕中许多破坏性现象的动力。传统的重联研究，针对这些相当脆弱的环境，有理由忽略了辐射的重联过程中的影响。然而，在高能天体物理学中的许多重连系统中（例如，吸积盘日冕、相对论性喷流、磁星耀斑），而且在强大的激光等离子体和z箍缩实验中，能量密度非常高，以至于辐射，特别是辐射冷却，可能开始发挥重要作用。这一观察激发了高能量密度辐射磁重联理论的发展。作为实现这一目标的第一步，我们在本文中提出了一个简单的Sweet-Parker非相对论连续MHD重联与强辐射冷却的理论。首先，我们展示了如何在没有引导磁场的情况下，强烈的冷却会导致重联层中等离子体的强烈压缩，从而导致更高的重联率。压缩比和层温度由欧姆加热和辐射冷却之间的平衡决定。辐射冷却层中的较低温度导致较高的斯皮策电阻率，因此导致重联率的额外增强。然后，我们将我们的一般理论应用到几个特定的天体物理学重要的辐射过程（韧致辐射，回旋加速器，逆康普顿）在光学薄制度，为零和强引导场的情况下。我们推导出的关键重连参数，包括重连率的具体表达式。我们还讨论了我们的理论的适用性的限制和条件。
2010-07-05 astro-ph.HE physics.plasm-ph
On the radiation mechanism of repeating fast radio bursts
最近的观测表明，快速射电暴（FRB）是发生在宇宙学距离上的高能但可能是非灾难性的事件。它们的祖先的属性在很大程度上是未知的，尽管许多尝试来确定它们使用的事件率，持续时间和能量。了解FRB的辐射机制应该提供关于其祖细胞的缺失的见解，这是本文研究的。FRB的高亮度温度（>10^{35} K）意味着发射过程必须是相干的。两个一般类的相干辐射机制被认为是-微波激射器和天线机制。我们使用所观察到的中继器FRB 121102的属性来约束这两种机制所需的等离子体条件。我们已经研究了各种各样的微波激射机制，无论是在真空或等离子体中工作，发现没有一个可以解释的FRB的高亮度，而不调用不切实际的或微调等离子体条件。最有利的机制是相干电荷束的天线曲率发射，其中爆发由磁星表面附近的磁重联提供动力（B > 10^{14} G）。我们证明了磁星扭曲磁层中的等离子体可能是由于双流不稳定性而产生的。当发生磁重联时，预先存在的密度团块可以为天线机构提供电荷聚束以进行操作。这个模型应该适用于所有像FRB 121102这样有多个爆发的FRB。
2018-03-21 astro-ph.HE
Efficiency of Nonthermal Particle Acceleration in Magnetic Reconnection
半个多世纪以来，磁重联过程中的非热粒子加速一直是太阳耀斑、脉冲星风、磁星等天体物理现象研究中的一个基本课题，其中一个尚未解决的问题是它的有效性。近年来，粒子模拟技术对非热粒子加速机制进行了广泛的研究，但如何将磁场能量分为热等离子体和非热粒子仍是一个令人感兴趣的谜。在这里，我们研究了非相对论性和相对论性磁重联使用大规模的粒子在细胞模拟的对等离子体，并指出，生产的非热粒子变得有效的等离子体温度的增加。在相对论热等离子体的情况下，我们确定，加热等离子体的重联可以近似为一个kappa分布函数的kappa指数约为3或更小（相当于2或更小的幂律指数），和重联的非能量密度约超过95%的总内能在下游排气。
2022-04-01 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Nonlinear Explosive Magnetic Reconnection in a Collisionless System
半个多世纪以来，围绕磁重联引起的快速磁能耗散的争论一直是等离子体宇宙中的一个基本话题，不仅在地球的磁层中，而且在脉冲星磁层和磁星等天体中。最近，非热粒子加速和等离子体加热过程中的重联已被广泛研究，有人认为，快速的能量耗散可以发生碰撞的“薄”电流片，其厚度的顺序的粒子回旋半径。然而，对于厚度大于粒子回旋半径的“厚”电流片，如何发生快速的能量耗散是一个有趣的谜。在这里，我们证明，使用一个高分辨率的粒子在细胞中的模拟对等离子体，爆炸性的重联可以出现的惯性电阻率的增强，由于重联磁场和电流片的收缩的曲折粒子的磁化。此外，无论电流片的初始厚度如何，非线性爆炸重联的时间尺度都是Alfvén渡越时间的几十倍。
2021-05-28 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Emission Mechanisms of Fast Radio Bursts
快速射电暴（FRB）是最近发现的一种神秘的射电单脉冲，主要来自宇宙学距离（$\sim 1$ Gpc）。它们的短持续时间（$\sim 1$ ms）和大光度证明了相干发射。我回顾了FRB相干发射机制的基本物理。特别讨论了在磁重联过程中，聚束的曲率发射、同步脉塞和变电流的无线电波发射。特别注意磁星耀斑作为最有前途的FRB的来源。非线性效应的概述，可以放置在输出辐射的功率上的界限。
2021-02-28 astro-ph.HE
Triggering magnetar outbursts in 3D force-free simulations
在这封信中，我们提出了第一个三维无力的广义相对论模拟磁层动力学相关的磁星爆发/耀斑现象。从一个初始的偶极配置开始，我们通过扭曲恒星表面上的一个点的足迹，并遵循准平衡态的序列，直到达到一个临界扭曲，从而间接地增加螺旋度。扭曲超过这一点会触发不稳定性，导致磁场线的快速膨胀，然后重新连接，正如在以前的轴对称模拟中观察到的那样。如果磁螺旋度的注入继续下去，该过程是周期性的，周期性地释放类似数量的能量，大约占总磁能的百分之几。从我们的电流分布，我们估计当地的温度假设耗散主要发生在高电阻的最外层的中子星。我们发现，温度平稳地增加注入扭转，位于热带地区比在极地地区的斑点更大，而独立于它们的大小。在螺旋度的注入停止后，磁层松弛到一个新的稳定状态，在这个状态下，持续的电流使足迹区域比不稳定开始前稍微热一点。
2019-01-25 astro-ph.HE gr-qc
Fast magnetic reconnection: The "ideal" tearing instability in classic, Hall, and relativistic plasmas
磁重联被认为是天体物理学中许多爆炸现象的驱动力，从太阳到磁星和蟹状星云中的伽马射线耀斑。然而，经典MHD模型的重连率太慢，无法解释这样的观测结果。最近，人们意识到，当电流片变得足够薄时，撕裂不稳定性的重联率变得“理想”，在这个意义上，电流片在“宏观”阿尔夫文尼克时间尺度上不稳定，而不管等离子体的伦德奎斯特数。在这里，我们提出了2D可压缩MHD模拟在经典，霍尔和相对论制度。特别是，二次撕裂不稳定性的发病率内Hall-MHD的第一次调查。在相对论MHD的框架下，我们总结了Del Zanna等人[1]的主要结果：相对论撕裂不稳定性是非常快的，重联率是光穿越时间的倒数，这是解释高能爆炸现象所需要的。
2018-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetic Reconnection in Extreme Astrophysical Environments
磁重联是一种基本的等离子体磁拓扑结构的剧烈重排过程，经常导致磁能的剧烈释放。它在磁聚变、空间和太阳物理学中很重要，这些领域迄今为止为大多数重连研究提供了背景。重要的是，这些环境仅由电子和离子组成，并且耗散的能量总是与等离子体一起。与此相反，本文介绍了一个新的研究方向，在高能天体物理学的几个重要问题的动机-重联在高能量密度（HED）辐射等离子体，辐射压力和辐射冷却成为压力和能量平衡的主导因素。我确定区分HED重联的关键过程：特殊的相对论效应;辐射效应（辐射冷却，辐射压力和康普顿电阻率）;以及在最极端的情况下，QED效应，包括对创建。然后，我讨论了主要的天体物理应用-磁场强度（超过量子临界场约4 × 10^13 G）的情况：巨大的SGR耀斑和磁力驱动的中央引擎和GRB喷射。在这里，磁能密度是如此之高，其耗散加热等离子体的MeV温度。然后大量产生电子-正电子对，使重联层高度碰撞，并将其包裹在一层厚厚的对涂层中，以捕获辐射。压强主要由辐射和电子对决定。然而，穿过层的辐射扩散可能比整体阿尔文渡越时间更快;然后，辐射冷却控制热力学，重连成为辐射转移问题，极大地受到超强磁场的影响。这一整体图景与我们传统的重连图景截然不同，因此代表了重连研究的新前沿。
2011-01-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
The Meissner Effect and Vortex Expulsion in Color-Superconducting Quark stars, and its Role for Re-heating of Magnetars
由夸克物质而不是强子物质组成的致密恒星有望形成颜色超导体。这种超导体应该是由旋转的涡旋线穿成的，恒星内部的磁场至少部分地被限制在涡旋线内。这些涡旋（以及由此产生的磁通量）会在恒星向下旋转的过程中从恒星中排出，导致恒星表面的磁重联和大量的热能产生。在本文中，我们表明，这种能量释放可以重新加热夸克星异常高的温度，如观察到的软伽马重复（SGR），异常X射线散射（AXP），和X射线昏暗孤立中子星（XDIN）。此外，我们的数值研究的温度演化，自旋下降率，和磁场行为的超导夸克星表明，SGRs，AXP，和XDIN可能是联系在一起的祖先。最后，我们讨论了在恒星进入色超导相之前存在时间延迟的可能性，这可以用来估计夸克去精细的密度。根据观测，我们发现这个密度是核饱和度的五倍。
2010-01-29 astro-ph.HE hep-ph
Force-free wave interaction in magnetar magnetospheres: Computational modeling in axisymmetry
本文通过轴对称无力电动力学模拟研究磁星磁层中阿尔芬波与快磁声波的相互作用，揭示其转换机制、效率及对快速射电暴等观测现象的潜在意义。
2024-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Fast Radio Bursts and the Axion Quark Nugget Dark Matter Model
我们探讨了快速射电暴（FRB）是由磁星中的磁重联提供能量的可能性，这种磁场重联是由轴子夸克块（AQN）暗物质触发的。在该模型中，磁重联是由当核的马赫数为$M \gg 1$时产生的激波点燃的。这些冲击波产生非常强和非常短的脉冲，用磁重联区域附近的压力$Δp/p\sim M^2$和温度$ΔT/T\sim M^2$表示。我们发现，所提出的机制产生的相干发射，这是符合当前的数据，特别是FRB的能量要求，观察到的能量分布，频率范围和突发持续时间。我们的模型使我们能够提出更多的测试，未来的数据将能够挑战。
2019-02-14 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Twisted-pair unilateral reconnection: A unifying driver for magnetically powered astrophysical bursts
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；Yunnan Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院云南天文台）；Southwest Jiaotong University（西南交通大学）；Deutsches Elektronen-Synchrotron DESY（德国电子同步加速器）；Institut für Physik & Astronomie, Universität Potsdam（波茨坦大学物理与天文学研究所）；Wuhan University of science and technology（武汉科技大学）；Nanjing University of Posts（南京邮电大学）；Yunnan Key Laboratory of Solar Physics and Space Science（云南省太阳物理与空间科学重点实验室）
首次直接观测到太阳耀斑中扭结磁环的完整重联，发现极端扭转（约540度）实现高效多X线重联，并揭示硬X射线发射和准周期振荡与磁场强度的幂律关系，提出扭结对单侧重联作为磁驱动爆发的统一机制。
2026-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Plasma Physics of Extreme Astrophysical Environments
某些类别的天体，即磁星和超新星和伽马射线暴的中心引擎，具有宇宙中其他地方没有遇到过的极端物理条件。特别是，它们拥有超过44太高斯临界量子场的磁场。要弄清楚这些复杂的超磁化系统如何工作，需要了解各种等离子体过程，包括小尺度动力学和大尺度磁流体动力学（MHD）。然而，超强磁场改变了基础物理，以至于许多相关的等离子体物理问题需要建立基于QED的相对论量子等离子体物理。在这篇综述中，在描述了感兴趣的极端天体物理系统，并确定了关键的相关等离子体物理问题，我们调查的最新进展，在这样一个理论的发展。我们讨论了超临界场如何改变真空和物质的性质，并概述了描述非相对论和相对论量子等离子体的基本理论框架。然后，我们转向天体物理学的应用相对论QED等离子体物理相关的磁星磁层和中央引擎的超新星和长GRB。具体来说，我们讨论了光通过磁星磁层的传播;大规模的磁流体动力学过程驱动磁星活动和伽玛射线暴喷气发射和传播;能量传输过程中的极端等离子体环境的热力学;微尺度动力学等离子体过程中的重要的相互作用，强烈的磁层电流与磁星的表面;和磁重联的超强磁场。最后，我们指出，未来的进展将需要发展的数值模拟能力。
2014-01-20 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Reconnection and particle acceleration in interacting flux ropes I. Magnetohydrodynamics and test particles in 2.5D
利用电阻磁流体力学（MHD）模拟方法结合相对论测试粒子方法研究了与电流驱动不稳定性相关的磁重联和非热粒子分布。我们提出了一个系统，两个平行的，排斥电流通道在最初的无力平衡，作为一个简化的代表性的通量绳在恒星磁层。电流通道在Alfvénic时间尺度上经历旋转和分离，形成次级岛和（直到撕裂不稳定）电流片，其中预计将发展非热能分布。使用最近开发的粒子模块，我们的开源网格自适应MPI-AMRVAC软件，我们模拟MHD演化结合测试粒子处理MHD快照。我们探讨下，等离子体$β$条件下最快的重联发生在两个半维（2.5 D）的情况下，在这些设置测试粒子的演变。我们量化的能量分布，加速机制，相对论修正的粒子运动方程和磁主导的质子-电子等离子体的电阻率的影响。由于大的电阻电场和无限长的电流通道中的粒子的不确定的加速，硬能谱被发现在2.5维配置。这些数值伪影的解决方案提出了2.5D设置和未来的3D工作。我们讨论了磁流体力学的一个额外的扭结不稳定性在3D设置和预期的影响能量分布。所获得的结果作为一个证明的原则，在MHD模拟测试粒子的方法，相关的探索不太理想的情况下，如太阳耀斑和更奇特的天体物理现象，如黑洞耀斑，磁星磁层和脉冲星风星云。
2017-02-10 astro-ph.HE physics.plasm-ph
High-energy synchrotron flares powered by strongly radiative relativistic magnetic reconnection: 2D and 3D PIC simulations
本文通过2D/3D辐射PIC模拟OSIRIS研究相对论性磁重联中的高能同步耀发，揭示磁岛压缩、辐射冷却及QED效应的作用。
2023-03-29 astro-ph.HE physics.plasm-ph
The origin of the coherent radio flash potentially associated with GRB 201006A
本研究通过理论和观测论证表明，与GRB 201006A相关的相干射电闪光不太可能源于中子星坍缩或磁星活动，而更可能是在远离黑洞中心引擎处通过喷流中的同步加速微波激射或磁重联等机制产生的。
2025-06-02 astro-ph.HE
On the Fast-radio-burst-associated X-ray Bursts: Inverse Compton Scattering of Radio Photons by an Extreme Pair Flow During Magnetosphere Activities
提出极端粒子对流的逆康普顿散射模型，解释磁星SGR J1935+2154的FRB 200428及2022年成协X射线暴的高截断能量、陡幂律指数及到达时间偏移等观测特征。
2025-07-16 astro-ph.HE
Pitch-Angle Anisotropy Imprinted by Relativistic Magnetic Reconnection
本研究通过PIC模拟发现相对论磁重联驱动的粒子加速会产生能量依赖的俯仰角各向异性与拐折幂律，明确其与磁场分量比、轻子磁化强度的关系，并指出其对多种天体物理辐射特性的重要影响。
2023-12-04 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Tilting Instability of Magnetically Confined Spheromaks
我们认为倾斜不稳定性的磁约束spheromak使用三维MHD和相对论PIC计算与应用天体物理等离子体，特别是那些发生在磁星磁层。这种不稳定性是由球马克的内禀磁偶极子与外部磁场的反向排列驱动的。最初，球标旋转-倾斜-试图降低其磁势能。结果，在球马克的内部磁场和约束场之间形成电流片。磁重联开始发生;这导致球标新反向排列的磁通量的湮灭。这发生在几个阿尔文时间尺度。在高阶（二阶）球斑的情况下，内核首先被推出包层，导致形成两个几乎独立的倾斜球斑。因此，磁性扭曲的外壳不能稳定内芯。在耗散过程中，扭转阿尔文波带走了初始球马克的螺旋度，违反了泰勒松弛定理的假设。在磁星的巨型耀斑的应用中，倾斜不稳定性的快速发展，以及高阶球斑的不稳定性，使得被捕获的球斑不太可能是持续数百秒的尾辐射的原因。
2020-07-09 astro-ph.HE physics.plasm-ph
The kinetic-energy bottleneck in Fast Radio Burst models
The Open University of Israel（以色列开放大学）；Astrophysics Research Center of the Open university (ARCO)（以色列开放大学天体物理研究中心）；The George Washington University（乔治华盛顿大学）；University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）
本文推导了FRB发射机制的模型无关约束，推断发射区的密度、尺寸和洛伦兹因子，评估三类模型：内磁层模型、光柱尺度重连模型和外激波脉泽模型，发现持续粒子加速是必要的，且外激波脉泽模型面临诱导康普顿散射光学厚问题。
2026-06-25 astro-ph.HE
Fast radio burst source properties and curvature radiation model
我们利用观测到的快速射电暴（FRB）的性质和一些一般的物理考虑，提供一个广泛的刷模型的FRB源的物理性质和辐射机制。我们证明了源极区的磁场至少为10^{14}高斯。需要这个强磁场来确保电子具有足够高的基态朗道能量，使得粒子碰撞、不稳定性以及与FRB辐射相关的强电场和磁场不会干扰电子在与磁场垂直的方向上的运动并破坏它们的相干运动;相干性是由FRB辐射的高观测亮度温度所要求的。在源极区域中维持粒子运动一个波周期所需的电场估计为10^{11} esu量级。这些要求表明，FRB产生于磁星表面附近，可能是通过磁场的强制重联产生的偶发性、重复性爆发。在这些脉冲群中的波束校正能量释放估计为~10^{36}尔格，而磁场中的总能量至少为~10^{45}尔格。我们为这个模型提供了一些预测，这些预测可以通过未来的观察来检验。其中之一是短持续时间FRB样突发应该存在于更高的频率，可能高达光学。
2017-03-17 astro-ph.HE
An invariant energy release hierarchy in a repeating fast radio burst
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；CSIRO Space and Astronomy, Australia Telescope National Facility（澳大利亚联邦科学与工业研究组织空间与天文部，澳大利亚望远镜国家设施）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台射电天文与技术重点实验室）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao Tong University（上海交通大学李政道研究所）；South-Western Institute for Astronomy Research, Yunnan Key Laboratory of Survey Science, Yunnan University（云南大学西南天文研究所，云南省测绘科学重点实验室）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics, Nanjing University（南京大学现代天文学与天体物理重点实验室）；Department of Astronomy, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文学系）
本研究通过对FRB 20220529的3.2年监测，发现其暴能量分布的特征标度E₀在暴率大幅下降时保持不变，为超高磁化中子星环境的相对论性重联提供了观测基准。
2026-08-20 astro-ph.HE
Fast dissipation of Colliding Alfvén Waves in a Magnetically Dominated Plasma
致密天体周围的磁能通常超过等离子体静止质量，其耗散可以为天体的亮度提供动力。我们描述了一种耗散机制，其工作速度比磁重联。该机制涉及两个强阿尔文波与反对齐磁场$\boldsymbol{B}_1$和$\boldsymbol{B}_2$，沿背景磁场$\boldsymbol{B}_0$在相反的方向传播和碰撞。碰撞形成了一个垂直于$\boldsymbol{B}_0$的薄电流片，它吸收了入射波。电流片由电场$\boldsymbol{E}$维持，该电场打破磁流体动力学条件$E<B$并将粒子加速到高能量。我们证明了这种机制与动力学等离子体模拟使用一个简单的设置两个对称的平面波的振幅$A=B_1/B_0=B_2/B_0$在一个统一的$\boldsymbol{B}_0$传播。当$A>1/2$。它耗散波能的大部分，$f=(2A-1)/A^2$，当$A=1$时达到$100\%$。平面几何形状允许人们看到一维模拟中的耗散过程。我们还进行了二维模拟，使自发破缺的平面对称性的撕裂不稳定性的电流片。在主要关注的中等$A$下，撕裂不稳定性被抑制。在$A\gg 1$，耗散转变为正常的、较慢的磁重联。本文描述的快速耗散可能发生在各种具有扰动磁场的物体中，包括磁星，吸积黑洞的喷流和脉冲星风星云。
2021-03-09 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Three-dimensional Analytical Description of Magnetised Winds from Oblique Pulsars
旋转的中子星，或称中子星，可能是许多天体物理系统背后的能量来源，如伽马射线暴、超新星、脉冲星风星云和超新星遗迹。在过去的几年里，三维数值模拟使得从第一性原理计算脉冲星自旋下降光度成为可能，并揭示了倾斜脉冲星风比对齐的更强大。然而，是什么原因导致这种斜置螺旋桨的功率输出增强还不清楚。在这项工作中，使用随时间变化的三维磁流体动力学（MHD）和无力模拟，我们表明，与标准的范式相反，开放的磁通量，携带能量远离脉冲星，横向不均匀。我们认为，这种不均匀性是斜星系光度增加的主要原因。为了证明这一点，我们构造简单的解析描述对齐和正交脉冲星风，并将它们结合起来，以获得一个准确的3D描述的脉冲星风的任何pronecity。我们的方法既描述了磁层电流片的弯曲，也描述了磁层电流片外脉冲星风性质的平滑变化，发现磁层电流片一般将以相对论速度运动的等离子体分离开来。这表明磁层重联是一种驱动重联，而不是自由重联。跨电流片的磁场分量中的跳跃随着双折射率的增加而减小，这可能是减少近正交双折射率中的耗散的机制。脉冲星风的解析描述可用于构建脉冲星伽玛射线发射、脉冲星风星云、磁星驱动的核心坍缩伽马射线暴和超新星等模型。
2015-03-04 astro-ph.CO astro-ph.HE
