Turbulent kinetic energy in the energy balance of a solar flare
太阳耀斑释放的能量来自磁场重新配置到较低的能量状态，并以几种形式表现出来，包括日冕物质抛射的大部分动能，电子和离子的加速，以及最终通过从光学到X射线的电磁波谱辐射出去的增强的热能。使用一套前所未有的协调观测，从一套仪器，我们在这里报告了迄今为止在很大程度上被忽视的能量成分-与小尺度湍流质量运动相关的动能。我们发现，湍流动能峰值的空间位置和时间一起提供了有说服力的证据表明，湍流能量可能在太阳耀斑的能量转移中发挥关键作用。尽管在任何给定时间，湍流运动的动能仅占所释放能量的$\sim (0.5-1)$ 1%，但其相对快速（$\sim$ $1-10$ ~s）的耗散和耗散导致相关的能量通过量（即，功率），以竞争的主要组成部分，释放的能量在太阳耀斑，因此可能在其他天体物理加速网站。
2017-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Kinetic Beaming in Radiative Relativistic Magnetic Reconnection: A Mechanism for Rapid Gamma-Ray Flares in Jets
快速的伽玛射线闪焰造成了一个天体物理学难题，需要机制来加速高能粒子并产生快速观测到的变化。无碰撞相对论性磁重联可以满足这些双重要求。一方面，相对论重联可以激发伽马射线发射电子。另一方面，正如先前的动力学模拟所示，重连加速机制优先将高能粒子及其发射的光子聚焦成光束，当它们穿过望远镜的视线时，可能会产生快速的光点。使用一系列的二维对等离子体粒子在细胞模拟，我们明确地证明了辐射冷却介导的可观察到的签名，这种“动力学光束”的效果所发挥的关键作用。只有在我们有效冷却的模拟中，我们才能测量重联层超过一个光交叉时间的动力学光束。我们发现之间的相关性的冷却强度和光子能量范围内发生持续的动力学光束：更强的冷却与更广泛的光束光子能量。我们还将我们的研究结果应用于快速伽马射线耀斑的平谱射电类星体，这表明一个范例的辐射有效的动力学光束约束相关的排放模型。特别地，波束形成产生的可变性可以更容易地在两区（例如脊鞘）设置中实现，其中康普顿种子光子起源于射流本身，而不是在一区外部康普顿场景中。
2020-08-25 astro-ph.HE physics.plasm-ph
The Stellar CME-flare relation: What do historic observations reveal?
太阳日冕物质抛射和耀斑有一个统计上定义良好的关系，更高能量的X射线耀斑对应着更快、更大质量的日冕物质抛射。这种关系如何延伸到磁活跃的恒星是一个开放的研究课题。在这里，我们研究了最有可能的恒星CME候选人与耀斑捕获的文献中，所有这些都被观察到的磁性活跃的恒星。我们使用一个简单的CME模型从观测到的量推导出质量和动能，并将相关的耀斑数据转换到GOES 1- 8 ~Å波段。导出的CME质量范围为$\sim 10^{15}$ ~ $10^{22}$ ~g。伴随的耀斑X射线能量范围从$10^{31}$到$10^{37}$ ~erg。恒星日冕物质抛射质量作为相关耀斑能量的函数，通常位于太阳事件的外推平均值附近或以下。相比之下，日冕物质抛射的动能比类似的太阳外推法低大约两个数量级，表明耀斑X射线和日冕物质抛射的动能近似相等。这些结果表明，CME与非常活跃的恒星上的能量耀斑更有限的喷出物的速度比喷出物的质量，可能是因为强烈的叠加磁场和恒星风阻力的抑制影响。较低的日冕物质抛射动能和速度为日冕物质抛射对靠近活跃恒星宿主的系外行星的影响提供了更乐观的情况。
2019-04-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the magnetization of BL Lac jets
目前的范式预见到，相对论喷流发射的磁主导流，其磁功率逐渐转换为动能的喷流的物质，直到达到均分。因此，在加速阶段结束时，喷流应该仍然以坡印廷通量的形式携带其功率的大部分（$\approx$一半）。在这些条件下，最佳的粒子加速机制是磁力线的有效重联，并预言磁场和加速的相对论电子能量密度是均分的.通过对喷流非热辐射的模拟，我们探讨了在BL Lac天体中均分是否是可能的，即具有弱或不存在宽发射线的低功率耀变体。我们发现，单区模型（其中只有一个区域参与生产的辐射，我们观察到）的粒子能量密度主要是占主导地位（1-2个数量级）的磁性。因此，射流动能大大超过磁功率。相反，如果射流是结构化的（即由一个被较慢层包围的快速脊柱制成），由于两个组件之间的辐射相互作用，IC发射的放大允许我们在均分条件下重现发射。
2015-11-26 astro-ph.HE
Gamma-ray Flare of PKS 1222+216 in 2010: Effect of Jet Dynamics at the Recollimation Zone
2010年6月观测到的PKS 1222+216的$γ$射线耀斑被解释为平流层喷流动力学的结果。利用\emph{Fermi}大天区望远镜（LAT）的观测，我们获得了100- 300 MeV、300 MeV-1 GeV和1- 3 GeV三个不同能带的$γ$射线光变曲线。我们还使用从存档数据中获得的0.3- 10 keV的\emph{Swift} -XRT通量。我们补充这些与0.07- 0.4 TeV的观测与MAGIC望远镜，可在文献中。在非常高的能量（VHE，$E>100$ GeV）的差分光子光谱指数为$2.7\pm0.3$和快速变化与它相关的源的检测表明，发射来自一个紧凑的区域位于宽线发射区域之外。因此，似乎合理的$γ$射线发射机制可以是来自模糊环面的IR光子的逆康普顿散射。此外，LAT耀斑的衰变时间不能通过考虑简单的辐射损失机制来解释。因此，为了解释LAT光变曲线，我们开发了一个模型，其中宽带发射来自一个紧凑的区域，产生的压缩射流物质在对流层。耀斑则表示为喷流减速的结果，可能与这种聚焦效应有关。通过再现耀斑发作期间获得的源的宽带光谱能量分布，进一步约束模型的参数。我们的研究表明，粒子的能量密度超过磁能密度的一个大的因素，这反过来又可能导致发射区的迅速扩大。然而，近均分可以实现对LAT耀斑的结束，在此期间，紧凑的发射区将扩大到喷流截面的大小。
2014-04-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Collisionless accretion onto black holes: dynamics and flares
利用轴对称广义相对论粒子模拟方法，从第一性原理出发研究了无碰撞等离子体在旋转黑洞上的吸积。我们进行了并排的比较，这些结果类似的广义相对论磁流体动力学模拟。虽然有许多相似之处，在整体流动动力学，动力学和流体模拟之间的三个关键区别。在我们的动力学方法中，磁重联是更有效的，并迅速加速非热粒子群。此外，在动力学模拟等离子体开发显着偏离热平衡，包括压力各向异性，激发动力学尺度的不稳定性，和一个大的字段对齐的热通量接近自由流值的地平线附近。我们讨论了我们的结果的影响建模事件视界尺度观测的Sgr A* 和M87的重力和事件视界望远镜。
2022-12-05 astro-ph.HE
Connecting Flares and Transient Mass Loss Events in Magnetically Active Stars
我们探讨了极端磁场重联事件的能量学与太阳爆发事件恒星类比中的瞬时质量损失的关联。我们建立的能量分区相对于总的热辐射耀斑能量的不同观测到的恒星耀斑的组成部分，并表明，这些值与太阳耀斑大致一致。我们应用的热辐射耀斑能量和动能之间的均分在伴随的质量喷射，看到在太阳爆发事件和预期的重联。这允许使用特定波段中的积分耀斑速率来估计相关联的瞬时质量损失的量。这种方法得到了高耀斑速率恒星和太阳上观测到的耀斑签名之间的良好对应关系的支持，这表明了一个共同的物理起源。如果年轻的类太阳恒星和低质量恒星经历的频繁和极端的耀斑伴随着日冕物质抛射形式的短暂质量损失，那么这种质量损失的累积效应可能很大。我们发现，对于年轻的类太阳恒星和活跃的M矮星，由于瞬态磁爆发而损失的总质量可能对盘的演化产生重大影响，从而对行星形成以及系外行星的可居住性产生重大影响。
2015-06-16 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
A 7-Day Multi-Wavelength Flare Campaign on AU Mic. II: Electron Densities and Kinetic Energies from High-Frequency Radio Flares
本研究利用VLA和ATCA的高频射电观测数据，分析AU Mic的20次耀斑的辐射特征，估算其磁场、电子密度与动能，验证了能量可解释多波段辐射，结果与现有模拟更吻合。
2025-03-18 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Fast Radio Bursts from Monster Shocks and Flares of Inspiraling Binary Neutron Stars: A Kinetic Model for Double Pulsar
Astronomical Institute of the Czech Academy of Sciences（捷克科学院天文研究所）；University of Potsdam（波茨坦大学）；Deutsches Elektronen-Synchrotron DESY（德国电子同步加速器）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理学研究所（爱因斯坦研究所））；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学、法国国家科学研究中心、天体物理学与行星学研究所）
该研究提出双中子星并合的三维粒子模拟动力学模型，发现轨道运动产生的快磁声波是相干射电辐射的来源，为快速射电暴的产生提供了新的驱动机制。
2026-10-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Exploring the Variability of the Flat Spectrum Radio Source 1633+382. II: Physical Properties
平谱射电类星体1633+382（4C~38.41）在2012年3月至2015年8月期间表现出显著的射电通量密度增加，这与γ射线耀斑活动有关。多频同时VLBI观测作为伽马射线亮活动星系核干涉监测计划（iMOGABA）的一部分进行，并辅以OVRO 40米望远镜、波士顿大学VLBI计划和亚毫米阵列的额外无线电监测观测。两个最大的伽玛射线耀斑的极大值的时期与两个各自新的VLBI分量的喷射相吻合。光谱能量分布的分析表明，耀斑事件后，更高的周转频率。耀斑在翻转频率-翻转通量密度平面上的演化与喷流激波模型一致，探讨了绝热损失。推导出的同步自吸收磁场的顺序为0.1mG，似乎没有显着变化，在耀斑期间，和小得多，由一个因素$10^4$，比估计均分磁场，表明耀斑的源可能与粒子为主的发射区。
2018-05-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Origin and Evolution of the Multi-band Variability in the Flat Spectrum Radio Source 4C 38.41
平谱射电类星体4C 38.41在2012年3月至2015年8月期间显示出其射电通量密度的显着增加，这与伽马射线耀斑活动有关。作为伽马射线明亮活动星系核干涉监测方案的一部分，进行了多频同时VLBI观测，并辅之以电磁波谱各波段的额外监测观测。两个最大的伽玛射线耀斑的极大值的时代与两个各自的新VLBI组件的喷射相吻合，物理性质的演变似乎是在协议的冲击射流模型。导出的同步自吸收磁场，0.1 mG的顺序，似乎没有显着变化，在耀斑期间，是小得多，由一个因素10,000，比估计均分磁场，表明耀斑的源可能与粒子为主的发射区。
2019-05-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Synchrotron self absorption and the minimum energy of optically thick radio flares from stellar mass black holes
我们考虑的情况下，射电耀斑从黑洞X射线双星耀斑光谱的演变从光学厚光学薄，假设这是由于减少光学深度同步自吸收。我们能够把上限和下限的大小与无线电耀斑的发射区域，并确定同步辐射源磁场和能量的大小的函数。在同步辐射自吸收产生的磁场等于均分计算的磁场的条件下，能量有一个明显的极小值。这种最小能量估计与事件的上升时间无关，因此可以应用于任何测量峰值通量并有自吸收证据的事件。这是一种比假设以接近光速的速度膨胀更准确的最小能量估计方法。我们应用这种方法的光学厚射电耀斑的四个例子，发现在每种情况下，无论是同步加速器源的填充因子是远远小于单位，或膨胀速度是远远小于光速。对于我们考虑的四个事件中的三个事件，单位填充因子和接近光速的膨胀速度的组合在能量上完全被排除。推断的放缓扩张与最近在文献中报道的此类事件的详细建模一致。与耀斑相关的最低功率要求被发现是~ 1 e36 erg/s，这是很容易容纳的背景下，恒星质量的黑洞吸积在近爱丁顿水平，当这些耀斑通常发生。然而，真正的喷气动力仍然可能高出几个数量级。
2019-07-17 astro-ph.HE
Neutrino quantum kinetics in a core-collapse supernova
本研究通过多角度多能量数值模拟发现，核坍缩超新星核心中的中微子味转换在早期由慢集体不稳定性触发，晚期则因角交叉引发快速转换导致味均分，揭示了超新星核心丰富的唯象学特征。
2024-08-15 astro-ph.HE hep-ph
A Delayed Radio Flare Traces Kinetic Energy Injection in the SMBHB Candidate SDSS~J143016.05+230344.4
Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）；Spallation Neutron Source Science Center（散裂中子源科学中心）；Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所粒子天体物理重点实验室）；Department of Physics, Anhui Normal University（安徽师范大学物理系）；CAS Key Laboratory for Researches in Galaxies and Cosmology, Department of Astronomy, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文系星系与宇宙学前沿科学中心）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）；Tsung-Dao Lee Institute, Shanghai Jiao-Tong University（上海交通大学李政道研究所）
研究通过分析SDSS~J143016.05+230344.4的射电演化，确定其变量射电发射的起源，发现耀斑可能由新形成的紧凑同步辐射组件产生。
2026-03-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraints on the AGN flares as sources of ultra-high energy cosmic rays from the Fermi-LAT observations
众所周知，如果能量最高的宇宙射线（$E>10^{20}$ eV）是质子，那么它们的加速点应该具有一些极端的性质，包括巨大的光度。由于在银河系的局部（$D<200$ Mpc）邻域中没有已知具有这种性质的静止源，因此极有可能UHECR加速发生在某些瞬态事件中。在本文中，我们调查的情况下，UHECR产生的强AGN耀斑。利用7年多的Fermi-LAT观测资料，我们选择了候选耀斑，并利用喷流动力学光度与其热光度之间的相关性，估算了巨型活动星系核耀斑的局部动力学发射率：$\mathcal{L}\sim3.7\times10^{44}\mathrm{erg~Mpc^{-3}~{yr^{-1}}}$。该值比具有$E>10^{20}$ eV的CR中的发射率大约大一个数量级，因此如果UHECR逃逸谱相当硬和/或窄，则使得该方案可行。这种形状的频谱预测在目前的一些强相对论性无碰撞冲击的模型。活动星系核耀斑加速的情况也可以容纳来自观测到的超高能电子回旋共振到达分布的约束。最后，我们证明，在较重的UHECR组成的情况下，所有的约束都大大放松。
2020-04-08 astro-ph.HE
A Multi-Component Analysis Indicates a Positronic Major Flare in GRS 1915+105
Reynolds等人（2009）为类星体Mrk 231开发的适用于同步加速器自吸收等离子体团研究的建模策略被应用于微类星体GRS 1915+105。1993年12月的大耀斑显示了三个这样的自吸收成分的光谱证据。分析产生的功率估计，需要从中央发动机喷射的等离子体团是独立的其他估计，存在于文献中的不同耀斑。该技术具有优点，因为吸收光谱包含由在每个观测时期的光学深度提供的独立约束。这里提出的建模过程自洽地确定的无线电发射等离子体的光谱形状的尺寸。因此，通过分析确定的结构尺寸可以远小于干涉仪的光束宽度。综合各组成部分的时间演变，可以解决以前估计中的基本不确定性。首先，等离子体不是质子的，但它是由电子-正电子气体组成的。最小电子能量被确定为小于电子静止质量能量的六倍。分析还表明，等离子体团是从中央发动机喷出的磁主导。当等离子体团接近均分时，其时间行为是磁能转换为机械能。依赖于时间的模型将脉冲能量通量$Q$限定为$4.1 \times 10^{37}\mathrm{erg/s}< Q < 6.1 \times 10^{38} \mathrm {ergs/s}$，所述脉冲能量通量$Q$是从中央发动机喷射单个主耀斑等离子体团所需的。
2011-12-21 astro-ph.HE
Detection of a 20 minute time lag observed from Sgr A* between 8 and 10 GHz with the VLA
我们报告了2014年4月17日在$9$ GHz处使用VLA在其A阵列配置中观测到的射电耀斑的检测和分析。这是第一次报告的同时无线电观测Sgr A* 跨$8$和$10$ GHz之间的$16$频率窗口。我们交叉相关的最低和最高的光谱窗口集中在$8.0$和$9.9$ GHz，分别，并发现$8.0$ GHz光曲线滞后$18.37^{+2.17}_{-2.18}$分钟后的$9.9$ GHz光曲线。这是第一次在窄的射频带宽上发现Sgr A* 的光变曲线的时间滞后。我们通过在每个光谱窗口处的通量偏移来分离Sgr A* 的静态和闪耀分量。的排放是一致的绝热膨胀同步等离子体，我们适合的光变曲线来表征这两个组件。耀斑发射具有$2.2$高斯的均分磁场强度、$14$史瓦西半径的大小、$12000$ km s $^{-1}$的平均速度和电子能谱指数（$N(E)\propto E^{-p}$）$p = 0.18$。在$10$ GHz处的峰值耀斑通量约为静态发射的$25$ %。这个耀斑是异常的，因为推断的磁场强度和大小通常约为$10$高斯和几个史瓦西半径。这个耀斑的性质与吸积流中距离Sgr A* 为$10$ - $100$ Schwarzschild半径处的瞬态暖点一致。我们的分析允许独立表征的变量和静态组件，这是重要的研究这些组件的时间变化。
2021-05-24 astro-ph.GA astro-ph.HE
Radio Monitoring of the Tidal Disruption Event Swift J164449.3+573451. III. Late-time Jet Energetics and a Deviation from Equipartition
我们提出了持续的无线电和X射线观测的相对论性潮汐破坏事件斯威夫特J164449.3+573451延伸到$δt \approx 2000$ d后发现。这些无线电数据是由VLA获得的，作为长期计划的一部分，以监测相对论性喷流的能量和动力学演化，并表征先前休眠的超大质量黑洞周围的秒差距尺度环境。我们将这些数据与$\textit{Chandra}$ X射线观测相结合，并证明了在$δt \approx 500$ d处急剧下降后的X射线发射是由于前向激波。使用X射线数据，结合光学/近红外数据，我们约束的同步辐射冷却频率和流出的微物理特性的第一次。我们发现，冷却频率演变通过光学/近红外波段在$δt \approx 10 - 200$ d，对应于磁场能量密度分数$ε_B \approx 10^{-3}$，远低于均分; X射线数据表明，这种偏离均分持有至少$δt \approx 2000$ d。因此，我们重新计算喷流的物理性质在整个事件的生命周期，不再假设均分。我们发现总动能为$E_K \approx 4 \times 10^{51}$ erg，并在我们最新观测的时间尺度（$δt \approx 700$ d）上过渡到非相对论膨胀。密度分布近似为$R^{-3/2}$在$\lesssim 0.3$ pc和$\gtrsim 0.7$ pc，在中间尺度有一个平台，这是邦迪吸积的特征。根据它迄今为止的演变，…
2018-02-08 astro-ph.HE
Low-angular-momentum accretion shocks can power weak-to-moderate X-ray flares from SgrA*
International Center for Theoretical Sciences, Tata Institute of Fundamental Research（塔塔基础研究所国际理论科学中心）；Center for Theoretical Physics, Polish Academy of Sciences（波兰科学院理论物理中心）；Department of Theoretical Physics and Astrophysics, Masaryk University（马萨里克大学理论与天体物理学系）；McGill University（麦吉尔大学）；Trottier Space Institute（特罗蒂尔太空研究所）
该研究通过半解析跨磁声激波解分析，发现低角动量磁化吸积流的驻激波可为SgrA*的弱至中等X射线耀斑提供能量，最强耀斑则需额外磁能耗散通道实现。
2026-09-04 astro-ph.HE
Time-Dependent Modeling of Gamma-ray Flares in Blazar PKS1510-089
在这里，我们提出了一种新的方法来约束明亮的耀变体，结合完全依赖于时间和自洽建模的明亮的伽玛射线耀斑的PKS 1510 -089解决费米-LAT，在框架内的内部冲击的情况。我们的模拟结果表明，γ射线耀斑区位于宽线区之外，即对于开度角为γ，θ_ \mathrm{jet} \simeq 1（其中γ是喷流体洛伦兹因子）的自由膨胀喷流，距核心约0.3pc，对于γ，θ_ \mathrm{jet} \simeq 0.1的准直喷流，距核心约3 pc。此外，在Gamma，θ_ \mathrm{jet} \simeq 1条件下，我们的模拟表明耀斑期间喷流产生的最大效率，总喷流能量通量强烈地由质子主导，并且超过了源中可用的吸积功率。这与耀变体的静止状态相反，其特征在于较低的射流动能和不同等离子体成分之间的近似能量均分。我们演示了如何严格的同时观测耀斑PKS 1510 -089在光学，X射线，和GeV光子能量每小时的时间尺度上，增强了本文提出的广泛的模拟，可能有助于施加进一步精确的约束的磁化和开口角的发射区。我们的详细建模意味着，此外，整个射流的多普勒因子的非均匀性，所造成的径向膨胀的流出，可能会导致一个明显的时间失真，在所观察到的伽马射线光变曲线，特别是在不对称的通量分布与大幅扩展的衰减阶段。
2015-07-09 astro-ph.HE
Comprehensive coverage of particle acceleration and kinetic feedback from the stellar mass black hole V404 Cygni
我们分析了黑洞V404 Cyg在2015年爆发期间的综合无线电观测。这些数据代表了有史以来对任何黑洞的喷流产生和粒子加速的最好报道。我们报告的第一次明确的和近线性的通量均方根相关的无线电通量密度。个别耀斑的调查显示，在几乎所有的情况下，峰值对应于从光学厚到薄的同步辐射的过渡，但需要一个扩展阶段的粒子加速简单的脉冲注入模型相比。最大的射电耀斑之前是一个光学振荡阶段，一天后是一个较小但光学薄的耀斑，可能是由于喷出物与星际介质相互作用。将无线电发射与同期的X射线和光学数据进行比较，我们发现X射线和无线电测量在从几秒到一天的所有时间尺度上都是相关的。与光通量密度的相关性在短时间尺度下很弱，但在大于几个小时的时间尺度上变得很重要。我们评估的物理条件（大小，磁场和内能）与86个单独的无线电耀斑，这反过来又使我们能够放置在15天的激烈活动的动力学反馈的下限。如果这种能量被沉积在源的局部，正如未能探测到大于毫角秒的角尺度上的喷流所暗示的那样，那么我们预测可能已经形成了一个类似新星的外壳。
2022-06-20 astro-ph.HE
Late-outburst radio flaring in SS Cyg and evidence for a powerful kinetic output channel in cataclysmic variables
近年来，被称为激变变星（CV）的双星系统中的吸积白矮星在爆发时会产生射电耀斑，在性质上类似于从中子星和黑洞X射线双星中观察到的耀斑，但它们的普遍性和吸积流的能量意义仍然不确定。我们在2016年4月用Arcminute Microkelvin Imager Large Array对CV SS Cyg进行了新的无线电观测，这是第二次出现晚爆发无线电耀斑。这种耀斑发生在光通量衰减阶段，大约在公认的早期射电耀斑之后十天。我们推断，早期和晚期爆发耀斑是天鹅座SS射电爆发的一个共同特征，尽管振幅可变，可能是所有矮新星。此外，我们还对2016年2月以来最佳采样的晚期爆发耀斑的物理条件进行了新的分析，显示出清晰的光学深度演化。由此我们可以推断，同步辐射等离子体的膨胀速度约为光速的1%，峰值时的磁场为1高斯，总能量大于10^{33}尔格。虽然这一结果与同步加速器发射区的几何形状无关，但最有可能的起源是喷流带走了大量的可用吸积功率。
2019-09-16 astro-ph.HE
Particle Acceleration at a Flare Termination Shock: Effect of Large-scale Magnetic Turbulence
我们研究带电粒子（包括电子和质子）在预测存在于太阳耀斑附近的无碰撞冲击中的加速。通过耀斑模型和数值模拟，柴田福布斯我们研究了电子束通过数值积分的运动方程的大量的测试粒子电子的时间依赖性的二维电场和磁场产生的混合模拟（动力学离子和流体电子）使用典型的太阳耀斑等离子体环境的参数。冲击波是通过向刚性活塞注入等离子体流而产生的。大规模的磁波动-已知存在于等离子体中，并已知在冲击时对非热电子加速有重要影响-也包括在我们的模拟中。对于耀斑区的参数特征，我们的计算表明，在重联流出区（以上耀斑环）形成的终止激波可以加速电子的动能的几兆电子伏在100个离子回旋周期内，这是一个毫秒的顺序。给定足够的湍流振幅水平（$δB^2/B_0^2 \sim 0.3$），约10%的热测试粒子电子被加速到超过15 keV。我们发现质子也被加速，但在可用的时间内没有达到高能量，并且对于我们模拟中使用的参数，能谱比电子的能谱陡峭得多。我们的结果与观测到的太阳耀斑中的硬X射线辐射定性一致。
2012-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Turbulent dynamo in a collisionless plasma
磁场遍布整个宇宙，影响着从宇宙到行星尺度的天体物理系统的形成和演化。银河系外磁场的产生和动力学放大贯穿宇宙时间，达到附近星系团报告的$μ$高斯水平，接近等离子体运动的动能均分，尺度至少为数十千秒差距，这是一个主要的难题，基本上不受观测的约束。在这种情况下，经常会引用发电机效应将动能转化为磁能，然而河外等离子体是弱碰撞的（与磁流体力学流体相反），并且在这种等离子体中是否可能通过有效的湍流发电机不稳定性来实现磁场增长和维持还没有确定。在六维相空间中的弗拉索夫方程的完全动力学数值模拟回答这个问题所必需的，直到最近仍然超出计算能力。在这里，我们通过这样的模拟表明，磁场放大通过发电机不稳定性发生在随机驱动的，非相对论性的亚音速流最初未磁化的无碰撞等离子体。我们还发现，发电机自加速，并成为纠缠与动力学不稳定性的磁化强度增加。结果表明，这样的等离子体发电机可能在实验室实验中实现，支持的想法，即集群内介质（ICM）湍流可能显着有助于放大集群磁场近均分水平的时间尺度短于哈勃时间，并强调多尺度动力学物理在高能天体物理等离子体的关键作用。
2016-04-01 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.flu-dyn
Catching the Radio Flare in CTA 102 III. Core-Shift and Spectral Analysis
多频、多历元VLBI观测可以研究活动星系核喷流的时空光谱演化。形态和光谱参数的组合可用于导出源固有物理性质，例如磁场和非热粒子密度。在本系列的前两篇论文中，我们分析了blazar CTA 102的单碟光变曲线和VLBI运动学，并提出了一种可能的方案，以解释与2006年耀斑相关的组件的观测演变。在本文中，我们研究的核心移动和光谱的演变，以检验我们的假设，冲击波相互作用。利用8个多频VLBA观测资料，分析了耀斑期间光谱参数的时空演化特征。我们在2005年5月至2007年4月期间使用VLBA在2 - 86 GHz的六个不同频率下观察了CTA 102。在校正VLBA图像的不透明度后，我们进行了详细的光谱分析。从导出的值，我们估计的磁场和相对论粒子的密度。对不透明度变化的详细分析表明，喷流核心的位置与nu^-1成正比，但存在一定的时间变化。该值表明在最致密的区域磁场能量和粒子动能密度之间可能存在均分。从物理参数的变化，我们推断，2006年耀斑在CTA 102连接到一个新的旅行功能（t=2005.9）和这个冲击波和一个静止的结构之间的相互作用，从核心约0.1质量的喷射。震源运动学、频谱和结构变化可以用超压射流中的螺旋运动来描述。
2013-06-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
Spectral Power-law Formation by Sequential Particle Acceleration in Multiple Flare Magnetic Islands
我们提出了一个第一性原理模型的俯仰角和能量分布函数的演变，粒子顺序加速多耀斑磁岛。从磁流体动力学（MHD）模拟的爆发耀斑/日冕物质抛射的数据提供了不断变化的粒子分布的环境条件。在自洽形成的耀斑电流片上，由零星的重联产生的磁岛收缩并加速粒子。粒子分布的演变使用我们以前的工作中得出的规则。在这项研究中，我们假设一个规定的部分粒子顺序地“跳”到另一个加速器，并接收额外的能量和各向异性的提升。这个顺序的过程中产生的粒子数谱，服从近似幂律在中等范围的能量，并提出了低，高能量的休息。我们分析这些光谱区域作为模型参数的函数。我们还提出了一个完整的分析方法，形成和解释这样的频谱，独立的顺序加速模型。该方法只需要几个受约束的物理参数，如加速器之间转移的粒子的百分比，每个加速器的能量增益，以及访问的加速器的数量。我们的研究旨在通过结合全球模拟和分析动力学理论，弥合磁流体和动力学制度之间的差距。该模型再现并解释了观测到的耀斑硬X射线光谱的关键特征以及加速粒子的基本性质。我们的分析模型为任务和望远镜提供了解释高能观测的工具，如RHESSI，FOXSI，NuSTAR，太阳轨道器，EOVSA和未来的高能任务。
2022-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Synchrotron Magnetic Fields from Rayleigh-Taylor Instability in Supernovae
超新星的同步辐射需要一个磁场，但目前还不知道相关的磁场有多强，以及产生磁场的机制。在这项研究中，我们进行高分辨率的数值气体动力学计算，以确定由于瑞利-泰勒不稳定性的湍流的增长，以及由此产生的动能在湍流波动，推断由这种湍流放大的磁场的强度。我们发现瑞利-泰勒不稳定性可以产生足够强的湍流涨落，将磁场放大到与热能均分的百分之几。这种湍流集中在反向激波附近，但在整个激波区域平均这种磁能（用发射率加权），将磁场设置为最小0.3%的均分。这表明了一个最小有效磁场强度（$ε_B > 0.003$），它应该存在于所有相互作用的超新星中。
2016-02-24 astro-ph.HE physics.flu-dyn
Blazar flares powered by plasmoids in relativistic reconnection
来自耀变体的强耀斑具有短的（$\sim$ min）变化时间尺度，对目前的耀变体发射模型具有挑战性。在这里，我们提出了一个物理动机的blazar耀斑的从头算模型的基础上，最近的粒子在细胞（PIC）模拟的相对论磁重联的结果。PIC模拟表明，充满高能粒子和磁场的准球形等离子体团是重联过程的自洽副产品。通过耦合我们基于PIC的结果（即，等离子体团生长、加速剖面、粒子和磁含量）与电子分布函数演化的动力学方程，我们证明了blazar喷流中的相对论重联可以产生强大的耀斑，其时间和光谱特性与观测结果一致。特别是，我们的模型预测相关的同步加速器和同步加速器自康普顿耀斑的持续时间为几个小时-天的最大和最慢的移动等离子体团，形成在重连层供电。较小和较快的等离子体团产生的耀斑持续时间低于小时，峰值亮度高于由最大的等离子体团提供动力的耀斑。然而，在两种类型的耀斑中观察到的通量是相似的。在较长的耀斑活动周期（数天或更长时间）内观察到的具有一定范围的通量加倍时间尺度（几分钟到几个小时）的多个耀斑可以用作重连层取向和喷流磁化的探针。我们的模型表明，耀变体耀斑是自然预期的结果磁重联在一个磁主导喷流。
2016-06-23 astro-ph.HE
Synchrotron Blob Model of Infrared and X-ray Flares from Sagittarius A$^*$
银河系中心的人马座A $^*$拥有一个超大质量黑洞，并表现出各种活跃的现象。除了射电和亚毫米辐射的静态发射外，观测到的近红外和X射线波段的耀斑也频繁出现。我们研究了一个随时间变化的耀斑模型，假设发射是从一个斑点从中心对象弹出。电子服从幂律与指数截止被假定为在有限的时间间隔内注入到斑点。利用2007年4月4日的耀斑观测资料，确定了模型参数的取值。利用近红外和X射线波段的非热同步辐射解释了耀斑辐射的光谱能量分布。模型光变曲线表明，在耀斑的上升阶段，电子加速仍在进行中。同步加速器自康普顿散射也会发射出GeV的伽马射线，尽管它的光度并不受当前模型的严格限制。如果GeV的辐射是微弱的，等离子体团主要是由磁能密度超过电子动能密度。在GeV波段的观测将澄清斑点的起源。
2010-12-15 astro-ph.HE
Synchrotron and inverse-Compton emission from blazar jets - II. An accelerating jet model with a geometry set by observations of M87
在本文中，我们发展了Potter & Cotter（2012）的喷流模型，包括一个由磁主导的加速抛物面基底过渡到一个缓慢减速的锥形喷流，其几何形状由最近的M87射电观测确定。我们保存相对论能量动量和粒子数沿射流和计算所观察到的同步辐射从射流通过计算综合视线同步不透明度通过射流在其余帧的每一部分的等离子体。通过变换到等离子体沿喷流的静止坐标系中，计算了同步加速器、CMB、吸积盘、星光、宽线区、尘埃环和窄线区光子的逆康普顿辐射。我们适合我们的模型，同时多波长观测的康普顿占主导地位的FSRQ型blazar PKS 0227 -369，与射流几何设置M87和加速散装洛伦兹因子符合模拟和理论。我们调查模型中，射流进入均分在不同的距离沿射流和均分保持通过转换的喷射体动能到粒子加速度。我们发现，喷流必须仍然是磁占主导地位的BLR内，不能均分，由于严重的辐射能量损失。如果喷流在BLR之外的尘埃环（1.5pc）或更远的距离（34 pc）内达到均分，该模型与观测结果（包括无线电数据）非常吻合。我们发现，我们的适合，其中射流进入均分最远沿射流，其中有一个喷流的几何形状的M87缩放线性与黑洞质量，有一个推断的黑洞质量接近以前的估计。这意味着PKS 0227的喷流可以用与M87相同的喷流几何形状来描述。
2012-12-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
X-ray flares from propagation instabilities in long Gamma-Ray Burst jets
本文对一颗质量为16个太阳的沃尔夫-拉叶星的核心中的一个长寿命发动机产生的伽马射线暴喷流进行了数值模拟。发动机保持活跃6000秒，光度随时间衰减，指数为-5/3的幂律。即使有没有短的时间尺度的变化注入引擎的光度，我们发现，喷流的动力光度外的祖星的特点是波动的时间尺度相对较短。我们分析了这些起伏的时间特征，发现它们与观测到的X射线余辉耀斑的性质是一致的。模拟中耀斑的峰值与连续通量比与部分观测到的耀斑一致，但不是全部。我们认为，传播不稳定性，而不是在发动机光度的变化，是负责X射线耀斑与中等对比度。相反，像GRB 050502 B中检测到的强烈耀斑，不能用这个模型再现，需要发动机活动的强烈变化。
2010-11-16 astro-ph.CO astro-ph.HE
Magnetogenesis in a collisionless plasma: from Weibel instability to turbulent dynamo
在完全动理学框架下，通过外部机械力研究未磁化等离子体中磁场的自洽产生与放大，揭示了 Weibel 不稳定性产生种子场并经涨落发电机放大至能量均分的过程，对星系团及星系际磁场起源有重要意义。
2023-07-28 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
First search for GeV neutrinos from bright gamma-ray solar flares using the IceCube Neutrino Observatory
在20世纪80年代末，Homestake实验中的中微子总通量增加，与太阳耀斑的出现相一致，因此太阳中微子探测器开始寻找太阳耀斑的信号。太阳耀斑将磁能转化为等离子体的热能和质子等带电粒子的动能。由于磁重联，质子从日冕加速区向下注入，并与太阳低层大气中的稠密等离子体相互作用，产生介子，随后衰变为O（MeV-GeV）能量的伽马射线和中微子。寻找太阳耀斑中微子的主要动机来自于它们的强子起源。作为高能质子与色球碰撞的固有产物，它们是加速向色球的质子的直接探测器。因此，使用多信使方法，有可能限制太阳耀斑中发生的质子加速，包括加速通量的光谱指数及其形状。我们提出的第一次搜索的结果GeV中微子发射期间太阳耀斑与冰立方中微子天文台进行。我们提出了一种新的方法，使我们能够大大降低能量阈值的冰立方，最初设计用于检测10 GeV-PeV的中微子。我们比较相应的通量的理论估计的结果。
2019-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Radio to gamma-ray variability study of blazar S5 0716+714
我们介绍了2007年4月至2011年1月期间对BL Lac天体S50716+714进行的一系列无线电、光学、X射线和伽马射线观测的结果。多频观测是利用若干地面和空间设施获得的。对源的强烈光学监测显示，在约350天的时间尺度上，叠加在长期变化趋势上的重复性变化更快。快速变异的发作在约60-70天的时间尺度上复发。在光学和伽马射线频率下的强烈和同时的活动有利于SSC机制产生高能发射。在这个高光学/伽马射线活动期间，观测到两个主要的低峰值射电耀斑。射电耀斑具有上升和衰减两个阶段的特征，并与激波的形成和演化相一致。我们发现，除了源的本征变化外，射电耀斑的演化还需要几何变化。不同的估计产生了一个稳健的和自洽的下限δ> 20和均分磁场B_eq > 0.36 G。因果关系参数限制了发射区的大小θ< 0.004 mas。我们发现，在射频与那些在光学和伽马射线通量变化之间的显着相关性。光学/GeV通量变化导致无线电变率约65天。射电爆发与光学耀斑之间的延迟时间较长，说明光学耀斑是射电爆发的前兆。一个孤立的X射线耀斑挑战了简单的单区发射模型，使它们过于简单。在这里，我们还描述了光谱能量分布建模的来源，通过不同的活动期间采取的同时数据。
2013-01-29 astro-ph.CO astro-ph.HE
Large-scale Compression Acceleration during Magnetic Reconnection in a Low-$β$ Plasma
在太阳耀斑和其他天体物理系统中，与磁重联相关的粒子加速问题的一个主要挑战是动力学尺度和观测到的重联尺度之间的巨大尺度分离。正因为如此，仅仅使用动力学模拟很难得出任何明确的结论。求解高能粒子输运方程的粒子加速模型可以捕获动力学模拟中发现的主要加速物理，从而提供一种实用的方法来进行可观测的预测并直接将模型结果与观测结果进行比较。在这里，我们研究磁重联中的压缩粒子加速通过求解帕克（扩散-平流）输运方程使用速度和磁场从二维高Lundquist数磁流体力学（MHD）模拟的低$β$重联层。我们发现，可压缩重联层可以给显着的粒子加速，导致幂律粒子能量分布的形成。我们分析了加速率，发现重联层中的加速是一阶和二阶费米过程的混合。当包括一个引导场，我们发现光谱变得陡峭，幂律截止能量和最大粒子能量降低等离子体变得更难压缩。该模型产生的二维粒子分布可以用来生成辐射图，并直接与太阳耀斑观测结果进行比较。这提供了一个框架来解释粒子加速在大规模天体物理重联网站，如太阳耀斑。
2018-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
