How to describe the Sweet-Parker model in general relativity
本文探讨了广义相对论框架下 Sweet-Parker 磁重联模型的描述，通过对比狭义相对论计算提出时空曲率不改变模型性质，但不同静止参考系的观测会修正重联率与 Lundquist 数及外流速度与 Alfven 速度的关系。
2024-09-25 astro-ph.HE gr-qc physics.plasm-ph
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 catastrophe model for fast magnetic reconnection onset
提出了一个快速磁重联发生的突变模型，解释了为什么具有磁自由能的等离子体系统在长时间内保持稳定，然后突然释放能量。对于一组给定的等离子体参数，通常有两个稳定的重联解决方案：一个缓慢的（Sweet-Parker）解决方案和一个快速的（Alfvénic）霍尔重联解决方案。在临界电阻率以下，慢解消失，快重联占主导地位。预测两种解决方案和临界电阻率的标度参数确认与双流体模拟。
2005-06-09 physics.plasm-ph
Turbulent Reconnection and Its Implications
磁重联是磁场拓扑结构变化的过程，是磁化等离子体中最基本的过程之一。在大多数天体物理环境中，雷诺数都很大，因此不可避免地会转变为湍流。任何磁重联理论都必须考虑这种湍流，因为初始层流配置可以过渡到湍流状态，这是由3D高分辨率数值模拟证明的。我们讨论了湍流如何改变重联的想法，重点是Lazarian & Vishniac（1999）重联模型，并提出了支持该模型的数值证据，并证明它与Richardson扩散的概念密切相关，并与磁化流体的拉格朗日动力学兼容。我们指出，广义欧姆定律，占湍流运动，预测的次主导地位的微物理等离子体效应的一个现实的湍流介质。我们表明，湍流的最戏剧性的后果之一是违反了普遍接受的概念，磁通量冻结。这一概念是大多数处理磁化等离子体的理论的基石，因此它的变化引起了公认范式的根本转变，如湍流重连，这意味着扩散过程对理解恒星形成至关重要。我们认为，在足够高的雷诺数的撕裂重联过程应转移到湍流重联。我们讨论了湍流重联预测的耀斑，并将它们与太阳耀斑和伽马射线暴联系起来。我们分析了太阳观测，测量的太阳风或日光层电流片，并显示其对应的湍流重联预测。最后，我们讨论了作为湍流重联的自然结果的一阶费米加速。
2015-02-05 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Relativistic reconnection with effective resistivity: I. Dynamics and reconnection rate
本研究通过对比有效电阻率ResRMHD模拟与PIC模拟，验证了有效电阻率公式能定量再现相对论性磁重联动力学，其重联率与PIC一致，远优于恒定电阻率模型。
2024-12-12 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Achieving Fast Reconnection in Resistive MHD Models via Turbulent Means
天体物理流体一般是湍流的，在建立适用于天体物理、太阳或日球环境的磁重联模型时，必须考虑这种湍流的存在。此外，重联本身会引起湍流，这对重联过程提供了重要的反馈。本文讨论了在电阻MHD近似下，磁重联加速的理论模型和数值证据。我们认为Lazarian和Vishniac湍流重联理论和Lapenta的数值实验证明的自发发病的湍流重联系统，最初是层流之间的关系。
2011-10-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
A Brief Review on Particle Acceleration in Multi-island Magnetic Reconnection
简要介绍了多岛磁重联中粒子加速的基本物理和理论研究及粒子模拟研究的最新进展。多岛磁重联中的粒子加速被认为是太阳耀斑和太阳风中高能粒子加速的一种可能机制。理论研究表明，如果粒子运动在重联事件中充分随机化，这种机制可以产生所观察到的高能粒子的幂律能量分布。然而，PIC模拟似乎表明，一阶费米加速机制是无法产生一个幂律粒子的能量分布函数在温和的相对论性多岛磁重联。另一方面，虽然高度相对论性重联的模拟似乎能够产生幂律能谱，但所获得的谱指数通常比通常在太阳风和太阳耀斑事件中观察到的指数为$\sim -5$的软幂律谱更硬。此外，由于三维磁重联中的动力学不稳定性而导致的等离子体加热可能使幂律粒子“热化”，使得多岛重联更难以产生幂律谱。我们讨论了可能导致这些问题的可能原因。
2019-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.geo-ph
Simulations of particle acceleration beyond the classical synchrotron burnoff limit in magnetic reconnection: An explanation of the Crab flares
人们普遍认为，天体物理源在静止坐标系中不能发射160 MeV以上的同步辐射。该极限由作用在电子上的加速电力和辐射反作用力之间的平衡给出。在蟹状星云中发现的同步加速伽马射线耀斑，远远超过了这个极限，挑战了粒子加速的经典图像。为了克服这个限制，粒子必须在高电场和低磁场的区域中加速。这只有在非理想的磁流体动力学过程中才有可能，比如磁重联。我们提出的第一个数值证据的粒子加速超过同步加速器烧毁限制，使用一组超相对论对等离子体重联的二维粒子在细胞模拟。我们使用一个新的代码，Zeltron，其中包括自洽的辐射反作用力的粒子的运动方程。我们证明，最有活力的粒子来回移动的重联层，以下相对论Speiser轨道。然后，这些粒子在离开该层后，在一个完整旋转的一小部分内迅速辐射>160 MeV的同步辐射。我们的分析表明，高能同步辐射通量是高度可变的时间，因为强大的各向异性和不均匀性的高能粒子。我们发现一个强大的正相关性之间的流量和截止能量的辐射，模仿相对论多普勒放大的效果。强导场抑制了160 MeV以上同步辐射的发射。我们的结果与观测到的蟹状耀斑的性质是一致的，支持重联的情况。
2013-05-07 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Orientation of x-lines in asymmetric magnetic reconnection - mass ratio dependency
利用全动力学模拟，我们研究了非对称位形中磁重联的x线取向。一个空间局部扰动诱导一个单一的x线，有足够的自由度来选择其在三维系统中的方向。离子与电子的质量比的影响进行了研究，和x线出现平分的磁剪切角在大的质量比限制的电流片。通常可以通过扫描相应的2D模拟来推导取向，以找到使峰值重联电场最大化的重联平面。在质量比下限时偏离对分角的现象可以用撕裂不稳定性的物理机制来解释。
2015-04-13 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Kinetic simulations of relativistic magnetic reconnection with synchrotron and inverse Compton cooling
第一个结果是从动力学数值模拟的相对论性无碰撞磁重联对等离子体，包括辐射反应从同步加速器和逆康普顿（IC）的过程，非热的高能量天体物理源，特别是耀变体的动机。这些模拟是从被称为“ABC场”的配置开始的，该配置由于聚结不稳定性而演变，并在其线性相位中产生薄电流层。全球辐射效率，不稳定性增长率，随时间变化的辐射光谱，光变曲线，变异统计和当前层的结构进行了研究，为广泛的初始参数。我们发现，IC的辐射签名一般是类似的同步辐射签名。IC与同步加速器光谱分量的亮度比（康普顿优势）可以相对于其标称值修改一个以上的数量级。对于很短的冷却长度，我们发现的证据，修改的温度分布在当前层，没有系统的压缩等离子体密度，和非常一致的配置文件的E. B。我们分解的配置文件的E.B与使用的Vlasov动量方程，表明辐射反应的贡献在厚度尺度上的温度分布一致。
2018-05-28 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Simulation of descending multiple supra--arcade reconnection outflows in solar flares
在Savage，McKenzie和Reeves最近的AIA观察之后，我们重新审视了我们在以前的论文中提出的场景。我们已经表明，向阳，一般黑暗的等离子体功能起源于上述posteruption耀斑弧是一致的情况下，等离子体空隙（我们确定为超-弧重联流出，SARO）产生反弹和干扰的冲击波和膨胀波上游的初始局部沉积的能量，这是准直在磁场方向。本文分析了SARO的多重产生和相互作用，以及它们的个体结构，使它们在运动时具有相对稳定的特征。我们比较我们的结果与观察和其他作者提出的方案。
2012-08-31 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Particle acceleration and fast magnetic reconnection
数学证明，一个理想的演化磁场对非理想效应的敏感度呈指数级增长，但真正例外的演化除外。在一个仅在数学上取决于非理想性大小的时间尺度上，演化的磁场通常会达到快速磁重联的状态。快速磁重联的影响是以阿尔夫维尼克物理学（Alfvénic physics）而非电阻物理学所决定的速率进行的。这些效应中最著名的是与磁场能量向等离子体的转移和限制能量转移的磁螺旋度守恒有关。正如将要展示的那样，弱非理想性意味着在由磁性表面或刚性完美导体限定的区域中螺旋度守恒。但是，弱非理想性使得能量的快速传递变得微妙。这种转移可以通过阿尔文波的驱动和其他两个效应来理解，这两个效应甚至在理想的演化中也存在，一个是有效的平行电场$\mathcal{E}_{||}$，它可以加速粒子，尽管由于真正的平行电场$E_{||}$可以忽略不计而导致的粒子加速，另一个是系数$ν_K$，它给出了粒子沿着磁场运动的动能的指数化速率。经典的重联理论是二维的，并且排除了在三维空间中磁场稳健地存在的指数增加的灵敏度。
2019-06-27 physics.plasm-ph
Three-dimensional Turbulent Reconnection within Solar Flare Current Sheet
本研究通过自洽高分辨率三维磁流体力学模拟，揭示了太阳耀斑电流片内的湍流磁重联过程，发现撕裂模与Kelvin-Helmholtz不稳定性的耦合是形成多尺度动力学结构的关键，实现了向三维湍流重联模型的范式转变。
2023-08-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetic Reconnection in Astrophysical Environments
磁重联是高导电流体中改变磁场拓扑结构的过程。传统上，磁重联大多与太阳耀斑有关。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导致磁力线中的磁冻结和磁重联的交叉。我们考虑了真实三维几何中存在湍流时的磁重联。在大多数天体物理环境中，这种湍流是预先存在的，但它也可以由磁重联本身引起。在这种情况下，湍流磁场漂移打开了重联流出区，使重联快速。本文讨论了Lazarian \& Vishniac（1999）湍流重联模型，它的数值和观测检验，以及它与现代对湍流拉格朗日性质的理解的联系。结果表明，重联率对MHD湍流水平的依赖性使得被普遍接受的Goldreich \& Sridhar（1995）湍流模型是自洽的。同样，我们认为，著名的阿尔文定理通量冻结是不正确的湍流流体，因此磁场扩散的湍流体积。这是磁场动力学的一个元素，以前的理论没有考虑到。例如，恒星形成理论的发展，假设它是唯一的漂移的中性粒子，可以违反否则完美的磁通冻结，受到影响，我们讨论的后果的湍流扩散的磁场介导的重联。
2014-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Numerical simulation of oscillatory magnetic reconnection modulated by solar convective motions
本研究通过2.5维辐射磁流体力学模拟，探讨了太阳磁通量管浮现引发的振荡磁重联过程。结果表明，对流运动提供的准周期性外力是导致电流片取向反复反转的主导因素，且重联率振荡周期与p-mode振荡一致，为理解振荡磁重联的外部调制机制提供了新视角。
2025-05-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Electron-only magnetic reconnection in plasma turbulence
本文采用Hybrid-Vlasov-Maxwell方法模拟了在广义欧姆定律下考虑非线性电子惯性效应的磁化等离子体湍流。当波动能量被注入足够接近离子动力学尺度的尺度上时，离子有效地变得去磁，并且电子尺度的电流片在很大程度上主导了新兴电流结构的分布，与通常的情况相反，通常观察到完整的结构尺寸层次。这些电流片被证明是电子只重联（电子rec）的网站，其中通常的电子排气是不伴随离子流出，这是在定性协议与最近观察到的MMS在地球的湍流磁鞘，下游的弓激波。的电子-rec现象的一些功能被证明是一致的电子磁流体动力学的描述。模拟表明，这种制度的碰撞重联可能会发现在湍流系统中的等离子体过程，如微不稳定性和/或冲击，压倒更常见的湍流级联直接注入能量接近离子动力学尺度。
2020-07-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Judgment of paradigms for magnetic reconnection in coronal loops
磁场线改变连接的传统范例忽略了磁场线混乱，并且需要在厚度为$1/R_m$的薄片中流动的极大电流密度$j_{max}\propto R_m$，其中$R_m$是磁雷诺数。一般的自然演化将一个平滑的磁场带入这种状态所需的时间很少被考虑。自然演化通常会导致磁场线变得混乱。场线连接的快速变化然后在由演变乘以$\ln(R_m)$因子定义的时间尺度上出现，并且所需的最大电流密度按$\ln(R_m)$缩放。即使模拟支持基于混沌的新范式，它们也被解释为支持旧范式。这种情况是如何发生的，这是库恩关于接受范式变革的陈述和波普尔关于科学真理判断的观点的等离子体物理学的一个重要例子。
2022-09-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The plasmoid instability during asymmetric inflow magnetic reconnection
等离子体团不稳定性的理论研究通常假设重联磁场是对称的。我们放松这个假设，进行二维电阻磁流体动力学模拟的等离子体团不稳定性在非对称流入磁重联。磁不对称性改变了这种不稳定性的发生、缩放和动力学。磁岛优先发展到弱磁场上游区域。从单个X点流出的射流斜向撞击等离子体团，而不是像对称情况下那样直接撞击。因此，由流出射流到等离子体团的动量沉积效率较低，等离子体团发展净涡度，并且剪切流减慢了岛屿之间的二次合并。二次合并事件沿流入和流出方向具有不对称性。在磁场不对称的情况下，下游等离子体更加湍流，因为岛在离开电流片后能够彼此滚动。在对称的情况下，等离子体团的形成有利于更快的重联至少小和中等的磁不对称性。然而，当上游磁场强度相差四倍时，重连率稳定在比根据缩放对称结果所预期的值更低的值。我们进行了参数研究，调查发病的等离子体团不稳定性作为一个功能的磁不对称性和域的大小。存在对称模拟是稳定的但不对称模拟是不稳定的域大小，这表明适度的磁不对称性在某种程度上是不稳定的。我们讨论了在太阳爆发，实验室重联实验，和空间等离子体等离子体团和磁通绳形成的影响。对称和非对称模拟之间的差异提供了一些线索，关于三维等离子体团不稳定性的性质。
2013-05-15 physics.plasm-ph
Comparative Analysis of Dayside Reconnection Models in Global Magnetosphere Simulations
我们测试和比较现有的一些模型预测的位置磁重联在地球的向阳面磁层顶的各种太阳风条件。我们采用强大的图像处理技术来确定每个模型预测重连发生的位置。然后将预测结果与磁分离器进行比较，磁场线分离不同的磁拓扑结构。的预测进行了测试，在不同的高分辨率模拟与行星际磁场（IMF）的时钟角度范围从30到165度的全球磁流体动力学模拟使用三维块自适应树太阳风Roe型逆风计划（BATS-R-US）代码与均匀的电阻率，虽然所描述的技术可以普遍适用于任何自洽磁层代码。进行额外的模拟，以测试IMF强度和偶极子倾斜的位置模型的依赖。我们发现，大多数模型匹配大部分的磁分离器时，IMF有一个向南的分量，与模型说，重新连接发生在当地的重新连接率和重新连接流出速度最大化的表现最好。当IMF有一个向北的分量，没有一个模型测试忠实地映射整个磁分离器，但最大的磁剪切模型是最好的映射分离器的尖点区域已观察到重联。在考虑了平行于磁场重连分量的等离子体流剪切后，对一些具有北向IMF取向的模型的预测得到了改善。观察的影响进行了讨论。
2015-04-23 astro-ph.EP physics.plasm-ph physics.space-ph
The power-law spectra of energetic particles during multi-island magnetic reconnection
幂律分布是日球层高能粒子光谱的一个几乎普遍的特征。异常宇宙射线（ACR）、太阳风中的超阿尔夫文离子和耀斑中最硬的高能电子谱都具有幂律的能量通量，其与能量$E$的关系近似为$E^{-1.5}$。我们提出了一个新的模型，粒子加速系统中的浴缸合并磁岛，自洽地描述了发展的速度空间各向异性平行和垂直于本地磁场，并包括自洽反馈的压力各向异性的合并动力学。通过包括俯仰角散射，我们得到一个方程的全向粒子分布$f(v,t)$，解决了封闭的形式，揭示$v^{-5}$（对应于一个能量通量变化为$E^{-1.5}$）作为一个接近普遍的解决方案，只要特征加速时间是短的特征损失时间相比。在这种状态下，高能粒子的总能量与剩余的磁自由能达到宇称。更一般地说，由此产生的输运方程可以作为计算大尺度非均匀系统中重联产生的高能粒子分布的基础。
2012-10-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Comparing Simulated and Observed Particle Energy Distributions through Magnetic Reconnection in Earth's Magnetotail
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Royal Belgian Institute for Space Aeronomy, Solar-Terrestrial Centre of Excellence（比利时皇家空间气动力学研究所，太阳-地球卓越中心）
该研究通过全动能模拟分析磁重联过程中的粒子加速，发现二维模拟在再现电子高能尾部方面存在局限，需更现实的三维设置以提高准确性。
2026-01-30 astro-ph.EP physics.plasm-ph physics.space-ph
Magnetic reconnection during collisionless, stressed, X-point collapse using Particle-in-Cell simulation
考虑了弱应力和强应力X点坍塌两种情况。这里，描述符弱和强分别指X点的20%和124%单向空间压缩。在弱应力情况下，重连率定义为X点（磁零点）的面外电场，由外部磁场和阿尔文速度的乘积归一化，峰值为0.11，其平均值超过1.25阿尔文倍为0.04。在光谱的高能量端，电流片中的电子能量分布示出指数随时间变化的幂律分布，在最终模拟时间步长（1.25阿尔文倍）处达到最大值-4.1。在强应力的情况下，磁重联峰值出现快3.4倍，并且更有效。峰值重连率现在达到2.5，平均重连率超过1.25阿尔文倍为0.5。电流片中电子的幂律能谱现在达到一个更陡的指数-5.5，这个值接近于在地球磁尾X型区域附近观察到的值。在大约一个阿尔文时间内，在弱应力和强应力的情况下，初始磁能的2%和20%分别转化为热能和加速粒子能。在这两种情况下，在重联的峰值期间，产生了四重面外磁场，暗示可能重联的霍尔机制。这些结果强烈地表明了无重粒子、受应力的X点坍缩作为解决太阳日冕加热问题的一个可能的贡献因素的重要性，或者更一般地说，作为将磁能转化为热能和超热粒子能的一种有效机制。
2007-10-09 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
Reduced fluid-kinetic equations for low-frequency dynamics, magnetic reconnection and electron heating in low-beta plasmas
本文提出了一个低β等离子体中磁重联和低频动力学的极小模型。该模型结合了分析和计算的简单性与物理可实现性：它是一个严格的限制的陀螺动力学等离子体β的顺序的电子-离子的质量比。该模型包含碰撞，可用于碰撞和无碰撞重联制度。它包括回旋离子（不假设冷），并允许通过电阻率或电子惯性（无论哪个占主导地位）对磁场线进行拓扑重排。两个流体动力学耦合到电子动力学-电子不假定等温，并通过减少漂移动力学方程描述。因此，该模型允许的不可逆性和通过速度空间中的平行相混合的磁能转化为电子热。分析了各种形式的自由能之间的交换及其转化为电子热。它示出了如何所有相关的线性波和制度的撕裂不稳定性（无碰撞，半碰撞和完全电阻）恢复在我们的模型的各种限制。提出了一种有效的方法来模拟我们的方程数值，通过厄米表示的速度空间。结果表明，速度空间中的小尺度将形成，从而引起一个浅厄米空间谱，由此推断，对于稳态或足够慢的动力学，电子加热速率将保持有限的碰撞消失的限制。
2011-10-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Plasma Heating Induced by Tadpole-Like Downflows in the Flaring Solar Corona
作为太阳系中最壮观的能量释放事件之一，太阳耀斑的能量来源通常是日冕中的磁重联。由于重联过程后磁场拓扑的重新排列，常常形成一系列新的环状磁结构，称为耀斑环。一个热的扩散区，由大约5-10 MK等离子体组成，也被观察到以上的环路，被称为超拱廊风扇。通常，黑暗的，蝌蚪状的结构被认为是通过明亮的超级拱廊风扇下降。目前还不清楚这些所谓的超拱廊下行流（SAD）在加热燃烧的日冕等离子体中扮演什么角色。在这里，我们展示了一个独特的耀斑观测，许多SAD与耀斑环碰撞，并强烈加热环到10-20 MK的温度。这些相互作用中的几个产生了清晰的准周期性增强的全太阳集成的软X射线发射的签名，提供了一个替代的解释，通常在太阳和恒星耀斑期间观察到的准周期性脉动。
2021-03-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Rotation Measure Substructures Induced by the Ponderomotive Force of Inertial \alfven Waves
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；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）
研究通过惯性阿尔芬波的 ponderomotive 力解释快速射电暴中短时标旋转测度变化，揭示了非线性密度扰动与局部等离子体动态的关系。
2026-04-28 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Multi-beam Energy Moments of Multibeam Particle Velocity Distributions
高分辨率的电子和离子速度分布，f（v），其中包括N个有效的不相交的光束，已被美国宇航局的磁层多尺度任务（MMS）观测站和重连模拟测量。通常使用的标准速度矩通常假设整个分布的平均流速是单一的，这可能导致多波束f（v）的反直观结果。一个例子是一对相等且相反的冷粒子束的（假）标准热能矩，即使每个束具有零热能，它也是非零的。相比之下，两个或更多个光束的多光束矩没有假热能。通过对每个梁取一个标准矩，然后对多个梁求和，得到多梁矩。在本文中，我们将推广这些概念，探讨其后果，并将其应用到一个f（v），这是三个麦克斯韦之和。标准和多光束能量矩都有相干和非相干的形式。非相干矩的例子是热能密度、压力和热能通量（焓通量加热通量）。相应的相干矩是体动能密度、RAM压力和体动能通量。非相干矩的假部分定义为标准非相干矩与相应的多光束矩之差。一对相对应的相干矩和非相干矩之和将被称为未分解矩。未分解的矩与和是标准的还是多波束的无关，因此在研究测量的f（v）的矩时具有优势。
2020-05-18 physics.plasm-ph physics.space-ph
