La teoría de inestabilidades impulsadas por rayos cósmicos resonantes -- Crecimiento y saturación de modos individuales

La retroalimentación de los rayos cósmicos (CR) es crítica para la formación de galaxias, ya que los CR impulsan vientos galácticos, regularizan la formación de estrellas en las galaxias y escapan de núcleos galácticos activos para calentar los núcleos en enfriamiento de los cúmulos de galaxias. La fuerza de retroalimentación de los CR depende de su acoplamiento al plasma de fondo y, como tal, de la velocidad de transporte efectiva de los CR. Tradicionalmente, se ha hipotetizado que esto depende del equilibrio entre el crecimiento de ondas de inestabilidades impulsadas por CR y su amortiguamiento. Aquí, estudiamos la física de las inestabilidades impulsadas por CR desde principios fundamentales, comenzando desde una distribución girotrópica de iones CR que fluyen a lo largo de un campo magnético de fondo. Desarrollamos una teoría de los procesos subyacentes que organizan las órbitas de las partículas y, en particular, sus girofases, lo que proporciona una imagen física intuitiva de (i) el crecimiento de ondas a medida que las girofases de los CR comienzan a agruparse de manera desigual hacia el campo magnético de onda local, (ii) la saturación de la inestabilidad como resultado de que los CR superan la onda y amortiguan su amplitud sin isotropizar los CR en el marco de onda, y (iii) la retroacción de los CR sobre las ondas de plasma inestables a medida que las girofases de los CR siguen un movimiento de péndulo alrededor del campo magnético de onda. Usando nuestro innovador código fluid-particle-in-cell fluid-SHARP, validamos nuestra teoría sobre la evolución y excitación de modos inestables individuales, tales como ondas de Alfvén y whistler que se propagan hacia adelante y hacia atrás. Mostramos que estas simulaciones cinéticas respaldan nuestras consideraciones teóricas, lo que potencialmente presagia una revisión fundamental de la teoría del transporte de CR en galaxias y cúmulos de galaxias.