The Source of Turbulence in Astrophysical Disks: An Ill-posed Problem.
Denis Richard
天体物理学圆盘中湍流研究现状的评论性综述。
An critical overview of the current state of research in turbulence in astrophysical disks.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Numerical Simulations of Magnetic Fields in Astrophysical Turbulence
天体物理磁场的产生和演化主要是通过湍流的作用而发生的。在许多情况下，磁场的强度足以影响湍流本身的许多重要性质。磁化湍流的数值模拟在天体物理学领域尤其具有挑战性，因为涉及高磁雷诺数，但在弱电离系统中可以避免这种困难的某些方面。
Computational aspects of astrophysical MHD and turbulence
指出了高阶有限差分格式在天体物理MHD和湍流模拟中的优越性。一些一维的测试情况下，从各种冲击测试帕克型风的解决方案。磁化吸积盘及其相关的外流的应用进行了讨论。特别强调的是放在发电机行动的可能性，在三维湍流对流和剪切流，这是相关的恒星和天体物理光盘。大规模领域的产生进行了讨论的逆磁级联和磁螺旋守恒的后果进行了审查，特别强调α-淬火的问题。
Anisotropic weak turbulence of Alfven waves in collisionless astrophysical plasmas
本文用无碰撞热等离子体的动力学理论讨论了由于三波相互作用而引起的阿尔芬湍流的演化。有三种低频模式，类似于可压缩MHD的三种模式。当只考虑Alfven波时，再现了不可压MHD理论中已知的湍流各向异性。包含一个快速模式波导致分离的湍流分为两个制度：小波数的三波过程中涉及的快速模式是占主导地位的，和大波数的三个阿尔芬波过程是占主导地位的。讨论了各向异性阿尔芬湍流在星际介质和磁星磁能耗散中的可能应用。
Kinetic Simulations of Magnetized Turbulence in Astrophysical Plasmas
这封信提出了第一个从头算，完全电磁，在一个均匀的，弱碰撞等离子体中的磁化湍流的动力学模拟在离子拉莫尔半径（离子陀螺仪）的规模。磁场和电场能谱显示在离子陀螺标处有一个断裂;谱斜率与离子陀螺标上方阿尔芬波（谱指数为-5/3）和离子陀螺标下方动力阿尔芬波（谱指数为-7/3的磁波动和-1/3的电波动）的临界平衡湍流的标度预测一致。这种行为也与太阳风中湍流的现场测量定性一致。我们的研究结果支持这样的假设，即太阳风中的湍流波动的频率保持远低于离子回旋频率以上和以下的离子陀螺仪。
Intermittency of Magnetohydrodynamic Turbulence: Astrophysical Perspective
间歇性是天体物理流体的一个基本性质，它表现出扩展的惯性范围。由于不稳定性违反了运动的自相似性，因此不可能天真地将计算获得的具有相对较低分辨率的流体性质外推到实际天体物理情况。在天体物理学方面，不透明度影响湍流加热，动量传递，与宇宙射线，无线电波和许多更重要的过程的相互作用。由于它的重要性，对非连续性的研究需要理论家和观察家的共同努力。就理论理解而言，我们仍然只是触及了一个非常丰富的主题的表面。我们有一些理论上合理的模型，但实验支持率很低，我们还有She-Leveque模型，它在理论上可能很脆弱，但尽管如此，它得到了实验和实验室数据的充分支持。我简要地讨论了一个相当神秘的性质，称为“扩展自相似性”的湍流和可能性，它打开的不稳定性研究。然后，我分析了不同的小组进行的MHD不稳定性的模拟，并表明他们的结果并不相互矛盾。最后讨论了密度的不透明度、粘性主导区湍流的不透明度以及Alfvenic模的偏振不透明度。后者提供了一个有吸引力的解决方案，以考虑在一些数值实验中观察到的较慢的级联速率。最后，我认为通过观测研究湍流的不透明度可能会在这一领域取得实质性的进展。
Statistics of turbulence via polarimetry: alignment of grains and atoms
大多数天体物理流体都是湍流和磁化的。偏振涨落为研究天体物理磁湍流提供了一条很有前途的途径。讨论了晶粒和原子在磁场作用下取向时产生的极化，描述了取向过程，解释了取向何时反映了磁场的方向。我们发现，行星际磁场的时间波动可以使用对齐的钠原子进行研究。
Obtaining Statistics of Turbulent Velocity from Astrophysical Spectral Line Data
湍流是天体物理流体动力学的重要组成部分，包括ISM、星系团和星周区域。多普勒频移谱线提供了一个独特的信息源湍流速度。本文讨论了基于谱线统计特性的速度通道分析（VCA）及其派生的速度坐标谱（VCD）。这些技术非常适合于超音速湍流的研究。我们强调的一个很大的优势是，它不需要很好的空间分辨率。针对轻度超音速和亚音速湍流的研究，我们讨论的标准，允许确定是否是一个传统的工具，这样的研究，即速度质心是由密度或速度为主。本文简要地讨论了高阶关联作为研究湍流不稳定性的手段。本文讨论了现有的观测资料和该领域的前景。
Astrophysical Gyrokinetics: Basic Equations and Linear Theory
磁流体动力学（MHD）湍流存在于各种天体物理等离子体中，包括吸积盘、太阳风以及星际和团内介质。在小尺度上，通常预期该湍流由高度各向异性的波动组成，其频率与离子回旋频率相比较小。对于许多应用来说，小尺度也是无碰撞的，因此湍流的动力学处理是必要的。我们表明，这种各向异性湍流是很好地描述了低频扩展的动力学理论称为陀螺动力学。本文是第一次在一系列检查湍流天体物理等离子体的回旋极限。我们推导和解释的非线性gyrokinetic方程和探索的线性特性的gyrokinetic作为一个前奏，非线性模拟。得到了陀螺动力学的线性色散关系，并将其解与热等离子体动力学理论的解进行了比较。这些结果用于验证陀螺运动模拟代码{ \tt GS 2}在与天体物理等离子体相关的参数机制中的性能。本文还导出了陀螺动力学中整体能量守恒的新结果。我们简要地概述了未来的非线性模拟，包括粒子加热热吸积流和太阳风中的湍流，太阳风中的磁场和电场功率谱，小尺度密度波动的起源在星际介质的几个问题。
Turbulence and Magnetic Fields in Astrophysical Plasmas
我们讨论了目前的理解的天体物理MHD湍流的最基本的属性和追溯的起源，现代的观点和理论的不确定性，在20世纪50年代和60年代提出的想法由Iroshnikov，Kraichnan，Batchelor，Schmidter和Biermann。强调了该理论的普遍性。两个主要的天体物理应用触及：在太阳风和星系团的湍流。在某种（非常近似的）意义上，这是小尺度湍流的两种“纯”情况，其中MHD湍流的两种主要状态的理论模型--有和没有强平均磁场--可以进行测试。它们也是天体物理学等离子体中或多或少普遍存在的复杂性的很好的例子：事实上，磁流体动力学描述不足以描述天体物理学湍流，等离子体物理必须进入。
Astrophysical Implications of Turbulent Reconnection: from cosmic rays to star formation
湍流重联允许天体物理学磁场的快速磁重联。这需要许多天体物理学的影响，并开辟了新的途径来解决长期存在的问题。我简要地讨论了一个模型的湍流重联内的随机性的三维磁场，使快速重联通过允许多个重联事件同时发生，并通过限制电流片的扩展。在完全电离的气体中，Lazarian和Vishniac 99中的模型预测的重连率仅取决于湍流的强度。在部分电离的气体中，Lazarian，Vishniac和Cho 04中的原始模型的修改预测了重连率，除了湍流强度取决于电离度。在这两种情况下，重新连接可能慢或快，具体取决于系统中的湍流水平。结果，重联变得突发，这为太阳耀斑和伽马射线爆发提供了一个可能的解释。湍流重联模型的含义还没有得到足够详细的研究。我讨论了一阶费米加速宇宙射线发生的相反方向的磁通量一起移动。这种加速将与二阶费米加速一起工作，后者是由重联区中的湍流引起的。在部分电离的气体中，随机重联使得磁通量能够从恒星形成的分子云中快速移除。
Magnetic dynamo action in astrophysical turbulence
本文在Kazantsev Kraichnan模型的框架下研究了湍流速度涨落放大的磁场的结构。我们考虑Kolmogorov分布的速度波动，并假设雷诺数和磁雷诺数都很大。我们提出了完整的数值解的模型的光谱和增长率的磁波动。我们认为天体物理相关的限制大，小磁普朗特数，并解决螺旋和非螺旋的情况下。
Compressible Magnetohydrodynamic Turbulence: mode coupling, scaling relations, anisotropy, new regime and astrophysical implications
我们提出了数值模拟和探索可压缩磁流体动力学（MHD）湍流的标度和各向异性。我们的研究涵盖了在不同的马赫数的气体压力为主（高β）和磁为主（低β）等离子体。此外，我们提出了superAlfvenic湍流的结果，并讨论在何种方式下，它是类似于subAlfvenic湍流。我们描述了一种分离不同的磁流体动力学（MHD）模式（慢，快和阿尔芬）的技术，并将其应用到我们的模拟。结果表明，在高β和低β情况下，Alfven模和慢模都具有Kolmogorov谱（指数=-5/3）和尺度相关的Goldreich-Sridhar各向异性，而快模具有指数=-3/2和各向同性的谱.本文讨论了在不同区域由MHD湍流引起的密度涨落的统计特性。我们的发现涉及许多天体物理学的含义，从宇宙射线传播到伽马射线暴和恒星形成。特别是，我们表明，早期研究人员报道的湍流的快速衰减是不相关的压缩性和模式耦合MHD湍流。此外，我们发现，磁场增强和密度增强是轻微相关的。在AU尺度上解决部分电离星际气体的密度结构，我们表明，新的制度的MHD湍流，我们以前报告的不可压缩流持续可压缩湍流，因此可能会提供一个解释这些神秘的结构。
Generation of Compressible Modes in MHD Turbulence
天体物理湍流的本质是磁流体动力学（MHD）。讨论了MHD湍流的基本性质。特别是，我们讨论了可压缩MHD波的生成Alfvenic湍流，并表明，这个过程是低效的。这使我们能够分别研究不同类型的MHD扰动的演化。我们描述了如何将磁流体动力学波动分为3个不同的家庭-阿尔芬，慢，快模式。我们发现Alfvenic湍流对慢模和快模产生的抑制程度取决于平均场的强度。我们发现，在可压缩制度的阿尔芬模式表现出类似于不可压缩制度的标度和各向异性。慢模式被动地模仿阿尔芬模式。然而，快模式表现出各向同性和缩放类似的声学湍流在高和低β等离子体。我们表明，我们的研究结果涉及恒星形成，宇宙射线传播，尘埃动力学和伽马射线暴的理论的重要后果。我们期待更多的应用程序的新见解MHD湍流，并期待更多的修订现有的天体物理过程的范例，作为该领域的成熟。
Hydrodynamic turbulence cannot transport angular momentum effectively in astrophysical disks
宇宙中已知的最有效的能量来源是吸积盘。黑洞周围的粒子将5%至40%的静止质量能量转化为辐射。就像水在排水沟里循环一样，流入的物质必须失去角动量，这可能是由于圆盘中的剧烈湍流造成的，而圆盘本质上是无粘性的。湍流的起源尚不清楚。热盘的导电等离子体可以成为湍流的方式的线性磁旋转不稳定性。冷的盘，例如原恒星的行星形成盘，可能由于电离太差而导致磁旋转不稳定性发生，因此基本上是非磁化的和线性稳定的。非线性流体动力学不稳定性通常发生在雷诺数足够大的线性稳定流动（例如，管流）中。虽然行星形成盘具有极端的雷诺数，开普勒旋转增强了它们的线性流体动力学稳定性，因此它们是否可以湍流，从而有效地传输角动量的问题是有争议的。在这里，我们报告了一个实验室实验，表明非磁性准开普勒流雷诺数高达数百万基本上是稳定的。按比例缩小到吸积盘，角动量的传输速率远低于天体物理学的要求。通过排除纯粹的流体动力学湍流，我们的结果间接支持磁旋转不稳定性作为湍流的可能原因，即使在冷磁盘。
MHD Turbulence: Scaling Laws and Astrophysical Implications
湍流是天体物理流动最常见的状态。在典型的天体物理流体中，湍流伴随着强磁场，这对湍流级联的动力学有很大的影响。近年来，磁流体动力学（MHD）湍流理论取得了重大突破。这是我们第一次有一个尺度模型，是由观测和数值模拟支持。本文综述了不可压缩湍流和可压缩湍流的研究进展。我们比较了Iroshnikov-Kraichnan和Goldreich-Sridhar模型，并讨论了Alfvén，慢波和快波的标度。我们还讨论了全新的制度下发生的MHD湍流的尺度下，流体动力学湍流运动阻尼的粘性。在部分电离的弥漫星际气体的情况下，粘性是由于中性和截断湍流级联在$\sim$秒差距尺度。我们表明，在这个尺度下，磁波动与浅谱持续和讨论的可能性后，离子和中性粒子去耦恢复的MHD级联。我们讨论了这一新的洞察力的宇宙线输运，晶粒动力学等MHD湍流的影响，以及如何检验理论预测与观测结果。
On hydrodynamic shear turbulence in Keplerian disks: via transient growth to bypass transition
本文研究非磁化开普勒圆盘中的流体动力剪切湍流问题。我们希望提请注意一条通往流体动力学湍流的途径，这条途径在天体物理学界似乎鲜为人知，但在过去十年中，流体动力学家对此进行了深入讨论。在这种所谓的湍流发生的“旁路”概念中，扰动经历了短暂的增长，它们可能达到足够大的幅度，以允许通过非线性相互作用进行正反馈。这种瞬态增长本质上是线性的，因此它在原理上不同于众所周知的非线性不稳定性。我们描述的类型的扰动，根据这个过程是最有可能导致湍流，即非轴对称涡模式扰动的二维限制。我们表明，明显抑制作用的科里奥利力的动态，这种涡扰动是由于压力扰动，大大减少，与目前的意见。我们强调开普勒磁盘和笛卡尔流的湍流过程的相似性，并得出结论，普遍怀疑的天体物理界的流体动力学剪切湍流的发生在这样的磁盘是没有根据的。
Turbulence in differentially rotating flows What can be learned from the Couette-Taylor experiment
角动量的湍流输运在许多天体物理中起着重要的作用，但它的模型化还远远不能令人满意。我们在这里讨论从实验室实验中可以学到什么。我们分析了Wendt（1933）和Taylor（1936）关于经典Couette-Taylor流的结果，在这种情况下，角动量随到旋转轴的距离而增加，这是天体物理应用中最有趣的。我们表明，当同轴圆柱之间的间隙是足够宽的，有限振幅不稳定性的发病标准可以表示在梯度雷诺数。基于Wendt的结果，我们认为，湍流可能是由差分旋转时，角速度向外减小，在开普勒流。从旋转配置文件和扭矩的测量，我们推导出一个处方的湍流粘度是独立的间隙宽度，与一些谨慎，它可能会被应用到恒星内部和吸积盘。
Nonhelical mean-field dynamos in a sheared turbulence
讨论了具有大尺度剪切的均匀湍流中的非螺旋大尺度发电机（剪切流发电机和具有零平均的均匀动力学螺旋度起伏的影响）的机制。我们发现，剪切流发电机甚至可以在小雷诺数的随机流中起作用。然而，在这种情况下，平均场发电机需要小的磁普朗特数（即，${\rm Pm} < {\rm Pm}^{\rm cr}<1$）。磁性普朗特数的阈值${\rm Pm}^{\rm cr} = 0.24$是使用二阶相关近似（或一阶平滑近似）来确定的，用于具有尺度依赖粘性相关时间$τ_c=(νk^2)^{-1}$的背景随机流（其中$ν$是流体的运动粘度，$k$是波数）。对于具有大雷诺数的湍流，对于任意的磁普朗特数都出现剪切电流发电机。这种发电机效应代表了在具有大尺度剪切的广泛类别的天体物理湍流系统中产生大尺度磁场的非常通用的机制。另一方面，由于剪切湍流中均匀动力学螺旋度波动单独产生的平均场发电机对于广泛的一类天体物理系统是不现实的，因为它需要动力学螺旋度波动的非常特定的随机强迫，例如，低频振荡
Model of Reconnection of Weakly Stochastic Magnetic Field and its Testing
天体物理学中的流体通常是湍流的，这意味着冻结的磁场至少是弱随机的。因此，在实际的天体物理磁重联研究中应考虑随机磁场的影响。本文讨论并数值检验了Lazarian & Vishniac（1999）弱随机场的磁场重联模型。模型中的湍流被假定为亚阿尔夫文的，磁场只有轻微的扰动。该模型预测，磁场的随机程度控制的重联率和重联可以快速独立的存在或不存在的异常等离子体效应。为了测试模型，我们使用3D MHD模拟。为了测量重联率，我们采用了磁通量的流入和一个更复杂的措施，我们介绍的文件。这两种重新连接的措施提供了一致的结果。我们的测试成功地再现了模型预测的依赖性，包括重联速度的变化与湍流驱动的注入规模以及驱动强度的变化。我们的结论是，虽然异常和霍尔-MHD效应在特定情况下可能是重要的启动重联，通用的天体物理重联是快速由于湍流，无论涉及的微物理等离子体效应。这一结论证明了许多天体物理环境的数值模拟，例如星际介质，等离子体效应为基础的无碰撞重联是不适用的。
Self-Organized Criticality and Intermittent Turbulence in an MHD Current Sheet with a Threshold Instability
我们报告的数字证据的自组织临界性（SOC）和间歇性湍流（IT）共生的电阻磁流体动力学（MHD）电流片模型，包括一个本地滞后开关，以捕获等离子体物理过程的MHD外，在模型中描述为电流依赖的电阻率。数值模拟结果表明，磁能量耗散特性的SOC的无标度雪崩，以及多尺度的速度场数值上无法区分某些分层湍流理论。我们认为SOC和IT可能是驱动电流片实现的动力学状态的互补描述-这在天体物理和空间等离子体中无处不在。
Numerical Simulations of MHD Turbulence in Accretion Disks
本文综述了MHD湍流的数值模拟。在过去的十年里，我们在直接数值模拟的技术能力和对关键物理过程的理解方面都取得了根本性的进步。磁场直接进入充分电离的气体中的自由能量源。结果是，相反的角速度和相反的温度梯度，而不是经典的角动量和熵梯度，使层流和分层流不稳定。这对天体物理吸积流有着深远的影响，并为数值模拟实验的新时代打开了大门。
Properties and selected implications of magnetic turbulence for interstellar medium, Local Bubble and solar wind
天体物理流体，包括星际和行星际介质，是磁化和湍流的。它们的出现、演化和整体性质是由搅动它的磁湍流决定的，我们认为，在基本水平上研究磁湍流对于理解许多过程至关重要。研究人员经常忽略的一点是，仅使用“蛮力”数值方法无法自信地理解磁湍流。在这篇评论中，我们说明了这一点上的一些例子，包括间歇加热等离子体的湍流，与宇宙射线的相互作用的湍流和影响的磁重联的速度。我们表明，磁湍流的性质可能会有很大的不同，在不同的环境中，例如，不平衡的湍流在太阳风不同于平衡的湍流，这两者都不同于部分电离气体中的湍流。呼吁更多的观测资料的必要性磁场，我们讨论了一种可能性，研究行星际湍流利用钠原子在彗星尾部的排列。
The Properties of Compressible MHD and Cosmic Ray Transport
湍流是天体物理流动最常见的状态。在典型的天体物理流体中，湍流伴随着强磁场，这对湍流级联的动力学有很大的影响。近年来，磁流体动力学（MHD）湍流理论取得了重大突破。这是我们第一次有一个尺度模型，是由观测和数值模拟支持。本文综述了不可压缩湍流和可压缩湍流的研究进展。我们比较Iroshnikov-Kraichnan和Goldreich-Sridhar模型，并讨论阿尔芬，慢，快波的标度。我们讨论了这一新的见解的影响，MHD湍流宇宙线运输。
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