Turbulent Mixing in the Interstellar Medium -- an application for Lagrangian Tracer Particles
本文采用三维数值模拟的方法，结合拉格朗日示踪粒子，研究了星际云中氢分子的混合过程。示踪粒子用于表示冲击压缩的致密气体，其与H2相关。我们将示踪粒子沉积在密度对比超过平均密度十倍的区域。根据它们的轨迹和概率分布函数，我们发现了H2混合时间尺度的上限，这是为了0.3百万年。这是显着小于分子云的寿命，这表明的重要性，湍流混合的氢作为一个初步阶段，以恒星的形成。
2008-05-02 astro-ph
Conduction and Turbulent Mixing in Galaxy Clusters
我们讨论流体静力学模型的星系团中的热扩散平衡辐射冷却。我们考虑两个不同的扩散源，热传导和湍流混合，参数化的无量纲系数，f和α_混合，分别。热传导模型给出了几个冷却流簇的密度和温度分布的合理良好的拟合，但是一些簇需要非物理的大f值>1。具有湍流混合的模型对所有集群都有很好的拟合，α_mix的合理值约为0.01-0.03。这两种类型的模型被发现是基本上稳定的热扰动。混合模型再现了观测到的各种星系团性质随温度的变化，也解释了星系团中的熵底。
2004-02-09 astro-ph
Gas-phase CO in protoplanetary disks: a challenge for turbulent mixing
这是第一篇论文中的一个系列，我们研究的影响，湍流扩散和平流运输的化学演化的原行星盘，使用二维耀斑盘模型和二维混合气体颗粒化学代码与表面反应。第一个有趣的结果是关于原行星盘外部区域的气相CO丰度。在这封信中，我们认为，气相CO浓度的磁盘区域，其中的温度低于$\sim25$ K，可以显着提高由于垂直和径向混合的综合效应。这一发现对目前DM~Tau盘化学的观测数据具有潜在的意义。
2006-07-02 astro-ph
Thermal Equilibrium Curves and Turbulent Mixing in Keplerian Accretion Disks
我们考虑开普勒吸积盘的垂直热输运，包括辐射，对流和湍流混合的Balbus-Hawley不稳定性驱动的影响，在天文系统，从矮新星（DNe），软X射线瞬变（SXTs），活动星系核（AGN）。我们提出了一个修改后的，各向异性形式的混合长度理论，其中包括辐射和湍流阻尼。我们还包括湍流热输运，它作用于圆盘内的任何地方，无论它们是否稳定分层，并且可以在任何方向上移动熵。我们已经产生了一系列的垂直结构模型和热平衡曲线使用的粘度参数$α$的标度律建议的指数衰减的X射线光度在SXTs。我们还包括使用$α$的DNe平衡曲线，该$α$在小磁雷诺数（$\sim 10^4$）下是恒定的。我们的模型表明，弱对流通常被湍流径向混合消除。当$α$较大时，在热平衡S曲线的不稳定分支上，湍流热输运代替对流更为重要。DNe和SXT盘中的湍流混合显著降低了平衡S曲线上的低温翻转点$Σ_{max}$。然而，在活动星系核盘中，当我们使用$α$的标度律时，对流的标准混合长度理论仍然是一个有用的近似，因为这些盘在相关半径处非常薄。根据以前的工作，我们发现，恒定的$α$模型几乎垂直的S-曲线在$Σ-T$平面，因此意味着非常缓慢，可能振荡，冷却波。
1999-08-16 astro-ph
Turbulent Mixing in Clusters of Galaxies
我们提出了一个球对称的星系团的稳态模型，其中热气体的辐射冷却通过湍流混合的热传输来平衡。我们假设气体处于流体静力平衡，并描述了湍流热扩散的混合长度处方与无量纲参数α_mix的装置。α_mix ~ 0.01-0.03的模型与观测到的冷却核心团簇的密度和温度分布相当吻合。通过对alpha_mix与时间无关且在所有星系团中大致相同的强烈简化，该模型非常好地再现了观测到的X射线光度、气体质量分数和熵随温度的缩放。在kT 1- 2keV处标度关系的突变可以用冷却函数在该温度附近的突变来解释，并且星系群中观测到的熵底是自然再现的.
2003-08-29 astro-ph
Magnetic shear-driven instability and turbulent mixing in magnetized protostellar disks
对原恒星盘的观测表明存在热（或超热）强度的磁场。在如此强的磁场中，许多导致角动量湍流输运的MHD不稳定性被抑制。我们认为剪切驱动的不稳定性，可以发生在原恒星盘，即使该领域是超热的。这种不稳定性是由磁化气体中的剪切和压缩性的综合影响引起的，并且可以是在圆盘中产生湍流的有效机制。典型的生长时间是几个旋转周期的顺序。
2008-01-13 astro-ph
Cold CO in circumstellar disks: On the effects of photodesorption and vertical mixing
目标。我们试图了解存在的气相CO低于其冻结温度在拱盘。我们研究了两种有希望的机制来解释这一现象：湍流混合和光脱附。方法.我们计算了拱星盘的化学演化，包括有和没有湍流混合和CO光解吸的颗粒表面反应。结果我们发现，光解吸显着提高了气相CO的丰度，提取CO的颗粒时，视觉消光保持低于约5个数量级。然而，由此产生的柱密度对径向距离的依赖性与迄今为止的观测结果并不一致。我们认为这种不一致性可能是晶粒生长的结果。另一方面，发现湍流混合的影响不是直接的。湍流混合的效率取决于各种参数，包括圆盘结构。对于我们选择的一组参数，没有发现湍流混合对CO柱密度有任何显著影响。
2009-01-05 astro-ph
Magnetic Reconnection and Turbulent Mixing: From ISM to Clusters of Galaxies
磁重联，即等离子体中冻结的磁场线改变其拓扑结构的能力，是磁流体力学（MHD）的一个基本问题。我们从著名的Sweet-Parker方案出发，简要地讨论了撕裂模、异常电阻率和高电阻率概念的影响。我们表明，场随机性本身提供了一种方法，使快速重联，即使在个人湍流摆动的规模，重联发生在缓慢的斯威特帕克率。我们表明，快速重联允许有效的混合磁场的方向垂直于本地方向的磁场。虽然随机重联的想法仍然需要数值验证，我们的数值模拟证明，混合运动垂直于当地磁场的高度流体动力学。这表明湍流热输运应类似于非磁化湍流中的热输运，即应具有扩散系数\sim LV_L，其中V_L是湍流速度的幅度，L是湍流运动的尺度。我们提出了支持这一结论的数值模拟。将这一想法应用于星系团中的热导率表明，这种机制可能主导热量的扩散，并且可能足以有效地防止冷却流的形成。
2003-02-19 astro-ph
Effects of rotation on the helium burning shell source in accreting white dwarfs
在Ia型超新星（SNe Ia）的单一简并质量祖星情形下，研究了旋转对吸积碳氧白矮星中氦燃烧壳层源行为的影响.假设氦吸积速率为2、3、5和10 × 10 ^{-7} Msun/yr，模拟了初始吸积为1 Msun的白矮星的演化过程.在一维近似下，我们计算了质量吸积和随后的氦到碳和氧的核聚变，以及角动量吸积，角动量运输内的白矮星，和旋转诱导的化学混合。我们的模型显示了旋转的两个主要影响：a）旋转模型中的氦燃烧核壳源比相应的非旋转模型稳定得多-这增加了吸积白矮星达到中心碳点火阶段的可能性。这种效应主要是由于在CO/He界面处的旋转诱导混合，其加宽了壳源，并且由于离心力降低了壳源位置处的密度和简并度。b）经历氦壳燃烧的层中的C/O比--这可能影响超新星爆炸的能量--由于α粒子旋转诱导混合到富碳层中而大大降低。我们讨论了我们的研究结果的SNe Ia祖细胞的进化的影响。
2004-06-07 astro-ph
MHD Turbulent Mixing Layers: Equilibrium Cooling Models
我们使用三维磁流体动力学代码，在辐射冷却的情况下，提出了星际介质中热物质（T~10^{6-7} K）和暖物质（T~ 10 ^4 K）之间边界处的湍流混合模型。在我们的模拟中，湍流的来源是一个开尔文-亥姆霍兹不稳定性，由两种介质之间的剪切产生。我们发现，因为在不稳定性的大尺度模式的增长率是相当缓慢的，它需要大量的时间（~ 100万年）的湍流产生有效的混合。我们发现，每个界面的高度电离的物种（C IV，N V，和O VI）的总柱密度（假设电离平衡）是类似于以前的稳态非平衡电离模型，但增长缓慢，从log N ~10^{11}到几个10^{12} cm^{-2}的界面演变。然而，柱密度比可以显着不同于以前的估计，随着混合的发展，N（C IV）/N（O VI）的数量级变化。
2006-05-02 astro-ph
On the Ionisation Fraction in Protoplanetary Disks II: The Effect of Turbulent Mixing on Gas--phase Chemistry
我们使用两种不同的气相化学网络计算原恒星盘模型中的电离分数，并通过模拟化学物种垂直通过磁盘的扩散来研究湍流混合的效果。目的是确定在哪些区域的磁盘气体可以耦合到一个磁场和维持MHD湍流。我们发现，扩散的效果取决于重金属（镁）的元素丰度的化学模型。在没有重金属的情况下，扩散对盘的电离结构基本上没有影响，因为重组时间尺度比湍流扩散时间尺度短得多。当包括具有高于阈值的元素丰度的金属时，扩散可以显著地减小磁解耦区域的尺寸，或者甚至一起去除磁解耦区域。对于复杂的化学过程，去除死区所需的镁元素丰度为10（-10）-10（-8）。我们还发现，扩散可以修改的反应途径，产生的主导物种时，扩散是次要的物种时，扩散是不存在的。这表明可能存在扩散混合的化学特征，可以用来间接检测原行星盘中的湍流活动。我们发现的例子中，在外部磁盘区域的死区呈现更深的扩散时，切换on. Overall这些结果表明，在原行星盘的全球MHD湍流可能是自我维持在有利的情况下，作为湍流混合可以帮助维持以上的电离分数，必要的，以确保良好的气体和磁场之间的耦合。
2005-09-19 astro-ph
Turbulent mixing, diffusion and gravity in the formation of cosmological structures: the fluid mechanics of dark matter
基于真实流体行为和湍流混合理论，修正了天体物理学和宇宙学中引力结构形成理论。Gibson在1996-1998年的理论平衡了流体机械力与重力，以及密度扩散率与重力扩散率，在临界粘性，湍流，磁性和扩散长度尺度称为Schwarz尺度L_SX。当尺度L>=L_SX_max时，凝结和空穴形成发生在由湍流混合产生的非声学密度核上，而不是Jeans 1902年线性声学理论所要求的L>=L_J时的声波波峰和波谷上。Schwarz尺度L_SX = L_SV，L_ST，L_SM，或L_SD可能比Jeans尺度L_J更小或更大。因此，一个非常不同的“非线性”宇宙学出现，以取代目前公认的“线性”宇宙学。根据新的理论，大部分星系的内晕暗物质由行星质量的物体组成，这些物体是在大爆炸后30万年等离子体向中性气体过渡后不久形成的。这些物体被称为原始雾粒子（PFP），并为Schild 1996年的“流氓行星”提供了解释。这可能是他观测到的类星体透镜星系的“缺失质量”，这是从两个类星体图像的闪烁频率和相位差推断出来的。
1999-04-18 astro-ph
Studying accreting black holes and neutron stars with time series: beyond the power spectrum
宇宙X射线源的亮度波动，特别是吸积黑洞和中子星系统的亮度波动，使得在理解湍流吸积流的物理学、中子星表面物质的行为以及改进黑洞存在的证据方面取得了巨大进展。这方面的大部分进展是通过分析和模拟时间序列数据的功率和交叉频谱，这将在本卷的其他文章中讨论。最近，已经尝试利用其他方面的数据，通过测试非线性，非高斯，时间不对称性和检查高阶傅立叶光谱。这些项目是本文的主题，这些项目在过去十年中由于数据质量和数量的巨大增加而成为可能。
2008-02-04 astro-ph
Turbulence, turbulent mixing, and gravitational structure formation in the early Universe
湍流和温度的湍流混合为普朗克尺度、时间和温度下的宇宙大爆炸提供了动力。普朗克-克尔惯性涡旋力平衡了普朗克引力，产生了普朗克（粒子对）气体、普朗克气体湍流和时空能量。在强作用力温度下的暴胀使湍流消失。在辐射主导的热等离子体时期，胶子-中微子-光子体粘滞力超过了重子（普通）物质的引力和惯性涡旋力，而弱相互作用的非重子暗物质（可能是中微子）的大扩散速度阻止了这种物质的引力结构形成，这与1902年的金斯声学判据和“冷暗物质“模型相反。第一个等离子体结构是原星系超星系团的碎片和空洞，它们是由与视界质量相匹配的粘性引力质量在10^12 s时触发的。最后形成的等离子体结构是原星系。在10^13秒的等离子体-气体跃迁中，原星系碎裂形成了由地球质量的原始雾粒子（PFP）组成的原球状星团团块，这些团块现在构成了重子暗物质。星系合并时形成的年轻球状星团、在垂死恒星周围看到的数千个彗星结以及透镜类星体图像的快速闪烁提供了PFP的观测证据。
2001-10-12 astro-ph
Turbulent Mixing in the Outer Solar Nebula
本文用剪切盒近似下的三维MHD计算研究了湍流对外太阳星云中气体和尘埃混合的影响。湍流是由磁旋转不稳定性驱动的。湍流中的磁应力和流体动力应力对应于中平面的吸积时间，大约等于金牛座T盘的寿命，而表面层的吸积速度要快30倍。由湍流引起的混合在表层中也是最快的。混合率与轨道角动量的径向交换率相似，因此施密特数接近1。微量物质的垂直传播是匹配的阻尼波方程的解决方案时，流量是水平平均。阻尼波描述可以用来廉价地处理1-D化学模型中的混合。然而，即使在达到统计稳定状态的计算中，由于传输速率和方向的波动，在任何给定时间的浓度在水平面上都有很大变化。除了混合在各种不同条件下形成的物质外，湍流还间歇性地迫使星云远离局部化学平衡。在太阳系的形成过程中，表层和内部的不同输运速率可能会影响颗粒演化和分子丰度的估计。
2005-11-10 astro-ph
Kolmogorov Similarity Hypotheses for Scalar Fields: Sampling Intermittent Turbulent Mixing in the Ocean and Galaxy
将Kolmogorov的三个普适相似性假设外推到描述湍流混合的温度等标量场。根据标量的类似Kolmogorov第三假设，在r > L_K长度上平均的温度耗散率chi应服从对数正态分布，其耗散因子I随湍流能量长度尺度L_O的增加而增加，即I_chi_r = m_T ln（L_O/r）。从海洋和银河系星际介质的数据提供了非常大范围的湍流长度和时间尺度的Kolmogorovian速度和标量普遍相似性假设的测试。由海洋资料估算的湍流混合湍流度的普适常数m_T为0.44 ± 0.01，这与由银河系和大气资料估算的Kolmogorov湍流度常数m_u（0.45 ± 0.05）非常接近。极端不稳定性使海洋采样问题复杂化，并可能导致在估计平均海洋耗散率和通量时出现定量和定性的采样不足误差。在星际介质中，湍流和混合的间歇性可能是恒星形成的一个因素。
1999-04-21 astro-ph
Amplification of Interstellar Magnetic Fields and Turbulent Mixing by Supernova-Driven Turbulence Part II - The Role of Dynamical Chaos
在本文中，我们进一步推进了在星际介质中的磁场放大的研究，开始在Balsara等人（2004年，论文I）。我们表明，磁通量的增长率是可比的磁能增长率发现在文件I。我们还证明了场放大中的不稳定性的作用。密度显示双峰PDF，与所使用的冷却曲线一致。磁场的PDF显示了一个高端的尾部，提供了一个小规模发电机运行的信号。磁场强度与密度呈正相关。结果，场放大在温度较低、密度较大的气体中发生得更剧烈。对模拟湍流中的拉格朗日混沌进行了详细的研究。结果表明，材料线的拉伸率以及李雅普诺夫指数可以用来获得重要的见解磁场的增长。导出了小尺度超新星驱动发电机的抵消指数，并指出发电机中场线的相长折叠是非常低效的。我们还表明，我们的拉格朗日方法可以产生实际的措施，在模拟ISM的湍流扩散。湍流扩散系数提供了宏观尺度上超新星喷出物中元素混合的见解。星际湍流中的高速率谱线拉伸表明，元素在分子水平上的最终扩散是非常有效的。这里提出的许多湍流诊断方法可以用来在模拟和观测之间建立直接联系。
2005-04-04 astro-ph
Turbulent Mixing and the Dead Zone in Protostellar Disks
我们调查的条件下存在的磁不活跃的死区在原恒星盘，使用3-D剪切盒MHD计算，包括垂直分层，欧姆电阻率和随时间变化的电离化学。由磁旋转不稳定性驱动的活动充满了整个厚度的磁盘在5 AU，提供宇宙射线电离存在，小颗粒是缺席和气相金属丰度足够高。在1 AU处，1700 g/cm^2的较大柱密度意味着中平面被电离粒子屏蔽，并且即使在所考虑的最有利条件下也保持磁旋转稳定。然而，有效地消除了死区。湍流将自由电荷混合到内部，因为它们重新组合，导致中平面气体与磁场的轻微耦合。弱的、大尺度的径向场扩散到中平面，在那里它们被剪切掉以产生更强的方位场。由此产生的中平面吸积应力只是平均数的几分之一，比在表面层。
2006-12-19 astro-ph
