Cosmic-Ray Momentum Diffusion In Magnetosonic Versus Alfvenic Turbulent Field
用Monte Carlo粒子模拟方法研究了有限振幅磁声和Alfvenic湍流中高能粒子的输运问题，其中包括粒子运动方程的积分。我们表明，在低贝萨等离子体宇宙射线可以是最重要的磁声波阻尼过程。假设这样的条件下，我们推导出的动量扩散系数的相对论性粒子在各向异性有限振幅湍流波场的存在下，平坦和Kolmogorov型湍流谱。我们确认的可能性较大的值的动量扩散系数发生由于过境时间阻尼共振相互作用中存在的各向同性快模式波相比，阿尔芬波的相同振幅。
1999-01-15 astro-ph
Effects of turbulent diffusion on the chemistry of diffuse clouds
目标。我们探讨了湍流扩散对冷中性介质（CNM）云和暖中性介质（WNM）之间界面化学的影响。方法.我们进行移动网格，多流体，一维，流体动力学模拟与化学，包括热和化学扩散。扩散系数被增强以考虑湍流扩散。我们后处理我们的模拟与一个粗略的辐射转移模型计算线轮廓的稳态。结果湍流扩散扩展了CNM和WNM之间的过渡区。我们发现，CNM轻微膨胀和加热：其CH和H $_2$含量减少，由于较低的密度。物理条件的改变和扩散输运增加了CNM中的H $^+$含量，导致OH和H-$_2$ O增加。扩散将一些CO运输出CNM。它还使H $_2$与温热气体接触，从而增强界面处CH $^+$、H $_3^+$、OH和H $_2$ O的产生。O线对CNM和WNM之间的中间区域的热分布的扩展是敏感的。云界面处分子含量的增加使分子谱线分布变宽，有助于激发中间能跃迁。相对分子产额发现更大的云。结论.湍流扩散可能是额外分子产生的来源，应该包括在星际介质化学模型（ISM）中。它也是一个很好的候选人解释观测问题，如温暖的H $_2$，CH $^+$的形成和H $_3^+$的存在。
2007-04-24 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
Diffusion coefficient of a passive contaminant in a local MHD model of a turbulent accretion disc
本文计算了被动污染物在吸积盘中的径向扩散系数。数值MHD模拟是用来遵循的局部补丁的光盘使用剪切盒形式主义的演变。一个单独的连续性方程的质量分数的污染物是集成随着MHD系统，并获得作为时间的函数的径向轮廓。线性扩散方程的解被拟合到污染物的数值测量轮廓，将扩散系数D作为拟合参数。在早期，发现D的值变化，但是一旦污染物扩散到与盒子大小相当的尺度上，它就会在一个稳定的值饱和。由于剪切应力，D与角动量输运系数的比值很小。如果用D代替湍流磁扩散率，则有效磁普朗特数P_eff=ν/D（其中ν是与剪切应力有关的“有效粘性”系数）将很大。
2005-01-21 astro-ph
Small-scale magnetic buoyancy and magnetic pumping effects in a turbulent convection
本文确定了湍流对流中平均磁场的非线性漂移速度和非线性湍流磁扩散。我们证明了非线性漂移速度是由三种非均匀性引起的，非均匀湍流、非均匀流体密度和非均匀湍流热通量。非均匀湍流导致了众所周知的湍流反磁和顺磁速度。平均磁场的非线性漂移速度引起湍流对流中的小尺度磁浮力和磁泵效应。这些现象与大尺度密度分层流体流动中由于平均磁场的影响而产生的大尺度磁浮力和磁泵效应不同。当平均磁场小于均分场时，小尺度的磁浮力和磁泵效应可能比大尺度的磁浮力和磁泵效应更强。我们讨论了太阳和恒星湍流对流背景下的小尺度磁浮力和磁泵效应。我们还证明了即使在弱平均磁场下，湍流对流中的非线性湍流磁扩散也是各向异性的。特别地，其在径向方向上增强。小尺度发电机引起的磁场涨落增加了平均磁场环向分量的湍流磁扩散，而不影响极向场的湍流磁扩散。
2006-05-18 astro-ph
Thermal Conduction in Magnetized Turbulent Gas
本文在理想磁流体力学框架下，用数值方法系统地研究了磁场对湍流气体传热的影响。我们测量了磁化流体中被动标量扩散的速率，并比较了a）MHD和水力模拟之间，b）不同的MHD运行与不同的外部磁场值（直到能量均分值）之间，c）平行和垂直于磁场的热导率之间。我们没有发现明显的抑制扩散率的存在下的磁场，这意味着磁场不抑制热扩散的湍流运动。
2003-02-24 astro-ph
Nonlinear Turbulent Magnetic Diffusion and Mean-Field Dynamo
定义平均电动势的非线性系数（即，非线性湍流磁扩散、非线性有效速度、非线性κ张量等）。是针对各向异性湍流计算的。各向异性背景湍流的特定情况（即，具有零平均磁场的湍流）。结果表明，环向和极向磁场具有不同的非线性湍流磁扩散系数。它表明，即使是一个均匀的湍流有一个非线性的有效速度，表现出反磁或顺磁特性取决于各向异性的湍流和背景湍流中的磁波动的水平。分析表明，湍流的各向异性强烈影响非线性平均电动势。两种类型的非线性（代数和动态）进行了讨论。代数非线性意味着平均电动势对平均磁场的非线性依赖。动态非线性由α效应的磁性部分的微分方程确定。结果表明，对于α-欧米茄轴对称发电机的代数非线性不能单独饱和发电机产生的平均磁场，而代数和动态非线性的综合影响限制了平均磁场的增长。天体物理的应用所获得的结果进行了讨论。
2002-06-16 astro-ph
Magnetically Regulated Star Formation in Turbulent Clouds
我们用数值方法研究了超音速湍流、强磁场和双极扩散对云演化的综合影响。我们发现，在最初的磁亚临界云，超音速湍流可以加快恒星的形成，通过增强双极扩散的冲击。加速克服了一个主要的反对标准的情况下，低质量的恒星形成，涉及双极扩散，因为扩散时间尺度在分子云的平均密度通常比云的寿命更长。同时，强磁场可以阻止大尺度超音速湍流在一个（短）湍流穿越时间内将大部分云质量转化为恒星，从而缓解了低质量恒星形成的有序控制图像所带来的高效率问题。我们提出，相对快速，但效率低下的恒星形成的结果，从超音速碰撞有点亚临界气体在强磁化，湍流云。数值实验表明，这种冲击加速，双极扩散调节的情况下的显着特点。
2004-05-31 astro-ph
Diffusion and drift of cosmic rays in highly turbulent magnetic fields
通过广泛的蒙特卡罗模拟，我们确定了带电粒子在高度湍流磁场中传播的平行、垂直和反对称扩散系数。我们提出了简单的表达式，给出了一个小的一组拟合参数，占磁刚度和湍流水平的函数的扩散系数，并对应于不同种类的湍流谱。所得到的结果满足标度关系，这使得它们有助于描述宇宙线的起源和运输在各种不同的天体物理环境。
2004-08-03 astro-ph hep-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
Local and nonlocal magnetic diffusion and alpha-effect tensors in shear flow turbulence
讨论了从磁流体湍流数值模拟中估算湍流输运系数的各种方法。定量比较平均磁场从一个特定的三维模拟的旋转湍流剪切流在平板和一个简单的一维α-ω发电机模型。一个直接的传输系数的测定是试图通过计算的相关矩阵的不同组成部分的字段及其衍生物。在环向场上的α效应被发现是负的，并且与先前通过将电动势与平均磁场相关联而获得的值具有相似的幅度。环向场的湍流扩散与先前通过比较应力和剪切力确定的运动粘度相当。然而，径向场分量的湍流扩散较小，甚至可以是形式上的负值。然后，该方法被修改，以获得谱的湍流输运系数对波数的依赖。有证据表明，非局部行为的大部分响应来自最小的波数对应的最大规模可能在模拟。
2002-08-07 astro-ph
Particle Stirring in Turbulent Gas Disks: Including Orbital Oscillations
我们描述了由于湍流气体的随机强迫而导致的固体颗粒的扩散和随机速度。我们包括开普勒磁盘的轨道动力学，在平面周转圆和垂直振荡。我们得到了固体扩散的一个新结果。施密特数（气体扩散率与粒子扩散率之比）为Sc = 1 +（Ω t_stop）^2，即粒子停止时间t_stop和轨道频率Ω。根据涡流周转时间t_eddy，标准结果Sc = 1 + t_stop/t_eddy被证明是不正确的。主要的区别在于，Sc随停止时间呈二次曲线上升，而不是线性上升。因此，在原行星盘中大于10厘米的粒子将受到较少的径向扩散，并将更接近中平面。这样一层巨石更容易发生引力坍缩。我们的RMS速度，垂直尺度高度和扩散系数的预测将有助于解释数值模拟。我们确认以前的结果的垂直搅拌的颗粒（规模的高度和随机速度），并添加一个校正的任意比例的涡流轨道时间。当t_eddy > 1/Ω时，颗粒层变薄，湍流扩散强度不变。我们使用两种分析技术-Hinze-Tchen形式主义和速度扩散的Fokker-Planck方程-当有效性重叠时具有相同的结果。我们包括简单的物理参数的缩放我们的结果。
2007-07-19 astro-ph
Turbulent Ambipolar Diffusion: Numerical Studies in 2D
在理想的磁流体动力学条件下，磁场强度应与星际介质（ISM）的密度相关。然而，观察表明，这种相关性很弱。双极扩散可以降低弱电离介质中的通量质量比;然而，除了在致密分子云中，它通常被认为太慢而不能在ISM中发挥重要作用。在天体物理学问题中，湍流经常被用来增加运动理论所预测的（非常慢的）层流值之上的传输速率。我们描述了一系列的数值实验，解决弱电离气体中的磁场湍流输运问题。我们表明，受到各种几何和物理的限制，在弱电离介质中的湍流迅速扩散的磁通量质量比，通过建立可观的离子中性漂移小尺度。这些结果适用于ISM中的场强-密度关联，以及原恒星和吸积盘场或原恒星喷流等通量系统与周围物质的合并，以及银河系磁场的垂直输运。
2003-09-10 astro-ph
Turbulent mixing, viscosity, diffusion and gravity in the formation of cosmological structures: the fluid mechanics of dark matter
用非线性流体力学修正了天体物理和宇宙学中的自引力结构形成理论。Gibson在1996-2000年的理论平衡了流体机械力与重力，以及密度扩散与重力扩散在临界粘性、湍流、磁性和称为Schwarz尺度的扩散长度尺度上的平衡。不稳定性发生的规模大于最大的施瓦茨规模，而不是只有规模大于声学规模介绍了牛仔裤1902年。根据新的理论，星系的内晕暗物质由暗原球状星团（PGC）组成，这些星团由小行星质量的物体组成，称为原始雾粒子（PFP），在30万年后不久形成。PFP解释了Schild 1996年的“流氓行星”很可能是类星体透镜星系的“缺失质量”。WIMP暗物质流体是超扩散的，在大的L_SD尺度下碎裂形成外星系晕。在大爆炸后30，000年结构形成之初，粘性Schwarz尺度L_SV与视界尺度L_H在原星系-超星系团质量上相匹配，在300，000年时下降到原星系碎片。从观测到的外晕（L_SD）尺度的WIMP扩散系数表明，WIMP粒子的质量在中微子，而不是中性伴的范围。
2000-12-18 astro-ph
The Inability of Ambipolar Diffusion to set a Characteristic Mass Scale in Molecular Clouds
我们调查的问题，是否双极扩散（离子中性漂移）确定最小的长度和质量尺度上的结构形式在湍流分子云。我们模拟磁化湍流中的大部分中性，均匀驱动，湍流介质，使用三维，两种流体，磁流体动力学（MHD）代码修改Zeus-MP。我们发现，大量的结构持续低于双极扩散尺度，因为在较小的尺度上的压缩慢MHD波的传播。相反，简单的缩放参数，双极扩散，因此不抑制结构低于其特征耗散规模，将预期为一个经典的扩散过程。我们已经发现这对磁能、速度和密度都是正确的。相应地，双极扩散使团簇质谱保持不变。双极扩散似乎不能为湍流分子云中的引力坍缩和恒星形成设定一个特征尺度。
2005-10-12 astro-ph
Alpha effect and turbulent diffusion from convection
目的：研究描述湍流对流中大尺度磁场演化的湍流输运系数。研究方法：我们使用的测试场方法与三维数值模拟的湍流对流与剪切和旋转计算湍流输运系数描述的大尺度磁场的演变在运动学制度的平均场论。一维平均场模型与推导出的湍流输运系数进行比较，直接模拟。结果：α效应随着旋转的增加而单调增加。湍流扩散系数eta_t与湍流垂直速度的平方成正比。而eta_t的减少近似成反比的场的波数，α效应和湍流泵浦表现出更复杂的行为。在存在剪切和无旋转的情况下，诱导了小的α效应，其似乎不显示作为剪切的函数的任何一致的趋势。如果剪切足够大，这个小的α能够激发平均场模型中的发电机。负责驱动剪切电流效应的系数显示了几个符号的变化作为深度的函数，但也能够有助于发电机行动的平均场模型。在这些情况下的增长率远低于直接模拟表明，一个不相干的α-剪切发电机也可能在他们的行动。如果旋转和剪切都存在，α效应更加明显。剪切流和Omega x J效应的组合也比仅剪切的情况下更强，但低于α-剪切发电机。直接模拟的结果是一致的平均场模型，其中所有这些影响都考虑到，而不需要调用非相干效应。
2009-07-29 astro-ph
Scale dependence of alpha effect and turbulent diffusivity
目的：为了确定α效应和湍流磁扩散率的平均磁场具有不同的长度尺度的模拟各向同性湍流的轮廓，并将这些结果与非局部制剂中，α和湍流磁扩散率对应于积分内核。研究方法：求解了一组磁场的演化方程，该方程给出了对施加的测试场的响应，即具有各种波数的平均磁场。这两个强加的完全螺旋状的运动（罗伯茨流）和时间依赖的统计稳定的各向同性湍流的模式组成的稳定流被认为是。在后一种情况下，上述演化方程与动量方程和连续性方程同时求解。相应的电动势的结果被用来计算α和磁扩散率张量。结果如下：对于罗伯茨流下的二阶相关近似和各向同性湍流α和湍流磁扩散率是最大的在大尺度上，这些值减小向较小的尺度。在这两种情况下，α效应和湍流扩散核很好地近似指数，对应于傅立叶空间中的洛伦兹分布。对于各向同性湍流，湍流扩散核是α效应核的一半宽。对于超过二阶相关近似的Roberts流，湍流扩散核在大尺度下变为负值。
2008-01-08 astro-ph
Effect of turbulent diffusion on iron abundance profiles
我们比较了一个简单的模型，涉及从最亮的星系和随机气体运动的金属喷射和随后的扩散金属的预测的一个小样本的组和集群的观测到的峰值铁丰度的配置文件。扩展Rebusco等人（2005）的分析，我们发现，对于样本中8个对象中的5个，需要$10^{29}$ cm $^{2}$ s $^{-1}$数量级的有效扩散系数。对于AWM 4，Centaurus和AWM 7，结果是不同的，这表明金属在整个集群中扩散的过程中存在很大的不稳定性。扩散系数对体系质量的依赖性不明显。我们还估计了特征速度和空间尺度的气体运动需要平衡的冷却损失的耗散相同的气体运动。通过比较观测到的ICM中由中心活动星系核（AGN）膨胀的射电泡的大小和导出的空间尺度表明，AGN/ICM相互作用对星系团核心中的气体运动有重要的贡献（如果不是主导的话）。
2006-08-23 astro-ph
Diffusion in supersonic, turbulent, compressible flows
我们研究超音速、紊流、可压缩流中的扩散。超声速湍流可以表征为相互作用的激波网络。我们考虑具有不同均方根马赫数的流动，并且在不同的空间尺度上插入维持动力学平衡所需的能量。我们发现，湍流输运表现出超扩散行为，由于诱导体运动。然而，在共动参考系中，扩散行为是正常的，可以用扩展到超音速区域的混合长度理论来描述。
2003-02-25 astro-ph nlin.CD physics.flu-dyn
Nonlinear Perpendicular Diffusion in Strong Turbulent Electromagnetic Fields
利用牛顿-洛仑兹基本方程，给出了强电磁涨落中垂直粒子扩散的非线性描述。虽然不是基于相同的方法，最近提出的非线性引导中心（NLGC）理论恢复作为一个特殊的情况。这里使用的方法是基于这样的论点，即一个定义良好的粒子回旋运动不存在于强波动，而不是假设粒子的回旋中心遵循磁场线，这些线本身分散。引导中心运动和磁场线扩散分离的假设是NLGC理论的绝对核心。有人认为，NLGC的结果应该提供最准确的结果为强波动。此外，作为一个直接后果的粒子运动方程，它示出，在一个垂直方向的粒子扩散是由在其他正常方向的波动。这一结果与NLGC的结果相矛盾，在NLGC中，垂直扩散是由相同方向的波动触发的。这对于非轴对称湍流中的各向异性垂直扩散特别有意义。未来的数值模拟结果的非轴对称磁湍流和他们的比较，在这里提出的方法和NLGC理论必须提供一个答案，是否在一个垂直方向的粒子扩散是由在其他正常方向的波动或波动在同一方向。
2005-02-23 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
Turbulent diffusion and drift in galactic magnetic fields and the explanation of the knee in the cosmic ray spectrum
我们重新考虑了宇宙射线谱中的拐点被解释为由于从银河系中的宇宙射线的逃逸机制从横向扩散为主的一个漂移为主的一个变化的情况。我们解决的扩散方程采用现实的银河场模型，并使用扩散系数适合强湍流（与柯尔莫哥洛夫波动谱）和符合假设的磁场。我们表明，适当地考虑到这些影响，导致一个自然的解释膝盖的频谱，并预测向一个更重的组成膝盖以上的过渡。
2002-12-17 astro-ph hep-ph
Diffusive Migration of Low-Mass Proto-planets in Turbulent Disks
在原行星盘中，由于磁旋转湍流引起的力矩波动可能会对初生行星的迁移模式和生存概率产生重大影响。假设湍流是一个具有有限振幅和相关时间的平稳随机过程，则由此产生的扩散迁移可以用福克-普朗克方程描述，我们将其简化为对流扩散方程。我们校准现有的磁光盘模拟和平均迁移估计的系数，并解决方程的解析和数值。对于低质量的行星和那些在原行星盘外部区域的行星，扩散倾向于主导平流，无论它们是由最小质量太阳星云（MMSN）还是T-Tauri α盘描述。扩散系统地减少了大多数行星的寿命，但它允许它们中的一小部分在大半径下存活更长的时间。行星的平均寿命甚至可以是形式上无限的（例如在无限稳定的MMSN中），尽管中值寿命总是有限的。幸存的行星可能会停留在特定的半径附近，在那里平流和扩散的综合影响最小化，或者在大半径，这取决于模型的具体情况。湍流盘中迁移的随机性挑战了确定性的行星形成情景，并表明在类似的初始条件下，可能会有各种各样的行星结果。这将有助于（太阳系外）行星系统的多样性。
2006-04-28 astro-ph
Nonlinear Magnetic Diffusion and Magnetic Helicity Transport in Galactic Dynamos
我们已经扩展了我们以前的平均场银河发电机模型，其中包括代数和动态α非线性（Kleeorin等人，A&A，v. 387，453，2002），以还包括湍流扩散率的淬灭。我们很容易地获得平衡态的大规模磁场在当地的磁盘发电机模型，这些领域的强度是可比的均分场强度。我们发现，单独的代数非线性（即淬火的α效应和湍流磁扩散）不能饱和的平均磁场的增长，只有代数和动态非线性的组合效应可以限制平均磁场的增长。然而，与我们早期的工作没有淬火的湍流扩散，我们现在不能找到满意的解决方案，在无z近似的轴对称星系发电机问题。
2002-10-18 astro-ph
On the Momentum Diffusion of Radiating Ultrarelativistic Electrons in a Turbulent Magnetic Field
在这里，我们调查的超相对论性电子的随机加速磁湍流的一些方面。特别是，我们讨论了由于与湍流MHD模式的共振相互作用而发生动量扩散的粒子的稳态能谱，严格考虑了与不同辐射冷却过程相关的直接能量损失。对于磁湍流，我们假设一个给定的功率谱的类型$W(k) \propto k^{-q}$。然而，与以前的方法相比，我们假设一个有限范围的湍流波矢量$k$，考虑各种湍流谱指数$1 =< q =< 2$，并集中在一个非常低效的粒子逃逸的情况下，从加速网站。我们发现，对于不同的冷却和注入条件，随机加速过程往往建立一个修改后的超相对论麦克斯韦分布的辐射粒子，与高能量指数截止形状的冷却和加速率之间的相互作用。例如，如果主导辐射过程的时间尺度与电子动量成比例为$\propto p^r$，则所得到的电子能量分布具有$n_e(p) \propto p^2 exp[ - (1 / a) (p / p_eq)^a]$的形式，其中$a = 2-q-r$和$p_eq$是由随机加速和能量损失时间尺度之间的平衡定义的平衡动量。我们还讨论了更详细的同步辐射和逆康普顿发射光谱所产生的这样的电子能量分布，考虑到克莱因西科效应。我们指出，这些光谱的高频率段的曲率，即使是由相同的人口的电子，可能是实质上不同的同步加速器和逆康普顿组件之间。
2008-04-04 astro-ph
Turbulence and diffusion: fossil turbulence
化石湍流过程是海洋和大气中湍流、湍流混合和湍流扩散、天体物理学和宇宙学以及大多数其他自然流动的核心。乔治·加莫夫在1954年提出，星系可能是大爆炸产生的原始湍流的化石。约翰·伍兹（John Woods）指出，在分层海洋内部的水平染色层上，破裂的内波形成了这些湍流事件的高度持久的残留物，他称之为化石湍流。海洋的暗混合悖论指的是未被检测到的混合，它必须存在于某个地方，才能解释为什么海洋的标量场（如温度和盐度）混合得如此之好，就像星系的暗物质悖论指的是未被检测到的物质，它必须存在才能解释为什么旋转的星系不会因离心力而飞散。这两个悖论的结果从采样技术，未能占极端的随机变量的自相似性，非线性，级联在很宽的尺度范围内，湍流涡暗混合，吸积小行星质量的暗物质的NH4O数密度。
2003-03-31 astro-ph
Self-consistent Mean Field theory in weakly ionized media
本文提出了弱电离气体中三维发电机和二维湍流扩散的自洽平均场论。我们发现，在3D中，当平均磁场的强度超过一个临界值时，逆反应不改变β效应，而抑制α效应。这些结果表明，平均场发电机在弱电离气体中比在完全电离气体中更有效地工作。此外，我们表明，在2D中，湍流扩散抑制反反应时，平均磁场达到相同的临界强度，与湍流扩散的上限由其运动学值。天体物理的影响进行了讨论。
2007-10-10 astro-ph
