Evolution of self-gravitating magnetized disks. II- Interaction between MHD turbulence and gravitational instabilities
本文采用绝热状态方程对自引力弱磁化圆盘的三维磁流体动力学（MHD）演化进行了数值模拟。这样的圆盘受到磁旋转和引力不稳定性的发展，向外传输角动量。在以前的研究中，我们的流体动力学模拟显示了强大的m=2螺旋结构的增长。这种螺旋扰动驱使物质向中心物体移动，当图姆雷参数Q增加到大于1时，这种螺旋扰动就消失了。当也存在弱磁场时，磁旋转不稳定性增长并导致湍流。在这种情况下，重力应力张量的强度与流体动力学运行相比降低了约2倍，并周期性地振荡，在其最小值时达到非常小的值。我们将这种行为归因于第二螺旋模式的存在，该模式具有比在流体动力学模拟中占主导地位的模式更高的模式速度。它显然是由与MHD湍流有关的高频运动激发的。这两个螺旋模式之间的非线性耦合产生应力张量，该应力张量以每个模式的频率的组合的频率振荡。因此，MHD湍流和引力不稳定性之间的这种相互作用导致中心物体上的质量吸积率较小。
2004-09-16 astro-ph
Dynamical Complexity, Intermittent Turbulence, Coarse-Grained Dissipation, Criticality and Multifractal Processes
讨论了由相干结构的偶发局域相互作用引起的间歇性湍流的动力学复杂性。特别是，我们解决的现象，由于粗粒度的耗散以及临界性和多重分形过程之间的交织连接的磁重构。提供了具体的例子。
2007-04-21 astro-ph
Kinetic and Structural Evolution of Self-gravitating, Magnetized Clouds: 2.5-Dimensional Simulations of Decaying Turbulence
银河系的分子组成部分是由湍流的磁化云组成的，其中许多云是自引力的，并形成恒星。为了了解这些云的演变可能取决于它们的湍流水平，平均磁化强度和自引力程度，我们进行了2.5维直接数值MHD模拟的调查。我们的两个独立的调查参数使我们能够模拟云，无论是满足或失败的条件，磁牛仔裤的稳定性和磁临界。我们的第三个测量参数允许我们启动亚阿尔夫文振幅或超阿尔夫文振幅的湍流。我们评估每个云模型成为引力约束的时间，并测量每个模型的动能损失超过流体流交叉时间。我们比较密度和磁场结构形态的演变，并量化的内部应力产生的密度对比度的差异，不同的平均磁化模型。我们发现，（c_s/v_A）^2和L/L_Jeans的值，而不是初始的马赫数v/c_s，决定了云的引力束缚和坍缩的时间。我们发现，与以前的一些预期相反，小于两个不同的磁场强度模型的湍流衰减时间之间的差异的一个因素。在所有模型中，我们发现湍流放大的磁场强度，与湍流的磁场能量之间的25-60%的湍流动能后，一个流交叉时间。我们发现，对于非自引力演化阶段，质量平均密度对比幅度<log（ρ/ \bar ρ）>在0.2-0.5的范围内;我们注意到，只有更强磁化的模型似乎与银河系GMC中推断的团/团间密度对比的估计一致。
1998-10-20 astro-ph
Constraints on Stirring and Dissipation of MHD Turbulence in Molecular Clouds
我们讨论了分子云中MHD湍流的搅拌和耗散速率的限制。最近的MHD模拟表明，云中的湍流迅速衰减，从而提供了一个重要的能量输入源，特别是在小尺度下由双极外流驱动时。我们量化的加热速率相结合的线宽大小的关系，这描述了全球云的属性，数值确定的耗散率。我们认为，如果云湍流是在小的内部尺度上驱动的，$^{12}$ CO通量（由弱超音速激波的发射增强）将比观察到的大得多;这反过来又意味着激发温度明显高于观察值。我们得出两个结论：（1）由双极外流产生的小尺度驱动不可能解释云的支持并产生长寿命云，除非已发表的MHD耗散率被严重高估;（2）大规模驾驶（与云的大小相当）从能量的角度来看是更可行的，如果实际的净耗散率仅略低于目前的MHD模拟估计，从而解释了观测推断的分子云的寿命和表观维里平衡。
2001-02-23 astro-ph
Gravitational collapse of magnetized clouds II. The role of Ohmic dissipation
我们制定的问题，磁场耗散过程中的吸积阶段的低质量恒星形成，我们进行了迭代求解过程的第一步，假设气体是在自由落体沿径向场线。这种所谓的“运动学近似”忽略了洛伦兹力对吸积流的反作用。在准稳态下，假设电阻率系数在空间上是均匀的，这个问题可以用勒让德多项式和合流超几何函数来解析求解。磁场的耗散发生在半径与中心恒星质量成反比的区域（"欧姆半径“）内，在该区域内，磁场变得渐近地平直和均匀。在我们的解中，恒星形成的磁通量问题被避免了，因为吸积原恒星中拖曳的磁通量总是为零。我们的研究结果意味着，下降的气体的有效电阻率必须比微观电阻率高几个数量级，以避免与陨石中的古地磁测量和所观察到的低质量恒星形成区域的光度发生冲突。
2006-04-27 astro-ph
Intermittency of internal wave shear and turbulence dissipation
了解海洋和湖泊湍流和湍流混合的极端不稳定性，对于用Osbert-Cox通量耗散方法估算动量、热量和质量的垂直通量至关重要。当不考虑重复性时，这种方法会产生巨大的欠采样误差。海洋湍流作为覆盖大范围尺度（主要是水平尺度）的自相似非线性级联的结果，增加了不稳定性。银河系和海洋湍流测得的极大的不透明度因子Ie和Ic在3-7之间。这些值与Kolmogorov（1962）的第三个湍流普适相似性假设一致，长度尺度范围从粘性或扩散到浮力或Coriolis力占主导的3-7个十年，其中测量的普适非线性常数m_u = 0.44，Gibson（1991 a），是多重分形湍流耗散网络奇异性及其退化的结果，Bershadskii and Gibson（1994）.由于同样的原因，引力结构形成的非线性级联产生了宇宙学对象的间歇性对数正态数密度。
1999-04-23 astro-ph
Turbulence Dissipation and Particle Injection in Non-Linear Diffusive Shock Acceleration with Magnetic Field Amplification
对超新星遗迹（SNR）壳层的观测表明，高度放大的磁场很可能是激波有效加速粒子的固有部分。这种强烈的湍流，这可能是由于宇宙射线驱动的不稳定性，共振和非共振，在冲击前兆，是一定要发挥关键作用的自洽，非线性模型的强，宇宙射线修改冲击。在这里，我们提出了一个Monte Carlo模型的非线性扩散冲击加速（DSA）占磁场放大通过共振不稳定性引起的加速粒子，并包括上游的冲击和随后的前体等离子体加热的湍流耗散的影响。由于湍流耗散和粒子注入等离子体加热之间的反馈效应很强，增加了有效DSA的非线性性质。描述的湍流阻尼的参数化的方式，我们得到两个重要的结果：第一，典型的超新星遗迹冲击的条件下，即使是少量的耗散湍流能量（~10%）是足够的显着加热的前体等离子体，第二，加热上游的冲击导致增加的热粒子在亚激波的注入的几个因素。在我们的研究结果中，非线性激波结构对粒子注入的增强的响应阻止了粒子加速和磁场放大的效率增加。然而，我们认为，更先进的（可能是非共振）模型的湍流产生和耗散可能会导致一种情况下，由于湍流耗散的粒子注入升压的结果在更有效的加速和更强的放大磁场比没有耗散。
2008-07-30 astro-ph
Energy Dissipation of Axionic Boson Stars in Magnetized Conducting Media
轴子是目前宇宙中暗物质的可能候选者。它们被认为可以形成小质量的轴子玻色子星$\sim 10^{-12}M_{\odot}$。由于它们在磁场中具有振荡的电场，它们在磁化的导电介质中耗散能量。我们发现，碰撞磁化的白矮星，轴子玻色子星耗散他们的能量和加热的白矮星。因此，充分冷却后的白矮星在碰撞时会发出可检测到的辐射。利用最近对作为MACHO候选者的白矮星的总体估计，我们估计了碰撞的事件率，并得到一个结果，即该事件率是大的，可以被探测到。
1998-07-08 astro-ph hep-ph
Evolution of massive and magnetized protoplanetary disks
我们提出了全球的自引力磁化环面的二维和三维模拟。我们使用的2D计算表明，MRI的属性不受自引力的存在：MHD湍流和增强的角动量输运遵循线性增长的不稳定性。在三维空间中，我们研究了$m=2$引力不稳定性与MHD湍流的相互作用。我们发现它的强度显着降低了后者的存在下，表明这两种不稳定性强烈地相互作用，在其非线性阶段。我们讨论这些结果的后果。
2004-02-16 astro-ph
Dissipation of Hydromagnetic Waves on Energetic Particles: Impact on Interstellar Turbulence and Cosmic Ray Transport
考虑了银河系宇宙射线（CR）的扩散。预计非线性MHD级联将湍流的幂律谱从主尺度100 pc设置为更小的尺度。我们发现，由于与高能粒子的共振相互作用的波的耗散可能会终止级联在小于1.e13厘米。CR扩散系数的形状，发现可以解释所观察到的峰值在几个GeV/n的次级到初级核的比率。
2003-06-18 astro-ph
The Proton Distribution Function in Weakly Magnetized Turbulent Plasmas
本文计算了弱磁化无碰撞等离子体中亚音速湍流加热引起的质子分布函数。分布函数是非热的。对于非相对论能量，它是质子速度大小的指数。对于超相对论能量，它可以被表征为具有动量依赖斜率的幂律。
1998-08-25 astro-ph
Dissipation and Heating in Supersonic Hydrodynamic and MHD Turbulence
本文用一个新的高阶Goddom程序Athena研究了分子云中超声速MHD湍流的能量耗散和加热。我们分析的饱和振幅，能量耗散特性，功率谱，声波标度，和指标的湍流的影响因素，如磁场强度，驱动规模，能量注入率，和数值分辨率。虽然收敛的能量达到中等分辨率，我们发现，功率谱需要更高的分辨率是难以获得的。在1024^3的水力实验中，我们发现速度弥散与测量的空间尺度之间存在幂律关系，而对于相同分辨率的磁流体实验，我们没有发现这种幂律关系。湍流中的时变性和温度不稳定性都显示出对驱动尺度的依赖性，这表明通过任意机制数值驱动湍流可能不允许这些特性的真实表示。我们还注意到类似的功能，在功率谱的压缩分量的速度为超音速MHD湍流的初始球形MHD冲击波的速度谱，这意味着幂律形式不排除冲击，而不是湍流级联，发挥了重要作用，在调节空间尺度之间的能量转移。
2008-09-23 astro-ph
Dissipation-Scale Turbulence in the Solar Wind
我们提出了一个级联模型弱碰撞等离子体中的湍流，以下的非线性级联的能量从大尺度的驱动在MHD制度的小尺度的动力学阿尔芬波制度的湍流耗散的动力学过程。慢太阳风模型的稳态解得出三个结论：（1）除了观测到的磁能谱的突变外，人们期望有一个指数截止：（2）普遍认为耗散范围服从幂律行为的解释是仪器灵敏度限制的结果;（3）在与太阳风有关的参数范围内，观测到的耗散范围谱指数从-2到-4的变化，自然地用朗道阻尼的变化效果来解释，从-7/3的无阻尼预测到-4左右的强阻尼指数。
2007-07-20 astro-ph
Estimating the Radiative Efficiency of Magnetized Accretion Disks Around Black Holes
对黑洞吸积的模拟表明，在最内层稳定圆轨道（ISCO）附近和内部存在磁应力。这一发现表明，这种流动可能比标准吸积盘模型预测的更明亮。在这里，我们适用于模拟吸积流内的散热处方，以估计其隐含的辐射效率。我们假设耗散与电流密度的平方成正比，并发现由此产生的方位平均和壳集成的径向轮廓是很好地匹配的径向散热轮廓的标准磁盘模型的ISCO以外的区域，特别是当它被调整到占额外的应力在ISCO。然而，与标准模型相反，从电流密度导出的耗散曲线继续通过ISCO并通过倾伏区域。总的预测耗散率在$\simeq 30%$和$\simeq 100%$之间，大于标准模型预测的耗散率，这取决于黑洞的自旋。大多数额外的耗散发生在ISCO之外。为了预测光度，我们假设瞬时辐射和零光学深度，但允许光子捕获。相对于标准模型，远距离观测者看到的净辐射效率增加了$\simeq 25%$ --80%，其中中间黑洞自旋的增加最大，因为快速自旋产生的增强应力引起的耗散增加部分被额外光子被黑洞捕获的可能性增加所抵消。
2006-05-11 astro-ph
Dissipation of Magnetohydrodynamic Waves on Energetic Particles: Impact on Interstellar Turbulence and Cosmic Ray Transport
讨论了银河宇宙射线在星际介质中扩散的物理过程。本文研究了非线性MHD级联产生湍流的幂律谱的可能性。我们发现，由于与宇宙线粒子的共振相互作用而引起的波的耗散可能会终止波长低于10^13 cm的Kraichnan型级联。这种波耗散的效果已被纳入GALPROP数值传播代码，以评估可测量的天体物理数据的影响。在由此产生的自洽模型中发现的宇宙射线扩散系数的能量依赖性可以解释在大约1 GeV/核子处观察到的次级与初级核比率的峰值。
2006-01-21 astro-ph
Numerical dissipation and the bottleneck effect in simulations of compressible isotropic turbulence
采用分段抛物方法（PPM）模拟了马赫数为$\sim 0.1... 1$的强迫各向同性湍流。状态方程由电子简并流体的费米压力决定。在这些模拟中的耗散是纯数值的起源。对于无量纲的平均耗散率，我们发现的值与已知的结果，主要是不可压缩的湍流模拟。对应于数值耗散率的Smagorinsky长度的计算支持PPM提供隐式亚网格尺度模型的概念。在各种流动实现的湍流能谱中，我们发现了所谓的瓶颈现象，即，最大耗散波数附近的谱函数的平坦化。补偿谱函数中的瓶颈峰的形状与高粘度湍流模拟中发现的形状相当。虽然瓶颈效应大大减少了近惯性长度尺度的范围，我们能够估计柯尔莫哥洛夫常数的值。对于能量注入和耗散平衡的定常湍流，似乎$C\approx 1.7$。然而，一个较小的值被发现在跨音速湍流的情况下，在驱动力中的压缩分量的一个大部分。此外，我们还讨论了与耗散有关的长度尺度，特别是一个有效的数值长度尺度$Δ_{\mathrm{eff}}$，它可以被看作是与PPM相关联的隐式滤波器的特征平滑长度。
2005-03-15 astro-ph physics.flu-dyn
Particle Diffusion and Acceleration by Shock Wave in Magnetized Filamentary Turbulence
我们扩展了非共振散射理论的粒子扩散磁化电流丝，通常可以比较天体物理学的喷气机，包括活动星系核喷气机。在一个高等离子体β区域，定向体流是一个自由能量源，通过建立湍流磁场的电流抑制不稳定性，一个新版本的准线性理论来描述测试粒子的扩散提出。该理论依赖于这样一个前提，即注入的高能粒子不会被困在围绕并渗透细丝的磁场的小尺度结构中，而是被细丝偏转，从而开启了一个新的能量体系，与粒子注入相比，该体系由跃迁介导。从一个准线性型方程导出的扩散系数被施加到估计的冲击波传播通过射流的颗粒的随机加速的时间尺度。系统地给出了加速离子和电子的可达到的最高能量的一般标度，以及可能的能量限制的特征时间的标度。我们还讨论了一个可行的方法来验证理论预测。强烈的、各向异性的湍流反射宇宙细丝可能是最近的空气簇射实验中探测到的最高能量超过100 EeV（10^{20} eV）的宇宙射线加速机制问题的关键。
2005-10-26 astro-ph hep-ph physics.plasm-ph
