The divergence of neighboring magnetic field lines and fast-particle diffusion in strong magnetohydrodynamic turbulence, with application to thermal conduction in galaxy clusters
本文采用直接数值模拟方法研究了强磁流体湍流中的场线分离现象。我们发现，在静磁场近似下，星系团的热导率相对于非磁化等离子体的斯皮策热导率降低了约50倍。这个值太小，无法进行热传导来平衡团簇中的辐射冷却。
2003-11-06 astro-ph
Evolution of Magnetic Fields in Freely Decaying Magnetohydrodynamic Turbulence
研究了自由衰减磁流体力学湍流中磁场的演化。通过将纳维-斯托克斯方程准线性化，在准法向近似下解析求解了诱导方程。我们发现，当磁场不是螺旋磁场时，磁能和关联长度分别随时间演化为E_B \propto t^{-2（1 +p）/（3+p）}和E_B \propto t^{2/（3+p）}，其中p是初始幂律谱的指数。在螺旋情况下，磁螺旋度几乎是守恒量，并迫使磁能和相关长度按E_B \propto（log t）^{1/3} t^{-2/3}和E_B \propto（log t）^{-1/3} t^{2/3}的比例缩放。
2007-05-16 astro-ph
Magnetohydrodynamic turbulence in supernova remnants
我们目前的估计角功率谱的同步辐射强度波动在6和20厘米的壳型超新星遗迹Cas A和填充中心蟹状超新星遗迹。我们发现，这两个源的强度起伏具有指数为-3.24 +/-0.03的幂律功率谱。这种幂律功率谱与同步辐射等离子体中的磁流体动力学湍流是一致的。对于Cas A，在功率谱中存在中断，并且在大角尺度下幂律指数从-3.2变化到-2.2。这种转变发生在对应于Cas A壳厚度的角尺度上。我们将其解释为从三维湍流到二维湍流的过渡，其尺度分别小于和大于壳体厚度。
2009-07-23 astro-ph
Anisotropy of Magnetohydrodynamic Turbulence and Polarization of the Spectral Lines of Molecules
通过计算代表性的衰减湍流模拟中的速度梯度作为方向的函数，明确地证明了MHD湍流中速度的各向异性。因此，当存在MHD湍流时，谱线的光学深度是各向异性的，并且这种各向异性影响出射辐射的偏振特性。我们计算的线性极化，结果的微波线的CO分子在恒星形成的气体，并表明，它是可比较的极化观察。这一结果和我们早先的结果--MHD湍流的各向异性可能是OH主线脉泽光谱中没有塞曼$π$成分的原因--是MHD湍流引起的光学深度各向异性的首次证明。一个非局部近似的辐射转移和结果进行了比较，从本地（LVG）近似。
2006-10-05 astro-ph
Scaling Laws in Magnetohydrodynamic Turbulence
分析了自由衰减不可压缩磁流体湍流中动能和磁能的衰减规律以及关联长度的演化。MHD方程的标度不变性保证了在耗散参数（{ \it i.e.}动粘度和电阻率）和零磁螺旋度时，动能和磁能随时间衰减为$E \sim t^{-1}$，相关长度演化为$ξ\sim t^{1/2}$。在螺旋情况下，假设磁场向无力态演化，我们证明了（在大磁雷诺数的极限下）磁螺旋度保持不变，动能和磁能分别按$E_v \sim t^{-1}$和$E_B \sim t^{-1/2}$衰减，而动能和磁关联长度均按$ξ\sim t^{1/2}$增长.
2004-10-04 astro-ph
Comparison of spectral slopes of magnetohydrodynamic and hydrodynamic turbulence and measurements of alignment effects
我们进行了一系列高分辨率（高达1024^3）的直接数值模拟的水力和MHD强湍流。我们发现，正常粘度的模拟MHD谱的斜率是相似的，虽然比水力模拟略浅。然而，对于高粘度的模拟，斜率是非常不同的，例如，水力模拟的斜率显示出明显的和明确的瓶颈效应，而MHD斜率的影响相对较小。我们认为这表明MHD强湍流比Kolmogorov湍流更不具有局部性。这就要求修改MHD强湍流模型，假设当地的“作为在水电的情况下”级联。MHD湍流的非定域性使人们对用目前可用的（512 ^3 - 1024 ^3）数值分辨率（包括正常粘性的模拟）确定斜率产生了怀疑。我们还测量了各种所谓的对齐效应，并讨论了它们对湍流叶栅的影响。
2009-07-16 astro-ph
Scattering of energetic particles by anisotropic magnetohydrodynamic turbulence with a Goldreich-Sridhar power spectrum
在准线性近似下计算了各向异性、不可压缩、磁流体动力学湍流的Goldreich-Sridhar（GS）谱的散射率。由于小尺度波动被限制在波矢几乎垂直于背景磁场，散射太弱，既不能提供银河宇宙线传播模型中常用的平均自由程，也不能提供在准平行冲击下加速宇宙射线所需的平均自由程。在发生强烈的俯仰角散射的地方，这是由于GS光谱没有描述的波动，例如由流动的宇宙射线产生的波动。
2000-11-03 astro-ph
Magnetohydrodynamic Turbulence in Accretion Disks
最近的工作在湍流介质中的磁场的结构给出了预测的磁通量管的性能作为一个函数的马赫数和规模的湍流，和电阻率和粘度的流体。在这里，我将讨论这项工作对吸积盘的影响。我表明，虽然吸积盘通量管通常几乎完全抽空，但它们的浮力比以前的估计建议。我还注意到，垂直的磁通量往往是从吸积盘的外缘喷出的，因此，在这种系统中持续的磁活动的证据应该被解释为支持发电机活动的存在。
1995-08-18 astro-ph
Cosmic Ray Scattering and Streaming in Compressible Magnetohydrodynamic Turbulence
磁流体动力学（MHD）湍流的最新进展，要求在宇宙线输运的图片修改。本文利用最近得到的MHD模的标度律，得到了宇宙射线的散射频率。利用准线性理论，我们计算了磁流体动力学模式（Alfvénic，慢和快）和渡越时间阻尼（TTD）的快模式的陀螺谐振。我们提供了宇宙射线散射计算的各个阶段的星际介质与现实的星际湍流驱动是一致的扩散气体中观察到的速度色散。我们占湍流截断所产生的碰撞和无碰撞阻尼。得到了进入描述宇宙线演化的Fokker-Planck方程的扩散系数的解析表达式。我们得到的散射率，并表明，快模式提供了占主导地位的贡献，宇宙射线散射的典型的星际条件下，尽管快模式进行阻尼。我们确定散射的效率如何取决于电离介质的特性，例如等离子体$β$。我们计算的能量范围内的流动不稳定性被抑制的环境MHD湍流。
2004-08-10 astro-ph
Cosmic Ray Scattering by Compressible Magnetohydrodynamic Turbulence
磁流体动力学（MHD）湍流的最新进展要求对宇宙线输运的图像进行实质性的修改。本文利用最近得到的MHD模的标度律计算了ISM中宇宙射线的散射频率。我们考虑了磁流体模式（Alfvenic，慢和快）和渡越时间阻尼（TTD）的快模式的陀螺谐振。我们提供了宇宙射线散射计算的各个阶段的星际介质与现实的星际湍流驱动是一致的扩散气体中观察到的速度色散。我们占湍流截断所产生的碰撞和无碰撞阻尼。得到了进入描述宇宙线演化的Fokker-Planck方程的扩散系数的解析表达式。计算了宇宙射线在Alfvenic模和快模下的散射率和平行空间扩散系数。我们的结论是，快模式提供了占主导地位的贡献，宇宙射线散射的典型星际条件下，尽管快模式受到阻尼。我们表明，散射的效率取决于等离子体β，因为它决定了快模式的阻尼。我们还表明，在湍流的存在下，修改的流不稳定性。
2003-11-17 astro-ph
Spectral Properties of Compressible Magnetohydrodynamic Turbulence from Numerical Simulations
我们分析了驱动，超音速可压缩磁流体动力学（MHD）湍流的光谱特性，通过高分辨率的数值实验，应用于理解巨型分子云的动力学。通过角度平均功率谱，我们表征了能量从中间的转移，驱动尺度下降到较小的耗散尺度，并且还提供了在较大空间尺度上实现模态均分水平的逆级联的证据。分别研究压缩和剪切模式，我们评估了它们的相对总功率，发现随着磁场强度的降低，（1）总动力学功率的剪切分数降低，（2）在惯性范围内幂律拟合的斜率变陡。与以前的不可压缩MHD湍流的工作，我们提出了定性和定量的尺度相关的光谱各向异性所产生的剪切阿尔文级联的措施，并显示这些变化与变化的平均磁场强度。最后，我们提出了一种方法，使用各向异性的速度质心地图作为诊断的平均磁场强度在观测的云核。
2003-03-05 astro-ph
On the Nature of Incompressible Magnetohydrodynamic Turbulence
提出了一个新的不可压缩磁流体动力学湍流模型来解释最近的数值结果。根据所提出的模型，在强外部磁场的存在下，不可压缩磁流体动力学湍流变得非局部的意义上说，低频模式导致相互作用的高频模式从惯性间隔的去相关。结果表明，所获得的非局部谱的惯性范围内的不可压缩磁流体动力学湍流代表各向异性类似的Kraichnan的非局部谱的流体动力学湍流。基于弱耦合近似，这是直接相互作用近似的等效配方之一的框架中进行的分析，它表明，不可压缩磁流体动力学湍流可以是本地和非本地的，因此各向异性的类似物的Kolmogorov和Kraichnan频谱是可实现的不可压缩磁流体动力学湍流。
2007-01-10 astro-ph nlin.CD physics.flu-dyn
Comment on "On two-dimensional magnetohydrodynamic turbulence" [Phys. Plasmas, 8, 3282 (2001)]
Biskamp和Schwarz [Phys. Plasmas，8，3282（2001）]报道了二维磁流体动力学湍流的能谱与$k^{-3/2}$成比例，这是Iroshnikov-Kraichnan现象学的预测。在这篇评论中，我们报告了一些早期的结果，结论性地表明，对于二维磁流体动力学湍流，Kolmogorov现象（谱指数5/3）是更好的模型比Iroshnikov-Kraichnan现象，这些结果是基于能流分析。
2002-04-14 astro-ph cond-mat nlin.CD
Role of cross helicity in magnetohydrodynamic turbulence
采用高分辨率直接数值模拟方法研究了强不可压三维磁流体动力学湍流。模拟结果表明，配置空间的特点是由区域的积极和消极的交叉螺旋度，对应于高度对齐或反对齐的速度和磁场波动，即使当平均交叉螺旋度为零。为了阐明交叉螺旋度的作用，在交叉螺旋度不为零的不平衡区域获得湍流的谱和结构。当在正和负交叉螺旋度区域上平均时，结果与平衡湍流的模拟一致。对所得结果进行了分析解释。
2009-01-16 astro-ph physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Large-Eddy Simulations of Fluid and Magnetohydrodynamic Turbulence Using Renormalized Parameters
本文提出了一种在傅立叶空间中利用重整化参数对流体和磁流体动力学湍流进行大涡模拟的方法。使用场论计算的参数取自Verma最近的论文[Phys. Rev. E，2001; Phys. Plasmas，2001]。我们在$64^3$网格上进行了大涡模拟。这些结果与直接数值模拟的$128^3$相当吻合。我们表明，适当的选择参数是必要的LES。
2003-03-24 astro-ph cond-mat nlin.CD
Field theoretic calculation of renormalized-viscosity, renormalized-resistivity, and energy fluxes of magnetohydrodynamic turbulence
本文将自洽重整化（RG）方法应用于具有零交叉螺旋度的非螺旋磁流体动力学湍流。Kolmogorov的5/3幂律已被证明是$d \ge d_c \approx 2.2$的一致解。对于Kolmogorov的解决方案，重整化粘度和电阻率是积极的整个范围内的参数。通过求解一阶微扰通量方程，计算了不同的MHD湍流叶栅率和Kolmogorov常数。我们发现磁能向前级联。$d=3$的Kolmogorov常数随$r_A$的变化不显著，并且被发现接近于流体湍流的常数。
2001-09-03 astro-ph cond-mat nlin.CD
Dynamic Alignment in Driven Magnetohydrodynamic Turbulence
最近的分析预测的动机，我们报告的数值证据表明，在驱动不可压缩磁流体动力学湍流的磁场和速度场的波动局部倾向于调整其极化方向。这种动态对准在较小尺度下更强，偏振之间的角度失配随着尺度λ近似为θ_λ~ λ^{1/4}而减小。这可以自然地导致非线性相互作用的减弱，并为在强磁化湍流的数值实验中观察到的能谱E（k）~ k^{-3/2}提供解释。
2006-12-21 astro-ph nlin.CD physics.flu-dyn
Exact scaling laws and the local structure of isotropic magnetohydrodynamic turbulence
本文研究了各向同性MHD湍流的精确标度律在大磁普朗特数Pm和Pm=1的数值模拟中的一致性。精确的法律被用来阐明的磁场和速度场的结构。尽管某些三阶关联函数的线性标度，情况是不类似的Kolmogorov湍流的情况。磁场是充分描述的带状（折叠）场与方向反转的电阻标度的模型。在目前可用的分辨率下，动能的级联被强迫尺度运动和带状磁场之间的能量直接交换所短路。这种非局部相互作用是各向同性MHD湍流的定义特征。
2006-11-21 astro-ph physics.flu-dyn
Statistical Theory of Magnetohydrodynamic Turbulence: Recent Results
在这篇综述文章中，我们将描述磁流体力学（MHD）湍流统计理论的最新发展。Kraichnan和Iroshnikov首先提出了一种MHD湍流现象，其中Alfven时间尺度占主导地位，能谱E（k）与k^{-3/2}成正比。在过去的十年中，许多数值模拟表明，谱指数接近5/3，这是柯尔莫哥洛夫的流体湍流指数。我们回顾了最近的理论结果的基础上各向异性和重整化群支持柯尔莫哥洛夫标度的MHD湍流。傅立叶模态之间的能量传递、能流和壳-壳能量传递是MHD湍流中的重要物理量。我们报告最近在这方面的数值和场论结果。这些量的作用在磁场放大（发电机）进行了讨论。对磁螺旋度在湍流演化中的作用有了新的认识。最近有趣的结果在磁流，大涡模拟，壳模型的磁流体力学也包括在内。
2004-04-26 astro-ph cond-mat.stat-mech nlin.CD
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。
2003-07-03 astro-ph physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Field theoretic calculation of energy cascade rates in nonhelical magnetohydrodynamic turbulence
通过求解一阶微扰通量方程，计算了非螺旋稳态磁流体动力学湍流的能量级联率和Kolmogorov常数。对于零交叉螺旋度和空间维度$d=3$，磁能从大尺度级联到小尺度（前级联）。此外，还存在从大尺度磁场到小尺度速度场、从大尺度速度场到小尺度磁场、从大尺度速度场到大尺度磁场的能量通量。磁流体动力学的柯尔莫哥洛夫常数近似等于阿尔文比$0.5 \le r_A \le \infty$的流体湍流常数（$\approx 1.6$）。对于更高的空间维度，能量通量在性质上是相似的，柯尔莫哥洛夫常数随$d^{1/3}$变化。对于标准化交叉螺旋度$σ_c \to 1$，级联速率与$(1-σ_c)/ (1+σ_c)$成正比，Kolmogorov常数随$σ_c$显著变化。
2004-04-25 astro-ph cond-mat nlin.CD
On weak and strong magnetohydrodynamic turbulence
最近的数值和观测研究包含相互矛盾的磁流体动力学湍流谱的报告。为了澄清这个问题，我们研究了具有强引导场$B_0$的各向异性不可压缩磁流体动力学湍流。我们在一个特殊的设置，使我们能够阐明弱和强湍流制度之间的过渡减少MHD方程进行数值模拟。表示$k_{\|}$、$k_\perp$和$b_λ$，表示波动的特征平行场和垂直场波数，$b_λ$表示尺度为$λ\sim 1/k_{\perp}$的波动场。我们发现，当满足临界平衡条件$k_{\|}B_0\sim k_{\perp} b_λ$时，湍流较强，能谱为$E(k_{\perp})\propto k^{-3/2}_{\perp}$。随着谱的$k_{\|}$宽度增加，湍流迅速变弱，并且在极限$k_{\|}B_0\gg k_{\perp} b_λ$中，谱接近$E(k_{\perp})\propto k_{\perp}^{-2}$。观测到的光谱对线性和非线性相互作用平衡的敏感性可以解释在这种平衡条件没有得到很好控制的情况下相互矛盾的数值和观测结果。
2007-12-13 astro-ph nlin.CD physics.flu-dyn
Energy transfer and locality in magnetohydrodynamic turbulence
对磁流体动力学（MHD）湍流的壳-壳能量传递率进行了解析计算，给出了非螺旋MHD在惯性范围内从速度到速度、速度到磁场、磁场到速度、磁场到磁场的局部能量传递率。研究还发现，对于动能主导的MHD流体，壳层间存在动能向磁能的优先传递，而磁能主导的MHD流体则相反.这个性质是阿尔芬比的渐近值接近0.5的原因。分析结果与最近的数值结果是非常一致的。当磁性和动力学螺旋度被打开时，螺旋贡献与相应的非螺旋贡献相反。螺旋能量传递具有显著的非局部分量。
2005-10-19 astro-ph cond-mat nlin.CD
Numerical Measurements of the Spectrum in Magnetohydrodynamic Turbulence
我们报告了一组广泛的直接数值模拟强迫，不可压缩，磁流体动力学湍流与强引导场的结果。目的是解决关于场垂直能谱E（k_ \perp）\propto k_ \perp ^ α的幂律指数（比如α）的争论。两个主要的理论预测，α=-3/2和α=-5/3，都得到了不同小组进行的数值模拟的支持。我们的模拟具有512^3网格点的分辨率，强引导场，各向异性模拟域，并实现了广泛的大规模强迫例程，包括文献中先前报道的那些。我们的研究结果表明，具有强引导场的发展良好的强不可压MHD湍流的谱是E（k_{\perp}）\propto k_{\perp} ^{-3/2}。
2007-06-13 astro-ph nlin.CD physics.flu-dyn
On the Spectrum of Magnetohydrodynamic Turbulence
提出了一个不可压缩磁流体动力学湍流的唯象模型。我们认为，非线性波的相互作用减弱的能量级联进行到小尺度，然而，沿大尺度磁场的波动的各向异性增加，这使得在所有尺度上的湍流强。为了解释相互作用的减弱，我们提出，小规模的波动的速度和磁场变得越来越动态对齐，因为它们的规模减小，使湍流涡旋成为局部各向异性的平面垂直于大规模的磁场。在弱各向异性的极限，即弱的大尺度磁场，我们的模型再现了Goldreich-Sridhar谱，而在强各向异性的极限，即强的大尺度磁场，对应于谱的Iroshnikov-Kraichnan标度。这与最近的数值结果是一致的。
2005-06-17 astro-ph nlin.CD physics.flu-dyn
The Decay of Magnetohydrodynamic Turbulence from Power-Law Initial Conditions
我们推导出的动能和磁能的衰减和泰勒和积分尺度的增长在无强迫，不可压缩，均匀和各向同性的三维磁流体动力学（3DMHD）湍流与幂律的初始能量谱的关系。我们还推导出的交叉和磁螺旋衰减的界限。然后，我们提出的结果，从系统的数值研究这种衰变的范围内的MHD壳模型和直接数值模拟（DNS）的3DMHD。我们明确地表明，我们的能量的幂律衰减的结果保持时间$t<t_*$，其中$t_*$是积分尺度变得可比的系统大小的时间。对于$t<t_*$，我们的数值结果与“大涡持久性”原理所预言的结果是一致的。
2004-01-30 astro-ph cond-mat.stat-mech nlin.CD
Spectrum of magnetohydrodynamic turbulence
本文提出了一个强不可压缩磁流体动力学湍流的唯象理论，该理论存在一个强的大尺度外磁场。我们认为，在惯性尺度范围内，磁场和速度场的波动倾向于对齐它们的极化方向。然而，完美的对齐无法达到，它是排除了一个恒定的能量通量的存在超过规模。因此，在每个尺度$λ$处的流体和磁场波动的方向在角度$ϕ_λ\propto λ^{1/4}$内变得有效地对准，这导致非线性相互作用的尺度依赖性耗尽和场垂直能谱$E(k_{\perp})\propto k_{\perp}^{-3/2}$。我们的结果可能是普遍的，即，独立于外部磁场，因为小尺度波动局部地经历由大尺度涡流产生的强场。
2006-02-24 astro-ph nlin.CD physics.plasm-ph
Probing Physics of Magnetohydrodynamic Turbulence Using Direct Numerical Simulation
对MHD湍流的能谱和非线性级联率的认识还不清楚。我们已经解决了这个问题，使用直接数值模拟和分析计算。我们的数值模拟表明，Kolmogorov的类似现象与$k^{-5/3}$能谱，而不是Kraichnan的$k^{-3/2}$，似乎是适用于MHD湍流。在这里，我们还构造了一个自洽的重整化群过程，其中平均磁场得到重整化，这反过来又产生$k^{-5/3}$能谱。数值模拟还表明，流体能量转换为磁能。这一结果对发电机产生磁场的机理有一定的指导意义。
1998-03-21 astro-ph chao-dyn cond-mat
Calculation of renormalized viscosity and resistivity in magnetohydrodynamic turbulence
本文采用自洽重整化（RG）方法计算了具有规范化交叉螺旋度$σ_c =0$和$σ_c \to 1$的非螺旋磁流体动力学湍流。Kolmogorov的5/3幂律假设，以计算重整化参数。证明了RG不动点对$d \ge d_c \approx 2.2$是稳定的。计算了重整化粘度$ν^*$和电阻率$η^*$，发现它们对所有参数区域都是正的。对于$σ_c=0$和大阿尔文比（动能和磁能之比）$r_A$、$ν^*=0.36$和$η^*=0.85$。随着$r_A$降低，$ν^*$增加，$η^*$降低，直到$r_A \approx 0.25$，其中$ν^*$和$η^*$都近似为零。对于大的$d$，$ν^*$和$η^*$都变化为$d^{-1/2}$。还报告了$σ_c \to 1$的重整化参数。
2001-09-03 astro-ph cond-mat nlin.CD
