Turbulent dissipation in the ISM: the coexistence of forced and decaying regimes and implications for galaxy formation and evolution
本文用二维MHD非等温数值模拟方法讨论了全球ISM中湍流动能Ek的耗散。我们认为，在二维耗散是在三维的代表，只要它是由冲击，而不是由湍流级联占主导地位。能量在空间中的几个孤立地点注入，规模相对较小，时间较短。这就导致了强制性制度和腐朽性制度在同一流动中的共存。我们发现，ISM类流耗散其湍流能量迅速。在有强迫的模拟中，输入参数是强迫区的半径l_f，每个源沉积到气流中的总动能e_k，以及这些区域的形成速率sfr_OB。整体耗散时间t_d主要取决于l_f。就ISM的可测量性质而言，t_d >= Sigma_g u_rms^2/（e_k sfr_OB），其中Sigma_g是平均气体表面密度，u_rms是均方根速度弥散。对于太阳邻域，t_d >= 1.5x10^7年。整体耗散时间始终小于最大含能尺度的交叉时间。在衰减模拟中，Ek随时间t^-n减小，其中n~0.8-0.9。这表明在混合强制+衰减情况下，距离d的衰减为Ek \propto d^{-2n/（2-n）}。如果适用于垂直方向，我们的研究结果支持模型的星系演化中，恒星能量注入提供了显着的支持的气体盘厚度，但不是模型的星系形成中，这种能量注入应该重新加热内晕介质的距离可达10-20倍的光学星系的大小，作为耗散发生在距离相当于磁盘的高度。
2001-02-03 astro-ph
Dissipation Efficiency in Turbulent Convective Zones in Low Mass Stars
我们扩展了Penev等人（2007）的分析，计算了0.775Msun、0.85Msun和现在太阳的三颗主序星表面对流区的有效粘度。此外，我们还仔细注意所有的归一化因子和假设，以获得作为外部剪切的周期和方向的函数的有效粘度的实际数值处方。我们的研究结果是适用于周期太长，对应的漩涡属于惯性子范围内的Kolmogorov标度，但不大于对流周转时间，当计算的假设打破。我们发现有效粘度的线性标度与周期和幅度至少比Zahn（1966，1989）的处方大三倍。
2009-09-26 astro-ph
Dimensionless Measures of Turbulent Magnetohydrodynamic Dissipation Rates
磁雷诺数R_M被定义为特征尺度和相关流速的乘积除以微物理磁扩散率。对于层流，R_M也近似于总磁能方程中对流项与耗散项的比值，但对于湍流，后者的比值取决于能谱，在稳态时接近1。为了推广到任意谱的流，我们定义了一个有效磁耗散数，R_{M,e}，作为总磁能方程中平流项与微物理耗散项的比值，将全谱尺度，任意磁普朗特数，以及磁谱和动力学谱的不同内外尺度对结合起来。如所预期的，对于大的参数范围R_{M,e} \sim {0}（1）<< R_M。我们还区分了R_{M,e}和{ \tilde R}_{M，e}，其中后者是当湍流扩散率被明确地施加为封闭时平均磁场方程的有效磁雷诺数。即使R_M>>1，R_{M,e}和{ \tilde R}_{M，e}也接近1，这突出表明，正如在流体动力学湍流中一样，湍流中大尺度结构通过叶栅的能量耗散可能比层流中大尺度结构的耗散快得多。这说明，能量耗散率的磁重联是快得多的湍流，和微物理重联率相比，层流。
2008-03-18 astro-ph physics.plasm-ph
Extracting Rotational Energy in Supernova Progenitors: Transient Poynting Flux Growth vs. Turbulent Dissipation
超新星（SN）各向异性的观测证据可能标志着角动量和微分旋转在祖先中的重要性。差动旋转和旋转中的自由能可以通过磁性或湍流耗散来提取。磁流体动力喷流和日冕在驱动SN中可能发挥的重要作用促使人们了解SN祖细胞中的大规模发电机。本文建立了一个大尺度界面发电机模型，模型中的微分转动和转动都通过坡印亭通量和湍流扩散来消耗。我们将该模型应用到一个差分旋转的核心所包围的对流区的SN祖从最初的15 $M_\odot$星。与太阳不同，发电机是短暂的，因为差异旋转主要是由于初始坍缩。高达$\sim 10^{51}$的erg可以被排出到时间积分的坡印廷通量和热量中，其相对分数取决于剪切层与对流区中的湍流的相对量以及磁场穿透到其中的剪切层的分数。这两个汇都有助于促进爆炸，并可能导致不同程度的各向异性和脉冲星反冲。在所有情况下，极向磁场比环向磁场弱得多，坡印廷通量低于以前的估计，其中调用的总磁能的大小。大尺度发电机的特征是，相关坡印廷通量在$\sim 1$秒时间尺度上的振荡，这意味着向SN输送的能量也是如此。
2005-09-03 astro-ph
A Model of Turbulence in Magnetized Plasmas: Implications for the Dissipation Range in the Solar Wind
本文研究了弱碰撞磁化等离子体中磁能的湍流级联。基于波数空间中局部非线性能量传递、线性传播与非线性相互作用时间的临界平衡以及线性耗散率对非线性湍流等离子体的适用性等假设，提出了一个级联模型。该模型如下的非线性级联的能量从驱动规模在MHD制度，通过在离子拉莫尔半径到动力阿尔芬波制度，其中的湍流耗散的动力学过程的过渡。由于湍流波动的强各向异性，湍流波动保持在低于离子回旋频率的频率，k_parallel << k_perp（由临界平衡暗示）。在此限制下，湍流是最佳的陀螺动力学描述，它表明，陀螺动力学近似是很好地满足典型的慢太阳风参数。波相速度测量是一致的动力学阿尔芬波级联，而不是离子回旋阻尼的发病。建立了回旋级联达到离子回旋频率的条件。级联模型的解决方案意味着碰撞阻尼提供了一个自然的解释观测范围内的光谱指数的耗散范围内的太阳风。预计耗散范围谱呈指数下降;观察中明显的幂律行为可能是仪器灵敏度有限的人为现象。级联模型的动机是一个方案的陀螺运动模拟的湍流和粒子加热的太阳风。
2008-12-12 astro-ph
Probing the Turbulence Dissipation Range and Magnetic Field Strengths in Molecular Clouds
研究了M17恒星形成分子云中HCN和HCO+共存分子的湍流速度色散谱随长度尺度的变化。我们发现，所观察到的离子的光谱相对于中性的向下移动很容易解释的双极扩散范围内的离子和中性湍流能量耗散不同的存在。我们使用这些观测来评估这种解耦尺度，并展示如何以一种全新的方式估计嵌入磁场的天空平面分量的强度。
2008-01-17 astro-ph
Cold HI in Turbulent Eddies and Galactic Spiral Shocks
HI 21厘米线自吸收（HISA）揭示了银盘中冷原子云的形状和分布。许多这样的云缺乏相应的CO排放，尽管在平衡模型中比纯原子气体更冷。HISA需要以相同速度的背景线发射，因此可以产生这样的背景的机制。弱的，小规模的，和广泛的吸收可能会产生湍流涡旋，而强大的，大规模的吸收出现在云复合体沿螺旋臂冲击组织。在后者中，气体可能在恒星形成之前从原子状态演化为分子状态，这可以解释HISA-CO协议的不完整性。
2007-03-03 astro-ph
Evidence for Pressure Driven Flows and Turbulent Dissipation in the Serpens NW Protocluster
我们利用FCRAO望远镜和BIMA干涉仪，在CS（2-1）和N_2H ~+（1-0）谱线和3 mm连续谱线上绘制了巨蛇座分子云西北区致密气体的分布和动力学图。发现了7个连续谱源，N_2H ~+谱是光学薄的，并与7个超精细分量进行了拟合，确定了速度色散的分布。8个芯，2个具有连续光源，6个没有，位于局部线宽最小值和光学深度最大值处。CS光谱是光学厚，一般自吸收超过整个0.2 pc范围的地图。我们使用线翼追踪至少3个，可能是4个连续源周围的流出，以及自吸收的不对称性作为核心中心和包络之间的相对运动的诊断。低N2 H+线宽的静态区域往往有更多的不对称CS光谱比周围的连续源的光谱表明更高的下降速度。这些区域的典型大小约为5000 AU，线宽约为0.5 km/s，下降速度约为0.05 km/s。CS不对称性与N2 H+速度色散的相关性表明，建立前原恒星核心的物质的向内流动至少部分是由压力梯度驱动的，而不是仅仅由重力驱动的。我们讨论的核心形成和最终的恒星形成崩溃通过耗散的湍流的情况。
2000-02-14 astro-ph
Formation of Turbulent Cones in Accretion Disk Outflows and Application to Broad Line Regions of Active Galactic Nuclei
本文研究了受中心辐射力作用时，从吸积盘风到云形成的稳定性。对于Keplerian或更平坦的垂直发射速度剖面并且存在显着的辐射压力，风流流线在锥形层中交叉。我们认为，这些地区是高度不稳定的，是自然的超音速湍流，因此，密度压缩的网站。我们认为，结合热不稳定性，这些都将合谋产生云。这样的云可以在动态平衡中存在，不断地消散和重组。只要存在风的内截断半径，我们的模型就呈现出与Elvis（2000）对活动星系核（AGN）宽线区（BLR）所推断的类似的双锥结构。我们的结果也适用于其他盘风系统。
2002-01-24 astro-ph
Dissipation Scale Fluctuations and Chemical Reaction Rates in Turbulent Flows
反应物之间的小间隔，不超过$10^{-8}-10^{-7}cm$，是各种化学反应的必要条件。结果表明，随机平流和拉伸湍流导致形成标量丰富片{ \it强烈波动的厚度} $η_{c}$。分子水平的混合是通过扩散穿过这些分离反应物的片（界面）来实现的。由于扩散时间尺度是$τ_{d}\propto η_{c}^{2}$，概率密度$Q(η_{c},Re)$的知识是至关重要的化学反应速率的评估。在本文中，我们推导出的概率密度$Q(η_{c},Re,Sc)$和预测过渡的反应速率行为从${\cal R}\propto \sqrt{Re}$（$Re\leq 10^{4}$）的高Re渐近${\cal R}\propto Re^{0}$。该理论使转捩雷诺数$Re_{tr}\approx 10^{4}$具有近似的普适性。它还表明，如果化学反应涉及短寿命的反应物，非常强烈的反常波动的长度尺度$η_{c}$可能会导致不可忽略的小反应速率。
2007-06-29 astro-ph nlin.CD physics.flu-dyn
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
Turbulent coronal heating and the distribution of nanoflares
我们进行直接数值模拟的外部驱动的二维磁流体动力学系统在较长的时间内模拟的一个太阳日冕环的横截面的动态。施加一个固定的和大规模的磁场强迫，模拟光球运动的磁环脚点。达到湍流稳定制度，这对应于能量耗散率与日冕环的加热要求一致。诸如能量耗散率之类的量的时间行为显示出明显的非线性指示，这完全是由于系统的强非线性。我们尝试将这些磁能量耗散的脉冲事件与所谓的纳米片联系起来。这些事件的统计分析产生一个幂律分布作为其能量的函数，负斜率为1.5，这是一致的，从X射线观测报告的耀斑能量分布。
1997-05-07 adap-org astro-ph nlin.AO
R-modes in Neutron Stars with Crusts: Turbulent Saturation, Spin-down, and Crust Melting
罗斯贝波（r模）被认为是调节年轻或吸积中子星自旋周期的一种手段，也可以产生可观测到的引力波辐射。R模式主要涉及恒星流体核心的横向、不可压缩运动。然而，中子星在其生命的早期就获得了地壳：因此，r模也意味着地壳下流体的剪切。我们研究的标准，这个剪切层成为湍流，并推导出在湍流状态的耗散率。与粘性边界层的耗散不同，湍流能量损失在模式能量方面是非线性的，因此可能导致模式在通常远小于1的振幅下饱和。这种能量损失也会在地壳下以热量的形式重新出现。我们研究了地壳熔化的可能性以及它对低质量X射线双星自旋演化的影响。最后，我们确定了自旋演化的一些普遍特征，这些特征可能会产生观测结果。
2000-06-09 astro-ph gr-qc
Turbulent Origin of the Galactic-Center Magnetic Field: Nonthermal Radio Filaments
在过去的二十年里，人们对银河系中心磁场活动的起源进行了大量的研究。最流行的假设之一是假设极向几何的毫高斯磁场遍布银河系中心区域的内部几百秒差距。然而，有越来越多的观测证据表明，在这一地区的大规模分布的一个弱得多的领域B \lesssim 10微G。在这里，我们提出银河系中心的磁场起源于湍流活动，这是已知的是极端的中央百秒差距。图中磁场能量的空间分布是高度断续的，强场区具有连续结构。我们提出，所观察到的非热射电细丝出现在（或，可能，可以确定）这样的强磁化区域。同时，大尺度扩散磁场较弱。这两个结果都可以解释银河系中心区域的磁场测量结果。此外，我们还讨论了星团的电离外流在产生垂直于银道面的长磁化细丝中的作用。
2005-12-14 astro-ph physics.flu-dyn physics.plasm-ph
