Turbulent Magnetohydrodynamic Elasticity: I. Boussinesq-like Approximations for Steady Shear
我们重新审视的Boussinesq假设的一个有效的湍流粘性的背景下，简单的封闭考虑模型的强磁流体动力学湍流。麦克斯韦应力闭合模型和湍流麦克斯韦应力闭合模型必然会引入一套输运系数，所有这些系数都在某种程度上依赖于模型。最重要的系数之一是湍流麦克斯韦应力的弛豫时间，直到最近才被相对忽略。我们讨论这种松弛的背景下，稳定的高雷诺数，高磁雷诺数剪切流的磁流体动力学湍流。湍流麦克斯韦应力的松弛时间不受剪切时间尺度的限制，与纯流体动力学湍流的麦克斯韦应力闭合模型相反。因此，磁流体动力学湍流的湍流应力张量的各向异性，即使在这里考虑的零平均场的情况下，也不能忽略。这种剪切产生的各向异性可以解释为由于有效的湍流弹性，类似于Boussinesq湍流粘度。我们认为，这种湍流弹性应该是重要的任何天体物理问题中的湍流应力在准定常剪切已处理唯象与有效粘度。
2002-12-28 astro-ph
Magnetized Turbulent Dynamo in Protogalaxies
关于宇宙磁场起源的流行理论认为，它们是被原银河系和银河系介质中的湍流发电机感应作用放大到现在的值的。目前，在湍流发电机的计算中，通常假定只要磁场能量小于湍流动能，就不存在磁场对湍流的反作用。这个假设导致了运动发电机理论。然而，运动发电机理论对原星系的适用性相当有限。原因是在原星系中，温度非常高，粘度主要由离子决定。随着磁场强度随时间增长，离子回旋时间变得比离子碰撞时间短，并且等离子体变得强磁化。结果，离子粘度变为布拉金斯基粘度。因此，在原星系中，反反应的发生要早得多，其场强比能量均分场强低得多，湍流发电机就变成了我们所说的磁化湍流发电机。本论文的目的是为磁化湍流发电机的研究奠定理论基础。特别是，我们预测，在磁化发电机理论的磁能增长率是高达10倍以上的运动发电机理论。我们还简要地讨论了如何布拉金斯基粘度可以帮助发展后的能量均分时间的磁能的逆级联。
2001-10-03 astro-ph
Turbulent gas motions in galaxy cluster simulations: The role of SPH viscosity
光滑粒子流体动力学（SPH）采用人工粘性来正确捕获流体动力学冲击波。在其原始配方中，所得到的数值粘性足够大，以抑制速度场中的结构，其尺度远高于标称分辨率极限，并抑制流体不稳定性产生的湍流。这可以人为地抑制随机气体运动的集群内介质（ICM），这是由下降的结构在分级结构形成过程中的驱动。我们表明，这确实是通过分析与SPH配方，其中一个单独的，随时间变化的粘度是用于每个粒子（Monaghan 1997）获得的结果。使用测试计算涉及强冲击，我们表明，该计划捕获的冲击，以及原始配方的SPH，但是，在远离冲击的区域，数值粘度要小得多。在一组9个高分辨率的模拟宇宙学星系团簇形成，我们发现，这种低粘度制定的SPH产生更高水平的湍流气体运动的ICM，达到一个动能含量的随机气体运动（在1 Mpc立方体内测量）高达5%-30%的热能含量，取决于集群质量。这对径向气体分布也有显著影响。我们发现一个中心平坦的熵分布和减少的中心气体密度的低粘度计划。有趣的是，这往往会减少SPH和自适应网格细化模拟团簇形成中看到的差异。最后，调用一个模型的粒子加速由MHD波驱动的湍流，我们发现有效的电子加速功率漫射无线电发射。
2005-07-20 astro-ph
Magnetized Turbulent Dynamo in Protogalaxies
关于宇宙磁场起源的流行理论认为，它们是被原银河系和银河系介质中的湍流发电机感应作用放大到现在的值的。迄今为止，在湍流发电机的计算中，习惯上假定只要磁场的能量小于湍流的动能，就不存在磁场对湍流的反作用。这个假设导致了运动发电机理论。然而，这一理论对原星系的适用性是相当有限的。这是因为在原星系中，温度非常高，并且粘性由磁化离子主导。随着磁场强度随时间增长，离子回旋时间变得比离子碰撞时间短，并且等离子体变得强磁化。结果，离子粘度变为布拉金斯基粘度。因此，在原星系中，反反应的发生要早得多，其场强要比对应于场-湍流能量均分的场强低得多，湍流发电机就变成了我们所说的磁化湍流发电机。本文为磁化湍流发电机奠定了理论基础。特别是，我们预测，在磁化发电机理论的磁能增长率是高达10倍以上的运动发电机理论。我们还简要地讨论了如何布拉金斯基粘度可以帮助发展的逆级联的磁能后，达到能量均分。
2002-02-14 astro-ph
Turbulent diffusion in protoplanetary discs: the effect of an imposed magnetic field
研究了外加垂直磁场对原行星盘中磁旋转湍流质量扩散特性的影响。众所周知，由湍流产生的有效粘度强烈地依赖于这样的外部场的大小。在这封信中，我们表明，湍流扩散的流动也增长，但扩散系数不像粘度那样随着垂直场的增加而迅速增加。垂直施密特数，即粘度和垂直扩散之间的比率，对于高场幅度可以接近20，而径向施密特数从低于1增加到约3.5。我们的研究结果可能会产生影响的解释观测尘埃在原行星盘和化学演化建模这些光盘。
2006-07-11 astro-ph
Direct Calculation of the Turbulent Dissipation Efficiency in Anelastic Convection
目前对恒星对流区湍流耗散的理解是基于湍流遵循Kolmogorov标度的假设。该假设对于外部剪切的时间频率高的某些情况是有效的（例如，太阳P模式）。然而，对于许多天体物理学感兴趣的情况（例如，双星轨道、恒星脉动等），感兴趣的时间尺度在柯尔莫哥洛夫定标的适用范围之外。我们提出了直接计算的耗散效率的湍流对流在这个政权，使用模拟的非弹性对流与外部强迫。我们表明，湍流的影响是很好地表示由一个有效的粘性系数，我们提供的值作为扰动频率的函数的有效粘度和比较我们的结果的微扰方法找到有效粘度的Penev等人。可以应用于实际模拟的表面对流区的恒星。
2009-10-12 astro-ph
Turbulent viscosity in clumpy accretion disks II supernova driven turbulence in the Galaxy
本文提出了一个由超新星能量输入维持湍流的凝块气盘的分析模型。作为Toomre参数$Q$，云大小和湍流驱动长度尺度之间的比率$δ$，在磁盘内的质量吸积率$\dot{M}$，分子形成常数$α$，磁盘半径，角速度，和它的径向导数的函数的磁盘参数，全球填充因子，分子分数，和恒星形成率的表达式。两种不同的情况下进行了研究：占主导地位的恒星盘和自引力气体盘在$z$方向。在第一种方法中，湍流驱动波长由能量通量守恒确定，即超新星能量输入通过湍流传输到较小尺度，在较小尺度上耗散。结果进行了比较，一个完全引力模型。对于Q=1和$δ=1$，两个模型彼此一致。在第二种方法中，驱动长度尺度直接由超新星遗迹的大小决定。这两种模型都适用于银河系，并可以再现其综合和本地的气体属性。研究了热压力和磁压力对盘结构的影响。我们推断银河系的$Q \sim 1$和$\dot{M} \sim 0.05 - 0.1 M_{\odot} yr ^{-1}$。
2003-03-24 astro-ph
A note on transition, turbulent length scales and transport in differentially rotating flows
在这份说明中，我们解决的天体物理旋转剪切流中的流体动力学不稳定性的问题，根据最近的出版物集中在差分旋转的可能性，以触发和维持在没有磁场的湍流。我们希望以一种综合的形式提出支持这一论点的主要论点，同时提出一个简单的示意性方案，说明这种动荡的过渡和自我维持。我们还建议，湍流扩散长度尺度的平均流量的局部Rossby数。提出了一种新的湍流粘度公式。在具有恒定Rossby数的速度分布的情况下，这种粘度降低到所谓的β处方，其中包括开普勒旋转流。
2004-01-20 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
On the turbulent $α$-disks and the intermittent activity in AGN
本文研究了标准$α$ -吸积盘中热粘性电离不稳定性演化过程中MHD湍流对粘性的影响。我们考虑了一个超大质量黑洞的吸积过程可能是通过一个标准的外吸积盘和一个辐射效率低的平流主导的内流进行的。在这种情况下，我们遵循的时间演化的吸积盘中的粘度参数$α$是恒定的，在整个不稳定周期，所暗示的MHD湍流的强度。我们的结论是，氢电离不稳定性是一个很有前途的机制来解释活动星系核的间歇活动。
2003-11-01 astro-ph
On Dissipation inside Turbulent Convection Zones from 3D Simulations of Solar Convection
太阳对流的二维和三维模拟的发展导致了对流的图片完全不同于通常假设的柯尔莫哥洛夫谱湍流。我们调查的对流区的耗散特性，参数化的有效粘性系数的变化结构的影响。我们使用Goodman & Oh 1997开发的扩展处理，应用于太阳对流的数值模型（Robinson et al. 2003）来计算作为频率函数的有效粘度，并将其与基于Kolmogorov湍流假设的现有处方（Zahn 1966，Goldreich & Keeley 1977）进行比较。结果与周期的线性标度相当接近，尽管同样的形式主义应用于涡旋的柯尔莫哥洛夫谱给出了幂律指数为5/3的标度。
2006-07-03 astro-ph
The response of a turbulent accretion disc to an imposed epicyclic shearing motion
我们激发一个周转运动，其幅度取决于垂直位置，$z$，在一个湍流吸积盘的模拟。这种行星运动可能是由圆盘的翘曲引起的。通过研究行星运动如何衰减，我们可以获得关于翘曲和盘湍流之间相互作用的信息。一个高振幅的周转运动衰减首先通过激发惯性波通过参数不稳定性，但其随后的指数阻尼可以再现的湍流粘度。我们估计的有效粘度参数，$α_{\rm v}$，属于这样的垂直剪切。我们还获得了新的信息，一般的光盘湍流的属性，并测量通常的粘度参数，$α_{\rm h}$，有关的水平（开普勒）剪切。我们发现，在理论研究中经常假设，$α_{\rm v}$是近似等于$α_{\rm h}$和两者都远远小于单位，在我们的本地盒计算湍流的场强。考虑到$α_{\rm v}$和$α_{\rm h}$的小（$\sim 0.01$），我们得出结论，对于$β= p_{\rm gas}/p_{\rm mag} \sim 10$，翘曲的扩散或阻尼的时间尺度比通常的粘性时间尺度短得多。最后，我们回顾了天体物理意义。
2000-05-09 astro-ph
Self-consistent theory of turbulent transport in the solar tachocline. III. Gravity waves
为了了解太阳自转演化和化学物质分布的基本物理过程，我们提供了稳定分层速跃层中粒子混合和动量输运的理论预测。通过设想，湍流驱动外部的速跃层（如羽渗透），我们计算的湍流的振幅，湍流颗粒扩散系数和涡动粘度，通过将一个强大的径向差异旋转和稳定的分层的效果。我们确定了不同的角色，剪切流和稳定层结在湍流调节和运输。颗粒运输被发现是严重淬火，由于稳定的分层以及径向差分旋转，特别是在径向方向上，有效地更有效的水平运输。涡动粘度被示出为负值的速跃层的典型参数值，这表明在稳定分层的速跃层中的湍流导致不均匀的径向差分旋转。一般来说，类似的结果也适用于恒星的辐射内部。
2007-09-06 astro-ph
Cooling Flows of Self-Gravitating, Rotating, Viscous Systems
我们获得自相似的解决方案，描述了自引力，旋转，粘性系统的动力学。我们使用简化的假设，但明确包括粘性和冷却由于能量耗散。通过假设湍流的能量耗散是密度和速度的幂律关系v_{rms}，以及粘度对密度、压力和旋转速度的幂律关系，我们研究了湍流冷却流。结果表明，圆柱形和球形冷却流的相似指数是相同的，它们只取决于耗散率指数和粘性模型。根据耗散和粘性机制决定的指数值，我们可能会得到具有不同一般物理性质的解。系统的总质量守恒和角动量守恒强烈依赖于能量耗散机制和粘性模型。
2002-04-06 astro-ph
On a long-term dynamics of the magnetised solar tachocline
我们研究了磁化太阳速度跃层的限制和长期动态。从第一性原理出发，我们推导出湍流输运系数的值，然后探索的限制和长期动态的速跃层的影响。对于合理的参数值，湍流涡动粘度被发现是负的，与湍流增强的径向剪切速跃层。磁扩散率和热扩散率都被严重淬灭，其值远小于涡流粘度的大小。当径向切变由于负粘性而变得很大（大于目前推断的值）时，纬向环流通过高粘性对动量输送的影响变得很重要。
2006-12-04 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
Nonlinear Hydromagnetic Wave Support of a Stratified Molecular Cloud II: A Parameter Study
我们使用数值模拟研究的分层，自引力分子云，是有界的热和稀薄的外部介质中的非线性MHD波的效果。在以前的论文中，我们已经展示了一个标准模型的细节，并研究了无量纲振幅变化的影响。在本文中，我们提出的结果，改变其他两个重要的自由参数：β_0，初始比率的气体磁压力在云的中平面，和无量纲频率的驱动。此外，我们提出的情况下，时间随机驱动力。我们的研究结果表明，一个非常重要的考虑因素的实际水平的湍流支持对重力的驱动波长λ_0的初始非湍流云的大小的比率，最大的云膨胀时，这个比率接近1。与观测相关的磁场强度、湍流线宽和密度的最佳一致性是通过β_0约为1的云模型实现的。我们还计算了湍流云的空间功率谱，并表明，显着的功率开发的尺度大于初始云的尺度长度H_0，即使输入的湍流波长λ_0约H_0。云的分层和阿尔芬速度向云边缘的增加使得能量转移到明显大于λ_0的波长。这就解释了为什么湍流耗散的相关时间尺度是云尺度上的穿越时间，而不是驱动尺度上的穿越时间。
2006-01-04 astro-ph
Dust crystallinity in protoplanetary disks: the effect of diffusion/viscosity ratio
原行星盘中的湍流径向混合过程与分析年轻恒星周围盘中结晶尘埃物质的空间分布以及研究我们太阳系中陨石和彗星的成分有很强的相关性。在最近的文献中，关于有效粘性系数$ν$（负责吸积）与湍流扩散系数$D$（负责混合）之比的争论一直在进行。数值磁流体动力学模拟已经产生了$ν/D\simeq 10$（Carballido，Stone & Pringle，2005）和$ν/D\simeq 0.85$（Johansen & Klahr，2005}）之间的值。在这里，我们提出了两个分析参数的比例$ν/D=1/3$这是基于优雅的，但强烈简化的假设。我们认为，无论这些数字最接近现实可以确定{ \em观测}通过使用空间分辨中红外测量的原行星盘周围赫比格恒星。如果圆盘中存在纬向流，那么我们预计表面层中的结晶尘埃丰度会减少，这一预测同样可以用中红外干涉仪进行观测测试。
2007-06-18 astro-ph
The interaction of a giant planet with a disc with MHD turbulence I: The initial turbulent disc models
这是旨在开发和解释原行星与湍流吸积盘相互作用的模拟的一系列论文中的第一篇。在这里，我们研究了引入原行星之前的盘模型，我们研究了开普勒域对磁旋转不稳定性（MRI）不稳定的模型。考虑了B场为零净通量的各种模型，将模型的性质与经典粘性圆盘理论联系起来，所有模型都达到了湍流状态，其体积平均应力参数α ~ 0.005。在任何特定的时间，垂直和方位平均值表现出大的波动半径。在超过3个轨道周期的圆盘外边界上进行时间平均，导致径向变化在2倍左右的范围内的更平滑的量。垂直和方位平均径向速度显示出更大的空间和时间波动，需要在外部边界对7-8个轨道周期进行额外的时间平均以限制它们。与从平均应力使用粘性盘理论得出的值进行比较，得到了可行的平均时间的示意性协议，但有一些迹象表明，残余波动的影响仍然存在。当考虑具有反常纳维尔-斯托克斯粘度的层流圆盘模拟时，必须牢记上述行为。这是因为在具有反常粘性系数的经典粘性盘理论中的粘性的操作不能应用于由于外部扰动而经历快速变化的湍流盘。经典理论只能用于描述圆盘部分的时间平均行为，这些部分在统计上稳定的条件下足够长的时间，以便进行适当的平均。
2002-11-22 astro-ph
Theory of Turbulent Accretion Disks
在低质量圆盘中，湍流力矩可能是重新分配角动量的最重要方式。在这里，我们提出了湍流吸积盘的理论。我们表明，分子粘度是太小，占磁盘的进化时间尺度，我们描述了如何湍流可能会导致增强运输（角）动量。然后，我们转向磁旋转不稳定性，这是迄今为止唯一的机制，已被证明是启动和维持磁盘中的湍流。最后，我们提出的基础和结构的α盘模型。
2001-07-20 astro-ph
Dust diffusion in protoplanetary discs by magnetorotational turbulence
我们直接从数值模拟中测量嵌入在原行星盘中的磁旋转湍流中的尘埃颗粒的湍流扩散系数，并将其与湍流粘度进行比较。模拟是在一个局部坐标系中进行的，该坐标系与开普勒旋转中的气体共同运动。在所有方向上使用周期性边界条件，并且不对气体施加垂直重力。使用双流体方法，允许不同尺寸的小尘埃颗粒（摩擦时间高达$\varOmega_0 τ_{\rm f}=0.02$）在与湍流气体摩擦的影响下移动。我们测量的湍流扩散系数的尘埃颗粒通过施加一个外部正弦力场作用在垂直方向上的尘埃成分。这使灰尘集中在圆盘的中平面周围，当垂直沉降被远离中平面的湍流扩散抵消时，实现了灰尘密度的平衡分布。通过与平衡浓度解析表达式的比较，推导出垂向紊动扩散系数。垂直扩散系数被发现是低于湍流粘度，并有一个相关的垂直扩散普朗特数约为1.5。类似的径向力场也允许我们测量径向湍流扩散系数。我们发现径向扩散普朗特数约为0.85，也发现径向湍流扩散系数约为70%，高于垂直。我们还发现证据的尘埃颗粒的湍流涡旋中的中间摩擦时间的捕获。
2005-08-17 astro-ph
On the dynamics of magnetorotational turbulent stresses
[摘要]导致吸积盘中角动量输运的湍流应力通常被视为各向同性有效粘度的结果，通过Shakura & Sunyaev的α参数化与压力相关。这个简单的方法可能是足够的吸积盘理论的最简单的方面，并有必要在历史上的不完整的理解湍流的起源。最近，Balbus和Hawley已经表明，磁旋转不稳定性提供了一个强大的机制，在充分电离的磁盘产生湍流雷诺和麦克斯韦应力。α粘度模型未能描述这一过程的许多方面。本文介绍了一种新的分析模型，其目的是更忠实地代表磁旋转湍流应力的动力学和桥梁之间的差距分析研究和数值模拟。提出了平均雷诺张量和麦克斯韦张量的协变演化方程，该方程正确地包含了与平均流的线性相互作用。非线性和耗散效应，在没有强加的磁通量和在大的雷诺数和磁雷诺数的限制，通过五个非线性项，代表已知的物理过程，并强烈约束的对称性和尺寸的考虑建模。由此产生的模型应该是特别有用的，在了解扭曲，偏心和潮汐扭曲光盘，非开普勒吸积流接近黑洞，和各种随时间变化的吸积现象的动力学。
2002-12-19 astro-ph
Large scale properties in turbulent spherically symmetric accretion
在球对称吸积系统中，湍流的作用已在很大的空间尺度上进行了研究。这也是一个高度亚音速流动区域，这里的吸积流体被视为几乎不可压缩的。这里已经表明，平均流和湍流波动的耦合，产生了一个有效的“湍流粘度”的标度关系。这反过来又导致在吸积过程中的声音传播的动态缩放。作为这种换算的结果，与无粘流相比，跨音速入流解的音速视界向内移动。
2005-10-05 astro-ph
Lambda-effect from forced turbulence simulations
目的：我们确定的组件的$Λ$效果张量，量化的贡献，即使是均匀旋转的湍流动量输运。研究方法：利用三维数值模拟方法研究了旋转和各向异性强迫作用下三重周期立方体中的湍流输运。通过所谓的最小τ近似得到的分析结果进行比较。结果：在垂直方向湍流强度占主导地位的情况下，垂直应力始终为负。这种情况预计将发生在恒星对流区。应力的水平分量较弱，并在纬度30度处显示出最大值-无论旋转有多快。最小τ近似捕获了数值结果的许多定性特征，只要弛豫时间τ接近于周转时间，即Strouhal数是单位阶。
2008-06-24 astro-ph physics.flu-dyn
Self-consistent theory of turbulent transport in the solar tachocline. II. Tachocline confinement
我们提供了一个一致的理论的速跃层约束（或各向异性动量输运）内的流体动力学湍流模型。我们的目标是解释日震学数据，它表明太阳速跃层厚度最多是太阳半径的5%，尽管事实上，由于辐射扩散，这个过渡层应该在太阳的演变过程中增厚到一个更重要的值。从第一个原则与物理上合理的假设，湍流驱动外部（例如，通过羽流穿透从对流区），我们推导出湍流（涡）的粘度在径向（垂直）和方位角（水平）方向，通过将剪切的关键影响，由于径向和纬向差分旋转速跃层。我们表明，同时存在的两个剪切诱导有效地在水平面上比在径向方向上更有效的动量传输。特别是，在强径向湍流（由对流区的过冲羽流驱动）的情况下，径向与水平涡动粘度之比与${\cal A}^{-1/3}$成比例，其中${\cal A}$是由于径向差异旋转引起的剪切强度。相比之下，在水平驱动湍流的情况下，该比率变为$-ε^2$级，具有负的径向涡动粘度。这里，$ε$（$\ll 1$）是径向剪切与纬向剪切之比。由此产生的各向异性的动量传输，因此可以足够强大的速度跃层限制对扩展的机制。
2006-05-04 astro-ph physics.class-ph
Anisotropy in Homogeneous Rotating Turbulence
均匀湍流旋转流体的有效应力张量是各向异性的。这使我们考虑最一般的轴对称四阶"粘性张量"的牛顿流体和新的条款中的湍流有效力在大尺度上产生的，除了微观粘性力。这些项中有些涉及涡量耦合，有些是角动量不守恒的（在旋转坐标系中）。此外，我们探讨了由于轴对称的响应函数和两点速度相关的约束。最后，我们比较了我们的粘性张量与其他四秩张量定义在当前的方法来非旋转各向异性湍流。
2003-12-02 astro-ph math-ph math.MP
