Numerical Simulations of Magnetic Fields in Astrophysical Turbulence
天体物理磁场的产生和演化主要是通过湍流的作用而发生的。在许多情况下，磁场的强度足以影响湍流本身的许多重要性质。磁化湍流的数值模拟在天体物理学领域尤其具有挑战性，因为涉及高磁雷诺数，但在弱电离系统中可以避免这种困难的某些方面。
2002-02-28 astro-ph
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
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
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
Computational aspects of astrophysical MHD and turbulence
指出了高阶有限差分格式在天体物理MHD和湍流模拟中的优越性。一些一维的测试情况下，从各种冲击测试帕克型风的解决方案。磁化吸积盘及其相关的外流的应用进行了讨论。特别强调的是放在发电机行动的可能性，在三维湍流对流和剪切流，这是相关的恒星和天体物理光盘。大规模领域的产生进行了讨论的逆磁级联和磁螺旋守恒的后果进行了审查，特别强调α-淬火的问题。
2001-09-27 astro-ph
Astrophysical Explosions Driven by a Rotating, Magnetized, Gravitating Sphere
我们提出了一个数值磁流体动力学模拟的结果，演示了一种机制，其中磁场抽头旋转能量的恒星核心和驱逐信封。我们的数值设置，旨在专注于外流机制的基本物理，由一个固体，引力球，这可能是一个紧凑的核心的恒星，包围着最初的流体静力学信封的电离气体。核心是由一个偶极磁场，也渗透到信封线程。在模拟开始时，核心开始以逃逸速度的10%旋转。磁场足够强，可以驱动磁旋转爆炸，从而将整个外壳排出，证实了分析模型的预期。此外，磁场的偶极性质导致爆炸，爆炸沿着旋转轴（喷流）和磁赤道同时增强。虽然初始条件被简化，模拟近似的情况下，可能会出现在天体物理对象，如II型超新星，伽马射线暴，和原行星状星云。
2006-06-29 astro-ph
Anisotropic weak turbulence of Alfven waves in collisionless astrophysical plasmas
本文用无碰撞热等离子体的动力学理论讨论了由于三波相互作用而引起的阿尔芬湍流的演化。有三种低频模式，类似于可压缩MHD的三种模式。当只考虑Alfven波时，再现了不可压MHD理论中已知的湍流各向异性。包含一个快速模式波导致分离的湍流分为两个制度：小波数的三波过程中涉及的快速模式是占主导地位的，和大波数的三个阿尔芬波过程是占主导地位的。讨论了各向异性阿尔芬湍流在星际介质和磁星磁能耗散中的可能应用。
2006-02-14 astro-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
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
Mixing zones in magnetized differentially rotating stars
我们研究了磁化差分旋转辐射区的长期不稳定性，考虑到粘性和磁和热扩散率。所考虑的不稳定性推广了著名的Goldreich-Schubert-Schuberke不稳定性的情况下，一个足够强的磁场。在磁化恒星中，不稳定性会导致形成非球形的不稳定区域，在那里弱湍流混合了表面和内部之间的物质。这种不稳定区可以通过恒星表面丰度异常的非球形分布来表现。
2005-09-29 astro-ph
Unstable magnetohydrodynamical continuous spectrum of accretion disks. A new route to magnetohydrodynamical turbulence in accretion disks
本文详细研究了二维磁化吸积盘中的局部磁流体动力学（MHD）不稳定性。我们模拟了轴对称磁流体盘环，并求解了二维磁化吸积盘平衡和关于该平衡的线性波模的方程。我们表明，在这些二维平衡中存在新的MHD不稳定性，而在圆柱极限的吸积盘中不存在这种不稳定性。用FINESSE程序对圆盘平衡进行了数值计算。通过解析和数值方法研究了吸积盘的稳定性。我们使用PHOENIX代码来计算所有的波和不稳定性可访问的计算磁盘平衡。我们集中在强磁化磁盘和次开普勒旋转的大部分磁盘。这些盘平衡表明，如果有一个强引力势，盘的热压力只能向外减小。我们的理论稳定性分析表明，对流连续不稳定性只能出现在密度等值线与极向磁通量等值线重合。我们的数值结果证实并补充了这一理论分析。此外，这些结果表明，重力的影响可以是稳定或失稳的这种新的MHD不稳定性。在可能的情况下，一个非恒定的密度，高度的磁盘应超过阈值之前，这种类型的不稳定性可以发挥作用。这种局部的MHD不稳定性提供了一个理想的，线性的路线MHD湍流在强磁化吸积盘环面。
2007-03-22 astro-ph
High energy neutrino yields from astrophysical sources II: Magnetized sources
本文计算了任意相互作用深度$τ_0$和磁场强度$B$条件下天体物理源产生的高能中微子产额。我们考虑了能量损失过程，如同步辐射和带电粒子在湍流磁场中的扩散，以及二次粒子对背景光子的散射和粲中微子的直接产生。用扩展的SOPHIA模型模拟了介子-光子相互作用。扩散导致质子离开大小为R_s的源之前的路径长度增加，因此磁化源在能量$E\sim 10^{18}{\rm eV} (R_s/{\rm pc}) (B/{\rm mG}) τ_0^{1/α}$以下失去其透明度，其中$α=1/3$和1分别用于柯尔莫哥洛夫和玻姆扩散。此外，中微子通量被抑制在同步加速器能量损失对带电粒子变得重要的能量之上。因此，中微子的能谱和味成分在低能量和高能量下都被强烈地改变，即使对于具有$τ_0\lsim 1$的源也是如此。
2007-08-22 astro-ph hep-ph
Effects of Axion-Photon Mixing on Gamma-Ray Spectra from Magnetized Astrophysical Sources
天体物理伽马射线源有各种各样的大小和磁化。我们推导出一般条件下，从这样的源的伽马射线光谱将受到显着影响的轴子光子混合。我们发现，依赖于磁场的强度和相干性，轴子耦合下降到~ 1/（10**13 GeV）可以引起显着的轴子光子转换的吸积大质量黑洞的环境中。共振可以发生在轴子质量项和等离子体频率项之间以及等离子体频率项和真空Cotton-Mouton位移之间。共振跃迁和非共振跃迁都可以在活动星系核的伽玛射线谱的有限能量区间内产生可探测的特征，甚至是强的散射。这种效应可以发生在keV到TeV的能量耦合，目前允许的所有实验约束。
2007-08-08 astro-ph hep-ph
Intermittency of Magnetohydrodynamic Turbulence: Astrophysical Perspective
间歇性是天体物理流体的一个基本性质，它表现出扩展的惯性范围。由于不稳定性违反了运动的自相似性，因此不可能天真地将计算获得的具有相对较低分辨率的流体性质外推到实际天体物理情况。在天体物理学方面，不透明度影响湍流加热，动量传递，与宇宙射线，无线电波和许多更重要的过程的相互作用。由于它的重要性，对非连续性的研究需要理论家和观察家的共同努力。就理论理解而言，我们仍然只是触及了一个非常丰富的主题的表面。我们有一些理论上合理的模型，但实验支持率很低，我们还有She-Leveque模型，它在理论上可能很脆弱，但尽管如此，它得到了实验和实验室数据的充分支持。我简要地讨论了一个相当神秘的性质，称为“扩展自相似性”的湍流和可能性，它打开的不稳定性研究。然后，我分析了不同的小组进行的MHD不稳定性的模拟，并表明他们的结果并不相互矛盾。最后讨论了密度的不透明度、粘性主导区湍流的不透明度以及Alfvenic模的偏振不透明度。后者提供了一个有吸引力的解决方案，以考虑在一些数值实验中观察到的较慢的级联速率。最后，我认为通过观测研究湍流的不透明度可能会在这一领域取得实质性的进展。
2006-08-02 astro-ph
Statistics of turbulence via polarimetry: alignment of grains and atoms
大多数天体物理流体都是湍流和磁化的。偏振涨落为研究天体物理磁湍流提供了一条很有前途的途径。讨论了晶粒和原子在磁场作用下取向时产生的极化，描述了取向过程，解释了取向何时反映了磁场的方向。我们发现，行星际磁场的时间波动可以使用对齐的钠原子进行研究。
2005-05-29 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
High energy neutrino yields from astrophysical sources I: Weakly magnetized sources
本文计算了在可忽略的磁场作用下天体物理源中产生的高能中微子的产额。我们考虑了粲介子衰变中二次粒子对背景光子的散射以及中微子的直接产生。如果核子的多重散射变得重要，介子和μ子衰变的中微子谱相对于透明源强烈修改。含有光子作为散射目标的中微子源的特征是源处的$ν_μ$和$ν_e$通量的比率$R^0$的强能量依赖性，范围从低于阈值的$R^0=ϕ_μ/ϕ_e\sim 0$到接近带电π介子和K介子的衰变长度等于它们在目标光子上的相互作用长度的能量的$R^0\sim 4$。超过这个能量，中微子通量被强烈抑制，主要取决于粲的产生。
2006-09-04 astro-ph hep-ph
Obtaining Statistics of Turbulent Velocity from Astrophysical Spectral Line Data
湍流是天体物理流体动力学的重要组成部分，包括ISM、星系团和星周区域。多普勒频移谱线提供了一个独特的信息源湍流速度。本文讨论了基于谱线统计特性的速度通道分析（VCA）及其派生的速度坐标谱（VCD）。这些技术非常适合于超音速湍流的研究。我们强调的一个很大的优势是，它不需要很好的空间分辨率。针对轻度超音速和亚音速湍流的研究，我们讨论的标准，允许确定是否是一个传统的工具，这样的研究，即速度质心是由密度或速度为主。本文简要地讨论了高阶关联作为研究湍流不稳定性的手段。本文讨论了现有的观测资料和该领域的前景。
2004-08-10 astro-ph
Magnetic shear-driven instability and turbulent mixing in magnetized protostellar disks
对原恒星盘的观测表明存在热（或超热）强度的磁场。在如此强的磁场中，许多导致角动量湍流输运的MHD不稳定性被抑制。我们认为剪切驱动的不稳定性，可以发生在原恒星盘，即使该领域是超热的。这种不稳定性是由磁化气体中的剪切和压缩性的综合影响引起的，并且可以是在圆盘中产生湍流的有效机制。典型的生长时间是几个旋转周期的顺序。
2008-01-13 astro-ph
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
Turbulence and Magnetic Fields in Astrophysical Plasmas
我们讨论了目前的理解的天体物理MHD湍流的最基本的属性和追溯的起源，现代的观点和理论的不确定性，在20世纪50年代和60年代提出的想法由Iroshnikov，Kraichnan，Batchelor，Schmidter和Biermann。强调了该理论的普遍性。两个主要的天体物理应用触及：在太阳风和星系团的湍流。在某种（非常近似的）意义上，这是小尺度湍流的两种“纯”情况，其中MHD湍流的两种主要状态的理论模型--有和没有强平均磁场--可以进行测试。它们也是天体物理学等离子体中或多或少普遍存在的复杂性的很好的例子：事实上，磁流体动力学描述不足以描述天体物理学湍流，等离子体物理必须进入。
2007-05-14 astro-ph nlin.CD physics.hist-ph
Magnetic dynamo action in astrophysical turbulence
本文在Kazantsev Kraichnan模型的框架下研究了湍流速度涨落放大的磁场的结构。我们考虑Kolmogorov分布的速度波动，并假设雷诺数和磁雷诺数都很大。我们提出了完整的数值解的模型的光谱和增长率的磁波动。我们认为天体物理相关的限制大，小磁普朗特数，并解决螺旋和非螺旋的情况下。
2009-04-11 astro-ph physics.flu-dyn physics.plasm-ph
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
Hydrodynamic turbulence cannot transport angular momentum effectively in astrophysical disks
宇宙中已知的最有效的能量来源是吸积盘。黑洞周围的粒子将5%至40%的静止质量能量转化为辐射。就像水在排水沟里循环一样，流入的物质必须失去角动量，这可能是由于圆盘中的剧烈湍流造成的，而圆盘本质上是无粘性的。湍流的起源尚不清楚。热盘的导电等离子体可以成为湍流的方式的线性磁旋转不稳定性。冷的盘，例如原恒星的行星形成盘，可能由于电离太差而导致磁旋转不稳定性发生，因此基本上是非磁化的和线性稳定的。非线性流体动力学不稳定性通常发生在雷诺数足够大的线性稳定流动（例如，管流）中。虽然行星形成盘具有极端的雷诺数，开普勒旋转增强了它们的线性流体动力学稳定性，因此它们是否可以湍流，从而有效地传输角动量的问题是有争议的。在这里，我们报告了一个实验室实验，表明非磁性准开普勒流雷诺数高达数百万基本上是稳定的。按比例缩小到吸积盘，角动量的传输速率远低于天体物理学的要求。通过排除纯粹的流体动力学湍流，我们的结果间接支持磁旋转不稳定性作为湍流的可能原因，即使在冷磁盘。
2006-11-15 astro-ph physics.flu-dyn
Dust acoustic wave in a strongly magnetized pair-dust plasma
证明了强磁化电子-正电子（对）-尘埃等离子体中尘埃声波的存在。在尘埃中，回复力来自于无惯性的电子和正电子的压力，尘埃质量提供了惯性。这种波在天体物理学环境中可能会引起人们的兴趣，比如超新星和超新星，以及实验室等离子体中强激光束引起的星团爆炸。
2005-03-03 astro-ph physics.plasm-ph
Theory and astrophysical consequences of a magnetized torus around a rapidly rotating black hole
（简称）我们分析了在超新星和黑洞-中子星合并过程中形成的黑洞周围环面的拓扑结构、寿命和辐射。环面是从头均匀磁化的，由两个反向的电流环表示，并发展出一种悬浮吸积状态，对黑洞周围的“磁墙”。环的磁稳定性给出了极向磁场能量与动能之比的新的基本极限EB/Ek<0.1。黑洞快速自旋的寿命可以由视界中黑洞自旋能量耗散的时间尺度来有效地定义，对于质量为MH的黑洞，它满足T= 40 s（MH/7 MSun）（R/6 MH）^4（0.03 MH/MT），黑洞被质量为MT、半径为R的环面所包围。环面通过有限数量的多极质量矩将大部分Egw/Erot=0.1转化为引力辐射，小部分转化为MeV中微子和重子丰风。在100 Mpc的源距离处，这些发射在N= 2 e4个周期内产生特征应变振幅\sqrt{N} hchar= 6 e-21。我们认为环面风在黑洞上产生了一个开放的磁通量管，它携带着一个较小的标准分数Ej/Erot= 1 e-3的贫重子流到无穷大。我们确定这个重子穷人输出几十秒的伽玛射线暴与同期和强烈相关的引力辐射的排放，可以想象在多个频率。最终，这留下了一个被超新星遗迹包围的黑洞双星。
2002-12-12 astro-ph gr-qc
MHD Turbulence: Scaling Laws and Astrophysical Implications
湍流是天体物理流动最常见的状态。在典型的天体物理流体中，湍流伴随着强磁场，这对湍流级联的动力学有很大的影响。近年来，磁流体动力学（MHD）湍流理论取得了重大突破。这是我们第一次有一个尺度模型，是由观测和数值模拟支持。本文综述了不可压缩湍流和可压缩湍流的研究进展。我们比较了Iroshnikov-Kraichnan和Goldreich-Sridhar模型，并讨论了Alfvén，慢波和快波的标度。我们还讨论了全新的制度下发生的MHD湍流的尺度下，流体动力学湍流运动阻尼的粘性。在部分电离的弥漫星际气体的情况下，粘性是由于中性和截断湍流级联在$\sim$秒差距尺度。我们表明，在这个尺度下，磁波动与浅谱持续和讨论的可能性后，离子和中性粒子去耦恢复的MHD级联。我们讨论了这一新的洞察力的宇宙线输运，晶粒动力学等MHD湍流的影响，以及如何检验理论预测与观测结果。
2002-05-17 astro-ph physics.ao-ph physics.flu-dyn
Astrophysical gyrokinetics: kinetic and fluid turbulent cascades in magnetized weakly collisional plasmas
我们提出了一个天体物理等离子体（太阳风，星际介质，星系团，吸积盘）等离子体湍流的理论框架。关键假设是湍流相对于平均磁场是各向异性的，并且与离子回旋频率相比频率较低。在外尺度注入的能量必须转化为热量，这最终不能在没有碰撞的情况下完成。一个动力学级联的发展，使能量在空间和速度上都达到碰撞的尺度。它的性质取决于等离子体波动的物理学。在每一个物理上不同的尺度范围内，动力学问题被系统地简化为一组更容易处理的方程。在“惯性范围”以上的离子gyroscale，动力级联分裂成一个级联的阿尔文波动，这是由RMHD方程在碰撞和无碰撞的尺度，和被动级联的压缩波动，这服从一个线性动力学方程沿移动场线与阿尔文组件。在离子和电子gyroscale之间的“耗散范围”中，又有两个级联：由两个流体状电子RMHD方程和离子熵波动的被动相空间级联控制的动力学阿尔芬波（KAW）级联。后者级联带来的能量的惯性范围内的波动，阻尼碰撞波粒子相互作用在离子gyroscale碰撞尺度的相空间，并导致离子加热。KAW能量在电子陀螺仪上同样被阻尼，并转化为电子热。Kolmogorov式的标度关系推导出这些级联。详细讨论了天体物理和空间物理应用。
2009-05-09 astro-ph nlin.CD physics.plasm-ph
