2D MHD modelling of compressible and heated coronal loops obtained via nonlinear separation of variables and compared to TRACE and SoHO observations
一个分析MHD模型的日冕循环与可压缩流，包括加热的观测数据进行了比较。该模型是通过一个系统的非线性分离变量的方法来计算几类精确的MHD平衡在笛卡尔几何和均匀重力。通过选择一个特别通用的解决方案类与一个大的参数空间，我们能够计算模型，其回路长度，形状，等离子体密度，温度和速度分布拟合与TRACE，SoHO/CDS和SoHO/SUMER观察到的回路。合成的排放曲线也计算和拟合所观察到的排放模式。本文分析讨论了洛伦兹力与气体压力梯度、重力和沿环和跨环作用的惯性力的二维平衡。这些模型是第一个包括一个完全一致的描述磁场，二维几何形状，等离子体密度和温度，流速和热力学的环路。一致计算的加热廓线主要受辐射损失的影响，受流动的影响，并且不对称地集中在上升流足点。
2003-03-17 astro-ph
Density Statistics of Compressible MHD Turbulence
密度是最容易从观测中获得的湍流统计数据。不同的湍流区对应不同的密度谱。例如，与部分电离气体相关的MHD湍流的粘性阻尼区可以由浅的和非常各向异性的密度谱来表征。该光谱可导致柱密度的显著变化。解决MHD湍流的制度时，粘度在惯性范围内是不重要的，我们证明了与数值模拟，它是可能的，以重现所观察到的Kolmogorov谱的密度波动观察到的电离气体中通过测量flattillations和更浅的光谱，通过发射测量。我们发现，在超声速湍流的高密度峰占主导地位的浅各向同性频谱，而小规模的底层湍流，填充大部分的体积有柯尔莫哥洛夫频谱，并表现出尺度相关的各向异性。谱在湍流研究中的局限性促使人们寻找替代统计量。我们证明了一种称为“双谱”的措施可能是一个很有前途的工具。与谱不同，双谱保留了波的相位信息。
2008-01-01 astro-ph
Compressible MHD Turbulence: Implications for Molecular Cloud and Star Formation
本文综述了近年来星际介质和分子云中MHD湍流的数值模拟和相关模型的研究结果。我们讨论了湍流对云的形成和演化过程的影响，以及云的物理性质的确定。到目前为止，湍流ISM的数值模拟包括磁场、自引力、参数化加热和冷却、模拟恒星形成和其他湍流输入。形成的结构再现良好观察到的速度-尺寸标度特性，同时预测不存在一般的密度-尺寸标度律。总结了湍流压缩形成引力束缚结构的判据。对于具有状态方程$P\propto ρ^γ$的流动，密度场的统计依赖于指数$γ$。数值模拟的强制和衰减MHD可压缩湍流表明，衰减率是可比的非磁性的情况下。对于维里化云，湍流衰减时间比重力自由落体时间短，因此只有通过持续的湍流输入和/或强平均磁场才能防止云的大规模坍缩。最后，展望在这一领域的未来工作进行了简要的讨论。
1999-03-03 astro-ph
Dust Dynamics in Compressible MHD Turbulence
计算了星际磁流体动力学（MHD）湍流引起的颗粒-颗粒相对运动。MHD湍流包括流体运动和磁场涨落。当流体运动通过流体阻力加速颗粒时，电磁波动通过共振相互作用加速颗粒。我们考虑不可压缩（Alfvén）和压缩（快和慢）MHD模式，并使用Cho & Lazarian（2002）中获得的MHD湍流描述。颗粒相对运动的计算是现实的颗粒充电和星际湍流是一致的扩散气体中观察到的速度分散，包括切断各种阻尼过程的湍流。我们发现，快模式占主导地位的粮食加速，并可以驱动粮食超音速。颗粒也会被回旋共振相互作用散射，但对于以亚阿尔夫文速度运动的颗粒来说，散射不如加速度重要。由于晶粒优先以大的俯仰角加速，因此超声晶粒将与垂直于磁场的长轴对齐。我们比较了磁流体湍流产生的颗粒速度与光电发射、辐射压力和H $_{2}$推力产生的颗粒速度。我们发现，对于典型的星际条件下，湍流应该防止这些机制分离的小颗粒和大颗粒。最后，回转共振加速必然会使在冲击中进一步加速的颗粒预加速。冲击波中的颗粒间碰撞可能会导致银河系宇宙射线中难熔元素的过剩。
2004-08-10 astro-ph
Highly Compressible MHD Turbulence and Gravitational Collapse
我们研究了高度可压缩湍流的性质及其产生自引力结构的能力。可压缩性由有效多变指数gama-eff参数化。在小gama-eff的极限下，激波处的密度跃变为e^{M^2}的量级，非线性项产生的涡量似乎可以忽略不计。在存在自引力的情况下，我们认为当gama-eff < 2（1-1/n）时，湍流可以产生束缚结构，其中n是湍流压缩的典型维数。我们表明，通过数值模拟，对于足够小的伽马效应，小尺度湍流密度波动最终崩溃，即使介质是全球稳定的。在超临界质量通量比的磁场存在下，该结果得以保持。
1997-04-30 astro-ph
Systematic Construction of Exact 2-D MHD Equilibria with Steady, Compressible Flow in Cartesian Geometry and Uniform Gravity
本文提出了一种系统的方法来构造二维笛卡尔几何中可压缩流的磁流体动力学平衡。这种系统的方法已经在球面几何中得到了发展，并应用于模拟太阳和恒星风和外流（Vlahakis & Tsinganos，1998），但在这里是第一次在太阳大气的背景下在笛卡尔几何中推导出来。利用这种方法，我们找到了几类新的解，其中一些是已知解的推广，包括Kippenhahn & Schlüter（1957）和Hood & Anzer（1990）日珥模型和Tsinganos，Surlantzis & Priest（1993）带流动的日冕环模型，其中一些是全新的。在充分开发了该方法并总结了几类解决方案之后，我们将详细探讨其中一类来说明一般的构造方法。从一类新的解决方案，我们计算出两个类似的解决方案，其中之一是第一个精确的二维磁流体动力学平衡与trans-Alfvénic流。
2001-11-28 astro-ph
MHD Turbulence: Properties of Alfven, Slow and Fast Modes
总结了MHD湍流的基本性质。首先，MHD湍流并不像人们认为的那样混乱。事实上，沿MHD叶栅的可压缩和不可压缩运动的强非线性耦合的概念是不成立的。Alfven，慢，快模式的MHD湍流遵循自己的级联，并表现出与理论预期一致的各向异性程度。第二，湍流的快速衰减与流体的可压缩性无关。可压缩运动和不可压缩运动的衰减速率非常相似。第三，阿尔文模式和慢模式的性质与不可压缩磁流体力学中的对应模式相似。快模的性质与声湍流相似，需要进一步研究。第四，低马赫数下的密度和高马赫数下的密度对数呈现Kolmogorov型谱。
2005-05-29 astro-ph
Compressible Sub-Alfvenic MHD turbulence in Low-beta Plasmas
本文提出了一个低β等离子体中可压缩亚阿尔芬等温磁流体动力学（MHD）湍流模型，并对其进行了数值检验，将MHD湍流分为三个不同的族--阿尔芬模、慢模和快模。我们发现，由Alfvenic湍流产生的慢模和快模被抑制。结果表明，在可压缩区域中的阿尔芬模式表现出与不可压缩区域相似的标度性和各向异性。慢模式被动地模仿阿尔芬模式。然而，快模式显示出各向同性和类似于声湍流的缩放。
2002-05-17 astro-ph physics.flu-dyn physics.geo-ph
Scaling Relations of Compressible MHD Turbulence
研究了可压缩强磁化湍流的标度关系。我们发现我们的结果与Fleck（1996）可压缩流体动力学湍流模型有很好的一致性。特别是，我们发现Kritsuk等人（2007）提出的密度加权速度，即$u \equiv ρ^{1/3} v$，服从Kolmogorov标度，即高马赫数湍流的$E_{u}(k)\sim k^{-5/3}$。同样，我们发现对于所研究的所有马赫数，$u$的三阶结构函数的指数都保持等于1。高阶关联的标度性服从She-Leveque（1994）的二维耗散结构标度性，且不随马赫数变化。与$v$相比，$v$在平行和垂直于局部磁场的方向上表现出不同的缩放，$u$的缩放在两个方向上是相似的。此外，我们发现，密度的峰值产生了一个层次，其中物理和列密度都随着规模的减少，根据弗莱克（1996年）的预测。这种层次结构可以与星际气体中普遍存在的小的电离和中性结构（ESTs）联系起来。我们认为，研究的统计列密度峰值可以提供一致性检查的湍流速度的研究和洞察超音速湍流，当速度信息是不可用的。
2007-05-17 astro-ph
Cosmic Ray Scattering in Compressible Turbulence
本文研究了低能宇宙射线在湍流压缩磁流体中的散射。我们发现，可压缩MHD模式-快或慢波的波长小于CR平均自由程诱导回旋不稳定性的CR。不稳定性的饲料新的小尺度Alfvenic波分量的波矢量主要沿磁场，这是不是MHD湍流级联的一部分。这一新的分量通过减小CR平均自由程来反馈不稳定性，我们发现，在大尺度上，环境湍流完全抑制了不稳定性，而在小尺度上，波陡化限制了波的振幅。我们提供了平面平行Alfvenic分量的能谱，并计算了CR的平均自由程作为其能量的函数。我们发现，在星际介质和团间介质中的湍流的典型参数的新Alfvenic组件提供的散射的低能量CR超过直接共振散射的MHD模式。这解决了文献中报道的低能量CR在湍流星际或团内介质中散射不足的问题。
2006-10-13 astro-ph
Magnetic turbulence in compressible fluids
本文对可压缩磁流体动力学（MHD）湍流进行了高分辨率数值模拟。我们集中研究速度和密度的谱和各向异性。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。对于轻度超声速情况，速度和密度显示各向异性。然而，对于高度超音速的情况下，我们观察到的慢模式速度谱和各向同性的密度陡峭。我们目前的研究表明，密度谱得到实质上{ \it平坦}比柯尔莫哥洛夫之一。
2004-11-01 astro-ph
The Properties of Compressible MHD and Cosmic Ray Transport
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Iroshnikov-Kraichnan和Goldreich-Sridhar模型，并讨论阿尔芬，慢，快波的标度。我们讨论了这一新的见解的影响，MHD湍流宇宙线运输。
2002-11-22 astro-ph physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Aspects of Density Fluctuations in Compressible MHD Turbulence
利用分辨率为512 $^3$的数值模拟研究了可压缩等温强磁化湍流的标度关系。我们发现我们的结果与Fleck（1996）可压缩流体动力学湍流模型有很好的一致性。特别是，我们发现Kritsuk等人（2007）提出的密度加权速度，即$\boldsymbol{u} \equiv ρ^{1/3} \boldsymbol{v}$，服从Kolmogorov标度，即高马赫数湍流的${\cal E}_{u}(k)\sim k^{-5/3}$。同样，我们发现$\boldsymbol{u}$的三阶结构函数的指数保持等于所有马赫数研究的单位。高阶关联的标度性服从She-Lévêque（1994）的二维耗散结构标度性，且不随马赫数变化。与平行于和垂直于局部磁场表现出不同标度的速度$\boldsymbol{v}$相比，$\boldsymbol{u}$的标度在两个方向上是相似的。此外，我们发现，密度的峰值产生了一个层次，其中物理和列密度都随着规模的减少，根据弗莱克（1996年）的预测。这种层次结构可以与星际气体中普遍存在的小的电离和中性结构（ESTs）联系起来。我们认为，研究的统计列密度峰值可以提供一致性检查的湍流速度的研究和洞察超音速湍流，当速度信息是不可用的。
2007-07-26 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
Emissivity Statistics in Turbulent, Compressible MHD Flows and the Density-Velocity Correlation
在本文中，我们测试Lazarian和Pogosyan最近的分析研究的结果，在速度通道地图的统计发射率，在现实的密度和速度场的情况下，从数值模拟的MHD湍流在星际介质（ISM）。为了弥补缺乏发达的惯性范围内的模拟，由于有限的分辨率，我们应用程序修改的频谱斜率的字段，同时保持空间结构。我们发现密度和速度在空间上是适度相关的，并证明了Lazarian和Pogosyan的分析结果在这些场服从流体守恒方程的情况下是成立的。我们的研究结果意味着，速度和密度的频谱可以安全地恢复从位置-位置-速度（PPV）数据立方体可通过观测，并确认速度和密度波动的相对贡献的发射率取决于速度分辨率和密度谱指数的陡度。此外，本文支持先前的报告，即PPV数据立方体中的特征解释为简单的密度增强（即，"云“）往往是错误的，因为我们观察到，速度统计的变化大大修改了速度数据立方体内的发射率统计。
2001-02-22 astro-ph
Compressible MHD Turbulence in Interstellar Plasmas
无线电波闪烁观测揭示了电离星际介质中密度涨落的近似柯尔莫哥洛夫谱。虽然这个密度谱暗示着湍流，但没有相关的理论来解释它。本文将Goldreich & Sridhar的不可压缩MHD湍流理论推广到包含可压缩性和粒子输运的影响，计算了湍流磁化等离子体中的密度谱。我们最重要的结果如下。(1)密度涨落是由于慢模式和熵模式。这两种模式被动混合的剪切阿尔芬波的级联。由于剪切阿尔芬波具有柯尔莫哥洛夫谱，因此密度起伏也具有柯尔莫哥洛夫谱。(2)所观察到的密度波动幅度意味着要么是磁和气体压力是可比的，或者是湍流的外尺度是非常小的。(3)级联需要高度的电离才能在中性粒子的阻尼下存活下来，从而延伸到小的长度尺度。未充分电离的区域只在大于中性阻尼尺度的长度尺度上产生密度涨落。这些区域可以解释在大尺度上发现的功率过剩。(4)熵模式和慢模式都是阻尼的长度尺度低于质子可以扩散穿过涡流在涡流的周转时间。因此，沿磁场的范围小于质子碰撞平均自由程的涡旋对密度谱没有贡献。然而，在MHD湍流中，涡流沿着磁场高度拉长。从观测的角度来看，相关的长度尺度是横向于磁场的尺度。因此，密度波动的截止长度尺度明显小于质子的平均自由程。
2001-06-22 astro-ph
Scaling, Intermittency and Decay of MHD Turbulence
我们讨论了一些最近的发展是重要的理解MHD湍流。首先，MHD湍流并不像人们通常认为的那样混乱。事实上，沿MHD叶栅的可压缩和不可压缩运动的强非线性耦合的概念是不成立的。Alfven，慢，快模式的MHD湍流遵循自己的级联，并表现出与理论预期一致的各向异性程度。第二，湍流的快速衰减与流体的可压缩性无关。可压缩运动和不可压缩运动的衰减速率非常相似。第三，中性粒子的粘性不能抑制部分电离气体中的MHD湍流。相反，磁流体动力学湍流发展磁级联的规模低于中性阻尼普通流体动力学运动的规模。第四，密度统计不像速度和磁场那样具有普遍性。例如，在小的马赫数下，密度是各向异性的，但在高的马赫数下，密度变为各向同性的。第五，磁场的不稳定性和速度是不同的。两者都取决于测量是在沿着局部磁场定向的局部参考系中还是在与平均磁场相关的全局参考系中进行。
2004-08-10 astro-ph
A Comparative Study of Velocity Statistics of Hydrodynamic and Magnetohydrodynamic Turbulence
比较了有、无磁场时不可压缩流体中的湍流以及中等可压缩MHD湍流。对于磁流体力学（MHD）模型，垂直于外磁场的速度分量的概率分布函数与不可压缩流体力学（HD）模型相似，而平行于磁场的速度分量的概率分布函数范围较小。横向速度增量的概率分布函数的MHD模型下降慢于不可压缩HD模型。不可压缩的HD和不可压缩和可压缩的MHD湍流的相似性持续超过高阶纵向结构函数标度指数测量的全球参考系以及垂直于本地平均场的运动。在这两个框架的纵向标度指数的MHD模型似乎遵循理论不可压缩HD耗散结构的预测，而不可压缩MHD模型的横向标度指数似乎遵循不可压缩MHD的预测。在局部磁系中，两种MHD模型的平行于局部平均场的运动都不同于不可压缩的HD运动。MHD模拟的场被分解成Alfvenic、快、慢三种模式，并分别进行了研究。（节略）
2006-11-15 astro-ph
Structure Function Scaling in Compressible Super-Alfvenic MHD Turbulence
磁化气体的超音速湍流被认为在星系中恒星形成云的动力学中起着重要的作用。理解这种流动的统计特性对于发展恒星形成理论至关重要。在这封信中，我们提出了一个统一的方法来获得速度标度在可压缩和超Alfvénic湍流，有效的任意音速马赫数，\ms。我们证明了与数值模拟的缩放可以描述的She-Lévêque形式主义，其中只有一个参数，解释为最激烈的耗散结构的Hausdorff尺寸，需要作为\ms的函数而变化。因此，我们的结果提供了一种方法，一旦他们的马赫数已从观测推断出星际云的速度标度。
2004-05-31 astro-ph nlin.CD physics.flu-dyn
Magnetic Pressure-Density Correlation in Compressible MHD Turbulence
本文讨论了“1+2/3”维强湍流等温MHD流中的磁压和密度涨落。我们首先考虑“简单的”非线性MHD波，这使我们能够证明慢模和快模具有不同的磁压B^2对ρ的渐近依赖性。对于慢模，B^2 ~= c_1-c_2 ρ，而对于快模，B^2 ~= ρ ^2。我们还对阿尔芬波压力进行了摄动分析，恢复了以前的结果：B^2 ~= rho^gamma_e，在大、中、低M_a时gamma_e ~= 2，3/2和1/2。标度的多样性意味着磁压的单一多方描述一般是不可能的，因为B^2和ρ之间的关系取决于哪种模式主导密度涨落的产生，而密度涨落又取决于磁场和波传播方向之间的夹角，以及阿尔文马赫数M_a。典型地，在小M_a时，慢模占主导地位，B与ρ是反相关的。当M_a较大时，两种模式都对密度涨落产生贡献，磁压与密度不相关，表现出较大的散射，但随着密度的增大，散射逐渐减小。在这种情况下，磁压力的非系统行为导致密度PDF通常保持对应于非磁性等温湍流的对数正态形状，除了当慢模式占主导地位时，在这种情况下，PDF在低密度下产生过量。我们的结果与低密度分子气体观测中磁场强度与密度之间的低值和明显缺乏相关性是一致的，也与高密度分子气体观测中明显存在的相关性是一致的。
2002-08-08 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
Photoelectric heating and [CII] cooling in translucent clouds: results for cloud models based on simulations of compressible MHD turbulence
光电加热被认为是冷HI云的主要加热机制。加热速率可以通过观察[CII]线发射来估计，因为这是光电效应主导加热的区域中的主要冷却剂。[CII]发射与远红外（FIR）发射的比较允许使用考虑辐射场强度的模型计算来约束光电加热的效率。最近用ISO卫星进行的[CII]观测使这项研究成为可能。在这项工作中，我们使用三维模型研究FUV吸收和FIR发射之间的相关性。在均方根音速马赫数为0.6<M<10的条件下，通过对可压缩磁流体动力学湍流的数值模拟，得到了密度分布。FIR强度与详细的辐射转移计算解决。假设[CII]线冷却等于FUV吸收乘以光电加热效率，则估算[CII]线辐射。在不同的模型中，预测的[CII]和FIR辐射之间的平均比值是非常恒定的，这意味着导出的CII值不应依赖于均方根马赫数。与半透明高纬度云的经验数据比较，得出光电加热效率的估计值为2.9 × 10^-2。这个数值证实了先前的理论预测。我们的模型表明，在所观察到的[CII]和FIR强度的大部分散射可以被理解为在湍流HI云的高度分散的密度场的结果。散射可以用超音速湍流模型再现，而亚音速湍流不能产生观察到的散射。
2003-03-23 astro-ph
Weak compressible magnetohydrodynamic turbulence in the solar corona
这封信介绍了在低β等离子体中弱湍流阿尔芬波和快磁声波（“快波”）的功率谱的计算。结果表明，三波相互作用的能量转移到高频快波，并在较小程度上，高频阿尔芬波。因此，磁流体湍流是一种很有前途的机制，用于产生解释日冕中小离子各向异性加热所需的高频波。
2005-11-21 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
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
