Two-Fluid MHD Simulations of Converging HI Flows in the Interstellar Medium. I: Methodology and Basic Results
发展了一种求解两种流体（摩擦力/加热、电离和复合）耦合的无条件稳定的数值方法，并利用二维两流体磁流体动力学模拟方法研究了弱电离磁化星际介质中激波提供的热不稳定气体的动态凝聚过程.如果我们忽略磁场的影响，已知由热不稳定性驱动的凝结可以产生高密度云，其物理条件对应于分子云（分子云的前身）。本文研究了磁场对超声速会聚HI流演化的影响，着重研究了磁场与会聚流方向正交的情况。我们表明，平行于流动的磁压梯度，防止形成高密度和高柱密度云，而是产生碎片，间接HI云。与没有磁场的情况相比，在这种受限的几何形状下，磁场大大减少了直接从温暖的中性介质快速形成分子云的机会。
2008-09-03 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
Grain Dynamics In Magnetized Interstellar Gas
星际介质是湍流的，这导致尘埃颗粒的相对运动。本文计算了部分电离磁化气体中带电粒子的相对速度。我们考虑了磁流体动力学（MHD）湍流的各向异性，颗粒与磁场的耦合，以及双极阻力引起的湍流截止。我们得到的颗粒速度与HI和暗云中的参数一致的湍流。这些速度小于在早期的文件，其中MHD效应被忽略。最后，我们比较晶粒速度所产生的光电发射，辐射压力和推力分子氢形成。我们的结论是，湍流应防止不同尺寸的晶粒偏析。
2002-01-16 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
Radio Emission from a Young Supernova Remnant Interacting with an Interstellar Cloud: MHD Simulation with Relativistic Electrons
我们提出了一个年轻的Ia型超新星遗迹的演变过程中，其相互作用的星际云的影响相当的大小的二维MHD模拟。我们包括第一次在这样的模拟明确的相对论性电子输运，包括光谱信息，使用一个简单但有效的计划，遵循其在冲击和随后的运输加速。从这些信息中，我们也模型无线电同步辐射，包括光谱。这些实验的主要结论是：1）独立于云的相互作用，SNR反向激波可以是年轻SNR中粒子加速的有效场所。2)在这些早期的同步加速器光谱指数，由于电子加速在初级冲击应接近0.5，除非这些冲击是由宇宙射线压力修改。然而，与云的相互作用产生明显陡峭的光谱区域，这可能会使SNR演变的全球动力学模型的解释复杂化。3)在云的相互作用之后，SNR内的内部运动变得高度湍流。4)最初均匀的星际磁场优先沿SNR的磁赤道放大，主要是由于不稳定性的偏置放大。独立于外部场配置，SNR内部存在该场的净径向方向。5)丝状射电结构与磁丝有很好的相关性，而弥散发射则遵循电子分布。6)与云的相互作用增强了电子数量和无线电发射。
1998-09-07 astro-ph
Dust Motions Driven by MHD Turbulence
讨论了星际介质中磁流体湍流引起的相对颗粒运动。几十年来，人们已经知道湍流阻力是诱导颗粒相对运动的有效方式。然而，早期的治疗忽略了磁场，并使用柯尔莫哥洛夫湍流。与流体湍流不同，MHD湍流在小尺度上是各向异性的。此外，可压缩模式是重要的MHD和磁扰动可以直接与晶粒相互作用。我们提供了计算粮食相对运动的现实星际湍流驱动，是一致的扩散气体中观察到的速度色散和现实的粮食收费。我们考虑了由两极阻力引起的湍流截止。我们的结果是一致的，与习惯接受的截止粒度。我们得到的颗粒速度与HI和暗云中的参数一致的湍流。这些速度小于在早期的文件，其中MHD效应被忽略。最后，我们考虑粒子的速度所产生的光电发射，辐射压力和推力，由于分子氢的形成。这些都低于湍流引起的相对速度。我们的结论是，湍流应防止这些机制从隔离晶粒的大小。
2002-05-17 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
Wave Decay in MHD Turbulence
本文提出了一个三维不可压缩磁流体湍流中弱波非线性衰减的模型。我们表明，衰减率是不同的平行和垂直波。我们提供了一个任意方向的波的一般公式，并讨论在文献中已知的特定的限制情况。我们测试我们的预测与直接数值模拟的波衰减在三维MHD湍流，并讨论了湍流阻尼的发展的线性不稳定性的星际介质和其他重要的天体物理过程的影响。
2008-05-06 astro-ph
Interstellar Turbulence I: Observations and Processes
这两部分综述总结了星际湍流及其影响。第一部分从诊断和能源开始。湍流理论被认为是详细的，包括基本的流体方程，螺线管和可压缩模式，全球无粘二次不变量，标度参数，能量传递和级联，速度概率分布，和湍流压力。本文讨论了磁流体动力学湍流的理论，包括无碰撞的MHD湍流，强调了各种能谱的建议。回顾了星际湍流的各种数值模拟方法。模型已经再现了许多观测到的标度关系的基本特征，预测了超音速MHD湍流的快速衰减率，并导出了密度的概率分布函数。在湍流介质中，热不稳定性和热相有了新的解释。具有各种自引力、磁场、超新星和恒星形成组合的大尺度模型在形态和统计特性上开始与观测到的星际介质相似。自引力在湍流气体中的作用得到澄清，从而为星团的形成、恒星质量函数、恒星自转和双星的起源以及磁场的影响提供了新的范例。
2004-04-22 astro-ph
Grain Destruction in Interstellar Shocks
星际冲击波可以侵蚀和破坏冲击气体中的颗粒，主要是溅射和颗粒-颗粒碰撞的结果。对目前溅射产额的估算方法进行了评述。结果提出了简单的情况下，溅射的快速颗粒停止在冷气体。本文导出了C型MHD冲击中耐火材料颗粒溅射的上限：冲击速度$v_s \gtrsim 50 \kms$是使30%以上的硅酸盐返回气相所必需的。溅射对于在分子气体中的双流体MHD冲击波中从颗粒中去除分子冰帽也很重要。最近的估计耐火材料颗粒寿命对破坏冲击波进行了总结，这些短寿命的影响进行了讨论。
1995-08-16 astro-ph
Interplanetary and interstellar plasma turbulence
本文综述了无碰撞和弱碰撞天体物理等离子体中低频磁化湍流的理论研究方法。对这些等离子体进行分析描述的正确起点是动力学理论，而不是流体方程。湍流的各向异性被用来系统地导出一系列简化的分析模型。在离子陀螺仪上方，我们严格地证明了阿尔芬波与电子密度和磁场强度的涨落是解耦的，并且满足约化的MHD方程。密度和场强波动（慢波和流体极限中的熵模式），动力学确定，被动混合的阿尔芬波。由此产生的混合流体动力学描述的低频湍流是有效的独立的碰撞。在离子陀螺仪下方，湍流级联部分地转换成在电子陀螺仪处阻尼的动力学阿尔芬波的级联。这种级联由一对流体方程描述，这是电子MHD的简化版本。对太阳风和星际介质中湍流的观测激发了这些理论模型的发展。在后一种情况下，湍流是空间不均匀的和各向异性的Alfvenic湍流在一个强的平均场的存在下，可能会与各向同性的MHD湍流，没有平均场共存。
2006-10-26 astro-ph
A Study of the Vertical Motion of Supernova Remnant Bubbles in the Interstellar Medium Drawn from the Results of Three-Dimensional MHD Simulations
为了确定孤立的SNRs能够上升并富集厚盘和星系晕的情况，用FLASH磁流体动力学程序对超新星遗迹进行了模拟。我们进行了星际磁场平行于或垂直于银道面的模拟，以及没有磁场的模拟。周围的气体密度分布和引力势是基于对我们星系的观测。我们将这些残留物进化到大约1000万年的年龄。对于我们的模拟没有磁场，我们比较了热气泡的速度的演变从浮力和阻力加速度计算的速度演变。我们发现了令人惊讶的小垂直速度的热气体，从我们估计的阻力系数为10的非磁性模拟。虽然我们发现在残骸的寿命期间，热气体几乎没有浮力运动，但我们发现在残骸寿命接近尾声时，相关的冷致密气体有快速的垂直运动。这种运动使残骸变形成蘑菇云结构，类似于以前的模拟中发现的结构。在模拟中，我们有一个4微高斯的磁场平行于银河系中平面显示了一个显着拉长的气泡平行于磁场。磁场固定住超新星遗迹，阻止它上升。在具有垂直于中平面的4微高斯磁场的模拟中，热气泡上升得更多，这表明具有与重力方向相同的磁场增强了气泡的上升。
2007-07-20 astro-ph
The importance of anisotropic interstellar turbulence and molecular-cloud magnetic mirrors for galactic cosmic-ray propagation
最近的研究表明，当大尺度等离子体激发磁流体动力学（MHD）湍流时，能量从大尺度到小尺度的级联是各向异性的，即小尺度的涨落满足不等式k_parallel << k_perp，其中k_parallel和k_perp分别是涨落波矢中平行于和垂直于背景磁场的分量。这种各向异性的涨落在散射宇宙射线时效率很低。本文给出并解释了基于准线性近似的各向异性MHD湍流对宇宙射线散射的结果。讨论了分子云磁镜在弱散射时对宇宙射线的束缚和各向同性作用。
2000-10-04 astro-ph
Cosmic ray transport in MHD 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。我们占湍流截断所产生的碰撞和无碰撞阻尼。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$β$。我们表明，流动的不稳定性被抑制的环境MHD湍流。
2005-05-28 astro-ph
The Orientation of the Local Interstellar Magnetic Field
局部星际磁场的方向在日光层中引入不对称性，其影响日光层无线电发射的位置和来自太阳风的终止冲击的离子的流动方向。我们结合观测的无线电发射和高能粒子流与广泛的三维MHD计算机模拟的磁场覆盖在太阳层顶显示，该平面的本地星际场是从银河平面的60-90度。这表明，在本地星际云的磁场方向不同于一个更大规模的星际磁场被认为是平行于银道面。
2007-05-13 astro-ph
Magnetohydrodynamic Density Waves in a Composite Disk System of Interstellar Medium and Cosmic-Ray Gas
从射电到大尺度星系螺旋结构的软X射线波段的多波长观测提供了附近盘星系的综合和全面的视图。在存在大质量暗物质晕的情况下，星系尺度上的密度波动力学涉及恒星盘、星际介质气盘（ISM）、磁场和宇宙射线气体（CRG）。在本文中，我们探讨了磁化ISM磁盘和CRG磁盘之间的动态和电磁相互作用，使结构和诊断功能的光学，红外和同步辐射连续辐射的螺旋星系可以物理理解。在银河系密度波的时间尺度上，宇宙射线可以被看作是一种相对热的稀薄气体流体，它在横向整体运动中与大尺度平均磁场联系在一起，但在其他方面沿着相对于ISM的磁场运动。对于磁化ISM和CRG复合盘系统中的快、慢磁流体密度波，CRG质量密度的微小增强相对于平行磁场的增强有相移。由于宇宙射线的数量非常少，大规模的磁场增强占主导地位的同步辐射连续辐射（好像CRG几乎是未受干扰）的螺旋结构的表现。除了快、慢磁流体密度波外，还存在一种超温磁流体波模式，CRG通过这种模式进行自我调节，使超温声速接近光速c。
2003-07-27 astro-ph
Kinetic theory of interstellar density and magnetic field fluctuations. Relations between interstellar density and magnetic field fluctuations
本文用线性动力学等离子体理论导出了均匀磁场中任意温度麦克斯韦背景分布函数的低频等离子体波的电子密度与磁场涨落的关系。通过采取非相对论性的温度限制，这种关系计算在我们的银河系中的扩散云间介质。在无线电波传播、色散和旋转测量研究中，云间弥散介质是星际介质的主要相。建立并讨论了线性动力学理论中电子密度与磁场涨落关系与经典MHD理论的区别。
2002-07-02 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
Numerical Simulations of Incompressible MHD Turbulence
不可压缩磁流体动力学（MHD）湍流的研究为许多天体物理问题提供了有益的启示。本文描述了一个适用于不可压湍流研究的伪谱MHD程序。本文回顾了我们最近在周期性盒子中直接三维数值模拟MHD湍流方面的工作。在这些工作中，我们使用伪谱代码来解决不可压缩MHD方程。我们首先讨论湍流的结构和性质作为尺度的函数。结果与Goldreich & Sridhar最近提出的标度律一致。标度律是基于标度相关各向同性的概念：沿磁场线，较小的涡流比较大的涡流更细长。这个标度律大大改变了我们对MHD湍流的看法。例如，正如Lazarian & Vishniac所指出的，标度定律可以提供快速的重连率。我们进一步讨论了不可压MHD湍流的研究如何通过考虑不平衡级联和粘性阻尼湍流来帮助我们理解星际介质（ISM）中的物理过程。
2001-11-03 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
New Regime of MHD Turbulence: Cascade Below Viscous Cutoff
在天体物理学的情况下，例如在星际介质（ISM）中，中性粒子可以在比磁扩散尺度大得多的尺度上提供粘性阻尼。通过数值模拟，我们发现磁场在耗散截止尺度以下可以具有丰富的结构。这意味着ISM中的磁场可以具有比秒差距尺度小得多的尺度上的结构。结果表明，波数带中所含的磁能与波数无关，磁结构是间歇性的，具有极强的各向异性。讨论了这些结果与微尺度原子结构（TSAS）形成的关系。
2002-01-23 astro-ph
Superbubbles in magnetized interstellar media --- Blowout or confinement ? ---
利用三维磁流体动力学（MHD）数值模拟研究了星际磁场对超气泡演化的重要性。超气泡是由OB星协中连续的超新星爆炸驱动的大型超新星遗迹。它的演化受银盘密度分层的影响。当超泡尺寸达到2--3倍密度标度高度时，超泡优先沿$z$方向膨胀。最后，它可以冲压出气体盘（吹出）。另一方面，平行于银盘的磁场具有防止在垂直于磁场的方向上扩展的作用。密度分层和磁场对超气泡演化的影响完全相反。我们提出的三维MHD模拟结果，其中包括这两种影响。结果表明，当磁场的标度高度远大于密度时，即使在没有磁场的情况下，磁泡会从盘中吹出的模型中，强度为5 $μ$ G的磁场也能将磁泡限制在$|z| \alt 300$ pc内，达到$\simeq$ 20 Myr（限制）.在一个模型中，磁场强度在晕中与$B \propto ρ^{1/2}$成比例地减小，即使中平面中的磁场与$B=5μ$ G一样强，超级气泡最终也会像B=0的模型一样破裂。
1998-04-03 astro-ph
Simulations of MHD Turbulence in a Strongly Magnetized Medium
我们分析了三维数值模拟驱动不可压缩磁流体（MHD）湍流在一个周期性的盒子线程由一个中等强的外部磁场。我们总结了傅立叶波段内的非线性相互作用，发现能量级联的时间尺度与Goldreich-Sridhar模型的强MHD湍流是一致的。使用高阶纵向结构函数，我们表明，在垂直于当地平均磁场的平面内的湍流运动是类似于普通的流体动力学湍流，而平行于该领域的运动是一致的，从涡各向异性引起的标度校正。我们提出了描述Alfvenic和伪Alfvenic湍流速度统计的结构张量。最后，我们确认，向上和向下磁场线移动的能量的不平衡导致湍流运动的缓慢衰减，并推测这种不平衡是常见的星际介质中的能量注入是间歇性的时间和空间。
2001-08-30 astro-ph
Dissipation of Hydromagnetic Waves on Energetic Particles: Impact on Interstellar Turbulence and Cosmic Ray Transport
考虑了银河系宇宙射线（CR）的扩散。预计非线性MHD级联将湍流的幂律谱从主尺度100 pc设置为更小的尺度。我们发现，由于与高能粒子的共振相互作用的波的耗散可能会终止级联在小于1.e13厘米。CR扩散系数的形状，发现可以解释所观察到的峰值在几个GeV/n的次级到初级核的比率。
2003-06-18 astro-ph
Wave damping by MHD turbulence and its effect upon cosmic ray propagation in the ISM
宇宙射线散射出与之共振的磁不规则性（阿尔芬波），也就是波长与其回旋半径相当的波。这些波可能是由宇宙射线本身产生的，如果它们的速度比阿尔芬速度快，或者是由MHD湍流源产生的。由流动的宇宙射线激发的波具有理想的散射形状，而MHD湍流的散射效率由于其各向异性而严重降低。我们表明，MHD湍流作为宇宙线产生的波的阻尼机制，对宇宙线的传播有间接的影响。星际介质的热（"日冕“）相是通过自生波散射进行宇宙射线约束的最佳候选位置。对于湍流阻尼是主要阻尼机制的情况，我们将宇宙射线的流速与介质中湍流耗散率联系起来。我们的结论是，能量高达10^2 GeV的宇宙射线的流动速度不会比阿尔芬速度快得多，但10^6 GeV的宇宙射线将不受自生波的阻碍地流动，除非日冕气体明显没有引力。
2003-11-17 astro-ph
Recent Results on Interstellar Turbulence
利用三维高分辨率HD和MHD数值模拟方法研究了SN驱动的ISM星际湍流的统计特性。它被发现，纵向和横向湍流长度尺度的时间平均（超过50万年）的比率为0.5-0.6，几乎类似于各向同性均匀湍流的预期。大涡的平均特征尺度约为75 pc。此外，在模拟盘中测量的结构函数的标度显示出与Kolmogorv（1941）模型的明确偏离，这与超音速湍流的最新不稳定性研究（Politano & Pouquet 1995; Boldyrev 2002）是一致的。我们的结果是独立的分辨率，表明收敛已经达到，并且未解决的较小的耗散尺度不反馈较大的。
2006-01-11 astro-ph
Dissipation of Magnetohydrodynamic Waves on Energetic Particles: Impact on Interstellar Turbulence and Cosmic Ray Transport
讨论了银河宇宙射线在星际介质中扩散的物理过程。本文研究了非线性MHD级联产生湍流的幂律谱的可能性。我们发现，由于与宇宙线粒子的共振相互作用而引起的波的耗散可能会终止波长低于10^13 cm的Kraichnan型级联。这种波耗散的效果已被纳入GALPROP数值传播代码，以评估可测量的天体物理数据的影响。在由此产生的自洽模型中发现的宇宙射线扩散系数的能量依赖性可以解释在大约1 GeV/核子处观察到的次级与初级核比率的峰值。
2006-01-21 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
The importance of magnetic-field-oriented thermal conduction in the interaction of SNR shocks with interstellar clouds
我们探讨的重要性，磁场导向的热传导的超新星遗迹（SNR）的冲击波与辐射气体云的相互作用，并在确定的质量和能量之间的云和周围的热介质交换。我们进行2.5D MHD模拟冲击冲击孤立的气体云，包括各向异性热传导和辐射冷却，我们认为一个典型的情况下，马赫数50的冲击云密度比周围介质的10倍。我们考虑不同的环境磁场的配置和比较MHD模型与没有热传导。在存在磁场的情况下，热传导的效率通常相对于未磁化的情况降低。衰减因子强烈地依赖于初始磁场方向，并且当磁场初始与冲击波传播方向对齐时衰减因子最小。热传导有助于抑制流体动力学不稳定性，减少云的质量混合，防止云完全碎裂。取决于磁场取向，热传导可以确定云和热的周围介质之间的显著能量交换，该热的周围介质虽然总是保持在低于未磁化情况下的水平，但导致云的逐渐加热和蒸发。这种额外的加热可能会与云的某些部分的辐射冷却形成对比，从而防止热不稳定性的发生。
2008-01-09 astro-ph
3-D MHD Numerical Simulations of Cloud-Wind Interactions
我们目前的结果从三维（3-D）数值模拟调查云风相互作用的磁流体动力学。初始云是球形的，而磁场是均匀的，并横向于云的运动。一个简化的分析模型，描述了在云的前面的磁能演化的开发和模拟结果进行比较。此外，还发现云与磁化星际介质（ISM）的相互作用导致了高度结构化的磁尾的形成。云尾流中的磁通量组织成通量绳，并且随着相反极性的场线在对称轴附近靠近在一起，形成了重联、电流片。与此同时，在云的前缘，由于那里发生的磁力线拉伸，磁压强烈增强。这对云的后续演变有重要的动力学影响，因为一些不稳定的模式往往会被强烈增强。
2000-06-17 astro-ph
Depolarization canals and interstellar turbulence
最近的无线电极化观测揭示了极化银河无线电背景中大量意想不到的特征，这些特征是由随机（湍流）星际介质中的传播效应引起的。运河在其中尤其引人注目，一个非常黑暗的随机网络，狭窄的区域在明亮的偏振银河同步加速器背景下从许多方向清晰可见。在ISM中没有明显的物理结构可能导致这些运河，因此它们被称为法拉第鬼。它们显然携带着关于星际湍流的信息，但直到现在才清楚如何提取这些信息。关于运河的起源，有两种理论被提出，两者都将运河归因于法拉第旋转，但一种是在天空平面中（特别是在前景法拉第屏幕中）调用法拉第旋转的强梯度，另一种则只依赖于视线效应（差分法拉第旋转）。在这篇综述中，我们讨论了运河的物理性质，以及如何利用它们来探索星际湍流的统计特性。这为磁化星际湍流的研究开辟了新的分析方法，如等值线统计和计算几何学和拓扑学的相关技术。特别是，我们可以希望测量泰勒微尺度和星际MHD湍流的有效磁雷诺数等难以捉摸的量。
2006-04-20 astro-ph
Exploring cloudy gas accretion as a source of interstellar turbulence in the outskirts of disks
本文对扩展HI银盘中的凝块气体持续注入效应进行了高分辨率2D-MHD数值模拟。给定一定的吸积率，盘的响应取决于其表面气体密度和温度。对于银河系在~20 kpc的银河系中心距离的条件下，和质量吸积率符合目前的经验和理论测定在银河系中，雨的紧凑的高速云到磁盘上可以维持跨音速湍流运动在温暖的阶段（~2500 K）的HI。因此，HI线宽预计为~6.5 km/s的气体层在2500 K，如果下降是唯一的驱动湍流的机制。这封信中给出了由此产生的强迫流的一些统计特性。还讨论了气体速度弥散的径向依赖性。
2007-05-07 astro-ph
Characterizing the structure of interstellar turbulence
对分子云结构的建模依赖于良好的方法来对模拟与观测进行统计比较，以约束模型。在这里，我们描述了一套流体动力学和磁流体动力学（MHD）模拟超音速湍流使用平均小波变换，三角洲方差，已成功地用于表征观测。我们发现，与数值分辨率和耗散无关，只有那些高超声速马赫数大于M ~ 4的模型才能产生无标度、幂律的Δ方差谱，而较慢的超声速湍流则倾向于显示特征标度并产生非幂律谱。磁场对这一趋势的影响很小，尽管它们往往会降低湍流的无标度性质，并增加从大尺度到小尺度的能量传递。在超音速湍流中看到的特征长度尺度的演变完全遵循最近对动能衰减率的研究所预言的t^{1/2}幂律。
1999-06-21 astro-ph
Cosmic ray transport in MHD turbulence
数值模拟揭示了早期无法追踪的磁流体湍流问题。他们允许测试不同模型的预测，并选择正确的。不可避免的是，这一进展要求对宇宙射线（CR）传输的图像进行修改。同时也揭示了目前CR数值模拟中存在的问题。在本文中，我们专注于描述CR的传播和散射，这应与数值研究协同使用的分析方法。特别是，我们使用最近建立的MHD模式的标度律来获得CR的输运性质。我们包括非线性效应所产生的大规模捕获，以消除90度的分歧。我们确定了散射效率和CR平均自由程如何依赖于电离介质的特性，如等离子体$β$，库仑碰撞平均自由程，讨论了粒子在星际介质和日冕中输运的意义。我们还研究了CR的垂直运输。湍流输送取决于平行平均自由程和湍流注入尺度的比较，以及Alfvénic马赫数。正常的湍流不允许亚扩散，除非有板波。临界尺度低于亚扩散适用。这些结果可以用来与数值计算进行比较，只要这些计算采用与MHD湍流数值研究一致的磁场结构。
2007-12-23 astro-ph
Cooling Rates of Molecular Clouds Based on Numerical MHD Turbulence and non-LTE Radiative Transfer
我们计算了星际分子云模型中主要冷却组分的线发射冷却率。该模型是基于超音速磁流体动力学（MHD）湍流的数值模拟。非LTE的辐射转移计算已被执行，以适当地考虑复杂的密度和速度结构的MHD模拟。使用了三种模型。两个模型是基于不同的磁场强度的MHD模拟和第三个包括计算的自重（在超阿尔文制度的湍流）。模拟中的密度场和速度场由超音速湍流动力学自洽地确定。这些模型旨在代表线性大小为L~6 pc、平均密度为<n>~300 cm^-3的分子云，致密核的密度超过10^4 cm^-3。本文给出了动力学温度为10- 80 K的等温云中~（12）CO、~（13）CO、~（18）C、O_2、OI、Cl和H_2 O的冷却速率。解析近似推导出的冷却速率。模型的不均匀性减少了光子捕获，增强了云致密部分的冷却。与早期的模型相比，冷却速率受光学深度效应的影响较小，因此更高。然而，主要的影响来自密度变化，因为冷却效率随着密度而增加。这对于整个云层的冷却非常重要，因为大多数冷却是由密度高于平均值的气体提供的。
2001-08-26 astro-ph
MHD Turbulent Mixing Layers: Equilibrium Cooling Models
我们使用三维磁流体动力学代码，在辐射冷却的情况下，提出了星际介质中热物质（T~10^{6-7} K）和暖物质（T~ 10 ^4 K）之间边界处的湍流混合模型。在我们的模拟中，湍流的来源是一个开尔文-亥姆霍兹不稳定性，由两种介质之间的剪切产生。我们发现，因为在不稳定性的大尺度模式的增长率是相当缓慢的，它需要大量的时间（~ 100万年）的湍流产生有效的混合。我们发现，每个界面的高度电离的物种（C IV，N V，和O VI）的总柱密度（假设电离平衡）是类似于以前的稳态非平衡电离模型，但增长缓慢，从log N ~10^{11}到几个10^{12} cm^{-2}的界面演变。然而，柱密度比可以显着不同于以前的估计，随着混合的发展，N（C IV）/N（O VI）的数量级变化。
2006-05-02 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
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
Interstellar Turbulence, Cloud Formation and Pressure Balance
我们讨论了HD和MHD可压缩湍流作为云的形成和云的结构机制在ISM。大尺度湍流ISM数值模式的结果表明，介质的类相现象、云间介质的密度和磁场强度的典型值以及Larson的速度弥散-尺度关系都可以理解为星际湍流的结果。然而，密度-尺寸关系似乎只适用于密度很大的模拟云，存在大量的小的低密度云，另一方面，它们是最难观测的。然后，我们讨论了几个测试和影响的星际云的一个完全动态的图片。结果表明，云是短暂的，不断形成，扭曲和混乱的湍流速度场，与这些波动的一小部分经历引力坍缩。模拟的谱线剖面和云寿命估计值与观测数据一致。在这种情况下，我们认为这是不太可能的，准流体静力学结构在任何规模上可以形成，云和云间介质之间的近压力平衡是一个偶然的结果，由湍流驱动的密度场，并在适当的冷却的存在下，而不是一个驱动或限制机制。
1998-10-23 astro-ph
Magnetically Aligned Velocity Anisotropy in the Taurus Molecular Cloud
利用计算模拟和分子线观测研究了Taurus分子云的MHD湍流引起的速度各向异性。提出了一种利用星际云光谱成像数据分析速度各向异性程度和角度的新方法。该方法的有效性证明模型观测来自三维速度和密度场的数值MHD模拟，跨越一个范围内的磁场强度。该分析适用于12 CO J=1-0成像的子领域内的金牛座分子云。速度各向异性被识别为在从光学偏振测量导出的平均局部磁场方向的10度内对齐。基于速度各向异性的场强估计值与其他方法的结果一致。当结合金牛座的新柱密度测量时，我们的磁场强度估计表明，云的包络是磁亚临界的。这些观测有利于金牛座云的低密度、亚临界、分子气体基质内的强MHD湍流。
2008-02-14 astro-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
MHD Turbulence, Cloud Formation and Star Formation in the ISM
我们讨论了湍流在云和恒星形成中的作用，正如在星际介质的数值模拟中所观察到的那样。碰撞气流界面处的湍流压缩导致了中间云（$\simlt 100$ pc）和小云（几十pc）的形成，尽管最小的云也可以由恒星加热中心周围的膨胀壳的碎片形成。最大的云复合体（几百pc）似乎是由缓慢的、引力不稳定性驱动的单个云的合并形成的，这实际上可以被描述为由于重力而不是云碰撞导致的流动的大规模均匀化趋势。这些机制在存在磁场和旋转的情况下也起作用，尽管可压缩性和云形态存在轻微变化，这取决于磁场的强度和拓扑结构。总之，湍流在云的生命周期中的作用似乎是双重的：小尺度模式有助于云的支持，而大尺度模式可以形成或破坏云。
1996-02-01 astro-ph
Does the interstellar magnetic field follow the Chandrasekhar-Fermi law?
我们进行了1.25 pc分辨率的MHD模拟的ISM -包括大规模的银河喷泉-通过充分跟踪随时间变化的磁场的演变和形成的冲击压缩区在超新星驱动的ISM。模拟结果表明，大规模的气体流出现，驱动SN爆炸，这是负责的冲击压缩层的形成和破坏的寿命高达约15万年。T \leq 10^{3} K气体分布在细丝中，由于银河磁场引起的流动的各向异性，这些细丝倾向于显示出优选取向。模拟还表明，磁场具有很高的可变性，它在很大程度上与密度无关，它是由惯性运动驱动。后者与10^{2}<T \leq 10^{6} K时冲压压力主导流动的事实一致。当T> 10^{6} K时，热压力占主导地位，而当T \leq> 10^{2} K（稳定分支）时，磁压力占主导地位。
2003-11-18 astro-ph
Probing the Edge of the Solar System: Formation of an Unstable Jet-Sheet
旅行者号宇宙飞船正在接近太阳系的边缘。在太阳系和星际介质的边界附近，我们发现形成了一个不稳定的“喷流层”。由于速度剪切不稳定性，喷流片上下振荡。这一结果是由于一个新的应用程序的一个国家的最先进的三维磁流体动力学（MHD）代码与高度精细的网格。我们假设作为第一近似，太阳的磁轴和自转轴是对齐的。磁轴相对于旋转轴的倾斜的影响仍有待观察。我们在模型中包括自洽磁场的影响，在太阳和星际风之间的相互作用。以前对这种相互作用的研究空间分辨率较差，并且没有包括太阳磁场。这种不稳定性会影响高能粒子进入太阳系以及太阳和星际物质的混合。同样的效果发现这里预测的相互作用旋转磁化的恒星拥有超音速风和相对于星际介质，如O型星。
2003-05-22 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
On the Role of Dust Particles in Decoupling of Plasma from Magnetic Field in Laboratory and Space
本文的目的是应用最近的成就，在理解的非MHD效应在等离子体（获得在实验室实验中，以及在理论上），星际现象。应用于空间等离子体，这些效应可以显著改变等离子体动力学的图像。带电的尘埃粒子总是存在于星际介质中，即使等离子体电子和离子被强烈磁化，也很容易保持不被磁化。在这样的介质中，磁场可以以超阿尔芬速度传播。这打破了磁场的局部“冻结”定律，对引力坍缩现象、空间等离子体湍流谱、磁发电机和宇宙射线的费米加速率等都有重要影响。
2000-02-14 astro-ph
Global Dynamical Evolution of the ISM in Star Forming Galaxies - I. High Resolution 3D HD and MHD Simulations: Effect of the Magnetic Field
在形成恒星的盘星系中，恒星和星际气体之间的物质循环，特别是随机和成团超新星爆炸的能量输入，决定了ISM的动力学和化学演化，从而决定了整个星系的动力学和化学演化。本文利用一个三维MHD程序，研究了气体盘与周围星系晕之间磁化物质循环的作用。特别强调了磁场对ISM不同“相”的体积和质量分数的影响，RAM、热压力和磁压力的相对重要性，以及磁场是否能阻止物质从盘运输到晕中。模拟是在一个网格上进行的，网格面积为1千秒差距$^{2}$，以太阳圈为中心，垂直于银河系盘延伸$\pm 10$千秒差距，分辨率高达1.25秒差距。模拟运行的时间尺度为4亿年，足够长，以避免初始设置的记忆效应，并允许在恒定的能量输入率的情况下达到全球动态平衡。(...)我们发现，在一般的气体运输到晕在3D中是不阻止由初始磁盘平行磁场，但只有最初延迟，只要它是需要冲孔到厚磁化气体磁盘。盘中热相的平均体积填充因子在HD和MHD（后者的总场强为4.4 $μ$ G）运行中相似，相当于银河系超新星速率的$\sim 17-21%$。
2005-02-16 astro-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
Propagation of Magnetized Neutron Stars Through the Interstellar Medium
本文研究了磁化孤立老中子星在星际介质中的传播。利用轴对称非相对论磁流体动力学（MHD）方法模拟了非旋转恒星在具有与其速度一致的偶极磁场的情况下通过星际介质（ISM）的传播。旋转的影响将在随后的工作中讨论。我们考虑两种情况：（1）吸积半径$R_{acc}$与磁距或阿尔文半径$R_A$相当，引力聚焦很重要;（2）$R_{acc}<< R_A$和磁化恒星与ISM相互作用，就像“磁犁”，没有明显的引力聚焦。对于第一种情况，在低马赫数${\cal M}=3$下对磁场值范围$B_*$进行了模拟。对于第二种情况，模拟是在较高马赫数下进行的，即${\cal M}=10,$ 30和50。在这两种情况下，恒星的磁层都是流动的障碍，恒星前面会有激波。磁场线从恒星的顺风方向延伸，形成一个中空的细长磁尾。在尾部观察到磁场的重联，这可能导致粒子加速。据估计，在弓形激波和磁尾中也会释放类似的能量。然而，估计功率低于目前的检测限。我们的模拟结果可以应用到其他强磁化星，如白矮星和磁性Ap星。未来更敏感的观测可能会揭示磁化恒星穿过ISM的长磁尾。
2001-05-23 astro-ph
The Galactic Shock Pump: A Source of Supersonic Internal Motions in the Cool Interstellar Medium
我们提出，银河系冲击通过星际密度波动传播提供了一种机制，间歇性的补充，或“抽水”的超音速运动和内部密度增强普遍观察到的冷原子和分子星际结构，而不一定需要存在的自引力，磁场，或年轻的恒星。这些冲击被认为是由于一系列尺度上的各种星系源。本文在假定马赫数不至于使云破裂的条件下，忽略激波曲率和云畸变，导出了激波通过径向分层二维等压模型云时所产生的运动学涡量的解析结果。采用二维格子气体流体动力学数值模拟方法，在适当的马赫数下验证了分析结果。诱导的内部速度最初是激波速度除以密度对比的平方根的一个重要部分，占观测到的线宽振幅和明显的云到云的线宽密度标度。线宽-尺寸关系可以用众所周知的冲击系统的功率谱来解释。诱导的涡能应迅速转换为可压缩和MHD模式，因此很难直接观察到，即使它仍然是其他模式的动力源。因此，激波泵产生密度结构，而不需要任何形式的不稳定性。我们认为，冲击泵应导致嵌套的冲击诱导的结构，提供了一个级联机制的超音速“湍流”和冷的星际介质的分形结构的物理解释。
2000-02-15 astro-ph
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
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
