MHD Turbulence
综述了MHD湍流理论和数值实验的研究现状及其在天体物理和太阳科学中的应用。本文介绍了研究湍流的常用工具、基本湍流模型、MHD方程及其波动模式。随后，我们涵盖了Alfvenic湍流，不平衡湍流，小尺度发电机和模型的理论和数值计算超声速MHD湍流。
2019-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Impact of magneto-rotational instability on grain growth in protoplanetary disks: II. Increased grain collisional velocities
湍流是原行星盘中各种尺寸颗粒碰撞速度的主要来源。尽管有证据表明原行星盘中的湍流可能是非柯尔莫哥洛夫湍流，但到目前为止，只有柯尔莫哥洛夫湍流被考虑用于计算颗粒碰撞速度。在这项工作中，我们提出了计算颗粒碰撞速度的任意湍流模型，其特征在于幂律谱和确定的三个无量纲参数：斜率的动能谱，斜率的自相关时间，和雷诺数。我们的研究结果的影响说明了不同的湍流模型的晶粒尺寸演化的数值模拟。我们发现，对于Iroshnikov-Kraichnan湍流和由磁旋转不稳定性引起的湍流，小颗粒的碰撞速度远大于标准Kolmogorov湍流。这导致原行星盘外部区域的颗粒更快凝聚，导致毫米波长的尘埃不透明度迅速增加，并可能促进非常年轻的盘中的行星形成。
2021-06-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
MHD Turbulence, Turbulent Dynamo and Applications
MHD湍流在许多空间物理和天体物理环境中很常见。本文首先讨论了不可压MHD湍流的性质。导电性良好的流体在一个称为小规模发电机的过程中放大了初始磁场。低于动能和磁能的均分尺度，谱是陡峭的（Kolmogorov-5/3），并以临界平衡的强MHD湍流为代表。本文介绍了普遍非线性小尺度发电机的基本原理和MHD湍流的惯性范围。在高分辨率直接数值模拟中，我们测量了小尺度发电机$C_E=0.05$、Kolmogorov常数$C_K=4.2$和各向异性常数$C_A=0.63$对MHD湍流的效率。我们还讨论了所谓的不平衡或交叉螺旋MHD湍流，这是相关的许多对象，最突出的是在太阳风。结果表明，不可压缩MHD湍流的性质与可压缩湍流中MHD叶栅Alfvénic部分的性质相似。级联的其他部分根据其自身的动态发展。慢模式由Alfvénic模式级联，而快模式创建独立的级联。我们发现，不同的方式分解成Alfvén，慢，快模式的可压缩MHD湍流提供一致的结果，不仅是有用的理解湍流级联，但其与快速粒子的相互作用。
2014-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Critical Balance and the Physics of MHD Turbulence
本文讨论了湍流现象学中临界平衡概念的优点和局限性。不可压缩磁流体动力学（MHD）的情况下是一个特别的焦点。讨论强调了原始Goldreich & Sridhar（1995）临界平衡猜想相对于等离子体湍流MHD描述中相关理论问题和模型的地位。研究的问题包括方差和光谱各向异性，平均磁场的影响，局部和非局部的影响，以及潜在的外部驱动的影响。相关的模型，如简化的MHD提供了一个有价值的背景下的考虑。在讨论的过程中，提出了一些新的结果有关的频谱特征和时标。还简要地提到了临界平衡的一些适应和变化。
2020-05-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Energy transfers in MHD turbulence and its applications to dynamo
本文描述了MHD湍流的模-模能量传递和能量通量。这些能量传递对于理解湍流动力学以及发电机等应用非常有用。我们说明了如何提供有价值的洞察力的大规模的磁能发电机的增长机制的能量通量。
2019-02-18 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Basic Properties of MHD Turbulence in the Inertial Range
我们重新讨论了惯性范围内MHD湍流的谱斜率问题，并认为数值方法更倾向于Goldreich-Sridhar -5/3斜率而不是-3/2斜率。对MHD湍流的各向异性进行了精密测量，确定了Alfvenic湍流的各向异性常数C_A=0.34。它与以前测得的Kolmogorov常数C_K=4.2或纯Alfvenic情况下的C_K = 3.3一起，构成了对MHD级联的完整的谱量描述，具有很高的天体物理实用价值。
2012-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Effective Viscosity, Resistivity, and Reynolds Number in Weakly Collisional Plasma Turbulence
本研究通过MMS观测和PIC模拟，提取弱碰撞等离子体湍流的有效黏性、电阻率及雷诺数，将宏观湍流与微观等离子体特性联系起来。
2023-09-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Coronal Loop Heating by Nearly Incompressible Magnetohydrodynamic and Reduced Magnetohydrodynamic Turbulence Models
光波和湍流在光球层之外的传输是日冕加热问题的核心。采用近不可压缩磁流体动力学（NI MHD）理论模拟了宁静日冕中的湍流，描述了低频湍流在开放磁场区的输运。它描述了耦合的多数准二维和少数板组件的演变，驱动的磁地毯和平流的亚音速，亚Alfvenic流从较低的日冕。本文将NI MHD湍流传输模型与日冕MHD模型耦合，研究日冕环中的加热问题。在一个现实的基准日冕环问题，我们发现，一个环可以加热到150万K的运输和耗散的MHD湍流所描述的NI MHD模型。我们还发现，大多数2D组件是作为重要的少数板组件在加热的冕环。我们比较我们的耦合MHD/NI MHD模型的结果与简化MHD（RMHD）模型。这些模型之间的一个重要区别是，RMHD解决了小规模的速度和磁场波动，并获得与它们的演变相关的实际粘性/电阻耗散，而NI MHD演变的波动速度和磁场的标量矩和近似耗散使用MHD湍流现象。尽管模型之间存在基本差异，但它们的模拟结果非常匹配，在日冕内部产生几乎相同的加热速率。
2023-01-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Third-order Elsässer moments in axisymmetric MHD turbulence
研究了在均匀磁场$\bb0$作用下的不可压MHD湍流。这种情况在相关空间中用发散关系来描述，该关系表示在惯性范围内埃尔塞塞能流的统计守恒。当$B_0$足够强时，观测到的各向异性的发展，意味着空间相关的叶理。一个直接的后果是可能的三阶Elsässer矩的参数化的强度的各向异性导出一个矢量法。我们使用所谓的临界平衡假设来固定这个参数，并找到一个唯一的表达式。
2010-10-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph
One dimensional analytical solutions of the transport equations for incompressible magnetohydrodynamic (MHD) turbulence
本文推导了不可压缩MHD湍流输运方程的一维解析解，涵盖Elsässer能量和相关长度，适用于近能量均分条件，可用于研究空间及天体物理环境中的湍流演化与能量粒子扩散。
2025-07-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
As a matter of tension -- kinetic energy spectra in MHD turbulence
磁化湍流普遍存在于许多天体物理和地球系统中，但即使是最简单的形式，磁流体力学（MHD），也没有完整的，无可争议的理论。许多理论和现象学都集中在联合（动能和磁场）的能量通量和光谱。我们强调的重要性，分别处理动能和磁能阐明MHD湍流动力学。我们进行了一个隐式大涡模拟亚音速，超Alfvénic MHD湍流和分析的尺度随时间的能量转移。我们的关键发现是，动能谱开发的缩放约$k^{-4/3}$在固定制度的动能级联被抑制的磁张力。这促使重新评估现有的MHD湍流理论的能量通量的一个更有区别的建模。
2020-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Quasi-isotropic cascade in MHD turbulence with mean field
本文提出了一个在大尺度强磁场作用下不可压缩磁流体力学湍流的唯象理论，它建立了强、弱磁流体力学湍流各向异性模型之间的联系。我们认为，在垂直于平均场的平面内，Iroshnikov-Kraichnan各向同性级联自然发展，而在垂直级联的触发下，可以发展出振幅较弱的平行级联。具有由准谐振条件产生的减小的通量。所得到的能谱$E(k_\parallel,k_\bot)$在所有方向上具有相同的斜率。惯性范围在平行和垂直方向上的范围之间的比率等于$b_{rms}/B_0$。这些性质与最近的三维MHD模拟中发现的各向同性强迫相匹配[R。格拉平和W.- C. Müller，Phys. Rev. E \textbf{82}，26406（2010）]。
2012-09-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Chirality, extended MHD statistics and solar wind turbulence
我们将\citet{MeyrandGaltierPRL12}的单流支配态（OFDS）论点与单手征扇区支配态（OCSCS）一\citep [][]{hydrochirality}结合起来，形成了太阳风湍流（SWT）的非线性扩展磁流体动力学（XMHD）理论，\textbf{ranging from the MHD- to subproton-, and even to subelectron-scale regimes} \citep [修改][]{AbdelhamidLingamMahajanAPJ 16}的理论。用螺旋表象揭示了\citet{MiloshevichLingamMorrisonNJP17}的XMHD绝对平衡中的简并手征态，为用OCSDS取代以往理论中的线性波（无限小或任意有限振幅）论证提供了基础. OFDS-plus-OCSDS理论与局部最小能量/稳定性原理的可能联系也进行了讨论。
2017-05-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Formation of Rotational Discontinuities in Compressive three-dimensional MHD Turbulence
对太阳风湍流的测量揭示了不连续性的普遍存在。在这项研究中，我们调查如何形成的不连续性，特别是旋转不连续性（RD），在磁流体动力学（MHD）湍流。在一个模拟的衰减压缩三维（3-D）MHD湍流与施加均匀的背景磁场，我们检测到的RD与尖锐的磁场旋转和小的变化的磁场强度以及质量密度。同时，在de Hoffman-Teller（HT）坐标系下，等离子体速度与Alfvén速度基本一致，并且在不连续面两侧场向一致。我们采取了一个确定的RD详细分析其三维结构和时间演变。通过检查磁场和等离子体参数，我们发现RD是由中等振幅的Alfvén波的陡化引起的，而陡化是由环境湍流中Alfvén速度的不均匀性引起的。
2015-04-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Turbulent drag reduction in magnetohydrodynamic and quasi-static magnetohydrodynamic turbulence
在流体动力学湍流中，大尺度注入的动能级联到惯性范围，导致恒定的动能通量。相反，在磁流体动力学（MHD）湍流中，一部分动能被转移到磁能。因此，对于相同的动能注入率，MHD湍流中的动能通量与其流体动力学对应物相比减小。这导致非线性项（$\la | ({\bf u}\cdot \nabla) {\bf u} | \ra$，其中${\bf u}$是速度场）和湍流阻力相对减弱，但MHD湍流中的速度场增强。我们使用流体动力学和MHD湍流的壳模型模拟来验证上述。准静态MHD湍流也表现出类似于MHD湍流的湍流阻力减小。
2020-04-13 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.geo-ph
Linewidth Differences of Neutrals and Ions Induced by MHD Turbulence
我们解决的中性和离子观察到的分子云的线宽的差异的问题，并探讨这种差异是否可以产生的磁流体动力学（MHD）湍流作用于部分电离气体的影响。在MHD湍流的三种基本模式中，我们发现快模式对线宽差异没有贡献，而慢模式对某些参数的不同线宽有影响。我们专注于Alfvénic分量，因为它们包含了大部分的湍流能量，并考虑了中性离子碰撞和中性粘性的阻尼。我们考虑不同的制度对应于不同的介质磁化和湍流驱动的湍流。在超Alfvénic湍流情况下，当Alfvénic湍流的阻尼尺度小于$l_A$（其中$l_A$为各向异性GS 95型湍流的注入尺度）时，线宽差不依赖于磁场强度。而对于其他动荡的制度，相关性是存在的。例如，在强亚阿尔夫文湍流中，中性和离子速度分散的平方之间的差异允许评估磁场。我们讨论了文献中关于中性离子线宽差异的早期发现，并将我们获得的磁场表达式与早期发表的表达式进行了比较。
2015-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Leveling of MHD turbulence imbalance in shear flows
Abastumani Astrophysical Observatory（阿巴斯图马尼天体物理观测站）；Department of Physics, Faculty of Exact and Natural Sciences, Tbilisi State University（第比利斯国立大学精确与自然科学学院物理系）；Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf（德累斯顿-罗斯多夫亥姆霍兹中心）；M. Nodia Institute of Geophysics（M.诺迪亚地球物理研究所）
本研究通过线性非模态动力学揭示了鞘流中MHD湍流不平衡的平衡机制，为理解太阳风中的湍流平衡提供了新视角。
2026-09-07 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Scaling properties of small-scale fluctuations in magnetohydrodynamic turbulence
磁流体动力学（MHD）湍流在大多数自然系统中，包括星际介质，太阳日冕，和太阳风，有雷诺数远远超过雷诺数在数值实验中可实现的。因此，小尺度波动的普遍标度特性引起了人们的极大关注，这些特性可以在模拟中可靠地测量，然后外推到天体物理尺度。然而，与流体动力学湍流，其中的惯性和耗散间隔的通用结构所描述的Kolmogorov自相似性相比，MHD湍流的缩放不能建立仅仅基于尺寸参数，由于存在一个内在的速度尺度-阿尔芬速度。在这封信中，我们证明了Kolmogorov第一自相似性假设不能以同样的方式制定为MHD湍流，它是制定为流体动力学的情况下。除了深刻的后果的分析考虑，这也提出了严格的条件，MHD湍流的数值研究。与流体动力学情况相比，MHD湍流数值模拟中的离散化尺度应比耗散尺度减小得更快，以便模拟随着雷诺数的增加而保持解析。
2014-09-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Intermittent, Reflection-Driven, Strong Imbalanced MHD Turbulence
本文提出考虑间歇性和阿尔芬波反射的强不平衡MHD湍流唯象模型，其谱斜率和标度指数预测与帕克太阳探测器观测吻合，并揭示反射驱动间歇性会增强小尺度平行波数，从而可能增加太阳风和日冕中的离子回旋加热。
2025-02-07 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Generalized phase mixing: Turbulence-like behaviour from unidirectionally propagating MHD waves
我们提出了三维（3D）的理想磁流体力学（MHD）模拟的结果的动力学的垂直不均匀等离子体的传播Alfvénic波扰动。这种情况的简单版本已经被广泛研究为相混合现象。我们表明，通过推广教科书版本的相位混合，有趣的现象，如顺磁行为和复杂的电流片结构，一个新颖的纵向均匀等离子体由单向传播波激发。这是天体物理学中与湍流相关现象的一个重要发现，放松了产生湍流行为所必须满足的条件。
2017-11-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Non-locality of Hydrodynamic and Magnetohydrodynamic Turbulence
比较了强磁化介质中流体动力学（HD）湍流和磁流体动力学（MHD）湍流中不同尺度相互作用的非定域性。我们使用3维不可压缩的直接数值模拟来评估非局部的相互作用。结果表明，MHD湍流中的非定域性比HD湍流中的非定域性明显得多。在$512^3$网格上的MHD模拟中，非局域相互作用占总相互作用的10%以上。然而，没有证据表明，非本地相互作用是重要的，在我们的HD模拟具有相同的数值分辨率。我们简要讨论了非定域性对能谱的影响。
2010-05-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
As a matter of dynamical range -- scale dependent energy dynamics in MHD turbulence
磁化湍流普遍存在于许多天体物理和地球等离子体中，但没有普遍的理论存在。即使是详细的磁流体动力学（MHD）湍流的能量动力学仍然没有得到很好的理解。我们提出了一套亚音速，超Alfvénic，高等离子体β MHD湍流模拟，只在其动力学范围内变化，即，大尺度强迫和耗散尺度的分离及其耗散机制（隐式大涡模拟，ILES，与直接数值模拟，DNS）。使用能量传递分析框架，我们计算的有效，数值粘度和粘性，并证明，所有的ILES计算的MHD湍流解决，并对应于一个等效的粘阻MHD湍流计算。增加ILES中使用的网格点的数量对应于降低耗散系数，即，更大的（动力学和磁）雷诺数恒定强迫规模。独立地，我们使用这个相同的框架来证明-相反的流体动力学湍流-跨尺度的能量通量是不恒定的MHD湍流。这既适用于给定动力学范围的不同介质（如级联过程或磁张力），也适用于对动力学范围本身的依赖性，这决定了流动的物理性质。即使在$2{,}048^3$单元的最高分辨率（最大雷诺数）模拟下，我们也没有观察到任何收敛迹象，这就对MHD湍流中是否存在渐近状态提出了疑问，如果存在，它看起来像什么。
2022-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical simulations of imbalanced strong magnetohydrodynamic turbulence
磁流体动力学（MHD）被用来解决各种天体物理系统中的湍流波动。自然界中的MHD湍流通常是各向异性和不平衡的，因为沿背景磁场在相反方向上运动的Alfvenic波动携带不相等的能量。这项工作制定了具体的要求，有效的数值模拟强不平衡MHD湍流与引导场B0高分辨率的模拟，然后进行，他们建议，对传播的阿尔芬模式的频谱不不同于平衡的情况下，而它们的振幅和相应的能量级联率的显着影响的不平衡。进一步提出，不平衡越强，数值模拟中所需的磁雷诺数越大，以便正确地再现湍流谱。这可以解释目前数值模拟和观测不平衡MHD湍流之间的差异。
2009-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
A review of the possible role of constraints in MHD turbulence
本文综述了近年来磁流体力学（MHD）湍流尺度间能量分布的研究进展。为此目的采用了各种工具，并通过考虑理想（非耗散）不变量，即总能量、磁螺旋度以及速度与磁场之间的互相关（集中在三维情况下），发挥了核心作用。这些概念，主要是基于理论，模型和直接的数值模拟，被简要地放在观测的背景下，特别是太阳风，以及一些剩余的开放的问题进行了划定。文中还提到了利用推广到MHD的泰勒-格林流在直至$6144^3$点的等效网格上进行三维理想MHD动力学研究的新结果。
2012-11-04 astro-ph.SR nlin.CD physics.plasm-ph
Diagnosis of 3D magnetic field and modes composition in MHD turbulence with Y-parameter
基于MHD湍流理论提出Y参数统计技术，通过不同Stokes参数组合的各向异性比值确定磁场倾角与主导湍流模式，为未来射电偏振巡天研究3D磁场提供新方法。
2023-07-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Extended Scaling Laws in Numerical Simulations of MHD Turbulence
磁化湍流在天体物理系统中无处不在，众所周知，它跨越了广泛的空间尺度。磁流体湍流的唯象理论描述了惯性尺度范围内湍流涨落的自相似动力学。数值模拟的作用是指导和检验这些理论。然而，目前可用的计算能力将模拟限制在雷诺数上，雷诺数明显小于天体物理设置中的雷诺数。为了提高计算效率，因此，探测更大范围的尺度，人们经常考虑磁场引导的MHD湍流的基本各向异性，梯度在磁场平行方向上要慢得多。然后通过采用简化的MHD方程和放宽场平行的数值分辨率来优化模拟。在这项工作中，我们探索了一种不同的可能性。我们提出，存在某些量，是非常稳定的雷诺数。作为一个例子，我们研究的磁流体湍流的磁场和速度波动之间的对准角，测量两个专门构造的结构函数的比率。我们发现，这个比例的缩放可以令人惊讶地扩展到相对较低的雷诺数的制度。然而，扩展的缩放变得容易被破坏时，在模拟中的耗散范围是欠解决。因此，数值优化方法走得太远会导致虚假的数值效应和MHD湍流物理的错误表示，这反过来又会影响我们正确识别操作天体物理系统的物理机制的能力。
2011-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
On the parallel spectrum in MHD Turbulence
磁流体湍流的各向异性已被广泛研究多年，最突出的是在太阳风和高分辨率模拟测量。观察到平行于局部磁场的光谱比垂直光谱更陡，通常为$k^{-2}$，与广泛接受的Goldreich-Sridhar（1995）模型一致。在这封信中，我深入研究了平行和垂直谱之间关系的本质，并认为这种$k^{-2}$标度与强流体动力学湍流中拉格朗日频谱的$ω^{-2}$标度具有相同的起源。这是因为阿尔文波沿着磁场线传播。现在已经很清楚，观察到的各向异性可以在不调用“临界平衡”参数的情况下进行论证，并且比以前认为的更可靠。平行谱（拉格朗日谱）和垂直谱（欧拉谱）之间的关系是阿尔芬波强湍流的必然结果，而不是基于测不准关系的猜想。我测试了这一点，使用高分辨率的模拟MHD湍流，特别是我验证了截止的平行频谱尺度作为柯尔莫哥洛夫时间尺度，而不是长度尺度。
2015-02-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Scaling laws and diffuse locality of balanced and imbalanced MHD turbulence
近年来，将强MHD湍流理论推广到非零交叉螺旋度（或能量不平衡）的研究引起了人们极大的兴趣。在我们早期的出版物中，我们进行了三维数值模拟，并表明一些现有的模型与数值不一致。在本文中，我们把注意力集中在低不平衡限制，并进行了新的高分辨率模拟。结果强烈表明，在小的不平衡的限制，我们顺利过渡到一个标准的Goldreich-Sridhar（1995）平衡模型。我们还声称，Perez-Boldyrev（2009）模型预测，由于所谓的“动态对齐”，两个组件的非线性时间尺度相同，强烈矛盾的数字证据。
2010-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Identification of the weak-to-strong transition in Alfvénic turbulence from space plasma
利用四颗Cluster航天器首次在地球磁鞘中观测到MHD湍流的Alfvénic弱到强转变，揭示了非线性相互作用在能量级联中的关键作用，对恒星形成和太阳风加热等领域具有广泛影响。
2024-04-24 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Diffusion of large-scale magnetic fields by reconnection in MHD turbulence
磁场扩散速率在几个天体物理等离子体过程中起着至关重要的作用。已经证明，天体物理介质中无所不在的湍流诱导快速磁场重联，从而导致大规模的磁通量扩散的速率独立于等离子体微物理。这个过程被称为"重连扩散“（RD），它允许动态重要的场的扩散。目前描述RD的理论是基于不可压缩磁流体动力学（MHD）湍流。在这项工作中，我们已经测试了定量预测的RD理论时，磁力占主导地位的湍流动力学（Alfvénic马赫数$M_A < 1$）。我们采用\textsc{Pencil Code}对受迫MHD湍流进行了数值模拟，并采用Test-Field方法提取了扩散系数$η_{RD}$的值。当湍流接近不可压缩极限（音速马赫数$M_S \lesssim 0.02$）时，我们的结果与RD理论（$M_A < 1$的$η_{RD} \sim M_A^{3}$）一致，而对于较大的$M_S$，扩散更快（$η_{RD} \sim M_A^{2}$）。这项工作首次显示了可压缩MHD湍流的模拟与抑制的级联在平行于平均磁场的方向，这是一致的不可压缩弱湍流理论。我们还验证了在我们的模拟中，能量级联时间不遵循PDMATHAMT预测的弱制度的标度，与RD理论假设相矛盾。我们的研究结果普遍支持和扩展RD理论的预测。
2021-02-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Nature and Scalings of Density Fluctuations of Compressible MHD Turbulence with Applications to the Solar Wind
太阳风是一种磁化的、湍流的等离子体。它的湍流通常由阿尔夫维尼克波动主导，并且通常被认为在远离太阳的地方几乎不可压缩，如1AU附近的现场测量所示。然而，对于更靠近太阳的太阳风，等离子体$β$减小（通常低于1），而湍流马赫数$M_t$增加（可以接近1，例如，跨音速波动）。这些条件可能会产生明显更强的可压缩效应，其特征是密度波动增强，正如几次空间飞行任务所看到的那样。本文对湍流进行了一系列三维MHD模拟，以了解可压缩湍流的性质，特别是密度波动的产生。我们发现，在等离子体$β$、交叉螺旋度和多方指数的很宽的参数空间范围内，湍流密度涨落的尺度线性地作为$M_t$的函数，其尺度系数对参数的依赖性很弱.此外，通过详细的时空分析，我们表明，密度波动是由低频非线性结构，而不是可压缩MHD本征波。这些结果对于理解可压缩湍流如何有助于太阳附近的太阳风加热可能是重要的。
2022-07-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Wave turbulence in magnetohydrodynamics
本章主要回顾了近二十年来在不可压缩和可压缩情况下磁化等离子体（MHD、Hall MHD和电子MHD）中波动湍流的研究进展。重点是均匀和各向异性湍流，通常提供了最好的理论框架，调查空间和实验室等离子体。行星际介质和太阳大气作为两个例子的介质中的各向异性波湍流是相关的。波湍流的最重要的结果报告和讨论的背景下，空间和模拟磁化等离子体。重要的问题和可能的虚假解释最终进行了讨论。
2012-01-06 astro-ph.SR nlin.CD physics.plasm-ph
Transition from weak to strong cascade in MHD turbulence
在有引导场的磁流体动力学（MHD）湍流中，从大尺度到小尺度的弱湍流到强湍流的转变是各向异性湍流理论的基石。我们提出了这种转变的第一次检查，使用壳RMHD，它结合了壳模型的垂直非线性耦合和线性传播沿引导场。该模型允许我们达到$10^6$附近的雷诺数。我们获得了令人惊讶的良好的协议与理论预测，减少垂直能谱缩放为$k^{-2}$在大尺度和$k^{-5/3}$在小尺度，非线性和传播时间之间的临界平衡达到。然而，即使在强区域，在傅立叶空间的弱耦合区域中也发现高水平的激发，这是由于大涡旋的丰富频谱。一个推论是，减少平行光谱斜率是不是一个明确的测试的光谱各向异性，相反的标准信念。
2012-06-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Cross-field transport and pitch-angle anisotropy of solar energetic particles in MHD turbulence
最近对太阳高能粒子在日光层湍流中传播的模拟也在本讲习班上讨论，研究了俯仰角散射和垂直输运在日光经度上粒子传播中的作用，如多航天器测量（STEREO A/B、ACE、SOHO等）所示。在不同的能量范围内都是1 AU。在某些情况下，颗粒分布的一阶俯仰角各向异性是不可忽略的。本文计算了两种MHD湍流模型（a）3-D各向同性模型和（b）Goldreich-Sridhar提出的各向异性模型，在考虑俯仰角依赖性的非均匀湍流中由于梯度/曲率漂移引起的平均垂直位移。我们发现，在这两种情况下，漂移规模为$(1-μ^2)^2$与余弦的俯仰角$μ$，与以前的模型运输的SEP。这一结果可能会影响SEP通过日光层传播的模型。
2015-12-30 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetohydrodynamic Turbulence: Chandrasekhar's Contributions \& Beyond
在1948-1955年期间，他写了四篇关于磁流体动力学（MHD）湍流的论文，这是该领域的第一批论文。在这些开创性的努力之后，该领域继续前进。本文将简要地介绍MHD湍流的重要工作，首先是从Eschrasekhar的工作开始。
2022-04-27 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.hist-ph
Numerical simulations of strong incompressible magnetohydrodynamic turbulence
磁化等离子体湍流遍布宇宙，可能在各种天体物理环境中发挥重要作用。磁流体动力学（MHD）提供了最简单的理论框架，在其中可以建立湍流动力学的唯象模型。MHD湍流的数值模拟被广泛用于指导和检验理论预测，然而，模拟MHD湍流和精确测量其标度特性是远远不够的。计算能力将计算限制在中等雷诺数，并且经常进行简化假设，以便可以访问更大范围的尺度。在描述了研究强不可压缩MHD湍流的理论预测和数值方法之后，我们提出了一系列高分辨率直接数值模拟的结果。我们讨论的影响，在计算方法的不一致性可以有解决方案和它的物理解释。
2012-02-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
