Parallel electric field generation by Alfven wave turbulence
{This工作的目的是研究在太阳耀斑等离子体条件下，由强各向异性和平衡Alfvenic湍流产生的平行电场的光谱结构与热粒子数电子加速问题的关系。{We考虑存在强背景磁场时的各向异性阿尔文涨落。利用这种各向异性，一组减少非线性，双流体等离子体动力学方程推导。该模型的低$β$极限用于跟踪动力学阿尔芬波之间的非线性相互作用产生的能量的湍流级联，从具有$k_{\perp}ρ_{s}\ll 1$的大磁流体动力学（MHD）尺度到具有$k_{\perp}ρ_{s} \gg 1$的小“动力学”尺度，$ρ_{s}$是离子声音回旋半径。{获得了湍流电磁涨落幅度与$k_{\perp}$和$k_{\parallel}$的函数关系，表明在大MHD尺度下，电场产生一个平行于磁场的分量。} {The我们导出的平行电场起伏谱可以有效地用于模拟太阳耀斑等离子体条件下Alfven波对电子的随机共振加速和加热
2010-06-14 astro-ph.SR
Transition to turbulence in nonuniform coronal loops driven by torsional Alfvén waves. II. Extended analysis and effect of magnetic twist
在以前的工作中已经表明，扭转阿尔文波可以在具有纯轴向磁场的非均匀日冕环中驱动湍流。在这里，我们探讨的作用，磁扭曲。我们的模型作为一个横向不均匀的直通量管，锚定在光球，并嵌入在一个统一的日冕环境的日冕环。我们认为磁场是扭曲的，并通过模型的自由参数来控制磁扭曲的强度。我们激发纵向基本模式的立扭阿尔芬波，其时间演化是通过高分辨率的三维理想磁流体动力学数值模拟。我们发现扭转阿尔文波的相位混合在垂直于磁场线的方向上产生速度剪切。速度切变最终触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHi）。在弱扭曲的磁管中，KHi能够非线性地增长，随后，在冠状环中以与未扭曲的情况类似的方式驱动湍流。如果磁扭曲仍然很弱，磁扭曲的作用是延迟KHi的开始，减缓湍流的发展。相反，当磁扭曲足够强时，磁张力可以抑制KHi的非线性增长，即使KHi已经被相位混合剪切局部激发。因此，在强扭曲环中不会产生湍流
2022-09-19 astro-ph.SR
Alfven Wave Collisions, The Fundamental Building Block of Plasma Turbulence III: Theory for Experimental Design
空间和天体物理等离子体中的湍流由反向传播的阿尔芬波之间的非线性相互作用控制。在这里，我们提出的理论考虑背后的设计的第一个实验室测量的阿尔芬波碰撞，基本相互作用的阿尔芬湍流。通过一个相对较大振幅的低频阿尔芬波与一个反向传播的较小振幅的高频阿尔芬波的相互作用，实验实现了能量向传播的子阿尔芬波的长期非线性转移。预测的非线性产生的子阿尔芬波的属性进行了概述，提供了一套测试，可用于确认在实验室中对向传播阿尔芬波之间的非线性相互作用的成功测量。
2013-06-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Dynamical Generation of Current Sheets in Astrophysical Plasma Turbulence
在许多天体物理等离子体环境中，从星系团到日冕，从太阳风到地球磁层，湍流深刻地影响着粒子传输和等离子体加热。等离子体湍流的流体和动力学模拟普遍产生相干结构，在电流片的形式，在小尺度上，这些电流片的位置似乎与增强的湍流能量耗散率。因此，阐明这些电流片的起源和性质对于确定耗散的主要物理机制至关重要，这是等离子体湍流研究前沿的主要目标。在这里，我们提出的证据，从非线性gyrokinetic模拟，强烈的非线性相互作用之间的对向传播阿尔芬波，或强烈的阿尔芬波碰撞，是一个自然的机制产生的电流片等离子体湍流。此外，我们在概念上解释这个电流片发展的阿尔芬波碰撞的非线性动力学，表明这些电流片通过初始阿尔芬波和非线性产生的模式之间的建设性干涉而产生。由一个强大的阿尔芬波碰撞产生的电流片的属性进行比较，发表的意见，在地球的磁鞘和太阳风的电流片，这些电流片的性质导致的预期，朗道阻尼的成分阿尔芬波阻尼中起着主导作用的阻尼的恶意产生的电流片。
2016-07-25 astro-ph.SR
Constraining Alfvénic Turbulence with Helicity Invariants
本文研究了广义磁流体力学不变量（广义螺旋度和广义能量）对湍流某些全局特性的约束。我们表明，全球湍流动能和磁能将接近均分只有在某些情况下，取决于广义螺旋度的比例。在具有最小热能的系统中，我们证明了三个不变量共同决定了与Alfvénic湍流相关的特征长度尺度。
2020-05-07 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Alfven Wave Collisions, The Fundamental Building Block of Plasma Turbulence II: Numerical Solution
本文提出了一个数值验证的渐近解析解之间的非线性相互作用的对向传播阿尔芬波，天体物理等离子体湍流的基本积木。的解析解，推导出在弱湍流限制使用不可压缩的MHD方程，进行了比较，一个阿尔芬波碰撞的非线性gyrokinetic模拟。这些方法之间的协议意味着不可压缩的解决方案令人满意地描述了非线性能量转移的基本动力学，即使在弱碰撞等离子体条件下的许多天体物理环境。
2013-06-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Alfven Wave Collisions, The Fundamental Building Block of Plasma Turbulence IV: Laboratory Experiment
湍流是在整个空间和天体物理等离子体中发现的一种现象。它在太阳日冕加热、太阳风加速和星际介质加热中起着重要作用。在这些制度的湍流是占主导地位的阿尔芬波。大多数湍流理论都是使用理想等离子体模型建立的，例如不可压缩MHD。然而，一直没有实验证据来支持使用这种模型的弱到中度碰撞等离子体是相关的各种空间和天体物理等离子体环境。我们提出了第一个实验来测量两个反向传播的阿尔芬波，这是天体物理学湍流理论的基石之间的非线性相互作用。我们在这里提出了四个不同的测试，最终证明，我们确实测量的子阿尔芬波产生的非线性的碰撞之间的反向传播阿尔芬波。
2013-06-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Bi-Directional Energy Cascades and the Origin of Kinetic Alfvénic and Whistler Turbulence in the Solar Wind
观测到的太阳风中的亚质子尺度湍流光谱提出了湍流如何起源的问题。在太阳静止期对千电子伏高能电子的观测表明，它们可能是驱动湍流的自由能来源。使用粒子在细胞中的模拟，我们探讨如何在高能电子的自由能，释放的电子双流不稳定性驱动韦伯一样的电磁波，激发波波相互作用。因此，动力学Alfvénic波和哨声波都被激发，并通过反向和正向磁能级联演化。
2014-01-01 astro-ph.SR physics.space-ph
In-situ Observation Of Alfv'en Waves In Icme Shock-Sheath Indicates Existence Of Alfv'enic Turbulence
行星际空间中日冕物质抛射（CME）的动力学演化产生了高度湍流、压缩和加热的激波鞘。这一区域为研究小尺度下的湍流涨落提供了独特的环境，并为揭示湍流耗散和等离子体加热的物理机制提供了机会。磁化等离子体中的湍流如何控制空间和天体物理等离子体中的能量输运过程是21世纪一个具有吸引力和挑战性的开放性问题。为此，文献讨论了磁化等离子体中的三种类型的磁流体动力学（MHD）波/波动，即磁声波（快），阿尔芬（中等）和声波（慢）。磁声波类型在行星际介质中最常见。然而，迄今为止尚未在ICME鞘管中识别出阿尔芬波/波动。阿尔夫文波的陡化可以形成导致阿尔夫文激波的旋转间断。但是，从理论上对它们的存在提出了质疑。本文用文献中描述的三种不同的方法证明了在1AU处湍流激波鞘内Alfven波的可观测的现场证据。我们还估计了Els 'asser变量、标准化交叉螺旋度、标准化剩余能量以及Alfven波向外流动的指示。IMF功率谱分析表明，ICME激波鞘中存在阿尔芬湍流。该研究在行星际空间等离子体、其与行星等离子体的相互作用以及天体物理等离子体领域具有重要意义。
2022-09-12 astro-ph.SR physics.space-ph
Relativistic particle acceleration in developing Alfvén turbulence
利用一维电磁全粒子程序，研究了相对论对等离子体参数不稳定性过程中Alfvén湍流发展过程中的粒子加速过程.相干波-粒子相互作用导致有效的粒子加速，从而导致类似幂律的能量分布函数。在模拟中，具有大相对论质量的高能粒子优先加速湍流谱随时间的演变。主要的加速机制是粒子与两种不同波之间的同时相对论共振。导出了这种波粒相互作用中最大可达能量的解析表达式。
2009-12-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observations of Transition from Imbalanced to Balanced Kinetic Alfvénic Turbulence
Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；Space Sciences Laboratory, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校空间科学实验室）；Physics Department, University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校物理系）；School of Physics and Electronic Sciences, Changsha University of Science and Technology（长沙理工大学物理与电子科学学院）；LPC2E, CNRS, CNES, University of Orléans（奥尔良大学CNRS/CNES LPC2E研究中心）；International Space Science Institute (ISSI)（国际空间科学研究所）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）
帕克太阳探测器观测到日风湍流中磁螺旋度的变化，揭示了动能阿伏伽德罗波从不均衡到平衡的过渡过程。
2026-02-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Alfven Wave Collisions, The Fundamental Building Block of Plasma Turbulence I: Asymptotic Solution
反向传播的阿尔芬波之间的非线性相互作用是天体物理等离子体湍流中能量向小尺度级联的物理机制。从不可压磁流体力学方程组出发，在弱非线性极限下导出了这些阿尔芬波碰撞非线性演化的渐近解析解。由此产生的定性图片的非线性能量转移，由于这种机制涉及两个步骤：第一，主要的反向传播阿尔芬波相互作用，产生一个固有的非线性，纯磁性的二次波动，没有平行的变化;第二，两个主要的波每个相互作用，这个二次波动转移能量secularly两个三级阿尔芬波。这些第三模式是线性阿尔芬波与相同的平行波数的主要波，表明缺乏一个平行的级联。由于共振四波相互作用的相干性质，这些三次模式的振幅随时间线性增加，负责非线性能量转移。讨论了这种解析解对天体物理等离子体湍流的影响。这里提出的解决方案提供了有价值的直觉磁化等离子体湍流的非线性相互作用的基础上，在实验室中验证天体物理等离子体湍流的基本组成部分的性质的实验计划的支持。
2013-06-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Quasilinear Evolution of Kinetic Alfven Wave Turbulence and Perpendicular Ion Heating in the Solar Wind
本文利用在湍流太阳风等离子体中测得的动力学阿尔芬波动谱计算了由准线性扩散引起的电子和离子分布函数。修正的离子分布函数被发现是不稳定的长波长电磁离子回旋波。这些波的俯仰角将平行离子的速度分散成垂直的速度，从而有效地提高了垂直离子的温度。
2011-04-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
An anisotropic-Alfvenic-turbulence-based solar wind model with proton temperature anisotropy
太阳风如何被加速到超音速与它如何被加热密切相关。基于离子回旋共振的机制已经成功地解释了大量的观测结果，特别是那些关于冕洞上方显著的离子温度各向异性的观测结果。然而，它们与湍流理论不一致，湍流理论认为像日冕这样的低β介质中的湍流级联应该在垂直而不是平行方向上进行，这意味着在离子回旋频率范围内离子通过离子回旋共振吸收的能量很少。最近提出了一种基于太阳风粒子和各向异性湍流之间相互作用的机制，其中垂直质子能量增加是通过随机加热实现的（Alberran等人，2011年）。我们通过适当考虑质子温度各向异性对阿尔芬波传播的影响，电子能量的辐射损失，以及自然伴随着太阳风在日冕中的场线曲率，扩展了这一有前途的机制。虽然这种机制在以前的研究中被证明适用于极地快速太阳风，我们在这里首次证明，它也适用于沿场线边界的流光头盔流动的慢风。
2012-11-30 astro-ph.SR
Spectrum of Kinetic Alfven Turbulence
提出了一个尺度小于离子回旋尺度的强动力学阿尔文等离子体湍流模型。认为磁场和密度涨落主要集中在二维结构上，这导致它们的傅立叶能谱$E(k_\perp)\propto k_{\perp}^{-8/3}$，其中$k_\perp$是垂直于强背景磁场的波矢分量。结果表明，在良好的协议与数值模拟，他们可以解释最近的观测结果的磁场和密度波动的太阳风在亚质子尺度。
2012-04-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Sub-Alfvenic Non-Ideal MHD Turbulence Simulations with Ambipolar Diffusion: III. Implications for Observations and Turbulent Enhancement
双极扩散（AD）被认为是在恒星形成区域发生的致密分子气体中重新分配磁通量的关键过程。我们进行了数值模拟，这一过程中的低电离区使用重离子近似。模拟是针对强场（等离子体β=0.1）和轻度超音速湍流（M=3，对应于阿尔芬马赫数为0.67）的区域。中性气体的速度功率谱从理想MHD情况下的Iroshnikov-Kraichnan谱变为激波主导流体动力学系统情况下的Burgers谱。磁功率谱显示出类似的行为。我们使用一维辐射转移程序对模拟结果进行后处理;模拟的CS J=2-1和H13 CO + J=1-0谱线的辐射表明，AD的影响原则上是可观察的。离子的线宽被观察到小于那些中性，我们确认以前的建议，这是由于AD。我们表明，AD是不太可能影响的Erasekhar-Fermi方法推断的场强，除非AD比一般观察到的更强。最后，我们提出了第一个完整的三维研究的增强AD的湍流，发现AD是加速因子2-4.5的非自引力系统的湍流水平，我们认为。
2011-09-14 astro-ph.SR
The Heating of Test Particles in Numerical Simulations of Alfvenic Turbulence
我们研究了弱可压缩磁流体动力学（MHD）湍流（"Alfvenic湍流“）的三维数值模拟中带电测试粒子的加热;这些结果与太阳风、太阳耀斑、黑洞上的吸积盘以及其他天体物理学和日光层环境中的粒子加热和加速有关。粒子加热的物理学取决于粒子的回转频率是否与在计算域上解析的湍流波动的频率相当。具有这些频率几乎相等的粒子经历强垂直加热（相对于局部磁场）和俯仰角散射。相比之下，具有大回转频率的粒子经历强烈的平行加热。由于小尺度电流片中的平行电场，具有有限电阻率的模拟产生额外的平行加热。我们的许多结果是一致的线性理论预测粒子加热所产生的阿尔文和慢磁声波，使阿尔文湍流。然而，与线性理论的预测相反，能量交换不是由粒子和波之间的离散共振主导的;相反，共振被大大地“加宽”了。我们讨论了我们的结果对太阳和天体物理学问题的影响，特别是近地太阳风的热力学。我们的结论是阿尔文湍流产生显着的平行加热通过粒子和磁场压缩（"慢波“）之间的相互作用。然而，在质子拉莫尔半径以上的尺度上，阿尔文湍流不会产生显著的质子或次要离子的垂直加热。
2009-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining Low-Frequency Alfvenic Turbulence in the Solar Wind Using Density Fluctuation Measurements
一个被提出的加热太阳风的机制，从接近太阳到超过10天文单位，调用低频，倾斜，阿尔芬波湍流。由于小尺度斜阿尔芬波（动力阿尔芬波）是压缩的，在太阳风中测量到的密度波动对动力阿尔芬波的振幅设置了上限，因此对太阳风可以被低频阿尔芬湍流加热的速率设置了上限。我们评估这两个冕洞在5太阳半径和在近地太阳风的上限。在这两个半径，上限，我们发现是一致的模型中，太阳风加热低频阿尔文湍流。在1天文单位，从测量的密度波动的湍流加热率的上限是在测量的太阳风加热率的2倍。因此，如果低频阿尔文湍流有助于加热近地太阳风，动力阿尔文波必须是一个主要来源的太阳风密度波动的频率为1赫兹。我们还提出了一个简单的论点，为什么密度波动测量似乎排除模型中，太阳风加热的非湍流高频波"扫“通过离子回旋共振，但与加热的低频阿尔芬湍流兼容。
2009-08-05 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
The Heating of Solar Coronal Loops by Alfven Wave Turbulence
在本文中，我们进一步发展了一个模型的加热日冕环阿尔芬波湍流（AWT）。阿尔芬波被假定为从光球圈两端的一组千高斯通量管发射。利用三维磁流体动力学（MHD）模型的活动区环路，我们研究如何从相邻的通量管波相互作用的色球层和日冕。对于一个特定的模型参数组合，我们发现，AWT可以产生足够的热量，以保持约2.5 MK的峰值温度，略低于3-4 MK的活性区的核心中观察到的温度。加热速率在空间和时间上变化很大，但模拟加热事件的持续时间小于1分钟，不太可能重现所观察到的活动区域的广泛差分发射测量分布。模拟得到的谱线非热宽度约为27 km/s，与观测值相比偏高。因此，目前的AWT模式不满足观测约束。另一种“磁编织”模型被认为是日冕磁力线受到缓慢的随机足点运动，但我们发现，这种长周期的运动产生的热量比较短的周期波内发射的通量管少得多。我们讨论了几种可能性，以解决在活跃地区产生足够的热循环的问题。
2017-10-13 astro-ph.SR
Nature of Transonic Sub-Alfvénic Turbulence and Density Fluctuations in the Near-Sun Solar Wind: Insights from Magnetohydrodynamic Simulations and Nearly-Incompressible Models
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；Center for Space Plasma and Aeronomic Research (CSPAR)（空间等离子体与航空研究发展中心）
研究太阳风湍流从亚声速到跨声速转变的性质，提出近不可压缩模型，揭示低频二维结构主导，压缩波动为次要成分，扩展了湍流理论。
2025-09-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Spatial and Temporal Dependence of Coronal Heating by Alfven Wave Turbulence
太阳大气可能被阿尔芬波加热，阿尔芬波从对流区向上传播，并在色球层和日冕中耗散能量。为了进一步验证这一理论，我们考虑在2012年3月7日观察到的活动区域中的波加热。构造了该区域的位场模型，并通过模型追踪了代表观测到的日冕环的22条场线。使用三维（3D）减少磁流体动力学（MHD）代码，我们模拟阿尔芬波的动态和附近的观察到的环路。不同回路的结果结合成一个单一的公式，描述的平均加热速率Q的函数的位置内观察到的活动区域。我们建议这个表达式可能是近似有效的其他活动区域，因此可以用来构建三维的，随时间变化的模型的日冕等离子体。这样的模型需要了解太阳日冕的结构和动力学中的热不平衡的作用。
2013-06-25 astro-ph.SR
Modeling Kelvin-Helmholtz instability-driven turbulence with hybrid simulations of Alfvénic turbulence
对地球磁层顶Kelvin-Helmholtz（KH）事件产生的等离子体湍流的磁层多尺度（MMS）观测结果与大尺度平衡Alfvénic波动驱动的衰减等离子体湍流的高分辨率二维（2D）混合直接数值模拟（DNS）进行了比较。模拟，设置了四个观测驱动的物理参数（离子和电子β，湍流强度和注射规模）表现出定量协议的光谱，不透明度，级联速率与原位观测的属性，尽管不同的驱动机制。这种一致性表明了从磁流体力学（MHD）到亚离子尺度的湍流级联具有一定的普适性，其性质主要由所选参数决定，也表明KH不稳定性驱动的湍流具有准二维性质。泰勒假设在亚离子空间范围内的有效性表明，在亚离子尺度上的波动主要是低频，与动力学阿尔文波性质或准静态结构一致。最后，三阶结构函数分析表明，在磁层顶的KH事件所产生的湍流的级联率是一个数量级大于周围的磁鞘。
2019-11-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Measures of Three-Dimensional Anisotropy and Intermittency in Strong Alfvénic Turbulence
我们测量的局部各向异性的数值模拟强Alfvénic湍流相对于两个本地，物理相关的方向：沿本地平均磁场和沿本地方向的波动Elsasser场之一。我们发现显着的缩放各向异性相对于这两个方向：波动是“带状”-统计上，他们被拉长沿平均磁场和波动场。后一种形式的各向异性是由于尺度依赖的排列的波动场。$n$阶条件结构函数在垂直于局部平均场和涨落的方向上的间歇标度很好地符合Alberran et al. 2015的理论，而平行标度则与临界平衡猜想所暗示的一致。我们量化了垂直标度与涨落和平行方向标度之间的关系，发现垂直各向异性的标度指数（即，Alfvénic结构在垂直于平均磁场的平面中的纵横比）取决于波动的幅度。这被证明是等价的波动幅度和对齐在每个尺度的关系。各向异性对振幅的依赖性被证明是更显着的垂直和波动方向的尺度之间的各向异性比它是垂直和平行的尺度之间。
2015-12-04 astro-ph.SR
Turbulence in the Sub-Alfvénic Solar Wind
帕克太阳探测器（PSP）进入一个区域的亚阿尔夫文太阳风在遇到8，我们提出了第一个详细的分析低频湍流特性在这个新的区域。在此期间，磁场和流速矢量高度一致。通过构建频谱图的归一化磁螺旋度，交叉螺旋度，和剩余能量，我们发现，PSP观察到主要Alfvenic波动，一个后果的高度场对齐的流，使准二维波动不可观察到PSP。我们将Taylor假设推广到亚、超Alfvenic流。波动的前向和后向Elsasser变量的频谱。所观察到的光谱很好地拟合使用谱理论几乎不可压缩磁流体力学假设波数各向异性。密度谱是一个幂律，既不像Elsasser谱，也不像可压缩磁场谱，这表明这些是平流熵，而不是磁声模式，而不是由于参数衰减不稳定性。在相邻的适度超阿尔文间隔的光谱是相似的。
2022-02-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Initiation of Alfvénic turbulence by Alfven wave collisions: A numerical study
在压缩磁流体动力学（MHD）框架下，数值研究了Alfvén湍流是由反向传播的Alfvén波（AWs）碰撞产生的普遍假设.在典型的低β日冕和内太阳风条件下，在三维模拟箱中发射了两个反向传播的AW，分析了AW碰撞前后产生的扰动的偏振和光谱特性。所观察到的碰撞后扰动有不同的偏振和较小的交叉场尺度比原来的波，这支持直接湍流级联的理论方案。然而，与理论预期相反的是，在满足经典临界平衡的非压缩MHD尺度下，谱输运被强烈抑制。相反，修改后的临界平衡，可以建立碰撞AW与显着较短的垂直尺度。我们讨论了压缩等离子体的湍流动力学和湍流加热这些影响的后果。特别地，如果日冕环子结构的特征宽度比环宽度小十倍以上，则日冕环可以被强湍流级联加热。揭示的AW碰撞的新特性必须纳入AW湍流的理论模型和相关的应用。
2022-03-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
On the Conservation of Cross Helicity and Wave Action in Solar-Wind Models with Non-WKB Alfven Wave Reflection
阿尔芬波湍流与背景太阳风的相互作用从两个方面影响交叉螺旋度。非WKB反射将向外传播的阿尔芬波转换为向内传播的阿尔芬波，反之亦然，湍流将动量传递给背景流。当这两种效应都考虑在内时，总的交叉螺旋度是守恒的。在背景密度和流速与时间无关的特殊情况下，交叉螺旋度守恒方程和总能量守恒方程可以结合起来，恢复一个著名的方程，由Heinemann和Olbert导出，已被解释为非WKB推广的波作用守恒。后一个方程（与交叉螺旋度和能量守恒相反）在背景随时间变化时不成立。
2015-09-03 astro-ph.SR
Nonlinear Interactions in Spherically Polarized Alfvénic Turbulence
在太阳风中观测到的湍流磁场波动经常保持恒定的大小，并伴随着球偏振速度波动;这些特征是大振幅阿尔文波的特征。Alfvénic湍流中的非线性能量传递通常被认为是在小振幅极限下，在那里可以忽略恒定幅度条件;相反，在大振幅极限下的非线性能量传递仍然相对未被研究。我们开发了一种方法来分析有限振幅湍流，通过研究波动作为恒定幅度旋转的驻波（德霍夫曼-泰勒）框架，这表明，签名的有限振幅效应存在深入到MHD范围。虽然主导波动与球偏振大振幅阿尔文波一致，但次主导模式相对可压缩。有限振幅球偏振模式与次优势人口之间的非线性相互作用的签名显示高度对齐的横向分量。在Alfvénic湍流的理论模型中，对齐被认为可以降低非线性;我们的观察要求对齐足以降低剪切非线性，使得非Alfvénic相互作用可能负责球偏振态中的能量转移，或者反向传播的波动保持异常相干性，这是反射驱动湍流的预测特征。
2021-10-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Perpendicular Ion Heating by Low-Frequency Alfven-Wave Turbulence in the Solar Wind
我们认为离子加热的湍流阿尔芬波（AWs）和动力阿尔芬波（KAWs）与垂直波长的离子回旋半径和频率小于离子回旋频率。当湍流幅度超过一定的阈值时，离子的轨道变得混乱。然后离子与时变静电势随机相互作用，离子的能量经历随机游走。使用唯象的参数，我们推导出不同的离子物种被加热的速率，我们通过模拟测试粒子相互作用的频谱随机相位AWs和KAWs测试的解析表达式。我们发现，随机加热率敏感地依赖于一个量：dv = dv/vperp，其中vperp是垂直于背景磁场B 0的离子速度分量，dv（dB）是回旋半径尺度下速度（磁场）起伏的均方根幅度。在热质子的情况下，当ε <<eps 1，其中eps 1是一个常数，质子的磁矩几乎是守恒的，随机加热是非常弱的。然而，当ε> eps 1时，质子加热率超过了具有相同dv值的强平衡KAW湍流中的级联功率，并且违反了磁矩守恒。对于我们的测试粒子模拟中的随机相位波，eps 1约为0.2。对于低β等离子体中的质子，ε = dB/B 0除以β的平方根，即使dB/B 0 <<eps 1，ε也可能超过eps 1。在相当的温度下，α粒子和次要离子比质子具有更大的ε值，因此更有效地被加热。我们讨论了我们的结果的影响，在冕洞和太阳风的离子加热。
2010-01-13 astro-ph.SR
Strong Coupling of Alfvén and Fast Modes in Compressible Relativistic Magnetohydrodynamic Turbulence in Magnetically-Dominated Plasmas
在本文中，我们报告了我们对坡印廷主导的等离子体湍流中Alfvén和快模之间新的强耦合状态的详细分析，在我们以前的工作Takamoto & Lazarian（2016）中报道，这是许多相对论等离子体现象的重要影响，并呼吁建立坡印廷主导的MHD湍流的新理论。对等温等离子体中的相对论MHD湍流进行了数值模拟，分析了快模与Alfvén模能量的比值。我们发现，即使在等温等离子体中，也可以观察到快模随背景$σ$参数的增加而增加的现象，表明这种现象在坡印廷主导等离子体中的trans-Alfvénic湍流中是普遍存在的.为了研究详细的能量转换过程，我们还进行了一系列的模拟衰减湍流注入纯Alfvén，快，慢模式，分别，并研究了从每个模式的模式转换的发展。我们还发现Alfvén模和快模之间的模式转换对背景温度几乎不敏感。最后，我们报告了一个结果的模拟与初始快模式为主的湍流。它发展成一个时间上的强耦合区，这是我们提出的快模和阿尔文模强耦合区存在的有力证据。结果表明，坡印廷主导等离子体中的强湍流与非相对论等离子体中的强湍流有很大的不同。这对坡印廷支配等离子体中粒子加速和非热光子发射的研究具有重要的指导意义。
2017-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Imbalanced kinetic Alfvén wave turbulence: from weak turbulence theory to nonlinear diffusion models for the strong regime
本文采用保留离子有限Larmor半径修正、平行磁场涨落和电子惯性的动力学Alfvén波的双场哈密顿陀螺流体模型，研究了从MHD到亚离子尺度的湍流级联。特别注意的情况下，沿或相反的环境磁场传播的波之间的不平衡。对于弱湍流在电子惯性的情况下，动力学方程的保守量（总能量和广义交叉螺旋）的谱密度。他们提供了一个全球性的描述，在大尺度上减少MHD和电子减少MHD在小尺度上，以前在文献中考虑的制度之间的匹配。在超局域相互作用的限制下，导出了Fourier空间中的Leith型非线性扩散方程，并通过适当修改传输时间，将其推广到强湍流区。讨论了非平衡磁流体力学和平衡亚离子湍流与现有唯象模型的关系。事实证明，在色散效应的存在下，动力学对湍流保持稳定状态的方式很敏感。此外，在亚离子尺度下的总能量谱变得陡峭的广义交叉螺旋通量的增加。
2019-02-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Incorporating Kinetic Physics into a Two-Fluid Solar-Wind Model with Temperature Anisotropy and Low-Frequency Alfven-Wave Turbulence
我们开发了一个1D的太阳风模型，其中包括单独的能量方程的电子和质子，质子温度各向异性，碰撞和碰撞的热通量，和低频，反射驱动，阿尔芬波湍流的分析处理。为了划分电子加热，平行质子加热和垂直质子加热之间的湍流加热，我们采用线性波阻尼和非线性随机加热理论的结果。当质子温度各向异性超过任一不稳定性的阈值时，我们通过增加质子俯仰角散射率来解释镜像和倾斜消防水管不稳定性。我们数值积分的模型方程向前的时间，直到达到一个稳定的状态，专注于两个快速太阳风的解决方案。这些解与许多观测结果一致，支持阿尔芬波湍流在太阳风起源中起重要作用的观点。
2011-11-29 astro-ph.SR physics.space-ph
A statistical model of three-dimensional anisotropy and intermittency in strong Alfvénic turbulence
我们提出了一个简单的统计模型的三维各向异性，间歇性，强Alfvénic湍流，结合临界平衡和动态对齐。我们的模型是基于沿磁场的Elsasser场增量的对数泊松统计。我们预测的Elsasser-field条件两点结构函数的标度与点分离在所有三个方向上的坐标系的磁场和波动场的方向局部对齐，并获得良好的协议与数值模拟。我们还推导出的波动，$l_\parallel \propto λ^{1/2}$，其中$λ$是垂直尺度的平行相干尺度的缩放。这确实是观察到的大部分波动的数值模拟。
2016-12-14 astro-ph.SR physics.space-ph
Ion kinetic energy conservation and magnetic field strength constancy in multi-fluid solar wind Alfvénic turbulence
本文研究了高阿尔夫文快太阳风中大振幅低频波动的等离子体流体运动特性。我们表明，质子局部保存总动能时，从一个有效的参照系与波动。对于快风的典型性质，这个框架可以用α粒子来合理地识别，由于它们相对于质子以大约阿尔文速度沿着磁场漂移，所以不会参与流体的低频波动。利用它们的速度将质子速度转换到阿尔夫文湍流的框架中，我们证明了由此产生的等离子体运动的特征在于速度的绝对值恒定，电场为零，并且速度和磁场矢量对齐，正如平衡时单向阿尔夫文波动所预期的那样。我们认为，通过阿尔夫文湍流中速度和磁场之间的相关性，这种约束是观测到的磁场恒定性的起源：虽然对应于恒定能量的恒定速度只能在波动的框架中观察到，但在航天器框架中，对于伽利略变换不变的相应恒定总磁场仍然是观察特征，阿尔文湍流框架中的恒定总能量。
2015-01-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Evidence of Critical Balance in Kinetic Alfven Wave Turbulence Simulations
对动力学等离子体湍流进行了数值模拟，以评估临界平衡对动力学耗散尺度湍流的适用性。在频域中执行分析以避免执行湍流的局部分析中固有的复杂性。建立了耗散尺度临界平衡的理论模型，并与数值模拟结果进行了比较，两者吻合良好，这一结果构成了动力学湍流模拟中临界平衡的第一个证据，为各向异性湍流叶栅扩展到耗散范围提供了证据。我们还进行了欧拉频率分析的模拟数据，并将其与以前的研究磁流体动力学湍流模拟的结果进行比较。
2011-12-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Alfvénic versus non-Alfvénic turbulence in the inner heliosphere as observed by Parker Solar Probe
我们利用帕克太阳探测器（PSP）的数据来探索太阳风湍流的性质，重点是Alfvénic字符和波动的功率谱及其对距离和背景（即大尺度太阳风属性）的依赖性，旨在了解不同的影响，如源属性，太阳风膨胀，流相互作用可能在确定湍流状态中发挥的作用。我们进行了统计调查的数据，从PSP的前五个轨道的重点是如何在大，MHD尺度的波动特性，不同的太阳风流和距离太阳。还对若干选定时期进行了更深入的分析。我们的研究结果表明，随着波动被太阳风向外传输，磁场谱变陡，而速度谱的形状保持不变。变陡过程由湍流的“年龄”控制，由风速和径向距离共同决定。从统计学上讲，较快的太阳风具有较高的“阿尔夫维尼性”，具有更多的主导向外传播的波分量和更平衡的磁能/动能。向外的波优势随着径向距离的增加而逐渐减弱，而当我们靠近太阳时，过剩的磁能会变得更强。我们表明，湍流特性可以显着不同的流到流，即使这些流是相似的速度，这些流的起源非常不同。特别是，起源于极冕洞附近的慢风与起源于活动区/伪流的慢风相比具有更低的Alfvénicity。我们表明，结构，如日光层电流片和速度剪切可以发挥重要的作用，在修改的湍流的属性。
2021-01-27 astro-ph.SR physics.space-ph
First Observation of a Polar Coronal Hole-like Fast Solar Wind Stream in the Sub-Alfvénic Solar Corona: an Analysis of Turbulence Properties
University of Delaware（特拉华大学）；Smithsonian Astrophysical Observatory–Harvard & Smithsonian（史密森天体物理台-哈佛与史密森学会）
帕克太阳探测器在亚阿尔文日冕中首次观测到极区冕洞状快速太阳风，发现其湍流已充分发展且高度不平衡，为太阳风湍流演化提供新约束。
2026-09-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Weak Alfven-Wave Turbulence Revisited
周期区域中的弱Alfvenic湍流被认为是Alfvenic波与二维凝聚体相互作用的混合态。与标准处理方法不同的是，我们假设这两种波之间没有谱连续性，实际上也没有发现。如果二维模式没有被直接强迫，那么阿尔芬波和二维模式的k^{-2}和k^{-1}谱分别被发现，后者的能量比前者小。当它们的能量变得相当时，波数标志着向强湍流的转变。对于不平衡的能量注入，光谱是相似的，埃尔萨瑟比尺度的能量通量的比率在反向传播阿尔芬波。如果2D模式是强制的，则2D逆级联在最大尺度下主导动力学，但是在足够小的尺度下，实现了如上所述的相同的弱状态和强状态。
2011-10-31 astro-ph.SR nlin.CD physics.flu-dyn
Structure of Stationary Strong Imbalanced Turbulence
本文采用高分辨率直接数值模拟方法，系统地研究了不可压MHD湍流的谱和结构。我们考虑了平衡和不平衡（交叉螺旋）的情况下，模拟亚阿尔芬以及跨阿尔芬湍流。本文扩展了Beresnyak & Lazarian（2008）中的数值方法。我们证实，驱动不平衡湍流有一个稳定的状态，即使高度的不平衡。我们的主要发现是，显性和亚显性Alfvenic组件的结构是显着不同的。使用最稳健的观测量，如能量比，我们能够拒绝几个现有的强不平衡湍流模型。
2009-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
Anisotropy of Imbalanced Alfvenic Turbulence in Fast Solar Wind
我们提出了第一次测量的尺度依赖的功率各向异性的Elsasser变量在不平衡的快速太阳风湍流。主要的Elsasser模式在较低的航天器频率是各向同性的，但在较高的频率变得越来越各向异性。次主导模式在整个过程中是各向异性的，但以与尺度无关的方式（在较高频率下）。在通常被认为是惯性范围的范围内，有两个不同的子范围表现出不同的标度。低阿尔芬比和浅标度的次主导Elsasser模式的速度和磁场标度之间观察到的差异的解释。总能量由后者主导。这些结果似乎不能完全解释的不可压缩不平衡MHD湍流的任何现有理论。
2010-12-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Damping of Alfven waves by Turbulence and its Consequences: from Cosmic-Rays Streaming to Launching Winds
本文研究了磁化等离子体中阿尔芬波的湍流阻尼。我们确定了两种情况下的阻尼，一个有关的阻尼的宇宙射线流不稳定性，其他有关的阻尼的宏观波源，如恒星大气发射的阿尔芬波。这两种情况之间的物理差异在于，在前一种情况下，所产生的波相对于磁场的局部方向发射，而在后一种情况下，所产生的波相对于平均场发射。在这两种情况下，阻尼的标度是不同的。我们的制度的湍流范围从subAlfvenic到superAlfvenic，我们得到的解析表达式的阻尼率，并定义这些表达式的适用范围。描述阻尼的流不稳定性，我们发现，subAlfvenic湍流的宇宙线能量的范围受弱湍流的影响是不成比例的大规模的范围相比，弱湍流存在。相反，强阿尔芬湍动影响的宇宙线能量范围相当有限。一些天体物理应用的过程，从发射恒星和星系风的宇宙射线在星系和星系团的传播被认为是。特别是，我们讨论了如何调和的湍流阻尼与观测到的银河系宇宙射线的各向同性的过程。
2016-07-06 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Compressible Relativistic Magnetohydrodynamic Turbulence in Magnetically-Dominated Plasmas And Implications for A Strong-Coupling Regime
在这封信中，我们报告可压缩模式的影响，相对论磁流体动力学（RMHD）湍流坡印廷占主导地位的等离子体使用3维数值模拟。采用Cho & Lazarian（2002）的模式分解方法，将湍流中的涨落分解为快、慢和Alfvén三种MHD模式，并分别分析了它们的能谱和结构函数。分析了可压缩模态能量与Alfvén模态能量之比随其马赫数的变化关系。结果表明，可压缩模的比例不仅随Alfvén马赫数的增大而增大，而且随背景磁化强度的增大而增大，这表明在坡印廷主导的等离子体中，快模和Alfvén模之间存在强耦合，并出现了不同于非相对论MHD情形的新的RMHD湍流区.这一发现将影响通过假设Alfvénic临界平衡湍流获得的粒子加速效率，并将改变由非热电子产生的光子谱。
2016-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Fully Kinetic Simulation of 3D Kinetic Alfven Turbulence
我们目前的结果从一个三维的粒子在细胞模拟等离子体湍流，类似的等离子体条件下发现的动力学尺度的太阳风。在亚离子范围内的湍流的光谱特性是一致的动力学Alfven波的理论预期。此外，我们计算的局部各向异性，定义的关系$k_{\parallel}(k_{\perp})$，其中$k_{\parallel}$是一个特征波数沿本地平均磁场在垂直尺度$l_{\perp}\sim 1/k_{\perp}$。亚离子射程各向异性与$k_{\parallel}<k_{\perp}$的尺度相关，线性与非线性时间尺度之比为1阶，表明动力学级联接近临界平衡状态。我们的研究结果与一些\emph{in situ}太阳风观测结果相比，并证明了-从第一性原理-等离子体湍流模型的可行性，该模型基于一个临界平衡的级联动力学Alfven波。
2018-03-07 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Cascade and Damping of Alfvén-Cyclotron Fluctuations: Application to Solar Wind Turbulence
磁场的存在将导致各向异性的能量级联和天体物理湍流的耗散。利用扩散近似和线性耗散率，数值研究了太阳等离子体中Alfvén回旋涨落的级联和阻尼。对于各向同性的情况下，稳态湍流谱在惯性范围内几乎是各向同性的，并且可以用谱指数为-3/2的单一幂律函数拟合，类似于Iroshnikov-Kraichnan现象。在磁流体动力学范围之外，动力学效应使光谱在较高波数处变得较软。在耗散范围内，湍流谱在波数处截止，其中阻尼率变得与级联率相当，并且截止波数随波传播方向而变化。各向同性模型的角平均湍流谱类似于破缺的幂律。考虑多普勒效应后，该模型自然地再现了太阳风中幂律湍流谱的破裂，并预测了较高的破裂频率总是伴随着较软的耗散范围谱，这可能是由于湍流强度、等离子体β的倒数和/或太阳风速度与平均磁场之间的夹角的增加造成的。这些预测可以通过与更精确的观测进行详细的比较来检验。
2009-03-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sub-Alfvenic Solar Wind observed by PSP: Characterization of Turbulence, Anisotropy, Intermittency, and Switchback
在磁场占主导地位的低日冕区域，阿尔芬速度远高于风速。相比之下，近地太阳风是强烈的超阿尔文风，即，风速大大超过阿尔芬速度。这些制度之间的过渡被经典地描述为“阿尔芬点”，但实际上可能发生在一个分布式阿尔芬临界区。美国宇航局的帕克太阳探测器（PSP）任务已经进入这一区域，因为它遵循一系列逐渐接近太阳的轨道。在第8次和第9次与太阳相遇期间，PSP在距离太阳16个太阳半径的地方，对四个延长的时期进行了采样，其中太阳风的速度被测量为小于当地的阿尔芬速度。这是PSP首次在日光层内对亚阿尔夫文太阳风进行现场探测。在这里，我们探讨这些样本的亚阿尔夫文太阳风，这可能会提供重要的预览的物理过程中运行在较低的高度。具体来说，我们的特点的湍流，各向异性，不稳定性，和方向性的回折属性，这些子Alfvenic风和对比这些与邻近的超Alfvenic期间。
2022-01-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Three-dimensional simulation of the fast solar wind driven by compressible magnetohydrodynamic turbulence
利用三维可压缩磁流体动力学（MHD）模拟，我们再现了快速太阳风在一个直接和自洽的方式，基于波/湍流驱动的情况下。作为阿尔文扰动在其底部的自然结果，高度压缩和湍流波动产生，导致加热和加速的太阳风。功率谱和结构函数的分析表明，湍流的特点是它的不平衡（在向外阿尔芬波动的意义上）和各向异性的性质。密度波动起源于向外传播的阿尔芬波的参数衰减不稳定性，并在触发湍流的阿尔芬波反射中起着重要作用。我们的结论是，快速太阳风加热和加速的可压缩MHD湍流驱动的参数衰减不稳定性和合成阿尔芬波反射。
2019-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Weak Alfvénic turbulence in relativistic plasmas II: Current sheets and dissipation
在黑洞吸积盘和中子星磁层中激发的阿尔文波是相对论性磁化等离子体中湍流的基石。在这些系统中可获得大量的磁能，使得即使在弱湍流状态下也可显著加热等离子体。我们进行高分辨率的三维模拟的反向传播的阿尔文波，显示出一个$E_{B_{\perp}}(k_{\perp}) \propto k_{\perp}^{-2}$能谱的发展作为一个结果的弱湍流级联在相对论磁流体力学和它的无限磁化（无力）的限制。等离子体湍流无处不在地产生电流片，这些电流片充当磁能耗散的位置。我们表明，电流片的形式作为一个自然的结果，非线性相互作用之间的反向传播阿尔文波。这些电流片的形成是由于细长的涡流的压缩，由增长的高阶模式引起的剪切驱动，并经历变薄的过程，直到它们分裂成小尺度的湍流结构。我们探讨了在重叠波和局域波包碰撞中{电流片}的形成。在天体物理系统中，局域阿尔文波的相对论相互作用既能产生阿尔文波又能产生快波，有效地介导了电磁能量的转换和耗散。等离子体在阿尔芬波相互作用过程中产生的电流片中通过重联而发生的碰撞可以解释黑洞吸积冕和中子星磁层中的X射线辐射。
2021-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Characterization of the Trans-Alfvénic Region Using Observations from Parker Solar Probe
利用帕克太阳探测器第8至19次相遇数据，对比亚阿尔文速与超阿尔文速太阳风的湍流特性，发现亚阿尔文速样本振幅更小、各向异性更强，且无极性反转超过90度的磁开关。
2025-10-08 astro-ph.SR physics.space-ph
Analysis of Magnetic Fields in Inertial Alfven Wave Collisions
天体物理和空间等离子体中的湍流主要是由反向传播的阿尔芬波的非线性相互作用所控制的。大多数Alfven波湍流理论都是基于理想等离子体模型，如不可压缩MHD，在大尺度下的Alfven波。然而，在惯性阿尔芬波制度（vA > vthe），相关的磁层等离子体，如何修改的湍流非线性相互作用的色散性质的波仍有待探讨。在这里，我们提出了第一个实验室的证据，在惯性制度的非线性相互作用。与MHD Alfven波理论作了比较。
2014-06-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Direct Numerical Simulations of Reflection-Driven, Reduced MHD Turbulence from the Sun to the Alfven Critical Point
我们提出了直接数值模拟的非均匀约化磁流体动力学（RMHD）之间的太阳和阿尔文临界点的湍流。这是第一次考虑太阳风外流速度和背景太阳风的径向不均匀性而不近似控制方程中的非线性项的模拟。RMHD湍流是由从太阳发射的向外传播的阿尔文波（$z^+$波动）驱动的，这些阿尔文波经过部分非WKB反射产生向日传播的阿尔文波（$z^-$波动）。我们提出了十个模拟与不同的值的相关时间$τ_{\rm c\,\sun}^+$和垂直相关长度$L_{\perp \sun}$向外传播的阿尔文波（AW）在冠状基底。我们发现，15%至33%的$z^+$能量发射到日冕之间的日冕基地和阿尔文临界点消散。输入能量的33%至40%用于太阳风外流，22%至36%作为$z^+$波动通过$r=r_{\rm A}$的模拟边界逃逸。$z^\pm$功率谱的标度类似于$k_\perp^{-α^\pm}$，其中$k_\perp$是垂直于$\vec{B}_0$的平面中的波数。在我们的模拟中，$τ_{\rm c\,\sun}^+$的最小值（$\sim 2 \mbox{min}$）和$L_{\perp \sun}$的最大值（$2\times 10^4 \mbox{km}$），我们发现$α^+$随着$\ln(r)$的增加近似线性地减小，在$r=11.1 R_{\sun}$处达到1.3的值。我们用较大的$τ_{\rm c\,\sun}^+$值进行的模…
2013-09-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Weak Alfvénic turbulence in relativistic plasmas. Part 1. Dynamical equations and basic dynamics of interacting resonant triads
阿尔文波碰撞是贯穿日光层和中低能量天体物理系统的非相对论性湍流的主要组成部分。然而，许多天体物理系统，如伽马射线暴、脉冲星和磁星磁层以及活动星系核都具有相对论流或能量密度。为了更好地理解这些高能量系统，我们推导出简化的相对论MHD方程，并利用它们来研究弱Alfvénic湍流，主要由三波相互作用，在简化的相对论磁流体力学，包括力自由，无限磁化极限。我们比较了数值解和解析解，证明了非相对论弱湍流的许多发现保留在相对论系统中。但是，相对论极限的一个重要区别是形式上不可压缩极限的不适用性，即无论磁场的强度如何，都存在与可压缩快模的有限耦合。由于快模可以跨场线传播，这种机制为能量提供了一条逃离强磁化系统的途径，例如，磁星磁层然而，我们发现，快速Alfvén耦合在斜传播的限制减少。
2022-02-23 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Nature of Subproton Scale Turbulence in the Solar Wind
太阳风中亚质子尺度波动的性质是一个悬而未决的问题，部分原因是可能发生两种类似的电磁湍流：动力学阿尔芬湍流和哨声湍流。然而，这两种可能性有一个关键的质的区别：哨声湍流，不像动力学阿尔芬湍流，在密度波动中的力量可以忽略不计。在这封信中，我们提出了新的观测数据，以及分析和数值结果，调查这种差异。结果表明，第一次，远低于质子尺度的波动主要是动力学阿尔芬湍流，如果存在的话，哨声波动只占总能量的一小部分。
2013-05-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-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
Alfven Wave Turbulence and Perpendicular Ion Temperatures in Coronal Holes
当湍流振幅足够大时，低频阿尔芬波湍流导致离子轨迹变得混乱或“随机”。随机轨道使离子能够从湍流中吸收能量，即使当波动频率太小而无法发生回旋共振时，也会增加垂直离子温度。在本文中，一个解析表达式的随机加热率结合观测约束湍流模型得到的解析公式的垂直离子温度作为日心距离r，离子质量和离子电荷的函数在冕洞的r值之间的2和15太阳半径（Rs）。得到的温度分布提供了一个很好的适合质子和OVI离子在2Rs < r < 3Rs的紫外电晕光谱仪（UNOPS）的观察。随机加热也提供了一个自然的解释几个详细的特征的UVI观测，包括优先和各向异性加热的次要离子，快速径向增加的OVI温度之间的1.6 Rs和1.9 Rs，和突然平坦的OVI温度曲线r增加超过1.9 Rs。
2010-06-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
