Dust growth by accretion of molecules in supersonic interstellar turbulence
我们发现，尘埃颗粒的增长率在冷分子云的湍流，稀释气体的高度可压缩性增强。通过高分辨率（10243）数值模拟，我们证实了空间平均增长率与气体密度方差成正比的理论。这也会导致晶粒尺寸分布（GSD）由于晶粒生长速率的双折射引起的变化而变宽。我们表明，第一次在一个详细的数值模拟的流体动力学湍流，GSD演变的形状，这是一个反映的气体密度分布，无论初始分布。也就是说，在等温旋转强迫湍流的情况下，GSD趋于对数正态分布。我们还表明，在高超音速湍流，气体和尘埃的去耦变得重要，这导致了进一步加速晶粒生长。
2020-08-31 astro-ph.GA
Star formation from dense shocked regions in supersonic isothermal magneto-turbulence
超音速等温湍流建立了一个瞬态密集激波网络，该激波扫过材料，并具有由背景流体的冲压压力与激波后面的磁压力和气体压力梯度之间的平衡描述的密度分布。这些罕见的，密集的区域的动荡环境可以成为牛仔裤不稳定和崩溃，形成前恒星的核心。利用磁引力湍流的数值模拟，我们描述了稠密激波的结构特性，这是引力坍缩的种子，作为磁场强度的函数。在弱磁场区，坍缩是各向同性的。强磁场强度导致冲击分布的显著各向异性，并且优先平行于场线发生崩塌。我们的工作提供了深入分析年轻的原恒星坍缩的磁场拓扑结构和密度结构，这里提出的理论预测与大规模的强烈冲击，持续至少一个自由落体时间。
2018-05-28 astro-ph.GA
Signature of Supersonic Turbulence in Galaxy Clusters Revealed by AGN-driven H$α$ Filaments
热的团内介质（ICM）被认为是静止的，观测到的速度色散很低。ICM的表面亮度波动也表明，它的湍流是亚音速的Kolmogorov标度关系，表明粘度被抑制和动能级联到小尺度毫发无损。然而，最近对星系团中冷气丝的观测发现，标度关系比热等离子体的标度关系更陡，这表明动能损失和超音速流的存在。在这项工作中，我们使用高分辨率的模拟来探索在星系团的核心冷丝湍流的速度结构。我们的研究结果表明，超声速湍流结构可以“冻结”在冷气体冷却和碎片的快速，$10^7$ K外流驱动的中央活动星系核（AGN），当辐射冷却时间短于动力学的声音穿越时间。然而，在冷气体形成之后，速度结构函数（VSF）的斜率在1000万年的短时间尺度上显著地减小。在对H $α$细丝的观测中，缺乏平坦的VSF，这表明星系团中冷气体的H $α$发射相是短暂的。另一方面，观察到的细丝揭示了超音速湍流的普遍性，这强烈表明超音速外流是活动星系核-ICM相互作用的一个组成部分，活动星系核活动在驱动星系团的湍流中起着至关重要的作用。
2022-04-21 astro-ph.GA
Nature of supersonic turbulence and density distribution function in the multiphase interstellar medium
星际介质中的超音速流动被认为是分子云形成和演化的关键驱动力。在分子云的性质中，螺旋湍流和压缩湍流模式之间的比率在决定恒星形成效率方面起着重要作用。我们使用数值模拟的超音速收敛流的温暖的中性介质（WNM）解决的热不稳定性计算的早期阶段的分子云的形成，并调查的湍流结构和密度概率分布函数（密度PDF）的多相ISM。我们发现，螺线管和压缩模式的功率谱相似的Kolmogorov谱。螺线管（压缩）模态占总湍流功率的80%以上（<20%）。当我们同时考虑冷中性介质（CNM）和热不稳定中性介质（UNM）时，密度PDF服从对数正态分布，其宽度σ_s可用等温湍流的已知关系式σ_s = ln很好地解释（1 + b^2 * M^2）（其中b是表示湍流模式比的参数，M是湍流马赫数）。然而，单独的CNM组分（T <= 50 K）的密度PDF表现出约2倍的更窄的sigma_s。这些结果表明，基于CNM密度PDF的b的观测估计需要每个CNM团块内的内部湍流，而不是团块间的相对速度，后者由WNM/UNM湍流提供动力。
2022-03-01 astro-ph.GA
Finite shock model of density in supersonic turbulence
在等温、超音速、湍流气体中密度的概率分布近似为对数正态分布。这种行为可以追溯到穿过介质的激波，激波通过局部音速马赫数平方的随机因子随机地调整密度。假设某块气体经历了大量的冲击，由于中心极限定理，所得到的密度分布是对数正态的。我们探讨了一个模型，在该模型中，包裹的气体在放松到周围的密度，导致密度的分布偏离对数正态分布之前，经历了有限数量的冲击。我们面对这个模型与数值模拟与各种均方根。马赫数范围从低至0.1的亚音速到25的超音速。我们发现，适合的有限公式是一个数量级优于对数正态分布。该模型自然地甚至延伸到亚音速流，在那里没有冲击存在。
2022-10-19 astro-ph.GA
Supersonic turbulence in the cold massive core JCMT 18354-0649S
研究了一个冷的大质量核JCMT 18354- 0649 S的例子，它可能是低质量恒星形成核的高质量类似物。介绍了JCMT、Mopra望远镜和Spitzer的谱线和连续谱观测结果，并使用三维分子谱线辐射转移程序进行了详细模拟。JCMT 18354- 0649 S几乎在所有方面都是典型的低质量核心的放大版本，具有相似的温度，化学丰度和密度。不同的是，线轮廓的入流速度和湍流宽度都大一个数量级。虽然由于JCMT 18354- 0649 S的大质量，预计会有更高的入流速度，但我们认为这种高度超音速湍流的消散可能会导致在高质量核心周围产生致密的气体团块。
2009-07-23 astro-ph.GA
Density and Velocity Correlations in Isothermal Supersonic Turbulence
本研究推导了等温超声速湍流中密度与速度大小的联合概率分布解析模型，通过12组高分辨率模拟验证，发现跨声速下两者显著相关且相关性随马赫数增大而减弱，新模型准确度比不相关模型提高3倍。
2023-07-10 astro-ph.GA
Energy cascade and scaling in supersonic isothermal turbulence
超声速湍流在许多极端的天体物理和地球环境中起着重要的作用，但对它的认识仍然是初步的。我们使用来自超音速等温湍流的三维模拟的数据来重建从纳维-斯托克斯方程解析导出的精确的四阶关系（Galtier和Banerjee，Phys.Rev.Lett.，第107卷，2011年，第134501页）。我们的分析支持先前在现象学水平上讨论的超音速湍流中的Kolmogorov惯性能量级联。我们发现，两个可压缩的类似物的五分之四定律存在描述第五和第四阶的相关性，但只有第四阶的关系仍然是“普遍的”在广泛的马赫数从不可压缩到高度可压缩的制度。导出并验证了一个新的近似关系式在强超声速区是有效的。我们还简要讨论了可压缩湍流模拟中瓶颈凸起的起源。
2013-07-11 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Piecewise Parabolic Method on a Local Stencil for Magnetized Supersonic Turbulence Simulation
稳定、准确、无发散的磁化超声速湍流模拟是对数值MHD方案的严峻考验，由于存在的流动条件范围，实现起来令人惊讶地困难。在这里，我们提出了一个新的，高阶精度，低耗散的数值方法，不需要额外的耗散或稳定执行的本地“修复”。我们描述PPML，一个流行的PPM算法求解可压缩理想磁流体力学方程的本地模板变体。PPML和PPM之间的主要区别是，细胞界面状态的演变，而不是在每个时间步重建，从而在一个紧凑的模板。界面态的演化使用黎曼不变量包含所有的横向导数信息。守恒定律以不可分割的方式更新，使该计划完全多维。磁场的无发散演化使用Gardiner和Stone的高阶精确约束传输技术来维持。该计划的准确性和稳定性记录对银行的标准测试问题从文献中得出。该方法被应用于超声速MHD湍流的数值模拟，这对天体物理学中的许多问题，包括暗分子云中的恒星形成都是重要的。PPML精确地再现了三维的过渡到湍流在高度可压缩的等温气体中的分子云模型。该方法的低耗散和宽光谱带宽使其成为直接湍流模拟的理想候选者。
2009-05-18 astro-ph.GA
Kinetics and clustering of dust particles in supersonic turbulence with self-gravity
我们提出了一个模拟的等温超音速（均方根马赫数$\mathcal{M}_{\rm rms} \sim 3$）湍流气体与惯性粒子（灰尘）和自重力在统计稳态，我们比较相应的模拟没有自重力。前者处于稳定状态，但接近引力不稳定，因为我们将模拟箱的尺度与Jeans波长相匹配，这提供了引力对气体和尘埃动力学的最强影响，而不会导致不可逆的引力坍缩。我们发现，自重力不会导致任何显着增加的颗粒的聚集，无论颗粒的大小，但重粒子显示出升高的平均速度中存在的自重力。与没有自重力的模拟相比，速度分布显著地转移到更高的值，但保持相同的形状。
2019-06-17 astro-ph.GA
The density variance -- Mach number relation in supersonic, isothermal turbulence
我们研究的密度方差和均方马赫数之间的关系，在超音速，等温湍流，假设在最近的几个分析模型的恒星形成过程。从一系列使用纯螺线管傅立叶模式驱动的超音速流体动力学湍流的计算中，我们发现密度对数方差与马赫数平方之间的“标准”关系，即，σ ^2_（ln rho/rhobar）=ln（1+b^2 M^2），b = 1/3，在马赫数至少达到20的超音速范围内与数值结果很好地吻合，这与以前在较低马赫数下的测定结果相似。虽然发现线性密度方差的直接测量值被有限分辨率效应严重低估，但可以通过概率分布函数中的对数正态假设来推断线性密度方差。推导出的与马赫数的关系，与sigma_然而，b=1/3的（rho/rhobar）~ bM比金牛座分子云和IC 5146中观测确定的关系明显要浅（两者均与b~ 0.5一致），这意味着额外的物理学，如重力，在这些云中很重要，或者ISM中的湍流驱动包含显著的压缩分量。没有发现磁场会显著改变这幅图，一般来说，会减少测量的方差，从而使与观测的差异恶化。
2010-12-13 astro-ph.GA
Simulations of Supersonic Turbulence in Molecular Clouds: Evidence for a New Universality
我们使用三维模拟来研究分子云中超音速湍流的统计特性。我们的数值实验描述了驱动湍流与等温状态方程，马赫数约10，和不同程度的磁化。我们首先用我们从更大的2048 ^3模拟中获得的新数据支持了Kritsuk等人（2007）提出的所谓1/3规则。然后，我们试图将1/3规则推广到超音速MHD湍流，并在一组512^3模拟的基础上得到了令人鼓舞的初步结果。我们的研究结果提出了一个有趣的新方法来解决普遍的标度关系和超音速MHD湍流的不稳定性。
2009-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA
Flux Correlations in Supersonic Isothermal Turbulence
使用超音速等温湍流的大规模三维模拟数据，我们测试了Falkovich、Fouxon和Oz [2010年Navier-Stokes湍流中关联函数的新关系]从纳维-斯托克斯方程解析推导的精确通量关系的有效性。J. Fluid Mech.644，465]。对于可压缩正压流体，该关系式是假设由大尺度力产生的湍流而导出的。然而，在模拟中的可压缩湍流通常是初始化和维持一个大规模的加速，在重力驱动的天体物理流动。我们提出了一个新的近似通量关系的大尺度加速驱动的等温湍流，并发现它是合理的协议与模拟结果。
2012-09-10 astro-ph.GA physics.flu-dyn
The Density Variance--Mach Number Relation in Supersonic Turbulence: I. Isothermal, magnetised gas
人们普遍认为，超音速的磁化湍流对分子云中的恒星形成起着重要作用。它产生了最初的致密气体种子，新的恒星可以从中形成。然而，气体压缩、湍流马赫数和磁场强度之间的确切关系仍然知之甚少。在这里，我们介绍和测试的密度方差和均方根马赫数在超音速，等温，磁化湍流之间的关系的分析预测。我们将星际介质的密度和速度结构近似为激波的叠加。我们得到的密度对比度考虑的动量方程为一个单一的磁化冲击，并将此结果外推到整个云。根据场的几何形状，我们根据观测和理论约束做出三个不同的假设：B与密度无关，B与密度的平方根成正比，B与密度成正比。我们测试解析推导的密度方差-马赫数与数值模拟的关系，并发现，对于B成正比的密度的平方根，对数密度对比度，$σ_{\ln ρ/ρ_0}^2=\ln[1+b^2\mathscr{M}^2β_0/(β_0+1)]$的方差，非常适合模拟数据与湍流强迫参数b=0.4时，气体是super-Alfvénic。然而，当湍流变成trans-Alfvénic或sub-Alfvénic时，这个结果就不成立了，因为在这种状态下，湍流变得高度各向异性。我们的密度方差-马赫数关系简化为纯粹的流体动力学的关系，因为热磁压力比$β_0$接近无穷大。
2012-04-11 astro-ph.GA
Passive Scalar Structures in Supersonic Turbulence
本文对超声速湍流中被动标量结构进行了系统的数值研究。我们发现，在标量结构的不稳定性的程度增加，只有轻微的流动变化，从跨音速到高超声速，而速度结构变得更加间歇性。这种差异是由于在标量场中没有类似激波的不连续性造成的。标量场的结构函数由She和Lévêque [Phys.Rev.Lett. 72，336（1994）]，并且发现在所有马赫数下，最强烈的标量结构都是片状的。
2011-03-28 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Supersonic Turbulence in Primordial Halos: A Comparison With and Without The Stream Velocity
本文通过高分辨率宇宙学模拟研究流速度对原初晕湍流的影响，发现其增强低质量晕湍流、抑制高质量晕湍流，从而可能改变原初晕碎裂与恒星形成。
2025-07-17 astro-ph.GA
Supersonic turbulence in Giant HII Regions: clues from 30 Doradus
巨HII区的湍流和光度之间的紧密相关性还没有得到很好的理解。虽然光度是由于电离星团中大质量恒星的紫外线辐射，但不清楚是什么驱动了湍流。对本宇宙中两个典型的巨HII区（剑鱼座30和NGC 604）的观测表明，星云气体的部分动能来自最大质量恒星的恒星风--星团风，但不是全部。我们提出了一个研究的基础上档案VLT火焰/GIRAFFE数据和新的高分辨率观测HARPS的运动学的30剑鱼。我们发现，星云的结构和运动学是由一个热的星团风，而不是由个别恒星的恒星风。星云气体的大部分湍流都是由星团风提供的，恒星和气体的引力势也有一个很小但很重要的贡献。我们估计了剑鱼座30的总质量，我们认为该区域不包含大量的中性（HI）气体，并且在投影中靠近星云中心的巨大分子云30 Dor-10实际上是距离电离星团核心R136数十秒差距的膨胀云。我们排除了Kolmogorov型湍流动能叶栅作为大HII区超音速湍流源的可能性。
2021-02-17 astro-ph.GA
Mixing in Supersonic Turbulence
在许多天体物理环境中，重元素的混合发生在超音速湍流速度场的存在下。在这里，我们进行了第一次系统的数值研究，这种被动标量混合在等温超音速湍流。我们的模拟表明，标量混合时间尺度，$τ_{\rm c}$，流动动力学时间，$τ_{\rm dyn}$（定义为流动驱动尺度除以均方根速度）的比率，增加与马赫数，$M$，$M \lsim3$，并成为基本上恒定的$M \gsim3.$。这种趋势表明，可压缩模式是效率较低，在增强混合比螺线管模式。然而，由于在所有马赫数下，大部分动能都包含在螺线管模态中，因此在$1 \lsim M \lsim 6$范围内，$τ_{\rm c}/τ_{\rm dyn}$的总体变化小于20%。在所有马赫数下，如果污染物以大约驱动流尺度注入，则$τ_{\rm c}$接近于$τ_{\rm dyn}.$。这表明标量混合由类似于速度场的级联过程驱动。$τ_{\rm c}$对污染物注入流的长度尺度的依赖性也与该级联图一致。没有连续源的标量的方差衰减时间尺度也有类似的行为。将标量叶栅图推广到超音速状态，可以预测速度标度指数与标量结构函数之间的关系，随着速度标度随马赫数的增大而变陡，标量结构函数变得更平坦。我们的体积加权速度和标量结构函数的测量证实了这种关系的$M\lsim 2,$，但显示在$M \gsim 3$的差异。
2010-08-03 astro-ph.GA
A supersonic turbulence origin of Larson's laws
我们重温拉尔森的标度定律描述的分子云的结构和运动学的起源。我们的分析是基于最近的观测测量和数据，从一套六个模拟的星际介质，包括自引力，湍流，磁场的影响，和多相热力学。等温超音速湍流的模拟再现了线宽-尺寸和质量-尺寸关系中观察到的斜率。无论是否包括自重力，线宽-尺寸关系保持不变。相反，星前核开始形成时，质量与大小的关系基本上低于音速。我们的多相模型与磁场和域大小200 pc复制缩放和归一化的第一拉森定律。模拟支持一个动荡的解释拉森的关系。这种解释意味着：（i）线宽尺寸和质量尺寸相关性的斜率由惯性级联决定;（ii）三个拉森定律都不是基本定律;（iii）相反，如果已知一个定律，则另外两个定律来自动能传递速率的标度不变性。这并不意味着重力在动力学上是不重要的。由于在音速尺度附近引力不稳定性的发展，在恒星形成云中湍流破裂所建立的结构的自相似性。这种不稳定性导致星前核的形成，其特征质量由声波尺度决定。标度关系预测的核心质量函数的高端斜率与Salpeter幂律指数一致。
2013-10-09 astro-ph.GA
Inefficient magnetic-field amplification in supersonic laser-plasma turbulence
我们报告了在LMJ PETAL装置上进行的激光等离子体实验，并在实验室中实现了第一个具有大磁雷诺数（$\mathrm{Rm} \approx 45$）的磁化、湍流、超声速等离子体。最初的种子磁场被放大，但只是适度的，并没有成为动态显着。一个显着的情况下，在尺度小于外部尺度的湍流级联的磁能也被观察到。我们的研究结果支持的概念，适度超音速，低磁普朗特数等离子体湍流是低效的放大磁场。
2020-08-14 astro-ph.GA physics.plasm-ph
Simulating Supersonic Turbulence in Galaxy Outflows
我们提出了三维的，自适应网格模拟的矮星系流出的超音速湍流驱动。在这里，我们开发了一个亚网格模型，不仅跟踪热和体积的气体速度，而且其湍流速度和长度尺度。这使我们能够将超新星的能量直接存入超音速湍流中，这种湍流的尺度比粒子平均自由程大得多，但比解析的大尺度流动小得多。与以前的方法不同，我们能够模拟一个以NGC 1569为模型的恒星爆发星系，在整个模拟过程中具有真实的辐射冷却。单个OB关联周围的热扩散气体袋扫过由于冷却不稳定而持续很长时间的厚壳材料。高压、稀薄区域的重叠导致了一个集体的中心外流，通过湍流混合吞噬外部气体，而不是将其聚集成一个薄而不稳定的壳层，从而逃离星系。超音速的湍流气体自然会避开湍流衰减快、冷却时间短的稠密区域，这进一步增强了整个星系的密度对比-导致了NGC 1569和其他流出的恒星爆发中观察到的复杂、混乱的气泡、环和细丝分布。
2010-03-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas flows in galaxy mergers: supersonic turbulence in bridges, accretion from the circumgalactic medium, and metallicity dilution
在主要的星系合并中，恒星的轨道受到剧烈的扰动，气体被扭转到中心，稀释了气体的金属丰度，引发了恒星暴增。在本文中，我们使用一系列的宇宙磁流体动力学（MHD）放大模拟来研究合并星系中及其周围的气体动力学。我们发现，连接合并星系预合并的气体桥是由湍流压力，与湍流的马赫数峰值在1.6-3.3。这意味着桥梁是由超音速湍流主导的，因此是研究极端环境对恒星形成影响的理想候选者。我们还发现，在合并过程中从环星系介质（CGM）吸积的气体显着贡献（27- 51%）的恒星形成率（SFR）在合并时，并驱动合并残余物中的恒星形成的随后重新点燃。事实上，在z=0时，19- 53%的SFR来自于合并前属于CGM的天然气。最后，我们研究了合并星系中心金属性稀释气体的起源。我们表明，这种气体迅速吸积到银河系中心的时间尺度比正常的恒星形成星系短得多。这就解释了为什么基本的金属丰度关系不能很好地捕捉到合并中的星系。
2021-10-07 astro-ph.GA
The sonic scale revealed by the world's largest supersonic turbulence simulation
了解湍流的物理特性对于许多应用至关重要，包括天气，工业和天体物理学。在星际介质（ISM）中，超声速湍流对控制气体密度和速度结构以及最终恒星的诞生起着至关重要的作用。在这里，我们用10048^3网格分辨率模拟星际湍流，这使我们能够确定音速尺度（l_s）的位置和宽度-从超音速到亚音速湍流的过渡。模拟同时求解超音速和亚音速叶栅v（l）~ l^p，其中我们分别测量p_sup = 0.49 +/- 0.01和p_sub = 0.39 +/- 0.02。我们发现l_s符合l_s / L = phi_sMach ^（-1/p_sup）的关系式，其中Mach是三维马赫数，L是湍流的驱动尺度或分子云的直径。如果L是驱动尺度，我们测得φ_s = 0.42（+0.12）（-0.09），这主要是因为驱动尺度和超音速叶栅的起始点之间存在分离。对于延伸到云尺度之外的超音速叶栅，我们得到φ_s = 0.91（+0.25）（-0.20）。在这两种情况下，φ_s < 1，因为我们发现超音速叶栅平滑地过渡到亚音速叶栅，而不是急剧过渡。我们的测量提供了定量输入的双折射调节模型的灯丝结构和恒星形成的分子云。
2020-11-12 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
Comparative statistics of selected subgrid-scale models in large eddy simulations of decaying, supersonic MHD turbulence
大涡模拟（LES）是一个强大的工具，在理解过程中，由于其复杂性，无法直接模拟，例如，在高度湍流制度。然而，它们的准确性和成功取决于一个适当的亚网格尺度（SGS）模型，该模型考虑了模拟中未解决的尺度。我们评估了两个传统的SGS模型，即涡粘性（EV）和尺度相似（SS）模型，和最近提出的非线性（NL）SGS模型在可压缩MHD湍流领域的适用性。利用激波捕获方案和不同分辨率、SGS模型和滤波器对209个衰减的超声速（初始音速马赫数~3）MHD湍流进行了模拟，分析了动能谱、磁能谱和结构函数的系综统计。此外，我们比较了动能和磁能，涡度，电流密度和膨胀幅度的空间分布的低阶和高阶统计矩的时间演化。我们没有发现任何模型的流量的演变，如果网格尺度的数量被用来计算SGS的贡献的统计影响。此外，SS模型，它采用了显式过滤器，一般没有影响。相反，如果使用显式过滤器，EV和NL模型都会改变统计数据。例如，它们稍微增加了最小尺度上的耗散。我们证明了非线性模型已经用一个小的显式滤波器（即三点模板）改善了高阶统计。例如，结构函数或电流密度分布的偏度和峰度的结果更接近于从更高分辨率的模拟获得的结果。我们的结论是，一个小的显式滤波器的非线性模型是适合应用在更复杂的情况下，高阶统计量是重要的。
2017-03-02 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.comp-ph
Compressible turbulence in the interstellar medium: New insights from a high-resolution supersonic turbulence simulation
超音速湍流在构造星际介质（ISM）中的作用仍然是一个悬而未决的问题。在这里，这个问题是使用一个新的精确的可压缩等温流体动力学湍流定律，它涉及到物理空间中的两点相关。新的法律被证明有一个紧凑的表达，包含一个单一的通量项，让人想起不可压缩的情况下，一个源项与一个简单的表达，其符号是由速度的发散。然后，该法律被用来调查这样一个整体的马赫数$4$产生的大规模的数值模拟网格分辨率为$10,048^3$点的湍流的属性。通量（resp.源）术语被发现具有阳性（分别为，负）对总能量级联率的贡献，这被解释为通过压缩放大的直接级联，而它们的总和在惯性范围内是恒定的。使用本地（在空间）分析表明，源主要是由对流结构，其中的通量是可以忽略不计的。采取积极的定义的相关性揭示了存在不同的湍流制度分开的声波尺度，这决定了规模超过不可忽略的源修改缩放的通量。我们的研究为超音速星际湍流的动力学和结构提供了新的见解。
2023-03-13 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Understanding Density Fluctuations in Supersonic, Isothermal Turbulence
针对超声速等温湍流对数密度PDF的理论解释缺失问题，通过拉格朗日示踪粒子的直接数值模拟研究，提出含时间相关噪声的随机微分过程模型，揭示密度PDF由随机压缩膨胀与激波梯度加速减速的平衡形成。
2024-10-29 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Formation of Supersonic Turbulence in the Primordial Star-forming Cloud
本研究利用GIZMO代码和IllustrisTNG初始条件，通过大幅提升分辨率模拟了原初恒星形成云的形成，发现超音速湍流在坍缩晕中自然产生，促进云碎裂并可能降低第一代恒星的特征质量。
2025-07-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
The distribution of density in supersonic turbulence
我们提出了一个模型的密度统计在超声速湍流，这在恒星形成和星际介质（ISM）的物理起着至关重要的作用。受[Hopkins，MNRAS，430，1880（2013）]的启发，该模型考虑将密度排列成宽度为$\sim\! \mathcal{M}^{-2}$的强激波集合，其中$\mathcal{M}$是湍流的马赫数。该模型用两个物理参数预测了$\mathcal{M}>1$湍流的所有密度统计：密度概率分布及其对数正态性偏差、密度方差-马赫数关系、功率谱和结构函数。对于拟议的模型参数，合理的协议被认为是模型预测和数值模拟之间，虽然在与当前的模拟结果相关的大的不确定性。更一般地说，该模型可以为更详细地分析未来的模拟和观测数据提供一个有用的框架。由于该模型在冲击方面的物理动机简单，因此可以直接推广到更复杂的物理过程，这将有助于ISM未来更详细的应用。我们看到这种扩展和最近的非等温湍流模拟之间的良好的定性协议。
2017-02-24 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
A multi-shock model for the density variance of anisotropic, highly-magnetised, supersonic turbulence
激波是我们理解超音速湍流密度和速度统计的基础，例如在冷星际介质（ISM）中发现的那些。密度场的变化，$σ^2_{ρ/ρ_0}$，对于分子云（MC），宇宙中恒星的诞生地特别感兴趣。密度变化可以用来推断MC中的潜在物理过程，并将云的恒星形成（SF）速率参数化。然而，$σ^2_{ρ/ρ_0}$的模型都具有一个共同的特征--方差被假设为各向同性。这种假设不成立时，一个跨/亚阿尔夫文平均磁场，$\vec{B}_0$，是目前在云中，这一观测表明是相关的一些MC。我们开发了一个各向异性模型$σ_{ρ/ρ_0}^2$，使用流体动力学和快速磁声冲击，传播相互正交的贡献。我们的模型预测了在高马赫数$(\mathcal{M})$极限下$σ_{ρ/ρ_0}^2$的上限，因为小尺度密度波动被强$\vec{B}_0$抑制。在流体动力学极限下，该模型简化为各向同性的$σ_{ρ/ρ_0}^2-\mathcal{M}$关系。为了验证我们的模型，我们计算了$σ_{ρ/ρ_0}^2$从12~高分辨率，三维，超声速，亚Alfvénic磁流体动力学（MHD）湍流模拟，并找到与我们的理论很好的协议。我们讨论了如何两个MHD冲击可能是双峰取向的过密度在某些MC和SF理论的影响，在存在一个sub-Alfvénic $\vec{B}_0$。通过建立一个各向异性的，超音速密度波动模型，这项研究铺平了道路，SF理论在星际湍流的高度各向…
2021-04-09 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Coagulation of inertial particles in supersonic turbulence
由超音速湍流驱动的凝结主要是一个天体物理学问题，因为地球上的凝结过程通常与低马赫数下的不可压缩流体流动有关，而例如星际介质（ISM）中的尘埃聚集是相反状态的一个例子。我们研究凝聚的惯性粒子在可压缩湍流使用高分辨率的直接和激波捕捉数值模拟与广泛的马赫数从几乎不可压缩到适度的超音速。采用典型颗粒模拟了颗粒动力学过程，探讨了马赫数的增加对颗粒粒径分布和凝聚速率的影响。结果表明，颗粒尺寸分布的时间演化主要取决于压缩性（马赫数）。我们发现，平均凝结核$\langle C_{ij}\rangle$的比例线性平均马赫数$\mathcal{M}_{\rm rms}$乘以碰撞粒子的组合大小，即$\langle C_{ij}\rangle \sim \langle (a_i + a_j)^3\rangle\, \mathcal{M}_{\rm rms}τ_η^{-1}$，这是定性与分析估计的预期一致。提出了一个定量校正$\langle C_{ij}\rangle \sim \langle(a_i + a_j)^3\rangle(v_{\rm p,rms}/c_{\rm s})τ_η^{-1}$，可以作为未来研究的基准。我们认为，凝结率$\langle R_c\rangle$也提高了压缩性引起的压实颗粒。
2021-04-28 astro-ph.EP astro-ph.GA physics.flu-dyn
A comparison between grid and particle methods on the small-scale dynamo in magnetised supersonic turbulence
我们执行的平滑粒子磁流体动力学（SPMHD）的代码，幻影，和欧拉网格为基础的代码，Flash，驱动，马赫数10湍流的小尺度湍流发电机之间的比较。我们表明，第一次，指数增长和饱和的初始弱磁场通过小规模发电机可以成功地再现与SPMHD。这两个代码同意的行为的磁能谱，饱和水平的磁能，和分布的磁场强度在生长和饱和阶段。主要的区别是发电机的增长率，其对分辨率的依赖性，不同的代码，造成的数值耗散和冲击捕获计划的差异，导致在幻影和闪光的有效普朗特数的差异。
2016-05-27 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
The density distribution and physical origins of intermittency in supersonic, highly magnetised turbulence with diverse modes of driving
众所周知，流体动力学超音速湍流的对数密度对比度$s=\ln (ρ/ρ_0)$与气体密度$ρ$和平均密度$ρ_0$的概率密度函数（PDF）具有显著的非高斯（间歇）特征，这些特征随湍流马赫数$\mathcal{M}$单调增加。通过研究质量和体积加权的$s$ -PDF的36个子到trans-Alfvenic平均场，超音速，等温湍流模拟与不同的驱动模式，相关的分子气体在冷星际介质的合奏，我们发现，一个更复杂的图片出现的非高斯性质的$s$。使用四个独立的措施的非高斯成分，我们发现流体力学的结构在高磁化等离子体的$\mathcal{M} \lesssim 4$。然而，对于$\mathcal{M} \gtrsim 4$，非高斯特征消失，留下近似高斯的$s$ -统计--与高$\mathcal{M}$极限中的流体动力学湍流正好相反。我们还发现，非高斯分量的PDF单调增加更多的压缩驱动模式。为了理解$\mathcal{M} \lesssim 4$的非高斯特征，我们使用一维（1D）笔形光束来探索沿着和穿过大尺度磁场$\mathbf{B}_0$的动力学。我们讨论动力学，密度和磁场波动的笔形光束，并确定物理来源的非高斯分量的PDF作为单一的，强冲击耦合到快速磁声压缩，形成沿$\mathbf{B}_0$。我们讨论了高斯化的$\mathcal{M} \gtrsim 4$ $s$ -字段通过透镜的两种现象：自相似…
2022-10-15 astro-ph.GA physics.flu-dyn
The statistics and structure of dissipation in subsonic and supersonic turbulence
Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天体物理与天文学研究学院）
该研究通过高分辨率模拟分析了亚音速和超音速湍流中动能耗散的统计与结构，发现耗散在不同流体中与涡度或密度相关，并揭示了其分形特性。
2026-03-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Saturation mechanism of the fluctuation dynamo in supersonic turbulent plasmas
几个天体中的磁场通过发电机机制被放大和维持，发电机机制是将湍流动能转换为磁能。一个能将磁场放大到$<$尺度（湍流的驱动尺度）的发电机被称为波动发电机。研究了超声速湍流等离子体中涨落发电机的特性，这对激光等离子体湍流的ISM、结构形成和实验室实验都有重要意义。利用模拟，我们探讨了亚音速和超音速湍流的指数增长和饱和状态的波动发电机的属性。我们证实，波动发电机效率降低压缩性。我们表明，波动发电机产生的磁场是空间间歇性和水平的不稳定性下降的领域饱和。我们发现一个更强的反作用的磁场上的速度为亚音速的情况下相比，超音速的情况下。局部地，我们发现，涡量和速度，速度和磁场，电流密度和磁场之间的对齐的水平在饱和阶段相比，指数增长阶段的亚音速的情况下，增强，但只有电流密度和磁场对齐的超音速的情况下，增强。我们表明，磁场放大（由于较弱的拉伸的场线）和扩散减少时，该领域的饱和，但相对于放大的扩散增强。在亚音速紊流中，这种情况在整个体积内发生，但在超音速情况下，这种情况主要发生在强场区。这导致波动发电机的饱和。总之，磁场的放大和扩散都受到影响，因此饱和不需要它们中的任何一个的剧烈变化。[摘要删节]
2021-09-24 astro-ph.GA physics.plasm-ph
The density structure of supersonic self-gravitating turbulence
我们进行数值实验，以确定密度概率分布函数（PDF）中产生的超音速，等温，自引力湍流的那种是无处不在的恒星形成的分子云。我们的实验涵盖了广泛的湍流马赫数和维里参数，使我们能够第一次确定PDF如何响应这些参数的变化，我们引入了一个新的诊断，无量纲恒星形成效率与密度（$ε_{\rm ff}(s)$）曲线，它提供了一个灵敏的诊断PDF的形状和动力学。我们发现，PDF遵循一个通用的功能形式，包括一个对数正态分布在低密度与两个不同的幂律尾在较高的密度;第一个这些代表的发病自引力，第二个反映了发病的旋转支持。一旦恒星形成效率达到百分之几，PDF在统计上变得稳定，没有证据表明恒星形成效率从大约5%到20%的长期时间演化。我们表明，无论是马赫数和维里参数的影响特征密度的对数正态让位于第一次幂律，和第一次到第二次，我们扩展（前者）和开发（后者）简单的理论模型，这些密度阈值和湍流介质的全球性能之间的关系。
2021-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Statistical properties of compressible isothermal turbulence from sub- to supersonic conditions
CNRS, CORIA, UMR 6614, Normandy Univ., UNIROUEN, INSA Rouen（法国国家科学研究中心，CORIA实验室，UMR 6614，诺曼底大学，鲁昂大学，鲁昂高等师范学院）；Research School of Astronomy and Astrophysics, Australian National University（澳大利亚国立大学天文与天体物理研究学院）；Australian Research Council Centre of Excellence in All Sky Astrophysics (ASTRO3D)（澳大利亚研究委员会全天空天体物理学卓越中心（ASTRO3D））
本文通过可控雷诺数的流体动力学模拟，研究了亚声速至超声速等温湍流的统计特性，发现密度PDF依赖马赫数，导数统计依赖雷诺数，并利用KHM方程揭示了压力-速度耦合在动能级联中的作用。
2025-10-15 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Structure of iso-density sets in supersonic isothermal turbulence
本文提出基于相指示场两点统计与逐尺度收支方程的理论框架，分析超声速等温湍流等密度集的分形几何与级串动力学，并重构位力定理。
2023-08-14 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Small-scale clustering of nano-dust grains in supersonic turbulence
我们研究了可压缩等温流体动力学湍流的高分辨率（$1024^3$）模拟中纳米尺寸的颗粒（纳米尘埃）的聚集和动力学。众所周知，大颗粒将与湍流气流分离，而小颗粒将倾向于跟踪气体的运动。我们表明，纳米尺寸的颗粒可能会聚集在一个湍流（分形小规模集群），这增加了当地的晶粒密度至少几个因素。结合纳米尘埃颗粒通常可能丰富的事实，以及由于湍流运动而增加的相互作用速率，涉及纳米尘埃的聚集可能具有相当高的概率。小规模的集群也会影响消光特性。作为一个例子，我们提出了一个消光模型的基础上硅酸盐，石墨和金属铁，假设在纳米范围内的颗粒大小的强集群，可以解释极端和快速变化的紫外线消光在主机的GRB 140506A。
2019-10-16 astro-ph.GA physics.flu-dyn physics.space-ph
The slope of the power spectrum of the density field in isothermal supersonic compressible turbulence
ENS de Lyon, CRAL UMR5574, Universite Claude Bernard Lyon 1, CNRS（里昂高等师范学校，CRAL UMR5574，克洛德·贝尔纳里昂大学，法国国家科学研究中心）；School of Physics, University of Exeter（埃克塞特大学物理学院）
利用Chandrasekhar(1951)导出的时间不变量，定量解释了均匀各向同性等温湍流中密度场功率谱斜率随马赫数的演化，并指出无法从该斜率可靠推断马赫数。
2026-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Nonlinear closures for scale separation in supersonic magnetohydrodynamic turbulence
可压缩等离子体中的湍流在天体物理和工程的许多领域中起着关键作用。然而，在这些环境中的极端等离子体参数，例如高雷诺数，超声速和超Alfvenic流，使得直接的数值模拟计算棘手，即使是最简单的治疗-磁流体动力学（MHD）。为了克服这个问题，人们可以使用子网格尺度（SGS）封闭-模型的影响，未解决的，子网格尺度上解决的。在这项工作中，我们提出并验证了一组常系数封闭的解决，可压缩，理想的MHD方程。亚网格尺度的能量模拟Smagorinsky一样的平衡闭包。湍流应力和电动势（EMF）的表达式是非线性的大规模速度和磁场梯度。为了验证关闭，我们进行了先验测试超过137模拟快照从两个不同的代码与不同的比例的热磁压力（$β_\mathrm{p} = 0.25, 1, 2.5, 5, 25$）和音速马赫数（$M_s = 2, 2.5, 4$）。此外，我们比较传统的，现象学的涡流粘度和$α-β-γ$封闭。我们发现只有平庸的性能的动力学涡粘性和$α-β-γ$封闭，磁涡粘性封闭与模拟数据的相关性很差。此外，传统闭包的五个系数中有三个在值上表现出显著的分布。相比之下，我们的新封闭件随着时间的推移和在测试的广泛参数范围内表现出一贯的高相关性和常系数值。可压缩MHD湍流的重要方面，如双向能量级联，湍流磁压力和正确的对齐的电动势很好地描述了我们的新封闭。
2015-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Accuracy requirements to test the applicability of the random cascade model to supersonic turbulence
在分子云和恒星形成的背景下，一个被广泛应用于超声速湍流惯性范围统计的模型将两点速度统计的（可测量的）相对标度指数Z_p表示为两个参数β和δ的函数。该模型将它们与最耗散结构的维度D相关联，D=3-Delta/（1-beta）。虽然这种描述已被证明是最成功的不可压缩湍流（β =Delta=2/3，D=1），其适用性在高度可压缩的制度仍然存在争议。对于这种制度，理论上的论点建议D=2和Delta=2/3，或Delta=1。基于超声速等温湍流的3D周期性箱模拟的最佳估计结果为Delta=0.71和D=1.9，Delta的不确定性范围为[0.67，0.78]，D为[2.04，1.60]。由于这些5- 10%的不确定性范围仅略微包括Delta=2/3和D=2的理论值，因此仍然存在疑问，该模型是否确实适用，以及如果适用，β和Delta的值是多少。我们使用蒙特卡罗方法来模拟实际的模拟数据，并检查哪些因素与拟合质量最相关。我们估计，0.1%（0.05%）的准确Z_p，p=1... 5，应允许在高度可压缩状态下对β和δ进行2%（1%）的准确估计，但在轻度可压缩状态下则不然。我们认为，基于模拟的Z_p与这样的精度是在今天的计算机资源的范围内。如果此类数据不允许beta和Delta的预期高质量拟合，则这可能表明模型不适用于模拟数据。事实上，除了我们在这里研究的模型之外，还有其他模型被提出。
2016-02-04 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Kinetic and internal energy transfer in implicit large eddy simulations of forced compressible turbulence
我们重新审视的问题，如何通过湍流级联的能量传递可压缩流体动力学湍流。一般来说，由于动能库和内能库可以通过压力膨胀交换能量，因此不存在保守的可压缩叶栅。此外，高马赫数下的统计稳定湍流只能在接近等温的气体中维持，即，如果由冲击压缩和动能耗散产生的多余的热被连续地从系统中去除。我们模拟这个过程中的一个线性冷却项随机强迫驱动的湍流数值模拟。这使我们能够研究大范围马赫数的紊流统计。我们计算的变化率的动能和内能在波数壳引起的平流，压缩和压力膨胀效应和约束幂律拟合可压缩湍流能量谱的波数范围内的总能量转移接近于零。由此产生的标度指数显着影响的强迫。根据均方根马赫数，我们发现一个几乎恒定的平流分量的跨尺度通量的动能在中间波数的螺线管和压缩模式的强迫的特定混合物。这表明存在一种自然的、与马赫数有关的强迫模态的混合。我们的研究结果还支持在高马赫数下对流占主导地位的制度与特定的标度指数（纯速度波动$u$的Burgers标度和质量加权变量$v=ρ^{1/3}u$的Kolmogorov标度）。
2019-12-05 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
