On the universality of supersonic turbulence
可压缩湍流塑造了我们银河系星际介质的结构，并且在早期宇宙的结构形成过程中也可能发挥重要作用。这种可压缩的超音速湍流的密度PDF和功率谱是恒星形成理论的关键成分。然而，PDF和频谱仍然是一个有争议的问题，因为理论预测是有限的，超音速湍流的模拟需要巨大的分辨率来捕捉惯性范围缩放。为了提高我们有限的知识，可压缩湍流，我们在这里提出和分析世界上最大的模拟超音速湍流。我们比较了具有256^3-4096^3网格点的数值分辨率和两种不同驱动机制（螺线管（无发散）驱动和压缩（无卷曲）驱动）的流体动力学模型。我们发现收敛的密度PDF，压缩驱动表现出更广泛和更间歇的密度分布比螺线管驱动。通过分析湍流的功率谱，我们发现在马赫数为17的流体动力学模拟中，两种驱动模式的纯速度标度都接近于Burgers湍流，P（v）k^（-2）。然而，密度加权速度ρ ^（1/3）v的谱并不能提供先前提出的超音速湍流的普遍标度。我们发现，功率谱P（rho^（1/3）v）与波数成比例，对于螺线管驱动，k^（-1.74）接近不可压缩柯尔莫哥洛夫湍流，k^（-5/3），但对于压缩驱动，k^（-2.10）明显更陡。我们表明，这与最近的可压缩湍流理论模型是一致的，该模型预测了在存在由压缩驱动产生的强div（v）分量的情况下P（rho^（1/3）v）k^（-19/9），并且在整个超音速湍流叶栅中保持显著恒定。
2013-09-24 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.flu-dyn
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
Statistical properties of compressible isothermal turbulence from sub- to supersonic conditions
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
Mach number study of supersonic turbulence: The properties of the density field
我们的模型驱动，可压缩，等温，湍流的马赫数范围从亚音速（$\mathcal{M} \approx 0.65$）的高度超音速制度（$\mathcal{M}\approx 16 $）。强迫方案包括螺线管（横向）和压缩（纵向）模式在相等的部分。用$\mathrm{b} = 0.457 \pm 0.007$得到了马赫数与对数密度标准差之间的关系式$σ_{s}^2 = \mathrm{b}\log{(1+\mathrm{b}^2\mathcal{M}^2)}$。密度谱遵循$\mathcal{D}(k,\,\mathcal{M}) \propto k^{ζ(\mathcal{M})}$，标度指数取决于马赫数。我们发现$ζ(\mathcal{M}) = α\mathcal{M}^β$的系数$α$略有不同的分辨率，而$β$的变化系统。我们外推到无限分辨率的极限，找到了$α= -1.91 \pm 0.01,\, β=-0.30\pm 0.03$。标度指数对马赫数的依赖性意味着分形维数$D=2+0.96 \mathcal{M}^{-0.30}$。我们确定如何标度参数依赖于波数，并发现密度谱略有弯曲。随着马赫数的增加，这种曲率变得更加明显。我们提出了一个物理驱动的拟合公式$\mathcal{D}(k) = \mathcal{D}_0 k^{ζk^η}$通过使用简单的缩放参数。拟合将光谱行为再现到尺度$k…
2015-06-11 astro-ph.SR
On the convergence of Magnetorotational turbulence in stratified isothermal shearing boxes
本文研究了具有零净磁通量的分层等温剪切盒中的收敛问题。我们目前的结果与最高分辨率到目前为止-高达200个网格点的压力规模的高度-没有明显的证据表明收敛。相反，麦克斯韦应力随着分辨率的增加而继续减小。我们提出了一些可能的情况来解释缺乏收敛的多层发电机系统的基础上。
2014-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inaccuracy of Spatial Derivatives in Simulations of Supersonic Turbulence
我们检查的准确性，从超音速湍流的数值模拟计算的空间导数。两组模拟，进行了使用有限体积的代码，演变的流体动力学方程与近似的黎曼求解器和有限差分代码，解决了纳维-斯托克斯方程，进行了测试，对一些标准的基础上的连续性方程，包括在统计稳定状态下的精确结果。我们发现，在Navier-Stokes运行的空间导数是准确的，满足所有的标准。特别是，他们满足我们的确切结果，即条件平均速度散度，$\langle \nabla \cdot {\bs u}|s\rangle$，其中$s$是密度的对数，和条件平均的平流的$s$，$\langle {\bs u} \cdot \nabla s|s\rangle$，消失在稳态的所有密度值，$s$。另一方面，黎曼解算器模拟失败的所有测试，需要准确评估的空间导数，导致明显违反连续性方程，即使求解器强制质量守恒。特别是，对Riemann模拟的分析可能会得出不正确的结论，即$\pdv$功倾向于优先将动能转化为热能，这与$\pdv$功的能量交换在定常正压超音速湍流中是对称的这一精确结果不一致。空间导数的不准确性是用黎曼解算器模拟超声速湍流后处理中的一个普遍问题。从这种模拟的解决方案必须谨慎使用后处理研究有关的空间梯度。
2019-01-31 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.flu-dyn
Hydrodynamic and Magnetohydrodynamic Simulations of Wire Turbulence
我们报告的模拟实验室实验中，磁化超音速流驱动通过丝网。这项研究的目的是调查这种配置产生超音速，MHD湍流的能力。我们首先报告的形态结构，在磁化和非磁化的情况下发展。然后，我们使用各种统计措施，包括功率谱和密度的概率分布函数的流量进行分析。利用这些结果，我们估计了金属丝网下游流动中的音速马赫数。我们发现，最初的高超音速（M=20）平面激波通过丝网不导致下游湍流条件。然而，在磁化和非磁化的情况下，所产生的湍流是边缘超声速到跨音速（M~1），和高度各向异性的结构。
2019-07-10 astro-ph.SR 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
Comparing Numerical Methods for Isothermal Magnetized Supersonic Turbulence
我们采用模拟的超音速超Alfvenic湍流衰减作为基准测试问题，以评估和比较九个天体物理MHD方法积极用于模拟恒星形成的性能。这套九个代码包括：ENZO、FLASH、KT-MHD、LL-MHD、PLUTO、PPML、RAMSES、STAGGER和ZEUS。我们提出了一套全面的统计措施，旨在量化这些MHD求解器中的数值耗散的影响。我们比较基本领域的功率谱，以确定有效的频谱带宽的方法和排名的基础上，其相对有效的雷诺数。我们还比较了数值耗散螺线管和对流速度分量，以检查可能的影响，小尺度密度统计的数值。最后，我们讨论了湍流衰减试验的各种特征的收敛性以及数值格式的各个组成部分对解的精度的影响。我们发现，性能最好的代码采用了一贯的高精度的空间重建的演变领域，横向梯度插值，守恒定律更新步骤，和洛伦兹力计算。最好的结果是实现与发散自由演变的磁场使用约束传输方法，并使用很少或没有明确的人工粘性。在一个或多个这些领域的不足代码仍然是有用的，但他们必须补偿更高的数值耗散与更高的数值分辨率。本文是迄今为止规模最大，最全面的MHD代码比较的应用程序一样的测试问题。我们希望这项工作将帮助开发人员改进他们的数值算法，同时帮助用户在为特定的天体物理问题选择最佳应用程序时做出明智的选择。
2011-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exact relation for correlation functions in compressible isothermal turbulence
在均匀性假设和高雷诺数的渐近极限下，分析了可压缩等温湍流。推导出某些两点关联函数的精确关系，揭示了与不可压缩情况的根本区别。主要的区别在于存在一种新的类型的长期的作用在惯性范围类似的源或汇的平均能量转移率。当假定各向同性时，可压缩湍流可由关系式$- {2 \over 3} ε_{\rm{eff}} r = {\cal F}_r(r)$描述，其中${\cal F}_r$是两点关联函数的径向分量，而$ε_{\rm{eff}}$是有效平均总能量注入率。通过尺寸参数，我们预测，如果使用密度加权流体速度，$ρ^{1/3} \uu$，在$k^{-5/3}$中的频谱可能仍然保留在小尺度。
2011-08-23 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Statistical properties of supersonic turbulence in the Lagrangian and Eulerian frameworks
我们提出了一个系统的研究不同的强迫类型的影响，超音速，等温湍流的统计特性的拉格朗日和欧拉框架。我们分析了一系列的高分辨率，流体动力学网格模拟与拉格朗日示踪粒子和检查螺线管（发散自由）和压缩（卷曲自由）迫使结构功能，其标度指数，和气体密度和速度增量的概率密度函数的影响。压缩驱动的模拟表明，在相同的均方根马赫数下，大部分耗散结构的密度对比度明显更大，更间歇的行为和更大的分形维数。我们证明了在积分范围内各阶拉格朗日和欧拉结构函数的绝对值只是均方根马赫数的函数，而与强迫无关。随着高斯分布的概率密度函数的速度增量在大尺度上的假设，我们推导出一个模型，描述这种行为。
2011-11-22 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.flu-dyn
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
The stellar IMF from Isothermal MHD Turbulence
我们解决的湍流碎片的情况下，恒星初始质量函数（IMF）的起源，使用一个大的随机驱动的超音速MHD湍流的数值模拟。湍流碎裂模型成功地预测了所观察到的恒星IMF的主要特点，假设一个等温状态方程没有任何恒星反馈。作为模型的测试，我们专注于磁化等温气体的情况下，忽略恒星的反馈，同时追求在空间和时间尺度覆盖从褐矮星到大质量恒星的恒星质量的全光谱的大动态范围。我们的模拟代表了一个典型的银河系分子云内的通用4 pc区域，质量为3000 Msun，均方根速度为等温声速的10倍，平均阿尔文速度的5倍，与观测结果一致。我们实现了50 AU的最大分辨率和4.0万年的恒星形成的最大持续时间，形成多达1000个下沉粒子，其质量分布密切匹配所观察到的恒星IMF。一个大的中型模拟集被用来测试的汇粒子算法，而更大的模拟被用来测试的数值收敛的IMF和依赖的IMF营业额的湍流破碎模型预测的物理参数。我们发现一个明显的趋势，数值收敛和强有力的支持模型的预测，包括初始时间演变的国际货币基金组织。我们的结论是，等温MHD湍流的物理足以解释IMF的起源。
2018-01-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
The IMF as a function of supersonic turbulence
最近的研究似乎表明，早期型星系中的恒星初始质量函数（IMF）可能不同于经典的Kroupa或Chabrier IMF，即在低质量恒星中包含更大比例的总质量。从理论的角度来看，超音速湍流一直是许多分析理论中感兴趣的主题，这些理论提出了与恒星形成区域的核心质量函数（CMF）的特征质量以及因此与恒星IMF的强相关性。执行两套不同的质量分辨率的光滑粒子流体动力学（SPH）模拟，我们的目的是测试的影响，在一个致密的，恒星形成的分子云的湍流性质的变化，在不同的密度制度的系统质量函数的形状。虽然分析理论预测的CMF的峰值向低质量的云的速度分散增加的位移，我们观察到在低密度制度的相反的趋势，高马赫数引起的头重脚轻的质量分布。对于高密度制度，我们没有发现任何相关的马赫数与所产生的IMF的特征质量的趋势，这意味着原恒星吸积盘和碎片的小尺度上的动态不强烈影响湍流驱动的云的规模。此外，我们认为，在恒星通过引力坍缩在其内部形成之前，致密核心的很大一部分被湍流破坏。虽然这个特殊的研究有其数值分辨率的局限性，我们认为，我们的结果，以及从其他研究中，对国际货币基金组织的湍流碎片化模型，简单地映射CMF国际货币基金组织的怀疑。
2016-08-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Isotropically Driven versus Outflow Driven Turbulence: Observational Consequences for Molecular Clouds
来自原恒星外流的反馈可以影响恒星形成区域中湍流的性质，即使它们不是所有尺度分子云速度色散的主要来源。对于恒星形成区域的速率和功率，我们先前（Carroll等人，2009）证明了外流可以在与Matzner 2007的标度关系一致的水平上驱动超音速湍流，尽管其速度功率谱比各向同性驱动的超音速湍流叶栅的预期更陡。在这里，我们进行更高分辨率的模拟，并结合模拟流出驱动湍流与各向同性强迫湍流。我们发现，在周围各向同性驱动的湍流环境中的外流的存在下产生的速度功率谱在流出规模和子流出规模比一个纯粹的各向同性强迫的情况下，一个陡峭的斜率膝关节。我们还发现，外流的存在，在大尺度上的密度谱，有效地减少了大尺度湍流密度结构的形成。这些效应在性质上与分辨率无关。我们还进行了主成分分析（PCA）从我们的模拟合成数据。我们发现，PCA作为识别湍流驱动尺度的工具，即使它们不一定是占主导地位的能量包含尺度，也会对低振幅大尺度速度结构产生误导性的偏见。这种偏差对于各向同性强迫湍流是不存在的，但对于准直流出驱动湍流则表现得很明显。
2010-05-06 astro-ph.SR
Energy transfer in compressible magnetohydrodynamic turbulence for isothermal self-gravitating fluids
三维，可压缩，磁流体动力学湍流的等温，自引力流体分析使用两点统计在大雷诺数（动力学和磁）的渐近极限。根据S. Banerjee和S. Galtier（Phys.Rev.E，93，033120，2016）和S. Banerjee和S. Galtier（J. Phys. A，Math. and Theor.，50，015501，2017），已经推导出总能量转移的精确关系。这种方法的结果在一个更简单的关系表示完全在混合的二阶结构函数。动力学，热力学，磁和重力的能量转移率的贡献可以很容易地分离在本形式。通过构造，新的形式主义包含了整体旋转、感应方程中的Hall项等附加效应。分析表明，固体旋转不能改变可压缩湍流的能流率。然而，一个均匀的背景磁场的通量的贡献被证明是不平凡的，不像在不可压缩的情况下。最后，可压缩的，湍流的能量通量率不会完全消失，由于简单的对齐，这导致在不可压缩的情况下，湍流的能量通量率为零。
2018-02-10 astro-ph.SR physics.flu-dyn
The density variance - Mach number relation in isothermal and non-isothermal adiabatic turbulence
湍流星际介质的密度方差-马赫数关系与恒星形成率、效率和恒星初始质量函数的理论模型有关。在这里，我们使用网格分辨率高达1024^3单元的高分辨率流体动力学模拟来模拟与观测到的星际介质相似的区域中的可压缩湍流。我们使用Fyris Alpha，冲击捕获代码采用高阶Goddom计划跟踪大密度变化引起的冲击。我们研究了在非等温状态下，等温星际湍流的对数密度方差（σ_s^2）和音速马赫数（M）之间的标准关系的鲁棒性。具体来说，我们测试理想气体与双原子分子（伽马= 7/5）和单原子（伽马= 5/3）绝热指数。一个周期性的立方体的气体搅拌纯螺线管强迫在低波数，导致充分发展的湍流介质。我们发现，随着气体加热在绝热压缩，它沿着密度方差-马赫数平面的关系演变，但偏离等温气体的标准表达式显着。我们的主要结果是一个新的密度方差-马赫数关系，它考虑了绝热指数：sigma_s^2 = ln {1+b^2*M^[（5*gamma+1）/3]}，并对b*M <= 1提供了很好的拟合。基于Rankine-Hugoniot激波跳跃条件，推导出了一个理论模型：sigma_s^2 = ln {1+（gamma+1）* b^2*M^2/[（gamma-1）*b^2*M^2+2]}，并对b*M > 1也提供了很好的拟合。我们的结论是，这个新的绝热湍流关系可能会引入重要的修正标准关系，如果气体不是等温的。
2015-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
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
Network of velocity-coherent filaments formed by supersonic turbulence in a very-high-velocity HI cloud
本文利用FAST高分辨率观测首次揭示甚高速HI云为超音速暖中性介质系统，发现其由速度相干纤维网络组成，并通过MHD模拟证实激波压缩可在低密度、引力可忽略环境中建立层级纤维结构。
2025-06-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulations of the non-linear thin shell instability
利用三维光滑粒子流体动力学方法研究了超音速碰撞流中的非线性薄壳不稳定性。我们表明，对于单色扰动流和白噪声扰动流，增长速度与Vishniac（1994）的分析预测相当接近。对于亚音速湍流流动，增长速度匹配Vishniac的预测，只有在短波长的湍流较弱。我们发现，超音速湍流，一个较低的马赫数比碰撞流，完全抑制NTSI。我们的研究结果提供了一个诊断识别的NTSI在碰撞流与湍流的存在。
2013-02-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
The density structure and star formation rate of non-isothermal polytropic turbulence
星系的星际介质受超音速湍流的支配，它可能控制着恒星形成率（SFR）和初始质量函数（IMF）。星际湍流是非普遍的，具有很大范围的马赫数，磁场强度和驱动机制。虽然这些参数中的一些进行了探索，大多数以前的工作假设气体是等温的。然而，我们知道冷的分子云是从温暖的原子介质中形成的，气体通过不等温的化学和热力学相。在这里，我们确定温度变化的作用，通过用多方状态方程（EOS）模拟非等温湍流，其中压力和温度是气体密度的函数，P~rho^Gamma，T~rho^（Gamma-1）。我们使用2048^3个单元格的网格分辨率，并比较多变指数Gamma=0.7（软EOS）、Gamma=1（等温EOS）和Gamma=5/3（硬EOS）。我们发现了一个复杂的非等温细丝网络，当Gamma<1时，会发生更多的小规模碎片，而Gamma>1则会消除密度差异。密度概率分布函数（PDF）受温度变化的影响很大，当Gamma>1时，在低密度下会出现幂律尾部。相反，对于Gamma<=1，PDF变得更接近对数正态分布。我们推导和测试了一个新的密度方差-马赫数关系，考虑伽玛。这种新的关系与SFR和IMF的理论模型有关，因为它决定了恒星形成的云的致密气体质量分数。我们推导出SFR作为Gamma的函数，并发现它从Gamma=0.7到Gamma=5/3减少了~5倍。
2015-01-27 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
Magnetic field fluctuations in anisotropic, supersonic turbulence
我们在分子云中观察到的丰富结构是由于强磁场和超音速（湍流）速度波动之间的相互作用。速度波动与磁场相互作用，导致磁场也波动。使用数值模拟，我们探索了这种磁场波动的性质，$\vec{δB}$，在很宽的湍流马赫数范围内，$\mathcal{M} = 2 - 20$（即，从弱压缩性到强压缩性），以及Alfvén马赫数，$\mathcal{M}_{\text{A}0} = 0.1 - 100$（即，从强到弱的平均磁场，$B_0$）。从磁流体动力学（MHD）方程出发，导出了一个可压缩准静态波动模型，并证明了平行于平均磁场的速度梯度在亚Alfvénic流中会产生可压缩模式，从而阻止了流场的二维化，而不可压缩MHD湍流就是这种情况。然后，我们概括了一个分析模型的磁波动的大小，包括$\mathcal{M}$，并找到$|\vec{δB}| = δB = c_s\sqrt{πρ_0}\mathcal{M}\mathcal{M}_{\text{A}0}$，其中$c_s$是声速和$ρ_0$是气体的平均密度。这种新的关系很好地适合在强$B$场制度。我们继续研究垂直（$ B_{\perp}$）和平行（$ B_{\parallel}$）波动和平均归一化波动之间的各向异性，我们发现遵循通用的标度关系，不变量的$\mathcal{M}$。我们提供了一个详细的分析形态的$δB_{\perp}$和$δB_{\parall…
2020-07-29 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
The Probability Distribution of Density Fluctuations in Supersonic Turbulence
本文采用理论和数值模拟相结合的方法研究了超声速湍流中的密度脉动。一个理论公式的密度在稳态的概率分布函数（PDF），连接到速度发散的条件统计。进行了两组数值模拟，使用黎曼求解器来发展欧拉方程或有限差分法来发展Navier-Stokes（N-S）方程。在用N-S模拟证实了我们的理论公式的有效性之后，我们研究了动力学过程对PDF的影响，表明发散方程中的非线性项放大了PDF的右尾并减小了左尾，压力项减小了右尾和左尾，而粘性项则相反地加宽了PDF的右尾。尽管从黎曼运行的速度发散的不准确性，在我们以前的工作中发现，我们表明，密度PDF从黎曼运行是一致的，从N-S运行。利用其更高的有效分辨率，我们然后使用黎曼运行来研究PDF对马赫数的依赖性，$\mathcal{M}$，直到$\mathcal{M}\sim30$。PDF宽度$σ_{s}$遵循关系$σ_{s}^2 = \ln (1+b^2 {\mathcal M}^2)$和$b\approx0.38$。然而，PDF表现出随着$\mathcal{M}$的增加而增加的负偏度，因此$σ_{s}$的大部分增长由左PDF尾部的增长来解释，而右尾部的增长趋于饱和。因此，通常的公式结合对数正态形状和标准方差-马赫数关系，大大高估了大$\mathcal{M}$时的右PDF尾，这可能对恒星形成的理论模型产生重大影响。
2019-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Driving Disk Winds and Heating up Hot Coronae by MRI Turbulence
我们研究了磁旋转湍流作用下吸积盘中热日冕和垂直外流的形成。我们执行本地三维（3D）MHD模拟与垂直分层显式求解能量方程与各种有效的比热比，γ。最初施加的弱垂直磁场被磁旋转不稳定性（MRI）和由于差动旋转引起的绕组有效地放大。在等温情况下（γ =1），盘风主要由与MHD湍流相关联的坡印亭通量驱动，并显示出准周期的不稳定性。另一方面，在γ>~ 1.1的非等温情况下，距中平面1-2个标度高度以上的区域被有效加热，形成温度约为初始值50倍的日冕，并通过压力平衡过渡区与较冷的中平面区域相连。结果表明，盘风主要由气体压力驱动，具有更强的时间稳定性，但无量纲时均质量损失率与等温情况相似.在这些情况下，类声波被限制在冷的中平面区域中，并且密度波动的幅度大于等温情况。
2013-10-30 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
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
The Turbulent Dynamo in Highly Compressible Supersonic Plasmas
这个动荡的发电机可以解释宇宙磁力的起源。虽然磁场的指数放大已经在不可压缩气体中进行了研究，但对高度可压缩的超音速等离子体（如星系的星际介质和早期宇宙）中的发电机作用知之甚少。在这里，我们进行了第一次定量比较的理论模型的发电机增长率和饱和度与三维磁流体动力学模拟超音速湍流与网格分辨率高达1024^3细胞。我们获得了数值收敛性，并发现发电机作用在低和高磁普朗特数Pm = nu/eta = 0.1-10（粘性耗散与磁耗散之比）时都发生，而这在超音速湍流中只在Pm >= 1时才出现。我们测量了临界磁雷诺数，Rm_crit = 129（+43，-31），表明可压缩发电机几乎与不可压缩气体一样有效。考虑到现在和早期宇宙的物理条件，我们得出结论，磁场需要考虑从早期到现在的宇宙年龄的结构形成过程中，因为它们抑制气体碎裂和驱动强大的喷流和外流，都极大地影响了恒星的初始质量函数。
2014-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
