Small-Scale Dynamo Action in Primordial Halos
第一个星系的形成是由于原始晕的引力坍缩。在这个坍缩过程中，微弱的磁性种子场被小尺度发电机以指数方式放大--这是一个将湍流的动能转化为磁能的过程。我们使用Kazantsev理论，它描述了小尺度发电机解析，研究磁场放大不同的湍流速度关联函数。对于不可压缩湍流（Kolmogorov湍流），我们发现增长率与流体动力学雷诺数Re^（1/2）的平方根成正比。在高度可压缩湍流（Burgers湍流）的情况下，增长率与Re^（1/3）成正比。通过详细的化学网络，我们能够跟踪化学演化并确定晕崩溃过程中的动力学和磁粘度（由于欧姆和双极扩散）。这样，我们就可以定量地计算小尺度发电机的增长率，预测小尺度磁场的演化。由于磁能被输送到更大的尺度上的本地涡时标，我们得到的估计的磁场的金斯尺度。即使在那里，我们发现，动能的均分是在小的时间尺度上达到的。因此，在宇宙中第一个物体形成的过程中，就可以预期到动力学相关的场结构。
2012-10-29 astro-ph.CO physics.plasm-ph
Revisiting constraints on primordial magnetic fields from spectral distortions of cosmic microwave background
本文采用重联驱动的湍流衰变模型，研究非线性效应对CMB谱畸变的影响，排除了短相干长度磁场，并发现结果受磁螺旋度分数影响。
2025-04-23 astro-ph.CO hep-ph
Dark matter merging induced turbulence as an efficient engine for gas cooling
对原始重子气体坍缩到$3\times10^7$ M $_{\odot}$暗物质（DM）晕上的过程进行了宇宙学数值模拟。结果表明，大尺度重子吸积过程和少数$\sim10^6$ M $_{\odot}$ DM晕的合并，由最大晕的引力势触发，足以产生超声波（$\mathcal{M}>10$）激波，形成湍流环境.在这种情况下，后冲击区域能够非常有效地产生H $_2$和HD分子，达到$n_\mathrm{H_2}\sim10^{-2}n_\mathrm{H}$和$n_\mathrm{HD}\sim \mathrm{few}\times10^{-6}n_\mathrm{H}$的最大丰度，足以在某些区域将气体冷却到100 K以下。湍流原始气体的动能谱接近Burgers谱，$\hat{E}_k\propto k^{-2}$，这可能有利于低质量原始恒星的形成。在宽波数范围内，螺线管与总动能之比为$0.65\la R_k\la0.7$;该值接近随机湍流的自然均分能值$R_k\approx 2/3$。这样，湍流和分子冷却似乎共同作用，以在原始环境中产生潜在的恒星形成区域，这些区域是寒冷而致密的气体。我们的结论是，合并和崩溃的过程中的主DM晕提供足够的能量来发展超音速湍流有利于分子冷却剂的形成：这种机制，这可能是普遍的，形成的第一个星系的主要途径，是能够创造潜在的恒星形成区域在高红移。
2011-09-30 astro-ph.CO
The influence of magnetic fields, turbulence, and UV radiation on the formation of supermassive black holes
上下文已经在z ~ 6观测到的质量为~10^9 M_Sun的超大质量黑洞（SMBH）的种子可能是通过T_vir >~ 10^4 K晕中原始气体的直接坍缩形成的，因此气体必须保持高温（~10^4 K）以避免碎裂。目标。磁场，湍流和紫外线辐射背景之间的相互作用，在引力坍缩的原始气体在晕进行了探讨，特别是，避免碎片的可能性进行检查。方法.利用解析单区模型，我们可以跟踪原始气体云的演化过程，从最初的宇宙膨胀开始，经过转向、维里化和坍缩，直到密度达到10^7 cm-3。结果结果表明，在没有明显湍流的晕中，当初始同动磁场为B_0 ~ 2 nG时，维持气体热态的临界紫外背景强度（J_21 ^crit）比零场情况低约10倍，当磁场较强时，甚至更低。在湍流晕中，J_（21）^crit比零场零湍流的情况低约10倍，湍流越强（质量越大的晕和/或湍流加热越强），J_（21）^crit越低。J_21临界的减少特别重要，因为它会指数地增加暴露于超临界辐射背景的晕的数量。
2013-06-06 astro-ph.CO
Turbulence in Primordial Dark Matter Halos and Its Impact on the First Star Formation
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Department of Physics, National Taiwan University（国立台湾大学物理系）；Department of Physics and Astronomy, University of California, Riverside（加州大学河滨分校物理与天文学系）；Heidelberg Institute for Theoretical Studies（海德堡理论研究所）
利用高分辨率模拟研究原初暗物质晕中超声速湍流的驱动机制及其对气体碎裂和第一代恒星形成的影响。
2026-05-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
Resistively controlled primordial magnetic turbulence decay
本研究通过高分辨率数值模拟，发现早期宇宙磁湍流衰减时间受电阻率影响，且随伦奎斯特数1/4次幂延长，挑战了传统重联假说，提出小尺度磁螺旋度密度可能主导缓慢衰减。
2024-04-11 astro-ph.CO physics.plasm-ph
Improved CMB anisotropy constraints on primordial magnetic fields from the post-recombination ionization history
我们研究了复合前产生的原始磁场（PMF）随机背景对宇宙电离历史和宇宙微波背景辐射（CMB）的影响。复合前PMF在复合和再电离过程中通过衰减的MHD湍流和双极扩散耗散。这改变了局部物质和电子的温度，从而影响电离历史和汤姆逊可见度函数。我们使用这种效果来约束由幂律型谱描述的PMF，将我们以前的研究（基于尺度不变谱）扩展到任意谱指数。我们推导出了由于双极扩散和MHD衰减湍流的单独作用以及它们的组合作用而产生的PMF积分振幅的上界。我们发现，双极扩散是相关的$n_{\rm B}>0$，而$n_{\rm B}<0$ MHD湍流是更重要的。在具有锐截止的保偏光纤的积分振幅上的谱指数上边缘化的界限是$\sqrt{\langle B^2 \rangle}<0.83$ nG。我们讨论的阻尼机制和与以前的界限的比较的假设的定量相关性。
2019-02-27 astro-ph.CO
The scalar, vector, and tensor modes in gravitational wave turbulence simulations
我们研究的引力波（GW）信号来源于原始湍流，假设是存在于宇宙学相变像电弱和量子色动力学相变。我们考虑各种模型的原始湍流，如那些有和没有螺旋，纯流体动力学湍流引起的流体运动，磁流体动力学湍流的能量可以支配的动能或磁能，这取决于湍流的性质。我们还研究了由宇称破坏源，如螺旋湍流产生的圆偏振GW。我们的最终目标是通过不同类别的湍流来确定GW生产的效率。我们发现，GW的能量和应变往往是大的声学或无旋湍流，即使它的张量模振幅是相对较小的，在大多数波数。只有在非常小的波数是频谱张量模式显着，这可能解释在这种情况下，有效的GW生产。
2021-06-25 astro-ph.CO gr-qc physics.flu-dyn
Dilution of baryon asymmetry in the early universe due to primordial blackhole decay
宇宙形成初期的原初黑洞在物质主导时代衰变产生光子，从而导致重子不对称性的稀释和宇宙标度因子的演化。在考虑瞬时衰变近似、宇宙膨胀的现实模型和原始黑洞的对数正态谱的情况下，对这一过程进行了检验和计算。
2019-01-21 astro-ph.CO
Decaying Dark Matter in Halos of Primordial Black Holes
我们研究了原初黑洞晕中一般衰变暗物质粒子的光子特征。我们推导出这些组合的暗物质的情况下的晕轮廓密度和总衰变率。对于类轴子粒子的质量低于$\mathcal{O}( 1 )\,$千电子伏的情况下，我们发现强的衰减常数是几个数量级强于现有的最强的界限，所有晕质量以上$\mathcal{O}( 10^{-5} )$太阳质量的界限。利用未来的X射线测量，将有可能进一步推动这些结合暗物质的情况。
2019-08-19 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Lattice Calculation of the Decay of Primordial Higgs Condensate
研究了格点上原初标准模型Higgs凝聚体膨胀为$SU(2)$规范玻色子后的共振衰变。我们发现，规范玻色子之间的非阿贝尔相互作用迅速扩大的动量分布向高值，有效地破坏后的反反应发生的凝聚。对于膨胀尺度$H = 10^8$ GeV，我们发现90%的希格斯凝聚体在$n \sim 10$振荡周期后衰变。这与阿贝尔情形有很大的不同，在阿贝尔情形中，在相同的耦合强度下，大部分凝聚体在共振后仍然存在。
2016-02-26 astro-ph.CO hep-lat hep-ph
Non-thermal Higgs Spectrum in Reheating Epoch: Primordial Condensate vs. Stochastic Fluctuation
本文研究再加热时期 Higgs 场的非热相空间分布，推导原初凝聚体与随机涨落的解析谱，并分析微扰衰变中的主导贡献及二者近同时衰变的结论。
2023-04-25 astro-ph.CO hep-ph
Time Evolution of the Large-Scale Tail of Nonhelical Primordial Magnetic Fields with Back-Reaction of the Turbulent Medium
我们提出了一个推导的时间演化方程的能量含量的非螺旋磁场和伴随的湍流的不可压缩磁流体力学的第一原理的均匀和各向同性湍流的一般框架。这也适用于早期宇宙，即，原始磁场的演化数值积分的方程，我们发现，大部分的能量集中在一个积分波数尺度k_1，湍流翻转时间等于哈勃时间。在较大的长度尺度L下，即，较小的波数q = 2 π/ L << k_I，与假设的湍流功率谱无关，模式-模式耦合倾向于产生小的q磁场尾部，其Batchelor谱与L的四次方成比例，因此磁场的标度为B ~ L^（-5/2）。
2012-12-30 astro-ph.CO
The Effect of Curvaton Decay on the Primordial Power Spectrum
我们研究了曲率衰变对原初功率谱的影响。利用解析近似和数值计算，我们发现在曲率衰变后的辐射主导时期，功率谱得到增强。在曲率衰变时，Barnesian势的振幅由曲率中的能量密度的分数控制。我们发现，在原始曲率扰动的振幅的增强，但是，不足以大到导致原始黑洞生产过剩的尺度重新进入视界后的时间曲率衰变。
2012-09-12 astro-ph.CO hep-th
The Small-Scale Dynamo and Non-Ideal MHD in Primordial Star Formation
我们研究了原始晕形成过程中磁场的放大作用。在第一批恒星和星系形成过程中，引力下落运动所产生的湍流可以非常有效地放大磁场，并在短时间内达到动态显著值。卡赞采夫理论描述了所谓的小尺度发电机--一种将湍流的动能转化为磁能的磁流体动力学过程--然后我们就可以计算出小尺度磁场的增长率。我们的计算是基于一个详细的化学网络，我们包括非理想的磁流体力学效应，如双极扩散和欧姆耗散。我们跟随磁场的演化到更大的尺度，直到饱和发生在金斯尺度上。假设由比尔曼电池过程产生的弱磁种子场，Burgers和Kolmogorov湍流都导致在相当小的密度范围内饱和。这样的场很可能在原恒星盘形成后变得相关，因此可能影响宇宙中第一批恒星和星系的形成。
2012-05-23 astro-ph.CO physics.flu-dyn physics.plasm-ph
High resolution studies of massive primordial haloes
具有维里温度$\rm T_{vir} \geq 10^{4}$ K的原子冷却晕是第一个星系和第一个中等质量黑洞形成的最合理的地点。因此，重要的是要评估是否可以从数值模拟中获得有关其主要特性的可靠结果。一个主要的不确定性是湍流的存在，这在宇宙学模拟中几乎无法解决。我们探索后者都追求高分辨率的模拟高达64细胞每牛仔裤长度，并通过将一个亚网格尺度的湍流模型来解释湍流压力和粘度的未解决的尺度。我们发现晕中的主要物理量，特别是密度、温度和能量密度分布近似收敛。然而，在中央500 AU的形态变化显着增加分辨率，并出现相当多的动荡。在系统比较三种不同的晕，我们进一步发现，湍流亚网格尺度模型产生了更紧凑的中心结构，并减少了涡量。这种紧凑的形态可能特别有利于在中心物体上的吸积。
2012-12-19 astro-ph.CO
The Evolution of the Large-Scale Tail of Primordial Magnetic Fields
宇宙磁场可能在早期宇宙相变（例如QCD或电弱相变）期间产生。在当前时期，这些场的剩余部分的大小主要取决于它们（最初是超哈勃的）大尺度尾部的指数$n$，即B（lambda）~ lambda^（-n）。有人声称因果关系要求n=5/2，与更早的n=3/2的主张相反。在这里，我们详细分析这个问题。首先，我们注意到，与目前的信念相反，大规模的磁场尾部不是建立在相变本身，而是continuoulsy演变到目前的时代。忽略湍流，我们发现n=7/2，即非常强的抑制大尺度场。然而，在不可避免的存在的湍流，我们发现，大规模的磁场尾部有足够的时间来发展的流体湍流。对于白噪声流体湍流，这产生了n=3/2，直到某个尺度，并且对于磁场频谱，n=5/2。当考虑到原始粘度和流体流动耗散时，这幅图也没有改变。由此看来，源自宇宙相变的可感知的原始磁场似乎是可能的。
2010-12-21 astro-ph.CO
CMB spectral distortions constraints on primordial black holes, cosmic strings and long lived unstable particles revisited
我们计算的光谱扭曲霍金蒸发的原始黑洞的重组时代之前，考虑到所有标准模型粒子的排放，包括夸克和胶子，并在不断膨胀的宇宙中产生的粒子级联。我们表明，原始黑洞的丰度的约束比以前的计算，只考虑到主要的光子发射强超过一个数量级。我们还表明，光谱扭曲的形状是不同的$y$或$i$型扭曲，是敏感的原始黑洞的质量。我们还扩展了以前的约束条件的衰变长寿命的不稳定粒子重组前额外的衰变通道。我们发现，对于暗物质质量$\lesssim$ 1 GeV，光谱畸变形状是暗物质质量的函数，以及标准模型粒子的衰变通道。我们还提供了新的超导宇宙弦衰变的谱失真约束。我们明确地表明，考虑从弦衰变发射的光子谱不仅是重要的未来的实验，而且已经可用的COBE-FIRAS数据。
2020-03-09 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
Decay law of magnetic turbulence with helicity balanced by chiral fermions
本研究提出，在手性费米子平衡螺旋度的磁湍流中，Hosking积分适应控制衰减，数值模拟证实磁能量密度按t^{-2/3}衰减，手性化学势衰减远慢于预期。
2023-05-12 astro-ph.CO hep-ph physics.plasm-ph
Constraints on the primordial power spectrum of small scales using the neutrino signals from the dark matter decay
许多暴胀理论预言原始功率谱是标度不变的。功率谱的幅度可以受到不同观测的约束，如宇宙微波背景（CMB），莱曼- $α$，大尺度结构和原始黑洞（PBH）。虽然CMB的约束是稳健的，但相应的尺度非常大（$10^{-4}<k<1 \mathrm{Mpc^{-1}}$）。对于小尺度（$k > 1 \mathrm{Mpc^{-1}}$），对PBH的研究提供了更弱的限制。最近，超压缩暗物质微晕（UCMH）被提出，并被发现可以用来约束小尺度的原初功率谱。通过对UCMH的研究，得到了比PBH更好的极限。以往的工作主要集中在暗物质在UCMH中的湮灭，但如果暗物质粒子不湮灭，衰变是另一个重要的问题。在以前的工作~ \cite{EPL}中，我们研究了由于暗物质衰变而产生的UCMH的γ射线通量。除了这些通量之外，中微子通常会随着伽马射线光子产生，特别是对于轻子通道。在这项工作中，我们研究了由于暗物质衰变引起的UCMH的中微子通量。最后，我们得到了小尺度下原始功率谱振幅的约束条件。
2015-01-05 astro-ph.CO
Magnetogenesis with gravitational waves and primordial black hole dark matter
本研究基于强过冷一阶相变机制，发现原初黑洞暗物质的形成可伴随产生满足耀变体观测下限的星系际磁场，同时该过程还能产生可被下一代实验探测的多信使磁场与引力波信号。
2025-03-20 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
CMB distortion anisotropies due to the decay of primordial magnetic fields
本文研究了宇宙微波背景辐射（CMB）由于原初磁场衰减而产生的畸变功率谱。我们知道有两种类型的CMB失真，即所谓的μ型和y型，并且我们发现y型失真的信号变得比μ型失真的信号大。我们还讨论了由于原始磁场的存在而自然产生的CMB畸变和CMB温度各向异性之间的互功率谱。我们发现，这样的交叉功率谱有较小的振幅相比，自功率谱的CMB失真，因为丝绸阻尼效应的温度各向异性。我们还研究了在未来的CMB实验中检测到这种信号的可能性，不仅包括绝对校准的实验，如PIXIE，而且还包括相对校准的实验，如LiteBIRD和CMBpol。
2013-10-15 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Imprints of primordial magnetic fields in gravitational collapse during early structure formation
Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；Ilia State University（伊利亚国立大学）；Universit\'a di Bologna（博洛尼亚大学）；INAF Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文台）；Georgian National Astrophysical Observatory（格鲁吉亚国家天文台）
通过高分辨率数值模拟研究等温自引力磁化气体云在引力坍缩过程中原初磁场的统计演化，发现小尺度发电机在足够高雷诺数下主导磁场演化，其放大与引力压缩的竞争决定原初印记的留存。
2026-06-03 astro-ph.CO astro-ph.GA hep-ph
Super-exponential Primordial Black Hole Production via Delayed Vacuum Decay
本研究以简单模型为例，结合数值与解析方法论证延迟真空衰变产生的原初黑洞丰度与三维欧几里得作用量呈超指数依赖，修正膨胀率会减弱参数依赖但保留该结构，结论可推广至同类黑洞产生框架。
2025-05-17 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Multi-scale analysis of turbulence evolution in the density stratified intracluster medium
星系团内的弥漫热介质通常表现出湍流运动，其振幅随半径增加，揭示了宇宙流体动力学模拟。然而，它的物理起源仍然不清楚。这可能是由于大半径处的湍流过量注入，或者小半径处的湍流耗散更快。我们研究这一点，通过研究的时间演化的湍流在团内介质（ICM）的主要合并后，使用Omega500非辐射流体动力学宇宙学模拟。通过应用一种新的小波分析来研究ICM湍流谱的径向依赖性，我们发现，更快的湍流耗散在内部高密度区导致湍流振幅随半径的增加。我们还发现，在所有半径的ICM湍流衰减后，主要合并两个阶段：一个早期的快速衰减阶段，其次是一个缓慢的长期衰减阶段。由ICM密度分层引起的浮力效应在湍流衰减过程中变得越来越重要，如湍流弗劳德数$Fr \sim \mathcal{O}(1)$减小所揭示的。我们的研究结果表明，较强的密度分层和较小的涡旋翻转时间可能是导致湍流耗散速率较快的内部区域的集群。
2018-09-05 astro-ph.CO
Effects of primordial black holes quantum gravity decay on galaxy clustering
最近有人提出，小质量黑洞（BH）可能会由于量子引力效应而变得不稳定，并最终衰变，产生辐射，其时间尺度比霍金蒸发时间短。我们认为，人口的存在低质量的原始黑洞（PBH）作为宇宙暗物质成分的一部分，可以用来测试提出的模型的量子衰变的黑洞通过其对星系数计数的影响。我们研究什么限制未来的星系聚类测量可以设置在量子引力参数的BH寿命和PBH丰度。如果没有检测到这种效应，这将排除存在不可忽略数量的小PBH或BH量子衰变情况（或两者）。在独立观测黑洞的情况下，这里讨论的观测值可以用来研究改变黑洞最终命运的量子效应。
2017-08-08 astro-ph.CO gr-qc
Chemical separation of primordial Li$^+$ during structure formation caused by nanogauss magnetic field
在结构形成过程中，带电和中性的化学物种可能在原始磁场（PMF）的引力收缩中相互分离。PMF在垂直于场方向的方向上的梯度导致带电物质上的洛伦兹力。结果，双极扩散发生，并且带电物质可以不同于中性物质移动，中性物质在结构形成期间重力崩溃。我们假设中性物质在球对称结构中的引力收缩，并计算带电和中性物质的流体运动。结果表明，带电流体，即，质子、电子和$^7$ Li $^+$可以根据场幅度显著地从中性流体去耦。因此，带电粒子可以从引力坍缩中逃逸出来。我们取结构质量、引力坍缩的时间和同向洛伦兹力作为参数。然后，我们确定了一个有效的化学分离的参数区域。由于$^7$ Li $^+$离子的无效收缩，这种类型的化学分离可以降低早期结构中Li/H的丰度比。因此，这可能解释了银河系贫金属星Li丰度小于标准大爆炸核合成模型预测值的现象。PMF的振幅由磁流体动力学湍流控制。从湍流效应导出的场振幅的上限接近于化学分离所需的值。
2014-10-08 astro-ph.CO
Turbulence decay in the density-stratified intracluster medium
湍流在密度分层介质中的演化不同于Kolmogorov图像所描述的均匀各向同性湍流。我们评估的程度，这种影响在集群内介质（ICM）与流体动力学模拟。我们发现ICM密度分层引起的浮力效应对湍流能量演化、形态和密度波动-湍流马赫数关系产生了质的变化，并可能解释了先前在宇宙学模拟中发现的ICM湍流振幅的径向依赖性。浮力在动能和势能之间开辟了一条新的能量流动通道。当引力势随时间保持不变时，这种能量流使能量演化产生振荡，并导致两种能量的平衡状态，两种能量均渐近于幂律时间演化，其斜率小于均匀各向同性湍流的湍流动能。我们讨论了当引力势随时间变化时，能量演化与均匀各向同性湍流的能量演化有更大的不同。在形态上，ICM湍流可以表现出分层的垂直结构和大的水平涡涡在中心区域的密度分层最大。此外，我们还发现，由密度分层引起的线密度脉动-湍流马赫数关系中的系数一般是随位置和时间变化的变量。
2019-06-12 astro-ph.CO
Modulated curvaton decay
我们研究原始密度扰动产生的曲率场的衰减率可能会调制的另一个isocurvature场的局部值，类似于调制再加热结束时的膨胀模型的后期衰减。我们计算的原始密度扰动和它的本地型非高斯曲率场的突然衰减近似，恢复标准曲率和调制再加热的结果作为限制情况。我们验证了由多重场涨落产生的原始密度场的双谱和三谱参数之间的Suyama-Yamaguchi不等式，并找到了束缚饱和的条件。
2013-01-15 astro-ph.CO hep-th
Fragmentation in turbulent primordial gas
我们报告的结果，从数值模拟的恒星形成在早期宇宙中，重点是亚音速湍流的作用，并调查它是否可以诱导分裂的气体。我们发现，致密的原始气体是非常容易破碎，即使均方根湍流速度分散低至初始声速的20%。产生的碎片质量超过两个数量级，从0.1到40个太阳质量不等。然而，我们的研究结果表明，碎片的细节取决于当地的湍流速度场的属性，因此，我们预计在不同的晕产生的恒星质量谱相当大的变化。
2010-07-16 astro-ph.CO astro-ph.GA
Reconnection-controlled decay of magnetohydrodynamic turbulence and the role of invariants
我们提出了一个新的理论图片的磁主导，衰减湍流的情况下，平均磁场。我们证明，这种湍流是由磁结构的重联，而不是由理想的动力学，如先前所假设的。我们得到预测的磁能衰减规律，提出湍流衰变的重联时间尺度，同时尊重守恒的某些积分不变量表示拓扑约束所满足的重联磁场。众所周知，磁螺旋度对于初始螺旋场配置是这样的不变量，但不约束非螺旋衰减，其中体积平均磁螺旋度密度为零。对于这样的衰减，我们提出了一个新的积分不变量，类似于Loitsyansky和萨夫曼不变量的流体动力学湍流，表示保守的随机（缩放为$\mathrm{volume}^{1/2}$）磁螺旋包含在任何足够大的体积。我们的处理导致了对磁能衰减定律的新预测：特别是，当我们期望重连快速时螺旋湍流的规范$t^{-2/3}$幂律时（即，等离子体团为主的或随机的），我们发现一个较浅的$t^{-4/7}$衰减在缓慢的'斯威特帕克'重联制度，在更好的协议与现有的数值模拟。对于非螺旋领域，目前还没有明确的理论，我们预测的$t^{-10/9}$和$t^{-20/17}$的快速和缓慢的重联制度，分别幂律。我们制定了一个一般原则的湍流系统的衰减受到保存的Saffman一样的不变量，并提出它如何可能被应用到MHD湍流与强平均磁场和各向同性MHD湍流与初始均分之间的磁场和动能。
2021-09-02 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Decaying turbulence and magnetic fields in galaxy clusters
我们探讨的湍流和磁场波动发电机行动的背景下产生的衰减星系团，这样的衰减阶段可以发生在一个重大的合并事件之后。使用理想化的数值模拟，从一个动力学为主的制度，我们专注于衰减的稳态均方根速度和磁场的广泛的条件，包括不同的压缩性的流量，强迫波数，和磁普朗特数。无论流动的可压缩性如何，均方根速度和均方根磁场均随时间按幂律衰减。在亚音速的情况下，我们发现，幂律的指数是一致的$-3/5$标度在以前的研究报告。然而，在跨音速制度的均方根速度和磁场最初经历快速衰减与$\approx t^{-1.1}$缩放与时间。随后是缓慢衰减阶段，其中rms速度的衰减在时间上呈现$\approx -3/5$缩放，而rms磁场缩放为$\approx -5/7$。此外，法拉第旋转测量的分析表明，法拉第RM衰减也作为幂律衰减的时间$\approx t^{-5/7}$ ;陡峭的比$\sim t^{-2/5}$标度在以前的模拟磁场衰减亚音速湍流。除了星系团之外，我们的工作对椭圆星系中磁场的研究也有潜在的意义。
2019-08-27 astro-ph.CO astro-ph.GA
