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
Analytic derivation of the inertial range of compressible turbulence
采用定常湍流分析模型，得到了可压缩湍流的惯性范围功率谱。我们假设，对于均匀湍流，时间尺度控制的能量注入在一个给定的波数从所有较小的波数，每个空间分量是相等的。然而，纵向分量能量被转移到压缩中，因此通过湍流粘性将能量转移到所有较大波数的控制率降低。由此产生的惯性范围是指数为-2的幂律。事实上，这样的功率谱在各种天体物理环境和数值模拟中也被观察到。
2021-05-29 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Taking control of compressible modes: bulk viscosity and the turbulent dynamo
该研究通过跨声速粘性-电阻性发电机模拟，引入体粘滞雷诺数和粘性普朗特数，发现可压缩模式对磁场增长起双重作用，磁力线拉伸是主要驱动，且体粘滞在冷星际介质中可能强如剪切粘滞。
2025-08-05 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
Velocity Field of Compressible MHD Turbulence: Wavelet Decomposition and Mode Scalings
我们研究可压缩MHD湍流，它是许多天体物理过程的关键，包括恒星形成和宇宙线传播。为了解释强湍流流体中磁场的变化，我们使用湍流速度场的小波分解为Alfven、慢和快模式，这是基于傅立叶变换的Cho和Lazarian（2003）分解方法的扩展。小波允许跟随磁场的局部方向的变化，因此与在平均场参考系中进行的傅立叶变换相比，提高了分解的质量。对于每个产生的组件，我们计算光谱和两点统计，如纵向和横向结构函数，以及，高阶不透明度统计。此外，我们执行Helmholtz-Hodge分解的速度场的不可压缩和可压缩的部分，并分析这些组件。我们发现，不同的组件，湍流的不稳定性是不同的，我们表明，不稳定性统计取决于是否在全球参考系研究的现象有关的平均磁场，或它是在由本地磁场定义的框架进行了研究。我们得到的措施的依赖性是不同的速度的不同组成部分，例如，我们表明，虽然阿尔芬模式的不稳定性的变化与马赫数的快速模式的不稳定性的变化很大程度上受到影响。
2010-03-19 astro-ph.GA
Shock trapping and inertial escape: Dust-particle clustering in compressible turbulence
International Centre for Theoretical Sciences, Tata Institute of Fundamental Research（理论科学国际中心，塔塔基础研究所）
研究压缩湍流中尘粒在激波捕获与惯性逃逸之间的转变机制及其对尘粒聚团的影响
2025-12-08 astro-ph.EP astro-ph.GA nlin.CD
Superdiffusion of Cosmic Rays in Compressible Magnetized Turbulence
由于湍流磁场的复杂性，对宇宙射线的扩散进行建模具有挑战性。基于目前对各向异性磁流体动力学（MHD）湍流的理解，我们利用测试粒子研究了宇宙射线在垂直于平均磁场方向上的超扩散。通过改变可压缩MHD模拟的Alfven马赫数$M_A$和音速马赫数$M_S$，我们的研究涵盖了包括亚音速暖气相和超音速冷分子气体在内的广泛的天体物理条件。我们发现，自由流动的宇宙射线的垂直位移增加的3/2的权力，时间旅行沿当地磁场线。如果平行传播是扩散的，则该幂律指数变为3/4。我们发现宇宙射线的平行平均自由程在超声速湍流中以$M_A^{-2}$的幂律关系减小。我们调查的慢，快，和Alfvenic模式的能量分数，并确认Alfvenic模式在垂直超扩散的主导地位。特别是，快模式的能量分数，这是俯仰角散射的主要代理，增加与$M_A$，但不敏感的$M_S \ge 2$。因此，我们的结果表明，在超音速分子云中的抑制扩散主要是由于$M_A$的变化，而不是$M_S$。
2022-02-01 astro-ph.GA
Energy transfer in compressible magnetohydrodynamic turbulence
磁场、压缩性和湍流是许多地球和天体物理过程中的重要因素。虽然能量动力学，即能量是如何转移内和之间的动力和磁水库，以前已经研究了不可压缩的磁流体动力学（MHD）湍流的背景下，我们扩展壳到壳的能量转移分析的可压缩制度。我们推导出四个新的传递函数，特别是捕获压缩性的影响，在动能和磁级联，并捕获通过磁压力的能量交换。为了说明他们的可行性，我们执行和分析四个模拟驱动等温MHD湍流在亚和超声速制度与两个不同的代码。一方面，我们的分析揭示了跨政权和数值方法的鲁棒特性。例如，个别尺度之间的能量转移是本地和向前的两个级联与磁级联是强于动能。与叶栅相比，与磁张力和磁压力相关的转移不那么局部化，并且更弱。我们没有发现明显的非本地转移的证据。另一方面，我们表明，某些功能，例如，磁能级联的压缩分量表现出更复杂的行为，其随状态和数值方法而变化。在建立了可压缩状态下的分析基础之后，该方法现在可以应用于研究更广泛的参数空间。
2017-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic field amplification in turbulent astrophysical plasmas
磁场在天体物理吸积盘、星际和星系间介质中起着重要作用。它们驱动喷流，抑制恒星形成云中的碎片，并对恒星的吸积率产生重大影响。然而，宇宙磁场的确切放大机制仍然知之甚少。在这里，我首先回顾了最近的进展，在数值和理论建模的“湍流发电机”，这可能会解释银河系和星系间磁场的起源。虽然发电机行动以前非常详细地研究了不可压缩等离子体，我在这里特别强调高度可压缩的天体物理等离子体，其特点是强烈的密度波动和冲击，如星际介质。我发现，发电机行动的作品不仅在亚音速等离子体，但也在高度超音速，可压缩等离子体，以及低和高磁普朗特数。我进一步提出了新的数值模拟，从我确定的湍流（无序）磁场分量（$B_\mathrm{turb}$）的存在下，弱和强的引导字段（$B_0$）的增长。我改变$B_0$超过5个数量级，发现$B_\mathrm{turb}$对$B_0$的依赖性相对较弱，可以用一个简单的理论模型来解释，在这个模型中，湍流提供了放大$B_\mathrm{turb}$的能量。最后，我讨论了磁场对吸积盘结构、喷流发射和星际云恒星形成率的一些重要影响。
2016-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Anomalous compressible mode generation by global frame projections of pure Alfven mode
阿尔芬波是磁流体力学湍流中最重要的物理现象，对几乎所有与天体物理磁场相关的研究都有着深远的影响。然而，从一个给定的磁场的阿尔芬波波动的恢复，又名本地阿尔芬波问题，从来没有适当地解决在文献中，尽管它的重要性。以前的工作模型的阿尔芬波波动沿直线的扰动，恒定的磁场。然而，Lazarian & Pogosyan（2012）提出Alfven波沿着直线分解，也就是说，整体框架分解，与真实的局部阿尔芬波起伏有偏差。在这里，我们提供了一个几何解释如何当地阿尔芬波是相关的全球框架，通过使用向量框架制定。我们用解析和数值方法证明了局部坐标系下的Alfven波是全局坐标系下Alfven波的一个正交变换，并与局部Alfven马赫数有关。换句话说，当我们在整体参考系中观察阿尔芬波时，有些阿尔芬波会被误认为是可压缩波。框架选择的重要性对MHD湍流的分析研究有着深远的影响。将框架理论与新技术相结合，我们可以精确测量一些基本的湍流特性，如平均磁场相对于视线的倾斜角。
2023-01-31 astro-ph.GA
An intuitive parametric model for 3D compressible hydrodynamical and MHD turbulence
最近在流体力学界引入了一种三维不可压缩湍流的分析模型，该模型只有几个参数，具有实验和数值湍流的许多特性，特别是非高斯性（non-Gaussianity），能量级联（偏斜度）和涡度对齐特性。鉴于天体物理环境的建模，我们引入了一种方式来扩展到可压缩流体的Chevillard等人（2010）的三维湍流速度场模型，以及Durrive等人（2020）的三个三维湍流磁场模型，遵循相同的程序基于乘法混沌的概念。我们的模型为数值模拟提供了一个补充工具，因为它使我们能够非常快速地生成相当逼真的速度场和磁场，其统计数据可以通过直观的参数进行控制。因此，我们的模型也将提供一个有用的工具，在天体物理观测。最后，也许比模型本身更重要的是，它是最重要的过程：我们的模型是模块化的，从某种意义上说，它是逐步构建的，具有直观和物理动机的步骤，因此它易于进行许多进一步的改进。
2021-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Magnetized compressible turbulence with a fluctuation dynamo and Reynolds numbers over a million
本研究开展了雷诺数超百万的超音速MHD湍流高分辨率模拟，发现动能谱在动能主导与强磁化尺度间存在突变，并揭示了局部弛豫区域的形成机制及其对级联过程和涨落发电机饱和的深刻影响。
2024-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
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
ML in Astrophysical Turbulence I: Predicting Prestellar Cores in Magnetized Molecular Clouds using eXtreme Gradient Boosting
Florida State University（佛罗里达州立大学）
利用极端梯度提升预测磁化分子云中原恒星核心的演化，通过数据驱动方法提高恒星形成模拟的效率和精度。
2026-10-22 astro-ph.GA
Density fluctuation-Mach number scaling in compressible, high plasma beta turbulence: in-situ space observations and high-Reynolds number simulations
针对弱可压缩MHD湍流理论预测的密度涨落-马赫数线性标度仅在中低β等离子体中验证的问题，本文结合地球磁鞘原位观测与高分辨率模拟，证明该标度在广泛β范围成立，拓展了对可压缩湍流的认知。
2025-02-13 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Capturing Turbulence with Numerical Dissipation: a Simple Dynamical Model for Unresolved Turbulence in Hydrodynamic Simulations
针对天体物理流体动力学模拟中未解析湍流的建模需求，提出一种通过追踪数值耗散产生并建模其热衰减的简单方法，经测试能定量再现高分辨率湍流特征，性能可比复杂模型且易于实现。
2025-11-04 astro-ph.GA astro-ph.IM
Lecture notes: Astrophysical fluid dynamics
这些课堂讲稿和例题是根据剑桥大学数学荣誉学位第三部分的一门课程编写的。流体动力学涉及非常广泛的天体物理现象，如恒星和巨行星的形成和内部动力学，恒星和黑洞周围的喷流和吸积盘的工作，以及膨胀宇宙的动力学。在天体物理流体中可能很重要的效应包括压缩性、自引力和“冻结”在高导电等离子体中的磁场的动力学影响。本课程所介绍和应用的基本模型是牛顿气体动力学和理想可压缩流体的磁流体动力学（MHD）。的数学结构的控制方程和相关的守恒定律进行了探讨，因为它们的重要性，分析和数值方法的解决方案，以及物理解释的一些细节。线性和非线性波，包括冲击和其他不连续性，进行了讨论。由超新星产生的球形冲击波，包括强烈的冲击波，是一个经典的问题，可以用解析法解决。球对称或轴对称的稳定解揭示了恒星和圆盘的风和喷流的物理性质。线性化方程决定天体的振荡模式，以及决定它们的稳定性和对潮汐力的响应。
2016-04-13 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Energy balance and Alfvén Mach numbers in compressible magnetohydrodynamic turbulence with a large-scale magnetic field
能量均分是理解天体物理等离子体的有力理论工具。例如，它被用来测量星际介质（ISM）中的磁场，作为小尺度湍流发电机作用的证据，并且通常用于估计恒星形成分子云的能量预算。在这项研究中，我们激励和探索的体积平均均方根（rms）之间的湍流，$δ\mathbf{B}$和大规模，$\mathbf{B}_0$领域，$\left< (δ\mathbf{B}\cdot\mathbf{B}_0)^{2} \right>^{1/2}_{\mathcal{V}}$的磁耦合项的作用。通过考虑能量平衡方程的二阶矩，我们证明了在亚Alfvénic大尺度湍流场中，均方根耦合项与体均湍流动能能量均分。在这些条款之间的准确的能量均分的假设下，我们推导出的磁性和耦合项波动，这提供了良好的，无参数的协议与时间平均的数据从280可压缩MHD湍流的数值模拟的关系。此外，我们还研究了湍流马赫数、平均场马赫数和总Alfvén马赫数之间的关系，并证明了亚Alfvénic湍流只能通过强的大尺度磁场发展，而强磁场支持极端的超Alfvénic湍流磁场.这意味着，磁场波动显着次主导的亚阿尔夫文大尺度场制度的速度波动。在整个研究中，我们广泛讨论了观测磁场和理解磁化ISM中的动态的影响。
2022-07-24 astro-ph.GA physics.flu-dyn physics.plasm-ph
The Pollution of Pristine Material in Compressible Turbulence
第一代恒星与后来的恒星有着非常不同的性质，因为它们是由不含重元素的“原始”气体形成的。只有当第一批恒星污染了周围的湍流星际气体，使其局部重元素浓度Z超过临界值Z_c（10^-8 < Z_c <10^-5）后，正常的恒星形成才会发生。受这个天体物理问题的启发，我们研究了各向同性可压缩湍流中原始流体元素污染的基本物理。湍流拉伸污染物，在小尺度上产生浓度结构，并使污染物和未污染流更紧密地接触。我们的理论方法采用概率分布函数（PDF）方法的湍流混合。我们采用了三个PDF封闭模型，并推导出原始分数的演化方程。为了检验和约束理论模型，我们对马赫数为0.9和6.2的等温湍流中的衰减被动标量进行了数值模拟，并计算了Z < Z_c的流动的质量分数P（Z_c，t）。在马赫数为0.9的流动中，当污染流的质量分数大于0.1时，P（Z_c，t）$的演化可用连续卷积模型描述，dP（Z_c，t）/dt = P（Z_c，t）ln[P（Z_c，t）]/tau_con。当污染物初始浓度小于0.1时，存在一个初始阶段，初始浓度服从非线性积分模型dP（Z_c，t）/dt = P（Z_c，t）[P（Z_c，t）-1]/tau_int。当归一化到流动动力学时间时，马赫数为6.2的流动中P（Z_ c，t）的衰减比马赫数为0.9的流动中慢，并且我们表明，马赫数为6.2的流动中的P（Z_c，t）可以用一个从自卷积模型的推广版本得到…
2012-03-09 astro-ph.GA physics.flu-dyn
On determining the kinetic content of ellipsoidal configurations
确定星系、恒星和流体行星等结构的速度场是天体物理学和天文学中的一个相关主题。根据天体物理物体的形状，内部速度场可以通过分析方法获得。具体来说，当存在旋转时，椭球形配置是球对称质量分布的最简单和最自然的概括。本文给出了由可压缩流体组成的均匀椭球体的速度场和动能的封闭解析表达式。为了达到这个目的，求解了连续性连续性方程，从而描述了系统内的无旋速度场。这允许获得每个特定质量分布的动能的解析表达式。
2014-02-26 astro-ph.GA
As a matter of force - Systematic biases in idealized turbulence simulations
许多天体物理系统在空间和时间上包含非常大的动力学范围，这是直接数值模拟无法达到的。因此，理想化的子体积通常用于研究小尺度效应，包括湍流动力学。这些湍流箱需要人工驱动，以模拟大规模过程的能量注入。在这封信中，我们显示和量化的自相关时间的驱动和其归一化系统地改变性能的等温可压缩磁流体动力学流在次和超音速制度，并影响天体物理观测，如法拉第旋转。例如，我们发现，$δ$的时间强迫与恒定的能量注入导致一个陡峭的斜率在动能谱和效率较低的小规模发电机行动。在一般情况下，我们表明，较短的自相关时间需要更多的功率在加速场，从而导致更多的功率在压缩模式，削弱密度和磁场强度之间的关系。因此，所导出的可观测量，例如来自旋转测量的视线磁场，被驱动机制系统地偏置。我们认为，$δ$的时间强迫是不现实的，数值上未解决的，并得出结论，需要特别小心解释观测结果的基础上使用理想化的模拟。
2018-05-06 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Diagnosing Turbulence in the Neutral and Molecular Interstellar Medium of Galaxies
磁流体动力学（MHD）湍流是恒星形成、发电机理论、粒子输运、磁重联和星系星际介质（ISM）结构演化等研究范式的重要组成部分。尽管湍流对天体物理流体的重要性，但基于纳维-斯托克斯方程解的完整理论框架仍然是棘手的。观测仅提供关于密度、温度、速度和磁场强度的有限视线信息，因此直接测量ISM中的湍流具有挑战性。统计方法在比较观测、模拟和分析预测方面具有很大的实用性。在这篇评论文章中，我们解决了日益增长的重要性，磁流体湍流在许多领域的天体物理学和审查统计诊断研究星际和行星际湍流。特别是，我们将审查统计诊断和机器学习算法，已开发的观测数据集，以获得有关的湍流级联，流体的可压缩性（音速马赫数）和磁化的流体（Alfvénic马赫数）的信息。这些技术经常在MHD湍流的数值模拟中进行测试，其中可能包括创建合成观测，并且通常根据可压缩磁化湍流的理论预期制定。我们强调使用多种技术，因为这可以提供感兴趣的湍流参数的更准确的指示。最后，我们描述了几个开源工具，天体物理学界使用时，处理湍流。
2021-06-04 astro-ph.GA physics.flu-dyn physics.space-ph
