Basic Properties of MHD Turbulence in the Inertial Range
我们重新讨论了惯性范围内MHD湍流的谱斜率问题，并认为数值方法更倾向于Goldreich-Sridhar -5/3斜率而不是-3/2斜率。对MHD湍流的各向异性进行了精密测量，确定了Alfvenic湍流的各向异性常数C_A=0.34。它与以前测得的Kolmogorov常数C_K=4.2或纯Alfvenic情况下的C_K = 3.3一起，构成了对MHD级联的完整的谱量描述，具有很高的天体物理实用价值。
2012-04-04 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Energy transfers in MHD turbulence and its applications to dynamo
本文描述了MHD湍流的模-模能量传递和能量通量。这些能量传递对于理解湍流动力学以及发电机等应用非常有用。我们说明了如何提供有价值的洞察力的大规模的磁能发电机的增长机制的能量通量。
2019-02-18 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Critical Balance and the Physics of MHD Turbulence
本文讨论了湍流现象学中临界平衡概念的优点和局限性。不可压缩磁流体动力学（MHD）的情况下是一个特别的焦点。讨论强调了原始Goldreich & Sridhar（1995）临界平衡猜想相对于等离子体湍流MHD描述中相关理论问题和模型的地位。研究的问题包括方差和光谱各向异性，平均磁场的影响，局部和非局部的影响，以及潜在的外部驱动的影响。相关的模型，如简化的MHD提供了一个有价值的背景下的考虑。在讨论的过程中，提出了一些新的结果有关的频谱特征和时标。还简要地提到了临界平衡的一些适应和变化。
2020-05-24 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Nature and Scalings of Density Fluctuations of Compressible MHD Turbulence with Applications to the Solar Wind
太阳风是一种磁化的、湍流的等离子体。它的湍流通常由阿尔夫维尼克波动主导，并且通常被认为在远离太阳的地方几乎不可压缩，如1AU附近的现场测量所示。然而，对于更靠近太阳的太阳风，等离子体$β$减小（通常低于1），而湍流马赫数$M_t$增加（可以接近1，例如，跨音速波动）。这些条件可能会产生明显更强的可压缩效应，其特征是密度波动增强，正如几次空间飞行任务所看到的那样。本文对湍流进行了一系列三维MHD模拟，以了解可压缩湍流的性质，特别是密度波动的产生。我们发现，在等离子体$β$、交叉螺旋度和多方指数的很宽的参数空间范围内，湍流密度涨落的尺度线性地作为$M_t$的函数，其尺度系数对参数的依赖性很弱.此外，通过详细的时空分析，我们表明，密度波动是由低频非线性结构，而不是可压缩MHD本征波。这些结果对于理解可压缩湍流如何有助于太阳附近的太阳风加热可能是重要的。
2022-07-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Transition from weak to strong cascade in MHD turbulence
在有引导场的磁流体动力学（MHD）湍流中，从大尺度到小尺度的弱湍流到强湍流的转变是各向异性湍流理论的基石。我们提出了这种转变的第一次检查，使用壳RMHD，它结合了壳模型的垂直非线性耦合和线性传播沿引导场。该模型允许我们达到$10^6$附近的雷诺数。我们获得了令人惊讶的良好的协议与理论预测，减少垂直能谱缩放为$k^{-2}$在大尺度和$k^{-5/3}$在小尺度，非线性和传播时间之间的临界平衡达到。然而，即使在强区域，在傅立叶空间的弱耦合区域中也发现高水平的激发，这是由于大涡旋的丰富频谱。一个推论是，减少平行光谱斜率是不是一个明确的测试的光谱各向异性，相反的标准信念。
2012-06-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-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
As a matter of tension -- kinetic energy spectra in MHD turbulence
磁化湍流普遍存在于许多天体物理和地球系统中，但即使是最简单的形式，磁流体力学（MHD），也没有完整的，无可争议的理论。许多理论和现象学都集中在联合（动能和磁场）的能量通量和光谱。我们强调的重要性，分别处理动能和磁能阐明MHD湍流动力学。我们进行了一个隐式大涡模拟亚音速，超Alfvénic MHD湍流和分析的尺度随时间的能量转移。我们的关键发现是，动能谱开发的缩放约$k^{-4/3}$在固定制度的动能级联被抑制的磁张力。这促使重新评估现有的MHD湍流理论的能量通量的一个更有区别的建模。
2020-09-07 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Coronal Loop Heating by Nearly Incompressible Magnetohydrodynamic and Reduced Magnetohydrodynamic Turbulence Models
光波和湍流在光球层之外的传输是日冕加热问题的核心。采用近不可压缩磁流体动力学（NI MHD）理论模拟了宁静日冕中的湍流，描述了低频湍流在开放磁场区的输运。它描述了耦合的多数准二维和少数板组件的演变，驱动的磁地毯和平流的亚音速，亚Alfvenic流从较低的日冕。本文将NI MHD湍流传输模型与日冕MHD模型耦合，研究日冕环中的加热问题。在一个现实的基准日冕环问题，我们发现，一个环可以加热到150万K的运输和耗散的MHD湍流所描述的NI MHD模型。我们还发现，大多数2D组件是作为重要的少数板组件在加热的冕环。我们比较我们的耦合MHD/NI MHD模型的结果与简化MHD（RMHD）模型。这些模型之间的一个重要区别是，RMHD解决了小规模的速度和磁场波动，并获得与它们的演变相关的实际粘性/电阻耗散，而NI MHD演变的波动速度和磁场的标量矩和近似耗散使用MHD湍流现象。尽管模型之间存在基本差异，但它们的模拟结果非常匹配，在日冕内部产生几乎相同的加热速率。
2023-01-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Turbulent drag reduction in magnetohydrodynamic and quasi-static magnetohydrodynamic turbulence
在流体动力学湍流中，大尺度注入的动能级联到惯性范围，导致恒定的动能通量。相反，在磁流体动力学（MHD）湍流中，一部分动能被转移到磁能。因此，对于相同的动能注入率，MHD湍流中的动能通量与其流体动力学对应物相比减小。这导致非线性项（$\la | ({\bf u}\cdot \nabla) {\bf u} | \ra$，其中${\bf u}$是速度场）和湍流阻力相对减弱，但MHD湍流中的速度场增强。我们使用流体动力学和MHD湍流的壳模型模拟来验证上述。准静态MHD湍流也表现出类似于MHD湍流的湍流阻力减小。
2020-04-13 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.geo-ph
Third-order Elsässer moments in axisymmetric MHD turbulence
研究了在均匀磁场$\bb0$作用下的不可压MHD湍流。这种情况在相关空间中用发散关系来描述，该关系表示在惯性范围内埃尔塞塞能流的统计守恒。当$B_0$足够强时，观测到的各向异性的发展，意味着空间相关的叶理。一个直接的后果是可能的三阶Elsässer矩的参数化的强度的各向异性导出一个矢量法。我们使用所谓的临界平衡假设来固定这个参数，并找到一个唯一的表达式。
2010-10-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Quasi-isotropic cascade in MHD turbulence with mean field
本文提出了一个在大尺度强磁场作用下不可压缩磁流体力学湍流的唯象理论，它建立了强、弱磁流体力学湍流各向异性模型之间的联系。我们认为，在垂直于平均场的平面内，Iroshnikov-Kraichnan各向同性级联自然发展，而在垂直级联的触发下，可以发展出振幅较弱的平行级联。具有由准谐振条件产生的减小的通量。所得到的能谱$E(k_\parallel,k_\bot)$在所有方向上具有相同的斜率。惯性范围在平行和垂直方向上的范围之间的比率等于$b_{rms}/B_0$。这些性质与最近的三维MHD模拟中发现的各向同性强迫相匹配[R。格拉平和W.- C. Müller，Phys. Rev. E \textbf{82}，26406（2010）]。
2012-09-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Chirality, extended MHD statistics and solar wind turbulence
我们将\citet{MeyrandGaltierPRL12}的单流支配态（OFDS）论点与单手征扇区支配态（OCSCS）一\citep [][]{hydrochirality}结合起来，形成了太阳风湍流（SWT）的非线性扩展磁流体动力学（XMHD）理论，\textbf{ranging from the MHD- to subproton-, and even to subelectron-scale regimes} \citep [修改][]{AbdelhamidLingamMahajanAPJ 16}的理论。用螺旋表象揭示了\citet{MiloshevichLingamMorrisonNJP17}的XMHD绝对平衡中的简并手征态，为用OCSDS取代以往理论中的线性波（无限小或任意有限振幅）论证提供了基础. OFDS-plus-OCSDS理论与局部最小能量/稳定性原理的可能联系也进行了讨论。
2017-05-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Formation of Rotational Discontinuities in Compressive three-dimensional MHD Turbulence
对太阳风湍流的测量揭示了不连续性的普遍存在。在这项研究中，我们调查如何形成的不连续性，特别是旋转不连续性（RD），在磁流体动力学（MHD）湍流。在一个模拟的衰减压缩三维（3-D）MHD湍流与施加均匀的背景磁场，我们检测到的RD与尖锐的磁场旋转和小的变化的磁场强度以及质量密度。同时，在de Hoffman-Teller（HT）坐标系下，等离子体速度与Alfvén速度基本一致，并且在不连续面两侧场向一致。我们采取了一个确定的RD详细分析其三维结构和时间演变。通过检查磁场和等离子体参数，我们发现RD是由中等振幅的Alfvén波的陡化引起的，而陡化是由环境湍流中Alfvén速度的不均匀性引起的。
2015-04-21 astro-ph.SR physics.space-ph
Cross-field transport and pitch-angle anisotropy of solar energetic particles in MHD turbulence
最近对太阳高能粒子在日光层湍流中传播的模拟也在本讲习班上讨论，研究了俯仰角散射和垂直输运在日光经度上粒子传播中的作用，如多航天器测量（STEREO A/B、ACE、SOHO等）所示。在不同的能量范围内都是1 AU。在某些情况下，颗粒分布的一阶俯仰角各向异性是不可忽略的。本文计算了两种MHD湍流模型（a）3-D各向同性模型和（b）Goldreich-Sridhar提出的各向异性模型，在考虑俯仰角依赖性的非均匀湍流中由于梯度/曲率漂移引起的平均垂直位移。我们发现，在这两种情况下，漂移规模为$(1-μ^2)^2$与余弦的俯仰角$μ$，与以前的模型运输的SEP。这一结果可能会影响SEP通过日光层传播的模型。
2015-12-30 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
As a matter of dynamical range -- scale dependent energy dynamics in MHD turbulence
磁化湍流普遍存在于许多天体物理和地球等离子体中，但没有普遍的理论存在。即使是详细的磁流体动力学（MHD）湍流的能量动力学仍然没有得到很好的理解。我们提出了一套亚音速，超Alfvénic，高等离子体β MHD湍流模拟，只在其动力学范围内变化，即，大尺度强迫和耗散尺度的分离及其耗散机制（隐式大涡模拟，ILES，与直接数值模拟，DNS）。使用能量传递分析框架，我们计算的有效，数值粘度和粘性，并证明，所有的ILES计算的MHD湍流解决，并对应于一个等效的粘阻MHD湍流计算。增加ILES中使用的网格点的数量对应于降低耗散系数，即，更大的（动力学和磁）雷诺数恒定强迫规模。独立地，我们使用这个相同的框架来证明-相反的流体动力学湍流-跨尺度的能量通量是不恒定的MHD湍流。这既适用于给定动力学范围的不同介质（如级联过程或磁张力），也适用于对动力学范围本身的依赖性，这决定了流动的物理性质。即使在$2{,}048^3$单元的最高分辨率（最大雷诺数）模拟下，我们也没有观察到任何收敛迹象，这就对MHD湍流中是否存在渐近状态提出了疑问，如果存在，它看起来像什么。
2022-11-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A review of the possible role of constraints in MHD turbulence
本文综述了近年来磁流体力学（MHD）湍流尺度间能量分布的研究进展。为此目的采用了各种工具，并通过考虑理想（非耗散）不变量，即总能量、磁螺旋度以及速度与磁场之间的互相关（集中在三维情况下），发挥了核心作用。这些概念，主要是基于理论，模型和直接的数值模拟，被简要地放在观测的背景下，特别是太阳风，以及一些剩余的开放的问题进行了划定。文中还提到了利用推广到MHD的泰勒-格林流在直至$6144^3$点的等效网格上进行三维理想MHD动力学研究的新结果。
2012-11-04 astro-ph.SR nlin.CD physics.plasm-ph
MHD Waves and Coronal Heating: Unifying Empirical and MHD Turbulence Models
提出了一个新的日冕全球模型，包括低冕区、过渡区和色球顶。利用光球磁场测量数据模拟了真实的三维磁场。新模型的显著特点是引入了MHD阿尔芬波湍流。我们假设这种湍流及其非线性耗散是加热日冕等离子体和驱动太阳风的唯一动量和能量来源。冕洞湍流耗散效率与闭场区的差异是由于冕洞内强各向异性湍流（无向内传播波）导致非线性级联率降低，从而导致冕洞温度降低，双模态太阳风从冕洞中产生。理论模型的详细介绍说明与多波长EUV发射的合成图像相比，从SDO AIA和立体EUVI仪器的观测卡林顿旋转2107。
2012-12-05 astro-ph.SR
Scaling properties of small-scale fluctuations in magnetohydrodynamic turbulence
磁流体动力学（MHD）湍流在大多数自然系统中，包括星际介质，太阳日冕，和太阳风，有雷诺数远远超过雷诺数在数值实验中可实现的。因此，小尺度波动的普遍标度特性引起了人们的极大关注，这些特性可以在模拟中可靠地测量，然后外推到天体物理尺度。然而，与流体动力学湍流，其中的惯性和耗散间隔的通用结构所描述的Kolmogorov自相似性相比，MHD湍流的缩放不能建立仅仅基于尺寸参数，由于存在一个内在的速度尺度-阿尔芬速度。在这封信中，我们证明了Kolmogorov第一自相似性假设不能以同样的方式制定为MHD湍流，它是制定为流体动力学的情况下。除了深刻的后果的分析考虑，这也提出了严格的条件，MHD湍流的数值研究。与流体动力学情况相比，MHD湍流数值模拟中的离散化尺度应比耗散尺度减小得更快，以便模拟随着雷诺数的增加而保持解析。
2014-09-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Extended Scaling Laws in Numerical Simulations of MHD Turbulence
磁化湍流在天体物理系统中无处不在，众所周知，它跨越了广泛的空间尺度。磁流体湍流的唯象理论描述了惯性尺度范围内湍流涨落的自相似动力学。数值模拟的作用是指导和检验这些理论。然而，目前可用的计算能力将模拟限制在雷诺数上，雷诺数明显小于天体物理设置中的雷诺数。为了提高计算效率，因此，探测更大范围的尺度，人们经常考虑磁场引导的MHD湍流的基本各向异性，梯度在磁场平行方向上要慢得多。然后通过采用简化的MHD方程和放宽场平行的数值分辨率来优化模拟。在这项工作中，我们探索了一种不同的可能性。我们提出，存在某些量，是非常稳定的雷诺数。作为一个例子，我们研究的磁流体湍流的磁场和速度波动之间的对准角，测量两个专门构造的结构函数的比率。我们发现，这个比例的缩放可以令人惊讶地扩展到相对较低的雷诺数的制度。然而，扩展的缩放变得容易被破坏时，在模拟中的耗散范围是欠解决。因此，数值优化方法走得太远会导致虚假的数值效应和MHD湍流物理的错误表示，这反过来又会影响我们正确识别操作天体物理系统的物理机制的能力。
2011-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Non-locality of Hydrodynamic and Magnetohydrodynamic Turbulence
比较了强磁化介质中流体动力学（HD）湍流和磁流体动力学（MHD）湍流中不同尺度相互作用的非定域性。我们使用3维不可压缩的直接数值模拟来评估非局部的相互作用。结果表明，MHD湍流中的非定域性比HD湍流中的非定域性明显得多。在$512^3$网格上的MHD模拟中，非局域相互作用占总相互作用的10%以上。然而，没有证据表明，非本地相互作用是重要的，在我们的HD模拟具有相同的数值分辨率。我们简要讨论了非定域性对能谱的影响。
2010-05-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Outlook on Magnetohydrodynamical Turbulence and its Astrophysical Implications
磁流体动力学（MHD）湍流在磁化天体物理等离子体中普遍存在，它从根本上改变了许多天体物理过程。本文给出了MHD湍流的概念，并解释了其标度性的起源。我们认为MHD湍流的各种问题的影响：发电机在不同类型的恒星，耀斑活动，太阳和恒星风从不同的恒星，宇宙射线的传播，和恒星形成。我们还讨论了MHD湍流的性质如何提供了一种新的方式来追踪星际和团内介质中的磁场。
2023-02-22 astro-ph.SR
Limitations of Hall MHD as a model for turbulence in weakly collisional plasmas
霍尔MHD作为弱碰撞等离子体中的湍流模型的局限性进行了探讨，在很宽的参数空间范围内使用Vlasov-Maxwell动力学理论的定量比较。结果表明，霍尔磁流体力学在冷离子极限下是有效的，但当离子温度有限时，霍尔磁流体力学存在寄生的无阻尼波模。有人认为，在太阳风的耗散范围内的湍流必须是一个，或混合物，三个电磁波模式：平行哨声，斜哨声，或动力阿尔芬波。霍尔磁流体动力学通常很好地描述了这些模式。确定线性动力学阻尼率在湍流等离子体中的适用性需要一套流体和动力学非线性数值模拟。对比流体和动力学模拟也将阐明是否存在虚假波模式改变了湍流中固有的非线性耦合，并将照亮湍流动力学和能量转移的制度的特征离子动力学尺度。
2009-03-24 astro-ph.SR
Wave turbulence in magnetohydrodynamics
本章主要回顾了近二十年来在不可压缩和可压缩情况下磁化等离子体（MHD、Hall MHD和电子MHD）中波动湍流的研究进展。重点是均匀和各向异性湍流，通常提供了最好的理论框架，调查空间和实验室等离子体。行星际介质和太阳大气作为两个例子的介质中的各向异性波湍流是相关的。波湍流的最重要的结果报告和讨论的背景下，空间和模拟磁化等离子体。重要的问题和可能的虚假解释最终进行了讨论。
2012-01-06 astro-ph.SR nlin.CD physics.plasm-ph
How transverse MHD wave-driven turbulence influences the density filling factor in the solar corona?
日冕中的横向MHD波是普遍存在的。对日冕的开放（如冕洞）和闭合（如冕环）磁场区域进行加热的可能机制之一是由于MHD波驱动的湍流。在这项工作中，我们研究了由于横向MHD波驱动湍流的产生，在太阳日冕中的过密结构的填充因子的变化。使用3D MHD模拟，我们估计的密度填充因子的开放的磁结构，通过计算的分数的体积所占据的过密等离子体结构的整个体积的模拟域。接下来，我们进行正演模拟，并使用FoMo生成Fe XIII 10749 μ m和10800 μ m密度敏感线对的合成光谱。使用合成图像，我们再次估计填充因子。从两种方法获得的估计填充因子是合理的协议。此外，我们的结果与日冕洞和环中填充因子的观测结果相当吻合。结果表明，湍流的产生增加了日冕的填充因子。
2021-10-13 astro-ph.SR
The statistics of a passive scalar in field-guided magnetohydrodynamic turbulence
磁化等离子体湍流的各种研究调用理论的湍流波动的一个被动标量平流。例子包括模拟星际介质中的电子密度波动，了解星系团和星系间介质的化学成分，并测试磁流体动力学湍流的流行现象学理论。虽然被动标量湍流已被广泛研究的流体动力学的情况下，其对应的MHD湍流是显着不太好理解。在这里，我们进行了一系列的高分辨率直接数值模拟不可压缩，场引导，MHD湍流，以建立被动标量演化的基本属性。我们研究了标量的各向异性，建立了类似于Yaglom定律的标度关系，并测量了被动标量统计量的不对称性。我们还评估在何种程度上的伪阿尔芬波动强MHD湍流可以模拟为一个被动标量。结果表明，被动标量在MHD湍流的动力学是相当复杂的比在流体动力学的情况下。
2014-09-25 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
One dimensional analytical solutions of the transport equations for incompressible magnetohydrodynamic (MHD) turbulence
本文推导了不可压缩MHD湍流输运方程的一维解析解，涵盖Elsässer能量和相关长度，适用于近能量均分条件，可用于研究空间及天体物理环境中的湍流演化与能量粒子扩散。
2025-07-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Impact of observational uncertainties on universal scaling of MHD turbulence
标度指数是湍流理论的核心定量预测，高雷诺数太阳风流的现场卫星观测为这些理论提供了广泛的试验平台。我们提出了一个通用的，独立于仪器的方法来估计速度场波动的不确定性。我们得到的系统移位，这种不确定性引入到观察到的谱指数。这种移位对于正确解释观测到的标度指数是必不可少的。用磁流体动力学湍流的理论模型和数值模拟都足以解释在太阳风中观测到的Elsasser场谱特征之间的矛盾。
2011-10-31 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Turbulence: Chandrasekhar's Contributions \& Beyond
在1948-1955年期间，他写了四篇关于磁流体动力学（MHD）湍流的论文，这是该领域的第一批论文。在这些开创性的努力之后，该领域继续前进。本文将简要地介绍MHD湍流的重要工作，首先是从Eschrasekhar的工作开始。
2022-04-27 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.hist-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
Diagnosis of 3D magnetic field and modes composition in MHD turbulence with Y-parameter
基于MHD湍流理论提出Y参数统计技术，通过不同Stokes参数组合的各向异性比值确定磁场倾角与主导湍流模式，为未来射电偏振巡天研究3D磁场提供新方法。
2023-07-21 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical simulations of strong incompressible magnetohydrodynamic turbulence
磁化等离子体湍流遍布宇宙，可能在各种天体物理环境中发挥重要作用。磁流体动力学（MHD）提供了最简单的理论框架，在其中可以建立湍流动力学的唯象模型。MHD湍流的数值模拟被广泛用于指导和检验理论预测，然而，模拟MHD湍流和精确测量其标度特性是远远不够的。计算能力将计算限制在中等雷诺数，并且经常进行简化假设，以便可以访问更大范围的尺度。在描述了研究强不可压缩MHD湍流的理论预测和数值方法之后，我们提出了一系列高分辨率直接数值模拟的结果。我们讨论的影响，在计算方法的不一致性可以有解决方案和它的物理解释。
2012-02-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Large-scale Magnetic Structure Formation in 3D-MHD Turbulence
三维MHD湍流中的磁螺旋度逆级联被认为是天体物理系统中大尺度磁结构形成的过程之一。在这项工作中，我们提出了一套详尽的高分辨率直接数值模拟（DNS）的强制和衰减的3D-MHD湍流，了解这种结构的形成过程。它首先表明，在小尺度驱动湍流的磁螺旋度的逆级联不一定会产生相干的大尺度磁结构。在这种情况下，观测到的大尺度磁场会受到小尺度强迫产生的磁涨落的严重扰动。在衰变的情况下，相干的大尺度结构形成类似于天文学上观察到的结构。根据数值计算结果，我们认为某些天体物理系统中大尺度磁结构的形成是初始强迫作用的结果，初始强迫作用给系统提供了必要的湍流能量，当强迫作用停止后，湍流能量衰减而形成大尺度结构。这一想法得到了代表性例子的支持，例如星系团。
2013-09-12 astro-ph.SR
Scaling laws and diffuse locality of balanced and imbalanced MHD turbulence
近年来，将强MHD湍流理论推广到非零交叉螺旋度（或能量不平衡）的研究引起了人们极大的兴趣。在我们早期的出版物中，我们进行了三维数值模拟，并表明一些现有的模型与数值不一致。在本文中，我们把注意力集中在低不平衡限制，并进行了新的高分辨率模拟。结果强烈表明，在小的不平衡的限制，我们顺利过渡到一个标准的Goldreich-Sridhar（1995）平衡模型。我们还声称，Perez-Boldyrev（2009）模型预测，由于所谓的“动态对齐”，两个组件的非线性时间尺度相同，强烈矛盾的数字证据。
2010-05-03 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Impact of MHD Turbulence on Thermal Wind Balance in the Sun
利用线性和非线性理论结合物理参数研究了磁旋转不稳定性（MRI）及其驱动的MHD湍流在太阳内部的可能作用，提供了由日震观测反演的太阳自转廓线和太阳内部结构的标准模型。我们发现，磁共振成像场地仅限于高纬度速跃层和低纬度近地表剪切层。特别有趣的是，在速跃层周围的MRI活跃区域与指示太阳中的热成风平衡所需的急剧熵上升的区域紧密重叠。这表明MRI驱动的湍流通过异常的湍流加热和向赤道的角动量输送在维持太阳热成风平衡方面起着至关重要的作用。在速跃层周围存在的暖极可能是MRI激发的湍流活动的自然结果。
2010-11-11 astro-ph.SR
Heating of coronal loops: weak MHD turbulence and scaling laws
为了了解日冕加热的帕克情景的非线性动力学，进行了长时间的高分辨率模拟日冕环的动力学在日冕几何。一个回路被建模为一个沿着强磁场$B_0$的方向延伸的盒子，系统被嵌入其中。在代表光球的顶部和底部，施加了模拟光球运动的速度场。我们表明，非线性动力学的MHD各向异性湍流的不同制度，其特征在于与光谱的间隔幂律的指数范围从Kolmogorov的值（$\sim 5/3$）到$\sim 3$。我们简要地描述了日冕加热率的轴承。
2010-02-12 astro-ph.SR
Diffusion of large-scale magnetic fields by reconnection in MHD turbulence
磁场扩散速率在几个天体物理等离子体过程中起着至关重要的作用。已经证明，天体物理介质中无所不在的湍流诱导快速磁场重联，从而导致大规模的磁通量扩散的速率独立于等离子体微物理。这个过程被称为"重连扩散“（RD），它允许动态重要的场的扩散。目前描述RD的理论是基于不可压缩磁流体动力学（MHD）湍流。在这项工作中，我们已经测试了定量预测的RD理论时，磁力占主导地位的湍流动力学（Alfvénic马赫数$M_A < 1$）。我们采用\textsc{Pencil Code}对受迫MHD湍流进行了数值模拟，并采用Test-Field方法提取了扩散系数$η_{RD}$的值。当湍流接近不可压缩极限（音速马赫数$M_S \lesssim 0.02$）时，我们的结果与RD理论（$M_A < 1$的$η_{RD} \sim M_A^{3}$）一致，而对于较大的$M_S$，扩散更快（$η_{RD} \sim M_A^{2}$）。这项工作首次显示了可压缩MHD湍流的模拟与抑制的级联在平行于平均磁场的方向，这是一致的不可压缩弱湍流理论。我们还验证了在我们的模拟中，能量级联时间不遵循PDMATHAMT预测的弱制度的标度，与RD理论假设相矛盾。我们的研究结果普遍支持和扩展RD理论的预测。
2021-02-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical simulations of imbalanced strong magnetohydrodynamic turbulence
磁流体动力学（MHD）被用来解决各种天体物理系统中的湍流波动。自然界中的MHD湍流通常是各向异性和不平衡的，因为沿背景磁场在相反方向上运动的Alfvenic波动携带不相等的能量。这项工作制定了具体的要求，有效的数值模拟强不平衡MHD湍流与引导场B0高分辨率的模拟，然后进行，他们建议，对传播的阿尔芬模式的频谱不不同于平衡的情况下，而它们的振幅和相应的能量级联率的显着影响的不平衡。进一步提出，不平衡越强，数值模拟中所需的磁雷诺数越大，以便正确地再现湍流谱。这可以解释目前数值模拟和观测不平衡MHD湍流之间的差异。
2009-12-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Parker Scenario for Coronal Heating as an MHD Turbulence Problem
帕克或场线缠结模型的日冕加热的研究，通过长时间的高分辨率模拟的日冕循环的动力学在简化的磁流体力学（RMHD）的框架内的carnival几何形状。缓慢的光球运动诱导坡印廷通量饱和驱动各向异性湍流级联占主导地位的磁能和其特征在于沿轴向磁场拉长的电流片。增加轴向磁场的值，MHD湍流的不同区域的发展与日冕加热率的关系。在物理空间中，对流单体尺度上的磁场线只出现轻微弯曲，与电流（E）UV和X射线成像仪的大回路观测结果一致。
2010-02-12 astro-ph.SR
Nonlinear diffusion equations for anisotropic MHD turbulence with cross-helicity
本文系统地导出了各向异性磁流体动力学在波动湍流区的非线性扩散方程。分析的背景是渐近Alfvén波湍流方程，从微分极限。其结果是一个通用的扩散型方程在${\bf k}$ -空间，它描述了在一个简单的方式和没有自由参数的能量传输垂直于外部磁场${\bf B_0}$横向和平行的波动。这些方程与Galtier等人（2000）推导的热力学平衡和有限通量谱相容;因此，它改进了Litwick \& Goldreich（2003）建立的模型，该模型仅恢复了第二个解。这个新的系统提供了一个强大的描述广泛的一类天体物理等离子体与非零交叉螺旋。
2010-08-25 astro-ph.SR
