Magnetic field amplification by cosmic-ray-driven turbulence: I. isotropic CR diffusion
我们进行了磁流体动力学模拟研究的磁场的冲击波的前兆放大。在超新星遗迹中发生的强烈冲击的前兆中需要强磁场。观测还表明，磁场放大发生在星系团中的弱冲击中，并产生所谓的无线电遗迹。在这里，我们将宇宙射线驱动湍流对磁场放大的研究扩展到弱激波。放大是由湍流驱动的，湍流是由宇宙射线压力作用于上游流体中的密度不均匀性产生的。从星系团外围的X射线数据推断出的聚集现象可能提供了一些种子的不均匀性。产生了磁场功率谱和法拉第图。此外，我们研究如何同步辐射的冲击前兆可以用来验证这种不稳定性的存在和约束必要的等离子体参数。
2013-08-29 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Troubled cosmic flows: turbulence, enstrophy and helicity from the assembly history of the intracluster medium
模拟和观测都表明，湍流是宇宙场景中普遍存在的现象，但由于其固有的多尺度特性，需要高分辨率，因此特别难以进行数值模拟。此外，湍流与星系和星系团的动力学状态和形成历史密切相关，产生了多种多样的现象，需要大量的此类结构样本才能得出可靠的结论。在这项工作中，我们使用自适应网格细化（AMR）宇宙学模拟，探讨在星系团湍流的产生和消散，在其组装历史。我们发现，主要的合并，更普遍的吸积气体，是主要的过程驱动湍流的内集群介质。我们特别关注螺线管湍流，它可以通过拟能量化。我们的研究结果似乎证实了它的产生，其中涉及斜压和压缩在外部（吸积）和内部（合并）的冲击，其次是涡拉伸下游的情况。我们还研究了质量落入星系团维里边界之外的情况，发现气体遵循具有一定程度螺旋度的轨迹，因为它在外部冲击中已经发展出一些涡度。
2021-04-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Turbulence revealed by wavelet transform: power spectrum and intermittency for the velocity field of the cosmic baryonic fluid
本研究利用连续小波变换结合IllustrisTNG模拟，分析宇宙重子流体速度场湍流的能谱与间歇性，划分湍流区间并揭示红移、环境密度及能谱指数的相关规律。
2024-08-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Complexity Phenomena and ROMA of the Magnetospheric Cusp, Hydrodynamic Turbulence, and the Cosmic Web
动态复杂性是一种非线性相互作用系统所表现出的现象，在这种系统中，大量不同尺寸的大尺度相干结构出现，导致全局非线性随机行为，这与相互作用基本方程的推测有很大不同。这种非线性的复杂现象的标志是间歇性波动事件的出现，以及所有尺度上相关结构的混合和分布。在这里，我们简要回顾了一个相对较新的方法，ROMA（秩序多重分形分析），明确构建分析的复杂细节的分布和缩放的这种类型的间歇性结构。然后，这种方法被应用到选定的例子有关的磁层的尖点区域的动态等离子体，经典流体动力学湍流的速度波动，和宇宙气体的结构分布通过大尺度，移动网格模拟的分析。对比分析了这些复杂系统的分析结果的异同。前两个例子与地球空间环境直接相关，是以前报告的调查结果的摘要。宇宙气体的第三个例子，虽然涉及的现象更大的时空尺度，其高度可压缩的湍流行为和独特的模拟技术在生成的数据，提供了直接的动机，应用这种分析研究类似的多重分形过程在各种极端的环境。这些新结果既令人兴奋又耐人寻味。
2014-02-26 astro-ph.CO astro-ph.EP nlin.CD
Fast Diffusion of Magnetic Field in Turbulence and Origin of Cosmic Magnetism
湍流被认为在宇宙磁性的起源中起着重要的作用。虽然众所周知，湍流可以有效地放大均匀的或空间均匀的种子磁场，但不清楚我们是否可以对局部种子磁场得出类似的结论。主要的不确定性是磁场扩散率的尺度大于外部尺度的湍流。为了测量这些大尺度上的磁场扩散率，我们进行了数值模拟，其中湍流的外尺度远小于系统的尺寸。我们数值比较扩散的本地化种子磁场和本地化的被动标量。我们发现，扩散的磁场可以远远快于被动标量和湍流可以有效地放大本地种子磁场。根据模拟结果，我们建立了一个磁场快速扩散模型。我们的模型表明，一个局部种子磁场可以填充整个系统在（L_sys/L）倍的大涡周转时间和增长的磁场停止在最大（15，L_sys/L）倍的大涡周转时间，其中L_sys是系统的大小和$L$是驱动规模。我们的发现意味着，无论种子场的形状如何，在湍流系统中，例如宇宙或星系的大尺度结构中，快速磁化都是可能的。
2013-03-06 astro-ph.CO physics.plasm-ph
The magnetic field and turbulence of the cosmic web measured using a brilliant fast radio burst
快速射电暴（FRB）是毫秒级的事件，被认为起源于银河系之外。围绕着爆发源的不确定性，以及它们通过介入等离子体的传播，限制了它们作为宇宙学探测器的用途。我们报道了一个中等色散（色散测量值为266.5 ± 0.1 pc cm^-3）、异常强烈（120 ± 30 Jy）、线偏振的双折射爆发（FRB 150807），我们直接将其定位在9弧分^[2]。基于较低的法拉第旋转（12.0 ± 0.7 rad m^-2），我们推断环爆等离子体中的磁化强度可以忽略不计，并将沿这条视线的宇宙网的净磁化强度限制在<21 nG，即平行于视线。爆发闪烁表明电离星系际介质中的弱湍流。
2016-11-17 astro-ph.CO astro-ph.HE
Sturm und Drang: Supernova-Driven Turbulence, Magnetic Fields, and Cosmic Rays in the Chaotic Starburst Interstellar Medium
致密星暴区频繁的超新星爆发是这些区域星际介质（ISM）的主要形成者。在大多数的恒星爆发中，超新星遗迹爆炸打开了一个充满区域的热相，并发射了超级风。密度更大的恒星爆发压力过大，无法形成热风，但超新星仍然搅动着ISM。我认为，超新星的权力无处不在的动荡，通过每一个星暴ISM阶段，包括热风，和波动发电机放大磁场，直到他们在均分与动荡。超新星可以驱动湍流，在热风中的速度约为1000 km/s，在冷分子气体中的速度约为20 km/s，这取决于外部尺度。我预测银河系中心星暴的磁场强度为70 μ G，M82和NGC 253为300 μ G，Arp 220的原子核为2 mG。平均磁场强度在分子气体中比在热风中强几倍，但在星暴中并不随密度而强烈变化。我解释了超新星驱动的湍流的主导地位，导致近星爆ISM组件之间的均分。我也认为宇宙射线（CR）扩散的恒星爆发的影响。大量的能量级联到小尺度上可以非常有效地限制CR在星爆中，以至于CR的传输主要是由气体流动而不是通过气体扩散。此外，我还讨论了湍流对X射线线宽，远红外无线电相关性，观测到的无线电偏振，法拉第旋转措施的影响。最后，我讨论了许多问题提出的物理学湍流在星爆。
2013-08-23 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Velocity fields and turbulence from cosmic filaments to galaxy clusters
Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Institut d’Astrophysique Spatiale（天体物理研究所）；The Open University of Israel（以色列开放大学）；Kapteyn Astronomical Institute（卡普坦天文研究所）；University of Groningen（格罗宁根大学）；Université de Lille（里尔大学）；Centrale Lille（里尔中央理工学院）；CRIStAL（晶体与材料研究中心）
研究室女座星系团中丝状结构的速度场和湍流，通过高分辨率模拟揭示速度场从压缩性到无旋性的转变及能量谱变化。
2025-10-13 astro-ph.CO
Dynamical Effect of the Turbulence of IGM on the Baryon Fraction Distribution
研究了星系际重子介质中湍流对重子分数分布的动力学影响。在充分发展的非线性区域，IGM将演变成湍流状态，包含强烈的和弯曲的激波，涡量和复杂的结构。湍流会导致IGM的密度和速度场与下面的无碰撞暗物质的密度和速度场不同。因此，重子分数f_b将偏离它的宇宙平均值。我们研究了这些现象与加权基本无振荡（WENO）的混合宇宙流体动力学/N体代码，这是有效的捕捉冲击和复杂的结构产生的模拟样本。我们发现，在几百kpc到几个Mpc的尺度上，重子分数的分布是高度不均匀的，f_b的变化范围从低到宇宙平均值的1%到几倍。我们进一步表明，IGM中的湍流压力是弱的尺度依赖性，并与质量约为10 ^11 h-1 M \odot的晕的引力能量密度相当。在质量等于或小于10 ^11 h^-1 M \odot的晕中，重子分数应该大大低于f_b^cosmic。数值计算结果表明，f_b从10^12 h^-1 M \odot附近晕质量尺度下的0.8 f_b^cosmic减小到10^11 h^-1 M \odot时的0.3 f_b ^cosmic，当晕质量小于10^11 h^-1 M \odot时，f_b进一步减小。f_b的强质量依赖性与观测结果相似。虽然模拟的f_b值比观测值高2倍，但IGM的湍流是导致质量为10 ^12 h^-1 M \leq的晕中重子物质明显缺失的重要动力学原因。
2011-03-05 astro-ph.CO
The dynamical and thermodynamic effects of turbulence on the cosmic baryonic fluid
College of Physics, Jilin University（吉林大学物理学院）；Center for High Energy Physics, Peking University（北京大学高能物理中心）
研究发现湍流对宇宙等离子体流体的动力学和热力学效应至关重要，解释了WHIM的起源并质疑了传统激波加热观点。
2026-01-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
The WEFT project: I. The emergence of turbulence in a cosmic filament
Kapteyn Astronomical Institute, University of Groningen（格罗宁根大学卡普坦天文研究所）；Astrophysics Research Center of the Open University (ARCO), The Open University of Israel（以色列开放大学天体物理研究中心）
WEFT 项目首次模拟揭示宇宙纤维状结构中湍流通过层级合并与斜压涡量产生而涌现，并发展为间歇性级联，为观测 WHIM 提供湍流输入。
2026-09-16 astro-ph.CO
Probing Macro-Scale Gas Motions and Turbulence in Diffuse Cosmic Plasmas
星系团是宇宙中最大的坍缩结构，位于重子和暗物质的延伸细丝的交叉点。宇宙通过大尺度的丝状物吸积到星系团上，在星系团的外围增加了物质。由于这种吸积，以整体运动和湍流形式存在的动能提供了一种对抗重力的压力支持形式，补充了热压力。大量的非热压力的支持可能会偏向于假设流体静力学平衡，集群宇宙学研究的主要代理得出的集群质量。对天体物理谱线的多普勒展宽和偏移以及物理量的相对波动（例如，密度、压力和熵）是主要的诊断工具。即将计划和拟议的X射线（具有大的集光率，吞吐量和高光谱分辨率）和SZ天文台将提供关键信息的组装和维里化过程的集群，涉及湍流涡旋级联在不同的空间尺度和较大的气体散装运动在其外部区域的深度或其潜在的井。
2019-03-14 astro-ph.CO
The Matryoshka Run: Eulerian Refinement Strategy to Study Statistics of Turbulence in Virialized Cosmic Structures
本文研究了z=0时大质量并合星系团中由结构形成驱动的湍流的统计特性。湍流的发展是确保最大的涡周转时间是远远短于哈勃时间的质量和红移无关。我们实现了一个大的动态范围的空间尺度，通过一种新的欧拉细化策略，在引力坍缩过程中，逐步细化均匀嵌套网格的集群体积进行细化。这提供了前所未有的分辨率为7.3 h^{-1} kpc的维里体积。各种速度导出量的概率密度函数表现出在专用的湍流箱模拟中观察到的充分发展的可压缩湍流的特征。激波在\rvir /3区域内只产生总涡量的60%，在此区域以外只产生40%。我们计算二阶和三阶，纵向和横向，螺线管和压缩分量的结构函数，在集群核心，维里区域和超越。结构函数表现出良好定义的惯性范围。注入尺度与维里半径相当，但向外围增加。在\rvir /3中，螺线管分量的谱斜率接近Kolmogorov的谱斜率，但对于压缩分量，谱斜率明显更陡，接近Burgers的谱斜率;流动主要是螺线管的，并且在统计上严格符合充分发展的、均匀的和各向同性的湍流。由于数值伪影，出现了小尺度的各向异性。朝向维里区域，流动变得压缩，结构函数变得平坦，并且出现适度的真正的各向异性。相比之下，网格自适应的基础上拉格朗日细化和相同的最好的分辨率，导致缺乏湍流功率在小尺度上和过剩的大尺度上，和不可靠的密度加权结构函数。
2013-12-17 astro-ph.CO
Evolution of shocks and turbulence in the formation of galaxy clusters embedded in Megaparsec-scale filaments
像星系团这样的大质量结构，嵌入宇宙细丝中，通过它们的相互作用释放出巨大的能量。这些事件的产生与Mpc尺度的冲击和注入相当数量的湍流，影响非热能预算的ICM。为了彻底研究这一点，我们使用流体动力学代码恩佐进行了一系列宇宙学模拟。我们研究了发生大合并的团簇的形成、合并冲击的传播以及它们与邻近宇宙网的相互作用。这种相互作用产生的外围结构非常类似于巨型射电遗迹，例如，在阿贝尔3376和阿贝尔3667。我们发现一个相对较长的时间尺度（约4 Gyr）的湍流衰减的主要合并集群的中心。这个时间尺度比通常假设的湍流再加速模型要长得多，用来解释观测到的射电晕的统计数据。
2011-04-26 astro-ph.CO
The ALMA-ALPAKA survey II. Evolution of turbulence in galaxy disks across cosmic time: difference between cold and warm gas
利用57个跨越z=0-5星系盘的冷气体示踪剂速度弥散数据，发现冷气体湍流低于暖气体约3倍且主要由恒星反馈驱动，提出超新星驱动湍流演化模型。
2024-07-13 astro-ph.CO astro-ph.GA
Standard Self-Confinement and Extrinsic Turbulence Models for Cosmic Ray Transport are Fundamentally Incompatible with Observations
宇宙线（CR）动力学的模型从根本上取决于CR散射率的磁波动。在ISM中，对于能量为MeV-TeV的CR，这些波动通常归因于“非本征湍流”（ET）-来自较大尺度的级联-或“自约束”（SC）-来自CR流的自生波动。使用简单的分析参数和详细的现场数值CR运输计算在星系模拟中，我们表明，这两个，在标准的形式，甚至不能解释所观察到的CR光谱的基本定性特征。对于ET，任何光谱，遵守临界平衡或功能现实的各向异性，或任何光谱，占有限阻尼低于耗散尺度，预测定性不正确的光谱形状和缩放的B/C和其他物种。即使人们以某种方式忽略了各向异性和阻尼，观测所需的散射率不同意ET预测的数量级。对于SC，驱动对CR能量密度的依赖性意味着几乎不可能恢复观察到的CR谱形状和缩放，并且再次存在数量级归一化问题。但更严重的是，具有超Alfvenic流的SC溶液是不稳定的。在现场模拟中，他们要么恢复到任意快速的CR逃逸，二次生产为零，要么恢复到具有太强的CR约束和二次生产的瓶颈解决方案。解决这些根本问题而不放弃基本的等离子体过程需要调用不同的散射波动的驱动程序。这些必须在广泛的尺度上起作用，功率谱服从几个特定的（但似乎合理的）约束。
2022-11-09 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Synchrotron Emission on the Largest Scales: Radio Detection of the Cosmic-Web
预计在大尺度结构形成过程中产生的激波和湍流将产生大尺度、低表面亮度的同步辐射。在最大尺度上，这种辐射与热重子分布全局相关，构成了“同步加速器宇宙网”。我提出的观测前景和挑战，检测这种微弱的排放与即将到来的SKA探路者。
2011-06-02 astro-ph.CO
Magnetofluid dynamics of magnetized cosmic plasma: firehose and gyrothermal instabilities
磁化弱碰撞宇宙等离子体的全球动力学和湍流描述的一般磁流体方程，包含压力各向异性和热通量，必须从微观等离子体动力学理论计算。它表明，即使没有详细的计算的压力各向异性或热通量，人们发现宏观尺度的动力学是一般不稳定的微尺度Alfvenically极化波动。两个不稳定性被认为是详细的：平行消防水龙带不稳定性（包括有限拉莫尔半径的影响，确定最快的增长模式）和gyrotothermal不稳定性（GTI）。后者是一个新的结果-它表明，平行的离子热通量不稳定Alfvenically极化波动，即使在没有所需的消防水管的负压各向异性。主要结论是，压力各向异性和热通量触发等离子体微不稳定性，因此，它们的值将可能由这些不稳定性的非线性演化。理解这种非线性演化的想法进行了讨论。认为宇宙等离子体一般是“三尺度系统”，包括全球动力学、中尺度湍流和微尺度等离子体涨落。天体物理学的例子被认为是冷核心的星系团，它是注意到，观察点在集群中的湍流是在一个边缘状态相对于等离子体微不稳定性，所以它是等离子体微物理学，是可能设置的加热和传导性能的内集群介质。特别是，推导出GTI所隐含的温度波动的规模上的下限。
2010-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
