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
Strong magnetohydrodynamic turbulence with cross helicity
磁流体力学（MHD）提供了最简单的描述磁等离子体湍流在各种天体物理和实验室系统。具有非零交叉螺旋度的MHD湍流通常被称为不平衡的，因为它意味着平行和反平行于背景场传播的阿尔文波动的能量不相等。最近的分析和数值研究表明，在每一个尺度上，MHD湍流由正负交叉螺旋度区域组成，表明这种湍流本质上是局部不平衡的。本文给出了稳态不可压MHD湍流的高分辨率数值模拟结果。有人认为，沿相反方向运动的涨落能谱（E^+和E^-）的惯性范围标度与交叉螺旋度的大小无关。当交叉螺旋度不为零时，E^+和E^-保持相同的标度，但振幅不同，这取决于交叉螺旋度的大小。
2010-04-21 astro-ph.GA physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Spectral scaling laws in MHD turbulence simulations and in the solar wind
这个问题是解决在何种程度上不可压缩磁流体力学（MHD）可以描述随机磁场和速度波动测量的太阳风。它表明，从高分辨率数值模拟得到的速度，磁场和总能量的谱指数的分布是定性和定量相似的太阳风观测在1 AU。模拟和观测都表明，在惯性范围内，磁场谱E_b比速度谱E_v陡，E_b >~ E_v，剩余能量E_R = E_b-E_v几乎遵循k_perp^-2的标度减小。
2011-06-03 astro-ph.GA physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Temporal Properties of the Compressible Magnetohydrodynamic Turbulence
针对可压缩MHD湍流时间特性这一未解问题，本研究提出三种MHD模色散关系的洛伦兹展宽可解释其频谱特征，揭示了展宽宽度与波数的标度关系及与能量级联的关联，为该领域研究提供新视角。
2023-10-05 astro-ph.GA physics.flu-dyn physics.plasm-ph
The Spectral Slope and Kolmogorov Constant of MHD turbulence
强MHD湍流的谱斜率最近一直是一个有争议的问题。虽然Goldreich-Sridhar模型（1995）预测湍流的Kolmogorov斜率为-5/3，但数值研究通常报告较浅的斜率。我们认为，早期的数字是由驱动由于磁流体的情况下，能量转移的扩散局域性的影响。我们的最高分辨率模拟（3072^2x1024）已经能够达到能量斜率的渐近-5/3区域。此外，我们发现，所谓的动态对齐，在模型中提出的-3/2斜率，饱和，因此不能影响渐近斜率。渐近状态的观测使我们能够测量纯Alfvénic湍流的Kolmogorov常数C_KA=3.2+-0.2和MHD湍流的C_K=4.1+-0.3。这些值远高于1.64的流体动力学值。柯尔莫哥洛夫常数的较大值是一个相当低效的能量转移的指示，正如我们在这封信中所展示的，在理论上与我们观察到的扩散局域性一致。我们还解释了什么是失踪的数值研究，报告较浅的斜坡。
2010-11-10 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Measurement of MHD turbulence properties by synchrotron radiation techniques
众所周知，磁流体动力学（MHD）湍流在天体物理环境中是普遍存在的。正确理解MHD湍流的基本性质是揭示许多关键天体物理过程的前提。观测测量技术的发展极大地促进了MHD湍流理论及其在天体物理中的应用。在描述了基于理论分析和直接数值模拟的MHD湍流的现代理解之后，我们回顾了与同步辐射涨落技术相关的最新发展。具体而言，我们评论的同步辐射涨落技术的验证和测量性能的磁湍流的几个属性的基础上的数据立方体从MHD湍流模拟和观测。此外，我们建议加强星际湍流的磁化强度和三维磁场结构测量的研究。同时，我们还讨论了利用低频阵列（LOFAR）和平方公里阵列（SKA）的大量数据立方体测量磁场特性和理解天体物理过程的新技术的前景。
2022-03-17 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Diffusion of cosmic rays in MHD turbulence with magnetic mirrors
宇宙射线（CR）的扩散是由其与磁流体动力学（MHD）湍流的相互作用决定的，是一个具有许多天体物理意义的基本物理过程。我们考虑了磁流体湍流对CRs扩散的磁镜效应。由于湍流磁场的固有超扩散，具有经历镜面反射的大螺距角的CR，即，弹跳的CR没有被捕获在磁镜之间，而是沿着湍流磁场扩散地移动，导致新型的平行扩散，即，镜面扩散这种镜面扩散通常比经历回转共振散射的具有小俯仰角的非弹跳CR的扩散慢。在磁镜像和俯仰角散射之间的平衡的临界俯仰角是重要的，用于确定弹跳和非弹跳CR的扩散系数和它们的缩放与CR能量。我们发现非普遍的能量标度的扩散系数，依赖于MHD湍流的属性。
2021-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
Resonance-broadened transit time damping of particles in MHD turbulence
湍流磁场对粒子的散射是一个基本的天体物理过程，其物理基础是磁流体动力学（MHD）湍流理论。在现代MHD湍流理论的框架下，考虑了MHD湍流中产生的磁场涨落和湍流磁场的非线性去相关，导出了广义展宽共振函数，并给出了不同展宽机制占主导地位的粒子能量范围。加宽的共振允许粒子散射超过线性共振的能量阈值。通过分析确定的俯仰角扩散系数的渡越时间阻尼（TTD）与慢，快模式，我们表明，慢模式的湍流各向异性抑制其散射效率。此外，我们量化的依赖慢和快模式之间的相对重要性TTD散射粒子能量，（ii）等离子体$β$（气体压力磁压力的比率），和（iii）阻尼的MHD湍流，我们还提供了参数空间的优势慢模式。为了验证它的应用，我们发现在典型的部分电离星际相位中，在温暖的中性介质中，慢模和快模在宇宙射线的TTD散射中具有相当的效率。对于低能粒子，例如，亚Alfvénic带电颗粒，我们表明，慢模式总是占主导地位的TTD散射。
2018-10-17 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
MHD Turbulence: A Biased Review
这篇评论将过去几年的发展放在规范时间线的背景下（Kolmogorov到Iroshnikov-Kraichnan到Goldreich-Sridhar到Boldyrev）。有人认为，Beresnyak的反对，Boldyrev的对齐理论违反了RMHD重标度对称性可以调和对齐，如果后者被理解为一个不稳定性效应。因此，在这种解释中恢复的博尔迪列夫的标度是湍流系统中不稳定性的物理理论的一个例子。排列结构的出现带来了重联物理学，因此MHD湍流理论与撕裂和电流片破裂的物理学交织在一起。回顾了Loureiro、Mallet等人最近在这方面的工作，认为我们终于对MHD级联的耗散尺度有了一个相当完整的了解。这幅图似乎与Beresnyak的耗散截止的Kolmogorov标度与Boldyrev的对准叶栅相一致。这些想法也使一些进展，在了解饱和磁流体发电机，认为是由重联控制，并包含，在小尺度上，撕裂介导的级联类似于其强平均场对应。在这个核心叙述的边缘，标准的弱MHD湍流理论被认为需要调整-并提出了一个计划-考虑到自发涌现的二维凝聚在调解阿尔芬波级联中发挥的作用。这就完成了大尺度下的MHD级联的图像。一些悬而未决的问题进行了调查，关于不平衡的MHD湍流（提出了一个新的理论），剩余能量，亚粘性和衰减制度的MHD湍流（重联再次突出功能）。最后，有人认为，自然的研究方向是现在远离MHD和动力学领域。
2022-07-19 astro-ph.GA astro-ph.HE nlin.CD
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
Magnetohydrodynamic turbulence and turbulent dynamo in a partially ionized plasma
天体物理学中的流体是湍流的、磁化的，并且经常是部分电离的。作为天体物理学湍流的一个例子，星际湍流在非常大的空间尺度范围内延伸，并参与发生在不同尺度范围内的关键天体物理过程。本世纪以来，人们对磁流体动力学（MHD）湍流的认识取得了重大进展，这使我们能够更好地描述磁化和部分电离等离子体中的湍流。事实上，MHD湍流物理的现代革命性图景促进了各个理论领域的发展，包括耗散MHD湍流的阻尼过程和产生MHD湍流的发电机过程，这些理论领域具有许多重要的天体物理意义。本文回顾了我们最近的一些重要的理论工作，以证明部分电离气体中MHD湍流和湍流发电机性质之间的相互联系。本文还简要介绍了修正后的基本过程对宇宙早期和现代磁重联、宇宙线散射、磁场放大等突出天体物理问题的影响。
2018-10-18 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
Measuring magnetization with rotation measures and velocity centroids in supersonic MHD turbulence
星际湍流是磁化的，因此各向异性。湍流磁场和速度的各向异性被印刻在相关的可观测量、旋转度量（RM）和速度质心（VC）中。这种各向异性提供了关于磁场的方向和强度的有价值的信息。然而，它的测量是困难的，特别是在高超声速湍流在冷星际阶段，由于各向同性密度波动的扭曲。通过对超声速和亚Alfvénic磁流体动力学（MHD）湍流的三维模拟，我们发现，当我们选择性地对超声速MHD湍流中的体积填充低密度区域进行采样时，这个问题可以得到缓解。结果表明，在这些低密度区，RM和VC涨落的各向异性与Alfvénic马赫数的关系为$\rm M_A^{-4/3}$ .这种各向异性- $\rm M_A$关系在理论上是亚阿尔夫文型MHD湍流所期望的，并被我们对$^{12}$ CO发射的综合观测所证实。为测量星际冷相的天平面磁场提供了一种新的方法。
2021-02-10 astro-ph.GA
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
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
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
Numerical study of Cosmic Ray Diffusion in MHD turbulence
利用测试粒子模拟方法研究了宇宙射线在湍流磁场中的扩散。电磁场是在湍流的直接数值MHD模拟中产生的，并用作粒子跟踪的输入，忽略湍流上的粒子反馈。从测试粒子运行的统计输运系数进行了比较与早期的分析预测。我们发现它们之间的定性对应关系在CR扩散的各个方面。在不可压缩的情况下，我们认为在本文中，占主导地位的散射机制发生的非共振镜与慢模扰动的相互作用。超导输运与磁场漂移产生的结果大致一致。
2010-02-15 astro-ph.GA
Damping of Alfvén waves in MHD turbulence and implications for cosmic ray streaming instability and galactic winds
MHD湍流的Alfvénic分量阻尼Alfvénic波。这种效应的后果对许多过程都很重要，从宇宙射线（CR）传播到星系和其他磁化系统中的发射流出和风。我们讨论了湍流对流动不稳定性的阻尼和对平面平行波的阻尼的差异。前者发生在与CR流所沿的局部磁场方向对准的参考系中。后者是在平均磁场的参考系中，并且传统上在等离子体研究中被考虑。我们还比较了流不稳定性的湍流阻尼与离子中性碰撞阻尼，这成为在一个足够低的电离分数占主导地位的阻尼效应。数值试验和天体物理的影响进行了讨论。
2022-01-13 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
MHD Turbulence and Cosmic Ray Reacceleration in Galaxy Clusters
星系团形成的宇宙学MHD模拟显示了种子磁场的显著放大。我们开发了一种新的方法来分解成模式的集群磁化湍流，并表明，快模式的分数是相当大的，约1/4的能量。这比以前估计的要大，这意味着星团湍流与宇宙射线的相互作用相当有效。我们提出了一个框架来处理电子和质子的再加速星系团，包括反馈的湍流。特别是，我们建立了一个新的上限质子和电子通量的湍流强度的基础上。这些发现，以及再加速的详细模型，将有助于调和观测到的巨型射电晕和未观测到的这些星团的弥散伽马射线发射。
2013-01-30 astro-ph.CO astro-ph.GA
Nonresonant Grain Acceleration in MHD Turbulence
我们讨论了一种新型的尘埃加速机制，在湍流磁化介质中的行为。磁流体动力学（MHD）湍流可以通过共振和非共振相互作用加速颗粒。我们发现，磁压缩提供了更高的速度超阿尔文湍流，并可以加速扩大范围内的晶粒在温暖的介质相比，回转共振。虽然快模式主导大晶粒的加速度，但慢模式对于亚微米晶粒可能是重要的。我们提供了全面的讨论所有可能的颗粒加速机制在星际介质。我们表明，超音速是可以达到的银河系尘埃颗粒。我们讨论了加速度的结果。对消光曲线、颗粒排列、化学丰度等方面的研究提供了启示。
2009-05-07 astro-ph.GA
Long-Term Evolution of Decaying MHD Turbulence in the Multiphase ISM
星际介质中的超声速湍流被认为在流交叉时间内迅速衰减，而与磁化程度无关。然而，这种普遍的共识，衰减磁流体动力学（MHD）湍流依赖于局部等温模拟，这是无法考虑到全球结构的磁场和ISM的作用。利用包含星际冷却和加热的三维MHD数值模拟，研究了嵌入暖中性介质中的冷中性介质片中的衰减MHD湍流。湍流动能的早期演化与衰减可压缩MHD湍流的先前结果一致，其特征在于能量快速衰减，具有$E\propto t^{-1}$的幂律形式，并且与流交叉时间相比衰减时间较短。然而，如果初始磁场很强且垂直于薄片，动能的长期演化表明，即使对于具有周期性边界条件的模型，在10次流交叉之后，仍然存在大量的湍流能量（$\sim 0.2E_0$）。衰减率也大大减少，因为这样的初始和边界条件的场强增加，但不是如果边界条件是一个完全孤立的片。我们分析剩余湍流的速度功率谱表明，在平面内，不可压缩的运动平行于表占主导地位，在以后的时间。
2013-09-19 astro-ph.GA
Damping of MHD Turbulence in A Partially Ionized Medium
本研究利用AthenaK代码开展三维双流体模拟，探究部分电离介质中MHD湍流的阻尼，揭示了不同耦合状态下离子与中性粒子的速度、密度、磁场谱特征及电离分数不均匀导致的多尺度解耦阻尼规律。
2023-11-10 astro-ph.GA
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
Anisotropies in Compressible MHD Turbulence: Probing Magnetic Fields and Measuring Magnetization
探测星际介质（ISM）中的磁场是众所周知的挑战。受现代磁流体动力学（MHD）湍流理论和湍流各向异性理论的启发，本文引入结构功能分析（SFA）作为测量磁场方向和估算磁化强度的新方法。通过局部和整体参考系中的二阶结构函数，分析了三维可压缩MHD模拟中湍流速度的统计特性。在磁能大于湍流能的亚阿尔文湍流中，沿垂直于磁场方向和平行于磁场方向测量的湍流速度的SFA可以有显著的不同。它们的比值与阿尔芬马赫数$M_A$成幂律关系，而阿尔芬马赫数与磁场强度成反比。我们证明了湍流速度的各向异性结构函数可以用来估计磁场的方向和强度。利用不同示踪剂测量的湍流速度，我们的方法可以普遍应用于探测多相星际介质中的磁场。
2021-02-24 astro-ph.GA
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
Studying the properties of compressible MHD turbulence by synchrotron fluctuation statistics
基于三维MHD数值模拟的同步辐射观测结果，我们研究了可压缩MHD湍流在不同湍流状态下的可观测特性。利用同步辐射辐射率和强度，我们首先探讨了宇宙线光谱指数如何影响测量湍流性质采用归一化关联函数。然后，我们研究了三种基本MHD模式产生的同步辐射总强度和偏振强度的各向异性如何随视角变化，即，平均磁场和视线之间的角度。我们采用四极矩的比率，以达到这个目的。数值结果表明：（1）任意宇宙线谱指数的同步辐射统计两点关联函数与磁场指数$γ=2$的特殊情况有关，与Lazarian \& Pogosyan（2012）给出的解析公式一致;（2）Alfvén模和慢模产生的同步辐射总强度和偏振强度的各向异性随视角的增大而增大，（3）湍流同步辐射强度的解析公式可以用来描述湍流偏振强度的统计特性，量子力学方法可以成功地恢复湍流的各向异性。这项研究验证了Lazarian \& Pogosyan的分析方法，并开辟了一条从观测中研究湍流的途径。
2022-10-24 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Driven Multifluid MHD Molecular Cloud Turbulence
据信，湍流可能对恒星的形成以及发生这种情况的分子云的动力学和演化产生重大影响。还已知非理想磁流体动力学效应影响这种湍流的性质。本文给出了四流体MHD湍流的数值研究结果，其中包括电子、离子、带电尘埃颗粒和中性粒子的动力学以及它们之间的相互作用。描述被模拟流体的参数直接基于分子云的观测。我们发现，速度和磁场功率谱的强烈影响，多流体效应的长度尺度至少为0.05 pc。在系统中的各种物种的PDF都被发现是接近对数正态分布，与带电的物种有一个稍微少platykurtic（平坦）的分布比中性。我们发现，多流体效应的引入不会显着改变质心速度增量的结构函数。
2012-06-25 astro-ph.GA
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
Spectra of strong MHD Turbulence from high-resolution simulations
磁流体动力学湍流是太阳物理学、等离子体物理和天体物理学中普遍存在的现象，它控制着良好导电流体流动的许多性质。最近，不同的研究小组报道了MHD湍流惯性范围的相互矛盾的谱斜率。不同的频谱形状从早期的模拟暗示了更广泛的MHD的频谱局域性，这需要更高的分辨率模拟和仔细和严格的数值分析。在这封信中，我们提出了两组分辨率高达4096^3的模拟，这些模拟在数值上分辨率很好，并且已经用精确且经过良好测试的标度研究方法进行了分析。我们从两个模拟组的结果表明，所有能量相关的量，如总能量和剩余能量的功率谱斜率约为-1.7，接近Kolmogorov的-5/3。这表明剩余能量是总能量的0.15 ± 0.03的常数部分，并且在渐近区，磁谱和动力学谱具有相同的标度。其他小组建议的能量斜率为-1.5，剩余能量斜率为-2，这似乎与数值完全不一致。
2014-01-16 astro-ph.GA physics.space-ph
The Turbulent Magnetic Prandtl Number of MHD Turbulence in Disks
磁性普朗特数Pr_M是粘度与电阻率的比值。在天体物理圆盘中，角动量（粘性）和磁场（电阻率）的扩散受湍流控制。圆盘中大尺度极向磁场演化的唯象模型表明，湍流磁Prandtl数Pr_{M,T}控制着垂直场从圆盘逸出的速率;对于Pr_{M,T} leq R/H垂直场，在通过吸积向内平流之前会向外扩散。在这里，我们测量场扩散和角动量输运由于在剪切盒中的MHD湍流，因此Pr_{M,T}，通过研究的正弦扰动的演变磁场注入到湍流背景。我们证明了扰动总是稳定的，近似指数衰减，衰减率与k^2成正比，并且隐含的Pr_{M,T} ~ 1。
2009-03-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Basic Bell-MHD Turbulence
非共振电流不稳定性被Bell（2004）确定为超新星遗迹中磁场放大的重要机制。在本文中，我们专注于研究这种不稳定性的非线性阶段使用不可压缩MHD制定。我们证明了贝尔不稳定性驱动的磁湍流的演变类似于大尺度上驱动的湍流。更重要的是，我们证明了磁场的含能尺度与磁能密度的平方根成正比。考虑到可能的场放大的观测约束，这种新的关系使我们能够直接估计由这种场散射的粒子的最大能量，并且这种估计通常低于平均粒子能量。这意味着，如果不考虑对宇宙射线的反馈，贝尔场的典型尺度，无论是在线性还是非线性状态下，都将太小而不影响高能粒子的加速。我们提到了几种对宇宙射线的反反应可能很重要的情况。
2014-06-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
