MHD Turbulence in Accretion Disk Boundary Layers
吸积盘边界层的物理模型，该区域的磁盘满足吸积星的表面，通常依赖于假设，角动量传输是相反的径向角频率梯度的磁盘。天体物理学中广泛采用的湍流剪切粘性的标准模型通过构造满足了这一假设。然而，这种行为是不支持的湍流磁流体动力学（MHD）的吸积盘，这表明由磁旋转不稳定性驱动的角动量输运的数值模拟是无效的，在这个内部磁盘区域。我将讨论最近的一项研究结果的产生磁流体应力和能量密度的边界层周围的弱磁化星。我们的研究结果表明，虽然磁能密度可以显着放大，在这个区域，角动量传输是相当低效的。这似乎与数值模拟中获得的结果一致，并表明湍流MHD边界层的详细结构可能与湍流剪切粘度的标准框架内得出的结果有明显不同。
2012-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quantifying energetics and dissipation in magnetohydrodynamic turbulence
我们进行了一套二维和三维磁流体动力学（MHD）模拟与雅典娜代码的非驱动Kelvin-Helmholtz不稳定性在亚音速，弱磁场限制。集中在非线性湍流制度的分析，我们量化的能量转移的规模规模的基础上，并确定负责能量交换的物理机制，通过开发诊断称为光谱能量传递函数分析。在流体处于MHD湍流状态的后期，磁张力介导能量注入到磁性储层中的主导模式，由此湍流流体运动扭曲和拉伸磁场线。这种产生的磁能恶性级联到更小的尺度，同时与动能库来回交换，直到最终被耗散。与完全数值化耗散相比，显式耗散将耗散尺度推到更大的尺度。对于尺度大于耗散尺度，我们表明，在衰减的MHD湍流的能量转移的物理是强大的数值效果。
2013-11-25 astro-ph.HE
A statistical study of fast magnetic reconnection in turbulent accretion disks and jets
快速磁重联事件在吸积盘系统中起着重要的作用。黑洞双星和活动星系核中观测到的非热甚高能辐射（从GeV到TeV）可以用一个潜在的模型来解释，该模型可以归因于吸积盘和/或喷流的湍流日冕中引起的快速磁重联。在这项工作中，我们将讨论全球广义相对论MHD（GRMHD）模拟的结果吸积盘周围的黑洞，其湍流自然驱动的MHD不稳定性，如磁旋转不稳定性（MRI）。我们也将利用特殊相对论MHD（SRMHD）模拟来研究喷流内部由扭结不稳定性驱动的磁重联。正如我们所期望的，我们的模拟揭示了由这些不稳定性驱动的近稳态湍流的发展。我们已经进行了详细的统计分析，以确定在湍流区的吸积流和射流的电流片的存在。然后，我们确定了这些位置的磁重联率，获得了$0.01-0.7$量级的阿尔文速度单位的平均重联速度，这与磁感应快速重联理论的预测是一致的。
2019-04-09 astro-ph.HE
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
Effective Viscosity in the Intracluster Medium During Magnetic Field Amplification via Turbulent Dynamo
本研究通过CGL-MHD等三维模拟探究星系团内介质湍流磁场放大中的黏度演化，发现黏度随时间降低呈双峰分布，验证了各向异性黏度模型对ICM过程研究的必要性。
2025-06-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
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
A heuristic model for MRI turbulent stresses in Hall MHD
虽然Shakura-Sunyaev $α$粘度公式在表征无数天体物理环境方面非常成功，但已证明它在模拟MRI驱动的湍流应力方面部分不足。因此，我们采用\citet{GIO03}所采用的方法，但在霍尔磁流体力学（MHD）的背景下，研究MRI湍流。我们利用精确的演化方程的应力，并通过调用量纲分析和物理考虑关闭的非线性项。我们表明，包含霍尔项导致非平凡的结果，包括修改的雷诺和麦克斯韦应力，以及（渐近）之间的动能和磁能的非均分;后者的问题也通过非线性波的分析来解决。的动能和磁能的渐近比示出为\emph{independent}的初始条件的选择，但它是由\emph{Hall parameter}。我们将我们的模型与小尺度发电机理论的卡赞采夫处方进行了对比，霍尔项在后一种方法中没有贡献，说明了卡赞采夫形式主义的局限性。我们指出我们的模型，包括太阳风，缺乏均分已被观察到潜在的天体物理应用。
2016-04-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
A computational model for exploring particle acceleration during reconnection in macro-scale systems
提出了一个新的计算模型，用于研究宏观系统中磁重联过程中高能电子的自洽产生。该方程是基于最近的发现，平行的电场是无效的驱动程序的高能粒子在重联，使动力学规模控制的发展，这样的领域可以订购的方程。由此产生的方程组成的磁流体动力学（MHD）的骨干与高能分量所表示的宏观粒子所描述的指导中心方程。最重要的是，高能分量反馈到MHD方程上，使得MHD流体和高能粒子的总能量守恒。方程正确地描述了消防水龙带不稳定性，其动力学在节流重联和控制高能粒子的光谱中起着关键作用。该模型的早期测试结果，包括阿尔芬波在压力各向异性系统中的传播和消防水龙带模式的增长，确定基本算法是稳定的，并产生可靠的物理结果，为进一步基准与粒子在细胞模型的重连做准备。
2018-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
Local outflows from turbulent accretion disks
本文的目的是研究弱垂直磁场穿过的吸积盘的性质，特别关注磁旋转不稳定性（MRI）驱动的MHD湍流和可能从盘中发射的外流之间的相互作用。为此，我们使用一组数值模拟进行的MHD代码RAMSES的剪切盒模型的框架。我们集中讨论一个相当弱的垂直磁场的情况，使得盘中平面的热压力和磁压力的初始比值β 0等于10 ^4。正如最近报道的，我们发现，MHD湍流驱动一个有效的外流的计算框。我们证明了一个强大的灵敏度，结果的盒子大小：在径向和垂直方向上的放大导致质量损失率的数量级减少。这样的依赖性，防止任何现实的估计磁盘的质量损失率正在使用剪切盒模拟。然而，我们发现，流动形态是强大的，独立的数值模拟的细节。它的性质显示了一些让人想起Blandford & Payne发射机制的特征和近似不变量，但存在差异。对于本文中考虑的磁场强度，我们还发现，角动量输运最有可能占主导地位的MHD湍流，其饱和度与磁普朗特数，粘度和电阻率的比例，在一种方式，是在良好的协议与预期的基础上未分层的模拟。因此，本文首次证明，吸积盘可以同时表现出MRI驱动的MHD湍流与磁离心加速外流。
2013-02-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Trapping of cosmic rays in MHD turbulence
天体物理等离子体是湍流和磁化的。宇宙射线（CR）与磁流体动力学（MHD）湍流的相互作用是一个基本的天体物理过程。基于目前对MHD湍流的理解，我们重新审视了磁镜在MHD湍流背景下对CRs的捕获。在可压缩MHD湍流中，各向同性快模支配CR的捕获和回旋共振散射。捕获的存在显著抑制了螺距角散射和CR沿磁场的空间扩散。由此产生的平行扩散系数具有较弱的依赖于CR能量在较高的能量。在不可压缩MHD湍流中，在所有俯仰角下，伪Alfvén模的捕获都优于各向异性Alfvén模和伪Alfvén模的回旋共振散射，并阻止了CR的扩散。
2020-03-27 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Energetics of turbulence generated by chiral MHD dynamos
已知左右手费米子数密度的不对称性会在感应方程中产生一个新的项，从而导致发电机不稳定性。在高温下，当手征不对称性可以持续足够长的时间时，这种手征发电机不稳定性可以有效地放大磁场，这反过来又通过洛伦兹力驱动湍流。虽然在数值模拟中已经证明了这种手性磁驱动湍流的存在并强烈影响磁场的动力学，但该过程的细节仍然不清楚。本文的目的是分析手征磁驱动湍流的能量学及其对磁场的产生和动力学的影响，采用直接数值模拟。我们研究了不同初始条件下的这些效应，包括初始手性化学势和磁性普朗特数Pm的变化。特别是，我们确定的比率的动能，磁能，Uppermance，在手性磁驱动湍流。在本研究中探索的参数空间内，Upperdance达到约0.064-0.074的值-独立于初始手性不对称性和Pm=1。我们的模拟表明，当通过降低粘度来增加Pm时，Upperdance按幂律减小。虽然精确的标度取决于拟合准则和雷诺数状态的细节，但报告的近似结果为Upperdance（Pm）=0.1 Pm^{-0.4}。利用数值模拟的结果，我们分析了早期宇宙中手征磁驱动湍流的能量学。
2018-08-28 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.flu-dyn
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
Stellar Energetic Particle Transport in the Turbulent and CME-disrupted Stellar Wind of AU~Microscopii
活动恒星发射的高能粒子很可能在天体层磁化等离子体中传播，这些等离子体被高能日冕物质抛射（CME）的先行通过所扰动。我们进行了测试粒子模拟的$\sim$ GeV质子产生的各种距离的M1 Ve星AU~Microscopii的日冕耀斑或旅行冲击。粒子在大尺度静态三维磁场和由测量磁图重建的恒星风中传播，{在$10^{36}$~erg动能CME通过后的相同恒星环境中}。在这两种情况下，磁波动与各向同性的功率谱叠加到大尺度恒星磁场和粒子传播的两个innnermost确认行星进行检查。在静止的情况下，磁场将粒子集中在黄道面附近的两个区域。在CME通过之后，闭合场线保持膨胀，并且重新洗牌的磁场保持高度压缩，从而收缩粒子的散射平均自由程。在CME波瓣的传播方向上，随后的EP通量被抑制。即使是在黄道面外传播的日冕物质抛射锋，在静止和日冕物质抛射后的情况下，沿行星轨道的EP通量也高度波动，峰值比地球上的平均太阳值高$\sim 2 -3$个数量级。
2022-07-18 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Turbulence, Magnetic Reconnection in Turbulent Fluids and Energetic Particle Acceleration
湍流在天体物理学中无处不在。它从根本上改变了许多天体物理现象，特别是宇宙射线的传播和加速。本文介绍了可压缩磁流体动力学（MHD）湍流的现代认识，特别是它的Alfvén、慢和快模式的分解，讨论了亚音速和超音速湍流介质的密度结构，以及其他相关的天体物理湍流机制。所有这些信息是必不可少的理解高能粒子加速，我们在审查中进一步讨论。例如，我们展示了快模式和慢模式如何通过二阶费米加速来加速高能粒子，而密度波动在冲击前区域产生磁场，使高能宇宙射线能够实现一阶费米加速。然而，非常重要的是，一阶费米宇宙线加速也可能在磁重联的网站。在湍流的存在下，这种重联变得更快，我们提出了支持Lazarian & Vishniac（1999）模型的预测的数值证据。这个过程的效率表明，磁重联可以在短时间内释放大量的能量。由于粒子追踪数值模拟表明粒子在重联过程中可以有效地加速，我们认为磁重联过程对粒子加速可能比目前公认的要重要得多。特别是，我们讨论了加速所产生的重联作为一个可能的起源的异常宇宙射线测量的旅行者，以及起源宇宙射线过剩的方向Heliotail。
2012-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Mottled protoplanetary disk ionization by magnetically-channeled T Tauri star energetic particles
原行星盘的演化被认为主要是由磁化盘风和湍流粘性引起的角动量传输驱动的。盘的电离对于这些过程是必不可少的，被认为是由于宿主恒星的日冕X射线，但也可能是由日冕耀斑或行进的冲击波产生的高能粒子和恒星风平流产生的。我们对高能质子在真实的T~Tauri星风中的传播进行了试验粒子数值模拟，其中包括叠加的小尺度静磁湍流。各向同性（Kolmogorov功率谱）的湍流分量沿单个粒子的轨迹合成。我们研究了能量范围为$[0.1 - 10]$ GeV的T~Tauri星上大耀斑的{ \it Chandra} X射线观测的预期和{ \it Herschel}空间天文台最近的迹象表明，高能粒子对年轻恒星的盘电离的重要贡献。在与以前的理论研究发现在整个磁盘电离的高能粒子的优势，我们发现，磁盘电离可能是由X射线在其大部分地区，除了在狭窄的区域内，粒子被引导到磁盘上的强烈纠缠和湍流磁场主导。这些区域的径向厚度是靠近恒星的$\sim 5$恒星半径，并随着径向距离的增加而变宽。这可能会持续到离恒星很远的地方（$10$ AU或更远），在那里粒子可以被湍流风大量平流和扩散。
2017-12-30 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Proton Acceleration in Low-beta Magnetic Reconnection with Energetic Particle Feedback
本研究针对磁重联中高能粒子在磁流体尺度的反作用研究空白，提出MHD-SDE耦合方法，发现低β磁重联下高能粒子反馈会抑制压缩结构、形成更陡的幂律能谱，证实其在磁重联与粒子加速中的关键作用。
2024-11-04 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
