Anisotropic magnetohydrodynamic turbulence driven by parametric decay instability: the onset of phase mixing and Alfvén wave turbulence
我们进行了三维磁流体动力学（MHD）模拟的参数衰减不稳定性的Alfvén波和由此产生的可压缩MHD湍流，这是可能发展的太阳风加速区。由于平均磁场的存在，非线性阶段的特征在于类似于顺磁结构和各向异性级联。通过计算相混合的时间尺度和Alfvén波湍流的演化，发现非线性阶段的早期主要是相混合，而后期主要是不平衡的Alfvén波湍流。结果表明，太阳大气中密度起伏较大的区域，如日冕底部和风加速区，主要由相位混合阿尔芬波加热，而其它区域主要由阿尔芬波湍流加热.
2018-05-25 astro-ph.SR
Imbalanced kinetic Alfvén wave turbulence: from weak turbulence theory to nonlinear diffusion models for the strong regime
本文采用保留离子有限Larmor半径修正、平行磁场涨落和电子惯性的动力学Alfvén波的双场哈密顿陀螺流体模型，研究了从MHD到亚离子尺度的湍流级联。特别注意的情况下，沿或相反的环境磁场传播的波之间的不平衡。对于弱湍流在电子惯性的情况下，动力学方程的保守量（总能量和广义交叉螺旋）的谱密度。他们提供了一个全球性的描述，在大尺度上减少MHD和电子减少MHD在小尺度上，以前在文献中考虑的制度之间的匹配。在超局域相互作用的限制下，导出了Fourier空间中的Leith型非线性扩散方程，并通过适当修改传输时间，将其推广到强湍流区。讨论了非平衡磁流体力学和平衡亚离子湍流与现有唯象模型的关系。事实证明，在色散效应的存在下，动力学对湍流保持稳定状态的方式很敏感。此外，在亚离子尺度下的总能量谱变得陡峭的广义交叉螺旋通量的增加。
2019-02-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Propagating torsional Alfvén waves in thermally active solar plasma
本研究的目的是揭示与热不平衡的影响，由于不平等的冷却和加热速率引起的密度和温度扰动在太阳活动区托管传播扭转或剪切阿尔文波。基于二阶细通量管近似，给出了非理想条件下与Alfvén波有关的非线性力的描述。这提供了深入了解阿尔文诱导的运动的影响，在热激活等离子体中的薄磁结构的边界。得到了描述非线性扭转Alfvén波产生纵向速度扰动和密度扰动的过程的方程，并进行了解析求解。结果表明，相移（与理想情况相比）和振幅的诱导纵向等离子体运动对母亲阿尔文波的周期是更大的剪切阿尔文波相比，扭转阿尔文波，虽然遵循相同的模式。热不平衡对诱导的速度扰动的影响的差异是由等离子体β虽然它的效果更强的剪切波。推导出对于谐波Alfvén驱动器，感生的密度扰动不受热不平衡的影响。
2022-07-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Initiation of Alfvénic turbulence by Alfven wave collisions: A numerical study
在压缩磁流体动力学（MHD）框架下，数值研究了Alfvén湍流是由反向传播的Alfvén波（AWs）碰撞产生的普遍假设.在典型的低β日冕和内太阳风条件下，在三维模拟箱中发射了两个反向传播的AW，分析了AW碰撞前后产生的扰动的偏振和光谱特性。所观察到的碰撞后扰动有不同的偏振和较小的交叉场尺度比原来的波，这支持直接湍流级联的理论方案。然而，与理论预期相反的是，在满足经典临界平衡的非压缩MHD尺度下，谱输运被强烈抑制。相反，修改后的临界平衡，可以建立碰撞AW与显着较短的垂直尺度。我们讨论了压缩等离子体的湍流动力学和湍流加热这些影响的后果。特别地，如果日冕环子结构的特征宽度比环宽度小十倍以上，则日冕环可以被强湍流级联加热。揭示的AW碰撞的新特性必须纳入AW湍流的理论模型和相关的应用。
2022-03-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Nonlinear Interactions in Spherically Polarized Alfvénic Turbulence
在太阳风中观测到的湍流磁场波动经常保持恒定的大小，并伴随着球偏振速度波动;这些特征是大振幅阿尔文波的特征。Alfvénic湍流中的非线性能量传递通常被认为是在小振幅极限下，在那里可以忽略恒定幅度条件;相反，在大振幅极限下的非线性能量传递仍然相对未被研究。我们开发了一种方法来分析有限振幅湍流，通过研究波动作为恒定幅度旋转的驻波（德霍夫曼-泰勒）框架，这表明，签名的有限振幅效应存在深入到MHD范围。虽然主导波动与球偏振大振幅阿尔文波一致，但次主导模式相对可压缩。有限振幅球偏振模式与次优势人口之间的非线性相互作用的签名显示高度对齐的横向分量。在Alfvénic湍流的理论模型中，对齐被认为可以降低非线性;我们的观察要求对齐足以降低剪切非线性，使得非Alfvénic相互作用可能负责球偏振态中的能量转移，或者反向传播的波动保持异常相干性，这是反射驱动湍流的预测特征。
2021-10-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Ion kinetic energy conservation and magnetic field strength constancy in multi-fluid solar wind Alfvénic turbulence
本文研究了高阿尔夫文快太阳风中大振幅低频波动的等离子体流体运动特性。我们表明，质子局部保存总动能时，从一个有效的参照系与波动。对于快风的典型性质，这个框架可以用α粒子来合理地识别，由于它们相对于质子以大约阿尔文速度沿着磁场漂移，所以不会参与流体的低频波动。利用它们的速度将质子速度转换到阿尔夫文湍流的框架中，我们证明了由此产生的等离子体运动的特征在于速度的绝对值恒定，电场为零，并且速度和磁场矢量对齐，正如平衡时单向阿尔夫文波动所预期的那样。我们认为，通过阿尔夫文湍流中速度和磁场之间的相关性，这种约束是观测到的磁场恒定性的起源：虽然对应于恒定能量的恒定速度只能在波动的框架中观察到，但在航天器框架中，对于伽利略变换不变的相应恒定总磁场仍然是观察特征，阿尔文湍流框架中的恒定总能量。
2015-01-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Longitudinal Plasma Motions Generated by Shear Alfvén Waves in Plasma with Thermal Misbalance
压缩等离子体扰动可能导致等离子体加热和冷却过程之间的热不平衡。这种不平衡显著影响压缩波的色散特性，在扰动和等离子体之间提供反馈。阿尔文波可以引起等离子体的纵向（压缩）运动。在本研究中，我们分析了由剪切阿尔文波引起的纵向等离子体运动引起的热不平衡的影响。我们表明，热不平衡导致出现指数体流，这本身修改阿尔文诱导等离子体运动。在正弦阿尔文波的情况下，我们显示如何诱导纵向运动的振幅和相移增益依赖于阿尔文波的频率，同时阐明其功能。这一特点已被研究分析应用于日冕条件。我们还考虑了纵向等离子体运动的剪切正弦阿尔文波诱导的数值方法的演变，然后比较所获得的结果与我们提出的分析预测，以证明在本研究中所考虑的模型。
2021-06-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Evidence of Critical Balance in Kinetic Alfven Wave Turbulence Simulations
对动力学等离子体湍流进行了数值模拟，以评估临界平衡对动力学耗散尺度湍流的适用性。在频域中执行分析以避免执行湍流的局部分析中固有的复杂性。建立了耗散尺度临界平衡的理论模型，并与数值模拟结果进行了比较，两者吻合良好，这一结果构成了动力学湍流模拟中临界平衡的第一个证据，为各向异性湍流叶栅扩展到耗散范围提供了证据。我们还进行了欧拉频率分析的模拟数据，并将其与以前的研究磁流体动力学湍流模拟的结果进行比较。
2011-12-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Analysis of Magnetic Fields in Inertial Alfven Wave Collisions
天体物理和空间等离子体中的湍流主要是由反向传播的阿尔芬波的非线性相互作用所控制的。大多数Alfven波湍流理论都是基于理想等离子体模型，如不可压缩MHD，在大尺度下的Alfven波。然而，在惯性阿尔芬波制度（vA > vthe），相关的磁层等离子体，如何修改的湍流非线性相互作用的色散性质的波仍有待探讨。在这里，我们提出了第一个实验室的证据，在惯性制度的非线性相互作用。与MHD Alfven波理论作了比较。
2014-06-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The Inherently Three-Dimensional Nature of Magnetized Plasma Turbulence
人们常常毫无根据地断言或暗示等离子体湍流的二维研究结果适用于感兴趣的三维等离子体环境。应用投影方法推导出两个标量方程，支配的理想不可压缩磁流体动力学（MHD）等离子体湍流的Alfvenic和伪Alfvenic分量的非线性演化。这些方程的数学形式清楚地表明了等离子体湍流固有的三维性质，从而能够分析常用于研究等离子体湍流的二维极限的非线性特性。在磁化等离子体系统中自然产生的各向异性极限k_perp >>k_parallel中，垂直2D极限保留了仅由阿尔芬波动介导的主要非线性，但缺乏与捕获湍流能量的各向异性级联所需的线性项相关的波动物理。在平面二维极限下，非线性能量传递由伪Alfven波控制，Alfven波被降级为被动角色。在倾斜的2D限制，一个不可避免的方位角的依赖性连接的波矢量分量将可能导致人工方位角的不对称性，在所得的湍流动力学。因此，这些2D限制都不足以完全捕获丰富的三维非线性动力学等离子体湍流的演变至关重要。
2014-06-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Direct Numerical Simulations of Reflection-Driven, Reduced MHD Turbulence from the Sun to the Alfven Critical Point
我们提出了直接数值模拟的非均匀约化磁流体动力学（RMHD）之间的太阳和阿尔文临界点的湍流。这是第一次考虑太阳风外流速度和背景太阳风的径向不均匀性而不近似控制方程中的非线性项的模拟。RMHD湍流是由从太阳发射的向外传播的阿尔文波（$z^+$波动）驱动的，这些阿尔文波经过部分非WKB反射产生向日传播的阿尔文波（$z^-$波动）。我们提出了十个模拟与不同的值的相关时间$τ_{\rm c\,\sun}^+$和垂直相关长度$L_{\perp \sun}$向外传播的阿尔文波（AW）在冠状基底。我们发现，15%至33%的$z^+$能量发射到日冕之间的日冕基地和阿尔文临界点消散。输入能量的33%至40%用于太阳风外流，22%至36%作为$z^+$波动通过$r=r_{\rm A}$的模拟边界逃逸。$z^\pm$功率谱的标度类似于$k_\perp^{-α^\pm}$，其中$k_\perp$是垂直于$\vec{B}_0$的平面中的波数。在我们的模拟中，$τ_{\rm c\,\sun}^+$的最小值（$\sim 2 \mbox{min}$）和$L_{\perp \sun}$的最大值（$2\times 10^4 \mbox{km}$），我们发现$α^+$随着$\ln(r)$的增加近似线性地减小，在$r=11.1 R_{\sun}$处达到1.3的值。我们用较大的$τ_{\rm c\,\sun}^+$值进行的模…
2013-09-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph
On the Physics of Kinetic-Alfven Turbulence
观测揭示了太阳风在亚质子尺度上磁场和密度等离子体涨落的近似幂律谱，这表明存在湍流级联。我们讨论了微尺度等离子体波动的三场和两场模型，然后给出了动力学Alfven湍流的两场模型的数值模拟结果，该模型模拟了亚质子尺度下的等离子体运动。
2013-05-02 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
A nonlocal wave-wave interaction among Alfven waves in an intermediate-beta plasma
提出了一种将大尺度磁流体动力学（MHD）Alfven波能量直接转换为小尺度动力学Alfven波能量的非局域耦合机制。结果表明，MHD Alfven波与非线性传播的动力学Alfven波之间的相互作用可以产生另一种动力学Alfven波，这种相互作用存在于热磁压比大于电子离子质量比的等离子体中.建议的非局域相互作用可能有一个潜在的应用，以解释观测到的电子尺度动力学阿尔芬波在太阳风和太阳日冕等离子体。
2011-04-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Strong Coupling of Alfvén and Fast Modes in Compressible Relativistic Magnetohydrodynamic Turbulence in Magnetically-Dominated Plasmas
在本文中，我们报告了我们对坡印廷主导的等离子体湍流中Alfvén和快模之间新的强耦合状态的详细分析，在我们以前的工作Takamoto & Lazarian（2016）中报道，这是许多相对论等离子体现象的重要影响，并呼吁建立坡印廷主导的MHD湍流的新理论。对等温等离子体中的相对论MHD湍流进行了数值模拟，分析了快模与Alfvén模能量的比值。我们发现，即使在等温等离子体中，也可以观察到快模随背景$σ$参数的增加而增加的现象，表明这种现象在坡印廷主导等离子体中的trans-Alfvénic湍流中是普遍存在的.为了研究详细的能量转换过程，我们还进行了一系列的模拟衰减湍流注入纯Alfvén，快，慢模式，分别，并研究了从每个模式的模式转换的发展。我们还发现Alfvén模和快模之间的模式转换对背景温度几乎不敏感。最后，我们报告了一个结果的模拟与初始快模式为主的湍流。它发展成一个时间上的强耦合区，这是我们提出的快模和阿尔文模强耦合区存在的有力证据。结果表明，坡印廷主导等离子体中的强湍流与非相对论等离子体中的强湍流有很大的不同。这对坡印廷支配等离子体中粒子加速和非热光子发射的研究具有重要的指导意义。
2017-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Entanglement of helicity and energy in kinetic Alfven wave/whistler turbulence
研究了在相对强的外磁场$b_0 {\bf e_\parallel}$存在下，磁螺旋度在动力学Alfvén波和斜哨声湍流中的作用.在这种情况下，湍流是强烈的各向异性和流体方程描述这两个制度是约化电子磁流体力学（REMHD）的推导，最初从回旋理论，也得到这里从可压缩霍尔MHD。我们使用Galtier \& Bhattacharjee（2003）导出的渐近方程来研究弱湍流区的REMHD动力学。分析的重点是磁螺旋度方程，我们得到的精确解：它们对应的纠缠关系，$n+\tilde n = -6$，其中$n$和$\tilde n$是垂直（${\bf b_0}$）波数磁能和螺旋度谱的幂律指数分别。因此，过去仅从能量方程导出的光谱，即$n=-2.5$和$\tilde n = - 3.5$，不是这个问题的唯一解决方案，而是表征直接能量级联。解$\tilde n = -3$是局部性条件的一个极限，它也是解析地得到的常螺旋度通量解。所获得的结果提供了一个新的范例，以了解太阳风湍流在亚离子尺度，它是经常观察到的$-3 < n < -2.5$。
2014-06-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Sub-Alfvenic Solar Wind observed by PSP: Characterization of Turbulence, Anisotropy, Intermittency, and Switchback
在磁场占主导地位的低日冕区域，阿尔芬速度远高于风速。相比之下，近地太阳风是强烈的超阿尔文风，即，风速大大超过阿尔芬速度。这些制度之间的过渡被经典地描述为“阿尔芬点”，但实际上可能发生在一个分布式阿尔芬临界区。美国宇航局的帕克太阳探测器（PSP）任务已经进入这一区域，因为它遵循一系列逐渐接近太阳的轨道。在第8次和第9次与太阳相遇期间，PSP在距离太阳16个太阳半径的地方，对四个延长的时期进行了采样，其中太阳风的速度被测量为小于当地的阿尔芬速度。这是PSP首次在日光层内对亚阿尔夫文太阳风进行现场探测。在这里，我们探讨这些样本的亚阿尔夫文太阳风，这可能会提供重要的预览的物理过程中运行在较低的高度。具体来说，我们的特点的湍流，各向异性，不稳定性，和方向性的回折属性，这些子Alfvenic风和对比这些与邻近的超Alfvenic期间。
2022-01-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Weak Alfven-Wave Turbulence Revisited
周期区域中的弱Alfvenic湍流被认为是Alfvenic波与二维凝聚体相互作用的混合态。与标准处理方法不同的是，我们假设这两种波之间没有谱连续性，实际上也没有发现。如果二维模式没有被直接强迫，那么阿尔芬波和二维模式的k^{-2}和k^{-1}谱分别被发现，后者的能量比前者小。当它们的能量变得相当时，波数标志着向强湍流的转变。对于不平衡的能量注入，光谱是相似的，埃尔萨瑟比尺度的能量通量的比率在反向传播阿尔芬波。如果2D模式是强制的，则2D逆级联在最大尺度下主导动力学，但是在足够小的尺度下，实现了如上所述的相同的弱状态和强状态。
2011-10-31 astro-ph.SR nlin.CD physics.flu-dyn
Compressible Relativistic Magnetohydrodynamic Turbulence in Magnetically-Dominated Plasmas And Implications for A Strong-Coupling Regime
在这封信中，我们报告可压缩模式的影响，相对论磁流体动力学（RMHD）湍流坡印廷占主导地位的等离子体使用3维数值模拟。采用Cho & Lazarian（2002）的模式分解方法，将湍流中的涨落分解为快、慢和Alfvén三种MHD模式，并分别分析了它们的能谱和结构函数。分析了可压缩模态能量与Alfvén模态能量之比随其马赫数的变化关系。结果表明，可压缩模的比例不仅随Alfvén马赫数的增大而增大，而且随背景磁化强度的增大而增大，这表明在坡印廷主导的等离子体中，快模和Alfvén模之间存在强耦合，并出现了不同于非相对论MHD情形的新的RMHD湍流区.这一发现将影响通过假设Alfvénic临界平衡湍流获得的粒子加速效率，并将改变由非热电子产生的光子谱。
2016-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Heating of the Solar Chromosphere and Corona by Alfven Wave Turbulence
本文建立了一个研究日冕环中阿尔芬波传播和耗散的三维MHD模型。该模型包括环路两端的低层大气。这些波起源于光球层中千高斯通量元素内部的小空间尺度（小于100公里）。该模型采用约化MHD近似描述了Alfven波之间的非线性相互作用。在色球层和过渡区（TR），阿尔芬速度随高度的增加引起强烈的波反射，从而导致通量管的光球层和色球层部分产生反向传播的波和湍流。部分波能通过TR传输，并在日冕中产生湍流。我们发现，通常发现在活动区的热日冕环可以解释阿尔芬波湍流，提供小规模的足迹运动的速度为1-2公里/秒和时间尺度为60-200秒。色球层单位体积的加热速率比日冕大2 ~ 3个数量级。我们用不同的模型参数建立了一系列的模型，发现日冕加热率随日冕场强的增加而增加，随环长的增加而减小。我们的结论是日冕环和下面的色球层都可能被阿尔文湍流加热。
2011-05-02 astro-ph.SR
The Nature of Subproton Scale Turbulence in the Solar Wind
太阳风中亚质子尺度波动的性质是一个悬而未决的问题，部分原因是可能发生两种类似的电磁湍流：动力学阿尔芬湍流和哨声湍流。然而，这两种可能性有一个关键的质的区别：哨声湍流，不像动力学阿尔芬湍流，在密度波动中的力量可以忽略不计。在这封信中，我们提出了新的观测数据，以及分析和数值结果，调查这种差异。结果表明，第一次，远低于质子尺度的波动主要是动力学阿尔芬湍流，如果存在的话，哨声波动只占总能量的一小部分。
2013-05-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Turbulence in the sub-Alfvénic solar wind driven by reflection of low-frequency Alfvén waves
我们研究的形成和演变的湍流光谱的阿尔文波驱动的反射关闭的太阳风密度梯度，从日冕底部到17个太阳半径，远远超过阿尔文临界点。对背景太阳风进行了赋值，并采用二维壳层模型来描述非线性相互作用。我们发现湍流谱受反射波性质的影响。靠近底部，这些分别产生出射波和反射波的更平坦和更陡峭的光谱。在更高的日心距离，两个光谱演变的渐近Kolmogorov谱。湍流耗散被发现占至少一半的加热需要维持的背景强加的太阳风和它的形状被发现是由反射确定的湍流加热低于1.5太阳半径。因此，反射和反射驱动的湍流被证明在快速太阳风的加速和在日光层中0.3 AU处发现的湍流光谱的起源中起着关键作用。
2009-05-15 astro-ph.SR
Three-dimensional simulation of the fast solar wind driven by compressible magnetohydrodynamic turbulence
利用三维可压缩磁流体动力学（MHD）模拟，我们再现了快速太阳风在一个直接和自洽的方式，基于波/湍流驱动的情况下。作为阿尔文扰动在其底部的自然结果，高度压缩和湍流波动产生，导致加热和加速的太阳风。功率谱和结构函数的分析表明，湍流的特点是它的不平衡（在向外阿尔芬波动的意义上）和各向异性的性质。密度波动起源于向外传播的阿尔芬波的参数衰减不稳定性，并在触发湍流的阿尔芬波反射中起着重要作用。我们的结论是，快速太阳风加热和加速的可压缩MHD湍流驱动的参数衰减不稳定性和合成阿尔芬波反射。
2019-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Alfven Wave Turbulence and Perpendicular Ion Temperatures in Coronal Holes
当湍流振幅足够大时，低频阿尔芬波湍流导致离子轨迹变得混乱或“随机”。随机轨道使离子能够从湍流中吸收能量，即使当波动频率太小而无法发生回旋共振时，也会增加垂直离子温度。在本文中，一个解析表达式的随机加热率结合观测约束湍流模型得到的解析公式的垂直离子温度作为日心距离r，离子质量和离子电荷的函数在冕洞的r值之间的2和15太阳半径（Rs）。得到的温度分布提供了一个很好的适合质子和OVI离子在2Rs < r < 3Rs的紫外电晕光谱仪（UNOPS）的观察。随机加热也提供了一个自然的解释几个详细的特征的UVI观测，包括优先和各向异性加热的次要离子，快速径向增加的OVI温度之间的1.6 Rs和1.9 Rs，和突然平坦的OVI温度曲线r增加超过1.9 Rs。
2010-06-17 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
Weak Alfvénic turbulence in relativistic plasmas II: Current sheets and dissipation
在黑洞吸积盘和中子星磁层中激发的阿尔文波是相对论性磁化等离子体中湍流的基石。在这些系统中可获得大量的磁能，使得即使在弱湍流状态下也可显著加热等离子体。我们进行高分辨率的三维模拟的反向传播的阿尔文波，显示出一个$E_{B_{\perp}}(k_{\perp}) \propto k_{\perp}^{-2}$能谱的发展作为一个结果的弱湍流级联在相对论磁流体力学和它的无限磁化（无力）的限制。等离子体湍流无处不在地产生电流片，这些电流片充当磁能耗散的位置。我们表明，电流片的形式作为一个自然的结果，非线性相互作用之间的反向传播阿尔文波。这些电流片的形成是由于细长的涡流的压缩，由增长的高阶模式引起的剪切驱动，并经历变薄的过程，直到它们分裂成小尺度的湍流结构。我们探讨了在重叠波和局域波包碰撞中{电流片}的形成。在天体物理系统中，局域阿尔文波的相对论相互作用既能产生阿尔文波又能产生快波，有效地介导了电磁能量的转换和耗散。等离子体在阿尔芬波相互作用过程中产生的电流片中通过重联而发生的碰撞可以解释黑洞吸积冕和中子星磁层中的X射线辐射。
2021-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Bi-Directional Energy Cascades and the Origin of Kinetic Alfvénic and Whistler Turbulence in the Solar Wind
观测到的太阳风中的亚质子尺度湍流光谱提出了湍流如何起源的问题。在太阳静止期对千电子伏高能电子的观测表明，它们可能是驱动湍流的自由能来源。使用粒子在细胞中的模拟，我们探讨如何在高能电子的自由能，释放的电子双流不稳定性驱动韦伯一样的电磁波，激发波波相互作用。因此，动力学Alfvénic波和哨声波都被激发，并通过反向和正向磁能级联演化。
2014-01-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Constraining Low-Frequency Alfvenic Turbulence in the Solar Wind Using Density Fluctuation Measurements
一个被提出的加热太阳风的机制，从接近太阳到超过10天文单位，调用低频，倾斜，阿尔芬波湍流。由于小尺度斜阿尔芬波（动力阿尔芬波）是压缩的，在太阳风中测量到的密度波动对动力阿尔芬波的振幅设置了上限，因此对太阳风可以被低频阿尔芬湍流加热的速率设置了上限。我们评估这两个冕洞在5太阳半径和在近地太阳风的上限。在这两个半径，上限，我们发现是一致的模型中，太阳风加热低频阿尔文湍流。在1天文单位，从测量的密度波动的湍流加热率的上限是在测量的太阳风加热率的2倍。因此，如果低频阿尔文湍流有助于加热近地太阳风，动力阿尔文波必须是一个主要来源的太阳风密度波动的频率为1赫兹。我们还提出了一个简单的论点，为什么密度波动测量似乎排除模型中，太阳风加热的非湍流高频波"扫“通过离子回旋共振，但与加热的低频阿尔芬湍流兼容。
2009-08-05 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Compressive high-frequency waves riding on an Alfvén/ion-cyclotron wave in a multi-fluid plasma
本文研究了由质子、电子和α粒子组成的多流体等离子体中叠加在大振幅Alfvén波上的弱压缩高频等离子体波。对于这些波，等离子体环境是不均匀的，因为存在低频阿尔文波，振幅很大，这种情况可能适用于空间等离子体，如太阳日冕和太阳风。等离子体波的色散关系是从一个线性稳定性分析，使用一个新的本征值的方法，是用来解决一组微分波方程描述的传播等离子体波沿阿尔芬波磁场的恒定分量的方向。这种方法还允许考虑弱压缩效应。在存在背景阿尔文波的情况下，得到的色散分支与均匀等离子体的情况明显不同。由于可压缩性，声波被激发并且各种模式之间发生耦合，甚至压缩模式的不稳定性。在动力学处理中，这些等离子体波将是朗道共振波-粒子相互作用的自然候选者，因此可能通过它们的阻尼导致粒子加热。
2012-01-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Refined critical balance in strong Alfvenic turbulence
我们提出的数值证据表明，在强Alfvenic湍流，临界平衡原则-平等的非线性去相关和线性传播时间-是规模不变的，在这个意义上说，这些时间的比例的概率分布是独立的规模。只有在计算非线性时间时考虑了Elsasser场的局部排列，这一结果才成立。在任何给定的尺度上，对齐的程度被发现增加波动幅度，支持的想法，对齐的原因是相互动态剪切的Elsasser字段。临界平衡的标度不变性（而所有其他感兴趣的量都是强间歇性的，即，具有尺度依赖分布）表明它是用于描述Alfvenic湍流的尺度原理中最稳健的。在太阳风中的现场波动测量所提供的质量允许直接验证这一基本原理。
2015-08-24 astro-ph.SR nlin.CD physics.plasm-ph
Reflection-driven turbulence in the super-Alfvénic solar wind
本文用膨胀盒约化磁流体力学模拟和理论研究超阿尔文太阳风中的反射驱动湍流，解释其平衡化、$1/f$ 谱、Alfvén vortex 及相关观测特征。
2023-08-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Transition to turbulence in nonuniform coronal loops driven by torsional Alfven waves
观测和数值模拟都表明，阿尔文波可能携带足够的能量来维持太阳大气等离子体的高温。然而，波能的热化是低效的，除非考虑非常短的空间尺度。相混合是一种可以将能量降低到耗散长度的机制，但它的作用时间太长。在这里，我们研究如何湍流，驱动的相位混合扭转阿尔芬波在日冕环的非线性演化，是能够采取波能量下降到耗散尺度比线性相位混合理论预测的要快得多。我们考虑一个简单的模型，横向不均匀的圆柱形磁通管与恒定的轴向磁场。通量管受到扭转阿尔芬驻波基本模式的扰动。通过数值求解三维理想磁流体动力学方程，研究了磁流体的时间演化。最初，扭转Alfven波由于密度的横向变化而经历相位混合的过程。在仅仅几个周期的扭转波之后，由相混合产生的方位角剪切流最终触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHi），并且通量管随后被驱动到湍流状态。湍流是非常各向异性的，并且仅横向于背景磁场发展。在湍流开始后，有效雷诺数在通量管中的下降速度远远快于仅由相混合控制的初始线性阶段。我们的结论是扭转阿尔芬波的非线性演化，以及相关的KHi，是一个可行的机制，在日冕循环湍流的发病。
2021-03-31 astro-ph.SR
Relativistic particle acceleration in developing Alfvén turbulence
利用一维电磁全粒子程序，研究了相对论对等离子体参数不稳定性过程中Alfvén湍流发展过程中的粒子加速过程.相干波-粒子相互作用导致有效的粒子加速，从而导致类似幂律的能量分布函数。在模拟中，具有大相对论质量的高能粒子优先加速湍流谱随时间的演变。主要的加速机制是粒子与两种不同波之间的同时相对论共振。导出了这种波粒相互作用中最大可达能量的解析表达式。
2009-12-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Weak Alfvénic turbulence in relativistic plasmas. Part 1. Dynamical equations and basic dynamics of interacting resonant triads
阿尔文波碰撞是贯穿日光层和中低能量天体物理系统的非相对论性湍流的主要组成部分。然而，许多天体物理系统，如伽马射线暴、脉冲星和磁星磁层以及活动星系核都具有相对论流或能量密度。为了更好地理解这些高能量系统，我们推导出简化的相对论MHD方程，并利用它们来研究弱Alfvénic湍流，主要由三波相互作用，在简化的相对论磁流体力学，包括力自由，无限磁化极限。我们比较了数值解和解析解，证明了非相对论弱湍流的许多发现保留在相对论系统中。但是，相对论极限的一个重要区别是形式上不可压缩极限的不适用性，即无论磁场的强度如何，都存在与可压缩快模的有限耦合。由于快模可以跨场线传播，这种机制为能量提供了一条逃离强磁化系统的途径，例如，磁星磁层然而，我们发现，快速Alfvén耦合在斜传播的限制减少。
2022-02-23 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Heating and Acceleration of the Fast Solar Wind by Alfvén Wave Turbulence
本文对极冕洞中心磁通量管中的简化磁流体动力学（RMHD）湍流进行了数值模拟。背景大气模型是动量方程的解，并包括波压对太阳风外流的影响。阿尔文波在日冕底部发射，并由于阿尔文速度和外流速度的变化而在不同高度反射。湍流由反向传播的阿尔文波之间的非线性相互作用驱动。结果为两个模型的背景大气。在第一个模型中，等离子体密度和阿尔文速度随高度平滑地变化，导致最小的波反射和低的能量耗散率。我们发现耗散率不足以维持背景大气的温度。耗散率的标准唯象公式显着高估的速率从我们的RMHD模拟，并提出了一个修正的公式。在第二个模型中，我们引入了额外的密度变化沿通量管的相关长度为0.04 $R_\odot$和相对振幅为$10 \%$。这些密度变化模拟了压缩MHD波对Alfvén波的影响。我们发现，这种变化显着增强波的反射，从而湍流耗散率，产生足够的热量，以维持背景大气。我们的结论是阿尔文和压缩波之间的相互作用可能发挥了重要作用的湍流加热的快速太阳风。
2016-02-22 astro-ph.SR
Damping of Alfven waves in solar partially ionized plasmas: effect of neutral helium in multi-fluid approach
色球等离子体和日珥等离子体中含有中性原子，这些中性原子可能通过与离子碰撞而改变等离子体动力学。大多数原子是中性氢，但在特定温度下，等离子体中也可能存在大量的中性氦。离子与中性氢碰撞对磁流体动力学波的阻尼作用已经有了很好的研究，但中性氦的影响还很不清楚。我们的目的是研究中性氦在太阳部分电离等离子体中阿尔芬波阻尼中的作用。考虑三流体磁流体力学（MHD）近似，其中一个组分是电子-质子-单电离氦，另外两个组分是中性氢原子和中性氦原子。导出了等温均匀等离子体中线性阿尔芬波的色散关系。然后，我们求解色散关系，并得出不同等离子体参数的阿尔芬波的阻尼率。中性氦的存在下显着增强阻尼的阿尔芬波相比，由于中性氢在一定值的等离子体温度（10000-40000 K）和电离的阻尼。阻尼率在离子-中性粒子碰撞频率附近有一个峰值，但随着波谱的升高而减小。离子与中性氦原子的碰撞对色球针状体和日冕过渡区的阿尔芬波的衰减具有重要意义。
2011-09-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Fluid-like Behavior of Kinetic Alfvén Turbulence in Space Plasma
动力阿尔文波（KAWs）是MHD阿尔文波分支在相对于背景磁场高度倾斜传播的情况下的短波长延伸。对空间等离子体的观测表明，小尺度湍流主要是类KAW湍流。我们应用两种理论方法，碰撞双流体理论和碰撞动力学理论，获得的KAW极化依赖于$β_\mathrm{p}$（质子热压力的磁压力的比率）在离子陀螺仪的密度，体积速度和压力的波动的预测。我们进行小波分析的MMS磁鞘测量和比较的意见与这两种理论。我们发现，双流体理论预测的观测结果比动力学理论，这表明，小规模的KAW-like波动表现出类似流体的行为，在磁鞘中，虽然等离子体是弱碰撞。我们还提出了预测的KAW偏振的内层日光层是可测试的帕克太阳探测器和太阳轨道器。
2019-01-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Leveling of MHD turbulence imbalance in shear flows
Abastumani Astrophysical Observatory（阿巴斯图马尼天体物理观测站）；Department of Physics, Faculty of Exact and Natural Sciences, Tbilisi State University（第比利斯国立大学精确与自然科学学院物理系）；Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf（德累斯顿-罗斯多夫亥姆霍兹中心）；M. Nodia Institute of Geophysics（M.诺迪亚地球物理研究所）
本研究通过线性非模态动力学揭示了鞘流中MHD湍流不平衡的平衡机制，为理解太阳风中的湍流平衡提供了新视角。
2026-09-07 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
-8/3 spectrum in kinetic Alfvén wave turbulence: implications for the solar wind
大尺度太阳风湍流的本质在磁流体力学的理论框架中得到了较好的理解。在亚质子尺度下，不同航天器测量的磁能谱与经典湍流预言不符，情况则完全不同：一般报道的幂律指数接近于$-8/3$，而与强湍流和波湍流的预言（分别为$-7/3$和$-5/2$）相差甚远。这种差异被认为是太阳风湍流的主要问题。在这里，我们用弱动力学Alfvén波湍流的非线性扩散模型表明，级联由局部三元相互作用驱动（Passot和Sulem，2019），可以出现幂律指数为$-8/3$的磁谱。该缩放对应于具有遵循规律$k_f \sim (t_*-t)^{-3/4}$的前沿传播的第二类自相似解，其中$t<t_*$。当我们放松通常在湍流中所作的平稳性的隐含假设时，这个解就出现了。理论与观测的一致性可以解释为亚质子尺度太阳风湍流非定常性的证据。
2019-06-27 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Statistical Evidence for the Existence of Alfvénic Turbulence in Solar Coronal Loops
最近的观测表明，能够携带大量能量的波在整个日冕中无处不在。然而，这种波能量是如何耗散的（在什么时间和长度尺度上）并释放到等离子体中的问题在很大程度上仍然没有答案。分析和数值模型先前都表明，阿尔夫维尼克湍流可能不仅在快速太阳风的产生中起着关键作用，而且在日冕环的加热中也起着关键作用。为了弥合理论和观测之间的差距，我们扩展了最近的一项研究[De Moortel et al.，ApJL，782：L34，2014]通过使用来自冠状多通道偏振计（CoMP）仪器的数据分析37个明显隔离的冠状环。我们观察到Alfvénic扰动的相位速度范围从250-750公里/秒和周期从140-270秒的选择的循环。虽然过剩的高频波功率的顶点附近观察到的一些环路（暂时支持发病的Alfvénic湍流），我们表明，这种过剩取决于环路长度和所观察到的振荡的波长。在推导环的长度/波长比和增强的波功率之间的比例关系在环的顶点，并从与这些环的线宽的分析，我们的研究结果是支持的Alfvénic湍流在冠状环的存在。
2014-11-19 astro-ph.SR
Mode Conversion and Period Doubling at Plasma-$β$ Unity in an Alfvén-Wave Experiment with Liquid Rubidium
我们报告了在德累斯顿高磁场实验室（HLD）进行的液态铷的阿尔文波实验。达到63 T时，脉冲磁场超过54 T的临界值，在该临界值下阿尔文速度等于声速（等离子体- $β$单位）。在这个阈值，我们观察到一个倍周期的应用8 kHz CW激励，磁声波和阿尔文波之间的参数共振的清晰足迹。
2020-10-29 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Parallel electric field generation by Alfven wave turbulence
{This工作的目的是研究在太阳耀斑等离子体条件下，由强各向异性和平衡Alfvenic湍流产生的平行电场的光谱结构与热粒子数电子加速问题的关系。{We考虑存在强背景磁场时的各向异性阿尔文涨落。利用这种各向异性，一组减少非线性，双流体等离子体动力学方程推导。该模型的低$β$极限用于跟踪动力学阿尔芬波之间的非线性相互作用产生的能量的湍流级联，从具有$k_{\perp}ρ_{s}\ll 1$的大磁流体动力学（MHD）尺度到具有$k_{\perp}ρ_{s} \gg 1$的小“动力学”尺度，$ρ_{s}$是离子声音回旋半径。{获得了湍流电磁涨落幅度与$k_{\perp}$和$k_{\parallel}$的函数关系，表明在大MHD尺度下，电场产生一个平行于磁场的分量。} {The我们导出的平行电场起伏谱可以有效地用于模拟太阳耀斑等离子体条件下Alfven波对电子的随机共振加速和加热
2010-06-14 astro-ph.SR
Solar chromosphere heating and generation of plasma outflows by impulsively generated two fluid Alfven waves
上下文我们解决太阳色球层的加热和相关的等离子体流入和流出的产生。目的。我们试图检测离子温度和垂直等离子体流的变化，这是由脉冲激发双流体阿尔文波驱动。我们的目标是调查这些波的太阳色球加热和等离子体外流的可能贡献。方法.我们使用JOANNA程序对Alfvén波的产生和演化进行了数值模拟，JOANNA程序求解了离子+电子和中性粒子的双流体方程，并通过碰撞项耦合。结果我们确认，脉冲产生的小振幅阿尔文波的阻尼轻微影响色球的温度，并产生缓慢的等离子体流。相比之下，由大振幅脉冲产生的阿尔文波更显著地增加色球等离子体温度，并导致更快的等离子体流出。最大加热发生在脉冲从中心光球发射时，并且相关等离子体流的幅度随着脉冲的幅度而增长。结论.大振幅双流体阿尔文波对太阳色球层的加热和等离子体外流的产生有重要贡献。
2021-07-26 astro-ph.SR
Nonlinear excitation of acoustic modes by large amplitude Alfvén waves in a laboratory plasma
通过从放置在大型等离子体装置（LAPD）两端的天线发射反向传播的阿尔文波，研究了参数衰减过程核心的非线性三波相互作用过程。观察到由两个发射的阿尔文波产生的拍波响应中的共振，并且基于测量的色散关系将其识别为阻尼离子声学模式。的相互作用，包括拍频模式和响应幅度的空间分布的其他属性也是一致的理论预测的三波相互作用驱动的非线性有质动力。
2013-04-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Influence of the heliospheric current sheet on the evolution of solar wind turbulence
利用扩展箱模型（EBM）的MHD模拟方法研究了日球电流片（HCS）对太阳风中Alfvénic湍流演化的影响。模拟结果表明，在HCS附近，湍流的Alfvénicity降低，表现为较低的归一化交叉螺旋度和较大的过剩磁能。数值结果得到了OMNI数据叠加历元分析的支持，表明HCS周围等离子体片内部的归一化交叉螺旋度减小，HCS中心的过剩磁能显著增强。模拟结果表明，HCS周围Alfvénicity的降低是由于径向磁场的减弱和背景磁场中横向梯度的影响。湍流中的磁能过剩可能是由于速度和磁场之间的Alfvénic相关性的丧失以及球形膨胀的太阳风中横向动能相对于磁能的更快衰减的结果。
2022-02-15 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Modeling imbalanced collisionless Alfvén wave turbulence with nonlinear diffusion equations
利用傅立叶空间中的一对非线性扩散方程研究了从磁流体到电子尺度的强阿尔芬波湍流动力学。特别注意的是，在太阳风（SW）中，特别是在相对靠近太阳的区域中，通常观察到的反向传播波的能量之间的不平衡状态。在无碰撞制度的色散效应产生的规模相当于或大于那些耗散成为有效的，由一个给定的广义交叉螺旋度（GCH），这是一个不变的注入率产生的不平衡，是远远大于在相应的碰撞制度所描述的通常（或减少）磁流体力学。高不平衡和离子朗道阻尼的综合效应导致了亚离子尺度下横向磁场的陡峭能谱。该光谱与西南部高阿尔文区域（如后缘）的观测结果一致，但并不采取过渡范围的形式，该过渡范围在较小尺度上由较浅的光谱继续。这表明，所观察到的光谱显示这样的过渡的结果，从叠加的贡献来自不同程度的不平衡的各种流。此外，当在已经充分发展的湍流中以小尺度补充不平衡的能量注入时，例如在磁重联的作用下，观察到所有尺度的不平衡的显著增强。
2019-12-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Transition to turbulence in nonuniform coronal loops driven by torsional Alfvén waves. II. Extended analysis and effect of magnetic twist
在以前的工作中已经表明，扭转阿尔文波可以在具有纯轴向磁场的非均匀日冕环中驱动湍流。在这里，我们探讨的作用，磁扭曲。我们的模型作为一个横向不均匀的直通量管，锚定在光球，并嵌入在一个统一的日冕环境的日冕环。我们认为磁场是扭曲的，并通过模型的自由参数来控制磁扭曲的强度。我们激发纵向基本模式的立扭阿尔芬波，其时间演化是通过高分辨率的三维理想磁流体动力学数值模拟。我们发现扭转阿尔文波的相位混合在垂直于磁场线的方向上产生速度剪切。速度切变最终触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHi）。在弱扭曲的磁管中，KHi能够非线性地增长，随后，在冠状环中以与未扭曲的情况类似的方式驱动湍流。如果磁扭曲仍然很弱，磁扭曲的作用是延迟KHi的开始，减缓湍流的发展。相反，当磁扭曲足够强时，磁张力可以抑制KHi的非线性增长，即使KHi已经被相位混合剪切局部激发。因此，在强扭曲环中不会产生湍流
2022-09-19 astro-ph.SR
Modeling Kelvin-Helmholtz instability-driven turbulence with hybrid simulations of Alfvénic turbulence
对地球磁层顶Kelvin-Helmholtz（KH）事件产生的等离子体湍流的磁层多尺度（MMS）观测结果与大尺度平衡Alfvénic波动驱动的衰减等离子体湍流的高分辨率二维（2D）混合直接数值模拟（DNS）进行了比较。模拟，设置了四个观测驱动的物理参数（离子和电子β，湍流强度和注射规模）表现出定量协议的光谱，不透明度，级联速率与原位观测的属性，尽管不同的驱动机制。这种一致性表明了从磁流体力学（MHD）到亚离子尺度的湍流级联具有一定的普适性，其性质主要由所选参数决定，也表明KH不稳定性驱动的湍流具有准二维性质。泰勒假设在亚离子空间范围内的有效性表明，在亚离子尺度上的波动主要是低频，与动力学阿尔文波性质或准静态结构一致。最后，三阶结构函数分析表明，在磁层顶的KH事件所产生的湍流的级联率是一个数量级大于周围的磁鞘。
2019-11-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fully Kinetic Simulation of 3D Kinetic Alfven Turbulence
我们目前的结果从一个三维的粒子在细胞模拟等离子体湍流，类似的等离子体条件下发现的动力学尺度的太阳风。在亚离子范围内的湍流的光谱特性是一致的动力学Alfven波的理论预期。此外，我们计算的局部各向异性，定义的关系$k_{\parallel}(k_{\perp})$，其中$k_{\parallel}$是一个特征波数沿本地平均磁场在垂直尺度$l_{\perp}\sim 1/k_{\perp}$。亚离子射程各向异性与$k_{\parallel}<k_{\perp}$的尺度相关，线性与非线性时间尺度之比为1阶，表明动力学级联接近临界平衡状态。我们的研究结果与一些\emph{in situ}太阳风观测结果相比，并证明了-从第一性原理-等离子体湍流模型的可行性，该模型基于一个临界平衡的级联动力学Alfven波。
2018-03-07 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Parametric decay of Alfvénic wave packets in nonperiodic low-beta plasmas
利用一维混合模拟方法研究了非周期低β等离子体中有限尺寸Alfvén波的参量衰减。与通常的小周期系统相比，在吸收边界条件下，大系统中的波包表现出不同的衰减动力学，包括能量传递减少、密度空穴和离子加热等。由此产生的阿尔文波动力学受到几个不稳定因素的影响，包括增长率，中心波频率和不稳定带宽。当不稳定性没有足够的时间在残余包内发展时，可以实现波包的最终稳定状态，并且包大小显示出对生长速率、波振幅和等离子体β的明确定义的缩放依赖性。在适当的条件下，增强的次级衰变也可以以窄的放大波包的形式被激发。这些结果可能有助于解释实验室和航天器对阿尔芬波的观测，并改善我们对相关能量传输和离子加热的理解。
2021-10-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Dynamical Generation of Current Sheets in Astrophysical Plasma Turbulence
在许多天体物理等离子体环境中，从星系团到日冕，从太阳风到地球磁层，湍流深刻地影响着粒子传输和等离子体加热。等离子体湍流的流体和动力学模拟普遍产生相干结构，在电流片的形式，在小尺度上，这些电流片的位置似乎与增强的湍流能量耗散率。因此，阐明这些电流片的起源和性质对于确定耗散的主要物理机制至关重要，这是等离子体湍流研究前沿的主要目标。在这里，我们提出的证据，从非线性gyrokinetic模拟，强烈的非线性相互作用之间的对向传播阿尔芬波，或强烈的阿尔芬波碰撞，是一个自然的机制产生的电流片等离子体湍流。此外，我们在概念上解释这个电流片发展的阿尔芬波碰撞的非线性动力学，表明这些电流片通过初始阿尔芬波和非线性产生的模式之间的建设性干涉而产生。由一个强大的阿尔芬波碰撞产生的电流片的属性进行比较，发表的意见，在地球的磁鞘和太阳风的电流片，这些电流片的性质导致的预期，朗道阻尼的成分阿尔芬波阻尼中起着主导作用的阻尼的恶意产生的电流片。
2016-07-25 astro-ph.SR
Effects of wave damping and finite perpendicular scale on three-dimensional Alfven wave parametric decay in low-beta plasmas
本文首次通过三维开放边界混合模拟研究低β等离子体中动理学阿尔芬波参量衰变不稳定性，揭示波阻尼（碰撞阻尼、几何衰减和离子朗道阻尼）是限制其激发的关键因素，而垂直波尺度本身影响不显著。
2024-05-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Recent progress in astrophysical plasma turbulence from solar wind observations
本文总结了一些最近的进展，已在了解天体物理等离子体湍流的太阳风，从现场航天器的观测。在大尺度上，湍流主要是Alfvenic的，临界平衡，剩余能量和三维结构的测量进行了讨论，以及最近的强Alfvenic湍流模型的比较。在这些尺度上，百分之几的能量也在压缩波动中，它们的性质，各向异性，以及与Alfvenic分量的关系被描述。在小尺度的动力学范围内，低于离子gyroscale，湍流成为主要动力学Alfven在性质上，和测量的光谱，各向异性，并讨论了这种湍流的不稳定性相对于最近的级联模型。剩下的主要问题之一是如何耗散的湍流能量，和一些最近的工作在这个问题上，除了未来的空间任务，这将有助于回答这个问题，简要讨论。
2016-11-10 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Benchmarking Fast-to-Alfvén Mode Conversion in a Cold MHD Plasma. II. How to get Alfvén waves through the Solar Transition Region
阿尔文波由于电离率低而难以在光球层激发，并在过渡区（TR）遭受近全反射。然而，它们在日冕和日光层中无处不在。为了克服这些困难，我们表明，它们可能会产生高的色球层转换反射快速磁流体动力学波，并Alfvénic过渡区反射大大减少，如果快速反射点是在几个标度的TR高度。模式转换对反射快波相位的影响也进行了探讨。这一阶段可能被误解为一个旅行速度扰动，与实际的地震探测活动区的影响。
2012-03-16 astro-ph.SR
Incorporating Kinetic Physics into a Two-Fluid Solar-Wind Model with Temperature Anisotropy and Low-Frequency Alfven-Wave Turbulence
我们开发了一个1D的太阳风模型，其中包括单独的能量方程的电子和质子，质子温度各向异性，碰撞和碰撞的热通量，和低频，反射驱动，阿尔芬波湍流的分析处理。为了划分电子加热，平行质子加热和垂直质子加热之间的湍流加热，我们采用线性波阻尼和非线性随机加热理论的结果。当质子温度各向异性超过任一不稳定性的阈值时，我们通过增加质子俯仰角散射率来解释镜像和倾斜消防水管不稳定性。我们数值积分的模型方程向前的时间，直到达到一个稳定的状态，专注于两个快速太阳风的解决方案。这些解与许多观测结果一致，支持阿尔芬波湍流在太阳风起源中起重要作用的观点。
2011-11-29 astro-ph.SR physics.space-ph
