Non-ideal MHD turbulent decay in molecular clouds
众所周知，非理想磁流体动力学效应在分子云的动力学中是重要的：双极扩散和可能的霍尔效应都已被确定为重要的。我们提出了一套模拟的结果，分辨率为512立方的湍流衰减的分子云，同时将双极扩散和霍尔效应的简化形式。湍流中的初始速度场从超阿尔夫文和高超音速变化到跨阿尔夫文但仍然是超音速。我们发现，双极扩散增加了湍流的衰减速率，增加了从$t^{-1.25}$到$t^{-1.4}$的衰减。霍尔效应在这方面几乎没有影响。密度、速度和磁场的功率谱都受到非理想项的影响，与指数的理想MHD湍流相比明显变陡。密度功率谱分量的变化从约1.4到约2.1的理想和非理想的模拟分别，和其他变量的功率谱都表现出类似的修改时，考虑到非理想的影响。同样，这些变化的主要来源是双极扩散，而不是霍尔效应。在短尺度下，速度场和磁场之间也存在解耦。霍尔效应导致增强的磁重联，并因此在短的长度尺度上减少功率。研究了速度弥散对特征长度尺度的依赖关系，发现其本质上不是幂律的。
2009-09-23 astro-ph.GA
Sub-Alfvenic Turbulence: Magnetic to Kinetic Energy Ratio, Modification of Weak Cascade and Implications for Magnetic Field Strength Measurement
本文研究速度或磁涨落驱动的亚阿尔文 MHD 湍流，揭示动能/磁能比与弱级联修正，并指出 DCF 磁场测量法的适用局限及替代观测公式。
2024-10-25 astro-ph.GA
Ambipolar diffusion in large Prandtl number turbulence
研究了双极扩散对磁流体湍流的影响。在大多数情况下，我们使用单流体近似，其中带电粒子和中性粒子之间的漂移速度与洛伦兹力成比例。在两种情况下，我们还比较了相应的双流体模型，其中电离和重组包括在中性和带电物种的连续性和动量方程。我们考虑了与星际介质有关的大磁普朗特数区域。磁场性质被发现是很好地代表了单流体近似。我们量化AD对总的和光谱的动能和磁能，欧姆和AD耗散率，统计的磁场，电流密度，和线性极化的旋转不变的E和B模式极化测量的影响。我们发现，随着AD的增加，磁场的峰度降低。E模式偏振改变其偏度从正值的小AD到负值的大AD。即使AD很弱，AD的变化对E的偏度和峰度也有显著影响，而对B的偏度和峰度的影响很弱。这些结果打开的可能性，采用E和B模式偏振的诊断工具，表征湍流特性的星际介质。
2019-05-29 astro-ph.GA
Interstellar Sonic and Alfvénic Mach Numbers and the Tsallis Distribution
为了表征ISM磁流体动力学（MHD）湍流的马赫数，我们研究了分辨率为512 ^[3]的14个理想等温MHD模拟中密度、速度和磁场的空间增量的概率分布函数。特别是，我们使用Tsallis函数拟合PDF，并研究了拟合参数对气体的可压缩性和磁化强度的依赖性。我们发现Tsallis函数很好地拟合了MHD湍流的PDF，拟合参数显示出对音速和阿尔芬马赫数的敏感性。对于3D密度、柱密度和位置-位置-速度（PPV）数据，我们发现PDF的振幅和宽度显示出对音速马赫数的依赖性。我们还发现PDF的宽度是敏感的整体Alfvenic马赫数，特别是在情况下，音速是高的。这些依赖关系也被发现模拟观测的情况下，云状边界条件，平滑，和噪声的介绍。Tsallis统计能够表征模拟ISM湍流的音速和Alfvenic马赫数，这表明它是分析观测到的ISM的有用工具，特别是当与其他统计技术同时使用时。
2011-03-16 astro-ph.GA
Trans-Alfvenic Magnetohydrodynamic Turbulence in the Vicinity of Supernova Remnant Cassiopeia-A Shocks
利用同步辐射强度的二阶关联函数可以获得超新星遗迹磁场扰动的统计数据。在这里，我们测量超新星遗迹Cassiopeia-A的同步辐射强度的两点相关的磁能谱，使用最近开发的无偏方法。在超新星遗迹激波附近测得的磁能谱在十年尺度上符合2/3幂律，显示出发达的trans-Alfvenic磁流体动力学湍流。我们的结果是全球一致的发展磁流体动力学湍流trans-Alfvenic马赫数的理论预测，并可以解释的SNR冲击附近的磁场的放大。磁能谱预测SNR Cassiopeia-A在射频观测中有一个额外的子激波，以及正向和反向激波，在激波附近有一个约0.115 pc的放大磁场的径向窗口
2020-09-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Disk Formation in Magnetized Dense Cores with Turbulence and Ambipolar Diffusion
磁粒子对于恒星和行星的形成都是必不可少的，但它们如何在磁化分子云核心中形成仍然存在争议。这项工作的重点是如何磁盘的形成是受湍流和双极扩散（AD），单独和组合，强调恒星形成的原恒星质量吸积阶段。我们发现，一个相对较强的，在核心尺度上的声波湍流强烈扭曲，但不完全破坏众所周知的磁致扁平伪盘，占主导地位的内部原恒星吸积流在层流的情况下，与以前的工作。湍流使形成一个相对较大的磁盘在早期或没有双极扩散，但这样的磁盘仍然强烈磁化，并没有坚持到我们的模拟结束，除非一个相对较强的双极扩散也存在。层流模拟中启用AD的磁盘倾向于重力碎片。初始湍流抑制了盘的碎裂。双极扩散通过磁通量重新分布降低星周区域的磁场强度，并使那里的磁力线在方位角上减少箍缩，特别是在后期，从而促进了盘的形成和生存。我们的结论是，湍流和双极扩散相互补充，促进磁盘的形成。在我们的模拟中形成的磁盘继承了一个相当强的磁场，从它的父母核心，与一个典型的等离子体- $β$的数量级几十或更小，这是2-3个数量级低于通常采用的数值在MHD模拟的原行星盘。为了解决这一潜在的紧张局势，需要用越来越现实的物理学对磁盘的形成和演化进行长期模拟。
2019-08-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Fields in Molecular Clouds -- Observation and Interpretation
塞曼效应和尘埃颗粒排列是探测分子云中磁场（B场）的两种主要方法，主要是由恒星形成的研究激发的，因为B场可以调节引力收缩和通道湍流速度。这篇综述总结了我们在过去十年中对B场的观察，以及我们的解释。银河系B场将分子云锚定到云核，其尺度约为0.1 pc，密度为10^4-5 H_2/cc。在核心内，湍流可以稍微超阿尔夫文，而大量的母云是次阿尔夫文。观察到的后果，这些很大程度上有序的云B-字段上的碎片和恒星形成。上面的范例与本世纪前十年普遍接受的理论有很大的不同，当时云湍流被认为是高度超阿尔夫文的。因此，湍流各向异性和双极扩散的诱导也重新审视。
2021-06-15 astro-ph.GA
Particle acceleration in Alfvénic turbulence with a strong guide field
University of Wisconsin at Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Space Science Institute（太空科学研究所）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
针对强引导场下传统粒子加速机制无法解释非热粒子分布的问题，研究提出粒子在电荷匮乏电流片中被加速，该电流速度近光速，相关分布服从对数正态统计，为非热粒子分布提供了新机制。
2026-11-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Structure of Stationary Strong Imbalanced Turbulence
本文采用高分辨率直接数值模拟方法，系统地研究了不可压MHD湍流的谱和结构。我们考虑了平衡和不平衡（交叉螺旋）的情况下，模拟亚阿尔芬以及跨阿尔芬湍流。本文扩展了Beresnyak & Lazarian（2008）中的数值方法。我们证实，驱动不平衡湍流有一个稳定的状态，即使高度的不平衡。我们的主要发现是，显性和亚显性Alfvenic组件的结构是显着不同的。使用最稳健的观测量，如能量比，我们能够拒绝几个现有的强不平衡湍流模型。
2009-07-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
The effect of ambipolar diffusion on low-density molecular ISM filaments
分子星际介质的结构和这种形态与恒星形成的潜在联系最近已成为高分辨率观测的焦点。一个特别令人困惑的问题是，局部星际细丝似乎具有相同的厚度，与它们的柱密度无关。这需要对它们的形成过程和控制它们进化的物理学有理论上的理解。在这项工作中，我们探讨了一种情况下，细丝是耗散结构的大规模星际湍流级联和离子中性摩擦（也称为双极扩散）是通过防止小规模的压缩影响它们的大小。我们采用高分辨率，三维MHD模拟，与网格代码RAMSES进行，调查非理想的MHD湍流作为一个灯丝的形成机制。我们重点分析的质量和厚度分布所产生的附属结构。对驱动和衰减MHD湍流的模拟表明，当模型中包含双极扩散时，密度和磁场的形态是不同的。特别是，密度结构是更广泛和更大的离子中性摩擦的效果和功率谱的速度和密度陡峭在较小的波数。理想和非理想MHD模拟之间的比较表明，双极扩散导致的细丝厚度分布向更高的值的移位。然而，没有一个分布表现出在所观察到的局部细丝中发现的明显峰值。在这些数值实验中，由于动力学范围的限制和缺乏自引力，我们目前还不能得出结论，这是由于不同的细丝选择，还是由于细丝形成的固有物理特性。
2016-02-15 astro-ph.GA
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
Radio Synchrotron Fluctuation Statistics as a Probe of Magnetized Interstellar Turbulence
我们研究如何观测同步辐射强度波动可以用来探测星际湍流的音速和阿尔夫文马赫数，基于模拟观测进行磁流体动力学湍流的模拟。我们发现，结构函数的斜率，和诊断的各向异性，我们称之为集成四极比模量，都依赖于Alfvénic马赫数。然而，这些统计数据还取决于同步辐射区域内平均磁场相对于我们视线的方向，这就产生了一种简并性，这种简并性不能仅仅通过同步辐射强度的观测来打破。我们的结论是，同步辐射的偏振可以分析，以打破这种简并，并建议这将是可能的平方公里阵列。
2016-03-09 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
Spectral breaks of Alfvenic turbulence in a collisionless plasma
最近的观测表明，在几乎无碰撞的太阳风等离子体中，磁湍流扩展到比等离子体微尺度更小的尺度，如离子回旋半径和离子惯性长度。在高频率的磁场和密度波动谱中测量到的断裂被认为与从大尺度磁流体到小尺度动力学湍流的过渡有关。然而，这种转变的规模和负责的物理机制还没有得到很好的理解。在目前的工作中，我们强调的关键作用的等离子体参数在过渡到动力学湍流，如离子和电子等离子体β，电子与离子的温度比，湍流波动的湍流度。然后，我们对最近观察中报告的光谱突变提出了解释。
2015-07-02 astro-ph.GA physics.plasm-ph physics.space-ph
Sub-sonic compressible magnetohydrodynamic turbulence I. Alfvénic and fast-magnetosonic injection, amplitude dependence, and compressibility effects
Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心、拉格朗日实验室）
该研究通过PLUTO代码的三维模拟，探究亚音速可压缩MHD湍流的性质受初始扰动、振幅及等离子体β的影响，明确了不同条件下的湍流谱特征，相关结果将为后续宇宙线输运研究提供基础。
2026-11-03 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
Collapse of turbulent massive cores with ambipolar diffusion and hybrid radiative transfer I. Accretion and multiplicity
（略）背景。大质量恒星形成于磁化和湍流的环境中，通常位于星团中。它们的吸积机制，以及它们系统的恒星多样性的起源都知之甚少。目的。我们研究了磁场和湍流对大质量原恒星吸积机制及其多重性的影响。方法.我们提出了一系列的四个辐射MHD模拟崩溃的大规模磁化，湍流核心的100 $M_\odot$与AMR代码Ramses，包括混合辐射转移方法恒星辐射和双极扩散。我们改变马赫数和阿尔文马赫数来探测亚阿尔文和超阿尔文湍流以及亚超音速湍流区。结果亚星系湍流导致单恒星系统，而超星系湍流导致螺旋臂碰撞后的盘碎片形成双星，质量比为1.1-1.6。在这些运行中，下落的气体通过一个短暂的环双星结构到达各个圆盘。磁调节，热为主（等离子体β $β>1$），开普勒盘形成在所有运行，大小为100-200 AU和质量1-8 $M_\odot$。围绕初级和次级下沉颗粒的圆盘具有相似的性质。我们观察到次级恒星的吸积率比它们的主星伴星高。主盘方向被发现是由湍流携带的初始角动量。结论.小（300 AU）的大质量原恒星盘，因为那些经常被观察到的现在只能复制到目前为止，在存在（中等）磁场与双极扩散，即使在湍流介质。磁场和湍流之间的相互作用决定了星团的多样性。等离子体β $β>1$是流光和圆盘的良好指示器。
2021-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Disentangling 3D Magnetic Field Geometry from Turbulence: A Polarization-Based Classification Method
Department of Physics and Astronomy, University of North Carolina Chapel Hill（北卡罗来纳大学教堂山分校物理与天文学系）
本文提出一种基于偏振和位置角指标的决策树分类器，用于从合成图中恢复三维磁场几何，在亚阿尔文条件下有效，超阿尔文时失效。
2026-09-15 astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Multi-spacecraft Analysis of the Properties of Magnetohydrodynamic Fluctuations in Sub-Alfvénic Solar Wind Turbulence at 1 AU
本文利用磁层多尺度探测器在磁流体动力学（MHD）尺度上研究了亚阿尔夫文太阳风湍流的各向异性和尺度变化，给出了波矢空间的三维磁功率谱。磁功率分布被组织在由波矢（k）和背景磁场（$b_0$）在傅立叶空间中确定的新坐标中。本研究利用两种方法来确定波矢：奇异值分解方法和时序分析。这两种方法的组合允许检查磁场特性的模式组成，而无需任何时空假设。观测表明，在垂直于k的方向上的波动（$δB_{\perp1}$）和$b_0$显著地垂直于$b_0$级联，并且这种各向异性随着波数而增加。$δB_{\perp1}$的约化功率谱遵循Goldreich-Sridhar标度：$P(k_\perp)\sim k_\perp^{-5/3}$和$P(k_{||}) \sim k_{||}^{-2}$。相比之下，$kb_0$平面内的波动显示各向同性行为：垂直功率分布与平行分布大致相同。在$kb_0$平面内的涨落的约化功率谱遵循标度：$P(k_\perp)\sim k_\perp^{-3/2}$和$P(k_{||})\sim k_{||}^{-3/2}$。将频率波矢谱与MHD模的理论色散关系进行比较，发现$δB_{\perp1}$可能与Alfven模有关。此外，对于Alfvénic组件，级联时间的比值波周期被发现是一个因素的几个，在强湍流状态下的临界平衡一致。$kb_0$平面内的磁场波动更可能源自基于各向同性行为的快模…
2022-11-28 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Cosmic ray streaming in the turbulent interstellar medium
本文研究了$-100~$ GeV宇宙射线在湍流星际介质中的流动不稳定性及其阻尼。我们发现流不稳定性的阻尼主要由弱电离分子云中的离子-中性碰撞阻尼、高电离暖介质中的湍流阻尼和星系晕中的非线性朗道阻尼所控制。只有在星系晕中，CR的流动速度接近阿尔文速度。Alfvénic湍流通过磁场线缠结在抑制流动不稳定性和调节流动CRs扩散方面起着重要作用，流动CRs在观测坐标系中的有效平均自由程由超Alfvénic湍流的Alfvénic尺度决定.得到的扩散系数对Alfvén马赫数很敏感，在多相ISM中，Alfvén马赫数具有很大的取值范围。超Alfvénic湍流有助于流动CR的额外限制，无论占主导地位的阻尼机制。
2022-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE physics.plasm-ph
Energy balance and Alfvén Mach numbers in compressible magnetohydrodynamic turbulence with a large-scale magnetic field
能量均分是理解天体物理等离子体的有力理论工具。例如，它被用来测量星际介质（ISM）中的磁场，作为小尺度湍流发电机作用的证据，并且通常用于估计恒星形成分子云的能量预算。在这项研究中，我们激励和探索的体积平均均方根（rms）之间的湍流，$δ\mathbf{B}$和大规模，$\mathbf{B}_0$领域，$\left< (δ\mathbf{B}\cdot\mathbf{B}_0)^{2} \right>^{1/2}_{\mathcal{V}}$的磁耦合项的作用。通过考虑能量平衡方程的二阶矩，我们证明了在亚Alfvénic大尺度湍流场中，均方根耦合项与体均湍流动能能量均分。在这些条款之间的准确的能量均分的假设下，我们推导出的磁性和耦合项波动，这提供了良好的，无参数的协议与时间平均的数据从280可压缩MHD湍流的数值模拟的关系。此外，我们还研究了湍流马赫数、平均场马赫数和总Alfvén马赫数之间的关系，并证明了亚Alfvénic湍流只能通过强的大尺度磁场发展，而强磁场支持极端的超Alfvénic湍流磁场.这意味着，磁场波动显着次主导的亚阿尔夫文大尺度场制度的速度波动。在整个研究中，我们广泛讨论了观测磁场和理解磁化ISM中的动态的影响。
2022-07-24 astro-ph.GA physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Collapse of turbulent massive cores with ambipolar diffusion and hybrid radiative transfer II. Outflows
大多数大质量原恒星都有两极外流。尽管如此，对于这些流出的起源机制，以及较少观察到的单极流出的原因，还没有达成共识。我们的目标是确定早期大规模原恒星外流的起源，重点是在湍流介质中的辐射转移和磁场的综合影响。我们使用四个国家的最先进的辐射磁流体动力学模拟后，大规模的100 Msun前星核的拉美西斯代码崩溃。湍流通过初始速度色散来考虑。我们使用混合辐射转移方法，包括双极扩散。我们发现，湍流延迟发射的外流，这似乎主要是由磁流体动力学过程。磁塔流和磁离心加速度对加速有贡献，并且前者比后者在更大的体积上操作。我们最好的分辨率，5 AU，不允许我们得到磁离心加速流出的收敛结果。辐射加速也发生了，主要发生在恒星附近，扩大了外流范围，但对磁外流的发射没有负面影响（M~17 Msun，L~ 1 e5 Lsun）。相关的张角（20-30度时，磁场占主导地位）建议额外的（去）准直效果，以满足观测的限制。流出物几乎垂直于磁盘发射，并与最初的核心尺度磁场不一致，与几个观测研究一致。在最湍流的运行中，流出是单极的。我们的结论是，磁过程占主导地位的大规模原恒星外流的加速高达~17 Msun，对辐射过程。湍流扰动流出发射，是一个可能的解释单极流出。
2021-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Effect of Magnetic Fields and Ambipolar Diffusion on the Column Density Probability Distribution Function in Molecular Clouds
模拟一般显示，非自引力云具有对数正态柱密度（$Σ$）概率分布函数（PDF），而具有活跃恒星形成的自引力云在高柱密度下会形成明显的幂律尾。虽然幂律的增长可以归因于引力收缩导致凝聚核的形成，但人们经常争论所观察到的对数正态形状是否是超音速湍流的直接结果，或者甚至是否真的在分子云中观察到。在本文中，我们运行的三维磁流体动力学模拟，包括双极扩散与不同的初始条件，看看强磁场和非线性初始速度扰动的柱密度PDF的演变的效果。我们的模拟表明，柱密度PDF的云与超临界质量流量比，无论是线性扰动或非线性湍流，迅速发展的幂律尾部，使$dN/d \log Σ\propto Σ^{-α}$与指数$α\simeq 2$。有趣的是，具有次临界质量通量比的云也直接进入幂律PDF，但具有更陡的指数$α\simeq 4$。这是重力驱动的双极扩散的结果。然而，对于具有湍流谱（$v_{k}^{2} \propto k^{-4}$）的非线性扰动，亚临界云的柱密度PDF在云演化的大部分保持对数正态形状，并且仅在形成超临界气袋时，在更大的柱密度处发展出指数为$α\simeq 2$的明显幂律尾部。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Developing the 3-Point Correlation Function For the Turbulent Interstellar Medium
本文首次将角相关三点关联函数（3 PCF）应用于星际湍流的密度场磁流体动力学（MHD）湍流模拟。以前的工作已经表明，角平均双谱，3 PCF的傅里叶空间模拟，是敏感的音速和阿尔夫维尼克马赫数的湍流。在这里，我们表明，通过多极矩相对于三角形开口角引入角信息提供了相当大的额外的歧视这些参数的权力。我们利用一种快速、高阶的$N_{\rm g} \log N_{\rm g}$（$N_{\rm g}$是用于傅立叶变换的网格单元数）3 PCF算法，研究了一组具有10种不同音速和Alfvénic马赫数组合的MHD湍流模拟，范围从亚音速到超音速，从亚音速到超Alfvénic。3 PCF算法的速度首次实现了信号时变的完全量化：我们研究了每个条件下的9个时间片，证明3 PCF具有足够的时间稳定性，可以用作ISM诊断。在未来，将这个框架应用于3-D尘埃图将能够更好地处理尘埃作为宇宙学前景，并揭示ISM中塑造恒星形成的条件。
2018-10-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
MHD Turbulence
综述了MHD湍流理论和数值实验的研究现状及其在天体物理和太阳科学中的应用。本文介绍了研究湍流的常用工具、基本湍流模型、MHD方程及其波动模式。随后，我们涵盖了Alfvenic湍流，不平衡湍流，小尺度发电机和模型的理论和数值计算超声速MHD湍流。
2019-10-08 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Galactic Outflows by Alfvénic Poynting Flux: Application to Fermi Bubbles
我们调查的作用，在银河系的球区的磁活动在驱动大规模外流的大小$\sim 10$千秒差距。磁浮力和磁旋转不稳定性形成的通道流的破碎通过磁张力激发坡印亭通量。三维全球数值模拟结果表明，这种\Alfvenic坡印廷流的平均光度为$10^{40} - 10^{41}$ erg s $^{-1}$ .我们研究的能量和动量转移从坡印亭通量的气体通过求解时间相关的流体动力学模拟明确考虑到低频\Alfvenic波的周期为0.5万年在一维垂直磁通管。\Alfvenic波向上传播进入银河晕，并通过沿曲折的磁场线传播而衰减。如果湍流接近trans-Alfvénic，则波阻尼是显著的，这导致向上传播的激波的形成。在激波前沿，温度$\gtrsim 5\times 10^6$ K，密度$\approx 6\times 10^{-4}$ cm $^{-3}$，流出速度$\approx 400-500$ km s $^{-1}$，高度$\approx 10$ kpc，合理地解释了费米泡热分量的基本物理性质。
2018-01-19 astro-ph.GA astro-ph.HE
MHD Turbulence, Turbulent Dynamo and Applications
MHD湍流在许多空间物理和天体物理环境中很常见。本文首先讨论了不可压MHD湍流的性质。导电性良好的流体在一个称为小规模发电机的过程中放大了初始磁场。低于动能和磁能的均分尺度，谱是陡峭的（Kolmogorov-5/3），并以临界平衡的强MHD湍流为代表。本文介绍了普遍非线性小尺度发电机的基本原理和MHD湍流的惯性范围。在高分辨率直接数值模拟中，我们测量了小尺度发电机$C_E=0.05$、Kolmogorov常数$C_K=4.2$和各向异性常数$C_A=0.63$对MHD湍流的效率。我们还讨论了所谓的不平衡或交叉螺旋MHD湍流，这是相关的许多对象，最突出的是在太阳风。结果表明，不可压缩MHD湍流的性质与可压缩湍流中MHD叶栅Alfvénic部分的性质相似。级联的其他部分根据其自身的动态发展。慢模式由Alfvénic模式级联，而快模式创建独立的级联。我们发现，不同的方式分解成Alfvén，慢，快模式的可压缩MHD湍流提供一致的结果，不仅是有用的理解湍流级联，但其与快速粒子的相互作用。
2014-06-04 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
The magnetic field of molecular clouds
分子云的磁场在恒星形成过程中起着重要的作用：它决定着控制分子云碎裂的超声速湍流的统计特性，控制着原恒星坍缩过程中的角动量输运，影响着星周盘的稳定性。在这项工作中，我们集中在磁场强度的测定问题。我们回顾的想法，MC湍流是super-Alfvénic的，我们认为，MC是注定要出生super-Alfvénic。我们表明，这种情况是支持从最近的模拟超新星驱动的湍流的规模为250 pc，其中湍流级联解决了广泛的尺度，包括内部的MC的结果。
2017-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
A multi-shock model for the density variance of anisotropic, highly-magnetised, supersonic turbulence
激波是我们理解超音速湍流密度和速度统计的基础，例如在冷星际介质（ISM）中发现的那些。密度场的变化，$σ^2_{ρ/ρ_0}$，对于分子云（MC），宇宙中恒星的诞生地特别感兴趣。密度变化可以用来推断MC中的潜在物理过程，并将云的恒星形成（SF）速率参数化。然而，$σ^2_{ρ/ρ_0}$的模型都具有一个共同的特征--方差被假设为各向同性。这种假设不成立时，一个跨/亚阿尔夫文平均磁场，$\vec{B}_0$，是目前在云中，这一观测表明是相关的一些MC。我们开发了一个各向异性模型$σ_{ρ/ρ_0}^2$，使用流体动力学和快速磁声冲击，传播相互正交的贡献。我们的模型预测了在高马赫数$(\mathcal{M})$极限下$σ_{ρ/ρ_0}^2$的上限，因为小尺度密度波动被强$\vec{B}_0$抑制。在流体动力学极限下，该模型简化为各向同性的$σ_{ρ/ρ_0}^2-\mathcal{M}$关系。为了验证我们的模型，我们计算了$σ_{ρ/ρ_0}^2$从12~高分辨率，三维，超声速，亚Alfvénic磁流体动力学（MHD）湍流模拟，并找到与我们的理论很好的协议。我们讨论了如何两个MHD冲击可能是双峰取向的过密度在某些MC和SF理论的影响，在存在一个sub-Alfvénic $\vec{B}_0$。通过建立一个各向异性的，超音速密度波动模型，这项研究铺平了道路，SF理论在星际湍流的高度各向…
2021-04-09 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Non-ideal magnetohydrodynamic simulations of the first star formation: the effect of ambipolar diffusion
在现今宇宙中，磁场在恒星形成过程中扮演着角动量输运和外流驱动的重要角色，它控制着星周盘的形成/碎裂以及恒星的形成效率。虽然在早期宇宙中只存在一个弱得多的场，但最近的理论研究发现，在引力坍缩期间，湍流发电机可以产生强场。在这里，我们调查的云核（$\sim 10^{3}\ \rm cm^{-3}$）的引力坍缩到原恒星形成（$\sim 10^{20}\ \rm cm^{-3}$）的非理想磁流体动力学（MHD）模拟考虑双极扩散（AD），占主导地位的非理想效应的原始气体。我们系统地研究了旋转云核，无论有或没有湍流，并与不同强度的均匀场渗透。我们发现，AD可以轻微地抑制发电机场的增长，特别是在小于琼斯尺度的密度范围$10^{10}-10^{14}\ \rm cm^{-3}$，而我们不能看到AD的温度演化的影响，因为AD加热率总是小于压缩加热。AD的低效率使得形成的原恒星附近的磁场强度与$10^{3}-10^{5} \rm\ G$一样强，比现在的情况强得多，即使在最初磁场较弱的情况下。磁场影响入流运动时，放大到均分的水平与湍流的琼斯规模，虽然扰动场不发射风。这可能表明，发电机放大的领域有较小的影响，在后期吸积阶段的动态比其他过程，如电离反馈。
2022-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
The diffusion and scattering of accelerating particles in compressible MHD turbulence
本文数值研究压缩MHD湍流中宇宙线的扩散、散射与加速，发现回旋半径指数增长、动量扩散呈幂律或平台，扩散主导模式随阿尔文区变化，加速由快/慢模式主导，磁声模式仍关键。
2023-11-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnetic flux transport via reconnection diffusion in different sonic regimes of interstellar MHD turbulence
本研究针对重联扩散理论未考虑可压缩性影响的问题，通过数值模拟测量不同声马赫数下亚阿尔文MHD湍流的磁场扩散系数，给出扩散系数与阿尔文马赫数、声马赫数的定量关系，为恒星形成建模提供关键依据。
2025-07-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
