A Hydrochemical Hybrid Code for Astrophysical Problems. I. Code Verification and Benchmarks for Photon-Dominated Region (PDR)
一个二维水化学混合程序，KM 2，构造处理天体物理问题，将需要耦合的流体动力学和化学演化。该程序假设在柱坐标系中轴对称，由两个模块组成：流体力学模块和化学模块。流体动力学模块使用Godunov型有限体积方案求解流体动力学，并将所包含的化学物质视为被动平流标量。化学模块隐含地解决了非平衡化学和由于热过程与外部紫外线辐射的转移而引起的能量变化。研究了自屏蔽效应对CO和H $_2$光解的影响。在这篇介绍性的论文中，提出了采用的数值方法，以及使用流体动力学模块的代码验证，并对化学模块进行了基准测试，其中反应特定于光子主导区域（PDR）。最后，作为一个例子，预期的能力，水化学演变的PDR的PDR基准的基础上。
2015-06-01 astro-ph.GA astro-ph.IM
Small-scale turbulent dynamo in astrophysical environments: nonlinear dynamo and dynamo in a partially ionized plasma
小尺度湍流发电机负责放大磁场的尺度小于驱动尺度的湍流在不同的天体物理介质。大多数早期的发电机理论关注的是运动机制和小尺度磁场放大。本文综述了我们在部分电离等离子体非线性发电机和发电机区理论发展方面的最新进展。证明了引力收缩过程中磁场重联扩散对非线性发电机和磁场放大的重要性。对于部分电离等离子体中的发电机，中性粒子和离子之间的耦合状态以及离子-中性粒子碰撞阻尼对发电机的行为和产生的磁场结构有重要影响。我们提出了我们的分析预测和数值试验与双流体发电机模拟发电机功能在这个政权。此外，为了说明天体物理学的影响，我们讨论了几个例子的发电机理论的应用研究磁场演化的震前和震后地区的超新星遗迹，在弱磁化的分子云，在（原始）恒星形成，并在第一个星系形成。
2021-06-23 astro-ph.GA 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
SPARCS -- combining radiation hydrodynamics with non-equilibrium metal chemistry in the SWIFT astrophysical code
the Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）；the University of Chicago（芝加哥大学）；University of Hull（赫尔大学）；Durham University（杜伦大学）；Leiden University（莱顿大学）；École Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；Université de Genève（日内瓦大学）
SPARCS结合SPH-M1RT辐射传输方法与CHIMES非平衡金属化学求解器，实现辐射流体动力学模拟，研究星系际介质中非平衡效应和不均质性对离子分数的影响。
2026-03-20 astro-ph.GA astro-ph.IM
The challenges of modelling microphysics: ambipolar diffusion, chemistry, and cosmic rays in MHD shocks
从分子云到原行星盘，非理想磁效应在许多天体物理环境中都很重要。事实上，在恒星和盘的形成过程中，很明显这些效应对系统的演化至关重要。然而，非理想效应的效力取决于磁场、电离辐射、宇宙射线、微观物理学和化学之间复杂的相互作用。为了了解这些关键的微观物理参数，我们提出了一个一维非理想磁流体动力学代码，并将其应用到一个模型的时间依赖性，倾斜，磁冲击波。通过改变模型的微物理成分，我们发现，宇宙射线和尘埃起着重要的作用，而且，尽管存在不确定性，包含微物理是必不可少的，以获得一个现实的结果，在磁天体物理模拟。
2019-01-02 astro-ph.GA
Heat Transfer and Reconnection Diffusion in Turbulent Magnetized Plasmas
众所周知，磁场约束带电粒子的运动，阻碍带电粒子垂直于磁场方向的扩散。这种修改的运输过程是至关重要的各种各样的天体物理过程，包括宇宙射线的运输，重元素在星际介质，恒星形成等处理这些过程中应该记住，在现实的天体物理条件下磁化流体湍流。在这篇评论中，我们挑出一个单一的运输过程，即热传递，并考虑它是如何发生在磁化湍流的存在。我们表明，磁场线不断改变拓扑结构和连通性的能力是正确描述湍流流体中三维磁场随机性的核心。这种能力是由湍流流体中的快速磁重联保证的，并在天体物理等离子体热传递物理图像的核心提出了重联扩散的概念。呼吁重联扩散，我们描述了等离子体的能力，不同的磁化涡流之间的扩散解释对流的热量湍流。采用结构的磁场，从现代的理解MHD湍流，我们还讨论了热传导，电子流沿随机磁场线。我们比较了有效的热传输，从这两个过程中产生的，并得出结论，在许多天体物理学动机的情况下，涡流平流的热量占主导地位。最后，我们讨论了子和超扩散的概念，并表明子扩散需要相当严格的设置。同时，在小于湍流注入尺度的尺度上，热的加速扩散或超扩散是可能的。
2012-02-08 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.geo-ph
On the resilience of helical magnetic fields to turbulent diffusion and the astrophysical implications
大尺度磁场对湍流扩散敏感的程度对于解释天体物理学中原位大尺度发电机的需要以及观测推断与动能相比的场强是重要的。通过求解各向同性湍流和任意螺旋大尺度场引发的系统中的磁能和磁螺旋度的耦合方程，我们量化了有界或周期性系统的后者的衰减率。与非螺旋磁场相关的能量通过湍流扩散迅速衰减，但螺旋分量的衰减率取决于其磁能与湍流动能的比值是否超过由M_{1,c} =（k_1/k_2）^2给出的临界值，其中k_1和k_2是大尺度和强迫尺度的波数。湍流扩散的螺旋领域，以小尺度，而保存磁螺旋度需要在总磁能迅速增加。因此，只有当螺旋场是亚临界时，它们才能如此扩散。当超临界时，大尺度螺旋场缓慢衰减，即使在宏观湍流存在时，也是以由微观物理耗散确定的速率衰减。小尺度磁螺旋度的放大减弱了湍流扩散。两个含义是：（1）支持基于大尺度场的快速湍流扩散的原位大尺度发电机的需要的标准论点需要重新思考，因为只有非螺旋场在封闭系统中如此扩散。然而，边界条件可以提供潜在的途径，快速变化的大规模螺旋场。(2)由于M_{1,c} <<1，对于k_1 <<k_2，长寿命的有序大尺度螺旋场的存在，如河外喷流，并不能保证磁场支配动能。
2015-11-17 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Reconnection in Astrophysical Environments
磁重联是高导电流体中改变磁场拓扑结构的过程。传统上，磁重联大多与太阳耀斑有关。实际上，这一过程必然是普遍存在的，因为天体物理学中的流体是磁化的，流体元素的运动必然会导致磁力线中的磁冻结和磁重联的交叉。我们考虑了真实三维几何中存在湍流时的磁重联。在大多数天体物理环境中，这种湍流是预先存在的，但它也可以由磁重联本身引起。在这种情况下，湍流磁场漂移打开了重联流出区，使重联快速。本文讨论了Lazarian \& Vishniac（1999）湍流重联模型，它的数值和观测检验，以及它与现代对湍流拉格朗日性质的理解的联系。结果表明，重联率对MHD湍流水平的依赖性使得被普遍接受的Goldreich \& Sridhar（1995）湍流模型是自洽的。同样，我们认为，著名的阿尔文定理通量冻结是不正确的湍流流体，因此磁场扩散的湍流体积。这是磁场动力学的一个元素，以前的理论没有考虑到。例如，恒星形成理论的发展，假设它是唯一的漂移的中性粒子，可以违反否则完美的磁通冻结，受到影响，我们讨论的后果的湍流扩散的磁场介导的重联。
2014-07-23 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
A-priori Validation of Subgrid-scale Models for Astrophysical Turbulence
我们进行先验验证测试的亚网格尺度（SGS）模型的湍流输送的动量，能量和被动标量。为此，我们进行了两套高分辨率的流体动力学模拟与拉格朗日代码：一个等温的湍流箱均方根马赫数为0.3，2和8，和经典的风洞中，冷云通过热介质逐渐溶解，由于流体不稳定性。检查两个SGS模型：天体物理模拟中广泛采用的涡动扩散率（ED）模型和Clark等人（1979）提出的“梯度模型”。我们发现，这两个模型预测的SGS项的大小同样好（相关系数> 0.8）。然而，梯度模型提供了很好的预测SGS条款的方向和形状，而ED模型预测差，这表明各向同性扩散是一个穷人的近似瞬时湍流运输。对于动量输运，梯度模型的最佳拟合系数在[0.16，0.21]范围内，湍流Schmidt数和Prandtl数都接近于1，在[0.92，1.15]范围内。
2020-08-27 astro-ph.GA astro-ph.IM
Magnetic field amplification in turbulent astrophysical plasmas
磁场在天体物理吸积盘、星际和星系间介质中起着重要作用。它们驱动喷流，抑制恒星形成云中的碎片，并对恒星的吸积率产生重大影响。然而，宇宙磁场的确切放大机制仍然知之甚少。在这里，我首先回顾了最近的进展，在数值和理论建模的“湍流发电机”，这可能会解释银河系和星系间磁场的起源。虽然发电机行动以前非常详细地研究了不可压缩等离子体，我在这里特别强调高度可压缩的天体物理等离子体，其特点是强烈的密度波动和冲击，如星际介质。我发现，发电机行动的作品不仅在亚音速等离子体，但也在高度超音速，可压缩等离子体，以及低和高磁普朗特数。我进一步提出了新的数值模拟，从我确定的湍流（无序）磁场分量（$B_\mathrm{turb}$）的存在下，弱和强的引导字段（$B_0$）的增长。我改变$B_0$超过5个数量级，发现$B_\mathrm{turb}$对$B_0$的依赖性相对较弱，可以用一个简单的理论模型来解释，在这个模型中，湍流提供了放大$B_\mathrm{turb}$的能量。最后，我讨论了磁场对吸积盘结构、喷流发射和星际云恒星形成率的一些重要影响。
2016-11-22 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
The Influence of Deuteration and Turbulent Diffusion on the Observed D/H Ratio
湍流混合对星际介质化学性质的影响迄今很少受到关注。以前对这种效应的研究表明，它可能在混合星际介质的各种相态方面发挥重要作用。在本文中，我们研究了湍流扩散对分子云中氘化学的潜在影响。我们发现，这种混合的行为，以减少在这些云的氘的效率，通过增加电离分数和减少重分子的冻结。这导致许多氘代物种的丰度较低。我们还研究了湍流混合对从原子氢到H2和从原子氘到HD云边缘附近的过渡的影响。我们发现，在我们的模型中包括湍流扩散有助于将这些过渡更深入地推向云中，并有助于在整个云包层中保持更高的原子分数。基于这些发现，我们提出了一个新的过程来解释显着的分散在所观察到的原子D/H比银河视线延伸超出本地气泡。虽然已经提出了几种机制来解释这种分散，但它们无法完全解释D/H值的范围。我们提出了一个方案，其中在分子云的边缘原子和分子气体的湍流混合导致所观察到的原子D/H比变化约2倍。
2011-02-14 astro-ph.GA
Ray-trax: Fast, Time-Dependent, and Differentiable Ray Tracing for On-the-fly Radiative Transfer in Turbulent Astrophysical Flows
Interdisciplinary Center for Scientific Computing, Heidelberg University（海德堡大学跨学科科学计算中心）
针对计算天体物理学中辐射传输的瓶颈问题，本文提出面向GPU的完全可微分3D光线追踪器Ray-trax，支持即时发射-吸收近似、任意频率箱及端到端梯度，经解析解验证高效，可耦合可微分流体求解器并执行逆问题。
2025-11-12 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
A Fluid-Dynamical Subgrid Scale Model for Highly Compressible Astrophysical Turbulence
我们制定和实施的欧拉方程与SGS动力学和SGS湍流能量模型，预测未解决的速度波动和耗散率的高度可压缩湍流的湍流压力提供了数值试验。我们测试封闭的湍流能量级联的高分辨率模拟强迫等温和绝热湍流的过滤数据。最佳的性能和良好的相关性被发现的涡粘性封闭的线性组合，在LES的弱可压缩湍流和一项是非线性的雅可比矩阵的速度。利用该混合封闭模型，对SGS湍流能量模型进行了随机强迫湍流大涡模拟验证。发现SGS模型满足几个重要要求：1。平均SGS湍流能量随网格尺度的变化遵循幂律。2.未分辨速度脉动的均方根（RMS）马赫数与分辨湍流的RMS马赫数成正比，与强迫无关。3.耗散率和湍流能通量是恒定的。此外，我们讨论了直接估计的湍流压力和耗散率的基础上解决的流量，最近提出的困难。结合恒星反馈的能量注入和其他未解决的过程，建议的SGS模型适用于计算天体物理中的各种问题。对星系模拟中SGS湍流能量的计算、恒星形成和恒星反馈的处理等方面进行了改进。此外，我们预期网格尺度上的湍流压力会影响气体抵抗引力坍缩的稳定性。
2010-10-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
Hydroxylamine in Astrophysical Ices: IR Spectra and Cosmic Ray-Induced Radiolytic Chemistry
本研究测量星际冰类似物中 NH$_2$OH 的红外光谱及 15 keV 质子辐照效应，给出其辐射破坏参数，并发现三元冰辐照可生成多种无机产物及前生物有机分子。
2025-01-29 astro-ph.GA
Astrochemistry: the issue of molecular complexity in astrophysical environments
天体化学旨在研究天文环境中的化学过程。这门学科-位于天体物理学和化学之间的十字路口-正在迅速发展，并探索在特定的物理条件下形成越来越复杂的分子的问题，这些条件与化学实验室中经常遇到的条件有很大的不同。本文的主要目的是提供这一学科的概述。到目前为止，在星际介质（ISM）中已经确定了大约170种分子。这种分子多样性的存在构成了一个有力的证据，表明有效的形成过程在星际介质中起作用。本文旨在总结目前大多数天体化学家探索的想法，以研究在各种天文环境中发生的化学，重点是在空间中遇到的特殊条件（包括辐射场，宇宙射线，低密度.）。更雄心勃勃的问题的分子的复杂性解决以下两种方法提出收敛。第一种方法从星际环境中最简单的化学物种开始考虑日益增长的复杂性，第二种方法设想地球上常见的最复杂物种的连续前体，特别是在我们的生物化学中。分子复杂性问题构成了天体化学所解决的主要现代科学问题之一，它被用作本文的指导方针。
2013-05-27 astro-ph.GA
Low-temperature chemistry induced by cosmic rays: positive and negative ions desorption from nitrile-bearing astrophysical ice analogues
在暗分子云的冷核中，来自外部源的紫外线辐射被强烈衰减，宇宙射线可以在被冰覆盖的颗粒表面上引发化学反应，促进经处理的材料喷射成气相。我们报道了重离子（~（252）Cf裂变碎片）轰击纯CH_3CN、C_2 H_3CN和i-C_3 H_7 CN冰时，模拟宇宙射线入射到冰表面时的正负二次离子发射。使用等离子体解吸质谱（PDMS）技术，通过飞行时间质谱（TOF-MS）分析从每个样品发射的二次离子。几个离子物种进行了鉴定，表明强烈的冷冻表面上的碎片。质子化RCNH+母体分子和（RCN）nH+离子簇证明了质子转移过程对正离子解吸起作用。氰基自由基的高电子亲和力似乎有助于CN-的强发射，以及归因于CHmCN-片段和（RCN）nCN-簇系列的阴离子。溅射和解吸的离子团簇（正和负）诱导重离子轰击建议构成一个新的中性或电离的分子物种可以交付到气相中的热解吸可以忽略不计的路线。
2019-12-27 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atom-ph
Relation of Astrophysical Turbulence and Magnetic Reconnection
天体物理学中的流体一般都是湍流的，这一点在大多数输运过程中都必须加以考虑。讨论了湍流对磁重联的影响以及磁重联对MHD湍流级联的影响。我们显示了磁湍流和磁重联的内在的相互依赖和相互关系，特别是，在3D强磁湍流需要重联和3D磁湍流需要快速重联。我们遵循Eyink，Lazarian & Vishniac 2011中的方法，证明了如果用湍流的Richardson扩散代替普通的欧姆扩散，可以恢复Lazarian & Vishniac 1999中快速磁重联的表达式。然而，这并没有恢复磁湍流扩散的概念，该概念假设磁场可以以被动的方式混合到非常小的耗散尺度。相反，我们处理的重联动态重要的磁场束，强烈抵制弯曲，并有明确的平均方向弱扰动的湍流。我们认为，在湍流的存在下，磁通冻结的概念需要修改。由磁湍流引起的扩散可以称为重联扩散，因为它是基于磁场线的重联。重联扩散对磁化等离子体中的连续输运过程和恒星形成有重要意义。此外，湍流介质中的快速磁重联引起高能粒子的一阶费米加速，可以解释太阳耀斑和伽马射线暴。然而，这些发展的最戏剧性的后果是，标准的磁通冻结的概念，必须从根本上修改湍流的存在。
2011-11-30 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Projection-angle effects when "observing" a turbulent magnetized collapsing molecular cloud. I. Chemistry and line transfer
基于3D理想MHD坍缩分子云模拟与非平衡化学网络，结合非LTE辐射转移代码生成多角度合成谱线观测，揭示投影角显著影响分子发射与柱密度分布，且N2H+是唯一准确的柱密度示踪剂。
2025-03-03 astro-ph.GA
Galactic foreground and CMB emissions randomization due to chaotic/turbulent dynamics of magnetized plasma dominated by magnetic helicity
本文基于数值模拟与WMAP/Planck观测，在分布混沌概念框架下用Kolmogorov-Iroshnikov唯象理论证明磁螺旋度主导的磁化星际介质混沌/湍流动力学使银河系前景辐射随机化程度随频率升高而增强，且背景磁场与CMB随机化程度远低于前景辐射。
2025-06-03 astro-ph.GA
Reconnection Diffusion and Star Formation
天体物理学磁场在存在湍流的导电流体中的扩散取决于磁场是否可以改变其拓扑结构或在高导电介质中重新连接。最近的进展，在理解快速磁重联在湍流的存在是令人放心的，在计算机模拟和湍流天体物理环境中的磁场行为是相似的，就磁重联而言。这使得进行湍流的MHD模拟以理解天体物理环境中磁场的扩散是有意义的。这些模拟支持重联扩散的概念，它描述了磁场在恒星形成过程中从磁化云和核心中移除的能力。
2010-03-12 astro-ph.GA
The Catalogue for Astrophysical Turbulence Simulations (CATS)
湍流是天体物理许多领域中的关键过程。在过去的几十年里，流体数值模拟的进展彻底改变了我们对湍流和相关过程（如恒星形成和宇宙射线传播）的理解。然而，天体物理学湍流的数值模拟数据往往不公开。我们为天文学界介绍一个新的面向模拟的数据库：天体物理湍流模拟目录（CATS），位于www.mhdturbulence.com。CATS包括由公共代码athena++、arepo、enzo和flash生成的磁流体动力学（MHD）湍流箱模拟数据产品。CATS还包括几个合成观测数据集，如湍流HI数据立方体。我们还包括测量功率谱和3点关联函数从这些数据中的一些。我们讨论了开源的统计和可视化工具的湍流模拟分析的重要性，如那些在CATS。
2020-10-21 astro-ph.GA
A lower bound on adiabatic heating of compressed turbulence for simulation and model validation
当压缩发生在比湍流耗散时间短的时间尺度上时，湍流中的能量可以通过压缩而放大。这种机制可能在维持各种天体物理系统（包括分子云）中的湍流中发挥作用。湍流放大的量取决于压缩强迫和湍流耗散的净效应。通过对这种耗散的一个界的论证，我们给出了压缩湍流中湍流速度随压缩比的标度的一个下界。也就是说，受到压缩的湍流将至少与这里给出的边界一样多地被增强，这取决于将概述的一组警告。作为一个验证检查，这个下限表明，一些压缩天体物理湍流的模拟和模型是太耗散。所使用的技术突出了压缩湍流和衰减湍流之间的关系。
2017-04-09 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.flu-dyn
Chemistry of TMC-1 with multiply deuterated species and spin chemistry of H2, H2+, H3+ and their isotopologues
氘代物质是天文学中独特而强大的工具，因为它们可以探测各种天体物理介质的物理条件，化学和电离水平。最近对几种氘代物质及其自旋异构形式的观察重新点燃了人们对氘分馏更精确研究的兴趣。本文介绍了第一个公开可用的化学网络的多氘物种随着自旋化学实施的最新国家的最先进的气粒化学代码'NAUTILUS'。在TMC-1的不同位置处观察到的所有氘代物种的D/H比与我们的模型的结果进行了比较，该模型考虑了多氘代物种以及轻氢承载物种H2，H2+，H3+及其同位素的自旋化学。我们还显示了在模型中的氘化和自旋化学后，非氘物种的丰度建模的差异。最后，我们列出了TMC-1中等待检测的可能可观察到的氘代物种。
2016-12-23 astro-ph.GA
Dynamic Localised Turbulent Diffusion and its Impact on the Galactic Ecosystem
由于星系环境中湍流的普遍存在，所有星系演化模拟都需要对热能、动量和金属的湍流扩散进行建模。最常用的扩散模型，Smagorinsky模型，被认为是过度扩散，由于其强烈的依赖于流体速度剪切。我们提出了一种方法，用于动态计算一个更准确的，本地适当的，湍流扩散：动态本地化Smagorinsky模型。我们调查了一组标准的天体物理学相关的流体动力学测试，并证明了动态模型抑制过度扩散的非湍流剪切流，并提高了密度对比度在我们的驱动湍流实验。在星系盘中，我们发现动力学模型通过防止过多的角动量输运来保持盘的稳定性，并增加了星际介质中的金属混合时间尺度。在我们孤立的银河系和宇宙学模拟中，我们发现星际和环星系介质对湍流扩散的处理特别敏感。我们还研究了我们的宇宙学模拟中的全球气体富集分数，以衡量对第III族恒星和超大质量黑洞的形成地点和人口统计的潜在影响，因为它们理论上对它们形成的气体的金属含量很敏感。然而，这个动力学模型并不只是用于星系演化研究。它可以应用于所有天体物理流体动力学模拟，包括模拟恒星内部，行星形成和恒星形成。
2018-12-10 astro-ph.GA
Gas phase Elemental abundances in Molecular cloudS (GEMS). X. Observational effects of turbulence on the chemistry of molecular clouds
本研究针对GEMS项目背景，通过MHD模拟、化学后处理与辐射转移合成观测的方法，发现湍流会改变分子丰度，考虑湍流效应能提升观测拟合效果，对早期含硫物种和演化后期的CO尤为重要。
2024-10-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Grackle: a Chemistry and Cooling Library for Astrophysics
我们提出了用于天体物理模拟和模型的Grackle化学和冷却库。Grackle提供了一个非平衡原始化学和冷却H，D和He物种的治疗，包括尘埃颗粒上的H2形成;列表原始和金属冷却;多个UV背景模型;和辐射传输和任意热源的支持。该库具有一个易于实现的接口，用于使用C、C++和Fortran编写的仿真代码，以及一个Python接口，其中添加了用于半分析模型的方便函数。作为一个开源项目，Grackle为访问和传播天体化学数据和数值方法提供了社区资源。我们提供了核心功能，模拟和Python接口，测试基础设施，性能和适用范围的全部细节。Grackle是一个完全开源的项目，欢迎新的贡献。
2016-12-14 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Alpha effect and dynamo in density-stratified turbulence with large-scale shear: applications to protoplanetary discs and astrophysical clouds
Ben-Gurion University of Negev（内盖夫本-古里安大学）
研究密度分层湍流与大尺度剪切共同作用产生的α效应和平均场发电机效应，探讨其在原行星盘和天体物理云中的应用。
2026-03-18 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Acceleration of Energetic Particles through Reconnection of Weakly Stochastic Magnetic Field
天体物理介质是湍流的，因此重联应该在存在预先存在的湍流的情况下进行处理。我们考虑Lazarian & Vishniac（1999）的快速磁重联模型，该模型预言重联速率受湍流运动的强度和注入尺度的控制。我们提供了新的证据，成功的测试模型，并认为该模型提出了一个通用的设置为天体物理重联事件。我们研究粒子加速，发生在体积的驱动湍流以及湍流体积中存在的大规模重联。我们证明，在后一种情况下，加速度是一阶费米型，从而支持Gouveia dal Pino和Lazarian（2005）提出的加速度模型。
2012-05-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Budget equations and astrophysical nonlinear mean-field dynamos
本研究针对现有非线性平均场发电机代数淬灭理论的不足，引入总湍流动能预算方程分析三类湍流中的磁场反馈效应，发现非线性发电机数随大尺度磁场增强而减小，最终使三类平均场发电机不稳定性被饱和。
2023-12-16 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Chemistry in Disks VIII: the CS molecule as an analytic tracer of turbulence in disks
湍流被认为是原行星盘演化的关键驱动力，调节质量吸积过程，角动量的传输和尘埃颗粒的生长。我们打算确定围绕DM Tau的圆盘外部（> 100 AU）的湍流运动的大小。湍流运动可以通过测量重分子发射线的非热展宽来限制。我们使用IRAM Plateau de Bure干涉仪来研究DM Tau盘中CS分子的发射。高空间分辨率（1.4 x 1“）和光谱分辨率（0.126 km/s）的CS J=3-2图像提供了对盘的分子分布和速度结构的限制。结合使用低灵敏度CS J=5-4图像来评价激发条件。我们分析了两个参数的磁盘模型的数据，并与详细的随时间变化的化学模拟的结果进行了比较。CS数据证实了其他简单分子的观测结果所暗示的相对较低的温度。从CS J=3-2数据得到的本征线宽远大于纯热加宽的预期。导出的非热分量的大小仅弱依赖于关于CS分子相对于盘平面的位置的假设。我们的结果表明，在分子层中的湍流与马赫数约0.4 - 0.5。几何约束表明，这一层位于一个规模的高度附近，在合理的协议与化学模型的预测。
2012-11-21 astro-ph.GA
Theory of Gas Phase Scattering and Reactivity for Astrochemistry
由于许多天体物理气体的化学条件非常特殊（低密度，大多数是低温，动力学主导的化学演化），人们一直致力于研究分子特征和化学演化。虽然许多实验室正在进行实验，但似乎针对理论工作的努力并不那么强烈。本文论述了化学物理/物理化学理论的现状，以定性和定量地了解分子散射的动力学，无论是反应性的还是非弹性的。通过收集几种类型的专业知识，从应用数学到物理化学，对话成为可能，作为迈向新的和更适应的理论框架的一步，能够满足天体物理环境中动力学主导的气相化学的理论，方法和数值挑战。一个国家的艺术全景，以及当今的优势和缺点。然而，本报告的报道并不全面，仅限于讲习班的实际出席情况。提出了取得相关进展的一些途径。
2016-10-03 astro-ph.GA astro-ph.IM physics.chem-ph
Diffusion of magnetic field and removal of magnetic flux from clouds via turbulent reconnection
天体物理磁场在湍流存在下的传导流体中的扩散取决于磁场是否能够通过重联改变其在高传导介质中的拓扑结构。最近的进展，在了解快速磁场重联存在的湍流是令人放心的磁场行为在计算机模拟和湍流天体物理环境是相似的，就磁重联而言。我们对湍流介质中磁场扩散的研究揭示了一些有趣的新现象。在存在重力和湍流的情况下，我们的三维模拟显示，随着重力势中心处气体密度的增加，磁通量质量比减小。我们观察到这种效果的情况下，当我们开始与气体和磁场的平衡分布，当我们遵循的崩溃动态不稳定的配置的演变。因此，湍流磁场去除的过程应适用于准静态亚临界分子云和核和剧烈塌缩的超临界实体。重力势的增加以及气体的磁化增加了模拟的饱和最终状态中的质量和磁通量的分离，支持重连使能扩散率将引力场中的磁场+气体系统松弛到其最小能量状态的概念。这种效应预计将在恒星形成过程中发挥重要作用，从最初的星际气体浓缩阶段到最后的吸积阶段，再到形成原恒星。
2010-03-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
A new multifluid method for dusty astrophysical flows. Application to turbulent protostellar collapses
本研究针对含尘埃天体物理流，在RAMSES代码中实现了基于欧拉方法的无压中性多流体模型与新型气尘黎曼求解器，通过原恒星坍缩模拟验证了性能，修正了尘埃富集规律，为探索行星形成新条件提供了工具。
2025-08-26 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
Implementation of chemistry in the Athena++ code
在Athena++中实现化学模块，支持多种化学网络及加热冷却过程，耦合辐射和宇宙射线，通过系列测试验证精度，为天体化学模拟提供稳健灵活工具。
2023-05-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
