Exploring the relation between turbulent velocity and density fluctuations in the stratified intracluster medium
团内介质（ICM）的动力学过程受到星系团合并、吸积和活动星系核反馈等过程驱动的湍流的影响。X射线表面亮度波动已经被用来限制星系团中的湍流。在这里，我们使用模拟进一步研究气体密度和湍流速度波动之间的关系，重点是ICM的分层的效果。在这项工作中，我们通过分析一个用宇宙学程序ENZO模拟的星系团样本来研究由分级吸积驱动的湍流。我们使用固定尺度的滤波方法来分离层流和湍流。在动态扰动的星系团中，我们发现了密度和速度波动的均方根之间的关系，尽管与以前报道的斜率不同。Richardson数是一个参数，代表湍流和浮力之间的比例，我们发现，这个变量有很强的依赖于过滤尺度。然而，我们无法检测到理查森数和对数密度波动之间的任何强关系，最近和更理想化的模拟结果相反。特别是，我们发现一个强大的影响，径向吸积，这似乎是气体波动的主要驱动程序。普遍存在的径向偏差的动态ICM表明，均匀性和各向同性并不总是有效的假设，即使湍流谱遵循柯尔莫哥洛夫的标度。最后，我们发现速度和密度谱的斜率是独立的集群中心半径。
2021-12-01 astro-ph.CO astro-ph.GA
Toward mapping turbulence in the intracluster medium III. Constraints on the turbulent power spectrum with Athena/X-IFU
本研究利用 Athena/X-IFU 模拟观测，通过结构函数与 MCMC 方法约束星系团内介质湍流功率谱参数，在有利假设下以优于15%的1σ不确定性恢复注入尺度、速度弥散和谱斜率。
2024-03-18 astro-ph.CO
Characterizing the magnetic field in the intracluster medium
在结构形成过程中，星系团内部的热气体（团内介质，ICM）的高能事件和随机运动产生湍流运动。射电漫发射探测了ICM中磁场和相对论粒子的存在，是理解星系团中物理过程的关键因素。在这项工作中，我们提出的结果从数值模拟的磁场湍流的磁流体力学（MHD）和动力学MHD（KMHD）的框架。我们通过极化图上留下的印记来表征磁场结构。
2012-09-11 astro-ph.CO
Limits on the ions temperature anisotropy in turbulent intracluster medium
弱碰撞星系团内介质（ICM）中的湍流能够在离子中产生强的热速度各向异性（相对于局部磁场方向），如果粒子的磁矩在没有库仑碰撞的情况下是守恒的。在这种情况下，各向异性压力磁流体动力学（AMHD）湍流显示出非常不同的统计行为，从标准的MHD之一，是无法放大种子磁场，在与以前的宇宙学MHD模拟是成功地解释所观察到的磁场在ICM不一致。另一方面，温度各向异性也可以驱动等离子体不稳定性，这可以放松各向异性。这项工作的目的是比较弛豫率与增长率的各向异性驱动的湍流。我们采用准线性理论来估计离子散射率，由于平行的消防水龙带，镜子，和离子回旋不稳定性，从AMHD模拟的湍流ICM产生的一组等离子体参数。我们发现，ICM湍流只能维持非常接近不稳定性阈值的各向异性水平。我们认为，AMHD模型的边界的各向异性在边缘稳定性水平可以描述的阿尔芬湍流级联的ICM。
2016-05-17 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.plasm-ph
Towards cosmological simulations of the magnetized intracluster medium with resolved Coulomb collision scale
本文对大质量星系团开展极高分辨率非辐射 MHD 宇宙学放大模拟，分辨 ICM 小尺度湍流发电机与磁场结构，为耦合宇宙线并研究辐射奠定基础。
2023-06-07 astro-ph.CO
Magnetic Field Amplification in Galaxy Clusters and its Simulation
我们回顾了目前的理论和数值理解磁场放大的宇宙大尺度结构，长度尺度的星系团和超越。结构的形成驱动压缩和湍流，从而将微小的磁种子场放大到在团内介质中观察到的微高斯值。这个过程与湍流的性质和团簇内介质的微观物理密切相关。合并引起的冲击扫过集群内的介质和运动引起的晃动冷核心发挥了额外的作用。团簇中磁场放大的精确模拟仍然是宇宙学结构形成模拟的一个严峻挑战。我们回顾了目前的文献宇宙学模拟，包括磁场和轮廓的理论以及数值的挑战。
2018-10-23 astro-ph.CO
Towards convergence of turbulent dynamo amplification in cosmological simulations of galaxies
我们对磁场在现今星系中达到其观测强度的过程的理解仍然不完整。其中一个被提倡的解决方案是湍流发电机机制，其将弱磁场种子快速放大到${\sim}μ$ G的量级。然而，模拟湍流发电机是一个非常具有挑战性的计算任务，由于苛刻的空间尺度和所需的数值方法的复杂性。特别是，湍流速度和磁场是非常敏感的模拟域的空间离散化。为了探索在宇宙学模拟中，精化方案如何影响星系湍流和磁场放大，我们比较了两种精化策略。传统的准拉格朗日自适应网格细化方法集中在密集区域的空间分辨率，和一个新的细化方法，解决了整个星系的高分辨率准均匀网格。我们的新的细化策略产生更快的磁能放大比准拉格朗日方法，这也是显着大于绝热压缩的估计，表明额外的放大是通过拉伸的磁场线。此外，与我们的新的改进的磁能增长因子尺度与分辨率以下$\propto \Dres^{-1/2}$，在更好地与小尺度湍流箱模拟。最后，我们发现的证据表明，在我们模拟的星系中的大多数磁放大发生在温暖的阶段，其星际介质，这有一个更好的发展湍流场与我们的新的细化策略。
2022-04-21 astro-ph.CO astro-ph.GA
The Co-Evolution of a Magnetized Intracluster Medium and Hot Galactic Coronae: Magnetic Field Amplification and Turbulence Generation
利用自适应网格磁流体动力学模拟方法研究了磁场对星系团内介质（ICM）冲压压力剥离的影响。虽然典型星系团中的磁压不足以影响星系的气体质量损失率，但磁场可以影响剥离星系的形态。ICM磁场覆盖在轨道星系周围，并与它们剥离的尾巴对齐。磁场抑制了星系-ICM界面的剪切不稳定性，磁化尾比Vijayaraghavan和Ricker（2015）中可比的流体动力学模拟中的尾更光滑和更窄。轨道星系拉伸和放大ICM磁场，放大$10 - 100$ kpc尺度的磁功率谱。Galerkin通过其湍流尾流和$g$ -波向ICM注入湍流动能。ICM中的磁能和动能增加到演化的$1.5 - 2$ Gyr，之后星系被剥离了大部分气体，并且没有足够大的气体横截面来进一步放大磁场和注入湍流动能。由于星系剥离和产生$g$ -波的湍流压力的增加导致ICM的湍流体积分数的增加。这种湍流动能对整个ICM能量预算不是显著贡献者，但极大地影响ICM磁场的演变。此外，星系对磁场的影响可以在高分辨率法拉第旋转测量（RM）地图中观察到RM结构中的小尺度波动。
2017-05-15 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Simulating the transport of relativistic electrons and magnetic fields injected by radio galaxies in the intracluster medium
射电星系在宇宙射线和星系团的磁场的传播中起着重要的作用。在这里，我们模拟的相对论电子注入到星系团内介质的射电星系的演变。使用被动示踪粒子添加到磁流体动力学自适应网格模拟，我们计算的相对论电子考虑到能量损失和再加速机制与集群内介质的动态谱的演变。再加速可以通过扩散激波加速在激波处发生，并且通过二阶费米再加速在湍流中发生。这项研究证实，来自射电星系的相对论电子可以有效地填充几个$100 \rm ~Myr$尺度的团内介质，并且它们创建了一个稳定的化石电子库，这些电子仍然可以通过冲击波和湍流气体运动进一步再加速。我们的研究结果还表明，射电瓣和残余射电星系的晚期演化是显着的影响，周围的集群内介质的动力学。在这里，扩散再加速耦合相对论粒子的演化到气体扰动。在不久的将来，深层射电观测，特别是低频观测，可以探测星系团中的这种机制。
2021-05-30 astro-ph.CO astro-ph.HE
Toward mapping turbulence in the intracluster medium IV. Using NewAthena/X-IFU and simulation based inference to constrain turbulence
本文提出用基于神经网络的模拟推断（SBI）分析 NewAthena/X-IFU 模拟观测，以结构函数等统计量约束星系团内介质速度功率谱，并证明其可避免方差低估、提升湍流参数恢复能力。
2025-10-01 astro-ph.CO
On the small scale turbulent dynamo in the intracluster medium: A comparison to dynamo theory
我们目前的非辐射，宇宙学的放大模拟星系团的形成与磁场和（各向异性）的热传导的一个非常巨大的星系团的质量在红移为零，对应于$M_\mathrm{vir} \sim 2 \times 10^{15} M_{\odot}$。我们在三个分辨率水平（1X，10 X，25 X）上运行集群，从$2 \times 10^8M_{\odot}$的有效质量分辨率开始，随后增加粒子数量以达到$4 \times 10^6M_{\odot}$。在模拟中获得的最大空间分辨率是有限的重力软化达到$ε=1.0$ kpc的最高分辨率水平，允许解决非常精细的结构的层次组装。所有的模拟，已经进行了SPMHD代码小工具-3与大量更新的SPMHD处方。主要研究团簇内介质（ICM）中的磁场放大。结果表明，在重联扩散极限下，主要的放大机制是小尺度湍流发电机。在我们的两个最高分辨率的模型中，我们开始解决由这个过程驱动的磁场放大，我们明确量化这与磁功率谱和磁张力，限制与发电机理论一致的磁场线的弯曲。此外，我们调查的$\nabla \cdot \mathbf{B}=0$约束在我们的模拟，并表明，我们实现了可比的结果，以国家的最先进的AMR或移动网格技术，如恩佐和Arepo的代码中使用。我们的研究结果表明，第一次在一个完整的宇宙学模拟的星系团，发电机的行动可以解决的框架内的现代拉格朗日磁流体动力学（MHD）方法，一项研究，目前在文献中…
2021-08-17 astro-ph.CO astro-ph.GA
Turbulent density and pressure fluctuations in the stratified intracluster medium
在团内介质（ICM）中观察到湍流气体运动。ICM是密度分层的，气体密度在团簇的中心最高，径向向外降低。因此，Kolmogorov（均匀，各向同性）湍流理论不适用于ICM。相反，气体运动解释为各向异性分层湍流，分层量化的垂直弗劳德数（$\mathrm{Fr}_\perp$）。这些湍流运动与密度和压力波动，表现为扰动的X射线表面亮度图的ICM和热Sunyaev-Zeldovich效应（SZ）的波动，分别。为了进一步了解这些波动与湍流气体速度之间的关系，我们进行了100次高分辨率的分层湍流流体动力学模拟（$256^2\times 384$ -- $1024^2\times1536$分辨元），在该方法中，我们扫描了亚音速均方根马赫数的参数空间（$\mathcal{M}$）、$\mathrm{Fr}_\perp$以及熵和压力标度高度的比率（$R_{PS}=H_P/H_S$）。我们发展了一个新的对数密度涨落标准差（$σ_s$，其中$s=\ln(ρ/\left<ρ\right>)$），$\mathcal{M}$，和$\mathrm{Fr}_{\perp}$之间的标度关系，直到$\mathrm{Fr}_\perp\ll1$：~ $σ_s^2=\ln\left(1+b^2\mathcal{M}^4+0.10/(\mathrm{Fr}_\perp+0.25/\sqrt{\mathrm{Fr}_\per…
2020-12-03 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Magnetic field amplification by shocks in galaxy clusters: application to radio relics
合并激波在团内介质（ICM）中引起湍流，在某些情况下，将电子加速到相对论速度，形成所谓的射电遗迹。遗迹大多发现在星系团的外围，似乎有微高斯级别的磁场。在这里，我们调查这些磁场的可能来源。激波本身产生的湍流不能解释这些场的大小。然而，我们认为，如果在ICM上游的合并激波的湍流压力支持的订单的10%至30%的总压力的几倍100千秒差距的尺度，然后涡产生的压缩和斜压效应的冲击间断可以导致足够的放大的磁场。压缩放大比发电机湍流放大更容易解释射电辐射的大偏振。最后，所示的ICM的结块有一个可以忽略不计的影响磁场放大。
2012-04-11 astro-ph.CO
Turbulent magnetic field amplification from the smallest to the largest magnetic Prandtl numbers
小型发电机提供了一种将湍流能量转化为磁能的高效机制。在天体物理环境中，这种湍流经常发生在高马赫数下，这意味着湍流谱中的陡斜率。因此，一个中心问题是，小尺度发电机是否能够放大星际或星系间介质中的磁场，因为在这些介质中会出现这样的马赫数。为了解决这个长期存在的问题，我们采用Kazantsev模型的湍流磁场放大，系统地探索不同的湍流斜率的影响，如柯尔莫哥洛夫，伯格斯，拉森定律和数值模拟的结果。在此框架下，我们给出了第一个包含完整磁普朗特数范围的解，包括Pm << 1，Pm ~ 1和Pm >> 1.我们推导出的缩放律的增长率作为一个功能的流体动力学和磁雷诺数为Pm << 1 and Pm >> 1的所有类型的湍流。一个中心的结果涉及的制度Pm ~ 1，其中的磁场放大率迅速增加的函数Pm。这种现象发生在我们探索的所有类型的湍流中。我们进一步发现，发电机的增长率可以降低几个数量级的湍流谱比Kolmogorov陡峭。我们计算了磁场放大的临界磁雷诺数Rm_c，在Burgers情况下最高。正如预期的那样，我们的计算显示了放大率接近与Rm-Rm_c成比例的阈值的线性行为。基于Kazantsev模型，我们因此期望存在的小尺度发电机的任何给定的值的Pm，只要磁雷诺数是高于临界阈值。
2012-12-14 astro-ph.CO physics.plasm-ph
A thermally stable heating mechanism for the intracluster medium: turbulence, magnetic fields and plasma instabilities
我们考虑的问题，自我调节加热和冷却的星系团和集群磁场和湍流的影响。弱碰撞磁化等离子体的粘性加热由相对于局部磁场方向的压力各向异性来调节。团内介质是高β等离子体，其中由湍流应力引起的压力各向异性以及随之而来的磁场的局部变化将触发非常快速的微尺度不稳定性。我们认为，这些不稳定性的净效应将是钉在一个边际水平的压力各向异性，控制等离子体β参数。这就产生了与辐射冷却率相当的局部加热率。此外，我们表明，这种加热和韧致辐射冷却之间的平衡是热稳定的，不像冷却和热传导之间的平衡经常被破坏。如果有足够的（可能是自我调节的）湍流能量供应，这就提供了一种减轻冷却流和防止集群核心崩溃的物理机制。对于观测到的密度和温度分布，假设的粘性加热和辐射冷却的平衡使我们能够预测磁场强度，湍流速度和湍流尺度的函数，从中心的距离。具体的预测和观察比较给出了几个不同的集群。我们的预测可以通过未来对星团磁场和湍流速度的观测来进一步检验。
2010-08-21 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.plasm-ph
Turbulence and Mixing in the Intracluster Medium
团内介质（ICM）在流体动力学意义上是稳定分层的，熵$s$向外增加。然而，沿磁力线的热传导从根本上改变了ICM的稳定性，导致“热通量浮力不稳定性”时，$dT/dr>0$和“磁热不稳定性”时，$dT/dr<0$。因此，不管$dT/dr$和$ds/dr$的迹象如何，ICM都是有害的不稳定的。另一方面，这些温度梯度驱动的不稳定性通过重新定向磁场（当$dT/dr>0$时垂直于$\hat{\bf r}$，当$dT/dr<0$时平行于$\hat{\bf r}$）而饱和，而不会产生持续的对流。我们表明，各向异性导电等离子体达到这种非线性稳定的磁配置后，它经历了浮力回复力，抵抗磁场的进一步扭曲。该回复力类似于稳定分层的绝热等离子体所经受的浮力回复力。我们认为，为了驱动机制（如星系运动或宇宙线浮力），以克服这种回复力，并在ICM中产生湍流，驱动的强度必须超过一个阈值，对应于湍流速度$\gtrsim 10 -100 {km/s}$。对于较弱的驱动，ICM保持在其非线性稳定的磁配置，和湍流混合是有效的缺席。我们讨论了这些发现的影响，在ICM的金属和热量的湍流扩散。
2009-09-01 astro-ph.CO astro-ph.HE
The Planck clusters in the LOFAR sky. III. LoTSS-DR2: Dynamic states and density fluctuations of the intracluster medium
LoTSS-DR 2的足迹覆盖了309个PSZ 2星系团，其中83个拥有射电晕，26个拥有射电遗迹。它为我们提供了一个很好的机会，统计研究的性质，扩展集群无线电源，特别是它们与合并活动的联系。我们的目标是量化集群的动态状态，调查它们与扩展射电源的发生关系。我们还寻找集群内介质（ICM）湍流和非热特性的无线电晕在LoTSS-DR 2之间的连接。我们分析了XMM-牛顿和钱德拉档案X射线数据和计算浓度参数和质心位移，表明集群的动态状态。我们还进行了功率谱分析的X射线表面亮度（SB）的波动，调查大规模的密度扰动和估计的湍流速度色散。功率谱分析结果表明，散射密度起伏幅度较大。因此，我们只发现了一个边缘的密度涨落和集群弛豫状态之间的相关性，我们没有发现密度涨落和无线电晕功率之间的相关性。然而，注入的功率从湍流耗散计算粒子加速与无线电晕功率，其中最适合的单位斜率支持湍流（再）加速的情况。两种不同的加速度模型，渡越时间阻尼和绝热随机加速度，不能区分，由于大的离散估计的湍流马赫数。我们引入了一个新的量$[kT\cdot Y_X]_{r_\mathrm{RH}}$，它与假定马赫数不变的湍流加速功率成正比。这个量与射电晕功率密切相关，斜率也是1。
2022-10-13 astro-ph.CO astro-ph.HE
Fast magnetic field amplification in the early Universe: growth of collisionless plasma instabilities in turbulent media
在这项工作中，我们报告的宇宙磁场放大由于碰撞等离子体不稳定性的数值研究。无碰撞磁流体动力学方程推导帐户的压力各向异性，导致在特定条件下，消防水龙带和镜像不稳定性。我们研究了在这种不稳定性的影响下，湍流中种子场的时间演化。给出了磁场随时间演化的近似解析解。数值模拟和分析预测进行了比较。我们发现：（1）磁场的放大作用在水龙带不稳定湍流区是有效的，而在镜像不稳定模型中则不是有效的;（2）磁能密度的增长速率比湍流发电机快得多;（3）有效的放大作用发生在小尺度上。通过数值模拟证实了生长时间尺度与压力各向异性比之间的相关性的解析预测。这些结果加强了这样一种观点，即压力各向异性-在湍流无碰撞介质中自然驱动，例如星系际介质-可以有效地放大早期宇宙（后重组时代）的磁场，在第一个大尺度引力结构崩溃之前。这种机制虽然对于小尺度场（$\sim$ kpc尺度）是快速的，但是不能在大尺度下提供相对强的磁场。此处未考虑的其他机制（例如，一旦不稳定性被淬灭，碰撞湍流，速度剪切，或引力诱导的气体流入星系和星系团）可以在之后的长期演化中建立大尺度相干场结构。
2015-06-21 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.flu-dyn
On the interpretation of XRISM X-ray measurements of turbulence in the intracluster medium: a comparison with cosmological simulations
Università di Bologna（博洛尼亚大学）；Istituto di Radio Astronomia, INAF（意大利国家天体物理研究所射电天文台）
XRISM观测与宇宙学模拟显示，Coma星系团湍流特性可通过更复杂的湍流模型解释，无需陡峭的湍流谱。
2025-11-20 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.plasm-ph
The Efficiency of Magnetic Field Amplification at Shocks by Turbulence
湍流发电机场放大经常被用来解释超新星激波（$\sim 100 \, μ$ G）和星系团射电遗迹（$\sim μ$ G）中薄边缘的强场强。我们提出了高分辨率的MHD模拟的冲击前湍流，结块和冲击之间的相互作用，量化的条件下，湍流发电机放大可以是显着的。我们展示了数值收敛的场放大与阿尔文马赫数，$B/B_0 \propto {\mathcal M}_{\rm A}$，高达${\mathcal M}_{\rm A} \sim 150$的规模。这意味着冲击后场强相对独立于种子场。放大在低${\mathcal M}_{\rm A}$时由压缩主导，在高${\mathcal M}_{\rm A}$时由拉伸（湍流放大）主导。对于高$\mathcal{M}_{\rm A}$，$B$场呈指数增长，并在湍流均分时饱和，而涡量在激波处急剧跳跃，随后衰减;所产生的场主要沿激波法线取向（这种效应只在三维而非二维中明显）。这与超新星遗迹中的径向场偏差一致。相比之下，对于低$\mathcal{M}_{\rm A}$，场放大主要是压缩的，相对适度，并且导致主要垂直的场。后者与射电遗迹中的极化现象相一致。我们的结果是相对稳健的气体聚集的假设水平。我们的研究结果意味着，湍流发电机可能是重要的超新星，但只符合场强，而不是几何形状，集群无线电遗迹。对于后者，这意味着强预先存在的$B$ -字段在周围的集群郊区。
2016-10-12 astro-ph.CO astro-ph.HE
Multi-scale analysis of turbulence evolution in the density stratified intracluster medium
星系团内的弥漫热介质通常表现出湍流运动，其振幅随半径增加，揭示了宇宙流体动力学模拟。然而，它的物理起源仍然不清楚。这可能是由于大半径处的湍流过量注入，或者小半径处的湍流耗散更快。我们研究这一点，通过研究的时间演化的湍流在团内介质（ICM）的主要合并后，使用Omega500非辐射流体动力学宇宙学模拟。通过应用一种新的小波分析来研究ICM湍流谱的径向依赖性，我们发现，更快的湍流耗散在内部高密度区导致湍流振幅随半径的增加。我们还发现，在所有半径的ICM湍流衰减后，主要合并两个阶段：一个早期的快速衰减阶段，其次是一个缓慢的长期衰减阶段。由ICM密度分层引起的浮力效应在湍流衰减过程中变得越来越重要，如湍流弗劳德数$Fr \sim \mathcal{O}(1)$减小所揭示的。我们的研究结果表明，较强的密度分层和较小的涡旋翻转时间可能是导致湍流耗散速率较快的内部区域的集群。
2018-09-05 astro-ph.CO
The small scale dynamo and the amplification of magnetic fields in massive primordial haloes
虽然目前的宇宙学标准模型对初始磁场强度没有明确的预测，但有效的发电机作用可以通过快速放大来补偿最初较弱的种子场。特别是，小规模发电机预计将指数放大任何弱磁场在湍流的存在。我们探索这种情况是否是可行的，使用宇宙学磁流体动力学模拟模拟的第一个星系的形成，预计形成所谓的原子冷却晕的维里温度$\rm T_{vir} \geq 10^{4}$ K。由于以前的计算表明，需要一个高的牛仔裤分辨率来解决湍流结构和发电机的影响，我们的计算采用的分辨率高达128细胞每牛仔裤长度。发电机的存在，可以清楚地确认为每牛仔裤长度至少64个细胞的分辨率，而饱和发生在近似均分与湍流能量。由于原始星系中的雷诺数很大，我们预计饱和会在早期阶段发生，这意味着在密度为10 ^4 cm^{-3}时磁场强度为\sim 0.1 $μ$ G。
2013-03-25 astro-ph.CO
Magnetic field amplification and evolution in turbulent collisionless MHD: an application to the ICM
ICM中观测到的磁场的放大和维持通常归因于湍流发电机作用。这通常是由采用碰撞MHD模型。然而，在ICM的离子碰撞之间的平均自由程的动力学尺度的顺序，因此需要一个无碰撞的MHD描述。与碰撞MHD模拟不同，我们的研究使用相对于局部磁场方向的各向异性等离子体压力，这使得等离子体在参数空间内发生无碰撞不稳定性。在所采用的模型中，这些不稳定性通过压力各向异性的弛豫项包含在海湾中，该弛豫项模拟了镜像和消防水龙带不稳定性的反馈。这种弛豫的作用是得到与无碰撞等离子体的经验研究相一致的等离子体分布函数。我们的三维数值模拟的强迫跨音速湍流的激励下的湍流ICM的建模进行了不同的初始值的磁场强度，和不同的压力各向异性的弛豫率。我们发现，在对应于ICM条件的高β等离子体制度，快速各向异性弛豫速率给出的结果是类似的碰撞MHD模型的湍流的统计特性而言。此外，种子磁场的放大，由于湍流发电机的行动是类似的碰撞MHD模型。我们的模拟不采用各向异性弛豫显着偏离碰撞MHD的结果，并显示更多的权力在小尺度的波动的密度和速度代表的结果的不稳定性。对于这些模拟，磁场中的大尺度波动大部分被抑制，并且湍流发电机在放大种子磁场方面失败。
2013-05-24 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The intracluster magnetic field power spectrum in Abell 665
本工作的目的是研究星系团A665中与巨射电晕相关的磁场的功率谱。为此，我们提出了新的深甚大阵列总强度和偏振观测在1.4 GHz。我们模拟了高斯随机三维湍流磁场模型来再现观测到的射电晕发射。通过比较观测到的和合成的射电晕图像，我们限制了集群内磁场的强度和结构。我们假设磁场功率谱是一个幂律与Kolmogorov指数，我们强加了一个局部均分的能量密度之间的相对论粒子和字段。在这些假设下，我们发现A665的射电晕发射与大约1.3微G的中心磁场强度相一致。为了解释方位角平均的射电亮度分布，磁场能量密度应该随着热气体密度的降低而降低，导致中心1 Mpc ^3上的平均磁场强度约为0.75微G。根据观测到的射电晕亮度起伏，我们推断该射电晕磁场功率谱的外尺度为~450 kpc，相应的磁场自相关长度为~100 kpc。
2010-02-08 astro-ph.CO
Using Faraday Rotation to Probe MHD Instabilities in Intracluster Media
最近有人提出，传导驱动的磁流体动力学（MHD）不稳定性可能在团内介质（ICM）的所有半径范围内运行，并深刻地影响团簇的磁场结构。当MHD不稳定性主导ICM的动力学时，它们将重新定向磁场线，使其垂直于冷却核心内部的温度梯度，或平行于冷却核心外部的温度梯度。这种磁场的特征结构可以通过测量背景源的偏振无线电发射来探测。出于这种可能性，我们已经构建了三维模型的磁化冷却核心集群和计算法拉第旋转测量（RM）地图在现实的观测条件下的天空平面。我们比较的情况下，磁场几何形状的特点是由传导驱动的MHD不稳定性，它是由各向同性湍流运动。我们发现，未来的高灵敏度光谱偏振测量RM，如将启用扩展的超大阵列和平方公里阵列可以区分这两种情况下合理的曝光时间。这样的观察将测试在动态松弛冷却核心集群的传导驱动的MHD不稳定性的存在。更一般地说，我们的研究结果意味着，法拉第RM的观测应该能够辨别物理机制，导致定性不同的磁场拓扑结构，没有先验知识的过程的性质。
2011-02-11 astro-ph.CO
Dynamical heating of the X-ray emitting intracluster medium: the roles of merger shocks and turbulence dissipation
星系团内部的扩散等离子体具有几keV的X射线发射温度。将这种团内介质（ICM）加热到这样的温度的物理机制包括星系团外围的吸积激波，合并事件驱动的激波，以及一个有点被忽视的机制--团内湍流运动的耗散。我们研究这些加热机制的相对作用，使用星系团在拉格朗日示踪粒子再模拟的Omega 500宇宙学模拟。采用了一种新的分析方法，将每一时间步的温升分解为耗散加热和绝热加热的贡献。在这些加热率的高分辨率时空图中，合并轨迹清晰可见，证明了合并事件在加热ICM中的主导作用。每个合并事件所贡献的耗散加热时间延长，也发生在稀薄区域，这表明合并引起的湍流耗散加热的重要性。定量分析表明，湍流加热，而不是直接加热合并冲击，占主导地位的ICM的温度上升，特别是在内径$r < r_{\rm 500c}$。此外，我们还发现许多合并激波可以以几乎恒定的速度传播到非常大的半径$r \gg r_{\rm 500c}$，有些甚至到达并加入吸积激波，成为ICM的外边界。总之，这些结果表明，ICM加热更多的是在一个“由内而外”的方式，而不是“由外而内”所描绘的经典平滑吸积图片。
2020-05-14 astro-ph.CO
On the amplification of magnetic fields in cosmic filaments and galaxy clusters
在结构形成过程中，原始磁场通过小尺度湍流发电机的放大可能能够解释在星系团中观察到的磁场。更纤细的大尺度结构（如宇宙细丝）的磁化强度更不确定，因为数值模拟实现所需的动态范围具有挑战性。在这项工作中，我们提出了磁流体动力学的宇宙学模拟大均匀网格上的原始种子场的放大研究在集群内介质（ICM）和在温暖的热星系际介质（WHIM）。在ICM中，我们证实，结构形成引起的湍流可以产生显着的发电机放大，即使放大比其他论文中报道的要小。在WHIM内细丝，我们没有观察到显着的发电机放大，即使我们实现了$R_{\rm e} \sim 200-300$的雷诺数。对于大的纤维的最大放大是$\sim 100$的数量级的磁能，对应于从$10^{-10}$ G的原始弱场开始的几个$\sim \rm nG$的典型场（共动）。为了启动一个小规模的发电机，我们发现，在整个星系团维里半径的$\sim 10^2$分辨率元素的最低限度是必要的。在细丝中，我们找不到启动发电机的最小分辨率。这是由于WHIM中的超音速运动在触发螺线管模式和磁场结构的小尺度扭曲方面效率低下。这么小的磁场将使无线电观测中很难检测到细丝。
2014-10-23 astro-ph.CO
Length Scales and Turbulent Properties of Magnetic Fields in Simulated Galaxy Clusters
除了标准流体动力学之外，还需要更多的物理学来完全模拟团内介质（ICM）;然而，随着我们转向更复杂的模型，考虑磁场的作用和流体近似的破裂方式是很重要的。本文通过描述星系团的宇宙学模拟中磁场的统计特性，为发展ICM的自洽模型迈出了第一步。我们发现，等离子体条件在很大程度上是均匀的范围内的集群质量和弛豫状态。我们还发现，磁场长度尺度是分辨率依赖的，而不是基于任何特定的物理过程。能量传递机制和规模也被确定，并暗示存在小规模发电机行动。小尺度发电机的尺度是分辨率有限的，并且由数值电阻率和粘性驱动。
2016-08-03 astro-ph.CO
Turbulent Magnetogenesis and Large-scale Magnetic Dynamo Amplification in Ion--electron Plasmas
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Royal Belgian Institute for Space Aeronomy（比利时皇家空间空气动力学研究所）；National Research Council (CNR-ISTP)（国家研究委员会）；Università della Calabria（卡拉布里亚大学）；University of Delaware（特拉华大学）
利用全动力学模拟研究离子 - 电子等离子体磁生成，发现两阶段机制，电子压力各向异性引发电子 - 韦贝尔模式，离子各向异性驱动离子 - 韦贝尔型模式，还有比尔曼电池机制，使磁场放大，为磁生成提供解释。
2026-07-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing High-redshift Intracluster Medium Using SKA
National Centre for Radio Astrophysics, Tata Institute of Fundamental Research（国家射电天体物理学中心，塔塔基础研究所）；International Centre for Theoretical Sciences, Tata Institute of Fundamental Research（国际理论科学中心，塔塔基础研究所）
利用SKA对El Gordo星系团的多阶段观测，研究高红移星系团内介质的磁场结构和强度，检验磁场放大模型。
2026-06-25 astro-ph.CO astro-ph.GA
Bulk and turbulent gas motions in the interacting galaxy cluster Abell 3395 South observed with XRISM
Nara Women’s University（奈良女子大学）；Argelander-Institut für Astronomie (AIfA), Universität Bonn（波恩大学阿尔兰德天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Radioastronomie (MPIfR)（马克斯·普朗克射电天文研究所）；INAF - Osservatorio Astronomico di Trieste（的里雅斯特天文台）；IFPU - Institute for Fundamental Physics of the Universe（宇宙基础物理研究所）；Universitäts-Sternwarte, Fakultät für Physik, Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学物理学院大学天文台）
利用XRISM/Resolve的高分辨率X射线光谱，通过分析Fe XXV Heα发射线直接测量星系团Abell 3395 South核心区域的热气体视线整体速度和湍流速度，发现低湍流和高整体速度共存，表明该子团尚未达到动力学松弛状态。
2026-05-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Turbulence production and turbulent pressure support in the intergalactic medium
利用网格流体动力学模拟方法研究了星系际介质中湍流的注入和演化，其中包括一个亚网格尺度（SGS）小尺度湍流模型。模拟结果表明，在团内介质（ICM）和暖热星系际介质（WHIM）中，湍流的产生具有不同的红移依赖性。我们发现，在ICM中的湍流主要是由合并引起的剪切流，而在WHIM的生产是由激波相互作用为主。其次，研究了动压支承对引力收缩的影响。在重子超密度为1 < delta < 100的WHIM气体中，这种湍流支持更强，与ICM的相关性较小。虽然具有大涡度的气体的相对质量分数是相当大的（52%的ICM），我们发现，只有约10%的质量，这是动态相关的，即不相关的一个同样大的热压力支持。根据这一结果，一个重要的非热压力支持抵消引力收缩是宇宙流中的局部特征，而不是广泛的特征。
2011-02-16 astro-ph.CO
Magnetic fields during high redshift structure formation
我们探讨了高红移宇宙中磁场的放大。为了这个目的，我们进行高分辨率的宇宙学模拟形成的原始晕与\sim 10^7太阳能，揭示了湍流结构和复杂的形态的存在下，分辨率至少为32个细胞每牛仔裤长度。采用湍流亚网格尺度模型，我们量化的未解决的湍流的量，并表明所产生的湍流粘度对气体形态有显着的影响，抑制低质量团块的形成。我们进一步证明，这种湍流意味着有效的放大磁场通过小规模发电机。我们讨论的发电机的运动学和非线性制度的属性，并探讨由此产生的磁场放大在原始恒星形成。我们表明，在\sim 5 cm ^{-3}的数密度下，可以预期\sim 10 ^{-5} G的场强。
2012-11-19 astro-ph.CO
Cluster magnetic fields through the study of polarized radio halos in the SKA era
星系团是研究湍流运动和大尺度磁场的独特实验室。合并星系团中心的同步加速器射电晕提供了最壮观和最直接的证据，证明了相对论粒子和与星系团内介质相关的磁场的存在。射电晕偏振辐射的研究对于制约团内磁场的性质以及相对论粒子的加速和输运物理都是极其重要的。然而，利用现有的射电设备，探测这种极化信号是一项非常困难的任务。我们利用宇宙学磁流体动力学模拟方法预测了1.4GHz射电晕的极化表面亮度。我们将这些期望与SKA1可达到的灵敏度和分辨率进行比较。这使我们能够评估潜在的研究内集群磁场的调查计划SKA1。
2015-01-02 astro-ph.CO
Resolved magnetic dynamo action in the simulated intracluster medium
法拉第旋转和河外射电源的同步辐射提供了证据的存在磁场延伸超过~Mpc尺度。然而，这些领域的起源仍然难以捉摸。利用新的高分辨率网格模拟，我们研究了大质量星系团中磁场的增长，该星系团在几个方面与后发座星系团相似。我们研究的模型中，磁场起源于原始种子场与0.1 nG的红移z=30。模拟显示了显著的磁场放大的证据。在最好的空间分辨率（3.95千秒差距），我们能够解决的规模，磁张力平衡的磁力线弯曲的湍流。这使我们能够观察到小规模发电机的最后生长阶段。据我们所知，这是第一次在星系团内介质的宇宙学模拟中看到。我们的模拟观测法拉第旋转提供了一个很好的匹配观察后发座星系团。然而，磁场的分布显示出强烈的偏离一个简单的麦克斯韦分布，这表明在真正的集群磁场的三维结构可能是显着不同的，通常假设时推断磁场值从旋转测量观测。
2017-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA
Gas motion in the intracluster medium of the Virgo cluster replica
Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；CNRS, Institut d’Astrophysique Spatiale（法国国家科学研究中心，空间天体物理研究所）；INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio（意大利国家天体物理研究所，空间天体物理学与天文台）；INFN, Sezione di Bologna（意大利国家核物理研究所，博洛尼部分部）；Université de Lille（里尔大学）；Centrale Lille（里尔中央理工学院）
通过模拟室女座星系团复制品，研究ICM速度场的三维和投影性质，发现速度场各向异性且受纤维吸积影响，并利用视线速度弥散估算非热压比例约为6-9%，VSF可探测AGN反馈湍流注入尺度。
2026-07-02 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetic Field Amplification by Small-Scale Dynamo Action: Dependence on Turbulence Models and Reynolds and Prandtl Numbers
小尺度发电机是将湍流动能转化为磁能的过程，因此预计它主要取决于湍流的性质。在这项工作中，我们提出了一个小尺度发电机模型，该模型考虑了湍流速度谱v（l）~ l^θ的斜率，其中l和v（l）是湍流波动的大小和该尺度上的典型速度。磁场的波动分量的时间演化，即，小尺度场由Kazantsev方程描述。我们用量子力学WKB近似求解这个线性微分方程的本征值。这种方法的有效性估计作为一个函数的磁普朗特数Pm。我们计算的最小磁雷诺数发电机行动，Rm_crit，使用我们的湍流速度关联函数模型。对于Kolmogorov湍流（θ =1/3），我们发现临界磁雷诺数约为110，而对于Burgers湍流（θ =1/2），临界磁雷诺数约为2700。在无限磁普朗特数的极限下，我们进一步导出了一般湍流小尺度磁场的增长率为γ ~ Re^（（1-θ）/（1+ θ））.随着磁普朗特数的减小（减小到Pm约大于10），小尺度发电机的增长率减小。这种下降的细节取决于WKB近似，这对于大约为1的磁性普朗特数变得无效。
2012-02-20 astro-ph.CO physics.flu-dyn
Spectral analysis of magnetic fields in simulated galaxy clusters
我们介绍了一个新的样本星系团从宇宙学模拟覆盖了前所未有的动态范围。我们样本中的所有集群都显示出小规模发电机放大的明显特征。我们证明了用发电机理论研究团内介质的磁谱是可能的。我们研究，如果光谱上的内在变化取决于每个集群的动力学历史或一些主机集群的属性。
2018-10-18 astro-ph.CO
The Effects of Anisotropic Viscosity on Turbulence and Heat Transport in the Intracluster Medium
在星系团的团内介质（ICM）中，热量和动量几乎完全沿着（但不是穿过）磁场线传输。我们执行的第一个完全自洽的Braginskiii-MHD模拟的星系团，包括这两个影响。具体来说，我们进行局部和全球模拟的磁热不稳定性（MTI）和热通量驱动的浮力不稳定性（HBI）和评估粘度的影响，其饱和度和天体物理的影响。我们发现粘度对MTI的饱和度只有适度的影响。在以前的计算中，我们发现，MTI可以在星系团的外部产生近音速的湍流速度，虽然粘性有点抑制磁场放大。在冷核团簇的较小半径处，粘性可以降低HBI的线性增长率。然而，它对HBI的非线性饱和度的影响较小，部分原因是三维交换运动（磁通量管彼此滑过）不受各向异性粘性的阻尼。在冷核心集群的全球模拟中，我们表明，HBI强烈抑制径向热传导，从而沉淀冷却灾难。粘性的影响，然而，更重要的是更高的熵集群。我们认为粘性可以促进团核从冷核状态向非冷核状态的整体转变：另外的团内湍流源，如活动星系核反馈或星系尾流，通过热传导加热团核，抑制HBI;这使得ICM更粘稠，这减慢了HBI的生长，允许进一步传导加热簇芯并转变到非冷芯状态。
2012-01-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Efficient highly-subsonic turbulent dynamo and growth of primordial magnetic fields
我们提出的第一个研究的放大磁场的湍流发电机在高亚音速制度，与马赫数范围从$10^{-3}$到$0.4$。我们发现，对于较低的马赫数，发电机的饱和效率，$(E_{\mathrm{mag}}/E_{\mathrm{kin}})_{\mathrm{sat}}$，随着马赫数的减少而增加。即使在能量注入完全通过纵向强迫模态的情况下，在马赫数为$10^{-3}$时，也是$(E_{\mathrm{mag}}/E_{\mathrm{kin}})_{\mathrm{sat}}$ $\gtrsim 10^{-2}$。我们将我们的结果应用于早期宇宙的磁场放大，并预测湍流发电机可以将原始磁场放大到$\gtrsim$ $10^{-16}$高斯（规模高达0.1 pc）和$\gtrsim$ $10^{-13}$高斯（规模高达100 pc）。这产生的磁场与从耀变体$γ$射线观测中推断出的星系际磁场的下限相一致。
2021-01-20 astro-ph.CO astro-ph.HE hep-ph
A new interpretation of the far-infrared - radio correlation and the expected breakdown at high redshift
对z 2以下星系的观测表明，远红外辐射和射电连续辐射之间存在紧密的相关性。我们解释了远红外无线电连续相关的恒星形成和磁场强度的湍流磁场放大，湍流注入超新星爆炸从大质量恒星。我们根据星系的恒星形成率计算了星系中湍流的预期数量，并推断了由于湍流发电机放大而产生的预期磁场强度。我们估计了宇宙线通过同步辐射、逆康普顿散射、电离和韧致辐射的能量损失的时间尺度，探讨了红移强同步辐射能维持到什么程度。我们发现，恒星形成率和磁场强度之间的相关性可以理解为湍流磁场放大的结果。如果星际介质中的典型气体密度在高z处增加，我们预计磁场强度和无线电发射将增加，正如目前的观测所表明的那样。这种增加意味着远红外线-无线电相关性的修改。我们预计当逆康普顿损失开始主导同步辐射时会出现击穿。对于一个给定的恒星形成表面密度，我们计算了发生破裂的红移，得到z（Sigma_SFR/0.0045 M_solar kpc^{-2} yr^{-1}）^{1/（6-alpha/2）}。在这个关系中，参数α描述了星系中特征ISM密度的演化为（1+z）^α。平方公里阵列（SKA）及其寻路器将探测射电辐射在高红移处的可能升高和在临界红移处远红外-射电相关的最终破裂，而ALMA将探测星系中典型的ISM密度。
2013-07-28 astro-ph.CO
The Astrophysics of the Intracluster Plasma
[摘要]自1971年以来，对数千个星系团的X射线观测发现了大量的热重子，它们填充在由暗物质（DM）晕提供的深引力势阱中，这些暗物质晕的大小为数百万光年，质量约为10^15 M_太阳。在温度T~10^8 K，平均密度n~1粒子/升的情况下，这些重子加起来约为10^14 M太阳。与中和电子一起，它们构成了宇宙中最好的质子-电子等离子体（团簇内等离子体，ICP）。ICP的一个关键物理特征是由其良好的局部热平衡和DM井中由熵调制的总体流体静力学条件构成。后者是建立在集群中心的初始晕崩溃，并逐步添加在星系际气体进入DM井的超音速流中的驻波在向外生长的集群边界。我们回顾了这些基于熵的模型，并讨论了它们的结果和预测ICP在X射线和微波中的观测值。这些结果为解开叠加在一般均衡上的一些额外的和有趣的物理过程提供了一个基线。我们涵盖：由辐射冷却产生的中心熵侵蚀与主要由活动星系核和合并引起的间歇性能量输入;与减弱激波和减少通过维里边界的流入相联系的外部湍流支持，导致熵产生减少;整个典型星系团从高到低熵水平的发展;由于下落星系群的深度撞击或与类似的伴星系团的碰撞，平衡受到扰动，直至完全破坏;在这种事件期间加速的电子的相对论能量分布，通过同步辐射产生扩展的无线电发射，并且有助于ICP的非热压力支持。
2013-08-30 astro-ph.CO
Critical magnetic Reynolds number of the turbulent dynamo in collisionless plasmas
本文利用三维混合动力学粒子模拟研究无碰撞等离子体中的湍流发电机机制，确定了未磁化与磁化两种区域下的临界磁雷诺数分别约为107和124，并揭示了磁能增长率不依赖种子磁场强度。
2024-01-16 astro-ph.CO physics.plasm-ph
Generation of strong magnetic fields via the small-scale dynamo during the formation of the first stars
在这里，我们总结了我们最近的高分辨率计算机模拟结果的湍流放大弱磁种子场显示，这种领域将呈指数放大，也在引力坍缩让人想起的情况下，在原始恒星形成。指数磁场放大是由湍流小尺度发电机驱动的，只有在中央核心的湍流运动得到充分解决的情况下，才能在计算机模拟中观察到这种情况。我们发现，牛仔裤的长度，决定了中央核心区域，必须解决至少30个网格单元，以捕捉发电机活动。我们从研究中得出结论，强磁场将在宇宙中第一批恒星的形成过程中产生，可能会影响它们的演化和质量分布。
2012-02-21 astro-ph.CO astro-ph.SR
Hot and Turbulent Gas in Clusters
星系团中的气体通过吸积（外激波）和合并（内激波）被激波压缩加热。这些过程还产生湍流。为了分析在非绝热过程的影响下气体的热和湍流能量之间的关系，我们进行了宇宙结构形成的数值模拟，在一个盒子中的152 Mpc与辐射冷却，紫外线背景，和亚网格尺度模型的数值未解决的湍流。通过平滑的气体速度与自适应卡尔曼滤波器，我们能够估计批量流向集群核心。这使我们能够推断出与相对于整体流的湍流波动相关的速度分散。对于质量大于$10^{13}\,M_\odot$的晕，我们发现在温暖-热的星系际介质（WHIM）和团内介质（ICM）上平均的湍流速度色散近似地由平均气体温度的幂给出，其指数在0.5左右，对应于湍流和热能与跨音速马赫数之间的大致线性关系。然而，湍流只是弱相关的晕质量。由于WHIM的幂律关系较硬，湍流马赫数往往随WHIM的平均温度而增加。这可以归因于增强的湍流产生相对于耗散在特别热和湍流集群。
2016-03-15 astro-ph.CO astro-ph.GA
On the connection between turbulent motions and particle acceleration in galaxy clusters
巨射电晕是与星系团中心区域有关的百万分之一尺度的漫射射电源。最有希望的方案来解释这些来源的起源是湍流再加速，其中MeV电子注入整个形成历史的星系团加速到更高的能量的湍流运动主要是由集群合并。在这封信中，我们使用集群内介质的密度波动的幅度作为湍流速度的代理，并将这种技术应用于51个集群的样本与可用的无线电数据。我们的研究结果表明，在湍流速度的射电晕和无线电安静的集群，与湍流速度的前者平均高出约2倍的分离。用这种技术恢复的速度色散通过关系$P_{\rm radio}\proptoσ_v^{3.3\pm0.7}$与测量的无线电功率相关，这意味着无线电功率几乎与湍流能量率成正比。我们的研究结果提供了一个关键的预测湍流再加速模型的观测确认，并可能揭示无线电晕的起源。
2017-05-05 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Introducing the TNG-Cluster Simulation: overview and physical properties of the gaseous intracluster medium
本研究推出TNG-Cluster模拟项目，通过重模拟352个大体积星系团区域，在保留原有物理模型与分辨率的前提下，大幅扩充大质量星系团样本，为星系团相关多领域研究提供新的模拟数据支撑。
2024-03-06 astro-ph.CO astro-ph.GA
Growth of a localized seed magnetic field in a turbulent medium
湍流发电机涉及湍流介质中种子磁场的放大，并且主要针对均匀或空间均匀的种子磁场进行研究。然而，一些天体物理过程（例如来自活动星系的喷流、星系风或星系团中的冲压压力剥离）可以提供局部种子磁场。本文数值研究了湍流介质中局域种子磁场的放大。在整个论文中，我们假设湍流的驱动尺度与系统的大小相当。我们的调查结果如下。首先，湍流可以非常有效地放大局部种子磁场。磁能密度的增长率与均匀籽晶磁场的增长率一样高。这一结果意味着，天体喷出的磁场可能是星团中磁场的一个可行来源。第二，局部种子磁场非常快地分散并填充整个系统。如果一个系统（例如星系团或暗条）中的湍流是在大尺度上驱动的，我们预计磁场要充满整个系统需要几个大涡翻转时间。第三，局部种子磁场的增长和湍流扩散在高磁普朗特数湍流中也很快。第四，即使在衰减的湍流中，局部的种子磁场也可以最终充满整个系统。虽然磁场在纯衰减湍流中的扩散速率并不快，但附加的强迫可以增强这种扩散速率。
2012-09-27 astro-ph.CO physics.plasm-ph
The effect of pressure-anisotropy-driven kinetic instabilities on magnetic field amplification in galaxy clusters
本研究考虑压力各向异性驱动的动理学不稳定性效应，结合Modified GALFORM并合树与湍流小尺度发电机模型，发现星系团磁场放大需在z≥1.5开始才能在z=0达均分，为未来射电观测约束发电机阶段提供工具。
2024-03-08 astro-ph.CO physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Merger-Driven Turbulence and Coherent Transport in the Intracluster Medium
本研究通过Omega500模拟的示踪粒子重模拟，系统分析了星系团内介质（ICM）的传输机制，发现主要并合事件通过相干传输与强湍流共同主导粒子传输，并揭示了其与星系团动力学状态的紧密联系。
2025-04-29 astro-ph.CO astro-ph.GA
Magnetic Field Amplification in Young Galaxies
目前的宇宙是高度磁化的，在像银河系这样的典型星系中，磁场的量级为几个10^-5 G，相干长度大于10 kpc。我们认为，磁场在星系的形成和早期演化过程中已经被放大到这个值。年轻星系中的湍流是由吸积和第一代恒星的超新星（SN）爆炸驱动的。小尺度发电机可以将湍流动能转化为磁能，并在短时间尺度上放大非常弱的原始磁种子场。放大发生在两个阶段：在运动学阶段的磁场指数增长，最大的增长在最小的非电阻规模。在接下来的非线性阶段，磁能向更大的尺度移动，直到发电机在湍流强迫尺度上饱和。为了定量描述磁场的放大，我们建立了年轻星系星际介质的微观物理模型，并确定了小尺度发电机的增长率。我们估计两个湍流强迫机制：吸积驱动的湍流和SN驱动的湍流的饱和场强和发电机时标。我们比较他们达到的场强，当只有恒星磁场分布的SN爆炸。我们发现，小尺度发电机是更有效地磁化年轻星系的ISM。在吸积驱动的湍流中，经过2400万年~ 27000万年的时间，磁场强度达到10^-6 G的量级;而在SN驱动的湍流中，仅仅经过400万年~ 1500万年，发电机就在典型的10^-5 G的磁场强度下饱和。这比哈勃时间短得多。我们的工作可以帮助理解为什么今天的星系是高度磁化的。
2013-11-10 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.flu-dyn
Turbulent dynamo in a collisionless plasma
磁场遍布整个宇宙，影响着从宇宙到行星尺度的天体物理系统的形成和演化。银河系外磁场的产生和动力学放大贯穿宇宙时间，达到附近星系团报告的$μ$高斯水平，接近等离子体运动的动能均分，尺度至少为数十千秒差距，这是一个主要的难题，基本上不受观测的约束。在这种情况下，经常会引用发电机效应将动能转化为磁能，然而河外等离子体是弱碰撞的（与磁流体力学流体相反），并且在这种等离子体中是否可能通过有效的湍流发电机不稳定性来实现磁场增长和维持还没有确定。在六维相空间中的弗拉索夫方程的完全动力学数值模拟回答这个问题所必需的，直到最近仍然超出计算能力。在这里，我们通过这样的模拟表明，磁场放大通过发电机不稳定性发生在随机驱动的，非相对论性的亚音速流最初未磁化的无碰撞等离子体。我们还发现，发电机自加速，并成为纠缠与动力学不稳定性的磁化强度增加。结果表明，这样的等离子体发电机可能在实验室实验中实现，支持的想法，即集群内介质（ICM）湍流可能显着有助于放大集群磁场近均分水平的时间尺度短于哈勃时间，并强调多尺度动力学物理在高能天体物理等离子体的关键作用。
2016-04-01 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.flu-dyn
Dynamo in the Intra-Cluster Medium: Simulation of CGL-MHD Turbulent Dynamo
标准的磁流体动力学（MHD）描述的等离子体中的热，磁化气体的内集群（ICM）介质是不够的，因为它是弱碰撞。在这种无碰撞的磁化气体中，粒子的微观速度分布不是各向同性的，从而在动力学尺度上产生动力学效应。这些动力学效应对于理解湍流以及ICM中磁场的放大和维持都很重要。通过对MHD方程的修正，可以建立无碰撞或弱碰撞气体的流体模型。这些模型通常被称为动力学MHD（KMHD）。使用基于CGL封闭的KMHD模型，该模型允许压力张量的两个分量（相对于局部磁场的平行分量和垂直分量）的绝热演化，我们进行了强迫湍流的3D数值模拟，以研究初始弱种子磁场的放大。我们发现，磁能的增长率与普通的MHD湍流发电机相当，但磁能的饱和程度小于MHD情况。我们还发现，发电机工作的一个必要条件是对压力的各向异性施加限制。
2011-02-25 astro-ph.CO physics.flu-dyn physics.plasm-ph
From Weibel seeds to collisionless dynamos beyond pair-plasmas
Chalmers University of Technology（查尔姆斯理工大学）；Princeton Plasma Physics Laboratory（普林斯顿等离子体物理实验室）
研究通过无碰撞湍流模拟揭示了弱碰撞性团簇介质中磁场种子生成与后续磁流体动力学放大之间的时空尺度桥梁，探讨了闭合条件对等离子体行为转变的影响。
2026-05-08 astro-ph.CO physics.plasm-ph
