Numerical Study of Turbulent Mixing Layers with Non-Equilibrium Ionization Calculations
高度电离的物质，如C IV，N V和O VI，通常在宇宙中的各个地方的扩散气体中观察到，如我们银河系的盘和晕，高速云（HVC），外部星系和星系际介质。产生高离子的一种可能机制是冷气体与热气体在这些气体彼此滑过的位置处的湍流混合。利用辐射冷却和非平衡电离（NEI）计算的流体力学模拟，我们研究了湍流混合层的物理特性和高离子的产生。我们发现，大部分的混合发生在热/冷界面的热侧，混合区域分为一个温和的区域包含辐射冷却，C IV-丰富的气体和一个较热的区域，这是丰富的C IV，NV，和O VI。混合发生的速度比电离或重组，使混合气体更好的来源，在我们的NEI模拟比在我们的碰撞电离平衡（CIE）模拟的C IV，N V，和O VI。此外，气体辐射冷却的速度比离子重组的速度快，这也使得大量的高离子在NEI模拟中逗留。由于这些原因，我们的NEI计算预测的高离子比我们的CIE计算预测的要多。我们还模拟了各种初始构型的湍流混合层，并讨论了它们的结果。我们比较我们的模拟结果与观测和其他模型，包括其他湍流混合计算。C IV与N V和N V与O VI的比值与从晕观测计算的平均值相当一致。在我们的模拟中，视线与视线之间以及随时间的变化有很大的差异。这种空间和时间上的变化可以解释观测中出现的一些变化。
2010-06-18 astro-ph.GA
A Model for Line Absorption and Emission from Turbulent Mixing Layers
湍流混合层在多相气体中普遍存在。它们可以潜在地解释高离子（如O VI）的观测结果，尽管冷却时间短，但这些离子具有显着的观察到的柱密度。以前，我们表明，全球质量，动量和能量转移介导的TML阶段之间的热传导或数值分辨率的细节是不敏感的。相比之下，我们在这里表明，如温度分布，列密度和线比的观测值是敏感的，这样的考虑。我们解释了这种差异的原因。我们开发了一个处方应用一个简单的一维传导冷却前模型，定量再现3D流体动力学模拟结果的列密度和线比，即使当TML具有复杂的分形结构。这使得在大规模模拟中能够进行亚网格吸收和发射线预测。预测的线比与观测结果吻合良好，而观测到的柱密度需要沿视线穿透许多混合层。
2021-08-31 astro-ph.GA
Star Cluster Formation in Turbulent, Magnetized Dense Clumps with Radiative and Outflow Feedback
我们提出了三个猎户座模拟恒星团簇形成在1000 Msun，湍流分子云团，包括辐射转移的影响，原恒星流出，和磁场。我们的模拟都使用自洽的湍流初始条件和不同的平均质量流量比相对于临界值超过2，10，和无穷大，以衡量磁场对恒星团簇形成的影响。我们发现，在良好的协议与以前的研究，通常观察到的强度的磁场降低恒星形成率的一个因素的2.4和减少的碎片量的一个因素2相对于零场的情况。我们还发现，该领域增加的特征下沉粒子质量，再次由2.4的一个因素。在我们的模拟中，磁场也增加了聚集的程度，使得强场情况下的最大恒星密度比其他情况高出2倍。这种集群往往鼓励形成多个系统，这是更常见的rad-MHD运行比rad-Hydro运行。在我们的模拟中的同伴频率是一致的，在I类源，特别是对于强场的情况下的多重性的观察。最后，我们在模拟中发现了原始质量分离的证据，这让人想起在猎户座星云团等星团中观察到的情况。
2014-01-27 astro-ph.GA
Multiphase Gas and the Fractal Nature of Radiative Turbulent Mixing Layers
银河系和星系际气体的一种常见情况是冷的致密气体相对于热的扩散气体运动。Kelvin-Helmholtz不稳定性产生湍流混合层，并填充中温相，其通常快速冷却。冷却损失的能量通过热的高焓气体平流进入混合层来平衡，导致冷相的增长和加速。这一过程可能在决定星际介质和环银河介质的相结构，以及加速银河风和宇宙细丝中的冷气体方面发挥重要作用。在这些混合层中的冷却发生在薄波纹板中，我们认为该波纹板具有分形维数为$D=5/2$的区域和调整以匹配热相混合时间与冷却时间的厚度。这些冷却片的性质形成了一个新的模型的基础上的冷却速率和热气体流入速度如何取决于尺寸$L$，冷却时间$t_{\rm cool}$，相对速度$v_{\rm rel}$，和密度对比度$ρ_{\rm cold}/ρ_{\rm hot}$的系统。在具有短$t_{\rm cool}$、大$v_{\rm rel}$和大$ρ_{\rm cold}/ρ_{\rm hot}$的环境中，预计夹带将得到增强。使用一个大套件的三维流体动力学模拟，我们证明，这种分形冷却层模型准确地捕捉能量和湍流界面的演变，因此可以作为理解强辐射冷却多相混合的基础。
2020-03-18 astro-ph.GA
Kinematics of filaments in cooling flow clusters and heating by mixing
我们比较了最近的一项研究的光学细丝在三个冷却流星系团的运动学与以前的数值模拟的喷气膨胀的热气泡，并得出结论，细丝的速度结构函数更好地适合直接激发的射流比湍流级联从最大的湍流涡旋。观察到的速度结构函数的光学纤维在三个集群是陡峭的比从一个经典的级联湍流耗散的预期。我们的三维（3D）流体动力学模拟表明，作为喷流膨胀的气泡在集群内介质（ICM），他们形成的漩涡在很大范围内的尺度。这些涡旋可能驱动ICM湍流，其涡旋的大小超过一个数量级。由射流形成的涡流直接激发湍流和缓慢的湍流耗散意味着通过与热气泡混合来加热ICM比通过湍流耗散来加热更有效。
2020-05-06 astro-ph.GA
Radiative Mixing Layers: Insights from Turbulent Combustion
辐射混合层出现在多相气体、剪切和辐射冷却存在的地方。模拟表明，在稳态下，来自热相的热平流平衡了辐射冷却。然而，许多特征令人困惑。例如，热气体卷吸似乎是数值收敛，尽管无标度，分形结构的这样的前线尚未解决。此外，热气体热通量具有特征速度$v_{\rm in} \approx c_{\rm s,cold} (t_{\rm cool}/t_{\rm sc,cold})^{-1/4}$，其强度和标度不是直观的。我们在1D和3D流体动力学模拟中重新审视这些问题。我们发现，过冷只发生在数值扩散占主导地位的热传输;收敛仍然是可能的，即使当字段长度是未解决的。利用混合层与湍流燃烧之间的相似性可以对辐射锋有更深的物理理解，这一相似性具有成熟的理论和丰富的实验数据。一个关键参数是达姆科勒数${\rm Da} = τ_{\rm turb}/t_{\rm cool}$，即外部涡流周转时间与冷却时间之比。一旦形成${\rm Da} > 1$，前缘就分裂成多相介质。正如标量混合一样，涡的周转时间决定了混合速率，与小尺度扩散无关。因此，热传导的影响通常有限。我们表明，$v_{\rm in}$和有效的发射率可以通过调整燃烧理论缩放详细了解。平均密度和温度分布也可以很好地再现混合长度理论。这些结果对许多环境中冷气体的结构和生存以及大尺度星系模拟的分辨率要求都有影响。
2021-07-09 astro-ph.GA
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
The Effects of Radiative Feedback and Supernova Induced Turbulence on Early Galaxies
最近发射的詹姆斯·韦伯太空望远镜有望在我们对第一批恒星和星系的理解方面取得无与伦比的进步，但要实现这一潜力，需要宇宙学模拟来捕捉影响这些物体的关键物理过程。在这里，我们表明，辐射转移和亚网格湍流混合是两个这样的过程。通过比较模拟有和没有辐射转移，但具有完全相同的物理参数和亚网格湍流混合模型，我们发现，跟踪辐射转移抑制人口III（Pop III）恒星形成密度的一个因素约为4。在这两个模拟中，Pop III恒星的$\gtrsim 90\%$都被发现在我们的次网格模型跟踪的未解决的原始区域中，该模型在模拟原星系核心周围的区域方面做得更好，在这些区域中，来自超新星的金属需要数十万年才能完全混合。与此同时，辐射转移抑制了Pop III恒星的形成，通过电离气泡的发展，减缓了这些区域的气体吸积，并导致紧凑的高红移星系被孤立的低质量卫星所包围。因此，湍流混合和辐射转移都是必须包括在内的基本过程，以准确地模拟原始星系的形态，成分和生长。
2022-07-14 astro-ph.GA
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
Radiative Turbulent Mixing Layers and the Survival of Magellanic Debris
麦哲伦流是由它穿过银河系的环星系介质而形成的，但是通过流-晕界面的质量、动量和能量交换的速率和方向对于确定麦哲伦流的起源和命运来说是相对未知的。作为对LMC-SMC相互作用的大规模模拟的补充，我们将来自理想化的高分辨率“云破碎”和辐射湍流混合层模拟的新见解应用于主导臂和尾流。与传统的云快速分裂的预期相反，我们预测，由于强烈的辐射冷却，引导臂和大部分尾流应该能在下沉中幸存下来，甚至获得质量。如果从云层中提供足够的超音速潮汐摆动，现在的主导臂可能是在原始云后面的冷却尾部的一系列高密度团块。我们备份我们的分析框架与一套融合的风洞模拟，发现以前的结果云的生存和质量增长可以扩展到高马赫数（$\mathcal{M}$）流与修改后的阻力时间$t_{drag} \propto 1 + \mathcal{M}$和更长的增长时间。我们还模拟了尾流，我们发现，增长时间是长的（$\sim$陀螺仪）相比，下降的时间，和近似H $α$排放是低的平均（$\sim$几个mR），但可以高达几十mR的亮点。我们的研究结果也有更广泛的河外星系的影响，例如银河风，我们讨论。
2022-06-21 astro-ph.GA
How Magnetic Fields Regulate Cooling and Mixing in Turbulent Radiative Mixing Layers
Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；New York University（纽约大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）
本研究通过MHD模拟发现，磁场（即使初始较弱）通过磁张力削弱湍流，显著抑制湍流辐射混合层中的冷却与混合，且抑制程度依赖磁场方向，定量预测需考虑输运过程。
2026-09-25 astro-ph.GA
The impact of turbulent mixing on the galactic r-process enrichment by binary neutron star mergers
研究了双中子星（BNS）合并产生的快速中子俘获（r-过程）元素对星际介质的富集作用。我们使用半解析模型来描述星系演化，BNS合并的合并率和时延分布与最新的种群合成模型一致。为了研究r-过程元素和铁的相对丰度的分散，我们采用了湍流混合方案，其中新鲜合成的元素逐渐分散在星际介质中。我们表明，在我们的模型中，在银河系恒星中观察到的丰度，特别是在低金属丰度的散射，可以完全解释BNS合并。我们的研究结果表明，双星中子星合并可能是银河系中r过程元素的主要来源。
2021-07-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Mixing in Magnetized Turbulent Media
湍流运动对于夹带流体的混合是必不可少的，并且还能够通过小尺度发电机作用来放大弱的初始磁场。在这里，我们进行了系统的研究湍流混合在磁化介质中，使用三维磁流体动力学模拟，包括标量浓度场。我们重点讨论了混合如何依赖于磁普朗特数，Pm，从1到4和马赫数，M}，从0.3到2.4。对于所有亚音速流，我们发现在运动学早期阶段速度功率谱的斜率为k^-5/3，但随着磁场饱和，由于磁反作用，速度功率谱变陡。另一方面，标量功率谱在后期与k^-5/3相比，则更小，这与奥布科霍夫-科尔森关于混合为级联过程的描述一致。在较高的马赫数下，由于激波的存在，速度功率谱也变陡，标量功率谱也相应地变陡。在亚音速湍流中，标量结构比速度结构更具有间歇性，而在超音速湍流中，速度结构仅在运动学阶段比标量结构更具有间歇性。独立的马赫数的流动，标量结构被安排在片中的运动和饱和阶段的磁场演变。对于亚音速湍流，标量耗散在强磁场区域受阻，可能是由于洛伦兹力抑制标量梯度的建立，而对于超音速湍流，标量耗散随着磁场强度的增加而单调增加。在所有的马赫数，混合显着减慢的存在下，动力学上重要的小尺度磁场，这意味着在星际介质和星系团的混合是不太有效的流体动力学模拟模型。
2014-02-03 astro-ph.GA physics.flu-dyn
Ray-trax: Fast, Time-Dependent, and Differentiable Ray Tracing for On-the-fly Radiative Transfer in Turbulent Astrophysical Flows
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
Early turbulent mixing as the origin of chemical homogeneity in open star clusters
恒星中元素的丰度是研究其起源的关键线索。在疏散星团中观测到的恒星间对数丰度的变化在许多元素上通常只有$\sim 0.01-0.05$，明显小于恒星形成的星际介质中观测到的$\sim 0.06-0.3$的变化。目前还不清楚为什么星团如此同质，以及同质性是否也应该在恒星形成效率较低的区域占主导地位，这些区域不产生束缚星团。在这里，我们报告自适应网格模拟使用被动平流标量，以跟踪混合的化学元素的恒星形成云的形式和崩溃。我们表明，湍流混合在云组装自然产生的恒星丰度散射至少~5倍小于气体中，足以充分解释所观察到的恒星的化学均匀性。此外，混合发生得非常早，因此具有效率$\varepsilon \sim 10\%$的区域几乎与具有$\varepsilon\sim 50\%$的区域一样混合良好。这意味着即使是不形成结合星团的区域也可能是混合良好的，并增强了使用化学标记通过其独特的化学特征重建溶解星团的前景。
2014-08-27 astro-ph.GA astro-ph.SR
Ceci n'est pas une Couche de Mélange: The Meaning of Resolved Turbulent Radiative Mixing
Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Princeton University（普林斯顿大学）；New York University（纽约大学）
通过高分辨率AthenaK模拟研究湍流辐射混合层的微观和宏观性质，发现总冷却率的分辨率无关性源于数值耗散与数值粘度的抵消效应，并指出正确解析相结构需分辨湍流场长度尺度λ_F,turb。
2026-06-02 astro-ph.GA physics.flu-dyn
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
Water in Protoplanetary Disks: Deuteration and Turbulent Mixing
我们研究了湍流原行星盘中水和氘水的化学性质。化学速率方程求解的扩散项，模仿湍流混合在垂直方向。中平面附近的水通过湍流被输送到圆盘大气，并通过光反应被破坏以产生原子氧，而原子氧被输送到中平面并重新形成水和/或其他分子。我们发现，这个周期显着降低柱密度的水冰在r < 30 AU，尘埃温度太高，有效地改革水冰。该区域的径向范围取决于氢原子的脱附能。我们的模型表明，即使在升华半径之外，水冰也可能不足。在这个半径之外，该周期在10^6年内将水冰的D/H比从2 × 10 ^-2（由坍缩核心模型设定）降低到10^-4-10^-2，而不会显著降低水冰柱密度。所得的D/H比取决于混合的强度和与中心恒星的径向距离。我们的发现表明，彗星水的D/H比（10^-3-10^-4）可以在太阳星云中建立（即彗星水可以形成），即使输送到圆盘的水冰的D/H比非常高（10^-2）。
2013-10-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
