First Observation of a Polar Coronal Hole-like Fast Solar Wind Stream in the Sub-Alfvénic Solar Corona: an Analysis of Turbulence Properties
University of Delaware（特拉华大学）；Smithsonian Astrophysical Observatory–Harvard & Smithsonian（史密森天体物理台-哈佛与史密森学会）
帕克太阳探测器在亚阿尔文日冕中首次观测到极区冕洞状快速太阳风，发现其湍流已充分发展且高度不平衡，为太阳风湍流演化提供新约束。
2026-09-23 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Constraining Alfvénic Turbulence with Helicity Invariants
本文研究了广义磁流体力学不变量（广义螺旋度和广义能量）对湍流某些全局特性的约束。我们表明，全球湍流动能和磁能将接近均分只有在某些情况下，取决于广义螺旋度的比例。在具有最小热能的系统中，我们证明了三个不变量共同决定了与Alfvénic湍流相关的特征长度尺度。
2020-05-07 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Alfven Wave Collisions, The Fundamental Building Block of Plasma Turbulence II: Numerical Solution
本文提出了一个数值验证的渐近解析解之间的非线性相互作用的对向传播阿尔芬波，天体物理等离子体湍流的基本积木。的解析解，推导出在弱湍流限制使用不可压缩的MHD方程，进行了比较，一个阿尔芬波碰撞的非线性gyrokinetic模拟。这些方法之间的协议意味着不可压缩的解决方案令人满意地描述了非线性能量转移的基本动力学，即使在弱碰撞等离子体条件下的许多天体物理环境。
2013-06-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Alfven Wave Collisions, The Fundamental Building Block of Plasma Turbulence IV: Laboratory Experiment
湍流是在整个空间和天体物理等离子体中发现的一种现象。它在太阳日冕加热、太阳风加速和星际介质加热中起着重要作用。在这些制度的湍流是占主导地位的阿尔芬波。大多数湍流理论都是使用理想等离子体模型建立的，例如不可压缩MHD。然而，一直没有实验证据来支持使用这种模型的弱到中度碰撞等离子体是相关的各种空间和天体物理等离子体环境。我们提出了第一个实验来测量两个反向传播的阿尔芬波，这是天体物理学湍流理论的基石之间的非线性相互作用。我们在这里提出了四个不同的测试，最终证明，我们确实测量的子阿尔芬波产生的非线性的碰撞之间的反向传播阿尔芬波。
2013-06-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
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
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
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
In-situ Observation Of Alfv'en Waves In Icme Shock-Sheath Indicates Existence Of Alfv'enic Turbulence
行星际空间中日冕物质抛射（CME）的动力学演化产生了高度湍流、压缩和加热的激波鞘。这一区域为研究小尺度下的湍流涨落提供了独特的环境，并为揭示湍流耗散和等离子体加热的物理机制提供了机会。磁化等离子体中的湍流如何控制空间和天体物理等离子体中的能量输运过程是21世纪一个具有吸引力和挑战性的开放性问题。为此，文献讨论了磁化等离子体中的三种类型的磁流体动力学（MHD）波/波动，即磁声波（快），阿尔芬（中等）和声波（慢）。磁声波类型在行星际介质中最常见。然而，迄今为止尚未在ICME鞘管中识别出阿尔芬波/波动。阿尔夫文波的陡化可以形成导致阿尔夫文激波的旋转间断。但是，从理论上对它们的存在提出了质疑。本文用文献中描述的三种不同的方法证明了在1AU处湍流激波鞘内Alfven波的可观测的现场证据。我们还估计了Els 'asser变量、标准化交叉螺旋度、标准化剩余能量以及Alfven波向外流动的指示。IMF功率谱分析表明，ICME激波鞘中存在阿尔芬湍流。该研究在行星际空间等离子体、其与行星等离子体的相互作用以及天体物理等离子体领域具有重要意义。
2022-09-12 astro-ph.SR physics.space-ph
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 Collisions, The Fundamental Building Block of Plasma Turbulence I: Asymptotic Solution
反向传播的阿尔芬波之间的非线性相互作用是天体物理等离子体湍流中能量向小尺度级联的物理机制。从不可压磁流体力学方程组出发，在弱非线性极限下导出了这些阿尔芬波碰撞非线性演化的渐近解析解。由此产生的定性图片的非线性能量转移，由于这种机制涉及两个步骤：第一，主要的反向传播阿尔芬波相互作用，产生一个固有的非线性，纯磁性的二次波动，没有平行的变化;第二，两个主要的波每个相互作用，这个二次波动转移能量secularly两个三级阿尔芬波。这些第三模式是线性阿尔芬波与相同的平行波数的主要波，表明缺乏一个平行的级联。由于共振四波相互作用的相干性质，这些三次模式的振幅随时间线性增加，负责非线性能量转移。讨论了这种解析解对天体物理等离子体湍流的影响。这里提出的解决方案提供了有价值的直觉磁化等离子体湍流的非线性相互作用的基础上，在实验室中验证天体物理等离子体湍流的基本组成部分的性质的实验计划的支持。
2013-06-06 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
Spectrum of Kinetic Alfven Turbulence
提出了一个尺度小于离子回旋尺度的强动力学阿尔文等离子体湍流模型。认为磁场和密度涨落主要集中在二维结构上，这导致它们的傅立叶能谱$E(k_\perp)\propto k_{\perp}^{-8/3}$，其中$k_\perp$是垂直于强背景磁场的波矢分量。结果表明，在良好的协议与数值模拟，他们可以解释最近的观测结果的磁场和密度波动的太阳风在亚质子尺度。
2012-04-26 astro-ph.SR physics.plasm-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
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
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
Nature of Transonic Sub-Alfvénic Turbulence and Density Fluctuations in the Near-Sun Solar Wind: Insights from Magnetohydrodynamic Simulations and Nearly-Incompressible Models
University of Wisconsin-Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；Center for Space Plasma and Aeronomic Research (CSPAR)（空间等离子体与航空研究发展中心）
研究太阳风湍流从亚声速到跨声速转变的性质，提出近不可压缩模型，揭示低频二维结构主导，压缩波动为次要成分，扩展了湍流理论。
2025-09-23 astro-ph.SR physics.plasm-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
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
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
Turbulence in the Sub-Alfvénic Solar Wind
帕克太阳探测器（PSP）进入一个区域的亚阿尔夫文太阳风在遇到8，我们提出了第一个详细的分析低频湍流特性在这个新的区域。在此期间，磁场和流速矢量高度一致。通过构建频谱图的归一化磁螺旋度，交叉螺旋度，和剩余能量，我们发现，PSP观察到主要Alfvenic波动，一个后果的高度场对齐的流，使准二维波动不可观察到PSP。我们将Taylor假设推广到亚、超Alfvenic流。波动的前向和后向Elsasser变量的频谱。所观察到的光谱很好地拟合使用谱理论几乎不可压缩磁流体力学假设波数各向异性。密度谱是一个幂律，既不像Elsasser谱，也不像可压缩磁场谱，这表明这些是平流熵，而不是磁声模式，而不是由于参数衰减不稳定性。在相邻的适度超阿尔文间隔的光谱是相似的。
2022-02-05 astro-ph.SR 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
Gyrofluid description of Alfvenic turbulence and its parallel electric field
在强背景磁场的存在下，具有$k_{\parallel}/k_{\perp}\ll 1$的各向异性阿尔夫文涨落保持在比离子回旋频率小得多的频率。基于均匀等离子体中电磁回旋流体方程的最简截断，建立了一个由Alfvénic湍流产生的能量级联模型，该模型平滑地连接了大磁流体动力学（MHD）尺度和小“动力学”尺度。作为$k_{\perp}$和$k_{\parallel}$的函数，得到了电磁涨落的标度关系。此外，一个特别的注意是支付的光谱结构的平行电场，这是由Alfvénic湍流产生的。其原因是这种平行电场在湍流加速和粒子传输中的潜在含义。对于电磁湍流，这个问题在[A.长谷川K. Mima，J. Geophys. Res. { \bf 83} 1117（1978）]。
2010-06-14 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
A statistical model of three-dimensional anisotropy and intermittency in strong Alfvénic turbulence
我们提出了一个简单的统计模型的三维各向异性，间歇性，强Alfvénic湍流，结合临界平衡和动态对齐。我们的模型是基于沿磁场的Elsasser场增量的对数泊松统计。我们预测的Elsasser-field条件两点结构函数的标度与点分离在所有三个方向上的坐标系的磁场和波动场的方向局部对齐，并获得良好的协议与数值模拟。我们还推导出的波动，$l_\parallel \propto λ^{1/2}$，其中$λ$是垂直尺度的平行相干尺度的缩放。这确实是观察到的大部分波动的数值模拟。
2016-12-14 astro-ph.SR 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
Dynamical Age of Alfvénic Turbulence in the Solar Wind
University of Delaware（特拉华大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；University of Maryland（马里兰大学）
本文提出了一种新的太阳风湍流年龄计算方法，考虑了阿伦德湍流特性，分析了不同风流中湍流年龄的变化，揭示了交叉螺旋度对磁流体动力学湍流的影响。
2026-03-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
A Model for Dissipation of Solar Wind Magnetic Turbulence by Kinetic Alfvén Waves at Electron Scales: Comparison with Observations
在流体动力学湍流中，耗散尺度的长度取决于能量级联率，即，每单位质量的能量输入率越大，就越需要将湍流波动驱动到越来越小的尺度以耗散更大的能通量。磁谱能量密度的观测表明，这种直观的图像是不成立的太阳风湍流。耗散似乎在不同的太阳风条件下以相同的长度尺度开始，与能量通量无关。为了更详细地研究这种差异，我们提出了一个解析耗散模型太阳风湍流在电子尺度上，我们观察到的谱密度进行比较。我们的模型结合了从大尺度到小尺度的能量传输和无碰撞阻尼，这将能量从动力学机制中的磁波动中去除。我们假设动力学Alfvén波（KAW）的波粒相互作用是主要的阻尼过程。由热等离子体色散关系得到了KAW的波频率和阻尼率。我们的模型假设一个临界平衡湍流，较大的能量级联率激发较大的平行波数为一定的垂直波数。如果耗散是额外的波浪驱动，使得耗散率与平行波数成比例（如KAW），则能量级联率的增加被相同垂直波数的耗散率增加抵消，导致耗散长度与能量级联率无关。
2017-01-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Alfvénic versus non-Alfvénic turbulence in the inner heliosphere as observed by Parker Solar Probe
我们利用帕克太阳探测器（PSP）的数据来探索太阳风湍流的性质，重点是Alfvénic字符和波动的功率谱及其对距离和背景（即大尺度太阳风属性）的依赖性，旨在了解不同的影响，如源属性，太阳风膨胀，流相互作用可能在确定湍流状态中发挥的作用。我们进行了统计调查的数据，从PSP的前五个轨道的重点是如何在大，MHD尺度的波动特性，不同的太阳风流和距离太阳。还对若干选定时期进行了更深入的分析。我们的研究结果表明，随着波动被太阳风向外传输，磁场谱变陡，而速度谱的形状保持不变。变陡过程由湍流的“年龄”控制，由风速和径向距离共同决定。从统计学上讲，较快的太阳风具有较高的“阿尔夫维尼性”，具有更多的主导向外传播的波分量和更平衡的磁能/动能。向外的波优势随着径向距离的增加而逐渐减弱，而当我们靠近太阳时，过剩的磁能会变得更强。我们表明，湍流特性可以显着不同的流到流，即使这些流是相似的速度，这些流的起源非常不同。特别是，起源于极冕洞附近的慢风与起源于活动区/伪流的慢风相比具有更低的Alfvénicity。我们表明，结构，如日光层电流片和速度剪切可以发挥重要的作用，在修改的湍流的属性。
2021-01-27 astro-ph.SR physics.space-ph
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
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
Negative and Positive Cascade Rates of Slow Alfvénic Turbulence in Switchback and Non-switchback Intervals: \emph{Wind} Observations
Florida Institute of Technology（佛罗里达理工学院）
基于 Wind 卫星数据，研究发现非磁开关区间呈现正级联和 -3/2 谱标度，而磁开关区间呈现负级联和更陡的谱，表明大磁场旋转改变能量传递方向。
2026-09-29 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Solar plasma radio emission in the presence of imbalanced turbulence of kinetic-scale Alfvén waves
本文研究了在等离子体/磁压力比$β$小于电子/离子质量比$m_{e}/m_{i}$的日冕区域中，动力学尺度的Alfvénic湍流对等离子体射电辐射产生的影响。本研究的动机是与活动区强磁场有关的太阳I型射电暴现象。对于连续辐射，I型暴的亮温可达$10^{10}$ K，对于I型暴，亮温可超过$10^{11}$ K。目前，还没有一个公认的理论来解释I型风暴如此高的亮度温度和其他一些性质。我们提出的模型与不平衡湍流的动力学尺度阿尔文波产生一个不对称的准线性平台上的电子速度分布的上半部分。朗缪尔共振波的朗道阻尼被抑制，其振幅在热能级以上自发增长。估计的朗缪尔波的饱和水平足够高，以产生观察到的I型无线电发射的基本等离子体频率。在我们的模型中没有出现谐波发射，因为向后传播的朗缪尔波经历了很强的朗道阻尼。我们的模型预测$100\%$极化的意义上的普通（O-）模式的I型发射。
2017-07-07 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
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
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
Disruption of sheetlike structures in Alfvénic turbulence by magnetic reconnection
我们提出了一种机制，即强烈的，片状结构自然形成的动态对齐Alfvénic湍流被破坏的磁重联的规模$\hatλ_{\rm D}$，大于耗散规模预测的间歇性，动态对齐的湍流模型。重连过程分几个阶段进行：首先，具有$N$磁性岛的线性撕裂模式生长并饱和，然后这些岛之间的$X$点塌陷成次级电流片，然后重新连接，直到原始结构被破坏。这有效地对垂直平面内的结构的各向异性施加了上限，这意味着在尺度$\hatλ_{\rm D}$下湍流动力学改变：在大于$\hatλ_{\rm D}$的尺度上，湍流表现出尺度依赖的动态排列和近似等于$-3/2$的谱指数，而在小于$\hatλ_{\rm D}$的尺度上，湍流结构由于重连而经历连续的破裂，限制动态对准、使有效谱指数变陡以及改变最终耗散尺度。与伦德奎斯特（磁雷诺）数$S_{L_\perp}$的$\hatλ_{\rm D}$的缩放取决于统计的顺序被认为是，并在特定的模型的不稳定性，在能量谱的两个制度之间的过渡预测约为$\hatλ_{\rm D} \sim S_{L_\perp}^{-0.6}$。低于$\hatλ_{\rm D}$的光谱指数介于$-5/3$和$-2.3$之间。最终耗散尺度为$\hatλ_{η,\infty}\sim S_{L_\perp}^{-3/4}$，与不涉及尺度相关动态校准的湍流理论中出现的柯尔莫哥洛夫尺度相同。
2017-07-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Diagnosing collisionless energy transfer using field-particle correlations: Alfven-Ion Cyclotron Turbulence
我们应用场粒子相关性-一种跟踪电磁场和等离子体粒子之间能量密度传输率的时间平均速度-空间结构的技术-从Alfvén离子回旋加速器湍流的混合Vlasov-Maxwell模拟中获得的数据。在这个系统中的能量传递预计将包括朗道和回旋波粒子共振，不像以前的系统，其中的场粒子相关技术已被应用。在该模拟中，由平行电场$E_\parallel$介导的能量传递速率包括总速率的大约$60\%$，其余部分由垂直电场$E_\perp$介导。平行的电场共振耦合到质子，在整个模拟过程中，在许多点处识别出朗道阻尼的规范双极速度-空间特征。由$E_\perp$介导的能量转移优先与具有$v_{tp} \lesssim v_\perp \lesssim 3 v_{tp}$的粒子耦合，这与回旋加速器扩散平台的预期形成一致。我们的研究结果清楚地表明，场-粒子相关技术可以区分不同的通道的能量转移使用单点测量，即使在多个通道同时作用的点，并可以用来定量地确定每个通道中的粒子的速度。
2020-06-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Kinetic Alfvén turbulence below and above ion-cyclotron frequency
在考虑各向异性色散效应和湍流不稳定性的情况下，研究了垂直于和平行于背景磁场的Alfvénic湍流级联。垂直色散和不均匀性使湍流波数磁谱变陡，加速湍流级联产生高离子回旋频率。相反，平行色散使谱变得更平坦，并使离子-回旋频率以上的频率级联减速。上述因素的竞争导致谱指数分布在区间[-2，-3]，其中-2是高频空间填充湍流指数，-3是管状波动形成的低频间歇湍流指数。完全间歇性湍流的光谱填充了较窄的光谱指数范围[-7/3，-3]，这几乎与太阳风中测量的指数范围一致。这表明动力学尺度湍流谱主要由弥散和间歇性形成。测量折射率约为0.1的小失配可能与此处未研究的阻尼效应有关。
2015-09-28 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
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
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
Characterization of the Trans-Alfvénic Region Using Observations from Parker Solar Probe
利用帕克太阳探测器第8至19次相遇数据，对比亚阿尔文速与超阿尔文速太阳风的湍流特性，发现亚阿尔文速样本振幅更小、各向异性更强，且无极性反转超过90度的磁开关。
2025-10-08 astro-ph.SR physics.space-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
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
MMS Insights into CME Driven Sub-Alfvénic Solar Wind at 1 AU
University of Maryland（马里兰大学）；NASA Goddard Space Flight Center（NASA戈达德太空飞行中心）；University of New Hampshire（新罕布什尔大学）；University of Delaware（特拉华大学）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）
研究2023年4月日冕物质抛射驱动的亚阿尔文速度太阳风的等离子体和湍流特性，发现其电子温度显著高于其他区域，且存在超热尾和电子人口 depletion。
2026-04-13 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
Stochastic proton heating by kinetic-Alfvén-wave turbulence in moderately high-$β$ plasmas
随机加热是指带电粒子的平均磁矩与电磁波动相互作用的增加，电磁波动的频率小于粒子的回旋频率。当陀螺仪波动的幅度超过一定阈值时，就会出现这种加热，导致垂直于磁场的平面中的粒子轨道变得随机而不是近似周期性。我们考虑了阿尔文波（AW）和动力学阿尔文波（KAW）湍流对质子的随机加热，这可能对太阳风的加热做出重要贡献。利用唯象理论，我们导出了等离子体中的随机质子加热率，其中$β_{\rm p} \sim 1-30$，其中$β_{\rm p}$是质子压力与磁压力的比值。(We不考虑$β_{\rm p} \gtrsim 30$状态，在该状态下质子陀螺标度的KAWs变为非传播。）我们测试我们的公式的随机加热率的数值跟踪测试粒子质子相互作用的频谱随机相位AWs和KAWs。以前的研究表明，在$β_{\rm p} \lesssim 1$，粒子主要是由静电势的时间变化和热质子陀螺轨道的随机主要是由静电势的陀螺波动。相比之下，在$β_{\rm p} \gtrsim 1$，粒子主要由电场的螺线管分量激励，热质子陀螺轨道主要由磁场中的陀螺尺度波动随机化。
2018-11-21 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
On the Heating of the Slow Solar-Wind by Imbalanced Alfvén-Wave Turbulence from 0.06 au to 1 au: Parker Solar Probe and Solar Orbiter observations
本研究利用PSP和SO观测数据，分析了0.06至1 au内不平衡Alfvén波湍流对Alfvén慢风的加热现象，发现湍流耗散率与质子加热率趋势一致，证实AW湍流在慢风离子加热中起主导作用。
2024-03-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-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
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
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
