湍流无碰撞 MHD 中的磁场放大与演化：在星系团内介质中的应用

星系团内介质 (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。这通常是采用碰撞磁流体动力学 (MHD) 模型推导得出的。然而，在 ICM 中，离子碰撞的平均自由程与动力学尺度相当，因此需要无碰撞 MHD 描述。与碰撞 MHD 模拟不同，本研究采用了相对于局部磁场方向各向异性的等离子体压力，这将等离子体带入了应发生无碰撞不稳定性参数空间。在采用的模型中，这些不稳定性通过压力各向异性的弛豫项得以抑制，该项模拟了镜模不稳定性 (mirror instability) 和火 hose 不稳定性 (firehose instability) 的反馈。这种弛豫作用使等离子体分布函数与无碰撞等离子体的实证研究保持一致。我们受 ICM 湍流建模的启发，进行了受迫跨音速湍流的三维数值模拟，针对不同的初始磁场强度值和不同的压力各向异性弛豫率进行了测试。我们发现，在对应于 ICM 条件的高$\beta$等离子体区域，快速的各向异性弛豫率在湍流的统计特性方面给出了与碰撞 MHD 模型相似的结果。此外，由于湍流发电机作用导致的种子磁场放大也与碰撞 MHD 模型相似。而未采用各向异性弛豫的模拟结果与碰撞 MHD 结果显著偏离，并在密度和速度的小尺度涨落上显示出更多功率，代表了不稳定性的结果。对于这些模拟，磁场的大尺度涨落大多被抑制，且湍流发电机无法放大种子磁场。