高β值等离子体中磁通管的动力学

我们提出了一种新模型，用于描述嵌入高β值湍流等离子体中的磁场结构，基于磁场倾向于分离为单个磁通管的普遍观念。我们指出，磁通管之间的相互作用将由磁通管周围湍流尾流所产生的相干效应所主导。通过平衡由屏蔽效应引起的吸引力与湍流扩散，我们发现磁通管的典型半径与局部马赫数之平方乘以大尺度湍流/eddy长度成正比，呈一维分形结构，曲率半径与湍流中最大尺度的eddy成正比，其内部磁压与环境压力相当。在平均磁能密度远小于湍流能密度时，磁通管的半径、内部磁场和曲率尺度将小于这些估计值。现实中的电阻并不会改变流体的宏观性质或大尺度磁场。在任一情况下，我们都表明，Sweet-Parker 重联速率远快于eddy turnover时间。现实的恒星等离子体预计要么处于理想极限（如太阳光层），要么处于电阻极限（大多数太阳对流层）。目前所有三维MHD湍流的数值模拟都处于粘性极限，无法适用于恒星或盘状星系。