星团中的湍流、磁场与等离子体物理

对星团的观测表明，星际介质（ICM）可能是湍流的，并且肯定被磁化。这种磁化湍流的性质由基本的非线性磁流体力学相互作用以及ICM中高低碰撞性的等离子体物理共同决定。被微弱磁场包围的星团等离子体受到firehose 与 mirror 不稳定性的作用。这些不稳定性饱和后会在离子磁荡角尺度上产生涨落，这些涨落可以散射粒子，从而增加有效碰撞率，从而提高ICM的有效努修数。提出了一种简单的数值方法来模拟这一效应。该模型产生一种自加速涨落磁动力学，使得磁场以 explosively快的速度增长，在星团寿命的少数比例内即可达到观测到的、在动力学上重要的磁场强度，独立于初始场的具体强度。建议星团湍流的饱和状态是常规各向同性磁流体力学湍流（特征为折叠、方向反转的磁场）以及在不可压缩尺度上的Alfvén波级联的组合。提出了一种论证来约束折叠场的反转尺度。最终的图景在星团磁场观测上呈现出与之相符的定性特征。