Numerical Modeling of Space Plasma Flows Astronum-2008 pdf epub mobi txt 电子书 下载 2026

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出版者:

作者:Pogorelov, Nikolai V. (EDT)/ Audit, Edouard (EDT)/ Colella, Phillip (EDT)/ Zank, Gary P. (EDT)

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页数:0

译者:

出版时间:

价格:595.00 元

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isbn号码:9781583816929

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图书标签:

• 空间等离子体
• 数值模拟
• 天体物理
• 等离子体物理
• 计算物理
• Astrophysics
• Plasma Physics
• Computational Physics
• Space Physics
• Numerical Methods

《星际等离子体流动数值模拟：基础与前沿》 引言 星际等离子体，作为宇宙中最普遍存在的物质形态，其流动和动力学过程在塑造恒星、行星乃至整个宇宙结构方面扮演着至关重要的角色。从太阳风吹拂行星磁层，到星云中的物质聚集形成恒星，再到活动星系核喷流的产生，这些现象无不与等离子体流动的复杂性息息相关。理解这些宏大尺度的物理过程，离不开精确的数值模拟。本书旨在深入探讨星际等离子体流动数值模拟的理论基础、关键算法、前沿进展及其在天体物理学各个领域的应用，为研究人员和学生提供一本全面、系统且具有实践指导意义的参考。 第一章：星际等离子体的物理基础 在深入数值模拟之前，理解等离子体的基本物理属性至关重要。本章将从基本概念入手，介绍等离子体的定义、电离度、统计描述等，并详细阐述与星际等离子体流动相关的关键物理量，如磁场、电场、粒子速度、密度、温度等。我们将着重讨论以下几个核心主题： 等离子体基本概念： 介绍等离子体的构成粒子（电子、离子、中性粒子）、宏观性质（准中性、长程相互作用）以及其在宇宙中的普遍性。 麦克斯韦方程组与流体力学方程组的耦合： 阐述电磁场与流体运动之间的相互作用是等离子体动力学行为的核心。我们将回顾麦克斯韦方程组如何描述电磁场的演化，以及流体动力学方程组（如欧拉方程或纳维-斯托克斯方程）如何描述等离子体物质的运动。 朗缪尔波、阿尔芬波等波动现象： 探索等离子体中存在的各种集体激发模式，如朗缪尔波（等离子体振荡）、离子声波、阿尔芬波（磁流体波）等，这些波动是能量和动量在等离子体中传播的重要机制。 磁流体动力学（MHD）理论： 重点介绍MHD模型，它是描述宏观尺度上等离子体行为的基石。我们将推导MHD方程组，并讨论其适用范围和局限性，例如它如何忽略了微观粒子效应。 等离子体中的动理学效应： 介绍当等离子体尺度接近粒子平均自由程，或者存在强烈的速度空间各向异性时，MHD模型失效。我们将简要介绍Boltzmann方程和Vlasov方程，为后续更精细的数值方法奠定基础。 磁场重联： 强调磁场重联在能量释放、粒子加速等过程中扮演的关键角色，这是许多天体物理现象（如太阳耀斑、行星磁层亚暴）的根本驱动力。 第二章：数值模拟的理论框架与方法选择 数值模拟是研究星际等离子体流动的强大工具。本章将系统介绍构建数值模拟模型所需的理论框架，并探讨不同数值方法的优缺点及其适用场景。 偏微分方程的数值求解： 介绍求解MHD方程组、麦克斯韦方程组等偏微分方程的常用数值离散技术，如有限差分法、有限体积法、有限元法等。 有限差分法： 详细讲解如何利用泰勒展开等方法将连续方程转化为离散方程，讨论不同阶数的差分格式（如中心差分、迎风差分）在精度和稳定性的权衡。 有限体积法： 介绍基于守恒律的有限体积法，强调其在处理激波、不连续性等问题时的优势，以及守恒性质的重要性。 有限元法： 讨论利用基函数逼近解的有限元法，其灵活性和处理复杂几何边界的能力。 谱方法： 介绍利用全局函数（如傅里叶级数）逼近解的谱方法，在高正则性区域能达到极高的精度，但对复杂边界和不连续性处理稍显困难。 网格类型： 讨论不同类型的数值网格，如结构化网格（笛卡尔、柱坐标）和非结构化网格，以及自适应网格加密（AMR）技术在节省计算资源和提高局部精度的作用。 时间积分方法： 介绍显式和隐式时间积分方案，如Runge-Kutta方法、Crank-Nicolson方法等，以及它们在稳定性、精度和计算效率上的差异。 稳定性与精度分析： 讨论数值方法中的CFL条件，以及如何通过选择合适的数值格式和时间步长来保证模拟的稳定性和精度。 守恒律与散度约束： 强调在数值模拟中保持物理守恒律（质量、动量、能量）以及磁场散度为零的重要性，介绍处理这些问题的特殊技术（如散度校正）。 第三章：面向星际等离子体的特定数值模型 在掌握了通用数值方法后，本章将聚焦于为星际等离子体流动设计的特定数值模型，这些模型在处理等离子体独有的物理过程方面具有优势。 全MHD模型： 深入探讨完全MHD模型的数值实现，包括如何耦合电磁场和流体方程，如何处理磁场对流、欧姆加热、磁扩散等过程。 磁化等离子体MHD模型： 讨论在强磁场环境中，等离子体的磁化效应如何影响其动力学行为，以及相应的数值处理方法。 动理学数值方法： PIC（粒子网格）方法： 介绍PIC方法，它将等离子体看作一组带电粒子，直接求解粒子的运动方程，并将其分布函数映射到网格上以计算宏观场。详细讨论PIC方法的算法流程，包括粒子推进、场计算、插值等步骤。 DSMC（直接模拟蒙特卡洛）方法： 介绍DSMC方法，用于模拟稀薄气体或低密度等离子体的动力学过程，通过模拟大量代表性粒子的随机碰撞来近似Boltzmann方程。 Vlasov-Maxwell方程求解： 探讨直接求解Vlasov-Maxwell方程组的数值方法，适用于需要精确描述粒子速度分布函数演化的场景。 混合模型： 介绍如何将MHD模型与动理学模型耦合，例如在MHD模拟中，当遇到需要精细动理学描述的区域（如磁场重联区）时，切换到更精细的模型，以提高计算效率和精度。 处理复杂边界条件： 讨论在模拟天体物理系统时，如何处理各种复杂的边界条件，如恒星表面、行星磁层边界、星系盘等。 第四章：数值模拟的开源软件与计算实践 本章将介绍当前广泛使用的星际等离子体流动数值模拟开源软件，并提供一些实际的计算实践指导。 主流开源模拟器介绍： 详细介绍如PLUTO, ATHENA, Gkeyll, OpenFOAM等在天体物理和空间等离子体领域广泛应用的开源模拟软件。 PLUTO: 专注于MHD模拟，具有高度的灵活性和多种数值方案。 ATHENA: 适用于多种物理过程，包括MHD、重力、辐射等，支持复杂的几何和网格。 Gkeyll: 侧重于动理学模拟，支持Vlasov-Maxwell方程的求解。 OpenFOAM: 通用CFD软件，也可用于MHD等离子体模拟。 代码安装与配置： 提供代码编译、安装以及参数文件配置的基本指南。 案例研究与跑图： 太阳风与行星磁层相互作用： 模拟太阳风如何侵入地球磁层，形成磁层鞘、激波、内磁层等结构。 恒星耀斑与日冕物质抛射： 模拟太阳磁场能量的快速释放过程。 星云中的物质聚集与恒星形成： 模拟气体云在引力和磁场作用下的演化。 黑洞吸积盘与喷流： 模拟吸积盘的形成以及相对论性喷流的产生。 数据可视化与分析： 介绍使用ParaView, VisIt等可视化工具对模拟结果进行后处理，以及常用的数据分析方法。 并行计算与高性能计算（HPC）： 讨论如何利用MPI, OpenMP等并行计算技术，以及在HPC集群上运行大型模拟的策略。 第五章：星际等离子体模拟的前沿挑战与未来展望 尽管数值模拟取得了巨大进展，但在理解更复杂的星际等离子体现象时，仍面临诸多挑战。本章将探讨这些挑战，并展望未来的发展方向。 多尺度耦合问题： 如何有效地将不同尺度（从微观粒子到宏观结构）的物理过程耦合起来，例如微观湍流对宏观能量传输的影响。 高物理精度需求： 随着观测能力的提升，需要更高精度的模拟来匹配观测数据，这需要更先进的数值算法和更高的计算资源。 复杂物理过程的建模： 磁场重联的精细机制、粒子加速、辐射过程、非理想MHD效应（如电阻率、粘性）等，仍需要更完善的物理模型和数值方法。 机器学习与模拟的结合： 探讨如何利用机器学习加速模拟，优化参数，或从海量模拟数据中提取物理规律。 宇宙学尺度模拟： 模拟从宇宙早期到现在的结构形成，需要处理极大的尺度范围和极长的时间跨度，对算法和计算能力提出了极高要求。 新观测数据驱动的模拟： 如何利用JWST、LISA等新一代天文观测数据来约束和改进模拟模型。 软件工程与可复现性： 强调开发高质量、模块化、易于扩展的模拟软件的重要性，以及保证模拟结果可复现性的方法。 结论 星际等离子体流动数值模拟是现代天体物理学研究不可或缺的工具。本书从基础的物理概念出发，系统介绍了各种数值方法和模型，并探讨了在天体物理学中的具体应用。通过掌握本书介绍的理论和实践知识，研究人员和学生将能够更深入地理解宇宙中的等离子体现象，并能独立设计和运行相关的数值模拟，为探索宇宙奥秘贡献力量。本书旨在为读者提供一个坚实的基础，并激发对这一充满活力的研究领域的进一步探索。

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