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World File Search System速度分量
AP 问题 磁场作用力 解决方案
𝑭= 𝒒𝒗𝑩𝐬𝐢𝐧𝜽 𝑭= 𝟏. 𝟔×𝟏𝟎 !𝟏𝟗 𝐂 𝟒×𝟏𝟎 𝟕 𝐦/𝐬 𝟏. 𝟐𝐓𝐬𝐢𝐧𝟔𝟎° = 𝟔. 𝟕×𝟏𝟎 !𝟏𝟐 𝐍 b. 参考右上图的坐标系，说明 t = 0 时质子所受力的方向。根据右手定则，力将朝向页面内部或负 z 方向。c.在 t = 0 到 t = 0.5 秒的时间间隔内，磁场对质子做了多少功？无。磁场不做功，因为力始终垂直于运动路径，不会引起动能的变化。d. 描述（但不计算）质子在场中的路径。垂直于磁场的速度分量引起 xz 平面的圆周运动。平行于磁场的速度分量引起 + y 方向的运动。这两者的结果是一个螺旋形或螺旋状的路径。
脉冲功率驱动的高能量密度物理实验中的集体光学汤姆逊散射（特邀）
光学集体汤姆逊散射用于诊断伦敦帝国理工学院 Magpie 脉冲功率发生器的磁化高能密度物理实验。该系统使用来自 Nd:YAG 激光的 2 次谐波的放大脉冲（3 J、8 ns、532 nm）来探测各种高温等离子体物体；密度在 10 17 -10 19 cm -3 范围内，温度在 10 eV 到几 keV 之间。散射光从等离子体内 100 µ m 级体积中收集，然后成像到光纤阵列上。多个收集系统从不同方向观察这些体积，同时使用不同的散射 K 矢量（和不同的相关 α 参数，通常在 0.5 – 3 范围内）进行探测，从而可以独立测量大量等离子体流的不同速度分量。光纤阵列与带有门控 ICCD 的成像光谱仪耦合。该光谱仪配置为观察集体汤姆逊散射光谱的离子声波 (IAW)。用理论谱密度函数 S ( K , ω ) 拟合光谱可测量局部等离子体的温度和速度。拟合受到激光干涉仪对电子密度的独立测量以及不同散射矢量的相应光谱的限制。这种 TS 诊断已成功应用于广泛的实验，揭示了磁化冲击、旋转等离子体射流和内爆线阵列内的温度和流速转变，以及提供磁重联电流片内漂移速度的直接测量。I. 简介
星系团中的湍流压力支撑
背景。星系团中的湍流压力大小仍存在争议，特别是与动态状态和用于模拟的流体力学方法的影响有关。目的。我们研究大质量星系团内介质中的湍流压力分数。我们旨在了解流体动力学方案、分析方法和动态状态对宇宙学模拟中星系团最终特性的影响。方法。我们使用无网格有限质量 (MFM) 和光滑粒子流体动力学 (SPH) 对七个星系团的一组放大区域进行了非辐射模拟。我们使用了三种不同的分析方法，基于：(i) 偏离流体静力平衡，(ii) 通过亥姆霍兹-霍奇分解获得的螺线管速度分量，以及 (iii) 通过多尺度滤波方法获得的小尺度速度。我们将模拟星团样本分为活跃星团和松弛星团。结果。我们的模拟预测，与松弛星团相比，活跃星团的湍流压力分数会增加。这在基于速度的方法中尤其明显。对于这些方法，我们还发现 MFM 模拟的湍流比 SPH 模拟的湍流增加，这与更理想化的模拟的结果一致。预测的非热压力分数在星团中心内为几个百分点（松弛星团）和约 13%（活跃星团）之间变化，并向外围增加。没有看到明显的红移趋势。结论。我们的分析定量评估了流体动力学方案和分析方法在确定非热或湍流压力分数方面的重要性。虽然我们的设置相对简单（非辐射运行），但我们的模拟与之前更理想的模拟一致，并且代表着对湍流的理解更近了一步。