Energetics in MRI driven Turbulence
在这些程序中，我们提出了最近的努力，以了解磁流体动力学（MHD）湍流驱动的磁旋转不稳定性（MRI）的能量。这些研究进行了本地（剪切盒）近似使用雅典娜模拟代码。Athena是一种基于分段抛物方法（PPM）、角点传输迎风（CTU）积分算法和约束传输（CT）算法的高阶Goddom算法，用于演化磁场。该算法是特别适合于这些研究，由于一个Goddom计划的守恒性质和剪切盒源项的具体实施在这里使用。我们提出了各种计算，可以直接与以前发表的结果进行比较，并讨论它们的一些细节。在这里提出的结果和发表的文献中发现的唯一显着差异涉及湍流加热速率。我们观察到存在经常性的通道解决方案的计算涉及平均垂直磁场和相关的时间滞后之间的能量注入和热化率。我们还给出了剪切盒计算的结果，其中包括光学薄辐射项，其冷却速率被选择为与湍流加热速率相匹配。我们发现在所有的计算中一致存在的一些性质是可压缩波动、螺旋波和弱激波。据发现，这些可压缩模式占主导地位的时间波动的概率分布函数的热力学变量，只有特定的熵是相对免疫的影响。
2005-02-24 astro-ph
The excitation of spiral density waves through turbulent fluctuations in accretion discs II: Numerical Simulations with MRI driven turbulence
我们提出了完全三维的局部MRI模拟与研究的非轴对称螺旋密度波，观察总是存在于这样的模拟的激励的对象。他们是潜在的重要影响原行星迁移通过相关的随机引力的作用，并在MHD不活跃地区产生剩余的运输。我们进行的模拟是零净流量，并产生α ~ 0.005的平均活动水平。我们揭示了负责这些波的激发的机制的性质，通过确定参与状态变量的傅立叶变换的随时间变化的演变。主导波被发现没有垂直结构，并在周期性重复摆动，他们从领先到尾随的变化过程中被激发。这种摆动的演变的初始阶段被认为是在很好的协议与预期的WKBJ理论在前面的论文中开发的Heinemann和Papaloizou。我们表明，重要的源项引起的波的激发有关的量，减少到位涡的小扰动，从背景状态没有垂直依赖。我们发现，均方根密度波动与波正相关，这个数量和一般水平的磁流体湍流。与螺旋密度波在我们的模拟中产生的平均角动量输运估计是一个显着的分数与湍流雷诺应力。
2009-04-30 astro-ph
Scaling Laws in Magnetohydrodynamic Turbulence
分析了自由衰减不可压缩磁流体湍流中动能和磁能的衰减规律以及关联长度的演化。MHD方程的标度不变性保证了在耗散参数（{ \it i.e.}动粘度和电阻率）和零磁螺旋度时，动能和磁能随时间衰减为$E \sim t^{-1}$，相关长度演化为$ξ\sim t^{1/2}$。在螺旋情况下，假设磁场向无力态演化，我们证明了（在大磁雷诺数的极限下）磁螺旋度保持不变，动能和磁能分别按$E_v \sim t^{-1}$和$E_B \sim t^{-1/2}$衰减，而动能和磁关联长度均按$ξ\sim t^{1/2}$增长.
2004-10-04 astro-ph
A Local One-Zone Model of MHD Turbulence in Dwarf Nova Disks
利用三维磁流体动力学（MHD）模拟研究了矮新星盘从爆发到平静转变过程中磁旋转不稳定性（MRI）的演化。采用剪切盒近似的分析，使角动量输运的效率进行了研究，在一个小的本地补丁的磁盘：这通常被称为一个区域模型。考虑到盘的低电离分数，感应方程包括欧姆耗散和霍尔效应。我们通过温度的瞬时下降来诱导从爆发到平静的转变。在过渡过程中的MRI的演变被发现是非常敏感的静态磁盘的温度。只要温度高于约2000 K的临界值，MHD湍流和角动量输运就由MRI维持。然而，如果温度低于这个临界值，MHD湍流会在轨道时间内消失。在这种情况下，应力下降了2个数量级以上，并由与爆发的残余运动相关的雷诺应力主导。临界温度与中心恒星的距离和盘的局部密度有轻微的关系。
2002-12-03 astro-ph
Angular Momentum Transport by MHD Turbulence in Accretion Disks: Gas Pressure Dependence of the Saturation Level of the Magnetorotational Instability
利用三维MHD模拟研究了磁旋转不稳定性（MRI）的饱和程度。采用剪切盒近似，忽略重力的垂直分量，使磁共振成像的演变是在一个小的局部磁盘的一部分。我们专注于依赖的饱和水平的压力的气体压力，这是一个关键的假设，在标准的α盘模型。从我们的数值实验中发现，有一个弱的幂律关系之间的饱和水平的麦克斯韦应力和气体压力的非线性制度，气体压力越高，更大的应力。虽然幂律指数略有依赖于初始场的几何形状，应力和气体压力之间的关系是独立的初始场强，并不受欧姆耗散，如果磁雷诺数至少为10。在绝热计算中，压力随时间增加，而在近等温计算中，压力随时间变化很小，这种关系是相同的。我们的数值结果是定性一致的想法，即MRI的饱和度是由MRI的增长和通过重连的场耗散之间的平衡决定的。然而，压力-应力关系的定量解释可能需要在非稳态磁重联的理论理解方面取得进展。
2003-12-18 astro-ph
Modification of Angular Velocity by Inhomogeneous MRI Growth in Protoplanetary Disks
我们研究了具有径向非均匀磁场的原行星盘中磁旋转不稳定性（MRI）的演化，发现由于MRI湍流的非均匀增长，盘中气体以超开普勒速度旋转的区域出现。我们进行了二维电阻磁流体力学模拟与剪切盒模型。我们发现，如果空间平均磁雷诺数，这是由稳定和不稳定区域的宽度在初始条件和电阻率的值，是小于1，原来的开普勒剪切流转化为准定常流，使更平坦（刚性旋转在极端情况下）的速度分布出现局部和外部的轮廓往往是超开普勒。角动量和质量转移，由于暂时产生的MRI湍流在最初的不稳定区域是负责的转换。在局部超开普勒区域，由于气动气体阻力和潮汐与盘气体相互作用的迁移是反向的。模拟设置对应于磁盘中全局MRI死区的外边缘和内边缘附近的区域。因此，死区的外缘和内缘一样，都是一个有利于尘埃颗粒聚集形成星子和保留行星胚胎以防止I型迁移的地方。
2008-10-20 astro-ph
Exact scaling laws and the local structure of isotropic magnetohydrodynamic turbulence
本文研究了各向同性MHD湍流的精确标度律在大磁普朗特数Pm和Pm=1的数值模拟中的一致性。精确的法律被用来阐明的磁场和速度场的结构。尽管某些三阶关联函数的线性标度，情况是不类似的Kolmogorov湍流的情况。磁场是充分描述的带状（折叠）场与方向反转的电阻标度的模型。在目前可用的分辨率下，动能的级联被强迫尺度运动和带状磁场之间的能量直接交换所短路。这种非局部相互作用是各向同性MHD湍流的定义特征。
2006-11-21 astro-ph physics.flu-dyn
Scaling Laws and Intermittency in Highly Compressible Turbulence
我们使用大规模的超音速欧拉湍流的三维模拟来研究一个高度可压缩叶栅的物理。我们的数值实验描述了非磁化驱动的湍流与等温状态方程和均方根马赫数为6。我们发现，惯性距离速度标度强烈偏离不可压缩柯尔莫哥洛夫定律。我们提出了Kolmogorov的K41现象学的扩展，它通过混合速度和密度统计来考虑压缩性，并保留密度加权速度v=rho^{1/3}u的K41标度。我们表明，低阶统计的“v”是不变的马赫数的变化。例如，在马赫数为6时，“v”的功率谱斜率为-1.69，“v”的三阶结构函数与分离度成线性关系。我们直接测量了惯性子区的“分形”密度分布的质量维数，D_m=2.4，这与分子云的分形维数相似，并与级联现象相符合。
2007-06-23 astro-ph
On the viability of the shearing box approximation for numerical studies of MHD turbulence in accretion disks
我们对磁转动不稳定性（MRI）的非线性发展的大部分认识依赖于采用剪切盒（SB）近似的数值模拟结果。最近在文献中指出了这种方法所引起的一些困难。我们彻底检查的影响，在SB模拟的假设和数值技术。这样做是为了澄清和更好地了解这些困难以及在此首次提出的其他一些严重问题及其对结果的影响。分析推导和估计，以及比较分析的方法中使用的湍流的数值研究。数值实验进行支持我们的一些索赔和approtures。以下问题，由（几乎独家）使用SB模拟作为一种工具的理解和量化的非线性MRI发展的磁盘，进行了分析和讨论：（i）不一致的应用SB近似本身;（ii）有限的空间尺度的SB;（iii）缺乏收敛的最理想的MHD模拟;（iv）SB对称性的副作用和线性MRI的非平凡性质;（v）由于周期性边界条件而在太小的盒子尺度上产生的物理伪影。在吸积盘中的MHD湍流问题所带来的计算和理论挑战不能通过SB近似来满足，因为它迄今为止一直被使用。基于广泛用于湍流数值研究的技术，提出了一种应对这一挑战的新策略--发展（例如，在局部数值研究的帮助下）的亚网格湍流模型，并在全球计算中实施。
2008-02-28 astro-ph
Numerical Simulations of the MRI and Real Disks
数值MHD程序已成为研究吸积湍流的强有力工具。它们主要用于提取经典$α$参数的值，并跟踪复杂的进化发展。能量输运是经典圆盘理论的核心，还有待于进行任何详细的探索。进一步的课题，应探讨模拟包括非理想磁流体力学，辐射物理，和有关的电阻率的温度敏感性的爆发行为。
2004-11-10 astro-ph
Taylor-Couette flow: MRI, SHI and SRI
描述了Taylor-Couette流（在z_中无界）的线性稳定性理论，包括磁场、霍尔效应或密度分层，以便为探索天体物理学中微分旋转稳定性的实验做准备。如果存在轴向场，则磁旋转不稳定性（MRI）也被研究为小的磁普朗特数。对于旋转外圆柱体的瑞利线以外的特征最小值被发现为磁雷诺数的顺序为10和Lundquist数的顺序为1。包含额外的环形电流自由场导致新的振荡的解决方案，而低雷诺数和哈特曼数。霍尔效应建立了一个意想不到的“剪切霍尔不稳定性”（SHI），其中剪切和磁场具有相反的符号。在这种情况下，甚至向外增加的旋转定律也可能变得不稳定。最近已经发现了具有轴向密度分层的Taylor-Couette流的整体解（“平流旋转不稳定性”，SRI）。对于中等阶的弗劳德数，它们存在于瑞利线之外，但对于\hat η^2 < \hat μ< \hat η的太平坦的转动定律，它们也不存在。
2005-07-13 astro-ph
The effect of MHD turbulence on massive protoplanetary disk fragmentation
大规模的磁盘碎片被认为是导致巨行星形成的机制之一。虽然它已被大量研究在静态流体动力磁盘，磁流体湍流的影响所产生的磁旋转不稳定性（MRI）从未被调查。本文填补了这一空白，并提出了局部等温，大规模和磁化磁盘的演变的三维数值模拟。在没有磁场的情况下，由于自引力的作用，形成片状盘碎片和团块。虽然由于有限的数值分辨率，它们在模拟中的动力学时间尺度内消失，但各种诊断表明它们应该存在并在真实的磁盘中形成巨行星。当圆盘被磁化时，它在引力不稳定性发展的同时变得湍流。在中等分辨率下，在这些湍流模型中没有观察到碎片，而在等效流体动力学运行中出现大量碎片。这是因为MHD湍流降低了引力不稳定性的强度。随着分辨率的提高，MRI最不稳定的波长得到了更好的分辨，小尺度角动量传输开始发挥作用：在这种情况下，碎片被发现形成在大质量和湍流的圆盘中。所有这些结果表明，引力不稳定性和MHD湍流之间存在着复杂的相互作用，影响着盘的碎裂过程。
2005-06-09 astro-ph
The nature of turbulence in OMC1 at the star forming scale: observations and simulations
目的：通过比较猎户座分子云（OMC 1）中气体运动的观测和模拟特征，研究OMC 1中的湍流。方法：利用包含径向速度和亮度的OMC 1振动激发H_2辐射数据集（覆盖尺度从70 AU到30000 AU），我们给出了横向结构函数和结构函数的标度及其阶数。将这些与超音速流体动力学湍流模拟的二维投影预测进行比较。结果：OMC 1的结构函数不能很好地用幂律表示，但在2000 AU以下有明显的偏差。然而，使用扩展的自相似性的技术，幂律恢复尺度下降到160 AU。高阶结构函数随阶数的标度性偏离了超声速湍流的标准标度性。这被解释为优先观察气体的冲击部分的选择效应，并且可以使用来自超音速湍流模拟的子集的视线积分速度数据来再现缩放。这些子集选择与激波结构相关的强气流会聚和高密度区域。然而，在OMC 1中的结构函数偏离幂律不能在模拟中再现，仍然是一个悬而未决的问题。
2006-04-21 astro-ph
Grain Retention and Formation of Planetesimals near the Snow Line in MRI-driven Turbulent Protoplanetary Disks
形成类地行星和气态巨行星核心的第一个挑战是颗粒在原行星盘中的保留。在这些圆盘的大多数区域，气体由于负压梯度而达到亚开普勒速度。流体动力阻力导致轨道衰减和圆盘中固体物质的耗尽，其特征时间尺度对于1 AU的米大小的物体来说只有几百年。在本文中，我们提出了一个粒子滞留机制，促进了颗粒的积累和星子的形成附近的水升华锋或``雪线。"这个模型是基于这样的假设，即在对行星形成最感兴趣的区域，盘的粘性演化是由于盘表面层的磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流造成的。MRI有效产生湍流的深度是粒度和丰度的强函数。雪线两侧颗粒与气体密度比的急剧增加降低了活性层的柱深度。随着圆盘向准稳态演化，活性层的这种变化在气体表面密度和压力的径向分布中产生局部最大值，导致气体以超开普勒速度旋转并停止颗粒向内迁移。这个senario提出了一个强大的过程，粮食保留，这可能有助于形成的原始气体巨星核心优先附近的雪线。
2007-06-08 astro-ph
Dynamic Alignment and Exact Scaling Laws in MHD Turbulence
磁流体动力学（MHD）湍流是天体物理系统中普遍存在的现象。最近的高分辨率数值模拟表明，强不可压MHD湍流的能谱是$E(k_{\perp})\propto k_{\perp}^{-3/2}$。到目前为止，还没有一个唯象理论能同时解释这种谱，并满足Politano和Pouquet的MHD湍流的精确解析关系。事实上，波利塔诺-普凯关系经常被用来表明MHD湍流的谱具有柯尔莫哥洛夫标度-5/3。利用几何参数和数值试验，我们分析了这一看似矛盾的现象，并证明了最近在MHD湍流中发现的尺度相关的动态对准现象与-3/2标度和Politano-Pouquet关系是一致的。
2009-06-16 astro-ph nlin.CD physics.flu-dyn
Scaling laws in decaying helical hydromagnetic turbulence
研究了自由衰减三维MHD湍流中磁场相干长度xi、能量E_M和磁螺旋度H的增长和衰减规律。我们表明，在一定的假设下，磁功率谱的自相似性意味着xi~t^{1/2}。这又意味着磁螺旋度以H~t^{-2s}的形式衰减，其中s=（xi_{diff} /xi_H）^2，用xi_{diff}（扩散长度尺度）和xi_H（由螺旋度功率谱定义的长度尺度）表示。相对磁螺旋度保持不变，意味着磁能衰减为E_M~t^{-1/2-2s}。参数s与磁雷诺数Re_M成反比，Re_M在自相似区是常数。
2005-06-24 astro-ph hep-ph nlin.CD
Coronal Heating, Weak MHD Turbulence and Scaling Laws
在约化磁流体力学（RMHD）的框架内，进行了长时间的高分辨率模拟日冕环的动态，以了解日冕加热由锚定在光球中的磁力线运动驱动。我们明确地确定MHD各向异性湍流的物理机制，负责运输的能量从大尺度，能量注入光球运动，到小尺度，在那里它被耗散。由于环路参数的变化，不同的制度的湍流发展：强湍流被发现为弱轴向磁场和长的环路，导致在垂直方向上的柯尔莫哥洛夫光谱，而较弱和较弱的制度（陡峭的总能量谱斜率）被发现为强轴向磁场和短的环路。因此，我们预测，缩放的加热速率与轴向磁场强度$B_0$，这取决于总能量的光谱指数为给定的环路参数，必须从$B_0^{3/2}$弱场$B_0^{2}$强场在给定的纵横比。预测的加热率是在较低的范围内观察到的活动区和安静的太阳日冕能量损失。
2007-07-15 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
MHD Turbulence: Scaling Laws and Astrophysical Implications
湍流是天体物理流动最常见的状态。在典型的天体物理流体中，湍流伴随着强磁场，这对湍流级联的动力学有很大的影响。近年来，磁流体动力学（MHD）湍流理论取得了重大突破。这是我们第一次有一个尺度模型，是由观测和数值模拟支持。本文综述了不可压缩湍流和可压缩湍流的研究进展。我们比较了Iroshnikov-Kraichnan和Goldreich-Sridhar模型，并讨论了Alfvén，慢波和快波的标度。我们还讨论了全新的制度下发生的MHD湍流的尺度下，流体动力学湍流运动阻尼的粘性。在部分电离的弥漫星际气体的情况下，粘性是由于中性和截断湍流级联在$\sim$秒差距尺度。我们表明，在这个尺度下，磁波动与浅谱持续和讨论的可能性后，离子和中性粒子去耦恢复的MHD级联。我们讨论了这一新的洞察力的宇宙线输运，晶粒动力学等MHD湍流的影响，以及如何检验理论预测与观测结果。
2002-05-17 astro-ph physics.ao-ph physics.flu-dyn
