Stability of hydrodynamical relativistic planar jets. I. Linear evolution and saturation of Kelvin-Helmholtz modes
相对论动力学和热力学的影响，在发展中的Kelvin-Helmholtz不稳定性的平面，相对论射流沿早期阶段（即线性和饱和阶段）的演变已被研究的线性稳定性分析和高分辨率数值模拟相结合的最不稳定的第一反射模式的时间的方法。本文考虑了三种不同的射流洛伦兹因子值（5、10和20）和几种不同的射流物质比内能值（从0.08到$60.0 c^2$）。图中还显示了扰动的演变。
2004-07-27 astro-ph
Kelvin-Helmholtz Instability in a Weakly Ionized Medium
由于剪切流的不稳定性，周围的星际物质可能会夹带在大质量恒星的外流中。本文研究了部分电离介质中剪切流不稳定性的最简单例子--开尔文-亥姆霍兹不稳定性的线性理论。我们模拟的相互作用作为一个两个流体系统（带电和中性）在一个平面几何。我们的主要结果是，对于大部分的相关参数空间，中性粒子和离子是充分去耦的中性粒子是不稳定的，而离子被磁场保持在适当的位置。因此，我们预测，应该有一个可检测的较窄的线轮廓跟踪流出的离子化物种与中性物种相比，因为离子化物种不参与与环境ISM的湍流界面。由于磁场冻结在等离子体上，所以它不会被边界层中的湍流纠缠。
2004-01-13 astro-ph
The MHD Kelvin-Helmholtz Instability III: The Role of Sheared Magnetic Field in Planar Flows
本文对$2\frac{1}{2}$维可压缩流体磁流体动力学（MHD）Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性的非线性演化进行了模拟，扩展了Frank等（1996）和Jones \etal（1997）的工作。在目前的工作中，我们模拟了在x-y平面中的流动，其中均匀强度的“剪切”磁场“平滑地”旋转穿过薄的速度剪切层，从z方向到x方向，与流场对齐。我们专注于动态演化的流体功能，动能耗散，和混合的两层之间的流体，考虑其依赖于磁场强度，这种几何形状。磁剪切的引入可以允许形成猫眼状涡旋，即使当磁场强于上面给出的标称线性不稳定性极限时。然而，对于强场，涡相对于初始剪切层是不对称的，因此随后的耗散比可比场强度的均匀场情况下增强。事实上，只要磁场在涡流翻转时间内达到一定程度的动力学重要性，通过磁剪切引入的不对称性将增加流动的复杂性，并且随之增加耗散和混合。两层之间的流体混合程度受磁场强度的强烈影响。流体的混合是最有效的，当涡流被破坏的磁张力在瞬态重联期间，通过随后的局部混沌行为。
1999-09-02 astro-ph
Kelvin-Helmholtz modes revealed by the transversal structure of the jet in 0836+710
研究河外喷流的横向结构对于理解其物理性质至关重要。日本主导的空间VLBI项目VSOP可以说为此类研究提供了最佳机会，基线长度可达36，000 km，并在5 GHz下分辨角尺寸为0.3 mas的结构。在1.6和5 GHz的0836+710射流的VSOP观测，使跟踪径向结构的流量规模从2质量到200质量，并确定负责形成观察到的结构的各个振荡模式的波长。我们的结论是，这些模式产生的Kelvin-Helmholtz不稳定性在剪切相对论性流。我们的结果指向分层的射流和不同的模式在不同的射流半径的增长。我们还讨论了驱动频率对类星体活动核物理的影响。
2007-07-19 astro-ph
Growth and saturation of the Kelvin-Helmholtz instability with parallel and anti-parallel magnetic fields
研究了二维可压缩磁流体力学中剪切流位形界面处的Kelvin-Helmholtz不稳定性。数值研究了不稳定性的线性增长和随后的非线性饱和。我们考虑一个初始磁场与剪切流对齐，并分析的情况下，初始场是单向无处不在（均匀的情况下），并在该领域的变化之间的差异在接口（反向情况下）。我们恢复和扩展已知的结果，纯流体动力学和MHD的情况下，与非线性饱和的依赖性的波数，声音马赫数，和Alfvenic马赫数的MHD的情况下的讨论。一个反向的字段的作用，以不稳定的线性相位的Kelvin-Helmholtz不稳定性相比，纯流体动力学的情况下，而均匀的字段抑制其增长。在电阻性MHD中，重连事件几乎立即加速了全球等离子体循环的建立。它们在进一步的非线性演化中也起着重要的作用，因为初始电流片被涡流放大，并且可能变得不稳定，从而形成磁岛。因此，饱和行为和密度和磁场的总体演变对于均匀场与反向场的情况是显著不同的。
1999-01-13 astro-ph
Modelling discontinuities and Kelvin-Helmholtz instabilities in SPH
本文讨论了光滑粒子流体动力学（SPH）模拟中不连续性的处理。特别是，我们讨论了积分和微分表示的流体方程在SPH的上下文中的差异，以及如何这涉及到制定耗散项的冲击和其他不连续性的捕获。这对许多问题有重要的影响，特别是最近突出的问题，在处理开尔文-亥姆霍兹不稳定性在SPH的熵梯度。Agertz等人（2007年）指出的具体问题特别与标准SPH配方中接触不连续性的处理（缺乏）有关，该配方可以通过简单地应用人工热导率项来固化。我们提出了一个新的人工热导率在SPH的制定，最大限度地减少耗散远离不连续性，因此可以应用于相当普遍的SPH计算。
2008-06-02 astro-ph
The survival of interstellar clouds against Kelvin-Helmholtz instabilities
我们考虑了云的稳定性，围绕着一个更热的封闭介质，他们在运动中，对开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）。在存在冷却的情况下，声波通过耗散而衰减。当冷却时间短于声音穿越时间时，就像在正常的星际介质中一样，这意味着在两种介质的界面处产生的不稳定性不能传播到远离界面本身的地方。为了研究这如何影响整体稳定性，首先，我们推导出一个解析的色散关系的冷却介质，分离的剪切层。包含耗散不愈合的不稳定性，但它表明，只有一个小的体积周围的接口受到影响，扰动衰减指数与距离的表面，这是证实了数值模拟。球形云在周围的云间介质中移动的数值模拟表明，这些云发展的核心/晕结构，湍流晕，和一个核心的层流几乎毫发无损的KHI。相关的和以前报告的"香槟效应“，即云似乎从其顶部爆炸，通过包括辐射损失而得到治愈。
1997-01-13 astro-ph
Spatial simulations of the Kelvin-Helmholtz instability in astrophysical jets
采用空间方法数值研究了磁化跨超声速射流的长期磁流体动力学稳定性。我们专注于二维线性不稳定的平板配置的射流是嵌入在一个流动对齐的均匀磁场的弱振幅。我们比较我们的结果与以前的研究使用时间的方法，其中纵向周期域。基于有限体积的通用平流程序（VAC）被用来解决理想的可压缩MHD方程组。我们遵循开尔文-亥姆霍兹模式的发展，驱动的白噪声扰动不断引入的喷气入口。在空间模拟与类似的时间的线性和早期的非线性演化的配置过程中没有观察到显着的差异。然而，在跨音速流的情况下，在我们的空间运行中发生了不同的长期情况。事实上，在大规模的流中断后，围绕射流核心的增强磁场的鞘层区域沿着整个流形成。这提供了一种部分稳定机制，导致在以后的时间内增强稳定性，这几乎与磁场的初始大小无关。这种机制的天体物理喷流的稳定性的影响进行了讨论。
2007-07-25 astro-ph
Kelvin-Helmholtz instability of stratified jets
本文研究了分层射流的Kelvin-Helmholtz不稳定性。内部组件（核心）由相对论气体组成，以相对论整体速度移动。第二种成分（鞘层或包层）以非相对论速度在核心和外部气体之间流动。这种双组分喷流描述了各种可能的天体物理喷流结构，例如（1）穿透经典电子-质子盘风的相对论性电子-正电子束或（2）束茧结构。我们进行了线性稳定性分析，这样的配置中的流体动力学，平面平行，涡片近似。得到的色散关系的解决方案显示出非常明显的差异，相对于单射流的解决方案。由于声波在片层和外部气体之间的边界处的反射，作为波数的函数的生长速率呈现出特定的振荡模式。过密的薄片可以减缓生长速率并有助于稳定构型。此外，我们得到的结果，即使相对较小的片宽度的片的属性开始占主导地位的射流动力学。这种效应可能具有重要的天体物理学意义，例如关于无线电大声和无线电安静物体之间二分法的起源。
1996-04-25 astro-ph
Quasi-Periodic Oscillations from Rayleigh-Taylor and Kelvin-Helmholtz Instability at a Disk-Magnetosphere Interface
我们考虑的界面之间的吸积盘和周围的吸积质量的磁层。我们认为这样的界面不仅可以发生在磁化的中子星上，有时也可以发生在未磁化的中子星或黑洞上。磁层界面的气体一般是瑞利-泰勒不稳定的，也可能是开尔文-亥姆霍兹不稳定的。由于这些不稳定性，具有低方位波数m的模式预计将增长到大振幅。有人建议，由此产生的非轴对称结构有助于高频准周期振荡，已经看到在中子星和黑洞X射线双星。模式振荡频率近似等于m Ω_m，其中Ω_m是吸积气体在磁层半径处的角速度。因此，模式频率通常应该近似为1：2：3等。如果圆盘中的气体压力不大，那么m = 1模式将是稳定的。在这种情况下，模式的频率应该是在近似的比例2：3，等等，有这样的简单的频率比的一些观测证据。
2003-10-03 astro-ph
Kelvin-Helmholtz instability in three dimensional radiative jets
分析天体物理喷流对Kelvin-Helmholtz（或剪切层）不稳定性的稳定性，对于理解这些天体的起源和物理特性起着基础作用。Bodo等人（1998年）的数值模拟表明，超音速射流中KH不稳定性的三维非线性演化比二维情况快得多，导致向更小尺度的模式级联以及向周围介质的非常有效的混合和动量传递。另一方面，Rossi等人（1997）和Micono等人（1998）发现，在二维空间中，辐射损失往往会减少和延迟混合效应和向周围介质的动量传递。在本文中，作为一个合乎逻辑的下一步，我们调查的辐射损失的影响，三维超音速射流的稳定性，假设内部射流密度是最初低于，等于和高于环境介质，分别。我们发现，光和等密度的辐射射流演化在一个定性相似的方式相对于相应的绝热的。相反，我们注意到重喷流演化的实质性差异：它们保持更准直，不扩散，而周围介质获得的动量保持在约5个喷流半径内。
2000-06-15 astro-ph
Kelvin-Helmholtz instability of relativistic jets - the transition from linear to nonlinear regime
观测到的天体物理喷流中的摆动和结以及无线电发射特征的曲线运动经常被解释为开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性的特征（例如，Hardee 1987）。本文研究了由相对论气体组成的流体动力射流的KH不稳定性，射流周围是非相对论外部介质，射流以相对论速度运动。我们展示了基本的非线性效应，这对于有限振幅的KH模式变得很重要。由于超声速射流中的KH不稳定性涉及在射流边界上过反射的声波，因此基本的非线性效应依赖于声波波前的陡化，从而导致激波的形成。结果表明，激波主要出现在外部非相对论气体中，而内部声波在更长的时间内保持线性。此外，一旦边界振荡速度变得与外部声速相当，外部介质就“硬化”。另一方面，由于过反射引起的内波的放大受到洛伦兹$γ$因子的非线性的限制。这意味着喷流边界的恒星振荡，由K-H不稳定性，是有限的，非常小的振幅相当于喷流半径的一小部分。
1997-11-23 astro-ph
Three-Dimensional Relativistic MHD Simulations of the Kelvin-Helmholtz Instability: Magnetic Field Amplification by a Turbulent Dynamo
相对论外流（包括伽马射线暴（GRB）和活动星系核（AGN））的磁场强度比天真地预期的要大几个数量级。我们提出了三维相对论磁流体力学（MHD）模拟演示放大和饱和的磁场的宏观湍流发电机触发的开尔文-亥姆霍兹剪切不稳定性。我们发现，由于不稳定性的非线性发展导致的湍流速度场的场线的拉伸和折叠，电磁能量的快速增长。利用伽玛暴内震和余辉晚期的相关条件，我们得到了电磁能部分对$ε_B \sim 5 \times 10^{-3}$的放大。该值在剪切消散后缓慢衰减，并且似乎在很大程度上与初始场强无关。发电机运行所需的条件是存在速度剪切和一些种子磁化，这两者都是常见的。我们还发现，湍流动能频谱的情况下研究服从Kolmogorov的5/3定律，电磁能谱基本上是平坦的，在小尺度的电磁能量的大部分。
2009-01-05 astro-ph
The Kelvin-Helmholtz Instability in an Expanding Universe and its Effect on Dark Matter
我们将Kelvin-Helmholtz不稳定性扩展到一个扩展的背景。我们研究了非粘性无旋流体的演化，发现对于波长远小于哈勃尺度的小扰动的流体是不稳定的波数大于一个临界值。然后，我们将这一结果应用于早期宇宙，将冷暗物质视为背景压力消失的经典流体。
2003-07-09 astro-ph gr-qc hep-ph
Numerical Simulations of the Kelvin-Helmholtz instability in radiatively cooled jets
我们提出的开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性在冷却，板对称系统的发展模拟的结果。这些参数的选择是为了近似年轻恒星（YSO）喷流中典型的物理条件。不同的方法来保持初始平衡的效果进行了检查，为不同的密度。此外，调整射流和周围材料之间的剪切层的宽度的效果进行了研究，发现不稳定的发展有显着的长期影响。我们发现，在一般情况下，冷却的行为：增加射流和周围的物质之间的混合水平，通过“打破”的KH引起的波在射流的表面上;增加的动量从射流材料转移到周围的材料;增加所需的时间为冲击发展中的流动;减少这些冲击的强度;减少动量通量的decolimation率。第一个和第二个结果似乎与Rossi等人（1997）的结论相矛盾，Rossi等人进行了与我们类似的研究，但采用圆柱对称。然而，我们发现，板状对称和圆柱对称之间的差异，而在线性区域无关紧要，解释了我们的结果与Rossi等人的结果之间的明显差异。（1997）非线性系统。
1997-10-30 astro-ph
On the linear theory of Kelvin-Helmholtz instabilities of relativistic magnetohydrodynamic planar flows
本文研究了分离两个作相对运动的相对论磁化流的平面界面的线性稳定性。这两种流动是由（特殊）相对论方程的磁化理想气体在无限电导率近似。采用涡面近似，将相对论磁流体力学方程在平衡态附近线性化，导出了相应的色散关系，并对色散关系进行了讨论。的配置和制度的不稳定性的行为进行了研究以下四个物理参数的影响，即：流速，相对论和Alfvénic马赫数和倾斜的波矢量的界面上的平面。从色散关系的数值解，我们发现在一般情况下，两个独立的区域的不稳定性，分别与慢，快磁声模式。平行于流速的模式是不稳定的，只有足够低的磁化。对于后一种情况，另外，在相对运动的两个流之间的足够大的相对论速度下获得稳定。这些结果的相关性的天体物理喷流的稳定性的研究进行了简要的评论。
2008-08-14 astro-ph
The MHD Kelvin-Helmholtz Instability II: The Roles of Weak and Oblique Fields in Planar Flows
我们对2 1/2维Kelvin-Helmholtz不稳定流的非线性演化进行了高分辨率的MHD模拟。除了具有双曲正切速度剖面和小的法向模式扰动的薄剪切层外，模拟的流和场最初是均匀的。该计算考虑包含平行于剪切层的磁场的流动的周期性部分，但是相对于流动矢量在整个角度范围内投影。它们的目的是为全三维计算做准备，并解决早期工作中提出的两个具体问题：1）场的取向在2 1/2维MHD Kelvin-Helmholtz不稳定性的非线性演化中起什么作用（如果有的话）。2)假设磁场太弱，以至于不能抵抗流动的线性扰动而稳定，那么不稳定性的非线性演化如何依赖于磁场的强度。第三方向上的磁场分量仅通过较小的压力贡献来贡献，因此流动基本上是2D的。即使是非常弱的场也能显著地提高能量耗散的速率。在所有的情况下，我们研究了磁场放大通过拉伸在旋涡中是有限的撕裂模式，“快速”的重联事件，隔离，然后破坏磁通量岛屿内的旋涡和放松的领域外。如果在重联之前产生的磁张力与流中的雷诺应力相当，则在重联期间该流被重组。否则，对等离子体的主要影响是熵的产生。磁通量从旋涡中的有效排出与Weiss在理想化旋涡中具有大磁雷诺数的被动场所示的情况非常相似。我们证明，
1997-01-09 astro-ph
The Magnetohydrodynamic Kelvin-Helmholtz Instability: A Three-Dimensional Study of Nonlinear Evolution
我们通过高分辨率的三维模拟的非线性演化的可压缩磁流体力学流动的开尔文-亥姆霍兹不稳定性。我们确认在三维流的结论，从我们的二维工作，即使是明显弱磁场嵌入在开尔文-亥姆霍兹不稳定的等离子体流可以从根本上重要的非线性演化的不稳定性。事实上，这一说法在三维中得到了加强，因为它表明了场线束如何在三维中被拉伸和扭曲，因为准二维猫眼涡旋形成于流体动力学运动之外。在我们的模拟中，场的扭曲可能会使最大场强比2D效应增加两倍以上。如果，通过这些发展，猫眼周围流动的阿尔文马赫数下降到1或更低，我们的模拟表明，磁应力最终将摧毁猫眼，并导致等离子体流自组织成一个相对平滑和明显稳定的流，保留原始剪切的记忆。对于我们的流动构型，这种重新组织的三维状态是$4\lesssim M_{Ax} \lesssim 50$，用原始速度转变的阿尔文马赫数和投影到流动图上的阿尔文初始速度表示。对于较弱的领域的不稳定性仍然基本上是流体动力学的早期阶段，猫眼被破坏的流体动力学的三维性质的二次不稳定性。然后，流动演变成接近衰减的各向同性湍流的混沌结构。在这个阶段，由于拉伸、扭曲和湍流放大，磁能有相当大的增强，并在很长时间后保持。磁能最终赶上了动能，流动的性质变成磁流体动力学。
2000-08-04 astro-ph
Kelvin Helmholtz Instability and Circulation Transfer at an Isotropic-Anisotropic Superfluid Interface in a Neutron Star
最近的实验室实验（Blaauwgeers et al. 2003）表明，在两个超流体（一个旋转和各向异性，另一个静止和各向同性）之间的界面处的开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性可能会触发静止超流体的突然自旋。这一结果表明，在中子星的壳核（$^1S_0$ - $^3P_2$ -超流体）边界的KH不稳定性可能提供一个触发机制的脉冲星故障。我们计算了包含两种不同超流体的KH不稳定性的色散关系及其对稳定性的影响，特别是熵输运。我们发现，核壳超流体之间的熵差降低了阈值微分剪切速度和阈值壳核密度比。我们评估了中子星参数的不稳定性的最大增长的波长，并发现由此产生的循环转移是在脉冲星毛刺观察到的范围内。
2005-05-26 astro-ph cond-mat.other
The effect of the Coriolis force on Kelvin-Helmholtz-driven mixing in protoplanetary disks
我们研究了原行星盘的稳定性与垂直速度梯度在其平衡的旋转速率，这样的梯度预计发展时，尘埃沉降到中平面。使用一个简单的三层模型的线性稳定性分析，我们表明，发病的不稳定性发生在一个较大的值的理查森数，因此对于一个较厚的层，当科里奥利力的影响。这种分析还表明，偶对称（中面交叉）模式的发展速度比奇对称的。这些结论得到了证实，大量的非线性数值模拟与两个不同的参数化处方的初始（连续）粉尘分布。基于这些数值实验，边缘稳定性所需的理查森数比传统的1/4值大一个数量级以上。生长的主导模式具有几个初始尘埃尺度高度的水平波长，并且在非线性阶段，在可比的垂直范围内相当均匀地混合固体。我们的结论是，引力不稳定性可能比以前认为的更难实现，并且尘埃层内物质的垂直分布可能是全球性的，而不是局部的，确定的。
2005-06-01 astro-ph
Three-Dimensional Simulations of Kelvin-Helmholtz Instability in Settled Dust Layers in Protoplanetary Disks
当尘埃在原行星盘中沉降时，垂直切变会发展，因为中平面中富含尘埃的气体的轨道速度比上方和下方移动较慢的尘埃耗尽气体更接近真正的开普勒轨道。经典的分析（忽略科里奥利力和微分旋转）预测，当分层剪切流的Richardson数低于大约四分之一时，Kelvin-Helmholtz不稳定性发生。然而，早期的数值研究表明，科里奥利力使层更不稳定，而水平剪切可以稳定层。使用3D谱码的模拟来研究这些对不稳定性的相反影响，以解决这些层是否能够达到足够密集的条件以开始引力不稳定性。我证实，科里奥利力，在没有径向剪切，确实使尘埃层更不稳定，但不稳定设置在高空间波数较厚的层。当引入径向剪切时，不稳定性的发生取决于扰动的幅度：小幅度扰动被剪切到高波数，进一步的增长被阻尼;而较大幅度的扰动增长到破坏尘埃层的幅度。然而，这一临界振幅急剧下降较薄，更不稳定的层。在不稳定层的3D模拟中，湍流混合了灰尘和气体，创造了更厚，更稳定的层。我发现，最小理查森数在大约0.2 - 0.4的范围内的层是稳定的模拟水平剪切。
2007-11-28 astro-ph
