On Self-Sustained Dynamo Cycles in Accretion Discs
已知在净磁通量为零或非零的剪切盒中存在MHD湍流。然而，湍流在零净通量情况下的生存方式不能用线性理论来解释，而是作为纯粹的数值结果出现。目的：我们寻找一个非线性机制，能够解释的持续性MHD湍流剪切盒与零净磁通量，并可能导致大规模的发电机行动。方法：谱非线性模拟的磁旋转不稳定性表现出大规模的轴对称磁场，保持了几个轨道。利用模拟结果和非齐次线性方法研究了该场的产生过程。结果如下：湍流持续在零净通量剪切盒的机制被证明是有关的存在一个大规模的方位场，生存几个轨道。特别是，它表明，剪切盒中的MHD湍流可以被看作是一个发电机过程耦合到一个magnetorotational-type的不稳定性。
2008-07-10 astro-ph
Zonal Flows and Long-Lived Axisymmetric Pressure Bumps in Magnetorotational Turbulence
我们研究了剪切盒模拟中磁旋转湍流的行为，径向和方位角范围高达十个尺度高度。麦克斯韦和雷诺应力被发现增加超过一个因素时，两个尺度的高度在径向方向上的盒的大小增加。进一步增加盒子的尺寸对湍流的统计特性影响很小或没有影响。逆级联在盒子的最大尺度上激发磁场结构。麦克斯韦应力相应的10%变化会引发亚克普勒速度和超克普勒速度交替的带状流。这反过来又在压力和科里奥利力之间的地转平衡中产生带状密度结构。我们提出了一个简化的模型的外观纬向流，在短时间尺度上的磁张力随机强迫创建纬向流结构的寿命的几十个轨道。我们实验了各种改进的剪切盒算法，以减少由超声速剪切流引入的数值扩散。虽然一个标准的有限差分平流方案显示出抑制的迹象附近的边缘的盒子的湍流活动，这个问题是消除了一个新的方法，其中开普勒剪切平流提前在傅立叶空间插值的时间。
2009-03-14 astro-ph
Chaos in Turbulence Driven by the Magnetorotational Instability
混沌流研究了一系列的数值磁流体动力学模拟，使用剪切盒形式主义。这模拟了局部吸积盘动力学的重要特征。磁旋转不稳定性引起流动湍流，并且可以测量定量的混沌参数，例如最大李雅普诺夫指数。线性增长率出现在这些指数，即使当流动是完全湍流。与混沌流相关的对初始条件的极端对初始条件的敏感性具有实际意义，其中最重要的是需要数百个轨道时间来提取有意义的应力平均值。如果圆盘中的演化时间小于这个值，经典的$α$形式主义将失效。
2003-01-24 astro-ph
A Local Model for Angular Momentum Transport in Accretion Disks Driven by the Magnetorotational Instability
我们发展了一个局部模型，用于描述由磁旋转不稳定性驱动的湍流中雷诺应力和麦克斯韦应力的指数增长和饱和。我们首先推导方程，描述的不稳定性的增长和泵的应力的影响。我们强调了一种新型的相关性，耦合的雷诺和麦克斯韦应力的动态演化，并在发展和维持磁旋转湍流的关键作用。然后，我们补充这些方程的现象学描述的三重相关性，导致饱和湍流状态。我们表明，该模型的稳态极限成功地描述了剪切盒的数值模拟中发现的应力之间的相关性。
2006-10-18 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
The Magnetorotational Instability in a Collisionless Plasma
我们认为，在弱磁场的存在下，差分旋转的无碰撞等离子体的线性轴对称稳定性，我们限制我们的分析波长远大于质子拉莫尔半径。这是磁旋转不稳定性的动力学版本，作为吸积盘中磁场放大和角动量输运的机制被广泛探索。的动力学计算是适当的热吸积流到紧凑的对象和非常弱的磁场的增长，碰撞的平均自由程大于波长的不稳定模式。我们指出，动力学不稳定性判据与MHD中的一致，即角速度向外减小。然而，几乎每一种模式都有一个线性的动力学增长率，不同于它的MHD对应。动力学增长率也明显取决于β，即，取决于气体压力与种子磁场压力的比率。对于β ~ 1，动力学增长率与MHD增长率相似，而对于β>> 1，它们显著不同。当β>> 1时，对于开普勒圆盘，增长最快的模的增长率为sqrt{3} Ω，大于它的MHD对应物;还有许多模的增长率可以忽略不计，<β ^{-1/2} Ω <<Ω。我们提供了一个详细的物理解释，这些结果表明，气体压力的力量，而不仅仅是磁力，是中央的行为的磁旋转不稳定性在无碰撞等离子体。我们还讨论了我们的分析的天体物理意义。
2002-05-28 astro-ph
Disk Winds Driven by Magnetorotational Instability and Dispersal of Proto-Planetary Disks
通过对分层吸积盘进行局域三维MHD模拟，研究了由MHD湍流驱动的盘风。初始给定的弱垂直磁场被磁旋转不稳定性和由于差动旋转引起的绕组有效地放大。大尺度通道流在1.5 - 2倍的尺度高度处最有效地发展，其中磁压力与气体压力相当但略小于气体压力。这些通道流的分裂通过将坡印亭通量输送到气体来驱动结构化盘风。这些特征在各种初始场的模拟中普遍存在。这种盘风过程应该在原行星盘的动力蒸发中发挥重要作用。通道流的分裂也激发了与Alfvenic波和（磁）声波向中平面相关的动量通量，这可能有助于小尘埃颗粒在原行星盘中的沉积。
2008-12-26 astro-ph
Quasi-Periodic Oscillations from Magnetorotational Turbulence
吸积中子星和黑洞双星的X射线光变曲线中的准周期振荡（QPO）被广泛解释为吸积盘中的驻波模。这些磁盘被认为是高度湍流由于磁旋转不稳定性（MRI）。我们研究了剪切盒几何中MRI湍流对波的激发。我们表明，轴对称声波和径向周转运动驱动的MRI湍流引起狭窄，明显的峰值的时间功率谱。惯性波，另一方面，不引起明显的峰值上升明显高于连续噪声谱设置的MRI湍流，即使当流体运动被投影到本征函数的模式。这对于基于惯性波的QPO模型是一个严重的问题。
2006-02-13 astro-ph
Nonaxisymmetric Magnetorotational Instability in Proto-Neutron Stars
研究了具有环形磁场的差动旋转原中子星的稳定性.利用局部线性分析方法导出了非轴对称磁流体动力学不稳定性的稳定性判据。与正常恒星相比，PNS的旋转速度具有更强的径向剪切。我们发现，非轴对称磁旋转不稳定性（NMRI）与一个大的方位波数$m$是占主导地位的扭结模式（$m=1$）在差分旋转PNS。NMRI的增长率是角速度$Ω$的数量级，比扭结型不稳定性快几个数量级。稳定性的标准是类似的轴对称磁旋转不稳定性与极向场，虽然轻子梯度的影响被认为是在我们的分析。如果不稳定模态的波矢平行于Brunt-Väisälä振荡的回复力，则NMRI甚至可以在对流稳定层中增长。NMRI的非线性演化可以放大PNS中的磁场，并驱动MHD湍流，这可能导致中微子光度的增强。
2005-12-13 astro-ph
Simulations of Magnetorotational Turbulence with a Higher-Order Godunov Scheme
我们应用二阶Goddom程序Athena，在均匀净垂直场和正弦变化的零净垂直场的情况下，利用非分层剪切盒模拟研究了磁旋转不稳定性。Athena的结果与使用不同数值算法的类似研究非常一致。我们进行分析，以研究从差分旋转到湍流波动到热化的能量流动。对体积平均能量分量的时间导数之间的时间相关性的研究表明，注入湍流波动的能量在$Ω^{-1}$的时间尺度上耗散，其中$Ω$是局部域的轨道频率。磁耗散在动能耗散上占主导地位，尽管不如磁能与动能之比那么大。我们傅立叶变换的磁场和动能演化方程，并使用的时间平均能量是恒定的假设，确定的数值耗散的长度尺度和分辨率的函数的水平。通过模拟数值耗散，如果它是物理的起源，我们表征数值电阻率和粘度的有效雷诺数和普朗特数。得到的有效磁普朗特数是$\sim 2$，与分辨率或初始场几何形状无关。由数值耗散确定的有效雷诺数和普朗特数的MRI模拟不等同于由物理电阻率和粘度设置这些数字的MRI模拟。这些结果服务，然后，作为未来的剪切盒研究的基础，耗散控制显式粘度和电阻率的列入。
2008-09-15 astro-ph
The Parker-Shearing instability in azimuthaly magnetized discs
为了研究Parker不稳定性和剪切不稳定性的演化和相互作用，我们描述了磁浮力和差动旋转对嵌入在纯方位磁场中的等温气体圆盘的影响。这两种不稳定性都发生在色散关系的慢MHD分支上，并且可以影响相同的波。我们把重点放在慢磁流体力学波的自然偏振特性，以获得更好的理解所涉及的物理。对剪切失稳的机理进行了详细的描述。波的垂直波长短于盘的刻度高度的帕克和瞬态剪切不稳定性。它们出现在不同的径向波数范围内，\ie出现在剪切演化的不同时间;这些范围可以重叠，或者相反，根据差异旋转的强度，被波状振荡的相位分开。我们的结果可以应用于银河系和吸积盘。
1995-02-08 astro-ph
Helical magnetorotational instability of Taylor-Couette flows in the Rayleigh limit and for quasi-Kepler rotation
考虑了无电流磁场轴向分量和方位分量同时存在时的磁旋转不稳定性。对于具有均匀比角动量的旋转，轴对称扰动的MHD方程在局部短波近似下求解。所有解对B_z \cdot B_z \neq 0都是超稳定的，其固有频率接近粘性频率.对于更平坦的旋转定律，局部近似的结果不符合旋转圆柱之间Taylor-Couette流动的MHD不稳定性的整体计算结果。当B_phi和B_z为同阶时，对于平直转动律，如准Kepler转动，也倾向于行波解。对于磁普朗特数Pm \to 0，它们与旋转雷诺数成比例，而不是与磁雷诺数成比例（如标准MRI），因此它们可以很容易地在MHD实验室实验中实现。对于非轴对称模态，发现B_z/B_z之比仅对极值有显著影响。当B_z>> B_z时，当Pm不太小时，非轴对称模占主导地位。然而，对于B_z >> B_z的标准MRI，非轴对称模态的临界雷诺数比轴对称模态的临界雷诺数高出许多阶，因此它们决不是优先的。
2008-08-04 astro-ph
The Magnetorotational Instability in Core Collapse Supernova Explosions
我们调查的磁旋转不稳定性（MRI）的背景下，铁芯崩溃的行动。在相同的特征时间内，磁场在旋转时间尺度上的指数增长将主导磁力线“缠绕”的线性增长过程。我们研究了各种初始旋转状态，与固体旋转或旋转速度的梯度，对应于文献中的模型。一个相对适中的初始旋转值，周期约为10 s，将产生一个非常快速的旋转PNS，因此相对于下落物质的差异旋转很强。我们假设球壳的角动量守恒。结果进行了讨论的两个例子的饱和字段，基准字段，对应于阿尔芬速度=旋转速度和一个字段，对应于最大增长模式的MRI。铁核的适度初始旋转速度导致亚开普勒旋转和亚均分磁场，但仍然产生大量的MHD光度和环向应力：10^{15} - 10^{16} G量级的饱和场在反弹后的300毫秒内发展，相关的MHD光度约为10^{52} erg/s。由这种磁流体动力驱动的双极流可以影响甚至导致与核心坍缩超新星相关的爆炸。
2002-12-05 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
Magnetorotational supernovae
我们提出了一个超新星爆炸的磁旋转模型的二维模拟结果。核心坍缩后，核心由快速旋转的原中子星和差速旋转的包层组成。在磁场演化的初始阶段，由差动旋转产生的磁能的环形部分随时间线性增长。环形磁场的线性增长被磁流体动力学不稳定性的发展所终止，导致磁能增长的急剧加速。当磁压变得与距恒星中心$\sim 10-15$ km的原中子星外围的气压相当时，MHD压缩波出现并穿过坍缩铁芯的包层。它很快转变为快速的MHD冲击波，并产生超新星爆炸。我们的模拟给出了爆炸的能量$0.6\cdot 10^{51}$尔格。爆炸所喷射出的质量是$\sim 0.14M_\odot$。采用基于拉格朗日三角形变结构网格的隐式数值方法进行数值模拟。
2005-01-21 astro-ph
Global axisymmetric Magnetorotational Instability with density gradients
本文研究了具有径向密度梯度的差动旋转磁流体等离子体的整体不可压缩轴对称扰动。结果表明，标准的磁旋转不稳定性，（MRI）的本地色散关系得出的标准往往是误导。如果平衡磁场是纯轴向的或纯环向的，则问题简化为寻找有效势的全局径向本征值。包括原点在内的标准开普勒轮廓在数学上是不适定的，因此任何解都将强烈依赖于内边界。我们发现一类不稳定的模式本地化的形式的旋转和密度分布，减少对边界条件的依赖。
2008-02-03 astro-ph
Magnetorotational Instability in a Rotating Liquid Metal Annulus
虽然磁旋转不稳定性（MRI）已被广泛认为是磁化吸积盘中强有力的吸积机制，但它还没有在实验室中实现。通过局部和全局稳定性分析和磁流体动力学（MHD）模拟，探讨了在旋转液体-金属环（Couette流）中研究MRI的可能性。稳定性图以无量纲参数和内外圆柱的角速度表示。它表明，MRI可以触发在一个适度快速旋转的桌面设备，使用易于处理的金属，如镓。这个拟议的实验的实际问题进行了讨论。
2001-10-15 astro-ph
Viscous, Resistive Magnetorotational Modes
我们进行了全面的分析的行为的磁旋转不稳定性（MRI）的粘性，电阻等离子体。我们发现精确的，非线性的解决方案的非理想磁流体动力学（MHD）方程描述的不可压缩的，差分旋转的背景线程的垂直磁场时，被认为是波数垂直的剪切扰动的局部动态。我们提供了这些粘性，电阻MRI模式的几何描述，并显示它们的物理结构是如何修改的雷诺数和磁雷诺数的函数。我们证明，当有限耗散效应被认为是，速度和磁场扰动不再正交（因为它是在理想的MHD极限的情况下），除非磁普朗特数是统一的。我们概括了以前的结果发现在理想的极限，并表明，一系列的关键属性的平均雷诺应力和麦克斯韦应力也持有粘性，电阻MRI。特别是，我们表明，雷诺应力总是积极的和麦克斯韦应力总是负的。因此，即使存在粘性和电阻率，总的平均角动量输运总是向外的。我们还发现，对于任何组合的雷诺数和磁雷诺数，磁扰动占主导地位的能量和运输的角动量和总平均能量密度是一个上限的总平均应力负责角动量运输。对于任何磁雷诺数，麦克斯韦应力和雷诺应力之间的比率以及磁密度和动能密度之间的比率都随着雷诺数的减小而增大;在理想的MHD状态下，这两个比率都达到了最低限度。
2008-01-29 astro-ph
The signature of the magnetorotational instability in the Reynolds and Maxwell stress tensors in accretion discs
磁旋转不稳定性被认为是负责磁流体动力学湍流的产生，导致吸积盘中的向外角动量输运增强。在这里，我们提出的第一个正式的分析证明表明，在指数增长的不稳定性，平均（平均超过光盘尺度高度）雷诺应力总是积极的，平均麦克斯韦应力总是负的，因此，平均总应力是积极的，并导致净向外通量的角动量。更重要的是，我们表明，在指数增长的不稳定性的后期时间的麦克斯韦雷诺应力的比率仅由本地剪切确定，并不依赖于初始频谱的扰动或种子磁的强度。即使我们推导出这些属性的应力张量的指数增长的不稳定性在不可压缩流，剪切盒的数值模拟表明，这种特性是定性保存在更一般的条件下，即使在饱和湍流状态产生的不稳定性。
2006-07-20 astro-ph
Empirical relation between angular momentum transport and thermal-to-magnetic pressure ratio in shearing box simulations
通过结合来自不同的已发表的对磁旋转不稳定性（MRI）不稳定的开普勒剪切盒的3-D模拟的数据，我们突出了总有效推断的角动量输运参数$α_{tot}$、其单独的麦克斯韦和雷诺贡献$α_{mag}$和$α_{kin}$以及动磁压力比$β$之间的紧密反相关性，用初始或饱和（当可用时）热压力定义。$Log (α_{kin}), Log (α_{mag})$和$Log (α_{tot})$与$Log (β)$的曲线通过直线很好地拟合，即使$α_{kin}$、$α_{mag}$和$α_{tot}$在所包括的模拟中变化了四个数量级。比值$α_{kin}/α_{mag}$和乘积$α_{tot}β$是相当恒定的，并且在很大程度上与弱平均场的存在或不存在、初始和边界条件的选择以及分辨率无关。简而言之，模拟对产品$α_{tot}β$的约束比对$α_{tot}$本身的约束更强。
2007-10-18 astro-ph
Long-term Nonlinear Behaviour of the Magnetorotational Instability in a Localised Model of an Accretion Disc
十多年来，所谓的剪切盒模型一直被用来研究吸积盘的基本局部动力学。这种方法已被证明是非常有用的，因为它允许进行高分辨率和长期的研究，研究将是不可能的全球光盘。局部圆盘的研究主要集中在研究角动量的增强传输速率，基本上是雷诺应力和麦克斯韦应力的总和。在经典的Shakura-Sunayaev模型中，这个应力张量的主要径向-方位分量表示为常数α乘以压力。以前的研究已经估计了阿尔法的基础上，一个适度的轨道次数。在这里，我们使用更长的基线，并对alpha执行累积平均。当试图从模拟中提取数值alpha值时，必须非常小心：耗散尺度，计算盒纵横比，甚至数值算法都会影响结果。这项研究表明，随着计算能力的增加，估计alpha变得越来越困难。
2007-12-28 astro-ph
Magnetorotational supernova simulations
我们提出了磁旋转的核心塌陷超新星的二维模拟结果。首次获得了核塌缩超新星的强爆炸。在二维近似下，我们证明了由于磁流体的差动旋转而引起的环形磁场的放大，导致了磁流体激波的形成，从而产生了超新星爆炸。喷出的质量$0.1M_\odot$和能量$\sim 0.5\div0.6 \cdot 10^{51}$尔格的大小可以解释II型或Ib/c型超新星爆炸的能量输出。爆炸的形状在性质上取决于磁场的初始结构，可能在赤道面附近形成强烈的喷流，也可能产生轻度准直的喷流。我们的模拟表明，在磁场的演变过程中出现的磁旋转的不稳定性，并导致磁场强度的指数增长。
2004-10-13 astro-ph
Outflows from Magnetorotational Supernovae
我们讨论的核心坍缩超新星爆炸的磁旋转（MR）机制的二维模拟结果。由于不均匀的塌缩，塌缩的芯部差动地旋转。当存在初始极向磁场时，其环向分量出现并随时间增长。磁压力的增加导致压缩波的形成并向外移动。它转变为快速的MHD冲击波（超新星冲击波）。MR超新星爆发的形状定性地取决于初始磁场的配置。在类偶极初始磁场作用下，超新星爆发主要沿旋转轴发展，形成轻度准直喷流。类四极初始磁场导致爆炸主要沿赤道面发展。在我们的模拟中发现了磁旋转不稳定性。超新星爆发能量随核的初始质量和转动能的增加而增加，与观测数据相符合。
2008-01-16 astro-ph
Kinetic Effects on Turbulence Driven by the Magnetorotational Instability in Black Hole Accretion
磁旋转不稳定性（MRI）是在吸积盘中引起湍流输运的不稳定性，本文在动力学区域进行了研究。辐射低效吸积流（RIAF），就像我们银河系中心的超大质量黑洞周围的那种，被认为是无碰撞的。动力学MHD形式主义，基于弗拉索夫方程的时刻，用于线性分析和非线性模拟。修改ZEUS MHD程序，使其包含关键的动力学MHD项：各向异性压力张量和各向异性热传导。模拟使用局部剪切盒近似。由于绝热不变性（$μ=p_\perp/B$），当MRI放大磁场时，产生压力各向异性。拉莫尔半径尺度的不稳定性-镜，离子回旋加速器，消防水龙带-在大的压力各向异性激发。压力各向同性，由于这些不稳定性的俯仰角散射包括作为一个亚网格模型。动力学MHD模拟的一个关键结果是，各向异性（粘性）应力可以与麦克斯韦应力一样大。提出了一种新的数值模拟大温度梯度下各向异性热传导的方法。简单的实验表明，各向异性热传导的中心差分可以导致热量从较低温度流向较高温度，从而产生负温度。横向温度梯度的限制不会加重温度极值。
2007-03-20 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
Nonaxisymmetric patterns in the linear theory of MHD Taylor-Couette instability
本文研究了在不同磁普朗特数Pm下，垂直无限延伸的MHD泰勒-库埃特流的线性稳定性。计算是针对\hat η=0.5的宽间隙容器，在轴向均匀磁场作用下进行的，不包括反向旋转的圆柱体。对于流体动力学稳定和不稳定的流动，磁旋转不稳定性产生特定（低）磁场振幅和Pm> 0.01的雷诺数的特征最小值。当Pm <~ 1时，存在一个特征磁场幅值，超过该幅值，不稳定性以方位角数m=1的非轴对称螺旋的形式出现。显然，磁场能够激发非轴对称的配置，尽管从发电机理论已知的差异旋转的倾向，有利于轴对称的磁场。然而，如果Pm太大或太小，m=0的轴对称模式似乎是最不稳定的模式，具有最低的雷诺数-因为它也是真实的流体动力泰勒-库埃特流或非常弱的领域。最不稳定的模式，为温和的Pm证明是非轴对称的，必须考虑作为一个强有力的迹象，发电机过程的可能性与磁旋转不稳定性。
2002-07-16 astro-ph
Evolution of self-gravitating magnetized disks. II- Interaction between MHD turbulence and gravitational instabilities
本文采用绝热状态方程对自引力弱磁化圆盘的三维磁流体动力学（MHD）演化进行了数值模拟。这样的圆盘受到磁旋转和引力不稳定性的发展，向外传输角动量。在以前的研究中，我们的流体动力学模拟显示了强大的m=2螺旋结构的增长。这种螺旋扰动驱使物质向中心物体移动，当图姆雷参数Q增加到大于1时，这种螺旋扰动就消失了。当也存在弱磁场时，磁旋转不稳定性增长并导致湍流。在这种情况下，重力应力张量的强度与流体动力学运行相比降低了约2倍，并周期性地振荡，在其最小值时达到非常小的值。我们将这种行为归因于第二螺旋模式的存在，该模式具有比在流体动力学模拟中占主导地位的模式更高的模式速度。它显然是由与MHD湍流有关的高频运动激发的。这两个螺旋模式之间的非线性耦合产生应力张量，该应力张量以每个模式的频率的组合的频率振荡。因此，MHD湍流和引力不稳定性之间的这种相互作用导致中心物体上的质量吸积率较小。
2004-09-16 astro-ph
Nonlinear Evolution of the Magnetorotational Instability in Ion-Neutral Disks
本文对弱电离等离子体中的磁旋转（Balbus-Hawley）不稳定性进行了三维磁流体动力学模拟。我们采用了一种配方，其中的离子和中性粒子都被视为单独的流体耦合只通过碰撞阻力项。不考虑电离和复合过程。Blaes和Balbus（1994）曾考虑过离子中性系统的线性稳定性。在这里，我们通过计算局部剪切盒近似下开普勒角动量分布的演化，将他们的结果扩展到非线性区域。当碰撞频率为轨道频率的100倍量级时，我们发现了显着的湍流和角动量输运。在较高的碰撞率，这里研究的两个流体系统的行为很像以前研究的完全电离系统。在较低的碰撞率的不稳定性的演变主要是由离子的性质，中性粒子作为一个水槽的湍流。由于在这种制度的饱和时发生的磁场是相对于离子压力的超热，我们发现的磁能的振幅和相应的角动量输运率是成比例的离子密度。我们的计算表明，当碰撞频率小于轨道频率的0.01倍时，离子和中性粒子基本上是解耦的;在这种情况下，离子流体的行为与单流体模拟中的一样，中性粒子保持静止。我们发现，在耦合频率范围内，纯环形初始磁场组态对磁旋转不稳定性是不稳定的。
1998-02-17 astro-ph
Core collapse supernovae: magnetorotational explosion
核心坍缩超新星与中子星的形成有关。部分引力能转化为爆炸的能量，在SN II，SN Ib，c型超新星中观察到。转换的机制并不简单，因为绝大多数能量都进入了弱相互作用的中微子。在大约40年的调查中，试图利用这种能量进行爆炸的尝试没有成功。我们考虑的爆炸机制是能量来源于旋转，而磁场则起着将旋转能转化为爆炸能的作用。对该机制进行了二维MHD模拟。坍缩后，核心由一个快速旋转的原中子星和一个差速旋转的包层组成。在磁场演化的初始阶段，由差动旋转产生的磁能的环形部分随时间呈二次函数增长。当扭曲的环形分量强烈地超过极向场时，环形磁场的线性增长被磁流体动力学不稳定性的发展终止，导致磁能增长的急剧加速。当磁压与原中子星周围的气体压力相当时，MHD压缩波出现并穿过坍缩核的包层。它转变为快速的MHD冲击波，并产生超新星爆炸。我们的模拟给出了爆炸的能量$0.6\cdot 10^{51}$尔格。爆炸所喷射出的质量是$\sim 0.14M_\odot$。采用基于拉格朗日三角形变结构网格的隐式数值方法进行数值模拟。
2005-11-10 astro-ph
Ion dynamics and the magnetorotational instability in weakly-ionized discs
在多流体框架下研究了弱电离、差动旋转磁化等离子体盘的磁旋转不稳定性。圆盘被均匀的垂直磁场穿过，电荷仅由电子和离子携带。包含离子动力学导致显着修改的电导率张量在弱电离磁盘。电导率张量的平行分量、Pedersen分量和Hall分量成为时间依赖量，导致电导率的AC和DC部分。电导率可能会改变符号，导致MRI可能运行的参数窗口发生显著修改。双极和霍尔扩散的线性增长的MRI的效果检查中存在的时间依赖性的电导率张量。我们发现，在双极制度的增长率可以变得有点大于旋转频率，特别是当偏离理想的MHD是显着的。此外，不稳定性在大尺度长度上起作用。这对盘中的角动量输运具有重要意义。
2006-07-03 astro-ph
The Effect of the Hall Term on the Nonlinear Evolution of the Magnetorotational Instability: II. Saturation Level and Critical Magnetic Reynolds Number
利用局域三维MHD模拟和不同的初始磁场结构，研究了弱电离吸积盘中磁旋转不稳定性（MRI）的非线性演化，包括Hall项和欧姆耗散的影响.当磁雷诺数Re_M \equiv v_A^2 / ηΩ（其中v_A是阿尔芬速度，η是磁扩散率，Ω是角频率）最初大于临界值Re_{M, crit}时，MRI演变成MHD湍流，其中角动量通过麦克斯韦应力有效地传输。然而，如果Re_M < Re_{M, crit}，则欧姆耗散抑制MRI，并且应力减小几个数量级。临界值在1 - 30的范围内，取决于初始字段配置。霍尔效应并不改变临界磁雷诺数很多，但提高了几个因素的麦克斯韦应力的饱和水平。我们证明了磁共振成像的饱和度可用v_{Az} ^2 / ηΩ来表征，其中v_{Az}是沿场的垂直分量的非线性区域中的阿尔芬速度。湍流和显著输运的条件由v_{Az} ^2/ ηΩ \gtrsim 1给出，该临界值与磁场的强度和几何形状或霍尔项的大小无关。如果吸积盘中的磁场强度可以通过观测来估计，并且磁雷诺数v_A^2 / ηΩ大于30，这将意味着磁共振成像在吸积盘中工作。
2002-05-22 astro-ph
Radiative Heat Conduction and the Magnetorotational Instability
光子或中微子气体--通过散射被重子物质半包含--组成了一种相当特殊的MHD流体，其中磁场真正冻结的只是与质量密度相关的共同运动体积。虽然辐射扩散排除了压缩扰动的绝热处理，我们表明，能量方程可以被铸造成“准绝热”的形式为指数增长的非传播波模式。当吸积盘具有来自扩散和非扩散粒子物种的可比应力贡献时，定义广义准绝热指数导致在水平区域中的非轴对称磁旋转模式的相对简单的色散关系。这种分析通常适用于光学厚，中微子冷却的磁盘，因为来自光子，对和中微子的压力贡献，都具有相同的温度依赖性，而只有中微子组件具有辐射热传导性质的时间和长度尺度的不稳定性。我们讨论的能量沉积过程和随后的湍流盘结构的时间和空间特性的基础上导出的色散关系。
2003-11-21 astro-ph
Shearing Box Simulations of the MRI in a Collisionless Plasma
我们描述了在无碰撞等离子体中由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流的局部剪切盒模拟。无碰撞效应在辐射效率低的吸积流中可能很重要，例如在银河系中心的黑洞附近。修改ZEUS的MHD版本以演化各向异性压力张量。采用流体封闭近似计算沿磁场线的热传导。各向异性的压力张量提供了一个定性的新机制，运输角动量吸积流（除了麦克斯韦和雷诺应力）。我们估计的压力各向异性的限制，由于俯仰角散射的动力学不稳定性。这种不稳定性在无碰撞等离子体中提供了有效的“碰撞”率，并导致更类似MHD的动力学。我们发现，MRI导致有效的增长的磁场在无碰撞的等离子体，与那些在MHD的饱和振幅。在饱和状态下，各向异性应力与麦克斯韦应力相当，这意味着在无碰撞等离子体中角动量输运速率可能会适度增强。
2005-08-25 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
Magnetorotational instability in protoplanetary discs
我们调查的线性增长和垂直结构的磁旋转不稳定性（MRI）在弱电离，分层吸积盘。磁场最初是垂直的，尘埃颗粒被假定已经朝着中平面沉降，因此电荷仅由电子和离子携带。从中央原恒星的初始磁场强度，电离源，和磁盘表面密度的不同选择在代表性的径向位置获得的解决方案。MRI在宽范围的磁场强度和低电导率圆盘中的流体条件下有效。对于最小质量的太阳星云模型，考虑到宇宙线电离，当B < 8 G时，扰动增长到1 AU。对于这些强度（0.2 - 5 G）的重要子集，增长率是理想MHD率（0.75 Ω）的顺序。同样，当假设宇宙射线被磁活性原恒星发出的风排除在圆盘之外时，当B小于约2 G时，不稳定模在此半径处增长。这项研究表明，尽管低磁耦合，磁场是动力学上重要的流体条件和磁场强度在原恒星盘大范围。霍尔扩散在很大程度上决定了所有研究半径的结构和这些扰动的增长率。特别是在1天文单位的半径，它是至关重要的，将完整的电导率张量的天体物理盘的动力学研究。（节录）
2004-08-24 astro-ph
Global magnetohydrodynamical models of turbulence in protoplanetary disks I. A cylindrical potential on a Cartesian grid and transport of solids
我们提出了全球三维磁流体模拟的气体和固体盘，旨在开发模型，可用于研究各种情况下的行星形成和行星盘相互作用的湍流吸积盘。第二个目标是表明，笛卡尔代码在处理磁盘模拟的磁流体动力学的圆柱形和球形的相比，这里提出的磁盘在一个盒子模型的发展和维持MHD湍流。我们研究了磁旋转不稳定性对盘尺度高度的依赖性，发现磁旋转不稳定性产生的湍流随热压而增长的证据。湍流应力取决于热压力，遵循0.24+/-0.03的幂律，与剪切盒计算中发现的0.25值一致。应力比随温度升高而减小。我们还研究了磁流体湍流中漂砾的动力学。垂直湍流扩散的嵌入式漂砾是相媲美的湍流粘度的流动。当巨砾集中在高压区时，固体成分中出现显著的超密度。
2008-02-11 astro-ph
Type I Planetary Migration with MHD Turbulence
本文探讨了如何I型行星迁移的影响，在拱盘湍流密度波动的存在。对于第一类迁移，行星并没有清除圆盘中的间隙，其长期运动是由它在周围圆盘流体中产生的尾流产生的扭矩驱动的。MHD湍流产生了额外的密度扰动，这些扰动与行星的引力相互作用，并可以支配迁移机制本身产生的扭矩。本文表明，传统的I型迁移可以很容易地淹没湍流扰动，因此，通常的描述I型迁移应修改的位置，磁旋转不稳定性是活跃的。一般来说，迁移的行星并不遵循平滑的内向轨道，而是在相空间中随机行走。我们的主要结论是，MHD湍流将改变I型行星迁移的时间尺度，并且由于混乱，需要用值的分布来描述时间尺度。
2003-08-22 astro-ph
The Effect of the Hall Term on the Nonlinear Evolution of the Magnetorotational Instability: I. Local Axisymmetric Simulations
利用局域轴对称方法研究了霍尔项对弱电离吸积盘中磁旋转不稳定性演化的影响。首先，我们证明了当盘的温度和密度分别低于几千K和在10 ^13和10 ^18 cm^{-3}之间时，霍尔项对磁共振成像有重要影响。这种情况可能发生在矮新星盘的静止阶段，或在原行星盘的内部（10 - 100天文单位内）。当霍尔项很重要时，MRI的特性取决于磁场相对于角速度矢量Ω的方向。如果磁盘是由一个均匀的垂直场在相同的方向上的Ω，轴对称的演变的MRI是一个指数增长的双通道流没有饱和。然而，当磁场方向与Ω相反时，小尺度波动阻止了通道流的非线性增长，MRI演变为MHD湍流。这些结果是从线性色散关系的特性中预料到的。在零净通量场的轴对称中，MRI的演化与霍尔项相对于电感项的大小无关。在这种情况下的演变主要是由欧姆耗散的影响。
2002-01-11 astro-ph
The stability of MHD Taylor-Couette flow with current-free spiral magnetic fields between conducting cylinders
本文研究了圆柱形Taylor-Couette流中的磁旋转不稳定性，其中（垂直无界的）圆柱体被视为理想导体，外加螺旋磁场。该磁场的方位分量由内圆柱内部的轴向电流产生，并且可能比轴向磁场稍强。我们得到的不稳定性超出瑞利线，雷诺数的顺序为1000和哈特曼数的顺序为10，和独立的（小）磁普朗特数。对于R_out = 2，R_in = 10 cm，Omega_out = 0.27 Omega_in的实验，在轴向磁场为20 Gauss，轴向电流为1200 A时，液态钠出现不稳定性。对于镓，数值为~50高斯和~3200埃。垂直的细胞大小大约是已知的细胞大小的两倍，用于实验。
2005-07-06 astro-ph
Cosmological MHD simulation of a cooling flow cluster
对星系团内介质（ICM）磁场的各种观测（大多数时间仅限于星系团核心）都指向几个microG量级的磁场强度（来自射电遗迹和射电晕的同步辐射、X射线中的逆康普顿辐射和偏振背景源的法拉第旋转测量）。星系团磁场的起源和空间结构仍有争议。特别是，磁场的径向轮廓，从核心的集群到他们的外围，是非常重要的宇宙射线在宇宙网络中的传播。在这封信中，我们强调冷却过程的重要性，在放大磁场的核心星系团高达一个数量级以上的典型放大获得的纯绝热演化。我们使用AMR程序RAMSES中新开发的MHD求解器对一个3 keV的星系团进行了“变焦”宇宙学模拟，包括暗物质和气体动力学、原子冷却、紫外加热和恒星形成。磁场放大主要通过引力收缩进行。湍流引起的剪切运动在星系团的外围提供了额外的放大，而合并期间的磁重联会导致核心中的磁场消散。冷却过程对团簇的磁场结构有很大的影响。首先，由于中心气体密度的急剧上升，与非辐射运行相比，引力放大被显著放大。第二，由于冷却过程，剪切运动在核心比在绝热情况下强得多，导致额外的场放大和没有显着的磁重联。
2008-03-31 astro-ph
MHD Turbulence in Star-Forming Regions and the Interstellar Medium
MHD湍流在恒星形成分子云和星际介质的物理学中发挥着核心作用。我在这里表明，分子云中的MHD湍流必须被驱动，以解释在云中观察到的超音速运动，因为即使是强磁化湍流也会迅速衰减。然后，我表明，驱动MHD湍流可以支持全球重力不稳定的地区，但不可避免地发生局部崩溃。驱动强度和气体密度的差异可能解释了在不同星系中观察到的恒星形成速率的差异。湍流的驱动机制可能是星系盘恒星形成部分的场超新星，以及外盘和低表面亮度星系的磁旋转不稳定性的组合。超新星驱动的湍流具有广泛的压力范围，大致呈对数正态分布。即使在没有自引力的情况下，也可以形成高压寒冷的区域。
2002-09-23 astro-ph
A High Order Godunov Scheme with Constrained Transport and Adaptive Mesh Refinement for Astrophysical MHD
在本文中，我们提出了一种新的方法来进行数值模拟的天体物理MHD流使用自适应网格细化框架和约束传输。该算法是基于以前的工作，其中MUSCL-汉考克计划被用来发展的感应方程。本文详细地讨论了该格式在全MHD方程中的推广及其性质。通过一系列的测试问题，我们说明了这种新的代码使用两种不同的MHD黎曼求解器（Lax-Friedrich和Roe）的性能和需要的自适应网格细化功能在某些情况下。最后，我们将其应用到两个完全不同的天体物理情况下，以及在过去几年中研究的多功能性：增长的磁旋转不稳定的剪切盒和崩溃的磁化云核。我们已经实现了这个新的Goddom计划，以解决AMR程序RAMSES中的理想MHD方程。它的结果是一个强大的工具，可以应用于各种各样的天体物理学问题，从早期宇宙中的星系形成到我们星系中分子云坍缩的高分辨率研究。
2006-07-11 astro-ph
Thermal and Magnetorotational Instability in the ISM: Two-Dimensional Numerical Simulations
银河系和其他盘状星系中弥漫气体的结构和动力学可能会受到大约1-100 pc尺度上的热不稳定性和磁旋转不稳定性（TI和MRI）的强烈影响。我们开始研究这些过程，使用二维数值流体动力学和磁流体动力学（MHD）模拟与原子星际介质（ISM）的条件。我们证明，与以前的工作相一致，“纯TI”的非线性发展产生了一个网络的灯丝冷凝成冷云在其交叉点，产生一个独特的两相热/冷介质约20万年内。对于均匀的初始P/k=2000 K cm^-3，TI驱动的云湍流运动在亚音速振幅下达到饱和。MRI以前已经在近均匀介质中进行了研究;我们的模拟包括TI+MRI模型，它从均匀密度条件开始，云+MRI模型，它从两相多云介质开始。TI+MRI和云+MRI模型都表明，MRI在几个银河系轨道时间内发展，就像均匀介质一样。云之间的平均间隔可以影响哪个MRI模式主导演变。提供云间的分离不超过一半的MRI波长，我们发现MRI的增长率是类似于相应的均匀介质。这打开了一种可能性，如果低云体积填充因子增加MRI耗散时间相比，在一个均匀的介质中，MRI驱动的运动在ISM中可以达到的幅度与观察到的HI湍流线宽。
2003-10-17 astro-ph
Magnetorotational collapse of very massive stars to black holes in full general relativity
我们在完全广义相对论中对超大质量恒星的磁旋转坍缩进行了轴对称模拟。我们的模拟适用于超大质量恒星（M > 10^3M_sun）和超大质量Pop III恒星的坍缩。我们用n=3的多面体来模拟我们的初始构型。在这些配置中，磁旋转动能的比率被选择为小的（1%和10%）。我们发现，这样的磁场不影响初始崩溃显着。核心坍缩成一个黑洞，之后采用黑洞切除继续演化足够长的时间，使黑洞达到准稳态。我们发现黑洞的质量为M_h = 0.95 M，自旋参数为J_h/M_h^2 = 0.7，剩余物质在黑洞周围形成一个环面.我们冻结时空度规（“考林近似”），并在黑洞松弛到准静态平衡后继续跟踪环面的演化。在没有磁场的情况下，由于冲击加热，环形体在喷射出少量物质后稳定下来。当有磁场存在时，磁力线会逐渐沿着孔的旋转轴准直。磁流体冲击和磁共振成像产生磁流体湍流的环面和随机吸积到中央黑洞。当磁场很强时，在环面中产生风，环面经历径向振荡，驱动偶发性吸积到洞上。这些振荡产生长波长的引力波，可能被LISA探测到。磁转坍缩的最终状态总是由一个中心黑洞和一个热的厚吸积环组成，黑洞周围有一个准直的磁场。该系统是长时间软伽马射线暴中心引擎的可行候选者。
2007-10-28 astro-ph gr-qc
On the relation between viscoelastic and magnetohydrodynamic flows and their instabilities
我们证明了一个密切的类比之间的粘弹性介质和导电流体含有磁场。具体地说，Oldrophil-B流体在大德博拉数极限下的动力学对应于磁流体动力学（MHD）流体在大磁雷诺数极限下的动力学。作为这种类比的一个明确的例子，我们比较了差分旋转粘弹性和MHD流的稳定性。我们发现，有一个不稳定的Oldrophil-B流体是物理上不同的惯性和弹性不稳定性在文献中先前描述的，但直接相当于磁流体的磁旋转不稳定性。只要角速度向外减小，即使比角动量向外增大，也会发生这种现象;它是由剪切流的动能产生的，而与流线的曲率无关。然而，我们认为，粘弹性Couette流的弹性不稳定性没有直接等效的MHD。
2002-12-19 astro-ph
Diffusion coefficient of a passive contaminant in a local MHD model of a turbulent accretion disc
本文计算了被动污染物在吸积盘中的径向扩散系数。数值MHD模拟是用来遵循的局部补丁的光盘使用剪切盒形式主义的演变。一个单独的连续性方程的质量分数的污染物是集成随着MHD系统，并获得作为时间的函数的径向轮廓。线性扩散方程的解被拟合到污染物的数值测量轮廓，将扩散系数D作为拟合参数。在早期，发现D的值变化，但是一旦污染物扩散到与盒子大小相当的尺度上，它就会在一个稳定的值饱和。由于剪切应力，D与角动量输运系数的比值很小。如果用D代替湍流磁扩散率，则有效磁普朗特数P_eff=ν/D（其中ν是与剪切应力有关的“有效粘性”系数）将很大。
2005-01-21 astro-ph
The Biermann Battery in Cosmological MHD Simulations of Population III Star Formation
我们报告的第一个自洽的三维自适应网格细化磁流体动力学模拟的人口III恒星形成，包括比尔曼电池效应的结果。我们发现，人口III恒星形成包括这种效果是定性和定量相似的流体动力学（非MHD）宇宙学模拟。我们在恒星形成晕的中心观测到了峰值磁场，峰值为10^-9 G，z约为17.55。由比尔曼电池效应产生的磁场主要是在原始晕演化的早期以低密度和大空间尺度形成的，然后通过压缩和剪切流而增长。在这个计算中看到的场从来没有大到足以成为动力学上重要的场（在任何时候都是β>= 10^{15}），应该被认为是星族III恒星形成过程中存在的最小可能场，并且可能是恒星发电机或磁旋转不稳定性在更高密度和更小空间尺度下的种子场。
2008-07-18 astro-ph
Global MHD Simulations of Cylindrical Keplerian Disks
本文给出了一系列在圆柱形极限下进行的全球三维吸积盘模拟，其中忽略了引力场的垂直分量。模拟使用圆柱形的伪牛顿势模型的史瓦西度规的主要动力学性质。盘最初是恒定的密度与开普勒角动量分布，并包含一个弱的环形或垂直场。这些模拟重申了许多以前的本地模拟的结论。磁旋转不稳定性迅速增长，并产生具有显著麦克斯韦应力的MHD湍流，从而驱动吸积。紧密包裹的低$m$螺旋波突出。在一些模拟中，麦克斯韦应力的径向变化将气体集中到环中，产生实质性的空间不均匀性。在临界稳定轨道上存在一个非零应力，它使最后一个稳定轨道内的比角动量略有下降。模拟之间的详细比较被用来检查计算域和状态方程的影响。模拟开始与垂直场有更大的场放大和更高的比例的应力磁压力相比，那些开始与环形场。与磁流体动力学相反，流体动力学本身既不产生也不维持湍流。
2000-11-27 astro-ph
Density scaling and anisotropy in supersonic MHD turbulence
本文研究了磁压大于气体压力的超声速湍流密度的统计特性。这项研究的动机是分子云研究。我们的模拟显示出团簇密度结构，其对比度随马赫数增加。在马赫数为10时，某些团块的密度比平均密度高三个数量级。这些团块产生平坦且近似各向同性的密度谱，对应于团块在空间中的随机分布。我们认为这些团簇来自于随机的、各向同性的湍流驱动。当通过研究密度的对数来抑制这些团块的贡献时，密度统计表现出与尺度相关的各向异性，这与密度结构由阿尔文波剪切产生的模型一致。值得注意的是，这种模型最初是为低马赫数、几乎不可压缩的紊流情况而提出的。
2005-02-25 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
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 Stability of Magnetized Rotating Plasmas with Superthermal Fields
在过去的十年中，磁旋转不稳定性是中子星和黑洞周围的弱磁化吸积盘中增强的角动量输运的核心，这一点已经变得很明显。在本文中，我们研究了局部线性稳定性的差分旋转，磁化流和磁旋转不稳定性的演变超过弱场限制。我们表明，当考虑超高温环向场时，压缩性和磁张力的影响，这是相关的环向场线的曲率，应充分考虑。我们证明了在磁场中存在一个强的环形分量起着重要的作用。当考虑强磁场时，环形磁场的强度不仅改变了不稳定模式的增长率，而且还决定了哪些模式会发生不稳定。我们发现，对于旋转配置开普勒定律，磁旋转不稳定性是稳定的，在低波数的环形阿尔芬速度超过几何平均的声速和旋转速度。我们讨论了我们的研究结果的冷，磁主导，旋转流体的稳定性的意义，并认为，对于这些系统，环向场线的曲率不能被忽略，即使被认为是短波长扰动。我们还评论的影响，我们的研究结果的有效性剪切盒模拟中产生的超高温环形场。
2005-04-13 astro-ph
Magnetorotational collapse of massive stellar cores to neutron stars: Simulations in full general relativity
我们研究了磁化、旋转的大质量恒星核坍缩成原中子星过程中的磁流体动力学（MHD）效应。我们在完全广义相对论中用混合状态方程进行轴对称数值模拟。PNS的形成和早期演化之后是2500 x 2500区域的网格，这提供了比以前（牛顿）研究更好的分辨率。我们证实，显着的差分旋转结果，即使当旋转的祖先最初是均匀的。因此，磁场被磁绕组和磁旋转不稳定性（MRI）放大。即使在PNS形成时磁能E_EM远小于旋转动能T_rot，通过磁绕组，比值E_EM/T_rot也增加到0.1-0.2。在PNS形成之后，MHD流出导致系统的静止质量、能量和角动量的损失。最早的流出主要是由磁绕组引起的磁应力增加而产生的。MRI放大了极向场并增加了磁应力，导致进一步的角动量传输并有助于驱动外流。当磁场饱和后，在旋转轴附近形成一个近似稳定的平行磁场，并沿磁力线发展出Blandford-Payne型外流。这些流出以由\dot{J} \sim ηE_EM C_B给出的速率从PNS去除角动量，其中η是0.1阶常数，C_B是极向场与环向场强度的典型比率。结果，对于强磁化的PNS，旋转周期迅速增加，直到差旋转的程度减小。我们的模拟表明，快速旋转，磁化的PNS可能不会引起快速旋转的中子星。
2006-10-27 astro-ph gr-qc
Magnetorotationally-Driven Galactic Turbulence and the Formation of Giant Molecular Clouds
使用本地的三维MHD模拟，我们调查的方式与磁旋转不稳定性（MRI）的星系湍流可能会影响GMCs的形成和属性。我们的圆盘模型是垂直分层的，并受到均匀剪切。初始磁场很弱，而且是纯垂直的。为了简单起见，我们采用等温状态方程。我们发现MRI驱动的湍流发展迅速，饱和态的Shakura & Sunyaev参数α ~（0.15-0.3）主要由Maxwell应力控制。湍流的许多无量纲特征（例如麦克斯韦与雷诺应力的比值）与以前对吸积盘的MRI研究结果相似，因此对垂直盘压缩、剪切速率和自重力的存在程度不敏感。在非自引力盘和弱自引力盘中，密度加权速度弥散分别为sigma_x ~ sigma_y ~（0.4-0.6）cs和sigma_z~（0.2-0.3）cs，表明磁共振成像对观测到的星系湍流水平有重要贡献。饱和态磁场强度B ~ 2 μG与典型的银河值相近。当自引力足够强时，MRI驱动的高振幅密度扰动会被摆动放大，形成琼斯质量（~10^7 Msun）束缚云。与以前的未磁化或强磁化磁盘模型相比，在本模型中的非线性不稳定性的阈值发生的表面密度至少低50%，对应于Toomre参数Q_th~1.6。我们提出的证据表明，在类似于我们的模型的条件下形成的自引力云，如GMCs，可以通过磁制动，优先通过接近垂直于其自旋轴的磁场，失去大部分原始自旋角动量。
2003-09-02 astro-ph
A 3D MHD model of astrophysical flows: algorithms, tests and parallelisation
本文描述了一种用于模拟不同类型的三维天体物理流的数值方法。我们的方法是一个标准的显式有限差分法采用局部剪切盒技术。为了模拟天体物理系统的特征，这些特征通常是可压缩的、磁化的和湍流的，期望具有高空间分辨率和大域尺寸，以在不同尺度上在特定系统内模拟尽可能多的特征。此外，所涉及的时间尺度通常是广泛的，也需要大量的CPU时间。这两个限制（分辨率和时间尺度）对计算能力施加了巨大的限制。因此，我们开发的模型使用并行算法来提高标准串行方法的性能。本文的目的是报告的数值方法，我们使用的技术调用并行代码。这些方法的合理性由本文提供的大量试验给出。
2001-02-05 astro-ph
The interaction of planets with a disc with MHD turbulence IV: Migration rates of embedded protoplanets
（节略）我们提出了全球磁盘和本地剪切盒模拟行星与MHD湍流盘相互作用。我们研究的扭矩施加的磁盘上嵌入的行星作为行星质量的函数，从而使第一次研究的轨道迁移的行星由于相互作用与湍流盘。对H/R=0.07，行星质量M_p= 3，10，30地球质量和3木星质量的圆盘进行了全局模拟。剪切箱试验中，（M_p/M_*）/（H/R）^3= 0.1，0.3，1.0和2.0，M_* 为中心质量。这些允许嵌入和间隙形成行星进行检查。在所有情况下，施加在行星上的瞬时扭矩都表现出强烈的波动。在嵌入的情况下，它在负值和正值之间振荡，迁移作为随机游走发生，不像通常的I型迁移。嵌入式行星在20-25个轨道周期内的运行时间平均值表明，大的波动发生在更长的时间尺度上，阻止平均扭矩收敛到定义明确的值，甚至是定义明确的符号。质量越大，波动就越小，收敛性也就越好，这是因为行星对圆盘的扰动比其附近的湍流要大。最后形成间隙，过渡到II型迁移。在长时间尺度上，湍流盘中存在的显著波动对低质量嵌入式原行星很重要。如果显着的波动发生在最长的光盘进化的时间尺度，收敛的扭矩运行平均值为实际目的将不会发生，和迁移行为的低质量原行星被认为是一个合奏将是非常不同的I型理论的预测层流光盘。
2003-08-20 astro-ph
