Photon Bubbles in the Circumstellar Envelopes of Young Massive Stars
我们证明了围绕年轻大质量恒星的光学厚尘埃包层是光子泡不稳定性的主要来源。红外辐射通过信封放大磁声扰动，在我们的本地数值辐射MHD计算的增长率是一致的线性分析。模式的波长相当于气体压力标度的高度增长超过两个数量级在一千年内，达到非线性振幅的信封寿命。如果包层中的磁压力超过气体压力，不稳定性就会发展成一连串传播的冲击。辐射很容易通过激波之间的低密度物质逃逸，使得吸积能够继续，尽管尘埃不透明度施加了爱丁顿极限。由光子泡不稳定性引起的超声速运动有助于解释热分子核的大速度色散，而冲击气体中的条件适合于脉泽发射。我们的结论是，光子泡不稳定性可能在大质量恒星的形成中起着关键作用。
2007-01-28 astro-ph
3D HD and MHD Adaptive Mesh Refinement Simulations of the Global and Local ISM
我们已经进行了高分辨率的3D模拟与自适应网格细化，在小（<1 pc）和大（>10 kpc）尺度上的恒星形成星系的ISM演化之后，使我们能够跟踪冷却冲击压缩区域以及整个银河喷泉流的结构。在磁流体实验中发现，大尺度圆盘平行磁场不抑制后一种现象。喷泉在限制热气体的体积填充因子方面起着至关重要的作用。与经典模型相反，在100 K和8000 K之间的大多数气体是热不稳定的。在超气泡的尺度上，我们发现内部温度结构对于像我们的局部气泡这样的旧物体是相当不均匀的，导致低OVI柱密度，与观测结果一致。
2004-02-18 astro-ph
Impact of tangled magnetic fields on AGN-blown bubbles
越来越多的人认为，来自活动星系核的反馈是阻止星系团冷却流的主要机制。活动星系核会膨胀出浮力气泡，为团内气体（ICM）提供机械能。高雷诺数流体动力学模拟表明，这样的气泡得到完全中断1亿年内，因为它们在集群大气中上升，这是相反的观察。这种人工混合对试图量化冷核心星系团中的热量和恒星形成的模型产生了影响。有人提出，磁场可以稳定气泡，防止破裂。我们使用高阶PENCIL程序对存在纠缠磁场的化石气泡进行了MHD模拟。我们重点讨论了热压力超过磁压力的物理驱动情形，考虑了具有和不具有最大螺旋度的随机取向场以及大尺度外场覆盖气泡的情形，发现螺旋度具有一定的稳定作用。然而，除非磁场的相干长度超过气泡尺寸，否则气泡很快被撕碎。由于对Hydra A的观察表明，磁场的长度尺度可能小于典型的气泡尺寸，这可能表明其他机制，如粘度，可能是稳定气泡的原因。然而，由于法拉第旋转观测的射电瓣不约束大规模的ICM领域，如果他们与气泡表面对齐，覆盖的情况下，可能是一个可行的替代解决方案的问题。在我们的模拟中发现的一个通用功能是磁尾流的形成，其中场是有序和放大的。我们认为，这种效果可以防止蒸发的冷Halpha灯丝在英仙座集群中观察到的热传导。
2007-03-30 astro-ph
MHD Interaction of Pulsar Wind Nebulae with SNRs and the ISM
20世纪60年代末，蟹状星云脉冲星在其关联的超新星遗迹中的发现，为超新星遗迹研究开辟了一个新的领域：脉冲星驱动的超新星遗迹研究。在这些类型的遗迹中，脉冲星发出的相对论风将脉冲星风星云吹进超新星遗迹的内部。现在，在蟹状星云脉冲星被发现40多年后，由于观测设备的能力不断增加，已知的普列离子超新星遗迹超过50个。我将回顾我们目前对脉冲星风星云在与相关超新星遗迹相互作用时的不同演化阶段的理解。因此，我将讨论分析和最近的数值（M）HD模型。脉冲星风星云的四个主要阶段是：超音速膨胀级，反向激波干扰级，亚音速膨胀阶段，最后是由于脉冲星的超音速运动，气泡头部被弓形激波包围的阶段。最终，这个脉冲星风星云弓形激波将突破其相关的残余物，之后脉冲星动力弓形激波将直接与星际介质相互作用。我将讨论这些类型的脉冲星风星云和它们的形态的最新数值模型。
2005-04-12 astro-ph
The Effects of Photon Bubble Instability in Radiation-Dominated Accretion Disks
我们研究了辐射主导的吸积盘中光子泡不稳定性的影响，例如在活动星系核和X射线双星系统中的黑洞周围发现的吸积盘。采用二维和三维数值辐射磁流体动力学计算的小补丁的磁盘。波长短于气压标度高度的模式在表面层中比轨道频率增长得更快。观察到的最快增长率是轨道频率的五倍，并且发生在接近垂直的磁场中。线性模式的频谱同意WKB分析表明在未解决的尺度更快的增长，与最大比例的重力和气体声速成反比。达到非线性振幅的扰动陡峭成类似于1-D周期性非线性解析解的冲击列。传播速度的变化导致相邻波前的合并，并且随着时间的推移，激波间距和振幅增加。生长受到磁场强度的限制，并且当冲压压力超过磁压力时，结构被破坏。最大的水平密度变化类似于磁气压比，在我们的计算中超过100。在所考虑的条件下，辐射通过非均匀流的扩散速度比通过初始流体静力平衡的速度快5倍，并且净冷却速率比没有显示对流效应的磁场的类似计算大几倍。这些结果表明，光子泡可能是重要的冷却辐射为主的磁盘。
2005-01-11 astro-ph
Formation of Semi-relativisitc Jets from Magnetospheres of Accreting Neutron Stars: Injection of Hot Bubbles into a Magnetic Tower
利用2.5维电阻磁流体动力学（MHD）方法模拟了弱磁化中子星与其吸积盘的磁相互作用。用伪牛顿势模拟了广义相对论效应。我们发现，沿圆盘旋转轴方向的平行喷流是由以下机制形成的：（1）由于中子星和圆盘之间的差速旋转，连接中子星和圆盘的磁环发生扭曲。(2)从盘的扭转注入启动环的膨胀。(3)膨胀的磁环创造了一个磁塔，在其中加速的磁盘材料作为准直的双极射流行进。射流的工作表面的传播速度是光速（$\sim 0.1c$）的10%的量级。(4)在膨胀的磁环内部发生的磁重联间歇地将热气泡注入磁塔。在我们的模拟中，气泡的喷射速度是发射点的局部Alfvén速度和$\sim 0.2c$的数量级。(5)在塔内移动的热气泡赶上射流的工作表面。由磁重联产生的高能电子是无线电发射的一个合理来源。我们的模型可以解释弱磁化（$|{\boldmath$ B_{*} $}|\le 10^{9}$ gauss）中子星窄喷流的形成过程以及Sco X-1核部射电耀斑和瓣部射电耀斑之间的相关性。
2003-11-06 astro-ph
Superbubbles in magnetized interstellar media --- Blowout or confinement ? ---
利用三维磁流体动力学（MHD）数值模拟研究了星际磁场对超气泡演化的重要性。超气泡是由OB星协中连续的超新星爆炸驱动的大型超新星遗迹。它的演化受银盘密度分层的影响。当超泡尺寸达到2--3倍密度标度高度时，超泡优先沿$z$方向膨胀。最后，它可以冲压出气体盘（吹出）。另一方面，平行于银盘的磁场具有防止在垂直于磁场的方向上扩展的作用。密度分层和磁场对超气泡演化的影响完全相反。我们提出的三维MHD模拟结果，其中包括这两种影响。结果表明，当磁场的标度高度远大于密度时，即使在没有磁场的情况下，磁泡会从盘中吹出的模型中，强度为5 $μ$ G的磁场也能将磁泡限制在$|z| \alt 300$ pc内，达到$\simeq$ 20 Myr（限制）.在一个模型中，磁场强度在晕中与$B \propto ρ^{1/2}$成比例地减小，即使中平面中的磁场与$B=5μ$ G一样强，超级气泡最终也会像B=0的模型一样破裂。
1998-04-03 astro-ph
Primordial Magnetic Fields from Cosmological First Order Phase Transitions
本文对宇宙学一级相变过程中产生的原初磁场给出了一个改进的估计。我们研究了成核气泡壁的电荷分布及其动力学。我们考虑在相变过程中气泡壁上的不稳定性。研究发现，由于粒子扩散引起的粘性和热导率对这些不稳定性的阻尼在QCD相变中可能是重要的，但在电弱相变中可能是可以忽略的。我们展示了这种不稳定性如何与气泡壁上的表面电荷密度一起在一定的波长范围内激发磁场。我们讨论了如何这些磁种子场可能被放大的MHD效应在湍流流体。估计了在电弱或QCD相变期间这种机制起作用的情况下，目前原初磁场的强度和谱。在10 Mpc的同动标度下，在合理的相变参数下，电弱和QCD的场强分别为10**（-29）G和10**（-20）G量级。
1996-10-24 astro-ph
Structured Red Giant Winds with Magnetized Hot Bubbles and the Corona/Cool Wind Dividing Line
通过MHD模拟，我们研究了中低质量恒星从主序星（MS）到红巨星分支（RGB）阶段的质量损失。阿尔芬波由表面对流激发，向外传播，通过非线性过程耗散，加速和加热星风。我们动态地对待这些过程中的开放磁场地区的光球25恒星半径。当恒星演化到分界线（Linsky & Haisch）稍偏蓝的位置时，温度约为1 MK的稳定热日冕突然消失。相反，由于热不稳定性，在冷的（T<~2x10^4K）色球风中形成了许多热的（~ 1 MK）和暖的（~10^5K）气泡;红巨星风不是稳定的流，而是结构性的外流。因此，RGB恒星的质量损失率\dot{M}随时间变化很大，变化幅度为3-4个数量级。在磁压力的支持下，可以保持较低的热气泡密度，以减少辐射冷却，并保持高温长时间。即使在分界线的红色部分，热气泡也间歇性地存在，它们可以是混合恒星的紫外线/软X射线辐射源。在RGB恒星的光球层上方形成了几乎静止的区域，恒星风从几个恒星半径有效地加速。然后，风速比表面逃逸速度小得多，因为它由该位置的较慢逃逸速度调节。最后，我们推导出一个方程，确定\dot{M}从能量的模拟波驱动风在前进的方式。该关系式解释了\dot{M}从MS到RGB的变化，对主要针对更亮恒星的赖默斯公式可以起到补充作用。
2007-02-28 astro-ph
Magnetic Braking and Protostellar Disk Formation: The Ideal MHD Limit
磁场通常被认为在恒星形成的动力学重要时，无量纲的质量流量比接近，或小于，单位（λ <~1）。我们表明，在磁盘的形成，要求是严格得多。这一结论是从一组2D（轴对称）的旋转，磁化，奇异的等温核心的崩溃模拟。我们发现，对应于1ambda~100的弱场可以通过磁制动开始破坏旋转支撑的盘，通过在盘中创建快速，超音速崩溃的区域。这些区域被一个或多个离心屏障隔开，在那里快速的下降暂时停止。离心屏障的数量随着λ的增加而增加。当λ>~100时，它们合并在一起，形成一个或多或少连续的、旋转支撑的圆盘。尽管这种情况下的磁场在致密核的尺度上是非常弱的，但它会被坍缩和差异旋转放大，以至于它的压力在盘及其周围区域的热压力中占主导地位。对于λ <~10的相对强磁化的磁芯，盘形成被完全抑制，如前所述。一个新的特点是，由于积累的磁场线的重联，质量吸积是高度幕式的。对于旋转支持磁盘出现在原恒星质量吸积阶段的恒星形成在致密的核心与现实的磁场强度，强大的磁制动必须被削弱，也许通过非理想的MHD效应和/或原恒星风。我们讨论的可能性，观察一个通用的产品的磁制动，一个扩展的拱星区域，支持的组合的环形磁场和旋转-一个“磁陀螺层”。
2007-09-04 astro-ph
Global MHD Modelling of the ISM - From large towards small scale turbulence
数值处理的湍流性质和非线性的物理过程中所涉及的ISM需要使用复杂的数值方案耦合到HD和MHD的数学模型。SNe通过向系统传递动能而成为星际湍流的主要驱动者。这种能量通过冲击（更有效）和分子粘性耗散。我们进行了自适应网格细化模拟（最好的分辨率为0.625 pc）的湍流ISM嵌入在磁场中的平均场分量为2和3 $μ$ G。我们运行的时间尺度是4亿年，足够长以避免初始设置的记忆效应，并允许在恒定能量输入率的情况下达到全球动力学平衡。它被发现，纵向和横向湍流长度尺度有一个时间平均（超过50万年）的比率为0.52-0.6，几乎类似于一个预期的各向同性均匀湍流。在两次试验中，大涡的平均特征尺寸为75 pc。为了检查模拟对观测，我们监测OVI和HI柱密度内的超级气泡所产生的爆炸19 SNe的质量和速度的恒星，爆炸附近的太阳产生本地泡沫。该模型再现了FUSE吸收测量对25个白矮星的\ovi柱密度的函数的距离和\nhi。特别是对于长度小于120 pc的视线，发现N（OVI）和N（HI）之间没有相关性。
2005-05-04 astro-ph
Draping of Cluster Magnetic Fields over Bullets and Bubbles -- Morphology and Dynamic Effects
高分辨率的X射线观测揭示了星系团内的空洞和“冷锋”，它们在温度、密度和金属丰度方面具有尖锐的边缘。它们的存在造成了一个难题，因为这些功能预计不会是流体动力学稳定的，或在扩散的存在下保持尖锐。然而，即使是在非常弱的磁化等离子体中，一个移动的核心或气泡也必然会扫过足够的磁场，在物体周围建立起一个动态的重要鞘层;该层的强度是由场的“犁起”和场线围绕核心滑动之间的竞争决定的。我们表明，一个二维的方法来解决这个问题是相当普遍的是不可能的。在三维空间中，我们与分析参数和数值实验表明，该磁性层修改的动力学的一个暴跌的核心，极大地修改了流体动力学不稳定性对核心的影响，修改剥离的材料的几何形状，甚至减缓下降的核心通过磁张力。我们推导出的最大磁场强度，层的厚度，和磁尾的张开角的表达式。磁覆盖层的形态意味着抑制穿过该层的热传导，从而在接触表面上保持强的温度梯度。间歇性放大的磁场，以及注入的MHD湍流的核心尾流被确定为是由于涡的产生内的磁披覆层。这些结果对于理解星系团内介质的物理性质和复杂的气体动力学过程具有重要意义，并且非常普遍地适用于通过其他磁化环境的运动，例如，的ISM。
2008-01-08 astro-ph
Testing Global ISM Models: A Detailed Comparison of Ovi Column Densities with FUSE and Copernicus Data
我们研究了ovi在空间和时间上的分布在银河系盘的一个代表性的部分通过3D自适应网格加密HD和MHD模拟的ISM，包括盘晕盘环流。模拟描述了一个超新星驱动的ISM在大（10千秒差距）和小（1.25秒差距）尺度在一个足够大的时间尺度（400百万年），以建立一个全球动力学平衡。Ovi柱密度N（Ovi）通过在模拟盘中的不同位置处的视线测量来监测。其中一个被故意选择在一个热气泡内，就像我们自己的本地气泡一样，而其他位置是随机的。我们得到的N（Ovi）和距离之间的相关性，这是独立的观察者的有利位置在磁盘上。特别是，观察者在热气泡内的位置对相关性没有任何影响，因为单个气泡（典型的延伸为100 pc）的贡献小得可以忽略不计。我们发现Ovi柱密度（作为距离的函数）和平均Ovi密度（~ 1.8 × 10 ^{-8} $ cm$ ^{-3}$）之间的显着一致性，从我们的模拟和哥白尼和FUSE观察到的值。我们的结果有力地支持了湍流混合在ISM中Ovi团分布中的重要作用。由于ISM中的剪切运动，超新星引起的湍流是相当强烈和不可避免的，并且在很大的尺度范围内运行。
2005-10-10 astro-ph
Simulating Anisotropic Thermal Conduction in Supernova Remnants I : Numerics and the Evolution of Remnants
各向异性热传导在各种天体物理系统中起着重要的作用。最严格的热传导测试之一可以在超新星遗迹中找到。本文研究了各向异性热传导问题，考察了经典极限和饱和极限下热传导通量的物理性质。我们还提出了一个时间上二阶精度的隐-显格式，用于数值MHD格式中热传导项的时间更新。几个模拟超新星遗迹的ISM参数范围。热传导的作用，在这样的残余物进行了研究。我们发现，热传导产生较低的温度和较高的密度在热气泡中形成的残留物。热传导在改变热气泡的热特性中的作用随着残余物通过更密集的ISM传播而增加。在更密集的ISM中，残留物的演变被证明可以更快地过渡到中心明亮的X射线形态，硬X射线中出现的趋势比软X射线中出现的更早。
2007-11-14 astro-ph
Warm and Hot Diffuse Gas in Dwarf Galaxies
矮星系提供了一个特殊的环境，因为它们的质量低，体积小，金属含量普遍较低。这些属性使它们成为大质量恒星与星际介质在小尺度和特别大的空间尺度上相互作用的完美实验室。OB星协的恒星风和超新星在空间上集中的能量输出的自然结果是一个膨胀的气泡。这些气泡可以增长到千帕当量大小，并成为矮星系化学和动力学演化的主要驱动力。在这样的低质量系统中，气泡有更大的可能性从气体盘破裂进入宿主星系的晕。这可能导致将富含金属的热气体排放到离产生地点很远的地方。在这项工作中，我回顾了目前的观测材料中的气泡，井喷，热晕的矮星系和热气体，并讨论了几个结论，可以从观察得出。我还将介绍矮星系NGC 1705作为案例研究的分析，强调观测方法和现有数据的问题。最后，我将谈谈在不久的将来有可能取得重大进展的一些领域。
2001-04-24 astro-ph
Evolution of Alfven wave-driven solar winds to red giants
在这次演讲中，我们介绍了最近针对太阳风和恒星风加速进行的全球一维MHD模拟结果。我们施加横向光球运动对应的粒化，产生传出阿尔芬波。在密度分层大气中，阿尔芬波通过三波耦合和直接模式转换有效地消散为压缩波。我们指出，日冕加热和太阳风加速在开放的磁场区是自然的结果，在表面（光球）的磁场的足点波动。我们还讨论了由\Alfven波驱动的红巨星的风，侧重于与太阳风不同的方面。我们表明，红巨星风是高度结构化的间歇性磁化热泡嵌入在冷色球材料。
2007-12-29 astro-ph
Nonlinear Evolution of the Magnetohydrodynamic Rayleigh-Taylor Instability
本文用三维MHD模拟方法研究了磁瑞利-泰勒不稳定性的非线性演化。我们考虑理想化的情况下，两个无粘，理想的恒定密度的导电流体分离的接触不连续垂直于有效重力g，均匀的磁场B平行于界面。波长小于l_c = [B B/（d_h-d_l）g]（d_h和d_l分别为重流体和轻流体的密度）的平行于场的模被抑制，而垂直于场的模不受影响。我们研究强场与l_c之间变化的水平范围的计算域的0.01和0.36。即使是一个弱场也会产生小尺度的张力，这些张力足以减少剪切（通过涡度振幅的分布来测量），这反过来又减少了流体之间的混合，并增加了气泡和指状物从界面位移的速率。对于强场，不稳定模的高度各向异性性质产生绳和丝。然而，在后期，沿着场线的流动产生大尺度气泡。横向于重力的动能和磁能大致保持均分，并在早期随着t^4的增加而增加。当垂直磁场中的磁能大于初始磁场中的磁能时，生长偏离这种形式。我们评论的影响，我们的结果Z箍缩实验，和各种天体物理系统。
2007-07-06 astro-ph
A Systematic Study of Radio-Induced X-ray Cavities in Clusters, Groups, and Galaxies
我们提出了一个分析的16个星系团，一组和一个星系从钱德拉X射线天文台的数据档案。这些系统具有显著的X射线表面亮度凹陷，这些凹陷与强大的射电源和周围热气体之间的相互作用产生的空腔或气泡有关。与空洞相关的最小能量范围从星系、星系团和贫星系团的pV~10^55 erg到富星系团的pV~10^60 erg。我们评估的假设，在热气体中的冷却可以淬火的能量注入到周围的气体由上升的气泡。在这项研究中，近一半的系统可能具有足够大的瞬时机械发光度来平衡冷却，至少在短时间内，如果空腔充满相对论气体。我们发现中心X射线光度与瞬时机械光度的分布有一个趋势或上包络，这意味着在最X射线发光的系统中发现了最强大的空腔。如果这些系统中的许多以与周围气体的冷却速率成比例的速率产生气泡，则可以预期这种趋势。最后，我们使用的X射线腔测量的机械功率的无线电光源超过六十年的无线电光度，独立的无线电特性本身。我们发现，瞬时的机械（动力学）光度的1.4 GHz的同步辐射光度的比例范围从几个到大约一千。这个宽的范围意味着1.4 GHz的同步加速器光度是一个不可靠的衡量射电源的机械功率。
2004-04-30 astro-ph
Dynamo coefficients from local simulations of the turbulent ISM
偏振辐射观测揭示了大范围旋涡星系中存在大尺度相干磁场。射电偏振数据表明，这些领域是强烈倾向于径向方向，与俯仰角高达$35\degr$，因此不能单独用差分旋转解释。全球发电机模型描述了通过所谓的$α$效应从底层湍流产生径向磁场。然而，这些全球模式仍然依赖于对小尺度湍流的粗略假设。为了克服这些限制，我们进行全动力学MHD模拟的星际湍流驱动的超新星爆炸。从我们的模拟中，我们提取的发电机$α$张量作为银河系高度的函数的贡献对角线元素的配置文件。我们还测量了描述垂直泵送的系数，发现这两种效应之间的比率$\hatγ$在早期的分析工作中被高估了，发电机的作用似乎是不可能的。与这些基于孤立残余物的模型相反，我们总是发现泵吸是向内的。此外，我们观察到，$\hatγ$取决于是否考虑到超级气泡方面的聚类。最后，我们应用一个测试场的方法来推导出一个定量的测量湍流磁扩散率，我们确定为~ 2千秒差距公里。
2008-05-16 astro-ph
Twisted flux tube emergence from the convection zone to the corona
在从对流层上层到日冕下层的计算区域内，对不同扭曲度的水平磁通量管出射进行了三维数值模拟。我们使用奥斯陆交错编码来解决非灰色和非LTE的辐射转移和热传导沿磁场线的完整的MHD方程。介绍了弱磁化大气中底边界输入的磁通量管的出现。用磁图、合成图像和速度场分布描述了光球和色球的响应。一个磁通量管进入这样的大气中会导致不同的大气响应。在光球层中，当通量管从下面接近时，颗粒尺寸增加。在对流超冲区，光球层绝热膨胀产生冷却，暗区的结构与颗粒细胞。我们还发现在上升通量管的边界处有塌陷的颗粒。一旦通量管穿过光球层，在光球层上方500公里的高度发现了与集中的磁场、涡度、高垂直速度和压缩物质加热有关的亮点。在磁化色球层较高的高度，上升的通量管会产生一个冷的磁化气泡，倾向于驱逐通常的色球层振荡。此外，上升的通量管显著地增加了色球层的高度，将过渡区和日冕推到一边，使得色球层延伸到光球层上方6微米。磁通量管的出现通过光球层到低日冕是一个相对缓慢的过程，大约需要1小时。
2007-12-22 astro-ph
Hadronic versus leptonic origin of the gamma-ray emission from Supernova Remnant RX J1713.7-3946
目标。本文根据新的观测结果和理论观点讨论了超新星遗迹RX J1713.7-3946 γ射线的强子起源和轻子起源。方法.从理论上分析了γ射线辐射与非热X射线辐射之间存在良好的空间相关性。此外，最近发布的新H.E.S.S.观测更精确地定义了能谱，特别是在仪器动态范围的高能和低能端。现在有更多的约束性X射线观测从朱雀，大大超过10千电子伏。这些新的数据与作者以前的理论预测相比，无论是占主导地位的强子和简单的逆康普顿模型。结果除了著名的MHD相关性之间的磁场强度和等离子体密度的变化，强调的风泡结构的残留物，有人认为，区域的磁场放大也与加速的核粒子和相关的流不稳定性的密度增加。因此，非热X射线和\gr发射的相关性不仅是可能的，甚至是预期的强子发射方案。伽马射线的轻子起源需要一个难以置信的均匀强度的磁场。观测和理论推断，在这个残余物中的大量的场放大与最近的X射线和\gr的观测结果非常一致。结论.所有这些都有力地证明了强子\grs在\gr发射光谱中的主导地位，更不用说核宇宙线粒子对这个遗迹中的非热能有着压倒性的贡献。
2008-11-27 astro-ph
Simulations of the Poynting--Robertson Cosmic Battery in Resistive Accretion Disks
我们描述的结果数值“2.5维”MHD模拟的初始未磁化磁盘模型轨道的中心质点和响应的不断产生的极向磁场由于长期源，模仿Poynting-Robertson（PR）的电子在附近的发光恒星或紧凑的吸积物体的阻力。流体在磁盘和周围较热的大气具有有限的导电性，并允许磁场自由扩散出它产生的区域，而在同一时间，磁盘的差分旋转扭转极向场，并迅速诱导大量的环向场分量。在这些模拟中，长期PR项具有双重目的，作为磁场的源和盘中的磁旋转不稳定性（MRI）的触发器。MRI特别温和，不会破坏磁盘，因为少量的电阻率有效地抑制了不稳定性。在模拟与中等的磁致伸缩性（扩散时间尺度高达$\sim$ 16个当地的动力学时间）和后$\sim$ 100轨道，磁共振成像已设法转移向外大量的角动量和磁盘的内边缘，随着方位角磁通量，已流向中央质点，在那里一个新的，磁化，核磁盘已经形成。在这个核盘的环形场被放大的差异旋转，它不能被包含;当它接近均分，它垂直解旋，并产生幕式喷流-样流出。如果特征扩散时间等于或大于动力学时间，内部区域的极向场就不能向外扩散;它在时间上继续线性增长，不受干扰，没有饱和，因为许多极向环的外部部分被径向向外拉。
2007-06-13 astro-ph
