The Possibly Remnant Massive Outflow in G5.89-0.39: I - Observations and Initial MHD Simulations
我们获得了与UCHII区有关的大尺度外流图，其中CO和~（13）CO（J = 3 - 2），SiO（J = 8 - 7，J = 5 - 4），SO_2（13（2，12）-13（1，13））和H_（13）CO~+（J = 4 - 3）的G5.89 - 0.39。从这些图中我们已经能够确定大尺度外流的质量（3.3 M_sun）、动量（96 M_sun km/s）、能量（3.5 × 10 ^{46} erg）、机械光度（141 L_sun）和质量损失率（~1 × 10 ^{-3} M_sun/yr）。利用观测得到的参数指导了三维磁流体动力学模型的建立。通过观测和模拟相结合，我们认为，大规模的外流可能是倾斜约45度的视线，和射流夹带所观察到的分子外流可能已经活跃了1000年，一半的外流运动学年龄。
2006-03-09 astro-ph
Ideal MHD solution to the $σ$ problem in Crab-like pulsar winds and general asymptotic analysis of magnetized outflows
利用相对论性、定常、轴对称、理想磁流体力学（MHD）理论，通过求解沿流场方向和跨场方向的动量方程，分析了脉冲星风的超阿尔文区。采用自相似模型，我们证明了理想MHD可以解释从高（>>1）到低（<<1）的$σ$，坡印廷物质的能量通量比的值的全部加速度。该解决方案还显示了从载流到返回电流制度的过渡，部分满足电流闭合条件。我们讨论的理想MHD制度的基础附近的边界条件是必要的，以便有所需的过渡，从高到低的$σ$在现实的距离，并认为这是一个可能的情况下，赤道风。检查的MHD渐近一般，我们扩展了Heyvaerts和诺曼和Chiueh，李，Begelman的分析，包括两个新的元素：类的准圆锥和抛物线场线形状，不排除一个有效的和更快的比对数加速，和过渡$σ=σ_c$之后，离心力（极向和方位角）是占主导地位的条款在transfield力平衡方程。
2003-09-10 astro-ph
MHD simulations of the collapsar model for GRBs
我们目前的结果，从轴对称，时间相关的磁流体动力学（MHD）模拟的伽马射线暴的Bronsar模型。我们的主要结论是，在MHSAR模型中，MHD效应本身就能够发射、加速和维持强极性外流。我们还发现，外流是坡印廷通量为主，并指出，这为随后的生产重子贫火球提供了有利的初始条件。
2003-12-11 astro-ph
Two-component magnetohydrodynamical outflows around young stellar objects Interplay between stellar magnetospheric winds and disc-driven jets
我们提出了有史以来第一次模拟的非理想磁流体动力学（MHD）恒星磁层风与磁盘驱动的喷气机的电阻和粘性吸积盘自洽描述。这些创新的MHD模拟致力于研究恒星风（具有不同的喷射质量率）和嵌入恒星风的MHD盘驱动射流之间的相互作用。用VAC程序对跨磁声准直磁流体外流进行了数值研究。我们首先研究了发生在磁粘吸积盘中的各种角动量输运。然后，我们分析的修改引起的流出的两个组件之间的相互作用。我们的模拟表明，由于热压力和洛伦兹力的作用，中心天体的热日冕加速了内部外流。在我们的框架中，热加速是由湍流耗散的磁能产生的加热来维持的。相反，从电阻吸积盘发射的外流主要由磁离心力加速。{The模拟表明，在湍流充分发展的近均分薄磁化圆盘中，MHD圆盘驱动的流出比粘性效应更有效地提取角动量。我们还表明，当一个密集的内部恒星风发生时，所产生的磁盘驱动的射流具有不同的结构，即磁结构的极向磁场线更倾斜，因为恒星风造成的压力。这种修改导致在盘驱动的射流和更大的径向延伸，这是在更好的协议与观察，除了更一致的质量喷射率提高。
2006-08-31 astro-ph
Nonradial and nonpolytropic astrophysical outflows. V. Acceleration and collimation of self-similar winds
本文通过对轴对称等离子体的二维磁流体动力学（MHD）控制方程组中变量的非线性分离，分析了轴向低压下磁化旋转外流的精确模型。外流从中心引力源及其周围的吸积盘以亚音速和亚阿尔文速度开始，在穿过MHD临界点后，阿尔文马赫数可能达到很高的值。三大类型的解决方案被发现：（a）准直射流型流出的有效磁转子的流出是由磁环向应力限制;（b）准直流出的低效磁转子的流出是圆柱形的热压力梯度限制;（c）径向膨胀风型流出类似于太阳风。在大多数情况下，检查圆柱准直（射流型）流出自然出现的热和磁效应竞争的加速和约束的射流。所有的MHD体积力的相互作用，在加速和限制射流显示沿其所有的长度和几个参数。这些解可用于对天体物理外流的物理理解，例如与年轻恒星物体、行星状星云、河外喷流等有关的天体物理外流。
2002-05-14 astro-ph
A class of exact MHD models for astrophysical jets
本文研究了一类新的精确的和自洽的MHD解，它描述了一个磁化的和旋转的中心物体的大气中的稳定的和轴对称的流体磁流出，该物体可能带有一个轨道吸积盘。等离子体由热压力梯度以及磁旋转器和辐射力驱动以对抗重力。在Alfvenic和快速临界点，应用适当的临界条件。流出开始几乎径向，但在阿尔芬过渡和快速临界面之前遇到的磁箍缩力弯曲的极向流线成圆柱形射流型的形状。射流的终端速度、阿尔芬数、横截面积以及其最终压力和密度在距源较远的距离处获得均匀的值。研究的目的是给出一个分析讨论的二维相互作用的热压梯度，重力，洛伦兹力和惯性力在加速和准直的磁流体动力学流。模型的参数研究也给出了，以及其适用性的一个简单的草图，从各种天体物理对象的准直流出的自洽建模。{The分析的模型成功地给出了第一次一个精确的和自洽的MHD解喷流型流出从恒星表面延伸到无限远，它可以是超快的，在协议的MHD因果关系原则。
1999-02-05 astro-ph
Modeling the interaction between ICM and relativistic plasma in cooling flows: the case of the Perseus Cluster
我们认为，在一些冷却流集群中形成所谓的无线电迷你晕的扩散同步辐射的存在可以解释由相对论电子的再加速，必要的能量由冷却流本身提供。特别是，由于MHD湍流的再加速有正确的径向依赖的参数，自然平衡的辐射损失。作为一个应用程序，我们表明，在英仙座集群的无线电小晕的主要属性（亮度剖面，总的无线电频谱和径向光谱陡峭）可以占的同步辐射从遗留的相对论电子在集群，这是有效地再加速的MHD湍流通过费米过程，由于压缩的集群磁场在冷却流区。由于在冷却流区域中存在的可观测的无线电迷你晕严重依赖于几个物理参数的组合，我们认为，在冷却流集群中发现的无线电迷你晕的稀有性是由于这样一个事实，即ICM的物理条件是中间的那些导致形成扩展的无线电晕和那些持有冷却流没有无线电晕。我们的模型的基本结果保持不变，即使冷却流停止在某处的集群的最内部区域。
2005-01-19 astro-ph
Jet simulations extending radially self-similar MHD models
本文以Blandford & Payne解析算例为原型，对磁流体径向自相似射流进行了数值模拟。达到最终的稳定状态是有效的旋转轴附近，也在磁盘上的经典分析模型无法提供物理上可接受的解决方案，在大的距离。流出开始与亚慢磁音速，随后穿过所有相关的MHD临界点和相应的磁音速分界面。这些特性与马赫锥一起被绘制出来，超快磁声外流满足MHD因果关系。最后的解决方案仍然足够接近的分析，从而被证明是拓扑稳定和强大的各种边界条件。
2005-12-08 astro-ph
Two-component jet simulations: I. Topological stability of analytical MHD outflow solutions
在年轻的恒星物体的准直流出的观测表明，可以理解的喷流的几个功能，通过采用的图片的两个组件流出，其中一个中央恒星组件围绕喷流轴周围的扩展盘风。每个组件的精确贡献可能取决于YSO磁盘系统的内在物理特性以及其演化阶段。在这种情况下，本文开始了系统的调查，通过两个原型和互补的分析解决方案，每一个密切相关的恒星外流和盘风的属性随时间变化的模拟的双组分喷流模型。这些模型分别描述了稳态理想磁流体方程的径向和径向自相似精确解。通过使用PLUTO代码进行模拟，研究的重点是拓扑稳定性的两个解析解，这是成功地扩展到所有的空间，通过消除他们的奇点。此外，他们的行为和鲁棒性在几个物理和数值修改进行了广泛的研究。结果发现，径向自相似的解决方案（盘风）总是达到最终的稳定状态，同时保持其所有定义良好的属性。不同的方法来取代对称轴周围的解决方案的奇异部分，是一个第一近似的两个组件流出，导致出现在超快域对应的快速磁声分界面的冲击。相反，渐近配置和稳定性的天体自相似模型（星风）是有关的加热过程在风的基础。
2007-10-17 astro-ph
Magnetic Fields in Paradigms of Planetary Nebulae and Related MHD Frontiers
许多（如果不是全部的话）后AGB恒星系统迅速从球形过渡到强大的非球形行星前星云（pPNE）流出阶段，然后逐渐减弱为PNE。pPNe流出物需要发动机旋转能量和将该能量提取到准直流出物中的机构。仅仅辐射和旋转是不够的，但是旋转、差动旋转和大尺度磁场之间的共生仍然是有希望的。目前演化恒星中磁场的观测证据暗示了动态重要的磁场，但理论和观测都充满了研究机会。我讨论如何磁流体动力学外流可能会出现在pPNe和PNe和区分不同的方法，解决塑造与那些解决发射和塑造。不能排除涉及单星发电机、双星驱动发电机或吸积发动机的情况。一个吸引人的范例涉及吸积到主要的后AGB白矮星核心从一个低质量的同伴，其衰减吸积供应率owers第一次的pPNe，然后较低的光度PNe。确定不同MHD发动机的观测特征是一项正在进行的工作。吸积盘理论和大规模发电机提出了许多他们自己的基本挑战，其中一些我在更广泛的背景下讨论。
2008-12-14 astro-ph
Nonradial and nonpolytropic astrophysical outflows VI. Overpressured winds and jets
通过对轴对称等离子体的磁流体动力学（MHD）方程组中的变量进行非线性分离，我们分析了一个精确的磁化和旋转外流模型，该模型在其轴上温度更高，压力更大。这些外流从中心引力源及其周围的吸积盘开始以亚音速和亚阿尔文速度流出。随后，它们通过热加速和磁离心加速，从而越过适当的MHD临界点，达到高的阿尔文马赫数。三种类型的解决方案被发现：（a）准直射流型外流从有效的磁转子与磁环向应力的流动限制;（b）径向膨胀的风型外流类似于太阳风，从低效的磁转子或强烈超压源;（c）终止的解决方案，在梁的宽度的振荡幅度增加。与以前研究的负压外流相比，从准直射流到非准直风的过渡在适当的参数空间中是不连续的，其中没有固定的解决方案是found. Superfast在无穷远的解决方案被过滤的三个临界面对应于三个已知的限制特性或分离线的MHD风理论。准直和终止的解决方案跨越慢，阿尔文和快速磁声临界点。径向扩展的解决方案通过缓慢和阿尔文临界点，而最后的边界条件是强加的，要求压力在无穷远处消失。
2004-06-14 astro-ph
Three-dimensional Magnetohydrodynamic Simulations of Cold Fronts in Magnetically Turbulent ICM
钱德拉观测到温度和密度的陡峭梯度，称为冷锋，位于移动通过团内介质（ICM）的子团的前缘。冷锋的存在表明穿过冷锋的热传导受到磁场的抑制。我们进行了三维磁流体动力学（MHD）模拟，包括各向异性热传导的一个子集团通过磁湍流ICM。我们发现，湍流磁场拉伸和放大的剪切流沿子集群和周围ICM之间的界面。由于磁场降低了锋面上的热传导效率，冷锋至少能存活1 Gyr。我们还发现，一个移动的子集群作为一个磁场的放大器。数值结果表明，拉伸湍流磁场积累的子集群后，进一步放大的涡旋运动。移动的子星系团产生了一个有序磁场的长尾，其中的磁场强度达到等离子体β < 10。
2007-03-20 astro-ph
Relativistic MHD Winds from Rotating Neutron Stars
我们在这里回顾最近的数值结果有关的加速和准直相对论流出的中子星，我们讨论了它们的影响模型的磁星在其假设的初始高旋转状态。新的结果与不同的注入条件和延伸到更大的距离，从中央恒星也提出和讨论，表明，只有在弱磁化风的情况下，准直外流确实是可能的。最后，我们评论的可能性，新诞生的磁星可能触发伽玛暴，我们表明，数值结果不支持这样的假设。
2007-01-19 astro-ph
Numerical simulations of mass outflows driven from accretion disks by radiation and magnetic forces
本文研究了在纯轴向磁场作用下发光吸积盘辐射驱动风的二维含时磁流体动力学。辐射力主要由谱线介导。我们用理想磁流体力学计算了开普勒盘的演化，改变了盘的磁场强度和光度，中心吸积物体或两者。我们发现，磁场很快开始偏离纯轴向由于磁旋转不稳定性。这导致环形磁场的快速增长。因此，环向场在盘上方的极向场上占主导地位，并且前者的梯度驱动缓慢而密集的盘流出，这保持了特定的角动量。根据磁场的强度与系统亮度的关系，盘风可以是辐射驱动的，也可以是磁流体驱动的。纯辐射驱动的风由密集、缓慢的外流组成，在极地一侧被高速气流所限制。质量损失率主要是由于快速流。当磁场强度首先增加时，流动的缓慢部分受到影响，即它变得更密集和稍微更快，并开始主导质量损失率。在非常强的磁场或纯磁流体动力学的情况下，风只由密集的、缓慢的外流组成，而不存在纯辐射驱动风所特有的快速气流。我们的模拟表明，由磁场发射的风很可能仍然由下游的磁场主导，因为它们的密度相对较高。
2002-10-29 astro-ph
Relativistic Outflows form Active Galactic Nuclei
目前流行的用于发射、加速和准直天体物理喷流的模型是基于磁流体动力学（MHD）的。活动星系核喷流很可能是由从吸积盘或快速旋转的黑洞中提取的能量驱动的。在理解旋转黑洞吸积过程方面已经取得了一些进展：标准盘在取决于吸积率的某个半径处被截断，使得盘流出由内部热平流盘驱动。当弱磁场的情况下，磁旋转不稳定性起作用时，缓慢的流出是正常的。为了使洛伦兹因子达到10左右，强的大尺度磁场必须穿过黑洞的能层。相对论性外流的生产，然后理解内固定MHD模型。在准直区域，电子被推升到非热相对论分布，这是所有观测的基础。
2004-11-19 astro-ph
Grand Challenges in Planetary Nebulae Studies: Binary Evolution and MHD
我们回顾工作的行星状星云和原行星通过磁旋转机制的演变表明，发电机产生的磁场可以产生的能量和动量需要驱动pPN和PNE流出。角动量的考虑导致这样的结论，即单个恒星可能无法长时间支持强场。因此，我们采取的工作假设，大多数PN可能通过双星形成。我们建议PN研究的巨大挑战是充分理解在工作中的二进制后期阶段的演化，包括磁盘，字段和外流的发展的各种物理过程。
2006-06-23 astro-ph
General Relativistic, Neutrino-Assisted MHD winds - Theory and Application to GRBs. I. Schwarzschild Geometry
（短版）-一个模型的GRMHD磁盘流出中微子驱动的质量喷射的发展，并用于计算在亚慢磁声区的外流结构和流出的质量负载，预期的条件下，在中央引擎的伽马射线暴。对于超吸积黑洞中预期的中微子光度范围，仔细研究了质量通量对盘中条件、磁场几何形状和其他因素的依赖性。被转换为动能通量的中微子光度的分数被证明是一个敏感的函数的有效中微子温度在流注入点，在次慢区域的磁场线的形状，但实际上是独立的极向和环形磁场的强度。我们的结论是，从磁盘的最里面的部分的超相对论极性流出的磁发射在原则上是可能的，只要中微子光度足够低，$L_ν\simlt10^{52}$ erg s $^{-1}$左右。我们发现，发射超相对论性喷流的最佳条件，也是在盘中产生大的中子质子比的有利条件。
2006-05-04 astro-ph
Magneto-centrifugally driven winds: comparison of MHD simulations with theory
采用Godunov型程序，对B场作用下旋转导电Keplerian吸积盘的稳态磁流体动力学（MHD）外流进行了含时轴对称（2.5维）数值模拟.发现了一大类静止的磁离心驱动风，其中物质从盘的热速度加速到更大的速度，大于快的磁音速和大于逃逸速度。流是近似球形的流出，在模拟区域内只有很小的准直。数值计算结果与理想轴对称MHD理论预测结果吻合得很好。外边界条件的影响，特别是对磁场的环形分量的影响的调查表明，通常使用的"自由“边界条件导致人工磁力，它可以起到假准直的作用。提出了新的边界条件，不产生人工力。当外边界上的马赫锥部分指向模拟区域时，也可能出现人为的结果。
1998-12-15 astro-ph
The Magnetothermal Instability in the Intracluster Medium
电子在星系团的团内介质（ICM）中的平均自由程远大于回旋半径，因此，热量沿磁场线各向异性地传输。我们表明，集群内的介质是不稳定的磁热不稳定性（MTI）使用MHD模拟与各向异性热传导。作为MTI的结果，我们发现ICM的温度分布可以在数十亿年的时间尺度上进行实质性的修改，而磁场被发电机作用放大到原始能量的50倍以上。我们还表明，不稳定性驱动场线成为优先径向导致传导，这是一个非常有效的分数的斯皮策电导率。因此，我们提出了第一个自洽计算的有效导热系数的ICM。
2008-06-12 astro-ph
Two-dimensional MHD simulations of relativistic magnetic reconnection
磁重联过程在高能天体物理中的重要性已被公认。我们开发了一个新的二维相对论性电阻磁流体动力学（R $^2$ MHD）程序，并对磁重联进行了数值模拟。我们发现，流出速度达到阿尔文速度在流入区域，更高的阿尔文速度提供更高的重联率。我们还发现洛伦兹收缩对重联率的提高起着重要的作用。
2006-07-14 astro-ph
Neutron-Rich Hydromagnetic Outflows in Gamma-Ray Burst Sources
我们证明了从富含中子的黑洞碎片盘中流出的“热”MHD流可以显著地缓解伽马射线暴（GRB）源中的重子装载问题。我们认为，在盘馈出流的中子-质子比可能高达~30，并显示，与一个精确的半解析相对论-MHD解决方案的帮助下，中子可以去耦在洛伦兹因子伽马_d ~ 15，即使质子继续加速到洛伦兹因子~200，并最终获得~30%的注入能量。我们澄清了至关重要的作用，磁场在这个过程中发挥作用，并证明，纯粹的流体动力外流必须有伽玛_d >几百。退耦中子的运动与退耦质子的运动并不共线，因此，与先前基于纯流体动力学模型的建议相反，两个粒子群在退耦后不会碰撞。如果退耦的中子以> 1/gamma_d = 3.8 °（15/gamma_d）的角度移动到伽玛射线暴源的视线，则它们衰变成质子后的大部分发射将保持不可观测。
2003-06-02 astro-ph
Astrophysical Jets and Outflows
高度准直的超音速喷流和不太准直的外流被观察到从各种各样的天体中出现。它们出现在年轻恒星天体（YSO）、原行星状星云、致密天体（如银河系黑洞或微类星体和X射线双星）以及活动星系（AGN）的核中。尽管它们的物理尺度不同（大小，速度和能量传输量），但它们具有很强的形态相似性。他们分享了什么物理学？这些系统在本质上是流体动力学或磁流体动力学（MHD）的，并且因此由非线性方程支配。虽然理论模型帮助我们了解这些物体的基本物理学，但数值模拟使我们能够超越一维稳态方法提取重要信息。在这次讲座中，形成，结构和演变的喷流的观测信息，MHD和纯流体动力学模拟和数值模拟的帮助下进行审查。特别是对YSO和AGN喷流的模型的可能应用进行了讨论。
2004-06-14 astro-ph
Spiral Galaxy - ICM Interactions in the Virgo Cluster
我们讨论了HI和光学证据正在进行的ICM-ISM相互作用在6个HI缺乏室女星系团螺旋星系。最明显的例子之一是高度倾斜的室女座星系NGC 4522，它有一个正常的恒星盘，但有一个截断的气体盘，在气体截断半径附近有大量的面外气体。异常强烈的HI，H-α和无线电连续辐射都是从面外气体中检测到的。射电连续偏振通量和光谱指数峰值在面外气体的对面，表明ICM正在进行压力。其他四个缺乏HI的边对室女座螺旋显示出平面外ISM气体的证据，或者在其盘HI分布中表现出不对称性，但包含的平面外HI比NGC 4522少得多。与最近的模拟比较表明，这种差异可能是进化的，大面外气体的表面密度只在早期阶段的ICM-ISM相互作用。在NGC 4569中，H-alpha图像显示了ICM压力对ISM星系的两种影响。HII区域的异常臂，可能是平面外的，出现在截断的H-α盘的边缘。这类似于在模拟中看到的由风压加上旋转的组合效应形成的手臂。在短轴附近的一个扩展的星云，也在西北部，被解释为一个星爆外流气泡ICM风压扰动。
2004-03-04 astro-ph
On the magnetic acceleration and collimation of astrophysical outflows
数值模拟了磁化旋转天体上冷等离子体的轴对称三维MHD外流，目的是研究外流的磁离心加速和最终准直。忽略重力和热压力，用分裂磁场描述初始磁场位形。据发现，稳定的最终状态取决于一个单一的参数α表示的Alfven距离的共转速度的比率沿初始的类抛物磁力线的初始流速。几个角速度定律已被用于相对论和非相对论外流。在赤道面处，流动的加速是最有效的，并且终端流动速度线性地依赖于α。显着的流动准直被发现在非相对论有效的磁旋转器对应于相对大于1的值的α，而非常弱的准直发生在低效的磁旋转器的α值小于约1。部分绕旋转轴和磁轴的流动是圆柱准直的，而其余部分获得径向渐近。射流的横向半径与α成反比，而射流中的密度与α成线性增长。对于α大于约5的情况，喷流中的流量大小始终低于各处的快MHD波速度。在相对论性外流中，对于射电望远镜的典型参数，在超音速区没有发现准直现象。上述结果验证了一般理论研究中关于磁转子出流的磁加速和准直性的主要结论，并将以往的数值模拟推广到大恒星距离。
1999-01-08 astro-ph
Computational aspects of astrophysical MHD and turbulence
指出了高阶有限差分格式在天体物理MHD和湍流模拟中的优越性。一些一维的测试情况下，从各种冲击测试帕克型风的解决方案。磁化吸积盘及其相关的外流的应用进行了讨论。特别强调的是放在发电机行动的可能性，在三维湍流对流和剪切流，这是相关的恒星和天体物理光盘。大规模领域的产生进行了讨论的逆磁级联和磁螺旋守恒的后果进行了审查，特别强调α-淬火的问题。
2001-09-27 astro-ph
MHD Simulations of Bondi Accretion to a Star in the "Propeller" Regime
这项工作探讨邦迪吸积旋转磁化恒星的“螺旋桨”制度使用轴对称电阻，磁流体动力学模拟。在这种情况下，吸积物质往往会从磁层的赤道区域排出，在那里，与恒星一起旋转的物质的离心力超过了引力。当磁层半径大于共转半径且小于轻圆柱半径时，将出现这种区域。模拟显示，吸积物质从磁层的赤道区域排出，并以超音速的圆盘状流出远离恒星。在较大的径向距离上，外流速度减慢，变成亚音速。赤道物质外流最初是由离心力驱动的，但在更大的距离上，压力梯度变得显着。我们发现恒星的自旋下降主要是由其表面的磁矩引起的，角动量的损失率$\dot{L}$正比于$-Ω_*^{1.3}μ^{0.8}$，其中$Ω_*$是恒星的自转率，$μ$是它的磁矩.此外，我们发现，$\dot{L}$是近似独立的磁扩散率的等离子体$η_m$。Bondi吸积率的分数，吸积到恒星的表面被发现是$\proptoΩ_*^{-1.0}μ^{-1.7}η_m^{0.4}$。这项工作的预测是重要的孤立的老中子星的可观测性，并在X射线双星风馈星。
2002-09-25 astro-ph
3D MHD Simulations of Laboratory Plasma Jets
喷流和外流被认为是吸积现象的一个组成部分，与各种各样的物体有关。在这些系统中，磁场与吸积盘和/或磁化中心物体的相互作用被认为是等离子体加速和准直成射流和更宽角度流的原因。在本文中，我们提出了三维磁流体模拟磁驱动，辐射冷却实验室射流上产生的MAGPIE实验设备。一般的流出结构包括一个扩展的磁腔，其通过扩展的等离子体背景介质的压力准直，和一个磁约束射流，其在磁腔内发展。虽然这种结构本质上是短暂的，射流的不稳定性和磁腔的破坏最终导致其破裂，但系统中仍然会出现一个准直良好的多节射流;这种团块状形态让人想起在许多天体物理射流中观察到的情况。并讨论了角动量和轴向磁场在实验中引入的可能性。
2006-06-30 astro-ph
Stationary equatorial MHD flows in general relativity
我们推导出一个新的完全广义相对论方程，描述了一个静止的赤道MHD流出的旋转中心的对象。风的解决方案出现作为一个'伯努利'功能固定的要求，它必须通过缓慢和快速的临界点的水平轮廓。这种方法是对樱井（1985）经典处理的广义相对论扩展。我们详细讨论了如何磁动能转换的效率主要取决于磁通管的几何形状，并表明磁加速可以很好地工作在某些条件下。我们展示了这个工具如何可以用于几个天体物理现象的研究，其中包括伽马射线暴。
2001-11-13 astro-ph
Magnetocentrifugal acceleration of plasma in a nonaxisymmetric magnetosphere
违反轴向同步的磁场本质上修改物理的等离子体流出的磁层旋转物体。在比较的轴对称流出，出现两个新的影响：更有效的磁离心加速的等离子体沿特定的场线和MHD波的产生。在这里，我们使用一个理想的MHD近似来研究非轴对称磁层中的冷风的动力学。利用微扰理论，我们得到了具有轻微非轴对称磁场的慢转恒星冷等离子体外流问题的自洽解析解。在轴对称（类抛物面）磁场中，等离子体的终止能量以$Ω$的幂展开的第一项与$Ω^4$成比例，其中$Ω$是中心源的角速度。违反轴对称的磁场至关重要地改变这种依赖关系。对等离子体能量的第一次校正与$Ω$成比例。有效的磁离心加速沿着最初在旋转方向上弯曲的场线发生。我认为，射电脉冲星磁层中存在等离子体有效磁离心加速的所有必要条件。本文计算了由于MHD波的产生而引起的转动损失的第一修正，并分析了这些波对等离子体的加速。
2000-11-29 astro-ph
Magnetized Astrophysical Outflows: Cradle to Grave, Source to Effect
我们讨论了辐射MHD射流和外流的传播，重点是由磁离心转子驱动的外流。我们的目标是将喷流的性质与产生它们的源的物理学联系起来。我们发现，密度和磁场分层（半径）从磁化转子射流导致新的行为，包括一个密集的内部射流核心和低密度衣领的发展。我们还报告了更一般的研究双极扩散和场的几何形状在脉冲射流。最后，我们描述了一个新的工作，旨在研究磁化风对适合YSO和PNE的星周环境的影响。
2001-05-17 astro-ph
Magnetic field evolution in galaxies interacting with the intracluster medium. 3D numerical simulations
利用全三维磁流体动力学（MHD）模型模拟了团星系与团内介质（ICM）相互作用过程中大尺度磁场的演化。作为模型的输入，我们使用一个依赖于时间的气体速度场产生的三维N体粘性粒子模拟的星系。模拟的云由于快速运动通过团簇中心的ICM而受到冲压压力的影响。数值模拟表明，在最初的压缩阶段后，由于冲压压力的气体再吸积到星系盘的过程发生。我们发现，气体再吸积导致总磁能的增加，而没有任何发电机作用。利用模拟的磁场构造了高频（无法拉第旋转）极化射电辐射的模型图。我们发现，极化强度的演变显示的功能，是一个ICM-ISM相互作用的不同演化阶段的特点。偏振无线电连续辐射图与我们的模型的比较允许确定星系是在压缩还是在再吸积阶段。它也提供了一个重要的约束动力学建模的ICM-ISM的相互作用。
2003-01-31 astro-ph
Collapse of Rotating Magnetized Molecular Cloud Cores and Mass Outflows
用轴对称磁流体动力学（MHD）方法研究了旋转磁化分子云核的坍缩。由于星际气体状态方程的改变，分子云核在坍缩过程中经历了几个不同的阶段。在等温逃逸坍缩（$n \lesssim 10^{10}{\rm H_2 cm}^{-3}$）中，形成了一个伪盘，并继续收缩，直到在中心形成不透明的核。在这个圆盘中，出现了许多MHD快激波对和慢激波对，它们在圆盘上交错运行。当状态方程变硬后，绝热核形成，绝热核被径向向外的吸积激波阵面与等温收缩的赝盘分开。在磁张力的作用下，角动量从圆盘中平面转移到表面。在表面附近具有多余角动量的气体最终被喷出，这解释了分子双极流出。观察到两种类型的流出。当极向磁场很强时（磁能与热能相当），形成U形外流，其中快速运动的气体被限制在形状看起来像大写字母U的壁面上。另一种是湍流外流，其中磁场线和速度场是随机取向的。在这种情况下，湍流气体几乎垂直地从圆盘中移出。连续的质量吸积导致第一核的准静态收缩。随后由于第一个核心中H $_2$的解离而发生第二次塌陷。最后，另一个准静态核又由氢原子形成（第二个核）。发现在第二个原子核周围有另一个喷流，这似乎与光学喷流或快速中性风相对应。
2001-05-30 astro-ph
Magnetic Driving of Relativistic Outflows in Active Galactic Nuclei. I. Interpretation of Parsec-Scale Accelerations
越来越多的证据表明，活动星系核中的相对论喷流经历了扩展（秒差距尺度）的加速。我们认为，与文献中的一些建议相反，这种加速度不能是纯粹的流体动力学。使用精确的相对论MHD方程的半解析解，我们证明了在射电星系NGC 6251和类星体3C 345等源中推断的相对论速度的秒差距尺度加速可以归因于磁驱动。该模型的其他观测意义将在本系列未来的论文中进行探讨。
2003-10-27 astro-ph
Magnetized Accretion-Ejection Structures: 2.5D MHD simulations of continuous Ideal Jet launching from resistive accretion disks
我们提出了一个磁化的吸积盘发射trans-Alfvenic喷流的数值磁流体动力学（MHD）模拟。这些模拟，在一个2.5维的时间相关的多方电阻MHD框架，模型的电阻吸积盘通过初始垂直磁场线程。电阻率仅在圆盘内部才是重要的，并被规定为eta = alpha_m V_AH exp（-2Z^2/H^2），其中V_A代表阿尔芬速度，H是圆盘刻度高度，系数alpha_m小于1。通过在几十个动态磁盘时间尺度上进行模拟，我们表明，发射的准直流出发生自洽和喷射的物质是连续的和准静止的。这是有史以来第一次模拟的阻力吸积盘发射非瞬态理想MHD射流。大约有15%的吸积物质被持续地喷出。这种外流被安全地表征为射流，因为流动变得超快磁声，准直良好，并达到准稳态。我们提出了一个完整的说明和解释的“吸积喷射”机制，导致从磁化吸积盘形成射流。特别是，磁盘内的磁转矩制动的物质方位角，并允许吸积，而它是负责一个有效的磁离心加速射流。因此，磁场引导盘角动量并为射流加速和准直提供动力。射流起源于内部磁盘区域之间的热量和磁力达到均分。一个中空的，超快的致密物质磁声壳层是原始场向内平流的自然结果。
2002-08-26 astro-ph
First MHD Simulation of Collapse and Fragmentation of Magnetized Molecular Cloud Cores
这是第一篇用三维MHD嵌套网格模拟分子云碎裂和质量外流的论文。研究了双星的形成过程，特别注意旋转磁化分子云的碎裂。我们假设一个等温旋转和磁化的圆柱形云在流体静力平衡。非轴对称以及轴对称扰动被添加到初始状态和随后的演变进行了研究。演化的特征在于三个参数：非轴对称扰动的幅度，旋转速度，和磁场强度。结果发现，非轴对称在早期阶段几乎不演化，而是在气体收缩并形成薄盘后开始生长。旋转速度和磁场强度强烈地促进盘的形成。有两种类型的碎片化：来自环的碎片化和来自棒的碎片化。如果厚度小于半径的1/4，则薄的绝热芯会碎裂。为了使碎片存活下来，它们应该形成一个严重拉长的棒状核心或一个扁平的圆盘。在模型中显示碎裂，流出的各个片段被发现，以及那些驱动的旋转杆或磁盘。
2003-11-16 astro-ph
Turbulent Magnetohydrodynamic Jet Collimation and Thermal Driving
我们已经论证了吸积盘中的磁流体动力学（MHD）湍流会自然地产生环向应力，并且在几何厚度的流动中，这些应力可以驱动和准直流出。我们基于这个论点的一个类比的湍流MHD流体的粘弹性流体，其中方位角剪切流产生环向应力，导致各种流动现象，包括韦森伯格效应，其中一个流体爬上旋转杆。韦森伯格效应和天体物理学喷流之间更重要的区别之一是能量的来源。在我们之前的分析中，我们只考虑了由于中心物体上的自旋下降扭矩而产生的功率，因此发现我们只能在中心物体最大限度地旋转时驱动外流。在这里，我们考虑到能量是由吸积物质释放，并描述了一个方案，在该方案中，这种能量耦合到流出，以创建一个热力学引擎。
2003-12-21 astro-ph
