Low T/|W| dynamical instability in differentially rotating stars: Diagnosis with canonical angular momentum
我们研究了非轴对称动力学不稳定性的性质，在差分旋转的恒星与线性本征模分析和流体动力学模拟在牛顿引力。我们特别研究了以下三种类型的不稳定性：单臂螺旋不稳定性，低T/ |W|杆不稳定性，和高T/ |W|杆不稳定性，其中T是旋转动能和W是重力势能。动力学不稳定性的性质是通过使用正则角动量作为诊断澄清。我们发现单臂螺旋和低T/ |W|杆不稳定性发生在共转半径附近，它们通过正则角动量的流入而增长。这一结果与高T/ |W|中经典动力杆不稳定性的结果形成了鲜明的对比。我们还讨论了由这三种不稳定性产生的引力波的特征。
2006-03-19 astro-ph gr-qc
Effects of Rotation on Thermal-Gravitational Instability in the Protogalactic Disk Environment
研究了原星系环境中的热引力不稳定性。我们扩展了我们以前的工作，在那里我们发现致密的团块首先由热背景气体通过热不稳定性形成，后来它们中的一小部分通过引力下落和合并生长成质量M_c >~ 6 × 10^6 M_sun的维里化云。但是这些云有很大的角动量，所以它们很难，如果不是不可能的话，进一步演化成球状星团。本文通过三维均匀旋转框架下的流体动力学模拟，探讨了原星系盘区旋转产生的科氏力是否会阻碍双星合并，并减小所形成的云的角动量。在太阳圈的自转与银河系自转相当，在早期热不稳定阶段，科里奥利力小于压力。因此，由热不稳定性形成的团块的性质不会受到旋转的显著影响，除了增加角动量。但是，在后期，科里奥利力变得比重力占主导地位，因此，通过重力下降和合并的重力约束云的进一步增长是被禁止的。我们的结果表明，科氏力有效地破坏了云的形成通过TGI的图片，而不是缓解大的角动量的问题。
2006-04-26 astro-ph
Turbulence in Accretion Disks. Vorticity Generation and Angular Momentum Transport via the Global Baroclinic Instability
在本文中，我们提出全球斜压不稳定性作为一个强烈的湍流源，导致角动量输运的开普勒吸积盘。我们通过分析和三维辐射水模拟表明，特别是，原行星盘有一个负的径向熵梯度，这使他们斜压。二维数值模拟表明，斜压气流是不稳定的，并产生湍流。这些研究结果进行了测试的数值效果进行模拟与正压初始条件，这表明强加的湍流迅速衰减。斜压盘中的湍流向外输送角动量，并产生径向向内的物质吸积。势能被释放，多余的动能被耗散。最后，气体的再加热支持径向熵梯度，形成自洽过程。我们测量吸积率在我们的2D和3D模拟dotM =-1E-9 - 1E-7 Msun/yr和粘度参数的α = 1E-4 - 1E-2，这完全符合在一起，并同意合理的观测。湍流在圆盘的R-phi平面中产生压力波、Rossby波和涡流。我们在一个全球模拟中证明，这些漩涡往往形成于很小的背景噪音中，并且是持久的特征，这已经被认为会导致行星的形成。
2002-11-28 astro-ph
Rossby Wave Instability of Thin Accretion Disks - III. Nonlinear Simulations
本文利用二维流体动力学模拟方法研究了薄圆盘中Rossby波不稳定性的非线性演化。本文的主要问题是：（1）当不稳定性变为非线性时会发生什么？特别是，它会导致漩涡的形成吗？(2)漩涡的具体行为是什么？(3)这种不稳定性能维持下去吗？漩涡能持续很长时间吗？在我们研究过的各种初始平衡态中，我们一般发现盘的演化有三个阶段：（1）初始小振幅扰动的指数增长。这与线性理论非常一致;（2）大尺度涡的产生及其与背景流（包括激波）的相互作用。由于这些涡旋，观察到显著的吸积。(3)Rossby波/涡旋与全局螺旋波的耦合，这有助于整个盘的进一步吸积。即使在涡旋半径超过20次旋转之后，我们发现圆盘仍然保持着一种充满涡旋、激波、螺旋波/激波的状态，所有这些都向外传输角动量。我们阐明了在每个阶段的物理，并表明，有一个有效的向外角动量传输阶段（2）和（3）在大部分地区的磁盘，与$α$的范围从$10^{-4}$到$10^{-2}$。我们证明了为什么这样的旋涡证明是几乎理想的“单位”在向外输送角动量，即通过正相关的径向和方位角速度分量。我们发现一些特殊的情况下，熵可以保持不变，而角动量的运输。我们的结论是Rossby波/涡不稳定性是一个有效的，纯流体动力学机制的角动量输运薄磁盘。
2000-12-22 astro-ph
The Effect of Resistivity on the Nonlinear Stage of the Magnetorotational Instability in Accretion Disks
我们提出了一个非零欧姆电阻率的磁旋转不稳定性（MRI）的非线性演化的三维磁流体动力学模拟。饱和态的性质取决于初始磁场的位形。在具有初始均匀垂直场的模拟中，MRI能够通过轴对称径向通道解决方案的准周期性生成而不是通过各向异性湍流的维持来支持角动量传输，即使对于大的非线性。零净通量的模拟表明，角动量输运和饱和后的磁能的幅度显着减少有限的电阻率，即使在线性模式只受到轻微影响的水平。这发生在磁雷诺数预计在低，冷态的矮新星，这些结果表明，有限的电阻率可能占低和高的角动量输运率推断这些系统。
2000-01-10 astro-ph
Stability, Instability, and "Backwards'' Transport in Accretion Disks"
熵的分层和角动量的分层非常相似。特别令人感兴趣的是圆盘的行为，其中角动量传输由对流控制，热传输由动力学湍流控制。在这两种情况下，我们认为，运输必须进行“向后”的意义上，人们会期望从一个简单的增强扩散的方法。反向角动量输运已经在数值模拟中看到，逆梯度热扩散也应该服从数值验证。这些论点也与观察到的孤立克普勒圆盘的非线性局部稳定性有关。我们还描述了一个扩散的不稳定性，这是熵类似的磁旋转不稳定性。当存在库仑传导和弱磁场时，它会影响热分层层。对流不稳定的判据从熵向上减小的判据变为温度向上减小的判据。最大增长率的数量级的逆声穿越时间，无关的热导率。的增长率的冷漠的传导系数，其简单的动力学缩放，并更换在稳定性标准的守恒量（熵）梯度的自由能（温度）梯度的性质类似于所表现出的磁旋转不稳定性。
1999-12-16 astro-ph
Why Disks Shine: the Transport of Angular Momentum in Hot, Thin Disks
我回顾了最近的工作在电离，开普勒吸积盘的角动量径向输运。提出的机制包括流体动力学和MHD局部不稳定性和波传输介导的长程效应。最有前途的模型包括Velikhov-Gracrasekhar不稳定性，由嵌入在差分旋转磁盘中的磁场的不稳定性引起。这有一个重要的特征，即诱导的湍流运动必然向外传递角动量。相比之下，对流模式可以在任一方向上传输角动量。将磁场不稳定性与由内波驱动的$α-Ω$发电机相结合，得到了一个模型，在该模型中，无量纲粘度的尺度为$(H/r)^{4/3}$。然而，该模型具有与$α$盘模型完全不同的现象学。例如，一个活跃的圆盘意味着内波的某种激发源。在质量比为1的二元系统中，最可能的激发机制是由于潮汐力引起的参数不稳定性。这意味着，在吸积流是间歇性的系统中，如MV Lyrics或TT Ari，当质量流不存在或非常小时，盘会收缩并变得相对不活跃和黑暗。这个模型也意味着强迫垂直混合是重要的，即使在对流稳定的磁盘。我讨论了这个模型的各种观测测试和当前理论工作的重点。
1993-09-28 astro-ph
An Accretion-Ejection Instability in magnetized disks
我们提出了一个不稳定性发生在磁盘的内部由一个中等强度的垂直（极向）磁场线程。它的机制是这样的，盘中的螺旋密度波，由磁应力驱动（而不是像银河螺旋那样的自引力），通过与它在其共转半径处产生的罗斯比涡旋交换角动量而变得不稳定。这种角动量然后可以作为阿尔芬波向盘的日冕发射，从而作为吸积过程的一个要素，为风或喷流提供能量源。作为星系螺旋，这种不稳定性形成低方位波数，站立的螺旋图案，这可能提供了一个解释低质量X射线双星低频QPO。
1999-07-20 astro-ph
Magnetic instability in a differentially rotating star
本文详细讨论了Spruit（1999）中所评述的由差动旋转引起的磁场不稳定性，并增加了新的进展。在包含磁矩的恒星模型中，差旋倾向于在成分梯度中积累。鉴于此，在这里更详细地研究了$μ$梯度中的不稳定性，从而检测到第二不稳定性。然而，它与角动量传输的相关性是不确定的，因为它需要高水平场梯度，并且不会在极点附近运行。最后，磁不稳定性的可能性进行了讨论，在一个$μ$梯度将导致{ \em层形成}：梯度分解成小步骤的均匀组成和旋转速率。这将增强角动量在非均匀区域的传输，并降低恒星演化最终产物的旋转速率。Dennisenkov和Pinsonneault最近提交的{ \tt astro-ph}中提出了对不稳定性条件的修改，其中包含一个数学错误。
2006-07-09 astro-ph
Low T/|W| dynamical instabilities in differentially rotating stars: Diagnosis with canonical angular momentum
我们研究了非轴对称动力学不稳定性的性质，在差分旋转的恒星与线性本征模分析和流体动力学模拟在牛顿引力。我们特别研究了以下三种类型的不稳定性：单臂螺旋不稳定性，低T/ |W|杆不稳定性，和高T/ |W|杆不稳定性，其中T是旋转动能和W是重力势能。动力学不稳定性的性质是通过使用正则角动量作为诊断澄清。我们发现单臂螺旋和低T/ |W|杆不稳定性发生在共转半径附近，它们通过正则角动量的流入而增长。这一结果与高T/ |W|中经典动力杆不稳定性的结果形成了鲜明的对比。我们还讨论了由这三种不稳定性产生的引力波的特征。
2006-04-06 astro-ph gr-qc
The runaway instability of thick discs around black holes. II. Non constant angular momentum discs
我们提出的结果，从一个全面的相对论，时间相关的，轴对称模拟失控不稳定的非恒定角动量厚盘周围的黑洞。这第二篇论文扩展了以前的结果，只有恒定的角动量盘被认为是。所有相关方面的理论，固定厚盘旋转黑洞，必要的建立在我们的模拟初始状态，非常详细地介绍。圆盘的角动量被假定为根据幂律随着径向距离向外增加。我们的方法的主要简化假设是不包括在磁盘中的磁场和自引力。此外，时空的动力学是通过计算质量和角动量通过事件视界从圆盘到黑洞的转移来解释的：中心黑洞的演化被假设为遵循质量和自旋增加的克尔黑洞序列。在协议与以前的结果的基础上固定的模型，我们发现，通过允许质量和自旋的黑洞的增长，恒定的角动量光盘迅速变得不稳定的动态时间尺度。与文献I的结果比较表明，从环面到黑洞的角动量转移的作用是使常角动量圆盘的不稳定性降低，增加了不稳定性的时间尺度。然而，我们发现，非常恒定的角动量光盘显着稳定的角动量斜率非常小的值。因此，我们的随时间变化的模拟证实了关于非恒定角动量分布的稳定效应的稳态研究的预测。
2003-11-28 astro-ph gr-qc
A powerful local shear instability in stratified disks
在本文中，我们表明，天体物理学的吸积盘是动态不稳定的非轴对称扰动。这种不稳定性出现在任何稳定分层的反气旋剪切流中，只要角速度向外减小。在大弗劳德数极限下，最大增长率与自转角速度成正比，与层结无关。在低弗劳德数限制，它减少像弗劳德数的倒数，从而为非分层，centrigugally稳定流消失。不稳定性对盘边界不敏感。我们讨论了我们的结果可能的意义，以及它的影响的湍流状态所取得的磁盘。我们的结论是，这种线性不稳定性是一个最好的候选人在几何薄磁盘的湍流源，和磁场可以安全地忽略不计时，研究其湍流状态。厚盘或近中性分层盘的不稳定性的相关性仍有待探讨。
2001-10-08 astro-ph
On the runaway instability of relativistic tori
我们进一步研究了相对论性环面在特定角动量服从幂律分布的情况下围绕黑洞的失控不稳定性。我们忽略环面的自引力，因此系统的引力场仅由中心旋转的黑洞决定（克尔几何）。我们发现，对于任何积极的（即符合当地瑞利稳定性条件）的角动量分布的幂律指数，环面总是失控稳定的一个足够大的自旋的黑洞。然而，在得出某些（天体物理学上真实的）环面确实可能是失控稳定的结论之前，我们应该在完整的广义相对论中包括自引力的不稳定效应。
1997-12-18 astro-ph
Analog of Astrophysical Magnetorotational Instability in a Couette-Taylor Flow of Polymer Fluids
我们报告的实验观察的不稳定性的Couette-Taylor流的聚合物流体在两个同轴旋转的圆柱体之间的薄间隙中的制度，其角速度随半径减小，而特定的角动量随半径增加。在所考虑的制度，既不是惯性瑞利不稳定，也不是纯粹的弹性不稳定是可能的。我们建议，所观察到的“弹性旋转”不稳定性是一个模拟的磁旋转不稳定性，在天体物理开普勒吸积盘中起着重要作用。
2008-10-28 astro-ph physics.flu-dyn
Magnetohydrodynamic instability in differentially rotating compressible flow
角动量输运是天体物理流的重要研究领域之一。不稳定性，因此，它产生的湍流已被调用，以了解其在流体动力学和磁流体动力学制度的角动量输运的作用。由参数空间$Ω_e^2 < 0$，$Ω_e$是周转频率描述的未探测区域的调查，导致了强大的磁流体动力学不稳定性。这种不稳定性的增长率是相当大的，并发现依赖于波数。
2008-09-18 astro-ph physics.flu-dyn
The runaway instability of thick discs around black holes. I. The constant angular momentum case
我们目前的结果从数值研究的失控不稳定性厚盘周围的黑洞。这种不稳定性是大多数宇宙伽马射线暴模型的一个重要问题，在这些模型中，负责初始能量释放的中心引擎是这样一个系统，该系统由围绕黑洞的厚圆盘组成。我们已经进行了大量的时间依赖性模拟，旨在探索不稳定的外观。我们的研究已经进行了使用完全相对论流体动力学代码。广义相对论流体动力学方程被配制成双曲通量守恒系统，并使用合适的Godunov型格式求解。我们在史瓦西黑洞周围建立一系列恒定角动量圆盘。此外，自引力的光盘被忽略和中心黑洞的演化被假定为一个序列的确切的史瓦西黑洞的质量变化。因此，黑洞质量的增加是由跨越事件视界的质量吸积率决定的。与先前基于静态模型的研究一致，我们发现，通过允许黑洞的质量增长，盘变得不稳定。我们的流体动力学模拟表明，对于所有盘孔质量比考虑（1和0.05之间），失控的不稳定性出现非常快的动力学时间尺度的几个轨道周期，通常是几个10毫秒，从来没有超过1秒，我们的特定选择的质量的黑洞（$2.5 \mathrm{M_\odot}$）和大范围的质量通量（$\dot{m} \ga 10^{-3} \mathrm{M_{\odot}/s}$）。我们的结果的背景下，伽马射线暴的影响进行了简要的讨论。
2002-03-22 astro-ph gr-qc
Hydrodynamic turbulence cannot transport angular momentum effectively in astrophysical disks
宇宙中已知的最有效的能量来源是吸积盘。黑洞周围的粒子将5%至40%的静止质量能量转化为辐射。就像水在排水沟里循环一样，流入的物质必须失去角动量，这可能是由于圆盘中的剧烈湍流造成的，而圆盘本质上是无粘性的。湍流的起源尚不清楚。热盘的导电等离子体可以成为湍流的方式的线性磁旋转不稳定性。冷的盘，例如原恒星的行星形成盘，可能由于电离太差而导致磁旋转不稳定性发生，因此基本上是非磁化的和线性稳定的。非线性流体动力学不稳定性通常发生在雷诺数足够大的线性稳定流动（例如，管流）中。虽然行星形成盘具有极端的雷诺数，开普勒旋转增强了它们的线性流体动力学稳定性，因此它们是否可以湍流，从而有效地传输角动量的问题是有争议的。在这里，我们报告了一个实验室实验，表明非磁性准开普勒流雷诺数高达数百万基本上是稳定的。按比例缩小到吸积盘，角动量的传输速率远低于天体物理学的要求。通过排除纯粹的流体动力学湍流，我们的结果间接支持磁旋转不稳定性作为湍流的可能原因，即使在冷磁盘。
2006-11-15 astro-ph physics.flu-dyn
Axial instability of rotating relativistic stars
旋转相对论性恒星的扰动可以根据它们在宇称下的行为来分类。对于轴向扰动（r-模式），初始数据与负的正则能量被发现与角度依赖$e^{imϕ}$的所有值的$m\geq 2$和任意慢旋转。这意味着这种扰动的不稳定性（或边缘稳定性）的旋转完美的流体。这种低的$m$不稳定性与极扰动的不稳定性有着显著的不同，极扰动的不稳定性首先出现在$m$的大值上。对于小的角速度$Ω$，轴向不稳定性的时间尺度似乎与高功率的$Ω$成比例。就像极模的情形一样，粘性也会增强稳定性，除了热的、快速旋转的中子星。这项工作补充了Andersson对缓慢旋转恒星轴向模式的数值研究。
1998-06-11 astro-ph gr-qc
Stratorotational instability in Taylor-Couette flow heated from above
本文研究了有限高圆柱间隙中温度分层的Taylor-Couette流的不稳定性和非线性饱和，并计算了非线性区域中的角动量输运。该模型是基于一个不可压缩流体在Boussinesq近似与正的轴向温度梯度。虽然这两个成分本身，差分旋转以及由于温度梯度的分层，是稳定的，系统一起成为主题的平流旋转不稳定性和非轴对称流型演变。这种流动结构向外输送角动量，因此将与天体物理学应用有关。如果结果适用于吸积盘的大小，则属于粘性$α$系数为1的数量级。分层的强度，流体的普朗特数和边界条件应用在模拟是非常适合的实验室实验，使用水和低于5开尔文的小温度梯度。有了这样一个相当容易实现的设置，SRI和它的角动量输运可以在实验中测量。
2009-03-09 astro-ph physics.flu-dyn
Dynamical One-Armed Spiral Instability in Differentially Rotating Stars
我们研究了动力学单臂螺旋不稳定性的差动旋转星的本征模分析和流体动力学模拟在牛顿引力。我们发现单臂螺旋模是围绕恒星的共转半径产生的，并且在单臂螺旋模的生长过程中，角动量的分布向共转半径内移动。通过研究正则角动量密度的分布，我们还发现在m=1和m=2模（T为转动动能，W为引力势能）下，在共转点附近都产生了低T/ |W|动力学不稳定性.最后讨论了这些模产生的引力波的特征。
2005-03-31 astro-ph gr-qc
Gravitational Radiation from Nonaxisymmetric Instability in a Rotating Star
本文首次计算了快速旋转致密恒星非轴对称动力学不稳定性产生的引力辐射。恒星变形成棒状，质量和角动量分别从$\sim 4\%$和$\sim 17\%$脱落。在四极近似下计算了引力辐射。对于质量为$M \sim 1.4$ M $_{\odot}$，半径为$R \sim 10$ km的引力波，其频率为$\sim 4$ kHz，振幅为$h \sim 2 \times 10^{-22}$。它们携带能量$ΔE/M \sim 0.1\%$并辐射角动量$ΔJ/J \sim 0.7\%$。
1994-09-27 astro-ph gr-qc
Dynamical bar-mode instability of differentially rotating stars: Effects of equations of state and velocity profiles
作为我们以前的工作的延伸，我们调查的动力学不稳定性对非轴对称的棒模式变形的差分旋转的恒星在牛顿引力改变状态方程和速度剖面。我们进行了数值模拟和后续的线性稳定性分析，采用多方指数n=1，3/2，5/2和两种类型的角速度分布（所谓的j常数和开普勒类法律）的多方状态方程。它被证实，旋转的恒星的高度差旋转动力学不稳定对棒模变形，即使是为0.01阶的动能的引力势能$β$的比率。只要微分旋转的程度是高的，则杆模动力学不稳定性的开始的判据弱地依赖于多变指数n和角速度轮廓。用四极公式计算了末态非轴对称准定态的引力波。对于质量为$1.4M_{\odot}$、半径为$\sim 30$ km和$β\alt 0.1$的原中子星，这种引力波的频率为$\sim$ 600- 1，400 Hz，在距离约为100 Mpc处，有效振幅大于$10^{-22}$，与n和角速度剖面无关。
2003-04-16 astro-ph gr-qc
