From the Skyrme model to hypothetical Skyrmion stars: Astrophysical implications
我们讨论了强相互作用的Skyrme模型和Skyrmion流体的概念。相应的紧凑的对象，即Skyrmion星，构造从状态方程描述这样的流体和比较中子星模型的基础上现代状态方程。我们建议在4U 1636-53和4U 1820-30低质量X射线双星系统中的Skyrmion恒星候选者，其中吸积致密伴星（\sim 2.0 M_{\odot}）的建议质量对于中子星模型仍然是一个挑战。
2004-02-05 astro-ph
Ekman Pumping in Compact Astrophysical Bodies
我们研究了旋转粘性流体在固体边界表面的角速度突然变化后的动力学。我们包括密度分层和压缩性的影响，这是重要的天体物理对象，如中子星。我们证实并扩展了以前的研究，分层限制埃克曼泵送过程中的边界附近的一个相对较薄的层，留下大部分的内部流体不受影响的结论。我们发现，有限的可压缩性进一步抑制埃克曼泵的程度减少的泵层，并通过增加自旋的时间。本文的结果对于解释旋转中子星中观测到的自旋周期不连续性（"毛刺“）具有重要意义。
1996-02-22 astro-ph
Incompressible fluid inside an astrophysical black hole?
在自然假设下，中子星坍缩后形成的黑洞中的费米子可以形成不可压缩流体（远早于达到普朗克尺度），导致整数量子霍尔效应的某些特征。分析了它与黑洞熵的关系。从量子霍尔效应出发，结合爱因斯坦方程，分析了耦合问题。与一些宇宙学的情况下，与更高的维度量子霍尔效应的连接，简短地指出。
2007-08-29 astro-ph cond-mat.mes-hall gr-qc
James Clerk Maxwell and the dynamics of astrophysical discs
麦克斯韦对土星环稳定性的研究提供了最早的天体物理圆盘动力学分析之一。目前对行星环的研究扩展了麦克斯韦的动力学理论，使之能够处理密度较大的颗粒气体，这些颗粒气体经受中等频率的非弹性碰撞。而不是破坏环，局部不稳定性可能是造成其不规则的径向结构。黑洞或致密星周围的吸积盘由混杂磁场渗透的等离子体组成，可以通过将麦克斯韦在电磁学和粘弹性方面的研究联系起来的类比来与实验室流体进行比较。在这项工作中的一个共同的主题是一个复杂的流体的外观与动态本构方程有关的介质中的应力，其变形的历史。
2008-02-10 astro-ph
Problems and Progress in Astrophysical Dynamos
具有可忽略电阻率的天体经常被大尺度磁场穿过。这些场的产生有些神秘，因为在完全导电的流体中的磁场不能改变穿过流体元件的通量或场拓扑。经典发电机理论通过假设磁重联是快速的，即使电阻率为零，并且大尺度场可以由动力学螺旋度的作用产生来回避这个限制。这两种说法都受到了严厉的批评，后者似乎与基于磁螺旋度守恒和一系列数值模拟的强有力的理论论点相冲突。在这里，我们讨论了最近的努力，解释快速磁重联通过一个弱的随机磁场组件的拓扑效应。我们还展示了如何平均场发电机理论可以重铸的形式，尊重磁螺旋度守恒，以及这如何改变我们的理解天体物理发电机。最后，我们简要地评论为什么小尺度磁场和速度场之间的不对称性是必要的发电机行动，以及它如何自然产生。
2002-05-31 astro-ph
The Local Instability of Steady Astrophysical Flows with non Circular Streamlines with Application to Differentially Rotating Disks with Free Eccentricity
我们进行了一般性研究的稳定性的天体物理流，出现稳定的均匀旋转框架。这种流动可能对应于恒星脉动模式或具有自由全局畸变的吸积盘，使其具有有限的偏心率。我们考虑任意局部化在未扰动流体流线附近的扰动，当周围条件不变时，扰动表现为振荡惯性模或重力模。然而，当条件确实变化使得循环流体元件经受周期性变化时，可能发生参数不稳定性。对于近似圆形的流线，与惯性或重力模式相关的密集谱确保了当流线周围的环流周期的两倍落在共振条件下时总是可以满足。我们应用我们的形式主义的差分旋转磁盘的流线开普勒椭圆，自由偏心率高达0.7，不进动的惯性系。我们发现，对于小$e,$的不稳定性涉及两种模式的参数激发与方位角模式数不同的单位的幅度，有一个周期的两倍，从循环未扰动流体元素的变化周期。不稳定性持续在一个扩大的范围内的波数与增长率较大的偏心率。在后续的论文中研究了非线性结果，表明小尺度亚音速湍流的发展。
2004-12-22 astro-ph
Numerical comparison of Riemann solvers for astrophysical hydrodynamics
这项工作的想法是比较一个新的积极的和熵稳定的近似黎曼解弗朗索瓦Bouchut与国家的最先进的算法天体物理流体动力学。我们将新的黎曼解算器实现为天体物理PPM代码，Prometheus代码，并且还制作了一个版本，该版本具有不同的，比PPM更有理论基础的高阶算法。我们目前的激波管试验，二维不稳定性试验和强迫湍流模拟在三维。我们发现在激波管测试中的代码之间的细微差别，并在湍流模拟的统计。新的黎曼解算器提高了计算速度，而没有显着的精度损失。
2007-11-26 astro-ph
Multi-electron SEFs for nuclear reactions involved in advanced stages of stellar evolution
本文研究了实验室天体物理反应中的多电子屏蔽效应。通过该模型，以前的研究得到了相应的屏蔽增强因子（SEF），使它考虑到电离，热，交换和相对论效应。本研究通过对屏蔽能和相应的SEF的可能值施加一个非常令人满意的约束，修正了与恒星演化高级阶段的核反应有关的天体物理因子的当前（和未来）实验值。
2001-02-09 astro-ph nucl-ex nucl-th
A Two-Fluid Method for Ambipolar Diffusion
我们提出了一个半隐式方法等温双流体离子中性双极漂移，是二阶精度的空间和时间。该方法已在天体物理流体动力学程序中实现。我们提出了四个测试问题，表明该方法的工作原理，并正确地跟踪MHD波的传播和双流体C-冲击的结构。两流体近似下MHD波的精确传播是对该算法的严格检验。我们表明，需要高度准确的方法，以正确地捕捉MHD波的行为在离子中性摩擦的存在下。
2008-06-24 astro-ph
Tolman-Bayin type static charged fluid spheres in general relativity
在静态球对称的爱因斯坦-麦克斯韦时空中，Ray和Das（2002）以及Pant和Sah（1979）发现的天体物理解的类别在这里被重新讨论，以联系引力场和电磁场之间的唯象关系。定性地证明了Tolman（1939）和Bayin（1978）型带电相对论星是纯电磁起源的。这类天体物理解的存在可能是洛伦兹猜想的一种扩展，洛伦兹猜想认为类电子扩展带电粒子只有“电磁质量”而没有“物质质量”。
2004-01-02 astro-ph gr-qc
Visualization, Exploration and Data Analysis of Complex Astrophysical Data
在本文中，我们将展示如何先进的可视化工具可以帮助研究人员在调查和提取信息的数据。重点是VisIVO，一个新的开源图形应用程序，它融合了高性能的多维可视化技术和最新的技术，与其他应用程序合作，并访问远程，分布式数据档案。VisIVO支持国际虚拟天文台联盟定义的标准，以使其与虚拟天文台数据存储库互操作。本文描述了该软件的基本技术细节和功能，并用很大一部分展示了VisIVO如何在几个科学案例中使用。
2007-07-17 astro-ph
On Validating an Astrophysical Simulation Code
我们提出了一个验证天体物理模拟代码的案例研究。我们的研究重点是验证FLASH，一个并行的，自适应网格流体动力学代码，用于研究在许多天体物理环境中发现的可压缩，反应流。我们描述了感兴趣的天体物理学问题和模拟这些问题的挑战。我们描述的方法，并讨论在验证和确认中遇到的困难的解决方案。我们描述了定期管理的代码验证测试，提出了新的验证测试的结果，并概述了测试一般状态方程的方法。我们提出了两个验证测试的结果，我们比较模拟实验数据。第一个是激光驱动的冲击波通过多层目标传播，配置受到瑞利-泰勒和里希特迈尔-梅什科夫不稳定性。第二个测试是经典的瑞利-泰勒不稳定性，其中重流体由轻流体支撑以抵抗重力。多层靶实验的模拟结果与实验结果吻合较好，但Rayleigh-Taylor不稳定性的模拟结果与实验结果并不吻合。我们讨论了我们的研究结果，并提出了进一步研究瑞利-泰勒不稳定性进行额外的模拟结果。
2002-06-14 astro-ph
Intermittency of Magnetohydrodynamic Turbulence: Astrophysical Perspective
间歇性是天体物理流体的一个基本性质，它表现出扩展的惯性范围。由于不稳定性违反了运动的自相似性，因此不可能天真地将计算获得的具有相对较低分辨率的流体性质外推到实际天体物理情况。在天体物理学方面，不透明度影响湍流加热，动量传递，与宇宙射线，无线电波和许多更重要的过程的相互作用。由于它的重要性，对非连续性的研究需要理论家和观察家的共同努力。就理论理解而言，我们仍然只是触及了一个非常丰富的主题的表面。我们有一些理论上合理的模型，但实验支持率很低，我们还有She-Leveque模型，它在理论上可能很脆弱，但尽管如此，它得到了实验和实验室数据的充分支持。我简要地讨论了一个相当神秘的性质，称为“扩展自相似性”的湍流和可能性，它打开的不稳定性研究。然后，我分析了不同的小组进行的MHD不稳定性的模拟，并表明他们的结果并不相互矛盾。最后讨论了密度的不透明度、粘性主导区湍流的不透明度以及Alfvenic模的偏振不透明度。后者提供了一个有吸引力的解决方案，以考虑在一些数值实验中观察到的较慢的级联速率。最后，我认为通过观测研究湍流的不透明度可能会在这一领域取得实质性的进展。
2006-08-02 astro-ph
Astrophysical gyrokinetics: kinetic and fluid turbulent cascades in magnetized weakly collisional plasmas
我们提出了一个天体物理等离子体（太阳风，星际介质，星系团，吸积盘）等离子体湍流的理论框架。关键假设是湍流相对于平均磁场是各向异性的，并且与离子回旋频率相比频率较低。在外尺度注入的能量必须转化为热量，这最终不能在没有碰撞的情况下完成。一个动力学级联的发展，使能量在空间和速度上都达到碰撞的尺度。它的性质取决于等离子体波动的物理学。在每一个物理上不同的尺度范围内，动力学问题被系统地简化为一组更容易处理的方程。在“惯性范围”以上的离子gyroscale，动力级联分裂成一个级联的阿尔文波动，这是由RMHD方程在碰撞和无碰撞的尺度，和被动级联的压缩波动，这服从一个线性动力学方程沿移动场线与阿尔文组件。在离子和电子gyroscale之间的“耗散范围”中，又有两个级联：由两个流体状电子RMHD方程和离子熵波动的被动相空间级联控制的动力学阿尔芬波（KAW）级联。后者级联带来的能量的惯性范围内的波动，阻尼碰撞波粒子相互作用在离子gyroscale碰撞尺度的相空间，并导致离子加热。KAW能量在电子陀螺仪上同样被阻尼，并转化为电子热。Kolmogorov式的标度关系推导出这些级联。详细讨论了天体物理和空间物理应用。
2009-05-09 astro-ph nlin.CD physics.plasm-ph
Statistics of turbulence via polarimetry: alignment of grains and atoms
大多数天体物理流体都是湍流和磁化的。偏振涨落为研究天体物理磁湍流提供了一条很有前途的途径。讨论了晶粒和原子在磁场作用下取向时产生的极化，描述了取向过程，解释了取向何时反映了磁场的方向。我们发现，行星际磁场的时间波动可以使用对齐的钠原子进行研究。
2005-05-29 astro-ph
Astrophysical Dynamics 1999/2000: Merging Research and Education
“1999/2000年天体物理动力学”讲习班是在一个家庭高级研究课程之后举办的，这两项活动都是由我组织的。在会议记录本的这篇开篇文章中，我描述了它们，并记录了它们对当地机构学术生活的强烈影响。高级研究课程对研究生、高级研究员和具有良好物理和数学背景的积极性的本科生开放。该课程涉及天体物理动力学现代研究的若干多学科问题，因此也是物理学家、数学家和工程师感兴趣的问题。主要的题目是气体动力学，并结合恒星动力学和等离子体物理进行讨论。该课程还辅之以由这些领域的专家就热点问题举办的平行研讨会，并向广大科学听众开放。特别是，我给了一个友好的介绍小波，这是一个越来越强大的工具，不仅用于处理信号和图像，但也用于分析分形和湍流，并承诺有重要的应用动态模型的盘星系。讲习班向广大科学界人士开放。出版论文集的研讨会实际上是我为高级研究课程提出的创新考试形式。稿件经过评审，平均质量很高，在少数情况下特别高。高级研究课程和研讨会一起在学生中产生了极大的热情，并欢迎一百个不同的人参与，这意味着比查尔姆斯理工大学和哥德堡大学的平均研究生课程多一个数量级。
2000-06-09 astro-ph math-ph math.MP
PIERNIK mhd code - a multi-fluid, non-ideal extension of the relaxing-TVD scheme (III)
本文提出了一个新的多流体、网格MHD程序PIERNIK，它是基于Jin & Xin（1995）的松弛TVD格式。最初的方案（见Trac & Pen（2003）and Pen et al.（2003））被扩展为增加了动力学独立但相互作用的流体：尘埃和扩散宇宙射线气体，在流体近似中描述，并可以选择以简单的方式添加其他流体。该代码已配备了剪切盒边界条件，和一个自重力模块，欧姆电阻率模块，以及其他设施，这是有用的天体物理流体动力学模拟。代码通过MPI库并行化。本文提出了原来的弛豫TVD MHD方案的欧姆电阻率扩展，并给出了均匀电阻率和电流依赖电阻率公式情况下的磁重联例子。
2008-12-28 astro-ph
Obtaining Statistics of Turbulent Velocity from Astrophysical Spectral Line Data
湍流是天体物理流体动力学的重要组成部分，包括ISM、星系团和星周区域。多普勒频移谱线提供了一个独特的信息源湍流速度。本文讨论了基于谱线统计特性的速度通道分析（VCA）及其派生的速度坐标谱（VCD）。这些技术非常适合于超音速湍流的研究。我们强调的一个很大的优势是，它不需要很好的空间分辨率。针对轻度超音速和亚音速湍流的研究，我们讨论的标准，允许确定是否是一个传统的工具，这样的研究，即速度质心是由密度或速度为主。本文简要地讨论了高阶关联作为研究湍流不稳定性的手段。本文讨论了现有的观测资料和该领域的前景。
2004-08-10 astro-ph
Astrophysical Accretion as an Analogue Gravity Phenomena
近年来，在非均匀动力学流体系统中的声扰动物理学与广义相对论中时空的某些运动学特征之间建立了很强的相似性。一个有效的度量，称为“声学度量”，它描述了声学扰动传播的流形的几何形状，可以构建。这种有效的几何学可以捕捉到广义相对论中弯曲时空的性质。利用这种类比建立的物理模型称为“类比重力模型”。当声扰动通过非均匀跨音速经典流体时，可以观察到经典的类重力效应。在许多方面类似于黑洞事件视界的声视界产生于流体流动的跨音速点。声学视界本质上是一个零超曲面，其生成元是声学零测地线，即声子。声视界发射出具有准热声子谱的声辐射，这与实际的霍金辐射相似。从声视界发出的辐射的温度被称为模拟霍金温度。已经证明，一般来说，天体物理学中的跨音速吸积可以被认为是宇宙中自然存在的经典模拟引力模型的一个例子。
2007-04-26 astro-ph gr-qc
Beyond ideal MHD: towards a more realistic modeling of relativistic astrophysical plasmas
许多天体物理过程，包括磁场和准定常过程很好地描述时，假设流体作为一个完美的导体。对于这些系统，理想的磁流体动力学（MHD）的描述有效地捕捉动态和一些行之有效的技术存在其数值解。然而，有几个天体物理过程涉及磁场，这是高度动态的，电阻效应可以发挥重要作用。这种非理想MHD流的数值建模明显更具挑战性，因为预计电阻率在整个流中会发生几个数量级的变化，并且方程具有双曲-抛物线性质或具有刚性项的双曲。在这里，我们提出了一种新的方法来解决这些相对论性电阻MHD方程利用隐式显式（IMEX）龙格库塔方法的属性。通过检查一些测试，我们说明了我们的方法在各种条件下的准确性，并强调其鲁棒性相比，替代方法，如Strang-splitting。最重要的是，我们表明，我们的方法可以处理，在一个统一的框架内，这些地区的流动是流体压力为主（如在紧凑的对象的内部），而不是磁压力为主（如在其磁层）
2008-10-10 astro-ph gr-qc
Skyrmion Stars: Astrophysical motivations and implications
我们研究了致密星的质量半径关系采用状态方程（EOS）的基础上的Skyrme流体的致密物质。零温度平均场模型是基于介子激发，结合了QCD的标度破缺，并容纳重子（核子）作为介子场的孤子配置出现。对于中心密度$ρ_c/ρ_n\leq 5.0$获得稳定的构型，其中$ρ_n=2.575\times 10^{14}$ g/cc是核饱和密度。这些{ \it Skyrmion Stars}大部分是流体，具有我们用Baym、Pethick和Sutherland的状态方程描述的地壳。它们的质量和半径分别在$0.4 \le M/M_{\odot} \le 3.6$和$13 {\rm km} \le R \le 23 {\rm km}$范围内。最小旋转周期计算为在$0.7 {\rm ms}\le P \le 2.1 {\rm ms}$之间。它们的质量-半径曲线似乎与中子星或夸克星完全不同，并且由于固有的刚性状态方程，它们为最近发现的更重质量的中子星提供了合适的描述。在同一模型中，我们计算了富中子$β$平衡物质中的主要中微子发射率，并确定了Skyrmion星的冷却行为。
2005-11-01 astro-ph hep-ph nucl-th
Fast Turbulent Reconnection
重联是导电流体中的磁场改变其拓扑结构的过程。这一过程对于理解各种各样的天体物理过程至关重要，包括恒星和银河发电机以及天体物理湍流。为了解释太阳耀斑，太阳周期和银河系磁场重联的结构必须是快速的，以接近阿尔芬速度的速度传播。我们表明，一个随机的磁场组件的存在下，大大提高了重联率，并使快速重联，即重联，不依赖于流体电阻率。重连率的提高是通过两种效应的组合来实现的。首先，只有一小段磁场线会受到直接欧姆湮灭。因此，直接进入流体加热的磁能部分随着流体电阻率的消失而变为零。然而，最重要的增强来自于这样一个事实，即不同于层流的情况下，重联被约束进行线，湍流的存在使许多磁场线同时进入重联区。一个显着的一部分磁能进入MHD湍流，这提高了通过增加磁场随机性的重联率。以这种方式，当考虑磁场随机性时，磁重联变得更快。因此，太阳能和银河系发电机也很快，即不依赖于流体电阻率。
2000-02-03 astro-ph math-ph math.MP
