Multi-dimensional Numerical Scheme for Resistive Relativistic MHD
本文提出了一种新的标量电阻率相对论电阻磁流体力学迎风守恒数值格式。利用广义拉格朗日乘子法，使磁场近似无发散，电场的发散与电荷的电荷分布一致。双曲通量的计算使用HLL处方和源项通过时间分裂技术占。试验模拟结果表明，该方案能很好地处理阻性电流片和激波，因而可作为研究涉及碰撞超声速流和磁重联的相对论天体物理现象的有用工具。
2007-08-02 astro-ph
On Fermi acceleration and MHD-instabilities at ultra-relativistic magnetized shock waves
如果上游或下游的磁场被重新设计，使得大部分磁功率位于短的空间尺度上，那么费米加速可以在超相对论冲击波中发生。在相干和短尺度湍流磁场的存在下，费米加速成为有效的相关条件下解决。在MHD近似下，本文研究了相对论激波上游的宇宙射线流对已有磁场的放大。假设磁场在冲击波阵面坐标系中是垂直的，正如通常在大冲击波洛伦兹因子的限制下所预期的那样。在MHD区，激波前兆中的净宇宙线电荷（如激波阵面图所示）所产生的压缩不稳定性在最短的空间尺度上发展，但在中等水平deltaB/B ~ 1时达到饱和，这对费米加速是不够的。正如我们所讨论的，可能是磁流体动力学范围之外的其他不稳定性提供了足够的放大，使费米加速成功。
2008-11-13 astro-ph
Regulation of thermal conductivity in hot galaxy clusters by MHD turbulence
重新研究了热传导在调节星系团冷却流热行为中的作用。最近的研究表明，在稀等离子体中，由磁场引起的各向异性库仑热通量驱动动力学不稳定性。冷却流理论的一个长期存在的问题是理解热传导如何抵消辐射芯损耗而不完全防止它们。在这封信中，我们提出，磁流体动力学湍流驱动的热通量不稳定性调节场线绝缘和驱动器的反向对流热通量，这两者都可以调解的热集群的冷却核心的稳定。该模型表明，湍流混合应伴随着冷却流中的强热梯度。这一预测似乎得到了支持的金属在星系团的中央星系的空间分布，这表明了一个更强的相关性比与母恒星星族的环境热气体温度梯度。
2008-06-05 astro-ph
3-D General Relativistic MHD Simulations of Generating Jets
我们已经完成了第一个完整的3-D GRMHD模拟与史瓦西黑洞的自由落体日冕。初始模拟结果表明，在以前的轴对称模拟中创建的射流。然而，产生射流的时间比2-D模拟中的时间长。我们预计，由于额外的方位角尺寸的射流形成的动力学可以修改。
2002-02-21 astro-ph
General-Relativistic MHD for the Numerical Construction of Dynamical Spacetimes
将广义相对论磁流体力学（MHD）方程组组合成3+1形式。这些方程组包括电磁场的麦克斯韦方程组、引力场的爱因斯坦方程组和理想导电理想气体的相对论MHD方程组。所采用的方程形式适用于在强引力场作用下动态时空中相对论性MHD流体的数值演化。
2002-11-14 astro-ph gr-qc
General Relativistic MHD Simulations of the Gravitational Collapse of a Rotating Star with Magnetic Field as a Model of Gamma-Ray Bursts
我们对作为伽马射线暴模型的磁化旋转大质量恒星的引力坍缩进行了2.5维广义相对论磁流体动力学（MHD）模拟。该模拟显示了盘状结构的形成和在核心反弹时发射的冲击波内部产生的射流状流出。我们发现射流在磁压力和离心力的作用下加速，在极向磁场的几何效应和旋转放大的环向磁场的箍缩力的作用下准直。喷流的最大速度是温和的相对论（$\sim$ 0.3 c）。
2003-12-02 astro-ph
The Exact Solution of the Riemann Problem in Relativistic MHD
本文讨论了狭义相对论磁流体力学中黎曼问题的精确解。我们认为这两个初始状态导致一组只有三个波类似于在相对论流体力学，以及通用的初始状态，导致全套的七个MHD波。由于其通用性，这里给出的解可以作为求解相对论区域磁流体力学方程的数值代码的重要测试。
2006-07-25 astro-ph gr-qc
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
Theoretical thermal X-ray spectra of relativistic MHD jets
高度相对论性的喷流很可能是由强磁场驱动的，并从围绕中心黑洞的吸积盘发射。应用由磁流体力学（MHD）方程计算的喷流参数（速度、密度、温度），导出了能量范围为0.2-10.1 keV的沿喷流的热X射线发光度。在这里，我们集中在银河系微类星体发射高度相对论喷流的情况下。对于5个太阳质量的中心天体和10^{-8}个太阳质量/年的喷流质量流率，我们得到了喷流X射线光度L_x ~ 10^{33}尔格\sec。Fe XXV和Fe XXVI的发射线清晰可见。考虑了相对论效应，如多普勒频移和多普勒助推的不同倾斜的射流轴。由于所选择的MHD射流的几何形状，内部X射线发射部分尚未准直。因此，取决于视角，多普勒增强在总光谱中不起主要作用。
2002-04-04 astro-ph
Relativistic MHD Winds from Rotating Neutron Stars
我们解决了旋转中子星的轴对称，广义相对论MHD风的时间相关动力学。质量损失率自洽地获得作为MHD方程的解决方案，在恒星表面受到有限的热压力。条件被选择为代表的中微子驱动阶段，在新诞生的磁星，已被认为是一个可能的引擎伽玛暴。我们计算的角动量和能量损失作为$σ$的函数，并比较它们与脉冲星风的经典理论的分析预期。我们观察到的收敛力的自由极限的能量损失，我们研究的封闭区的演变增加磁化。结果还表明，偶极磁场和封闭区的存在并没有显着修改风的加速和准直特性。
2006-12-22 astro-ph
A five-wave HLL Riemann solver for relativistic MHD
提出了理想相对论磁流体力学方程的五波黎曼解。我们的求解器可以被看作是一个相对论性的扩展五波HLLD黎曼求解器最初开发的Miyoshi和草野理想MHD方程。黎曼问题的解近似为五波模式，由两个最外面的快速激波，两个旋转间断和中间的接触面组成。所提出的计划是相当复杂的比在经典的情况下，因为正常的速度不再是恒定的旋转模式。尽管如此，通过求解总压变量中的非线性标量方程，可以得到对兰金-雨果尼奥跳跃条件的适当封闭，对于所选的配置，总压变量在整个黎曼风扇上必须是常数。新的黎曼解算器的精度进行了验证，对一维测试和多维应用。结果表明，我们的新的求解器大大提高了流行的HLL求解器或最近提出的HLLC计划。
2008-11-10 astro-ph
The origin of the relativistic wind in gamma-ray bursts: MHD flow from a disk orbiting a stellar mass black hole ?
我们计算了质量损失率从一个磁盘轨道恒星质量的黑洞假设流被引导沿磁场线连接到磁盘。然后，我们估计风在无穷远处的洛伦兹因子。我们发现，洛伦兹因子可以达到很高的值，只有严格的约束，满足的领域的几何形状和能量注入的条件。我们讨论我们的结果在不同的情况下，伽马射线暴。我们提到的风险'污染'的布兰德福德-Znajek过程中的风从磁盘发出的材料。
1999-07-21 astro-ph
Alfvenic reacceleration of relativistic particles in galaxy clusters: MHD waves, leptons and hadrons
有越来越多的证据表明，扩展的无线电晕最有可能是由电子通过在主要合并期间在集群体积中产生的某种湍流重新加速而产生的。众所周知，阿尔文波将其大部分能量通量引导到相对论粒子的加速中。最近已经做了大量的工作来研究这一现象及其对解释星系团中观察到的非热现象的影响。在这里，我们调查的粒子波相互作用的问题，在最一般的情况下，其中相对论性电子，热质子和相对论性质子存在的集群体积内。所有这些组件与波的相互作用，以及湍流级联和阻尼过程的阿尔文波，在一个完全依赖于时间的方式处理。这使我们能够计算在任何固定时间的电子、质子和波的光谱。调用{ \it Lighthill}机制来耦合流体湍流，假设在集群合并过程中注入，MHD湍流。我们发现，目前的观察到的非热辐射的星系团内的这种方法很好地描述，提供的相对论性强子在集群内的介质（ICM）的分数小于5- 10%。
2004-02-21 astro-ph
Relativistic MHD simulations of pulsar bow-shock nebulae
脉冲星弓形激波星云（英语：Pulsar bow-shock nebulae）是一类脉冲星风星云（PWNe），当脉冲星风受到周围介质的冲压压力时形成，通常与已经从超新星遗迹（SNR）中出现的老恒星有关。直到几年前，这些星云主要被观测为\halpha源;最近，也探测到了非热辐射。这是加速粒子在磁场中旋转的特征。正如\halpha辐射是研究激波星际介质（ISM）层的工具一样，非热辐射也可以用来推断激波脉冲星风的性质。然而，理论和数值模型已经提出到目前为止，只有在流体动力学（HD）制度，而为了正确地模拟这些星云的内部流动结构和发射特性的磁流体动力学（MHD）处理是必需的。我们在这里提出相对论MHD（RMHD）轴对称模拟脉冲星风弓激波星云。研究了脉冲星风磁化强度不同时这类天体的结构和流体动力学。模拟同步辐射图计算和比较的发射模式与观测进行了讨论。
2004-12-20 astro-ph
General relativistic MHD simulations of monopole magnetospheres of black holes
本文报道了首次对黑洞的磁主导磁层进行含时广义相对论磁流体动力学模拟的结果。结果发现，数值解演变为一个稳定的稳态解，这是非常接近相应的力的解决方案，发现由Blandford和Znajek。与最近的说法相反，粒子惯性在事件视界附近并不变得动态重要，无力近似为黑洞的磁层提供了一个适当的框架。我们的数值模拟首次显示了旋转黑洞的超相对论粒子风的发展。然而，流动仍然是坡印廷主导的所有方式的快速临界点。这表明，所谓的“天体物理负载”的细节，即电磁能转移到粒子上，可能对布兰德福德-兹纳杰克机制的效率没有影响。
2004-03-10 astro-ph
Accretion and Ejection--The GR/MHD View
物质通过吸积盘的向内流动是由MHD湍流驱动的。全球广义相对论MHD模拟揭示了这一过程的定量光，揭示了一些以前未被认识的吸积方面。其中包括黑洞附近边缘稳定和骤降区域的强应力，以及可以从吸积流中自发形成的电磁主导的锥形相对论喷流。与这两种效应相关的能量释放可以显着增加基于纯流体动力学模型的经典能量释放估计。
2006-11-19 astro-ph
Linear wave propagation in relativistic magnetohydrodynamics
本文讨论了相对论磁流体力学（MHD）中均匀等离子体的线性阿尔文、慢、快磁声波的性质，用群速度的知识扩充了它们的相速度的著名表达式。一个3+1的形式主义是故意采用牛顿MHD限制更容易直接比较，并强调其各向异性线性波特性的图形表示使用相和群速度图。通过绘制流体静止坐标系和实验室洛伦兹坐标系（等离子体相对于磁场以任意方向的三速度运动）的相对论像差效应的图形视图，获得了所有三种MHD波族的相对论像差效应。此外，还证实了经典惠更斯构式以通常的方式将相速度图和群速度图联系起来，即使对于实验室框架的观点也是如此。由于群速度图对应于精确解的初始条件对应于一个本地化的点扰动，它们的公式和几何结构可以作为基准目前的高分辨率算法的数值相对论MHD。
2008-10-14 astro-ph
Spherically symmetric relativistic MHD simulations of pulsar wind nebulae in supernova remnants
脉冲星是在超新星爆炸时形成的，是相对论性磁化风的来源，它与膨胀的超新星遗迹（SNRs）相互作用，产生了脉冲星风星云（PWN）。我们提出了脉冲星风与周围SNR相互作用的球对称相对论磁流体动力学（RMHD）模拟，无论是在粒子还是磁主导区域。如以前的模拟所示，演变可以分为三个阶段：自由膨胀，瞬态阶段的特点是压缩和混响的反向冲击，和最后的Sedov膨胀。只要总能量（磁加粒子）相同，PWN和SNR之间的接触不连续性（以及SNR本身）的演化几乎与星云的磁化无关。然而，在压缩-混响阶段，可观察到PWN内部结构的不同行为，这取决于磁化程度= 2 E。使用Del Zanna等人（2003）的三阶保守方案进行了模拟。
2003-03-21 astro-ph
Three-Dimensional Relativistic MHD Simulations of the Kelvin-Helmholtz Instability: Magnetic Field Amplification by a Turbulent Dynamo
相对论外流（包括伽马射线暴（GRB）和活动星系核（AGN））的磁场强度比天真地预期的要大几个数量级。我们提出了三维相对论磁流体力学（MHD）模拟演示放大和饱和的磁场的宏观湍流发电机触发的开尔文-亥姆霍兹剪切不稳定性。我们发现，由于不稳定性的非线性发展导致的湍流速度场的场线的拉伸和折叠，电磁能量的快速增长。利用伽玛暴内震和余辉晚期的相关条件，我们得到了电磁能部分对$ε_B \sim 5 \times 10^{-3}$的放大。该值在剪切消散后缓慢衰减，并且似乎在很大程度上与初始场强无关。发电机运行所需的条件是存在速度剪切和一些种子磁化，这两者都是常见的。我们还发现，湍流动能频谱的情况下研究服从Kolmogorov的5/3定律，电磁能谱基本上是平坦的，在小尺度的电磁能量的大部分。
2009-01-05 astro-ph
The exact solution of the Riemann problem in relativistic MHD with tangential magnetic fields
我们将求解相对论流体力学中黎曼问题的精确解的方法推广到相对论磁流体力学中的一个特殊情况，即初态的磁场与间断相切，与流速正交。初始不连续性破裂后产生的波型类似于非磁性的情况下，我们表明，这个问题可以理解为一个纯粹的相对论流体动力学问题与修改状态方程。由磁场的非零分量引入的新的自由度导致了有趣的效应，该效应包括对于给定的初始物理状态的波图案的改变，以类似于由引入切向速度引起的效应的方式。第二，当磁场支配气压和能量时，波速接近光速，导致快速冲击和快速且任意薄的稀疏波。我们的方法是第一个非平凡的相对论磁流体力学的黎曼问题的精确解，它也可以是非常感兴趣的测试数值代码对已知的分析或精确解。
2005-06-22 astro-ph
Global asymptotic solutions for non-relativistic MHD jets and winds
我们提出了一般和全球性的分析解决方案，有效的从极点到赤道，非相对论，旋转，静止，轴对称，多变，无约束，完美的MHD风的渐近结构。这种风的渐近结构由几乎没有极向流的场区组成。我们证明了一个Hamilton-Jacobi方程或等价的Grad-Shafranov方程给出了场区的渐近结构，这些场区由极轴周围的载流边界层和近零磁表面所包围.解以匹配渐近的形式给出，分别在这些边界层内外有效。对于动能在无穷远处占优势的风，得到了磁面聚焦为抛物面的WKBJ解析解.当等离子体轴向密度随距风源距离对数的倒数而衰减时，当风在大距离上携带坡印亭通量时，解渐近地逼近嵌套圆柱和圆锥磁面.
2003-09-04 astro-ph
Non-thermal emission from relativistic MHD simulations of PWNe: from synchrotron to inverse Compton
在本文中，我们完成了一套诊断工具的同步辐射源提出的德尔赞纳等人。（宇航。453，621，2006）与计算逆康普顿辐射从相同的相对论粒子。此外，我们调查，为第一次，脉冲星风星云的伽马射线发射特性的轴对称喷环的情况下。该方法包括演变的相对论MHD方程和发射粒子的最大能量。粒子能量分布函数分为两部分：一部分是与超新星爆发时产生的遗迹人口有关的无线电，另一部分是与在终止激波处不断加速并发射到伽马射线波段的风人口有关的无线电。我们考虑了一般Klein-Nishina截面和三种不同的光子目标：星云同步辐射光子，远红外热光子和宇宙微波背景。整体同步加速器光谱拟合假设过量的注入粒子和陡峭的功率定律相对于以前的模型。TeV发射具有正确的形状，但超出了数据。这是由于模拟得到的星云磁场结构。喷流环面的形态在高分辨率的伽马射线合成图中也是可见的。我们提出了一个初步的探索时间变化的X和伽马射线波段。
2008-04-08 astro-ph
Observations of the Blandford-Znajek and the MHD Penrose processes in computer simulations of black hole magnetospheres
本文报道了克尔黑洞浸没在具有“均匀"磁场的稀薄等离子体中的轴对称相对论MHD模拟结果。长期的解决方案显示出显着不同的性质，从最近的Koide（2003）研究的初始瞬态阶段。能层内的磁场线的拓扑结构类似于赤道面上有强电流片的劈裂模型。更近距离的观察揭示了一个孤立的磁岛系统和正在进行的磁重联。在能层内部没有看到负流体动力学的“无穷大能量”区域，所谓的MHD彭罗斯过程不起作用。然而，黑洞的旋转能量继续通过Blandford和Znajek（1977）的纯电磁机制提取。然而，这并不伴随着从黑洞发展出强烈的相对论性外流。结合最近其他模拟的结果，这表明相对论性天体物理喷流的标准MHD模型存在潜在问题，如果它们仍然在距离中心黑洞几十个引力半径的距离处被观察到的话。
2005-01-27 astro-ph
On the central core in MHD winds and jets
我们证明了一维圆柱形式的Grad-Shafranov方程比经典的自相似方程更丰富，更适合于我们观测到的天体物理喷流。特别是，它使我们能够描述流的中心部分（因此也是能量最大的部分）。相对论和非相对论的版本进行了讨论。它示出，考虑到外部介质的有限压力，可以确定的磁通量内的中心核心。我们还发现，对于在原点附近以磁为主的非相对论性流动，只有在射流底部附近存在斜激波的情况下，才能构造出解，而在射流底部附近，附加加热将发生。
2008-10-27 astro-ph
Test problems for relativistic magnetohydrodynamics
在Komissarov（1999）的表1中给出的数值相对论MHD试验问题的某些参数是不正确的。这里我们给出正确的值。
2002-09-11 astro-ph
3D Relativistic MHD Simulation of a Tilted Accretion Disk Around a Rapidly Rotating Black Hole
我们认为，吸积致密天体，包括恒星质量黑洞和中子星以及超大质量黑洞，可能会经历长时间的吸积，在此期间，在大尺度上的磁盘的角动量是不一致的紧凑对象。在这种情况下，由旋转的致密物体引起的Lense-Thirring进动可以显著地影响磁盘。在这份报告中，我们描述的结果从一个三维的相对论磁流体动力学模拟的MRI湍流盘吸积到一个倾斜的快速旋转的黑洞。在这种情况下，盘没有达到通常描述的巴丁-彼得森配置;相反，它仍然几乎是平面的，经历着缓慢的全球进动。吸积从磁盘上的孔主要发生通过两个相反的暴跌流，从高纬度的黑洞和磁盘的中平面。这是黑洞的引力时空的非球形的结果。
2007-01-09 astro-ph
Global asymptotic solutions for relativistic MHD jets and winds
我们考虑相对论的，固定的，轴对称的，多变的，无约束的，完美的MHD风，假设他们的五个拉格朗日第一积分是已知的。渐近结构由沿极轴和零表面（如赤道面）的边界层所包围的场区域组成，这些场区域具有由等离子体或磁极向压力支持的带电柱或片箍缩结构。在每个场区单元中，固有电流（这里定义为渐近极向电流与渐近洛伦兹因子之比）保持恒定。我们的解是以分别在边界层内外有效的匹配渐近解的形式给出的。一个哈密尔顿-雅可比方程，或等价的一个格拉德-沙夫拉诺夫方程，给出了携带坡印廷通量到无穷远的风场区域的渐近结构。发现轴向压力、轴向电流与渐近洛伦兹因子之间存在重要的一致性关系。同样，我们推导出WKB型解析解的风是动能占主导地位的无穷大，其磁表面集中抛物面。极边界柱中轴线上的密度随距风源距离的对数的负幂而缓慢下降。磁表面的几何形状在渐近域的所有部分，包括边界层，明确推导的第一积分。
2003-09-04 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
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
Relativistic particle transport in extragalactic jets: I. Coupling MHD and kinetic theory
采用随机微分方程耦合的多维磁流体动力学（MHD）模拟方法研究了复杂天体物理流场中粒子的加速和输运问题。数值方案允许调查的冲击加速，绝热和辐射损失，以及在各种扩散制度的扩散空间传输。首先讨论了不同的制度和MHD代码的空间分辨率的适用性的天体物理学的SDES。然后，该程序被应用到2.5维MHD-ESTA模拟千秒差距尺度河外喷流。通过将越来越多的影响：冲击加速，空间相关的扩散系数和同步辐射损失的能力，重现的扩散-对流方程的电子的解析解进行测试。在Kelvin-Helmholtz不稳定性的发展过程中，SDES被证明是有效的，在各种冲击配置发生在内部射流。强的单次和多次冲击加速度，包括现实的空间传输的快照中的粒子加速度处理。在混沌磁扩散区，$0.2-0.3$周围的湍流能级$η_T=<δB^2>/(B^2+<δB^2>)$是最有效的，使粒子达到最高的能量。的频谱，从100兆电子伏延伸到几个TeV（或甚至100 TeV的快速流动），不表现出幂律形状，由于横向动量依赖逃逸。在这个范围之外，限制不是那么有效，并且光谱截止值超过几百GeV，质疑钱德拉观测到的X射线结是同步辐射。扩展到全时依赖模拟的X射线河外喷流进行了讨论。
2003-03-26 astro-ph
Stationary models of relativistic magnetohydrodynamic jets
高度相对论性的喷流很可能是由强磁场驱动的，并从围绕中心黑洞的吸积盘发射。本文回顾了我们最近在二维磁场结构和相对论性准直喷流动力学方面的一些结果。应用平稳性假设使我们能够计算相关的MHD方程的整体解。我们讨论的Grad-Shafranov方程的解决方案，在广义相对论的背景下，适用于克尔几何的3+1形式主义。这些解决方案从内部光表面周围的克尔黑洞的渐近制度的圆柱准直射流具有有限的半径。在进一步的步骤中，我们包括场线的足点的差分旋转。从广义相对论MHD风方程出发，研究了准直喷流的动力学特性，特别是Kerr度规对加速的影响。温度和密度遵循幂律。有在手的相对论MHD喷流解决方案，我们计算的热光学薄X射线谱的最热的喷流的一部分。考虑了多普勒频移和增强。对于微类星体，我们得到喷流X射线光度为10^33 erg/s。铁发射线清晰可见。
2002-11-11 astro-ph
Axially symmetric relativistic MHD simulations of Pulsar Wind Nebulae in Supernova Remnants - On the origin of torus and jet-like features
采用二维轴对称相对论磁流体动力学（RMHD）方法研究了脉冲星风星云（PWNe）的结构和演化。在钱德拉首次对蟹状星云成像之后，越来越多的天体被发现在X射线中显示出空间特征，如环和喷流，这显然不能在一维半解析模型的标准框架内解释。到目前为止，最有希望的解释是基于脉冲星风能通量的纬度依赖性的综合效应，形成风终止激波，自然提供更高的赤道发射，以及风磁化，可能是激波下游环向应力导致喷流准直的原因。这种情况下，在这里调查以下的演变PWN与封闭的超新星遗迹（SNR）的相互作用，从自由膨胀的混响阶段的开始。我们的研究结果证实了扁圆形的风终止激波和形成极射流超音速（v~0.5-0.7 c）足够高的值的赤道风磁化参数（σ ~0.01）。
2004-04-19 astro-ph
Energy confinement for a relativistic magnetic flux tube in the ergosphere of a Kerr black hole
在等离子体现象的MHD描述中，冻结在等离子体中的磁场线的概念是非常有用的。本文提出了一种将拉格朗日坐标引入广义相对论中的相对论MHD方程的方法，它使通量管的行为有了一个方便的数学表述。通过引入这些拉格朗日坐标，相对论性MHD方程简化为一组非线性一维弦方程，等离子体可以看作是对应于通量管的非线性弦的气体。数值模拟表明，如果这样的管/弦落入Kerr黑洞，那么随着弦的制动，其前端部分会损失角动量和能量，为了补偿这种损失，动量和能量会辐射到无穷远，从而使管的能量和动量守恒。在能层内部，一段时间后，管的前端部分的能量变成负的，然后管的其余部分从孔中获得能量。在我们的模拟中，大部分补偿的正能量也被定位在能层内部，因为等离子体的向内速度近似等于将能量传输到外部的MHD波的速度。因此，必须包括一个额外的物理过程，它可以从ergophere中去除能量。磁重联似乎填补了这一角色，释放麦克斯韦应力，产生相对论性喷流。
2001-10-08 astro-ph
MHD Shock Conditions for Accreting Plasma onto Kerr Black Holes - I
本文将Appl和Camenzind（1988）关于狭义相对论磁流体动力学（MHD）喷流的工作推广到完全广义相对论研究旋转、静止和轴对称黑洞磁层中吸积MHD等离子体的驻激波形成。所有的激波后物理量都用相对论压缩比来表示，而压缩比可以用激波前的物理量来表示。然后，冲击等离子体的下游状态由吸积等离子体的上游状态决定。本文给出了赤道平面吸积流的慢磁声激波的解。我们发现，旋转磁层的慢磁声激波的某些性质可以表现得像一个快磁声激波。事实上，在弱引力极限下，对于上游非旋转吸积等离子体，当磁场线超前旋转时，我们的结果与Appl和Camenzind（1988）的快磁声激波解非常相似.然而，我们发现，由于强引力和旋转的影响，如框架拖曳效应，情况变得更加复杂。对于具有相同能流的吸积解，我们指出了黑洞的大自旋使慢磁声激波变强的趋势。
2002-02-22 astro-ph
Limit shocks of relativistic magnetohydrodynamics, Punsly's waveguide and the Blandford-Znajek solution
在本文中，我们研究各种问题密切相关的性质的布兰德福德Znajek机制提取旋转能量的黑洞正在进行的讨论。特别是，我们表明，开关的冲击允许的冲击方程的相对论性MHD和有类似的性质，他们的牛顿同行。就像在牛顿磁流体力学中一样，它们是快激波和慢激波解的极限，因此它们可以被归类为弱演化激波。Punsly的MHD波导问题的分析表明，它的解决方案不能有一个行波阶跃波的形式，快波和阿尔文波是必不可少的，在引导产生的流动。因果关系的考虑是用来争辩说，布兰德福德Znajek微扰的解决方案是在冲突的膜范式。另一种解释是根据一个有效的单极电感器的作用，在布兰德福德Znajek机制是由一个旋转的黑洞的能层区域。各种影响，这是讨论。
2002-09-11 astro-ph
Generalized Grad-Shafranov equation for gravitational Hall-MHD equilibria
引力Hall-MHD（G-Hall-MHD）平衡的一致性理论描述对于理解致密天体（黑洞、中子星等）周围的吸积盘（AD）现象具有重要意义。这些平衡的存在实际上是由观测结果提出的，观测结果表明，在致密星附近存在静止的、基本上非相对论性的AD等离子体，从而表明吸积盘的特征可能是缓慢变化的电磁场和流场。这些（EM）场，特别是电场，可以局部地非常强，使得AD等离子体可能是局部非中性的，并且因此以霍尔电流的存在为特征。因此，这表明这种平衡应该在霍尔-磁流体力学理论的框架内描述。扩展以前的方法，持有非旋转等离子体或专门的单物种模型平衡，忽略时空曲率的影响的基础上，这项工作的目的是制定一个广义的格拉德-Shafranov（GGS）方程适用于调查的G-Hall-MHD平衡在AD的非相对论性等离子体存在。为此目的的平衡被假定为产生一个强大的轴对称恒星磁场和由引力等离子体的AD特征。
2008-06-27 astro-ph
Relativistic MHD Winds from Rotating Neutron Stars
我们解决了旋转中子星的轴对称，广义相对论磁流体动力学风的时间相关的动力学。质量损失率自洽获得的MHD方程的解决方案，在恒星表面的有限的热压力。我们考虑双极和偶极磁场的几何形状，我们探索的参数制度延伸从低磁化（低σ_o），几乎热驱动风高磁化（高σ_o），相对论坡印廷通量为主的外流。我们计算了角动量和旋转能量损失率作为sigma_o的函数，并与经典的恒星和磁化恒星风理论的分析预期进行了比较。在这种情况下，我们的高sigma_o计算渐近接近分析的无力极限。如果我们用开放的磁通量来定义自旋下降速率，我们同样可以从最近对排列偶极子的无力计算中重现自旋下降速率。然而，即使sigma_o高达~20，我们发现Y型点（r_Y）的位置（它指定了赤道平面上最后一条闭合场线的半径）并不是轻圆柱体的半径R_L = c/omega（R =圆柱体半径），这是以前在大多数估计和无力计算中所假设的。相反，虽然在中纬度的阿尔芬半径迅速接近R_L的sigma_0超过1，r_Y仍然显着小于R_L。由于r_Y < R_L，我们计算的自旋下降速率因此超过了经典的"真空偶极“速率。我们讨论了我们的研究结果的影响模型的旋转动力的磁星和磁星，无论是在他们的观察状态，并在他们假设的快速旋转的初始状态。
2006-02-21 astro-ph
Relativistic Flows at the Hotspots of Radio Galaxies and Quasars?
本文综述了射电星系和类星体中X射线热点的宽带特性。我们表明，它们的集体性质可以统一在一个框架中，涉及频率相关的相对论光束和不同的方向观察者的视线。与这幅图相一致的最简单的动力学模型是在热点激波下游的相对论性流减慢，这表明喷流相对于热点距离保持相对论性。
2003-01-22 astro-ph
MHD jets around galactic objects
我们提出了一个自相似的，稳态模型描述磁化吸积盘和磁流体动力学喷流。我们专注于在这样的结构中的热日冕的作用。这种电晕使圆盘能够发射各种类型的射流。通过考虑能量守恒，我们还提出了一个诊断的光度磁化盘，它可以解释一些观测到的银河系天体的签名。
2000-11-14 astro-ph
Radio Emission from a Young Supernova Remnant Interacting with an Interstellar Cloud: MHD Simulation with Relativistic Electrons
我们提出了一个年轻的Ia型超新星遗迹的演变过程中，其相互作用的星际云的影响相当的大小的二维MHD模拟。我们包括第一次在这样的模拟明确的相对论性电子输运，包括光谱信息，使用一个简单但有效的计划，遵循其在冲击和随后的运输加速。从这些信息中，我们也模型无线电同步辐射，包括光谱。这些实验的主要结论是：1）独立于云的相互作用，SNR反向激波可以是年轻SNR中粒子加速的有效场所。2)在这些早期的同步加速器光谱指数，由于电子加速在初级冲击应接近0.5，除非这些冲击是由宇宙射线压力修改。然而，与云的相互作用产生明显陡峭的光谱区域，这可能会使SNR演变的全球动力学模型的解释复杂化。3)在云的相互作用之后，SNR内的内部运动变得高度湍流。4)最初均匀的星际磁场优先沿SNR的磁赤道放大，主要是由于不稳定性的偏置放大。独立于外部场配置，SNR内部存在该场的净径向方向。5)丝状射电结构与磁丝有很好的相关性，而弥散发射则遵循电子分布。6)与云的相互作用增强了电子数量和无线电发射。
1998-09-07 astro-ph
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
Relativistic and slowing down: the flow in the hotspots of powerful radio galaxies and quasars
成对的无线电发射喷流长度可达几百千秒差距，从无线电响亮的活动星系的中心区域（“核心”）发出。在其中最强大的，这些喷流终止于“热点”，紧凑的高亮度区域，喷流碰撞的星系际介质（IGM）。虽然人们早已确定，在它们的内部（$\sim$秒差距）区域，这些喷流是相对论性的，但仍然不清楚它们在最大尺度（数百千秒差距）是否仍然如此。我们认为，X射线，光学和无线电数据的热点，尽管他们在第一眼不同的属性，可以统一在一个计划，涉及相对论流上游的热点，减速到亚相对论速度的推断通过IGM前进，并在不同的角度来看，其运动方向。该方案除了提供了一个帐户的热点与喷流方向的光谱特性，它也表明，大规模的喷流保持相对论的所有方式的热点。
2003-04-14 astro-ph
Variability Profiles of Millisecond X-Ray Pulsars: Results of Pseudo-Newtonian 3D MHD Simulations
我们模拟了毫秒周期X射线谱仪的光变剖面。我们进行了三维磁流体动力学模拟的磁盘吸积毫秒周期中子星与错位的磁偶极矩，使用伪牛顿Paczynski-Wiita势模型的广义相对论效应。我们发现，由此产生的漏斗流的吸积物质和热点的表面上的恒星的形状是非常相似的那些更慢的旋转恒星从早期的模拟使用牛顿势。漏斗流和热点以与恒星大致相同的角速度旋转。对于小（大）未对准角度，光斑为弓形（条形）。我们发现，当我们使用Paczynski-Wiita势时，落在恒星上的物质具有比牛顿势更高的马赫数。在得到辐射通量的表面分布后，我们计算了恒星的变化曲线，考虑到广义相对论，多普勒和光旅行时间的影响。我们发现，广义相对论效应降低了脉冲分数（平坦的光变曲线），而多普勒和光旅行时间效应增加了它，扭曲了光变曲线。我们还发现，我们的热点的光变曲线相当好地再现了点与高斯通量分布集中在磁极。我们还计算了在某些情况下观察到的恒星图像，并看到在某些方向上，两个对跖热点同时可见，正如早期作者所指出的那样。
2005-08-04 astro-ph
The age of the Sun and the relativistic corrections in the EOS
我们表明，列入特殊的相对论修正的OPAL和MHD状态方程有显着的影响日震测定的太阳年龄。相对于旧的OPAL或MHD EOS，包含相对论修正的模型导致约$0.05 - 0.08 \gi $的减少。我们的最佳拟合值是$t_\mathrm{seis} = (4.57 \pm 0.11) \gi $，它与太阳年龄的陨石值非常吻合。我们认为，包括相对论修正是很重要的探测恒星的演化状态的小频率间隔$δν_{\ell,n}=ν_{\ell,n}-ν_{\ell+2,n-1}$，球谐度$\ell = 0,1$和径向顺序$n \gg \ell$。
2002-05-28 astro-ph
The general relativistic MHD dynamo equation
在广义相对论中，利用协变1+3方法，导出了有限电导率等离子体的磁流体动力学发电机方程。这种形式主义允许对等离子体和引力效应进行清楚的划分和解释，并且我们没有局限于特定的时空几何。结果应该是感兴趣的天体物理学和宇宙学，制定是非常适合规范不变微扰理论。此外，发电机方程在一些特定的限制。特别是，我们认为引力波与磁场的相互作用，并提出的线性增长的电磁感应场的演化结果，以及这些领域的扩散阻尼。
2005-01-11 astro-ph gr-qc
Extragalactic jets with helical magnetic fields: relativistic MHD simulations
河外喷流被认为是动力学上重要的、有组织的磁场的港湾，这些磁场可能有助于相对论性喷流的准直。在这里，我们探索网格自适应，高分辨率的数值模拟的AGN喷流的形态遍布螺旋场和流动拓扑结构。我们集中在形态特征的弓形激波和射流束后面的马赫盘，为各种射流洛伦兹因子和磁场螺旋。研究了螺旋磁场对射流束在过密外部介质中传输的影响。我们使用的AMRVAC代码，采用一种新的混合块为基础的AMR策略，计算理想的等离子体动力学在狭义相对论。束流磁场的螺旋度被有效地沿束流向下传输，在对角内部交叉激波之间的压缩区显示出更强的环向场区域。与被茧包围的等效低相对论性射流相比，高速射流在主要由环向场填充的涡流回流中仅表现出局部的强环向场区域。我们发现一个更极向，直场层，压缩之间的射流束和回流的证据。该层减小了回流对射流束的不稳定影响。在所有情况下，射流束包含丰富的交叉激波图案，部分动能通过交叉激波图案转移。对于这里考虑的高速参考射流，只有在超过${\cal O}(100 R_j)$的距离之外才会发生显著的射流减速，因为轴向流可以在下游重新加速到内部交叉激波。这种再加速是由磁场辅助的，因为磁场压缩了内部的激波，使气流收缩。
2008-02-14 astro-ph
Are the hotspots of radio galaxies the sites of in-situ acceleration of relativistic particles?
使用一个大的光学检测到的热点在强大的河外双射电源，我们研究的基本问题，光学同步辐射的检测是否需要在现场的热点/叶内的相对论电子加速。为此，我们考虑了喷流的整体相对论运动，以及它可能与天空平面的错位。总之，这两个因素可以大大减少以喷流形式从原子核喷射出的超相对论电子的表观范围。传统上采用的参数空间的基本变量，即，热点磁场，射电源的方向角相对于视线和批量速度的射流等离子体，被认为是。我们发现，所观察到的光学/近红外同步辐射的热点可以解释，即使辐射的相对论性电子被加速专门在核区域内，提供的能量损失所产生的电子在其运输过程中的射流占主导地位的逆康普顿上散射的宇宙微波背景光子。在这种情况下，相对论电子在热点或波瓣内的原位加速没有被发现是由他们报道的光学/近红外探测所强制要求的。
2001-08-24 astro-ph
Relativistic Magnetohydrodynamics In Dynamical Spacetimes: Numerical Methods And Tests
理论天体物理学前沿的许多问题需要在动态的、强烈弯曲的时空中处理磁化流体。这些问题包括伽马射线暴的起源、星核坍缩或中子星合并引起的新生中子星差旋的磁制动、新生黑洞周围喷流和磁化盘的形成等。为了模拟这些现象，所有这些都涉及广义相对论（GR）和磁流体力学（MHD），我们已经开发了一个GRMHD代码，能够在动态时空中演化MHD流体。我们的代码解决了轴对称和全3+1维的Einstein-Maxwell-MHD系统的耦合方程。我们通过积分BSSN方程来演化度规，并使用保守的激波捕获方案来演化MHD方程。我们的代码给出了准确的结果，在标准的MHD代码测试问题，包括磁化冲击和磁化邦迪流。为了测试我们的代码的能力，发展的MHD方程的动态时空中，我们研究的扰动的均匀，磁化流体激发的引力平面波，我们发现很好的协议之间的解析解和数值解。
2005-07-08 astro-ph gr-qc
Relativistic Radiation Magnetohydrodynamics in Dynamical Spacetimes: Numerical Methods and Tests
当前相对论天体物理学中的许多系统都需要了解在强弯曲动态时空中流动的磁化气体的辐射转移。这类系统包括包含中子星或白矮星的合并致密双星、合并黑洞周围的圆盘、核心坍缩超新星、超新星和伽马射线暴源。为了模拟这些现象，所有这些都涉及到广义相对论，辐射（光子和/或中微子），磁流体力学，我们已经开发了一个广义相对论代码能够在动态时空中发展MHD流体和辐射。我们的代码解决了耦合Einstein-Maxwell-MHD-辐射方程组在轴对称和全3+1维。我们通过积分BSSN方程来演化度量，并使用保守的高分辨率激波捕获方案来演化MHD和辐射矩方程。在本文中，我们实现了我们的计划，光学厚气体和灰体不透明度。我们的代码给出了准确的结果，在一套测试涉及辐射冲击和非线性波传播在闵可夫斯基时空。此外，为了测试我们的代码的能力，在强场动力学时空相对论辐射MHD方程的发展，我们研究了“热奥本海默-斯奈德崩溃”的黑洞，并找到很好的协议之间的解析解和数值解。
2008-02-21 astro-ph gr-qc
MHD of rotating compact stars with spectral methods: description of the algorithm and tests
本文介绍了一个用于广义相对论磁流体力学研究的灵活的谱程序。针对研究缓慢旋转的磁化致密星的物理，这个新的代码使用各种物理动机的近似。其中，相对论滞弹性近似是当前版本的代码的关键成分。在这篇文章中，我们主要概述的方法，把重点放在算法技术，使尽可能多的频谱方法的非耗散特性的好处，也显示了潜在的天体物理应用，并提供了一些说明性的测试。
2007-02-15 astro-ph gr-qc
Pulsar Magnetosphere : A General Relativistic Treatment
一个完整的广义相对论描述的脉冲星磁层。更具体地说，脉冲星磁层的研究是在广义相对论磁流体力学（MHD）的背景下，采用所谓的格拉德-沙夫拉诺夫方法。毫不奇怪，由此产生的格拉德-沙夫拉诺夫方程和所有其他相关的广义相对论MHD方程，在本质上与（旋转的）黑洞磁层具有相同的结构。这两种情况之间的其他不同性质，包括每个磁层中MHD流的奇异面结构，本质上是编码在不同的时空（度规）内容中。这样，脉冲星和黑洞磁层就可以统一描述了。特别是，在中子星磁层中循环的极向电流的方向与在黑洞磁层中循环的电流的方向相同，这反过来又通过"磁制动“导致脉冲星和黑洞自旋下降。
2005-01-19 astro-ph gr-qc hep-th
Magnetohydrodynamics in full general relativity: Formulation and tests
提出了一种新的磁流体动力学（MHD）模拟方法，该方法在全广义相对论（包括动力学时空）中进行。在我们的实现中，爱因斯坦的演化方程的BSSN形式主义，MHD方程的高分辨率中心计划，和感应方程的约束输运方法。我们对相对论磁流体力学的标准测试问题进行了数值模拟，包括狭义相对论磁化激波、静止时空中广义相对论磁化Bondi流以及完全广义相对论下中子星和磁化圆盘组成的自引力系统的长期演化.在最后的测试中，我们说明，我们的实现可以遵循绕组的磁场线的磁化和差分旋转吸积盘周围的紧凑的对象，直到饱和，之后，磁驱动的风和角动量运输内的磁盘打开。
2005-07-16 astro-ph gr-qc
Lepton MHD and magnetic field generation in SM
本文导出了描述含中微子稠密等离子体演化的SM MHD方程组。首先，这是做一个热对等离子体组成的电子和正电子，中微子和反中微子的所有口味的各向同性介质中的早期宇宙等离子体在轻子阶段。然后，我们发现如何轴向矢量电流违反宇称SM有助于磁流体的轻微极化（各向异性）等离子体的平均磁场的放大的一种新的机制出现由于集体中微子等离子体相互作用，而不是假设的不对称的流体速度涡导致相同的效果的$α^2$ -发电机。
2004-03-09 astro-ph hep-ph
