Experiments on the magnetorotational instability in helical magnetic fields
磁旋转不稳定性（MRI）通过使吸积盘中的角动量向外输运，在恒星和黑洞的形成中起着关键作用。使用组合的轴向和方位角磁场允许在中等雷诺数和哈特曼数的液态金属流的这种效果的调查。各种实验结果表明，在泰勒-库埃特流使用液态金属合金GaInSn的MRI的发生的证据。
2007-01-02 astro-ph
Magnetorotational Instability around a Rotating Black Hole
用3+1观点研究了Kerr时空中的磁旋转不稳定性。麦克斯韦方程组是在一个与开普勒轨道中的物质共同旋转的圆形轨道观察者坐标系中表达的。在磁共振成像中，快速旋转的黑洞周围存在着大的本征增长率。大的“离心力”和磁场的快速变化是由时空几何的旋转引起的。结果表明，在极端Kerr情况下，在$r=r_{ms}$处的最大本征增长率约为Schwartzshield情况下的12倍.
2005-04-01 astro-ph
The Effect of Neutrino Radiation on Magnetorotational Instability in Proto-Neutron Stars
中微子辐射在原中子星的动量、热量和轻子输运中起着重要作用。这些扩散过程影响PNS中磁旋转不稳定性（MRI）的增长。我们进行了局部线性分析的轴对称和非轴对称MRI包括中微子输运和欧姆耗散的影响。我们发现，MRI可以增长，即使在多扩散的情况下，实现在中微子加载PNS。当环形磁分量占主导地位的极向一个，非轴对称MRI模式的增长速度比轴对称模式。这些结果表明非轴对称MRI在PNS中的重要性。因此，了解磁共振成像的三维非线性演化是揭示核心坍缩超新星爆炸机制的必要条件。
2006-10-02 astro-ph
Magnetorotational-type instability in Couette-Taylor flow of a viscoelastic polymer liquid
我们描述了粘弹性Couette-Taylor流的不稳定性，它直接类似于天体物理磁流体力学中的磁旋转不稳定性（MRI），聚合物分子起着磁场线的作用。通过确定的不稳定性和首选模式的属性的发病所需的条件，我们区分它从离心和弹性不稳定性研究以前。粘弹性不稳定性的实验演示和研究应该比液态金属中的MRI容易得多。类似的情况下，一个占主导地位的环形磁场，如预期在一个吸积盘，它可能会进入一个动荡的制度，其中许多模式是不稳定的。
2008-02-10 astro-ph
A Local Model for Angular Momentum Transport in Accretion Disks Driven by the Magnetorotational Instability
我们发展了一个局部模型，用于描述由磁旋转不稳定性驱动的湍流中雷诺应力和麦克斯韦应力的指数增长和饱和。我们首先推导方程，描述的不稳定性的增长和泵的应力的影响。我们强调了一种新型的相关性，耦合的雷诺和麦克斯韦应力的动态演化，并在发展和维持磁旋转湍流的关键作用。然后，我们补充这些方程的现象学描述的三重相关性，导致饱和湍流状态。我们表明，该模型的稳态极限成功地描述了剪切盒的数值模拟中发现的应力之间的相关性。
2006-10-18 astro-ph
Liquid metal experiments on the helical magnetorotational instability
磁旋转不稳定性（MRI）在恒星和黑洞的形成过程中起着至关重要的作用。通过使流体动力学稳定的开普勒流不稳定，MRI触发湍流，并使吸积盘中的角动量向外传输成为可能。我们提出了一个液体金属泰勒-库埃特实验的螺旋磁场的影响下，表现出典型的功能，MRI在雷诺数的顺序1000和哈特曼数的顺序10。特别是重点放在一个改进的实验中，分裂端盖被用来尽量减少埃克曼泵。
2008-12-19 astro-ph
Axisymmetric Magnetorotational Instability in Viscous Accretion Disks
通过线性分析和二维非线性模拟研究了粘性吸积盘中的轴对称磁旋转不稳定性。粘性MRI的线性增长由定义为$R_{\rm MRI} \equiv v_A^2/νΩ$的雷诺数表征，其中$v_A$是Alfv{é}n速度，$ν$是运动粘度，并且$Ω$是盘的角速度。虽然线性增长率被抑制相当大的雷诺数降低，非线性行为被发现几乎是独立的$R_{\rm MRI}$。在非线性演化阶段，即使雷诺数远小于1，双通道流动继续增长，Maxwell应力也会增加，直到计算结束。大部分注入系统的能量被转换成磁能。另一方面，发现热能的增益率远大于粘性加热率。磁共振成像的非线性行为在粘性的制度和它的区别，在高阻制度，可以通过使用的线性色散关系的特性示意性地解释。应用我们的结果的情况下，粘度和电阻率，预计的临界值的Lundquist数$S_{\rm MRI} \equiv v_A^2/ηΩ$取决于磁普朗特数$S_{{\rm MRI},c} \propto Pm^{1/2}$的制度中的$Pm \gg 1$和保持恒定时，$Pm \ll 1$，其中$Pm \equiv S_{\rm MRI}/R_{\rm MRI} = ν/η$和$η$是磁扩散率。
2008-08-18 astro-ph
Finite Larmor Radius Effects on the Magnetorotational Instability
推导了考虑有限拉莫尔半径（FLR）效应的磁旋转不稳定性（MRI）的线性色散关系。特别是，Braginskii形式的离子陀螺粘度，它代表了一阶FLR修正的两流体方程，被保留。结果表明，在弱磁场的限制下，FLR效应是最重要的效应，当β>> 1时，FLR效应比霍尔效应重要得多，其中β是离子热压力与磁压力的比值。FLR效应甚至可以完全稳定具有比离子拉莫尔半径大得多的波长的MRI模式。讨论了天体物理学吸积盘的一些意义。
2007-03-13 astro-ph
Magnetorotational Instability in a Rotating Liquid Metal Annulus
虽然磁旋转不稳定性（MRI）已被广泛认为是磁化吸积盘中强有力的吸积机制，但它还没有在实验室中实现。通过局部和全局稳定性分析和磁流体动力学（MHD）模拟，探讨了在旋转液体-金属环（Couette流）中研究MRI的可能性。稳定性图以无量纲参数和内外圆柱的角速度表示。它表明，MRI可以触发在一个适度快速旋转的桌面设备，使用易于处理的金属，如镓。这个拟议的实验的实际问题进行了讨论。
2001-10-15 astro-ph
Shearing and embedding box simulations of the magnetorotational instability
两种不同的计算方法的磁旋转不稳定性（MRI）的追求：剪切盒的方法，这是适合于本地模拟和嵌入盒的方法，其中泰勒Couette流嵌入在一个盒子，使数值问题的坐标奇异性被避免。提出了新的剪切盒模拟，并讨论了常规和高粘度之间的差异。对嵌入盒中的球形非线性Taylor Couette流进行了初步模拟，研究了轴向场对背景流的影响。
2004-12-15 astro-ph
Chaos in Turbulence Driven by the Magnetorotational Instability
混沌流研究了一系列的数值磁流体动力学模拟，使用剪切盒形式主义。这模拟了局部吸积盘动力学的重要特征。磁旋转不稳定性引起流动湍流，并且可以测量定量的混沌参数，例如最大李雅普诺夫指数。线性增长率出现在这些指数，即使当流动是完全湍流。与混沌流相关的对初始条件的极端对初始条件的敏感性具有实际意义，其中最重要的是需要数百个轨道时间来提取有意义的应力平均值。如果圆盘中的演化时间小于这个值，经典的$α$形式主义将失效。
2003-01-24 astro-ph
Magnetorotational instability in weakly ionised, stratified accretion discs
磁旋转不稳定性（MRI）（Balbus和Hawley 1991，Hawley和Balbus 1991）通过连接流体元素的磁场线的扭曲，在吸积盘中径向向外传输角动量。在原恒星盘中，低电导率是很重要的，特别是在内部区域（Gammie 1996，Wardle 1997）。因此，低k模式是相关的，垂直分层是分析的关键因素。然而，在这些环境中的MRI的大多数模型都采用了双极扩散或电阻近似，并没有同时处理分层和霍尔电导率。我们在这里提出了一个线性分析的MRI，包括霍尔效应，在分层光盘。
2003-07-07 astro-ph
Nonaxisymmetric Magnetorotational Instability in Proto-Neutron Stars
研究了具有环形磁场的差动旋转原中子星的稳定性.利用局部线性分析方法导出了非轴对称磁流体动力学不稳定性的稳定性判据。与正常恒星相比，PNS的旋转速度具有更强的径向剪切。我们发现，非轴对称磁旋转不稳定性（NMRI）与一个大的方位波数$m$是占主导地位的扭结模式（$m=1$）在差分旋转PNS。NMRI的增长率是角速度$Ω$的数量级，比扭结型不稳定性快几个数量级。稳定性的标准是类似的轴对称磁旋转不稳定性与极向场，虽然轻子梯度的影响被认为是在我们的分析。如果不稳定模态的波矢平行于Brunt-Väisälä振荡的回复力，则NMRI甚至可以在对流稳定层中增长。NMRI的非线性演化可以放大PNS中的磁场，并驱动MHD湍流，这可能导致中微子光度的增强。
2005-12-13 astro-ph
Numerical study of the magnetorotational instability in weakly magnetised accretion disks: Resolution dependence of the Shakura-Sunyaev alpha
在这封信中，我们提出的数值计算，调查可能的分辨率依赖的Shakura和Sunyaev（1973）粘度参数α的磁旋转不稳定性（MRI）的局部磁流体动力学模拟。我们发现，α的值确实显着依赖于数值分辨率，但也当可达到的最高分辨率的计算资源被使用时，α参数的增长似乎饱和。α的值最多为10^（-3）的量级，这表明在圆盘中由于发电机产生的磁场而产生的湍流的单独存在不足以再现可以解释某些观测结果的单位量级的α（例如，Cannizzo 1993）。
2001-11-29 astro-ph
The magnetorotational instability across the dead zone of protoplanetary disks
我们研究的线性稳定性的流动线程的弱，垂直磁场在磁盘与开普勒旋转配置文件和电离度的垂直分层的预测为广大部分的原行星盘。进行了准全球分析，在垂直方向上的扰动的形式是确定的。考虑到气体的欧姆磁扩散率，导致磁旋转不稳定性的条件进行了分析，作为在磁盘表面的扩散率的函数，其垂直剖面和未扰动的磁场的强度。对于典型的条件下，相信占主导地位的原行星盘在径向距离0.1和10 AU之间，所谓的死区被提出存在，我们发现，一般的不稳定性是阻尼。这意味着，如果MRI被认为是原行星盘中唯一可能的湍流源，那么在这些半径上不会发生粘性角动量传输。
2000-09-18 astro-ph
Aspect ratio dependence in magnetorotational instability shearing box simulations
目的：我们研究了剪切盒中磁旋转不稳定性驱动的湍流性质的变化，因为径向方向上的计算域大小相对于高度变化。方法：我们在剪切盒近似中进行3D模拟，具有净磁通量，并且我们考虑具有不同纵横比的计算域。我们发现，在箱子的纵横比统一的角动量的运输是强烈的间歇性和占主导地位的通道解决方案与以前的工作。相比之下，在具有较大纵横比的盒中，通道解决方案和相关联的间歇性行为消失。结论：有强有力的证据表明，随着纵横比变得更大，解决方案的特性变得纵横比无关。我们的结论是，剪切盒计算与纵横比单位或接近单位可能会引入虚假的影响。
2008-05-08 astro-ph
The signature of the magnetorotational instability in the Reynolds and Maxwell stress tensors in accretion discs
磁旋转不稳定性被认为是负责磁流体动力学湍流的产生，导致吸积盘中的向外角动量输运增强。在这里，我们提出的第一个正式的分析证明表明，在指数增长的不稳定性，平均（平均超过光盘尺度高度）雷诺应力总是积极的，平均麦克斯韦应力总是负的，因此，平均总应力是积极的，并导致净向外通量的角动量。更重要的是，我们表明，在指数增长的不稳定性的后期时间的麦克斯韦雷诺应力的比率仅由本地剪切确定，并不依赖于初始频谱的扰动或种子磁的强度。即使我们推导出这些属性的应力张量的指数增长的不稳定性在不可压缩流，剪切盒的数值模拟表明，这种特性是定性保存在更一般的条件下，即使在饱和湍流状态产生的不稳定性。
2006-07-20 astro-ph
Disk Winds Driven by Magnetorotational Instability and Dispersal of Proto-Planetary Disks
通过对分层吸积盘进行局域三维MHD模拟，研究了由MHD湍流驱动的盘风。初始给定的弱垂直磁场被磁旋转不稳定性和由于差动旋转引起的绕组有效地放大。大尺度通道流在1.5 - 2倍的尺度高度处最有效地发展，其中磁压力与气体压力相当但略小于气体压力。这些通道流的分裂通过将坡印亭通量输送到气体来驱动结构化盘风。这些特征在各种初始场的模拟中普遍存在。这种盘风过程应该在原行星盘的动力蒸发中发挥重要作用。通道流的分裂也激发了与Alfvenic波和（磁）声波向中平面相关的动量通量，这可能有助于小尘埃颗粒在原行星盘中的沉积。
2008-12-26 astro-ph
Magnetorotational Instability in Protoplanetary Disks. II. Ionization State and Unstable Regions
我们调查在原行星盘磁旋转不稳定性的运作，这可能会导致在磁盘的角动量输运。我们研究了各种带电粒子的空间分布和各种模型的原行星盘的不稳定区域，考虑到离子和电子在颗粒表面的复合，这是一个重要的过程中的大部分磁盘。我们发现，对于所有的模型有一个内部区域，这是由于欧姆耗散磁旋转稳定。这必然使中心恒星上的吸积不稳定。对于最小质量太阳星云的模型，其内部盘是稳定的临界半径约为20 AU，临界半径外的质量吸积速率为10^{-7} - 10^{-6} M_{\odot} yr^{-1}。在低柱密度的圆盘中，稳定区域较小。原行星盘中的尘埃颗粒可能通过相互粘附而生长，并可能向盘的中平面沉积。我们发现，稳定区缩小晶粒尺寸的增加或沉淀的进行。因此，在演化的后期，原行星盘甚至在内部区域也可能是磁旋转不稳定的。
2000-05-23 astro-ph
On the nonlinear saturation of the magnetorotational instability near threshold in a thin-gap Taylor-Couette setup
本文研究了薄间隙泰勒-库埃特位形中粘性、电阻性、不可压缩流体的轴对称磁旋转不稳定性（MRI）的阈值附近的饱和现象。采用垂直磁场、开普勒剪切和无滑移、导电的径向边界条件。弱非线性理论导致一个真正的金兹伯格-朗道方程的扰动振幅，像在我们以前的理想化分析。对于小的磁普朗特数（P \ll 1），饱和振幅标度为P^{2/3}，而角动量输运的大小标度为P^{4/3}。与以前的标度（分别为~P^{1/2}和P）的差异归因于径向边界层的出现。远离这些，稳态非线性饱和是通过适度减少失稳剪切来实现的。这些结果将有助于理解MRI实验室实验和相关的数值模拟。
2007-07-01 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
Helical magnetorotational instability of Taylor-Couette flows in the Rayleigh limit and for quasi-Kepler rotation
考虑了无电流磁场轴向分量和方位分量同时存在时的磁旋转不稳定性。对于具有均匀比角动量的旋转，轴对称扰动的MHD方程在局部短波近似下求解。所有解对B_z \cdot B_z \neq 0都是超稳定的，其固有频率接近粘性频率.对于更平坦的旋转定律，局部近似的结果不符合旋转圆柱之间Taylor-Couette流动的MHD不稳定性的整体计算结果。当B_phi和B_z为同阶时，对于平直转动律，如准Kepler转动，也倾向于行波解。对于磁普朗特数Pm \to 0，它们与旋转雷诺数成比例，而不是与磁雷诺数成比例（如标准MRI），因此它们可以很容易地在MHD实验室实验中实现。对于非轴对称模态，发现B_z/B_z之比仅对极值有显著影响。当B_z>> B_z时，当Pm不太小时，非轴对称模占主导地位。然而，对于B_z >> B_z的标准MRI，非轴对称模态的临界雷诺数比轴对称模态的临界雷诺数高出许多阶，因此它们决不是优先的。
2008-08-04 astro-ph
Ion dynamics and the magnetorotational instability in weakly-ionized discs
在多流体框架下研究了弱电离、差动旋转磁化等离子体盘的磁旋转不稳定性。圆盘被均匀的垂直磁场穿过，电荷仅由电子和离子携带。包含离子动力学导致显着修改的电导率张量在弱电离磁盘。电导率张量的平行分量、Pedersen分量和Hall分量成为时间依赖量，导致电导率的AC和DC部分。电导率可能会改变符号，导致MRI可能运行的参数窗口发生显著修改。双极和霍尔扩散的线性增长的MRI的效果检查中存在的时间依赖性的电导率张量。我们发现，在双极制度的增长率可以变得有点大于旋转频率，特别是当偏离理想的MHD是显着的。此外，不稳定性在大尺度长度上起作用。这对盘中的角动量输运具有重要意义。
2006-07-03 astro-ph
Ambipolar Diffusion in the Magnetorotational Instability
研究了双极扩散对弱电离吸积盘线性稳定性的影响。关于这一主题的早期工作集中在轴向磁场和扰动波数。我们认为在这里更一般的领域和波数几何，并发现定性的新结果。如果径向波数和方位场与它们的轴向对应物一起存在，双极扩散将总是不稳定的，在定义明确的波数带处出现不稳定的局部模式。对应于最大增长率的波数一般不必沿垂直轴分布。当离子-中性粒子碰撞时间超过轨道时间时，相对于局域角速度，生长速率变小。与霍尔电动势一样，双极扩散使正和负角速度梯度都不稳定。因此，至少在某些情况下，均匀旋转的分子云核心可能反映了双极磁旋转不稳定性的边缘稳定状态。
2003-09-25 astro-ph
The Magnetorotational Instability in the Kerr Metric
磁旋转不稳定性（MRI）是驱动湍流、角动量输运和吸积的主要候选者。我认为线性理论的磁共振成像在薄，赤道盘的克尔度规。我首先分析了MRI的机械模型，该模型由弹簧连接的近圆形轨道上的两个点质量组成。然后，我制定了一个当地的笛卡尔坐标系薄，赤道克尔磁盘。在这个局部模型中，广义相对论效应仅通过科里奥利参数和有效势的潮汐膨胀的变化来体现。MRI可以分析的背景下，使用非相对论磁流体力学的本地模型，和增长率同意与那些发现在力学模型。由圆轨道观测者测量的最大增长率与使用牛顿引力的天真估计的差异是一个因子，对于所有半径和所有a/M，该因子在1和4/3之间变化。
2004-06-23 astro-ph
Localized magnetorotational instability and its role in the accretion disc dynamo
磁旋转不稳定性（MRI）被认为是吸积盘中传递角动量的有效途径。它也被认为是一种放大磁盘中磁场的方法，这种不稳定性就像一台非线性发电机。最近的数值计算工作表明，一个大规模的磁场，这是主要的方位角，可以维持由MRI驱动的运动相同的领域。根据这个想法，我们提出了一个分析计算的MRI中存在的方位场与非平凡的垂直结构。我们发现，与MRI模式相关的平均径向电动势倾向于减少磁能，通过混合非均匀的方位场来充当湍流电阻率。同时，方位EMF产生径向场，该径向场与开普勒剪切相结合，倾向于放大方位场，因此可以帮助发电机过程。然而，这种效果，是扭转足够强的方位场，自然导致饱和的发电机和可能的周期性行为的磁场，发现在以前的数值工作。
2008-09-23 astro-ph
Magnetorotational Instability in a Couette Flow of Plasma
迄今为止，所有在实验室中模拟磁旋转不稳定性（MRI）的实验都涉及旋转环中液态金属的库埃特流。所有的液态金属都有很小的磁性普朗特数Pm，大约为10^{-6}（运动粘度与磁扩散率的比值）。在等离子体中，通过改变等离子体的温度和密度，可以获得大的和小的Pm。等离子体的可压缩性和快速旋转导致平衡等离子体密度的径向分层。研究了轴向均匀磁场作用下径向分层粘性电阻等离子体中扰动的演化。ExB漂移在外加径向电场中引起等离子体的微分旋转。用我们新开发的矩阵程序计算了全局不稳定本征模。等离子体被证明是MRI不稳定的参数容易实现的实验设置。
2003-09-11 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
Axisymmetric simulations of magnetorotational core collapse: Approximate inclusion of general relativistic effects
我们继续我们的调查，讨论模拟与修改后的牛顿引力势，模仿广义相对论效应的恒星核心的磁旋转崩溃。在我们的模拟中使用的近似TOV势捕捉完全相对论模拟的几个功能相当不错。它能够正确地再现模型的行为，这些模型在从牛顿模拟切换到完全相对论模拟时显示出动力学和引力波信号的定性变化。如果不是这种情况，牛顿模型和近似TOV模型在数量上是不同的。塌缩进行到具有近似TOV电势的更高密度，从而允许通过差分旋转更有效地放大磁场。足够强的磁场会抑制地核的旋转，并引发一个收缩阶段，达到更高的密度。几种模型表现出两种不同类型的冲击产生。由于磁制动，在初始离心反弹期间产生的第一冲击波不足以喷射任何质量，并且核心继续坍缩到超核密度。当地核超过核物质密度时，在第二次反弹期间产生另一个更强的冲击波。这些模型的引力波信号不符合标准分类。相反，它属于我们在本系列的第一篇论文中介绍的信号类型IV。这种信号类型是更频繁的近似相对论势比牛顿的。强磁化模型在非常低的频率下发射其GW功率的很大一部分。在10 Hz和> 100 kHz之间的平坦频谱表示产生射流状流出。[摘要略]
2006-10-31 astro-ph
Magnetorotational Instability in Liquid Metal Couette Flow
尽管磁旋转不稳定性（MRI）作为磁化吸积盘角动量输运的基本机制的重要性，它还没有在实验室中得到证明。新墨西哥州采矿和技术研究所的液体钠α-ω发电机实验为研究旋转金属环（库埃特流）中的MRI提供了理想的环境。局部稳定性分析作为剪切、磁场强度、磁雷诺数和湍流普朗特数的函数进行。后者考虑到了对圆柱形容器的刚性旋转端壁形成Ekman层所引起的最小湍流。稳定性条件和不稳定的条件下，钠的实验进行了比较与另一个建议的MRI实验与液体镓。由于在钠实验中可实现的相对较大的磁雷诺数，因此应该可以观察到MRI在宽范围波数下的激发，并进一步观察到向湍流状态的转变。
2002-04-18 astro-ph
Magnetorotational instability in stratified, weakly ionised accretion discs
我们提出了一个线性分析的垂直结构和增长的分层，弱电离吸积盘，如原恒星和静止的矮新星系统的磁旋转不稳定性。该方法包括磁耦合的影响，流体的电导率制度和强度的磁场，这是最初的垂直。电导率被视为一个张量，并假定为常数与高度。我们得到了不同的电导率制度，初始磁场的强度和电离和中性成分的流体之间的耦合的全局不稳定模式的结构和增长率的解决方案。短波长扰动的包络线是由不同高度的竞争性局部增长率的作用决定的，由圆盘的垂直分层驱动。双极扩散扰动的峰值始终高于中平面以上的模式，包括霍尔电导率。对于弱耦合，扰动，包括霍尔效应增长更快，并采取行动，在一个更广泛的横截面的光盘比那些使用双极扩散近似。最后，我们推导出一个近似的标准时，霍尔扩散决定的增长的磁旋转不稳定性。这在原恒星盘的广泛半径范围内都得到了满足，减少了磁“死区”的范围。即使磁耦合是弱的，显着的吸积可能会发生接近中平面，而不是在弱电离光盘的表面区域。
2003-07-14 astro-ph
Seed fields for galactic dynamos by the magnetorotational instabilities
本文提出了一个线性的、全局性的盘几何磁旋转不稳定性（MRI）的数值模型，用来估计星系的不稳定性参数。相似性规则建议的本地分析，揭示了一个普遍的行为接近全球计算结果的大磁普朗特数。研究结果被用来估计其非常大的磁普朗特数，不能达到任何数值模拟的星系的MRI特性。所得到的不稳定性的最小场Bmin 10-25 G与目前讨论的任何种子场相比都很小。磁共振成像的增长时间估计是在内部刚性旋转核心的旋转周期的顺序，即~100万年。全局MRI优先激发四极对称的磁场模式。
2004-05-12 astro-ph
Nonlinear Evolution of the Magnetorotational Instability in Ion-Neutral Disks
本文对弱电离等离子体中的磁旋转（Balbus-Hawley）不稳定性进行了三维磁流体动力学模拟。我们采用了一种配方，其中的离子和中性粒子都被视为单独的流体耦合只通过碰撞阻力项。不考虑电离和复合过程。Blaes和Balbus（1994）曾考虑过离子中性系统的线性稳定性。在这里，我们通过计算局部剪切盒近似下开普勒角动量分布的演化，将他们的结果扩展到非线性区域。当碰撞频率为轨道频率的100倍量级时，我们发现了显着的湍流和角动量输运。在较高的碰撞率，这里研究的两个流体系统的行为很像以前研究的完全电离系统。在较低的碰撞率的不稳定性的演变主要是由离子的性质，中性粒子作为一个水槽的湍流。由于在这种制度的饱和时发生的磁场是相对于离子压力的超热，我们发现的磁能的振幅和相应的角动量输运率是成比例的离子密度。我们的计算表明，当碰撞频率小于轨道频率的0.01倍时，离子和中性粒子基本上是解耦的;在这种情况下，离子流体的行为与单流体模拟中的一样，中性粒子保持静止。我们发现，在耦合频率范围内，纯环形初始磁场组态对磁旋转不稳定性是不稳定的。
1998-02-17 astro-ph
The Magnetorotational Instability in a Collisionless Plasma
我们认为，在弱磁场的存在下，差分旋转的无碰撞等离子体的线性轴对称稳定性，我们限制我们的分析波长远大于质子拉莫尔半径。这是磁旋转不稳定性的动力学版本，作为吸积盘中磁场放大和角动量输运的机制被广泛探索。的动力学计算是适当的热吸积流到紧凑的对象和非常弱的磁场的增长，碰撞的平均自由程大于波长的不稳定模式。我们指出，动力学不稳定性判据与MHD中的一致，即角速度向外减小。然而，几乎每一种模式都有一个线性的动力学增长率，不同于它的MHD对应。动力学增长率也明显取决于β，即，取决于气体压力与种子磁场压力的比率。对于β ~ 1，动力学增长率与MHD增长率相似，而对于β>> 1，它们显著不同。当β>> 1时，对于开普勒圆盘，增长最快的模的增长率为sqrt{3} Ω，大于它的MHD对应物;还有许多模的增长率可以忽略不计，<β ^{-1/2} Ω <<Ω。我们提供了一个详细的物理解释，这些结果表明，气体压力的力量，而不仅仅是磁力，是中央的行为的磁旋转不稳定性在无碰撞等离子体。我们还讨论了我们的分析的天体物理意义。
2002-05-28 astro-ph
Saturation and Thermalization of the Magnetorotational Instability: Recurrent Channel Flows and Reconnections
利用三维电阻MHD模拟研究了磁旋转不稳定性的非线性演化和饱和机制。一个局部剪切盒用于我们的数值分析和模拟开始与一个纯粹的垂直磁场。我们发现，磁应力在非线性阶段的MRI是强烈的波动。的时间演化表明，准周期复发的尖峰形状的变化通常为几个轨道，对应于快速放大的磁场由非线性增长的双通道的解决方案，然后通过磁重联衰减。剪切箱系统总能量的增长率与系统中的体积平均转矩有解析关系。我们发现，在饱和状态下，系统的这种能量增益与主要由于焦耳加热引起的热能的增加相平衡。尖峰形状的时间演化是由垂直场穿过的磁盘中的MRI的非线性演化的一般特征，并且如果有效磁雷诺数大于约1，则可以看出。
2001-10-05 astro-ph
Simulations of Magnetorotational Instability in a Magnetized Couette Flow
在准备的磁旋转不稳定性（MRI）在液体金属的实验研究，我们提出了非理想的二维磁流体动力学模拟的非线性演化的MRI在实验几何。模拟采用初始均匀的垂直磁场、传导径向边界和周期性垂直边界条件。在气缸处施加无滑动条件。我们的线性增长率与现有的本地和全球线性分析相比。MRI在水平磁场与初始轴向磁场相当的情况下非线性饱和。角动量输运速率比初始状态略有增加，但增加幅度很大。对于适度的流体和磁雷诺数Re，Rm之间的100和1000，最终状态是层流减少平均剪切除了附近的径向边界，并与极向环流缩放作为电阻率的平方根，在部分协议与Knobloch和朱利安的分析。在Rm=20和100 < Re <25，600的条件下进行的一系列模拟能够外推到实验状态（Rm ~ 20，Re ~ 10^7），尽管边界条件不切实际。MRI应将实验测量的扭矩大幅增加至超过其初始纯流体动力学值。
2006-01-20 astro-ph
Magnetorotational instability of dissipative Couette flow
全球轴对称稳定性的粘性，电阻，磁化Couette流重新检查，重点是流体动力学稳定根据瑞利的标准：相反的梯度的角速度和特定的角动量。在这种情况下，可能会发生磁旋转不稳定性[MRI]。以前的工作集中在瑞利不稳定政权。为了准备MRI的实验研究，这是强烈的天体物理学的兴趣，我们解决了全球性的线性模式在一个很宽的差距与现实的耗散系数。稳定性的交换似乎是通过边际模式发生的。边缘模的速度本征函数在导电边界处几乎是奇异的，但磁本征函数是光滑的，并且在无粘极限下服从四阶微分方程。粘性边缘系统是第十阶的;先前用于瑞利不稳定模式的八阶近似不允许MRI。峰值增长率对边界条件不敏感。他们预测的WKB方法，即使是最大规模的模式惊人的准确性。我们得出结论，MRI是可以实现的合理的实验条件下，使用易于处理的液体金属，如镓。
2001-04-11 astro-ph
Radiative Heat Conduction and the Magnetorotational Instability
光子或中微子气体--通过散射被重子物质半包含--组成了一种相当特殊的MHD流体，其中磁场真正冻结的只是与质量密度相关的共同运动体积。虽然辐射扩散排除了压缩扰动的绝热处理，我们表明，能量方程可以被铸造成“准绝热”的形式为指数增长的非传播波模式。当吸积盘具有来自扩散和非扩散粒子物种的可比应力贡献时，定义广义准绝热指数导致在水平区域中的非轴对称磁旋转模式的相对简单的色散关系。这种分析通常适用于光学厚，中微子冷却的磁盘，因为来自光子，对和中微子的压力贡献，都具有相同的温度依赖性，而只有中微子组件具有辐射热传导性质的时间和长度尺度的不稳定性。我们讨论的能量沉积过程和随后的湍流盘结构的时间和空间特性的基础上导出的色散关系。
2003-11-21 astro-ph
Experimental evidence for magnetorotational instability in a helical magnetic field
最近的一篇论文[R. Hollerbach和G. Rudiger，Phys. Rev. Lett. 95，124501（2005）]已经表明，如果施加轴向和方位磁场，则泰勒-库埃特流中的磁旋转不稳定性（MRI）的起始阈值显著降低。与此预测一致，我们提出的泰勒-库埃特实验与液态金属合金GaInSn的结果，显示的MRI的存在的证据，在雷诺数的顺序1000和哈特曼数的顺序10。
2006-06-20 astro-ph physics.flu-dyn
Compressibility and local instabilities of differentially rotating magnetized gas
本文研究了有磁场存在时可压缩圆柱形差动旋转流动的稳定性，并表明可压缩性定性地改变了流动的稳定性。除了众所周知的磁旋转不稳定性，甚至可以发生在不可压缩的流动，存在一个新的不稳定性所造成的可压缩性。新发现的不稳定性的必要条件在实验室和天体物理条件下的各种流动中很容易得到满足，并且读数为$B_{s} B_ϕ Ω' \neq 0$，其中$B_{s}$和$B_ϕ$是径向和方位磁场，$Ω' =d Ω/ds$和$s$是圆柱半径。与只有当$Ω$随$s$降低时才发生的磁旋转不稳定性相反，新发现的不稳定性在任何$Ω'$的符号下都起作用。所考虑的不稳定性，甚至可以出现在一个非常强的磁场，抑制磁旋转不稳定性。
2007-03-20 astro-ph
Experimental observation and characterization of the magnetorotational instability
在吸积盘和行星核心的传导流中会出现差动旋转。在这样的系统中，磁旋转不稳定性可以由耦合洛伦兹力和离心力引起大的径向角动量通量而产生。我们提出的第一个实验观测的磁旋转不稳定性。我们的系统包括液体钠之间的差分旋转球体，与施加的同轴磁场。我们观察到的模式，动态和扭矩增加的特点，并建立这种不稳定性可能发生从流体动力学湍流背景。
2004-06-29 astro-ph physics.flu-dyn physics.geo-ph
Dust Settling in Magnetorotationally-Driven Turbulent Discs I: Numerical Methods and Evidence for a Vigorous Streaming Instability
本文用计算天体物理学的RIEMANN程序研究了垂直分层的原恒星吸积盘中真实分布的尘埃颗粒与气体的相互作用。圆盘被模拟为具有最小质量太阳星云的密度和温度，并通过磁旋转不稳定性（MRI）被驱动到充分发展的湍流。我们发现，包括标准的尘埃气体比例没有任何显着的影响，即使当尘埃沉积到吸积盘的中平面的MRI。尘埃的密度分布达到高斯分布，我们得到的尘埃的刻度高度被证明是成比例的尘埃半径的平方根的倒数。最大的尘埃显示出强烈的倾向，沉降到吸积盘的中平面，并倾向于组织成高密度的细长团块。这些团块的动态被证明是一致的流不稳定性。流动不稳定性被认为是非常有力的和持久的，一旦它形成。每一个高密度的尘埃流显示出一个减少的RMS速度分散，和密集的大尘埃结块的流相交的地方形成。我们还表明，平均自由程和碰撞时间的尘埃，参与流不稳定性减少了近两个数量级的平均自由程和碰撞时间。我们发现，在我们的10个Au模拟的一些大的灰尘应该有倾向于颗粒聚结。
2008-10-01 astro-ph
Magnetorotational instability in protoplanetary discs
我们调查的线性增长和垂直结构的磁旋转不稳定性（MRI）在弱电离，分层吸积盘。磁场最初是垂直的，尘埃颗粒被假定已经朝着中平面沉降，因此电荷仅由电子和离子携带。从中央原恒星的初始磁场强度，电离源，和磁盘表面密度的不同选择在代表性的径向位置获得的解决方案。MRI在宽范围的磁场强度和低电导率圆盘中的流体条件下有效。对于最小质量的太阳星云模型，考虑到宇宙线电离，当B < 8 G时，扰动增长到1 AU。对于这些强度（0.2 - 5 G）的重要子集，增长率是理想MHD率（0.75 Ω）的顺序。同样，当假设宇宙射线被磁活性原恒星发出的风排除在圆盘之外时，当B小于约2 G时，不稳定模在此半径处增长。这项研究表明，尽管低磁耦合，磁场是动力学上重要的流体条件和磁场强度在原恒星盘大范围。霍尔扩散在很大程度上决定了所有研究半径的结构和这些扰动的增长率。特别是在1天文单位的半径，它是至关重要的，将完整的电导率张量的天体物理盘的动力学研究。（节录）
2004-08-24 astro-ph
The Magnetorotational Instability in Core Collapse Supernova Explosions
我们调查的磁旋转不稳定性（MRI）的背景下，铁芯崩溃的行动。在相同的特征时间内，磁场在旋转时间尺度上的指数增长将主导磁力线“缠绕”的线性增长过程。我们研究了各种初始旋转状态，与固体旋转或旋转速度的梯度，对应于文献中的模型。一个相对适中的初始旋转值，周期约为10 s，将产生一个非常快速的旋转PNS，因此相对于下落物质的差异旋转很强。我们假设球壳的角动量守恒。结果进行了讨论的两个例子的饱和字段，基准字段，对应于阿尔芬速度=旋转速度和一个字段，对应于最大增长模式的MRI。铁核的适度初始旋转速度导致亚开普勒旋转和亚均分磁场，但仍然产生大量的MHD光度和环向应力：10^{15} - 10^{16} G量级的饱和场在反弹后的300毫秒内发展，相关的MHD光度约为10^{52} erg/s。由这种磁流体动力驱动的双极流可以影响甚至导致与核心坍缩超新星相关的爆炸。
2002-12-05 astro-ph
Long-term Nonlinear Behaviour of the Magnetorotational Instability in a Localised Model of an Accretion Disc
十多年来，所谓的剪切盒模型一直被用来研究吸积盘的基本局部动力学。这种方法已被证明是非常有用的，因为它允许进行高分辨率和长期的研究，研究将是不可能的全球光盘。局部圆盘的研究主要集中在研究角动量的增强传输速率，基本上是雷诺应力和麦克斯韦应力的总和。在经典的Shakura-Sunayaev模型中，这个应力张量的主要径向-方位分量表示为常数α乘以压力。以前的研究已经估计了阿尔法的基础上，一个适度的轨道次数。在这里，我们使用更长的基线，并对alpha执行累积平均。当试图从模拟中提取数值alpha值时，必须非常小心：耗散尺度，计算盒纵横比，甚至数值算法都会影响结果。这项研究表明，随着计算能力的增加，估计alpha变得越来越困难。
2007-12-28 astro-ph
Interaction of the magnetorotational instability with hydrodynamic turbulence in accretion disks
在角动量输运由磁旋转不稳定性（MRI）支配的吸积盘中，还可以具有额外的纯流体动力学的湍流驱动器。即使流体动力学过程本身产生的传输水平可以忽略不计，它们仍然可能通过对MRI的影响来影响磁盘的演变。在这里，我们研究的MRI和流体动力学湍流之间的相互作用，使用本地MRI模拟，包括流体动力学强迫。正如预期的那样，我们发现，水动力强迫一般是可以忽略不计的，如果它产生的饱和动能密度是小的相比，由MRI产生的值。对于较强的水动力强迫水平，我们发现，水动力湍流修改运输，与水动力驱动的空间尺度不同的影响。大尺度强迫通过强迫强度近似线性的量来增强传输，并且使MRI的特征（例如麦克斯韦和雷诺应力之间的比率）不变，直到强迫湍流比MRI产生的湍流强一个数量级。低振幅小尺度强迫可能适度抑制MRI。我们的结论是，流体动力学湍流对MRI的影响一般是可解释的情况下，如对流，其中额外的湍流产生的吸积能量释放的MRI本身。流体动力学湍流可能会影响（增强或抑制）MRI，如果它是强大的，并由独立的机制，如自重力，超新星，或固气相互作用的多相原行星盘。
2008-06-16 astro-ph
The Weak Field Limit of the Magnetorotational Instability
我们研究了极弱磁场极限下的磁转动不稳定性行为，因为离子回旋频率与轨道频率（X）的比率变小。仅用冷双流体理论来考虑，不稳定性对任意小的X值都是持续的，最大增长率是轨道频率的数量级，除了m_e/m_i < |X| < 1的范围，在那里它可以相当小。在此范围内，与旋转对齐的场（X > 0）产生比反对齐场（X < 0）更慢的生长。随着|X|减小，通常在越来越小的波长处实现最大生长速率。当|X| < m_e/m_i时，出现了新的不稳定的“电磁-转动”模，它不依赖于平衡磁场。因为当|X|小时，最快速增长的模式具有极短的波长，所以它们通常受到粘性或电阻性阻尼，这可以导致抑制除了最长波长之外的所有波长，对于最长波长，增长要慢得多。我们发现，这种阻尼很可能会严重削弱经常调用的宇宙学磁场增长的机制，其中一个磁场种子的比尔曼电池，然后放大的磁旋转不稳定性。另一方面，小|X|的情况下，可能会引入有趣的影响，在弱电离的磁盘中，尘埃颗粒携带大部分的电荷。
2006-02-14 astro-ph
Angular Momentum Transport by MHD Turbulence in Accretion Disks: Gas Pressure Dependence of the Saturation Level of the Magnetorotational Instability
利用三维MHD模拟研究了磁旋转不稳定性（MRI）的饱和程度。采用剪切盒近似，忽略重力的垂直分量，使磁共振成像的演变是在一个小的局部磁盘的一部分。我们专注于依赖的饱和水平的压力的气体压力，这是一个关键的假设，在标准的α盘模型。从我们的数值实验中发现，有一个弱的幂律关系之间的饱和水平的麦克斯韦应力和气体压力的非线性制度，气体压力越高，更大的应力。虽然幂律指数略有依赖于初始场的几何形状，应力和气体压力之间的关系是独立的初始场强，并不受欧姆耗散，如果磁雷诺数至少为10。在绝热计算中，压力随时间增加，而在近等温计算中，压力随时间变化很小，这种关系是相同的。我们的数值结果是定性一致的想法，即MRI的饱和度是由MRI的增长和通过重连的场耗散之间的平衡决定的。然而，压力-应力关系的定量解释可能需要在非稳态磁重联的理论理解方面取得进展。
2003-12-18 astro-ph
Helical Magnetorotational Instability in Magnetized Taylor-Couette Flow
Hollerbach和Rudiger报道了在轴向和方位向磁场联合作用下磁化Taylor-Couette流中的一种新型磁旋转不稳定性（MRI）。这种“螺旋”MRI（HMRI）的突出优点是在任意低的磁雷诺数和伦德奎斯特数下发生边缘不稳定性，这表明HMRI可能比标准MRI（仅轴向场）更容易实现。我们证实了他们的结果，计算HMRI的增长率，并表明，在电阻极限，HMRI是一个弱不稳定的惯性振荡沿轴在一个独特的方向传播。但是我们报告了HMRI的其他特征，这些特征使得它对实验和电阻性天体物理盘不那么有吸引力。生长速率很小，需要很大的轴向电流。更重要的是，不稳定的高阻流是特有的无限长或周期性的圆柱体：有限的圆柱体与绝缘端盖被证明是稳定的，在这个限制。此外，开普勒旋转配置文件是稳定的阻力限制，无论轴向边界条件。然而，附加的环形场降低了阈值的不稳定性，即使在有限的圆柱体。
2006-06-06 astro-ph physics.flu-dyn
Three routes to jet collimation by the Balbus-Hawley magnetorotational instability
最近，三种完全不同的工作路线得出了这样的结论，即磁旋转不稳定性（MRI）可能会产生一种使射流准直的环向应力。一个论点是基于这样的考虑，即磁流体动力学湍流，一般来说，特别是由MRI驱动的湍流，更接近粘弹性而不是粘性。另一个论点是基于分散关系的MRI在1D模拟核心崩溃的背景下。然而，第三个论点在于直接数值磁流体动力学模拟的结果，巨星系和厚吸积流。我详细阐述了我以前的工作，关于上述第一个论点，我简要地讨论了这三组结果是如何相互关联的。我还讨论了不同的角色所发挥的磁张力和磁压力的范围内这项工作。我指出，这导致考虑环向应力和径向应力之间的法向应力差，而不是只关注环向应力本身。此外，我认为，厚吸积流的模拟，并不自洽，如果它们包括一个MRI引起的粘性应力的现象学模型，但忽略这些其他MRI引起的应力分量。我简要地评论了RHESSI对伽马射线暴GRB 0212206的偏振观测。我认为这种极化与纠缠场是一致的，并且不需要大规模有组织的场。最后，我建议，磁场在创造喷流的作用，如这里所描述的，不应该被理解为在喷流的磁离心模型的范围内工作，而是作为它们的替代。
2005-06-09 astro-ph
Self-Sustained Ionization and Vanishing Dead Zones in Protoplanetary Disks
分析了磁流体湍流原行星盘的电离状态，提出了维持电离的新机制。首先，我们表明，在一个典型的原行星盘与尘埃颗粒的磁旋转不稳定性驱动的湍流的准稳态中，能量耗散的量应该足以提供激活磁旋转不稳定性所需的电离能。其次，我们表明，在磁盘尘埃颗粒的高能电子，组成电流在弱电离气体可以提供碰撞电离，这取决于磁旋转湍流的实际饱和状态。另一方面，我们表明，在原行星盘的尘埃颗粒的影响减少，湍流运动可以均匀的电离度，导致激活的磁旋转不稳定性，即使在没有其他电离过程。这封信中的结果表明，原行星盘中的大部分区域仍然保持磁性活跃，因此我们需要改变行星形成的理论模型。
2005-07-12 astro-ph
Saturated-State Turbulence and Structure from Thermal and Magnetorotational Instability in the ISM: Three-Dimensional Numerical Simulations
本文报道了扩散ISM中的动力学和热力学的三维数值模拟。我们的模型是局部的，考虑了剪切银河系旋转，磁场，和现实的冷却，并解决尺度~1-200 pc。这种组合允许在多云介质中代表的温暖/冷原子ISM准稳态湍流的研究。湍流是由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的;我们的模型是第一个在强烈不均匀条件下研究MRI饱和状态的模型，云/云间对比度约为100。对于体积平均密度n=0.25 - 4 cm ^3，饱和态速度色散范围为8-1 km/s，标度为n^-0.77。因此，MRI在驱动低密度ISM区域的湍流方面可能非常重要，无论是在银河系内部的高纬度地区，还是在整个遥远的银河系外部。磁共振成像可能是抑制螺旋星系中大半径恒星形成的关键，在没有磁共振成像驱动的湍流的情况下，一个薄而冷的层可能形成并变得重力不稳定。我们的演示还包括热结构分析（温度和密度PDF被拓宽，包括极端偏离平衡，但保留经典的两相双峰特征）;团块质量分布的结果（质谱峰值约为100个太阳质量）;饱和状态MRI定标与单相模拟结果的比较（我们发现B^2与n无关）;以及合成HI线剖面图的例子（表明物理团块在速度分量上不容易区分，反之亦然）。
2005-04-29 astro-ph
A weakly nonlinear analysis of the magnetorotational instability in a model channel flow
我们表明，通过微扰弱非线性分析，轴对称磁旋转不稳定性（MRI）的粘性，电阻，不可压缩旋转剪切流在薄通道引起一个真正的金斯堡-朗道方程的扰动振幅。对于小磁普朗特数（${\cal P}_{\rm m}$），饱和振幅为$\propto \sqrt{{\cal P}_{\rm m}}$，并且由此产生的动量输运标度为${\cal R}^{-1}$，其中$\cal R$是{ \em水动力学}雷诺数。简化的假设，如线性剪切基流，数学上方便的边界条件和连续谱的垂直线性模式，被用来促进这一分析。渐近结果表明，遵守使用频谱代码的数值计算。他们认为，在使用${\cal P}_{\rm m} \ll 1$的实验装置中，由于非线性发展的MRI导致的传输可能非常小。
2007-01-09 astro-ph nlin.PS
Hydromagnetic Instability in Differentially Rotating Flows
我们研究了在磁场存在下可压缩的差分旋转流的稳定性，我们表明，可压缩性深刻地改变了以前的结果磁化不可压缩流。新发现的不稳定性的必要条件在实验室和天体物理条件下的各种流动中可以很容易地得到满足，并且读数为$B_{s} B_ϕ Ω' \neq 0$，其中$B_{s}$和$B_ϕ$是磁场的径向和方位分量，$Ω' = d Ω/ds$和$s$是圆柱半径。与只有当$Ω$随$s$减小时才会发生的众所周知的磁旋转不稳定性相反，本文考虑的不稳定性可能发生在$Ω'$的任何符号处。这种不稳定性甚至可以在非常强的磁场中工作，这完全抑制了标准的磁旋转不稳定性。不稳定性的增长时间可以短到几个旋转周期。
2006-11-23 astro-ph
