Direct simulations of helical Hall-MHD turbulence and dynamo action
对湍流霍尔发电机进行了直接数值模拟。本文研究了在宏观尺度上，由搅拌力维持在稳态湍流状态的系统中，初始弱的小尺度磁场的演化，以探索磁能指数增长的条件。缩放的发电机效率与雷诺数的研究，并由此产生的总能量谱被发现是兼容的Kolmogorov型定律。在中等强度的霍尔效应下，观察到大尺度磁场的快速增长。
2004-10-11 astro-ph
Signatures of primordial helicity in the CMBR
我们已经研究了如何通过测量宇宙微波背景辐射（CMBR）来约束螺旋形原始磁场。如果在复合时原始等离子体中存在螺旋流，它们将产生违反温度-极化关联的宇称（$C_l^{TB}$和$C_l^{EB}$）。然而，由螺旋磁场诱导的螺旋流的大小是不可观测的小。我们讨论了一个替代方案提取的随机均匀和各向同性的原始磁场的螺旋度使用法拉第旋转测量图的CMBR和B型偏振的功率谱（$C_l^{BB}$）。
2002-10-01 astro-ph
Helical Fields and Filamentary Molecular Clouds II - Axisymmetric Stability and Fragmentation
在论文I（Fiege & Pudritz，1999）中，我们构建了被真实的外部压力截断并包含相当普遍的螺旋磁场的非连续分子云模型。我们解决我们的模型的稳定性，重力破碎和轴对称MHD驱动的不稳定性。通过计算轴对称不稳定性的主导模式，我们确定了主导的长度尺度和增长率的碎片。我们发现，压力截断的作用是通过减少单位长度的自引力质量来降低引力不稳定性的增长率。极向场和环向场也有助于稳定对流云，防止分裂。螺旋场的总体效果是稳定重力驱动模式，使增长率大大降低，低于预期的非磁化云。然而，MHD "香肠“不稳定性在其环向通量与质量比超过极向通量与质量比超过$\sim 2$的因子的模型中被触发。我们发现，所观察到的细丝似乎是在一个物理制度，其中重力碎片和轴对称MHD驱动模式的增长率是在最低限度。
1999-02-26 astro-ph
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
Amplification of MHD waves in swirling astrophysical flows
最近发现，螺旋磁化流有效地放大阿尔文波（Rogava et al. 2003，A&A，v.399，p.421）。这种强大的和多方面的非模态效应被发现涉及政权的瞬态代数增长（纯喷射流），和指数的不稳定性，通常和参数的性质。然而，研究是在不可压缩的限制和一个重要的问题仍然是开放的-是否这种放大是固有的旋转MHD流本身和它的不可压缩性条件的依赖程度是什么。为了解决这个重要问题，本文考虑了MHD模式的全可压缩谱：Alfvén波（AW）、慢磁声波（SMW）和快磁声波（FMW）。我们发现，螺旋流不可分割地将这些波彼此混合，使它们不稳定，从而产生从平均流到波的有效能量传递。这些不稳定性的发病的MHD湍流，自加热的流量和天体物理流量的整体动力学的可能作用进行了讨论。
2003-03-27 astro-ph
Primordial magnetic fields from preheating at the electroweak scale
我们分析了低尺度弱电混合暴胀模型中螺旋磁场在预热过程中的产生。我们展示了如何在希格斯场的不均匀性，导致膨胀后的快子预热，种子的磁场的方式类似于预测的Vachaspati和康沃尔的背景下，EW对称性破缺。在这个阶段，所产生的磁场的螺旋性质与希格斯场的非平凡绕组相关联。我们分析非微扰这些螺旋种子通过对称性破缺（SB）和超越的高度非线性阶段的演变。电弱SB通过希格斯泡的成核和生长而发生，希格斯泡将磁场挤压成弦状结构。W玻色子电荷密度在磁弦周围聚集成块。对称性破缺后，磁场傅立叶谱的详细分析显示了两个差异很大的分量：温度T ~ 0.23 m_higgs处的紫外辐射尾随时间缓慢增长，以及与螺旋磁场相关的红外峰，这似乎遵循逆级联。系统进入一个区域，在该区域中，我们观察到磁场的幅度（ρ_B/ρ_{EW} ~ 0.01）和相关长度都随时间线性增长。在这个阶段的演变，我们也观察到一个幂律增长的螺旋磁化率。这些性质支持了这样一种可能性，即我们的设想可能提供最终演变成今天在星系和星系团中观察到的微高斯场的种子。
2008-05-27 astro-ph hep-lat hep-ph
The Cosmic Microwave Background and Helical Magnetic Fields: the tensor mode
研究了原初磁场中可能存在的螺旋度分量对宇宙微波背景张量部分温度各向异性和极化的影响。我们给出了螺旋度引起的张量贡献的解析近似，讨论了它们的振幅和谱指数依赖于原始磁场的功率谱。我们发现，螺旋磁场产生的奇偶奇分量的重力波诱导奇偶奇极化信号。然而，只有当磁场接近尺度不变量，并且其螺旋部分接近最大值时，该效应才足够大以被观察到。我们还讨论了因果关系对磁场谱的影响。
2004-11-17 astro-ph
Energy transfer and locality in magnetohydrodynamic turbulence
对磁流体动力学（MHD）湍流的壳-壳能量传递率进行了解析计算，给出了非螺旋MHD在惯性范围内从速度到速度、速度到磁场、磁场到速度、磁场到磁场的局部能量传递率。研究还发现，对于动能主导的MHD流体，壳层间存在动能向磁能的优先传递，而磁能主导的MHD流体则相反.这个性质是阿尔芬比的渐近值接近0.5的原因。分析结果与最近的数值结果是非常一致的。当磁性和动力学螺旋度被打开时，螺旋贡献与相应的非螺旋贡献相反。螺旋能量传递具有显著的非局部分量。
2005-10-19 astro-ph cond-mat nlin.CD
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
Large-scale magnetic fields from hydromagnetic turbulence in the very early universe
利用磁流体力学（MHD）方法研究膨胀宇宙中原初磁场的磁流体湍流。我们提出了基本的，协变的MHD方程，在早期宇宙中的MHD波的解决方案，并调查在两个空间维度的随机磁场的方程数值。随着时间的推移，我们发现在越来越大的尺度上形成了磁结构。在三维空间中，我们使用级联（壳）模型，该模型在研究流体动力学湍流的某些方面相当成功。使用这样的模型，我们发现，在${\cal O}(10^9)$倍的初始时间后，磁场波动的尺度（在共动坐标系中）由于逆级联效应（即能量从较小尺度向较大尺度的转移）而增加了4-5个数量级。因此，{大尺度\it}原始磁场比不考虑MHD湍流效应时所预期的要强得多。
1996-02-07 astro-ph hep-ph
Magnetic helicity in primordial and dynamo scenarios of galaxies
讨论了衰减湍流和驱动湍流中螺旋磁场的一些共同性质。这些主要包括在逐渐变大的尺度上产生场的逆级联。磁螺旋度还限制了大尺度场的演化：场的衰减速度不如非螺旋场，但饱和速度也更慢，即在电阻时间尺度上，如果没有磁螺旋度通量。前者的效果是利用原始领域的情况下，而后者是重要的成功解释天体物理发电机饱和速度比连续性。发电机的作用被认为是重要的，不仅在银河发电机，而且在吸积盘活动星系核和周围的原恒星，这两者都有助于产生足够强的种子磁场。虽然原始磁场可能太弱，无法与这些天体物理机制竞争，但这些磁场在宇宙背景辐射中产生极化效应方面可能仍然很重要。
2006-01-23 astro-ph
Scaling laws in decaying helical hydromagnetic turbulence
研究了自由衰减三维MHD湍流中磁场相干长度xi、能量E_M和磁螺旋度H的增长和衰减规律。我们表明，在一定的假设下，磁功率谱的自相似性意味着xi~t^{1/2}。这又意味着磁螺旋度以H~t^{-2s}的形式衰减，其中s=（xi_{diff} /xi_H）^2，用xi_{diff}（扩散长度尺度）和xi_H（由螺旋度功率谱定义的长度尺度）表示。相对磁螺旋度保持不变，意味着磁能衰减为E_M~t^{-1/2-2s}。参数s与磁雷诺数Re_M成反比，Re_M在自相似区是常数。
2005-06-24 astro-ph hep-ph nlin.CD
Analysis of the Effect of a Mean Velocity Field on Mean Field Dynamo
我们研究半解析和一致的方式，产生的平均速度场$\bar{\mathbf{U}}$的螺旋MHD湍流，和效果，这个字段可以对平均场发电机。假设一个预定的，最大螺旋小尺度速度场，我们表明，大尺度流动可以产生在MHD湍流，通过小尺度洛伦兹力。这些流通过新的项反作用于平均场发电机的平均电动势，使原始的$α$和$β$项明确地未被修改。交叉螺旋度在连接所有效应中起着关键作用。在我们选择使用的最小$τ$闭包中，弛豫时间越长，影响越强。
2007-04-17 astro-ph physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Cosmic Magnetic Fields and the CMB
我描述了原始磁场在CMB上的印记。我表明，这些是可观察到的，只有当现场振幅的顺序$B\gsim 10^{-9}G$的百万分之一秒尺度。我进一步认为，这些领域的强烈约束随机背景的重力波，他们生产。原始磁场的强度足以在宇宙微波背景中看到，只有当它们的频谱接近标度不变，或者螺旋磁场引起逆级联时，它们才与核合成束缚相容。对于螺旋场，CMB信号特别有趣。它包含违反T-B和E-B相关的奇偶性。
2006-09-08 astro-ph
Coronae & Outflows from Helical Dynamos, Compatibility with the MRI, and Application to Protostellar Disks
磁介导的磁盘外流是一个领先的范例，解释风和喷流在各种天体物理来源，但从哪里来的领域？由于平均磁通量的吸积在薄的湍流盘中可能是不利的，并且只有足够大规模产生的场才能在被湍流撕碎之前逃逸，因此原位场产生是期望的。非线性螺旋逆发电机理论可以提供电晕和外流所需的场。我们讨论了当代原恒星盘，其中的MRI（磁旋转不稳定性）可以驱动内部区域的湍流，和原始的原恒星盘，引力不稳定性驱动的湍流的影响。我们强调螺旋发电机与磁旋转不稳定性是相容的，并阐明了两者之间的关系。
2004-01-05 astro-ph
Two regimes of Turbulent Fragmentation and the stellar IMF from Primordial to Present Day Star Formation
恒星初始质量函数的Padoan和Nordlund模型是从超音速湍流的低阶统计量导出的，忽略了引力（如引力碎裂、吸积和合并）。在这项工作中，使用迄今为止最大的超音速流体动力学（HD）和磁流体动力学（MHD）湍流数值实验（~1000^3计算区域）和三种不同的代码（恩佐，宙斯和交错代码）来测试该模型的预测。该模型预测了大质量的幂律分布，与湍流能量功率谱斜率和激波跳跃条件有关。数值实验证实了这种幂律质量分布。该模型还预测HD和MHD制度，这是恢复在实验中，以及之间的急剧差异，这意味着磁场，即使低于能量均分的大规模，是一个关键组成部分的湍流破碎的过程。这些结果表明，原始恒星的恒星IMF可能不同于恒星形成的后期，由于气体温度和磁场强度的差异。特别是，我们发现诞生于湍流云中的原始恒星的IMF可能在10倍太阳质量附近出现狭窄的峰值，只要这种云的柱密度不超过10^22 cm^-2。
2007-04-23 astro-ph
Spherically Symmetric Accretion Flows: Minimal Model with MHD Turbulence
第一个球形吸积模型是在55年前提出的，但这个理论还远没有完成。真实的吸积流被发现是随时间变化的湍流。本文提出了分别处理湍流的最小MHD球吸积模型。湍流的处理是基于对碰撞MHD的几种状态的模拟。冻结放大，耗散，发电机行动，各向同性，和恒定的磁螺旋度的影响是自洽包括在内。解除了均质和磁场各向同性的假设。正确的磁化流的动力学计算。扩散、对流和辐射都没有考虑在内。发现了两种不同类型的辐射低效吸积流：跨音速非旋转流（I），角动量向外有效输运的流（II）。非旋转流的吸积速率比邦迪速率小几倍，因为湍流会抑制吸积。具有角动量输运的流动的吸积速率比Bondi速率小约10-100倍。高度螺旋湍流，外磁化状态，和不同的状态方程的影响进行了讨论。流动被发现是对流稳定的平均，尽管气体熵增加向内。所提出的模型具有少量的自由参数和以下吸引人的性质。在非旋转磁化流的内部密度被发现是几倍低于密度在非磁化吸积。仍然需要几倍的低密度来解释观测到的低红外光度和低法拉第旋转测量到Sgr A* 上的吸积。
2008-03-27 astro-ph physics.flu-dyn
