Waves and Instabilities in Accretion Disks: MHD Spectroscopic Analysis
本文对径向分层磁化吸积盘的所有磁流体动力学波和不稳定性作了完整的解析和数值处理。不稳定性是异常输运的一个可能来源。在恢复已知的hydrodynamicand弱场和强场磁流体动力学扰动的结果，一个现实的吸积盘模型的完整的磁流体动力学谱表现出更丰富的各种不稳定性访问的等离子体比以前实现的。我们发现，弱磁化和强磁化的吸积盘都容易出现强烈的非轴对称不稳定性。描述吸积盘中产生的所有波的能力为磁流体动力学光谱分析带来了巨大的希望。
2002-03-14 astro-ph
Application of MHD Disk Wind Solutions to Planetary/Protoplanetary Nebulae
来自吸积盘的风被认为是行星状星云（PNe）和原行星状星云（pPNe）中旋进喷流和极端双极形态的驱动源。在本文中，我们解决的适用性MHD磁盘风模型PNe和pPNe。我们首先回顾Pelletier和Pudritz（1992）的非自相似方法磁离心盘风。然后，我们讨论的条件可能发生在PNe和PNe吸积盘，形成通过二元相互作用。最后，检查磁离心盘风模型所需的无量纲参数的条件，我们表明，这样的风可以恢复所观察到的动量和能量输入率PNe和PNe。在后一种情况下，可能需要高吸积速率（$M_a \approx 10^{-4}$ \mdot）。我们发现，所观察到的{ \it总}的能量和动量在pPNe可以恢复与磁盘风模型使用现有的磁盘形成的情况。当结合现有的情况下，吸积盘的形成从破坏恒星同伴，我们的模型可能会提供一个解释的存在下观察到的高速极结（FLIERS）在一些PNE。
2004-02-04 astro-ph
Stability and structure of analytical MHD jet formation models with a finite outer disk radius
有限半径吸积盘是从其内部发射天体物理喷流的强有力候选者，盘风被认为是这种磁准直外流的基本组成部分。唯一可用的解析MHD解决方案来描述磁盘驱动的射流是那些径向自相似的对称性的特点。径向自相似MHD模型通常有两个几何缺陷，即射流轴处的奇异性和不存在固有径向尺度，即射流形式上延伸到径向无穷远。因此，数值模拟是必要的，以延长解析解的轴，并施加一个物理边界在有限的径向距离。在这里，我们专注于研究施加的基础吸积盘（因此也流出）的拓扑结构，结构和径向自相似的解析MHD解的可变性的外半径的影响。初始条件由一个不变的和一个按比例缩小的解析解的混合体组成，一个用于射流，另一个用于其环境。在所有研究的情况下，我们发现在年底稳定的两个组件的解决方案。
2008-09-09 astro-ph
Unstable magnetohydrodynamical continuous spectrum of accretion disks. A new route to magnetohydrodynamical turbulence in accretion disks
本文详细研究了二维磁化吸积盘中的局部磁流体动力学（MHD）不稳定性。我们模拟了轴对称磁流体盘环，并求解了二维磁化吸积盘平衡和关于该平衡的线性波模的方程。我们表明，在这些二维平衡中存在新的MHD不稳定性，而在圆柱极限的吸积盘中不存在这种不稳定性。用FINESSE程序对圆盘平衡进行了数值计算。通过解析和数值方法研究了吸积盘的稳定性。我们使用PHOENIX代码来计算所有的波和不稳定性可访问的计算磁盘平衡。我们集中在强磁化磁盘和次开普勒旋转的大部分磁盘。这些盘平衡表明，如果有一个强引力势，盘的热压力只能向外减小。我们的理论稳定性分析表明，对流连续不稳定性只能出现在密度等值线与极向磁通量等值线重合。我们的数值结果证实并补充了这一理论分析。此外，这些结果表明，重力的影响可以是稳定或失稳的这种新的MHD不稳定性。在可能的情况下，一个非恒定的密度，高度的磁盘应超过阈值之前，这种类型的不稳定性可以发挥作用。这种局部的MHD不稳定性提供了一个理想的，线性的路线MHD湍流在强磁化吸积盘环面。
2007-03-22 astro-ph
A Local One-Zone Model of MHD Turbulence in Dwarf Nova Disks
利用三维磁流体动力学（MHD）模拟研究了矮新星盘从爆发到平静转变过程中磁旋转不稳定性（MRI）的演化。采用剪切盒近似的分析，使角动量输运的效率进行了研究，在一个小的本地补丁的磁盘：这通常被称为一个区域模型。考虑到盘的低电离分数，感应方程包括欧姆耗散和霍尔效应。我们通过温度的瞬时下降来诱导从爆发到平静的转变。在过渡过程中的MRI的演变被发现是非常敏感的静态磁盘的温度。只要温度高于约2000 K的临界值，MHD湍流和角动量输运就由MRI维持。然而，如果温度低于这个临界值，MHD湍流会在轨道时间内消失。在这种情况下，应力下降了2个数量级以上，并由与爆发的残余运动相关的雷诺应力主导。临界温度与中心恒星的距离和盘的局部密度有轻微的关系。
2002-12-03 astro-ph
MHD Simulations of Disk-Magnetized Star Interactions in Quiescent Regime: Funnel Flows and Angular Momentum Transport
利用磁流体动力学（MHD）模拟研究了具有排列偶极矩的旋转磁化星的吸积盘。静止的初始条件，以避免早期研究中看到的快速初始演变。对不同的恒星磁矩和自转速率进行了一组模拟。模拟结果表明，磁盘结构显着改变indea半径r_{br}磁制动是显着的。在这个区域，圆盘是强不均匀的。物质的径向吸积随着接近强磁场区域而减慢，并且在磁层半径r_m处形成致密的环和漏斗流，在那里磁压等于物质的总的动压加热压。
2002-09-20 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
MHD simulations of jet acceleration from Keplerian accretion disks: the effects of disk resistivity
吸积盘和天体物理喷流被用来模拟许多活动的天体物理物体，即，年轻恒星、相对论恒星和活动星系核。在本文中，我们提出了自洽的时间相关的模拟从磁化吸积盘发射的超音速喷流，使用高分辨率的数值技术。特别是，我们研究的磁盘磁电阻率的影响，参数化通过一个阿尔法处方，在确定的流入流出系统的属性。此外，我们分析了在何种条件下的自相似模型的Blandford和Payne提出的类型的稳态解可以达到和保持在一个自洽的非线性阶段。我们使用的电阻MHD FLASH代码与自适应网格细化，使我们能够按照足够长的时间尺度，以达到稳定状态的结构的演变。给出了初始配置状态的详细分析。我们在轴对称（2.5D）极限下得到了预期的解。假设一个磁场与磁盘的热压力均分，我们展示了磁盘喷射系统的特性，如喷射效率和能量，是如何受到磁盘内部的异常电阻率的影响。
2007-03-05 astro-ph
MHD Stellar and Disk Winds: Application to Planetary Nebulae
MHD风可以从恒星和周围的吸积盘中发出。感兴趣的是知道有多少风力可用以及两个转子中的哪一个（如果有的话）主导该功率。我们在多极行星状星云（PNe）和原行星状星云（PPNe）的背景下对此进行了研究，最近的观测表明，需要超过辐射驱动的风力发电源，并且可能需要磁场整形。我们计算了磁流体风力发电从一个耦合的磁盘和明星，其中前者的结果从二进制中断。由此产生的风力只取决于吸积率和恒星的性质。我们发现，如果恒星的信封最初缓慢旋转，盘风将占主导地位的整个演变。如果恒星的包层是快速旋转的，恒星风最初可能具有与盘风相当的能量，直到恒星风带走恒星的角动量。由于一颗初始快速旋转的恒星可能会使其自转轴和磁轴与盘不一致，因此这种盘风系统可能会导致多极外流。对于大于自旋下降时间的时间，后AGB恒星风是奴隶的磁盘缓慢和快速的初始自旋的情况下，盘风光度占主导地位。我们发现一个相当大的参数空间，混合星+磁盘MHD驱动风是合理的，其中两个或两个都可以占PPNe和PNe的权力。我们还推测可能出现的耦合系统的形态。耦合风可能有助于解释许多引人注目的多壳层或多极星云的形状。磁活动，如X射线耀斑可能与两个中心的恒星和磁盘，将是一个有价值的诊断MHD过程中的动力学作用PNE。
2000-08-18 astro-ph
Magnetized Accretion-Ejection Structures: 2.5D MHD simulations of continuous Ideal Jet launching from resistive accretion disks
我们提出了一个磁化的吸积盘发射trans-Alfvenic喷流的数值磁流体动力学（MHD）模拟。这些模拟，在一个2.5维的时间相关的多方电阻MHD框架，模型的电阻吸积盘通过初始垂直磁场线程。电阻率仅在圆盘内部才是重要的，并被规定为eta = alpha_m V_AH exp（-2Z^2/H^2），其中V_A代表阿尔芬速度，H是圆盘刻度高度，系数alpha_m小于1。通过在几十个动态磁盘时间尺度上进行模拟，我们表明，发射的准直流出发生自洽和喷射的物质是连续的和准静止的。这是有史以来第一次模拟的阻力吸积盘发射非瞬态理想MHD射流。大约有15%的吸积物质被持续地喷出。这种外流被安全地表征为射流，因为流动变得超快磁声，准直良好，并达到准稳态。我们提出了一个完整的说明和解释的“吸积喷射”机制，导致从磁化吸积盘形成射流。特别是，磁盘内的磁转矩制动的物质方位角，并允许吸积，而它是负责一个有效的磁离心加速射流。因此，磁场引导盘角动量并为射流加速和准直提供动力。射流起源于内部磁盘区域之间的热量和磁力达到均分。一个中空的，超快的致密物质磁声壳层是原始场向内平流的自然结果。
2002-08-26 astro-ph
MHD simulations of the long-term evolution of a dipolar magnetosphere surrounded by an accretion disk
利用理想MHD数值模拟方法研究了初始恒星偶极子型磁层与吸积盘相互作用的演化过程。模拟遵循内盘的几个1000开普勒周期。初始的偶极型磁场发展成一个球形的径向流出模式，两个主要组成部分都演变成一个准静态的最终状态。中性场线将两个分量分开，沿着中性场线，小的等离子体团以不规则的时间间隔喷射出来。星风锥的半张角在30 °到55 °之间变化，这取决于盘风和星风的质量流率的比值。流出的最大速度大约是内圆盘半径处的开普勒速度。轴向喷流在旋转的最初几十年形成。然而，这种特征在很长的时间尺度上不存在，并且沿着轴发展出压力驱动的低速流。
2002-11-27 astro-ph
Numerical Simulations of MHD Turbulence in Accretion Disks
本文综述了MHD湍流的数值模拟。在过去的十年里，我们在直接数值模拟的技术能力和对关键物理过程的理解方面都取得了根本性的进步。磁场直接进入充分电离的气体中的自由能量源。结果是，相反的角速度和相反的温度梯度，而不是经典的角动量和熵梯度，使层流和分层流不稳定。这对天体物理吸积流有着深远的影响，并为数值模拟实验的新时代打开了大门。
2002-03-20 astro-ph
3D-MHD simulations of an accretion disk with star-disk boundary layer
我们提出了全球三维磁流体模拟几何薄，但不分层的吸积盘，其中一个近开普勒盘旋转之间的两个边界区域的初始旋转配置文件是稳定的MRI。内部区域模拟了圆盘和假设的旋转更慢的中心非磁性恒星之间的边界层。我们调查这个系统的动力学演化的初始垂直和环形场施加在各种域包含在近开普勒磁盘。非零和零净磁通量的情况下被认为是和持续的发电机活动发现运行高达50个轨道周期的外边界附近开普勒磁盘。从小的径向尺度和零净通量的领域开始的模拟导致最低水平的湍流和平滑的磁盘平均状态变量的变化。对于我们的计算设置，开普勒盘中的Shakura & Sunyaev（1973）$α$参数的平均值通常是$0.004\pm 0.002.$磁场最终总是扩散到边界层中，导致环向场向内角动量传输的建立和盘材料的吸积。平均径向速度，虽然表现出大的时间波动总是亚音速。从净环向通量开始的模拟可以产生平均$α\sim 0.04.$。虽然其特征在于比平均$α$大一个数量级，但从具有大径向尺度和净通量的垂直场开始的模拟可能导致形成非常低密度的持久非均匀、非轴对称的磁主导区域。
2002-01-29 astro-ph
A New Godunov Scheme for MHD, with Application to the MRI in disks
本文提出了一种新的MHD数值计算格式，它将高阶Godfred方法（PPM）与约束输运相结合。从选择多维测试问题的结果。用于验证该方法的完整测试套件以及F90和C中算法的实现可从Web获得。一个完整的三维版本的算法已经开发出来，并被应用到各种天体物理问题，包括超音速MHD湍流的衰减，MHD瑞利-泰勒不稳定性的非线性演化，和饱和的磁旋转不稳定的剪切盒。我们的新的模拟的MRI代表了第一次，高阶Goddom计划已被应用到这个问题，提供了一个定量检查的准确性，以前的结果计算ZEUS;后者被认为是可靠的。
2005-01-25 astro-ph
Global MHD Simulations of Cylindrical Keplerian Disks
本文给出了一系列在圆柱形极限下进行的全球三维吸积盘模拟，其中忽略了引力场的垂直分量。模拟使用圆柱形的伪牛顿势模型的史瓦西度规的主要动力学性质。盘最初是恒定的密度与开普勒角动量分布，并包含一个弱的环形或垂直场。这些模拟重申了许多以前的本地模拟的结论。磁旋转不稳定性迅速增长，并产生具有显著麦克斯韦应力的MHD湍流，从而驱动吸积。紧密包裹的低$m$螺旋波突出。在一些模拟中，麦克斯韦应力的径向变化将气体集中到环中，产生实质性的空间不均匀性。在临界稳定轨道上存在一个非零应力，它使最后一个稳定轨道内的比角动量略有下降。模拟之间的详细比较被用来检查计算域和状态方程的影响。模拟开始与垂直场有更大的场放大和更高的比例的应力磁压力相比，那些开始与环形场。与磁流体动力学相反，流体动力学本身既不产生也不维持湍流。
2000-11-27 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
2D and 3D MHD Simulations of Disk Accretion by Rotating Magnetized Stars: Search for Variability
我们进行了二维和全三维磁流体动力学模拟磁盘吸积到一个旋转的恒星与对齐或错位偶极子磁场。我们研究了旋转的平衡态，并从模拟中得出两个主要频率之间的比率：恒星的自旋频率和磁盘的内半径处的轨道频率。在3D模拟中，我们观察到不同的功能相关的非轴对称的磁层流。这些特征可能是高频准周期振荡（QPO）的原因。在低得多的频率下的变化可能与穿过磁盘内部区域的磁通量的重组有关。在进化的推进阶段，这种变异性特别强。
2006-04-05 astro-ph
Evolution of self-gravitating magnetized disks. II- Interaction between MHD turbulence and gravitational instabilities
本文采用绝热状态方程对自引力弱磁化圆盘的三维磁流体动力学（MHD）演化进行了数值模拟。这样的圆盘受到磁旋转和引力不稳定性的发展，向外传输角动量。在以前的研究中，我们的流体动力学模拟显示了强大的m=2螺旋结构的增长。这种螺旋扰动驱使物质向中心物体移动，当图姆雷参数Q增加到大于1时，这种螺旋扰动就消失了。当也存在弱磁场时，磁旋转不稳定性增长并导致湍流。在这种情况下，重力应力张量的强度与流体动力学运行相比降低了约2倍，并周期性地振荡，在其最小值时达到非常小的值。我们将这种行为归因于第二螺旋模式的存在，该模式具有比在流体动力学模拟中占主导地位的模式更高的模式速度。它显然是由与MHD湍流有关的高频运动激发的。这两个螺旋模式之间的非线性耦合产生应力张量，该应力张量以每个模式的频率的组合的频率振荡。因此，MHD湍流和引力不稳定性之间的这种相互作用导致中心物体上的质量吸积率较小。
2004-09-16 astro-ph
Global MHD Simulation of the Inner Accretion Disk in a Pseudo-Newtonian Potential
我们提出了一个详细的三维磁流体动力学（MHD）模拟描述吸积到一个黑洞盘的内部区域。为了避免广义相对论技术上的复杂性，动力学被处理在牛顿的方式使用伪牛顿Paczenski-Wiita势。由于角动量输运，这是由磁旋转不稳定性产生的MHD湍流自然产生的磁盘的演变。我们发现，由此产生的应力是连续的边缘稳定的轨道，在矛盾的广泛持有的假设，应力应该为零。因此，吸积到黑洞中的物质的比角动量小于在边缘稳定轨道上的比角动量。圆盘在空间和时间上几乎在每一个量上都表现出巨大的波动。特别是，应力压力比（当地模拟的Shakura-Sunyaev $α$参数）表现出系统的梯度和大的波动;从$\sim 10^{-2}$在磁盘中平面在大半径，它上升到$\sim 10$都在几个气体密度scaleheights以上的平面在大半径，以及近中平面内的暴跌区域。驱动部分由大振幅波激发附近的边缘稳定的轨道，无论是质量吸积率和综合应力表现出大的波动，其傅立叶功率谱是平滑的“红色”幂律伸展在几个数量级的时间尺度。
2000-09-28 astro-ph
Three-dimensional MHD Simulations of Jets from Accretion Disks
本文报道了吸积盘与大尺度磁场相互作用形成喷流的三维磁流体动力学（MHD）模拟结果。圆盘不作为边界条件处理，而是自洽求解。为了研究磁流体喷流的稳定性，吸积盘受到非轴对称正弦或随机扰动。喷流速度$(v_z)$、质量流出率$(\dot{M}_w)$和质量吸积率$(\dot{M}_a)$对初始磁场强度的依赖关系在两种非轴对称情况下与轴对称情况下相似。即，$v_z \propto B_0^{1/3}$、$\dot{M}_w \propto B_0$和$\dot{M}_a \propto B_0^{1.4}$，其中$B_0$是初始磁场强度。前两种关系与Michel定常解$v_z \propto (B_0^2/\dot{M}_w)^{1/3}$是一致的，尽管喷流和吸积没有达到定常状态。在这两种扰动情况下，一个非轴对称结构与$m=2$出现在射流中，其中$m$意味着方位波数。这种结构不能用Kelvin-Helmholtz不稳定性来解释，似乎起源于吸积盘。喷流中的非轴对称模式在吸积盘的约1.5个轨道周期后达到几乎恒定的水平，而吸积盘中的所有模式都随着振荡而增长。对于由麦克斯韦应力引起的角动量输运，在较宽的初始磁场强度范围内，垂直分量$<B_ϕB_z/4π>$与径向分量$<B_ϕB_r/4π>$相当。
2005-08-18 astro-ph
MHD Jets, Flares, and Gamma Ray Bursts
简要回顾了最近对吸积盘MHD喷流的数值模拟，重点讨论了喷流速度的标度律和磁重联在吸积盘、喷流和耀斑中与时间变化的关系。在此基础上，对伽马射线暴（对数正态分布）的峰值强度、峰值间隔和峰值持续时间的统计特性不同于太阳耀斑和黑洞吸积盘（幂律分布）的原因给出了可能的解释。基于这些考虑，本文提出了一个新的伽马射线暴中心引擎模型--“磁化等离子体团模型”。(see http://www.kwasan.kyoto-u.ac.jp/~shibata/grb_final/grb.pdf下载PDF文件，包括文本和数字）
2003-03-12 astro-ph
Magnetic Braking and Protostellar Disk Formation: The Ideal MHD Limit
磁场通常被认为在恒星形成的动力学重要时，无量纲的质量流量比接近，或小于，单位（λ <~1）。我们表明，在磁盘的形成，要求是严格得多。这一结论是从一组2D（轴对称）的旋转，磁化，奇异的等温核心的崩溃模拟。我们发现，对应于1ambda~100的弱场可以通过磁制动开始破坏旋转支撑的盘，通过在盘中创建快速，超音速崩溃的区域。这些区域被一个或多个离心屏障隔开，在那里快速的下降暂时停止。离心屏障的数量随着λ的增加而增加。当λ>~100时，它们合并在一起，形成一个或多或少连续的、旋转支撑的圆盘。尽管这种情况下的磁场在致密核的尺度上是非常弱的，但它会被坍缩和差异旋转放大，以至于它的压力在盘及其周围区域的热压力中占主导地位。对于λ <~10的相对强磁化的磁芯，盘形成被完全抑制，如前所述。一个新的特点是，由于积累的磁场线的重联，质量吸积是高度幕式的。对于旋转支持磁盘出现在原恒星质量吸积阶段的恒星形成在致密的核心与现实的磁场强度，强大的磁制动必须被削弱，也许通过非理想的MHD效应和/或原恒星风。我们讨论的可能性，观察一个通用的产品的磁制动，一个扩展的拱星区域，支持的组合的环形磁场和旋转-一个“磁陀螺层”。
2007-09-04 astro-ph
Resistive MHD simulations of the Parker instability in galactic disks
由于数值和/或显式电阻率，Parker不稳定性导致磁场中切向不连续性的形成以及随后的磁重联。本文研究了均匀电阻率、局域电阻率和数值电阻率在帕克不稳定性模生长阶段对磁场线扩散的作用。我们提出了一种新的方法来量化磁场线的扩散，这是由于电阻率的存在，在理想和非理想的MHD代码。该方法依赖于（1）在周期性边界之间的磁力线的积分，（2）对具有左和右周期性边界的磁场线的色散的测量，以及（3）对大量磁力线的移位的统计分析。所提出的方法使得检测磁场的拓扑演化成为可能。我们进行了一系列的电阻MHD模拟帕克不稳定性均匀旋转的星系盘。我们遵循的拓扑演化的磁场演变由于帕克不稳定性，并将其与银河系磁盘中的总均匀磁场的比例。我们发现，帕克不稳定性的发病后，磁场变得第一缠结，后来它演变到一个均匀的状态，由于电阻率的存在。在星系的臂和臂间区域也观察到了湍流磁场不同贡献的类似效应。
2003-04-11 astro-ph
Unstable Disk Accretion to Magnetized Stars: First Global 3D MHD Simulations
我们报告的第一个全球性的三维（3D）磁流体动力学模拟磁盘吸积到一个旋转的磁化星通过瑞利-泰勒不稳定性。这颗恒星有一个偶极场，相对于旋转轴偏离了一个小角度θ。模拟表明，根据吸积率的不同，恒星可能处于稳定或不稳定的吸积状态。在不稳定状态下，物质通过几个细长的“舌头”深入磁层，这些舌头将物质沉积在恒星表面的随机位置，导致随机的光变曲线。在稳定区，物质以有序的漏斗流形式吸积，光变曲线几乎是周期性的。一颗恒星可能会根据吸积率在这两种状态之间切换，因此可能会交替出现有序脉动和随机光变曲线。在中间政权，随机和有序脉动观察。对于θ> 30度，不稳定性被抑制，并且通过漏斗流的稳定吸积占主导地位。
2007-12-10 astro-ph
On the time variability of geometrically-thin black hole accretion disks I : the search for modes in simulated disks
本文对一组几何薄（h/r~0.05）黑洞吸积盘的流体动力学和磁流体动力学（MHD）模拟进行了详细的时间分析。黑洞势近似为Paczynski-Wiita伪牛顿势。特别是，我们使用我们的模拟，严格评估两个广泛讨论的模型，高频准周期振荡，全球振荡模式（diskoseismology）和参数共振不稳定性。我们发现，初始扰动流体动力盘清楚地显示捕获的全球g-模式振荡线性微扰理论预测。与此相反，在模拟的磁流体磁盘的磁旋转不稳定性产生的持续湍流不激发这些捕获的g模式。目前我们还不能说MHD湍流是否对流体动力学g模有积极的阻尼作用。我们的模拟磁流体磁盘也未能显示任何迹象之间的垂直和径向周转频率的参数共振不稳定性。另一方面，我们确实看到了圆盘中任何给定半径处的特征频率对应于局部声波。我们还进行了盲目的搜索代理光变曲线的基础上的瞬时质量吸积率的黑洞的任何准周期振荡，并放置在任何这样的功能的总功率的上限为2%。我们强调的重要性，在模拟吸积盘进行时间分析时，长期的变化进行校正。
2008-11-19 astro-ph
Photon Damping of Waves in Accretion Disks
一般认为，MHD湍流在吸积盘中有两个重要的功能：它向外传输角动量，并且在其最短波长模式中的能量被耗散成盘辐射的热量。在本文中，我们研究了一对机制，可能发挥重要作用，在调节这种湍流的振幅和频谱：光子扩散和粘性。我们表明，在辐射压力占主导地位的磁盘，压缩MHD波的光子阻尼是如此之快，它可能主导所有其他耗散机制。
1998-05-28 astro-ph
Towards a New Standard Theory for Astrophysical Disk Accretion
本文简要回顾了黑洞吸积盘理论的最新进展，着重讨论了磁流体力学（MHD）应力在角动量输运中所起的重要作用。与吸积相关的外流现象的明显普遍性是一个强有力的指标，即大规模MHD扭矩的角动量的垂直运输是重要的，甚至可能主导小规模MHD湍流的径向运输。这导致角动量传输的整体速率增强，并允许物质以有趣的速率进行吸积。此外，我们认为，当垂直输运是重要的，径向结构的吸积盘被修改，这会影响磁盘发射光谱。我们提出了一个简单的模型，证明了充满活力的，磁驱动的外流引起的磁盘频谱，是暗淡和红色比标准的吸积盘吸积在相同的速度。我们简要地讨论了这一关键结果在不同的天体物理系统吸积黑洞的影响。
2007-07-13 astro-ph
Type I Planetary Migration with MHD Turbulence
本文探讨了如何I型行星迁移的影响，在拱盘湍流密度波动的存在。对于第一类迁移，行星并没有清除圆盘中的间隙，其长期运动是由它在周围圆盘流体中产生的尾流产生的扭矩驱动的。MHD湍流产生了额外的密度扰动，这些扰动与行星的引力相互作用，并可以支配迁移机制本身产生的扭矩。本文表明，传统的I型迁移可以很容易地淹没湍流扰动，因此，通常的描述I型迁移应修改的位置，磁旋转不稳定性是活跃的。一般来说，迁移的行星并不遵循平滑的内向轨道，而是在相空间中随机行走。我们的主要结论是，MHD湍流将改变I型行星迁移的时间尺度，并且由于混乱，需要用值的分布来描述时间尺度。
2003-08-22 astro-ph
Disk-Halo-Disk Circulation and the Evolution of the ISM - 3D HD and MHD Adaptive Mesh Refinement Simulations
ISM的最新模型使用自适应网格细化来捕获小尺度结构，通过实时细化发生密度和压力梯度的网格区域，同时保持其他区域中的现有分辨率。有了这种技术，就有可能通过跟踪恒星和星际气体之间的物质循环，特别是随机和集群超新星爆炸的能量输入，以全球的方式研究恒星形成星系中的ISM，这决定了ISM的动力学和化学演化，因此整个星系。在本文中，我们回顾了自洽建模的ISM的条件，并提出了结果的最新发展的三维HD/MHD全球模型的ISM。特别强调的是磁场的影响，相对于不同的ISM "相“的体积和质量分数，RAM的相对重要性，热和磁压力，以及该领域是否可以防止从磁盘到晕的物质运输。模拟是在一个网格上进行的，网格面积为1千秒差距$^{2}$，以太阳圈为中心，垂直于银河系盘延伸$\pm 10$千秒差距，分辨率高达1.25秒差距。运行时间尺度为4亿年，足够长以避免初始设置的记忆效应，并允许在恒定能量输入速率的情况下达到全局动态平衡。
2005-02-03 astro-ph
Radiatively inefficient MHD accretion-ejection structures
我们提出了磁流体动力学模拟的电阻吸积盘连续发射transmagnetosonic，准直射流。我们的时间演变的全套磁流体动力学方程，但忽略能量辐射损失（辐射效率低下）。我们的计算表明，喷流是由一个开放的，最初弯曲的大尺度磁场的相互作用的吸积盘自洽产生的。一个恒定比例的加热磁盘材料发射在内部均分磁盘区域，导致形成一个热日冕和明亮的准直，superfastmagnetosonic射流。我们说明了完整的动态的“热”近稳态流出（其中热压力$\simeq$磁压力），通过显示力平衡，能量预算和电流电路。这个近稳态的演化进行了分析控制能量的吸积盘的能量通量的时间变化。我们发现，不同于平流主导的吸积流，吸积释放的能量主要是发送到喷流，而不是转化为磁盘焓。这些磁化的，辐射效率低下的吸积-喷射结构可以解释支持明亮的快速准直喷流的发光薄盘，如在许多显示喷流的系统中所看到的（例如M87）。
2003-10-12 astro-ph
Simultaneous Production of Disk and Lobes: A Single-Wind MHD Model for the Eta Carinae Nebula
明亮的蓝色变星Eta Carinae被一个由喷射物质组成的复杂且高度结构化的星云所包围。研究得最好的轴对称流出部分由双极叶（“侏儒”）和赤道“裙”组成。“最近的自行测量表明，裙部与叶瓣同时喷出，与目前所有星云形成理论模型的假设相反（使用裙部将恒星风准直成叶瓣）。我们提出了一个磁流体动力学（MHD）恒星风模型，在一个单一的，稳态的风产生流出盘和双极叶。基本模型由一个旋转恒星的风与旋转轴对齐的偶极子磁场。由恒星自转产生的磁场的方位角分量将风压缩到赤道和自转轴，同时产生外流盘和喷流。我们使用数值MHD模拟研究风的恒星旋转的各种金额，并显示一系列风的形态。为了产生类似于侏儒的广角瓣（大约有30度的张开角），还需要来自恒星的高速极风（具有增强的能量密度）。在这种情况下，风的结构与Eta Car星云的裙状加侏儒形态非常相似，恒星角动量的很大一部分被风带走。虽然该模型假设了稳态风（而不是喷发）和热成风驱动（而不是辐射压力），风的结构是令人鼓舞的。
2004-08-05 astro-ph
Global Three-Dimensional MHD Simulations of Galactic Gaseous Disks: I. Amplification of Mean Magnetic Fields in Axisymmetric Gravitational Potential
我们对银河系气体盘进行了全球三维电阻磁流体动力学模拟，以研究银河系磁场是如何被放大和维持的。我们采用由\cite*{Miy80}给出的定常轴对称引力势。作为初始条件，我们假设一个温暖的（$T\sim10^{5} \mathrm{K}$）旋转气体环中心的$\varpi=10 \mathrm{kpc}$弱方位磁场线程。数值结果表明，在差动旋转的星系气体盘中，由于磁旋转不稳定性，磁场被放大，并产生磁湍流。在磁能的放大饱和之后，圆盘保持在准稳定状态。平均方位磁场随着时间的推移而增加，并以1Gyr（2Gyr为一个完整的周期）的周期显示反转。赤道面附近的$B_ϕ$振幅为$\varpi=5 \mathrm{kpc}$处的$B_ϕ\sim1.5μ\mathrm{G}$。磁场显示出大的波动，其标准偏差与平均场相当。磁盘日冕中的平均方位磁场与磁盘内部的平均磁场方向相反。当初始圆环的质量为$\sim5\times10^{8}M_{\odot}$时，由麦克斯韦应力驱动的质量吸积速率为在$\varpi=2.5 \mathrm{kpc}$处的$\sim10^{-3}M_{\odot}/ \mathrm{yr}$。
2006-02-02 astro-ph
Global General Relativistic MHD Simulation of a Tilted Black-Hole Accretion Disk
本文是我们数值研究相对于克尔黑洞旋转轴倾斜的吸积盘的工作的继续。在这里，我们提出了一个全球性的数值模拟，充分结合了黑洞时空的影响，以及磁旋转湍流的角动量输运的主要来源在流的结果。这个模拟显示了与未倾斜磁盘的类似模拟的巨大差异。黑洞的吸积主要是通过两个相对的俯冲流发生的，这两个俯冲流从相对于黑洞和盘中平面的高纬度开始。这是由于旋转黑洞周围的引力时空的非球面性质。这些俯冲流的起始半径比非倾斜圆盘的半径要大。在这方面，倾斜的黑洞实际上就像旋转较小的非倾斜黑洞一样。在整个模拟过程中，圆盘的主体相对于黑洞的对称平面保持倾斜，因此没有迹象表明圆盘中存在巴丁-彼得森效应。相反，黑洞的扭矩主要导致主盘体的整体进动。在该模拟中，进动的频率为$3 (M_\odot/M)$ Hz，该值与许多观察到的低频准周期振荡一致。然而，该值强烈依赖于磁盘的大小，因此该频率可能会在很大范围内变化。
2007-06-28 astro-ph
Numerical Simulations of the MRI and Real Disks
数值MHD程序已成为研究吸积湍流的强有力工具。它们主要用于提取经典$α$参数的值，并跟踪复杂的进化发展。能量输运是经典圆盘理论的核心，还有待于进行任何详细的探索。进一步的课题，应探讨模拟包括非理想磁流体力学，辐射物理，和有关的电阻率的温度敏感性的爆发行为。
2004-11-10 astro-ph
On the viability of the shearing box approximation for numerical studies of MHD turbulence in accretion disks
我们对磁转动不稳定性（MRI）的非线性发展的大部分认识依赖于采用剪切盒（SB）近似的数值模拟结果。最近在文献中指出了这种方法所引起的一些困难。我们彻底检查的影响，在SB模拟的假设和数值技术。这样做是为了澄清和更好地了解这些困难以及在此首次提出的其他一些严重问题及其对结果的影响。分析推导和估计，以及比较分析的方法中使用的湍流的数值研究。数值实验进行支持我们的一些索赔和approtures。以下问题，由（几乎独家）使用SB模拟作为一种工具的理解和量化的非线性MRI发展的磁盘，进行了分析和讨论：（i）不一致的应用SB近似本身;（ii）有限的空间尺度的SB;（iii）缺乏收敛的最理想的MHD模拟;（iv）SB对称性的副作用和线性MRI的非平凡性质;（v）由于周期性边界条件而在太小的盒子尺度上产生的物理伪影。在吸积盘中的MHD湍流问题所带来的计算和理论挑战不能通过SB近似来满足，因为它迄今为止一直被使用。基于广泛用于湍流数值研究的技术，提出了一种应对这一挑战的新策略--发展（例如，在局部数值研究的帮助下）的亚网格湍流模型，并在全球计算中实施。
2008-02-28 astro-ph
Global Dynamical Evolution of the ISM in Star Forming Galaxies - I. High Resolution 3D HD and MHD Simulations: Effect of the Magnetic Field
在形成恒星的盘星系中，恒星和星际气体之间的物质循环，特别是随机和成团超新星爆炸的能量输入，决定了ISM的动力学和化学演化，从而决定了整个星系的动力学和化学演化。本文利用一个三维MHD程序，研究了气体盘与周围星系晕之间磁化物质循环的作用。特别强调了磁场对ISM不同“相”的体积和质量分数的影响，RAM、热压力和磁压力的相对重要性，以及磁场是否能阻止物质从盘运输到晕中。模拟是在一个网格上进行的，网格面积为1千秒差距$^{2}$，以太阳圈为中心，垂直于银河系盘延伸$\pm 10$千秒差距，分辨率高达1.25秒差距。模拟运行的时间尺度为4亿年，足够长，以避免初始设置的记忆效应，并允许在恒定的能量输入率的情况下达到全球动态平衡。(...)我们发现，在一般的气体运输到晕在3D中是不阻止由初始磁盘平行磁场，但只有最初延迟，只要它是需要冲孔到厚磁化气体磁盘。盘中热相的平均体积填充因子在HD和MHD（后者的总场强为4.4 $μ$ G）运行中相似，相当于银河系超新星速率的$\sim 17-21%$。
2005-02-16 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
Current-driven instabilities in weakly ionized disks
冷弱电离气体旋转盘是天体物理学中许多模型的基础。这种盘的不稳定性在恒星和行星的形成理论中起着重要的作用。传统上，轴对称磁流体动力学（MHD）和最近的霍尔-MHD不稳定性已被彻底研究的角动量的径向转移的有效机制，和密度径向分层的供应商。本文研究了在极向和环向磁场中不可压缩旋转流体的轴对称扰动引起的霍尔不稳定性。
2008-06-24 astro-ph
On the turbulent $α$-disks and the intermittent activity in AGN
本文研究了标准$α$ -吸积盘中热粘性电离不稳定性演化过程中MHD湍流对粘性的影响。我们考虑了一个超大质量黑洞的吸积过程可能是通过一个标准的外吸积盘和一个辐射效率低的平流主导的内流进行的。在这种情况下，我们遵循的时间演化的吸积盘中的粘度参数$α$是恒定的，在整个不稳定周期，所暗示的MHD湍流的强度。我们的结论是，氢电离不稳定性是一个很有前途的机制来解释活动星系核的间歇活动。
2003-11-01 astro-ph
Numerical simulations of mass outflows driven from accretion disks by radiation and magnetic forces
本文研究了在纯轴向磁场作用下发光吸积盘辐射驱动风的二维含时磁流体动力学。辐射力主要由谱线介导。我们用理想磁流体力学计算了开普勒盘的演化，改变了盘的磁场强度和光度，中心吸积物体或两者。我们发现，磁场很快开始偏离纯轴向由于磁旋转不稳定性。这导致环形磁场的快速增长。因此，环向场在盘上方的极向场上占主导地位，并且前者的梯度驱动缓慢而密集的盘流出，这保持了特定的角动量。根据磁场的强度与系统亮度的关系，盘风可以是辐射驱动的，也可以是磁流体驱动的。纯辐射驱动的风由密集、缓慢的外流组成，在极地一侧被高速气流所限制。质量损失率主要是由于快速流。当磁场强度首先增加时，流动的缓慢部分受到影响，即它变得更密集和稍微更快，并开始主导质量损失率。在非常强的磁场或纯磁流体动力学的情况下，风只由密集的、缓慢的外流组成，而不存在纯辐射驱动风所特有的快速气流。我们的模拟表明，由磁场发射的风很可能仍然由下游的磁场主导，因为它们的密度相对较高。
2002-10-29 astro-ph
MHD Simulations of Accretion onto Sgr A*: Quiescent Fluctuations, Outbursts, and Quasi-Periodicity
对Sgr A* 的高分辨率观测揭示了从强烈的快速耀斑到准周期振荡等多种多样的现象，使其成为研究低光度吸积黑洞性质的理想系统。本文利用伪谱算法构造并发展了Sgr A* 中吸积盘的三维磁流体动力学模型。假设一个混合的热-非热辐射方案，我们表明，MHD湍流本身只能产生两个因子的亮度波动。这些变化幅度不能解释在这个系统中观测到的耀斑的大小。然而，我们也表明，在磁盘中的密度扰动产生爆发定性类似于XMM-牛顿在X射线和地面设施在近红外线观察。准周期振荡自然出现在模拟的光变曲线。我们将这些归因于非轴对称密度扰动，这些扰动是随着磁盘向其静止状态发展而出现的。
2006-11-08 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
X-ray Emissions from Three-dimensional Magnetohydrodynamic Coronal Accretion Flows
基于三维磁流体动力学模拟计算了黑洞吸积盘-日冕系统的辐射谱及其时变特性。在解释活动星系核（AGN）的光谱特性时，通常假设它们由一个薄的光学厚盘和围绕在薄盘周围的热的光学薄日冕组成。对于日冕模型，我们采用Kato等人计算的三维无辐射MHD吸积流的模拟数据，而对于薄盘，我们假设一个标准型盘。我们进行Monte Carlo辐射转移模拟的电晕，考虑到康普顿散射的软光子从薄盘由热的热电子和日冕辐射加热的薄盘，发射黑体辐射。通过调节MHD冕流的密度参数，我们可以得到与典型Seyfert星系一致的出射光谱。此外，我们发现快速的时间变化的X射线发射光谱，起源于磁流体日冕的磁旋转不稳定性产生的密度波动。并简要讨论了包括铁荧光线发射在内的反射分量的特征。
2008-01-30 astro-ph
Spectral Methods for Time-Dependent Studies of Accretion Flows. III. Three-Dimensional, Self-gravitating, Magnetohydrodynamic Disks
吸积盘是三维的、湍流的、通常是自重力的磁流体动力学流动，其可以用数值模拟详细地建模。在本文中，我们提出了一种新的算法，是基于谱分解方法来模拟这样的流量。由于该方法的高阶性，我们可以用磁势来求解感应方程，从而可以很容易地保证数值解中的磁场是无发散的。谱方法也遭受最低限度的数值耗散，并允许一个容易实现的模型，子网格物理。这两个属性使我们的方法理想的研究磁流体湍流，如那些发现在吸积盘周围紧凑的对象。我们验证了我们的算法与一系列的标准测试，并使用它来显示在一个吸积盘的模拟MHD的发展。最后，我们研究了由磁旋转不稳定性驱动的MHD湍流功率谱的演化和饱和。
2006-12-27 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
Light Curves from an MHD Simulation of a Black Hole Accretion Disk
我们使用相对论光线追迹程序计算了从广义相对论磁流体动力学模拟到Schwarzschild黑洞的吸积流中观察到的光变曲线。我们应用三种基本的辐射模型来模拟含时吸积盘的不同性质。这些模型之一，假设热黑体发射和自由-自由吸收，我们可以预测定性特征的高频功率谱从恒星质量的黑洞在“热主导”状态。模拟的功率谱的特征在于指数Gamma ~ 3的幂律和总均方根分数方差<~ 2%以上10 Hz。对于每一个排放模式，我们发现，变化幅度应增加与倾斜角。基于一种新开发的量化模拟数据中准周期振荡（QPO）的重要性的形式主义，我们发现这些模拟能够识别任何这样的特征，其（均方根/平均值）幅度>~ 1%，接近最内部稳定轨道的轨道频率。初步结果表明，在99.9%的置信限下，存在频率比接近2：3的瞬态QPO峰，但它们不是一般的特征，因为在任何给定的时间，它们只能从某些观察者方向看到。此外，我们提出了详细的分析的方位角结构的吸积盘和密度扰动的演化在内部磁盘。这些“热点”结构在盘半径范围内似乎是大致自相似的，具有单一的特征尺寸δ r =25 deg，δr/r=0.3，典型的寿命T_1 ~ 0.3T_orb。
2006-06-25 astro-ph
First MHD Simulation of Collapse and Fragmentation of Magnetized Molecular Cloud Cores
这是第一篇用三维MHD嵌套网格模拟分子云碎裂和质量外流的论文。研究了双星的形成过程，特别注意旋转磁化分子云的碎裂。我们假设一个等温旋转和磁化的圆柱形云在流体静力平衡。非轴对称以及轴对称扰动被添加到初始状态和随后的演变进行了研究。演化的特征在于三个参数：非轴对称扰动的幅度，旋转速度，和磁场强度。结果发现，非轴对称在早期阶段几乎不演化，而是在气体收缩并形成薄盘后开始生长。旋转速度和磁场强度强烈地促进盘的形成。有两种类型的碎片化：来自环的碎片化和来自棒的碎片化。如果厚度小于半径的1/4，则薄的绝热芯会碎裂。为了使碎片存活下来，它们应该形成一个严重拉长的棒状核心或一个扁平的圆盘。在模型中显示碎裂，流出的各个片段被发现，以及那些驱动的旋转杆或磁盘。
2003-11-16 astro-ph
Dust settling in local simulations of turbulent protoplanetary disks
本文研究了磁流体湍流对原行星盘中尘埃粒子动力学的影响。我们改变颗粒的大小，并将尘埃的演化与湍流速度波动联系起来。我们进行了数值模拟，使用两个欧拉MHD代码，都基于有限差分技术：ZEUS-3D和NIRVANA。这些是结合垂直分层的局部剪切箱模拟。对理想和非理想磁流体力学模型进行了模拟计算。代码进行了扩展，以纳入不同的模型的灰尘作为一个额外的流体成分。使用不同的方法获得的结果之间的良好协议。模拟结果表明，一个非常小的尘埃颗粒的薄层是扩散性的整个磁盘的垂直范围内传播。我们表明，一个简单的描述获得的扩散方程与扩散系数简单地表示在速度相关性准确匹配的结果。尘埃沉降开始变得明显的颗粒大小的顺序为1至10厘米的气体开始去耦在一个标准的太阳星云模型在5.2天文单位。然而，对于尺寸为10厘米的颗粒，即使在存在显著尺寸的中平面死区的情况下，盘内的湍流运动也阻止了朝向非常薄的中平面层的完全沉降。这些结果表明，当存在时，MHD湍流会影响原行星盘中的尘埃动力学。我们发现，尘埃的演变和沉降可以准确地模拟平流扩散方程，包括垂直沉降。扩散系数的值可以计算从湍流速度场时，是已知的几个本地轨道的时间。
2006-03-07 astro-ph
Magnetic Stresses at the Inner Edges of Accretion Disks Around Black Holes
在过去的25年里，几乎所有对吸积盘动力学的分析都假定，吸积盘内部的应力与压力成局部比例（“阿尔法模型”），并且这种应力在边缘稳定的轨道上趋于零。最近，已经证明，MHD湍流占内部磁盘应力的大部分。与传统观点相反的是，来自这种MHD湍流的应力在边缘稳定轨道附近并没有减小，并且磁应力与压力的比率在那里急剧上升。结果的例子包括：吸积效率的增加，这也可能是时间和环境依赖的;吸积导致的黑洞自旋速度的降低;以及盘光度波动的产生。数值模拟的初步结果支持这些影响的分析估计。
2001-03-04 astro-ph
Dynamics on the Edge: Star-Disk Interaction
综述了控制吸积盘与中心恒星相互作用区结构和演化的动力学过程。如果中心的恒星没有被磁化，这种相互作用就是经典的边界层。然而，如果中心恒星被强烈磁化，预计内盘会被恒星场截断，吸积流会沿着恒星场线到达磁极。在这方面仍有几个悬而未决的问题。很可能，数值MHD模拟将证明是必不可少的回答这些问题。然而，为了模拟MHD湍流，角动量传输，并可能与星盘相互作用的动力学发电机行动，完全三维模拟跨越长的动态时间是必需的。
1998-02-13 astro-ph
Magneto-centrifugally driven winds: comparison of MHD simulations with theory
采用Godunov型程序，对B场作用下旋转导电Keplerian吸积盘的稳态磁流体动力学（MHD）外流进行了含时轴对称（2.5维）数值模拟.发现了一大类静止的磁离心驱动风，其中物质从盘的热速度加速到更大的速度，大于快的磁音速和大于逃逸速度。流是近似球形的流出，在模拟区域内只有很小的准直。数值计算结果与理想轴对称MHD理论预测结果吻合得很好。外边界条件的影响，特别是对磁场的环形分量的影响的调查表明，通常使用的"自由“边界条件导致人工磁力，它可以起到假准直的作用。提出了新的边界条件，不产生人工力。当外边界上的马赫锥部分指向模拟区域时，也可能出现人为的结果。
1998-12-15 astro-ph
MHD Turbulence in Star-Forming Regions and the Interstellar Medium
MHD湍流在恒星形成分子云和星际介质的物理学中发挥着核心作用。我在这里表明，分子云中的MHD湍流必须被驱动，以解释在云中观察到的超音速运动，因为即使是强磁化湍流也会迅速衰减。然后，我表明，驱动MHD湍流可以支持全球重力不稳定的地区，但不可避免地发生局部崩溃。驱动强度和气体密度的差异可能解释了在不同星系中观察到的恒星形成速率的差异。湍流的驱动机制可能是星系盘恒星形成部分的场超新星，以及外盘和低表面亮度星系的磁旋转不稳定性的组合。超新星驱动的湍流具有广泛的压力范围，大致呈对数正态分布。即使在没有自引力的情况下，也可以形成高压寒冷的区域。
2002-09-23 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
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
