Thermal and Magnetorotational Instability in the ISM: Two-Dimensional Numerical Simulations
银河系和其他盘状星系中弥漫气体的结构和动力学可能会受到大约1-100 pc尺度上的热不稳定性和磁旋转不稳定性（TI和MRI）的强烈影响。我们开始研究这些过程，使用二维数值流体动力学和磁流体动力学（MHD）模拟与原子星际介质（ISM）的条件。我们证明，与以前的工作相一致，“纯TI”的非线性发展产生了一个网络的灯丝冷凝成冷云在其交叉点，产生一个独特的两相热/冷介质约20万年内。对于均匀的初始P/k=2000 K cm^-3，TI驱动的云湍流运动在亚音速振幅下达到饱和。MRI以前已经在近均匀介质中进行了研究;我们的模拟包括TI+MRI模型，它从均匀密度条件开始，云+MRI模型，它从两相多云介质开始。TI+MRI和云+MRI模型都表明，MRI在几个银河系轨道时间内发展，就像均匀介质一样。云之间的平均间隔可以影响哪个MRI模式主导演变。提供云间的分离不超过一半的MRI波长，我们发现MRI的增长率是类似于相应的均匀介质。这打开了一种可能性，如果低云体积填充因子增加MRI耗散时间相比，在一个均匀的介质中，MRI驱动的运动在ISM中可以达到的幅度与观察到的HI湍流线宽。
2003-10-17 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
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
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
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
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
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 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
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
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
The Effect of the Hall Term on the Nonlinear Evolution of the Magnetorotational Instability: I. Local Axisymmetric Simulations
利用局域轴对称方法研究了霍尔项对弱电离吸积盘中磁旋转不稳定性演化的影响。首先，我们证明了当盘的温度和密度分别低于几千K和在10 ^13和10 ^18 cm^{-3}之间时，霍尔项对磁共振成像有重要影响。这种情况可能发生在矮新星盘的静止阶段，或在原行星盘的内部（10 - 100天文单位内）。当霍尔项很重要时，MRI的特性取决于磁场相对于角速度矢量Ω的方向。如果磁盘是由一个均匀的垂直场在相同的方向上的Ω，轴对称的演变的MRI是一个指数增长的双通道流没有饱和。然而，当磁场方向与Ω相反时，小尺度波动阻止了通道流的非线性增长，MRI演变为MHD湍流。这些结果是从线性色散关系的特性中预料到的。在零净通量场的轴对称中，MRI的演化与霍尔项相对于电感项的大小无关。在这种情况下的演变主要是由欧姆耗散的影响。
2002-01-11 astro-ph
Magnetorotational Instability in Electrically Driven Flow of Liquid Metal: Spectral Analysis
通过求解固壁边界条件下的特征值问题，数值研究了横向磁场中差动旋转液态金属的谱稳定性。计算中所用的平衡速度剖面对应于旋转律为Ω（r）~1/r^2的圆形通道中的电驱动流动。这种流动剖面将被用于新的实验装置中，以在实验室中测试磁旋转不稳定性（MRI）。我们的分析包括轴对称和非轴对称模式的本征频谱的计算。据发现，对于选定的设备参数的流量总是频谱不稳定，由于MRI与最快的增长率对应的轴对称模式。
2006-04-09 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
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
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
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
Magnetorotational supernovae with jets
本文给出了在核塌缩超新星爆炸中伴随喷流形成的磁旋超新星的二维模拟结果。模拟中使用的初始磁场具有类偶极对称性。与模拟的MR超新星与初始四极类磁场，其中的物质主要是在赤道面附近喷出，在偶极类初始磁场的存在下，超新星爆炸的发展，优选地沿着旋转轴，并导致形成的原喷流。我们预计，原喷流通过恒星包络的传播将伴随着它的准直。磁旋转不稳定性（MRI）被发现在模拟中，类似于较早考虑的情况下的四极初始磁场。我们的估计表明，磁场重联的特征时间远大于MRI的发展时间。类偶极场的超新星爆炸能量约为$0.61\cdot 10^{51}$ erg，爆炸过程中约有$0.13M_\odot$的质量被喷射出来。
2006-04-24 astro-ph
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
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
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
The Effect of the Hall Term on the Nonlinear Evolution of the Magnetorotational Instability: II. Saturation Level and Critical Magnetic Reynolds Number
利用局域三维MHD模拟和不同的初始磁场结构，研究了弱电离吸积盘中磁旋转不稳定性（MRI）的非线性演化，包括Hall项和欧姆耗散的影响.当磁雷诺数Re_M \equiv v_A^2 / ηΩ（其中v_A是阿尔芬速度，η是磁扩散率，Ω是角频率）最初大于临界值Re_{M, crit}时，MRI演变成MHD湍流，其中角动量通过麦克斯韦应力有效地传输。然而，如果Re_M < Re_{M, crit}，则欧姆耗散抑制MRI，并且应力减小几个数量级。临界值在1 - 30的范围内，取决于初始字段配置。霍尔效应并不改变临界磁雷诺数很多，但提高了几个因素的麦克斯韦应力的饱和水平。我们证明了磁共振成像的饱和度可用v_{Az} ^2 / ηΩ来表征，其中v_{Az}是沿场的垂直分量的非线性区域中的阿尔芬速度。湍流和显著输运的条件由v_{Az} ^2/ ηΩ \gtrsim 1给出，该临界值与磁场的强度和几何形状或霍尔项的大小无关。如果吸积盘中的磁场强度可以通过观测来估计，并且磁雷诺数v_A^2 / ηΩ大于30，这将意味着磁共振成像在吸积盘中工作。
2002-05-22 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
Reduction of boundary effects in spiral MRI experiment PROMISE
磁旋转不稳定性（MRI）是天体物理学中最重要和最常见的不稳定性之一，它被广泛认为是宇宙中能量效率最高的天体--吸积盘中湍流粘性的来源。然而，很难将这一过程带到地球上，并在实验室实验中模拟它。已经提出了几种不同的方法，最近的一种是PROMISE（波茨坦-罗森多夫磁旋转不稳定性实验）。它是在无电流螺旋磁场作用下，两个旋转圆柱体之间的液态金属流动。圆柱体必须用板覆盖，这会引入额外的端部效应，从而改变流动，并使MRI稳定和不稳定状态之间的清晰区分变得更加困难。在本文中，我们提出了简单而廉价的改进PROMISE实验，这将减少这些不良影响。
2007-05-21 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
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
The fundamental difference between shear alpha viscosity and turbulent magnetorotational stresses
数值模拟的湍流，磁化，差分旋转的磁旋转不稳定性驱动的流动通常被用来计算的有效值的α粘度的吸积盘的分析模型中调用。在本文中，我们使用各种动力学模型的湍流磁流体力学应力，以及剪切盒的数值模拟，表明在MRI驱动的吸积盘的角动量输运不能描述的剪切粘度的标准模型。特别是，我们证明了湍流磁旋转应力不是线性比例的本地剪切和消失相同的角速度配置文件，向外增加。
2008-02-18 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
Global axisymmetric Magnetorotational Instability with density gradients
本文研究了具有径向密度梯度的差动旋转磁流体等离子体的整体不可压缩轴对称扰动。结果表明，标准的磁旋转不稳定性，（MRI）的本地色散关系得出的标准往往是误导。如果平衡磁场是纯轴向的或纯环向的，则问题简化为寻找有效势的全局径向本征值。包括原点在内的标准开普勒轮廓在数学上是不适定的，因此任何解都将强烈依赖于内边界。我们发现一类不稳定的模式本地化的形式的旋转和密度分布，减少对边界条件的依赖。
2008-02-03 astro-ph
Viscous, Resistive Magnetorotational Modes
我们进行了全面的分析的行为的磁旋转不稳定性（MRI）的粘性，电阻等离子体。我们发现精确的，非线性的解决方案的非理想磁流体动力学（MHD）方程描述的不可压缩的，差分旋转的背景线程的垂直磁场时，被认为是波数垂直的剪切扰动的局部动态。我们提供了这些粘性，电阻MRI模式的几何描述，并显示它们的物理结构是如何修改的雷诺数和磁雷诺数的函数。我们证明，当有限耗散效应被认为是，速度和磁场扰动不再正交（因为它是在理想的MHD极限的情况下），除非磁普朗特数是统一的。我们概括了以前的结果发现在理想的极限，并表明，一系列的关键属性的平均雷诺应力和麦克斯韦应力也持有粘性，电阻MRI。特别是，我们表明，雷诺应力总是积极的和麦克斯韦应力总是负的。因此，即使存在粘性和电阻率，总的平均角动量输运总是向外的。我们还发现，对于任何组合的雷诺数和磁雷诺数，磁扰动占主导地位的能量和运输的角动量和总平均能量密度是一个上限的总平均应力负责角动量运输。对于任何磁雷诺数，麦克斯韦应力和雷诺应力之间的比率以及磁密度和动能密度之间的比率都随着雷诺数的减小而增大;在理想的MHD状态下，这两个比率都达到了最低限度。
2008-01-29 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
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
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
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
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
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
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
The traveling wave MRI in cylindrical Taylor-Couette flow: comparing wavelengths and speeds in theory and experiment
我们实验研究了在外部施加轴向和方位磁场的存在下，限制在差动旋转圆柱体之间的液态金属的流动。对于越来越大的方位场，会产生沿圆柱轴传播的波状扰动。这些结构的波长和速度，以及它们出现时的场强和旋转速率，与这种行波磁旋转不稳定性的理论预测大致一致。
2006-09-18 astro-ph
Magnetorotational instability in protoplanetary discs: The effect of dust grains
我们调查的线性增长和垂直结构的MRI在原行星盘时，尘埃颗粒很好地混合在整个磁盘厚度的气体。所有颗粒具有相同的半径（a = 0.1、1或3微米），并且构成气体总质量的1%。在R = 5和10天文单位时，对最小质量太阳星云模型和不同的初始垂直磁场强度（B）、扩散率张量和颗粒尺寸的选择，得到了解。我们发现，当没有晶粒存在时，或者它们> 1微米时，中平面在两个半径处对于B保持磁耦合直到几高斯。相比之下，当存在小颗粒（a = 0.1微米）的群体时，盘对于z/H < 2是磁性不活跃的，并且只有B < 50 mG耦合到流体。在5 AU处，当B <几mG时，欧姆扩散在z/H < 1时占主导地位，而与颗粒群的性质无关。相反，在10 AU，这个扩散项在这里研究的所有场景中都不重要。对于z/H > 5，双极扩散是严重的，并且对于所有B，阻止场耦合到气体。霍尔扩散是占主导地位的两个半径时，尘埃颗粒的场强范围很广。当尘埃颗粒存在时，特别是当它们很小（a ~ 0.1微米）时，MRI不稳定模式存在的磁场强度的增长率、波数和范围都急剧减小。我们的结论是，在原行星盘，磁场是能够耦合到气体和剪切在很宽的范围内的流体条件下，即使小尘埃颗粒与气体混合良好。尽管低磁耦合，MRI模式增长的磁场强度的扩展范围和霍尔扩散在很大程度上决定了在磁盘的内部区域的扰动的属性（删节）。
2008-01-16 astro-ph
MHD simulations of the magnetorotational instability in a shearing box with zero net flux. I. The issue of convergence
研究了吸积盘中磁旋转不稳定性（MRI）驱动的MHD湍流的性质。我们采用局部剪切盒模型，并重点讨论了初始磁通量穿过圆盘时为零的特殊情况。我们采用有限差分程序ZEUS来求解理想MHD方程。在一个固定的计算域中进行一组数值模拟，随着分辨率的增加，我们表明，湍流活动减少的分辨率增加。我们量化的湍流活动，通过测量角动量传输率，通过评估标准的α参数。当（N_x，N_y，N_z）=（64，100，64）时α = 0.004，当（N_x，N_y，N_z）=（128，200，128）时α =0.002，当（N_x，N_y，N_z）=（256，400，256）时α =0.001。这种稳定的下降表明，在网格尺度上发生的数值耗散是MHD湍流饱和形式的重要决定因素。分析傅立叶空间中的结果，我们表明，这是由于MRI迫使显着的流动能量一直下降到网格耗散尺度。我们还使用我们的结果来研究ZEUS中数值耗散的性质。其振幅的特征在于有效磁雷诺数Re_M的大小，当网格点数从64增加到256时，有效磁雷诺数Re_M从10^4增加到10^5。我们已经进行的模拟不产生的结果是独立的数值耗散尺度，即使在最高分辨率的研究。因此，重要的是使用物理耗散，粘性和电阻，并量化的贡献，从数值效应，当执行数值模拟的MHD湍流与零净通量在吸积盘在通常考虑的决议。
2007-10-04 astro-ph
Kinetic Effects on Turbulence Driven by the Magnetorotational Instability in Black Hole Accretion
磁旋转不稳定性（MRI）是在吸积盘中引起湍流输运的不稳定性，本文在动力学区域进行了研究。辐射低效吸积流（RIAF），就像我们银河系中心的超大质量黑洞周围的那种，被认为是无碰撞的。动力学MHD形式主义，基于弗拉索夫方程的时刻，用于线性分析和非线性模拟。修改ZEUS MHD程序，使其包含关键的动力学MHD项：各向异性压力张量和各向异性热传导。模拟使用局部剪切盒近似。由于绝热不变性（$μ=p_\perp/B$），当MRI放大磁场时，产生压力各向异性。拉莫尔半径尺度的不稳定性-镜，离子回旋加速器，消防水龙带-在大的压力各向异性激发。压力各向同性，由于这些不稳定性的俯仰角散射包括作为一个亚网格模型。动力学MHD模拟的一个关键结果是，各向异性（粘性）应力可以与麦克斯韦应力一样大。提出了一种新的数值模拟大温度梯度下各向异性热传导的方法。简单的实验表明，各向异性热传导的中心差分可以导致热量从较低温度流向较高温度，从而产生负温度。横向温度梯度的限制不会加重温度极值。
2007-03-20 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
Paradox of inductionless magnetorotational instability in a Taylor-Couette flow with a helical magnetic field
在无感近似下，考虑了具有螺旋形外磁场的流体动力学稳定Taylor-Couette流的磁旋转不稳定性（MRI），该近似由零磁普朗特数（$\Pm=0)$）定义.这导致了一个相当大的简化的问题，最终只包含流体动力学变量。首先，我们指出，任何微扰的能量增长在磁场的存在下，必须增长得更快，没有外地。这是一个悖论，因为基流在没有磁场的情况下是稳定的，而在螺旋磁场的存在下是不稳定的，而不被后者改变，正如最近由Hollerbach和Rudiger发现的那样[Phys. Rev. Lett. 95，124501（2005）]。我们重新审视这个问题，通过使用Chebyshev配置方法来计算线性化问题的特征值谱。通过这种方式，我们证实，MRI与螺旋磁场确实工作在无电感的限制，不稳定的影响出现作为一个有效的移动的瑞利线。其次，我们对线性化方程进行了时间积分，研究了小振幅扰动的瞬态行为，从而表明能量参数也是正确的。然而，这两个事实之间并不存在真正的矛盾。线性稳定性理论预言了任意小振幅扰动的渐近发展，而能量稳定性理论给出了任何特定扰动的瞬时增长率，但它没有说明这种扰动的演化。
2006-06-14 astro-ph physics.flu-dyn
Simulations of Magnetorotational Turbulence with a Higher-Order Godunov Scheme
我们应用二阶Goddom程序Athena，在均匀净垂直场和正弦变化的零净垂直场的情况下，利用非分层剪切盒模拟研究了磁旋转不稳定性。Athena的结果与使用不同数值算法的类似研究非常一致。我们进行分析，以研究从差分旋转到湍流波动到热化的能量流动。对体积平均能量分量的时间导数之间的时间相关性的研究表明，注入湍流波动的能量在$Ω^{-1}$的时间尺度上耗散，其中$Ω$是局部域的轨道频率。磁耗散在动能耗散上占主导地位，尽管不如磁能与动能之比那么大。我们傅立叶变换的磁场和动能演化方程，并使用的时间平均能量是恒定的假设，确定的数值耗散的长度尺度和分辨率的函数的水平。通过模拟数值耗散，如果它是物理的起源，我们表征数值电阻率和粘度的有效雷诺数和普朗特数。得到的有效磁普朗特数是$\sim 2$，与分辨率或初始场几何形状无关。由数值耗散确定的有效雷诺数和普朗特数的MRI模拟不等同于由物理电阻率和粘度设置这些数字的MRI模拟。这些结果服务，然后，作为未来的剪切盒研究的基础，耗散控制显式粘度和电阻率的列入。
2008-09-15 astro-ph
Magnetorotational collapse of massive stellar cores to neutron stars: Simulations in full general relativity
我们研究了磁化、旋转的大质量恒星核坍缩成原中子星过程中的磁流体动力学（MHD）效应。我们在完全广义相对论中用混合状态方程进行轴对称数值模拟。PNS的形成和早期演化之后是2500 x 2500区域的网格，这提供了比以前（牛顿）研究更好的分辨率。我们证实，显着的差分旋转结果，即使当旋转的祖先最初是均匀的。因此，磁场被磁绕组和磁旋转不稳定性（MRI）放大。即使在PNS形成时磁能E_EM远小于旋转动能T_rot，通过磁绕组，比值E_EM/T_rot也增加到0.1-0.2。在PNS形成之后，MHD流出导致系统的静止质量、能量和角动量的损失。最早的流出主要是由磁绕组引起的磁应力增加而产生的。MRI放大了极向场并增加了磁应力，导致进一步的角动量传输并有助于驱动外流。当磁场饱和后，在旋转轴附近形成一个近似稳定的平行磁场，并沿磁力线发展出Blandford-Payne型外流。这些流出以由\dot{J} \sim ηE_EM C_B给出的速率从PNS去除角动量，其中η是0.1阶常数，C_B是极向场与环向场强度的典型比率。结果，对于强磁化的PNS，旋转周期迅速增加，直到差旋转的程度减小。我们的模拟表明，快速旋转，磁化的PNS可能不会引起快速旋转的中子星。
2006-10-27 astro-ph gr-qc
Shearing Box Simulations of the MRI in a Collisionless Plasma
我们描述了在无碰撞等离子体中由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流的局部剪切盒模拟。无碰撞效应在辐射效率低的吸积流中可能很重要，例如在银河系中心的黑洞附近。修改ZEUS的MHD版本以演化各向异性压力张量。采用流体封闭近似计算沿磁场线的热传导。各向异性的压力张量提供了一个定性的新机制，运输角动量吸积流（除了麦克斯韦和雷诺应力）。我们估计的压力各向异性的限制，由于俯仰角散射的动力学不稳定性。这种不稳定性在无碰撞等离子体中提供了有效的“碰撞”率，并导致更类似MHD的动力学。我们发现，MRI导致有效的增长的磁场在无碰撞的等离子体，与那些在MHD的饱和振幅。在饱和状态下，各向异性应力与麦克斯韦应力相当，这意味着在无碰撞等离子体中角动量输运速率可能会适度增强。
2005-08-25 astro-ph physics.plasm-ph physics.space-ph
