Relativistic MHD jets and the GRBs
高速高准直等离子体束--喷流--是不同能量和空间尺度的天体物理源中的普遍现象。天体物理学喷流形成的常见MHD方案允许通过喷流磁化的缩放来描述不同的喷流源。本文应用MHD喷流理论计算伽玛暴参数，发现伽玛暴的超相对论运动和强准直等主要特征确实可以得到解释。其他的，像伽玛射线暴的时间变化和双模态伽玛射线暴持续时间是超出了MHD的描述。
2002-11-04 astro-ph
An MHD Gadget for cosmological simulations
各种各样的射电观测表明，星系团的热大气是磁化的。然而，我们对这些磁场的起源，它们对结构形成的影响以及它们与星系团大气动力学的相互作用，特别是在星系团中心的理解仍然非常有限。为了准备即将到来的新一代射电望远镜（如EVLA，LWA，LOFAR和SKA），正在做出巨大努力，从观测的角度更多地了解宇宙学磁场。在这里，我们提出了磁流体力学的宇宙SPH程序GADGET的实现。我们讨论的实施细节和各种计划，以抑制数值不稳定性以及正则化计划，在宇宙学模拟的背景下。的SPH MHD代码的性能表现在各种一维和二维的测试问题，我们进行了，如果一个完整的，三维的设置来测试代码在现实的情况下。与ATHENA得到的解决方案相比，我们发现我们的SPH MHD实现非常好的协议。最后，我们应用我们的SPH MHD实现形成星系团在一个大的，宇宙学的盒子。执行分辨率的研究，我们证明了稳健的预测形状的磁场分布在星系团，这是在良好的协议与以前的研究。
2009-05-19 astro-ph
Long Term Simulations Of Astrophysical Jets; Energy Structure and Quasi-Periodic Ejection
我们尽可能长时间地进行了自洽的2.5维非定常MHD数值模拟，包括吸积盘的动力学。虽然以往的非定常MHD模拟揭示了非定常喷流与定常喷流相似的特征，但与观测到的喷流时间尺度相比，这些模拟的计算时间非常短。因此，我们已经调查了长期演化的质量吸积率，质量流出率，喷流速度，和各种能量通量。我们发现射流的喷射是准周期性的。喷射的周期与初始磁场被扭曲以产生环形场所需的时间有关。我们比较我们的结果与稳态理论和以前的2.5维非稳态MHD模拟。
2007-04-23 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
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
Generation of Compressible Modes in MHD Turbulence
天体物理湍流的本质是磁流体动力学（MHD）。讨论了MHD湍流的基本性质。特别是，我们讨论了可压缩MHD波的生成Alfvenic湍流，并表明，这个过程是低效的。这使我们能够分别研究不同类型的MHD扰动的演化。我们描述了如何将磁流体动力学波动分为3个不同的家庭-阿尔芬，慢，快模式。我们发现Alfvenic湍流对慢模和快模产生的抑制程度取决于平均场的强度。我们发现，在可压缩制度的阿尔芬模式表现出类似于不可压缩制度的标度和各向异性。慢模式被动地模仿阿尔芬模式。然而，快模式表现出各向同性和缩放类似的声学湍流在高和低β等离子体。我们表明，我们的研究结果涉及恒星形成，宇宙射线传播，尘埃动力学和伽马射线暴的理论的重要后果。我们期待更多的应用程序的新见解MHD湍流，并期待更多的修订现有的天体物理过程的范例，作为该领域的成熟。
2003-01-23 astro-ph
Dynamic Evolution of a Quasi-Spherical General Polytropic Magnetofluid with Self-Gravity
在不同的天体物理背景下，我们分析了自引力作用下准球形多变磁化气体的磁流体动力学（MHD）演化的自相似行为，其比熵沿流线守恒。特别地，该MHD模型分析从$n+γ=2$的约束中释放了传统多变自相似变换中的标度参数$n$，其中$γ$是多变指数，因此基本上概括了关于多变气体动力学的早期分析结果，该多变气体动力学在空间中的任何地方都具有恒定的比熵。在自相似非线性MHD常微分方程的基础上，我们研究了磁声临界曲线的行为，MHD激波条件和各种渐近解。然后，我们构建全球半完全自相似的MHD解决方案，使用分析和数值方法相结合，并表明这些磁化流解决方案与或不MHD冲击合理的天体物理应用。
2008-04-17 astro-ph
Anisotropic weak turbulence of Alfven waves in collisionless astrophysical plasmas
本文用无碰撞热等离子体的动力学理论讨论了由于三波相互作用而引起的阿尔芬湍流的演化。有三种低频模式，类似于可压缩MHD的三种模式。当只考虑Alfven波时，再现了不可压MHD理论中已知的湍流各向异性。包含一个快速模式波导致分离的湍流分为两个制度：小波数的三波过程中涉及的快速模式是占主导地位的，和大波数的三个阿尔芬波过程是占主导地位的。讨论了各向异性阿尔芬湍流在星际介质和磁星磁能耗散中的可能应用。
2006-02-14 astro-ph
Nonradial and nonpolytropic astrophysical outflows. V. Acceleration and collimation of self-similar winds
本文通过对轴对称等离子体的二维磁流体动力学（MHD）控制方程组中变量的非线性分离，分析了轴向低压下磁化旋转外流的精确模型。外流从中心引力源及其周围的吸积盘以亚音速和亚阿尔文速度开始，在穿过MHD临界点后，阿尔文马赫数可能达到很高的值。三大类型的解决方案被发现：（a）准直射流型流出的有效磁转子的流出是由磁环向应力限制;（b）准直流出的低效磁转子的流出是圆柱形的热压力梯度限制;（c）径向膨胀风型流出类似于太阳风。在大多数情况下，检查圆柱准直（射流型）流出自然出现的热和磁效应竞争的加速和约束的射流。所有的MHD体积力的相互作用，在加速和限制射流显示沿其所有的长度和几个参数。这些解可用于对天体物理外流的物理理解，例如与年轻恒星物体、行星状星云、河外喷流等有关的天体物理外流。
2002-05-14 astro-ph
MHD Turbulence: Scaling Laws and Astrophysical Implications
湍流是天体物理流动最常见的状态。在典型的天体物理流体中，湍流伴随着强磁场，这对湍流级联的动力学有很大的影响。近年来，磁流体动力学（MHD）湍流理论取得了重大突破。这是我们第一次有一个尺度模型，是由观测和数值模拟支持。本文综述了不可压缩湍流和可压缩湍流的研究进展。我们比较了Iroshnikov-Kraichnan和Goldreich-Sridhar模型，并讨论了Alfvén，慢波和快波的标度。我们还讨论了全新的制度下发生的MHD湍流的尺度下，流体动力学湍流运动阻尼的粘性。在部分电离的弥漫星际气体的情况下，粘性是由于中性和截断湍流级联在$\sim$秒差距尺度。我们表明，在这个尺度下，磁波动与浅谱持续和讨论的可能性后，离子和中性粒子去耦恢复的MHD级联。我们讨论了这一新的洞察力的宇宙线输运，晶粒动力学等MHD湍流的影响，以及如何检验理论预测与观测结果。
2002-05-17 astro-ph physics.ao-ph physics.flu-dyn
Time Evolution of Cosmic Ray MHD Shocks and Their Emissions
我们提出的斜MHD平面冲击的时间演化的结果，包括扩散宇宙线加速与等离子体流的反反应。模拟包括有限阿尔芬波传播和耗散的自洽效应。从计算的宇宙线粒子相空间分布，我们计算预期的轻子和强子的宇宙射线，磁场，热粒子人口和相关的天体物理光子场之间的相互作用所造成的排放。
2007-06-13 astro-ph
Astrophysical Jets and Outflows
高度准直的超音速喷流和不太准直的外流被观察到从各种各样的天体中出现。它们出现在年轻恒星天体（YSO）、原行星状星云、致密天体（如银河系黑洞或微类星体和X射线双星）以及活动星系（AGN）的核中。尽管它们的物理尺度不同（大小，速度和能量传输量），但它们具有很强的形态相似性。他们分享了什么物理学？这些系统在本质上是流体动力学或磁流体动力学（MHD）的，并且因此由非线性方程支配。虽然理论模型帮助我们了解这些物体的基本物理学，但数值模拟使我们能够超越一维稳态方法提取重要信息。在这次讲座中，形成，结构和演变的喷流的观测信息，MHD和纯流体动力学模拟和数值模拟的帮助下进行审查。特别是对YSO和AGN喷流的模型的可能应用进行了讨论。
2004-06-14 astro-ph
Large-Scale Magnetic Field Re-generation by Resonant MHD Wave Interactions
我们数值研究了中等尺度下平衡阿尔芬波湍流的长时间行为。而通常的恒定通量的解决方案是在最小的尺度，两个新的标度得到的强迫尺度和系统的最大尺度。在后一种情况下，我们表明，特别是，频谱首先演变到Loitsyansky不变量确定的状态，后来的状态接近波湍流预测的热力学均分解决方案。讨论了银河系磁场产生的天体物理意义。
2007-10-24 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
Numerical Simulations of Incompressible MHD Turbulence
不可压缩磁流体动力学（MHD）湍流的研究为许多天体物理问题提供了有益的启示。本文描述了一个适用于不可压湍流研究的伪谱MHD程序。本文回顾了我们最近在周期性盒子中直接三维数值模拟MHD湍流方面的工作。在这些工作中，我们使用伪谱代码来解决不可压缩MHD方程。我们首先讨论湍流的结构和性质作为尺度的函数。结果与Goldreich & Sridhar最近提出的标度律一致。标度律是基于标度相关各向同性的概念：沿磁场线，较小的涡流比较大的涡流更细长。这个标度律大大改变了我们对MHD湍流的看法。例如，正如Lazarian & Vishniac所指出的，标度定律可以提供快速的重连率。我们进一步讨论了不可压MHD湍流的研究如何通过考虑不平衡级联和粘性阻尼湍流来帮助我们理解星际介质（ISM）中的物理过程。
2001-11-03 astro-ph
Nonradial and nonpolytropic astrophysical outflows VI. Overpressured winds and jets
通过对轴对称等离子体的磁流体动力学（MHD）方程组中的变量进行非线性分离，我们分析了一个精确的磁化和旋转外流模型，该模型在其轴上温度更高，压力更大。这些外流从中心引力源及其周围的吸积盘开始以亚音速和亚阿尔文速度流出。随后，它们通过热加速和磁离心加速，从而越过适当的MHD临界点，达到高的阿尔文马赫数。三种类型的解决方案被发现：（a）准直射流型外流从有效的磁转子与磁环向应力的流动限制;（b）径向膨胀的风型外流类似于太阳风，从低效的磁转子或强烈超压源;（c）终止的解决方案，在梁的宽度的振荡幅度增加。与以前研究的负压外流相比，从准直射流到非准直风的过渡在适当的参数空间中是不连续的，其中没有固定的解决方案是found. Superfast在无穷远的解决方案被过滤的三个临界面对应于三个已知的限制特性或分离线的MHD风理论。准直和终止的解决方案跨越慢，阿尔文和快速磁声临界点。径向扩展的解决方案通过缓慢和阿尔文临界点，而最后的边界条件是强加的，要求压力在无穷远处消失。
2004-06-14 astro-ph
Pressure-driven instabilities in astrophysical jets
天体物理喷流由于其磁场的方位角分量而被广泛认为是由环向应力自准直的。然而，这意味着磁场在很大程度上由其在外部射流区域中的方位角分量主导。在聚变背景下，众所周知，这样的配置在静态柱中是高度不稳定的，导致等离子体破裂。长期以来，人们一直指出，MHD喷气机可能会出现类似的结果，尽管近年来取得了一些进展，但防止中断的原因仍然没有得到阐明。在这些笔记中，我回顾了压力驱动的不稳定性，在静态柱中的理想MHD不稳定性的两个主要来源之一（另一个是电流驱动的不稳定性）的这个开放问题的现状。我首先以启发式的方式讨论这些不稳定性的起源。介绍了磁共振和磁剪切，并讨论了它们在压力驱动的不稳定性中的作用与Suydam判据的关系。在大方位角磁场的极限下，导出了压力驱动模的色散关系，从而给出了Kadomtsev关于这种不稳定性的两个判据。预计这些不稳定性的增长率与射流传播时间相比是短的。什么是已知的潜在的稳定作用的轴向速度的射流，然后审查。特别是，最近在融合文献中确定的非线性稳定机制进行了讨论。关键词：理想磁流体：稳定性，压力驱动模式;射流：稳定性
2008-06-26 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
The Properties of Compressible MHD and Cosmic Ray Transport
湍流是天体物理流动最常见的状态。在典型的天体物理流体中，湍流伴随着强磁场，这对湍流级联的动力学有很大的影响。近年来，磁流体动力学（MHD）湍流理论取得了重大突破。这是我们第一次有一个尺度模型，是由观测和数值模拟支持。本文综述了不可压缩湍流和可压缩湍流的研究进展。我们比较Iroshnikov-Kraichnan和Goldreich-Sridhar模型，并讨论阿尔芬，慢，快波的标度。我们讨论了这一新的见解的影响，MHD湍流宇宙线运输。
2002-11-22 astro-ph physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Compressible Magnetohydrodynamic Turbulence: mode coupling, scaling relations, anisotropy, new regime and astrophysical implications
我们提出了数值模拟和探索可压缩磁流体动力学（MHD）湍流的标度和各向异性。我们的研究涵盖了在不同的马赫数的气体压力为主（高β）和磁为主（低β）等离子体。此外，我们提出了superAlfvenic湍流的结果，并讨论在何种方式下，它是类似于subAlfvenic湍流。我们描述了一种分离不同的磁流体动力学（MHD）模式（慢，快和阿尔芬）的技术，并将其应用到我们的模拟。结果表明，在高β和低β情况下，Alfven模和慢模都具有Kolmogorov谱（指数=-5/3）和尺度相关的Goldreich-Sridhar各向异性，而快模具有指数=-3/2和各向同性的谱.本文讨论了在不同区域由MHD湍流引起的密度涨落的统计特性。我们的发现涉及许多天体物理学的含义，从宇宙射线传播到伽马射线暴和恒星形成。特别是，我们表明，早期研究人员报道的湍流的快速衰减是不相关的压缩性和模式耦合MHD湍流。此外，我们发现，磁场增强和密度增强是轻微相关的。在AU尺度上解决部分电离星际气体的密度结构，我们表明，新的制度的MHD湍流，我们以前报告的不可压缩流持续可压缩湍流，因此可能会提供一个解释这些神秘的结构。
2003-07-03 astro-ph physics.flu-dyn physics.plasm-ph
A cosmological AMR MHD module for Enzo
磁场在包括恒星形成在内的几乎所有天体物理现象中起着重要的作用。但由于解析建模和观测的困难，对磁场的研究还很薄弱，数值模拟已成为主要的工具。我们已经实现了一个宇宙学磁流体力学包恩佐这是一个AMR流体动力学代码，旨在模拟结构的形成。我们使用S. Li作为基础求解器。此外，我们采用D.巴尔萨拉为了将磁场插值到精细网格，我们使用了Balsara也描述的无发散二次重建。我们给出了几个实验问题的结果，包括磁流体焦散、磁流体饼和有磁场的星系团形成。我们还讨论了我们的AMR MHD代码的第一颗星的研究可能的应用。
2008-04-08 astro-ph
Turbulence and Magnetic Fields in Astrophysical Plasmas
我们讨论了目前的理解的天体物理MHD湍流的最基本的属性和追溯的起源，现代的观点和理论的不确定性，在20世纪50年代和60年代提出的想法由Iroshnikov，Kraichnan，Batchelor，Schmidter和Biermann。强调了该理论的普遍性。两个主要的天体物理应用触及：在太阳风和星系团的湍流。在某种（非常近似的）意义上，这是小尺度湍流的两种“纯”情况，其中MHD湍流的两种主要状态的理论模型--有和没有强平均磁场--可以进行测试。它们也是天体物理学等离子体中或多或少普遍存在的复杂性的很好的例子：事实上，磁流体动力学描述不足以描述天体物理学湍流，等离子体物理必须进入。
2007-05-14 astro-ph nlin.CD physics.hist-ph
New Regime of MHD Turbulence: Cascade Below Viscous Cutoff
在天体物理学的情况下，例如在星际介质（ISM）中，中性粒子可以在比磁扩散尺度大得多的尺度上提供粘性阻尼。通过数值模拟，我们发现磁场在耗散截止尺度以下可以具有丰富的结构。这意味着ISM中的磁场可以具有比秒差距尺度小得多的尺度上的结构。结果表明，波数带中所含的磁能与波数无关，磁结构是间歇性的，具有极强的各向异性。讨论了这些结果与微尺度原子结构（TSAS）形成的关系。
2002-01-23 astro-ph
Advanced numerical methods in astrophysical fluid dynamics
计算气体动力学已成为天体物理学和宇宙学的重要研究领域。在这篇评论的第一部分中，我们打算简要描述几个在这一领域中使用的数值方法，讨论其应用范围和目前的战略转换成无条件稳定的数值方法的解决方案程序。转换的根本目的是提高数值方法的鲁棒性和统一性，从而大大扩大其应用范围。在第二部分中，Fabian Heitsch提出并讨论了时间显式MHD Boltzmann求解器的实现。
2007-12-21 astro-ph
PIERNIK mhd code - a multi-fluid, non-ideal extension of the relaxing-TVD scheme (III)
本文提出了一个新的多流体、网格MHD程序PIERNIK，它是基于Jin & Xin（1995）的松弛TVD格式。最初的方案（见Trac & Pen（2003）and Pen et al.（2003））被扩展为增加了动力学独立但相互作用的流体：尘埃和扩散宇宙射线气体，在流体近似中描述，并可以选择以简单的方式添加其他流体。该代码已配备了剪切盒边界条件，和一个自重力模块，欧姆电阻率模块，以及其他设施，这是有用的天体物理流体动力学模拟。代码通过MPI库并行化。本文提出了原来的弛豫TVD MHD方案的欧姆电阻率扩展，并给出了均匀电阻率和电流依赖电阻率公式情况下的磁重联例子。
2008-12-28 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
PIERNIK mhd code - a multi-fluid, non-ideal extension of the relaxing-TVD scheme (I)
我们提出了一个新的多流体，网格MHD程序PIERNIK，它是基于松弛TVD格式。原来的方案已经通过增加动力学独立但相互作用的流体：尘埃和扩散宇宙射线气体，在流体近似中描述，并可以选择以简单的方式添加其他流体。该代码已配备了剪切盒边界条件，和一个自重力模块，欧姆电阻率模块，以及其他设施，这是有用的天体物理流体动力学模拟。代码通过MPI库并行化。在本文中，我们简要介绍了松弛TVD MHD算法的基本元素，以下Trac & Pen（2003）和Pen等。（2003），然后集中在剪切盒模型的保守实现，与Masset（2000）的方法的帮助下构建。我们目前的结果的一个测试例子的形成的引力约束的对象（行星）在自引力和差分旋转流体。
2008-12-11 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
Time-Dependent Stochastic Particle Acceleration in Astrophysical Plasmas: Exact Solutions Including Momentum-Dependent Escape
在各种天体物理系统中，带电粒子与磁流体等离子体波相互作用的随机加速是导致高能电子和离子分布形成的主要过程。与波的碰撞影响粒子的能量和空间输运，因此以自洽的方式处理问题的这两个方面是很重要的。我们解决了代表性的Fokker-Planck方程，以获得一个新的，封闭形式的解决方案的时间相关的格林函数描述的加速和逃逸的相对论离子相互作用的阿尔芬或快模式波的特征在于动量扩散系数$D(p)\propto p^q$和平均粒子逃逸时标$t_esc(p) \propto p^{q-2}$，其中$p$是粒子动量和$q$是MHD波谱的幂律指数。特别是，我们得到的等离子体中的离子的动量分布的解决方案，也为逃逸粒子的动量分布，这可能会形成一个充满活力的外流。的解决方案的一般特征说明通过基于Kolmogorov或Kraichnan波谱的例子。新的表达式补充了Park和Petrosian的结果，他们提出了硬球散射情况（$q=2$）的精确解，以及逃逸时间尺度对动量具有幂律依赖性的其他情况。我们的研究结果与天体物理环境中的高能辐射和宇宙射线产生模型有直接关系，如$γ$射线爆发，活动星系和黑洞周围的磁化日冕。
2006-04-24 astro-ph
MHD Supernova Jets: The Missing Link
我们回顾了喷流产生理论的最新进展，特别强调了以下可能性：1）在超新星核心坍缩后的最初几秒钟内产生强大的喷流; 2）这些喷流对不对称爆炸本身负有责任。目前流行的喷流产生机制是电动机制，其中带电等离子体被固定在原脉冲星中的旋转磁场产生的电场加速。最近对银河系喷流源的观测为{ \em all}这些源如何相互关联提供了重要线索，无论是在驱动喷流的物理机制中，还是在创造有利于喷流形成的条件的天体物理机制中。我们提出了一个宏伟的进化计划，试图在此基础上统一这些来源，MHD超新星提供了缺失的一环。我们还讨论了在采用这一方案（或另一方案）之前必须解决的几个重要问题。
2003-12-02 astro-ph
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
On Generation of magnetic field in astrophysical bodies
本文用场论方法计算了MHD湍流中从速度场到磁场的能量传递率。我们的场论计算的惊人结果是，有一个大的能量转移率从大规模的速度场到大规模的磁场。我们认为，大规模磁能的增长主要是由于这种转移。我们得出了上述结论，没有任何线性近似，如在$α$ -发电机。
2001-12-09 astro-ph cond-mat nlin.CD
