Large scale dynamos with ambipolar diffusion nonlinearity
结果表明，双极扩散作为一个玩具非线性导致非常相似的行为的大型湍流发电机作为充分的MHD。这表明使用直接模拟在一个周期性的盒子和封闭模型的磁关联函数适用于无限空间。大尺度场通过α效应描述的非局部逆级联发展。然而，由于磁螺旋度只能在电阻时间尺度上变化，因此将磁场组织成大尺度所需的时间随着磁雷诺数的增加而增加。
2000-07-28 astro-ph
Linear Thermal Instability and Formation of Clumpy Gas Clouds Including the Ambipolar Diffusion
热不稳定性是磁性分子云中团簇亚结构形成的重要过程之一。另一方面，双极扩散，或离子中性摩擦，一直被认为是一个重要的能量耗散机制，在这些云。因此，我们有兴趣研究双极扩散对磁性分子云中的热不稳定性和团簇形成的影响。为此，在第一步中，我们将注意力转向线性扰动阶段。这样，我们得到了一个无量纲的特征方程，该方程在没有磁场和双极扩散的情况下简化为先验特征方程。通过对该特征方程的数值处理，我们得出结论：存在这样的解：热不稳定性允许沿磁场方向压缩，但不允许垂直于磁场方向压缩，这可能是磁分子云中形成圆盘状（扁）团簇的一个证据。
2003-08-25 astro-ph
Ambipolar-Diffusion Timescale, Star-Formation Timescale, and the Ages of Molecular Clouds: Is There a Discrepancy?
我们重新审视严格的恒星形成的不同阶段的持续时间和分子云的寿命的估计，根据T-Tauri恒星的年龄，星团中恒星的年龄分布，以及星前核的统计数据。我们表明，所有可用的观测数据是一致的分子云的寿命相当于10百万年，以及自启动，双极扩散控制的恒星形成理论的预测。我们的结论是，不存在任何“年轻”的分子云或“快速”恒星形成的观测支持。
2004-09-03 astro-ph
Ambipolar Diffusion and Far-Infrared Polarization from the Galactic Circumnuclear Disk
我们描述了Wardle和Konigl（1990）为银河系中心附近的气体和尘埃的环核盘（CND）构建的吸积盘模型的隐式预测：超音速双极扩散是Wardle-Konigl盘的一个基本动力学成分，由于Robbons，Hanany和Messinger（1995）描述的过程，它将导致尘埃颗粒的排列。我们计算合成地图的偏振热辐射，这将是由双极对齐的首选Wardle-Konigl模型。我们的地图是在合理的协议与100微米偏振的CND，如果我们假设的颗粒具有类似的形状，在附近的分子云的颗粒，CND包含一个无序的磁场的能量均分与其有序的字段。
1996-11-20 astro-ph
Ambipolar Diffusion in Molecular Cloud Cores and the Gravomagneto Catastrophe
本文重新审视双极扩散的问题，作为一种机制的生产和失控的演变中心凝聚的分子云核心，一个过程，已被称为重力磁灾难。我们的计算适用于一个高度扁平的核心的几何限制，并允许一个半解析的处理整个问题，虽然需要物理修复，以解决一个贫穷的代表性的中心区域。整体公式的一个值得注意的特征是，负时间演化的双极扩散部分的解（$t < 0$）平滑地匹配到正时间的塌陷解（$t > 0$）。处理表明，由此产生的核心显示非零，但亚磁声，向内的速度在扩散时代结束时，与目前的观测结果一致。另一个重要的结果是推导出失控核心冷凝产生的中心区域的无量纲质量通量比$λ_0\equiv f_0^{-1}$和双极扩散速率的无量纲测量值$ε$之间的解析关系。结合先前的工作，表明双极扩散在湍流波动的存在下发生得更快，即，$ε$的有效值可以被湍流增强，由此产生的理论为孤立分子云核心的形成及其随后的坍缩形成恒星和行星系统提供了一个可行的工作假设。
2007-08-30 astro-ph
Recent OH Zeeman Observations: Do they Really Contradict the Ambipolar-Diffusion Theory of Star Formation?
直到最近，分子云引力碎裂（或核心形成）的双极扩散理论的几十个定量预测中的许多已经被观测所证实，同样重要的是，没有任何预测与任何观测相矛盾。然而，最近的一篇论文声称，在四个云{ \it}中，从包层到核心的质量通量比变化的测量结果增加了，这与理论的预测直接相反，但与湍流破碎（在没有重力的情况下）一致，因此，双极扩散理论是无效的（Crutcher等人，2008年）。这篇论文把磁场未探测当作探测来对待。我们表明，数据的分析是根本上有缺陷的，而且，与理论预测的比较忽略了主要的几何效应，建议的数据本身，如果采取面值。包络线的磁通量也计算错误。我们进行了适当的误差分析和治疗的nondetection，我们表明，声称测量的质量流量比的变化，从信封的核心是无效的，没有矛盾的双极扩散理论可以得出结论，没有理论可以测试的基础上，这些数据。
2008-07-29 astro-ph
The Role of Ambipolar Diffusion in the Formation Process of Moderately Magnetized Diffuse Clouds
研究了磁化热膨胀介质中的动态凝聚过程。我们进行一维双流体数值模拟，描述中性和电离成分的星际介质与纯横向磁场。我们发现，作为热不稳定性的结果形成的云总是有一个磁场强度在几个微高斯的顺序，无论初始强度。这表明与弥散云中磁场强度的测量结果有很好的一致性。我们分析表明，在云中的最终磁场强度是由双极扩散和由于冷凝的磁场的积累之间的平衡。
2007-06-08 astro-ph
Consistency of Ambipolar Diffusion Models with Infall in the L1544 Protostellar Core
Tafalla等人和Williams等人最近对L1544原恒星核心的高分辨率研究揭示了气体的结构和运动学。对星前核的观测为核的形成和演化的理论模型提供了一个自然的测试。基于他们的结果，上述作者声称与双极扩散模型隐含的下落运动不一致。在本文中，我们重新审查了早期的双极扩散模型，并得出结论，L1544核心可以理解为一个磁超临界核心进行磁稀释崩溃。我们还提出了一个新的模型，专门设计来模拟L1544核心的形成和演变。该模型，它使用合理的输入参数，产生质量和径向密度分布，以及中性和离子的下落速度分布，这是非常好的协议与观测推断的物理值。的核心的寿命也是在很好的协议与星前核心寿命估计从统计的合奏核心。观测输入可以用来限制其他目前未观测到的量，如电离度，以及L1544核心附近的背景磁场强度和方向。
1999-09-25 astro-ph
Simulating hydromagnetic processes in star formation: introducing ambipolar diffusion into an adaptive mesh refinement code
考虑到模拟影响恒星形成的磁流体过程的重要性，我们早些时候开发了一种3D自适应网格方法，使我们能够在观察到的恒星形成区域的核心，圆盘和恒星的形成和演化过程中包括磁流体过程。在本文中，我们采取下一步在这个程序-即-开发一个修改版本的三维自适应网格细化（AMR）代码FLASH中的双极扩散的磁场在电离不良的分子气体的实施。我们使用单流体近似来简化数值计算。本文给出了一系列包括斜向等温和非等温C冲击的试验情况。我们还提出了一个研究的准静态崩溃的初始均匀，自引力，磁化球，最初支持其磁场对崩溃（即磁亚临界）。应用程序的前恒星的Bonnor-Ebert球的崩溃是在一个配套文件。
2008-10-01 astro-ph
Magnetic Braking and Protostellar Disk Formation: Ambipolar Diffusion
在理想磁流体动力学极限下，中等强度的磁场抑制了恒星形成过程中吸积阶段旋转支撑盘的形成。非理想的MHD效应预计会削弱磁制动，也许会让磁盘重新出现。我们集中在这样一个效果，双极扩散，这使得场线相对于散装中性物质滑动。我们发现，滑动不足以削弱制动，让旋转支撑磁盘形成的云磁化和宇宙射线电离率的现实水平，在某些情况下，磁制动甚至增强。在我们的模拟中，只有在具有异常弱的场和不合理的低电离率的致密核心中，这样的盘才开始形成。我们的结论是，额外的过程，如欧姆耗散或霍尔效应，需要使磁盘的形成。或者，圆盘可能是在锚定磁制动器的大质量外壳消散的后期形成的，也许是由原恒星风。
2008-09-21 astro-ph
Atomic T Tauri disk winds heated by ambipolar diffusion I- Thermal structure
出于最近的亚角秒分辨率观测金牛座T星的喷流，我们延长了\citep{Safier93a, Safier93b}的工作，通过计算的热和电离结构的自相似，磁驱动，双极扩散加热的原子盘风。在他的工作上的改进包括：（1）新的磁化冷喷流解与潜在的吸积盘\citep{Ferreira97}相一致;（2）更精确地处理电离和离子中性动量交换率;（3）预测空间分辨的禁戒线发射（地图，长缝光谱和线比），在姊妹论文\cite{Garcia2001b}中提出。在\citep{Safier93a}中，我们得到的喷流的温度平台约为$10^4$ K，但电离分数向下修正了10-100倍。这是由于以前忽略了离子中性动量交换速率中的热速度和不同的射流解决方案。概述了高温平台的物理起源。特别是，我们提出了三个分析标准的存在下，一个热的高原，适用于任何给定的磁流体风的解决方案，双极扩散和绝热膨胀是占主导地位的加热和冷却条款。我们最后表明，对于观测所青睐的解决方案，射流的热结构仍然与通常的近似用于MHD射流计算（热化，完美的传导，单一的磁流体冷流体计算）。
2001-09-11 astro-ph
Observational Constraints on the Ages of Molecular Clouds and the Star-Formation Timescale: Ambipolar-Diffusion--Controlled or Turbulence-Induced Star Formation?
我们重新讨论了恒星形成的时间尺度和分子云的年龄问题。形成恒星的分子云明显超过没有活跃恒星形成的分子云，这被认为表明分子云是“短暂的”，恒星形成是“快速的”。我们发现，这种统计参数缺乏自洽性，即使在快速恒星形成的情况下，意味着云的寿命约为10万年。我们讨论了来自外部星系的额外观测证据，这些证据表明分子云的寿命和恒星形成的时间尺度约为1000万年。这些长云的寿命与超音速湍流的快速（约100万年）衰变相结合，为顺磁控制的恒星形成方案提出了严重的困难。相比之下，我们表明，所有31个现有的观察对象的线宽，尺寸和磁场强度已被可靠地测量是在良好的定量协议的双极扩散理论的预测。在双极扩散控制的恒星形成理论中，线宽可能归因于大尺度的非径向云振荡（基本上是大振幅、长波长的阿尔芬波），而线宽、尺寸和磁场之间的预测关系是自引力云的磁性支撑的自然结果。
2005-12-01 astro-ph
Three-dimensional simulations of molecular cloud fragmentation regulated by magnetic fields and ambipolar diffusion
我们采用第一个完全三维模拟研究的作用，磁场和离子中性摩擦调节引力驱动的分子云的碎片。初始亚临界云的核在双极扩散时间内逐渐发展，而初始超临界云的核在动态时间内发展。在最初的亚临界云的情况下，进入核心的速度是亚音速的，而在最初的超临界云的情况下，则存在一个扩展的（\ga 0.1 pc）超音速进入区域。这些结果与以前的二维模拟是一致的。我们还发现，密度（ρ）和磁场强度（B）之间的关系在云的不同空间点的快照与一个单独的核心的演化轨迹相吻合。当密度变大时，两种关系都倾向于B \propto ρ^{0.5}。
2007-06-19 astro-ph
Ambipolar Filamentation of Turbulent Magnetic Fields : A numerical simulation
我们提出了一个2-D，两种流体（离子和中性）模拟的双极的双极性的过程中，磁化，弱电离等离子体被搅拌的双极频率范围内的湍流的结果。在大多数电离区域中的中性粒子的较高湍流速度引起非线性力将它们赶出这些区域，使得初始电离不均匀性被强烈放大。这种效应，即双极磁致伸缩，使离子和磁通量凝聚并从中性粒子中分离出来，从而形成一种超导结构。
2000-05-18 astro-ph
Sub-Alfvenic Non-Ideal MHD Turbulence Simulations with Ambipolar Diffusion: I. Turbulence Statistics
关于磁场在湍流分子云中作用的数值研究大多是基于理想磁流体力学（MHD）的。然而，MC是弱电离的，因此磁场通过双极扩散（AD）扩散通过等离子体的中性分量所需的时间尺度可以与动态时间尺度相当。我们已经使用Li，McKee，& Klein（2006）开发的重离子近似对具有AD的超音速但亚阿尔夫文湍流系统进行了一系列256^3和512^3模拟。我们的计算是基于假设的离子的数量是保守的，但我们表明，这些结果近似适用于随时间变化的分子云电离的情况下，以及。收敛研究使我们能够确定最佳值的电离质量分数时，使用重离子近似低马赫数，亚阿尔芬湍流系统。我们发现，双极扩散陡峭的速度和磁功率谱相比，理想的MHD的情况下。密度PDF，总磁能和电离分数的变化被确定为AD雷诺数的函数。具有低AD雷诺数的强磁化介质的中性气体性质的功率谱与弱磁化介质的功率谱相似;特别地，中性速度的功率谱接近于Burgers湍流的功率谱。
2008-05-05 astro-ph
Turbulent Ambipolar Diffusion: Numerical Studies in 2D
在理想的磁流体动力学条件下，磁场强度应与星际介质（ISM）的密度相关。然而，观察表明，这种相关性很弱。双极扩散可以降低弱电离介质中的通量质量比;然而，除了在致密分子云中，它通常被认为太慢而不能在ISM中发挥重要作用。在天体物理学问题中，湍流经常被用来增加运动理论所预测的（非常慢的）层流值之上的传输速率。我们描述了一系列的数值实验，解决弱电离气体中的磁场湍流输运问题。我们表明，受到各种几何和物理的限制，在弱电离介质中的湍流迅速扩散的磁通量质量比，通过建立可观的离子中性漂移小尺度。这些结果适用于ISM中的场强-密度关联，以及原恒星和吸积盘场或原恒星喷流等通量系统与周围物质的合并，以及银河系磁场的垂直输运。
2003-09-10 astro-ph
Atomic T Tauri disk winds heated by ambipolar diffusion
我们总结了自相似，磁驱动，双极扩散加热的原子盘风的热和电离结构的结果。我们改进了Safier的早期工作，考虑（1）新的MHD解决方案符合基本的冷开普勒盘平衡，（2）更精确的处理微观物理，（3）空间分辨的禁戒线发射（地图，长缝光谱）的预测。较早发现的温度平台$\simeq 10^4$ K被恢复，但电离分数向下修订了10倍，由于以前忽略了离子中性动量交换率的热速度。温度平台的物理起源进行了概述。然后将预测结果与金牛座T星观测结果进行了比较，强调了适当的光束卷积的必要性。喷流宽度和线剖面随距离和线示踪剂的变化被很好地再现。然而，预测的最大速度太高，总密度太低，低速[OI]分量太弱。来自暖盘的密度更大、速度更慢的MHD风可能会解决这些差异。
2001-03-12 astro-ph
Modeling fragmentation of the self-gravitating molecular layer by smoothed particle hydrodynamics
我们重新审视离子中性（或双极）扩散与两个流体光滑粒子流体动力学的建模，讨论了Hosking和Whitworth。对该技术的某些部分进行了优化，以验证等温自引力层中双极扩散行为的先驱工作。双极扩散的摩擦加热检查，并研究其对层的破碎的效果。的结果进行比较，得到的不稳定的热阶段的内贾德Asghar。
2008-04-13 astro-ph
Magnetically Regulated Star Formation in Turbulent Clouds
我们用数值方法研究了超音速湍流、强磁场和双极扩散对云演化的综合影响。我们发现，在最初的磁亚临界云，超音速湍流可以加快恒星的形成，通过增强双极扩散的冲击。加速克服了一个主要的反对标准的情况下，低质量的恒星形成，涉及双极扩散，因为扩散时间尺度在分子云的平均密度通常比云的寿命更长。同时，强磁场可以阻止大尺度超音速湍流在一个（短）湍流穿越时间内将大部分云质量转化为恒星，从而缓解了低质量恒星形成的有序控制图像所带来的高效率问题。我们提出，相对快速，但效率低下的恒星形成的结果，从超音速碰撞有点亚临界气体在强磁化，湍流云。数值实验表明，这种冲击加速，双极扩散调节的情况下的显着特点。
2004-05-31 astro-ph
Nonlinear Evolution of Gravitational Fragmentation Regulated by Magnetic Fields and Ambipolar Diffusion
我们提出的结果，从一个广泛的一套模拟引力碎裂的存在下，磁场和双极扩散。在非线性演化阶段的平均碎裂间距与线性微扰理论的预测非常一致。当从具有小幅度白噪声扰动的均匀背景态开始时，第一核心的非线性增长和失控的时间尺度是具有最小增长时间的本征模的计算增长时间$\taugm$的$\approx 10$倍。亚临界和跨临界模型通常比超临界模型在更长的时间尺度上发展。在非线性充分发展的收缩核中的入流运动在亚临界和跨临界云的核尺度上是亚音速的，但在超临界云中是有点超音速的。核心质量分布急剧上升，急剧下降到大的群众，与存在一个首选的质量尺度为每个独特的一组无量纲的自由参数。然而，各种初始质量流量比的结果的总和产生了广泛的分布，让人想起观察到的核心质量分布。根据我们的研究结果，我们得出结论，碎片间距，大小的下落运动，核心的形状，特别是，曲率的磁场形态，可以作为间接的观测手段，确定云的环境质量-通量比。
2008-07-11 astro-ph
Atomic T Tauri disk winds heated by ambipolar diffusion II- Observational tests
自相似的，磁驱动的磁盘风的热结构和电离结构中得到的配套文件\cite{Garcia2001a}用于计算一系列的喷流合成观测。这些包括空间分辨的禁戒线发射图，长缝光谱，以及线比。线剖面和射流宽度似乎是风动力学和准直的良好示踪剂，而线比基本上跟踪气体激发条件。所有上述诊断都面临着金牛T星微喷流的观测。卷积的观测光束被证明是必不可少的一个有意义的测试模型。我们发现，喷流宽度和定性的变化与距离和线示踪剂的线轮廓很好地再现。还获得了低速[ \ion{O}{i} ]分量，源自盘形风基。然而，这个分量太弱，预测的最大速度太高，电子和总密度太低。从具有温暖色球层的圆盘上发射出的更密集和更缓慢的磁化风，可能会解决这些差异。
2001-09-11 astro-ph
Three-dimensional Simulation of Magnetized Cloud Fragmentation Induced by Nonlinear Flows and Ambipolar Diffusion
我们证明了崩溃的核心在亚临界云的形成是加速非线性流动，通过执行三维非理想MHD模拟。一个初始的随机超音速（和trans-Alfvenic）的磁流输入到一个自引力气体层，是由一个均匀的磁场（垂直于层），使初始的质量-通量比是亚临界线程。由于由湍流引入的急剧梯度，磁双极扩散最初非常迅速地发生。它随后发生在传统的近准静态的方式更慢，但在更大的平均密度比目前在初始状态的区域。第一个地核失控生长的总时间尺度是10^6年的几倍，尽管以前的研究发现，当以线性扰动和类似的物理参数开始时，时间尺度是10^7年的几倍。大规模的超音速流动存在于云中，并提供了一个观测可测试的区别于核心的形成，由于线性初始扰动的特点。然而，非线性流动已经充分衰减，使得第一堆芯上的相对下落运动是亚音速的，就像从线性初始扰动开始的情况一样。离子的下落运动与中性粒子的下落运动非常相似;然而，它们在垂直于平均磁场方向的方向上滞后于中性粒子的下落，而在平行于平均磁场的方向上领先于中性粒子的下落。
2008-04-27 astro-ph
Investigating thermal evolution of the self-gravitating one dimensional molecular cloud by smoothed particle hydrodynamics
离子中性（或双极）扩散的加热可能会影响分子云的热相。我们提出了这种加热机制的分子云的热不稳定性的影响的调查。我们选取了一个考虑自引力和双极扩散的弱电离一维平板结构来研究它的热相。我们使用板片的热力学演化来获得板片云变得热不稳定的区域。我们调查这种演变使用双极扩散模型与两种流体光滑粒子流体动力学，概述了霍斯金和惠特沃思。首先，我们对该技术的某些部分进行了改进，以检验前人在等温自引力平板中双极扩散行为方面的工作。之后，改进的双流体技术被用于板的热演化。结果表明，云的热不稳定性在云的中间部分可能存在较大的密度差。我们认为，这一功能可能是负责行星形成在中间地区的崩溃分子云和/或也可能是有关的恒星形成致密的核心在团块。
2008-07-09 astro-ph
Mean-field dynamo in partially ionized plasmas-I
有几种天体物理的情况下，人们需要研究的动力学磁通量在部分电离湍流等离子体。在部分电离的等离子体中，磁感应强度除了通常的电阻耗散外，还受到双极扩散和霍尔效应的影响。本文研究了部分电离湍流等离子体中的运动发电机。霍尔效应产生于将电子和离子作为两种单独的流体处理以及由于包含中性物作为第三流体而引起的双极扩散。结果表明，这些非理想效应修改了所谓的$α$效应和湍流扩散系数$β$在一个相当大的方式。霍尔效应可以增强或抑制发电机的作用。双极扩散带来了依赖于平均磁场的$α$。体现带电流体和中性流体的耦合的新的相关性以决定性的方式出现。湍流必然是具有新的空间和时间尺度的磁流体动力学。以Alfvénic湍流为例，证明了新关联的性质。
2007-12-18 astro-ph
Magnetically-Regulated Fragmentation Induced by Nonlinear Flows and Ambipolar Diffusion
我们提出了一个参数研究的模拟碎片调节重力，磁场，双极扩散，和非线性流动。薄板近似采用周期性的横向边界条件，和非线性流场（“湍流”）被允许自由衰减。与文献中先前的结果一致，我们的研究结果表明，失控崩溃（第一颗星的形成）在亚临界云的发病显着加速的非线性流动中，一个大规模的波模式占主导地位的功率谱。此外，我们发现，在所有尺度上具有相等能量的功率谱也会加速崩溃，但数量较少。对于一个在最大尺度上具有最大能量的高超阿尔文初速度场，在初始压缩波期间，坍缩迅速发生。然而，对于trans-Alfvenic扰动，亚临界磁场导致从初始压缩反弹，并且系统在失控崩溃发生之前经历了几次振荡。经历迅速坍缩的模型在核心边界处具有高度超音速的下落运动。具有跨阿尔芬初始扰动的磁次临界模型中的核心也通过继承与磁驱动振荡相关的运动来获得显着的系统速度。核心质量分布比小振幅初始扰动的模型要宽得多，尽管由于非线性流动而形成的核心扰动结构并不能保证随后的整体崩溃。我们的模拟还表明，显着的功率可以（如果存在的话，最初）保持在大规模的压缩模式的磁性薄片，在完美的磁通冻结的限制，可以忽略不计的耗散。
2009-01-14 astro-ph
The effect of ambipolar resistivity on the formation of dense cores
我们的目标是了解形成致密的核心磁声波的热磁压力比小的地区。由于分子云中的电离率很低，中性粒子和带电粒子之间的耦合很弱。双极扩散则在形成过程中起着重要作用。静止的均匀等离子体受到快模波的扰动。使用二维数值模拟，我们遵循的快模波的演变。模拟是用一个多流体，自适应网格细化MHD代码。初始扰动的波长是2个数量级大于耗散长度的强烈影响的离子中性漂移。只有在对应于高度湍流气体的磁场变化很大的情况下，快模波才能产生致密的核。这意味着，在大多数核心，没有子结构可以产生。然而，TMC-1的核心D是这种情况的例外。由于其高的电离率，波长比耗散长度大3个数量级的波可以存在。这样的波仅受双极扩散的微弱影响，并且可以产生致密的子结构而没有大的波幅。我们的研究结果也解释了观察到的过渡从Alfvenic湍流运动在大尺度上的亚音速运动的水平上的密集的核心。
2008-03-31 astro-ph
Dynamical Collapse of Nonrotating Magnetic Molecular Cloud Cores: Evolution Through Point-Mass Formation
我们提出了一个数值模拟的非旋转磁性分子云核心的动力学崩溃，并遵循核心的演变，通过形成一个中心质点和随后的增长1太阳质量的原恒星。通过对以往提出的轴对称、自引力、等温、磁支撑的星际分子云的核心形成和收缩模型的自洽扩展，研究了质点形成（PMF）时代。在PMF之前，核心是动态收缩的，并且不能很好地近似于准静态平衡模型。双极扩散，这在核心的早期演变中起着关键作用，是不重要的动态PMF崩溃前阶段。然而，一个中心质量的出现，通过它对内核区域的引力场的影响，导致了围绕中心原恒星的弱电离气体中双极扩散的“复兴”。这个过程是如此有效，它导致了一个去耦的领域从物质和结果在一个向外传播的磁流体C型冲击。Li & McKee（1996）预言了双极扩散介导激波的存在，我们发现，由他们的分析模型给出的基本激波结构与我们更精确的数值结果很好地吻合。我们的计算还表明，双极扩散，而不是欧姆扩散操作在最里面的核心区域，是主要的场解耦机制，负责驱动后PMF的冲击。
1998-04-10 astro-ph
Smoothed Particle Hydrodynamics in Thermal Phases of a One Dimensional Molecular Cloud
本文研究了离子中性（或双极）扩散加热速率对分子云热相的影响。我们使用双极扩散与双流体光滑粒子流体动力学的建模，如Nejad-Asghar & Molteni所讨论的。考虑了双极漂移加热率对分子云净冷却函数的影响，研究了自引力磁化一维平板中的热相。结果表明，云的外部满足等压热不稳定判据，因此，这些区域是热不稳定的，而内部是稳定的。这一特征可能是导致坍缩分子云外部形成行星形成的原因，也可能与团块中形成致密核心的恒星有关。
2008-04-27 astro-ph
Turbulent Diffusion of Magnetic Fields in Weakly Ionized Gas
本文研究了弱电离气体中二维湍流对单向磁场的扩散。这里的场垂直于流体运动的平面。这个简单的模型是在星际介质中平均磁通量与质量比衰减的背景下产生的。当离子与中性粒子强耦合时，大尺度磁场的输运由湍流混合和非线性双极漂移共同驱动。使用一个标准的均匀和高斯统计模型的湍流，我们严格表明，一个大规模的磁场可以衰减时，场和中性流强耦合的湍流混合的时间尺度上。双极扩散对衰变率没有增强作用。这些结果扩展了Zeldovich定理，使之包含了Zweibel（2002）最近考虑的二维流和正交磁场的情况。讨论了强耦合近似的局限性及其意义。
2002-09-25 astro-ph
Protostar Formation in Magnetic Molecular Clouds beyond Ion Detachment: II. Typical Axisymmetric Solution
我们遵循双极扩散驱动的形成和演化的一个片段在磁性支持的分子云，直到一个流体静力学的原恒星核心的形式在其中心。这一问题在论文I中得到阐述。我们确定的密度，速度和磁场的空间和时间的函数，以及双极扩散和欧姆耗散的恒星形成的磁通量问题的解决方案的贡献。还讨论了磁场是否从中性物质中分离出来的问题。我们还发现，在热电离变得重要并将磁场重新耦合到中性物质之前，电子并没有从场线中解耦。只有在密度最高时（每立方厘米10^12个粒子的数倍），欧姆耗散才比双极扩散更有效。在核心的高密度中心部分，磁场获得了几乎空间均匀的结构，在计算结束时（数密度约为每立方厘米10^14个粒子的5倍），发现其值与原太阳星云中磁场的陨石测量值非常一致。在流体静力的原恒星核心外，形成了一个磁通量的集中（“磁墙”），这引起了磁震。这种磁震是Tennis和Mouschovias（2005）发现的重复性冲击的前兆，这些冲击导致后来流体静力学核心上的间歇性吸积。
2007-02-01 astro-ph
Formation and Collapse of Nonaxisymmetric Protostellar Cores in Planar Magnetic Molecular Clouds
通过研究磁临界和超临界模型云（$\mui \geq 1$，其中$\mui$是初始质量与磁通量之比，单位为引力坍缩的临界值）的非轴对称坍缩，我们扩展了我们早期关于在等温片状磁性星际云中双极扩散诱导形成原恒星核的工作。在模型模拟中形成的核心实际上是三轴的，其形状通常更接近扁圆，而不是扁长。临界模型（$\mui = 1$）中的入流速度是亚音速的;相反，超临界模型（$\mui = 2$）具有可被观测排除的扩展超音速入流。对于磁临界模型，双极扩散形成超临界（$\muc > 1$）和嵌入亚临界包络（$\muenv < 1$）的核心。在我们的模型中，云核的密度分布最终会合并成一个近乎均匀的背景，这暗示了云核的观测特性。
2004-03-31 astro-ph
Reconnection in the ISM
我们讨论了双极扩散的作用，简单的重联在部分电离气体，帕克和甜的重联几何。当复合时间短时，磁场的迁移率和重联显著增强，因为物质经由双极扩散从重联区域逃逸。我们的分析表明，在星际介质中，复合速率通常限制了重联速率。我们发现，加热效应可以通过增加复合时间和提高局部离子压力来降低该速率。在ISM较冷的部分，当温度为100 K或更低时，我们得到了比通常的Sweet-Parker速率显著增强的结果，但只有在密集的分子云中，重联速度才会超过阿尔文速度的0.001倍。离子轨道半径与重联层厚度之比通常为百分之几，除非在密集的分子云中，它可以接近1。我们简要地讨论了在天体物理等离子体中获得更快的重联速度的前景。
1997-12-04 astro-ph
Nonlinear Development and Observational Consequences of Wardle C-Shock Instabilities
我们计算的非线性发展的C-冲击首先描述的Wardle，使用修改后的ZEUS代码的版本，包括双极扩散的半隐式处理的不稳定性。我们发现，在三维空间中，平行于激波速度和垂直于磁场线的薄片形成。高分辨率，二维模型表明，床单被勃兰登堡和Zweibel双极扩散奇点，迫使他们数值无法解析的薄。在这些细丝周围形成热和冷的区域，破坏了稳态C激波的均匀温度结构特征。随着冲击波的发展，这个边界区域稳定地增长。我们比较稳定状态的不稳定的C-冲击，显示激发图，线比，并在K波段可见的分子氢线的线轮廓，与红外空间天文台，并与NICMOS的哈勃太空望远镜。
1997-03-26 astro-ph
