Magnetohydrodynamic Instabilities in Shearing, Rotating, Stratified Winds and Disks
我们调查径向分层，磁化，圆柱形流的剪切和浮力不稳定性，磁离心驱动的风和磁化吸积盘的应用。我们确定并研究了9种主要类型的不稳定/过稳定。当磁场主要是环形的，如在原恒星风，系统表现出轴对称的基本（FM）和环形共振模式，轴对称和非轴对称的环形浮力（TB）模式，和非轴对称的磁旋转不稳定性（MRI）模式。具有足够陡的场梯度的风对FM是不稳定的，这促进了在更宽的风的中心的窄的密集射流。TB模式促进小尺度径向混合。在低温风力条件下，MRI的增长率非常低。浮力模式的稳定剪切，和磁共振成像的压缩性，可能是重要的，让原恒星风在太空中传播了很长的距离。当磁场主要是极向的，如在风靠近其源或在天体物理磁盘，系统表现出轴对称的Balbus-Hawley（BH），极向浮力（PB），非轴对称几何浮力（GPB），极向共振模式。BH模式增长速度最快。PB模式在小尺度上促进径向混合。GPB模式在高m时很容易被剪切稳定。我们扩展了以前的MRI分析，专注于压缩性。我们引入了一个“相干小波”技术，推导出封闭形式的表达式瞬时不稳定的标准，增长率，和净放大因子的非轴对称磁共振成像在可压缩流与极向和环向场。我们证实，这些都是在很好的协议与剪切片时间积分的结果。
2000-04-06 astro-ph
Cooling of Neutron Stars with Strong Toroidal Magnetic Fields
我们提出了一个强的环形分量叠加到极向分量的磁场的存在下，在中子星地壳的温度分布模型。这种环形场的存在阻碍了地壳大部分地区向地表的热流。结果，中子星表面呈现出两个温暖的区域，周围是延伸的冷区域，并且具有比磁场为纯极向磁场的情况低得多的热光度。我们应用这些模型来计算这样的中子星的热演化，并表明，降低光子光度自然延长其作为可探测的热X射线源的寿命。
2007-01-16 astro-ph
Helical $α$-dynamos as twisted magnetic flux tubes in Riemannian space
在薄扭曲黎曼通量管近似下，得到了描述强扭曲螺旋发电机的$α$ -发电机方程的解析解。$α$因子具有来自扭转的基本贡献，然而在薄壁管近似中扭转被削弱。结果表明，假设磁场的极向分量基本上与时间无关，则环向磁场分量随时间增长很快，实际上具有线性时间依赖性，而极向分量则受磁通管扭转或扭曲的影响而增长。环向分量在空间上以$r^{-2}$形式衰减，而涡度可以以$r^{-5}$（极向分量）形式衰减，其中r表示距通量管的磁轴的径向距离。涡度的环向分量衰减为$r^{-1}$。在紊流发电机中，无限磁场至少可以衰减为$r^{-3}$。
2007-12-23 astro-ph
On magnetic instabilities and dynamo action in stellar radiation zones
我们研究了在辐射区产生的磁流体动力学不稳定性的差异旋转的恒星，在其中的化石起源的极向场被剪切成一个环向场。我们集中在非轴对称的不稳定性，影响在旋转的恒星，这是首先由Pitts和Tayler在非耗散极限研究的环形磁场。据Spruit说，它也可以驱动发电机。Pitts & Tayler不稳定性在我们的模拟中明显存在，其显著的m=1依赖于方位角。但迄今为止所用的解析处理过于简化，不能应用于实际恒星情况。虽然不稳定性产生的场达到了与平均极向场相当的能量，但该场似乎不受不稳定性的影响：它经历欧姆下降，并且既不被不稳定性侵蚀也不被再生。环向场是通过剪切极向场而产生的，它从差动旋转中汲取能量。小尺度运动表现为阿尔芬波，它们引起的涡扩散系数可以忽略不计，对角动量的净输运贡献不大。在我们的模拟中，我们没有观察到发电机作用的迹象，无论是平均场还是波动类型，直到磁雷诺数为10^5。然而，只要作用在极向场上的差动旋转能够产生足够强度的环向场，Pitts & Tayler不稳定性就持续存在。
2007-07-23 astro-ph
Differentially rotating magnetised neutron stars: production of toroidal magnetic fields
我们开始差分旋转磁化（原）中子星的研究-通过建设从第一原理-之间的耦合假设的差分旋转和外加磁场的数值研究。对于一个完全不可压缩的、均匀的、无耗散的流体球，我们求解了纳维-斯托克斯方程和麦克斯韦感应方程的（耦合）方位分量。假设的与时间无关的极向场线被旋转的流体拖曳并产生环形磁场。表面磁场带走能量，重新分配角动量，以产生沿极向场线的刚性旋转。由于缺乏粘性耗散，恒星内部会产生持续的扭转振荡。然而，邻近的“闭合”场线的永久振荡随着时间的推移越来越不同步，导致结构的建立，如Liu & Shapiro（2004），这意味着考虑扩散（Spruit 1999）对真实建模的重要性。
2004-08-24 astro-ph
Dust-driven Dynamos in Accretion Disks
磁驱动的天体物理喷流与吸积有关，涉及环形磁场压力膨胀极向磁场通量面。粒子在引力和磁场联合作用下的运动研究表明，这些天体物理学上的喷流环形和极向磁场可以由吸积尘埃颗粒释放的引力能提供动力，这些尘埃颗粒通过发射光电子而带正电。由于尘埃颗粒在带电后而不是之前受到磁力，因此带电会导致颗粒的不可逆捕获，因此尘埃堆积是带电的结果。此外，带电导致正则角动量取代机械角动量作为运动的相关常数。由此产生的有效势有三类不同的吸积粒子，它们由正则角动量区分，即（i）“回旋轨道”，（ii）“Speiser轨道”和（iii）“零正则角动量”粒子。电子和离子属于（i）类，但根据质量和初始轨道倾角，尘埃颗粒可以属于任何类别。轻质量的尘埃颗粒发展类（i）轨道，使颗粒被限制在嵌套的极向通量表面，而具有临界重量的颗粒，使它们经历相当的重力和磁力，可以发展类（ii）或类（iii）轨道，分别产生极向和环向场发电机。
2008-07-09 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
Self-Similar Solutions of Viscous-Resistive ADAFs With Poloidal Magnetic Fields
本文研究了磁化致密物体周围粘阻吸积流的自相似解。我们考虑一个轴对称的，旋转的，等温的稳定吸积流，其中包含一个极向磁场的中心恒星。能量耗散的主要机制被认为是湍流粘性和磁扩散率由于中央恒星的磁场。我们探讨了在存在恒定的磁扩散率的旋转磁盘上的粘度的效果。我们发现，ADAF的动力学量是敏感的平流和粘性参数。在$α$ -处方模型中增加$α$系数会降低径向速度并增加流的密度。它也对极向磁场有相当大的影响。
2007-07-09 astro-ph
Non-axisymmetric instability and fragmentation of general relativistic quasi-toroidal stars
在最近的出版物中，我们已经证明了差异旋转的恒星通过碎片不稳定性承认黑洞形成的新渠道。由于这种高阶不稳定性有可能将一个差动旋转的超大质量恒星转化为一个嵌入在大质量吸积盘中的多黑洞系统，我们研究了这种不稳定性对平衡模型参数的依赖性。我们发现，许多构建的模型表现出非轴对称的不稳定性与共转点，即使是低的T/ |W|值，导致裂变的恒星成一个，两个或三个片段，取决于初始扰动。至少在这里选择的模型中，m=1的模式在T/ |W|较低值时变得不稳定，这似乎有利于一个黑洞与一个巨大的吸积盘形成的情况。在这种情况下，我们已经获得的证据表明，初始模型的紧凑性值较低，可以导致所产生的碎片的稳定，从而防止在这种情况下形成黑洞。
2006-11-19 astro-ph
Stretching of the toroidal field and generation of magnetosonic waves in differentially rotating plasma
本文研究了差动旋转磁化等离子体中磁声波的产生。差动旋转通过将极向场线缠绕成环向场线而导致方位场的增加。弱种子扰动的放大被认为是在这个依赖于时间的背景状态。结果表明，种子扰动可以放大几个数量级的差分旋转流。这种放大的唯一必要条件是磁场在角速度梯度方向上存在非零分量。
2007-10-11 astro-ph
Concentration of toroidal magnetic field in the solar tachocline by eta-quenching
我们表明，如果在太阳能发电机中使用的湍流磁扩散率被假定为“淬火”，通过增加环形场，更大的幅度和更集中的环形场可以诱导从一个假设的极向场的差分旋转比如果没有淬火。这种放大和集中机制被削弱，并由微分旋转上的j × B反馈限制。尽管如此，它的强度足以在对流区底部附近产生~100 kG的环形场，也许与“爆炸通量管”过程相结合。如此高的磁场是太阳黑子在低太阳纬度出现的必要条件。
2005-05-31 astro-ph
Interchange instability in an accretion disc with a poloidal magnetic field
研究了极向磁场提供部分径向支撑的吸积盘对非轴对称扰动的稳定性。由于磁场中的径向梯度而引起的交换不稳定性被盘中的剪切流强烈地稳定。对于平滑的场分布，这种不稳定性仅限于磁能与引力能相当的圆盘。给出了类似于对流Boussinesq近似的不可压缩不稳定模型，该模型准确地预测了不稳定的行为。全球轴对称扰动也被认为是稳定的某一类模型。结果表明，吸积盘可能能够支持极向场是强大到足以抑制其他形式的磁不稳定性。这些强而稳定的场分布很可能非常适合于喷流和风的磁加速。
1995-04-12 astro-ph
The stability of poloidal magnetic fields in rotating stars
利用三维数值流体力学跟踪初始极向场的演化，探讨了旋转恒星中大尺度磁场的稳定性。据发现，该领域是受不稳定性，最初位于磁赤道上，从而在平行于磁轴的方向上的气体被移位。如果磁轴与自转轴平行，自转不影响不稳定性的初始线性增长，但限制了赤道区以外不稳定性的增长。磁场能量在时间尺度上衰减，这是阿尔文穿越时间和旋转速度的函数，但与任何进化时间尺度相比都很短。没有证据表明，一个可能的稳定的最终状态，从一个初始的轴对称极向场演变。倾斜旋转体的场同样不稳定，在这两种情况下，无论旋转速度如何。
2007-05-01 astro-ph
Axisymmetric oscillations of magnetic neutron stars
我们计算了旋转中子星的轴对称振荡组成的表面流体海洋，固体地壳和流体的核心，考虑到一个偶极子磁场一样强的$B_S\sim 10^{15}$ G在表面。在牛顿动力学中导出了偶极磁场穿过的固体地壳的绝热振荡方程，假定旋转轴与磁轴成一直线，使得平衡态上的扰动可以用球谐函数$Y_l^m(θ,ϕ)$的级数展开表示，对于给定的方位波数$m$，球谐函数$l$围绕磁轴具有不同的次数.虽然三分量模型可以支持丰富多样的振荡模式，轴对称（$m=0$）环形$_{l}t_n$和球形$_ls_n$剪切波在固体地壳中传播是我们的主要关注点，其中$l$和$n$表示的谐波程度和径向阶的模式，分别。在没有旋转的情况下，轴对称的球模和环模是完全解耦的，我们只在慢旋转的极限下考虑旋转对振荡模的影响。我们发现，地壳中的基环扭转模$_{l}t_n$的振荡频率几乎不受地面磁场的影响，如$B_S\sim 10^{15}$ G。然而，随着地壳中剪切模的径向阶数$n$变高，球模和环模都变得对磁场敏感，并且它们的频率一般随着$B_S$的增加而变高。我们还发现，表面$g$模式和地壳/海洋界面模式被强磁场抑制，并出现磁模在强磁场的存在。
2006-10-06 astro-ph
Transport Effects in the Evolution of the Global Solar Magnetic Field
大尺度太阳磁场的轴对称分量在高纬度有明显的向极分支。为了阐明这一分支的起源，我们建立了对流区平均极向磁场被动输运的轴对称模型，包括对流环流、各向异性扩散、湍流泵和密度泵。对于现实的值的传输系数，我们发现，扩散是普遍的，和纬向分布的场在表面上简单地反映了对流区底部的条件。泵效应将场集中到对流区的底部;这种泵效应的很大一部分发生在浅的次表层，通常在发电机模型中无法解决。发现表面极向场相对于底部极向场的相位延迟很小。这些结果支持双发电机波模型，可能是兼容的某种形式的混合传输的情况下，并排除被动传输理论的起源极支。
1998-12-29 astro-ph
Evolution of neutron stars with toroidal magnetic fields: Axisymmetric simulation in full general relativity
在完全广义相对论中，在轴对称假设下，利用磁流体动力学模拟方法研究了具有环形磁场的中子星的稳定性。非旋转和刚性旋转的中子星准备了各种磁场位形。为了简化对中子星的模拟，采用了多方状态方程和绝热指数$Γ=2$。研究发现，当环向磁场强度$\propto \varpi^{2k-1}$随$k\geq 2$（这里$\varpi$是圆柱半径）变化时，不旋转的中子星是动力学不稳定的，而对于$k=1$，中子星是稳定的.在不稳定性开始后，不稳定模式近似在阿尔文时间尺度上增长，因此，对流运动被激发以改变磁场分布，直到达到一个新的状态，该状态对轴对称扰动是稳定的。我们还发现，旋转起着稳定的作用，虽然不稳定性仍然设置在阿尔文时间尺度时，磁能旋转动能的比率大于一个临界值$\sim 0.2$。磁化质子中子星的演化的含义进行了讨论。
2008-05-18 astro-ph gr-qc
Hall drift of axisymmetric magnetic fields in solid neutron-star matter
霍尔德里夫岛例如，运动的电子对磁通量的输运产生电流，可能是导致中子星固体地壳中磁场演化的主要效应。这是一个非线性的过程，尽管作出了一些努力，仍然没有完全理解。我们使用霍尔感应方程的轴对称，以获得一些一般性质的nonevolving领域，以及分析纯环向场的演变，他们的极向扰动，和电流自由，纯极向场。我们还分析了霍尔不稳定性中的能量守恒，并给出了霍尔平衡的变分原理。我们表明，任何环形磁场的演变可以描述的伯格斯方程，如以前发现的平面平行几何。它会导致急剧的电流片，消散在霍尔时间尺度上，产生一个稳定的场配置，取决于一个单一的，适当定义的坐标。然而，这个场对于极向扰动是不稳定的，极向扰动随着它们的场线被背景电子流拉伸而增长，就像以前在数值上发现的不稳定性一样。另一方面，无电流极向配置是稳定的，可以代表一个长期存在的地壳场的流体恒星核心的电流支持。
2007-06-29 astro-ph math-ph math.MP
Generation of Magnetic Fields by a Gravitomagnetic Plasma Battery
在Kerr度规的3+1分裂下，研究了Kerr黑洞周围离子-电子等离子体中电池产生磁场的过程.结果表明，重力磁场对电子分压的贡献能够驱动电流。平衡磁场的强度应该比经典的比尔曼电池更高，因为重力磁驱动项比经典的驱动项更不容易被淬灭。在轴对称情况下，电池只能感应环形磁场。然而，一旦存在环形磁场，重力磁场和电磁场的耦合即使在轴对称中也会产生极向磁场（Khanna & Camenzind 1996 a，b）。因此，嵌入等离子体中的旋转黑洞总是会产生环形和极向磁场。
1998-03-20 astro-ph gr-qc physics.plasm-ph
