The magneto-rotational instability near threshold: spatio-temporal amplitude equation and saturation
通过微扰弱非线性分析，我们证明了薄间隙中磁Taylor-Couette（mTC）流的轴对称磁旋转不稳定性（MRI），在很小的磁Prandtl数（P_m）下，产生一个关于扰动振幅的实Ginzburg-Landau方程。发现饱和振幅A_s在此范围内与P^δ成比例，其中1/2<δ<2/3（取决于所采用的边界条件）。渐近结果表明，遵守通过使用频谱代码进行的数值计算。这表明，当P_m << 1时，由于非线性发展的MRI引起的输运可能非常小。
2008-01-10 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
Magneto-Rotational Transport in the Early Sun
角动量传输必须发生在太阳的辐射区，以解释其目前的固体旋转。我们调查的稳定性早期太阳的辐射区扩散旋转不稳定性，为各种合理的过去的配置。我们发现，（快速旋转）早期的太阳容易旋转不稳定性，即使只有弱水平的径向差分旋转，而目前的太阳不是。稳定域由动力学和扩散时间尺度之间的近似平衡确定，允许推广到其他恒星环境。取决于存在的弱磁场的强度和几何形状，增长最快的不稳定模式本质上可以是流体动力学或磁流体动力学（MHD）。我们的研究结果表明，扩散MHD模式可能是更有效地传输角动量比他们的流体动力学（“Goldreich-Schubert-Schuberke”）的同行，因为磁张力所需的最小空间尺度是不稳定的限制，否则非常小的规模有利于双扩散不稳定性。因此，扩散磁旋转不稳定性是早期太阳辐射区角动量输运的有吸引力的候选者。
2006-06-14 astro-ph
Convective magneto-rotational instabilities in accretion disks
本文研究了厚磁化吸积盘中的不稳定性。我们计算了这些不稳定性的增长率，并精确地计算了磁旋转和对流机制的贡献。我们所有的计算都是在圆柱形极限的径向分层圆盘中进行的。使用Blokland等人（2005）中讨论的适当的局部色散方程求解器进行数值计算。与Narayan等人（2002）的最新结果进行比较表明，只有当磁盘被弱磁化时，它们的近似增长率才能与之非常一致。然而，对于接近均分的圆盘，Narayan等人（2002）的色散方程失去了有效性。我们的计算允许的增长率的增加，由于磁旋转机制的定量测定。我们发现这种机制对长波长对流模增长率的增加几乎可以忽略不计。另一方面，短波长不稳定性的增长率可以通过这种机制显着增加，达到高达60%的值。
2005-04-18 astro-ph
Magnetorotational supernovae
我们提出了一个超新星爆炸的磁旋转模型的二维模拟结果。核心坍缩后，核心由快速旋转的原中子星和差速旋转的包层组成。在磁场演化的初始阶段，由差动旋转产生的磁能的环形部分随时间线性增长。环形磁场的线性增长被磁流体动力学不稳定性的发展所终止，导致磁能增长的急剧加速。当磁压变得与距恒星中心$\sim 10-15$ km的原中子星外围的气压相当时，MHD压缩波出现并穿过坍缩铁芯的包层。它很快转变为快速的MHD冲击波，并产生超新星爆炸。我们的模拟给出了爆炸的能量$0.6\cdot 10^{51}$尔格。爆炸所喷射出的质量是$\sim 0.14M_\odot$。采用基于拉格朗日三角形变结构网格的隐式数值方法进行数值模拟。
2005-01-21 astro-ph
Magneto-rotational overstability in accretion disks
本文对磁化吸积盘中的磁旋转不稳定性进行了解析和数值研究。在这些研究中，我们利用线性化的可压缩MHD方程。这些计算是针对圆柱极限中的一般径向分层圆盘进行的。特别地，我们研究了非零环向磁场分量对开普勒盘中磁旋转不稳定性的增长率和振荡频率的影响。我们发现这些不稳定性的持久性吸积盘接近均分。我们的计算表明，这些本征模变得过稳定（复本征值），由于存在的环形磁场组件，而他们的增长率略有下降。此外，我们还证明了弱磁化亚开普勒旋转圆盘中存在磁旋转超稳定性。我们表明，增长率与圆盘的旋转频率成正比。这些本征模也有一个非零的振荡频率，由于存在的主导环向磁场组件。磁共振成像的过稳定特性随着磁盘的旋转频率的降低而增加。
2005-04-27 astro-ph
Pulsar spins from an instability in the accretion shock of supernovae
在核心坍缩的超新星中，旋转动力的射电望远镜诞生时的初始旋转周期为300毫秒（有些短至20毫秒）。在传统的图像中，这种快速旋转是旋转恒星核心坍缩期间角动量守恒的结果。这导致了一个必然的结论，即脉冲星的自旋与祖先星的旋转直接相关。然而，到目前为止，恒星理论还不能解释脉冲星自旋的分布，这表明诞生旋转要么太慢，要么太快。在这里，我们报告了一个强大的不稳定性的停滞吸积休克核心坍缩超新星，能够产生一个强大的旋转流附近的吸积原中子星。足够的角动量被沉积在原中子星上，以产生与观测一致的最终自旋周期，即使从球对称的初始条件开始。这为中子星自旋的产生提供了一种新的机制，并削弱了（如果不是打破的话）超新星祖先核的旋转周期与脉冲星自旋之间的假设相关性。
2006-11-21 astro-ph
Collisionless Damping of Fast MHD Waves in Magneto-rotational Winds
我们建议无碰撞阻尼的快速MHD波作为一个重要的机制，加热和加速风从旋转的恒星。恒星的旋转导致固定在表面的磁场线形成螺旋图案，并且可以驱动磁旋转风。如果该结构是磁主导的，则在表面处产生的快速MHD波几乎可以径向向外传播并穿过场线。由于与在由波本身形成的磁镜上冲浪的粒子的相互作用，传播的波经历无碰撞阻尼。在波传播和场线之间的角度变得适度大（$\sim 20$到$80^{\circ}$）的情况下，阻尼特别有效。这个角度自然会增加到这个范围内，因为磁旋转风中的磁场会产生越来越大的方位角分量。波能的耗散产生出流的加热和加速。我们表明，使用指定的风结构，这种阻尼过程可以是重要的太阳型恒星和大质量恒星，有适度大的旋转速率。这种机制可以在快速旋转的年轻太阳型恒星的日冕中发挥作用，并且显示出比太阳大得多的X射线光度。该机制也可能是重要的产生扩展的X射线发射区推断存在于光谱类型中B和以后的大质量恒星。
2006-02-24 astro-ph
Towards relativistic simulations of magneto-rotational core collapse
我们提出了一个新的广义相对论流体动力学代码专门设计用于研究磁旋转，相对论，恒星核心崩溃。该代码是一个现有的（和彻底测试）的流体动力学代码，这已被应用在最近的过去研究相对论旋转核心崩溃的扩展。它是基于爱因斯坦场方程的共形平坦近似和磁流体力学方程的保守公式。作为磁旋转核心崩溃模拟的第一步，代码假设一个被动（测试）磁场。本文重点描述了数值实现的技术细节，重点是磁场模块。一些代码测试和讨论，随着一个代表性的核心崩溃模拟。
2007-03-22 astro-ph gr-qc
Asymmetric Supernovae from Magneto-Centrifugal Jets
恒星坍缩产生的强环形磁场可以产生类似于黑洞吸积模拟中发现的磁离心喷流，并解释了为什么所有的核心坍缩超新星被发现是基本上不对称的，主要是双极。我们描述两个阶段：最初的LeBlanc-Wilson喷流和随后的原脉冲喷流或以大约核心逃逸速度传播的环形喷流。喷流将产生弓形激波，倾向于将包括铁和硅在内的物质驱逐到赤道环面，解释了Cas A中元素分布的观测结果。在低密度和大磁场的情况下，可以应用磁"开关“机制，随后增加环形射流的速度和准直，沉积相对较小的动量。其结果可能是足够的下沉形成一个黑洞与第三个高度相对论性喷流，可以赶上原脉冲星喷流后，从恒星出现。这两股喷流的相互作用可能会产生内部冲击，并解释了余辉中存在的铁线。最近的估计表明，典型的伽马射线暴的能量大约为3 × 10^50尔格，这意味着旋转转化为喷流的效率非常低，或者即使黑洞仍然快速旋转，喷流过程也会迅速关闭。磁星和"超超新星“可能出现在高能喷流的中间参数区域，这些喷流产生更大的磁场，提供比常规情况更多的能量，但没有那么紧密地准直，从而产生失败的超新星。（略有删节）
2001-12-02 astro-ph
Core collapse supernovae: magnetorotational explosion
核心坍缩超新星与中子星的形成有关。部分引力能转化为爆炸的能量，在SN II，SN Ib，c型超新星中观察到。转换的机制并不简单，因为绝大多数能量都进入了弱相互作用的中微子。在大约40年的调查中，试图利用这种能量进行爆炸的尝试没有成功。我们考虑的爆炸机制是能量来源于旋转，而磁场则起着将旋转能转化为爆炸能的作用。对该机制进行了二维MHD模拟。坍缩后，核心由一个快速旋转的原中子星和一个差速旋转的包层组成。在磁场演化的初始阶段，由差动旋转产生的磁能的环形部分随时间呈二次函数增长。当扭曲的环形分量强烈地超过极向场时，环形磁场的线性增长被磁流体动力学不稳定性的发展终止，导致磁能增长的急剧加速。当磁压与原中子星周围的气体压力相当时，MHD压缩波出现并穿过坍缩核的包层。它转变为快速的MHD冲击波，并产生超新星爆炸。我们的模拟给出了爆炸的能量$0.6\cdot 10^{51}$尔格。爆炸所喷射出的质量是$\sim 0.14M_\odot$。采用基于拉格朗日三角形变结构网格的隐式数值方法进行数值模拟。
2005-11-10 astro-ph
Axisymmetric simulations of magneto--rotational core collapse: dynamics and gravitational wave signal
我们已经进行了全面的参数研究的崩溃旋转，强磁化的恒星核心轴对称，以确定其引力波签名的基础上爱因斯坦四极公式。我们使用牛顿显式磁流体动力学欧拉代码的基础上松弛TVD方法的理想MHD方程的解决方案，并应用约束传输方法，以保证发散-自由演化的磁场。我们忽略中微子输运的影响，采用简化的状态方程。坍缩前的初始模型是处于旋转平衡的多面体，具有规定的微分旋转度和旋转能（约为引力能的1%）。初始磁场是纯极向的，场强范围为10 ^10 G到10 ^13 G。核心的演化是通过将气体压力降低一个规定的量来启动的，直到核心反弹后的几十毫秒。初始磁场主要通过芯的差动旋转放大，从而产生强的环向场分量。极向场分量在坍缩过程中因压缩而增长，但在地核反弹后没有显著变化，如果（略）
2006-02-08 astro-ph
Local Axisymmetric Simulations of Magneto-Rotational Instability in Radiation-Dominated Accretion Disks
本文对辐射压力超过气压的局部吸积盘中的磁转动不稳定性进行了数值模拟。这种情况可能发生在活动星系核和银河X射线源中致密物体周围的盘中心区域。我们假设轴对称，忽略垂直分层。初始均匀磁场上不稳定性的增长率与Blaes & Socrates 2001的线性分析一致。与忽略辐射效应的情况一样，当初始磁场没有净垂直通量时，不稳定性的非线性发展会导致瞬态湍流。在湍流阶段，角动量向外传输。麦克斯韦应力是雷诺应力的几倍，并且它们的总和大约是磁场的垂直分量中的平均压力的四倍。当磁压超过气压时，磁场中的湍流涨落产生的密度差大约等于磁压与气压的比值。这些是许多倍，比在相应的气体压力占主导地位的情况下，并可能有深远的影响，辐射占主导地位的磁盘的稳态垂直结构。辐射从压缩区域扩散，抑制湍流运动，将动能转化为光子能。
2001-10-11 astro-ph
Magneto-rotational and thermal evolution of magnetars with crustal magnetic fields
软伽马射线重复星（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）被解释为年轻的高磁化中子星（NS）。它们在静止时的X射线亮度超过10^{35}尔格·秒^{-1}，这不能解释为是由于高磁化NS的冷却，而是需要其磁场（MF）的衰减作为额外的热源。我们研究数值的MF，温度和自旋周期的耦合演化的假设下，电流维持场被限制在地壳中的恒星。场的衰减取决于场强度本身（霍尔漂移），温度和向恒星注入热量，但由中微子发射控制。最后，我们考虑自旋从磁偶极子制动与这个衰减场跟踪长期的演变。我们找到了合理的MF强度和结构的初始条件，以解释它们的自转周期、自转周期的时间导数和AXP和SGR的X射线光度的当前观测值。
1999-11-02 astro-ph
General relativistic simulations of pasive-magneto-rotational core collapse with microphysics
本文给出了在广义相对论中采用磁场的被动场近似对磁转动恒星核坍缩成中子星的轴对称模拟结果。这些模拟是使用一个新的广义相对论数值代码专门设计来研究这种天体物理的情况。该代码是基于共形平坦近似的爱因斯坦场方程和保守配方的磁流体力学方程。该代码最近已升级，纳入一个列表，微物理状态方程和近似去质子化计划。这使我们能够进行最真实的模拟磁旋转核心崩溃的日期，这是比较模拟采用简化的（混合）状态方程，广泛用于相对论核心崩溃社区。此外，国家的最先进的（非磁化）初始模型从恒星演化使用。一般来说，恒星演化模型预测的祖先中的弱磁场，这证明了我们的简化执行的方法下，我们称之为被动场近似的磁场的计算。我们的结果表明，对于具有微观物理的核坍缩模型，在动力学时间尺度内，将极向磁场缠绕成环向磁场不能达到磁场饱和。我们估计的其他放大机制，包括磁旋转不稳定性（MRI）和几种类型的发电机的效果。
2007-08-16 astro-ph gr-qc
Local Three-Dimensional Simulations of Magneto-Rotational Instability in Radiation-Dominated Accretion Disks
本文研究了辐射压力超过气体压力的黑洞吸积盘的小尺度动力学。在通量限制扩散近似下，通过数值积分辐射MHD方程来模拟圆盘的局部斑块。采用剪切盒近似，忽略重力的垂直分量。磁旋转不稳定性（MRI）导致湍流，其中吸积应力主要是由于磁矩。当辐射被锁定到气体的长度和时间尺度上的波动在湍流中，吸积应力，密度对比度，和耗散的差异不大，在相应的计算与辐射取代额外的气体压力。然而，当辐射扩散每个轨道的距离与MRI的RMS垂直波长相当时，辐射压力在抵抗挤压方面不太有效。大的密度波动发生，压缩运动的辐射阻尼将PdV功转换为光子能量。在具有净垂直磁场的计算中，发现吸积应力在探索的范围内与不透明度无关，并且近似与净场的平方成比例。在零净磁通量的计算中，吸积应力取决于总压力中有效抵抗压缩的部分。当辐射相对于气体快速扩散时，应力较低。我们表明，辐射支持的Shakura-Sunyaev磁盘吸积通过内部磁应力可能在其内部有辐射边缘耦合到湍流气体运动。
2003-04-28 astro-ph
Pair-Instability Supernovae, Gravity Waves, and Gamma-Ray Transients
越来越多的理论证据表明，第一代恒星的质量可能相当大（约100-300个太阳质量）。如果它们保持高质量直到死亡，这些恒星将在大约300万年后形成对不稳定的超新星。我们考虑两个零金属丰度恒星的250和300太阳质量的完整演化。爆炸性的氧和硅燃烧导致130太阳质量的氦核心爆炸，但爆炸性燃烧无法驱动300太阳质量的恒星爆炸，它坍缩成一个黑洞。对于这颗恒星，在前超新星模型中计算出的角动量足以延迟黑洞的形成，恒星最初形成了一个50个太阳质量，1000公里的核心，中微子被困在其中。虽然恒星不会变得动态不稳定，但计算出的长期旋转不稳定性的增长时间比黑洞形成时间短，并且这种不稳定性可能会发展。我们估计了在这次坍缩过程中发射的引力波的能量和振幅。黑洞形成后，吸积继续通过一个磁盘。虽然这个圆盘太大太冷，无法通过中微子湮灭有效地将能量传输到旋转轴，但它有足够的势能在磁场的驱动下产生1 e 54 erg的喷流。这种喷流与周围星周气体的相互作用可能会产生高能伽马射线瞬变，但考虑到红移和时间尺度，这可能不是典型伽马射线暴的模型。
2000-07-13 astro-ph
Global accretion disk simulations of magneto-rotational instability
我们进行全球三维模拟的吸积盘集成的可压缩，非粘性，但扩散的MHD方程。圆盘应该是等温的。我们利用ZEUS-3D程序集成的MHD方程和添加的磁扩散率。我们测量角动量传输的效率。各种模型模拟提供的传输参数α_SS=0.01至0.05，这是与几个当地的数值调查。两个模型达到高度湍流状态，在该状态下，α_SS为0.1的量级。经过一定阶段的饱和的湍流，雷诺应力被发现是负的（向内运输）在许多模型中，而麦克斯韦应力占主导地位，并提供一个积极的（向外）总运输。几个模型产生强烈波动的雷诺应力，而麦克斯韦应力是光滑的，总是向外传输。在吸积盘模拟中发现了发电机作用。在北半球最突出的运行中，一个正的发电机α被指示，伴随着负的动力学和电流螺旋度（在南侧都有相反的符号）。的偶极结构的磁场保持在整个模拟，虽然指示的反对称的衰减found. The模拟覆盖相对较厚的磁盘，和薄磁盘发电机模型的结果显示四极场可能与这里提出的结果不兼容。
2001-01-26 astro-ph
The Weak Field Limit of the Magnetorotational Instability
我们研究了极弱磁场极限下的磁转动不稳定性行为，因为离子回旋频率与轨道频率（X）的比率变小。仅用冷双流体理论来考虑，不稳定性对任意小的X值都是持续的，最大增长率是轨道频率的数量级，除了m_e/m_i < |X| < 1的范围，在那里它可以相当小。在此范围内，与旋转对齐的场（X > 0）产生比反对齐场（X < 0）更慢的生长。随着|X|减小，通常在越来越小的波长处实现最大生长速率。当|X| < m_e/m_i时，出现了新的不稳定的“电磁-转动”模，它不依赖于平衡磁场。因为当|X|小时，最快速增长的模式具有极短的波长，所以它们通常受到粘性或电阻性阻尼，这可以导致抑制除了最长波长之外的所有波长，对于最长波长，增长要慢得多。我们发现，这种阻尼很可能会严重削弱经常调用的宇宙学磁场增长的机制，其中一个磁场种子的比尔曼电池，然后放大的磁旋转不稳定性。另一方面，小|X|的情况下，可能会引入有趣的影响，在弱电离的磁盘中，尘埃颗粒携带大部分的电荷。
2006-02-14 astro-ph
Magneto-driven Shock Waves in Core-Collapse Supernova
我们进行了一系列的二维磁流体动力学模拟的旋转核心的磁化大质量恒星的崩溃。我们采用一个现实的状态方程，并考虑到中微子冷却所谓的泄漏计划。在这项研究中，我们系统地研究如何强磁场和快速旋转影响的冲击波的传播。结果表明，在初始极向磁场较强的情况下，由于差动旋转的作用，环向磁场会增强到足以产生沿旋转轴方向的紧密准直激波。另一方面，在弱的初始磁场的情况下，尽管在长的旋转周期内，差旋转放大了环形磁场，但是发射的冲击波很弱，并且其形状变得更宽。前一种情况预计将伴随着所谓的磁星的形成。我们的模型具有快速旋转和强磁场，可以创建一个由准直激波形成的喷嘴。这可能是类似的情况下，对中央引擎的伽马射线暴，这是合理的。
2004-08-25 astro-ph
Rotational Instabilities in Post-Collapse Stellar Cores
如果内核在坍缩过程中获得足够的转动能量而变得动力学不稳定，那么内核坍缩的超新星可能会产生大振幅的引力波。在这份报告中，我提出的核心坍缩超新星的三维数值模拟的结果。这些模拟结果表明，对于某些初始条件，坍缩后的内核确实是不稳定的。然而，对于所考虑的情况，不稳定性不会产生大的引力波信号。
2000-12-20 astro-ph gr-qc
Magnetic Fields in Core Collapse Supernovae: Possibilities and Gaps
对核心坍缩超新星的光谱偏振测量表明，它们是不对称的，而且通常是双极的，但不是普遍的。IIb型SN 1993 J和类似事件在斯托克斯参数平面上表现出较大的分散性。观测计划显然可以让我们了解更多关于不对称超新星的复杂性和不对称性所涉及的物理学。喷流引发的超新星模型给出了一个典型的喷流/环面结构，这让人想起一些天体，如蟹状星云，SN 1987 A，也许还有Cas A。喷流，反过来，可能会产生的内在旋转和磁场，预计伴随核心崩溃。我们总结了磁旋转不稳定性对核心坍缩问题的潜在重要性，并概述了~10^{15} G的大磁场可能对超新星爆炸物理学产生的一些影响。本文总结了多维磁芯坍缩问题中的一些问题，并对最近的一些MHD坍缩计算进行了评述。
2004-12-15 astro-ph
Inside-Out Evacuation of Transitional Protoplanetary Disks by the Magneto-Rotational Instability
金牛座T盘是如何吸积的？磁旋转不稳定性（MRI）提供了一种方法，但原行星盘气体通常电离得太差，无法产生磁活性。在这里，我们表明，MRI可以，事实上，解释观测到的吸积率的T金牛座磁盘的子类被称为过渡系统。过渡盘被清理干净的尘埃内的边缘半径约10天文单位。恒星冠状X射线照射盘边缘的物质，激活那里的MRI。气体从边缘流向恒星，其速度受到X射线穿透边缘壁的深度的限制。边缘越宽，边缘壁暴露于X射线的表面积越大，并且增大速率越大。在边缘内部，MRI继续输送气体;甚至在磁盘中平面处，MRI也由康普顿从磁盘表面散射下来的超keV X射线维持。因此，在边缘内的吸积是稳定的。由于辐射压力的作用，尘埃很大程度上无法与气体结合。与通常的假设相反，双极扩散，而不是欧姆耗散，限制了多少气体是MRI活性的。我们推断值为0.01的GM Aur，TW Hyd和DM Tau的顺序上的传输参数α。由于MRI只能在边缘处影响有限的径向气体柱，因此边缘内的磁盘属性对外部的磁盘属性不敏感。因此，我们的图片提供了一个强大的设置为行星盘相互作用：一个原行星内部的边缘将与气体的密度，温度和运输属性是明确的，从不确定的初始条件解耦。我们的研究也提供了一半的答案磁盘如何消散：内部磁盘从内到外的磁共振成像排水，而外部磁盘通过恒星紫外线辐射光蒸发。
2007-06-10 astro-ph
Sustained magneto-shear instabilities in the solar tachocline
我们提出了非线性三维模拟的稳定分层的太阳速跃层中的旋转剪切的机械强迫维持的部分。当一个宽的环向场轮廓被指定为一个初始条件时，一个蛤壳不稳定性enumerates这是类似的自由发展的情况下，以前研究。在初始非线性饱和之后，剩余平均场显然太弱而不能无限期地维持不稳定性。然而，当施加一个平均极向场，除了旋转剪切，一个螺旋稳定的状态是实现在其中的蛤壳不稳定性是连续操作。这种状态的特点是由一个准周期的平均环向场和纵向波数m=1的不稳定模式之间的能量交换。这种准周期性的行为有几年的时间尺度，可能会影响整个太阳活动周期的速跃层动力学和场出现模式。
2007-01-23 astro-ph
