Disk Formation in Magnetized Clouds Enabled by the Hall Effect
恒星形成于分子云的致密核心中，这些分子云被观察到明显的磁化。动力学上重要的磁场对原恒星盘的形成是一个重大的障碍。最近的研究表明，磁制动是强大到足以抑制形成的旋转支撑盘在理想的MHD极限。非理想的磁流体动力学效应是否能形成磁盘，目前还没有定论。我们进行了第一次研究如何磁盘形成的磁云修改的霍尔效应，探索最少的三个非理想的MHD效应在恒星形成（其他两个是双极扩散和欧姆耗散）。为了说明的目的，我们考虑一个简化的问题，一个非自引力，磁化信封崩溃到中央原恒星的固定质量。我们发现霍尔效应可以使坍缩流的内部旋转到开普勒速度，从而产生旋转支撑盘。该磁盘是通过霍尔感应转矩产生的。只要霍尔系数足够大，即使当包络线最初不旋转时，也会形成圆盘。当磁场方向翻转时，磁盘旋转的方向也反转。这意味着霍尔效应原则上可以在原恒星周围产生规则旋转和反向旋转的圆盘。我们的结论是，霍尔效应是一个重要的因素，考虑在研究角动量演化的磁化恒星形成一般和磁盘的形成，特别是。
2011-01-15 astro-ph.SR
Overstability of acoustic waves in strongly magnetized anisotropic MHD shear flows
本文对具有速度剪切和强磁场的各向异性MHD流中扰动模的线性稳定性进行了分析。无碰撞或弱碰撞等离子体的16动量MHD流体封闭模型内描述，它不仅考虑到压力各向异性的影响，但也各向异性的热通量的影响。该模型将低频声波分解为标准声模、高频快热声波和低频慢热声波。结果表明，当热流参数超过某个临界值时，热声波变得不稳定并呈指数增长。看来，速度剪切使热声波过稳定，即使在亚临界热流参数。因此，当热通量的影响不是深刻的声波将增长，由于速度剪切，而在超临界热通量的流动显示可压缩的热不稳定性。各向异性热不稳定性在天体物理环境中也很重要，它将限制低密度电离各向异性流所能维持的最大磁场值。
2015-12-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph
MHD Simulations of Strongly Magnetized HII Region Evolution: Evidence for Ionized Gas Filamentation
Oxford Centre for the History of Science, Medicine, and Technology, University of Oxford（牛津大学科学、医学与技术历史中心）；Dept. of Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学天文学系）；Virginia Institute of Theoretical Astronomy, University of Virginia（弗吉尼亚大学理论天文研究所）；Department of Astronomy, University of Michigan（密歇根大学天文学系）；Korea Institute of Advanced Study（韩国高等研究院）；Center for Astrophysics and Space Astronomy, Department of Astrophysical and Planetary Sciences University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校天体物理与行星科学系天体物理学与太空天文中心）
本研究通过MHD模拟揭示强磁场下HII区域演化的机制，发现离子化气体丝状结构由磁场引导形成，其特征与中央分子区观测一致。
2026-02-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecule survival in magnetized protostellar disk winds. II. Predicted H2O line profiles versus Herschel/HIFI observations
我们调查是否广泛的翅膀H2O排放确定与赫歇尔对低质量的0类和1类原恒星可能是一致的起源在一个充满灰尘的MHD盘风，它会设置在底层磁盘属性的约束。我们提出了一个典型的磁流体磁盘风的解决方案与各种值的磁盘吸积率，恒星质量，发射区的延伸，和视角的合成H2O线轮廓预测。我们比较他们的线条形状和强度与HIFI配置文件所观察到的WISH关键程序。我们发现，从0.2- 0.6AU AU到3- 25 AU的尘埃MHD盘风可以在很大程度上再现观测到的宽H_2O分量的形状和强度，无论是在557 GHz的基本谱线上还是在更高激发谱线上。如果在1000天文单位处的入射速率是在风喷射区的盘吸积速率的1- 3倍，这样的模型也容易地再现所观察到的557 GHz谱线光度与包络密度的相关性。它也是兼容的典型磁盘的大小和测辐射热光度在观察到的目标。然而，1类源中较窄的线剖面表明，这些源中的MHD盘风（如果存在的话）必须比0类源更慢和/或更少的水。总之，MHD盘风似乎是一个有效的（虽然不是唯一的）选择，考虑广泛的H2O组分在低质量原恒星的起源。ALMA似乎非常适合进一步测试这个模型，通过搜索将被预测的温暖和缓慢的广角分子风的解决签名。
2015-11-12 astro-ph.SR
MRI-driven Accretion onto Magnetized stars: Axisymmetric MHD Simulations
我们提出的第一个结果的全球轴对称模拟吸积到旋转磁化恒星从湍流，MRI驱动的磁盘。角动量通过湍流的磁应力以对应于Shakura-Sunyaev粘度参数α \approx 0.01-0.04的速率向外传输。盘-磁层相互作用的结果取决于盘中极向场相对于盘-磁层边界处恒星极向场的取向。如果场具有相同的极性，则磁通量在边界处积聚，并阻挡导致物质在边界处积聚的吸积。随后，这些物质在爆发中吸积到恒星上，然后再次积累。因此，周期性的，'突发'的吸积观察。如果圆盘和恒星磁场具有相反的极性，那么磁场重联会增强圆盘物质向磁层更深磁力线的渗透。然而，由于磁场重联，边界处的磁应力较低。这降低了吸积速率，并导致在较低速率下更平滑的吸积。实验模拟表明，在α =0.05-0.1的较高吸积率情况下，吸积在两种极性情况下都是突发的。另一方面，在对应于α < 0.01的低得多的吸积速率下，吸积在任何这些情况下都不是爆发的。我们的结论是，在较高的吸积率在磁盘期间的情节，突发吸积预计，在某些情况下，它可能会交替之间的突发和平滑吸积，如果磁盘带来的极向场的极性交替。我们发现，一个旋转的，磁主导的日冕形成的上方和下方的磁盘，它慢慢地向外扩展，由磁力驱动。
2011-02-05 astro-ph.SR
3D Simulations of Magnetohydrodynamic Waves in the Magnetized Solar Atmosphere
本文对太阳磁通量管中磁流体动力学（MHD）波的传播进行了三维数值模拟。我们的研究旨在了解不同光球运动产生的MHD波模式的性质。我们认为，在较低的太阳光球层，即颗粒抖振和涡状运动，在一个强大的，本地化的磁通量浓度内的波的产生的最简单的机制中观察到的两种情况。我们表明，颗粒抖振可能会产生更强的慢，快磁声波相比，漩涡运动。相应地，所传输的能通量由于驱动运动而不同。我们还表明，颗粒抖振产生的波很可能表现在更强的发射色球网络。我们认为，不同的机制波的产生是活跃的磁性元素在晶间巷的演变过程中，导致在色球高度随时间变化的发射。
2012-07-31 astro-ph.SR
MHD Shock-Clump Evolution with Self-Contained Magnetic Fields
我们研究了强激波与磁化团块的相互作用。以前的数值计算工作集中在简化的情况下，其中冲击团块浸没在一个全球统一的磁场，通过团块和周围介质的延伸。在这里，我们考虑一种互补的情况，在这种情况下，场在团块中是完全独立的。这可能在团块形成期间经由动力学或热不稳定性（例如，当磁场从周围介质夹断时）自然地出现。使用我们的AMR MHD代码AstroBEAR，我们进行了一系列的模拟与磁化团块，具有不同的自包含磁场配置。我们发现，块和磁演化是敏感的磁场的分数对齐或垂直于激波法线。在不同的磁场结构中，磁压力和磁张力的相对强度使我们能够分析地理解冲击后演化的不同情况。我们还展示了如何湍流和混合它意味着依赖于初始场的配置，并建议在所观察到的冲击团形态可以作为一个代理识别内部场拓扑结构的后验。
2013-07-12 astro-ph.SR
First-principles Fermi acceleration in magnetized turbulence
该工作提供了E.磁流体动力学（MHD）湍流中粒子加速的费米模型，将磁流率与磁场线的速度梯度联系起来，并在湍流不稳定性的多重分形图像中表征。然后推导出分布函数在动量空间中的输运方程。这种描述被证明是由一个大规模的数值模拟强MHD湍流。目前，一般的框架可以用来模拟粒子加速在各种环境中。
2022-10-03 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Outlook on Magnetohydrodynamical Turbulence and its Astrophysical Implications
磁流体动力学（MHD）湍流在磁化天体物理等离子体中普遍存在，它从根本上改变了许多天体物理过程。本文给出了MHD湍流的概念，并解释了其标度性的起源。我们认为MHD湍流的各种问题的影响：发电机在不同类型的恒星，耀斑活动，太阳和恒星风从不同的恒星，宇宙射线的传播，和恒星形成。我们还讨论了MHD湍流的性质如何提供了一种新的方式来追踪星际和团内介质中的磁场。
2023-02-22 astro-ph.SR
Warps, bending and density waves excited by rotating magnetized stars: results of global 3D MHD simulations
我们报告的第一个全球性的三维磁流体动力学模拟的结果，在吸积盘中激发的波由一个旋转的恒星与偶极子磁场从恒星的旋转轴（这是与磁盘轴对齐）错位。主要结果如下：（1）如果恒星的磁层近似与内盘共转，则观测到一个强的单臂弯曲波（翘曲）。这种弯曲与恒星共转，并在共转半径和垂直共振半径之间具有最大振幅。圆盘的质心可以偏离赤道面达z_w \approx 0.1 r.然而，由于盘的有限厚度，翘曲的有效高度可以更大，h_w \approx 0.3 r。具有一系列错位角的恒星会激发翘曲。然而，对于15度和60度之间的未对准角，翘曲的幅度较大。(2)如果磁层的旋转速度慢于内盘，则在盘-磁层边界处会激发出弯曲波，但不会形成大尺度的翘曲。相反，高频振荡在圆盘的内部区域变得很强。它们是（a）在圆盘角速度最大的半径内形成的俘获密度波，和（b）在通过磁性瑞利-泰勒不稳定性吸积的情况下出现的内弯曲波。这两类波与内盘有关，它们的频率随吸积率而变化。在较低频率的弯曲振荡也被激发，包括盘的全局振荡。在模拟区域很小的情况下，会形成缓慢的旋进翘曲。模拟适用于年轻的恒星，激变变星和吸积毫秒恒星。
2013-03-19 astro-ph.SR
3D MHD Simulations of Accretion onto Stars with Tilted Magnetic and Rotational Axes
我们目前的全球三维（3D）磁流体动力学（MHD）吸积到磁化恒星的磁轴和旋转轴的恒星是倾斜的磁盘的旋转轴的模拟结果。我们观察到，最初的内部部分的磁盘是翘曲，倾斜，和过程，由于磁层和磁盘之间的磁相互作用。后来，随着恒星的磁矩增加，更大的倾斜盘形成。圆盘的法向量以不同的角度倾斜，从5 - 10度到30 - 40度。小的倾斜可能是由于磁场线绕着恒星的旋转轴的缠绕和趋向于使圆盘对齐的磁力的作用。另一个可能的解释是磁巴丁-佩特森效应，在这种效应中，由于盘中的岁差和粘性扭矩，盘会停留在恒星的赤道平面上。倾斜的圆盘在参考半径处以50开普勒周期的时间尺度缓慢地进动（大约10秒）。3恒星半径）。我们的研究结果可以应用到不同类型的恒星的迹象倾斜盘和/或缓慢的岁差已被观察到。
2021-07-05 astro-ph.SR
Formation of Magnetized Prestellar Cores with Ambipolar Diffusion and Turbulence
利用三维数值模拟研究了湍流巨分子云星前核形成过程中磁场和双极扩散的作用。我们的模拟集中在一个GMC内的会聚流产生的冲击层，并调查不同的电离和上游流和磁场之间的角度。我们还包括理想的磁流体动力学（MHD）和流体动力学模型。从我们的模拟中，我们确定了数百个自引力核心，形成于1百万年内，质量M ~ 0.04 - 2.5太阳质量，大小L ~ 0.015 - 0.07 pc，与核心质量函数（CMF）峰值的观测结果一致。平均值为M = 0.47太阳质量，L = 0.03 pc。核心质量和大小不取决于电离或上游磁场方向。相反，质量与磁通量的比率随着较低的电离而增加，从临界值的两倍到四倍。对于低电离的较高的质量-通量比是当冲击层第一次形成时增强的瞬态双极扩散的结果。然而，双极扩散不是形成低质量超临界核所必需的。对于理想的MHD，我们发现类似的质量，其他情况下。这些质量比在冲击后环境条件下定义磁超临界球体的值低1 - 2个数量级。这种差异是沿场线各向异性收缩的结果，这在理想MHD和扩散模拟中都很明显。我们解释我们的数值研究结果使用一个简单的缩放参数，这表明引力临界核心质量将取决于声速和平均湍流压力的云，无论磁效应。
2014-03-03 astro-ph.SR
Curvature of magnetic field lines in compressible magnetized turbulence: Statistics, magnetization predictions, gradient curvature, modes and self-gravitating media
星际介质中的磁场线具有丰富的形态，可以用曲率和挠率等几何参数来表征。本文研究了可压缩磁化湍流中磁场线曲率$κ$的统计特性。我们看到，磁场线曲率的平均值和标准差都服从磁化强度的幂律关系。此外，曲率概率分布函数的幂律尾部也与Alfvenic马赫数成正比。我们还探讨了曲率法是否可以用于场追踪速度梯度技术。特别是，我们观察到，有一个由速度梯度探测到$M_A$的曲率的平均值和标准差之间的关系。最后讨论了星际湍流中不同的MHD模对曲率的贡献，并提出了MHD模的本征矢量可以用磁场线的自然Fernet-Serrat标架来表示。我们讨论了曲率技术可能的理论和观测应用，包括在一个特殊的长度尺度上的扩展理解，表征磁场曲率的重要性，在驱动MHD湍流，以及它如何可能被用来研究自引力系统。
2020-05-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecule survival in magnetized protostellar disk winds. I. Chemical model and first results
在年轻恒星1000天文单位的范围内已经发现了与原子喷流对应的分子。再现它们对于提出的弹射模型来说是一个挑战。我们探讨分子是否可以生存在磁流体磁盘风调用复制的运动学和暂定的旋转签名的金牛座T星的原子射流。利用星际介质中磁化激波的计算方法，计算了给定磁流体盘风解下沿尘埃流流线的电离、化学和热耦合演化。辐射的风衰减日冕X射线和FUV光子吸积热点包括，与自屏蔽的H2和CO。磁盘吸积率为5e-6，1 e-6和1 e-7太阳质量每年被认为是代表低质量的年轻原恒星（0类），演化的原恒星（I类）和非常活跃的金牛T星（II类）。盘风具有洋葱状的热化学结构，从较大半径发射的流线具有较低的温度和电离，以及较高的H2丰度。带电流体和中性流体之间的耦合足以将分子从圆盘中喷射出9 AU。大多数H2生存的发射半径随着进化阶段而向外移动。CO在0级中存活，但在I/II级中显著光解。双极加热和分子冷却之间的平衡建立了一个渐近温度700-3000 K，与较冷的喷流在早期的原恒星阶段。吸热形成的H2O是有效的丰度高达1 e-4，而CH+和SH+可以超过1 e-6的I/II级风。从0.2-1天文单位以外发射的离心MHD盘风可以在年轻的低质量恒星中产生速度高达100公里/秒的分子喷流/风。该模型预测随着源的发展，H2/CO比率较高，分子发射半径、温度和流动宽度增加，这与当前观察到的趋势一致。
2011-12-14 astro-ph.SR
Global simulations of accretion flows onto perturbers embedded in magnetized disks -I. MRI and jet formation in ideal MHD
Charles University（查理大学）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）；Niels Bohr International Academy, Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔国际学院，尼尔斯·玻尔研究所）
本研究通过高分辨率全局MHD模拟，揭示嵌入磁化吸积盘的低质量扰动体可自然形成带大尺度磁场的微型吸积盘及双极磁外流，为相关天体物理模型奠定基础。
2026-08-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Simulating the interaction of a non-magnetized planet with the stellar wind produced by a sun-like star using the FLASH Code
磁流体动力学（MHD）流体与固体相互作用的研究在物理学中具有重要意义，因为它产生了许多重要的物理现象，如行星与其宿主恒星产生的恒星风相互作用。有几种计算工具可以用来模拟流体动力学和MHD流体，例如FLASH代码。在这个代码中，有一个功能，它允许在域中的刚体的位置进行模拟。然而，它是可用的，并测试纯流体动力学的情况下，只有。我们的目标是适应现有的FLASH资源，使一个刚体的位置在MHD的情况下，这样一个计划，产生模拟的非磁化行星与恒星风产生的类太阳恒星。此外，我们认为这颗行星没有重要的大气层。我们的分析集中在行星周围的密度、磁场和速度的模式上，以及粘性对这些模式的影响。最后，一个改进的方法的方法提供给其他感兴趣的用户。
2019-07-11 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Wave turbulence in magnetohydrodynamics
本章主要回顾了近二十年来在不可压缩和可压缩情况下磁化等离子体（MHD、Hall MHD和电子MHD）中波动湍流的研究进展。重点是均匀和各向异性湍流，通常提供了最好的理论框架，调查空间和实验室等离子体。行星际介质和太阳大气作为两个例子的介质中的各向异性波湍流是相关的。波湍流的最重要的结果报告和讨论的背景下，空间和模拟磁化等离子体。重要的问题和可能的虚假解释最终进行了讨论。
2012-01-06 astro-ph.SR nlin.CD physics.plasm-ph
Stable and unstable supersonic stagnation of an axisymmetric rotating magnetized plasma
海军研究实验室的“Mag Noh问题”是一个自相似的磁化内爆流，其中包含一个快速的MHD向外传播的恒定速度的激波。我们将经典的Noh（1983）问题推广到包括方位和轴向磁场以及旋转。我们的家庭的理想MHD解决方案是五个参数，每个解决方案有自己的自相似指数，气体伽马，磁化，轴向的方位场的比率，和旋转。虽然经典的Noh问题必须有一个超音速的内爆速度来产生激波，我们的解决方案有一个有趣的三参数零初速度的特殊情况下，磁张力，而不是内爆流，在$t=0+$产生的冲击。当我们用有限体积MHD程序Athena求解MHD初值问题时，我们的自相似解确实得到了实现。我们数值研究了这些解决方案的稳定性，并发现在参数空间中的稳定和不稳定区域。稳定解可以用来检验数值代码的准确性。不稳定解也被广泛用于测试代码如何再现线性增长，过渡到湍流，以及混合的实际重要影响。现在，我们提供了一个家庭的不稳定的解决方案，具有所有三个要素有关的磁驱动内爆：收敛流，磁场，和冲击波。
2021-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
Comparing Numerical Methods for Isothermal Magnetized Supersonic Turbulence
我们采用模拟的超音速超Alfvenic湍流衰减作为基准测试问题，以评估和比较九个天体物理MHD方法积极用于模拟恒星形成的性能。这套九个代码包括：ENZO、FLASH、KT-MHD、LL-MHD、PLUTO、PPML、RAMSES、STAGGER和ZEUS。我们提出了一套全面的统计措施，旨在量化这些MHD求解器中的数值耗散的影响。我们比较基本领域的功率谱，以确定有效的频谱带宽的方法和排名的基础上，其相对有效的雷诺数。我们还比较了数值耗散螺线管和对流速度分量，以检查可能的影响，小尺度密度统计的数值。最后，我们讨论了湍流衰减试验的各种特征的收敛性以及数值格式的各个组成部分对解的精度的影响。我们发现，性能最好的代码采用了一贯的高精度的空间重建的演变领域，横向梯度插值，守恒定律更新步骤，和洛伦兹力计算。最好的结果是实现与发散自由演变的磁场使用约束传输方法，并使用很少或没有明确的人工粘性。在一个或多个这些领域的不足代码仍然是有用的，但他们必须补偿更高的数值耗散与更高的数值分辨率。本文是迄今为止规模最大，最全面的MHD代码比较的应用程序一样的测试问题。我们希望这项工作将帮助开发人员改进他们的数值算法，同时帮助用户在为特定的天体物理问题选择最佳应用程序时做出明智的选择。
2011-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Bondi-Hoyle Accretion onto Magnetized Neutron Star
利用轴对称MHD方法研究了在星际介质中以超音速（马赫数为3）运动的孤立磁化中子星的Bondi-Hoyle吸积。假设恒星有一个与其运动方向一致的偶极磁场，磁层半径R_m小于吸积半径R_BH，因此引力聚焦是重要的。我们发现在所考虑的参数下，磁化星的吸积率小于非磁化星的吸积率。靠近恒星时，吸积物质沿着磁极落在恒星表面，质量流量较大的物质流向恒星的背风极。在恒星磁场相对较大的情况下，恒星的磁场在R_m之外的物质流方向上（朝向恒星的迎风面）被拉伸。对于较弱的磁场，我们观察到的振荡的封闭磁层的正面和背面。这些都伴随着强烈的振荡的质量吸积率的变化因素~ 3。由于星际物质的吸积，在X射线波段可以看到没有射电辐射的老的缓慢旋转的中子星。一般来说，恒星的速度、磁矩和角速度矢量可能都在不同的方向上，因此吸积光度会随着恒星的自转速率而变化。
2011-11-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Two timescale dispersal of magnetized protoplanetary disks
原行星盘很可能被垂直磁场的弱净通量穿过，这是分子云核心中存在的大得多的通量的残余。如果这个通量近似守恒，其动力学重要性将随着质量的增加而增加，最初是通过刺激磁旋转盘湍流，随后通过使风角动量损失。利用拟合方法对双极主导盘湍流进行数值模拟，建立了弱磁化原行星盘的简化一维演化模型。我们发现，在风中的显着角动量损失的晚发病可能会引起“两个时间尺度”磁盘的演变，其中一个长阶段的粘性演变之前，风成为主导的快速分散。因此，磁盘寿命的广泛分散可能是由于净通量的初始水平不同。磁流体动力学（MHD）风引发的分散不同的光蒸发分散在预测质量损失从小（小于1 AU）尺度，热风被抑制。我们的特定模型是基于一组有限的模拟，仍然不确定，但定性类似的演变似乎可能，如果质量从磁盘损失更快的流量，如果磁流体风成为重要的等离子体β下降。
2013-10-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Three-dimensional Simulation of a Magnetized Accretion Disk: Fast Funnel Accretion onto a Weakly Magnetized Star
我们提出了一个全球性的，三维磁流体动力学模拟的吸积盘与旋转，弱磁化的中心恒星的结果。圆盘被一个弱的、大尺度的极向磁场穿过，中心恒星最初没有强的恒星磁层。我们的模拟研究了从湍流吸积盘到恒星的吸积流的结构。模拟显示，即使没有恒星磁层，在高纬度地区也会发生快速吸积。我们发现，失败的磁盘风成为快速，高纬度吸积的结果，介导的角动量交换的磁场远高于磁盘，其中的洛伦兹力，减速的旋转运动的气体可以比较的离心力。与经典的磁层吸积方案不同，快速吸积流不受恒星磁层磁场的引导。然而，吸积速度达到自由落体速度在恒星表面由于有效的角动量损失在一个远离恒星的地方。这项研究提供了一个可能的解释，为什么赫比格Ae/Be星的磁场一般不足以形成磁层也显示出快速吸积的迹象。在我们的模型中，磁驱动射流不是从盘形成的。由于帕克不稳定性干扰了磁场的放大作用，差动旋转不能产生足够强的磁场来加速喷流。
2019-02-06 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetized compressible turbulence with a fluctuation dynamo and Reynolds numbers over a million
本研究开展了雷诺数超百万的超音速MHD湍流高分辨率模拟，发现动能谱在动能主导与强磁化尺度间存在突变，并揭示了局部弛豫区域的形成机制及其对级联过程和涨落发电机饱和的深刻影响。
2024-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.comp-ph
Protostellar disks in their natural habitat -- the formation of protostars and their accretion disks in the turbulent and magnetized interstellar medium
本研究通过不同磁场条件的高分辨率模拟，揭示了湍流星际介质中磁场与非理想磁流体动力学对原恒星盘形成、尺寸及结构的关键调控作用。
2025-09-03 astro-ph.GA astro-ph.SR
Relativistic MHD in dynamical spacetimes: Improved EM gauge condition for AMR grids
我们最近开发了一个新的广义相对论磁流体动力学程序，该程序具有自适应网格细化功能，可以直接演化电磁（EM）矢量位（A）而不是磁场。演化A使得能够在细化级别边界上使用任何插值方案，并且仍然保证磁场保持无发散。在经典EM中，在演化A时必须进行规范选择，我们选择了一个简单的“代数”规范条件来简化A演化方程。然而，磁化黑洞-中子星（BHNS）模拟在这个规范表现出非物理行为，包括虚假的外观上的精细水平边界上的强磁场。当物质在NS的潮汐破坏期间越过细化边界时，这种虚假行为会加剧。将Kreiss-Oliger耗散应用于磁矢势A的演化稍微减弱了这种虚假的磁效应，但却带来了不希望的后果。我们通过本征值分析和数值研究表明，零速度模式的代数规范，再加上频率滤波，发生在细化水平的边界，是负责创建虚假磁场。我们表明，EM洛伦兹规范没有零速模式，因此，虚假的磁效应迅速传播，允许长期，稳定的磁化BHNS演化。我们的研究表明，如何EM规范自由度可以选择一个人的优势，磁化BHNS模拟的洛伦兹规范构成了一个重大的改进代数规范。
2012-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Radiation-magnetohydrodynamics with MPI-AMRVAC using flux-limited diffusion
本研究展示开源并行块自适应计算框架MPI-AMRVAC求解辐射磁流体动力学（RMHD）方程的能力，提出并验证相关基准测试案例，拓展其在太阳和恒星等磁化物质-辐射相互作用研究中的应用。
2025-03-04 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.plasm-ph
