Large-scale dynamo action of magnetized Taylor-Couette flows
具有准开普勒旋转定律的含有环形磁场的导电Taylor-Couette流作为Tayler-Spruit型的平均场发电机模型。流动对非轴对称扰动是不稳定的，这些扰动形成定义$α$效应和涡流扩散率的电动势。如果用相同的功率激发具有$m=\pm 1$的两个简并模式，则全局$α$效应消失，发电机不能工作。然而，它示出，泰勒不稳定性产生有限的$α$效果，如果只考虑一个孤立的模式，但这种固有的螺旋度的单模是太低的$α^2$发电机。此外，具有准开普勒旋转的$α\Om$发电机模型需要${\rm Rm}\simeq 2.000$的最小磁旋转雷诺数才能工作。它是否真的起作用取决于对湍流能量的假设。然而，对于磁场上的湍流强度的陡于二次依赖性，发电机仅在所得到的磁涡流扩散率接近其微观值$η_{\rm T}\simeq η$时才被激发。通过基本上较低或较大的涡流扩散系数，发电机不稳定性被抑制。
2020-02-02 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Beyond the Tayler instability: A new global instability of toroidal magnetic fields in stars
Ioffe Institute（约费研究所）；Centro Multidisciplinario de Física, Vicerrectoría de Investigación, Universidad Mayor（大学校长研究处多学科物理中心，智利天主教大学）；Departamento de Física, Facultad de Ciencias Básicas, Universidad Metropolitana de Ciencias de la Educación（教育科学都会大学基础科学学院物理系）；Centro de Desarrollo de Investigación UMCE, Universidad Metropolitana de Ciencias de la Educación（教育科学都会大学UMCE研究中心）；Departamento de Física, Facultad de Ciencias, Universidad de Chile（智利大学理学院物理系）
研究在稳定分层非旋转恒星中，环形磁场存在一种新的电流驱动全局不稳定性，其生长在阿尔芬时间尺度上，可能驱动壳层差分旋转，并影响恒星磁场产生和角动量输运。
2026-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Stability of toroidal magnetic fields in stellar interiors
我们提出了纯环向和混合极-环向磁场位形的三维MHD模拟研究泰勒不稳定性的行为。首次考虑了旋转和磁扩散的同时作用，并考虑了极向场对不稳定环向磁场动态演化的影响。在没有扩散的情况下，当旋转轴和磁轴对齐且径向场强梯度p < 1.5时，快速旋转（旋转速率与阿尔文频率相比）能够抑制不稳定性。当包含扩散时，系统在扩散主导和边缘扩散主导的区域变得不稳定。如果磁轴和旋转轴彼此垂直，则由科里奥利力引起的稳定效应是尺度相关的，并且随着波数的增加而减小。在径向场梯度大于p > 1.5的环形场中，快速旋转不会抑制不稳定性，而是引入了与分析预测一致的增长率阻尼因子。对于混合极线-环向场，我们发现一个不稳定的轴对称模式，没有预测分析，正确的非轴对称模式的稳定阈值，有人认为，一个轴对称模式是必要的泰勒-Spruit发电机回路的关闭。
2015-03-15 astro-ph.SR
The Tayler Instability in the Anelastic Approximation
泰勒不稳定性（TI）是轴对称环形磁场在磁流体静力平衡（MHSE）中的一种非轴对称线性不稳定性。Spruit（1999，2002）提出，在恒星的差分旋转辐射区，TI驱动一个发电机，产生磁场，可以有效地传输角动量;这个发电机的参数化版本已经在恒星结构和演化代码中实现，并被证明对确定内部自旋很重要。然而，数值模拟还没有明确地证明发电机的运行。MHSE开发TI的标准是使用完全可压缩磁流体动力学推导的，而恒星动力学过程的数值模拟经常使用滞弹性近似。这促使我们得到一个新的滞弹性泰勒不稳定性（anTI）的标准。我们发现，一些MHSE配置不稳定的完全可压缩的情况下，成为稳定的滞弹性的情况。我们发现和表征一个简单的家庭的圆柱MHSE配置使用数值计算的不稳定模式，并讨论了完全非线性滞弹性模拟的影响。
2019-07-18 astro-ph.SR
Axisymmetry vs. nonaxisymmetry of a Taylor-Couette flow with azimuthal magnetic fields
本文研究了在轴向均匀电流作用下，具有静止外圆柱的导电流体的超临界Taylor-Couette流的不稳定性，其中磁普朗特数Pm=1。在线性理论中，轴对称扰动的临界雷诺数不受电流感生轴对称磁场的影响，但所有轴对称磁扰动都会衰减。对于足够大的哈特曼数，即使没有旋转，m=1的非轴对称扰动也会被激发（“泰勒不稳定性”）。对于慢旋转，它们的生长速率与磁场的阿尔文频率成比例，但对于快旋转，它们与内圆柱的旋转速率成比例。在非线性制度的磁m=1模式和环形背景场的能量的比例是非常低的非旋转泰勒不稳定性，但它强烈增长，如果存在差分旋转。对于超阿尔夫文旋转，m=1的流和场模式的能量不依赖于分子粘度，它们几乎是均分的，并且只包含内圆柱离心能的1.5%。的几何形状的激发磁场图案是严格的非轴对称的慢旋转，但它是混合模式的快速旋转-相反的情况下，已观察到在表面的Ap星。
2015-01-15 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Longitudinal drift of Tayler instability eigenmodes as a possible explanation for super-slowly rotating Ap stars
从一些Ap星的磁变率推断出的自转周期非常长，在某些情况下超过10年。对这种缓慢的旋转缺乏解释。本文试图从Ap星内部磁场的扭折型（泰勒）不稳定性扰动的纵向漂移来解释Ap星磁和热图象的超慢旋转。利用A星结构模型估算的恒星参数计算了泰勒不稳定性本征模的漂移率和增长率。计算涉及不同强度的环形背景磁场。非轴对称不稳定扰动在同向旋转参考系中沿反旋转方向漂移。漂移率随着背景场的强度而增加。对于超过相等阿尔文速度和旋转速度的（均分）值的场强，漂移率接近恒星的固有旋转率。在这种情况下，惯性系中的本征模显示出非常慢的旋转。本文还计算了慢转本征模的磁扰动和热扰动的模式。泰勒不稳定性本征模的反旋转漂移是超慢旋转Ap星观测现象的一种可能解释。
2020-06-04 astro-ph.SR
Zones of Tayler Instability in Stars
本文扩展了 Tayler 不稳定性分析至热与成分分层，提出解析判据并植入 MESA 代码，绘制恒星演化模型中的稳定性区域，发现低质量恒星在氢燃烧壳层被抑制，高质量恒星波数异于预期。
2025-06-22 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Gravity's role in taming the Tayler instability in red giant cores
Leibniz-Institut für Astrophysik Potsdam (AIP)（波茨坦阿斯特罗物理学会）；INAF – Osservatorio Astrofisico di Catania（意大利国家天体物理研究所卡塔尼亚天文台）；Dipartimento di Fisica e Astronomia “Ettore Majorana”, Università di Catania（卡塔尼亚大学埃托雷·马约纳物理与天文学系）
本研究通过全局线性分析和三维模拟，揭示引力与浮力在红巨星核心泰勒不稳定性中的关键作用，确定了不稳定阈值，并指出红巨星外部辐射核心通常不稳定，为磁场探测和角动量输运提供约束。
2025-08-01 astro-ph.SR
Dissipative Taylor-Couette flows under the influence of helical magnetic fields
本文研究了轴向无界圆柱中磁流体Taylor-Couette流动的线性稳定性。施加从纯轴向到纯方位角变化的磁场，其中一般螺旋场由β=B_z/B_z参数化。我们绘制了从β=0的标准MRI到β \to \infty的非轴对称方位角磁旋转不稳定性（AMRI）的转变。对于有限的β，对应于右螺旋和左螺旋的正波数和负波数m不再相同。从β=0到β \to \infty的转变包括具有轴对称和非轴对称模式的MRI的所有可能形式。对于非轴对称模式，最不稳定的模式在相反的方向上的背景场螺旋。标准（β=0）MRI对于弱场（包括最低雷诺数的不稳定性）是轴对称的，但对于较强场是非轴对称的。如果方位场部分是由于轴向电流流过流体本身（而不仅仅是沿着中心轴），那么它也不稳定的非轴对称泰勒不稳定性，这是最有效的没有旋转。对于大β，这种不稳定性的波数m=1，而对于β \simeq 1，m=2是最不稳定的。最不稳定的模式与背景场的方向相同。
2010-01-12 astro-ph.SR
Tayler instability and dynamo action of cylindric magnetic rings
本文研究准开普勒Taylor-Couette流中单环与双环环向磁场的Tayler不稳定性，揭示Pm、Reynolds数和磁Mach数的影响，并分析其弱alpha效应与小尺度发电机模式。
2025-03-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Critical fields and growth rates of the Tayler instability as probed by a columnar gallium experiment
许多天体物理现象（如中子星的慢自转或太阳核的刚性自转）都可以用恒星辐射带中环形磁场的泰勒不稳定性来解释。为了把这种不稳定性的理论放在一个安全的基础上，它已经在实验室实验中实现，测量临界场强，增长率以及超临界模式的形状。强电流流过被限制在具有绝缘外筒的静止圆柱形容器中的液态金属。由于镓-铟-锡合金的磁性普朗特数很小，不影响磁场振幅的临界哈特曼数，因此也可以用直接数值模拟的方法计算临界不稳定性的电流。这一理论概念的结果得到了实验的证实。此外，预测的增长率的顺序分钟的非轴对称扰动的验证的测量。它们不直接依赖于实验的大小，这是由于所施加的磁场很弱，而且没有旋转。
2012-07-16 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Tayler Instability Revisited
本文系统修订旋转、磁化、稳定层结恒星中环向磁场的 Tayler 不稳定性线性理论，阐明黏性、磁扩散及热/成分扩散分别触发磁地转波与惯性波过稳定，并指出 Tayler-Spruit 发电机标度依赖 Pm 而非普适。
2024-09-05 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Complex dynamical regimes of the Tayler-Spruit dynamo
Observatoire de Genève, Université de Genève（日内瓦天文台，日内瓦大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理、物质与辐射研究所）
研究通过三维模拟揭示了Tayler-Spruit磁流体动力学的复杂动力学模式及其对中子星磁场的影响。
2026-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Subcritical excitation of the current-driven Tayler instability by super-rotation
众所周知，在流体动力学泰勒-库埃特系统中，均匀旋转或具有正剪切的旋转定律（“超旋转”）是线性稳定的。人们还知道，在足够强的轴向电流的存在下，导电流体对非轴对称扰动变得不稳定。这表明均匀轴向电流形成的圆柱形箍缩是由具有$dΩ/dR \geq 0$的转动定律稳定的。然而，对于磁普朗特数Pm $\neq 1$和慢旋转也刚性旋转和超旋转支持的不稳定性，降低其临界哈特曼数。对于窄隙中的超旋转和适度的旋转速率，这种双扩散不稳定性甚至存在于具有相当任意径向轮廓的环形磁场中，包括无电流轮廓$B_ϕ\propto 1/R$。对于刚性旋转和超旋转的符号的方位角漂移的非轴对称磁流体不稳定性模式强烈依赖于磁普朗特数。对于Pm $\ll 1$，不稳定图形随流动反向旋转，而对于Pm $\gg 1$，不稳定图形随流动同向旋转，而对于具有负剪切的旋转规律，不稳定图形沿所有Pm的基本旋转方向迁移。在使用液体钠作为旋转圆柱之间的传导流体的实验中，最小3.6kS的轴向电流在内圆柱内部或外部流动足以实现超旋转的双扩散不稳定性。如果使用镓合金，则极限为11 kWh。
2015-11-18 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Analysis of azimuthal magnetorotational instability of rotating MHD flows and Tayler instability via an extended Hain-Lust equation
我们考虑一个不可压缩的导电和粘性流体的差分旋转流受到外部轴向磁场和方位角磁场，允许由外部的轴向电流的组合产生的流体和电流在流体本身。在这种情况下，我们推导出一个扩展版本的著名的Hain-Lust微分方程的径向拉格朗日位移，结合了轴向和方位角的磁场，差分旋转，粘度和电阻率的影响。本文将Wentzel-Kramers-Brillouin方法应用于扩展的Hain-Lust方程，导出了一个新的综合色散关系，用于三维扰动下流动的局部稳定性分析。我们确认，在低磁普朗特数的限制，其中的粘度的磁扩散率的比率为零，旋转流的径向分布的角速度超过刘极限，成为不稳定的受到各种各样的方位角磁场，所以是开普勒流。在色散关系的分析中，我们发现了一个新的长波长不稳定性的证据，这也被捕获的磁化泰勒-库埃特流的边值问题的数值解。
2021-10-29 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Amplification and stability of magnetic fields and dynamo effect in young A stars
本文研究了可能演化为Ap星的中等质量恒星的早期磁场演化和差异自转。我们报告模拟的相互作用的差分旋转和磁场，稳定性限制和非线性演化的这种配置，以及从不稳定的情况下的发电机行动的前景。轴对称问题提供了场放大和磁场对差动旋转的反作用之间的平衡。非轴对称的情况下，也涉及泰勒不稳定性的放大环向场。我们考虑限制场放大，并将其应用于年轻的A星。除了它的应用程序，以Ap星，不稳定性是仔细检查发电机的基本可能性。我们并不是在寻找发电机来解释Ap星现象。动力螺旋度主要集中在计算区域内球的切圆柱附近，在北半球为负。这似乎是一种普遍存在的效应，而不是泰勒不稳定性所特有的。后者实际上是与一个积极的电流螺旋在大部分的球壳引起一个小的，但非零的α效应的非线性演化的不稳定性。
2010-10-19 astro-ph.SR
Spin-down by dynamo action in simulated radiative stellar layers
恒星的演化受到其内部旋转动力学的影响，通过运输和混合机制，这是知之甚少。磁场可以在传输角动量和化学元素方面发挥作用，但辐射恒星层中磁性的起源尚不清楚。使用全球数值模拟，我们确定了一个亚临界过渡到湍流由于产生的磁发电机。我们的研究结果有许多性质的理论上提出的泰勒-Spruit发电机机制，这大大提高了角动量的传输辐射区。它会产生被恒星外层屏蔽的深环磁场。这种机制可以在辐射恒星内部产生强大的磁场，而在它们的表面上没有可观察到的磁场。
2023-01-19 astro-ph.SR
Tayler-Spruit dynamo in stably stratified rotating fluids: Application to proto-magnetars
本研究利用 MagIC 三维 MHD 模拟考察稳定分层旋转 PNS 中的 Tayler–Spruit 发电机，验证强分层下的自持放大与 Fuller 等标度律，发现间歇性状态，并标定磁星形成及恒星角动量输运模型。
2024-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
How can newly born rapidly rotating neutron stars become magnetars?
在一个新诞生的（高温和开普勒旋转）中子星中，r模不稳定性可以导致恒星的差异旋转，这将使种子极向磁场（$\sim 10^{11}$ G）产生超高（$\sim 10^{17}$ G）的环向场分量。随后，屈服于泰勒不稳定性，环向场可以部分地转化为新的极向场。通过这样的发电机过程，新诞生的中子星以足够快的速度旋转，可以在$\sim 10^{2-3}$ s的时间尺度上变成磁星，表面偶极磁场为$\sim10^{15}$ G。伴随着场的放大，由于r模不稳定性，特别是环向场引起的非轴对称恒星形变，恒星可以通过引力波辐射自旋下降到$\sim5$ ms的周期。这种情况提供了一个可能的解释，为什么残留的中子星形成于伽马射线暴和超亮超新星可能是毫秒磁星。
2014-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the toroidal-velocity anti-dynamo theorem under the presence of nonuniform electric conductivity
本文研究了具有流体动力学稳定的准开普勒旋转剖面和非均匀电导率的层流导电Couette流的发电机不稳定性。在球面几何中，极向场和环向场分量的方程完全解耦，导致自由衰减，而不管电导率的空间分布如何。在圆柱形几何的极向和环形组件不去耦，但在这里我们也没有发现发电机激励的情况下，电导率只取决于半径或-更复杂-它只取决于方位角或轴向坐标。因此，Busse & Wicht（1992）的平面流发电机模型到圆柱或球形几何的转换失败了。它还表明，即使包含轴向流动的两个方向不{ \em不}支持发电机机制。埃尔萨瑟环形速度反发电机定理，根据该定理，没有任何径向速度分量的发电机不能工作，因此不被非均匀电导率分布软化。
2022-03-16 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Asteroseismic detection of a predominantly toroidal magnetic field in the deep interior of the main-sequence F star KIC 9244992
The University of Tokyo（东京大学）；University of Southern Queensland（南昆士兰大学）；North-West University（西北大学）；University of Lancashire（兰开夏大学）；Tohoku University（东北大学）
通过恒星振荡分析，发现KIC 9244992深内部存在强环形磁场，挑战了传统发电机机制的解释。
2025-11-30 astro-ph.SR
Non-axisymmetric instabilities of neutron star with toroidal magnetic fields
本文的目的是阐明具有强环向磁场的中子星在非轴对称扰动下的稳定性。其动机来自于这样一个事实，即$\sim 10^{15}$ G的超磁化中子星、磁星和在磁驱动超新星之后诞生的磁化原中子星很可能具有如此强的环形磁场。长期，三维广义相对论磁流体动力学模拟进行，准备等熵中子星与环形磁场在平衡作为初始条件。为了探索旋转对稳定性的影响，对非旋转和刚性旋转模型进行了模拟。我们发现出现的帕克和/或泰勒不稳定性的非旋转和旋转模型。对于非旋转和旋转模型，帕克不稳定性是局部线性扰动分析预测的主要不稳定性。在旋转模型中也出现了交换不稳定性。结果表明，快速旋转不足以抑制Parker不稳定性，这一发现不符合摄动分析。其原因是，刚性和快速旋转的恒星是边缘稳定的，因此，在恒星脉动的存在下，旋转轮廓变形，不稳定的区域与负梯度的角动量轮廓的发展。在不稳定性开始之后，湍流被激发。与轴对称情况相反，在湍流发展之后，磁场从未达到平衡态。这一结论表明，三维模拟是不可缺少的探索磁星的形成或磁星的突出活动，如巨大的耀斑。
2011-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Magnetic pinch-type instability in stellar radiative zones
如果在其自转律中不存在cos^{4}θ项，则太阳速跃层对非轴对称扰动是流体动力学稳定的。我们还表明，在Ruediger和Kitchatinov（1997）的磁理论中，产生速跃层的200高斯振幅的环向场对非轴对称MHD扰动是稳定的，但当旋转周期稍慢于25天时，它变得不稳定。这种弱场的不稳定性来自于恒星辐射带的高热扩散率，而不是磁扩散率。然而，生长时间非常长（大约105个旋转时间）。随着化学混合的估计，我们发现最大可能的场振幅为~500高斯，以解释观测到的太阳锂丰度。具有如此低的场振幅的发电机应该与太阳活动周期无关。通过对MHD Taylor-Couette流的非线性模拟，发现对于旋转主导的磁不稳定性，其涡动粘性仅为分子粘性的量级。作为粘度和化学扩散的比率的施密特数增长到~20的值。在大多数恒星物理应用中，磁主导的泰勒不稳定性会被恒星自转淬灭。
2009-01-07 astro-ph.SR
Can we detect deep axisymmetric toroidal magnetic fields in stars?
星震学的主要发现之一是，在整个赫兹-罗素图中，恒星的辐射带中有一个强烈的角动量提取（AM）的信号，导致核心到表面的旋转对比很弱。尽管所有的努力，一致的AM传输理论，再现了内部旋转和混合探测感谢恒星的地震学，仍然是一个主要的开放问题，在现代恒星天体物理学。解决这个难题的一个可能的关键因素是磁场及其各种可能的拓扑结构。其中，强轴对称的环形场，这是所谓的泰勒MHD不稳定性，可以发挥重要作用。它们可以触发辐射层中的发电机作用，而由此产生的磁矩允许AM的有效传输。但是有没有可能探测到这些深层环形磁场的特征呢？回答这个问题的唯一方法是星震学，最好的研究实验室是中等质量和大质量的恒星，因为它们的外部辐射包络。由于大多数这些是快速旋转在其主序，我们必须研究恒星脉动传播稳定分层，旋转，并可能强磁化辐射区。为此，我们概括了传统的近似旋转，它提供了在其经典版本的重力惯性模式的绝热传播的灵活治疗，同时考虑一般轴对称差分旋转和环形磁场。使用这种新的非微扰形式主义，我们推导出的磁重力惯性模式的渐近性质，我们探索不同的可能的场配置。我们发现，磁效应应该是可检测的赤道领域使用高精度的星震数据。
2022-09-20 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.ao-ph
Helicity and dynamo action in magnetized stellar radiation zones
计算了恒星辐射区环形磁场的非轴对称泰勒不稳定性驱动的螺旋度和α效应。在线性近似中，纯环向场总是激发具有相同增长率但具有相反螺旋度的模对，使得净螺旋度消失。如果磁场背景场具有额外（弱）极向分量的螺旋结构，则其中一种模式占主导地位，产生与背景场当前螺旋度相关的净动力学螺旋度。计算了平均电动势，结果表明，最快增长模的α效应与背景场的电流螺旋度同号。发现α效应太小而不能驱动α^{2}发电机，但对于弱极向场，αΩ发电机的激励条件可以满足。此外，如果发电机通过磁不稳定性产生它自己的α效应，那么它的符号就不会出现问题。然而，在所有情况下，α效应都表现出极强的集中，因此可能的αΩ发电机可能只在极区工作。因此，我们的线性理论的结果导致了一个新的拓扑问题的存在的大规模发电机在恒星辐射区的电流驱动的不稳定性的基础上。
2011-07-13 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Large-Scale Magnetic Fields in Stellar Interiors I. Equilibrium Configurations to Model Fossil Fields
上下文对古磁场的起源、拓扑和稳定性的理解是恒星磁学理论的基石之一。一方面，由于它们在长期的时间尺度上生存，它们可能会改变其宿主恒星的结构和演化。另一方面，它们必须有一个复杂的稳定结构，因为泰勒及其合作者已经证明，最简单的纯极向场或环向场在动力学时间尺度上是不稳定的。在这种情况下，唯一的稳定配置，已被发现今天是一个由Braithwaite和合作者谁研究了初始随机磁场的演变，这是发现放松的混合稳定配置（极向和环形），似乎是在平衡，然后扩散的数值模拟的结果。目标。因此，在这项工作中，我们以半分析的方式追踪这种类型的平衡场。方法.在这第一篇文章中，我们研究了正压磁流体静力学平衡态，问题归结为一个具有任意函数的类Grad-Shafranov方程。这些后者的约束，推导出最低能量的平衡态的考虑轴对称问题的给定不变量，特别是对于一个给定的螺旋度，这是已知的主要演员之一，这样的问题。然后，我们得到的推广的力免费泰勒的松弛状态在实验室实验中（在spheromak），成为非力免费的自引力恒星的情况下。一般斜压平衡态的情况将在论文II中研究。结果这些理论结果适用于现实的恒星的情况下，即太阳辐射的核心和Ap星的信封，并进行了讨论。在这两种情况下，我们都假定场最初被限制在恒星辐射带内。
2010-03-15 astro-ph.SR
Astrophysical and experimental implications from the magnetorotational instability of toroidal fields
本文研究了两个共转无限长圆柱体之间的间隙中无电流环向场与差动旋转场的相互作用。结果表明，非轴对称扰动是不稳定的，如果旋转率和阿尔文频率的领域是相同的顺序，几乎无关的磁普朗特数Pm。对于很陡的转动律Ω \propto R^{-2}（瑞利极限）和较小的Pm，分别给出了具有通常雷诺数和哈特曼数的方位角磁转动不稳定性（AMRI）标度的转动和磁场阈值。基于这一发现，设计了一个实验室实验，在泰勒-库埃特容器中使用液态金属，如钠或镓。对于具有更平坦旋转定律的流体，雷诺数和哈特曼数不再是不稳定性的典型量。对于弱非线性系统，导出了磁普朗特数为\leq 1时的动能和磁能的数值。我们发现，磁能随磁雷诺数Rm单调增长，而动能随Rm/ \sqrt{Pm}增长。由此产生的湍流施密特数，作为“涡”粘度和被动标量（如锂）的扩散系数的比率是20的顺序为Pm=1，但对于小Pm它下降到为了统一。因此，在一个恒星的核心与化石领域和陡峭的旋转法律的角动量的运输AMRI总是伴随着激烈的混合等离子体，直到旋转变得刚性。
2013-11-06 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Detecting deep axisymmetric toroidal magnetic fields in stars. The traditional approximation of rotation for differentially rotating deep spherical shells with a general azimuthal magnetic field
星震学已经揭示了在整个HR图中恒星的小的核心到表面的旋转对比。这是恒星内部角动量（AM）强输运的特征。有效携带AM的一个可能的候选者是具有各种拓扑结构的磁场，这些磁场可能存在于恒星辐射带中。其中，强轴对称方位磁场引起了人们的极大兴趣。事实上，如果他们受到所谓的泰勒不稳定性，伴随触发麦克斯韦应力可以有效地传输AM。此外，由磁场和速度场的波动引起的电动势可能潜在地维持发电机作用，导致初始强轴对称方位磁场的再生。我们要回答的关键问题是：我们能探测到这些深层强方位磁场的特征吗？回答这个问题的唯一方法是星震学，而最好的研究实验室是中等质量和大质量的恒星。它们中的大多数在主序星期间是快速旋转的。因此，我们必须研究在稳定分层、旋转和潜在强磁化辐射区中传播的恒星脉动。我们推广了传统的近似旋转，同时考虑一般轴对称差分旋转和方位角磁场在一个非微扰的方式。利用这种新的形式，我们得到的渐近性质的磁重力惯性（MGI）波和它们的周期间距。我们发现，环形磁场诱导的周期间距的MGI模式的移动。振幅为$10^5\,\rm G$量级的赤道方位角磁场产生的特征可以通过现代空间光度学检测到。更复杂的半球结构更难观察。
2022-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.ao-ph
Mixing of a passive scalar by the instability of a differentially rotating axial pinch
混合的被动标量像锂，铍或温度波动，由于旋转轴向箍缩的磁泰勒不稳定性被认为是。我们的研究是在泰勒-库埃特设置两个旋转定律：准开普勒和固体旋转。所用的最小磁性普朗特数为0.05，而流体的分子施密特数Sc在0.1和2之间变化。混合的有效扩散系数的数值测量的衰减过程中的一个全球性的浓度峰值位于圆柱壁之间。我们发现，只有模型与Sc> 0.1不提供有限的涡流扩散率值。我们还发现，在磁马赫数Mm~2下，准开普勒旋转时，流动从慢转区过渡到快转区。对于固定的雷诺数，流体的标准化涡动扩散率和施密特数之间的关系总是线性的，因此不稳定诱导扩散率和分子粘度之间的线性关系也正好在Schatzman（1977）提出的意义上。该关系式中的系数值在Mm~2时达到最大值，当Mm>> 1时，系数值减小，这意味着在太阳速跃层中只能存在kG量级的环形磁场。
2016-01-18 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
3D evolution of magnetic fields in a differentially rotating stellar radiative zone
具有辐射包层的恒星（如A型星）的磁场起源和演化问题，至今仍被认为是恒星物理学的一个挑战。这些区域很可能是差动旋转的，这表明差动旋转和磁场之间的强相互作用可能在起作用。我们数值计算的联合演变的磁场和速度场在一个三维球壳开始从一个初始配置文件的极向磁场和差分旋转。极向磁场最初被差动旋转卷起以产生变得不稳定的环向场。在这里研究的特殊设置中，差分旋转占主导地位，磁旋转不稳定性被触发。不稳定性的增长率主要取决于初始旋转速率，而背景状态通常在极向阿尔文时间内振荡。因此，我们发现，轴对称磁位形强烈修改的不稳定性，只有当极向阿尔芬频率和旋转速率之间的比率是足够小的。在最不稳定的情况下，发现角动量的增强运输：平坦的旋转轮廓的典型时间比扩散时间尺度快得多。我们得出结论，磁旋转不稳定性总是有利于（泰勒不稳定性）在未分层的球壳时，初始极向场被剪切足够强的圆柱差分旋转。给出了在A星中观测到的磁沙漠的一个可能的应用。我们认为，表现出强大的轴对称领域（AP星）和那些窝藏一个亚高斯磁性的恒星之间的二分法可能与不稳定的阈值。
2014-12-23 astro-ph.SR
Non-diffusive angular momentum transport in rotating $\bf z$-pinches
研究了在环形背景磁场存在下导电泰勒-库埃特流的稳定性。对于足够强的磁振幅，这样的磁流体动力学流对非轴对称扰动是不稳定的，这也可以传输角动量。根据经常使用的扩散近似，人们期望角动量输运对于刚性旋转为零。然而，在非扩散$Λ$效应的意义上，即使对于{ \em刚性}旋转的$z$ -箍缩，对于大（小）磁马赫数，也会出现向外（向内）定向的轴对称角动量通量。因此，磁化旋转罐中的内部旋转永远不会均匀。这些特定的旋转法律被用来估计的非扩散$Λ$效应和扩散剪切引起的运输相互补偿的不稳定性引起的涡流粘度的值。结果提供了Shakura-Sunyaev粘性系数，导致数值随旋转雷诺数线性增长。
2019-07-10 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Azimuthal magnetorotational instability with super-rotation
它表明，方位角磁旋转不稳定性（AMRI）也与径向增加的旋转速率相反，需要负剪切的轴向场的标准磁旋转不稳定性。本文研究了在环形磁场作用下，当圆柱间的背景场为无电流时，具有正剪切的导电Taylor-Couette流的非轴对称扰动稳定性。对于小的磁普朗特数Pm->0，中性稳定性曲线收敛于哈特曼数/雷诺数平面内，近似于在无电感极限Pm=0时得到的稳定性曲线。Pm=0的数值解表明存在一个下限的剪切速率。对于大的Pm的曲线比例与外筒的磁雷诺数，但流动总是稳定的磁普朗特数单位是典型的双扩散不稳定性。我们特别感兴趣的是知道中性稳定性的最小哈特曼数。对于静止或几乎静止的内圆柱体和具有完美导电圆柱体材料的模型，最小哈特曼数发生在半径比为0.9时。相应的临界雷诺数小于10.000。
2017-12-13 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.flu-dyn
Two types of axisymmetric helical magnetorotational instability in rotating flows with positive shear
我们揭示和研究了一种新型的线性轴对称螺旋磁旋转不稳定性，它能够不稳定的粘性和阻力旋转流与径向增加角速度，或正剪切。这种不稳定性本质上是双扩散的，并且与更熟悉的螺旋磁旋转不稳定性不同，其在高于Liu极限的正剪切下操作，因为当施加轴向/极向和方位角/环形磁场的组合的${\rm (i)}$并且磁普朗特数${\rm (ii)}$不太接近1时，它对宽范围的正剪切起作用。我们首先研究这种不稳定性与径向局部WKB分析，然后确认其存在使用的两个旋转圆柱体之间的磁化流的导电或绝缘边界的全局稳定性分析。从实验的角度来看，我们还证明了存在的新的不稳定性磁化粘性和电阻泰勒-库埃特流与正剪切的流动参数的值，这可以实现在即将到来的实验在DRESDYN设施。最后，这种不稳定性可能会对太阳速跃层赤道部分的动力学和发电机的作用有影响，因为上述两个必要条件发生不稳定性在这个地区得到满足。我们的全球稳定性计算的速斜状配置，代表一个薄的旋转圆柱层与适当的边界条件-进行内部和绝缘外圆柱-和流动参数的值，表明它确实可以出现在这种情况下，与太阳周期的特征增长时间。
2019-09-21 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
