Wind-driven Accretion in Protoplanetary Disks. I: Suppression of the Magnetorotational Instability and Launching of the Magnetocentrifugal Wind
我们进行本地，垂直分层剪切盒MHD模拟原行星盘（PPD）的基准半径为1 AU，考虑到欧姆电阻率和双极扩散（AD）的影响。的磁扩散系数进行评估自洽从一个查找表的基础上平衡化学。我们首先表明，列入AD显着改变了传统的分层吸积的图片。没有净垂直磁场，系统演变成一个环向场占主导地位的配置与极弱的湍流在远紫外电离层，是太低效，以驱动快速吸积。在存在弱的净垂直场（中平面处的等离子体β ~ 10 ^5）的情况下，我们发现MRI被完全抑制，导致在整个盘的垂直范围内完全层流。一个强大的磁离心风发射，有效地带走磁盘角动量，很容易占所观察到的吸积率在PPD。此外，在物理盘风的几何形状下，所有的吸积流通过一个强电流层的厚度为~0.3H，是从磁盘中平面偏移的径向速度高达0.4倍的声速。欧姆电阻率和AD对于抑制MRI和风发射都是必不可少的。风的传输效率随着净垂直磁通量和FUV电离穿透深度的增加而增加。我们的层流风解对行星的行星形成和全球演化有重要意义。
2013-04-03 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Dependence of the saturation level of magnetorotational instability on gas pressure and magnetic Prandtl number
对磁旋转不稳定性（MRI）引起的磁流体动力学（MHD）湍流进行了大量的数值模拟。回顾Sano等人（2004）进行的先前调查，我们研究了饱和度水平的气体压力依赖性。在理想的MHD模拟，气体压力的依赖性被发现是非常敏感的数值方案的选择。这是因为数值磁普朗特数根据方案以及压力而变化，这对结果有很大影响。饱和度对数值磁普朗特数比压力更敏感。在具有显式粘度和电阻率的MHD模拟中，饱和度随着物理磁普朗特数而增加，并且当磁普朗特数恒定时，饱和度几乎与气体压力无关。这表明不可压缩湍流被二次撕裂不稳定性饱和。
2015-06-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Interdependence of Electric Discharge and The Magnetorotational Instability in Protoplanetary Disks
研究了电阻磁流体动力学中电场放电对原行星盘磁旋转不稳定性的影响。我们已经进行了三维剪切盒模拟等离子体β和电击穿模型的各种值。我们发现，尽管高电阻率的MRI的自我维持。不稳定性引起引起电击穿的大电场，并且击穿保持不稳定性所需的高电离度。这种自维持MRI的条件由剪切运动的能量供应和欧姆耗散消耗的能量之间的平衡来设置。我们将条件应用于各种磁盘模型，并研究MRI的活动区、自维持区和死区。在最小质量太阳星云（MMSN）的基准模型中，新发现的持续区只占据了盘的有限体积。而在晚期贫气盘模型中，持续区占据了较大的盘体积。
2013-05-17 astro-ph.SR
Multifluid simulations of the Magnetorotational Instability in protostellar disks
由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流运动被认为提供了一种足够强的反常粘性来解释原恒星吸积盘中观测到的吸积速率。在两篇论文的第一篇中，我们进行了大规模的，弱电离的吸积盘的三流体模拟和检查的线性和非线性发展的MRI的净通量和零净通量的情况下。本文采用多流体磁流体动力学程序HYPENDIX进行了数值研究。我们研究了非理想效应的作用，包括双极扩散，霍尔效应，和平行电阻率，在弱电离原恒星磁盘的非线性演化的MRI在该地区的霍尔效应被认为是占主导地位。我们发现，角动量输运，参数化的α参数，是通过包含在磁盘模型的参数空间中的非理想效应增强。的情况下，角动量和磁场是反平行的探讨和霍尔效应示出在这种情况下，有稳定的影响上的磁盘。
2014-03-31 astro-ph.SR
Magnetorotational instability in a solar near-surface mean-field dynamo
本研究通过模拟$αΩ$型发电机，探讨磁旋转不稳定性在太阳近表面剪切层的运行条件，发现其受临界剪切参数影响，但湍流磁扩散率可能抑制其激发，仅标准$Ω$效应起作用。
2025-10-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Effects of Resistivity on Magnetized Core-Collapse Supernovae
我们研究了湍流电阻率在强磁化大质量恒星核坍缩中的作用，进行了二维电阻MHD模拟。研究了不同初始磁场强度和旋转的三种情况：1.强磁化旋转铁芯; 2.中等磁化旋转铁芯; 3.非常强磁化的非旋转磁芯。在每种情况下，理想MHD模型和连续MHD模型计算。作为计算的结果，每个模型都显示了由磁加速（以及旋转情况下的离心加速）帮助的物质爆发。我们发现，电阻率衰减的情况下1和2的爆炸，而它增强的情况下3的爆炸。我们还发现，在旋转的情况下，在反弹后阶段的磁场的放大的主要机制是向外平流的磁场和绕组的极向磁场-线的差分旋转，这是有点阻尼与电阻率的存在。虽然磁旋转不稳定性似乎发生在旋转模型中，但它在磁场放大中只起很小的作用。电阻率的另一个影响是对纵横比的影响。在旋转的情况下，一个大的喷射物质的纵横比，$> 2.5$，在一个理想的MHD模型中获得的电阻模型在一定程度上减少。这些结果表明，电阻率可能在强磁化超新星的动力学中起着重要的作用。
2013-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Global multifluid simulations of the magnetorotational instability in radially stratified protoplanetary disks
角动量的重新分布是原行星盘演化中的一个长期问题。磁旋转不稳定性（MRI）被认为是一种可能的机制。我们提出的研究结果，涉及多流体的全球模拟，包括欧姆耗散，双极扩散和霍尔效应在一个动态的，自洽的方式。我们专注于湍流所造成的非线性发展的MRI在径向分层的PPD和比较理想的MHD模拟。在多流体模拟中，盘最初被设置为从弱霍尔主导状态过渡到强霍尔主导状态，在弱霍尔主导状态中，霍尔效应是主要的非理想效应，但与感应项大致相同或弱于感应项，在强霍尔主导状态中，霍尔效应主导感应项。随着模拟的进展，盘的相当大的一部分发展成弱霍尔主导盘。我们发现从湍流的过渡到层流在磁盘的内部区域，但没有任何相应的整体密度功能。我们引入了一个无量纲参数$α_\mathrm{RM}$来描述吸积，其中$α_\mathrm{RM} \gtrsim 0.1$对应于湍流输运。我们计算的涡流周转时间，$t_\mathrm{eddy}$，并比较这与一个有效的重组时标，$t_\mathrm{rcb}$，以确定是否湍流的存在需要非平衡电离计算。我们发现$t_\mathrm{rcb}$通常比$t_\mathrm{eddy}$小三个数量级。此外，电离分数没有明显变化。这两个结果表明，这些多流体模拟应该是可比的单流体非理想模拟。
2016-08-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Angular momentum and chemical transport by azimuthal magnetorotational instability in radiative stellar interiors
利用三维MHD直接数值模拟研究辐射恒星内部AMRI驱动的角动量与化学元素传输，发现分层增强时角动量径向外传且由麦克斯韦应力主导，湍流粘度与扩散系数随浮力效应减弱，预测红巨星核心可于数千年内达均匀旋转。
2023-11-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Global bifurcations to subcritical magnetorotational dynamo action in Keplerian shear flow
开普勒剪切流中的磁旋转发电机作用是一个三维非线性磁流体动力学过程，其研究对于理解天体物理中的吸积和磁场产生具有重要意义。向这种发电机形式的转变是亚临界的，并且与非旋转流体动力剪切流中向湍流转变的许多特征相同。这表明，这些不同的流体系统通过类似的通用分叉机制变得活跃，在这两种情况下，迄今为止还没有详细的了解。本文在剪切盒框架下，数值研究了不可压缩开普勒磁旋转发电机问题的分岔机制。使用从动力系统研究进口的数值技术，我们表明，在磁普朗特数大于1的混沌发电机行动的发病主要与全球同宿和异宿分岔的非线性磁旋转发电机周期。这些全球分支的补充，标志着倍周期级联的开始的周期的局部分支。这表明，非线性磁旋转发电机周期提供的途径，湍流注入的动能和磁能在不可压缩的磁流体动力学开普勒剪切流在没有外部施加的磁场。研究这些周期在不同的制度和配置的非线性物理和分叉，随后可能有助于更好地理解各种天体物理系统和实验室实验中的磁流体动力学湍流和不稳定驱动发电机的激发条件。为这个三维亚临界流体动力学问题提供的全局分叉的详细表征也可能证明对流体动力学剪切流中的湍流过渡问题有用。
2013-06-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A global model of the magnetorotational instability in protoneutron stars
磁星是一种高度磁化的中子星，其磁偶极子的范围从$10^{14}$到$10^{15}$ G。磁共振成像被认为是一种很有前途的机制，可以放大快速旋转的质子中子星的磁场，形成磁星。这种情况得到了许多当地研究的支持，这些研究表明，磁场可以在小范围内被MRI放大。然而，MRI产生偶极场的效率仍然未知。为了回答这个问题，我们研究了磁共振成像发电机在一个理想化的全球模型的快速旋转质子中子星与差分旋转。我们进行三维不可压缩的磁流体模拟在球形几何与显式的扩散率的差分旋转被迫在外边界。我们改变初始磁场并研究了不同的磁边界条件。这些模拟进行了比较，局部剪切盒模拟。我们得到了一个自持湍流磁共振驱动发电机，其饱和状态与初始磁场无关。MRI产生$B \geq 2\times 10^{15}$ G的强湍流磁场和非主导磁偶极子，其系统地表示约为平均磁场强度的$5\%$。有趣的是，这个偶极子是向赤道面倾斜的。我们发现局部剪切盒模型可以相当好地再现全球MRI湍流的几个特征，如动力学和磁谱。尽管如此，局部模型中的湍流比全局模型中的更剧烈。总体而言，我们的结果支持MRI形成类磁铁大规模磁场的能力。他们还预测存在更强的小尺度磁场。由此产生的磁场可能是重要的动力突出的恒星爆炸，如超亮超新星和伽玛射线暴。
2020-11-27 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Magnetic self-organisation in Hall-dominated magnetorotational turbulence
磁旋转不稳定性（MRI）是最有前途的机制，角动量是有效地向外传输的天体物理盘。然而，它在原行星盘上的应用仍然存在问题。这些圆盘的电离能力很差，在称为“死区”的区域中，它们可能不支持磁旋转湍流。最近有人提出，霍尔效应，一种非理想的磁流体动力学（MHD）效应，可以通过将磁活性柱密度提高一个数量级或更多来恢复这些死区。我们研究这个想法，通过执行本地，三维，电阻霍尔-磁流体模拟的MRI的情况下，霍尔效应占主导地位的欧姆耗散。正如预期的线性稳定性分析，我们发现一个指数增长的不稳定性制度，否则线性稳定的电阻磁流体。然而，而不是有力的和持续的磁旋转湍流，我们发现，MRI饱和产生大规模的，长寿命的，轴对称结构的磁场和速度场。我们把这些结构分别称为纬向场和纬向流。它们的出现会导致湍流运输急剧减少至少两个数量级的外推基于电阻MHD，结果是质疑当代模型的分层吸积。我们构建了一个严格的平均场论来解释这种新的行为，并预测它何时会发生。对原行星盘的结构和演化，以及行星形成的理论的影响，进行了简要的讨论。
2013-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
The Role of the Magnetorotational Instability in the Sun
我们计算增长率的非轴对称不稳定性，包括整个太阳的磁旋转不稳定性（MRI）。我们首先推导出一个色散关系的非轴对称不稳定性，包括剪切，对流浮力的影响，和三个扩散系数（热导率，电阻率和粘度）。然后，我们使用一个太阳模型演变的恒星演化代码MESA和角速度配置文件确定的全球振荡网络组（GONG）日震学，以确定不稳定的模式存在于太阳的每个位置和相关的增长率。在整个对流区和略低于对流区的中高纬度地区，总体不稳定性具有不稳定模式。它包含三类模式：大尺度流体动力学对流模式、大尺度流体动力学剪切模式和小尺度磁流体动力学（MHD）剪切模式，这些模式可以适当地称为MRI模式。虽然大规模的对流模式是最迅速增长的模式，在大多数的对流区，MRI模式是重要的稳定分层和对流不稳定的位置附近的速跃层在colatitudes θ小于53度。非轴对称MRI模式的增长速度比相应的轴对称模式;对于某些极向磁场，非轴对称MRI增长率类似于角旋转频率ω，而轴对称模式是稳定的。我们简要地讨论了MRI模式产生的磁场的饱和度，发现在太阳对流区的基础上隐含的场与基于在速跃层中活跃的发电机得出的场相当，并且即使在上层对流区中，MRI产生的场的饱和度也可能是重要的。
2014-07-17 astro-ph.SR
Effect of Ambipolar Diffusion on the Non-linear Evolution of Magnetorotational Instability in Weakly Ionized Disks
我们研究了双极扩散（AD）在原行星盘中的MRI的非线性演化的作用，使用强耦合限制，这适用于当电子复合时间比轨道时间短得多。在此极限下，AD的影响由无量纲数Am表征，Am是中性粒子与离子碰撞的频率，标准化为轨道频率。我们进行了三维非分层剪切盒模拟的MRI在很宽的范围内的上午以及不同的磁场强度和几何形状。MRI湍流的饱和水平取决于磁几何形状，并随着净磁通量而增加。持续湍流的净通量有一个上限，对应于最不稳定的垂直波长小于圆盘尺度高度的要求。相应地，在给定的Am下，湍流应力α_max存在一个极大值。对于Am<1，最大应力与具有净垂直通量和环向通量的场几何形状相关联。在这种情况下，我们证实了线性分析的结果，表明增长最快的模式具有非零的径向波数的增长率超过纯垂直场的情况下。我们发现，在磁共振湍流饱和状态下，湍流应力α与等离子体β =P_gas/P_mag~1/（2 α）之间存在非常紧密的相关性，且α_max随Am的减小而迅速减小。特别地，我们引用α_max~0.007（Am=1）和α_max~0.0006（Am=0.1）。
2011-03-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Sensitivity of the Magnetorotational Instability to the shear parameter in stratified simulations
磁旋转不稳定性（MRI）是一种剪切不稳定性，因此它对剪切参数$q = - d\lnΩ/d\ln r $的敏感性是值得研究的。受天体物理盘的启发，大多数（但不是全部）以前的MRI研究都集中在$ q=1.5$的开普勒值上。使用模拟与8垂直密度尺度的高度，我们有助于解决分层数值模拟中不同的$q$的效果的研究的子集。我们讨论了为什么剪切盒不能很容易地用于研究$q>2$，因此专注于$q<2$。根据以前的模拟，这是未分层或分层与一个较小的垂直域，我们发现，$q$依赖性的应力分层的情况下是不是线性的，相反的Shakura-Sunyaev模型。我们发现，缩放同意\cite{1996MNRAS.281L..21A}谁发现它是成比例的剪切涡比$q/(2-q)$。然而，我们也发现，磁场和动能谱的形状是相对不敏感的$q$和麦克斯韦应力的比率，磁能比也几乎保持独立的$q$。这是一致的理论论证中，方位场的放大率线性依赖于$q$和湍流相关时间$τ$依赖于$q$成反比。因此，我们测量了湍流的相关时间，发现它确实与$q$成反比。
2014-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
On the maximum magnetic field amplification by the magnetorotational instability in core-collapse supernovae
磁旋转不稳定性（MRI）是否可以将核心坍缩超新星中最初较弱的磁场放大到动力学相关的强度，仍然是一个活跃的科学争论。最近的数值研究表明，由通道流主导的MRI生长的第一阶段由Kelvin-Helmholtz型的寄生不稳定性终止，该寄生不稳定性破坏MRI通道流并淬灭进一步的磁场生长。然而，初始磁场可以被放大的因素是什么，以及它如何依赖于初始场强和扰动幅度，仍有待正确评估。不同的终止标准，导致不同的估计放大因子内的寄生模型提出。为了确定放大因子和测试哪一个标准是MRI终止的更好的预测器，我们用两种不同的数值代码对非理想MHD中接近差分旋转质子中子星表面的区域进行了三维剪切盘和剪切盒模拟。我们发现，与初始磁场强度无关，MRI通道模式可以将磁场放大最多100倍。在原中子星中发现的条件下，磁场放大的更现实的值是10的数量级。这严重限制了MRI通道模式作为放大从小种子场开始的原中子星中的磁场的试剂的作用。因此，进一步的放大应该依赖于其他物理过程，例如MRI驱动的湍流发电机。
2016-06-02 astro-ph.SR
Quasi-two-dimensional nonlinear evolution of helical magnetorotational instability in a magnetized Taylor-Couette flow
磁旋转不稳定性（MRI）是天体物理学中的基本过程之一，在各种各样的宇宙物体中驱动角动量输运和质量吸积。尽管在过去的几十年里，理论/数值和实验的努力，它的饱和机制和振幅，设置角动量输运率，仍然没有得到很好的理解，特别是在高电阻率的限制，或小的磁性普朗特数典型的内部（死区）的原行星盘，液体核心的行星和液态金属在实验室中。使用直接数值模拟，在本文中，我们调查的非线性发展和饱和特性的螺旋磁旋转不稳定性（HMRI）-一个相对的标准MRI -在磁化泰勒-库埃特流在非常低的磁普朗特数（相应地在低磁雷诺数）有关的液体金属。为了简单起见，方位场与轴向场的比率保持固定。从HMRI的线性理论可知，Elsasser数或相互作用参数决定其增长率，并在动力学中起着特殊的作用。我们表明，这个参数也是重要的非线性问题。通过增加它的值，从弱非线性（其中系统略高于线性稳定性阈值）到强非线性或湍流状态的突然过渡发生。我们计算的方位角和轴向的能量谱对应于这两个制度，并表明，他们定性不同。值得注意的是，在所有情况下，非线性状态仍然几乎轴对称，这表明HMRI湍流是准二维的性质。虽然非轴对称模式的贡献随着Elsasser数的增加而适度增加，但它们的总能量仍然比轴对称模式小得多。
2017-11-27 astro-ph.EP 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
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
Transport properties of the Azimuthal Magnetorotational Instability
磁旋转不稳定性（MRI）被认为是开普勒吸积盘中湍流的一个强有力的来源。受最近的实验室实验的启发，我们研究了在两个同心旋转圆柱体之间剪切的导电流体中由方位磁场驱动的MRI。通过调整圆柱的旋转速率，我们近似角速度分布$ω\propto r^{q}$。我们进行直接的数值模拟接近瑞利线$q \gtrsim -2 $和准开普勒轮廓$q \approx -3/2$和覆盖范围广的雷诺数（$Re\le 4\cdot10^4$）和磁普朗特数（$0\le Pm \le 1$）的陡峭的配置文件。在准开普勒的情况下，不稳定性的发生取决于磁雷诺数，与$Rm_c \approx 50$，和角动量输运尺度为$\sqrt{Pm} Re^2$在湍流状态。Maxwell应力与Reynolds应力之比由PDMATHAMT设定。在不稳定的开始，两个应力具有相似的大小，而雷诺应力消失或甚至成为负PDMATHAMT增加。对于接近瑞利线的剖面，不稳定性与$Pm\gtrsim0.1$一样具有这些特性，但如果$Pm\rightarrow 0$，则表现出明显不同的特性，其中不稳定性的开始由雷诺数控制，而$Re_c \approx 1250$，运输是通过雷诺应力和$Re^2$的尺度。在中间$Pm=0.01$，我们观察到从一种状态到另一种状态的连续过渡，在$Rm=\mathcal{O}(100)$有交叉。我们的研究结果给出了一个全面的图…
2017-10-05 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Viscous and Resistive Effects on the MRI with a Net Toroidal Field
在局部天体物理盘模型中，电阻率和粘滞性在确定磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流中的能级方面具有重要作用。本研究使用Athena程序来描述在具有净环形磁通量的非分层剪切箱模拟中恒定剪切粘度ν和欧姆电阻率η的影响。先前用ZEUS程序对净磁场为零的剪切盒进行的研究发现，当磁普朗特数P_m = ν/η低于P_m \sim 1时，湍流消失;当P_m \gtrsim 1时，时间和体积平均应力水平随P_m增加。我们用Athena重复这些实验，得到了一致的结果。接下来，粘度和电阻率的环向场MRI的影响进行了研究，无论是线性增长和充分发展的湍流。在线性区域，足够大的ν或η可以阻止MRI的增长，而P_m本身对线性扰动的增长几乎没有直接影响。通过将一系列的ν和η值应用到由存在背景环向场的充分发展的湍流组成的初始状态，我们研究了它们在完全非线性系统中的作用。在这里，增加的粘度增强了湍流，并且只有当电阻率高于临界值时湍流才衰减;与零净场模型相反，即使当P_m < 1时湍流也可以持续。虽然我们发现初步证据表明，当ν和η变得足够小时，应力收敛到一个小范围的值，但对于相对较大的η和ν，耗散项对MRI驱动的湍流的影响是显著的，与场的几何形状无关。
2009-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Turbulence and Anomalous Resistivity inside Near-Earth Magnetic Clouds
我们使用现场数据从风航天器调查的质子密度和总磁场的湍流波动的幅度内的一个大样本的近地磁云（MC）与日冕物质抛射（CME）从太阳。我们发现，质子密度波动（$δn_{p}/n_{p}$）的调制指数的最可能的值范围从0.13到0.16，而总磁场波动（$δB/B$）的调制指数的最可能的值范围从0.04到0.05。我们还发现，MC内的马赫数波动（$δM$）的最可几值是$\approx 0.1$。由于湍流磁场波动引起的电子散射引起的近地MCs内部的异常电阻率超过（通常使用的）斯皮策电阻率的$\approx 500-1000$倍。这种异常电阻率引起的增强焦耳加热可能会影响我们对CME传播能量学的理解。
2022-10-31 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Transition region from turbulent to dead zone in protoplanetary disks: local shearing box simulations
原行星盘的动力学演化对于建立一个全面的行星形成理论和解释这些天体的观测特性具有重要意义。使用磁流体动力学代码雅典娜++，与等温剪切盒设置，我们研究的活动区和死区之间的边界，吸积率的变化和质量可以积累。我们量化的湍流水平是如何受到影响的存在下，在径向-x方向，导致抑制湍流（或死区）的区域的非均匀欧姆电阻率。比较湍流活动的理想模拟，湍流抑制区显示密度波动和磁活动在其边界，驱动的能量注入从活动（理想）区边界。我们发现磁耗散是显着更强的理想区域，和通过死区的边界的湍流渗透是由电阻率本身的值，通过欧姆耗散过程，虽然过渡的厚度不起显着的作用，在改变耗散。我们研究了沿剪切方向的一维谱：磁谱在理想和电阻模拟中都出现大尺度平坦，尽管Kolmogorov标度超过十年的死区持续存在，表明湍流级联是由系统的流体动力学决定的：MRI发电机动作被抑制在足够高的电阻率存在的地方。
2020-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Angular momentum transport and large eddy simulations in magnetorotational turbulence: the small Pm limit
吸积盘中的角动量输运通常被认为是由于磁旋转不稳定性介导的磁流体动力学湍流。尽管有丰富的文献的MRI，控制湍流的饱和振幅的参数知之甚少，并在欧姆扩散制度的渐近行为的存在没有明确确立。我们研究了小磁普朗特数极限下的湍流态性质。由于这是非常昂贵的计算，我们还研究了最常见的次网格尺度模型的相关性和适用范围。在可压缩和不可压缩极限下进行非分层剪切盒模拟，分辨率高达800个单元/圆盘尺度高度。后者构成了MRI湍流模拟有史以来达到的最大分辨率。在存在的平均磁场线程域，角动量输运收敛到一个有限的值在小Pm限制。当平均垂直场振幅使得热压力与磁压力之比β等于1000时，我们发现当Pm接近零时α约为0.032。在平均环向场β = 100的情况下，我们发现在相同的极限下α~0.018。隐式大涡模拟和Chollet-Lévet闭合模型都再现了α参数和功率谱的结果。当使用这样的方法时，实现了至少16（并且高达256）倍的计算成本的降低。如果存在平均磁场，MRI湍流在小Pm极限下有效运行。隐式LES提供了一个实用和有效的手段调查这一制度，但应谨慎使用，特别是在垂直领域的情况下。Chollet-Lefford闭包模型非常适合用频谱代码进行模拟。
2015-05-21 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Jets from accretion disk dynamos: consistent quenching modes for dynamo and resistivity
本研究通过非理想 MHD 模拟探讨了吸积盘发电机对喷流发射的影响，发现引入发电机和磁扩散率的一致淬灭模型后，Blandford-Payne 机制能产生更准直但更慢的喷流，并在低 Coriolis 数下引发间歇性耀斑。
2022-07-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the angular momentum transport due to vertical convection in accretion discs
吸积盘中角动量输运的机制长期以来一直存在争议。虽然磁旋转不稳定性似乎是一个有前途的过程，低电离区域的吸积盘可能不会经历这种不稳定性。在这封信中，我们重新审视了通过湍流热对流传输角动量的可能性。使用高分辨率的光谱方法，我们表明，强烈的湍流对流可以驱动向外角动量传输的速率，在一定条件下，与光盘的观测兼容。然而，我们发现角动量输运总是比垂直热输运弱得多。这些结果表明，对流可能是另一种方式来解释全球光盘的演变，提供了一个足够不稳定的垂直温度分布可以保持。
2010-02-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Astrophysical Reconnection and Particle Acceleration
天体物理重联发生在湍流介质中。在大多数情况下，湍流是预先存在的，而不是由重连本身引起的。Lazarian & Vishniac（1999）的磁重联模型预测，在湍流存在的情况下，重联变得很快，即它与电阻率无关，但取决于湍流的水平。磁重联通过从重联区域的湍流流出将能量注入到等离子体中，并且这种流出可以增强湍流水平，从而产生重联的爆发。如Gouveia dal Pino & Lazarian（2005）中所讨论的，在湍流存在下的磁重联可以通过一阶费米机制加速高能粒子。讨论了湍流重联中粒子加速的新的数值结果，并将湍流重联产生的加速与湍流介质中高能粒子的加速进行了比较。
2012-02-07 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Local outflows from turbulent accretion disks
本文的目的是研究弱垂直磁场穿过的吸积盘的性质，特别关注磁旋转不稳定性（MRI）驱动的MHD湍流和可能从盘中发射的外流之间的相互作用。为此，我们使用一组数值模拟进行的MHD代码RAMSES的剪切盒模型的框架。我们集中讨论一个相当弱的垂直磁场的情况，使得盘中平面的热压力和磁压力的初始比值β 0等于10 ^4。正如最近报道的，我们发现，MHD湍流驱动一个有效的外流的计算框。我们证明了一个强大的灵敏度，结果的盒子大小：在径向和垂直方向上的放大导致质量损失率的数量级减少。这样的依赖性，防止任何现实的估计磁盘的质量损失率正在使用剪切盒模拟。然而，我们发现，流动形态是强大的，独立的数值模拟的细节。它的性质显示了一些让人想起Blandford & Payne发射机制的特征和近似不变量，但存在差异。对于本文中考虑的磁场强度，我们还发现，角动量输运最有可能占主导地位的MHD湍流，其饱和度与磁普朗特数，粘度和电阻率的比例，在一种方式，是在良好的协议与预期的基础上未分层的模拟。因此，本文首次证明，吸积盘可以同时表现出MRI驱动的MHD湍流与磁离心加速外流。
2013-02-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Turbulent Magnetic Reconnection in Two Dimensions
对背景湍流对二维电阻性磁重联的影响进行了二维数值模拟。对于足够小的电阻率值（$η$）和中等值的湍流功率（$ε$），重连率被发现有一个弱得多的依赖$η$比斯威特-帕克缩放的$η^{1/2}$，甚至是一致的$η-$独立的值。对于给定的$η$值，重联率对湍流功率的依赖性在$ε$中表现出临界阈值，高于该阈值重联率显著增强。
2009-08-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Turbulent magnetic reconnection in 2D and 3D
磁场嵌入在一个完美的导电流体保持其拓扑结构的所有时间。虽然电离的天体物理物体，如恒星和星系盘，几乎是完全导电的，但它们在动态时间尺度上显示出拓扑变化的迹象，即“磁重联”。重联可以直接在日冕中观察到，但也可以从恒星内部存在的大规模发电机活动中推断出来。太阳耀斑和伽玛射线暴通常与磁重联有关。以前的工作集中在展示如何在碰撞率非常小的等离子体中快速重连。在这里，我们提出了数值证据，三维模拟的基础上，在湍流流体中的重连发生在一个速度相当于湍流的均方根速度，无论电阻率的值。特别是，对于比磁场压力弱得多的湍流压力，这是正确的，使得磁场线仅被湍流稍微弯曲。这些结果与Lazarian和Vishniac（1999）的提议一致，即重联是由磁场线的随机扩散控制的，它产生了从重联区流出的广泛的等离子体。这项工作意味着湍流流体中的重联通常发生在大约一个单一的涡流周转时间，对整个宇宙的发电机活动和粒子加速具有广泛的影响。相比之下，在湍流的存在下，在2D配置中的重连取决于电阻率，即是缓慢的。
2010-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Resistive MHD jet simulations with large resistivity
采用NIRVANA程序对径向自相似初始条件下的轴对称电阻磁流体动力学进行了数值模拟。磁扩散率可能发生在吸积盘上方的外流中，通过MHD湍流（异常湍流扩散率）从底层盘转移到盘冠中，或者作为部分电离流中的双极扩散的结果。我们介绍，除了经典的磁雷诺数Rm，它衡量的电阻效应的重要性，在感应方程，一个新的数字Rb，它衡量的电阻效应的重要性，在能量方程。我们在模拟中发现了两种不同的解决方案。一个是低电阻率制度，在其中的结果没有太大的不同，从理想的MHD解决方案。在高电阻率区，结果似乎显示出一些周期性的时间演化，并偏离理想的MHD的情况下显着。这种偏离是否是由数值或物理原因引起的，对数值模拟和天体物理外流理论有相当大的兴趣，目前正在研究。
2009-06-17 astro-ph.SR
On the Vertical Shear Instability in Magnetized Protoplanetary Disks
垂直剪切不稳定性是辐照后原行星盘中的一种强烈现象。虽然有大量的文献在流体动力学极限的VSI，PPD预计被磁化，其极低的电离分数意味着，非理想的磁流体动力学（MHD）的影响，应适当考虑。为此，我们提出了线性分析的VSI磁化磁盘欧姆电阻率。我们主要考虑环形磁场，这是可能占主导地位的领域的几何形状在PPD。我们进行垂直全球和径向局部分析，以捕捉扩展的垂直结构的特征VSI模式。为了研究磁性的影响，我们使用了局部等温状态方程。我们发现，磁性提供了一个稳定的效果，以抑制VSI，表面模式，而不是身体模式，是第一个消失的磁化强度增加。减弱的VSI模式可以恢复欧姆电阻率，其中足够的磁扩散克服磁稳定，并恢复流体动力学结果。我们还简要地考虑极向场占磁旋转不稳定性（MRI），这可能会发展对表面层的PPD的外部。与VSI相反，MRI在小径向波数下有效地生长。当考虑电阻率时，我们发现VSI在等离子体β参数$β_Z \sim 10^4$下对欧姆Elsässer数$\lesssim 0.09$占主导地位。
2021-05-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Signatures of MRI-Driven Turbulence in Protoplanetary Disks: Predictions for ALMA Observations
分子谱线发射的空间分辨观测有可能对原行星盘内湍流的性质产生独特的约束。使用本地非理想磁流体动力学模拟和辐射转移计算相结合，适合周围的磁盘HD 163296的属性，我们评估的能力ALMA检测驱动的磁旋转不稳定性（MRI）的湍流。我们的本地模拟表明，MRI产生小规模的湍流速度波动的强度增加与以上的中平面的高度。对于一组在不同的磁盘半径的模拟，我们适合的Maxell-Boltzmann分布的湍流速度和构造的湍流加宽参数作为半径和高度的函数。我们将这种加宽输入到辐射转移计算中，以量化MRI驱动的盘湍流的观测特征。我们发现，在线中心的通量的峰值线通量的比率是一个强大的诊断湍流，只有轻度退化与系统的不确定性，磁盘温度。对于CO（3-2）线，我们希望探测盘柱的最具磁活性的切片，我们最大和最小湍流模型之间的预测峰谷比的变化范围约为15%。额外的独立约束可以从空间分辨的线轮廓的形态，我们估计在不同的空间尺度上检测湍流所需的分辨率。我们讨论了较低的光学深度的分子示踪剂，跟踪区域更接近磁盘中平面的MRI驱动模型中的速度系统较低的作用。
2015-06-22 astro-ph.SR
Electrodynamics of turbulent fluids with fluctuating electric conductivity
考虑了电导率波动对平均场电动力学系数的影响。如果假设电导率波动与湍流速度场不相关，则只有流体的有效磁扩散率降低，大尺度磁场的衰减时间增加。如果电导率和流动的波动在某个方向上相关，则额外的抗磁泵浦效应导致在与电阻率通量矢量$\langle η'\vec{u}'\rangle$相反的方向上传输磁场。即使对于存在旋转的均匀湍流场，也会出现α效应。然而，对于地球外核或太阳对流区的特征值，α效应的发电机数永远不会达到超临界值，从而不能作为$α^2$发电机运行。
2020-06-19 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Generation of large-scale magnetic fields by small-scale dynamo in shear flows
我们提出了一种新的机制，湍流平均场发电机中的磁场波动所造成的小规模发电机驱动的大规模磁场的产生。这与小规模磁场对大规模发电机的作用有害的普遍看法形成鲜明对比。这些发电机发生在大规模的速度剪切的存在下，并不需要净螺旋度，从非对角线组成部分的湍流电阻率张量作为磁模拟的“剪切电流”的效果。考虑到湍流等离子体中不可避免地存在非螺旋小尺度磁场，以及速度剪切的一般性质，所提出的机制可能有助于解释大尺度磁场在广泛的天体物理对象的产生。
2015-08-06 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
On the Anisotropic Nature of MRI-Driven Turbulence in Astrophysical Disks
磁旋转不稳定性被认为在使吸积充分电离的天体物理磁盘中发挥重要作用。MRI驱动的湍流传输角动量的速率与各种尺度上的波动幅度的强度和底层湍流的各向异性程度有关。这激发了对谱空间中湍流功率分布的几项研究。在本文中，我们调查的各向异性性质的MRI驱动的湍流使用伪谱码，并引入新的方法来鲁棒地表征底层湍流。我们发现，一般的流动特性的变化在一个准周期性的方式在时间尺度上相当于10个逆角频率激励其各向异性的时间分析。我们引入了三维张量不变量分析来量化和分类各向异性湍流的演变。该分析显示了连续的高水平的各向异性，并伴有向两组分和三组分各向同性湍流的短暂零星过渡。这种随时间变化的各向异性使得标准壳平均值，特别是当与长时间平均值同时使用时，不足以表征MRI驱动的湍流。我们提出了另一种方法来提取光谱信息的湍流磁化流，其各向异性的字符强烈依赖于时间。这包括沿着在傅立叶空间中表现出最大各向异性的三个正交方向堆叠1D傅立叶光谱。由此产生的平均光谱表明，除了最大的尺度外，沿三个独立方向的功率在大多数尺度上相差几个数量级。我们的研究结果表明，第一原理理论来描述充分发展的MRI驱动的湍流将可能要考虑在基本水平的各向异性的性质的流动。
2014-10-22 astro-ph.SR
Understanding large-scale dynamos in unstratified rotating shear flows
本研究结合模拟与新分析方法，克服过往研究缺陷，揭示无分层旋转剪切流中非螺旋平均场大尺度发电机的增长与饱和机制，阐明其场放大、再生及饱和的具体物理过程。
2025-11-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Origin of Weak Turbulence in the Outer Regions of Protoplanetary Disks
原行星盘中角动量输运的机制，以及这种输运是否具有湍流性质，是行星形成研究中的一个基本问题。最近的ALMA观测表明，这些盘的外部区域的湍流速度小于声速的约5-10%，这与磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流的理论预测相矛盾。这些观测结果通常被解释为与大规模层流磁风驱动吸积相一致。在这里，我们进行了本地，剪切盒模拟不同的电离水平和背景磁场强度，以确定哪些参数产生的结果与观测一致。我们发现，即使当背景磁场发射一个强大的大部分层流，显着的湍流持续存在，并由局部区域的垂直磁场（纬向流的结果）是不稳定的MRI驱动。我们发现湍流速度低于观测极限的唯一条件是弱背景磁场和远低于理论研究中通常假设的电离水平。我们在一个初步模型的背景下解释了这些发现，在这个模型中，一个大规模的磁场，局限于内盘，阻碍电离源到达大的径向距离，例如，足够密集的风。因此，除了这样的风之外，该模型还预测，对于具有弱湍流外部区域的磁盘，与标准模型相比，外盘的电离水平将显着降低，并且将仅具有弱的垂直磁场。
2018-08-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Conductivity spectrum and dispersion relation in solar wind turbulence
本文从电动力学的观点讨论了太阳风中的磁湍流。这可以基于将所有湍流动力学归因于湍流传导率谱的坡印廷定理的使用来完成。对于两个方向的传播的湍流起伏的电磁场相对于平均加外部磁场的湍流耗散谱的表达式被构造。使用太阳风观测的电磁功率谱密度的惯性子范围，然后允许确定的电导率谱，耗散响应函数，在这个范围内。它要求观测完整的电磁频谱能量密度，包括电功率频谱密度。得到了太阳风惯性范围磁湍流的耗散响应函数和色散关系。色散关系表明空间尺度随频率增加而衰减，为泰勒假设的使用提供了独立的支持。耗散函数表示在惯性范围内的湍流电阻率的近似散粒噪声谱，表明在惯性范围内逐步形成结构，暗示存在离散模式湍流和非线性共振。
2017-01-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
