A heuristic model for MRI turbulent stresses in Hall MHD
虽然Shakura-Sunyaev $α$粘度公式在表征无数天体物理环境方面非常成功，但已证明它在模拟MRI驱动的湍流应力方面部分不足。因此，我们采用\citet{GIO03}所采用的方法，但在霍尔磁流体力学（MHD）的背景下，研究MRI湍流。我们利用精确的演化方程的应力，并通过调用量纲分析和物理考虑关闭的非线性项。我们表明，包含霍尔项导致非平凡的结果，包括修改的雷诺和麦克斯韦应力，以及（渐近）之间的动能和磁能的非均分;后者的问题也通过非线性波的分析来解决。的动能和磁能的渐近比示出为\emph{independent}的初始条件的选择，但它是由\emph{Hall parameter}。我们将我们的模型与小尺度发电机理论的卡赞采夫处方进行了对比，霍尔项在后一种方法中没有贡献，说明了卡赞采夫形式主义的局限性。我们指出我们的模型，包括太阳风，缺乏均分已被观察到潜在的天体物理应用。
2016-04-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
MRI turbulence in accretion discs at large magnetic Prandtl numbers
大磁普朗特数$\text{Pm}$（粘度与电阻率之比）对湍流输运和磁旋转不稳定性（MRI）的能量学的影响知之甚少，尽管在天体物理环境中实现了这种制度，从中子星合并的磁盘，低质量X射线双星和活动星系核的内部区域，以及质子中子星的内部。我们调查的MRI发电机和相关的湍流在制度$\text{Pm}>1$进行完全可压缩，三维MHD剪切盒模拟使用有限体积代码\textsc{PLUTO}，主要集中在开普勒剪切吸积盘相关的情况下。我们发现，当磁雷诺数保持固定，湍流传输（参数化的$α$，应力与热压力的比率）的比例与磁普朗特数$α\sim \text{Pm}^δ$，与$δ\sim 0.5-0.7$高达$\text{Pm} \sim 128$。然而，这种标度减弱的磁雷诺数的增加。重要的是，与以前的研究相比，我们在非常大的$\text{Pm}$上发现了一个新的效应-湍流能量和应力开始平稳，不再依赖于${\rm Pm}$。为了理解这些结果，我们已经进行了详细的分析，在傅立叶空间中的湍流动力学，侧重于增加$\text{Pm}$的横向级联的效果-一个关键的非线性过程引起的圆盘剪切流，负责维持MRI湍流。最后，我们发现，$α$ - $\text{Pm}$缩放是敏感的框垂直到径向的纵横比，以及背景剪切。
2022-09-15 astro-ph.HE
Magnetohydrodynamic Turbulence Powered by Magnetorotational Instability in Nascent Proto-Neutron Stars
利用超新星核的三维模型模拟了中微子层周围对流稳定层中的磁旋转不稳定性。为了解决MRI不稳定模式，薄层近似只考虑径向全球分层。我们有趣的发现是，对流稳定层周围的中微子层成为完全湍流由于MRI和它的非线性渗透到强分层MRI稳定区域。MRI驱动的湍流的强度随着穿过核心的磁通量而增加，但受到存储在差动旋转中的自由能的限制。湍流中微子层是旋转核心坍缩的自然结果，可能对超新星机制产生积极影响。
2014-12-11 astro-ph.HE
MRI turbulence and thermal instability in accretion disks
黑洞吸积研究中的一个长期难题是热不稳定性的存在与否。经典理论预测环绕的吸积盘是不稳定的，一些自洽的MHD模拟也是如此。然而，强吸积源的观测通常不能在预期的时间尺度上表现出周期性或不稳定的动力学。本文检查是否湍流起伏阻碍热不稳定性。它还询问在湍流背景下进行线性稳定性分析是否有意义。这些问题进行了探讨与一组MRI模拟在热不稳定的本地箱结合随机方程，近似的磁盘能量。这些模型表明，磁盘的热行为显着偏离层流理论，但最终发生热失控。我们发现，磁盘温度演变为有偏随机游走，而不是增加指数，从而产生广泛的传播的结果，不稳定性往往延迟了几个热时间。我们构建了一个统计理论，描述了一些这种行为，强调“逃逸时间”及其相关的概率分布的重要性。总之，湍流波动本身不能稳定盘，但它们可以削弱和延迟热不稳定性。
2017-03-01 astro-ph.HE
Dissipative effects on the sustainment of a magnetorotational dynamo in Keplerian shear flow
磁旋转发电机一直被认为是天体物理学吸积盘中湍流角动量输运的可能驱动因素之一。然而，各种数值结果表明，这种发电机可能难以激发在天体物理学相关的制度的磁普朗特数（Pm）显着小于单位，目前还不清楚的原因。这篇文章的目的是提出的第一个结果，正在进行的数值调查的作用，在这个问题中的线性和非线性耗散效应。结合参数的探索和不可压缩的非线性MRI发电机周期的过渡动力学在大的纵横比剪切盒的能量分析，我们发现，湍流磁扩散的激励和维持这个发电机在中等磁雷诺数（Rm）越来越难以减少Pm。这将导致发电机的临界Rm的增加，增加运动学雷诺数（Re），与早期的数值结果一致。鉴于其非常通用的性质，我们认为，湍流磁扩散可能是一个重要的决定因素，MRI发电机激发磁盘，也可能限制MRI湍流在低PM制度的角动量运输的效率。
2014-10-13 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino-Dominated Accretion Flows with Magnetic Prandtl Number-Dependent MRI-driven Turbulence
基于变量- $α$公式，研究了大质量恒星引力坍缩或中子星合并过程中中微子主导吸积流的稳定性.最近的磁流体动力学（MHD）模拟表明，粘度参数$α$与磁普朗特数${\rm Pm}=ν/η$的幂成比例，其中$ν$和$η$分别是流体的运动粘度和电阻率。在超吸积流的内部区域，粘性和电阻率由温和的相对论简并电子携带。我们用一个简单的解析形式拟合了磁普朗特数与密度和温度的关系，并推导出了一个动力学不稳定性的条件。作为演示，我们进行简单的一维模拟NDAF变量- $α$，并显示质量吸积变得高度时变的不稳定分支。这种机制可以解释在伽马射线暴（GRB）的瞬时发射中观察到的快速变化。本文还简要讨论了由于粘性加热引起的超吸积流的质量抛射，这使得中子星双星并合时产生kilonova/macronova辐射。
2019-07-01 astro-ph.HE
3D Turbulent Reconnection: Theory, Tests and Astrophysical Implications
磁重联是磁场中的拓扑变化，是磁化等离子体中的一个基本过程。它与磁场湮灭区域的能量释放有关，但这只是这一过程的一个方面。天体物理流动通常具有非常大的雷诺数，并且预计是湍流，与观测结果一致。在强湍流中，磁力线在各个尺度上不断地重联，使磁重联成为湍流级联的一个内在组成部分。我们注意到，这是不一致的，把磁力线作为持久的动力学元素的通常做法。从Lazarian & Vishniac（1999）开始的许多理论、数值和观测研究表明，三维湍流使磁重联快速，这两个过程是内在联系的。我们讨论了在湍流存在下磁通量冻结的教科书概念的戏剧性违反，并证明了在湍流存在下的等离子体效应是次要的湍流就磁重联而言。这证明了在比相关等离子体尺度大得多的尺度上对磁重联进行类似MHD的处理是合理的。我们讨论了支持湍流重联模型的数值和观测证据。特别是，我们发现，撕裂重联被抑制在3D和，不像2D的情况下，3D重联诱导湍流，使重联独立的电阻率。我们表明，湍流重联显着影响关键的天体物理过程，例如，恒星形成，湍流发电机，宇宙射线加速。我们提供了批评的概念“重联介导的湍流”，并解释为什么湍流重联是非常不同的增强湍流电阻率和高电阻率，以及为什么后者有致命的概念缺陷。
2020-01-03 astro-ph.HE physics.comp-ph physics.plasm-ph
The stress-pressure relationship in simulations of MRI-induced turbulence
我们确定如何MRI湍流应力依赖于气体压力通过一套非分层剪切盒模拟。早期的数值工作报告只有一个非常弱的依赖，最好的，结果质疑的典型α-磁盘模型和热稳定性的结果，从它。我们的模拟，相比之下，表现出更强的关系，并表明，以前的工作是盒子大小的限制：湍流'漩涡'人为限制的数值域，而不是由尺度高度。无物理扩散系数的零净通量运行产生与$P^{0.5}$成比例的应力，其中P是压力。应力也与网格长度成比例，因此在数值上保持不收敛。然而，用物理扩散系数进行同样的试验，得到的结果更接近α圆盘：应力与$P^{0.9}$成正比。没有显式扩散的净通量模拟显示出与$P^{0.5}$成比例的应力，但较强的施加场削弱了这种相关性。总之，可压缩性对于MRI的饱和是重要的，但是由于数值收敛问题和任何施加的通量的影响，在局部模拟中难以确定精确的应力-压力关系。因此，在局部模拟中对热稳定性行为的解释是一项有问题的工作。
2015-10-05 astro-ph.HE
The Turbulent Magnetic Prandtl Number of MHD Turbulence in Disks
磁性普朗特数Pr_M是粘度与电阻率的比值。在天体物理圆盘中，角动量（粘性）和磁场（电阻率）的扩散受湍流控制。圆盘中大尺度极向磁场演化的唯象模型表明，湍流磁Prandtl数Pr_{M,T}控制着垂直场从圆盘逸出的速率;对于Pr_{M,T} leq R/H垂直场，在通过吸积向内平流之前会向外扩散。在这里，我们测量场扩散和角动量输运由于在剪切盒中的MHD湍流，因此Pr_{M,T}，通过研究的正弦扰动的演变磁场注入到湍流背景。我们证明了扰动总是稳定的，近似指数衰减，衰减率与k^2成正比，并且隐含的Pr_{M,T} ~ 1。
2009-03-22 astro-ph.GA astro-ph.HE
Fully kinetic large scale simulations of the collisionless Magnetorotational instability
本文采用二维粒子模拟方法研究了弱磁化（高$β$）对等离子体中的全动力学无碰撞磁旋转不稳定性。该数值分析的中心结果是在无碰撞MRI的饱和状态中出现自诱导湍流制度，其只能被捕获用于足够大的模拟域。这种湍流状态的发展的基本机制之一是漂移扭结不稳定性（DKI）的电流片的通道模式的非线性演化造成的。DKI的开始只能观察到模拟域大小超过几个线性MRI波长。DKI与随后的磁重联一起，在MRI的非线性演化的后期激活等离子体的湍流运动。在稳定状态下，磁能具有MHD样谱，$kρ<1$的斜率为$k^{-5/3}$，亚拉莫尔标度（$kρ>1$）的斜率为$k^{-3}$。我们还研究了无碰撞MRI和相关的磁重联在压力各向异性发展中的作用。我们研究了由于这种压力各向异性的系统的稳定性，观察在MRI的早期阶段的镜像不稳定的发展。我们进一步讨论了磁重联的重要性粒子加速在湍流制度。特别是，与重联研究一致，我们表明，在后期的动能提出了一个特征斜率的$ε^{-2}$在高能量区域。
2018-04-29 astro-ph.HE physics.plasm-ph
The stress-pressure lag in MRI turbulence and its implications for thermal instability in accretion discs
经典的α-圆盘模型假设湍流应力与压力成线性比例，并对压力作出瞬时响应。然而，很可能应力具有不可忽略的弛豫时间，并且在某个时间尺度上将滞后于压力。为了测量这个滞后的大小，我们进行了非分层的3D磁流体力学剪切盒模拟零净磁通量使用有限体积代码PLUTO。我们通过冷却项施加不同周期的热振荡，这反过来又驱动了湍流应力的振荡。我们的模拟表明，应力振荡滞后于$\sim 5$轨道的情况下，振荡周期是几十个轨道或更多的压力。我们讨论了我们的结果的影响，在光盘周围的致密物体的热和粘性的超稳定性。
2021-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Magnetorotational instability and dynamo action in gravitoturbulent astrophysical discs
虽然通常被孤立地对待，磁旋转和引力不稳定性（MRI和GI）可能在原行星盘和活动星系核的某些半径和演化阶段重合。它们之间的相互作用可以深刻地影响几个重要的过程，如吸积变化和爆发，碎裂和盘截断，或大规模磁场的产生。这两种不稳定性的直接数值模拟在计算上是具有挑战性的，并且仍然相对未被探索。在本文中，我们的目标是纠正这种忽视通过一组三维垂直分层剪切盒模拟，结合自重和磁场。我们发现，重力湍流大大削弱了零净通量MRI。在有效冷却（从而增强GI）的限制下，MRI被完全抑制，但强磁场由重力湍流维持。这种动荡的“螺旋波”发电机可能有广泛的应用，特别是在星系盘。最后，我们提出了初步的工作表明，一个强大的净垂直通量复苏的MRI和支持磁主导的状态，其中GI是次要的。
2017-09-20 astro-ph.EP astro-ph.HE
Impact of convection and resistivity on angular momentum transport in dwarf novae
矮新星（DN）的爆发周期被认为是由于围绕白矮星（WD）的吸积盘中的热粘性不稳定性。长期以来，人们都知道这个模型意味着在爆发时应力压力比α约为0.1，而在平静时α约为0.01。这种增强的$α$最近已被观察到在模拟湍流传输驱动的磁旋转不稳定性（MRI）时，对流是存在的，而不需要一个净磁通量。我们独立恢复这一结果进行PLUTO MHD模拟垂直分层，辐射，剪切盒与热力学和不透明度适当DN。结果是强大的垂直边界条件的选择。通过模拟得到的热平衡解在密度-温度平面上遵循著名的S曲线。我们确认α~ 0.1的高值出现在S曲线的热分支的尖端附近，在那里对流是活跃的。然而，我们还提出了在较低温度下的热稳定模拟，尽管存在强烈的对流，但其标准值为α~ 0.03。我们发现α与对流强度之间没有简单的关系，对流强度由对流与辐射通量的比值来衡量。冷支只有非常弱的电离，因此，在这项工作的第二部分，我们研究了非理想MHD效应对运输的影响。我们在模拟中考虑了电阻率，发现MRI驱动的输运在磁雷诺数R_m \leq 10 ^4的临界密度以下被淬灭（α~ 0）。这是有问题的，因为在静止系统中观察到的X射线发射需要在WD上进行吸积。我们验证，这些X射线不能自我维持MRI驱动的湍流光致电离磁盘和讨论可能的解决方案，在静止的吸积问题。
2017-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Local Simulations of the Magneto-rotational Instability in Core-Collapse Supernovae
考虑到核心坍缩超新星的应用，我们研究了磁旋转不稳定性（MRI）的非线性性质的三维模拟的框架内的局部剪切盒近似。通过系统地改变表征初生原中子星（PNS）的差旋程度的剪切速率，导出了磁共振所维持的湍流应力与剪切涡度比之间的标度关系。我们的参数测量表明湍流应力（$<< w_{\rm tot}>>$）和剪切涡度比（$g_q$）之间的幂律标度为$<<w_{\rm tot}>> \propto g_q^δ$及其指数$δ\sim 0.5$。MRI放大的磁能相对于湍流应力具有类似的标度，而麦克斯韦应力具有略小的幂律指数（$\sim 0.36$）。通过模拟MRI湍流引起的粘性加热率的影响，我们发现，较强的磁场或较大的剪切速率最初施加导致较高的耗散率。对于自旋周期为毫秒的快速旋转PNS和$10^{15}$ G的强磁场，能量耗散率估计超过$10^{51} {\rm erg\ sec^{-1}}$。我们的研究结果表明，核坍缩超新星的传统磁流体动力学（MHD）机制可能受到MRI驱动的湍流的影响，我们推测，一方面，由于PNS表面剪切转动能量的耗散，可能会损害MHD驱动的爆炸，另一方面，那里的能量沉积可能有利于中微子加热机制的工作。
2012-09-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nonlinear energy transfers in accretion discs MRI turbulence. I-Net vertical field case
磁旋转不稳定性（MRI）被认为是负责大部分的角动量输运吸积盘。然而，分子耗散过程可能会大大改变MRI湍流在现实的天体物理情况下的效率。这种依赖性的物理起源仍然知之甚少的线性和准线性理论无法解释it. In本文中，我们寻找分子耗散过程和MRI传输的角动量在非分层剪切盒模拟，包括平均垂直场之间的联系。我们表明，在我们考虑的模型中，磁螺旋度并不重要。我们进行了频谱分析的模拟跟踪能量交换时，湍流充分发展的频谱空间。我们发现，能量交换基本上是直接的（从大到小的尺度），而一些非线性的相互作用似乎是非本地的光谱空间。我们推测这些非局域相互作用是湍流输运和分子耗散之间的相关性的原因。我们认为，这种相关性，然后应该消失时，一个显着的规模分离实现，我们讨论了几种方法，可以检验这一假设。
2010-12-13 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Hysteresis and thermal limit cycles in MRI simulations of accretion discs
低质量双星系统周期性的爆发反映了其相关吸积盘的热状态变化。观测到的爆发与氢在5000 K附近电离时盘不透明度的强烈变化有关。这种物理导致吸积盘模型，表现出双稳态和热极限环，从而光盘之间的一个家庭的冷和低吸积状态和家庭的热和有效的吸积状态跳跃。以前的模型通过α（或“涡流”）粘度参数化圆盘湍流。在本文中，我们对待湍流更现实地通过一套局部几何的磁旋转不稳定性（MRI）的数值模拟。辐射冷却是通过一个简单的，但物理动机的处方。我们显示的存在下的热平衡，从而热极限环的前景，并在这样做表明，MRI引起的湍流是与经典理论兼容。我们的模拟还表明，湍流应力和压力扰动只是弱相互依赖的轨道时间，因此，热不稳定性连接到湍流加热（相对于辐射冷却）的变化是不太可能的操作，在协议与以前的数值结果。我们的工作提出了第一步，统一模拟全磁流体湍流与正确的热和辐射物理的爆发盘与矮新星，低质量X射线双星，并可能年轻的恒星物体。
2012-08-21 astro-ph.HE 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
MRI channel flows and their parasites
局部模拟吸积盘中的磁旋转不稳定性（MRI）可以显示出称为通道流的循环相干结构。这些结构的形成和破坏可能在MRI引起的湍流的发展和饱和中发挥作用，从而帮助我们了解某些天体的吸积行为随时间的变化。以前的研究表明，信道的解决方案受到各种寄生模式，其中最重要的是一个类似的开尔文-亥姆霍兹不稳定性的攻击。我们重新审视这些不稳定性，并展示它们如何与等离子体物理的经典不稳定性，扭结和捏模式。然而，我们认为，在大多数情况下，通道出现发达的湍流，并最终被破坏的湍流混合，而不是由寄生虫。例外情况是出现在接近临界的系统中或从低振幅初始条件出现的干净的孤立通道。这些结构不可避免地达到大振幅，然后才被破坏，引起爆发行为。
2009-01-29 astro-ph.HE
Demystifying flux eruptions: Magnetic flux transport in magnetically arrested disks
本研究针对磁阻盘（MADs）的通量爆发现象，构建了大尺度磁场输运形式体系，推导了爆发复发时标，测量了湍流电阻率与磁普朗特数，为活动星系核光变及磁场输运物理提供了新见解。
2025-10-29 astro-ph.HE
Advection/Diffusion of Large-Scale B-Field in Accretion Disks
星系核和恒星质量系统的活动涉及到黑洞的吸积盘，被认为是由于（1）小规模的湍流磁场在磁盘（由于磁旋转不稳定性或MRI），这给出了一个大的粘性增强吸积，和（2）大规模的磁场，这引起物质流出和/或电磁射流从磁盘，这也增强吸积。这幅图的一个重要问题是，增强的粘度伴随着增强的磁扩散率，其作用是防止建立一个显着的大规模场。最近的工作指出，磁盘的表面层是非湍流的，因此具有高传导性（或非扩散性），因为磁共振成像在磁盘中被抑制得很高，其中磁压力和辐射压力大于热压。在这里，我们计算的垂直（$z$）配置文件的固定吸积流（与径向和方位角分量），和配置文件的大规模，磁场考虑到湍流的粘度和扩散率由于MRI和湍流消失在磁盘的表面的事实。我们发现的固定的解决方案表明，一个弱（$β> 1$）的大规模的字段不扩散的建议由早期的工作。
2009-06-01 astro-ph.GA astro-ph.HE
Transport of magnetic flux and the vertical structure of accretion discs: II. Vertical profile of the diffusion coefficients
我们研究了薄吸积盘中磁通量的径向输运，湍流由有效扩散系数（粘度和电阻率）模拟。湍流扩散和平流的吸积流有助于通量输送，他们可能会采取相反的行动。我们研究的扩散系数的垂直变化的后果，由于不同强度的湍流。为此，我们考虑这些系数的三种不同的垂直剖面。第一个目的是模拟分层圆盘中MHD湍流数值模拟中观察到的湍流应力分布。这使我们能够确认的鲁棒性的主要结果的文件I获得均匀的扩散系数，对于弱磁场，吸积流的贡献的传输速度的磁通量是远远大于传输速度的质量。然后，我们考虑赤道面周围的死区的存在，物理电阻率高，而湍流粘度低。我们发现，它放大了以前的效果：弱磁场可以平流的数量级快于质量，一个大的垂直延伸的死区。然而，决定圆盘表面磁场最大倾斜度的平流与扩散的比值并没有受到太大影响。最后，我们研究了非湍流层在磁盘的表面，这已被建议作为一种方式，以减少扩散的磁通量的效果。我们发现，扩散的减少需要导电层延伸到磁压力等于热压力的高度以下。因此，如果湍流的缺乏是由大尺度磁场引起的，则高导电层在减少扩散方面是低效的。
2012-12-04 astro-ph.EP astro-ph.HE
Multiphase Circumnuclear Gas in a Low-$β$ Disk: Turbulence and Magnetic Field Reversals
利用全球三维磁流体动力学（MHD）模拟方法研究了超大质量黑洞周围秒差距尺度上磁化多相气体的磁场结构和动力学行为。我们考虑了活动星系核（AGN）的辐射冷却和X射线加热效应。气盘由多相气体组成，该多相气体具有（1）冷（$\leq 10^3$ K）和薄组分，以及（2）温（$\sim 10^4$ K）和具有宽范围数密度的厚组分。最大湍流磁能与湍流运动中的热能和湍流动能相当。我们证实了暖气体在周围冷气体中的湍流速度是由磁对流不稳定性引起的。湍流磁场由于磁旋转不稳定性（MRI）的发展，但平均环形磁场占主导地位，并支持在准稳态，其中等离子体- $β$，气体压力和磁压力之间的比率，是低的（$β< 1$）。正如在绝热MHD模拟旋转圆盘中经常看到的那样，即使在多相气体结构中，平均环向场的方向也会随时间周期性地反转。方向反转是由磁通量垂直逃离磁盘和MRI和帕克不稳定性的组合。
2020-11-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Equilibrium disks, MRI mode excitation, and steady state turbulence in global accretion disk simulations
本文从完全平衡的初始条件出发，考虑了磁力，并满足感应方程，对湍流吸积盘进行了三维磁流体动力学（MHD）模拟。磁旋转不稳定性（MRI）的局部线性理论被用作全球模拟中磁场扰动增长的预测器。当非线性运动（可能由湍流的开始触发）扰乱了用于激发MRI的速度扰动时，线性增长估计和全局模拟会出现分歧。饱和状态被发现是独立的最初激发的MRI模式，表明一旦磁盘驱逐了最初的净通量场，并解决到准周期振荡的环形磁通量，发电机周期调节的全球饱和应力水平。此外，收敛湍流的时间平均措施，如磁能比，被发现与以前的作品。特别地，归一化到气体压力的全局平均应力<α_{ \rm P}> = 0.034，对于具有更高方位分辨率的模拟，获得了显著更高的值。使用不同的数值算法和分辨率进行补充测试。收敛与分辨率在初始的线性MRI生长阶段被发现为23-35细胞每scaleheight（在垂直方向）。
2012-12-06 astro-ph.HE
Turbulent amplification of magnetic field driven by dynamo effect at rippled shocks
我们推导出解析的涡下游产生的二维波纹磁流体激波忽略流体粘度和电阻率。下游磁场湍流分量的增长是由涡旋运动驱动的。我们确定了一个解析的时间演化的磁场放大冲击，到目前为止，只描述了数值，直到饱和发生由于种子场反应的磁力线旋转。从波纹激波的MHD跳跃条件出发，导出了放大增长率和非线性场反作用随激波参数和星际密度涨落的显式表达式。利用合理的星际湍流参数，可以获得毫高斯量级的磁场饱和和超新星遗迹的$X$射线观测的短时变率。
2013-04-17 astro-ph.EP astro-ph.HE physics.plasm-ph
Shedding light on the MRI driven dynamo in a stratified shearing box
本研究通过分层零净通量剪切盒模拟，揭示MRI驱动发电机中α-Ω机制主导，并采用IROS算法提取湍流系数，发现外流和湍流泵送为主要汇项。
2024-07-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Origin of nonlinearity and plausible turbulence by hydromagnetic transient growth in accretion disks: Faster growth rate than magnetorotational instability
本文研究了一小段吸积盘中磁流体扰动的演化。众所周知，在吸积盘中，分子粘性可以忽略不计。因此，有人认为，一种称为磁旋转不稳定性（MRI）的机制负责在弱磁场存在下传输物质。然而，也有一些缺点，这对MRI的有效性提出了质疑。现在的问题是，是否其他的磁流体效应，如瞬态增长（TG），可以发挥重要作用，使系统中的非线性，即使在弱磁场。否则，无论是MRI还是TG，哪个主要负责揭示非线性使流动湍流？我们的结果明确地证明了高雷诺数（Re）的流动，这是现实的天体物理吸积盘的情况下，表现出非线性的扰动模式的TG比产生MRI的模式更快。对于一个固定的波矢量，MRI占主导地位的瞬态效应，只有在低Re，低于其值预计将在天体物理吸积盘，低磁场。这严重质疑了磁共振成像在天体物理学吸积盘中的（总体）说服力。
2015-08-11 astro-ph.HE
Saturation of the MRI in Strongly Radiation Dominated Accretion Disks
在不分层剪切盒近似下，用Goddham辐射MHD程序研究了强辐射主导的吸积盘中磁转动不稳定性的饱和程度.由于在这项工作中忽略了垂直重力，我们的重点是如何在磁盘的光学厚中平面的MRI饱和。我们确认，由MRI产生的湍流是非常可压缩的辐射为主的制度，发现由以前的计算使用的通量限制扩散近似。我们还发现，在使用较大的水平域（高达四倍的径向方向上的垂直标度高度）的计算中，饱和度特性的差异很小。然而，在强辐射压力占主导地位的磁盘（其中的辐射能量密度达到1%的气体的静止质量能量密度），我们发现麦克斯韦应力从MRI湍流是大于当辐射压力被替换为相同量的气体压力时产生的值。与此同时，麦克斯韦应力和雷诺应力之间的比值增加了近8倍的气体压力为主的情况相比。我们认为，这种影响是由辐射阻力，它的行为像体积粘度和改变流体的有效磁普朗特数。辐射粘度显着超过微观等离子体粘度和电阻率，确保辐射占主导地位的系统占据高磁普朗特数制度。然而，我们发现辐射剪切粘度是可以忽略不计的麦克斯韦和雷诺应力相比，在流动。这可能对辐射主导的吸积盘的结构具有重要意义。
2013-03-07 astro-ph.HE
On Hydromagnetic Stresses in Accretion Disk Boundary Layers
对吸积盘边界层物理结构的详细计算，以及由此推断的观测性质，依赖于角动量输运与盘的径向角频率梯度相反的假设。湍流剪切粘度的标准模型通过构造满足这一假设。然而，这种行为是不支持的湍流磁流体动力学（MHD）吸积盘，这表明，由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的角动量输运是低效的磁盘区域，如预期的边界层，角频率随半径增加。为了阐明物理上可行的机制，角动量输运在这个内部磁盘区域，我们研究产生的磁流体应力和能量密度在差分旋转的背景下，角频率增加向外的剪切片框架。我们隔离的模式，是无关的标准MRI和由此产生的剪切MHD波的长期演变提供解析解。我们发现，虽然这些波的能量密度可以显着放大，其相关的应力在零附近振荡，使它们成为一个低效的机制，以运输显着的角动量（向内）。这些发现与MHD吸积盘边界层的数值模拟结果是一致的，并挑战了标准的假设，有效的角动量输运的内部磁盘区域。这表明，湍流MHD吸积盘边界层的详细结构可能与湍流剪切粘性的标准框架内导出的结构明显不同。
2012-05-23 astro-ph.HE
Saturation of the magnetorotational instability and the origin of magnetically elevated accretion discs
本文提出MRI通过自调节机制决定净垂直磁场吸积盘中角动量输运强度，再现α∝β_z^{-1/2}标度关系，并将其推广到强环向磁场情形，指出磁抬升盘需额外湍流源，推测撕裂模可能是候选机制。
2023-04-16 astro-ph.HE
MRI-driven dynamo at very high magnetic Prandtl numbers
由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的发电机被认为在吸积盘的动力学中起着重要作用，并且还可以解释磁星中存在的极端磁场的起源。它的饱和度是一个重要的悬而未决的问题，已知是特别敏感的扩散过程，通过磁普朗特数Pm（粘度比电阻率）。尽管它与原中子星和中子星合并残留物有关，但高Pm的数值挑战机制在很大程度上仍然是未知的。使用零净通量剪切箱模拟不可压缩近似，我们研究了MRI驱动的发电机在前所未有的高值的Pm达到256。模拟结果表明，应力和湍流能量与Pm成正比，直到适度高的值（$\mathrm{Pm} \sim 50$）。在较高的Pm，他们过渡到一个新的制度与平台无关的Pm为$\rm Pm \gtrsim 100$。这种趋势是独立的雷诺数，这可能表明一个渐近制度的能量注入和耗散是独立的扩散过程。有趣的是，大的Pm值不仅会导致强烈的小尺度磁场，而且会在盒子的最大尺度上产生更有效的发电机。
2022-09-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Emergence of nonlinearity and plausible turbulence in accretion disks via hydromagnetic transient growth faster than magnetorotational instability
本文研究了一小段吸积盘中磁流体扰动的演化。众所周知，在吸积盘中，分子粘性可以忽略不计。因此，有人认为，磁旋转不稳定性（MRI）是负责在弱磁场的存在下传输的物质。然而，也有一些缺点，这对MRI的有效性提出了质疑。现在的问题是，是否其他磁流体效应，如瞬态增长（TG），可以发挥重要作用，使系统中的非线性，即使在弱磁场。否则，无论是MRI还是TG，哪个主要负责揭示非线性使流动湍流？我们的结果明确地证明了高雷诺数（Re）的流动，即实际天体物理学中的吸积盘的情况，在扰动模的最佳TG下表现出的非线性比在产生MRI的最佳模下表现出的非线性快。对于一个固定的波矢，MRI占主导地位的瞬态效应，只有在低Re，低于其值预计将在天体物理吸积盘，低磁场。这严重质疑了磁共振成像在天体物理学吸积盘中的（总体）说服力。
2016-03-01 astro-ph.HE
Subgrid modelling of MRI-driven turbulence in differentially rotating neutron stars
本文提出了一种亚格子模型，用于模拟MRI驱动的中子星湍流，以捕捉未解析的小尺度物理效应，从而更准确地描述中子星的角动量输运。
2025-09-08 astro-ph.HE gr-qc
Vertical Structure and Coronal Power of Accretion Disks Powered by MRI Turbulence
本文讨论了现代高能天体物理中两个相互交织的突出问题：（1）由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的磁流体动力学（MHD）湍流耗散加热的光学厚吸积盘的垂直热结构;（2）吸积盘上方日冕释放的吸积功率的确定。为了简单起见，我们考虑一个气体压力占主导地位的磁盘，并假设一个常数的不透明度。我们认为，由于二次寄生不稳定性的MRI通道流的中断的本地湍流耗散率应该是均匀的大部分磁盘，几乎到磁盘光球。然后，我们得到一个自洽的分析解决方案的磁盘的垂直热结构，由MRI湍流加热和辐射扩散冷却之间的平衡。接下来，我们认为，冠状功率分数是由帕克不稳定性之间的竞争，被视为一个寄生的不稳定性喂养的MRI通道流，和其他寄生的不稳定性。我们表明，帕克不稳定性不可避免地成为重要的磁盘表面附近，导致一定的日冕功率的下限。虽然本文的大部分分析集中在磁盘线程的情况下，由外部施加的垂直磁场，我们也讨论了零净通量的情况下，其中的磁场是由MRI发电机本身产生的，并表明，我们的大多数论点和结论应该是有效的，在这种情况下，以及。
2012-05-30 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Turbulent Reconnection in Relativistic Plasmas And Effects of Compressibility
本文利用三维相对论电阻磁流体力学模拟研究了湍流对相对论等离子体中磁重联的影响。我们发现，由于湍流效应类似于非相对论的情况下，重新连接率成为独立的等离子体电阻率。我们还发现可压缩湍流效应修正了非相对论不可压缩等离子体中预测的湍流重联率;当注入速度接近Alfvén速度时，重联率饱和甚至衰减。结果表明，当Alfvén马赫数达到约$0.3$时，当可压缩分量变为不可压缩模式的一半时，可压缩性不容忽视。所获得的最大重连率约为$0.05$至$0.1$，如果注入规模与片材长度相当，则其将能够达到约$0.1$至$0.2$。
2015-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
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
Turbulent and wind-driven accretion in dwarf novae threaded by a large scale magnetic field
矮新星（DNe）是吸积白矮星，由于吸积盘中的热粘性不稳定性而爆发。爆发时间尺度限制了$α$，即粘性应力与热压力的比值，从而限制了角动量输运机制。爆发状态具有PDMATHAMN，而静止状态具有$α\approx0.03$。由于磁旋转不稳定性（MRI）引起的湍流输运通常被认为是DNe中角动量输运的来源。在这里，我们进行3D本地磁流体动力学（MHD）剪切盒模拟，包括垂直分层，辐射转移和净恒定的垂直磁通量，探讨如何运输之间的变化的爆发和静止状态的DNe。我们发现，一个恒定的$B_z$提供了一个更高的$α$在平静比爆发，在相反的预期。包括电阻率会在静止时淬灭MRI湍流，抑制传输，除非磁场足够高，这再次导致$α\approx0.1$。有净极向通量的模拟和没有净极向通量的模拟之间的一个主要区别是，在前者的角动量传输之间的湍流和风驱动的运输。我们发现，即使在低磁场$\sim 1$ G。这可能会对观测信号产生重大影响，因为风驱动的运输不会加热磁盘。此外，风输运不能简化为$α$处方。我们提供适合$α$和风扭矩与$β$，热磁压力比。我们的结论是，演化的热粘性不稳定性，其后果的爆发周期的CV，需要认真修改，考虑到大部分的吸积能量可能会被带走的风，而不是被本地消散。
2018-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Local Study of Accretion Disks with a Strong Vertical Magnetic Field: Magnetorotational Instability and Disk Outflow
我们进行了三维垂直分层的局部剪切盒理想磁流体力学模拟的磁旋转不稳定性（MRI），其中包括一个净垂直磁通量，其特征在于β_0（气体压力比磁压力的净垂直场在中平面）。我们考虑了β_0 =10^2、10^3和10^4，在前两种情况下，最不稳定的线性MRI模式在模拟中得到了很好的解决。我们发现MRI湍流的行为强烈地依赖于β_0：角动量的径向输运随着净垂直通量的增加而增加，当β_0 =10^4时，α =0.08，当β_0 =100时，α>1.0，其中α是Shakura-Sunyaev参数。一个临界值位于β_0 =10^3：当β_0>10^3时，盘由气压主导的中平面和磁主导的日冕组成。湍流强度随净通量的增加而增加，角动量输运主要由湍流脉动控制。导致大尺度磁场周期性翻转的磁力发电机仍然存在，但随着净通量的增加，它变得更加分散。当beta_0<10^3时，整个磁盘变成磁主导的。湍流强度饱和，磁力发电机熄灭。随着净通量的增加，产生了更强的大尺度场，这主导了角动量输运。由于磁离心机制的作用，一个强的外流从盘中发射出来，质量通量随净垂直通量线性增加，并在β_0 =10^2时显示出饱和迹象。然而，外流不太可能与全球风直接相关：当β_0>10^3时，由于发电机活动，大尺度场没有永久的弯曲方向，而当β_0 <10^3时，来自盘顶和盘底的外流向相反的方向弯曲，与物理盘风几何形状不一致。需要进行全球模拟，以解决外…
2013-02-17 astro-ph.HE
Enhanced Dissipation Rate of Magnetic Field in Striped Pulsar Winds by the Effect of Turbulence
在这封信中，我们报告了波印廷通量主导流（如蟹状星云脉冲星风）激波后区域磁场耗散的湍流加速。我们已经进行了二维电阻相对论磁流体力学模拟的亚音速湍流驱动的Richtmyer-Meshkov不稳定性的波印廷通量占主导地位的流在脉冲星风的冲击波阵面。我们发现，湍流拉伸电流片，这大大提高了磁场的耗散，并且大部分的初始磁场能量在几个涡流翻转时间内耗散。我们还发展了一个简单的解析模型，磁场的湍流耗散与我们的模拟吻合得很好。分析模型表明，即使在小电阻率极限下，耗散率也不依赖于电阻率。我们的发现可能会缓解蟹状星云脉冲星风星云的σ-问题。
2012-06-11 astro-ph.HE physics.flu-dyn 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
Dwarf Nova Outbursts with Magnetorotational Turbulence
唯象盘不稳定性模型在再现观测到的矮新星爆发的光变曲线方面取得了成功，它在爆发时调用了一个增强的Shakura-Sunyaev $α$参数$\sim0.1-0.2$，而在平静时调用了一个低值$\sim0.01$。最近的磁旋转（MRI）湍流与适当的不透明度和状态方程的矮新星吸积盘的物理一致的模拟发现，热对流增强$α$在磁盘的爆发，但只有附近的氢电离过渡。在较高的温度下，对流不再存在，并且$α$返回到与静止时相当的低值。为了检查这种增强附近的氢电离过渡是否足以重现所观察到的光变曲线，我们将这种基于MRI的变化$α$光盘不稳定性模型，以及基于模拟的模型湍流耗散和对流传输。这些基于MRI的模型可以成功地再现观测到的爆发和静止持续时间，以及爆发幅度，尽管与标准的光盘不稳定性模型的参数不同。基于MRI的模型光变曲线表现出从爆发的衰变中的反射，这在矮新星中通常没有观察到。然而，我们强调了在椎间盘不稳定模型和MRI模拟中静止物理学的问题方面，这是造成这种行为的原因。
2016-08-03 astro-ph.HE
Transport Properties of the MRI in Differentially Rotating Neutron Stars
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））
研究差分旋转中子星中MRI的输运性质，通过GRMHD模拟测量相关输运系数及与平均流参数的相关性，发现饱和时相关量与预期有偏差且高度间歇性，混合长度与密度无关，强调完全解析模拟对定量预测的必要性。
2026-07-28 astro-ph.HE gr-qc
Theory and Applications of Non-Relativistic and Relativistic Turbulent Reconnection
由于雷诺数极高，现实的天体物理环境是湍流的。因此，描述天体物理重联的重联理论不应忽略湍流对磁重联的影响。湍流是众所周知的改变许多物理过程的性质显着，在这篇评论中，我们声称，磁重联是不是一个例外。我们强调，不仅天体物理学上的湍流是普遍存在的，而且磁重联本身也会引起湍流。因此，在任何现实的天体物理重联设置中，都必须考虑湍流。我们认为，由于MHD湍流在相对论和非相对论的情况下的相似性的磁重联理论的非相对论的情况下，可以扩展到相对论的情况下，我们提供的数值模拟支持这一猜想。我们还提供了定量的理论预测和数值实验结果的比较，包括湍流重联是自驱动的情况下，即在系统中的湍流是由重联过程本身产生的。我们展示了如何湍流重联需要违反磁通量冻结，这一结论，有真正深远的影响，许多现实的湍流天体物理环境。此外，我们考虑湍流重联的观测测试以及理论的许多影响。前者包括太阳和太阳风的重联，后者包括湍流重联引起的重联扩散过程、高能粒子的加速、与黑洞源有关的湍流重联爆发以及伽马射线暴。最后，我们解释了为什么湍流重联不能解释的湍流电阻率或通过平均场的方法。
2015-12-09 astro-ph.HE
Multifaceted Accretion: The Interplay of Turbulence, Resistivity, Thermal Transport, and Dust around Black Holes
本研究梳理了黑洞吸积过程中湍流、电阻率、热输运及尘埃的多重作用机制，明确各物理过程的相互关联与影响，为后续黑洞吸积系统的综合研究指明方向。
2025-10-29 astro-ph.HE
Stochastic Particle Acceleration in Turbulence Generated by the Magnetorotational Instability
我们研究吸积流中的随机粒子加速。磁旋转不稳定性（MRI）在吸积流内部产生湍流，而宇宙射线（CR）被湍流加速。我们计算的运动方程CR在MRI产生的湍流场与剪切盒近似无反作用的字段。结果表明，CRs通过与湍流场的相互作用随机地获得或损失其能量。CR在位形空间中各向异性地扩散：在未扰动流方向上的扩散系数大约是玻姆系数的20倍，而在其他方向上的扩散系数仅是玻姆系数的几倍。动量分布是各向同性的，其演化可以由动量空间中的扩散方程描述，其中扩散系数是CR动量的幂律函数。我们表明，剪切加速度有效地工作的高能粒子。我们还谨慎地注意到，在剪切盒近似中，沿着径向多次穿过模拟盒的粒子受到洛伦兹变换的非物理失控加速度，这需要特别小心。
2016-02-25 astro-ph.HE
Magnetic Reconnection in Turbulent Plasmas and Gamma Ray Bursts
讨论了Lazarian & Vishniac 1999提出的湍流存在下的磁重联模型如何使重联率与电阻率或微观等离子体效应无关，而完全由湍流引起的磁场线漂移决定。我们解释说，该模型占快速和缓慢的制度的重联，这种属性自然会引起耀斑的重联在低β等离子体环境。此外，我们表明，该模型涉及体积重联，可以转换成高能粒子的能量的相当一部分。重要的是，重联诱导一阶费米型的有效加速。最后，我们将重联的性质与观测到的伽马射线暴的性质联系起来，并提供证据支持基于重联释放能量的伽马射线暴的解释。
2013-02-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Assessment of a new sub-grid model for magneto-hydrodynamical turbulence. I. Magnetorotational instability
基于网格的直接数值模拟（DNS）的数值分辨率不足，阻碍了不稳定性驱动的湍流在小尺度（未解决）的发展。作为DNS的替代方案，子网格模型可以在小尺度上再现湍流的影响，因此可以用更少的计算资源来捕获物理效应。提出了一种新的亚网格模型--MHD不稳定性诱导湍流（MInIT）平均场模型。MInIT是一种物理激励模型，基于湍流（Maxwell，Reynolds和Faraday）应力张量的演化及其与磁旋转（MRI）和寄生不稳定性的湍流能量密度的关系，用两个具有刚性源项的偏微分演化方程建模。他们的解决方案允许获得湍流应力张量通过常数系数，将它们连接到能量密度。使用来自MRI in-box DNS的数据并应用过滤操作以将过滤后的数据与来自模型的数据进行比较来评估模型。使用$L_2$ -范数作为比较的度量，我们发现两组数据之间的差异小于一个数量级。没有依赖于过滤器的大小或未解决的尺度的长度尺度被发现，而不是使用梯度模型的结果（我们也使用我们的模型进行对比），其中的$L_2$规范的一些应力随过滤器的大小而增加。我们的结论是，MInIT可以帮助DNS正确捕获小尺度的湍流应力，这对高磁化旋转致密物体的动力学具有潜在的影响，如那些形成在二元中子星合并。
2022-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
A statistical study of fast magnetic reconnection in turbulent accretion disks and jets
快速磁重联事件在吸积盘系统中起着重要的作用。黑洞双星和活动星系核中观测到的非热甚高能辐射（从GeV到TeV）可以用一个潜在的模型来解释，该模型可以归因于吸积盘和/或喷流的湍流日冕中引起的快速磁重联。在这项工作中，我们将讨论全球广义相对论MHD（GRMHD）模拟的结果吸积盘周围的黑洞，其湍流自然驱动的MHD不稳定性，如磁旋转不稳定性（MRI）。我们也将利用特殊相对论MHD（SRMHD）模拟来研究喷流内部由扭结不稳定性驱动的磁重联。正如我们所期望的，我们的模拟揭示了由这些不稳定性驱动的近稳态湍流的发展。我们已经进行了详细的统计分析，以确定在湍流区的吸积流和射流的电流片的存在。然后，我们确定了这些位置的磁重联率，获得了$0.01-0.7$量级的阿尔文速度单位的平均重联速度，这与磁感应快速重联理论的预测是一致的。
2019-04-09 astro-ph.HE
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
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
MRI-driven $α-Ω$ dynamos in protoneutron stars
磁星是一种高度磁化的中子星，可以产生X射线和软伽马射线辐射，其偶极子为$10^{14}$ G到$10^{15}$ G。快速旋转的质子中子星（PNS）的磁共振成像（MRI）对磁场的放大是解释磁星形成的一个很有前途的机制。最近的全球模型支持这种情况，表明小尺度湍流可以产生具有磁星强度的偶极子。然而，浮力和密度分层对MRI产生偶极子的效率的影响仍然是未知的。我们评估的密度和熵的配置文件的MRI发电机在一个全球性的快速旋转的PNS模型，它侧重于其外部分层区域，是稳定的对流的影响。使用伪谱码MagIC，我们进行了三维Boussinesq和滞弹性MHD模拟在球形几何与显式扩散。我们进行了参数研究，在其中我们调查不同的近似和热扩散的效果。我们得到一个自我维持的湍流MRI驱动发电机。这证实了我们以前的大部分不可压缩的结果，一旦密度重新缩放。MRI还产生非主导赤道偶极子，其代表平均磁场强度的约4.3%。有趣的是，在存在密度梯度的情况下，轴对称磁场在大尺度下随时间振荡，这可以被描述为平均场$αΩ$发电机。浮力在赤道平面中抑制湍流，但总体上具有相对较弱的影响，具有实际的高热扩散。我们的研究结果支持MRI产生类磁铁大规模磁场的能力。他们还预测了质子中子星中存在一个$αΩ$发电机，这对模拟核心坍缩超新星中的原位磁场放大可能很重要。[删节]
2022-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Magnetohydrodynamic convection in accretion discs
对流已经在吸积盘领域讨论了几十年，既作为角动量传输的手段，也因为它通过热传输控制盘的垂直结构的作用。如果气体被充分电离并被弱磁场穿过，对流可能以非平凡的方式与磁旋转不稳定性（MRI）相互作用。最近，垂直分层的MRI局部模拟报告了相当大的变化，角动量输运，测量的应力与热压力比$α$，当对流被认为是存在的。虽然MRI湍流可以作为对流的热源，但不清楚不稳定性如何动态地相互作用。在这里，我们的目标是调查控制数值实验中的两个不稳定性之间的相互作用，从而隔离它们的相互作用的一般特征。我们进行垂直分层，三维MHD剪切盒模拟与保守的，有限体积的代码PLUTO的完美气体状态方程。我们发现两个不稳定性之间的相互作用的两个特征的结果：直MRI和MRI/对流周期，后者表现出交替阶段的对流为主的流（在此期间的湍流运输是弱的）和MRI为主的流。在后一阶段，我们发现$α$增强了近一个数量级，达到峰值$\sim 0.08$。此外，我们发现，在非线性阶段的对流采取大尺度和振荡的对流单体的形式。对流也可以帮助MRI持续降低Rm。最后，我们讨论了我们的结果如何帮助解释模拟矮新星。
2021-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Characterising the Dynamo in a Radiatively Inefficient Accretion Flow
我们探讨MRI驱动发电机在辐射低效吸积流（RIAF）使用平均场发电机范例。通过比较湍流电动势和平均磁场的时间序列，利用奇异值分解（SVD）得到最小二乘拟合发电机系数$α$和$γ$。我们的研究是第一个显示这些发电机系数的极向分布在全球吸积流模拟。令人惊讶的是，我们获得了一个高值的湍流泵送系数$γ$的平均磁通量径向向外传输。这将对发射磁化射流产生影响，磁化射流是在靠近致密物体的大尺度极向磁场存在下有效产生的。我们提出了一个截断盘超出RIAF的大规模发电机产生的极向磁场可以帮助喷气发射接近黑洞的情况。所有计算系数的大小随半径减小。$α_{ϕϕ}$的经向变化负责环向场到极向场的转换，与使用“测试场”（TF）方法在剪切箱模拟中发现的变化非常相似。通过估计$α$效应和剪切的相对重要性，我们得出结论，MRI驱动的大型发电机，它在高纬度地区超过磁盘规模的高度，基本上是$α-Ω$型。
2020-04-27 astro-ph.HE
Dissipative structures in magnetorotational turbulence
通过吸积过程，磁旋转湍流从磁盘的轨道运动中移除能量并将其转化为热量。湍流加热远非均匀，通常集中在强烈耗散的小区域，其特征是突然的磁重联和更高的温度。这些区域之所以令人感兴趣，是因为它们可能以耀斑和高能粒子的形式产生非热发射，或者在原行星盘中产生热过程固体。此外，耗散的性质对磁旋转不稳定性（MRI）本身的基本动力学有影响：局部模拟表明湍流的大尺度性质（例如饱和度、应力-压力关系）取决于短耗散尺度。在本文中，我们进行了一个数值研究的MRI耗散和小规模的耗散结构，它采用这样做。我们使用Goddom程序RAMSES和不可分层的可压缩剪切盒。我们的模拟结果显示，耗散集中在强磁重联，显着拉长的方位角，高达一个规模的高度带。因此，耗散结构是中尺度的物体，并可能提供一个大尺度和小尺度相互作用的途径。我们继续展示这些带状物是如何随着时间的推移而演变的-形成、合并、分裂和消失。最后，我们揭示了MRI产生的大尺度密度波和小尺度结构之间的重要耦合，这可能会照亮MRI湍流中的应力-压力关系。
2018-03-23 astro-ph.HE
