On the nature of kink MHD waves in magnetic flux tubes
磁流体动力学（MHD）波在太阳大气中经常被报道，通常被分为慢波、快波或阿尔文波。这些波具有混合性质的可能性常常被忽略。本工作的目的是研究和确定磁流体扭结波的性质。这是通过计算频率，阻尼率和本征函数的MHD扭结波的三个广泛不同的MHD波的情况下：可压缩的无压等离子体，不可压缩等离子体和可压缩等离子体与非零等离子体压力，允许MHD辐射。在所有这三种情况下，频率和阻尼率实际上是相同的，因为它们最多相差与$(k_z R)^2$成比例的项。在磁通量管中，在所有三种情况下，扭结波都是不可压缩波，具有可忽略的压力扰动和主要的水平运动。磁张力是磁通管中扭折波的主要回复力。总压力梯度力不能忽略，除非扭折波的频率与局部阿尔文频率相等或略有不同，即在共振层中。扭结波是非常强大的，不关心的细节MHD波环境。形容词“快”不是形容“波浪”的正确形容词。如果要使用形容词，应该是Alfvénic。然而，最好认识到扭结波具有混合性质，不能放在一个单独的盒子里。
2009-05-04 astro-ph.SR
Minimalist large scale dynamo from shear-driven inhomogeneity
我们表明，非轴对称，非螺旋扰动在非分层剪切流产生剪切平面平均电动势（EMF）成比例的空间相关的动力学螺旋度。这种新的“剪切驱动的$α$效应”可以放大剪切平面平均磁场，但当调用发电机系数的均匀性假设时是不可忽略的。这是一个候选机制，在天体物理学，实验室和模拟剪切流的大尺度场生成，并强调正确平均发电机系数和字段的重要性。
2019-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Influence of small scale magnetic energy and helicity on the growth of large scale magnetic field
研究了初始给定的小尺度磁能（$E_M(0)$）和螺旋度（$H_M(0)$）对磁流体动力学（MHD）发电机的影响。推导并求解了$E_M$（t）、$H_M$（t）和电动势（$\langle {\bf v}\times {\bf b}\rangle$、$EMF$）的方程。结果表明，由$E_M$（0）引起的小尺度磁场（${\bf b}_i$）改变了$EMF$，并产生了附加项，其影响取决于磁扩散率$η$、初始条件位置（$IC$ s）$k_f$和时间（$\sim e^{-ηk_f^2 t}$）. ${\bf b}_i$增加了能量的反向级联，导致大尺度磁场（$\overline{\bf B}$）的增强生长。模拟数据表明，$E_M$（0）在小规模下提高了增长率，而增长率也成比例地依赖于$H_M(0)$。如果$E_M$（0）相同，则正$H_M(0)$对MHD发电机比负$H_M(0)$更有效。讨论了大尺度磁螺旋度与注入动力学螺旋度符号相反的原因。
2014-04-02 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Formation of collapsing cores in subcritical magnetic clouds: three-dimensional MHD simulations with ambipolar diffusion
采用三维磁流体动力学模拟方法研究了亚临界分子云的引力驱动碎裂过程，发现只要施加磁通量冻结，引力驱动碎裂过程是稳定的.模拟结果表明，在一个初始亚临界云的核心一般是逐渐发展的双极扩散时间，这是大约几个$\times 10^7$年在一个典型的分子云。另一方面，超音速非线性流加速了亚临界云中坍缩核的形成。我们的参数研究表明，核心的形成发生更快的云的初始流速的强度增加。我们发现，核心的形成时间大致成正比的平方根的倒数的增强密度所产生的超音速非线性流。的密度依赖性是类似的，在准静态收缩磁支持的云，虽然核心形成的条件是由我们的模拟中的非线性流动。我们还发现，如果云是高度亚临界的，加速形成时间并不强烈地依赖于磁场的初始强度。我们的模拟表明，在我们的模型亚临界云的核心形成时间是几个$\times 10^6$年，由于存在大规模的超音速流（$\sim 3$倍音速）。一旦坍缩核心形成，核心的密度、速度和磁场结构并不强烈地依赖于速度波动的初始强度。芯的下落速度为亚音速，磁场线呈弱沙漏形。
2010-12-28 astro-ph.SR
Coarse-Grained Incompressible Magnetohydrodynamics: analyzing the turbulent cascades
我们制定了一个粗粒化的方法，磁流体动力学（MHD）流体在一个连续的长度尺度。在这种方法中，有效的方程推导出可观测的速度和磁场空间平均在任意尺度的分辨率。裸速度和磁场的微观方程重整化粗粒化产生的宏观有效方程，包含一个次尺度应力和次尺度电动势（EMF）所产生的非线性相互作用的消除场和等离子体运动。在大的粗粒化的长度尺度，直接耗散的微观机制（如分子粘度和斯皮策电阻率）的不变量是可以忽略不计的。在大尺度上的平衡，而不是占主导地位的子尺度非线性项，它可以跨尺度转移不变量，并解释在能源的工作概念和拓扑通量链接的两个螺旋。这种方法的一个重要应用是MHD湍流，其中粗粒化长度$\ell$位于惯性叶栅范围内。我们表明，在足够粗糙的速度和/或磁场的情况下，非线性尺度间传输不需要消失，可以持续到任意小的尺度。虽然封闭的表达式是不可用的次尺度应力和次尺度电动势，我们推导出严格的上限上的有效耗散，它们产生的标度指数的速度和磁场。这些界限提供了精确的约束的唯象理论的MHD湍流，以允许非线性级联的能量和交叉螺旋度。另一方面，我们表明，前向级联的磁螺旋度渐近小尺度是不可能的，除非三阶矩的速度或磁场成为无穷大。
2017-01-30 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Nonlinear closures for scale separation in supersonic magnetohydrodynamic turbulence
可压缩等离子体中的湍流在天体物理和工程的许多领域中起着关键作用。然而，在这些环境中的极端等离子体参数，例如高雷诺数，超声速和超Alfvenic流，使得直接的数值模拟计算棘手，即使是最简单的治疗-磁流体动力学（MHD）。为了克服这个问题，人们可以使用子网格尺度（SGS）封闭-模型的影响，未解决的，子网格尺度上解决的。在这项工作中，我们提出并验证了一组常系数封闭的解决，可压缩，理想的MHD方程。亚网格尺度的能量模拟Smagorinsky一样的平衡闭包。湍流应力和电动势（EMF）的表达式是非线性的大规模速度和磁场梯度。为了验证关闭，我们进行了先验测试超过137模拟快照从两个不同的代码与不同的比例的热磁压力（$β_\mathrm{p} = 0.25, 1, 2.5, 5, 25$）和音速马赫数（$M_s = 2, 2.5, 4$）。此外，我们比较传统的，现象学的涡流粘度和$α-β-γ$封闭。我们发现只有平庸的性能的动力学涡粘性和$α-β-γ$封闭，磁涡粘性封闭与模拟数据的相关性很差。此外，传统闭包的五个系数中有三个在值上表现出显著的分布。相比之下，我们的新封闭件随着时间的推移和在测试的广泛参数范围内表现出一贯的高相关性和常系数值。可压缩MHD湍流的重要方面，如双向能量级联，湍流磁压力和正确的对齐的电动势很好地描述了我们的新封闭。
2015-03-02 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Alfvén-dynamo balance and magnetic excess in MHD turbulence
三维磁流体动力学（MHD）湍流的初始磁场和动能均分自发发展的磁过剩（或剩余能量），以及在数值模拟和太阳风。1983年得到的闭合方程描述了剩余谱是由发电机源产生的，与总能量谱成比例，由线性阿尔文阻尼项平衡。在2005年发现了一个很好的协议与不可压缩的模拟，然而，最近的太阳风测量不同意这些结果。以前的dynamo-Alfvén理论推广到一个家庭的模型，导致简单的关系之间的剩余和总的能量谱。我们希望根据MHD模拟和太阳风数据详细评估这些模型。该系列的模型进行了测试，对可压缩衰减MHD模拟低马赫数，低交叉螺旋度，零平均磁场，没有或有扩展项（EBM或扩展箱模型）。一个单一的dynamo-Alfvén模型被发现正确地描述太阳风缩放和可压缩模拟没有或有膨胀。它相当于1983-2005年的闭合方程，但具有非线性周转和线性阿尔文时间的临界平衡，而发电机源项保持不变。与以前的不可压缩模拟的差异阐明。该模型预测的总能量和剩余能量$m_R = -1/2 + 3/2 m_T$的光谱斜率之间的线性关系。检查\cite{2013ApJ...770..125C}中的太阳风数据，我们的关系被发现是有效的，无论交叉螺旋度，甚至更好地在高交叉螺旋度，总能量斜率从$1.7$到$1.55$变化。
2016-03-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Exploring helical dynamos with machine learning
Chalmers University（查尔莫斯大学）；Nordita（北欧理论物理研究所）；KTH Royal Institute of Technology（瑞典皇家理工学院）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
我们使用集成机器学习算法来研究螺旋强迫的磁流体动力学（MHD）湍流中磁场的演化。我们进行直接的数值模拟螺旋强迫湍流平均场的形式主义，电动势（EMF）建模为线性和非线性函数的平均磁场和电流密度。EMF的形式使用正则化线性回归和随机森林来确定。我们还比较了各种分析模型的数据使用贝叶斯推断与马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）抽样。我们的研究结果表明，线性回归在很大程度上是成功的预测电动势和使用更复杂的算法（随机森林，MCMC）不会导致显着改善的拟合。我们的结论是，我们正在寻找的数据是有效的低维和基本线性。最后，为了鼓励社区进一步探索，我们将所有模拟数据和分析脚本作为开源IPython笔记本提供。
2019-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR cs.LG
MHD numerical simulations of colliding winds in massive binary systems - I. Thermal vs non-thermal radio emission
在过去的几十年里，对来自大质量双星系统的无线电和X射线发射的详细观测揭示了这种系统中存在的全新物理学。这种辐射的热和非热成分都表明，这些波段的大部分辐射都来自激波。OB和WR星呈现出超音速和巨大的风，当碰撞时，由于自由辐射，它们会发出很大的辐射。非热射电和X射线发射分别是由于同步加速器和逆康普顿过程。在这种情况下，预期磁场对发射分布起重要作用。在过去的几年中，从大规模的二元系统的自由和同步辐射的建模一直是基于纯粹的流体动力学模拟，和特设的假设，关于磁场的能量分布和场的几何形状。在这项工作中，我们提供了第一个完整的MHD数值模拟的风-风碰撞的大规模的双系统。我们研究了自由-自由辐射特征，它依赖于恒星和轨道参数。我们还自洽地研究了激波区磁场的演化，得到了沿不同视线积分的同步辐射能量分布。我们表明，在冲击的磁场是大于当$B$和等离子体密度之间的比例假定。此外，我们表明，同步辐射相对于总的无线电发射的作用被低估了。
2012-03-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thermal and non-thermal emission from reconnecting twisted coronal loops
扭曲磁场应该普遍存在于产生耀斑的活动区，那里的磁场是强非势的。它已被证明，在螺旋磁冕环的重联的结果在等离子体加热和粒子加速分布在一个大的体积，包括较低的日冕和色球部分的环。这种情况可以替代标准耀斑模型，其中粒子仅在位于上部日冕的小体积中加速。我们使用的MHD模拟和测试粒子的方法相结合，其中描述的发展扭结不稳定性和磁重联在扭曲的日冕循环使用电阻可压缩MHD，并纳入大气层结和大规模的环路曲率。由此产生的热等离子体的分布让我们估计热X射线发射强度。所获得的电场和磁场用于计算电子轨迹使用的引导中心近似。这些轨迹与MHD等离子体密度分布相结合，让我们推断合成HXR韧致辐射强度。我们的模拟强调，热等离子体在闪耀扭曲的日冕环中产生的发射模式的几何形状可以不同于底层磁场的实际几何形状。发射线（SXR）所揭示的扭曲角始终低于在扭结不稳定性的发病时存在的场线扭曲。在这些模拟中，由于高能电子与分层背景的相互作用而产生的HXR发射集中在环足点处，即使电子在环的日冕体积内的任何地方都被加速。HXR发射的最大值始终先于SXR发射的最大值，HXR光变曲线与SXR光变曲线的时间导数近似成比例。
2015-12-11 astro-ph.SR
Scale dependent alignment between velocity and magnetic field fluctuations in the solar wind and comparisons to Boldyrev's phenomenological theory
Boldyrev最近发展的不可压缩MHD湍流理论预言了速度和磁场波动之间存在一个与尺度有关的排列角，它与波动长度的1/4次方成正比。在这项研究中，等离子体和磁场数据从风航天器被用来调查之间的角度速度和磁场波动的太阳风作为一个功能的时间尺度的波动，并寻找幂律标度预测的Boldyrev。
2009-02-07 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
Lattice Boltzmann model for resistive relativistic magnetohydrodynamics
本文建立了一个相对论磁流体力学的格子Boltzmann模型。即使该模型是电阻MHD推导，它表明，它是数值上的强大，即使在高电导率（理想MHD）的限制。为了验证的数值方法，进行了测试模拟的理想和电阻的限制，即在理想的MHD和电流片的演化的阿尔文波的传播在电阻制度，其中观察到非常好的协议比较的分析结果。此外，我们还研究了由Kelvin-Helmholtz不稳定性驱动的二维磁重联，并研究了不同参数对重联率的影响。结果表明，密度比对磁重联率的影响可以忽略不计，而剪切速度的增加会降低重联率。此外，它被发现的重联率成正比的$σ^{-\frac{1}{2}}$，$σ$是电导率，这是符合斯威特帕克模型的标度律。最后，利用该数值模型研究了恒星耀斑中的磁重联。三维模拟表明，恒星耀斑中背景磁力线和磁绳磁力线之间的重联可以作为光球层中剪切速度的结果而发生。
2015-08-14 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.flu-dyn
The Astrophysical Corona as the Minimum Atmosphere Surrounding Embedded Non-Force-Free Flux Tubes
在天体物理学的背景下，发展和讨论了嵌入在大尺度背景场中的载流磁场（例如通量管）的平衡。嵌入式非力自由载流场需要最小的周围大气，通过直接压力平衡，其各处的气压与背景磁压成比例。形式上，MHD方程，流量和重力作为一个广泛的物理过程的一部分，分离成独立的本地和全球的关系，代表嵌入载流场的平衡解。嵌入场的局部压力关系是具有有限鞘层解的3D Grad-Shafranov方程。整体关系式再现了没有嵌入场的环境MHD压力方程，但与直接压力平衡一样，环境气体压力和磁压力按比例变化的约束。在磁主导制度的耦合气体压力需要再填充流出在一个耗尽的气氛（实现的磁通管洛伦兹力）提供一个压缩加热的平衡日冕与特定的全球分布的密度，温度和稳定的加速流出，所有的大尺度背景磁场的定义。在磁优势区之外的高气压场形成区域（例如对流区）中的磁足点压缩和扭曲，可以引入和维持非力自由的嵌入场，从而为日冕大气提供能量。这样的日冕可能与非常不同的天体物理尺度有关：围绕太阳和恒星，从行星到中子星、黑洞和螺旋星系。预测的日冕温度得到证实。
2019-03-24 astro-ph.SR
Inverse energy transfer in decaying MHD turbulence: A shell-to-shell analysis
Hamburger Sternwarte, University of Hamburg（汉堡天文台，汉堡大学）
通过壳层到壳层传递函数分析，发现衰减磁流体动力学湍流中能量从小尺度向大尺度的逆传递机制，表现为自相似倍增增长，且仅发生在同号螺旋度扇区内。
2026-05-26 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic Discontinuities in Magnetohydrodynamic Turbulence and in the Solar Wind
最近对太阳风湍流的测量报告指出，在磁场中存在间歇性的、指数分布的角度不连续性。在这封信中，我们研究这种不连续性是否可以产生的磁流体动力学（MHD）湍流。我们检测的不连续性，通过测量的波动的磁场方向，Δ θ，通过固定的空间增量Δ x在直接数值模拟的MHD湍流与施加均匀的引导场B_0。发现δ θ的概率密度函数（pdf）的一个大区域遵循指数衰减，与exp（-δ θ/θ_*）成比例，对于宽范围的导场强度，特征角θ_*~（14 deg）（b_rms/B_0）^0.65。我们发现，在太阳风中观察到的不连续性可以通过合理的b_rms/B_0比的MHD湍流再现。我们还观察到一个多余的小角度的不连续性时，Δ x变小，可能表明耗散尺度结构的统计意义越来越大。在这种情况下，pdf的结构非常类似于太阳风中的两种群pdf。因此，我们建议，强的不连续性与惯性范围内的MHD湍流，而弱的不连续性出现近耗散范围内的湍流。此外，我们发现磁场方向的结构函数呈现出反常的标度指数，这表明间歇结构的存在。
2012-04-19 astro-ph.SR nlin.CD physics.flu-dyn
Unappreciated cross-helicity effects in plasma physics: Anti-diffusion effects in dynamo and momentum transport
利用多尺度重整化微扰展开分析方法，研究了磁流体湍流中的交叉螺旋度（速度-磁场关联）效应对磁场感应和动量输运的影响。该理论的轮廓是参照速度和磁场之间的交叉相互作用的响应函数的作用。在这个公式中，湍流通量的表达式：湍流电动势（EMF）的平均感应方程和雷诺应力和湍流麦克斯韦应力的动量方程。与电动势的表达式相关，讨论了发电机中交叉螺旋度效应以及其他发电机效应的物理起源。为了理解湍流交叉螺旋度的实际作用，考虑了它的输运方程。通过实例讨论了交叉螺旋度的几种产生机制。在交叉螺旋度产生机制的基础上，讨论了交叉螺旋度在恒星发电机中的作用。交叉螺旋度的动量输送和全球流动的产生中的作用进行了论证。回顾了快速重联中湍流效应的特征，特别强调了交叉螺旋度在有效电阻率局部化中的作用。最后，一个注释是解决的方法，阐明了结构的生成和维持在非常强的湍流。需要一个适当的反扩散效应公式，它与通常的扩散效应相反。与传统的启发式模型相比，基于这种解析公式的湍流模型方法也被认为是。自洽框架处理的平均场和湍流之间的非线性相互作用的重要性，以及强调。
2023-03-03 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Magneto-acoustic oscillations observed in a solar plage region
本文对太阳谱斑区（相当于光球上的一个光斑）10 × 10个子区域内视线（LOS）磁场时间剖面的准周期扰动进行了广泛的研究。的扰动被发现与增强的He I 10830 A的吸收在苔藓区域，这是连接到环路与百万度等离子体。对扰动的FFT分析给出了一种类似于多普勒速度的频谱：大约5分钟的离散周期。磁扰动的幅度被发现是成正比的磁场强度在这些子区域。此外，磁扰动滞后于四分之一周期的相位相对于p-模式多普勒速度。我们发现，这种关系可以很好地解释与高\b{eta}等离子体中的磁声振荡的MHD解决方案。观测分析还表明，对于磁场较强和较弱的两个区域，扰动总是反相的。所有的研究结果表明，磁扰动实际上是磁声振荡的太阳表面，光球，由p模式振荡。这一发现可能为探索磁声振荡与太阳高层大气加热之间的关系以及它们在日震学中的作用提供新的诊断工具。
2021-01-28 astro-ph.SR
Calculating rotating hydrodynamic and magneto-hydrodynamic waves to understand magnetic effects on dynamical tides
为了解磁场对动力潮汐的影响，本文研究了简谐驱动下的旋转磁流体动力学（MHD）流。在局部WKB近似下，在周期盒中解析地导出线性响应。在谐振频率的动力学和欧姆耗散计算和各种参数进行了研究。虽然磁压与热压相比可以忽略不计，但磁场对于一阶扰动（例如动力学潮汐）可能是重要的。研究发现，磁场使谐振频率分裂，即旋转流体动力流只有一个谐振频率，而旋转磁流体动力流有两个谐振频率，一个为正，另一个为负。在弱场状态下，耗散在两个谐振频率附近是不对称的，并且这种不对称性在较弱的磁场下更加显著。研究还发现，在共振频率处的动力学耗散和欧姆耗散都与Ekman数和波数的平方成反比。在小尺度上，共振频率处的耗散几乎等于非共振频率处的耗散，即共振对中等尺度上的耗散起作用。此外，相位传播垂直于磁场的波阻尼更大。还有趣的是，发现频率平均耗散是恒定的。这一结果表明，在致密物体中，磁对潮汐耗散的影响应予以考虑。
2016-06-16 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Rayleigh-Taylor instabilities with sheared magnetic fields
磁瑞利-泰勒（MRT）不稳定性可能在许多天体物理问题中起着相关的作用。在这项工作中，磁剪切的MRT不稳定性的增长率的影响进行了研究。假设平衡态中磁场的方向发生变化，即，存在磁剪切。在不可压缩区域求解线性化的磁流体动力学（MHD）方程，发现在磁剪切存在的情况下，增长率是有界的。我们已经推导出简单的最大增长率的解析表达式，对应于系统的最不稳定的模式。这些表达式提供了生长速率对各种平衡参数的明确依赖性。对于小的角度的增长时间是线性比例的剪切角，在这种制度的单界面问题和平板问题趋于相同的结果。相反，在大角度的限制和界面问题的增长时间基本上是独立的剪切角。在这种情况下，我们也已经能够计算出近似表达式的生长时间的平板配置。磁剪切对不稳定性的增长率有很大的影响。作为本文结果的一个应用，我们利用日珥线的寿命和结构的阿尔文速度的估计，间接确定了日珥线的剪切角。
2014-02-26 astro-ph.SR
The formation and evolution of reconnection-driven slow-mode shocks in a partially ionised plasma
慢模MHD激波在磁重联中的作用对于能量转换和输运是非常重要的，但在许多天体物理等离子体中，等离子体并不完全电离。在本文中，我们调查，使用数值模拟，质子-电子电荷-中性流体和中性氢流体之间的碰撞耦合的作用，在恒定的压力和密度的背景状态下发起的磁场的不连续性的一维黎曼问题。在磁流体极限下，该系统的特征在于两种波：快模式稀疏波，其驱动流向慢模式磁流体冲击。系统演化经历了初始、弱耦合、中间耦合和准稳态四个阶段。初始阶段的特征是一个超压的中性区域，该区域以爆炸波的特征膨胀。在后期阶段，系统趋向于自相似解，其中主要的漂移速度集中在冲击波阵面的薄区域。由于系统的性质，当与导致中性流体膨胀以形成激波前兆的纯流体动力学激波相比时，中性流体被激波超压。一旦激波阵面形成，它的厚度与电离分数的-1.2次方成正比，这是一个比从简单的标度参数天真地预期的指数更小的指数。一个有趣的结果是，激波阵面是一个连续的过渡的物理变量的亚音速上游的激波阵面（一个c-激波）的物理变量的急剧跳跃，然后由一个松弛的下游值的超音速上游速度（一个j-激波）。由穿过冲击波阵面的速度漂移引起的摩擦加热可以达到参考磁能的大约百分之二。
2016-10-26 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Large-scale dynamos in rapidly rotating plane layer convection
内容：对流驱动的流动在发电机过程中起着至关重要的作用，发电机过程是恒星和行星产生磁场活动的原因。为什么许多天体物理学上的磁场都有一个显著的大尺度分量，这一点仍然没有完全弄清楚。目的：我们的目的是研究可压缩对流在快速旋转的笛卡尔域的发电机性能，专注于一个参数制度，其中底层的流体动力学流动是已知的是不稳定的大规模涡不稳定。方法：数值求解三维非线性磁流体动力学（MHD）控制方程。不同的数值方案进行了比较，我们提出了一个可能的基准情况下，其他类似的代码。结果：与以前的相关研究一致，我们发现在这个参数区的对流可以驱动一个大规模的发电机。平均水平磁场的分量振荡，导致平均场的连续整体旋转。虽然大规模的旋涡不稳定性占主导地位的系统的早期演变，它被抑制的磁场，使一个可以忽略不计的平均电动势，负责驱动大型发电机。发电机的循环周期与欧姆衰减时间相当，对流系统中发电机的循环周期更长，更接近于开始。在这些特定的模拟中，只有当在上下边界处采用垂直磁场边界条件时，才发现大规模的发电机作用。强调制的大规模发电机被发现在较高的瑞利数，减少活动（“大极小”的事件）发生在瞬态阶段，其中大规模的漩涡暂时重新建立自己，然后再次被抑制的磁场。
2018-01-15 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Two-jet astrosphere model: effect of azimuthal magnetic field
Opher等人（2015年）和Drake等人（2015年）已经表明，日球层磁场导致在内日鞘中形成太阳风流的双喷流结构，即在日球层终止激波和日球层顶之间的亚音速区域。在这种情况下，日球层顶具有管状拓扑结构，而在大多数全球日球层模型中，日球层顶具有片状拓扑结构（例如Izmodenov和Alexashov，2015）。在本文中，我们探讨了一个简化的天体层中的两个喷流的情况下，1）恒星是静止的相对于星周介质，2）径向磁场被忽略相比，方位角分量，3）恒星风外流被假定为高超声速（无论是马赫数和Alfvénic马赫数是远远大于1在流入边界）。我们已经证明，该问题可以用无量纲形式表示，其中的解只取决于一个无量纲参数ε，它是流入边界处Alfvénic马赫数的倒数。这个参数与恒星的磁场成正比。我们提出的数值解的问题的各种值的？给出了理想磁流体动力学方程的三个一次积分，并利用它们计算了射流中的等离子体分布。建立了到终止激波、天体顶的距离和喷流大小之间的简单关系。这些关系使我们能够从喷流状天体层的几何图案中确定恒星的磁场。
2016-09-30 astro-ph.SR
Oscillatory reconnection as a plasma diagnostic in the solar corona
振荡重联是磁化等离子体中的弛豫过程，具有完全取决于背景等离子体性质的固有周期性。本研究着重于日冕振荡重联的地震学前景。我们执行三套参数的研究（特征日冕值的背景磁场，密度和温度）使用PLUTO代码来解决完全压缩，电阻MHD方程的二维磁X点。从每个参数的研究，我们得出的振荡重联的周期。我们发现，这个周期是成反比的特征强度的背景磁场和初始等离子体温度的平方根，而下面的平方根依赖于平衡等离子体密度。这些结果揭示了阿尔文速度的大小与周期之间的反比关系，以及背景声速与周期之间的反比关系。此外，我们注意到，各向异性热传导的增加只会导致一个小的增加，在平均值的周期。最后，我们建立了一个经验公式，该公式给出了与背景磁场、密度和温度有关的周期值。这给了我们一个量化的振荡重联的关系，作为一个等离子体诊断在太阳日冕，打开了使用振荡重联日冕地震学的可能性。
2023-01-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Magnetic effect on dynamical tide in rapidly rotating astronomical objects
通过数值求解旋转磁流体力学（MHD）方程组，研究了磁场对动力潮汐的影响。研究发现，磁场不仅对流动结构有显著影响，即中等或更强的磁场可以破坏旋转流动中的内部剪切层（在阿尔文速度至少是表面旋转速度的0.1的量级的意义上），而且还对引潮力激发的波的色散关系产生影响，从而使潮汐共振的范围被磁场加宽。主要结果是总的潮汐耗散与磁场强度的平方成比例关系，可用来估算双星系统天体内部磁场的强度。此外，在中等或更强的磁场下，磁耗散与粘性耗散的比率几乎与磁普朗特数（即粘性与磁扩散率的比率）成反比，因此在小磁普朗特数的天体物理情况下，磁耗散在中等或更强的磁场下占主导地位。
2018-01-19 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
