Nonaxisymmetric MHD instabilities of Chandrasekhar states in Taylor-Couette geometry
我们考虑具有绝缘边界条件的轴向周期泰勒-库埃特几何。所施加的基本状态是所谓的Pracrasekhar状态，其中方位流$U_ϕ$和磁场$B_ϕ$具有相同的径向分布。主要是三个特殊的配置文件被认为是：瑞利极限，准开普勒，和固体旋转。在每种情况下，我们首先计算线性不稳定性曲线和它们对磁普朗特数Pm的依赖性。对于方位波数m=1的模式，不稳定性曲线总是与雷诺数和哈特曼数标度。因此，对于足够小的Pm，这些模式只有在磁马赫数小于1时才变得不稳定，因此与大多数天体物理应用无关。然而，m>10的模式可以表现得非常不同。对于足够平坦的轮廓，它们与磁雷诺数和伦德奎斯特数成比例，从而允许不稳定性也为大磁马赫数的天体物理对象。我们进一步计算这些不稳定性的完全非线性三维平衡，并研究能量如何在方位角（m）和轴向（k）波数之间分布。相比之下，光谱变得陡峭的大m，反映剪切的平滑作用。另一方面，动能谱和磁能谱表现出类似的行为：如果几个方位角模式已经是线性不稳定的，它们是相对平坦的，但对于刚性旋转的情况下，其中m=1是唯一的不稳定模式，它们是如此陡峭，无论是柯尔莫哥洛夫还是Iroshnikov-Kraichnan谱适合的结果。总磁能仅在大磁雷诺数Rm>100时才超过动能动能。
2016-02-24 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Nonlinear transverse cascade and sustenance of MRI-turbulence in Keplerian disks with an azimuthal magnetic field
利用剪切盒模拟方法研究了具有非零净方位磁场的开普勒圆盘中由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的磁流体动力学湍流。不同于以往的研究，我们分析湍流动力学傅立叶（${\bf k}$ -）空间，以了解其支持。磁共振成像的线性增长具有瞬态特性，在傅立叶空间中是各向异性的，从而导致非线性过程在傅立叶空间中的各向异性。其结果是，主要的非线性过程似乎是一种新型的角度重新分布模式在傅立叶空间-的\emph{nonlinear transverse cascade} -而不是通常的直接/逆级联。我们表明，湍流是持续的相互作用的线性瞬态增长的MRI（这是唯一的能量供应的湍流）和横向级联。这两个过程在大的长度尺度上运行，相当于盒子大小，相应的小波数区域，在傅立叶空间中称为\emph{vital area}，对于维持至关重要，而在重要区域之外，直接级联占主导地位。傅立叶空间中的线性和非线性过程的相互作用通常过于交织，无法生动地图示。尽管如此，我们揭示了\emph{basic subcycle}的支持，清楚地表明这些过程的协同作用，在磁化流系统的自组织。这种协同作用是相当稳健的，并且对于所考虑的模拟盒的不同纵横比持续存在。这些盒子中的动力学过程的光谱特征是定性相似的，表明MRI湍流的维持机制的普遍性。
2017-07-21 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidal asteroseismology: Kepler's KOI-54
我们开发了一个通用的框架，解释和分析高精度的光变曲线从偏心恒星双星。虽然我们的方法是通用的，我们专注于最近发现的开普勒系统KOI-54，面对两个A星的双星与$e=0.83$和42天的轨道周期。KOI-54在近星点通过期间表现出强烈的椭球变率;它的光变曲线还包含约20个轨道频率的完美谐波脉动，以及另外约10个非谐波脉动。对这种数据的分析是一种新形式的星震学，其中振荡幅度和相位而不是频率包含可以用来限制恒星特性的信息。我们定性地解释了物理模式的激发和谐波的范围预计将被观察到。为了定量模拟观测到的脉动谱，我们开发和应用一个线性的，潮汐强迫，非绝热恒星振荡形式主义，包括科里奥利力。我们产生的时间功率谱KOI-54是半定量与观测一致。KOI-54系统中的两颗恒星预计将伪同步旋转，共振非轴对称模式为总扭矩提供了关键贡献;这种共振为KOI-54中观察到的两个最大振幅谐波脉动提供了可能的解释，尽管我们发现这种解释存在定量问题。我们详细地表明，在KOI-54中观察到的非谐波脉动可以通过非线性三模耦合产生。本文提出的方法可以推广到未来的脉动数据，以确定最适合的恒星参数。我们还推导了KOI-54的椭球变化的分析模型，包括潮汐畸变和恒星辐射，这可以用来模拟其他类似的系统。
2011-12-01 astro-ph.SR
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
Active modes and dynamical balances in MRI-turbulence of Keplerian disks with a net vertical magnetic field
研究了圆盘剪切盒模型中具有净垂直场的磁旋转不稳定性（MRI）湍流的动力学平衡。在傅立叶（${\bf k}$ -）空间中分析湍流动力学，我们确定了定义湍流特性的三种类型的活动模式。这些模式的长度类似于盒子的大小，即，位于傅立叶空间中标记为重要区域的小波数区域中，并且是：（i）通道模式-在具有最小垂直波数的盘平面中均匀，（ii）纬向流模式-在方位角上和垂直方向上均匀，具有最小径向波数，以及（iii）其余模式。静止模式包括生命区域中能量达到最大光谱能量的$50 \%$以上的那些谐波。与槽道流和纬向流模式相比，其余模式单独不那么重要，然而，它们的组合作用在这两种模式中占主导地位。这三种模式类型是由线性和非线性过程的相互作用，导致其相互依赖的动态。线性过程存在于具有净垂直场的盘流非模态修改的经典MRI中。主要的非线性过程是傅立叶空间中模式随波矢角的转移-横向级联。通道模式表现出由线性MRI增长提供的阵发性爆发，而非线性过程主要与此相反，耗尽通道能量并将其重新分配给其余模式。至于纬向流，它没有线性源，而是由其余模式的非线性相互作用馈送。
2018-11-20 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Model of Late Accretion onto a Protoplanetary Disk: Cloudlet Encounter Event
最近的观测表明，后期吸积，这通常是非轴对称的，到原行星盘。研究了考虑磁场影响的非轴对称迟吸积。我们的模型假设了一个几百au尺度的小云团相遇事件，在那里一个磁化的气体团（小云团）遇到一个原行星盘。我们研究了云团大小和磁场强度对云团相遇后圆盘中旋转速度分布的影响。结果表明，磁场既可以使云团物质的旋转运动减速，也可以使云团物质的旋转运动加速，这主要取决于云团相对于圆盘厚度的大小。当小云团的大小与盘的厚度相当或小于盘的厚度时，磁场仅使碰撞的小云团物质的旋转减速。然而，如果小云团的尺寸大于圆盘的厚度，碰撞的小云团物质可以是超开普勒的结果，磁加速。我们发现，垂直速度剪切的微云产生的磁张力，增加旋转速度。当初始等离子体$β$为$ β\lesssim 2\times 10^1 $时，加速机构工作。我们的研究表明，磁场修改由潮汐效应形成的螺旋的属性。这些发现对于解释晚期吸积的观测结果可能很重要。
2023-03-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Large-scale dynamo action of magnetized Taylor-Couette flows
具有准开普勒旋转定律的含有环形磁场的导电Taylor-Couette流作为Tayler-Spruit型的平均场发电机模型。流动对非轴对称扰动是不稳定的，这些扰动形成定义$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$时才被激发。通过基本上较低或较大的涡流扩散系数，发电机不稳定性被抑制。
2020-02-02 astro-ph.SR physics.flu-dyn
The generation of spiral density waves by MRI in accretion discs
Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf（德累斯顿-罗斯多夫亥姆霍兹中心）；Abastumani Astrophysical Observatory（阿巴斯图马尼天文台）；Faculty of Exact and Natural Sciences, Tbilisi State University（第比利斯国立大学理学院）；LyRIDS, ECE-Paris Engineering School（巴黎ECE工程学院LyRIDS）；LUTH, UMR 8102 CNRS, Observatoire de Paris-Meudon（巴黎-默东天文台CNRS联合研究实验室）
研究开普勒盘中弱垂直磁场下的扰动，发现MRI驱动的不可压缩磁模式可在径向波数过零时激发螺旋密度波，为可压缩运动提供线性机制。
2026-09-29 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Transport properties of the Azimuthal Magnetorotational Instability
磁旋转不稳定性（MRI）被认为是开普勒吸积盘中湍流的一个强有力的来源。受最近的实验室实验的启发，我们研究了在两个同心旋转圆柱体之间剪切的导电流体中由方位磁场驱动的MRI。通过调整圆柱的旋转速率，我们近似角速度分布$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
Non-Dissipative Saturation of the Magnetorotational Instability in Thin Disks
提出了一种新的非耗散机制，用于描述轴向磁场作用下薄Keplerian圆盘轴对称磁旋转（MRI）不稳定性的饱和。该机制依赖于从MRI到稳定的磁声波（MS）的能量转移。这种模式的相互作用，使由于垂直分层的磁盘，导致其MRI频谱的离散化，以及通过应用适当的边界条件。导出了初始不稳定MRI模式的二阶Duffing类振幅方程。该方程的解表现出具有恒定振幅的突发非线性振荡，其表示MRI的饱和水平。这些结果得到了验证的直接数值解的完整的非线性简化薄磁盘磁流体动力学方程组。
2012-10-19 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Extending the range of the inductionless magnetorotational instability
磁旋转不稳定性（MRI）可以破坏流体动力学稳定的旋转流，从而允许在吸积盘的角动量输运。磁共振成像的一个臭名昭著的问题是它在低磁普朗特数区域的适用性值得怀疑，因为它们是原行星盘和黑洞周围吸积盘外部的典型区域。使用WKB方法，我们扩展了MRI的适用范围，证明了如果方位磁场的径向分布仅与无电流分布~ 1/r略有不同，则无感应形式的MRI（如螺旋MRI和方位MRI）很容易使开普勒分布~ 1/r^（3/2）不稳定。这样，我们进一步展示了以前已知的临界Rossby数的下限Ro=-0.828与上限Ro=+4.828之间的自然联系。
2013-06-04 astro-ph.SR math-ph math.MP
Magnetohydrodynamics of Protostellar Disks
综述了吸积盘的磁流体动力学行为。详细介绍了适用于原恒星盘的基本MHD方程。弱（亚热）磁场和开普勒旋转的组合是不稳定的磁旋转不稳定性（MRI），如果在磁盘中的电离度足够高。MRI产生增强的角动量，并导致层流分解为湍流。如果湍流能量是局部耗散的，则标准“$α$“模型应能对圆盘结构给出合理的估计。由于远离中心恒星的原恒星盘的电离分数很小，它们通常不处于接近完美导电性的状态。非理想MHD效应是重要的。其中，欧姆耗散和霍尔电动势是最重要的。尘埃的存在也是至关重要的，因为小的星际尺度颗粒吸收了良好磁耦合所需的自由电荷。在AU的尺度上，在磁盘中平面附近可能存在磁去耦的区域，即所谓的{ \em死区}。但是随着时间的推移，颗粒的生长和沉降降低了它们吸收电荷的效率。由于来自中央恒星的日冕X射线（也可能是宇宙射线）提供的电离作用，原恒星盘在其生命的大部分时间里可能被充分磁化，从而具有MRI活性，特别是远离盘中平面的部分。
2009-06-04 astro-ph.SR
Protoplanetary Disk Winds by Magnetorotational Instability : Formation of an Inner Hole and a Crucial Assist for Planet Formation
通过构建一个基于3D局部磁流体动力学（MHD）模拟的全球模型，我们表明，磁盘风驱动的磁旋转不稳定性（MRI）在原行星盘的气体成分的扩散中起着重要的作用。由于磁共振驱动的盘风的质量损失时间尺度与当地开普勒旋转周期成正比，因此气体盘从内部区域动态蒸发，可能会产生逐渐扩大的内孔，而相当数量的气体仍留在外部区域。盘风具有很强的时间依赖性，在每个半径处具有几倍于开普勒自转周期的准周期性，这将作为原恒星-原行星盘系统的时变观测。即使存在死区，这些特征也会持续存在，因为盘风是从电离宇宙射线和高能光子可以穿透的表面区域驱动的。此外，预测的由内而外的清除显着抑制了巨石向中心恒星的坠落和原行星的I型迁移，这有利于行星的形成和生存。
2010-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Low magnetic-Prandtl number flow configurations for cold astrophysical disk models: speculation and analysis
模拟的天体物理磁盘在剪切盒中的磁旋转不稳定性（MRI）表明，活动似乎减少的磁性普朗特数（Pm）降低。另一方面，实验室实验的计算表明，通过修改Pm << 1的背景剪切来实现饱和。本文以适合于实验室实验的计算结果为指导，考虑了在各种剪切剖面和边界条件下，在恒定垂直背景磁场中的剪切箱模型中无粘扰动的轴对称稳定性，以验证剪切变形引起不稳定性饱和的假设。研究发现，磁共振成像的出现和稳定性对所采用的边界条件很敏感。通道模式没有出现稳定通过任何修改的背景剪切，其平均保持开普勒。然而，具有非穿透边界的系统可以通过修改背景剪切而使MRI饱和。因此，从概念上将实验室实验的定性结果等同于圆盘中的条件可能会产生误导。
2010-02-02 astro-ph.IM astro-ph.SR
On the relation of standard and helical magnetorotational instability
磁旋转不稳定性（MRI）通过使开普勒盘中的湍流（否则流体动力学稳定）对宇宙结构的形成起着至关重要的作用。特别关注具有小磁性普朗特数的液体金属的MRI实验，已经表明这种不稳定性的螺旋版本（HMRI）具有与标准MRI（SMRI）完全不同的标度行为。我们讨论的关系，HMRI SMRI探索各种参数的依赖关系。我们确定的不稳定性模式之间的转移机制，通过光谱异常点，解释了从静止不稳定（SMRI）的过渡到不稳定的行波（HMRI）和激励的HMRI在无感的限制。对于某些参数区域，我们发现新的岛屿的HMRI。
2009-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR math-ph
Zero net flux MRI-turbulence in disks $-$ sustenance scheme and magnetic Prandtl number dependence
利用标准剪切盒模拟方法研究了净磁通量为零的开普勒圆盘中磁旋转不稳定性（MRI）驱动湍流对磁普朗特数（${\rm Pm}$）的维持和依赖性。我们专注于傅立叶空间中的湍流动力学，捕捉特定/非正则各向异性的非线性过程，由于磁盘流剪切。这是一种新型的非线性波矢方向上的模式重新分布--非线性横向叶栅--它是剪切流的普遍现象，与通常的正/逆叶栅有着根本的不同。零通量MRI没有指数增长模式，因此其增长是瞬态的或非模态的。湍流的自我维持是由MRI的瞬态增长和非线性横向级联的建设性合作。这种合作发生在小的波数（在流量大小尺度上），称为傅立叶空间中的重要区域。直接级联将模能量从重要区域转移到更大的波数。在大的${\rm Pm}$，横向级联优于直接级联，保持大部分模式的能量包含在小的波数。然而，随着${\rm Pm}$的减小，横向级联的作用减弱，并且不再能够对抗直接级联的作用，直接级联更有效地将能量传递到更高的波数，从而导致增加的电阻耗散。这破坏了维持方案，导致湍流衰减。因此，零净通量MRI湍流的衰减与减少${\rm Pm}$归因于拓扑重排的非线性过程时，直接级联开始占上风的横向级联。
2020-10-07 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Experimental Confirmation of the Standard Magnetorotational Instability Mechanism with a Spring-Mass Analogue
磁旋转不稳定性（MRI）长期以来一直被认为是一种普遍存在的机制，可以破坏原本稳定的开普勒流，以支持角动量的径向向外传输。这种有效的传输过程将允许恒星和黑洞等天体的快速吸积，释放出丰富的动能，为宇宙中许多最明亮的光源提供动力。但是，尽管十多年来进行了大量的努力，但迄今为止，在纯垂直磁场下的标准MRI从未被直接测量过。在这里，我们报告了一个明确的实验室演示的弹簧质量模拟标准MRI通过比较运动的弹簧栓系球在不同的旋转流。实验证实了这一理论：有效的向外角动量传输只表现在准开普勒流中具有弱弹簧的情况下。我们的实验方法以一种新的方式实现了这一点，从而将固体和流体力学与等离子体天体物理学联系起来。
2018-12-12 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
3D MHD Simulation of a Pulsationally-Driven MRI Decretion Disc
我们探索的脉动驱动的轨道质量喷射机制的Be星盘形成等温，三维磁流体动力学（MHD）和流体动力学模拟。非径向脉动被添加到一颗以95%的临界转速旋转的恒星上，作为将气体送入该区域的内边界条件。在MHD中，恒星内部的初始磁场很弱。流体动力学模拟有限的角动量传输，导致在小半径的旋转支撑盘的质量积累，然后回落到恒星的重复循环。相反，MHD模拟具有由湍流和相干磁场两者提供的有效（Maxwell $α_{\rm M}$ $\sim$ 0.04）角动量传输;由磁旋转不稳定性驱动的缓慢衰减的中平面和由全局磁矩驱动的盘表面上的超音速风。中平面附近的角度和时间平均的属性同意合理的一维粘性递减盘模型与修改后的$\tildeα=0.5$，其中气体从亚音速薄盘过渡到超音速球形风的临界点。然而，1D模型无法捕获在我们的模拟中看到的多相位递减/角结构。我们的研究结果表明，至少在一定条件下，非径向脉动的表面上的快速旋转，弱磁化的恒星可以驱动开普勒光盘的基本属性的粘性decretion光盘范例，虽然耦合到层流风远离中平面。未来的Be星盘模型应该考虑这种表面风的可能存在。
2021-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
From helical to standard magnetorotational instability: predictions for upcoming liquid sodium experiments
我们进行线性分析的轴对称磁旋转不稳定性（MRI）在磁化圆柱泰勒-库埃特（TC）流的标准版本（SMRI）与纯轴向背景磁场和两个进一步的类型-螺旋修改SMRI（H-SMRI）和螺旋MRI（HMRI）-在组合的轴向和方位角磁场的存在下。这项研究的目的是为即将到来的大规模液体钠MRI实验计划内的DRESDYN项目在Helmholtz-Zentrum德累斯顿-Rossendorf，所以我们探讨这些不稳定类型的典型值的主要参数：磁雷诺数，伦德奎斯特数和比的角速度的气缸，这是在这些实验中可以达到的。与以前在实验室中检测MRI的尝试相反，我们的结果表明，SMRI及其螺旋修改版本原则上可以在DRESDYN-TC设备中检测到上述参数的范围，包括天体物理学上最重要的开普勒旋转，尽管液体钠的磁性普朗特数非常小。由于在实验中，我们计划接近（H-）SMRI从以前研究的HMRI制度，我们排除了两个制度之间的连续和单调的过渡。我们发现，H-SMRI，像HMRI，代表一个过稳定性（行波）与非零频率线性增加的方位场。由于它的相关性有限尺寸的流动系统在实验中，我们还分析了H-SMRI的绝对形式，并比较其增长率和发病标准与对流。
2022-06-04 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
A local model of warped magnetised accretion discs
我们推导出表达式的局部理想磁流体动力学（MHD）方程的翘曲天体物理盘使用翘曲剪切盒形式主义。这些方程的扰动扩展到一阶的翘曲振幅导致的线性理论的磁化翘曲光盘的内部局部结构的MRI湍流的情况下。在一个特殊的情况下，外部磁场定向垂直于磁盘表面，这些方程求解半解析通过频谱方法。低粘度开普勒流体动力学翘曲盘的相对快速的翘曲传播被磁场的存在所减弱。磁张力增加了行星振荡的刚度，使固有频率与轨道频率失谐，从而消除了流体动力学翘曲盘的特征性行星模式的共振力。在一个单一的流体动力学共振相反，我们发现了一系列的Alfvénic-epicyclic模式，这可能是共振强迫的翘曲几何在临界值的轨道剪切率$q$和磁场强度。在这些临界点处产生大的内转矩，并且发生异常快速的翘曲传播。由于我们的治疗省略了MRI湍流，这些结果最适用于强磁化椎间盘。
2018-03-01 astro-ph.HE 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
Revisiting linear dynamics of non-axisymmetric perturbations in weakly magnetized accretion discs
本文研究了在剪切盒近似下，在垂直磁场作用下，不可压缩、垂直分层的开普勒圆盘中非轴对称扰动的线性动力学。扰动被分解成剪切波，剪切波的演化通过线性化理想MHD方程的数值积分来跟踪。系统中存在两种基本模式--惯性重力波和磁模式，表现为磁旋转不稳定性。与以往的研究不同，我们引入“本征变量”特征的惯性重力和磁模式，这是由一组四个一阶耦合常微分方程的每个（反传播）组件。这使我们能够确定一个新的过程中的线性耦合的两个以上的非轴对称模式，由于光盘的差分旋转。我们对非轴对称和轴对称磁模扰动的动力学进行了比较分析。结果表明，该模式的最佳和接近最佳的非轴对称谐波的增长，具有瞬态性质，可以胜过轴对称谐波的指数增长（即，在轴对称MRI上）。轴对称通道的解决方案，这一结果的可能影响进行了讨论。具体而言，通道的形成可能会受到影响/阻碍的非轴对称模式已经在早期的线性阶段，导致其不合时宜的中断-结果强烈依赖于初始扰动的幅度和频谱。因此，这种竞争可能导致磁模式的非线性动力学的不确定性。它还表明，一个最大的非轴对称增长是在垂直波长接近的尺度高度的压缩性效应是重要的。这间接表明，可压缩性在非轴对称MRI的动力学中起作用。
2013-08-05 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Angular Momentum Transport by Acoustic Modes Generated in the Boundary Layer II: MHD Simulations
我们进行全球非分层的三维磁流体动力学模拟的天体物理边界层（BL）-之间的界面区域的吸积盘和弱磁化吸积物体，如白矮星-的目标是了解的影响，磁场的BL。我们使用圆柱坐标与等温状态方程，并调查了一些初始场的几何形状，包括环形，垂直，垂直与零净通量。我们的初始设置包括一个开普勒盘连接到一个非旋转的恒星。在以前的工作中，我们发现，在流体动力学模拟，声波激发的剪切BL能够有效地传输角动量和驱动质量吸积到恒星上。在这里，我们确认，在MHD模拟，波作为一种有效的手段，在BL附近的角动量输运，尽管磁旋转不稳定性（MRI）在磁盘中操作。特别地，由于波引起的角动量电流有时大于由于MRI引起的角动量电流。我们的研究结果表明，在BL及其附近的角动量输运是一个全球性的现象，通过波和冲击的耗散发生。这一观点与标准的局部反常湍流粘性输运图有很大不同。除了角动量输运，我们还研究了BL内的磁场放大。我们发现，该领域确实是在BL放大，但只有几个因素，并保持亚热。
2013-01-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Local instabilities in magnetized rotational flows: A short-wavelength approach
我们进行了局部稳定性分析的存在下，一个恒定的垂直磁场和方位角磁场与一般的径向依赖性的旋转流。采用短波长近似，我们开发了一个统一的框架调查的标准，螺旋，和方位角版本的磁旋转不稳定性，以及电流驱动的扭结型不稳定性。考虑到粘性和电阻设置，我们的主要焦点是小磁普朗特数的情况，例如，不仅适用于液态金属实验，而且适用于吸积盘的较冷部分。我们表明，以前被认为是局限于陡峭的旋转配置文件的无感应版本的MRI扩展以及开普勒的情况下，如果只有方位场稍微偏离其电流自由（在流体中）的配置文件。我们找到了一个明确的标准分离纯方位无感磁旋转不稳定性的制度，这种不稳定性与泰勒不稳定性混合。我们进一步证明，对于特定的参数配置的方位角MRI起源作为一个耗散引起的不稳定性的理想磁流体力学的Ehrasekhar的均分解决方案的结果。
2014-09-28 astro-ph.SR math.DS physics.flu-dyn
Inviscid helical magnetorotational instability in cylindrical Taylor-Couette flow
本文分析了与天体物理条件有关的无粘极限轴对称螺旋磁旋转不稳定性（HMRI）。采用零磁普朗特数定义的无感近似来区分螺旋磁场作用下圆柱形泰勒-库埃特流中的HMRI和标准MRI。用Chebyshev配点法计算了在内外半径比λ=2，旋转率和磁场螺旋度不同的情况下，对流和绝对不稳定性的阈值。研究发现，超出Rayleigh极限的自持HMRI模式的扩展不仅在窄能隙近似下，而且在有限能隙近似下都没有达到天体物理相关的Keplerian旋转轮廓。开普勒极限只能通过对流HMRI模式提供的边界是完美的传导。然而，这种模式不仅需要一个永久的外部激励是可观察的，但也有一个长的轴向波长，这是不兼容的厚度有限的天体物理吸积盘。
2011-12-19 astro-ph.SR physics.flu-dyn
