Magnetothermal instabilities in magnetized anisotropic plasmas
利用由Vlasov方程导出的理想各向异性无碰撞等离子体的输运方程，分析了无碰撞磁化等离子体的压力各向异性对磁热（MTI）和热流驱动浮力（HBI）不稳定性的影响.我们计算的色散关系和这些不稳定性的存在下的背景热通量和静压各向异性的配置的增长率，发现当热传导作用的频率远大于系统中的任何其他频率（即弱磁场）的压力各向异性没有影响的MTI/HBI，提供的各向异性的程度是小的。相反，当这种时间尺度的顺序不适用时，不稳定性标准取决于压力各向异性。具体而言，在各向异性的情况下的不稳定性的增长时间可以是几乎一个数量级小于其各向同性对应。我们的结论是，在压力各向异性存在的等离子体MTI/HBI修改。然而，在低磁场和小各向异性的环境中，如ICM，从16矩方程的近似下所考虑的结果是类似于从理想MHD所获得的。
2011-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA physics.plasm-ph
Global galactic dynamo driven by cosmic-rays and exploding magnetized stars
我们报告的第一个全球银河系规模的CR-MHD模拟宇宙射线驱动的发电机的第一个结果。研究了与宇宙射线气体动力学耦合的磁化星际介质的动力学。我们假设，爆炸的恒星沉积小规模，随机取向，偶极磁场到差分旋转ISM，连同一部分的宇宙射线，在超新星冲击加速。我们进行数值模拟的援助下，一个新的并行MHD程序PIERNIK。我们发现，爆炸的磁化恒星对银河系盘的初始磁化为宇宙线驱动发电机形成了有利的条件。我们证明，偶极磁场提供小SN残留规模，可以被放大指数，由CR驱动的发电机，到目前的均分值，并同时转化为大的银河系规模。在演化星系中产生的磁场结构在正面视图中呈螺旋形，在侧面视图中显示出所谓的X形结构。
2009-11-05 astro-ph.GA
Dynamics and stability of magnetized AGN-blown bubbles in clusters of galaxies
Purdue University（普渡大学）
研究通过MHD模拟探讨磁化射流吹出气泡在星系团内介质中的动力学与稳定性，发现气泡在磁化作用下能长期保持稳定，并通过亚声速上升时的能量耗散机制解释了星系团腔体的长期稳定性。
2026-04-01 astro-ph.GA
Magnetofluid dynamics of magnetized cosmic plasma: firehose and gyrothermal instabilities
磁化弱碰撞宇宙等离子体的全球动力学和湍流描述的一般磁流体方程，包含压力各向异性和热通量，必须从微观等离子体动力学理论计算。它表明，即使没有详细的计算的压力各向异性或热通量，人们发现宏观尺度的动力学是一般不稳定的微尺度Alfvenically极化波动。两个不稳定性被认为是详细的：平行消防水龙带不稳定性（包括有限拉莫尔半径的影响，确定最快的增长模式）和gyrotothermal不稳定性（GTI）。后者是一个新的结果-它表明，平行的离子热通量不稳定Alfvenically极化波动，即使在没有所需的消防水管的负压各向异性。主要结论是，压力各向异性和热通量触发等离子体微不稳定性，因此，它们的值将可能由这些不稳定性的非线性演化。理解这种非线性演化的想法进行了讨论。认为宇宙等离子体一般是“三尺度系统”，包括全球动力学、中尺度湍流和微尺度等离子体涨落。天体物理学的例子被认为是冷核心的星系团，它是注意到，观察点在集群中的湍流是在一个边缘状态相对于等离子体微不稳定性，所以它是等离子体微物理学，是可能设置的加热和传导性能的内集群介质。特别是，推导出GTI所隐含的温度波动的规模上的下限。
2010-06-10 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Simulating the Diverse Instabilities of Dust in Magnetized Gas
最近，斯奎尔和霍普金斯表明，带电尘埃颗粒在任何外力（如辐射压、重力）的影响下穿过磁化气体时，都会受到一系列不稳定性的影响。质量上不同的不稳定性家族与不同的阿尔文波或磁声波和漂移或陀螺运动有关。我们提出了一套模拟探索这些不稳定性，在一个均匀的介质中的晶粒受到外部加速度。我们改变参数，如尘埃，等离子体$β$，大小比例和加速度的洛伦兹阻力的比例。研究的所有制度驱动湍流运动和尘埃到气体的波动在饱和状态，可以迅速放大磁场均分速度波动，并产生不稳定性，无限期地持续（尽管随机颗粒运动）。不同的参数产生不同的形态和性质不同的功能，在尘埃中，但饱和气体状态可以广泛地表征为各向异性磁声或Alfvenic湍流。准线性理论可以定性地预测气体湍流特性。湍流从小尺度向大尺度发展，大尺度的模式通常会驱动更剧烈的气体湍流，但尘埃速度和密度波动更为复杂。在许多情况下，尘埃形成的结构（团块、细丝、薄片）达到极端的超密度（平均值高达$\gg 10^{9}$倍），甚至在几乎不可压缩的气体中也表现出大量的子结构。在较低的尘气比下，这些可能更加突出。在其他情况下，尘埃通过磁波动自激散射，使尘埃速度各向同性并放大，产生快速扩散的尘埃运动。
2022-03-16 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.GA
Ubiquitous Instabilities of Dust Moving in Magnetized Gas
Squire & Hopkins（2017）表明，耦合的尘埃-气体混合物通常会受到“共振阻力不稳定性”（RDI）的影响，这会导致两者的波动剧烈增长。但是磁场和带电尘埃的作用还没有被研究过。因此，我们探讨了服从理想MHD的气体中的RDI，并通过洛伦兹力和阻力与尘埃耦合，并具有外部加速度（例如，重力、辐射）驱动尘埃漂移通过气体。我们表明，这是总是不稳定的，在所有的波长和非零值的尘埃-气体比，漂移速度，尘埃电荷，“停止时间”或阻力系数（任何阻力法），或场强，而且增长率只依赖于弱（次线性）对这些参数。尘埃电荷和磁场不能抑制不稳定性，但会产生大量新的不稳定性“家族”，每个家族都有不同的行为。的“MHD波”（磁声或阿尔芬）RDIs表现出最大的增长沿“共振”的角度，其中的模式有相速度匹配相应的MHD波，增长率增加没有限制的波数。“陀螺仪”RDI由漂移和拉莫尔频率之间的共振驱动，使生长率在特定波长处急剧上升。其他不稳定性包括“声学”和“无压力”模式（以前研究过），以及一个类似于宇宙射线不稳定性的家族，当洛伦兹力很强并且尘埃流沿着场线超阿尔文时出现。我们讨论了天体物理的应用在温暖的ISM，CGM/IGM，HII地区，SNe喷出物/遗迹，日冕，冷星风，GMC，和AGN。
2018-11-11 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Bridging Simulations of Kink Instability in Relativistic Magnetized Jets with Radio Emission and Polarisation
本研究通过3D RMHD模拟旋转喷流，揭示了电流驱动和扭曲不稳定性在形成射电星系复杂形态中的作用，并利用合成同步辐射和偏振图，成功解释了MysTail的观测特征。
2024-09-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Nonlinear Evolution of the Resonant Drag Instability in Magnetized Gas
我们调查，第一次，磁化的“共振拖曳不稳定性”（RDIs）的非线性演化。我们探讨磁流体动力学（MHD）模拟气体混合（均匀）尘埃颗粒受洛伦兹力和阻力，使用GIZMO代码。磁化的RDI表现出与纯声学RDI根本不同的行为。粉尘组织成相干结构，系统表现出强烈的尘气分离。在线性和早期非线性区域，增长率符合线性理论，尘埃自组织成二维平面或“片”。“最终，气体发展出完全非线性、饱和的Alfvénic和可压缩的快模式湍流，用少量的尘埃填充低密度区域，并驱动一个发电机，在动能和磁能均分时饱和。尘埃密度的波动表现出显着的非高斯性，和功率谱是强烈的加权朝向最大的（盒尺度）模式。饱和水平可以通过准线性理论来理解，因为通过不稳定性的强迫和能量输入变得与湍流中的饱和张力和耗散相当。这里给出的磁化模拟只是一种情况;磁性RDI在参数空间的不同部分可能具有多种形式。
2018-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Magnetized High Velocity Clouds in the Galactic Halo: A New Distance Constraint
在整个银河系的晕中可以观察到不符合银河系旋转的高速气体。这种气体的一个组成部分，HI高速云（HVC），自20世纪60年代发现以来一直引起人们的关注，并且在其起源方面仍然存在争议，主要是由于缺乏可靠的距离估计。最近发现的增强磁场对HVC鼓励我们探索他们的连接到云的演变，运动学和生存，因为他们通过磁化星系晕下降。对于晕磁场的合理模型，大多数下落云看到的是横向的而不是径向的磁力线。我们发现，显着的压缩（从而放大）的环境磁场发生在前面的云和尾部的材料剥离的云。压缩的横向场衰减流体动力学不稳定性。这延迟了云的破坏，尽管不是无限期的。观测到的B-场压缩与云距银道面的距离有关。因此，观测到的旋转测量提供了关于云位置的有用距离信息。
2017-08-23 astro-ph.GA
An association between anisotropic plasma heating and instabilities in the solar wind
我们提出了一个分析的组成部分太阳风质子温度垂直和平行于本地磁场的函数接近等离子体不稳定性阈值。我们发现，$T_{\perp p}$增强附近的镜像不稳定性阈值和$T_{\parallel p}$增强附近的消防水管不稳定性阈值。$T_{\perp p}$的增加与回旋共振加热是一致的，但没有类似的解释，热等离子体附近的消防水管限制是已知的。一种可能的解释是，消防水龙带不稳定性的作用是将膨胀的太阳风中的大量能量转化为热能，这一结果对磁化的天体物理等离子体具有重要意义。
2009-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supermassive Star Formation in Magnetized Atomic-Cooling Gas Clouds: Enhanced Accretion, Intermittent Fragmentation, and Continuous Mergers
早期宇宙中超大质量黑洞（具有$\gtrsim\!10^9\,M_{\odot}$）的起源（红移$z \sim 7$）仍然知之甚少。大质量原始气体云的引力坍缩是一个有希望的初始过程，但理论研究很难使黑洞增长得足够快。我们专注于恒星形成的磁场效应，发生在一个原子冷却的气体云。利用三维磁流体动力学（MHD）模拟方法，研究了不同初始磁场强度下磁化原子冷却气体云中恒星的形成过程。我们的模拟结果表明，原始的磁性种子场可以迅速放大的早期吸积阶段后的第一个原恒星形成。强磁场有效地从吸积气体中提取角动量，提高吸积速率，导致引力不稳定盘区的高碎裂速率。另一方面，由于磁场的作用，角动量的转移也增强了碎片的聚并速率。几乎所有的碎片都合并成主星，因此大质量恒星的质量增长率由于磁场效应而增加。我们的结论是，磁效应支持超大质量恒星形成的直接坍缩方案。
2021-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Collisionless cooling of perpendicular electron temperature in the thermal quench of a magnetized plasma
针对热猝灭中实验观测的垂直电子温度下降与平行输运理论预测不匹配的问题，本文提出冷电子稀释冷却和两类哨声不稳定性波粒相互作用两种无碰撞机制，解释了快速 $T_{e\perp}$ 冷却如何同步跟随 $T_{e\parallel}$ 的无碰撞骤降。
2023-12-13 astro-ph.GA physics.plasm-ph
Parallel Collisionless Shocks in strongly Magnetized Electron-Ion Plasma. I. Temperature anisotropies
本研究利用PIC模拟探究强磁化等离子体中平行无碰撞电子-离子激波的特性，揭示了不同磁化强度下激波的压缩比、不稳定性、粒子加速及温度演化规律，明确其与标准MHD行为的偏差。
2025-09-02 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
