Radiative magneto-hydrodynamics in massive star formation and accretion disks
Rolf Kuiper, Mario Flock, Hubert Klahr
我们简要介绍了我们新开发的辐射输运模块MHD模拟和两个实际应用。该方法结合了通量限制扩散近似的速度和射线追踪方法的高精度的优点。
We briefly overview our newly developed radiation transport module for MHD simulations and two actual applications. The method combines the advantage of the speed of the Flux-Limited Diffusion approximation and the high accuracy obtained in ray-tracing methods.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Native Synthetic Imaging of Smoothed Particle Hydrodynamics density fields using gridless Monte Carlo Radiative Transfer
本文提出了一种利用光滑粒子流体动力学（SPH）密度场自适应特性生成合成望远镜图像的算法。成像过程使用蒙特卡罗辐射转移（MCRT）方法来模拟密度场中光子包的散射和吸收，然后光子包离开系统并在像素化图像平面上被捕获，从而创建2D图像（或3D数据立方体，如果光子也按其波长分组）。该算法直接在密度场上实现：不需要对场进行网格化，使得密度场的描述与产生密度场的模拟具有相同的精度水平。本文介绍了该方法在恒星和行星形成模拟中的一些应用，以说明这种新技术的优点，并对该框架如何支持辐射平衡算法提出了建议，作为未来发展的指示。
Non-locality of Hydrodynamic and Magnetohydrodynamic Turbulence
比较了强磁化介质中流体动力学（HD）湍流和磁流体动力学（MHD）湍流中不同尺度相互作用的非定域性。我们使用3维不可压缩的直接数值模拟来评估非局部的相互作用。结果表明，MHD湍流中的非定域性比HD湍流中的非定域性明显得多。在$512^3$网格上的MHD模拟中，非局域相互作用占总相互作用的10%以上。然而，没有证据表明，非本地相互作用是重要的，在我们的HD模拟具有相同的数值分辨率。我们简要讨论了非定域性对能谱的影响。
Simulations of magneto-hydrodynamic waves in atmospheres of roAp stars
我们报告的二维时间相关的非线性磁流体动力学模拟波在大气中的roAp星。我们探索了一个网格的模拟在一个广泛的参数空间。我们的研究目的是了解大气和磁场对磁声波的传播和反射特性、激波和节点层的形成的影响。
An explicit scheme for ohmic dissipation with smoothed particle magneto-hydrodynamics
本文提出了一种基于光滑粒子磁流体动力学（SPMHD）的欧姆耗散显式格式。我们提出了一个SPH离散欧姆耗散和解决欧姆耗散部分的感应方程的超时间步长方法（STS），使我们能够采取更长的时间步长比Courant-Friedrich-Levy稳定性条件。我们的计划是二阶精度的空间和一阶精度的时间。数值实验表明，对于SPMHD欧姆耗散，STS参数的最佳选择是νsts ~ 0.01和Nsts ~ 5。
3D Models of Radiatively Driven Colliding Winds In Massive O+O Star Binaries: I. Hydrodynamics
采用三维流体动力学模型研究了大质量恒星双星中的风-风碰撞动力学，该模型考虑了引力、风的驱动、恒星的轨道运动和激波等离子体的辐射冷却。在这第一篇论文中，我们将我们的研究限制在主序列O+O二进制。风-风碰撞区域的性质高度依赖于冲击等离子体的冷却程度，以及冲击等离子体的流动时间尺度与轨道时间尺度的比率。在封闭系统中，由于风在加速到终端速度之前发生碰撞，因此震前风速较低。辐射抑制也可以降低震前风速。总之，这些效应可以导致激波后气体的快速冷却。辐射抑制在更广泛的系统中不太重要，在那里风在碰撞之前被加速到更高的速度，并且由此产生的碰撞区域可以在很大程度上是绝热的。在具有偏心轨道的系统中，在近星通过期间形成的冷气体甚至可以在远星处持续存在，然后被烧蚀并混合到周围环境中和/或加速离开系统。
Hydrodynamical and radiative modeling of temporal Hα emission V/R variations caused by a discontinuous mass transfer in binaries
本文首次定性地模拟了与快速旋转吸积星相互作用的双星中由于不连续质量转移引起的Hα发射V/R变化。ZEUS-MP程序被用于一个非线性的三维流体动力学模拟的气体物质注入到一个恒星周围的轨道的一个斑点的发展。它导致了一个缓慢旋转的细长圆盘的形成。利用LTE辐射转移程序SHELLSPEC计算了圆盘旋转过程中的Hα分布。的配置文件有一个双发射的形式，并表现出V/R和径向速度的变化。然而，这些变化应该是一种时间现象，因为在给定的模型中施加粘度将导致圆盘的圆化和给定变化的淡出。
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。
Revisiting the Spectral Features of Ellerman Bombs and UV Bursts. I. Radiative Hydrodynamic Simulations
埃勒曼炸弹（EB）和紫外线爆发都是发生在活跃区域的小规模太阳活动。它们现在被认为是在低层大气的不同高度形成的。在本文中，我们使用一维辐射流体动力学模拟来计算响应于不同大气层加热的各种线轮廓。我们确认，加热上层光球的低色球层可以产生典型的EB的光谱特征，而加热中上部色球层可以产生典型的紫外线爆发的光谱特征。EB中H $α$线翼的强度演化呈现上升-平台模式，而UV爆发中Si IV 1403线心的强度演化呈现上升-下降模式。然而，1400 ° C附近的EB的FUV连续增强的预测很少报道，需要进一步的观测来检验它。在大气中有两个加热源或一个扩展的加热源，EB和UV爆发的功能可以同时再现。
Radiation-hydrodynamical simulations of massive star formation using Monte Carlo radiative transfer: I. Algorithms and numerical methods
我们提出了一套新的数值方法，计算流体力学计算中的辐射压力项，特别关注大质量恒星的形成。的辐射力是确定从蒙特卡洛估计，并使详细的微观物理，包括多色辐射和各向异性散射，在自由流动和光学厚度的限制，一个完整的治疗。由于新的方法是计算要求，我们已经开发了两种新的方法，加快算法。第一个是光子包分裂算法，使非常光学厚的区域中的蒙特卡罗过程的有效治疗。第二个是一个并行化的方法，分布在许多情况下的流体动力学域的蒙特卡罗工作量，从而在良好的缩放的辐射步骤。我们还描述了一个下沉粒子的方法，使我们能够遵循吸积到，和增长，原恒星的实施。我们详细介绍了新算法的广泛测试和基准测试的结果。
Sink particle radiative feedback in smoothed particle hydrodynamics models of star formation
我们提出了一种新的方法，包括辐射反馈从汇粒子的平滑粒子流体动力学模拟低质量恒星形成，并探讨其对小恒星群的形成的影响。我们发现，包括从下沉粒子的辐射反馈抑制碎片甚至进一步比计算，只包括气体内的辐射转移。这降低了初始原恒星形成后的恒星形成率，导致产生的物体更少，恒星总质量更低。下沉粒子的光度因星系团气体动力学驱动的吸积速率的变化而变化，导致类似质量的原恒星的光度不同。包括来自汇的反馈也提高了恒星质量的中位数。各组的中位质量高于通常观察到的值。这可能是由于与那些发生在更丰富的群体中的原恒星相比，在小群体中缺乏动力学相互作用和喷射。我们还发现，在我们的计算中的温度分布是在定性的协议与最近的观测银河系恒星形成区的原恒星加热。
Collapse of massive magnetized dense cores using radiation-magneto-hydrodynamics: early fragmentation inhibition
我们报告的结果辐射磁流体动力学计算的背景下，高质量的恒星形成，第一次使用自洽模型的光子发射（即通过热发射和辐射冲击）和高分辨率必要的解决适当的磁制动效应和辐射冲击的尺度<100 AU。我们研究了磁场、湍流和辐射转移对大质量致密核坍缩和碎裂早期阶段的综合影响。我们确定了一个新的机制，抑制初始破碎的大规模致密的核心，磁场和辐射转移相互作用。我们表明，这种相互作用变得更强的磁场强度增加。磁力制动向外输送角动量，降低旋转支撑，从而增加下落速度。这增强了由于第一个核心上的吸积激波的辐射反馈。我们推测，高度磁化的大质量致密核心是孤立的大质量恒星形成的良好候选者，而中等磁化的大质量致密核心更适合形成OB协会或小星团。
Solar Ellerman Bombs in 1-D Radiative Hydrodynamics
最近的观测从接口区域成像光谱仪（IRIS）似乎显示脉冲增亮高温线，这与同时在H $α$地面观测相结合时，出现同空间的埃勒曼炸弹（EBs）。我们使用的RADYN一维辐射转移代码，试图重现所观察到的线轮廓和模拟这些事件的大气条件。结合MULTI/RH谱线合成程序，我们计算了这些模拟事例的H $α$、Ca Ⅱ 8542~ K和Mg Ⅱ h \& k谱线，并与以前的观测结果进行了比较。我们的研究结果暗示，光球层（$>$ 10，000 K）中过热区域的存在并不是EB信号产生的合理解释。虽然我们能够在H $α$、Ca II 8542~+和Mg II h \& k中重建EB样线轮廓，但我们不能同时与所有这些一致。
An Efficient Radiative Cooling Approximation for Use in Hydrodynamic Simulations
为了对可观测到的辐射进行相关预测，流体动力学模拟代码必须采用考虑辐射损失的方案，但是精确的辐射转移方案的大维度通常是禁止的。Stamatellos及其合作者介绍了一种基于多变伪云概念的平滑粒子流体动力学（SPH）模拟方案，该方案仅使用局部量来估计冷却速率。计算方法是非常有效的，并在接近球对称的情况下工作良好，如在恒星形成问题。不幸的是，该方法以局部引力势作为输入，在应用于非球形配置时可能不准确，限制了其在研究盘或恒星碰撞等情况时的有用性。在这里，我们介绍了“压力标度高度法”，它将流体压力标度高度纳入到柱密度和冷却速率的确定中，并表明它在广泛的物理场景中产生更准确的结果，同时保留了原始方法的计算效率。测试的模型包括球形多面体以及指定的密度和温度分布的磁盘。我们专注于应用我们的技术在SPH代码，虽然我们的方法可以在任何基于粒子的拉格朗日或基于网格的欧拉流体动力学方案。我们的新方法可以应用于广泛的情况，包括恒星相互作用，碰撞和合并的领域。
Data-driven radiative hydrodynamics simulations of the solar photosphere using physics-informed neural networks: proof of concept
本文首次提出用物理信息神经网络求解太阳光球层含时辐射流体力学方程，以观测为边界条件，实现数据驱动、物理自洽且时空连续的模拟，并展望其应用前景。
Revisiting turbulent properties of solar convection with 3D radiative hydrodynamic modeling
本文利用45度纬度的三维辐射流体动力学模型研究太阳对流区湍流特性，发现子午流、薄层和较差自转的自发形成，并揭示了湍流特征尺度随深度的复杂变化及对流模式的定性转变。
Magneto hydrodynamic simulations of the supernova remnant G1.9+0.3
最年轻的银河系超新星遗迹G1.9+0.3在其射电和X射线形态之间显示出离散的特征。观测到的射电形态特征是在北部有一个最大值，而X射线观测显示在东西两侧有两个相对的“耳朵”。使用三维磁流体动力学模拟，我们调查的离散功能的残留物的形成。为了更好地模拟，我们测试了不同的参数，并在密度梯度环境和团块环境下再现了类似的离散特征，这为观察提供了可能的解释。
Crash: A Block-Adaptive-Mesh Code for Radiative Shock Hydrodynamics - Implementation and Verification
我们描述的CRASH（中心辐射冲击流体力学）代码，块自适应网格代码多材料辐射流体力学。该实现解决了辐射扩散模型与灰色或多组方法，并使用一个通量限制扩散近似恢复自由流动的限制。允许电子和离子具有不同的温度，并且我们包括通量限制的电子热传导。辐射流体动力学方程在欧拉框架中通过保守的有限体积离散在一个，两个，或三维平板几何形状或在二维圆柱对称。采用算子分裂法分三步求解：（1）用激波捕捉格式求解流体动力学方程，（2）在频率对数空间中进行辐射的线性平流，（3）隐式求解刚性辐射扩散、热传导和能量交换。我们提出了一套验证测试问题，以证明算法的准确性和性能。CRASH代码是块自适应树太阳风罗伊逆风计划（BATS-R-US）代码的扩展，具有新的辐射传递和热传导库以及状态方程和多群不透明度求解器。CRASH和BATS-R-US都是公开可用的空间天气建模框架（SWMF）的一部分。
Coupling hydrodynamics with comoving frame radiative transfer: I. A unified approach for OB and WR stars
背景：二十多年来，恒星大气代码一直用于推导大质量恒星的恒星和风参数。虽然它们已经成为一个强大的工具，并充分再现所观察到的光谱外观，它们几乎不能用于测量参数以上。一个主要的障碍是由于使用规定的质量损失率和风速场，计算的辐射场和风层结之间的不一致。目标：我们提出了新一代流体动力学一致的非局部热平衡（非LTE）恒星大气模型，允许辐射驱动的恒星风的详细研究的概念。作为第一个演示，这种新的模型被应用到一个大质量的O型星。方法：采用正交设计法在早期工作的基础上，PoWR代码已被扩展，可选择一致地求解流体动力学方程以及统计方程和辐射转移，以获得流体动力学一致的大气层结。在这些模型中，整个速度场迭代更新连同质量损失率的调整。结果：概述了使用共运动坐标系辐射转移获得流体力学一致模型的概念。为了提供一个有用的基准，我们提出了一个演示模型，这是出于描述研究的O 4超巨星Zeta Pup。所获得的恒星和风参数在目前的文献值范围内。结论：第一次，PoWR代码已被用来获得一个流体动力学一致的大质量O星模型。这是通过对早期用于沃尔夫-拉叶星的概念进行深刻修改而实现的。速度场是由各种因素形成的，这些因素对辐射加速度有贡献，特别是在外部风中。(...)
Phantom: A smoothed particle hydrodynamics and magnetohydrodynamics code for astrophysics
我们提出的幻影，一个快速，并行，模块化和低内存的平滑粒子流体动力学和磁流体动力学的代码开发在过去十年的天体物理应用在三维空间。该代码的开发重点是恒星、银河系、行星和高能天体物理学，并已广泛用于研究吸积盘和湍流，从行星的诞生到黑洞如何吸积。在这里，我们描述和测试的核心算法，以及模块的磁流体力学，自引力，下沉粒子，H_2化学，尘埃气体混合物，物理粘度，外力，包括众多的银河系的潜力，以及实现的Lense-Thirring岁差，坡印廷-罗伯逊阻力和随机湍流驱动。Phantom特此公开。
SPRAI: Coupling of radiative feedback and primordial chemistry in moving mesh hydrodynamics
本文介绍了一个新的辐射转移程序SPRAI（SimplePhotonRadiationintheArepo Implementation）。这种方法最初只用于后处理，现在直接集成到Arepo代码中，并利用其自适应非结构化网格。辐射光子从源通过特定立体角内的一系列Voronoi气室传输。从光子衰减，我们得到相应的光子通量和电离率，并将它们馈送到原始化学模块。这为我们研究原生气体中电离源引起的动力学和化学过程提供了一种自洽的方法。由于SimpleX方法的计算成本不直接与源的数量成比例，因此它便于研究可能形成多个电离源的原始恒星形成晕等系统。
Leptocline as a Shallow Substructure of Near-Surface Shear Layer in 3D Radiative Hydrodynamic Simulations
了解太阳对流区中自转驱动的效应对于许多与太阳活动相关的问题是必不可少的，例如差异自转的形成，纬向环流等。我们分析现实的3D辐射流体动力学模拟太阳地下动态旋转的存在下，在一个局部域80毫米宽，25毫米深，位于30度纬度。模拟结果揭示了一个浅10毫米深的近地表剪切层（NSSL）的子结构，其特征在于由一个强大的径向旋转梯度和自组织的湍流的发展。这一浅层（“leptocline”）位于氢电离区与增强各向异性过冲型流入一个不太不稳定的层之间的H和HeII电离区。我们讨论了目前的观测证据的存在下的薄跃层，并表明，径向变化的差分旋转和对流剖面在这一层的模拟定性同意与日震观测。
3D Hydrodynamic & Radiative Transfer Models of X-ray Emission from Colliding Wind Binaries
碰撞风双星（CWB）是X射线天体物理学的独特实验室。这些系统中的大质量恒星拥有强大的恒星风，速度高达3000 km/s $^{-1}$，它们的碰撞导致热等离子体（高达$\sim10^8$ K）发射热X射线（高达$\sim$ 10 keV）。许多X射线望远镜都观测到了CWB，包括朱雀，我们的工作旨在模拟这些X射线观测。我们使用三维光滑粒子流体动力学（SPH）来模拟风-风相互作用，然后执行三维辐射转移来计算出射X射线通量，通过X射线望远镜的响应函数折叠直接与观测比较。在这些程序中，我们提出了我们的模型，朱雀观测的多年周期，高偏心系统$η$船底座和WR 140。模型再现了远离近星点的观测结果，但只有$η$船底座的X射线光谱在近星点再现; WR 140模型在这个更复杂的阶段产生了太多的通量。
Sub-photospheric fluctuations in magnetized radiative envelopes: contribution from unstable magnetosonic waves
本文研究了在~kG强度的磁场作用下，中、高质量恒星辐射包层中不稳定磁声波的激发。当包含小尺度、次光球密度或速度扰动时，靠近恒星的风聚集和微湍流常常可以被解释。当存在磁场时，压缩波（其波长与气体压力标度高度相当或更短）会被光学厚介质中的辐射通量破坏，这一过程称为辐射驱动的磁声不稳定性（RMI）。不稳定性不需要辐射或磁压力来控制气体压力，并且独立于次表面对流区。在这里，我们评估的条件下，RMI操作网格上的恒星模型，覆盖质量范围$3-40M_\odot$在太阳金属丰度。对于一个均匀的1 kG的磁场，快磁声模式是不稳定的光学深度的几十个，而不稳定的慢模式延伸到深度的铁对流区。定性行为对磁场强度变化具有几倍的稳健性。当结合我们的研究结果与以前的结果的饱和振幅的RMI，我们预测的速度波动范围为~0.1-10公里/秒。这些振幅是辐射与气体压力之比的单调递增函数，或者是零年龄主序质量的单调递增函数。
Radiative hydrodynamics simulations of red supergiant stars: II. simulations of convection on Betelgeuse match interferometric observations
上下文红超巨星参宿四是一颗不规则变星。对流可能在理解这种变化方面发挥重要作用。干涉观测可以用复杂的恒星对流模拟来解释。目标。我们比较的可见度曲线和闭合相位从我们的三维模拟的RSG对流CO5BOLD的参宿四的各种干涉观测从光学H波段，以表征和测量对流模式在这颗星。方法.我们使用3D辐射流体动力学（RHD）模拟计算强度图在不同的过滤器，因此，我们推导出干涉观测使用后处理辐射转移代码OPTIM3D。合成的能见度曲线和关闭阶段进行了比较，观察。结果我们提供了一个强大的检测在光学和H波段上的参宿四表面上的颗粒图案的基础上观察到的可见性点和关闭阶段的优秀拟合。此外，我们确定，参宿四表面在H波段覆盖的小到中等规模（5 - 15质量）对流相关的表面结构和一个大的（30质量）对流细胞。在这个光谱区域，H2O分子是主要的吸收体，并对小结构和可见度曲线的第一个零点（即视恒星半径）的位置有贡献。
Progress towards a 3D Monte Carlo radiative transfer code for outflow wind modelling: II. 3-D applications
本文提出了一种改进的3D蒙特卡洛辐射传输代码，用于处理任意几何结构的出流风建模，并验证了其在3D应用中的有效性。
Turbulent drag reduction in magnetohydrodynamic and quasi-static magnetohydrodynamic turbulence
在流体动力学湍流中，大尺度注入的动能级联到惯性范围，导致恒定的动能通量。相反，在磁流体动力学（MHD）湍流中，一部分动能被转移到磁能。因此，对于相同的动能注入率，MHD湍流中的动能通量与其流体动力学对应物相比减小。这导致非线性项（$\la | ({\bf u}\cdot \nabla) {\bf u} | \ra$，其中${\bf u}$是速度场）和湍流阻力相对减弱，但MHD湍流中的速度场增强。我们使用流体动力学和MHD湍流的壳模型模拟来验证上述。准静态MHD湍流也表现出类似于MHD湍流的湍流阻力减小。
On the exact solutions of (magneto)hydrodynamic systems and the superposition principles of nonlinear helical waves
本文用统一意义上的螺旋表象系统地阐述了几种流体力学模型的任意振幅圆偏振波的限制叠加原理。结果表明，只有单波长同手征Beltrami模和一维二分量分层涡模（我们称之为XYz流/波）满足任意振幅叠加以消除一般非线性的一般模式;同时，对于某些特定情况，还有其他特殊的叠加原理。我们试图评论与地球和/或天体物理流体和磁流体动力学湍流问题的可能联系，如旋转湍流，发电机和太阳大气湍流，特别是与引入局部冻结在一些（随机分布）时空区域的无序。最近关于霍尔和完全双流体磁流体力学的精确解的分歧也解决了这样的治疗。这项工作的补充，通过研究模式，完全杀死三元相互作用或非线性，以前的研究热化纯粹从三元相互作用，反过来又提供了替代的视角的非线性。
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