Magnetic Rayleigh-Taylor Instability at a Contact Discontinuity With Oblique Magnetic Field
目的：在本工作中，我们研究的性质的磁瑞利-泰勒不稳定性的密度界面渗透的倾斜，均匀磁场在不可压缩的限制。研究方法：使用系统的线性化理想不可压缩磁流体力学（MHD）方程，我们推导出的色散关系的扰动的接触不连续施加必要的连续性条件的接口。频率的虚部描述了由于不稳定性引起的波的增长率。通过数值求解色散关系，研究了波的增长率。结果如下：临界波数，在该波变得不稳定，目前为一个平行的磁场，消失，由于倾斜的磁场，而不是波被证明是不稳定的所有波数。理论结果被应用于诊断的磁场的结构，在突出的线程。当我们的理论结果应用到观测到的波在日珥羽流，我们得到了广泛的领域的倾斜角，从0.5度到30度。这些结果突出了我们研究的诊断可能性。
2019-11-28 astro-ph.SR
Low-$T/|W|$ instabilities in differentially rotating proto-neutron stars with magnetic fields
最近的流体动力学模拟表明，即使在$T/|W|$（旋转动能$T$与引力势能$|W|$之比）相对较小（小于0.1）的情况下，在核心坍缩超新星中形成的差速旋转中子星也可能发展出全局非轴对称不稳定性。这种低的$T/|W|$不稳定性可以引起原中子星有效的引力波发射。我们研究这种不稳定性是如何影响磁场使用圆柱形恒星模型。在共转共振处的波吸收在促进流体动力学低$T/|W|$不稳定性中起重要作用。在存在环形磁场的情况下，共转共振被分裂成两个磁共振，其中发生波反射。我们表明，环形磁场抑制低$T/|W|$不稳定性时，总磁能$W_{\rm B}$的顺序$0.2\,T$或更大，对应于几个$\times 10^{16}$ G或更强的环形场。虽然极向磁场不直接影响不稳定性，但它们可以通过初始极向场的线性缠绕产生环向场和磁旋转不稳定性来影响不稳定性。我们发现，一个初始极向场强度小到$10^{14}$ G可以抑制低$T/|W|$不稳定性。
2010-11-22 astro-ph.SR
The Tayler instability of toroidal magnetic fields in a columnar gallium experiment
研究了轴向电流作用下两个同轴圆柱间不可压缩流体的环形磁场的非轴对称泰勒不稳定性。内圆柱被认为是如此之薄，甚至可以计算R_in \to 0的极限。磁普朗特数在许多数量级上变化，但扰动的方位角模式数固定为m=1。在线性近似中，确定了静止和旋转圆柱的临界磁场幅值和不稳定性增长率。没有旋转的临界哈特曼数不{ \em不}依赖于磁普朗特数，但这是不正确的增长率。对于给定的粘度和磁扩散率的乘积，小和大磁普朗特数的增长率比Pm=1的增长率小得多。对于镓，在外圆柱体处1 kG的磁场的影响下，所得生长时间为5s。通过直径为10 cm的容器激发扭结型不稳定性的最小电流为3.20 kA。对于一个旋转的容器的临界磁场和相关的增长时间都大于静止的列。
2010-11-26 astro-ph.SR
Rotational effects on the negative magnetic pressure instability
太阳的表面层是强烈分层的。在存在具有弱平均磁场的湍流的情况下，可以在许多湍流涡旋或对流单体的尺度上激发导致形成非均匀磁结构的大尺度不稳定性。这种不稳定性是由湍流对有效（平均场）磁压的负贡献引起的，以前已经讨论过与活动区和太阳黑子的形成有关。我们想了解旋转对二维和三维不稳定性的影响。我们使用平均场磁流体动力学的参数制度中的负有效磁压不稳定性的属性先前已被发现与直接数值模拟。我们发现，已经抑制了相对缓慢的旋转与科里奥利数（即逆Rossby数）约0.2的不稳定性。赤道处的抑制作用最强。在非线性区域，我们发现行波的解决方案，在赤道的方向上传播的附加极迁移远离赤道。赤道附近的磁场模式的逆时针旋转被认为是太阳上发现的磁示踪剂旋转速度更快的一种可能解释。在大部分的领域，动力和电流螺旋度是负的，在北半球和积极的南半球。
2012-11-26 astro-ph.SR
Magnetic diffusion driven shear instability of solar flux tubes
宏观气体运动在整个太阳大气中广泛存在，剪切运动耦合到非理想效应，使介质中的低频波动不稳定。这种非理想磁流体动力学不稳定性的起源在于在剪切背景流的存在下，中性粒子与磁化等离子体的碰撞耦合。不出所料，最大增长率和最不稳定的波数取决于流动梯度和环境扩散系数。磁场的方向、速度切变和扰动波矢对不稳定性起着至关重要的作用。当磁场和波矢量都垂直时，双极和欧姆扩散可以组合为彼得森扩散，并且仅引起阻尼;在这种情况下，只有霍尔漂移与剪切流串联驱动不稳定性。然而，对于非垂直场和倾斜波矢量，双极扩散和霍尔漂移都是不稳定的。我们研究了磁性元素在网络和网络间区域的稳定性。剪切尺度尚未观测确定，但假设一个典型的剪切流梯度$\sim 0.1 \,\mbox{s}^{-1}$，我们表明，磁扩散剪切不稳定性增长的时间尺度为一分钟。因此，这是合理的，网络-互联网的磁性元素受到这种快速增长，扩散剪切不稳定性，这可能在驱动低频湍流在太阳光球和色球等离子体中发挥重要作用。
2013-01-31 astro-ph.SR
Nonlinear Instability and Intermittent Nature of Magnetic Reconnection in Solar Chromosphere
Singh等人（2012年）最近的观测表明，太阳色球层中存在多次等离子体喷射和间歇性的磁重联，这突出表明需要在高度碰撞的等离子体中发生快速重联。然而，在部分电离的等离子体（如太阳色球层）中发生快速磁重联的物理过程仍然知之甚少。已经表明，对于足够高的磁雷诺数，Sweet-Parker电流片可以变得不稳定，导致撕裂模不稳定和等离子体团形成，但当处理部分电离的等离子体时，离子和中性粒子之间的耦合强度在确定系统的动力学中起着根本性的作用。我们建议，作为重新连接的电流片变薄和撕裂不稳定的发展，等离子体形成通过强，中间，弱耦合（或去耦）制度，撕裂模式不稳定性的时间尺度取决于离子和中性粒子之间的摩擦耦合。我们目前的计算分形撕裂在所有三个制度的相关时间尺度。我们发现，由于撕裂模的不稳定性和随后的非线性不稳定性，由于等离子体团为主的重联，Sweet-Parker电流片往往有一个分形结构，当色球磁场足够强的撕裂不稳定性可以达到动力学尺度，这被假设是必要的快速重联。
2016-02-05 astro-ph.SR
Analysis of strange-mode instability with time-dependent convection in hot massive stars
本文首次对含时对流的大质量热恒星奇异模进行了非绝热分析。虽然对流光度在热的大质量恒星的信封是不占主导地位的恒星在经典的造父变星不稳定带的红边附近的赫兹-罗素（H-R）图，我们已经发现，奇异模不稳定性可以通过对流的处理。然而，在Humphreys-Davidson（H-D）极限附近和之上的不稳定性的存在与处理无关。这意味着奇异模不稳定性可能是导致在H-D极限以上没有观测到恒星的原因，而不管对流理论的不确定性。
2013-11-12 astro-ph.SR
The Stability of Prendergast Magnetic Fields
大质量主序星的对流在其核心产生大规模的磁场，这种磁场随着它们向红巨星分支演化而持续存在。这些磁场的残余可能会采取普伦德加斯特磁场的形式，这是极向和环向磁场分量的组合，预期它们会相互稳定。以前的分析和数值计算没有发现任何证据表明普伦德加斯特场在短时间尺度内不稳定。在本文中，我们提出了一个长时间尺度的数值模拟，线性不稳定的磁场。我们发现的不稳定是强大的边界条件的变化，它是不稳定的强稳定分层。不稳定性是电阻不稳定性，并且生长速率与电阻率具有幂律依赖性，其中生长速率随着电阻率减小而减小。我们估计的增长率的不稳定性，在恒星的电阻率值外推这个幂律。不稳定性是足够快的不稳定的磁场的时间尺度短于恒星演化的时间尺度，表明普伦德加斯特场是不是一个很好的模型，用于研究恒星的磁场。
2022-09-28 astro-ph.SR
Magnetic reconnection and the Kelvin-Helmholtz instability in the solar corona
上下文磁Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）被认为是在日冕中产生磁流体动力学湍流和促进波能量耗散的一种手段，特别是在横向振荡环中。目标。我们的目标是确定是否KHI鼓励磁重联振荡通量管在太阳日冕。这将确定不稳定性是否增强了存储在磁场中的能量的耗散率。方法.我们进行了一系列的三维磁流体动力学模拟的KHI激发的振荡速度剪切。我们研究了数值分辨率、磁力线长度和背景电流对KHI增长率和随后的磁重联率的影响。结果KHI能够在所有情况下触发磁重联，在初始生长阶段发生的速率最高。重联被发现优先发生沿Kelvin-Helmholtz涡的边界，在速度和磁场的剪切是最大的。估计的重连率被认为是最低的模拟中的KHI增长率降低。例如，对于较短的场线或由于背景场中的剪切，就是这种情况。结论.在非理想状态下，不稳定性的发生会引起磁场线的局部重联，并增强日冕波加热的速率。然而，我们发现，如果平衡磁场剪切跨越开尔文-亥姆霍兹混合层，不稳定性并没有显着提高的背景场的重联率，尽管与非势场的自由能。
2021-09-30 astro-ph.SR
Energetics of the Kelvin-Helmholtz instability induced by transverse waves in twisted coronal loops
目标：我们量化了扭转磁场对横向振荡冕环中磁开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI）发展的影响。方法：我们模拟了一个基本的常设扭结模式，直，密度增强磁通量管使用磁流体动力学代码，Lare 3d。为了评估磁场的方位角分量的影响，在通量管的磁场内包括不同程度的扭曲。结果：扭转磁场对共振吸收过程的影响很小。然而，随后的演变的KHI是敏感的磁场的方位角分量的强度。增加的扭曲值抑制了环的密度分布的变形，这与不稳定性的增长有关。尽管如此，当存在非零方位分量时，在磁场中产生小得多的尺度。因此，不稳定性在（甚至是弱）扭曲场的情况下更有活力。一旦不稳定性形成，环路顶点处的场对准流就在扭曲状态下建立。结论：KHI可能对太阳大气中的波加热产生影响，因为它会产生小尺度的长度和湍流状态。虽然磁扭曲确实抑制了与不稳定性相关的涡流的发展，但由于产生的电流较大，即使仅存在弱扭曲，在扭曲状态下形成KHI也将伴随着更大的欧姆耗散。磁扭曲的存在可能会使日冕中的不稳定性更难以检测，但会增强其对加热太阳大气的贡献。
2017-08-14 astro-ph.SR
Detection of negative effective magnetic pressure instability in turbulence simulations
我们提出了第一个演示的负有效磁压不稳定性的直接数值模拟稳定分层，外部强制，等温磁流体湍流在大等离子体β制度。通过这种不稳定性的作用，初始均匀的水平磁场形成通量集中，其尺度与湍流尺度相比是大的。我们进一步表明，这些大尺度结构的磁能仅弱依赖于磁雷诺数，提供其值是足够大的不稳定性被激发。我们的研究结果支持早期的平均场计算和分析工作，确定了这种不稳定性。在太阳活动区的形成的应用进行了讨论。
2011-10-04 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Double Hall instability: A catalyzer of magnetic energy release
剪切霍尔不稳定性的图形解释建议，并表明剪切流是不必要的不稳定性，因为它的作用可以发挥的霍尔效应的不均匀背景磁场。线性稳定性分析的磁场在空间周期性变化的一个简单的模型证实了这种“双霍尔”不稳定性。数值计算表明，在非线性阶段的不稳定性发展的欧姆耗散率相当大的增加。场耗散具有与电流片和X点中的磁重联相关的尖峰特征。双霍尔不稳定性对中子星壳中的磁场耗散有重要意义，也可能对日冕中的磁场耗散有重要意义。
2017-10-03 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Magnetic concentrations in stratified turbulence: the negative effective magnetic pressure instability
在强密度分层的存在下，磁流体湍流获得定性的新特性：形成磁通量浓度。在这里，我们回顾这种机制的理论基础，现在被称为负有效磁压不稳定性。我们还提出了直接数值模拟强分层层中的强迫湍流，并讨论了定性和定量的相似之处，相应的平均场模拟。最后，讨论了与太阳黑子形成的相关性。
2016-12-24 astro-ph.SR physics.flu-dyn
The Evolution of a Double Diffusive Magnetic Buoyancy Instability
最近，Silvers，Vasil，Brummell，& Proctor（2009），使用数值模拟，证实了由剪切速度场与弱垂直场的相互作用产生的水平磁场层的双扩散磁浮力不稳定性的存在。在这里，我们展示了长期的非线性演化这样的不稳定性的模拟。我们发现，一个准二维的交换不稳定骑（或“冲浪”）上不断增长的剪切诱导的背景下游场梯度。活动区域扩大，因为三维扰动在这个向上移动的活动锋之后保持不稳定，因此三维性质随着时间变得更加明显。
2011-08-04 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Metamorphosis of helical magnetorotational instability in the presence axial electric current
本文对在螺旋形外磁场作用下，液态金属在轴向电流作用下的圆柱形泰勒-库埃特流动的稳定性进行了线性数值分析。轴对称扰动被认为是在无感近似对应于零磁普朗特数。轴对称使我们能够揭示一种全新的电磁不稳定性。首先，我们表明，通过液体的电流可以无限扩展的范围内的螺旋磁旋转不稳定性（HMRI）转化为一个纯粹的电磁不稳定性。两种不同的电磁不稳定性机制。第一种是内部箍缩型不稳定性，这是由于电流与其自身磁场的相互作用。这种不稳定性的轴对称模式需要方位磁场的自由空间分量。当磁场的方位分量为纯旋转分量且轴向分量不为零时，出现了一种新的电磁不稳定性。后者由静止流体中的电流与弱共线磁场的相互作用驱动，产生与方位旋转耦合的稳定的双旋环流。
2015-03-26 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Magnetic field gradient effects on the magnetorotational instability
磁旋转不稳定性（MRI），也被称为Balbus-Hawley不稳定性，被认为对吸积盘中湍流和角动量输运的起始具有重要作用。在这项工作中，我们调查的磁场梯度在MRI上的方位角方向的效果。我们通过包括磁场梯度的方位分量来求解磁流体动力学方程。我们找到了色散关系，数值计算了不稳定性的增长率。方位磁场梯度的加入在波数空间上产生了一个新的不稳定区域。它还修改的增长率和波长范围的不稳定模式：更高的场梯度的大小，更大的增长率和更广泛的不稳定波数范围。这种磁场的梯度在金牛座T盘中可能是重要的，其中恒星磁场具有相对于盘的旋转轴不对准的轴。
2017-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Tayler instability at low magnetic Prandtl numbers: between chiral symmetry breaking and helicity oscillations
泰勒不稳定性是一种扭结型电流驱动的不稳定性，其在等离子体物理中起重要作用，但也可能与具有高电流的液态金属应用相关。在恒星磁场产生的Tayler-Spruit发电机模型的框架下，泰勒不稳定性饱和时的自发螺旋对称性破缺问题引起了人们的极大兴趣。专注于流体与低磁普朗特数，准静态近似可以应用，我们利用积分-微分方程的方法，以调查的泰勒不稳定性的饱和机制。指数增长阶段和饱和阶段的平均场磁流体力学的α和β效应的作用进行了分析。在指数增长阶段，我们总是发现一个自发的手征对称性破缺，然而，在饱和阶段消失。对于更高程度的超临界性，我们观察到的螺旋振荡的饱和制度。当Lundquist数为1时，我们也得到了饱和磁场的手征对称性破缺。
2015-04-23 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Spiral-arm instability - II: magnetic destabilisation
旋臂的碎裂可以驱动巨大团块的形成，并在盘星系中引发强烈的恒星形成。本文在文献[1]螺旋臂不稳定性分析的基础上，提出了磁化气体自引力螺旋臂动力学不稳定性的线性微扰理论，着重讨论了环形磁场的影响。螺旋臂可以通过抵消科里奥利力的环形场而不稳定，即磁-金斯不稳定性。我们的分析可以应用于由气体和恒星组成的多组分系统。为了测试我们的分析，我们进行理想的磁流体动力学模拟孤立盘星系，并检查模拟结果。我们发现当磁场为近环形时，我们的分析可以避免动力学不稳定性导致臂的碎裂和形成团块。我们建议，无量纲增长率的最不稳定的扰动，这是从我们的分析计算，可以用来预测破碎的螺旋臂在轨道的时间尺度。只要磁场接近环形，我们的分析就适用。使用我们的分析模型，我们估计一个典型的质量的团块形成的螺旋臂碎片与观察到的巨型团块$\sim10^{7-8}~{\rm M_\odot}$是一致的。此外，我们发现，虽然磁不稳定可以导致低密度的螺旋臂的碎片，估计质量的产生团块几乎是独立的强度的磁场，因为边际不稳定发生在长波长的补偿低密度的磁不稳定的武器。
2018-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Saturation of Magnetorotational Instability through Magnetic Field Generation
通过解析准线性理论和旋转圆盘中单模的非线性计算，研究了磁旋转不稳定性（MRI）的饱和机理。我们发现，大规模的磁场是通过阿尔法效应（速度和磁场波动的相关产品）产生的，并导致MRI模式饱和。如果允许大尺度等离子体流发展，则模式也可以通过其流松弛而饱和。在天体物理等离子体中，由于引力约束，流不能放松，模式仅通过场产生饱和。
2009-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dependence of the saturation level of magnetorotational instability on gas pressure and magnetic Prandtl number
对磁旋转不稳定性（MRI）引起的磁流体动力学（MHD）湍流进行了大量的数值模拟。回顾Sano等人（2004）进行的先前调查，我们研究了饱和度水平的气体压力依赖性。在理想的MHD模拟，气体压力的依赖性被发现是非常敏感的数值方案的选择。这是因为数值磁普朗特数根据方案以及压力而变化，这对结果有很大影响。饱和度对数值磁普朗特数比压力更敏感。在具有显式粘度和电阻率的MHD模拟中，饱和度随着物理磁普朗特数而增加，并且当磁普朗特数恒定时，饱和度几乎与气体压力无关。这表明不可压缩湍流被二次撕裂不稳定性饱和。
2015-06-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Linear stability analysis of the Hall magnetorotational instability in a spherical domain
我们调查的霍尔-磁流体动力学系统的稳定性，并确定其重要性的中子星在他们的诞生，当他们仍然包括差分旋转等离子体渗透极强的磁场。我们求解了均匀磁场作用下球壳中的线性化Hall-MHD方程。在考虑流场耦合和霍尔效应的情况下，磁旋转不稳定性和霍尔效应共同作用。与旋转轴对齐的磁场和反平行磁场的结果不同。对于磁场的正向排列，对于任何足够大的磁雷诺数，不稳定性在旋转时间尺度上增长。甚至由于磁扩散而相对于MRI稳定的磁场现在也易受剪切霍尔不稳定性的影响。相反，负对齐对场的增长和幅度施加了强烈的限制，阻碍了霍尔-MRI的有效性。虽然MRI的非轴对称模式可以通过足够强的旋转来抑制，但是当存在霍尔效应时，不存在这样的限制。年轻的中子星的磁场的大小和拓扑结构的影响可能是重要的。
2012-03-21 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Role of ion acoustic instability in magnetic reconnection
Plasma Science and Fusion Center, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院等离子体科学与聚变中心）
本研究探讨了离子声不稳定性在磁重联中的作用，发现其主要效应是驱动离子加热，而非显著增加异常电阻率。
2025-05-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Experimental evidence for non-axisymmetric magnetorotational instability in a rotating liquid metal exposed to an azimuthal magnetic field
磁旋转不稳定性（MRI）的方位角版本是在纯方位角磁场或主要方位角磁场的影响下流体动力学稳定的差动旋转流的非轴对称不稳定性。它可能是相当重要的不稳定吸积盘，并在MRI发电机的概念中起着核心作用。我们报告的结果，液体金属泰勒-库埃特实验表明，在哈特曼数的预期范围内的方位MRI的发生。
2014-06-25 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Magnetic field amplification in hypermassive neutron stars via the magnetorotational instability
双中子星的合并可能导致超大质量中子星（HMNS）的形成，它是亚稳态的，最终坍缩成黑洞。这种合并的情况被认为可以解释短伽马射线暴（SGRB）的现象。在SGRB中观察到的非常高的能量被认为是来自中微子-反中微子湮灭和/或来自合并过程中或合并后由磁旋转不稳定性（MRI）等机制产生的非常强的磁场。在这里，我们报告的结果表明，首次在三维，完全广义相对论磁流体动力学模拟HMNS的MRI的发展。这种不稳定性以指数方式放大了磁场，可能是解决SGRB难题的重要因素。
2014-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Mirror instability in the turbulent solar wind
采用二维混合膨胀箱模拟方法研究了慢膨胀等离子体中强湍流衰减与镜像不稳定性之间的关系。我们施加一个初始的环境磁场垂直于模拟箱，我们开始与大规模的，线性极化，随机相位Alfvenic波动之间的动能和磁场波动和消失的相关性之间的能量均分的频谱。湍流级联迅速发展，磁场起伏在大尺度下呈现出类似于Kolmogorov的幂律谱，在亚离子尺度下呈现出较陡的谱。强加的膨胀（采取严格的横向环境磁场）导致产生一个重要的垂直质子温度各向异性，最终驱动镜不稳定性。这种不稳定性产生大幅度的，非传播的，可压缩的，压力平衡的磁结构的形式的磁增强/驼峰，降低垂直温度各向异性。
2017-03-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Gravitational-wave-driven tidal secular instability in neutron star binaries
我们报道了在中子星双星中存在引力波驱动的长期不稳定性，作用于平衡潮汐。这种不稳定性类似于经典的简正模不稳定性，当主星的自旋超过伴星的轨道频率时，这种不稳定性就会活跃。将中子星建模为牛顿n=1的多面体，我们计算了不稳定的时间尺度，在小的轨道间隔下可以低至几秒，但仍然大于螺旋时间尺度。对轨道和自旋演化的影响也进行了简要的探讨，发现不稳定性减缓了内旋，降低了恒星的自旋。
2019-09-06 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Stability of a force-free Hall equilibrium and release of magnetic energy
由霍尔漂移保持的磁螺旋度并不能阻止螺旋场的霍尔不稳定性。这一结论来自于无力空间周期霍尔平衡的稳定性分析。的增长率的不稳定性规模为$σ\propto B^{3/4}η^{1/4}$与磁场强度$B$和磁扩散率$η$，可以是大的相比，背景场的电阻衰减率。这种不稳定性使磁场偏离无力位形。不稳定的本征模包括一个精细的空间结构演变成电流片的非线性阶段的不稳定性。这种不稳定性催化了磁能的电阻释放。能量以一系列尖峰的形式释放，每一个尖峰都会释放出总能量的百分之几。一个数字定义的缩放的能量释放在一个单一的尖峰允许外推到天体物理学相关的霍尔数的值。这种不稳定性可能与中子星地壳中的磁能释放有关，也可能与恒星日冕中的磁能释放有关。
2019-06-19 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
One-arm Spiral Instability in Hypermassive Neutron Stars Formed by Dynamical-Capture Binary Neutron Star Mergers
利用广义相对论流体动力学模拟，我们发现合并的双中子星可以形成超大质量中子星，经历单臂螺旋不稳定性。我们研究的特殊情况下，动态捕获合并的恒星有一个小的自旋，可能会出现在球状星团，并专注于一个等质量的情况下，自旋与轨道角动量对齐。我们发现，这种不稳定性的发展时，合并后的流体涡导致产生的环形残留物-一种配置，其最大密度发生在一个环周围的质量中心-高涡沿其旋转轴。在$\sim 10$ ms的时间尺度上，不稳定性迅速饱和，其中$m=1$方位角密度多极模式在更高模式上占主导地位。这种不稳定性也在合并后的引力波信号上留下了一个特征印记，如果这种不稳定性在长期存在的残余物中持续存在，就可以检测到。
2015-10-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Instability-driven evolution of poloidal magnetic fields in relativistic stars
恒星中磁场的稳定性问题有着悠久的历史，并在微扰论中得到了详细的研究。在广义相对论中，我们考虑了具有纯极向磁场的非旋转中子星的非线性演化。我们发现，一个不稳定的发展区域的封闭磁场线和阿尔芬时标，如微扰理论预测。经过初始的不稳定增长，我们的演变表明，一个环向磁场分量的产生，这增加，直到它是本地可比的强度与极向的。在较长的时间尺度上，系统松弛到一个新的非轴对称配置与重组的恒星结构和大振幅振荡，主要是在基本模式。我们讨论的能量参与的不稳定性和影响，它们可能对磁星耀斑的现象和它们的可探测性，通过引力波发射。
2011-06-12 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Beyond the Tayler instability: A new global instability of toroidal magnetic fields in stars
Ioffe Institute（约费研究所）；Centro Multidisciplinario de Física, Vicerrectoría de Investigación, Universidad Mayor（大学校长研究处多学科物理中心，智利天主教大学）；Departamento de Física, Facultad de Ciencias Básicas, Universidad Metropolitana de Ciencias de la Educación（教育科学都会大学基础科学学院物理系）；Centro de Desarrollo de Investigación UMCE, Universidad Metropolitana de Ciencias de la Educación（教育科学都会大学UMCE研究中心）；Departamento de Física, Facultad de Ciencias, Universidad de Chile（智利大学理学院物理系）
研究在稳定分层非旋转恒星中，环形磁场存在一种新的电流驱动全局不稳定性，其生长在阿尔芬时间尺度上，可能驱动壳层差分旋转，并影响恒星磁场产生和角动量输运。
2026-06-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Signatures of Secondary Collisionless Magnetic Reconnection Driven by Kink Instability of a Flux Rope
利用三维粒子模拟方法研究了单磁通绳内扭结不稳定性下二次磁重联的动力学特征。次级磁重联的几个签名被确定在垂直于磁通绳的平面：四极电子和离子密度结构和双极霍尔磁场开发的重联区域附近。最强的电场垂直于局部磁场形成，并且在垂直于磁通绳的平面中识别出重联电场。电子流沿着重连线在与支持通量绳磁场结构的电子流相反的方向上发展。沿重联线方向，出现多个平行于磁场方向的电场双极结构，使磁重联区产生湍流。二次磁重联的特征可以帮助定位空间、天体物理和聚变等离子体中的磁重联事件。
2014-08-05 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Efficient magnetic-field amplification due to the Kelvin-Helmholtz instability in binary neutron star mergers
我们探讨了中子星合并过程中由于开尔文-亥姆霍兹不稳定性引起的磁场放大。通过在日本超级计算机“K”上进行高分辨率的广义相对论磁流体力学模拟，其分辨率为$17.5$ m，在合并开始后为$4$- $5$ ms，我们发现中等最大强度的初始磁场$10^{13}$ G至少被放大了$\approx 10^3$倍。我们还讨论了磁场能量的饱和问题，结果表明它很可能是$\gtrsim 4 \times 10^{50}$ erg，即合并中子星体动能的$\gtrsim 0.1\%$。
2015-11-13 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
