MRI湍流吸积盘的稳定性

辐射驱动的亚开普勒吸积流中的磁场：MRI的替代机制

Radiation-Driven Magnetic Fields in Sub-Keplerian Accretion Flows: An Alternative to MRI

本文提出辐射场非守恒性可快速独立产生并放大吸积流磁场，作为MRI的替代或补充机制，在广泛光度天体系统中适用。

关于球对称湍流吸积

On the spherically-symmetric turbulent accretion

本文分析了轴对称涡旋湍流中的准球形吸积。结果表明，在这种情况下，湍流主要改变有效重力位，而不是有效压力。

全球吸积盘模拟中的平衡盘、MRI模激发和稳态turbulence

Equilibrium disks, MRI mode excitation, and steady state turbulence in global accretion disk simulations

本文从完全平衡的初始条件出发，考虑了磁力，并满足感应方程，对湍流吸积盘进行了三维磁流体动力学（MHD）模拟。磁旋转不稳定性（MRI）的局部线性理论被用作全球模拟中磁场扰动增长的预测器。当非线性运动（可能由湍流的开始触发）扰乱了用于激发MRI的速度扰动时，线性增长估计和全局模拟会出现分歧。饱和状态被发现是独立的最初激发的MRI模式，表明一旦磁盘驱逐了最初的净通量场，并解决到准周期振荡的环形磁通量，发电机周期调节的全球饱和应力水平。此外，收敛湍流的时间平均措施，如磁能比，被发现与以前的作品。特别地，归一化到气体压力的全局平均应力<α_{ \rm P}> = 0.034，对于具有更高方位分辨率的模拟，获得了显著更高的值。使用不同的数值算法和分辨率进行补充测试。收敛与分辨率在初始的线性MRI生长阶段被发现为23-35细胞每scaleheight（在垂直方向）。

原行星和黑洞吸积盘中的Angular Momentum输运：寄生模在MHD饱和中的作用Turbulence

Angular Momentum Transport in Protoplanetary and Black-Hole Accretion Disks: The Role of Parasitic Modes in the Saturation of MHD Turbulence

磁旋转不稳定性（MRI）被认为是驱动天体物理盘中有效角动量输运的关键过程。理解它的非线性饱和构成了现代吸积盘理论的一个基本问题。吸积盘中物理条件的大的动力学范围使得仅用数值模拟来解决这个问题具有挑战性。我们分析的概念，（二次）寄生不稳定性是负责的饱和的MRI。我们的方法使我们能够探索耗散制度，相关的天体物理和实验室条件，超越了目前的数值模拟访问的制度。我们计算的频谱和物理结构的寄生模式，饲料的最快，准确的（主要）MRI模式时，其幅度是这样的，最快的寄生模式的增长一样快的MRI。我们认为，这个“饱和”的幅度提供了一个估计的磁场，可以由MRI产生的二次不稳定性抑制其增长显着之前。最近的工作表明，磁共振成像的饱和振幅主要取决于磁普朗特数。我们的研究结果表明，只要粘性效应不占主导地位的流体动力学，磁共振成像的饱和度只取决于埃尔萨瑟数$Λ_η$。我们计算应力和磁能密度之间的比率，$α_{\rm sat}β_{\rm sat}$，与主要MRI模式相关。我们发现，对于$Λ_η>1$，Kelvin-Helmholtz模是导致饱和和$α_{\rm sat}β_{\rm sat} = 0.4$的主要原因，而对于$Λ_η< 1$，撕裂模占主导地位，并导致$α_{\rm sat}β_{\rm sat} \simeq 0.5 \, Λ_η$ .围绕年轻恒星和致密天体的吸积盘的MRI模拟的几个特征可以根据我们…

无碰撞吸积盘中磁旋转不稳定性的粒子加速

Particle Acceleration during Magnetorotational Instability in a Collisionless Accretion Disk

利用粒子模拟方法研究了无碰撞吸积盘中磁旋转不稳定性（MRI）过程中粒子的加速。讨论了磁重联不仅对磁共振饱和，而且对相对论粒子产生的重要作用。由MRI发电机的作用引起的$p_{\perp} > p_{\para}$的等离子体压力各向异性导致磁重联的快速增长，导致具有硬幂律谱的非热粒子的快速产生。这种无碰撞吸积盘的有效粒子加速机制可能是解释大质量黑洞周围高能粒子起源的一个可能模型。

吸积盘发电机作为X射线二元态跃迁的触发器

Accretion disk dynamo as the trigger for X-ray binary state transitions

磁流体动力学吸积盘模拟表明，磁旋转不稳定性（MRI）释放的大部分能量可以通过发电机作用引导到大规模的环形磁场中。在某些条件下，这个场可以在提供抵抗重力的垂直支撑方面超过气体和辐射压力，甚至接近中平面。使用一个简单的模型创建这个字段，它的浮力上升，并耦合到气体，我们展示了磁盘如何可以驱动到这个磁主导的状态，并推导出由此产生的垂直压力和密度分布。应用一个既定的标准，MRI操作中存在的一个环向场，我们表明，磁支持磁盘可以有两个不同的MRI活动区域，由一个“死区”，其中局部MRI被抑制，但磁能继续从下面的发电机区域向上流动。我们认为，相对强度的MRI区，和当地的极向通量，决定了X射线双星的光谱状态。具体来说，“中间”和“硬”吸积状态发生时，磁共振成像被触发的热，在日冕的上部区域，而磁盘在“软”状态不发展的上部磁共振成像区。我们讨论的条件下，各种过渡应该发生，并推测发电机活动的各种类型的准周期振荡，有时会出现在硬谱分量的关系。该模型还解释了为什么发光的吸积盘在“软”状态下没有显示出标准α模型预测的热/粘性不稳定性的迹象。

吸积盘中湍流α参数的最大值

On the Maximal Value of the Turbulent alpha-Parameter in Accretion Discs

在这篇简短的论文中，我们表明，使湍流二维而不是三维可能会增加约40%的有效湍流粘度。用这种方法可以得到α max = 0.25Mt^2的无扰动流体动力学粘性参数，它与非定常吸积的观测数据比数值模拟得到的值更符合.然而，从观测中已知的α参数值仍然高出数倍。

强辐射主导的吸积盘中MRI的饱和

Saturation of the MRI in Strongly Radiation Dominated Accretion Disks

在不分层剪切盒近似下，用Goddham辐射MHD程序研究了强辐射主导的吸积盘中磁转动不稳定性的饱和程度.由于在这项工作中忽略了垂直重力，我们的重点是如何在磁盘的光学厚中平面的MRI饱和。我们确认，由MRI产生的湍流是非常可压缩的辐射为主的制度，发现由以前的计算使用的通量限制扩散近似。我们还发现，在使用较大的水平域（高达四倍的径向方向上的垂直标度高度）的计算中，饱和度特性的差异很小。然而，在强辐射压力占主导地位的磁盘（其中的辐射能量密度达到1%的气体的静止质量能量密度），我们发现麦克斯韦应力从MRI湍流是大于当辐射压力被替换为相同量的气体压力时产生的值。与此同时，麦克斯韦应力和雷诺应力之间的比值增加了近8倍的气体压力为主的情况相比。我们认为，这种影响是由辐射阻力，它的行为像体积粘度和改变流体的有效磁普朗特数。辐射粘度显着超过微观等离子体粘度和电阻率，确保辐射占主导地位的系统占据高磁普朗特数制度。然而，我们发现辐射剪切粘度是可以忽略不计的麦克斯韦和雷诺应力相比，在流动。这可能对辐射主导的吸积盘的结构具有重要意义。

MRI turbulence in accretion discs at large magnetic Prandtl numbers

The effect of large magnetic Prandtl number $\text{Pm}$ (the ratio of viscosity to resistivity) on the turbulent transport and energetics of the magnetorotational instability (MRI) is poorly understood, despite the realization of this regime in astrophysical environments as disparate as discs from binary neutron star mergers, the inner regions of low mass X-ray binaries and active galactic nuclei, and the interiors of protoneutron stars. We investigate the MRI dynamo and associated turbulence in the regime $\text{Pm}>1$ by carrying out fully compressible, 3D MHD shearing box simulations using …

吸积盘中的MRI turbulence和热不稳定性

MRI turbulence and thermal instability in accretion disks

黑洞吸积研究中的一个长期难题是热不稳定性的存在与否。经典理论预测环绕的吸积盘是不稳定的，一些自洽的MHD模拟也是如此。然而，强吸积源的观测通常不能在预期的时间尺度上表现出周期性或不稳定的动力学。本文检查是否湍流起伏阻碍热不稳定性。它还询问在湍流背景下进行线性稳定性分析是否有意义。这些问题进行了探讨与一组MRI模拟在热不稳定的本地箱结合随机方程，近似的磁盘能量。这些模型表明，磁盘的热行为显着偏离层流理论，但最终发生热失控。我们发现，磁盘温度演变为有偏随机游走，而不是增加指数，从而产生广泛的传播的结果，不稳定性往往延迟了几个热时间。我们构建了一个统计理论，描述了一些这种行为，强调“逃逸时间”及其相关的概率分布的重要性。总之，湍流波动本身不能稳定盘，但它们可以削弱和延迟热不稳定性。

吸积盘垂直分层模型中的MRI通道流

MRI channel flows in vertically-stratified models of accretion disks

磁旋转不稳定性（MRI）在“非分层”剪切盒的模拟表现出强大的相干流，从而流体垂直分裂成反向运动的平面射流或“通道”。通道流对应于某些轴对称线性MRI模式，并且它们的优势来自于它们是弱磁场极限下MHD方程的近似非线性解这一显著事实。在本文中，我们表明，分析和一维数值模拟，这一属性也共享某些轴对称MRI模式在垂直分层剪切盒。这些通道流迅速捕获大量的磁能和动能，因此容易受到二次剪切不稳定性的影响。我们研究这些寄生虫在垂直分层的上下文中，并估计最大幅度的通道达到之前，他们被摧毁。这些估计表明，占主导地位的通道流通常会驱动磁盘的磁场的热强度。这些流动的突出性和它们的破坏对模拟提出了巨大的要求，但是在它们的初始阶段，通道也提供了对数字代码的有用检查。考虑到对分层MRI饱和度的兴趣日益增加，这些基准尤其有价值。最后，我们推测在原恒星和矮新星磁盘的“失控”通道流和爆发行为之间的潜在联系。

初生原中子星中磁旋转不稳定性驱动的磁流体动力学Turbulence

Magnetohydrodynamic Turbulence Powered by Magnetorotational Instability in Nascent Proto-Neutron Stars

利用超新星核的三维模型模拟了中微子层周围对流稳定层中的磁旋转不稳定性。为了解决MRI不稳定模式，薄层近似只考虑径向全球分层。我们有趣的发现是，对流稳定层周围的中微子层成为完全湍流由于MRI和它的非线性渗透到强分层MRI稳定区域。MRI驱动的湍流的强度随着穿过核心的磁通量而增加，但受到存储在差动旋转中的自由能的限制。湍流中微子层是旋转核心坍缩的自然结果，可能对超新星机制产生积极影响。

A0620-00 1975年大爆发湍流吸积盘和光变曲线中的垂直对流

Vertical Convection in Turbulent Accretion Disks and Light Curves of the A0620-00 1975 Outburst

本文提出了一个非定常的$α$ -盘模型，考虑了氢部分电离的外吸积盘中的辐射和垂直对流。我们在吸积盘的混合长度对流方程中考虑了粘性能的产生。用这个模型研究了X射线新星A0620-00的光学和X射线光变曲线。估计了吸积盘的湍流粘性参数$α= 0.5 ÷0.6$，这对于解释1975年A0620-00爆发X射线光变曲线下降支上的光度衰减率是必要的。光变曲线上的次级光度极大值可以通过假设光学伴星向吸积盘中注入了额外的物质来解释。

热吸积流中的磁热和磁旋转不稳定性

Magnetothermal and magnetorotational instabilities in hot accretion flows

在热的、稀的、磁化的吸积流中，电子的平均自由程可以比拉莫尔半径大得多，因此热传导是各向异性的，并且沿着磁场线。在这种情况下，如果温度向外降低，流动可能会受到浮力不稳定性（磁热不稳定性，或MTI）的影响。MTI放大磁场，并使场线与径向对齐。如果吸积流是差动旋转，磁旋转不稳定性（MRI）也可能存在。使用二维，随时间变化的磁流体动力学模拟，我们调查这两个不稳定性之间的相互作用。我们使用的全球模拟，跨越两个数量级的半径，中心周围的区域的邦迪半径，气体的下落时间比MTI和MRI的生长时间更长。显着放大的磁场产生的两个不稳定性，虽然我们发现，MTI主要放大的径向分量，和MRI主要的环形分量，分别的字段。最重要的是，我们发现，如果MTI可以将磁能放大一个因子$F_t$，而MRI可以放大一个因子$F_r$，那么当MTI和MRI都存在时，磁能可以放大一个因子$F_t \cdot F_r$。因此，我们得出结论，由MTI和MRI的磁能放大独立运作。我们还发现，MTI有助于角动量的传输，因为由MTI引起的径向运动增加麦克斯韦（通过放大磁场）和雷诺应力。最后，我们发现，热传导的径向温度分布的斜率减小。在Bondi半径附近温度的升高降低了质量吸积率。

Theoretical model of hydrodynamic jet formation from accretion disks with turbulent viscosity

We develop the theoretical model for the analytic description of hydrodynamic jets from protostellar disks employing the Beltrami-Bernoulli flow configuration of disk-jet structure. For this purpose we extend the standard turbulent viscosity prescription and derive several classes of analytic solutions using the flow parametrization in self-similar variables. Derived solutions describe the disk-jet structure, where for the first time jet properties are analytically linked with the properties of the accretion disk flow. The ratio of the jet ejection and disk accretion velocities is controlled b…

湍流混合吸积盘的热稳定性

Thermal Stability in Turbulently Mixed Accretion Discs

标准薄吸积盘模型预言，当光度超过L>0.02 LEdd时，恒星质量黑洞周围的吸积盘将成为辐射压主导的热不稳定盘。在观测上，X射线双星的高/软态盘在0.01 L_Edd < L < 0.5 L_Edd的范围内几乎没有变化，这意味着这些盘在自然界中实际上是相当稳定的。为了调和这一冲突，我们研究了单区圆盘模型，包括垂直能量传输的湍流和对流模式。我们发现这两种混合机制有一个稳定的效果，导致增加的L阈值的光盘是热稳定的。在恒星质量的黑洞系统中，对流本身只会导致这个阈值的微小增加，最高可达爱丁顿的5%。然而，湍流混合的影响要大得多--在合理的假设下，阈值上升到约20%的爱丁顿。在具有超有效湍流混合的乐观模型中，我们甚至找到了对所有吸积速率都完全热稳定的解。对于超大质量黑洞也得到了类似的结果，只是所有的临界吸积率都比爱丁顿比低10倍。

Neutrino-Dominated Accretion Flows with Magnetic Prandtl Number-Dependent MRI-driven Turbulence

We investigate the stability of a neutrino-dominated accretion flow (NDAF), which is expected to be formed in the gravitational collapse of a massive star or the merger of a neutron star binary, based on the variable-$α$ prescription. Recent magnetohydrodynamic (MHD) simulations shows that the viscosity parameter $α$ is proportional to the power of the magnetic Prandtl number ${\rm Pm}=ν/η$, where $ν$ and $η$ are the kinematic viscosity and electric resistivity of the fluid, respectively. In the inner region of a hyperaccretion flow, the viscosity and resistivity are carried by mildly, relativ…

初始纠缠磁场上磁旋转不稳定性的演化

Evolution of the magnetorotational instability on initially tangled magnetic fields

以前的磁旋转不稳定性（MRI）模拟的初始磁场总是包括一个显着的系统规模的组成部分，即使是随机的。然而，它是概念和实际利益，以评估是否MRI可以增长时，初始场是湍流。天体物理等离子体中普遍存在的湍流或随机流一般会导致一个小尺度发电机（SSD），它将提供初始种子湍流速度和磁场的等离子体，成为吸积盘。MRI能从这些更现实的初始条件中发展出来吗？为了解决这个问题，我们提供了一个标准的剪切盒与各向同性强制SSD产生的磁场和速度场作为初始条件，并删除强制。我们发现，如果最初提供的领域是太弱或太不相干，他们从最初的湍流级联衰减速度比他们可以通过MRI增长。当初始提供的场足以允许MRI生长和维持时，饱和应力、大尺度场和功率谱与具有初始大尺度垂直场的标准零净通量MRI模拟的那些相匹配。

湍流吸积盘中大尺度磁场引起的日冕

Coronae as Consequence of Large Scale Magnetic Fields in Turbulent Accretion Disks

致密吸积引擎中的非热X射线发射可以解释为在光学厚的吸积盘上方的光学薄磁化日冕中的磁耗散。如果日冕磁场起源于圆盘，而圆盘是湍流的，那么只有足够大的磁性结构才能在到达日冕的过程中幸存下来，它们的湍流破碎时间超过了它们的浮力上升时间。我们使用这个概念和一个物理模型来约束的最小比例的磁能以上的浮力作为观测到的日冕辐射热发射的函数的临界尺度。我们的研究结果表明，在吸积盘中的磁能的显着部分驻留在大规模的领域，这反过来又提供了间接的证据，显着的非本地传输现象和需要大规模的磁场产生。以塞弗特活动星系核为例，其辐射热通量的30%量级在X射线波段，我们发现，超过20%的磁能必须有足够大的尺度才能在日冕中上升和消散。

开普勒吸积盘中非局部MRI的出现机制研究

On the appearance of non-local MRI in Keplerian accretion discs

本研究采用非局部方法重新分析开普勒吸积盘的磁旋转不稳定性，揭示了背景阿尔芬速度径向分布对有效势、不稳定模式及增长率的影响，明确了不稳定性发生的临界阿尔芬速度。

动力学吸积盘中磁旋转不稳定性的Angular Momentum输运和粒子加速

Angular Momentum Transport and Particle Acceleration during Magnetorotational Instability in a Kinetic Accretion Disk

采用三维粒子模拟方法研究了无碰撞吸积盘中磁旋转不稳定性（MRI）过程中的角动量输运和粒子加速。我们表明，动力学MRI不仅可以提供高能量粒子加速，但也增强角动量输运。我们发现，主动磁重联引起的含$p_{\|} > p_{\perp}$的通道流内等离子体压力各向异性抑制了后续重联的发生，从而导致高的磁场饱和和角动量输运的Maxwell应力张量的增强.同时，在重联的静止阶段，等离子体各向同性化在通道流中进行，并且由于MRI的发电机作用，通道流外部的具有$p_{\perp} > p_{\|}$的各向异性等离子体有助于快速重联和强粒子加速。在无碰撞的吸积盘中，这种有效的粒子加速和增强的角动量输运可以解释在大质量黑洞周围观测到的高能粒子的起源。

表征湍流吸积盘中的平均场发电机

Characterizing the mean-field dynamo in turbulent accretion disks

许多天体的形成和演化都受到湍流的磁化吸积盘的控制。了解它们的长期动态至关重要。除了通过角动量的传输实现质量吸积之外，湍流还影响嵌入的磁通量的长期演变，这反过来又调节了传输的效率。在本文中，我们采取了全面的下一步对一个有效的平均场模型的湍流天体物理磁盘系统地研究垂直分层，等温剪切盒中的磁旋转湍流的关键属性。这使我们能够推断出随后的混沌流作为剪切参数的函数以及净垂直通量的量的紧急属性。使用测试场的方法，我们进一步表征的平均场发电机系数，描述了长期演变的大规模领域。我们同时推断这些闭合系数的垂直形状和光谱尺度的依赖性，后者描述了非本地的湍流电动势的贡献。在此基础上，我们推断，约为10的大型发电机的尺度分离比。我们最终确定的平均场发电机系数的标度特性。发现发电机α效应的相关分量与剪切速率成线性比例，相应的湍流扩散η也是如此。总而言之，这些缩放使我们能够以定量的方式预测著名蝴蝶图的循环周期。这为αΩ机制在确定湍流吸积盘中大尺度磁场演化中的重要性提供了新的支持。

A statistical study of fast magnetic reconnection in turbulent accretion disks and jets

Fast magnetic reconnection events can play an important role in accretion disk systems. A potential model to explain the non-thermal very-high-energy (VHE) emission (from GeV to TeV) observed in black-hole binaries (BHBs) and Active Galatic Nuclei (AGNs) can be attributed to fast magnetic reconnection induced in the turbulent corona of accretion disks and/or jets. In this work, we will discuss the results of global general relativistic MHD (GRMHD) simulations of accretion disks around black holes, whose turbulence is naturally driven by MHD instabilities, such as the magnetorotational instabil…

MRI Turbulence驱动的吸积盘的垂直结构和冠状功率

Vertical Structure and Coronal Power of Accretion Disks Powered by MRI Turbulence

本文讨论了现代高能天体物理中两个相互交织的突出问题：（1）由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的磁流体动力学（MHD）湍流耗散加热的光学厚吸积盘的垂直热结构;（2）吸积盘上方日冕释放的吸积功率的确定。为了简单起见，我们考虑一个气体压力占主导地位的磁盘，并假设一个常数的不透明度。我们认为，由于二次寄生不稳定性的MRI通道流的中断的本地湍流耗散率应该是均匀的大部分磁盘，几乎到磁盘光球。然后，我们得到一个自洽的分析解决方案的磁盘的垂直热结构，由MRI湍流加热和辐射扩散冷却之间的平衡。接下来，我们认为，冠状功率分数是由帕克不稳定性之间的竞争，被视为一个寄生的不稳定性喂养的MRI通道流，和其他寄生的不稳定性。我们表明，帕克不稳定性不可避免地成为重要的磁盘表面附近，导致一定的日冕功率的下限。虽然本文的大部分分析集中在磁盘线程的情况下，由外部施加的垂直磁场，我们也讨论了零净通量的情况下，其中的磁场是由MRI发电机本身产生的，并表明，我们的大多数论点和结论应该是有效的，在这种情况下，以及。

高能观测下吸积盘的湍流变率

The turbulent variability of accretion discs observed at high energies

该研究结合数值模拟与薄盘解析理论，发现维恩尾观测会放大吸积盘湍流光度变率，且厚盘、大倾角相对论盘变率增强更显著，提出潮汐瓦解事件是研究吸积盘小尺度湍流的最佳探针，呼吁开展专项X射线观测。

Evolution of a Mode of Oscillation Within Turbulent Accretion Disks

We investigate the effects of subsonic turbulence on a normal mode of oscillation [a possible origin of the high-frequency quasi-periodic oscillations (HFQPOs) within some black hole accretion disks]. We consider perturbations of a time-dependent background (steady state disk plus turbulence), obtaining an oscillator equation with stochastic damping, (mildly) nonlinear restoring, and stochastic driving forces. The (long-term) mean values of our turbulent functions vanish. In particular, turbulence does not damp the oscillation modes, so `turbulent viscosity' is not operative. However, the freq…

相对论吸积盘中磁转动不稳定性对Papaloizou-Pringle不稳定性的抑制

Papaloizou-Pringle instability suppression by the magnetorotational instability in relativistic accretion discs

在过去的几十年中，几何厚环面与常数比角动量已被广泛用于构建吸积流到黑洞的数值模型。这样的圆盘倾向于全局非轴对称流体动力学不稳定性，称为Papaloizou-Pringle不稳定性（PPI），它可以重新分配角动量，也会导致引力波的发射。然而，还不清楚PPI的发展如何受到磁场的存在和磁旋转不稳定性（MRI）的同时发展的影响。我们提出了一个数值分析，使用三维GRMHD模拟的PPI和MRI之间的相互作用考虑，第一次，分析磁化平衡解作为初始条件。在纯流体动力学的情况下，PPI选择大规模的$m=1$方位角模式作为增长最快的非线性主导模式。然而，当环面被弱的环形磁场穿过时，MRI的发展导致大尺度模式的抑制，并在较小尺度上重新分配功率。如果系统以显著激发的$m=1$模式开始，则PPI在最终被MRI淬灭之前在瞬态阶段中占主导地位。这种动力学在致密恒星合并和潮汐破裂事件中可能很重要。

霍尔MHD中MRI湍流应力的启发式模型

A heuristic model for MRI turbulent stresses in Hall MHD

虽然Shakura-Sunyaev $α$粘度公式在表征无数天体物理环境方面非常成功，但已证明它在模拟MRI驱动的湍流应力方面部分不足。因此，我们采用\citet{GIO03}所采用的方法，但在霍尔磁流体力学（MHD）的背景下，研究MRI湍流。我们利用精确的演化方程的应力，并通过调用量纲分析和物理考虑关闭的非线性项。我们表明，包含霍尔项导致非平凡的结果，包括修改的雷诺和麦克斯韦应力，以及（渐近）之间的动能和磁能的非均分;后者的问题也通过非线性波的分析来解决。的动能和磁能的渐近比示出为\emph{independent}的初始条件的选择，但它是由\emph{Hall parameter}。我们将我们的模型与小尺度发电机理论的卡赞采夫处方进行了对比，霍尔项在后一种方法中没有贡献，说明了卡赞采夫形式主义的局限性。我们指出我们的模型，包括太阳风，缺乏均分已被观察到潜在的天体物理应用。

MRI通道流及其寄生流

MRI channel flows and their parasites

局部模拟吸积盘中的磁旋转不稳定性（MRI）可以显示出称为通道流的循环相干结构。这些结构的形成和破坏可能在MRI引起的湍流的发展和饱和中发挥作用，从而帮助我们了解某些天体的吸积行为随时间的变化。以前的研究表明，信道的解决方案受到各种寄生模式，其中最重要的是一个类似的开尔文-亥姆霍兹不稳定性的攻击。我们重新审视这些不稳定性，并展示它们如何与等离子体物理的经典不稳定性，扭结和捏模式。然而，我们认为，在大多数情况下，通道出现发达的湍流，并最终被破坏的湍流混合，而不是由寄生虫。例外情况是出现在接近临界的系统中或从低振幅初始条件出现的干净的孤立通道。这些结构不可避免地达到大振幅，然后才被破坏，引起爆发行为。

双黑洞系统中吸积盘的演化

Evolution of an Accretion Disk in Binary Black Hole Systems

我们研究了双黑洞（BBH）系统中吸积盘的演化以及由BBH并合产生的引力波的电磁对应。Perna等人（2016）提出了BBH中吸积盘的一种新的进化情景，其中一个盘最终变得“死”，即，磁旋转不稳定性（MRI）变得不活跃。在他们的场景中，死盘一直存活到合并事件发生前的{ \it几秒}。我们改进了死盘模型，提出了另一种方案，考虑到潮汐扭矩的影响，从同伴和临界电离度的MRI激活更仔细。我们发现死盘的质量远低于Perna的情况。当二元分离变得足够小时，潮汐扭矩引起的质量流入重新激活MRI，重新开始质量吸积到黑洞上。我们还发现，这种光盘“复兴”发生{ \it超过几千年前}的合并。由潮汐力矩引起的质量吸积随着分离的减小而增大，在合并前可能产生相对论性喷流。与伽玛暴相比，这些喷流的辐射太微弱了，但是如果合并事件发生在$\lesssim 10$ Mpc内，或者如果黑洞的质量与$\sim 10^5 M_{\odot}$一样大，则可以检测到。

螺旋桨从MRI盘流出

Propeller outflows from an MRI disc

我们提出了轴对称模拟的MRI驱动吸积到一个快速旋转，磁化恒星吸积在螺旋桨制度的结果。恒星的磁层与恒星同步旋转，在圆盘-磁层边界形成离心屏障，阻止物质吸积到恒星上。相反，圆盘物质在圆盘-磁层界面处积聚，并缓慢扩散到内磁层，在那里它获得角动量，并作为外流迅速从系统中喷出。由于物质与磁层的相互作用，这种风是不连续的，并作为离散的等离子体团发射。如果抛射速率低于盘吸积速率，物质在盘-磁层边界的积累速度将超过抛射速度。在这种情况下，吸积到恒星上的过程是通过幕式吸积不稳定性进行的，在这种不稳定性中，物质积累的幕式之后是同时的吸积和喷射。在吸积阶段的这种不稳定性，其中物质流到恒星的漏斗流，我们观察到相应的上升流出率。在我们的模拟中观察到的吸积和喷射过程都是高度非平稳的。恒星经历强烈的自旋下降，由于耦合的恒星场与光盘和日冕，我们测量的自旋下降的时间尺度约为1万年的一个典型的CTTS在螺旋桨制度。

吸积盘MRI turbulence中的非线性能量传递。I-Net垂直场案例

Nonlinear energy transfers in accretion discs MRI turbulence. I-Net vertical field case

磁旋转不稳定性（MRI）被认为是负责大部分的角动量输运吸积盘。然而，分子耗散过程可能会大大改变MRI湍流在现实的天体物理情况下的效率。这种依赖性的物理起源仍然知之甚少的线性和准线性理论无法解释it. In本文中，我们寻找分子耗散过程和MRI传输的角动量在非分层剪切盒模拟，包括平均垂直场之间的联系。我们表明，在我们考虑的模型中，磁螺旋度并不重要。我们进行了频谱分析的模拟跟踪能量交换时，湍流充分发展的频谱空间。我们发现，能量交换基本上是直接的（从大到小的尺度），而一些非线性的相互作用似乎是非本地的光谱空间。我们推测这些非局域相互作用是湍流输运和分子耗散之间的相关性的原因。我们认为，这种相关性，然后应该消失时，一个显着的规模分离实现，我们讨论了几种方法，可以检验这一假设。

吸积盘MRI模拟中的滞后和热极限环

Hysteresis and thermal limit cycles in MRI simulations of accretion discs

低质量双星系统周期性的爆发反映了其相关吸积盘的热状态变化。观测到的爆发与氢在5000 K附近电离时盘不透明度的强烈变化有关。这种物理导致吸积盘模型，表现出双稳态和热极限环，从而光盘之间的一个家庭的冷和低吸积状态和家庭的热和有效的吸积状态跳跃。以前的模型通过α（或“涡流”）粘度参数化圆盘湍流。在本文中，我们对待湍流更现实地通过一套局部几何的磁旋转不稳定性（MRI）的数值模拟。辐射冷却是通过一个简单的，但物理动机的处方。我们显示的存在下的热平衡，从而热极限环的前景，并在这样做表明，MRI引起的湍流是与经典理论兼容。我们的模拟还表明，湍流应力和压力扰动只是弱相互依赖的轨道时间，因此，热不稳定性连接到湍流加热（相对于辐射冷却）的变化是不太可能的操作，在协议与以前的数值结果。我们的工作提出了第一步，统一模拟全磁流体湍流与正确的热和辐射物理的爆发盘与矮新星，低质量X射线双星，并可能年轻的恒星物体。

辐射主导的吸积盘局部模拟中的湍流应力和Lightman-Eardley不稳定性的可能性

Turbulent Stresses in Local Simulations of Radiation-Dominated Accretion Disks, and the Possibility of the LIghtman-Eardley Instability

我们提出了一系列的辐射MHD模拟的结果的局部补丁的吸积盘，具有固定的垂直重力剖面，但具有不同的表面质量密度和广泛的辐射气体压力比。每个模拟都实现了持续许多冷却时间的热平衡。在与冷却时间相比长的时间内平均后，我们发现垂直积分应力与垂直平均总热（气体加辐射）压力近似成比例。我们绘制出-第一次明确的物理学的基础上-应力和表面密度之间的热平衡关系：应力减少（增加）与增加表面质量密度时，模拟辐射（气体）压力占主导地位。在辐射压力主导的区域中，应力对表面质量密度的依赖性表明可能存在Lightman-Eardley入流不稳定性，但需要使用更宽的径向箱进行全局模拟或剪切箱模拟，以确认这一点并确定其非线性行为。

吸积盘中Turbulence的体压缩作用

Bulk Comptonization by Turbulence in Accretion Disks

致密物体周围的辐射压主导的吸积盘可能具有大大超过盘内电子热速度的湍流速度。因此，在确定出射光谱时，湍流引起的体康普顿化可能比热康普顿化占主导地位。无辐散湍流引起的体康普顿化仅是由于辐射粘性耗散引起的。它可以被视为热康普顿化，通过求解具有等效“波”温度的Kompaneets方程，该等效“波”温度是湍流级联中每个尺度上存在的功率的加权和。具有非零发散的湍流导致的体康普顿化是由于压力功和辐射粘性耗散。在光学薄湍流的极限下，压力功对光子谱的影响可以忽略不计，在这个极限下，辐射粘性耗散单独可以被视为热康普顿化，其温度相当于全湍流功率。在极端光学厚湍流的限制下，辐射粘性耗散被抑制，并且可以根据强耦合光子和气体流体的压缩和膨胀来理解局部光子谱的演化。我们讨论的后果，这些影响的自洽解决和解释湍流康普顿化的光谱计算中的辐射MHD模拟高光度吸积流。

Shearing-box simulations of MRI-driven turbulence in weakly collisional accretion discs

We present a systematic shearing-box investigation of MRI-driven turbulence in a weakly collisional plasma by including the effects of an anisotropic pressure stress, i.e. anisotropic (Braginskii) viscosity. We constrain the pressure anisotropy ($Δp$) to lie within the stability bounds that would be otherwise imposed by kinetic microinstabilities. We explore a broad region of parameter space by considering different Reynolds numbers and magnetic-field configurations, including net vertical flux, net toroidal-vertical flux and zero net flux. Remarkably, we find that the level of turbulence and …

吸积盘中非均匀环形磁场的不稳定性

Instability of Non-uniform Toroidal Magnetic Fields in Accretion Disks

本文提出了一种新的不稳定性，这种不稳定性将在吸积盘中由纯环形磁场驱动磁流体动力学（MHD）湍流。已知在差动旋转系统中，均匀环形磁场在非轴对称和垂直扰动下由于磁旋转不稳定性（MRI）而不稳定，而在纯垂直扰动下稳定。与以前的研究相反，本文提出了一种完全局限于赤道平面的不稳定模式，驱动下的非均匀环向场的磁压梯度力的膨胀性质。这种增长的本征模的基本性质，我们给了一个名字“磁梯度驱动的不稳定性”，研究使用线性分析，相应的非线性演化，然后研究使用二维理想MHD模拟。虽然一个单一的本地化磁场通道单独不能提供足够的麦克斯韦应力显着贡献的角动量输运，我们发现，多个本地化磁场通道下相邻的环形场之间的模式耦合急剧产生一个高度湍流状态，并导致增强的角动量输运，在以前的研究中看到的效率在MRI。这种水平受限模式可能通过与环形MHD的互补生长和与磁重联的耦合在MRI的饱和中起重要作用。

rHARM：阻性GR-MHD中的吸积和射出

rHARM: Accretion and Ejection in Resistive GR-MHD

湍流磁扩散率对吸积盘和盘风的发射起着重要的作用。我们已经实现了磁扩散率，相应的电阻率在广义相对论MHD程序HARM。本文介绍了我们的实现，它的数值实现，我们的数值试验和初步应用的理论背景。新的代码rHARM的测试模拟相比，扩散方程的解析解和一个经典的激波管问题。我们进一步研究了磁扩散率范围内黑洞周围环面的磁旋转不稳定性（MRI）的演化。我们发现一个临界磁扩散率的迹象（我们的设置），超过没有MRI发展的线性制度，并为此吸积环面材料的黑洞被延迟。磁扩散薄吸积盘周围的史瓦西黑洞，是由一个大规模的极向磁场线程的初步模拟显示发射盘风的质量通量约50%的吸积率。磁盘磁扩散率允许有效的磁盘吸积，吸积的内部磁盘区域的质量水库，从而允许长期模拟风发射超过5000个时间单位。

吸积盘边界层中的磁流体应力

On Hydromagnetic Stresses in Accretion Disk Boundary Layers

对吸积盘边界层物理结构的详细计算，以及由此推断的观测性质，依赖于角动量输运与盘的径向角频率梯度相反的假设。湍流剪切粘度的标准模型通过构造满足这一假设。然而，这种行为是不支持的湍流磁流体动力学（MHD）吸积盘，这表明，由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的角动量输运是低效的磁盘区域，如预期的边界层，角频率随半径增加。为了阐明物理上可行的机制，角动量输运在这个内部磁盘区域，我们研究产生的磁流体应力和能量密度在差分旋转的背景下，角频率增加向外的剪切片框架。我们隔离的模式，是无关的标准MRI和由此产生的剪切MHD波的长期演变提供解析解。我们发现，虽然这些波的能量密度可以显着放大，其相关的应力在零附近振荡，使它们成为一个低效的机制，以运输显着的角动量（向内）。这些发现与MHD吸积盘边界层的数值模拟结果是一致的，并挑战了标准的假设，有效的角动量输运的内部磁盘区域。这表明，湍流MHD吸积盘边界层的详细结构可能与湍流剪切粘性的标准框架内导出的结构明显不同。

Magnetohydrodynamic convection in accretion discs

Convection has been discussed in the field of accretion discs for several decades, both as a means of angular momentum transport and also because of its role in controlling discs' vertical structure via heat transport. If the gas is sufficiently ionized and threaded by a weak magnetic field, convection might interact in non-trivial ways with the magnetorotational instability (MRI). Recently, vertically stratified local simulations of the MRI have reported considerable variation in the angular momentum transport, as measured by the stress to thermal pressure ratio $α$, when convection is though…

垂直分层吸积盘中电阻率驱动的态变化

Resistivity-driven State Changes in Vertically Stratified Accretion Disks

利用Athena程序对垂直分层吸积盘中的磁旋转不稳定性（MRI）进行了局域模拟，研究了剪切粘性和欧姆电阻率对MRI的影响.首先，我们使用一系列的非分层模拟来校准物理耗散作为分辨率和背景场强度的函数;磁普朗特数Pm =粘度/电阻率对湍流的影响被每个磁盘尺度高度H的~32个网格区域捕获。与以前的结果一致，我们的分层磁盘计算的特点是由一个亚热，占主导地位的环形磁场，产生MRI驱动的湍流|z| < 2 H。高于|z| = 2 H，磁压占主导地位，磁场是不稳定的。大规模的径向和环形场也产生附近的中平面，随后通过磁盘上升。这个平均场的极性在大约10个轨道周期的过程中切换，这个过程可以用α-ω发电机很好地模拟。湍流应力增加与PM，但与非分层模拟相比，具有较浅的依赖性。对于足够大的电阻率，在cs H/1000的数量级上，其中cs是声速，中平面的2 H内的MRI湍流经历电阻衰减然后再生长的周期。这种再生长是由通过发电机的环向场的放大引起的。这个过程导致在10至100轨道时间尺度上的应力的大幅变化，这可能与观察到具有高和低吸积状态的部分电离盘有关。

强磁化吸积盘中的不稳定性：全球观点

Instability in strongly magnetized accretion discs: A global perspective

我们研究强磁化吸积盘在全球范围内的性能，特别侧重于磁流体动力学不稳定性，如磁旋转不稳定性（MRI）的演变。Pessah和Psaltis的工作表明，MRI在可压缩、差动旋转流中超过临界环向场是稳定的，并且还报告了在该场之外出现的两种新的不稳定性。他们的结果源于考虑由于超热背景环向场的几何曲率效应，这在弱场研究中以前被忽略了。然而，他们的计算是在局部近似下进行的，由于在局部框架中引入了全局几何项，因此存在引入虚假行为的危险。为了避免这种情况，我们进行了整体特征值分析的线性磁流体方程在圆柱几何。我们证实，MRI确实倾向于高度抑制时，背景环向场达到Pessah-Psaltis限制。我们还观察到两个新的不稳定性，出现在存在高度超热环形场的外观。这些结果还验证了PLUTO中的数值模拟。然而，局部和全局结果之间存在一定的差异，特别是在各种不稳定性的垂直波数方面，我们将详细讨论。我们还研究了最不稳定的模式在超热制度，这是不可访问的本地分析的全球本征函数。总的来说，我们的研究结果强调了全球治疗的必要性，准确建模强磁化吸积盘。

Fully kinetic large scale simulations of the collisionless Magnetorotational instability

We present two-dimensional particle-in-cell (PIC) simulations of the fully kinetic collisionless magnetorotational instability (MRI) in weakly magnetized (high $β$) pair plasma. The central result of this numerical analysis is the emergence of a self-induced turbulent regime in the saturation state of the collisionless MRI, which can only be captured for large enough simulation domains. One of the underlying mechanisms for the development of this turbulent state is the drift-kink instability (DKI) of the current sheets resulting from the nonlinear evolution of the channel modes. The onset of t…

嵌入磁化吸积盘中的扰动体上吸积流的全局模拟——I. 理想MHD中的MRI与喷流形成

Global simulations of accretion flows onto perturbers embedded in magnetized disks -I. MRI and jet formation in ideal MHD

本研究通过高分辨率全局MHD模拟，揭示嵌入磁化吸积盘的低质量扰动体可自然形成带大尺度磁场的微型吸积盘及双极磁外流，为相关天体物理模型奠定基础。

The stress-pressure lag in MRI turbulence and its implications for thermal instability in accretion discs

The classical alpha-disc model assumes that the turbulent stress scales linearly with -- and responds instantaneously to -- the pressure. It is likely, however, that the stress possesses a non-negligible relaxation time and will lag behind the pressure on some timescale. To measure the size of this lag we carry out unstratified 3D magnetohydrodynamic shearing box simulations with zero-net-magnetic-flux using the finite-volume code PLUTO. We impose thermal oscillations of varying periods via a cooling term, which in turn drives oscillations in the turbulent stress. Our simulations reveal that t…

大尺度B场在吸积盘中的平流/扩散

Advection/Diffusion of Large-Scale B-Field in Accretion Disks

星系核和恒星质量系统的活动涉及到黑洞的吸积盘，被认为是由于（1）小规模的湍流磁场在磁盘（由于磁旋转不稳定性或MRI），这给出了一个大的粘性增强吸积，和（2）大规模的磁场，这引起物质流出和/或电磁射流从磁盘，这也增强吸积。这幅图的一个重要问题是，增强的粘度伴随着增强的磁扩散率，其作用是防止建立一个显着的大规模场。最近的工作指出，磁盘的表面层是非湍流的，因此具有高传导性（或非扩散性），因为磁共振成像在磁盘中被抑制得很高，其中磁压力和辐射压力大于热压。在这里，我们计算的垂直（$z$）配置文件的固定吸积流（与径向和方位角分量），和配置文件的大规模，磁场考虑到湍流的粘度和扩散率由于MRI和湍流消失在磁盘的表面的事实。我们发现的固定的解决方案表明，一个弱（$β> 1$）的大规模的字段不扩散的建议由早期的工作。

吸积盘中MRI产生的螺旋密度波

The generation of spiral density waves by MRI in accretion discs

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。

On turbulent viscosity in relativistic jets and accretion disks

The mechanism of turbulent viscosity is the central question in investigations of turbulence. This is also the case in the accretion disk theory, where turbulence is considered to be responsible for the outward transport of angular momentum in the accretion disk. In turbulent flows, vortices transport momentum over their length scales providing the mechanism of viscosity that is controlled by mass entrainment. We have earlier proposed an entrainment model for the particular case of the relativistic jets in the radio galaxy 3C31. In this paper, we further constrain the model parameters. The mod…

核塌缩超新星磁旋转不稳定性的局域模拟

Local Simulations of the Magneto-rotational Instability in Core-Collapse Supernovae

考虑到核心坍缩超新星的应用，我们研究了磁旋转不稳定性（MRI）的非线性性质的三维模拟的框架内的局部剪切盒近似。通过系统地改变表征初生原中子星（PNS）的差旋程度的剪切速率，导出了磁共振所维持的湍流应力与剪切涡度比之间的标度关系。我们的参数测量表明湍流应力（$<< w_{\rm tot}>>$）和剪切涡度比（$g_q$）之间的幂律标度为$<<w_{\rm tot}>> \propto g_q^δ$及其指数$δ\sim 0.5$。MRI放大的磁能相对于湍流应力具有类似的标度，而麦克斯韦应力具有略小的幂律指数（$\sim 0.36$）。通过模拟MRI湍流引起的粘性加热率的影响，我们发现，较强的磁场或较大的剪切速率最初施加导致较高的耗散率。对于自旋周期为毫秒的快速旋转PNS和$10^{15}$ G的强磁场，能量耗散率估计超过$10^{51} {\rm erg\ sec^{-1}}$。我们的研究结果表明，核坍缩超新星的传统磁流体动力学（MHD）机制可能受到MRI驱动的湍流的影响，我们推测，一方面，由于PNS表面剪切转动能量的耗散，可能会损害MHD驱动的爆炸，另一方面，那里的能量沉积可能有利于中微子加热机制的工作。

Magnetic outflows from turbulent accretion disks: I. Vertical structure & secular evolution

Astrophysical disks are likely embedded in an ambient vertical magnetic field. This ambient field is known to drive magneto-rotational turbulence in the disk bulk but is also responsible for the launching of magnetized outflows at the origin of astrophysical jets. The vertical structure and long-term (secular) evolution of such a system lack quantitative predictions. It is nevertheless this secular evolution that is proposed to explain time variability in many accreting systems such as X-ray binaries. We compute and analyze global 3D ideal-MHD simulations of an accretion disk threaded by a lar…

Bondi-Hoyle-Lyttleton accretion in Supergiant X-ray binaries: stability and disk formation

We use 2D (axisymmetric) and 3D hydrodynamic simulations to study Bondi-Hoyle-Lyttleton (BHL) accretion with and without transverse upstream gradients. We mainly focus on the regime of high (upstream) Mach number, weak upstream gradients and small accretor size, which is relevant to neutron star (NS) accretion in wind-fed Supergiant X-ray binaries (SgXBs). We present a systematic exploration of the flow in this regime. When there are no upstream gradients, the flow is always stable regardless of accretor size or Mach number. For finite upstream gradients, there are three main types of behavior…

Keplerian剪切流中磁旋转发电机维持的耗散效应

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。

吸积盘边界层中的MHD Turbulence

MHD Turbulence in Accretion Disk Boundary Layers

吸积盘边界层的物理模型，该区域的磁盘满足吸积星的表面，通常依赖于假设，角动量传输是相反的径向角频率梯度的磁盘。天体物理学中广泛采用的湍流剪切粘性的标准模型通过构造满足了这一假设。然而，这种行为是不支持的湍流磁流体动力学（MHD）的吸积盘，这表明由磁旋转不稳定性驱动的角动量输运的数值模拟是无效的，在这个内部磁盘区域。我将讨论最近的一项研究结果的产生磁流体应力和能量密度的边界层周围的弱磁化星。我们的研究结果表明，虽然磁能密度可以显着放大，在这个区域，角动量传输是相当低效的。这似乎与数值模拟中获得的结果一致，并表明湍流MHD边界层的详细结构可能与湍流剪切粘度的标准框架内得出的结果有明显不同。

吸积盘中对流引起的湍流粘性--自洽方法

Turbulent viscosity by convection in accretion discs - a self-consistent approach

天体物理吸积流中粘性的来源至今仍是一个争论激烈的问题。我们调查的对流湍流的贡献，总粘度在自洽的方法，对流的强度是由垂直盘结构本身。其他来源的粘度参数化的β-粘度处方，这也允许调查的自引力效应。在恒星质量和中等质量黑洞周围的吸积盘的背景下，我们得出结论，对流不能单独占总粘度在光盘，但显着增加到it.For吸积率高达10%的爱丁顿率，我们发现，差分旋转提供了一个足够大的基础粘度。对于更高的吸积率，需要进一步的支持，在内部磁盘区域，这可以提供由MRI引起的粘度。我们简要地讨论了MRI，对流和微分旋转的相互作用。我们对中心质量和吸积率对盘模型的影响进行了详细的参数研究，发现支撑粘性的阈值主要由爱丁顿比决定，中心黑洞质量的影响很小。