Evolution of random initial magnetic fields in stably stratified and barotropic stars
已知长寿命的磁场存在于主序上部恒星、白矮星和中子星中。为了探索这些恒星内部磁场可能的平衡配置，我们使用{ \sc Pencil Code}（一种高阶有限差分代码，用于在存在磁场的情况下可压缩流体动力学流动），使用理想气体状态方程对稳定分层和正压恒星中初始随机磁场的演化进行了3D磁流体动力学模拟。在正压（等熵）星，我们确认以前的结果在这个意义上说，所有的初始磁场，我们试图衰减了，无法达到一个稳定的平衡。在稳定分层的恒星（具有径向增加的比熵）的情况下，最初的随机磁场似乎总是演变到一个稳定的平衡。然而，这种平衡的性质取决于所考虑的耗散机制。如果包括磁扩散率（或超扩散率），则最终状态比初始状态更轴对称并且由大波长主导，而如果仅存在粘性（或超粘性），则情况并非如此。在真正的恒星中，使它们放松到平衡状态的主要机制可能是相混合，我们认为粘性更接近于相混合。因此，我们得出结论，根据其形成机制，这些恒星中的平衡磁场原则上可能非常不对称。
2021-11-20 astro-ph.SR
On magnetic equilibria in barotropic stars
已知主序上部恒星、白矮星和中子星拥有稳定的大尺度磁场。数值计算已经证实了稳定的MHD平衡可以存在于非正压、稳定层结的恒星中。另一方面，我们还不清楚正压恒星中是否可能存在稳定的平衡，尽管现有的证据表明它们都是不稳定的。本工作的目的是建立正压平衡，以研究其性质，作为第一步，以测试其稳定性。我们假设恒星是一个完全导电的、轴对称的流体，同时考虑了磁场的极向和环向分量。此外，我们提出了天体物理合理的假设，即磁力对流体结构的影响可以忽略不计，在这种情况下，平衡是由格拉德-沙夫拉诺夫方程，涉及两个任意函数的极向通量。我们建立了一个数值代码来求解这个方程，允许对这些函数进行任意规定。采取特别简单，但物理上合理的选择，这些功能与一对夫妇的可调参数，所有的平衡发现目前只有一个小的（$\lesssim 10\%{}$）部分的磁能存储在环形组件，确认以前的结果。我们开发了一个分析模型，以更详细地研究在整个参数范围内的磁能的行为。该模型证实，环向部分的能量和环向极向通量的比率是有界的从上面的整个参数范围。
2015-03-10 astro-ph.SR
Stability of magnetic fields in non-barotropic stars: an analytic treatment
我们知道，在主序星、白矮星和中子星中，磁场的持续时间与它们的寿命相当。从理论的角度来看，这是有问题的，因为可以表明，简单的磁场配置总是不稳定的。在非正压恒星中，稳定的层结允许比正压恒星更广泛的磁场结构，并通过使其更难引起径向位移来帮助稳定它们。布雷斯韦特及其合作者最近的模拟表明，在稳定分层的恒星中，随机初始磁场演变为具有极向分量和环向分量的近轴对称配置，然后在一段时间内保持稳定。这是可取的，提供一个分析研究的稳定性，这样的领域。我们写一个合理的平衡结构的轴对称磁场的极向和环向分量的强度可调，在一个非正压静态流体星的显式表达式，并研究其稳定性使用的能量原理。我们构建了一个位移场，应该是一个合理的近似最不稳定的模式的环向场，并确认Braithwaite的结果，一个给定的环向场可以稳定的极向场包含比前者少得多的能量。这与环向场是驱动磁星活动的主要储层的推测是一致的。由隐藏的环向场引起的中子星的变形也可以引起引力波的发射。
2013-06-06 astro-ph.SR
Hydromagnetic equilibrium in non-barotropic multifluid neutron stars
传统上，中子星的磁流体平衡问题是在标准磁流体力学的背景下解决的，物质服从正压状态方程。在本文中，我们采取了一个更现实的处理问题的一步，考虑中子星与内部超流组件。在这个多流体模型分层与不同的物质组成（相对质子中子密度分数）进入作为一种天然成分，导致非正压系统。在将超流/超导中子星的磁流体平衡问题转化为微扰问题之后，我们着重研究了由超流中子和正常质子、电子组成的三流体系统的特殊情况。我们确定了具有混合极面-环面成分的偶极磁场的平衡结构。我们发现，相对于正压模型，分层的通用效果，导致平衡与较高比例的储存在环形分量的磁能。然而，即使在具有强分层的模型中，极向分量和环向分量也是相当的，前者贡献了大部分的磁能。
2012-02-03 astro-ph.SR
A Three Function Variational Principle for Stationary Non-Barotropic Magnetohydrodynamics
磁流体力学（MHD）的变分原理，前人曾以拉格朗日形式和欧拉形式介绍过。本文介绍了较简单的欧拉变分原理，由此可导出某些场拓扑的非正压定常磁流体力学的所有有关方程。对于定常非正压气流，给出了三个独立函数形式的变分原理。这比非正压磁流体动力学标准方程中出现的八个变量的数量要少，这八个变量是磁场$\vec B$、速度场$\vec v$、熵$s$和密度$ρ$。我们进一步研究了沿磁力线流动不理想的情况。
2021-08-10 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Barotropic Magnetohydrodynamics as a Four Function Field Theory with Non-Trivial Topology and Aharonov-Bohm Effects
磁流体力学的变分原理已被前人以拉格朗日和欧拉形式引入。Yahalom和Lynden-Bell以及后来的Yahalom [2]在以前的工作中引入了一个更简单的欧拉变分原理，由此可以导出磁流体力学的所有相关方程。对于非定常流动，给出了四个独立函数的变分原理;对于定常流动，给出了三个独立函数的变分原理。这比出现在磁流体力学标准方程中的七个变量少，这些变量是磁场、速度场和密度。在磁流体动力学流具有非平凡拓扑的情况下，例如当磁力线是打结的或磁性和流线是打结的时，拉格朗日量中出现的一些函数是非单值的。这些函数与Aharonov-Bohm效应中的相位具有相同的规律[3]。
2010-05-21 astro-ph.SR math-ph math.MP
Magnetic fields of neutron stars
中子星拥有宇宙中已知最强的磁场。在本文中，我简要地讨论了这些磁场是如何从观测中推断出来的，以及它们的时间演化的证据。我展示了这些极强的磁场实际上对恒星结构的影响是如何微弱的，对于主序上部的磁星和磁性白矮星也是如此，它们具有相似的总磁通量。我提出了一个方案，在这个方案中，（包含极向场和环向场分量）在中子星诞生后不久就建立了，这得益于中子星物质的强成分分层，这种状态慢慢地被非理想的磁流体动力学过程，如恒星核心的β衰变和双极扩散，以及霍尔漂移和其内部固体的破裂，地壳。在足够长的时间尺度上，中子星核心中的流体将表现得好像是正压的，因为，取决于温度和磁场强度，β衰变将不断调整成分到化学平衡态，或者双极扩散将带电成分与中子解耦。因此，关于正压流体中稳定的磁流体平衡的仍然悬而未决的问题将与演化有关，至少对于"磁星“场来说，太强而不能被固体地壳稳定。
2013-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Protostellar collapse: radiative and magnetic feedbacks on small scale fragmentation
辐射转移和磁场对星前致密核的坍缩和碎裂都有很强的影响，但在这样的尺度上还没有一致的计算。我们提出了原始AMR计算，包括磁场（在理想的MHD极限）和辐射转移，在通量限制扩散近似下，1太阳质量的致密核心的崩溃。我们比较的结果与正压EOS进行计算。研究表明，辐射转移通过冷却或加热气体对坍缩和碎裂产生重要影响，并与磁场相互补充。更大的磁场产生更强的磁制动，增加吸积率，从而增加辐射反馈的效果。即使是在磁场主导坍缩动力学的强磁化核中，辐射转移对于确定温度和光学深度分布也是至关重要的，这是两种可能的观测诊断。正压EOS不能解释实际的碎裂。数值方案的扩散，但是，被发现强烈影响输出的崩溃，最终导致虚假的碎片。在恒星形成的数值计算中，必须同时考虑辐射转移和磁场，以获得真实的坍缩构型和可观测的特征。然而，数值分辨率和求解器的鲁棒性是获得可靠结果的首要因素。当使用一个精确的求解器，碎片被发现总是保持抑制的磁场，至少在理想的MHD限制，即使辐射转移包括在内。
2009-12-17 astro-ph.SR
Magnetic neutron star equilibria with stratification and type-II superconductivity
利用自洽的非线性数值方法，我们构造了具有磁场的中子星的双流体平衡组态。双流体的方法-可能是有效的，但最年轻的NS的大区域-为我们提供了一个简单的方法来引入分层，并允许更现实的模型比无处不在的正压假设。在我们所有的模型中，中子都被模拟为超流体，而对于质子，我们考虑两种情况：一种是它们是正常流体，另一种是它们形成II型超导体。我们考虑各种场配置的正常质子的情况下，在超导的情况下，纯环形场。我们发现，分层允许一个更强的混合场配置的环向分量，虽然极向分量仍然是最大的，在我们所有的模型。我们提供了定量的结果，无论是在正常和超导质子的情况下，磁椭圆的NS。
2012-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Does elasticity stabilise a magnetic neutron star?
中子星内部的磁场结构大多数情况下无法通过观测得知。内部磁场几何形状的理论模型倾向于被过度简化以避免数学复杂性，并且倾向于基于轴对称正压流体系统。这些静态磁平衡配置已被证明是不稳定的，在一个很短的时间尺度上对一个无穷小的扰动。考虑到这种不稳定性，考虑更现实的中子星物理学如何影响结果是相关的。特别是，它有意义的问，如果弹性，它提供了一个额外的回复力的扰动，可以稳定系统。众所周知，中子星壳中的物质形成离子晶体。结晶核之间的相互作用可以产生抵抗任何施加的应变的剪切应力。为了考虑地壳对扰动平衡结构动力学演化的影响，我们研究了弹性对轴对称磁星不稳定性的影响。特别是我们确定的临界剪切模量，以防止磁不稳定性，并考虑相应的天体物理后果。
2020-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic field configurations in neutron stars from MHD simulations
利用PLUTO程序对正压中子星的磁场演化进行了非线性磁流体动力学模拟。对于最初占主导地位的极向和环向场，具有不同的强度，我们发现，该领域定居下来的混合极向环形配置，其中的环形组件之间的贡献10%和20%的总磁能。然而，这不是一个严格的平衡，因为不稳定性导致湍流的发展，这反过来又引起了一个逆螺旋度级联，这决定了最终的“扭曲环面”设置。因此，最终的场配置由不稳定性的非线性饱和决定，并且不是静止的。然而，在我们的模拟中，极向分量和环形分量的平均能量近似稳定，并且在表面出现复杂的多极结构，而磁场在恒星外部的外边界处是偶极的。
2020-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The freedom to choose neutron star magnetic field equilibria
我们从大量强磁化中子星的观测中解释和收集有用信息的能力，很大程度上取决于我们对磁场平衡的理论理解。我们回答以下问题：是一个自由的任意规定磁平衡，使流体自由度可以平衡方程？我们研究这个问题的各种模型的中子星的问题，从最简单的单流体正压更现实的非正压多流体模型与超流/超导组件，介子和熵。对于轴对称和非轴对称平衡，以及牛顿引力和广义相对论，我们都这样做。我们表明，在轴对称，最现实的模型允许完全自由选择一个磁场平衡，而非轴对称平衡是从来没有完全任意的。
2016-11-02 astro-ph.SR
Maximum mass of stable magnetized highly super-Chandrasekhar white dwarfs: stable solutions with varying magnetic fields
我们解决的问题，最近提出的显着的超级超级拉塞卡白矮星的稳定性。本文给出了不同磁场分布下超超白矮星白矮星静磁平衡模型的稳定解。这已经通过自洽地包括在广义相对论框架中的磁压梯度和总磁密度的影响而获得。我们估计磁化白矮星的最大稳定质量可能超过3个太阳质量。这对于解释不符合传统的克拉塞卡质量极限的奇特的、过亮的Ia型超新星非常有用。
2014-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Stability of axially symmetric magnetic fields in stars
在AP星、白矮星和中子星中观测到的磁场已知是长期稳定的。然而，恒星内部允许这些状态的物理条件仍然是一个研究问题。它已经正式证明，无论是纯环向和纯极向磁场发展不稳定性在某些点的恒星。另一方面，数值模拟证明了稳定层结恒星内部大致轴对称磁场位形的稳定性。这些配置包括相互稳定的环形和极向组件在一个扭曲的环面形状。先前的研究已经提出了粗略的上限和下限的比例的磁场能量的环向和极向分量的磁场。与映射出的参数空间下，这样的配置保持稳定的目的，我们使用的3D磁流体动力学模拟的磁场在非旋转，非简并的恒星，其中粘度是唯一的耗散机制，无论是一个统一的（正压）和径向增加（稳定分层）的特定熵的恒星的演变。此外，我们考虑了不同的条件下的稳定分层的程度和每个组件中的磁能，大致确认了先前提出的稳定边界的磁场。
2022-09-02 astro-ph.SR
Generation and evolution of stable stellar magnetic fields in young A-type stars
虽然低质量恒星上磁场的存在被归因于基本上由对流运动驱动的发电机过程，但中等质量恒星上磁场的存在很可能有其他原因。假设我们所看到的磁场在时间上几乎是恒定的，本文重点讨论了在恒星演化早期阶段稳定磁位形的产生。在一个非常简单的模型星中研究了主序前阶段初始磁场的对流过程。方位磁场被发现是典型的残余在即将到来的辐射信封后，对流已经消退。
2013-09-27 astro-ph.SR
Collapse and Fragmentation of Magnetic Molecular Cloud Cores with the Enzo AMR MHD Code. II. Prolate and Oblate Cores
我们提出了一个大的套件的三维（3D）模型的磁分子云核的崩溃使用自适应网格细化（AMR）代码恩佐2.2在理想磁流体力学（MHD）近似的结果。云核最初是扁长或扁球形的，中心凝聚云，质量分别为1.73或2.73 $M_\odot$。径向密度分布是高斯分布，中心密度比边界密度高20倍。正压状态方程用于表示从低密度、等温相到高密度、光学厚相的过渡。初始磁场强度的范围从6.3到100 $μ$ G，对应于云，分别是强到边缘超临界，在质量磁通量比。磁场最初是均匀的，并与云的旋转轴对齐，旋转能量与重力能量的初始比率从$10^{-4}$到0.1不等。坍缩的结果有两个显著不同的结果：（1）形成具有旋臂的单个原恒星，（2）分裂成多个原恒星系统。这两种结果之间的过渡主要取决于初始的磁场强度，当质量与通量比大于长星云临界比的14倍时，就会发生碎裂。扁球形云通常比长球形云分裂成多几倍的团块。在这两种情况下，多个系统而不是双星系统的形成是普遍的规律，这表明双星主要是多个原恒星系统轨道溶解的结果。
2014-08-11 astro-ph.SR
Stars with a Stable Magnetic Field
在这篇评论中，我将总结我们所知道的关于恒星中的磁场以及这些磁场的起源。我将解决的问题，磁通量是否是保守的，从前主序星到致密的恒星阶段（化石场的起源），或是否可能是发电机产生的领域在某些阶段的恒星演化，也许在恒星合并事件。
2018-01-29 astro-ph.SR
Mechanism of spontaneous formation of stable magnetic structures on the Sun
太阳磁场的一个令人困惑的特征是在太阳对流区的高度湍流的上层形成了长寿的紧凑磁结构，如太阳黑子和孔隙。我们使用真实的辐射三维MHD模拟来研究磁场和湍流对流之间的相互作用。在模拟中，一个弱的垂直均匀磁场施加在充分发展的颗粒对流的区域，并通过顶部和底部边界的总磁通量保持恒定。模拟结果揭示了稳定磁结构的自发形成过程，这可能是理解太阳上磁自组织以及太阳孔隙和黑子形成的关键。这一过程包括两个基本步骤：1）与涡量集中和涡池型运动相关的小尺度对流磁结构的形成，以及2）由于涡吸引力，这些结构的合并，这是由表面以下磁集中周围的会聚下沉气流引起的。在由会聚等离子体运动维持的大尺度结构中，表面的磁场强度达到~1.5 kG，内部达到~6 kG;表面结构类似于太阳孔。磁结构在整个模拟运行数小时内保持稳定，没有衰减的迹象。
2010-04-13 astro-ph.SR
Investigating magnetic activity in very stable stellar magnetic fields: long-term photometric and spectroscopic study of the fully convective M4 dwarf V374 Peg
超快速旋转（$P_\mathrm{rot}\approx0.44 d$）的完全对流的单颗M4矮星V374 Peg是一个著名的实验室，用于研究稳定磁拓扑中的强烈恒星活动。作为恒星磁场的可观测代理，我们研究了光变曲线的稳定性，从而研究了光斑的结构。我们还测量了耀斑和日冕物质抛射（CME）的发生率。我们分析了光谱观测，$BV(RI)_C$测光覆盖5年，和额外的$R_C$测光，扩大了时间基础超过16年。光变曲线表明这是一个几乎刚体旋转的天体，而且它的光点结构在16年内都是稳定的，这证实了之前关于非常稳定的磁场的说法。我们观察到夜间时间尺度上的小变化，以及频繁的闪光，包括可能的交感闪光。最强的耀斑似乎更集中在光变曲线指示较小活动区域的相位附近。光谱数据显示，这是一个复杂的日冕物质抛射，有回落和再喷射的物质，最大投射速度为$\approx$ 675 km/s。我们观察到的日冕物质抛射率远低于根据太阳耀斑-日冕物质抛射与活跃恒星的关系外推的预期。
2016-04-01 astro-ph.SR
A first family of stable configurations to model magnetic fields in stellar radiation zones
我们进行3D磁流体动力学（MHD）模拟，以测试Duez & Mathis（2010）描述的磁平衡配置的稳定性。这个解析推导的组态描述了恒星辐射带中给定螺旋度的最低能量状态。强调了考虑大尺度全球场的非无力性质的必要性。然后，我们表明，这种配置是稳定的。因此，它提供了一个有用的模型，以初始化的磁拓扑结构在即将到来的MHD模拟和恒星演化代码考虑磁旋转输运过程。
2010-09-28 astro-ph.SR
Collapse and Fragmentation of Magnetic Molecular Cloud Cores with the Enzo AMR MHD Code. I. Uniform Density Sphere
磁场是分子云核心坍缩动力学的重要因素，对坍缩是否导致单一原恒星或分裂成双星或多原恒星系统有重大影响。提出了新的模型的崩溃的磁云核使用自适应网格细化（AMR）的代码恩佐2.0。该程序被用来计算初始球形、均匀密度和旋转云的理想磁流体动力学（MHD），Boss和Bodenheimer（1979）三维（3D）流体动力学（HD）代码的标准等温测试情况。在首先验证恩佐再现了预期的非磁性测试用例的二进制碎片，一个大的一组模型计算不同的初始磁场强度和方向相对于云核旋转轴（平行或垂直），密度扰动幅度，状态方程。产生了三种显着不同的结果：（1）收缩而不持续坍缩，形成更致密的云核，（2）坍缩形成具有显着旋臂的单个原恒星，以及（3）坍缩并分裂成具有多个旋臂的二元或多个原恒星系统。与以前的MHD计算类似的云与正压状态方程进行了比较。这些结果的坍缩的初始密度均匀的球体说明了核心的重要性，磁场方向和场强，以确定动态的原恒星坍缩的结果。
2013-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
A distinct magnetic property of the inner penumbral boundary. II. Formation of a penumbra at the expense of a pore
我们最近提出的证据表明，稳定的本影-半影边界的特点是由一个独特的典型值的磁场，$B^{\rm stable}_{\rm ver}$的垂直分量。为了触发半影的形成，磁场中的大倾角是必要的。在太阳黑子中，半影的发展和建立都殖民本影区和颗粒，也就是说，半影磁对流接管本影区与$B_{\rm ver} < B^{\rm stable}_{\rm ver}$，以及在颗粒对流区。最终，稳定的本影-半影边界在$B^{\rm stable}_{\rm ver}$处稳定下来。在这里，我们的目标是研究一个半影的发展开始在一个孔的边界，其中半影殖民最终整个孔。我们使用Hinode/SOT G波段图像来研究半影的演变。Hinode/SOT光谱偏振数据被用来推断研究区域的磁场属性。半影形成于靠近NOAA 1，10960极性反转线的孔隙边界。当半影亮晶向孔隙中突出时，形成半影中的磁通量增加，而孔隙中的磁通量减少。因此，孔完全消失，产生孤立半影。在任何时候，孔隙中磁场的垂直分量都小于$B^{\rm stable}_{\rm ver} \approx 1.8$ ~kG。我们的研究结果是在一个协议的需要，$B^{\rm stable}_{\rm ver}$建立一个稳定的本影-半影边界：而$B_{\rm ver}$在孔隙小于$B^{\rm stable}_{\rm ver}$，半影颗粒的突起到孔隙区没有被阻止，一个稳定…
2016-12-06 astro-ph.SR
Simulations of Emerging Magnetic Flux. I: The Formation of Stable Coronal Flux Ropes
我们提出的结果从三维粘阻磁流体动力学（MHD）模拟的出现对流区磁通量管到太阳大气中包含一个预先存在的偶极日冕场，这是定向，以尽量减少与新兴领域的重新连接。我们观察到，出现的过程是能够产生一个日冕通量绳的转移扭曲的对流区发现在以前的模拟。我们发现，这个通量绳是稳定的，没有证据表明一个快速上升，并在日冕中的最终高度是由预先存在的偶极场的强度。我们还发现，虽然电流在初始对流区通量管几乎完全中和，由此产生的日冕通量绳进行了显着的净电流。这些结果表明，通量管的出现是能够创建非电流中和稳定的通量绳在日冕中，由上覆的潜在领域，被认为是日冕物质抛射的源磁配置拴系。
2013-08-28 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic effect on first star formation: prestellar core collapse and protostar formation
最近的理论研究表明，磁场可能在宇宙中第一颗恒星的形成中起着至关重要的作用。然而，磁场对第一个恒星形成的影响还有待于很好地理解。在这项研究中，我们进行三维磁流体动力学模拟，考虑到所有相关的冷却过程和非平衡化学反应的原恒星密度，为了研究的崩溃磁化原始气体核心的自洽热演化。我们的结果表明，中心核的热演化几乎不受磁场的影响，因为磁力不阻止沿磁力线的收缩。我们还发现，磁制动提取的角动量从核心和抑制碎裂取决于初始强度的磁场。磁外流的角动量输运比磁制动的角动量输运效果差，因为磁外流只在坍缩的后期才发射。我们的研究结果表明，磁场效应成为重要的场强$B> 10^{-8}(n_{\rm H}/1\ \rm cm^{-3})^{2/3}\ \rm G$，其中$n_{\rm H}$是数密度，在崩溃阶段。最后，我们比较我们的结果与模拟使用正压近似，并确认这种近似是合理的，至少在崩溃阶段。尽管如此，热和化学过程的自洽处理对于将模拟扩展到吸积阶段至关重要，其中原恒星的辐射反馈发挥着至关重要的作用。
2021-05-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
On large-scale dynamos with stable stratification and the application to stellar radiative zones
我们对恒星辐射带中大尺度磁场的理解仍然是支离破碎和不完整的。这样的磁场，必须由某种形式的发电机机制产生，被认为主导角动量输运，使它们对恒星演化至关重要。一个主要的困难是稳定分层的影响，它通常抑制发电机的行动。我们探讨了稳定分层的平均场发电机理论的影响，特别是专注于一个非螺旋大规模发电机（LSD）的机制被称为磁剪切电流效应。我们发现，该机制是强大的，以增加稳定分层，只要其操作的原始要求得到满足：剪切和非螺旋磁波动的来源（例如，从一个小规模的发电机）。两者都是在存在差异旋转的情况下可解释的来源。我们的理想化的直接数值模拟，平均场论的支持下，证明了近均分大尺度环向场的产生。此外，对磁雷诺数的扫描显示LSD的增长或饱和没有变化，这为发电机机制对灾难性淬火的弹性提供了良好的数值证据，这一直是螺旋发电机的一个问题。这些属性-灾难性的淬火和稳定分层的鲁棒性的情况下-使该机制成为一个合理的候选人在恒星辐射区产生原位大规模磁场。
2022-09-16 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The impact of magnetic fields on momentum transport and saturation of shear-flow instability by stable modes
在二维不可压磁流体力学的框架下，采用直接数值模拟方法研究了具有初始均匀磁场的剪切层的Kelvin-Helmholtz（KH）不稳定性.剪切层在没有外力作用的情况下自由演化，并随着湍流应力传递动量而在时间上变宽。与流体力学中的KH-不稳定流一样，在没有耗散的情况下，这里的不稳定性的特点是每个不稳定模式都有一个共轭稳定模式。稳定的模式被证明是运输动量的梯度，收缩层的宽度，每当他们超过不稳定的模式的振幅。在模拟与弱磁场，线性不稳定性的影响最小的磁场，但增强的小尺度波动相对于流体动力学的情况下观察。这些增强的波动与增加的能量耗散和更快的层加宽相一致，这些特征在具有更强场的模拟中更加明显。这些趋势是由于磁场减少了稳定模式相对于能量转移到小尺度的影响。随着场强的增加，稳定模式变得不那么受激发，从而逆着其梯度传输更少的动量。此外，由于稳定模式，否则将转移回驱动剪切的能量反而被允许级联到小尺度，在那里它被耗散掉。近似的湍流状态方面的一组减少的模式进行了探索。虽然雷诺应力在大尺度下每个波数只使用两个模式就能很好地描述，但麦克斯韦应力却不能。
2020-10-21 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
