Sustained Turbulence in Differentially Rotating Magnetized Fluids at Low Magnetic Prandtl Number
我们第一次表明，持续的湍流是可能的，在低磁普朗特数的开普勒流没有平均磁通量。我们的结果表明，增加垂直畴的大小相当于增加能量注入尺度和耗散尺度之间的动力学范围。这对各种低普朗特数的差动旋转系统如原恒星盘和实验室实验具有重要意义。
2016-09-27 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Gravito-inertial modes in a differentially rotating spherical shell
虽然许多中等质量和高质量的主序星都是快速和差动旋转的，但人们对旋转对振荡模式的影响知之甚少。在这次交流中，我们提出了第一个研究轴对称重力惯性模式的辐射区的差分旋转的明星。我们考虑一个简化的模型，其中的辐射区的恒星是一个线性分层旋转流体的球壳，由于斜压效应的差异旋转。我们用高分辨率的谱计算来解决本征值问题，并通过特征线理论来确定波的传播域。我们探讨了两种模式的传播特性：那些可以在整个壳和那些被限制在一个子域。我们发现的一些模式将动能集中在被称为吸引子的短周期剪切层周围。我们描述了各种几何形状的传播域，调节相应模式的表面可见性。
2014-11-13 astro-ph.SR
Baroclinic Instability in Differentially Rotating Stars
本文对具有径向差异转动的恒星辐射带的斜压不稳定性进行了线性分析。在一个非常小的旋转不均匀性的不稳定性开始。有两族不稳定扰动对应于Rossby波和内重力波。这种不稳定性是动态的：与恒星演化时间相比，它的几千个旋转周期的增长时间很短。热导率的降低会放大不稳定性。不稳定扰动具有动力学螺旋性，从而表明由不稳定性导致的湍流产生磁场的可能性。
2013-08-30 astro-ph.SR
Free inertial modes in differentially rotating convective envelopes of low-mass stars : numerical exploration
恒星对流区的潮汐激发惯性波是恒星潮汐耗散的重要机制，也是近距离双星或行星系统演化的重要机制。作为第一步，我们在这里探索的纬度差异旋转的自由惯性模式的属性的影响，并确定不同的家庭模式。我们表明，它们不同于固体旋转的情况下。利用解析方法和数值计算，我们得出结论，临界层（多普勒频移消失）可以发挥非常重要的作用，潮汐耗散。
2015-10-20 astro-ph.SR
General relativistic viscous hydrodynamics of differentially rotating neutron stars
采用简化版本的Israel-Stewart形式主义的广义相对论剪切粘性流体动力学，我们进行轴对称的广义相对论模拟旋转的中子星周围的一个巨大的环面，它可以形成从差分旋转的恒星。我们表明，我们选择的剪切粘性流体动力学形式主义，模拟可以稳定地进行了很长一段时间。我们还表明，与一个可能的高剪切粘性系数，不仅粘性角动量输运工程，但也可以从一个热的信封周围的中子星的时间尺度$\gtrsim 100\,$ ms与喷出物质量$\gtrsim 10^{-2}M_\odot$，这是可比的典型质量的动态喷出物的二进制中子星合并。这表明，被大质量环面包围的大质量中子星，这是双中子星合并后形成的典型结果，可能是提供富含中子的喷出物的主要来源，如果有效剪切粘度足够高，即，如果粘性$α$参数为$\gtrsim 10^{-2}$。数值结果表明，高分辨率磁流体动力学模拟是用第一性原理方法研究中子星合并残留物中粘性效应的唯一途径。
2017-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Dynamical Bar-Mode Instability in Differentially Rotating Magnetized Neutron Stars
本文在宽参数空间上数值研究了不同旋转磁化中子星动力学棒模不稳定性的可能性。本研究的创新之处在于将磁场纳入到这样的背景下，这在文献中的纯流体动力学模拟中迄今为止一直被忽视。调查使用Cosmos++代码，使我们能够在高分辨率的圆柱形网格上进行三维模拟。从一组模型出发，在没有磁场的情况下进行了牛顿磁流体动力学模拟，估计了磁场对旋转中子星动力学棒模形变的影响。总体而言，我们的结果表明，在现实配置中，磁场的影响不太可能非常显着。只有在最极端的情况下，磁场才能抑制条模式的增长。
2009-12-15 astro-ph.SR
Magnetically driven winds from differentially rotating neutron stars and X-ray afterglows of short gamma-ray bursts
除了是最有希望的引力波来源之一，合并中子星双星也代表了解释短伽马射线暴（SGRB）现象的主要方案。最近的观测揭示了一个大的SGRB子类，它们的X射线余辉具有大致恒定的亮度，持续$10\!-\!10^4$ s。这些特征通常被认为是由均匀旋转的磁化物体的磁自旋驱动的长寿命中央引擎的证据。我们提出了一个不同的方案，其中的中央引擎供电的X射线发射是一个差动旋转的超大质量中子星（HMNS），发射准各向同性和重子加载的风驱动的磁场，这是建立通过差动旋转。我们的模型是支持长期的，三维的，广义相对论，和理想的磁流体动力学模拟，表明这种各向同性的发射是一个非常强大的功能。对于一个给定的HMNS，一个准直组件的存在敏感地依赖于初始磁场的几何形状，而静态电磁光度仅取决于最初存储在系统中的磁能。我们表明，我们的模型是兼容的观察到的时间尺度和光度，并表示后者在一个简单的标度关系。
2014-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Inertial waves in differentially rotating low-mass stars and tides
恒星与行星的潮汐相互作用可能会激发恒星对流区的惯性波。它们的耗散在短周期行星的长期轨道演化中起着重要作用。如果假设恒星作为固体旋转，波的多普勒频移被限制在$[-2 Ω, 2 Ω]$（$Ω$是恒星的角速度），它们可以在整个对流区传播。然而，湍流对流可以通过赤道加速（如太阳）或减速来维持差异旋转，这可能会改变波的传播。因此，我们探索的惯性振荡模式的特性在一个锥形差分旋转的背景流的角速度只取决于纬度坐标，接近预期的低质量恒星的外部对流信封。我们发现，他们的频率范围扩大了微分旋转，他们可能只在一个有限的部分传播的信封。在某些情况下，惯性波在短周期吸引子环周围形成剪切层。在其他情况下，当恒星中存在转向面或共转层时，它们会表现出显着的行为。我们讨论如何所有这些情况下，可以影响恒星的潮汐耗散。
2014-10-13 astro-ph.SR
Gravito-inertial modes in a differentially rotating spherical shell
在各种恒星中都探测到了振荡，包括中等质量和高质量的主序星。虽然这些恒星中有许多是快速和差动旋转的，但旋转对振荡模式的影响却知之甚少。在这次通信中，我们提出了第一个研究轴对称重力惯性模式的辐射区的差分旋转的明星。这些模式探测恒星对流核心周围的深层。我们考虑一个简化的模型，其中恒星的辐射区是一个线性分层的旋转流体的球壳，由于斜压效应的差异旋转。我们用高分辨率的谱模拟来解决本征值问题，并通过特征理论来确定波的传播域。我们探讨了两种模式的传播特性：那些可以在整个壳和那些被限制在一个子域。我们发现的一些模式将动能集中在被称为吸引子的短周期剪切层周围。我们利用这些吸引子的李雅普诺夫指数与背景的\BV频率和模式的振荡频率的依赖关系来描述它们。最后，我们注意到，作为模式与短周期吸引形成耗散结构，它们可以发挥重要的作用，潮汐相互作用，但应被解雇所观察到的振荡频率的解释。
2014-10-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
On obliquely magnetized and differentially rotating stars
我们研究了不同旋转和未对准的磁场的相互作用。数值求解不可压缩磁流体动力学方程组的自由衰减问题。在运动学极限下，微分旋转在与磁雷诺数（$Rm$）的立方根成比例的时间尺度上湮灭非轴对称场，正如Rädler所预测的那样。非线性地，结果取决于场的非轴对称部分的初始能量。足够弱的磁场接近轴对称，就像在运动学极限中一样;至少在中间的时间尺度上，一些微分旋转在磁表面上幸存下来。较强的场会强制均匀旋转并保持非轴对称。划分这两个区域的初始场强并不遵循准运动学参数所预测的缩放$Rm^{-1/3}$，这可能是因为我们的$Rm$从来都不够大，或者是因为重联。我们讨论了这些结果的潮汐同步和潮汐加热的密切的双星，特别是双白矮星的可能相关性。
2015-04-30 astro-ph.SR
Evolution of a magnetic field in a differentially rotating radiative zone
最近对主序星中等质量恒星进行的分光偏振测量显示，在观测到的磁场分布中，Ap/Bp星的kG偶极子与织女星和天狼星的亚高斯磁场之间存在二分法。我们想测试这种二分法是否与差分旋转辐射区中大尺度磁配置的稳定性与不稳定性有关。本文计算了偶极场穿过差动旋转壳体时的轴对称磁场。一个完整的参数研究，包括各种密度分布和初始和边界条件进行了二维数值代码。然后，我们专注于之间的比率的环形和极向分量的磁场和讨论的稳定性的配置占主导地位的环形分量使用本地的稳定性标准和见解，从最近的三维数值模拟。数值结果和一个简单的模型表明，在初始极向场的阿尔文交叉时间之后，环向和极向磁场之间的比率最高。对于高密度的对比度，这个比例收敛到一个渐近值，因此可以外推到现实的恒星情况。然后，我们考虑非轴对称扰动的磁位形的稳定性，并发现，占主导地位的环向分量的配置很可能是不稳定的，如果剪切强度显着高于极向Alfvén频率。一个表达式的临界极向场以下的磁场可能是不稳定的，发现和比较的下限Ap/Bp磁场。
2015-07-06 astro-ph.SR
Thermonuclear explosions of rapidly differentially rotating white dwarfs: Candidates for superluminous Type Ia supernovae?
观测到的“超亮”Ia型超新星的子类缺乏令人信服的理论解释。如果这类天体的辐射完全是由爆炸中形成的镍-56放射性衰变提供动力，那么就需要一颗不旋转的白矮星的母星质量接近或甚至超过克拉塞卡极限。显著超过该极限的质量可以通过差动旋转来支撑。因此，我们探索爆炸和预测不同的情况下产生的差异旋转的碳氧白矮星接近各自的稳定极限的观测值。具体来说，我们已经研究了一个提示爆震模型，爆炸后的初始爆燃阶段（“延迟爆震”模型），和一个纯爆燃模型。在后处理步骤中，我们进行了核合成和三维辐射转移计算，这使我们能够第一次从我们的模型中一致地获得合成观测值。我们发现，所有涉及爆炸的爆炸场景产生非常明亮的事件。然而，对它们的观测预测与任何已知的Ia型超新星的子类都不一致。纯粹的爆燃类似于2002 cx型超新星，可能是这类超新星的一部分。我们讨论了我们的发现的爆炸机制和差异旋转的白矮星作为超新星祖先的存在的影响。
2018-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Temperature-dependent oscillation modes in rotating superfluid neutron stars
我们计算了慢转超流中子星中惯性振荡模的谱，首次考虑了有限温度和超流中子与质子夹带的影响。我们在牛顿极限下工作，并假设最小的核心组成（中子，质子和电子）。我们还开发了一个近似的方法，允许一个计算的超流r-模式解析。最后，我们推导并分析了超流NS物质中惯性模在短波长极限下的色散关系。
2018-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
New measurements of rotation and differential rotation in A-F stars: Are there two populations of differentially rotating stars?
我们提出的投影旋转速度和新的测量旋转轮廓的一些180附近的恒星光谱类型A-F。用最小二乘解卷积法对数百条谱线的谱线形状进行分析，得到了整个谱线的展宽轮廓。56例可区分刚性旋转和差速旋转。确定了10颗具有显著差异自转速率的恒星。到目前为止，已经确认了33个通过线轮廓分析检测到的差动转子。差动转子的频率随着有效温度的升高和转速的加快而降低。有证据表明，两个种群的差异旋转与差距之间的光谱类型早F。的差距只能部分地解释了F星的水平剪切的上限。显然，在早F光谱类型下，差异旋转的物理条件发生了变化。
2012-04-11 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
Analytic model for photometric variation due to starspots on a differentially rotating star
我们提出了一个分析模型的光变曲线变化的恒星与非演变的星点上的差异旋转的表面。旋转周期的谐波的傅立叶系数用光斑的纬度$\ell_{s}$和观测者的视线方向$\ell_{o}$表示，包括临边暗化效应。我们根据模型生成不同的实现多点，并进行模拟观察所产生的光变曲线调制。我们讨论在何种程度上可以恢复的点的性质和参数的微分旋转规律的周期图分析。虽然我们的分析模型忽略了恒星表面斑点的演化（动力学运动，创造和湮灭），但它提供了一个基本框架来解释恒星的光度变化，特别是从现有的开普勒数据和未来的太空任务。它也适用于各种天体旋转引起的光度调制。
2022-05-10 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Towards a better understanding of tidal dissipation at corotation layers in differentially rotating stars and planets
星-行星潮汐相互作用在近距离行星系统的动力学演化中起着重要的作用。本文研究了恒星/行星对流区中潮汐惯性波的传播和耗散。我们考虑到纬度差异旋转的背景流，类似于在像太阳这样的低质量恒星的信封中观察到的。以前的工作已经表明，差异旋转显着改变惯性波的传播和耗散特性。特别是，当多普勒频移的潮汐频率消失在流体中，一个临界层的形式，潮汐耗散可以大大增强。我们目前的工作发展了一个局部的分析模型，以更好地了解潮汐强迫惯性波在临界层的传播和耗散特性。
2017-10-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gravito-inertial waves in a differentially rotating spherical shell
本文用Boussinesq近似分析了重力惯性波在旋转球壳内的斜压层流中的传播。通过计算非耗散极限下的特征路径，并利用高分辨率谱方法求解全耗散本征值问题，研究了波动特性。引力惯性波被发现服从混合型二阶算子，并经常集中在短周期吸引子的特征或被困在一个楔形形成的转向表面和边界。我们还发现，本征模式，表现出较弱的粘度和热扩散的依赖性，就像真正的正规模式。一些轴对称模态被发现是不稳定的，并且可能被斜压不稳定性破坏。类似地，一些满足临界层（或共转共振）的非轴对称模式可以在足够低的扩散率下变得不稳定。在所有情况下，不稳定性都是由差动旋转驱动的。对于许多模式的频谱，整洁的幂律被发现的阻尼率与扩散系数的依赖性，但指数值的理论解释仍然难以捉摸的一般。本征值谱变得非常丰富和复杂，这让我们假设一个更丰富和更复杂的旋转恒星或行星的谱，这些恒星或行星具有由斜压性驱动的差分旋转。
2016-05-24 astro-ph.SR
Superfluid hyperon bulk viscosity and the r-mode instability of rotating neutron stars
为了确定旋转中子星中不稳定的r模是否提供了一个可探测的引力波源，我们需要了解许多倾向于抵消不稳定性的耗散过程的细节。已经确定的是，由于外来粒子，如超子的体积粘度，在这方面可能是特别重要的。然而，超子超流性的影响至今还没有被完全解释。虽然相关的抑制的反应速率，引起的体积粘度已被估计，超流体方面的流体动力学没有被考虑。在本文中，我们确定的r-模式不稳定窗口的中子星与$Σ^{-}$超子核心，使用适当的多流体形式主义，包括，第一次，“超流体”的整体粘度系数的影响。我们证明，即使额外的条款可能会增加体积粘度阻尼有点，他们的存在并不影响的r-模式不稳定窗口的定性特征。
2010-03-30 astro-ph.SR
On a role of corotation radius in the low $T/W$ dynamical instability of differentially rotating stars
我们调查的性质，所谓的低$T/W$动力学不稳定性的差分旋转的明星，通过专注于不稳定振荡模式的共转半径所发挥的作用。一个一维的线性扰动模型，它忽略了变量的依赖性上的坐标沿旋转轴的恒星，求解得到稳定和不稳定的本征模。具有共转半径的线性本征模，在该共转半径处，模式的方位角图案速度与恒星角速度一致，被分类为属于频率的连续谱的复（增长或阻尼）模式或纯实模式。计算了正则角动量及其通量，研究了具有共转半径的本征模。在动态不稳定模式中，声波以这样的方式传输其角动量，即角动量的绝对值在共转半径的两侧增加。我们进一步计算了入射到共转点的反射声波振幅的增长，发现波的过反射和在共转半径和恒星表面之间的捕获可以定性地解释本征频率对恒星差旋的依赖性。结果表明，低的$T/W$不稳定性可能是由过反射的声波之间的恒星表面和共转半径主要被困。
2016-11-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tidal dissipation by inertial waves in differentially rotating convective envelopes of low-mass stars
在恒星-行星系统或双星系统中，潮汐相互作用会在恒星的对流区激发惯性波（惯性波的回复力是科里奥利力）。这些波的耗散在所涉及的天体的长期轨道和旋转演化中起着重要作用。如果主星作为一个固体旋转，惯性波的多普勒频移被限制在$[-2Ω, 2Ω]$范围内（$Ω$是恒星的角速度），并且它们可以在整个对流区传播。然而，湍流对流可以维持与赤道加速（如在太阳）或减速，修改惯性波的频率范围和传播域，并允许非轴对称振荡的共转共振的差异旋转。在这项工作中，我们进行数值模拟潮汐激发的惯性波在差分旋转对流信封与锥形（或纬向）的旋转配置文件。我们采用的潮汐强迫包含球谐函数，对应于圆形共面轨道的情况。我们研究的粘性耗散的波作为潮汐频率的函数为各种恒星质量和微分旋转参数，以及它的依赖于湍流粘性系数。我们比较我们的结果与以前的研究假设固体旋转，并指出潜在的关键作用，共转共振的动力学演化的密切的恒星行星或二元系统。
2016-12-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Joint Instability and Abrupt Nonlinear Transitions in a Differentially Rotating Plasma
在一个易于计算的太阳速跃层二维模型中研究了全球磁流体动力学（MHD）不稳定性。在没有磁场的情况下，模型的微分旋转产生稳定性，但是如果存在磁场，则观察到联合不稳定性。我们通过完全非线性直接数值模拟，广义拟线性近似（GQL），和直接统计模拟（DSS）的基础上低阶扩展等时累积量的非线性发展的不稳定性进行了分析。随着磁扩散率的降低，不稳定性的非线性发展变得更加复杂，直到最终确定了一组参数，这些参数产生了一个先前未确定的长期循环，其中能量从动能转化为磁能并返回。我们发现，周期性的过渡，模仿太阳的变化的某些方面-例如，准周期性的季节性交换的能量之间的环形场和波或涡-是无法复制时，涡散射过程被排除在模型之外。
2019-01-07 astro-ph.SR cond-mat.stat-mech physics.flu-dyn
Inertial waves in a differentially rotating spherical shell
本文研究了球壳中不可压缩流体的小振幅惯性波传播特性。对于圆柱形和扁壳形旋转剖面，在无粘极限下，惯性波服从一个二阶混合型偏微分方程。因此，存在两种惯性模式，这取决于特征传播的双曲域是否覆盖整个壳体。这两种惯性模式的发生进行检查，我们表明，惯性波可能传播的频率范围比固体旋转更广泛。使用高分辨率计算的基础上的频谱方法，我们表明，与固体旋转，奇异模式与薄剪切层以下的短周期吸引子仍然存在与差分旋转。它们甚至存在于一个完整的球体中。在粘性为零的极限下，剪切层的宽度似乎对整体背景剪切的依赖性很弱，表现出E^{1/3}与埃克曼数E的比例关系，就像在固体旋转的情况下一样。也存在以E^{1/2}作为Ekman边界层的宽度缩放的薄分离层模式。本文还考虑了壳内惯性波的共转共振行为。对于圆柱旋转，波在共转时被显著地吸收。相比之下，对于扁壳旋转，波可以穿过没有可见吸收的临界层，并且这种模式对于足够小的埃克曼数是不稳定的。
2012-12-01 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Mixing of a passive scalar by the instability of a differentially rotating axial pinch
混合的被动标量像锂，铍或温度波动，由于旋转轴向箍缩的磁泰勒不稳定性被认为是。我们的研究是在泰勒-库埃特设置两个旋转定律：准开普勒和固体旋转。所用的最小磁性普朗特数为0.05，而流体的分子施密特数Sc在0.1和2之间变化。混合的有效扩散系数的数值测量的衰减过程中的一个全球性的浓度峰值位于圆柱壁之间。我们发现，只有模型与Sc> 0.1不提供有限的涡流扩散率值。我们还发现，在磁马赫数Mm~2下，准开普勒旋转时，流动从慢转区过渡到快转区。对于固定的雷诺数，流体的标准化涡动扩散率和施密特数之间的关系总是线性的，因此不稳定诱导扩散率和分子粘度之间的线性关系也正好在Schatzman（1977）提出的意义上。该关系式中的系数值在Mm~2时达到最大值，当Mm>> 1时，系数值减小，这意味着在太阳速跃层中只能存在kG量级的环形磁场。
2016-01-18 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
