The stress-pressure relationship in simulations of MRI-induced turbulence
我们确定如何MRI湍流应力依赖于气体压力通过一套非分层剪切盒模拟。早期的数值工作报告只有一个非常弱的依赖，最好的，结果质疑的典型α-磁盘模型和热稳定性的结果，从它。我们的模拟，相比之下，表现出更强的关系，并表明，以前的工作是盒子大小的限制：湍流'漩涡'人为限制的数值域，而不是由尺度高度。无物理扩散系数的零净通量运行产生与$P^{0.5}$成比例的应力，其中P是压力。应力也与网格长度成比例，因此在数值上保持不收敛。然而，用物理扩散系数进行同样的试验，得到的结果更接近α圆盘：应力与$P^{0.9}$成正比。没有显式扩散的净通量模拟显示出与$P^{0.5}$成比例的应力，但较强的施加场削弱了这种相关性。总之，可压缩性对于MRI的饱和是重要的，但是由于数值收敛问题和任何施加的通量的影响，在局部模拟中难以确定精确的应力-压力关系。因此，在局部模拟中对热稳定性行为的解释是一项有问题的工作。
2015-10-05 astro-ph.HE
Emergence of nonlinearity and plausible turbulence in accretion disks via hydromagnetic transient growth faster than magnetorotational instability
本文研究了一小段吸积盘中磁流体扰动的演化。众所周知，在吸积盘中，分子粘性可以忽略不计。因此，有人认为，磁旋转不稳定性（MRI）是负责在弱磁场的存在下传输的物质。然而，也有一些缺点，这对MRI的有效性提出了质疑。现在的问题是，是否其他磁流体效应，如瞬态增长（TG），可以发挥重要作用，使系统中的非线性，即使在弱磁场。否则，无论是MRI还是TG，哪个主要负责揭示非线性使流动湍流？我们的结果明确地证明了高雷诺数（Re）的流动，即实际天体物理学中的吸积盘的情况，在扰动模的最佳TG下表现出的非线性比在产生MRI的最佳模下表现出的非线性快。对于一个固定的波矢，MRI占主导地位的瞬态效应，只有在低Re，低于其值预计将在天体物理吸积盘，低磁场。这严重质疑了磁共振成像在天体物理学吸积盘中的（总体）说服力。
2016-03-01 astro-ph.HE
Dwarf Nova Outbursts with Magnetorotational Turbulence
唯象盘不稳定性模型在再现观测到的矮新星爆发的光变曲线方面取得了成功，它在爆发时调用了一个增强的Shakura-Sunyaev $α$参数$\sim0.1-0.2$，而在平静时调用了一个低值$\sim0.01$。最近的磁旋转（MRI）湍流与适当的不透明度和状态方程的矮新星吸积盘的物理一致的模拟发现，热对流增强$α$在磁盘的爆发，但只有附近的氢电离过渡。在较高的温度下，对流不再存在，并且$α$返回到与静止时相当的低值。为了检查这种增强附近的氢电离过渡是否足以重现所观察到的光变曲线，我们将这种基于MRI的变化$α$光盘不稳定性模型，以及基于模拟的模型湍流耗散和对流传输。这些基于MRI的模型可以成功地再现观测到的爆发和静止持续时间，以及爆发幅度，尽管与标准的光盘不稳定性模型的参数不同。基于MRI的模型光变曲线表现出从爆发的衰变中的反射，这在矮新星中通常没有观察到。然而，我们强调了在椎间盘不稳定模型和MRI模拟中静止物理学的问题方面，这是造成这种行为的原因。
2016-08-03 astro-ph.HE
Dissipative structures in magnetorotational turbulence
通过吸积过程，磁旋转湍流从磁盘的轨道运动中移除能量并将其转化为热量。湍流加热远非均匀，通常集中在强烈耗散的小区域，其特征是突然的磁重联和更高的温度。这些区域之所以令人感兴趣，是因为它们可能以耀斑和高能粒子的形式产生非热发射，或者在原行星盘中产生热过程固体。此外，耗散的性质对磁旋转不稳定性（MRI）本身的基本动力学有影响：局部模拟表明湍流的大尺度性质（例如饱和度、应力-压力关系）取决于短耗散尺度。在本文中，我们进行了一个数值研究的MRI耗散和小规模的耗散结构，它采用这样做。我们使用Goddom程序RAMSES和不可分层的可压缩剪切盒。我们的模拟结果显示，耗散集中在强磁重联，显着拉长的方位角，高达一个规模的高度带。因此，耗散结构是中尺度的物体，并可能提供一个大尺度和小尺度相互作用的途径。我们继续展示这些带状物是如何随着时间的推移而演变的-形成、合并、分裂和消失。最后，我们揭示了MRI产生的大尺度密度波和小尺度结构之间的重要耦合，这可能会照亮MRI湍流中的应力-压力关系。
2018-03-23 astro-ph.HE
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。
2017-03-01 astro-ph.HE
Shearing-box simulations of MRI-driven turbulence in weakly collisional accretion discs
我们提出了一个系统的剪切盒调查MRI驱动的湍流在弱碰撞等离子体包括各向异性的压力应力，即各向异性（Braginskii）粘度的影响。我们约束的压力各向异性（$Δp$）位于稳定性范围内，否则将施加动力学微观不稳定性。我们探索了一个广泛的区域的参数空间，考虑不同的雷诺数和磁场配置，包括净垂直通量，净环形垂直通量和零净通量。值得注意的是，我们发现，湍流和角动量输运的水平并没有受到很大的各向异性粘度的影响：麦克斯韦和雷诺应力没有太大的不同，从MHD的结果。Braginskii MHD中的角动量输运仍然强烈依赖于各向同性耗散，例如，各向同性磁性普朗特数，即使当各向异性粘度是数量级大于各向同性扩散率。然而，布拉金斯基粘度改变了流动结构，重新排列湍流，以在很大程度上抵消来自背景剪切的平行应变率。我们还表明，体积平均压力各向异性和各向异性粘性输运随着各向同性雷诺数（${\rm Re}$）的增加而减小;例如，在利用净垂直场的模拟中，当我们从${\rm Re} \sim 10^3$移动到${\rm Re} \sim 10^4$时，各向异性与麦克斯韦应力的比率（$α_{\rm A} / α_{\rm M}$）从$\sim 0.5$减小到$\sim 0.1$。因此，各向异性输运在高${\rm Re}$下可以忽略不计。然而，各向异性粘度在大${\rm Re}$下成为主要的加热源，占等离子体加热的$\gtrs…
2019-04-17 astro-ph.HE
Vertical Structure and Coronal Power of Accretion Disks Powered by MRI Turbulence
本文讨论了现代高能天体物理中两个相互交织的突出问题：（1）由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的磁流体动力学（MHD）湍流耗散加热的光学厚吸积盘的垂直热结构;（2）吸积盘上方日冕释放的吸积功率的确定。为了简单起见，我们考虑一个气体压力占主导地位的磁盘，并假设一个常数的不透明度。我们认为，由于二次寄生不稳定性的MRI通道流的中断的本地湍流耗散率应该是均匀的大部分磁盘，几乎到磁盘光球。然后，我们得到一个自洽的分析解决方案的磁盘的垂直热结构，由MRI湍流加热和辐射扩散冷却之间的平衡。接下来，我们认为，冠状功率分数是由帕克不稳定性之间的竞争，被视为一个寄生的不稳定性喂养的MRI通道流，和其他寄生的不稳定性。我们表明，帕克不稳定性不可避免地成为重要的磁盘表面附近，导致一定的日冕功率的下限。虽然本文的大部分分析集中在磁盘线程的情况下，由外部施加的垂直磁场，我们也讨论了零净通量的情况下，其中的磁场是由MRI发电机本身产生的，并表明，我们的大多数论点和结论应该是有效的，在这种情况下，以及。
2012-05-30 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Angular Momentum Transport in Protoplanetary and Black-Hole Accretion Disks: The Role of Parasitic Modes in the Saturation of MHD Turbulence
磁旋转不稳定性（MRI）被认为是驱动天体物理盘中有效角动量输运的关键过程。理解它的非线性饱和构成了现代吸积盘理论的一个基本问题。吸积盘中物理条件的大的动力学范围使得仅用数值模拟来解决这个问题具有挑战性。我们分析的概念，（二次）寄生不稳定性是负责的饱和的MRI。我们的方法使我们能够探索耗散制度，相关的天体物理和实验室条件，超越了目前的数值模拟访问的制度。我们计算的频谱和物理结构的寄生模式，饲料的最快，准确的（主要）MRI模式时，其幅度是这样的，最快的寄生模式的增长一样快的MRI。我们认为，这个“饱和”的幅度提供了一个估计的磁场，可以由MRI产生的二次不稳定性抑制其增长显着之前。最近的工作表明，磁共振成像的饱和振幅主要取决于磁普朗特数。我们的研究结果表明，只要粘性效应不占主导地位的流体动力学，磁共振成像的饱和度只取决于埃尔萨瑟数$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…
2012-05-23 astro-ph.HE
Viscous and Resistive Effects on the MRI with a Net Toroidal Field
在局部天体物理盘模型中，电阻率和粘滞性在确定磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流中的能级方面具有重要作用。本研究使用Athena程序来描述在具有净环形磁通量的非分层剪切箱模拟中恒定剪切粘度ν和欧姆电阻率η的影响。先前用ZEUS程序对净磁场为零的剪切盒进行的研究发现，当磁普朗特数P_m = ν/η低于P_m \sim 1时，湍流消失;当P_m \gtrsim 1时，时间和体积平均应力水平随P_m增加。我们用Athena重复这些实验，得到了一致的结果。接下来，粘度和电阻率的环向场MRI的影响进行了研究，无论是线性增长和充分发展的湍流。在线性区域，足够大的ν或η可以阻止MRI的增长，而P_m本身对线性扰动的增长几乎没有直接影响。通过将一系列的ν和η值应用到由存在背景环向场的充分发展的湍流组成的初始状态，我们研究了它们在完全非线性系统中的作用。在这里，增加的粘度增强了湍流，并且只有当电阻率高于临界值时湍流才衰减;与零净场模型相反，即使当P_m < 1时湍流也可以持续。虽然我们发现初步证据表明，当ν和η变得足够小时，应力收敛到一个小范围的值，但对于相对较大的η和ν，耗散项对MRI驱动的湍流的影响是显著的，与场的几何形状无关。
2009-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
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。
2010-12-13 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Acceleration and Escape Processes of High-energy Particles in Turbulence inside Hot Accretion Flows
我们研究了热吸积流中高能粒子的加速和传播过程。磁旋转不稳定性（MRI）在吸积流内部产生湍流，从而触发磁重联并可能产生非热粒子。它们可以被湍流随机地进一步加速。为了探索这种相对论粒子的性质，我们进行磁流体动力学模拟，以获得由MRI产生的湍流场，并计算使用MRI湍流的快照数据的高能粒子的轨道。我们发现，粒子加速描述的扩散现象在能量空间中的扩散系数的硬球型：$D_ε\propto ε^2$，其中$ε$是粒子的能量。湍流最大尺度的涡旋在加速过程中起主导作用。另一方面，位形空间中的随机行为不是通常的扩散，而是超扩散：径向位移随时间的增加比正常扩散快。此外，热吸积流中的磁场配置产生了高能粒子的向外整体运动。对于更高能量的粒子，这种体运动比扩散运动更有效。我们的研究结果意味着，典型的活动星系核，主机热吸积流可以加速CR高达$ε\sim 0.1-10$ PeV。
2019-12-02 astro-ph.HE
Neutrino-Dominated Accretion Flows with Magnetic Prandtl Number-Dependent MRI-driven Turbulence
基于变量- $α$公式，研究了大质量恒星引力坍缩或中子星合并过程中中微子主导吸积流的稳定性.最近的磁流体动力学（MHD）模拟表明，粘度参数$α$与磁普朗特数${\rm Pm}=ν/η$的幂成比例，其中$ν$和$η$分别是流体的运动粘度和电阻率。在超吸积流的内部区域，粘性和电阻率由温和的相对论简并电子携带。我们用一个简单的解析形式拟合了磁普朗特数与密度和温度的关系，并推导出了一个动力学不稳定性的条件。作为演示，我们进行简单的一维模拟NDAF变量- $α$，并显示质量吸积变得高度时变的不稳定分支。这种机制可以解释在伽马射线暴（GRB）的瞬时发射中观察到的快速变化。本文还简要讨论了由于粘性加热引起的超吸积流的质量抛射，这使得中子星双星并合时产生kilonova/macronova辐射。
2019-07-01 astro-ph.HE
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。
2009-01-29 astro-ph.HE
Large scale dynamo action precedes turbulence in shearing box simulations of the magnetorotational instability
我们研究发电机产生（指数增长）的大规模（平面平均）领域的非分层剪切盒模拟的磁旋转不稳定性（MRI）。与以前的研究仅限于水平（$x$-$y$）平均，我们证明了存在大规模的字段时，无论是水平或垂直（$y$-$z$）平均。通过计算平面平均场和功率谱，我们发现大规模的发电机行动在早期的MRI生长阶段-一个以前未确定的功能。快速增长的水平低模式和基准垂直模式在一个狭窄的波数范围内放大这些平面平均场的MRI增长阶段，湍流集之前。大尺度场增长需要线性波动而不是非线性湍流（如由模式-模式耦合定义的），并且作为MRI的直接全局模式增长。只有通过垂直平均，才能表明水平低波数MRI模式的增长直接反馈到初始垂直场，提供了关于为什么大尺度垂直场在饱和状态下维持对抗湍流扩散的线索。我们计算平面平均场方程中的项，以确定垂直和水平平均对大尺度场增长的个体贡献。发现从这种垂直平均获得的大规模场与Ebrahimi\& Blackman之前研究的全球圆柱模拟和准线性分析分析相当。我们讨论了这些新的结果，了解大规模MRI发电机饱和和湍流的潜在影响。
2016-05-11 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Zero net flux MRI-turbulence in disks $-$ sustenance scheme and magnetic Prandtl number dependence
利用标准剪切盒模拟方法研究了净磁通量为零的开普勒圆盘中磁旋转不稳定性（MRI）驱动湍流对磁普朗特数（${\rm Pm}$）的维持和依赖性。我们专注于傅立叶空间中的湍流动力学，捕捉特定/非正则各向异性的非线性过程，由于磁盘流剪切。这是一种新型的非线性波矢方向上的模式重新分布--非线性横向叶栅--它是剪切流的普遍现象，与通常的正/逆叶栅有着根本的不同。零通量MRI没有指数增长模式，因此其增长是瞬态的或非模态的。湍流的自我维持是由MRI的瞬态增长和非线性横向级联的建设性合作。这种合作发生在小的波数（在流量大小尺度上），称为傅立叶空间中的重要区域。直接级联将模能量从重要区域转移到更大的波数。在大的${\rm Pm}$，横向级联优于直接级联，保持大部分模式的能量包含在小的波数。然而，随着${\rm Pm}$的减小，横向级联的作用减弱，并且不再能够对抗直接级联的作用，直接级联更有效地将能量传递到更高的波数，从而导致增加的电阻耗散。这破坏了维持方案，导致湍流衰减。因此，零净通量MRI湍流的衰减与减少${\rm Pm}$归因于拓扑重排的非线性过程时，直接级联开始占上风的横向级联。
2020-10-07 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Nonlinear transverse cascade and sustenance of MRI-turbulence in Keplerian disks with an azimuthal magnetic field
利用剪切盒模拟方法研究了具有非零净方位磁场的开普勒圆盘中由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的磁流体动力学湍流。不同于以往的研究，我们分析湍流动力学傅立叶（${\bf k}$ -）空间，以了解其支持。磁共振成像的线性增长具有瞬态特性，在傅立叶空间中是各向异性的，从而导致非线性过程在傅立叶空间中的各向异性。其结果是，主要的非线性过程似乎是一种新型的角度重新分布模式在傅立叶空间-的\emph{nonlinear transverse cascade} -而不是通常的直接/逆级联。我们表明，湍流是持续的相互作用的线性瞬态增长的MRI（这是唯一的能量供应的湍流）和横向级联。这两个过程在大的长度尺度上运行，相当于盒子大小，相应的小波数区域，在傅立叶空间中称为\emph{vital area}，对于维持至关重要，而在重要区域之外，直接级联占主导地位。傅立叶空间中的线性和非线性过程的相互作用通常过于交织，无法生动地图示。尽管如此，我们揭示了\emph{basic subcycle}的支持，清楚地表明这些过程的协同作用，在磁化流系统的自组织。这种协同作用是相当稳健的，并且对于所考虑的模拟盒的不同纵横比持续存在。这些盒子中的动力学过程的光谱特征是定性相似的，表明MRI湍流的维持机制的普遍性。
2017-07-21 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Fully kinetic shearing-box simulations of magnetorotational turbulence in 2D and 3D. I. Pair plasmas
磁旋转不稳定性（MRI）是决定天体物理吸积盘宏观动力学的基本机制。在超大质量黑洞周围的无碰撞吸积流中，MRI驱动的等离子体湍流级联到微观（即动力学）尺度可以导致增强的角动量传输和再分布，非热粒子加速，以及电子和离子不均匀加热的双温状态。然而，这种微观物理学不能用通常用于研究MRI的标准磁流体动力学（MHD）方法来捕获。在这项工作中，我们探讨了MRI湍流在一对等离子体的非线性发展，采用完全动力学粒子在细胞（PIC）模拟在二维和三维。首先，我们彻底研究了轴对称MRI与二维模拟，解释如何以及为什么二维几何产生的结果，从MHD的预期有很大的不同。然后，我们进行了最大的（迄今为止）3D模拟，我们采用了一种新的剪切盒的方法，证明了3D PIC模型可以重现中尺度（即MHD）MRI动力学在足够大的运行。通过我们的完全动力学模拟，我们能够描述由无碰撞MRI驱动的非热粒子加速和角动量输运。由于这些微观过程最终导致在吸积等离子体中发射出潜在的可测量辐射，因此我们的工作对于从第一原理理解当前和未来的观测具有首要意义，超越了流体（MHD）模型的限制。虽然在这第一项研究中，为了简单起见，我们专注于对等离子体，但我们的结果代表了设计更逼真的电子-离子模拟的重要一步，我们将在未来的工作中专注于此。
2022-06-14 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Pressure-anisotropy-induced nonlinearities in the kinetic magnetorotational instability
在无碰撞和弱碰撞的等离子体中，例如在致密物体上的热吸积流中，磁旋转不稳定性（MRI）可能与标准（碰撞）MRI显着不同。特别是，相对于局部磁场方向的压力各向异性可以改变线性MRI色散关系，并导致模式结构和增长率的非线性修改，即使当场和流扰动很小。这项工作研究这些压力各向异性引起的非线性弱非线性，高离子β政权，MRI饱和到强湍流之前。我们的目标是更好地了解如何在低碰撞性等离子体的MRI的饱和度可能不同于在碰撞制度。我们专注于两个关键的影响：（i）的直接影响的自感压力各向异性的非线性的MRI模式的演变，和（ii）的影响压力各向异性的“寄生不稳定性”被怀疑导致模式打破成湍流。我们的主要结论是：（i）镜不稳定性以这样一种方式调节压力各向异性，即一旦模式振幅变得大于背景场（就像在MHD中一样），无碰撞等离子体中的线性MRI是近似非线性解。这意味着无碰撞和碰撞MRI之间的差异在大幅度时变得不重要。(ii)大振幅MRI模式通过寄生不稳定性分解成湍流在无碰撞和碰撞等离子体中是相似的。总之，这些结论表明，在无碰撞等离子体中的磁旋转湍流的路线可能是类似的碰撞等离子体中，最近的动力学模拟所建议的。作为对这些发现的补充，我们为未来磁旋转湍流动力学模拟的设计提供了指导。
2017-11-14 astro-ph.HE physics.plasm-ph
A large scale dynamo and magnetoturbulence in rapidly rotating core-collapse supernovae
磁流体动力学（MHD）湍流在许多高能天体物理系统中具有重要意义，其中MHD不稳定性可以在很短的时间尺度上放大局部磁场。特别是，磁旋转不稳定性（MRI）和发电机作用已被认为是一种机制，以增长的磁强度磁场（$\ge10^{15} G$）和磁旋转动力的旋转大质量恒星的爆炸。这类恒星是Ic-bl型超新星爆发的候选祖先，也是所有与长伽马射线暴（GRB）有关的超新星。MRI已被研究与本地高分辨率剪切盒模拟在3D或全球2D模拟，但它是一个悬而未决的问题，是否MRI驱动的湍流可以导致在创建一个大规模的有序和动态相关的领域。在这里，我们报告的结果，从全球3D广义相对论磁流体动力学（GRMHD）湍流模拟和MRI驱动的MHD湍流在快速旋转的质子中子星产生的能量逆级联。我们发现一个大规模的有序的环形场，这是符合双极磁旋转驱动的外流的形成。我们的研究结果表明，快速旋转的大质量恒星是Ic-BL型超新星和长GRB的合理祖先，为磁星提供了一个可行的形成方案，并可能解释潜在的磁星动力超亮超新星。
2018-03-29 astro-ph.HE
Stability of MRI turbulent Accretion Disks
基于磁旋转不稳定性（MRI）和MRI驱动湍流的特点，我们利用“非标准”$α$ -处方建立了一个几何薄圆盘的定常模型。角动量输运的效率取决于磁普朗特数$Pm = ν/η$，其中$ν$和$η$是微观粘性扩散率和磁扩散率。在我们的圆盘模型中，Shakura-Sunyaev的$α$参数对磁普朗特数有幂律依赖性，即$α\propto Pm^δ$，其中$δ$是常数幂律指数。采用斯皮策的微观扩散系数，磁普朗特数成为一个减少的功能时，磁盘半径$δ> 0$。因此，角动量的传输效率和粘性加热速率在盘的外部较小，而这些受到指数$δ$的大小的影响。我们发现，随着$δ$指数的增大，盘的引力不稳定性增强。在$δ> 2/3$条件下，即使辐射压很小，盘模型最显著的特点是热不稳定性和长期不稳定性也能在盘的中部增长。在实际盘系统中，除非MRI驱动湍流的$Pm$依赖性相对较弱，否则很难维持稳定的质量吸积状态。
2010-11-21 astro-ph.HE
Driving Disk Winds and Heating up Hot Coronae by MRI Turbulence
我们研究了磁旋转湍流作用下吸积盘中热日冕和垂直外流的形成。我们执行本地三维（3D）MHD模拟与垂直分层显式求解能量方程与各种有效的比热比，γ。最初施加的弱垂直磁场被磁旋转不稳定性（MRI）和由于差动旋转引起的绕组有效地放大。在等温情况下（γ =1），盘风主要由与MHD湍流相关联的坡印亭通量驱动，并显示出准周期的不稳定性。另一方面，在γ>~ 1.1的非等温情况下，距中平面1-2个标度高度以上的区域被有效加热，形成温度约为初始值50倍的日冕，并通过压力平衡过渡区与较冷的中平面区域相连。结果表明，盘风主要由气体压力驱动，具有更强的时间稳定性，但无量纲时均质量损失率与等温情况相似.在这些情况下，类声波被限制在冷的中平面区域中，并且密度波动的幅度大于等温情况。
2013-10-30 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Active modes and dynamical balances in MRI-turbulence of Keplerian disks with a net vertical magnetic field
研究了圆盘剪切盒模型中具有净垂直场的磁旋转不稳定性（MRI）湍流的动力学平衡。在傅立叶（${\bf k}$ -）空间中分析湍流动力学，我们确定了定义湍流特性的三种类型的活动模式。这些模式的长度类似于盒子的大小，即，位于傅立叶空间中标记为重要区域的小波数区域中，并且是：（i）通道模式-在具有最小垂直波数的盘平面中均匀，（ii）纬向流模式-在方位角上和垂直方向上均匀，具有最小径向波数，以及（iii）其余模式。静止模式包括生命区域中能量达到最大光谱能量的$50 \%$以上的那些谐波。与槽道流和纬向流模式相比，其余模式单独不那么重要，然而，它们的组合作用在这两种模式中占主导地位。这三种模式类型是由线性和非线性过程的相互作用，导致其相互依赖的动态。线性过程存在于具有净垂直场的盘流非模态修改的经典MRI中。主要的非线性过程是傅立叶空间中模式随波矢角的转移-横向级联。通道模式表现出由线性MRI增长提供的阵发性爆发，而非线性过程主要与此相反，耗尽通道能量并将其重新分配给其余模式。至于纬向流，它没有线性源，而是由其余模式的非线性相互作用馈送。
2018-11-20 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
The stress-pressure lag in MRI turbulence and its implications for thermal instability in accretion discs
经典的α-圆盘模型假设湍流应力与压力成线性比例，并对压力作出瞬时响应。然而，很可能应力具有不可忽略的弛豫时间，并且在某个时间尺度上将滞后于压力。为了测量这个滞后的大小，我们进行了非分层的3D磁流体力学剪切盒模拟零净磁通量使用有限体积代码PLUTO。我们通过冷却项施加不同周期的热振荡，这反过来又驱动了湍流应力的振荡。我们的模拟表明，应力振荡滞后于$\sim 5$轨道的情况下，振荡周期是几十个轨道或更多的压力。我们讨论了我们的结果的影响，在光盘周围的致密物体的热和粘性的超稳定性。
2021-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Simulations of Eccentricity Growth in Compact Binary Accretion Disks with MHD Turbulence
本文通过MHD模拟研究致密双星吸积盘的偏心率增长，发现MRI湍流不阻碍潮汐驱动的偏心率增长，但MHD盘向外扩展至共振半径远比alpha盘困难，揭示了盘破裂和过密环截断等关键差异。
2024-11-22 astro-ph.HE
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。
2012-08-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Global MHD Simulations of Accretion Disks in Cataclysmic Variables (CVs): II The Relative Importance of MRI and Spiral Shocks
本文对激变变星中的非分层吸积盘进行了全球三维MHD模拟。通过包括通过吸积流的质量流入，我们能够发展的磁盘到一个稳定的状态。我们调查的螺旋冲击和磁旋转不稳定性（MRI）在驱动角动量输运的相对重要性，以及如何每个依赖于种子磁场的几何形状和强度和磁盘的马赫数（其中马赫数是气体的方位角速度和声速的比率）。我们使用一个局部等温状态方程，并采用与CV盘观测相一致的温度分布。我们的研究结果表明，螺旋激波和MRI在驱动角动量输运的相对重要性是由气体马赫数和种子磁场强度控制的。当盘马赫数为10左右并且种子磁场具有等离子体$β=400$（其中$β$是气体压力和磁压力的比率）时，MRI和螺旋冲击提供相当的角动量传输效率。当种子场强度或磁盘马赫数增加时，MRI占主导地位。在我们所有的模拟中，MRI后的有效粘度参数$α_{eff} \sim 0.016-0.1$饱和，并且盘达到稳定状态。当种子磁场具有垂直分量或流具有较强磁化（$1/β$）时，$α_{eff}$的值较大。我们的模型都表明，磁共振成像在驱动角动量输运，从而在CV盘质量吸积的作用是必不可少的，特别是在冷磁盘弱螺旋冲击。
2017-05-02 astro-ph.HE
Energy partition between Alfvénic and compressive fluctuations in magnetorotational turbulence with near-azimuthal mean magnetic field
磁流体动力学（MHD）湍流理论预测，Alfvénic和慢模类压缩波动在惯性范围内的小尺度上是能量解耦的。这些波动之间的能量分配决定了耗散的性质，在许多天体物理系统中，耗散发生在等离子体无碰撞的尺度上。然而，当磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流，这是很难解决的数值尺度，在这两种类型的波动开始解耦，因为MRI能量注入发生在一个广泛的波数范围，这两种类型的波动通常预计耦合，即使在相对较小的尺度。在这项研究中，我们专注于碰撞MRI湍流线程近方位平均磁场，这是自然产生的差分旋转的磁盘。我们表明，在这种情况下，解耦尺度是可达到的使用减少MHD模型，包括微分旋转效应。在我们的简化MHD模型中，Alfvénic和压缩涨落仅通过与吸积盘的角速度成比例的线性项耦合。我们数值求解在这个模型中的湍流，并表明，Alfvénic和压缩波动解耦在我们的模拟的小尺度下的非线性能量转移占主导地位的线性耦合以下的MRI注入规模。在退耦尺度中，包含在小尺度中的压缩涨落的能流几乎是Alfvénic涨落的两倍。最后，我们讨论了这一结果的热吸积流中的离子-电子加热比的处方的应用。
2022-05-06 astro-ph.HE physics.plasm-ph
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。
2013-03-07 astro-ph.HE
Revised Conditions for MRI due to Isorotation Theorem
我们重新分析了磁旋转不稳定性（MRI）的物理条件，在一个稳定的轴对称分层盘等离子体，以占所谓的isrotation理论（差分角速度的空间分布取决于磁通量表面）。我们遵循\cite{Ba:1995}中的原始推导，但将等旋条件实现为背景磁场和角速度梯度之间的正交性，开展了围绕天体物理背景位形的线性稳定性研究。我们表明，依赖于背景磁场方向恢复的色散关系，因此，MRI的出现也受到磁场方向的影响。
2017-04-07 astro-ph.HE
Collisionless Magnetorotational Turbulence in Pair Plasmas: Steady-state Dynamics, Particle Acceleration, and Radiative Cooling
该研究利用三维完全动力学剪切盒模拟和同步辐射冷却策略，揭示成对等离子体磁旋转湍流在动力学尺度的谱变陡、角动量输运及不依赖初始条件的非热粒子加速。
2024-06-14 astro-ph.HE physics.plasm-ph
On the Nature of Magnetic Turbulence in Rotating, Shearing Flows
在剪切盒模型的框架下，研究了旋转剪切流中由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流的局部特性。基于数值模拟，我们提出MRI驱动的湍流包括两个组成部分：大尺度剪切排列的强磁场和类似磁流体动力学（MHD）湍流的小尺度波动。大尺度分量的能谱接近于$k^{-2}$，而小尺度分量的能谱则与强MHD湍流$k^{-3/2}$的能谱一致。虽然波动的频谱是普遍的，但湍流的外尺度特征不是;它们取决于系统的参数，如净磁通量。然而，所允许的湍流状态之间存在着显著的普适性--它们的强度$v_0$和外尺度$λ_0$满足平衡条件$v_0/λ_0\sim \mathrm dΩ/\mathrm d\ln r$，其中$\mathrm dΩ/\mathrm d\ln r$是流动的局部轨道剪切率。最后，我们发现没有持续的发电机行动中的$\mathrm{Pm}=1$零净通量的情况下，雷诺数高达$45\,000$，铸造怀疑存在的MRI发电机在$\mathrm{Pm}\leq 1$制度。
2015-12-11 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Unified treatment of mean-field dynamo and angular-momentum transport in magnetorotational instability-driven turbulence
本文通过直接统计模拟建立统一平均场模型，同时处理MRI驱动湍流中的大尺度发电机与角动量输运，揭示旋转-剪切-电流效应和旋转-剪切-涡量效应分别产生径向和垂直磁场，并给出相关输运系数的显式形式。
2023-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Transport of magnetic turbulence in Supernova remnants
上下文超新星遗迹以其非热辐射的无线电波、X射线和伽马射线而被认为是银河系宇宙射线的来源。然而，所观察到的软破幂律谱是很难重现标准的加速理论的基础上玻姆扩散和稳态计算的假设。目标。我们指出，一个依赖于时间的处理的加速过程中，连同自洽处理的散射湍流放大是必要的。方法.数值求解了宇宙射线和各向同性阿尔芬湍流的耦合输运方程组。通过由宇宙射线梯度决定的湍流增长率和由湍流的能量密度决定的宇宙射线空间扩散系数耦合方程。该系统是解决了一个共同移动的扩展网格上游延伸的几十个冲击半径，允许在其加速网站附近的宇宙射线扩散的自洽研究。宇宙射线的输运方程用测试粒子方法求解。结果我们证明，该系统通常是不处于稳态。事实上，即使经过几千年的进化，也没有达到平衡状态。由此产生的随时间变化的粒子谱强烈不同于那些来自假设一个稳定的状态和玻姆扩散。我们的研究结果表明，适当占的散射湍流的演变，因此粒子扩散系数是至关重要的形成所观察到的软光谱。在任何情况下，除了宇宙射线反馈所施加的非线性之外，需要在激波上游不断发展磁湍流还引入了非线性。
2016-06-14 astro-ph.HE
Particle Diffusion and Acceleration in Magnetorotational Instability Turbulence
热吸积流包含无碰撞等离子体，被认为能够将粒子加速到非常高的能量，这是磁旋转不稳定性（MRI）产生的湍流的结果。我们进行非分层剪切盒模拟的MRI湍流在理想磁流体动力学（MHD），并注入高能（相对论）的测试粒子的模拟快照进行详细的调查粒子扩散和随机加速。我们考虑不同数量的净垂直磁通量，以实现不同的磁盘磁化水平在饱和状态下，具有足够高的分辨率来解决大多数粒子的回转半径（$R_g$）。具有大$R_g$的颗粒（$\gtrsim0.03$盘标度高度$H$）在方位角和极向方向上分别显示$\sim30$和$\sim5$乘以Bohm值的空间扩散系数。我们进一步测量粒子动量扩散系数$D(p)$应用福克-普朗克方程的粒子动量演化。对于这些粒子，来自湍流波动的贡献以$D(p)\propto p$为尺度，并且当$R_g\gtrsim0.1H$时剪切加速度接管，其特征在于$D(p)\propto p^3$。对于具有较小$R_g$（$\lesssim0.03H$）的粒子，其空间扩散系数大致与$\sim p^{-1}$成比例，并且在动量扩散中显示出$D(p)\propto p^2$比例的证据，但具有较大的不确定性。我们发现，多重效应有助于随机加速/减速，该过程也可能受到MRI湍流中的不稳定性的影响。我们还讨论了在超大质量黑洞周围的热吸积流加速PeV宇宙射线的潜力。
2021-06-06 astro-ph.HE physics.plasm-ph
What is wrong with steady accretion discs?
在一个标准的、稳定的、薄的吸积盘中，吸积能量耗散的径向分布仅由能量考虑决定。在这里，我们提请注意的事实，而（准）稳定的光盘在矮新星的爆发是符合预期的排放分布，稳定的光盘在类新星的变量。我们注意到，这两组盘之间的唯一区别是它们处于高粘度、高吸积率状态的时间。在这种圆盘中，角动量向外传输的主要过程是MHD湍流。我们推测，这种湍流引起的电晕状结构（这里称为磁控区，或MCZ），也能够提供不可忽略的角动量传输，其大小取决于空间尺度$L$的磁场结构在这样的区域。对于寿命短、吸积率高的盘（如矮新星中的盘），我们预计$L \sim H$和MCZ几乎没有影响。但是，随着时间的推移（例如在类新星变量中），MHD湍流中的逆级联使$L$和MCZ的净效应增长。我们提出了一个简单的玩具模型，它表明，这样的想法可以提供一个解释矮新星和新星的可变盘之间的差异。
2019-07-18 astro-ph.HE
MRI Turbulence versus $α$-Viscosity in Circumbinary Disks: Implications for Gravitational-Wave Dephasing and Accretion Variability
Center for Cosmology and Particle Physics, Physics Department, New York University（纽约大学物理系宇宙学与粒子物理中心）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（西蒙斯平顿研究所计算天体物理学中心）
通过Athena++模拟对比环绕双黑洞盘的HD与MHD过程，发现MHD力矩更大、变异性更强，对引力波相移和吸积变异性的影响与α盘模型存在显著差异。
2026-10-14 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Non-steady heating of cool cores of galaxy clusters by ubiquitous turbulence and AGN
最近的宇宙学模拟表明，湍流应该普遍存在于星系团中，因为星系团通过物质吸积不断增长。利用一维流体动力学模拟，我们研究了普遍存在的湍流以及中央活动星系核（AGN）的反馈对冷核星系团的加热，在很宽的星系团和湍流参数范围内，重点关注核心的全球稳定性。我们发现，AGN显示间歇性活动的存在下，与Hitomi观察到的一个类似的中度湍流。团核在大部分时间内保持准平衡态，因为通过湍流扩散的加热与辐射冷却几乎平衡。由于辐射冷却的微弱优势，平衡逐渐失去，活动星系核被增加的气体流入点燃。最后，当活动星系核爆发时，核心几乎瞬间被加热。由于预先存在的湍流，被加热的气体分布在整个堆芯中，而不会变得全局不稳定并引起灾难性的冷却，并且堆芯恢复准平衡态。活动星系核的爆发在质量较低的星系团中可能更强。我们模型的预测可以很容易地用未来的X射线任务（如XRISM和雅典娜）进行检查。
2020-05-20 astro-ph.GA astro-ph.HE
Magnetorotational dynamo chimeras. The missing link to turbulent accretion disk dynamo models?
在开普勒吸积盘中，湍流和磁场可以通过包含磁旋转不稳定性（MRI）的亚临界发电机过程联合激发。高分辨率的模拟表现出统计自组织的MRI发电机湍流到大规模的循环动力学的趋势。了解这些结构的物理起源，以及它们是否可以在天体物理条件下有效地维持和传输角动量，是一个重大的理论挑战。简单的周期性非线性MRI发电机解决方案的发现最近被证明是有用的，在这方面，并已显着地突出了湍流磁扩散的作用，在低磁普朗特数Pm（磁扩散率大于粘度），一个共同的制度，在吸积盘的动态似乎衰减。然而，这些简单结构与湍流模拟中报告的统计组织之间的联系仍然难以捉摸。在这里，我们报告的数值发现在中等纵横比开普勒剪切盒的新的周期性，不可压缩的，三维非线性MRI发电机解决方案具有较大的动力学复杂性，让人想起这样的模拟。这些“嵌合体”周期的特点是多个MRI不稳定的动力学阶段，但它们的基本物理原理的自我维持，然而是相同的那些更简单的周期中发现的方位角拉长盒。特别是，我们发现，他们没有持续在低PM由于亚临界湍流磁扩散。这些解决方案提供了一个新的视角到从层流到湍流不稳定性驱动发电机的过渡，并可能被证明是有用的设计改进的统计模型的湍流吸积盘发电机。
2016-07-11 astro-ph.HE
MRI turbulence in vertically stratified accretion discs at large magnetic Prandtl numbers
本文通过三维垂直分层等温盘局部模拟，研究大 Pm 下 MRI 湍流与发电机，给出 α 和磁场能量的 Pm 幂律标度及高 Pm 平台，并结合谱分析解释中平面与大气动力学。
2024-04-09 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Particle Acceleration in Stratified 2D MRI Turbulence: From Reconnection to First- and Second-Order Fermi and Shear Acceleration
Millennium Nucleus on Transversal Research and Technology to Explore Supermassive Black Holes (TITANS)（探索超大质量黑洞的横向研究与技术千年核）；Departamento de Ciencias, Facultad de Artes Liberales, Universidad Adolfo Ibáñez（阿道夫·伊巴涅斯大学自由艺术学院科学系）；Departamento de Física, Facultad de Ciencias Físicas y Matemáticas, Universidad de Chile（智利大学物理与数学科学学院物理系）
本研究通过二维粒子模拟识别了分层MRI湍流中粒子加速的三个阶段（重联注入、一阶费米加速、二阶费米与剪切加速），解释了最大能量与尺度分离比成正比的原因，并表明MRI可在低光度盘中产生超相对论粒子。
2026-09-22 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Statistical simulation of the magnetorotational dynamo
利用准线性统计模拟方法，对磁旋转不稳定性（MRI）引起的湍流和发电机进行了分析。研究发现，均匀湍流是不稳定的大规模发电机不稳定性，饱和到一个非均匀的平衡与磁普朗特数（Pm）的强烈依赖。尽管其极大地减少了非线性，在准线性模型中的角动量输运对Pm的依赖性在定性上类似于非线性MRI湍流。这表明，最近的收敛问题可能与大规模发电机，并建议如何显着简化模型可用于深入了解天体物理学相关的制度非常低或高PM。
2014-11-27 astro-ph.HE physics.flu-dyn physics.plasm-ph
MHD in a cylindrical shearing box II: Intermittent Bursts and Substructures in MRI Turbulence
本文通过圆柱剪切盒MHD模拟发现，外icycle频率径向梯度导致MRI湍流中出现间歇性磁爆发和环隙亚结构，揭示了压缩放大与差速缠绕同等重要的新机制。
2023-11-03 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
HFQPOs and discoseismic mode excitation in eccentric, relativistic discs. II. Magnetohydrodynamic simulations
俘获惯性振荡（r模）为观测到的黑洞X射线双星发射中的高频准周期振荡（HFQPO）提供了一个很好的解释。偏心率（或翘曲）可以激发r模式到大振幅，但同时振荡可能会被磁旋转不稳定性（MRI）驱动的磁流体动力学（MHD）湍流阻尼。我们迫使偏心率在全球，未分层，零净通量MHD模拟相对论吸积盘，并发现，一个足够强大的光盘扭曲产生被困惯性波，尽管这种阻尼。在我们的模拟中，内部圆盘的偏心率高于~ 0.03激发了捕获波。除了r模式阻尼和驱动之间的竞争，我们观察到，较大幅度的偏心结构修改，并在某些情况下抑制MRI湍流。考虑到能够放大r-模式的各种失真（翘曲以及偏心率），在我们的模拟中，面对MRI湍流的被困惯性波激发的鲁棒性为HFQPO的discoseismic解释提供了支持。
2020-08-06 astro-ph.HE physics.flu-dyn
MRI-driven angular momentum transport in protoplanetary disks
几十年来，吸积盘中的角动量输运一直是理论天体物理研究的热点。在过去的二十年里，由磁旋转不稳定性驱动的MHD湍流已经成为实现这一目标的有效机制。然而，许多问题和不确定性仍然存在，其中包括湍流的饱和水平。磁旋转不稳定性对行星形成模型的影响仍在研究中。该讲座于2012年9月在Aussois（法国）的“角动量传输在恒星形成和早期演化中的作用和机制”学校举行，旨在介绍目前处于学术研究前沿的磁旋转不稳定性的历史发展，现状和悬而未决的问题。
2013-05-15 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
MRI-driven $α-Ω$ dynamos in protoneutron stars
磁星是一种高度磁化的中子星，可以产生X射线和软伽马射线辐射，其偶极子为$10^{14}$ G到$10^{15}$ G。快速旋转的质子中子星（PNS）的磁共振成像（MRI）对磁场的放大是解释磁星形成的一个很有前途的机制。最近的全球模型支持这种情况，表明小尺度湍流可以产生具有磁星强度的偶极子。然而，浮力和密度分层对MRI产生偶极子的效率的影响仍然是未知的。我们评估的密度和熵的配置文件的MRI发电机在一个全球性的快速旋转的PNS模型，它侧重于其外部分层区域，是稳定的对流的影响。使用伪谱码MagIC，我们进行了三维Boussinesq和滞弹性MHD模拟在球形几何与显式扩散。我们进行了参数研究，在其中我们调查不同的近似和热扩散的效果。我们得到一个自我维持的湍流MRI驱动发电机。这证实了我们以前的大部分不可压缩的结果，一旦密度重新缩放。MRI还产生非主导赤道偶极子，其代表平均磁场强度的约4.3%。有趣的是，在存在密度梯度的情况下，轴对称磁场在大尺度下随时间振荡，这可以被描述为平均场$αΩ$发电机。浮力在赤道平面中抑制湍流，但总体上具有相对较弱的影响，具有实际的高热扩散。我们的研究结果支持MRI产生类磁铁大规模磁场的能力。他们还预测了质子中子星中存在一个$αΩ$发电机，这对模拟核心坍缩超新星中的原位磁场放大可能很重要。[删节]
2022-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Magnetorotational instability with smoothed particle hydrodynamics
我们提出了一个彻底的数值研究的MRI使用平滑粒子磁流体动力学方法（SPMHD）的几何密度平均力表达式（GDSPH）。我们进行剪切盒模拟不同的初始设置和广泛的分辨率和耗散参数。我们表明，第一次，MRI与持续的湍流可以成功地模拟SPH，结果与以前的工作与基于网格的代码一致。特别是，对于分层的盒子，我们的模拟再现了至少100个轨道的饱和湍流的MRI发电机的特征蝴蝶图。相反，传统的SPH模拟遭受失控的增长和发展非物理大方位场，类似于最近的研究结果与无网格方法。我们研究了MRI湍流对SPH中数值普朗特数的依赖性，重点是非分层，零净通量的情况。我们发现，湍流只能维持与普朗特数大于$\sim$ 2.5，类似的临界值的物理普朗特数在网格代码模拟。然而，不同于基于网格的代码，在SPH的数值普朗特数增加的分辨率，并为一个固定的普朗特数，所产生的磁能和应力是独立的分辨率。对所有模拟进行平均场分析，得到的输运系数表明在非分层情况下没有$α$效应，但在分层介质中有一个活跃的$αΩ$发电机和抗磁泵效应，这与以前的研究基本一致。在我们的模拟中没有明确的剪切电流发电机的迹象，这可能是负责一个较弱的平均场增长在高大，无分层，零净通量模拟。
2021-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Leaking Outside the Box: Kinetic Turbulence with Cosmic-Ray Escape
本研究通过三维粒子网格模拟，在考虑宇宙射线逃逸的强湍流对等离子体中，实现了稳态非热粒子加速，能量达希拉斯极限，并发现高磁化强度下逃逸宇宙射线占耗散能量过半。
2025-07-09 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Numerical simulations of the magnetorotational instability in protoneutron stars: I. Influence of buoyancy
磁旋转不稳定性（MRI）被认为是快速旋转质子中子星磁场放大的一种很有前途的机制。与吸积盘相反，由熵和轻子分数梯度驱动的径向浮力预计具有与旋转和剪切一样重要的动力学作用。我们调查的浮力的MRI的非线性相位的影响知之甚少，通过三维数值模拟的本地模型在赤道平面的质子中子星。Boussinesq近似的使用使我们能够利用剪切箱模型与干净的剪切周期性边界条件，同时考虑到径向熵和成分梯度驱动的浮力。我们发现，显着更强的湍流和磁场在不稳定的流动。另一方面，浮力只有有限的影响湍流的强度和磁场放大的粘性稳定的流动中存在的一个现实的热扩散。然而，在后一种情况下，湍流的性质受到显著影响。特别是，相对于极向分量，磁场和速度的环向分量变得更加占主导地位。此外，我们观察到在稳定的浮力制度的长期生活的连贯结构，如通道流和纬向流的形成。总的来说，我们的研究结果支持的能力，MRI放大磁场显着，即使在稳定分层区域的质子中子星。
2015-04-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
A global model of the magnetorotational instability in protoneutron stars
磁星是一种高度磁化的中子星，其磁偶极子的范围从$10^{14}$到$10^{15}$ G。磁共振成像被认为是一种很有前途的机制，可以放大快速旋转的质子中子星的磁场，形成磁星。这种情况得到了许多当地研究的支持，这些研究表明，磁场可以在小范围内被MRI放大。然而，MRI产生偶极场的效率仍然未知。为了回答这个问题，我们研究了磁共振成像发电机在一个理想化的全球模型的快速旋转质子中子星与差分旋转。我们进行三维不可压缩的磁流体模拟在球形几何与显式的扩散率的差分旋转被迫在外边界。我们改变初始磁场并研究了不同的磁边界条件。这些模拟进行了比较，局部剪切盒模拟。我们得到了一个自持湍流磁共振驱动发电机，其饱和状态与初始磁场无关。MRI产生$B \geq 2\times 10^{15}$ G的强湍流磁场和非主导磁偶极子，其系统地表示约为平均磁场强度的$5\%$。有趣的是，这个偶极子是向赤道面倾斜的。我们发现局部剪切盒模型可以相当好地再现全球MRI湍流的几个特征，如动力学和磁谱。尽管如此，局部模型中的湍流比全局模型中的更剧烈。总体而言，我们的结果支持MRI形成类磁铁大规模磁场的能力。他们还预测存在更强的小尺度磁场。由此产生的磁场可能是重要的动力突出的恒星爆炸，如超亮超新星和伽玛射线暴。
2020-11-27 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
On the Rates of Steady, Quasi-steady and Impulsive Magnetic Reconnection
磁重联（MR）被认为是天体物理等离子体中粒子碰撞的主要来源。在过去，MR的分析通常假设静磁条件，即$\partial_t = 0$。我们表明，在Sweet-Parker-Petschek框架下，稳态是一个过度约束，是无法实现的。另一方面，定义为$\partial_t \mathbf{E} = 0$而不是$\partial_t \mathbf{B} \neq 0$或等价地$\partial_t\mathbf{j}\neq 0$的准稳态更好地描述了无湍流的MR的渐近行为。准稳态磁流变的磁流变率的上限是$\sim 1/3\sqrt{3} \sim 0.19$。该限值不适用于脉冲或湍流MR，其中包括$\partial_t\mathbf{B} \neq 0$和$\partial_t\mathbf{E} \neq 0$。在脉冲MR中，根据湍流的状态，速率可以高于或低于0.19。我们的结果可以解释太阳耀斑MR率观测的明显差异。该分析与质量比无关，因此结果适用于对等离子体。
2018-08-07 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulating the magnetorotational instability on a moving mesh with the shearing box approximation
本文将运动网格代码AREPO与Dedner散度清除用于剪切盒MRI模拟，验证线性增长、零净通量湍流、发电机及分层结构，并表明其适合全局盘和大密度变化问题。
2023-09-27 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.IM
