Efficient Parallelization for AMR MHD Multiphysics Calculations; Implementation in AstroBEAR
当前的自适应网格细化（AMR）仿真需要高度并行化和有效管理内存的算法。随着计算引擎变得越来越大，AMR模拟将需要实现新的高效并行化和内存管理水平的算法。我们试图采用新技术来实现这两个目标。基于块或网格的AMR通常采用虚单元来解耦给定细化水平上的每个网格的双曲线前进。这种解耦允许每个网格独立地前进。在AstroBEAR中，我们利用这种独立性，通过线程在每个级别上推进网格，并优先选择更精细的网格。这允许全局负载平衡而不是逐层负载平衡，并允许跨物理空间和AMR级别的更大并行化。级别推进的线程化还可以通过将通信与计算交织在一起来提高性能，特别是在具有许多细化级别的深度模拟中。虽然我们看到在几个核心上运行的深度模拟的性能提高了30%，但对于更大规模的模拟，加速通常更为温和（5-20%）。为了改进内存管理，我们采用了分布式树算法，该算法要求处理器仅存储AMR树结构的本地部分并与相邻处理器进行通信。使用这种分布式方法，我们能够获得合理的扩展效率（> 80%），扩展到12288个核心和多达8个级别的AMR -与线程的使用无关。
2013-02-21 astro-ph.SR cs.DC physics.comp-ph
A New MHD Code with Adaptive Mesh Refinement and Parallelization for Astrophysics
采用自适应网格加密（AMR）和消息传递接口（MPI）并行化技术，用Fortran语言编写了一个新的磁流体动力学（MHD）计算程序MAP。MHD部分的计算有几种可选的数值格式，即修正的MacCormack格式（MMC）、Lax-Friedrichs格式（LF）和加权基本无振荡格式（WENO）。它们都是求解双曲型守恒方程的二阶两步分量格式。总变差递减（TVD）限制器和近似黎曼解也配备。通过分层块结构的AMR网格可以实现高分辨率。我们使用扩展的广义拉格朗日乘子（EGLM）MHD方程，以减少在磁感应方程的格式所产生的非发散自由误差。非理想项的数值算法，例如，电阻率和热传导，也配备在MAP代码。本文详细介绍了AMR和MPI算法。
2012-04-26 astro-ph.IM astro-ph.SR
Frozen-field Modeling of Coronal Condensations with MPI-AMRVAC I: Demonstration in two-dimensional models
针对日冕多维MHD模拟计算成本高的问题，提出冻结磁场的ffHD方法并集成至MPI-AMRVAC，通过二维蒸发-凝结模型验证其性能接近真实2D MHD和伪2D HD。
2024-04-25 astro-ph.SR
Relativistic MHD in dynamical spacetimes: Improved EM gauge condition for AMR grids
我们最近开发了一个新的广义相对论磁流体动力学程序，该程序具有自适应网格细化功能，可以直接演化电磁（EM）矢量位（A）而不是磁场。演化A使得能够在细化级别边界上使用任何插值方案，并且仍然保证磁场保持无发散。在经典EM中，在演化A时必须进行规范选择，我们选择了一个简单的“代数”规范条件来简化A演化方程。然而，磁化黑洞-中子星（BHNS）模拟在这个规范表现出非物理行为，包括虚假的外观上的精细水平边界上的强磁场。当物质在NS的潮汐破坏期间越过细化边界时，这种虚假行为会加剧。将Kreiss-Oliger耗散应用于磁矢势A的演化稍微减弱了这种虚假的磁效应，但却带来了不希望的后果。我们通过本征值分析和数值研究表明，零速度模式的代数规范，再加上频率滤波，发生在细化水平的边界，是负责创建虚假磁场。我们表明，EM洛伦兹规范没有零速模式，因此，虚假的磁效应迅速传播，允许长期，稳定的磁化BHNS演化。我们的研究表明，如何EM规范自由度可以选择一个人的优势，磁化BHNS模拟的洛伦兹规范构成了一个重大的改进代数规范。
2012-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Accurate, Meshless Methods for Magneto-Hydrodynamics
最近，我们发展了一对无网格有限体积拉格朗日方法用于流体力学：“无网格有限质量”（MFM）和“无网格有限体积”（MFV）方法。这些捕获的平滑粒子流体动力学（SPH）和自适应网格细化（AMR）计划的优点。在这里，我们扩展这些包括理想磁流体动力学（MHD）。MHD方程是二阶相容的守恒方程。我们用一个发散清除方案来增强这些，该方案保持div*B~0的高精度。我们在代码GIZMO中实现了这些，以及最先进的SPH MHD实现。在一个大的测试问题套件的每一个，新的方法是有竞争力的移动网格和AMR计划使用约束运输（CT），以确保div*B=0。它们能够正确地捕捉到磁旋转不稳定性（MRI）、MHD湍流和磁射流发射的增长和结构，在某些情况下比AMR代码收敛得更快。与SPH相比，MFM/MFV方法在固定的邻域数下表现出适当的收敛性，更清晰的激波捕获，以及显着降低的噪声，div*B误差和扩散。尽管如此，“现代”SPH能够处理我们的大多数测试，代价是更大的内核和人工扩散参数的“手动”调整。与AMR相比，新的无网格方法表现出增强的“网格噪声”，但减少平流误差和数值扩散，速度无关的错误，优越的角动量守恒和耦合N体重力求解器。因此，它们在某些问题上收敛得较慢（涉及平滑、缓慢移动的流动），但在另一些问题上收敛得较快（涉及平流或旋转）。在所有情况下，发散控制超出流行的鲍威尔8波方法是必要的，否则我们考虑的所有方法将系…
2015-12-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Comparing Numerical Methods for Isothermal Magnetized Supersonic Turbulence
我们采用模拟的超音速超Alfvenic湍流衰减作为基准测试问题，以评估和比较九个天体物理MHD方法积极用于模拟恒星形成的性能。这套九个代码包括：ENZO、FLASH、KT-MHD、LL-MHD、PLUTO、PPML、RAMSES、STAGGER和ZEUS。我们提出了一套全面的统计措施，旨在量化这些MHD求解器中的数值耗散的影响。我们比较基本领域的功率谱，以确定有效的频谱带宽的方法和排名的基础上，其相对有效的雷诺数。我们还比较了数值耗散螺线管和对流速度分量，以检查可能的影响，小尺度密度统计的数值。最后，我们讨论了湍流衰减试验的各种特征的收敛性以及数值格式的各个组成部分对解的精度的影响。我们发现，性能最好的代码采用了一贯的高精度的空间重建的演变领域，横向梯度插值，守恒定律更新步骤，和洛伦兹力计算。最好的结果是实现与发散自由演变的磁场使用约束传输方法，并使用很少或没有明确的人工粘性。在一个或多个这些领域的不足代码仍然是有用的，但他们必须补偿更高的数值耗散与更高的数值分辨率。本文是迄今为止规模最大，最全面的MHD代码比较的应用程序一样的测试问题。我们希望这项工作将帮助开发人员改进他们的数值算法，同时帮助用户在为特定的天体物理问题选择最佳应用程序时做出明智的选择。
2011-06-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Multi-Parametric Study of Rising 3D Buoyant Flux Tubes in an Adiabatic Stratification Using AMR
我们使用二维和三维的MHD模拟研究了嵌入绝热分层中的磁通量管的浮力上升。我们分析了管的演变场线扭曲和管轴的曲率在不同的扩散制度的依赖性。为了能够实现相对较高的空间分辨率，我们使用FLASH代码，它具有内置的自适应网格细化（AMR）功能。我们的3D实验达到雷诺数，允许与以前的2D模拟的结果进行合理的比较。当实验在没有AMR的情况下运行时，因此具有相对大的扩散率，保留在管内的纵向磁通量的量随着管轴的曲率而增加。然而，当通过使用AMR算法达到低扩散状态时，磁扭曲能够防止磁回路分裂成涡流管，并且回路曲率不起任何重要作用。我们检测到在顶点的相对两侧的相反符号的管的主体中的涡度的产生。这是磁通量表面上磁场方位分量不均匀的结果。与这种整体涡量相关的升力使管的侧面以反对称的方式远离它们的初始垂直面。由于涡卷脱落到尾流，轨迹具有叠加的振荡运动，这产生了Von Karman街。
2015-07-06 astro-ph.SR physics.flu-dyn
MHD Shock-Clump Evolution with Self-Contained Magnetic Fields
我们研究了强激波与磁化团块的相互作用。以前的数值计算工作集中在简化的情况下，其中冲击团块浸没在一个全球统一的磁场，通过团块和周围介质的延伸。在这里，我们考虑一种互补的情况，在这种情况下，场在团块中是完全独立的。这可能在团块形成期间经由动力学或热不稳定性（例如，当磁场从周围介质夹断时）自然地出现。使用我们的AMR MHD代码AstroBEAR，我们进行了一系列的模拟与磁化团块，具有不同的自包含磁场配置。我们发现，块和磁演化是敏感的磁场的分数对齐或垂直于激波法线。在不同的磁场结构中，磁压力和磁张力的相对强度使我们能够分析地理解冲击后演化的不同情况。我们还展示了如何湍流和混合它意味着依赖于初始场的配置，并建议在所观察到的冲击团形态可以作为一个代理识别内部场拓扑结构的后验。
2013-07-12 astro-ph.SR
Frozen-field Modeling of Coronal Condensations with MPI-AMRVAC II: Optimization and application in three-dimensional models
本文将冻结场流体动力学模型与双曲热传导及TRAC方法结合以优化计算效率，并在MPI-AMRVAC中实现三维日珥模拟，验证了其捕捉太阳日珥动力学的能力。
2024-11-25 astro-ph.SR
Anisotropic Diffusion in Mesh-Free Numerical Magnetohydrodynamics
本文将近年来发展起来的无网格拉格朗日方法推广到任意的各向异性扩散方程，包括：被动标量扩散、Spitzer-Braginskii传导和粘性、宇宙射线扩散/流、各向异性辐射输运、非理想磁流体（欧姆电阻率、双极扩散、霍尔效应）和湍流涡旋扩散。“我们研究这些代码GIZMO中实现的两个新的无网格有限体积Goddom计划（MFM/MFV）。我们表明，MFM/MFV方法是准确和稳定的，即使有噪音的领域和不规则的粒子排列，并恢复正确的行为，即使在任意各向异性的情况下。它们与最先进的AMR/移动网格方法竞争，并且可以正确处理各向异性扩散驱动的不稳定性（例如MTI和HBI，Hall MRI）。我们还开发了一个新的计划，稳定各向异性张量值通量高阶梯度估计和非线性通量限制器，这是平凡的AMR/移动网格代码。我们还提出了应用程序的一些这些改进SPH，在一个新的积分Goddom SPH制定的形式，采用移动最小二乘梯度估计，并引入粒子之间的通量有限的黎曼问题。
2016-12-15 astro-ph.IM astro-ph.SR physics.comp-ph
Fragmentation of Dense Rotation-Dominated Structures Fed by Collapsing Gravomagneto-Sheetlets and Origin of Misaligned 100 au-Scale Binaries and Multiple Systems
本研究通过非理想磁流体力学模拟揭示，致密旋转主导结构在引力磁片层供能下碎裂，产生100 au尺度错位双星及多星系统，并强调双极扩散等非理想效应的重要性。
2025-07-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar birth with ambipolar and ohmic diffusion
在低质量恒星的形成过程中，角动量的传输是至关重要的;太少的移动和旋转确保了恒星的密度永远不会达到，太多的旋转和缺乏旋转意味着没有原行星盘可以形成。磁扩散被视为解决这一长期问题的途径。我们调查的影响，包括电阻MHD在模拟的引力坍缩的1太阳质量的气体球，从分子云密度的形成的原恒星种子，第二拉森核心。我们使用AMR代码RAMSES进行两个三维模拟塌陷的磁化气体球，包括自引力，辐射转移，和非理想气体状态方程来描述H2离解，导致第二次崩溃。第一次计算是在理想MHD近似下进行的，而在第二次计算中加入了双极和欧姆扩散。在理想的MHD模拟中，磁场主导着第一个核心内部和周围的能量收支，助长了交换不稳定性，并驱动低速外流。高磁制动基本上消除了第二个核心的所有角动量。另一方面，双极和欧姆扩散产生了一个屏障，该屏障防止在第一Larson芯中的磁场放大超过0.1 G，该第一Larson芯现在被完全热支撑。大量的旋转被保留下来，并在第二个核心周围形成一个小的开普勒圆盘。在研究第一和第二核吸积激波的辐射效率时，我们发现它在核的三维表面上可以变化几个数量级。磁扩散是恒星形成的先决条件;它使行星最终形成的原行星盘的形成成为可能，并且在原恒星本身的形成中也起着决定性的作用。
2018-02-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Flux Expulsion in Star Formation
恒星形成于磁化分子云的致密核心。如果穿过核心的磁通量被拖进恒星，恒星场将比观测到的强几个数量级。这个众所周知的“磁通量问题”要求大部分核心磁通量与进入恒星的物质脱钩。我们进行了第一次探索发生了什么事解耦磁通量在3D中，使用的ENZO自适应网格细化代码的MHD版本。场物质解耦是通过一个汇粒子处理，这是需要遵循恒星形成的原恒星吸积阶段。我们发现，在吸积原恒星附近的去耦通量的积累导致磁压的建立。高压沿着阻力最小的路径各向异性地释放。它驱动一个低密度的扩展区域，在该区域中，去耦的磁通量被排出。这种能够产生磁场的磁结构以前从未在恒星形成的3D MHD模拟中见过。它在原恒星吸积流中产生了强烈的不对称性，可能会给恒星带来一个反冲。在存在初始芯旋转的情况下，除了磁制动之外，该结构通过充当防止旋转气体完成围绕中心物体的完整轨道的刚性磁壁而对旋转支撑盘的形成构成障碍。我们的结论是，从恒星物质的解耦磁通量可以强烈地影响原恒星的坍缩动力学。
2011-05-28 astro-ph.SR
The Responses of Magnetically Sub-Critical Cores to Shocks
采用理想磁流体动力学（MHD）程序和自适应网格加密（AMR）技术，研究了快模激波与自引力等温核的相互作用，核的质量通量比略低于引力坍缩所需的最小值。我们发现，冲击聚焦产生碰撞流沿场线产生非常高的密度，即使是相对较弱的冲击。在决定达到的最高密度时，自引力只起了很小的作用，但它在随后的进化中确实起了作用。对于最初垂直于或倾斜于周围介质中的磁场传播的冲击，在可比时间的密度相差几倍。
2013-05-08 astro-ph.SR
The influence of turbulence during magnetized core collapse and its consequences on low-mass star formation
恒星形成的理论和数值研究表明，磁场（B）对盘的形成和碎裂都有很大的影响;即使相对较低的B也可以阻止这些过程。然而，很少有研究调查B和湍流的综合影响。我们研究了磁核坍缩中湍流的影响，重点是磁扩散，原恒星核的角动量（J）的方向，以及它对盘形成，碎片和流出的后果。我们进行3D，AMR，MHD模拟磁超临界崩溃致密的核心5 Msun使用MHD程序RAMSES。施加湍流速度场作为初始条件，其特征在于由Kolmogorov功率谱。研究了不同水平的湍流和磁化，以及湍流速度场的3种实现。磁扩散，相对于B的旋转轴的取向，运输J，磁盘的形成，破碎和流出形成的研究。作为初始条件施加的湍流速度场包含非零J，这是旋转轴未对准的原因。湍流也是造成核心附近有效湍流扩散率的原因。这两种效应都是导致磁制动显著减少的原因，并有利于形成早期的大质量磁盘，而不是太高的磁化强度。与1 Msun岩心相比，即使mu ~ 5，也可能发生碎裂，对于1 Msun岩心，这种mu值可防止碎裂。缓慢的非对称流出开始。它们携带的质量与地核内的质量相当。由于错位和湍流扩散，大规模磁盘的形成是可能的，虽然他们的质量和大小仍然减少相比，流体动力学的情况。我们发现，对于mu >= 5，可以发生碎裂。
2013-03-12 astro-ph.GA astro-ph.SR
Physics of Thermonuclear Explosions: Magnetic Field Effects on Deflagration Fronts and Observable Consequences
本文研究了Ia型超新星的磁场强度和形态对它们的影响，以及它们的晚期光变曲线和光谱。为了捕获自洽的磁场拓扑结构以及发展我们的模型到后期，采取了两个阶段的方法。研究了不同磁场强度条件下的爆燃早期阶段（1 s），发现磁场的拓扑结构是由燃烧决定的，与初始强度无关。我们研究晚时间（~1000天）的光变曲线和光谱与各种磁场拓扑结构，并推断磁场强度从观察到的超新星。下限为106 G。这取决于与磁场相连的正电子是否逃逸。第一阶段采用三维MHD和局部燃烧近似，并使用代码恩佐。第二阶段采用混合方法，具有3D辐射和正电子传输以及球形流体动力学。第二阶段使用代码HYDROGEN。在我们的模型中，磁场放大在早期爆燃阶段仍然很小。后期光谱带有磁场强度和形态的印记。替代爆炸情景的影响进行了讨论。
2021-06-28 astro-ph.SR
2.5-D MHD Simulation of the Formation and Evolution of Plasmoids in Coronal Current Sheets
本文通过2.5维MHD模拟发现，单个高斯速度脉冲扰动准静态Harris电流片即可引发Petschek型磁重联、撕裂模不稳定性和等离子体团形成，无需局域电阻率增强，且模拟所得等离子体团速度、温度与密度与日冕观测一致。
2024-01-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Data-constrained magnetohydrodynamic simulation of global solar corona including solar wind effects within 2.5 $R_\odot$
Nanjing University（南京大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）
本文通过数据约束MHD模拟，结合太阳风效应，重现了2024年4月8日日全食期间日冕的结构，验证了模拟与观测的一致性，为研究CME触发机制提供了基础。
2025-11-25 astro-ph.SR
Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of a Filament Eruption in a Decaying Active Region 13079 on a Global Scale
本研究利用数据约束的零β MHD模拟，结合RBSL嵌入磁通量绳的PFSS模型，成功重现了衰减活动区13079中C3.5级耀斑伴随的日珥爆发全过程，并验证了模拟与观测在动力学和磁拓扑上的一致性。
2025-04-21 astro-ph.SR
From eruption to post-flare rain: a 2.5D MHD model
本文通过2.5维电阻MHD模拟，研究了剪切磁拱中多个磁通量绳的形成与爆发，以及爆发后磁环中因热不平衡导致灾难性冷却而形成日冕雨的完整过程，模拟结果与观测吻合，为揭示日冕加热机制提供了关键线索。
2024-05-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetized interstellar molecular clouds: II. The Large-Scale Structure and Dynamics of Filamentary Molecular Clouds
我们进行了理想的MHD高分辨率AMR模拟驱动湍流和自重力，发现长的连续分子云形成在大尺度湍流流动的收敛位置和细丝是由重力约束。磁场有助于形成和加强长的导电结构。主对流云的长度约为4.4pc。而不是一个单一的圆柱形结构，主云被证明是一个集合的纤维/网状的子结构类似于对流云，如L1495。除非视线接近平均场方向，否则模拟中的大尺度磁场和条纹大致垂直于主云的长轴，类似于1495。这为L1495周围存在大规模中等强度磁场提供了有力的支持。我们发现，从观测的投影效应可能会导致不正确的解释真正的三维物理形状，大小和速度结构的云。从塞曼观测中解释的在对流云周围发现的螺旋磁场结构可以用穿透云的磁场的简单弯曲来解释。我们证明了两个暗云形成了一个T形的配置，这是惊人的相似，红外暗云SDC 13导致的解释，SDC 13的结果从两个长的对流云碰撞。结果表明，中等强度的磁场（M_A ~ 1）对维持细长的对流云长达50万年是至关重要的。
2019-03-01 astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Electron acceleration by cascading reconnection in the solar corona I Magnetic gradient and curvature effects
目的：本文研究了耀斑日冕级联磁重联对流电场中的电子加速，并给出了日冕源韧致辐射引起的硬X射线（HXR）辐射谱。方法：我们进行测试粒子计算的电子运动的指导中心近似的框架。通过对级联磁重联的高分辨率自适应网格加密（AMR）MHD模拟结果进行线性插值，得到了沿电子轨迹的电磁场及其导数。硬X射线（HXR）光谱计算使用光学薄韧致辐射模型。结果如下：级联重联电流片中的磁场梯度和曲率加速了电子：被困在磁岛中，沉淀到色球层并被喷射到行星际空间。电子的最终位置由其初始位置、俯仰角和速度决定。这些初始条件也影响电子加速效率。大多数电子具有增强的垂直能量。被捕获的电子被认为是造成沿日冕物质抛射CME拖尾电流片观测到的亮点以及耀斑环顶HXR辐射的原因。
2015-04-24 astro-ph.SR
Collapse of turbulent massive cores with ambipolar diffusion and hybrid radiative transfer I. Accretion and multiplicity
（略）背景。大质量恒星形成于磁化和湍流的环境中，通常位于星团中。它们的吸积机制，以及它们系统的恒星多样性的起源都知之甚少。目的。我们研究了磁场和湍流对大质量原恒星吸积机制及其多重性的影响。方法.我们提出了一系列的四个辐射MHD模拟崩溃的大规模磁化，湍流核心的100 $M_\odot$与AMR代码Ramses，包括混合辐射转移方法恒星辐射和双极扩散。我们改变马赫数和阿尔文马赫数来探测亚阿尔文和超阿尔文湍流以及亚超音速湍流区。结果亚星系湍流导致单恒星系统，而超星系湍流导致螺旋臂碰撞后的盘碎片形成双星，质量比为1.1-1.6。在这些运行中，下落的气体通过一个短暂的环双星结构到达各个圆盘。磁调节，热为主（等离子体β $β>1$），开普勒盘形成在所有运行，大小为100-200 AU和质量1-8 $M_\odot$。围绕初级和次级下沉颗粒的圆盘具有相似的性质。我们观察到次级恒星的吸积率比它们的主星伴星高。主盘方向被发现是由湍流携带的初始角动量。结论.小（300 AU）的大质量原恒星盘，因为那些经常被观察到的现在只能复制到目前为止，在存在（中等）磁场与双极扩散，即使在湍流介质。磁场和湍流之间的相互作用决定了星团的多样性。等离子体β $β>1$是流光和圆盘的良好指示器。
2021-05-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar disk formation and transport of angular momentum during magnetized core collapse
对坍缩云的理论研究发现，即使是相对较弱的磁场（B）也可能阻止盘的形成和碎片化。然而，大多数以前的研究都局限于B和云的旋转轴对齐的情况。我们研究了在非对准初始组态和一定磁场强度范围内的角动量输运及其对盘形成的影响。我们进行三维AMR MHD模拟磁超临界崩溃致密的核心使用的代码Ramses。我们计算的贡献的过程中传输角动量（J），在包络和区域的磁盘。我们清楚地定义了什么可以被定义为离心支撑的磁盘和研究他们的属性。与先前的分析不同，我们发现J的输运在具有非对齐旋转轴和B的坍缩核中的作用效率较低。从分析上讲，这个结果可以通过考虑在引力坍缩期间发生的磁力线弯曲来理解。对于运输的J，我们得出结论，磁制动的平均方向B往往占主导地位的引力和外流运输的J。我们发现，大规模的磁盘，包含至少10%的初始核心质量，可以形成在恒星形成的最早阶段，即使是小的质量-通量比为3至5倍的临界值。在更高的场强下，阻止了大质量盘的早期形成。考虑到I类盘的普遍存在，并且由于大质量盘的早期形成可以在中等磁场强度下发生，我们推测，对于更强的磁场，盘将在稍后形成，此时大部分外壳将被吸积。此外，我们推测，一些观察到的早期大规模磁盘实际上可能是外流腔，误为磁盘的投影效应。（摘要的摘要版本）。
2012-05-29 astro-ph.GA astro-ph.SR
Orbital and Mass Ratio Evolution of Protobinaries Driven by Magnetic Braking
大多数恒星存在于多个系统中，特别是双星系统。双星的形成和早期演化是恒星形成中一个长期存在的问题，尚未完全了解。特别是，在恒星形成核心中观察到的磁场如何塑造双星特征仍然相对未被探索。我们证明了数值，使用ENZO-MHD代码，观察到的强度的磁场可以急剧改变一个二元系统的两个基本量：轨道分离和质量比的两个组件。我们的计算集中在原恒星质量吸积阶段，一对恒星的“种子”已经形成。我们发现，在致密的核心磁化到一个现实的水平，吸积的原双星的气体的角动量大大减少磁制动。与非磁性情况相比，强制动物质的吸积使原二进制分离缩小了一个很大的因素。磁制动也改变了不等质量的原双星的质量比的演变，通过产生低比角动量的气体，优先吸积到主要的，而不是次要的。这与先前发现的原双星从未磁化的外壳吸积到次级上的优先质量吸积形成对比，这往往会使质量比趋于统一。此外，磁场极大地改变了原双星吸积流的形态和动力学。在非磁性的情况下，它抑制了供给原双星的拱星盘和拱双星盘;双星由一个快速坍缩的伪盘供给，而伪盘的旋转被强烈制动。磁制动驱动的向内迁移的二进制文件从他们的出生地点可能会受到高分辨率的观测深嵌入的原二进制文件的轨道分布，特别是ALMA。
2012-11-26 astro-ph.SR
Discs and outflows in the early phases of massive star formation: influence of magnetic fields and ambipolar diffusion
我们研究质量吸积和喷射附近的大质量恒星形成的核心，使用高分辨率（5金）的三维AMR数值模拟。我们研究了外流起源的机制，并讨论了大质量原恒星周围形成的盘的性质。我们包括原恒星辐射反馈通过PMS演化轨道和磁双极扩散。我们研究了3种不同的情况：纯流体力学，理想MHD，和双极扩散。在电阻模型中，我们研究了初始磁场振幅和自转对大质量原恒星系统性质的影响。我们使用简单的标准，以确定外流和光盘的材料，并遵循其演变的中心恒星吸积质量高达20太阳质量。当引入磁场时，外流是完全不同的，因此磁场过程是外流的主要驱动力，直到恒星质量达到20太阳质量。光盘属性取决于所包含的物理特性。在理想运行和电阻运行中形成的盘在等离子体β和磁场拓扑方面显示出相反的性质。虽然在理想情况下的磁盘是由磁压力和环形磁场为主，在电阻运行中形成的一个是由热压力为主，并具有基本上垂直的磁场在内部区域（R<200 au）。我们发现，磁过程主导了大质量原恒星系统（<20太阳质量）的早期演化，并塑造了吸积/抛射以及盘的形成。双极扩散主要在盘尺度上起作用并调节其性质。我们发现的外流和光盘的属性是让人想起低质量的恒星形成，这表明在年轻的大质量和低质量的原恒星的吸积和喷射是由相同的物理过程在早期阶段。
2021-09-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetized Interstellar Molecular Clouds. I. Comparison Between Simulations and Zeeman Observations
对恒星形成气体中磁场的最精确测量是基于Crutcher等人（2010）分析的塞曼观测。我们表明，他们的发现，三维磁场的规模约为密度$^{0.65}$也可以从观察到的视线场的分析。我们提出了两个大规模AMR MHD模拟几千$M_\odot$的湍流，等温，自引力气体，一个具有强的初始磁场（阿尔芬马赫数$M_{A,0}= 1$）和一个具有弱的初始场（$M_{A,0}=10$）。我们在每个模拟中构建了100个最大质量团块的样本，并表明它们表现出与观察到的非常一致的场强和密度之间的幂律关系。我们的结果表明，星际介质中分子团簇的平均场为$<B_{tot}> \sim 42 n_{H,4}^{0.65} μ$ G.此外，模拟中的视线场与密度$^{0.65}$之比的中值分别在强场和弱场情况下的观测值的约（1.3，1.7）的因子内。归一化为临界值的质量通量比的中值为视线值的70%。这比通常引用的球形云的50%要大，因为实际的质量流量比取决于体积加权场，而观测到的质量流量比取决于质量加权场。我们的研究结果表明，在ISM中的典型分子团是显着的超临界（~ 3倍）。我们的强场模型的结果与Li等人（2009）的观测结果非常吻合，这表明小尺度和大尺度之间的场方向具有很强的相关性。因为在弱场模型中有一个可以忽略的相关性，我们得出结论，分子云形成于强磁化（虽然磁超临界）气体。
2015-06-26 astro-ph.GA astro-ph.SR
Dissipative Taylor-Couette flows under the influence of helical magnetic fields
本文研究了轴向无界圆柱中磁流体Taylor-Couette流动的线性稳定性。施加从纯轴向到纯方位角变化的磁场，其中一般螺旋场由β=B_z/B_z参数化。我们绘制了从β=0的标准MRI到β \to \infty的非轴对称方位角磁旋转不稳定性（AMRI）的转变。对于有限的β，对应于右螺旋和左螺旋的正波数和负波数m不再相同。从β=0到β \to \infty的转变包括具有轴对称和非轴对称模式的MRI的所有可能形式。对于非轴对称模式，最不稳定的模式在相反的方向上的背景场螺旋。标准（β=0）MRI对于弱场（包括最低雷诺数的不稳定性）是轴对称的，但对于较强场是非轴对称的。如果方位场部分是由于轴向电流流过流体本身（而不仅仅是沿着中心轴），那么它也不稳定的非轴对称泰勒不稳定性，这是最有效的没有旋转。对于大β，这种不稳定性的波数m=1，而对于β \simeq 1，m=2是最不稳定的。最不稳定的模式与背景场的方向相同。
2010-01-12 astro-ph.SR
Coronal rain in magnetic bipolar weak fields
我们打算研究在一个具有代表性的双极磁场中日冕雨现象的基本物理，包括日冕雨滴的形成和动力学。利用MPI-AMRVAC程序，对太阳大气松弛到安静状态后，磁环足点上的强加热进行了三维辐射磁流体动力学（MHD）模拟。由于辐射热不稳定性，逐渐冷却和原位冷凝开始于回路顶部。第一个大规模的凝结环顶部遭受瑞利-泰勒不稳定性，并成为破碎成较小的斑点。团块垂直下落，拖动磁环，直到它们到达低β区域，并开始沿着从环顶部到环足点的环下落。对日冕雨滴的统计研究发现，质量小于10^10 g的小雨滴占主导地位。当斑点沿着磁环落到较低区域时，它们被拉伸并形成非均匀速度图案，其中可以看到反平行剪切图案沿着斑点的中心轴线形成。太阳动力学天文台大气成像组件模拟日冕雨的合成图像与真实观测结果非常相似，在热通道中呈现黑暗的降落团块，在冷通道中呈现明亮的雨滴。我们还发现密度不均匀性在日冕雨“阵雨”，这反映了所观察到的多股性质的日冕雨。
2017-06-06 astro-ph.SR
On the structure and stability of magnetic tower jets
天体物理喷流的现代理论模型结合了吸积、旋转和磁场，从中心源发射并校准超音速流。在源附近，磁场强度必须大到足以使喷流准直，这就要求坡印廷通量超过动能通量。坡印廷通量在多大程度上支配着离发动机很远的动能通量，这就区分了两类模型。在磁离心发射（MCL）模型中，磁场仅在$\lesssim 100$发动机半径尺度上占主导地位，之后射流变为流体动力学主导（HD）。相比之下，在坡印廷通量主导（PFD）磁塔模型，该领域占主导地位，甚至到更大的规模。为了比较这两种模式的大距离传播差异，我们进行了3-D理想的MHD AMR模拟HD和PFD恒星射流通过相同的能量通量形成。我们还比较了热能损失和旋转的射流基地如何影响这些射流的稳定性。对于所描述的条件，我们表明，PFD和HD表现出观测上可区分的功能：PFD的喷气机更轻，更慢，更不稳定比HD喷气机。与HD射流不同，PFD射流发展出电流驱动的不稳定性，这种不稳定性随着冷却和旋转的增加而加剧，导致射流比HD极限中的射流更笨重。我们的PFD喷流模拟也类似于最近在实验室天体物理喷流实验中创建的磁塔。
2012-09-07 astro-ph.SR
Population III star formation in the presence of turbulence, magnetic fields and ionizing radiation feedback
本研究利用FLASH开展首个同时纳入湍流、磁场和电离辐射反馈的第三星族恒星形成RMHD模拟，发现磁场比早期电离反馈更能限制原恒星吸积与最大质量。
2025-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Asteroid Magnetization from the Early Solar Wind
磁场提供了一个重要的探测热，材料和结构的历史，行星和亚行星机构。地核发电机是分化天体磁场的潜在来源，但未分化天体磁化的证据需要不同的机制。在这里，我们研究了放大场提供的恒星风最初未磁化的身体使用分析理论和数值模拟，采用电阻MHD AstroBEAR自适应网格细化（AMR）多物理场代码。我们获得了一个广泛适用的比例关系的峰值磁化达到一次风平流，堆积，并与磁场，达到一个准稳定状态的机构窗帘。我们发现，一个充分导电的身体的昼侧磁场饱和时，它平衡的总和传入的太阳风冲压，磁，热压力。更强的放大效应来自于更密集、更快的风的堆积。仔细量化的数值扩散是需要准确地解释峰值磁场强度从模拟，并证实与理论。作为具体应用到太阳系，我们发现，早期的太阳风诱导的磁场放大是一个可行的来源，从一些未分化的机构在陨石中观察到的paleointensities磁化。这一机制也可能适用于太阳系的其他天体，包括在未来的空间飞行任务中将要访问的富含金属的天体，如小行星（16）Psyche。
2021-10-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Computational Models of Stellar Collapse and Core-Collapse Supernovae
核心坍缩超新星是自然界最具能量的事件之一。它们标志着大质量恒星演化的结束，并用热核燃烧的灰烬污染了星际介质。尽管它们对星系和宇宙中生命的演化具有重要意义，但核心坍缩超新星爆炸机制的细节仍然处于黑暗之中，并构成了一个艰巨的计算挑战。我们概述了多维，多尺度和多物理性质的核心坍缩超新星问题，并讨论了计算策略和要求，其解决方案。具体来说，我们突出的轴对称（2D）辐射MHD代码VULCAN/2D和目前的结果从第一个完整的2D角度依赖中微子辐射流体动力学模拟后核心反弹超新星的演变。然后，我们继续讨论新的代码Zelmani，它是基于开源HPC Cactus框架，并提供了一个可扩展的AMR方法的3D完全广义相对论建模的恒星坍缩，核心坍缩超新星和黑洞形成的当前和未来的并行HPC系统。我们显示Zelmani的缩放属性超过16，000计算核心，并讨论第一个3D广义相对论核心崩溃的结果。
2009-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
