Damping of longitudinal magneto-acoustic oscillations in slowly varying coronal plasma
本文研究了磁流体动力学波在弱层结大气中均匀磁化等离子体中的传播。在大多数早期的研究中，考虑了与时间无关的平衡。在这里，我们放弃这种限制，允许均衡作为时间的函数发展。特别地，背景等离子体被假定为由于热传导而冷却。冷却被假定为是在一个时间尺度上大于的特征旅行时间的扰动。研究了背景等离子体冷却对磁声波特性的影响。MHD方程简化为一个一维系统，模拟沿动态冷却日冕环的磁声模式。利用WKB理论导出了描述磁声波传播的时变色散关系。得到了波浪振幅随时间变化的解析解，并利用特征线法求出了近似解析解。数值计算应用于解析导出的解决方案，以获得进一步的洞察系统中的可变的，随时间变化的背景下的MHD波的行为。结果表明，有一个很强的阻尼的MHD波，可以链接到广泛观察到的热日冕环振荡的阻尼。阻尼也似乎是独立的位置沿环路。研究随时间变化的背景中的MHD波行为似乎是发展适用于太阳物理学广泛范围的MHD波理论的基础和非常重要的下一步。
2010-11-11 astro-ph.SR
Acoustic wave properties in footpoints of coronal loops in 3D MHD simulations
在光球层及其以下激发的声波可能在太阳色球层和日冕的加热中起着不可或缺的作用。然而，目前还不完全清楚最初有多少声波通量到达日冕，以及以何种形式到达日冕。我们研究了波的传播，阻尼，传输和转换在太阳大气层的低层使用三维数值MHD模拟。一个引力分层膨胀的直日冕环模型，从光球层到光球层延伸，在一个脚点处被一个周期为370秒的声学驱动器扰动。在此期间，声学截止区域存在于过渡区域（TR）下方。来自驱动器的大约2%的初始能量到达电晕。截止区的形状和TR的高度显示出高度动态的行为。仅考虑驱动波，波在截止区域下方和上方具有传播性质，但在截止区域内是驻波和倏逝波。研究模型中的驱动波和背景运动揭示了截止区和TR之间的驻波。这些驻波引起TR高度的振荡。此外，快速或泄漏的香肠体状波可能是在环的底部附近激发的。然后，这些波可能在主截止区域的顶部转换为快速或泄漏的香肠表面状波，然后在TR周围转换为缓慢的香肠体状波。
2021-09-07 astro-ph.SR
Standing Slow MHD Waves in Radiatively Cooling Coronal Loops
研究了冷却冕环中的驻波慢磁声振荡。在日冕磁环中，有两种阻尼机制被认为是产生声学驻波模的原因，即热传导和辐射。背景温度被假定为由于光学薄辐射而随时间变化。特别是，背景等离子体被假定为辐射冷却。通过选择一个简单的辐射函数形式，确保背景等离子体的温度演化，由于辐射与观测到的冷却轮廓的日冕环冷却的影响，纵向慢MHD模式的解析评估。低β等离子体的假设导致忽略了磁场扰动，并最终减少了磁流体力学方程的一维系统模拟冷却日冕环路中的纵向磁流体力学振荡。假设冷却发生在比振荡周期大得多的特征时间尺度上，这使得随后能够使用WKB理论来研究驻波的性质。得到了描述波动振幅随时间变化的控制方程，并进行了解析求解。解析导出的解决方案进行数值计算，以进一步了解的驻声波的演变。我们发现，等离子体冷却引起的振荡的振幅下降。尽管冷却的增加导致阻尼率的降低，但在热日冕环中，慢驻波的阻尼情景强烈地增加。
2015-01-12 astro-ph.SR
3D MHD Simulation of a Pulsationally-Driven MRI Decretion Disc
我们探索的脉动驱动的轨道质量喷射机制的Be星盘形成等温，三维磁流体动力学（MHD）和流体动力学模拟。非径向脉动被添加到一颗以95%的临界转速旋转的恒星上，作为将气体送入该区域的内边界条件。在MHD中，恒星内部的初始磁场很弱。流体动力学模拟有限的角动量传输，导致在小半径的旋转支撑盘的质量积累，然后回落到恒星的重复循环。相反，MHD模拟具有由湍流和相干磁场两者提供的有效（Maxwell $α_{\rm M}$ $\sim$ 0.04）角动量传输;由磁旋转不稳定性驱动的缓慢衰减的中平面和由全局磁矩驱动的盘表面上的超音速风。中平面附近的角度和时间平均的属性同意合理的一维粘性递减盘模型与修改后的$\tildeα=0.5$，其中气体从亚音速薄盘过渡到超音速球形风的临界点。然而，1D模型无法捕获在我们的模拟中看到的多相位递减/角结构。我们的研究结果表明，至少在一定条件下，非径向脉动的表面上的快速旋转，弱磁化的恒星可以驱动开普勒光盘的基本属性的粘性decretion光盘范例，虽然耦合到层流风远离中平面。未来的Be星盘模型应该考虑这种表面风的可能存在。
2021-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining MHD disk winds with ALMA. Apparent rotation signatures and application to HH212
大型毫米波干涉仪揭示了越来越多的旋转外流，这被建议跟踪磁离心盘风（MHD DW）。然而，它们对盘吸积的影响还没有很好地量化。在这里，我们确定检索的真实发射区，磁杠杆臂，和角动量通量的MHD DW从明显的旋转签名系统的偏见。合成的位置-速度切割构造自相似的MHD DW在很宽的参数范围内，和三种不同的方法被应用于估计特定的角动量。我们发现，使用Anderson等人（2006）的众所周知的关系推断的发射半径可能与DW的真正最外发射半径$r_{out}$显着不同。“双峰分离”和“流动宽度”方法仅提供了$r_{out}$的严格下限。该偏置与角分辨率无关，并且可以达到十倍。相比之下，“旋转曲线”方法在流动被很好地分辨时给出了$r_{out}$的良好估计，否则给出了上限。磁性杠杆臂总是被低估。只有与综合预测进行比较，才能恰当地考虑到所有观测效应。作为应用，我们提出了一个比较ALMA观测HH 212的分辨率从250 AU到16 AU，这是迄今为止最严格的观测测试MHD DW。该比较证实了我们对双峰分离法以及Tabone等人（2017）首次提出的大$r_{out}\sim40~$ au和小磁杠杆臂的预测偏倚。我们还推导出第一个准确的解析表达式的磁盘角动量的分数提取的MHD磁盘风的径向范围，磁杠杆臂，和质量通量。HH 212的应用证实了MHD DW是年轻圆盘中稳定角动量提取过程的重要候选者。
2020-04-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Angular Momentum Transport by Acoustic Modes Generated in the Boundary Layer I: Hydrodynamical Theory and Simulations
吸积盘边界层中角动量输运的性质一直是吸积盘理论的核心和长期的研究课题之一。在这项工作中，我们表明，在边界层的超声速剪切激发的声波作为一个有效的机制，在磁盘和吸积物体之间的界面处的质量，动量和能量的传输。我们开发的理论的角动量传输的声学模式在边界层，并支持我们的研究结果与三维流体动力学模拟，使用等温状态方程。我们的第一个主要结果是在边界层的三种类型的全球模式的识别。我们推导出这些模式的色散关系，准确地捕捉在模拟中观察到的模式速度在百分之几。其次，我们表明，角动量传输在边界层本质上是非本地的，并驱动辐射的角动量远离边界层到恒星和磁盘。波在边界层中的角动量传输的图像可以在消散和重新分配角动量和能量到盘和星之前传播很长的距离，这与湍流应力的局部传输的传统概念不一致。我们的研究结果具有重要的意义，半解析模型描述的光谱发射从边界层。
2012-12-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revealing the nature of magnetic shadows with numerical 3D-MHD simulations
我们研究磁声波与磁网络元件的相互作用，目的是找到可能的签名的磁阴影现象在网络元件附近。我们进行了三维数值模拟的磁声波在模型太阳大气中的传播是由一个复杂的结构磁场，类似于一个典型的磁网络元素和互联网络区域线程。在模拟域的底部激发10 mHz的高频波。在它们穿过上层对流层、光球层和色球层的过程中，它们受到扰动、折射，并转换成不同的模式类型。我们应用标准傅立叶分析来产生视线速度的振荡功率图。在上层光球层和下层色球层的能量图中，我们清楚地看到了磁阴影：围绕着磁网络元素的一条被抑制的能量缝。我们证明，这个阴影是链接到模式转换过程中，在这些高度水平的功率图显示了三种不同的磁声波模式的签名。
2012-05-23 astro-ph.SR
MHD simulations of the magnetorotational instability in a shearing box with zero net flux: the case Pm=4
本文研究了当磁普朗特数Pm大于1时，大雷诺数Re下磁旋转不稳定性引起的MHD湍流的输运特性。对无分层剪切盒中零净磁通的磁旋转不稳定性进行了三种MHD模拟。这些模拟与代码宙斯进行，并考虑角动量输运率的演变，Re逐渐增加，从3125到12500，同时保持Pm=4。为了确保流动的小尺度特征被很好地分辨，分辨率从每盘尺度高度128个单元变化到每盘尺度高度512个单元。后者构成了迄今为止MRI湍流模拟的最高分辨率。使用α参数测量的角动量输运率仅非常弱地依赖于雷诺数：发现α约为0.007，在所有模拟中，该平均值的变化范围为15%。Re没有系统演化。对于最佳分辨率的模型，动能功率谱初步显示出一个幂律范围内的指数-3/2，而磁能被发现转移到越来越小的尺度随着磁雷诺数的增加。几种不同的诊断都表明一个明确定义的注射长度的一小部分的规模高度。这封信中提出的结果是一致的MRI能够有效地传输角动量在大雷诺数时，Pm=4在非分层零净通量剪切盒。
2010-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Propagation of Leaky MHD Waves at Discontinuities with Tilted Magnetic Field
研究了倾斜磁场作用下，磁声表面波在单密度界面上的传播特性。对于线性波传播，得到了色散关系，并在小倾角下得到了解析解。场的倾斜使得波的频率为复数，其中虚部描述由于横向能量泄漏引起的波衰减。
2018-09-11 astro-ph.SR
Improved near optimal angular quadratures for polarised radiative transfer in 3D MHD models
精确的角积分对于三维（3D）辐射转移问题的数值解是至关重要的，特别是当包括由各向异性辐射的散射产生的谱线偏振时。求最佳积分有两个要求，它们很难同时满足：高精度和短的计算时间。通过施加某些对称性，我们最近能够导出一组接近最佳的角积分。在这里，我们通过考虑其他对称性来扩展我们以前的研究。此外，我们测试的性能，我们的新的正交数值求解的辐射转移问题的共振线偏振在一个三维模型的太阳大气中产生的磁流体动力学模拟。这里推导出的新的角求积优于以前的射线的数量方面，需要达到任何给定的精度。
2021-01-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Toward a magnetohydrodynamic theory of the stationary accretion shock: toy model of the advective-acoustic cycle in a magnetized flow
研究了磁场对平流-声学不稳定性线性相位的影响，作为研究恒星核坍缩过程中吸积激波不稳定性的磁流体动力学（MHD）理论的第一步。我们研究了一个玩具模型，其中平面静止吸积激波后面的流动被外部势绝热减速。两个磁场的几何形状被认为是：平行或垂直的冲击。熵涡波，这是简单的平流在未磁化的限制，分为五个不同的波：熵扰动平流，而涡可以通过两个阿尔芬波和两个慢磁声波沿场线传播。存在于未磁化极限的两个周期，对流声学和纯声学，被多达六个不同的MHD周期所取代。循环之间的相位差在确定总循环效率和因此的增长率方面起着重要作用。作为磁场强度的函数的生长速率的振荡是由于这种变化的相移。垂直磁场几乎不影响循环效率的制度，被认为是超阿尔文吸积。与此相反，我们发现，水平磁场强烈增加的涡度循环，弯曲的磁力线的效率，导致在一个显着增加的增长率，如果不同的周期是在相位。这些磁效应是显着的大规模模式，如果阿尔芬速度是一个相当大的分数的流速。
2010-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observations of sausage modes in magnetic pores
我们在这里提出的证据，磁流体动力学（MHD）香肠模式的观测磁孔在太阳光球。波分析的经验分解方法被用来识别通过太阳大气快速振荡（ROSA）仪器观测到的4170 "蓝色连续“滤波器检测到的振荡。孔尺寸和强度的异相、周期性行为被用作磁声香肠振荡存在的指标。在许多孔隙中发现了磁声香肠模式的多个签名。周期范围从短至30 s到450 s。一些磁声香肠模式振荡发现有3和5分钟的周期，类似于太阳内部的声学全球模式。提出这些全局振荡可能是孔隙中香肠型磁声MHD波模式的驱动器。
2010-11-10 astro-ph.SR
Acoustic power absorption and enhancement generated by slow and fast MHD waves
我们使用了由地面网络BiSON和ESA/NASA SOHO卫星上的GOLF和VIRGO仪器收集的长时间，高质量，未解析（太阳作为一颗恒星）观测数据，以搜索频率范围在2.5mHz < nu < 6.8mHz之间的速度和连续强度模式特征中与太阳周期相关的变化。在第23太阳活动周的上升阶段，我们发现在2.5mHz <nu< 4.5mHz之间的速度和强度数据中的p模振幅都受到抑制，在2.5mHz <nu< 3.5mHz之间的频率范围内受到最大抑制。振幅抑制的大小对于速度为13 ± 2%，对于强度观测为9 ± 2%。在4.5mHz <nu< 5.5mHz的范围内，发现在误差范围内暗示速度和强度振幅均为零变化。在更高的频率下，在5.8mHz <nu < 6.8mHz之间的所谓高频干扰峰（HIP）中，我们发现速度振幅的增强，最大值为36 ± 7%，发生在6.3mHz <nu< 6.8mHz。然而，在强度观测中，我们发现在相同的时间间隔内有一个相当小的增强，约为5 ± 2%。有证据表明，太阳周期速度振幅变化的频率依赖性与非垂直磁场中声波模式转换背后的理论是一致的，但强度数据存在一些问题，这可能是由于VIRGO数据拍摄时太阳大气层的高度造成的。
2010-04-20 astro-ph.SR
Toward the analysis of waves in the solar atmosphere based on NLTE spectral synthesis from 3D MHD simulations
通过对2002- 2003年南半球夏季利用两高度磁光滤波器（MOTH）观测到的KI 7699 A和Na I 5890 A谱线的多普勒分析，发现在磁区存在向上的行波。我们的分析表明，这些波的色散关系强烈依赖于波是否被检测到在低β或高β制度。此外，所观察到的色散关系并没有显示出预期的降低声截止频率的场引导慢磁波。相反，我们检测到的声学截止频率以下的旅行时间的增加，并在同一时间的旅行时间以上it. To研究的形成高度的谱线采用MOTH更详细，我们目前正在采用三维MHD模拟进行CO 5 BOLD的过程中进行NLTE频谱合成。
2010-01-28 astro-ph.SR
Testing photoevaporation and MHD disk wind models through future high-angular resolution radio observations: the case of TW Hydrae
我们目前的理论预测的自由-自由发射在厘米波长的光蒸发和MHD风盘模型调整到TW长蛇座年轻恒星对象的情况下。对于这个系统，由于来自恒星的高能光子引起的加热盘光蒸发被认为是打开ALMA尘埃发射中观察到的间隙的可能机制。我们发现，光蒸发盘模型预测的径向轮廓的自由-自由的排放是由两个主要的空间分量，一个起源于束缚盘大气在0.5-1 AU的恒星，另一个更扩展的组件从光蒸发风在更大的磁盘半径。我们还表明，恒星的X射线光度对这两个组件有显着的影响。从MHD风模型预测的无线电发射有一个平滑的径向分布，延伸到更近的距离比光蒸发的情况下的恒星。我们还表明，未来的射电望远镜，如\textit{Next Generation Very Large Array}（ngVLA）将有足够的灵敏度和角分辨率空间解决这些模型预测的主要结构。
2021-04-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Smoothing of MHD Shocks in Mode Conversion
模拟了激波在分层等温磁大气中通过阿尔文-声学均分层的过程。Núñez（2019）最近的射线理论计算预测了通过这一层的冲击波的平滑，导致快速和慢速分量都以连续波的形式出现。然而，它被发现，部分模式转换预期从线性理论的斜入射的冲击的磁场是伴随着一个平滑的慢冲击，而快速冲击持续。基于MHD模式转换和激波理论给出了解释。
2019-07-25 astro-ph.SR
Conversion and Smoothing of MHD Shocks in Atmospheres with Open and Closed Magnetic Field and Neutral Points
在模拟的二维等温分层大气的高$β$基底上激发平面声主导磁流体动力学波，其中位磁场具有开场区、闭场区和中性点.它们在向阿尔文-声学均分面$a=c$的方向上激波，其中$a$和$c$分别是阿尔文速度和声速。扩展最近的1.5D研究结果，这种冲击模式转换为快速冲击和缓慢的平滑波通过$a=c$，我们探讨这些更复杂的磁几何形状的影响。据发现，1.5D的行为进行到更复杂的情况下，与快速冲击强烈吸引中性点，这是破坏生产广泛的精细结构。我们还观察到，从$a>c$到$a<c$的相反方向运动的激波也分裂成快分量和慢分量，而且慢分量也被平滑了。
2021-05-05 astro-ph.SR
Sunspot seismic halos generated by fast MHD wave refraction
我们提出了一个解释的高频功率过剩周围的活跃地区被称为地震晕。这个想法是基于磁声波在太阳黑子中传播的数值模拟。我们认为，这种过剩可以引起的附加能量注入的快模式波折射在高层大气中由于阿尔芬速度的快速增加。我们的模型定性地解释了晕的大小，并允许对其行为进行一些预测，这些预测可以在未来的观测中进行检查。
2009-09-09 astro-ph.SR
MHD wave propagation from the sub-photosphere to the corona in an arcade-shaped magnetic field with a null point
本工作的目的是研究能量传输的MHD波传播在安静的太阳磁拓扑结构从表面以下的层日冕。向上传播的波遇到障碍物，如等离子体b=1的均分层和过渡区，并被转换，反射和折射。了解MHD波到达日冕的机制可以为我们提供有关太阳大气和磁结构的信息。我们进行了二维数值模拟的波传播的磁场结构，由两个垂直的磁通管分开的拱形磁场。这种结构在日冕中包含一个零点，它显著地改变了波的行为。我们详细描述了在不同的驱动条件下波通过大气的传播。我们还提出了空间分布的平均声和磁场的能量通量和空间分布的主导频率在整个域。我们的结论是，能量到达电晕优选沿垂直磁场，内部的通量管，它具有声学性质。在光球层的均分层中，由于磁波的折射和类声波向快磁波的不断转换，大部分磁能集中在过渡区以下。然而，部分磁能到达低日冕时，在弧所在的区域传播，但波被发送回低层大气中的零点周围。这一现象，连同TR和低转折点的波的反射和折射，作为大气的再馈送。在频率分布上，我们发现高频波可以到达垂直通量管外的电晕区。
2015-03-10 astro-ph.SR
MHD wave transmission in the Sun's atmosphere
MHD波在太阳大气中的传播与太阳的磁场拓扑结构密切相关。例如，磁场能够降低声波的截止频率，从而允许原本会被捕获在光球层以下的波传播到高层大气中。另一个例子是，MHD波可以在声速等于阿尔文速度的高度传输或转换为其他形式的波。我们利用IBIS实验提供的大视场的优势，研究了在两个高度的太阳大气中的波的传播，作为采样的光球Fe 617.3 nm的谱线和色球Ca 854.2 nm的谱线，其与本地磁场的关系。通过对Hinode SOT/SP资料的分光偏振反演，我们还发现了光球功率谱与磁场倾角之间的关系;特别地，对于5分钟波，在25 \degree附近以及对于3分钟波，在15 \degree附近具有明确的透射峰值。我们提出了一个基于波传输理论的非常简单的模型来解释这种行为。最后，功率谱和色球放大谱的分析表明存在纵向声波沿磁场线。
2011-08-23 astro-ph.SR
Photospheric high-frequency acoustic power excess in sunspot umbra: signature of magneto-acoustic modes
我们目前的观测证据推断SOHO/MDI多普勒速度观测的MHD波在太阳光球的存在。磁声扰动被观测为黑子本影中垂直于磁场的速度分量中高频带的声功率增强。我们使用数值模拟波传播通过局部非均匀磁场浓度随着相同的过滤程序，适用于观察，以确定所观察到的波。在数值模拟结果的指导下，我们将观测到的振荡归类为被捕获的光球下声波激发的磁声波。我们认为所提出的方法作为诊断工具的磁日震学的潜在应用。
2013-07-09 astro-ph.SR
On the properties of slow mhd sausage waves within small-scale photospheric magnetic structures
磁声波在太阳大气中的磁结构中的存在是有据可查的。应用太阳磁震学（SMS）技术，使我们能够推断这些结构的背景属性。在这里，我们的目标是确定所观察到的磁声波的属性，并研究低层太阳大气中的磁结构的背景属性。使用荷兰开放望远镜（DOT）和太阳大气层快速振荡（ROSA）仪器，我们捕获了两个系列的高分辨率强度图像，其中两个孤立的磁孔具有短节奏。结合小波分析和经验模态分解（EMD），我们确定了横截面内的特征周期（即，时间序列和强度序列。然后，应用线性磁流体力学（MHD）理论，我们确定了这些振荡的MHD框架内的模式。在这两个磁孔内检测到几个振荡。它们的周期从3到20分钟不等。结合小波分析和EMD使我们能够自信地找到面积和强度振荡之间的相位差。从这些观察到的特征，我们得出结论，检测到的振荡可以归类为慢香肠MHD波。此外，我们确定了这些振荡的几个关键属性，如径向速度扰动，磁场扰动和垂直波数使用太阳磁震学。相关波数的估计范围揭示了这些振荡被困在这些磁性结构中。我们的研究结果表明，检测到的振荡是驻谐波，这使我们能够估计的扩展因子的波导采用SMS。计算的膨胀系数范围为4 - 12。
2015-10-29 astro-ph.SR
Global MHD Simulations of Accretion Disks in Cataclysmic Variables (CVs): I. The Importance of Spiral Shocks
我们目前的结果，从第一个全球性的3D MHD模拟的吸积盘在激变变量（CV）系统，以调查的相对重要性的角动量输运通过湍流驱动的磁旋转不稳定性（MRI）相比，驱动的螺旋冲击波。值得注意的是，我们发现，即使有强烈的MRI湍流，螺旋冲击是一个重要的组成部分，总的角动量预算，至少当在磁盘的温度很高（因此，马赫数低）。为了更仔细地理解螺旋密度波的激发、传播和阻尼，我们使用各种状态方程以及通过拉格朗日点（L1）有质量流入和没有质量流入的情况下进行了一系列二维全球流体动力学模拟。与以往的同类研究相比，我们发现以下新的结果。1)线性波频散关系与螺旋密度波的螺距角拟合得很好。2)我们明确地表明，质量吸积是由波所携带的负角动量的沉积驱动时，他们在冲击消散。3)当质量吸积由非轴对称激波驱动时，用气体压力标度的雷诺应力来表示有效角动量输运率alpha_{eff}是不准确的。4)使用我们的模拟中测量的质量吸积率直接测量标准薄盘理论中定义的α，我们发现CV盘的0.02 < alpha_{eff} < 0.05，与矮新星（DNe）静止状态下的观测值一致。在这种情况下，磁盘可能太冷和中性的MRI操作和螺旋冲击是一个可能的吸积机制。然而，我们警告说，我们的模拟使用不切实际的低马赫数在这一制度，因此，未来的模型与更现实的热力学和非理想的MHD是必要的。
2016-04-04 astro-ph.SR
Incompressible Modes Excited by Supersonic Shear in Boundary Layers: Acoustic CFS Instability
我们提出了一个不稳定的激发不可压缩模式（如重力或Rossby模式）在表面的恒星吸积通过边界层。这种不稳定性通过在边界层的圆盘中发出声波来激发恒星模，该声波携带的能量和角动量通量与恒星模的能量和角动量密度的符号相反。我们称这种不稳定性为声学CFS不稳定性，因为它直接类似于旋转恒星上以引力波形式发射能量激发模式的欧拉-弗里德曼-舒茨不稳定性。然而，声学CFS不稳定性与其对应的引力波不同之处在于，声波传播的流体介质（即，吸积盘）通常比产生不可压缩模式的恒星旋转得更快。由于这个原因，不稳定性甚至可以对存在吸积盘的非旋转恒星起作用。我们讨论了我们的结果在吸积黑洞和中子星系统中的高频准周期振荡和激变变星中的矮新星振荡中的应用。
2016-10-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Angular Momenta, Magnetization, and Accretion of Protostellar Cores
基于我们以前的流体动力学研究的角动量的云核形成在引力坍缩的恒星形成的分子气体在我们以前的工作中，我们现在检查核心的性能假设理想的磁流体动力学（MHD）。使用相同的汇补丁实现的\emph{Athena} MHD代码，我们的特点的核心的统计特性，包括质量吸积率，特定的角动量，磁场和自旋轴之间的对齐的核心上的$0.1 \ \mathrm{pc}$规模。我们的模拟再现了观察到的磁场强度和气体密度之间的关系，表明磁场可以帮助校准低密度流，并帮助种子的位置的对流结构。与我们以前的纯流体动力学模拟一致，恒星（汇）在细丝的异质环境中形成，这样到核心上的吸积是高度偶发性的，导致短期的变化，但没有长期的单调增长的特定角动量。通过对原恒星核特性和行为的统计表征，我们的目标是为建立更现实和自洽的盘形成模型提供一个起点，帮助解决磁场是否可以阻止在理想MHD极限下（大）拱星盘的发展。
2020-03-30 astro-ph.GA astro-ph.SR
Angular momentum transport in the convection zone of a 3D MHD simulation of a rapidly rotating core-collapse progenitor
Kyoto University（京都大学）；RIKEN（理化学研究所）；Keele University（基尔大学）；Monash University（莫纳什大学）
本文研究了三维磁流体动力学模拟中快速旋转核心坍缩前体的对流层角动量传输，发现磁角动量传输方向与对流氧壳的罗斯比数相关，并首次构建了基于恒星演化模型的1D角动量传输模型。
2026-03-27 astro-ph.SR
The first 3D MHD core-collapse progenitors II: Rotation, magnetic-field amplification, and magnetic topology
Universitat de València（瓦伦西亚大学）；Keele University（基尔大学）
通过三维磁流体动力学模拟，研究快速自转磁化前身星在核坍缩前的角动量分布、磁场放大和磁拓扑，发现对流区驱动角动量重新分布并放大磁场，为磁转动核坍缩模拟提供更真实的初始条件。
2026-05-21 astro-ph.SR
Angular Momentum Transport and Variability in Boundary Layers of Accretion Disks Driven by Global Acoustic Modes
吸积盘吸积到弱磁化的中心物体上，例如恒星，不可避免地伴随着表面附近边界层的形成，其中物质从盘的高超声速轨道速度减慢到恒星的旋转速度。我们进行高分辨率的二维流体动力学模拟在赤道平面的天体物理边界层的目的是探索非轴对称结构，形成那里的动力学。我们一般发现，在边界层的超音速剪切激发非轴对称准稳态声学模式，被困在表面之间的恒星和Lindblad共振盘。这些模式旋转在一个旋转的方式，是稳定的数百个轨道周期，并有一个模式的速度是小于和数量级的旋转速度在磁盘的内边缘。这些固有的全局模式的起源是密切相关的系统中的共转放大器的操作。弱激波中声模的耗散为角动量和质量输运提供了一种通用机制，即使在纯流体动力学（即非磁化）边界层中也是如此。我们讨论了可能的影响，这些被困模式解释的变化，在吸积紧凑的对象。
2012-09-30 astro-ph.SR
Acoustic emission from magnetic flux tubes in the solar network
我们提出的三维数值模拟的结果，调查波的激发在磁网络的太阳由于足点运动的磁通量管。我们认为运动，通常模仿颗粒抖振和涡流，并实现它们作为驱动运动的基础上的通量管。驱动运动在通量管内产生各种MHD模式，并在周围介质中产生声波。本文研究了高层大气对下层光球运动的响应以及通量管在引导波中的作用。我们计算的声能通量在不同的波模式跨越不同的边界层定义的等离子体和磁场参数，并检查观测色球和日冕加热的影响。
2013-04-18 astro-ph.SR
Unveiling the Dynamics of Dense Cores in Cluster-Forming Clumps: A 3D MHD Simulation Study of Angular Momentum and Magnetic Field Properties
通过自引力等温三维MHD模拟对比单个旋转团块与碰撞团块，研究致密核对母团块角动量和磁场的继承规律及其动力学状态。
2023-08-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Small-scale chromospheric spectropolarimetric observables in the internetwork from a 3D radiative MHD model
磁场的存在对于通过太阳大气层传输能量是至关重要的。新一代的望远镜将为磁场如何进入色球层及其在太阳大气能量平衡中的作用提供新的见解。本文采用Bifrost程序计算了一个高空间分辨率（4~km）的太阳大气三维辐射MHD数值模式。该程序求解了沿磁场线的非格雷和非LTE辐射转移和热传导的完整MHD方程。该模型显示了互联网络中的较低色球层（一个由磁声冲击主导的区域，等离子体β大于1）如何能够原位产生磁场Martinez-Sykora等人2019。我们已经合成了全偏振斯托克斯轮廓从这个模型的几个谱线形成的光球和色球。这些合成剖面说明了DKIST和IRIS预期的可观测量类型。我们的工作为如何解释这些天文台的观测提供了见解。我们发现，为了分辨色球磁观测值，关键是要补偿多普勒频移，而不是使用固定的波长范围。
2022-11-15 astro-ph.SR
The coronal power spectrum from MHD mode conversion above sunspots
本文利用 2.5D MHD 模拟研究黑子大气中 p 模式向上传播导致的双重模式转换，揭示重力分层的频率滤波使日冕 Alfvénic 波功率谱峰值向更高频率移动。
2025-01-06 astro-ph.SR
Three-dimensional MHD wave propagation near a coronal null point: a new wave mode decomposition approach
本文提出了一种新的MHD波分解方法，克服了现有波识别方法的局限性。我们的方法允许调查的能量通量在不同的MHD模式在不同的位置的太阳大气中的波产生的涡流穿过太阳大气，并通过附近的磁零。我们模拟波动力学通过日冕零配置和应用旋转波驱动器在我们的底部光球边界。为了识别与不同的MHD波模式相关联的波能量通量，我们采用了波分解方法，该方法能够唯一地区分不同的MHD模式。我们提出的方法利用三维空间中单个磁场线的几何形状来分离与三种基本MHD波相关的速度扰动。我们的方法波识别是一致的，与以前的通量面为基础的方法，并给出了预期的结果，在各个位置的零配置的波能量通量。我们发现，无处不在的涡流激发MHD波，有助于显着的坡印亭通量在太阳日冕。阿尔文波能通量在扇面积累，快波能通量在零点附近积累。有一个强大的电流密度积聚在脊柱和fansurface.The建议的方法具有优势，以前使用的波分解方法，因为它可以在现实的模拟或磁外推，以及在真正的太阳观测，只要三维场线形状是已知的。磁声波在零附近的能量通量的增强可能对射流和脉冲等离子体流的形成有重要的影响。
2022-01-24 astro-ph.SR
Does misalignment between magnetic field and angular momentum enhance or suppress circumstellar disk formation?
通过理想和非理想MHD模拟研究了分子云核的磁场$\magB$与分子云核的角动量$\Jang$之间的错位对引力坍缩过程中角动量演化的影响.对于非理想效应，我们考虑了欧姆扩散和双极扩散。以前的研究认为，错位报告定性矛盾的结果。在不同的研究中，磁制动被报告为通过未对准而被加强或削弱。我们通过改变稳定性参数$α$来模拟云核坍缩在考虑磁扩散和不考虑磁扩散的情况下，非理想MHD模拟显示了用$θ=0^\circ$计算的地核中心角动量。（$\Jang \parallel \magB$）总是大于使用$θ=90^\circ$的情况（$\Jang \perp \magB$），独立于$α$，这意味着拱星盘更容易形成在核心与$θ=0^\circ$。与此相反，理想的MHD模拟表明，核心的中心角动量与$θ=90^\circ$是大于与$θ=0^\circ$小$α$，并小于大$α$。检查的流体元素的角动量演化揭示了三种机制有助于角动量的演化：（一）磁制动在等温塌缩阶段，（二）选择性吸积的快速（$θ=90^\circ$）或缓慢（$θ=0^\circ$）旋转的流体元素的中心区域，和（iii）磁制动在第一个核心和磁盘。理想和非理想模拟之间的差异来自（iii）的不同效率。
2018-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Coronal Structure of AB Doradus
我们进行了一个数值模拟的日冕的年轻，快速旋转的K0矮AB Doradus使用全球MHD模型。该模型由使用塞曼多普勒成像构建的径向磁场的表面图驱动。我们发现，恒星日冕的全球结构是由强烈的方位角纠缠的磁场由于快速旋转。MHD的解决方案使我们能够计算现实的阿尔文面，因此，我们可以估计恒星的质量损失率和角动量损失率，而不进行过度的理论简化。我们考虑三种情况下，参数化的基础密度的电晕，跨越系统的可能的解决方案的范围。我们发现，总的来说，质量和角动量损失率高于太阳的情况下，质量损失率高10至500倍，和角动量损失率可以高达$3\times{10}^4$高于今天的太阳值。我们的模拟表明，该模型可以用来约束恒星系统的宽参数空间。它还表明，MHD方法可以提供更多的信息，物理系统比常用的位场外推。
2010-07-25 astro-ph.SR
Efficiency of MHD Wave Generation in Weakly Ionized Atmospheres
该研究针对弱电离大气中双流体等离子体的MHD波产生效率问题，通过十维谱分析发现激发效率依赖初始流差模式能量分配，电荷速度激发低效而磁场扰动激发高效，并给出高碰撞频率区的解析本征解。
2023-06-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Reflection Of Propagating Slow Magneto-acoustic Waves In Hot Coronal Loops : Multi-instrument Observations and Numerical Modelling
磁流体慢波是研究日冕结构和动力学的重要工具。本文报道了利用HINODE和SDO/AIA上的X射线望远镜（XRT）观测到的热日冕环中反射纵波的结果。据我们所知，这是从XRT和AIA同时看到的第一份此类报告。该波出现在其中一个足点处发生微耀斑之后。我们估计的密度和温度的环等离子体进行DEM分析的AIA图像序列。估计的传播速度与当地声速相当或低于当地声速，这表明它是一种传播慢波。在每种情况下，强度扰动幅度随着扰动沿着环移动而非常迅速地下降，并且在一次或多次反射之后最终消失。为了检查这些反射特征与获得的回路参数的一致性，我们进行了2.5D MHD模拟，该模拟使用从我们的观察中获得的参数作为输入，并进行了正演模拟以合成AIA 94~ 2000图像。通过对合成图像的分析，我们得到了与真实观测相同的观测量性质。从分析中我们得出结论，足点加热可以产生慢波，然后在日冕环中来回反射，然后消失。对模拟数据的分析表明，这种阻尼的主要因素是各向异性热传导。
2016-05-20 astro-ph.SR
Tayler instability of toroidal magnetic fields in MHD Taylor-Couette flows
研究了两个无限长圆柱绕同一轴线旋转时，在环形磁场作用下，均匀密度不可压缩流体的非轴对称“扭结型”Tayler不稳定性（TI）。结果表明，对于静止圆柱，不稳定模式的临界哈特曼数不依赖于Pm。通过刚性旋转的不稳定性被抑制的临界比的旋转速度和阿尔芬速度的字段（仅）稍微取决于磁普朗特数Pm。当Pm=1时，TI的转动猝灭达到最大值。如果旋转不是太快，则具有负剪切（即dΩ/dR<0）的旋转定律强烈地使环向场不稳定。对于足够高的旋转雷诺数，非轴对称磁不稳定性的抑制总是占主导地位。不稳定性的角动量输运与剪切相关，因此可以定义涡动粘性，这被证明是正的。对于负剪切，微扰的麦克斯韦应力对角动量输运有显著的贡献。我们还展示了实验室TI实验的可能性，实验室TI实验是用充满钠或镓等流体金属的宽间隙容器进行的。甚至旋转稳定的效果也可以在实验室中用仅几千欧的电流再现。
2009-03-23 astro-ph.SR
Numerical Simulation of Excitation and Propagation of Helioseismic MHD Waves in Magnetostatic Models of Sunspots
我们提出了比较的数值模拟的MHD波的传播，激发亚光球扰动，在两个不同的（“深”和“浅”）静磁模型的太阳黑子。“深”太阳黑子模型扭曲的波前的形状和它的振幅比“浅”模型更强。对于这两个太阳黑子模型，表面重力波（f-模式）的影响，太阳黑子强于声学p-模式。太阳黑子内部的波振幅取决于磁场的光球强度和源到太阳黑子轴的距离。对于距黑子中心9 μ m处的源，波前通过黑子中心时，波振幅增大。当源距为12 μ m时，黑子内部的波幅总是小于黑子外部的波幅。在距黑子中心距离相同但磁场强度不同的模型中，黑子内部的波幅值随磁场强度的增加而增加。模拟结果表明，与均匀倾斜的背景磁场的情况下，p-和f-模式波没有空间分离的磁场是强烈的不均匀的太阳黑子内。这些性质必须考虑到解释的观测MHD波通过太阳黑子区。
2010-02-05 astro-ph.SR
Fast magnetic wave could heat the solar low-beta chromosphere
磁流体动力学（MHD）波是加热太阳色球层的候选者，尽管仍然不清楚哪种波的模式在加热中占主导地位。利用二维辐射MHD模拟方法研究了MHD波在太阳色球宁静区的传播。我们利用激波前沿气体压力与磁压的关系来识别激波的模式，并通过熵跃变计算其对应的加热率，从而对色球层中的波加热过程有一个定量的了解。结果表明，快磁波对低β色球层的加热是重要的。低β快磁波是由高β快声波通过穿过均分层的模式转换产生的。通过激波传播方向与色球磁场之间的大攻角实现了有效的模式转换。
2021-07-29 astro-ph.SR
Origin of Deep Acoustic Sources Associated with Solar Magnetic Structures
人们普遍认为，太阳声（p）模式激发近地表湍流运动，特别是，由下沉气流和相互作用的旋涡在颗粒间通道。最近对太阳动力学观测数据的分析（Zhao等人，2015）揭示了太阳黑子周围的快速移动波，这与太阳黑子下方约5 Mm处激发的磁声波一致。我们分析了具有自组织孔隙状磁结构的太阳磁对流的3D辐射MHD模拟，并确定了该结构内外的600多个单独的声学事件。通过一个案例一个案例的研究，我们发现，周围的磁性结构，声源与下降气流。它们的深度与下沉气流速度和磁场有关。下沉气流往往能将这些物质输送到更深层。在强下沉气流或倾斜下沉气流的情况下，波阵面形状可以沿着下沉气流伸展。在磁性结构内部，声波的激发由会聚流驱动。通常，强会聚的等离子体流撞击结构边界，导致其内部的压缩，从而激发声波。声事件的深度分布的分析表明，最强的浓度在0.2 - 1毫米的表面以下的外部源和2.5 - 3毫米的结构内的激励事件。
2018-10-15 astro-ph.SR
Wave transformations near a coronal magnetic null-point
本文通过三维数值模拟研究声学p模在日冕磁零点处的传播与模式转换，发现快波在零点聚焦并产生与驱动频率二次谐波相容的电流密度振荡，表明MHD波可能是磁零点周围振荡电流耗散和准周期性能量事件的重要来源。
2023-10-26 astro-ph.SR
Realistic Numerical Modeling of Solar Magnetoconvection and Oscillations
我们已经开发了3D，可压缩，非线性辐射MHD模拟研究的影响，磁场的各种强度和几何形状的湍流对流细胞和声振荡的激发机制。结果表明，随着磁场的增加，颗粒结构发生了实质性的变化，振荡功率随频率的降低而降低。这些模拟结果再现了在活动区边界处观察到的增强的高频声发射（“声晕”现象）。在倾斜磁场的存在下，太阳对流发展的对流结构与流动集中沿磁丝，也表现出运行的磁对流波的行为，类似于最近的观测太阳黑子半影动力学从Hinode/SOT。
2009-01-29 astro-ph.SR
Protostellar Disk Formation Enabled by Weak, Misaligned Magnetic Fields
形成恒星的气体是磁化的，强磁场可以有效地传输角动量。这种现象的大多数理论模型发现，即使考虑到非理想磁流体动力学（MHD）效应，使磁场和气体解耦，它也应该阻止在大多数原恒星周围形成大的（>100 AU）旋转支撑盘。利用最近对原恒星核中磁场强度和方向的观测，我们证明了这一结论是不正确的。磁场强度的分布范围很广，在原恒星核心内，磁场和角动量矢量之间的排列基本上是随机的。通过结合磁场强度和错位数据与MHD模拟表明，磁盘的形成是预期的弱和错位的领域，我们表明，这些观察意味着，我们应该预期磁盘分数的~10 - 50%，即使原恒星仍然深深嵌入在他们的母核，即使气体是由理想的MHD。
2013-01-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
On nonlinear Alfvén-cyclotron waves in multi-species plasma
大振幅阿尔文波是空间等离子体中普遍存在的现象，也是日球层磁流体动力学（MHD）湍流的主要组成部分。作为泵浦波，它们易于产生参量不稳定性，由此它们可以产生回旋子波和声学子波。在这里，我们重新审视一个相关的过程中的框架内的多流体方程组成的许多物种的等离子体。研究了Alfvén波与声波的非线性耦合，导出了沿平均场方向传播的波的横向磁场和纵向电场的压缩波方程和耦合波方程。结果表明，轻微压缩的阿尔芬波通过感应回转半径和动能调制，对粒子施加一个电动势和一个纵向电场，该电场的电势由围绕平均场回转的粒子的横向动能的梯度给出。这又驱动沿着平均磁场的电波动（声波和离子声波），其可以非线性地反作用于横向磁场。相互耦合的阿尔文-回旋-声波因此被激发，这是一个非线性过程，可以驱动等离子体中的波能级联，并可能产生压缩微湍流。这些被驱动的电波动可能对MHD湍流的耗散产生影响，从而对太阳风中粒子的加热和加速产生影响。
2012-01-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Modeling the CO outflow in DG Tau B: Swept-up shells versus perturbed MHD disk wind
外流的起源及其对盘演化和行星形成的确切影响仍然是关键的悬而未决的问题。DG Tau B是一颗I类原恒星，伴随着旋转的锥形CO外流和结构盘。因此，它是研究这些问题的理想对象。我们的目标是描述DG Tau B外流的形态和运动学特征，以阐明其起源和对磁盘的潜在影响。我们的分析基于阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA）12 CO（2-1）以20 au角分辨率对DG Tau B的观测。我们表征三种不同类型的子结构在这个流出（拱，手指，尖）与明显的加速度。具有哈勃定律的风力驱动的壳模型无法解释这些子结构。相反，锥形流的形态学和运动学都可以用稳定的锥形磁流体动力（MHD）盘风来解释，其足点半径r 0 = 0.7-3.4 au，小磁水平臂参数λ < 1.6）和准周期性亮度增强。这些可能是由喷气弓冲击，源轨道运动所造成的25兆焦耳的同伴在50天文单位，或磁盘密度扰动通过风发射区吸积的影响。大的CO风质量通量（吸积率的四倍到中心恒星）也可以解释，如果MHD磁盘风删除了大部分的角动量所需的稳定磁盘吸积。我们的研究结果提供了最有力的证据，到目前为止，存在大量的MHD盘风在I类源与残留的下落，他们认为，初始阶段的行星形成发生在一个高度动态的环境。
2022-12-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar Disk Formation Regimes: Angular Momentum Conservation versus Magnetic Braking
通过整理27颗Class 0和I型原恒星样本并结合文献数据，本研究利用流体动力学和非理想MHD模型计算理论盘半径，发现盘半径在低质量时受流体动力学决定，高质量时受磁制动调控，从而解释了原恒星盘半径的分布特征。
2024-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
