Effects of ambipolar diffusion on waves in the solar chromosphere
色球层是太阳大气层的一个部分电离层，是光球层和日冕层之间的过渡层，光球层中的气体运动由气压决定，日冕层由磁场控制。本文研究了部分电离对二维波在具有类似太阳色球性质的重力分层磁化大气中传播的影响。我们在传播平面上采用了一个倾斜的均匀磁场，其强度适合于安静的太阳区域。所使用的理论模型是一个单一的流体磁流体动力学近似，其中离子中性相互作用的双极扩散项建模。通过离子和中性粒子之间漂移产生的电流的耗散，磁能可以转化为内能。我们使用数值模拟，在大气层底部连续驱动快速波。随着密度的减小，离子与中性粒子的碰撞耦合减弱，双极效应变得重要。在大气层底部激发的快波到达均分层后作为慢波反射或透射。当波在大气中传播时，密度下降，波变陡成为冲击波。双极扩散的主要作用是波的衰减。我们发现，在这项工作中选择的参数，双极扩散影响的快波之前，它被反射，阻尼更明显的波在垂直于磁场的方向上发射。慢波受双极效应的影响较小。阻尼随着较短的周期和较大的磁场强度而增加。由非线性效应和在均分高度处产生的不同类型波的叠加产生的小尺度被双极扩散有效地衰减。
2021-05-21 astro-ph.SR
Convergence study of ambipolar diffusion in realistic simulations of magneto-convection
本文通过不同分辨率和磁化强度的三维太阳磁对流模拟，研究双极扩散对色球层加热的影响，发现提高分辨率可增加磁能，且双极扩散使等离子体在1200秒后平均升温约600 K。
2025-03-24 astro-ph.SR
Ambipolar diffusion in superfluid neutron stars
本文重新考虑了中子星核中的磁场扩散问题。我们将恒星建模为由中子、质子和电子的混合物组成，并允许粒子反应和物种之间的二元碰撞。我们的分析与Goldreich & Reisenegger（1992）的分析基本相同，我们满足于对磁扩散时间尺度的粗略估计，而不是对某些特定场几何的精确求解。然而，我们的工作在一个关键方面改进了以前的处理：我们允许中子星物质中的超流性。我们发现，随之而来的相互摩擦力，耦合的中子和带电粒子，以及粒子碰撞和反应的抑制，极大地影响双极磁场扩散时间尺度。特别是，超流性的增加意味着，在这些物体的寿命时间尺度上，磁星核心不太可能存在双极扩散，这与在磁星中通常观察到的耀斑活动建模中经常做出的假设相矛盾。我们的工作表明，如果衰减的磁场确实是磁星活动的原因，那么磁场演化很可能发生在核心之外，并且可能代表恒星地壳中的霍尔/欧姆扩散，或者除了标准双极扩散之外的机制是活跃的，例如由于中子涡旋和磁通管之间的相互作用而导致的通量排出。
2011-01-10 astro-ph.SR
Ambipolar diffusion in the Bifrost code
双极扩散是与部分电离等离子体中带电粒子和中性粒子之间漂移有关的物理机制，在许多不同的天体物理系统中是关键。然而，了解其影响是具有挑战性的，由于有关的微物理方面的基本不确定性和强大的约束，它施加在数值模拟。我们的目的是引入一个数值工具，使我们能够解决涉及双极扩散的复杂问题，此外，偏离电离平衡是重要的或需要高分辨率。该工具的主要应用是太阳大气计算，但这里介绍的方法和结果也可能对其他天体物理系统产生潜在影响。我们已经开发了一个新的模块恒星大气彩虹代码，提高其计算能力的双极扩散项的广义欧姆定律。该模块包括，除其他事项外，碰撞条款足以在太阳色球层最冷的地区的过程。作为该模块的一个关键功能，我们已经实现了超级时间步进（STS）技术，允许计算的重要加速。我们还引入了超扩散项来保证代码的稳定性。我们表明，在太阳大气中的双极扩散系数有一个准确的值，它是必要的，包括作为原子元素的状态方程中不仅氢和氦，但也主要的电子供体，如钠，硅和钾。此外，我们建立了一系列的标准，以建立一个自动选择的自由参数的STS方法，保证最佳的性能，优化双极扩散计算的稳定性和速度。我们验证STS的实施与自相似的分析解决方案进行比较。
2020-04-24 astro-ph.SR
Nonequilibrium ionization and ambipolar diffusion in solar magnetic flux emergence processes
磁通量的出现已被证明是释放各种太阳现象的关键机制。然而，仍然有悬而未决的问题，通过大气中的磁化等离子体的上升，主要是在色球层，在那里的等离子体偏离局部热力学平衡（LTE）和部分电离。我们的目标是调查的非平衡（NEQ）电离和重组和分子形成的氢，以及双极扩散的动力学和热力学的磁通出现过程的影响。利用Bifrost程序，我们进行了从对流区到日冕的磁通量出射的2.5维数值实验。实验内容包括氢原子的NEQ电离和复合、氢分子的NEQ形成和离解以及广义欧姆定律的双极扩散项。我们的实验表明，LTE的假设大大低估了电离分数在大部分出现的区域，导致人为增加的双极扩散，因此，在加热和温度相比，发现当考虑到NEQ的影响对氢离子的人口。我们看到，LTE也高估了出现的区域内的H2分子的数密度，从而错误地放大了在通量出现过程中的热能的H2分子形成的放热贡献。我们发现，双极扩散不显着影响的总无符号出现的磁通量的量，但它是重要的冲击，跨越出现的区域，加热等离子体的特征时间范围从0.1到100秒。我们还简要讨论了在状态方程中包括比氢重的元素的重要性，以免高估双极扩散在大气中的作用。
2019-12-02 astro-ph.SR
Asymptotic, non-linear solutions for ambipolar diffusion in one dimension
我们研究了双极扩散的非线性过程（磁通量和带电粒子相对于中性粒子的联合输运）对一维几何结构中非均匀磁场的长期行为的影响。我们的主要重点是中子星（特别是磁星）内部的磁能耗散，但我们的结果有更广泛的应用，特别是星际介质和磁通量从崩溃的分子云核心的损失。我们的系统是一个弱电离等离子体，其中中性粒子和带电粒子可以通过核β衰变（或电离-复合过程）相互转化。在“弱耦合”的限制下，磁场的演化受β衰变速率的控制，可以用一个非线性的偏积分微分方程来描述。在相反的“强耦合”状态下，演化受粒子间碰撞控制，并且可以通过非线性扩散方程建模。我们的数值计算表明，在这两个制度，双极扩散往往会扩散的磁通量，但是，相反的正常欧姆扩散，它产生尖锐的磁场梯度与相关的电流片周围的磁场是弱的那些区域。
2010-06-24 astro-ph.SR
Simulations of chromospheric heating by ambipolar diffusion
我们提出了一种机制，有效加热的太阳色球层，非理想等离子体效应的基础上。该机制的工作需要三个因素：（1）中性原子的存在;（2）非势磁场的存在;（3）等离子体碰撞耦合的降低。由于碰撞耦合的减少，中性组分和电离组分之间出现净相对运动，通常称为“双极扩散”。与经典的MHD情况相比，这导致电流耗散的显著增强。我们认为，在这种情况下，电流耗散能够提供足够的能量，在几分钟甚至几秒的时间尺度上加热色球层几kK。在本文中，我们表明，这种能量供应可能足以平衡色球层的辐射能量损失。
2012-02-10 astro-ph.SR
Formation of Magnetized Prestellar Cores with Ambipolar Diffusion and Turbulence
利用三维数值模拟研究了湍流巨分子云星前核形成过程中磁场和双极扩散的作用。我们的模拟集中在一个GMC内的会聚流产生的冲击层，并调查不同的电离和上游流和磁场之间的角度。我们还包括理想的磁流体动力学（MHD）和流体动力学模型。从我们的模拟中，我们确定了数百个自引力核心，形成于1百万年内，质量M ~ 0.04 - 2.5太阳质量，大小L ~ 0.015 - 0.07 pc，与核心质量函数（CMF）峰值的观测结果一致。平均值为M = 0.47太阳质量，L = 0.03 pc。核心质量和大小不取决于电离或上游磁场方向。相反，质量与磁通量的比率随着较低的电离而增加，从临界值的两倍到四倍。对于低电离的较高的质量-通量比是当冲击层第一次形成时增强的瞬态双极扩散的结果。然而，双极扩散不是形成低质量超临界核所必需的。对于理想的MHD，我们发现类似的质量，其他情况下。这些质量比在冲击后环境条件下定义磁超临界球体的值低1 - 2个数量级。这种差异是沿场线各向异性收缩的结果，这在理想MHD和扩散模拟中都很明显。我们解释我们的数值研究结果使用一个简单的缩放参数，这表明引力临界核心质量将取决于声速和平均湍流压力的云，无论磁效应。
2014-03-03 astro-ph.SR
Ambipolar Diffusion in Action: Transient C shock Structure and Prestellar Core Formation
我们分析了在巨分子云中普遍存在的条件下稳定的和随时间变化的C激波的性质。对于稳定的C冲击，我们表明，电离平衡举行，并使用数值积分，以获得介导的双极扩散作为密度，流入速度，磁场，和电离分数在云中的函数的激波厚度。我们的公式也同意基于离子中性动量交换的分析估计。利用含时的数值模拟，我们表明，C冲击有一个瞬态阶段时，中性粒子的压缩比磁场强得多。瞬态阶段的持续时间由中性离子碰撞时间设定，t_AD ~ L_shock/v_drift ~ 0.1 - 1 Myr。这种瞬变产生了质量-磁通量比的强烈增强。在有利的条件下，超临界星前核可能会形成，并迅速崩溃的结果，磁通量损失在瞬态阶段的C冲击。
2011-10-07 astro-ph.SR
Formation of collapsing cores in subcritical magnetic clouds: three-dimensional MHD simulations with ambipolar diffusion
采用三维磁流体动力学模拟方法研究了亚临界分子云的引力驱动碎裂过程，发现只要施加磁通量冻结，引力驱动碎裂过程是稳定的.模拟结果表明，在一个初始亚临界云的核心一般是逐渐发展的双极扩散时间，这是大约几个$\times 10^7$年在一个典型的分子云。另一方面，超音速非线性流加速了亚临界云中坍缩核的形成。我们的参数研究表明，核心的形成发生更快的云的初始流速的强度增加。我们发现，核心的形成时间大致成正比的平方根的倒数的增强密度所产生的超音速非线性流。的密度依赖性是类似的，在准静态收缩磁支持的云，虽然核心形成的条件是由我们的模拟中的非线性流动。我们还发现，如果云是高度亚临界的，加速形成时间并不强烈地依赖于磁场的初始强度。我们的模拟表明，在我们的模型亚临界云的核心形成时间是几个$\times 10^6$年，由于存在大规模的超音速流（$\sim 3$倍音速）。一旦坍缩核心形成，核心的密度、速度和磁场结构并不强烈地依赖于速度波动的初始强度。芯的下落速度为亚音速，磁场线呈弱沙漏形。
2010-12-28 astro-ph.SR
Ambipolar diffusion in low-mass star formation. I. General comparison with the ideal MHD case
在本文中，我们提供了一个更准确的描述星前核心崩溃过程中的磁通量重新分配的演变，包括磁流体力学（MHD）方程中的电阻项。我们特别关注双极扩散的影响。我们使用自适应网格细化代码RAMSES进行这样的计算。计算双极扩散项所需的介电系数是使用带电、中性和颗粒物质的简化化学网络计算的。包含双极扩散导致在芯附近形成磁扩散屏障，防止磁通量在芯中和芯周围的积累以及大于0.1G的场的放大。理想和非理想MHD模型之间的质量和半径的第一拉森核心保持相似。这个扩散平台对磁制动过程有着至关重要的影响，允许形成磁盘结构。当使用非理想MHD时，在理想MHD模型中发射的磁支持流出被削弱。与理想的MHD的初始旋转轴和磁场方向之间的不对准不会显着影响的结果，对于一个给定的亩，表明物理耗散真正占主导地位的数值扩散。我们证明了严格的限制，理想的MHD形式主义，产生非物理的行为，在系统的长期演化。这包括外流内部的反向旋转，交换不稳定性，以及由数值扩散引发的通量重新分布，在非理想MHD中没有观察到。在我们所有的非理想MHD模拟中，都形成了开普勒速度分布，最终质量和尺寸取决于初始磁化强度。这范围从几个0.01太阳质量和20-30 au的最磁化的情况下（mu=2）到0.2太阳质量和40-80 au的较低磁化（mu=5）。
2015-10-21 astro-ph.SR
Magnetorotational instability in magnetic diffusion dominated accretion discs
我们研究了部分电离的，差分旋转，扩散盘线程的方位角和垂直磁场的稳定性。在存在轴对称波动的情况下，这种圆盘的一般稳定性准则可以纯粹用双极和霍尔扩散系数来表示。它示出的磁盘是magnetorotationally不稳定的，如果缩放的双极和霍尔扩散率的总和大于一些数值常数所确定的旋转轮廓的磁盘。这个准则表明，扩散盘总是不稳定的几乎径向波动。场的几何形状和波矢量的几何形状（一起封装在拓扑因子$g$中）起着双重作用，不仅在双极-欧姆主导的盘中辅助MRI，而且使霍尔-双极扩散平面中的稳定区域不稳定。
2012-02-22 astro-ph.SR
Influence of ambipolar and Hall effects on vorticity in 3D simulations of magneto-convection
本文介绍了三维模拟的太阳磁对流，包括双极扩散和霍尔效应的联合作用的分析结果。三个模拟运行进行了比较：一个包括双极扩散和霍尔效应;一个只包括双极扩散;和一个没有这两种效果。在湍流局部发电机的作用下，磁场从初始磁场被放大到饱和水平。在每一种情况下，我们研究2小时的模拟太阳时后，当地发电机达到饱和状态。我们分析的功率谱的涡度，磁场波动和负责运输的垂直或水平扰动的磁坡印亭通量的不同组成部分。我们的初步结果表明，双极扩散产生了强烈的减少涡度在色球上层，它消散的涡扰动转换成热能。霍尔效应则以相反的方式起作用，强烈地增强了涡度。当包括霍尔效应时，模拟中的磁场平均而言变得更加垂直，并且产生了长寿命的通量管状结构。我们追踪了单个磁结构，研究了它的演化模式和磁场增强，以及它们与霍尔效应的可能关系。
2020-09-21 astro-ph.SR
The role of ambipolar heating in the energy balance of solar prominences
Universitat de les Illes Balears（巴利阿里群岛大学）；Institut d’Aplicacions Computacionals de Codi Comunitari (IAC3)（公共代码计算应用研究所）
本文研究了反极扩散在日珥能量平衡中的作用，通过一维模型探讨了反极加热如何补偿辐射损失并产生稳定的中性流。
2026-03-17 astro-ph.SR
The relevance of ambipolar diffusion for neutron star evolution
我们研究强磁化中子星中的双极扩散，特别关注中微子反应速率的影响和超流/超导转变在中子星核心的影响。对于轴对称磁场的配置，我们确定的偏差从$β-$平衡诱导的磁力和计算的速度缓慢，准静态，双极漂移。我们研究的温度依赖性的速度模式，并清楚地确定过渡到一个主要的螺线管流。对于没有超导/超流成分的恒星和典型磁星强度的混合极-环磁场，我们发现双极扩散进行得足够快，只有在低的核心温度，$T \lesssim 1-2\times10^8$ K对磁场演化有显着的影响。当中微子发生快速反应时，双极扩散的时间尺度明显变短，因为平衡部分磁力与压力梯度的可能性降低了。我们还发现短的双极扩散时标的情况下，超导核心的$T \lesssim 10^9$ K，由于质子和中子之间的相互作用减少。在最有利的情况下，与快速中微子反应和超导核心，双极扩散的结果在平流速度为几公里/kyr。这种速度可以在很大程度上重组磁星核心中的磁场，其方式只能通过动力学模拟来证实。
2016-11-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Systematic 2.5 D resistive MHD simulations with ambipolar diffusion and Hall effect for fast magnetic reconnection
该研究通过2.5维电阻MHD模拟，探究霍尔效应与双极扩散对快速磁重联的作用，发现双极扩散可显著提升重联通量与重联率，提高能量转换效率。
2024-10-08 astro-ph.SR gr-qc physics.plasm-ph
Ambipolar Diffusion Heating in Turbulent Systems
分子云中气体的温度是决定恒星形成特征质量的关键因素。双极扩散（AD）被认为是弱电离分子云中最重要的加热机制之一。在这项工作中，我们研究了AD加热率使用2流体湍流模拟，并将其与整体加热率由于湍流耗散。我们发现，对于观测到的分子云，通常具有约1（Crutcher 1999）的阿尔芬马赫数和约20（McKee等人，2010）的AD雷诺数，约70%的总湍流耗散是AD加热的形式。AD对能量耗散的长度尺度有重要影响：当AD加热强烈时，级联中的大部分能量被离子中性漂移去除，相对少量的能量使其下降到小尺度。我们推导出AD加热速率的关系，该关系描述了我们的模拟结果在两个因子内。湍流耗散，包括AD加热，一般是不太重要的宇宙射线加热分子云，虽然有大量的散射。
2012-10-02 astro-ph.SR
Joint action of Hall and ambipolar effects in 3D magneto-convection simulations of the quiet Sun. I. Dissipation and generation of waves
太阳等离子体的部分电离导致了一些非理想效应，例如双极扩散、霍尔效应和比尔曼电池效应。在这里，我们报告的第一个三维现实模拟的太阳能本地发电机，所有三个影响都考虑在内。模拟开始于已经饱和的电池种子发电机的快照，其中开发了两个新的系列：一个仅具有双极扩散，另一个还考虑到广义欧姆定律中的霍尔项。然后，模拟运行约4小时的太阳时，以达到稳定状态并改善统计数据。同时，一个纯粹的MHD发电机模拟也运行了相同的时间。以统计的方式进行比较的模拟。结果表明，双极扩散的引入使与Alfven波有关的不可压扰动的振幅减小，Poynting通量被吸收，且具有频率依赖性.而霍尔效应则导致相反的作用：在色球层中产生大量的不可压缩扰动，并观测到大量的坡印廷通量。双极扩散的模型显示，平均而言，更尖锐的电流片和稍微更丰富的快速磁声冲击的色球。考虑霍尔效应的模型在低色球层有更高的温度，在整个色球层有更强和更多的垂直磁场浓度。对高频波的研究表明，不可压缩扰动的显著功率与具有更强、更垂直的磁场和更高温度的区域有关。我们发现，在10^2秒的特征时间后，双极加热的幅度与同一位置的温度升高之间存在正相关关系。
2020-08-24 astro-ph.SR
The Singular Behaviour of Ambipolar Diffusion Revealed by 1D Cartesian Solutions
Instituto de Astrofísica de Canarias（加那利天体物理研究所）；Universidad de La Laguna（拉古纳大学）；University of St Andrews（圣安德鲁斯大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）
研究双极扩散在零点附近的1D笛卡尔解，分析非线性本征模，提出MHD代码中双极扩散求解器的测试方法。
2026-04-27 astro-ph.SR math-ph math.MP
Effect of Magnetic diffusion in the Chromosphere on the Solar Wind
本文通过显式包含欧姆与双极扩散的MHD模拟，揭示色球层非理想磁扩散会衰减阿尔文波并降低日冕温度与太阳风质量损失率，而小幅增强光球速度扰动可恢复这些量。
2024-05-08 astro-ph.SR
Collisional polarization of molecular ions: a signpost of ambipolar diffusion
磁场在许多天体物理过程的动力学中起着作用，但它们很难被检测到。在部分电离的等离子体中，磁场直接作用在电离介质上，而不作用在中性介质上，这导致它们之间的速度漂移：双极扩散。这个过程被认为是恒星形成过程中的重要过程，但从未被直接观察到。我们介绍了一种方法，可用于检测双极扩散和产生它的磁场，在那里我们利用带电和中性介质之间的速度漂移。通过使用一个有代表性的经典模型的碰撞动力学，我们表明，分子离子部分对齐时，存在的分子离子和它的主要碰撞伙伴H2之间的速度漂移。我们表明，双极扩散有力地对齐分子离子的区域密度比其临界密度，随后导致部分极化发射这些物种。我们包括一个模型HCO+和碰撞极化可以检测到的双极漂移预测的内部原恒星盘区域的数值模拟。极化矢量垂直于投影在天空平面上的磁场方向排列。
2020-06-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Tracing Turbulent Ambipolar Diffusion in Molecular Clouds
虽然通量冻结是一个很好的近似经常假设的分子云，双极扩散（AD）是不可避免的，在某些尺度。AD的尺度可能是湍流和恒星形成过程的关键参数。然而，AD的观察和模拟都是非常具有挑战性的，我们对它的了解非常有限。我们早先提出（Li and Houde 2008），离子和中性速度谱之间的差异是湍流AD的特征，可用于估计AD尺度和磁场强度。在这里，我们提出的观测证据表明，共存的离子和中性粒子的速度色散之间的差异确实与磁场强度。
2010-07-07 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Sub-Alfvenic Non-Ideal MHD Turbulence Simulations with Ambipolar Diffusion: III. Implications for Observations and Turbulent Enhancement
双极扩散（AD）被认为是在恒星形成区域发生的致密分子气体中重新分配磁通量的关键过程。我们进行了数值模拟，这一过程中的低电离区使用重离子近似。模拟是针对强场（等离子体β=0.1）和轻度超音速湍流（M=3，对应于阿尔芬马赫数为0.67）的区域。中性气体的速度功率谱从理想MHD情况下的Iroshnikov-Kraichnan谱变为激波主导流体动力学系统情况下的Burgers谱。磁功率谱显示出类似的行为。我们使用一维辐射转移程序对模拟结果进行后处理;模拟的CS J=2-1和H13 CO + J=1-0谱线的辐射表明，AD的影响原则上是可观察的。离子的线宽被观察到小于那些中性，我们确认以前的建议，这是由于AD。我们表明，AD是不太可能影响的Erasekhar-Fermi方法推断的场强，除非AD比一般观察到的更强。最后，我们提出了第一个完整的三维研究的增强AD的湍流，发现AD是加速因子2-4.5的非自引力系统的湍流水平，我们认为。
2011-09-14 astro-ph.SR
Incorporating Ambipolar and Ohmic Diffusion in the AMR MHD code RAMSES
我们已经实现了非理想磁流体动力学（MHD）的自适应网格细化（AMR）代码RAMSES，即双极扩散和欧姆耗散，作为额外的源项在理想的MHD方程。我们详细描述了如何使用自适应笛卡尔网格离散这些术语，以及如何相对于理想情况减少时间步长，以执行稳定的时间积分。我们进行了大量的测试，包括巴伦布拉特扩散测试、欧姆扩散测试、C冲击测试和阿尔芬波测试。对于后者，我们已经进行了仔细的截断误差分析，以估计我们的Goddom方案引起的数值扩散的大小，使我们能够估计可靠地解决非理想MHD效应所需的空间分辨率。我们表明，我们的计划是二阶精度，因此非常适合研究非理想的MHD效应的背景下，恒星形成和分子云动力学。
2015-10-21 astro-ph.IM astro-ph.SR
Two-dimensional Radiative Magnetohydrodynamic Simulations of Partial Ionization in the Chromosphere. II. Dynamics and Energetics of the Low Solar Atmosphere
我们使用2.5维辐射MHD模拟与彩虹代码研究离子和中性粒子之间的相互作用对色球层和覆盖日冕的影响。我们已经扩展了使用广义欧姆定律实现离子中性相互作用效应的代码功能，即，我们在感应方程中包括霍尔项和双极扩散（彼得森耗散）。我们的模型从对流层上部到日冕，光球层、色球层和过渡区部分电离。模拟结果表明，电离粒子和中性粒子之间的相互作用对这些模型层的磁热力学有重要影响：1）双极扩散使色球层温度升高，2）由于双极扩散，光球层水平磁场偶尔会扩散到色球层; 3）双极扩散集中电流，导致更猛烈的喷射和重连过程，导致3a）更长和更快的针状体的形成，3b）针状体演化期间等离子体的加热，以及3c）针状体中等离子体和磁场的去耦。我们的研究结果表明，双极扩散是理解色球层和过渡区的磁热动力学性质的一个关键因素。数值模拟已经公开，类似于以前的彩虹桥模拟。这将使社区研究现实的数值模拟与更广泛的磁场配置和物理模块比以前可能的。
2017-08-22 astro-ph.SR
On the Ambipolar Diffusion Formulation for Ion-neutral drifts in the non-negligible drift velocity limit
本文研究了放宽双极扩散中漂移速度远小于热速度的假设的后果，推导出一种新的感应方程，发现在大漂移速度极限下磁场扩散减弱且摩擦加热减少，应用于磁通量浮现模拟时显著降低了预测的漂移速度。
2024-03-25 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Three-dimensional simulations of solar magneto-convection including effects of partial ionization
在过去的几十年里，真实的3D辐射MHD模拟已经成为理解太阳等离子体和磁场之间复杂相互作用的主要理论工具。大多数这样的模拟是基于磁流体动力学的近似，没有直接考虑的结果非常低的电离度的太阳等离子体在光球层和底部色球层。大量中性粒子的存在导致等离子体与磁场的部分退耦。因此，产生了一系列非理想效应（双极扩散、霍尔效应和电池效应）。双极效应是太阳色球层的主要效应。在这里，我们报告的第一个三维磁对流，包括双极扩散和电池效应的现实模拟。使用新开发的Mancha3D代码进行模拟。我们的研究结果表明，双极扩散引起可测量的影响对流激发波的振幅在模拟中，坡印亭通量和加热的吸收和色球结构的形成。我们提供了一个较低的限制，由于双极效应的色球温度增加使用模拟与电池激励发电机领域。
2018-07-03 astro-ph.SR
2D Radiative MHD Simulations of the Importance of Partial Ionization in the Chromosphere
太阳色球层是弱电离的，电离粒子和中性粒子之间的相互作用可能对等离子体的热力学产生重大影响。我们调查的重要性，引入中性粒子使用数值2.5D辐射MHD模拟获得的彩虹代码。该模型从对流层的上层到低日冕层，并求解了非灰和NLTE辐射转移和热传导的全MHD方程。利用广义欧姆定律计算了部分电离的影响。在我们的模拟中，测试了从三种流体到广义欧姆定律所需的近似。欧姆扩散、霍尔项和双极扩散在色球层中表现出强烈的变化。当使用VAL-C模型作为估计基础时，这些不同磁扩散率的强烈变化不存在或被显著低估，这在这些类型的研究中很常见。此外，我们发现，在估计双极扩散的大小的差异出现取决于哪种方法是用来计算离子中性碰撞频率。这些差异导致不同磁扩散率项的不确定性。在色球中，我们发现双极扩散是相同的数量级，甚至大于用于稳定我们的代码的数值扩散。因此，双极扩散对模拟的大气产生强烈的影响。也许更重要的是，它表明，至少在色球域，磁对流驱动的太阳大气的自洽模拟可以准确地描述的影响的主要形式的电阻率（双极扩散）。这表明，这种模拟可能比以前假设的更接近太阳低层大气。
2012-04-26 astro-ph.SR
Disk Formation in Magnetized Dense Cores with Turbulence and Ambipolar Diffusion
磁粒子对于恒星和行星的形成都是必不可少的，但它们如何在磁化分子云核心中形成仍然存在争议。这项工作的重点是如何磁盘的形成是受湍流和双极扩散（AD），单独和组合，强调恒星形成的原恒星质量吸积阶段。我们发现，一个相对较强的，在核心尺度上的声波湍流强烈扭曲，但不完全破坏众所周知的磁致扁平伪盘，占主导地位的内部原恒星吸积流在层流的情况下，与以前的工作。湍流使形成一个相对较大的磁盘在早期或没有双极扩散，但这样的磁盘仍然强烈磁化，并没有坚持到我们的模拟结束，除非一个相对较强的双极扩散也存在。层流模拟中启用AD的磁盘倾向于重力碎片。初始湍流抑制了盘的碎裂。双极扩散通过磁通量重新分布降低星周区域的磁场强度，并使那里的磁力线在方位角上减少箍缩，特别是在后期，从而促进了盘的形成和生存。我们的结论是，湍流和双极扩散相互补充，促进磁盘的形成。在我们的模拟中形成的磁盘继承了一个相当强的磁场，从它的父母核心，与一个典型的等离子体- $β$的数量级几十或更小，这是2-3个数量级低于通常采用的数值在MHD模拟的原行星盘。为了解决这一潜在的紧张局势，需要用越来越现实的物理学对磁盘的形成和演化进行长期模拟。
2019-08-30 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Variation of the Core Lifetime and Fragmentation Scale in Molecular Clouds as an Indication of Ambipolar Diffusion
双极扩散可能在弱电离分子云致密核的形成和演化中起着关键作用。线性分析表明，即使是轻度超临界质量流量比的云的演化时间和碎片尺度显着大于水动力（牛仔裤）的值。我们利用值的碎片尺度和增长时间，对应于典型的电离分数内的分子云，并适用于上下文的观测估计寿命的星前核心，以及所观察到的数量，这样的嵌入式核心形成在一个父集群。通过改变一个单一的参数，质量流量比，在观测测量的密度范围内，我们适合的估计星前核心寿命的范围（$\sim 0.1$几百万年）确定与赫歇尔以及嵌入核心的数量在英仙座测量与亚毫米阵列（SMA）的父集群形成。我们的模型表明，星前核形成的跨临界质量-通量比和较高的密度对应于较高的质量-通量比，但归一化的质量-通量比$μ$保持在范围$1 \lesssim μ\lesssim 2$。我们的最佳拟合模型表现出$B \propto n^{0.43}$的星前核心，由于部分磁通冻结作为双极扩散的结果。
2021-04-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Heating of the magnetized solar chromosphere by partial ionization effects
在本文中，我们研究了磁化太阳色球层中存在的大部分中性原子引起的加热。中性粒子的存在，以及碰撞耦合随高度的降低，导致色球等离子体偏离经典的MHD行为。中性和电离成分之间出现相对净运动，通常称为双极扩散。与标准欧姆扩散相比，由于双极扩散的作用，色球层中电流的耗散增加了几个数量级。我们提出，一个显着的量的磁能可以被释放到色球层只是现有的力免费10- 40 G磁场。因此，我们得出结论，双极扩散是一个重要的过程，应该包括在色球加热模型，因为它有可能迅速加热色球。我们进行分析估计和数值模拟来证明这一想法。
2011-12-14 astro-ph.SR
Effects of Ohmic and ambipolar diffusion on the formation and evolution of the first cores, protostars and circumstellar discs
我们调查的形成和演化的第一个核心，原恒星，和拱星盘的三维非理想（包括欧姆和双极扩散）辐射磁流体力学模拟。我们发现，磁通量在很大程度上被去除的磁扩散在第一核心阶段和第一核心的中心的等离子体$β$变大，$β>10^4$。因此，正确处理第一核心阶段是至关重要的研究形成的原恒星和光盘。另一方面，在理想的模拟中，$β\sim 10$位于第一核心的中心。磁扩散的模拟结果表明，即使在初始磁场相对较强的情况下（云核的初始质量通量比相对于临界值为$μ=4$），星周盘也几乎在原恒星形成的同时形成。在原恒星形成时期，圆盘的半径为$r \sim 1$ AU。我们确认，该光盘是旋转支持。我们还表明，光盘是大规模的（$Q\sim 1$）和重力不稳定性可能在随后的光盘演化中发挥重要作用。
2015-06-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ambipolar diffusion: Self-similar solutions and MHD code testing. Cylindrical symmetry
双极扩散是发生在部分电离的天体物理系统中的一个过程，它赋予了欧姆定律复杂的数学和物理性质。求解磁流体动力学（MHD）方程的数值代码必须能够处理由双极扩散项在系统中自然产生的奇异性。全球的目标是计算一组理论的自相似解决方案的非线性扩散方程的圆柱对称，可用于测试MHD代码，其中包括双极扩散项。首先，根据应用数学文献中的一般方法，得到了一类非线性常微分方程的本征函数形式的理论解。相平面技术被用来集成通过奇点的零点，这对应于无限尖锐的电流片的位置。在本文的后半部分，我们考虑使用这些解决方案作为测试MHD代码。为此，我们使用了Bifrost代码，从而测试了这些解决方案的能力，以及（相反）Bifrost最近开发的双极扩散模块的准确性。所得到的解决方案构成了一个苛刻的，但仍然可行的，测试MHD代码，将双极扩散。的彩虹代码是能够再现的理论解，具有足够的精度，非常先进的扩散时间。使用该代码，我们还探讨了我们的理论解的渐近性质的时间初始扰动时，无论是小的或有限的扰动。本文所得到的函数既可作为物理解，也可作为一般MHD程序的检验。它们提供了比简单的Zeldovich-Kompaneets-Barenblatt-Pattle解决方案更严格和更一般的测试。
2022-03-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.IM
Bridging the gap: disk formation in the Class 0 phase with ambipolar diffusion and Ohmic dissipation
内容：理想的MHD模拟已经揭示了原恒星阶段的灾难性磁制动（MB），它阻止了新生原恒星周围离心盘的形成。目的：我们确定，如果非理想的MHD，包括双极扩散和欧姆耗散的影响，从一个详细的化学网络模型确定，允许磁盘形成的最早阶段的恒星形成（SF）。研究方法：我们采用轴对称薄盘近似，以解决9个数量级的长度和16的密度的动态范围，同时也计算部分电离使用多达19种在一个详细的化学平衡模型。MB是使用稳态近似，正压关系被用来捕捉热演化。结果如下：我们解决的第一和第二个核心的形成，与膨胀波在每个外围，磁扩散冲击，并在较大的半径星前陨石坑轮廓。每个区域的幂律分布可以通过分析来理解。第二个核心形成后，离心力迅速上升，当第二个核心质量为0.001MSun时，形成一个半径为10 RSun的低质量盘。在中心区域，质量流量比约为临界值的10，000倍。结论：在SF的最早阶段，由于在第一芯区域中的磁场耗散引起的MB的关闭，可以形成小的离心盘。有足够的角动量损失允许第二次坍缩直接发生，并形成一个低质量的恒星核心和周围的盘。盘的质量和大小将取决于盘内的角动量传输机制如何跟上质量落入盘上。我们估计，在早期的0级阶段，圆盘将保持<~10 AU，甚至无法被ALMA检测到。
2012-03-03 astro-ph.SR
Linear analysis of shear-flow instabilities in a prominence-corona interface with ambipolar diffusion
本文通过线性分析研究部分电离日珥与日冕界面中双极扩散对开尔文-亥姆霍兹不稳定性触发的影响，发现双极扩散具有失稳作用并降低不稳定阈值流速。
2025-05-05 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The nonisothermal stage of magnetic star formation. II. Results
在以前的论文中，我们制定的问题的形成和演变的碎片（或核心）的磁支持，自引力分子云的轴对称几何形状，占双极扩散和欧姆耗散，晶粒化学和动力学，和辐射转移的影响。在这里，我们展示了恒星形成模拟的结果，这些模拟准确地跟踪了密度超过11个数量级（从300 cm^-3到\approx 10 ^14 cm^-3）的原恒星碎片的演化，即，从早期的双极扩散-引发的碎裂阶段，通过磁超临界，动态收缩阶段和随后的磁去耦阶段，形成一个接近流体静力平衡的原恒星核心。正如Fiedler和Mouschovias（1993）所发现的，引力驱动的双极扩散导致了磁超临界核心的形成和随后的动态收缩。此外，我们还发现双极扩散（而非欧姆耗散）导致了除电子之外的所有物质与磁场的去耦，其密度为\approx 3 x 10^12 cm^-3。磁退耦先于中心恒星物体的形成，并最终在流体静力学核心之外产生磁通量的集中（“磁墙”）-Tennis和Mouschovias（2005 a，b）通过不同的方法也发现了这一点。在欧姆耗散变得比双极扩散更重要的密度（\gtrsim 7 x 10^12 cm^-3）大致相同的情况下，颗粒携带大部分电荷以及电流。星前核在半径约10天文单位的范围内仍保持盘状，其中热压力变得重要。恒星形成的磁通量问题至少在强磁性新生恒星的演化阶段得到解决，即，中心密度为\approx 10 ^14 cm^-3。流体静力核的…
2010-03-13 astro-ph.SR
The influence of thermal pressure gradients and ionization (im)balance on the ambipolar diffusion and charge-neutral drifts
本文通过扩展双极扩散系数以包含非弹性碰撞，并结合VAL3C一维模型与日珥RTI二维模拟，发现非弹性碰撞在色球层可忽略但在过渡区显著，且热压力对电荷-中性漂移的影响超过磁力。
2024-02-21 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Effect of Magnetic Fields and Ambipolar Diffusion on the Column Density Probability Distribution Function in Molecular Clouds
模拟一般显示，非自引力云具有对数正态柱密度（$Σ$）概率分布函数（PDF），而具有活跃恒星形成的自引力云在高柱密度下会形成明显的幂律尾。虽然幂律的增长可以归因于引力收缩导致凝聚核的形成，但人们经常争论所观察到的对数正态形状是否是超音速湍流的直接结果，或者甚至是否真的在分子云中观察到。在本文中，我们运行的三维磁流体动力学模拟，包括双极扩散与不同的初始条件，看看强磁场和非线性初始速度扰动的柱密度PDF的演变的效果。我们的模拟表明，柱密度PDF的云与超临界质量流量比，无论是线性扰动或非线性湍流，迅速发展的幂律尾部，使$dN/d \log Σ\propto Σ^{-α}$与指数$α\simeq 2$。有趣的是，具有次临界质量通量比的云也直接进入幂律PDF，但具有更陡的指数$α\simeq 4$。这是重力驱动的双极扩散的结果。然而，对于具有湍流谱（$v_{k}^{2} \propto k^{-4}$）的非线性扰动，亚临界云的柱密度PDF在云演化的大部分保持对数正态形状，并且仅在形成超临界气袋时，在更大的柱密度处发展出指数为$α\simeq 2$的明显幂律尾部。
2017-10-16 astro-ph.GA 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
Wave coupling in partially ionized plasmas with shear flows I. Fast-to-Alfvén transformation
本文理论研究了部分电离太阳等离子体中剪切流与MHD波的耦合，通过非模方法分析快磁声波向阿尔文波的转化，发现双极扩散显著影响能量交换效率并引入新耦合机制，并应用于太阳暗条细丝。
2025-08-06 astro-ph.SR
Thanatology in Protoplanetary Discs: the combined influence of Ohmic, Hall, and ambipolar diffusion on dead zones
原行星盘由于其低温和高柱密度而难以电离，因此受到三种“非理想”磁流体动力学效应的影响：欧姆耗散、双极扩散和霍尔效应。自磁旋转不稳定性被发现以来，磁驱动湍流的存在一直是一个中心问题。早期的模型只考虑欧姆扩散，并导致分层吸积的情况下，在磁盘中平面的磁“死”区是嵌入在磁“活跃”的表面层在距离中央原恒星物体约1-10 au。最近的工作表明，欧姆耗散和双极扩散的组合可以使两个中平面和表面层的光盘不活跃，扭矩由于磁驱动的外流需要解释所观察到的吸积率。我们重新评估这张照片进行三维数值模拟，包括，第一次，所有三个非理想的MHD效应。我们发现，霍尔效应一般可以“复活”死区，通过产生一个占主导地位的方位角磁场和大规模的麦克斯韦应力整个中平面，提供的角速度和磁场满足Ω.B > 0。随之而来的大磁压力改变了垂直密度分布，并大大增加了磁盘刻度高度超过其流体静力学值。流出是产生的，但不是解释吸积速率<10^{-7} Msun/yr所必需的。圆盘中平面内的流动基本上是层流，这表明灰尘沉降可能是有效的。这些结果表明，如果MRI是相关的驱动质量吸积在原行星盘，必须包括霍尔效应，以获得甚至定性正确的结果。
2014-04-18 astro-ph.EP 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
Kolmogorov Dissipation scales in Weakly Ionized Plasmas
在弱电离等离子体中，磁场的演化由包括霍尔效应和双极扩散项的“广义欧姆定律“描述。这些术语引入了额外的空间和时间尺度，这些尺度在磁流体动力学湍流的级联和耗散机制中起着决定性的作用。我们确定的粘性，电阻和双极耗散机制的Kolmogorov耗散尺度。等离子体，取决于它的属性和能量注入率，可以优先选择这些耗散尺度之一。从而确定磁场的假定自相似谱分布的最短空间尺度。以太阳大气部分电离层为例说明了计算结果。因此，太阳磁场的所谓自相似光谱分布的最短空间尺度是由粘性、Spizer电阻率（电子-离子碰撞）、电子-中性碰撞的电阻率和双极扩散率所给出的四个耗散尺度中的任何一个决定的。结果表明，当能量注入率较大时，双极扩散占主导地位。在部分电离的太阳大气中，磁螺旋度的鲁棒性将促进自组织涡旋结构的形成。
2009-03-23 astro-ph.SR
Dust settling and rings in the outer regions of protoplanetary discs subject to ambipolar diffusion
MHD湍流在原行星盘的尘埃动力学中起着至关重要的作用。它影响行星形成、垂直沉降，并且是最近由ALMA和SPHERE成像的大尺度轴对称结构（如环）的可能来源之一。在各种各样的MHD过程中，磁旋转不稳定性（MRI）引起了特别的兴趣，因为它提供了一个湍流源，并有可能将流动组织成径向结构。然而，盘的弱电离防止MRI被激发超过1 AU。T-Tauri圆盘中测量到的毫米级尘埃的强烈沉降也与基于理想MRI湍流的预测相矛盾。本文研究了非理想磁流体和风对尘埃动力学和沉降的影响。我们考虑一个弱电离等离子体的双极扩散表征光盘的外部区域（>1 AU）。为此，我们进行数值MHD模拟中的分层剪切盒，使用PLUTO代码。我们的模拟结果表明，毫米厘米尘埃垂直包含在一个非常薄的层，与典型的高度尺度~0.4 AU在30 AU，最近ALMA观测兼容。在水平方向上，颗粒被困在由双极扩散引起的压力最大值内，从而形成尘埃环。对于微米级的颗粒，尘埃和气体的尺度高度是相似的。在这种情况下，沉降不能用简单的一维扩散理论来解释，而是由MHD风和纬向流引起的大尺度二维环流引起的。总的来说，我们的研究结果表明，非理想的MHD效应和它们相关的风在塑造原行星盘中尘埃的径向和垂直分布方面起着重要作用。导致大量的吸积效率，非理想效应也是一个有前途的途径，以调和低湍流活动测量光盘与其相对较高的吸积率。
2018-05-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Turbulence In the Outer Regions of Protoplanetary Disks. I. Weak Accretion with No Vertical Magnetic Flux
利用局部数值模拟方法研究了原行星盘外区磁流体动力学（MHD）湍流的强度和性质，其中双极扩散是主要的非理想MHD效应。模拟包括垂直分层和假设零净垂直磁通量。我们采用了超时间步长技术，以改善扩散时间步长的柯朗限制。我们发现，在理想化的分层模拟，与一个空间恒定的双极Elsasser数上午，湍流驱动的磁旋转不稳定性（MRI）的行为在以前的非分层计算类似的方式。当Am < 1时，湍流消失，随着双极扩散的减少，湍流逐渐变得更加剧烈。当Am > 1000时，恢复了接近理想的MHD行为。在中间制度（10 < Am < 1000）双极扩散导致的MRI发电机周期和磁场结构的特征尺度的周期大幅增加。为了量化双极物理对盘吸积的影响，我们在30 AU和100 AU进行模拟，其中包括基于远紫外（FUV）电离盘模型的垂直Am剖面。这些模型开发了一个垂直分层结构类似于欧姆死区，是目前在较小的半径。我们发现，虽然表面湍流的水平可以是强的（和一致的约束在这些半径的湍流线宽），推断吸积率至少比金牛座T恒星中观察到的小一个数量级。这种差异很可能是由于在我们的模拟中假设垂直磁场为零，并表明垂直磁场是必不可少的MRI驱动的吸积在外部区域的原行星盘。
2013-01-15 astro-ph.SR
Ambipolar diffusion and the molecular abundances in prestellar cores
我们研究磁超临界和亚临界星前核之间的分子丰度的差异，进行三维非理想磁流体动力学（MHD）模拟与不同的密度和磁场强度，和后处理的结果与时间相关的气体颗粒化学代码。大多数分子物种显示出显着更多的中心耗尽在亚临界模型，由于崩溃的持续时间较长。然而，直接可观察到的量-分子与氢柱密度比-通常太相似，观测数据无法区分模型。的配置文件的N $_2$ H $^+$和HC 0 $^+$显示超临界和亚临界模型的尺度上的$0.01 \, {\rm pc}$，这可能会允许这两种情况下进行区分的定性差异。然而，这需要氢柱密度的知识，这是不能直接测量的，并且来自辐射转移建模的预测线强度分布对于这些分子是相似的。其他经常观察到的物质，如HCN和CH $_3$ OH，其谱线强度分布在不同的模型之间差异更大，因此更有希望作为云坍缩机制的示踪剂。
2019-07-05 astro-ph.GA 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
Linear Stability Analysis of a Magnetic Rotating Disk with Ohmic Dissipation and Ambipolar Diffusion
我们进行了线性分析的稳定性等温，旋转，磁性，自引力片弱电离。磁场和旋转轴垂直于薄片。我们包括一个自洽的治疗的热压力，重力，旋转，和磁（压力和张力）力与两个非理想的磁流体动力学（MHD）的影响（欧姆耗散和双极扩散）一起处理的旋转片状云或磁盘的引力不稳定性的属性。我们的结果表明，引力不稳定性总是存在一个优选的长度尺度和相关的最小时标。我们调查他们的依赖于重要的无量纲自由参数的问题：初始归一化的质量流量比$μ_0$，旋转Toomre参数$Q$，无量纲欧姆扩散率$\tildeη_{\rm OD,0}$，和无量纲中性离子碰撞时间$\tildeτ_{\rm{ni,0}}$，这是一个衡量的双极扩散。$\tildeη_{\rm OD,0}$的一个结果是，在跨临界（$μ_0 \gtrsim 1$）状态下发生不稳定性的最大优选长度尺度，定性地类似于$\tildeτ_{\rm{ni,0}}$的效果，但具有定量差异。旋转的增加导致了广义的Toomre准则（包括磁依赖性）和修改的长度尺度和时间尺度的崩溃。当非理想MHD效应也包括在内时，Toomre准则恢复到流体动力学值。我们将我们的结果应用到原恒星盘的早期嵌入阶段的属性，发现不稳定的首选规模可以显着超过热（牛仔裤）规模和峰值首选的碎片质量很可能是$\sim 10- 90 \ M_{\rm Jup}$。
2021-03-24 astro-ph.GA astro-ph.SR
Induced Core Formation Time in Subcritical Magnetic Clouds by Large-Scale Trans-Alfvénic Flows
我们澄清的机制，加速核心形成的大规模非线性流在亚临界磁云的核心形成时间，并描述导致他们的物理过程中找到一个半解析公式。最近的数值模拟表明，非线性流动诱导快速双极扩散，导致局部超临界区域，可以崩溃。在这里，我们采用非理想磁流体动力学模拟，包括双极扩散的重力分层片线程垂直磁场。其中一个水平维度被消除，从而导致更简单的二维模拟，可以澄清加速核心形成的基本过程。模拟的参数研究表明，当流速大于Alfvén速度时，核心形成时间与流速的平方成反比。我们找到了一个半解析公式来解释这个数值结果。该公式还预测，当湍流速度与Alfvén速度相当时，核心形成时间比没有湍流的时间短约三倍。
2014-08-25 astro-ph.SR
MHDSTS: a new explicit numerical scheme for simulations of partially ionised solar plasma
在部分电离的太阳大气中等离子体与磁场的相互作用经常通过单流体近似来模拟，这对于强耦合碰撞介质的情况是有效的，例如太阳光球层和低色球层。根据单流体形式主义的主要非理想效应描述的一系列额外的条款，在广义感应方程和能量守恒方程。这些效应是：欧姆扩散、双极扩散、霍尔效应和比尔曼电池效应。从单流体方程的数值解的角度来看，当双极扩散或霍尔效应占主导地位时，可能会对积分时间步长产生严格的限制，并可能损害数值方案的稳定性。在本文中，我们介绍了两个数值方案，以克服这些限制。其中第一个被称为超级时间步进（STS），它的目的是克服双极扩散项占主导地位时所施加的限制。第二种方案被称为霍尔扩散方案（HDS），当霍尔项占主导地位时使用。这两种数值技术可以一起使用，通过应用斯特朗算子分裂。本文介绍了STS和HDS计划在单流体程序Mancha3D中的实现。这些方案的验证提供了一套数值试验的数值分析的解决方案与比较。
2018-03-13 astro-ph.SR
Dust dynamics in current sheets within protoplanetary disks. I. Isothermal models including ambipolar diffusion and Ohmic resistivity
本文通过RAMSES非理想磁流体力学剪切盒模拟，研究原行星盘电流片形成及其对毫米级尘埃分布的影响，发现电流片附近尘埃占比可产生高达两个数量级的剧烈变化，为球粒形成提供可能机制。
2023-05-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
The First Estimation of the Ambipolar Diffusivity Coefficient from Multi-Scale Observations of the Class 0/I Protostar, HOPS-370
本文首次在假设盘半径由双极扩散决定的前提下，推导解析方程估算了 Class 0/I 原恒星 HOPS-370 盘边缘的双极扩散系数，发现双极扩散在该区域占主导且具有动力学重要性，为理解原恒星盘观测中的非理想 MHD 效应提供了新方法。
2024-04-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular Cloud Evolution IV: Magnetic Fields, Ambipolar Diffusion, and the Star Formation Efficiency
研究了在有磁场和双极扩散（AD）存在的情况下，星际介质中会聚的暖中性介质（WNM）流碰撞产生的巨分子云（GMC）的形成和演化，重点研究了形成中的恒星形成率（SFR）和效率（SFE）以及质量磁通比（M2 FR）的演化.我们发现：1）超临界流入流形成的云直接进行坍缩，而亚临界流形成的云首先收缩，然后再膨胀，在数千万年的尺度上振荡。2)我们的模拟套件与初始磁场强度为2，3，和4 $μ\G$表明，只有超临界或边缘临界流导致合理的恒星形成率。3)GMC的M2FR通常是时间的递增函数，其增长率取决于WNM如何将质量添加到GMC的细节。4)M2FR是云中位置的高度波动函数。5)在我们的模拟中，SFE接近平稳性，因为质量以类似的速度添加到GMC，它将质量转换为恒星。在这样一个近似稳定的制度，超临界流体萃取提供了一个代理的超临界质量分数的云。6)我们观察到浮力的低M2FR区域内的重力收缩GMCs的发生，使后者自然地分离成一个高密度，高M2FR的“核心”和一个低密度，低M2FR的“信封”，没有AD的干预。（节录）
2011-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Effect of Ambipolar Diffusion on the Non-linear Evolution of Magnetorotational Instability in Weakly Ionized Disks
我们研究了双极扩散（AD）在原行星盘中的MRI的非线性演化的作用，使用强耦合限制，这适用于当电子复合时间比轨道时间短得多。在此极限下，AD的影响由无量纲数Am表征，Am是中性粒子与离子碰撞的频率，标准化为轨道频率。我们进行了三维非分层剪切盒模拟的MRI在很宽的范围内的上午以及不同的磁场强度和几何形状。MRI湍流的饱和水平取决于磁几何形状，并随着净磁通量而增加。持续湍流的净通量有一个上限，对应于最不稳定的垂直波长小于圆盘尺度高度的要求。相应地，在给定的Am下，湍流应力α_max存在一个极大值。对于Am<1，最大应力与具有净垂直通量和环向通量的场几何形状相关联。在这种情况下，我们证实了线性分析的结果，表明增长最快的模式具有非零的径向波数的增长率超过纯垂直场的情况下。我们发现，在磁共振湍流饱和状态下，湍流应力α与等离子体β =P_gas/P_mag~1/（2 α）之间存在非常紧密的相关性，且α_max随Am的减小而迅速减小。特别地，我们引用α_max~0.007（Am=1）和α_max~0.0006（Am=0.1）。
2011-03-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
