Fluctuation dynamo amplified by intermittent shear bursts in convectively driven magnetohydrodynamic turbulence
间歇性的大规模高剪切流被发现经常发生，自发地在统计稳定的湍流Boussinesq磁流体动力学（MHD）对流的直接数值模拟。系统的能量稳定状态是由速度场的对流驱动和小尺度发电机作用维持的。具有强速度和磁剪切的流动结构的间歇性出现在比大尺度对流运动的特征时间更长的时间尺度上以升高的速率产生磁能。磁能放大的弹性表明，间歇性剪切爆发是一个重要的驱动器发电机行动在湍流磁对流。
2013-09-05 astro-ph.SR physics.comp-ph
Reconnection-Driven Magnetohydrodynamic Turbulence in a Simulated Coronal-Hole Jet
极端紫外线和X射线喷流经常出现在太阳的磁开放冕洞中，特别是在太阳高纬度地区。当这些喷流通过外日冕向内日球层传播时，白光日冕仪可以观测到其中的一些喷流，有人提出，它们会引起在太阳风中原位检测到的微流和扭转阿尔文波。为了预测和理解冠孔射流的签名，我们已经进行了详细的统计分析，这样的射流模拟自适应细化磁流体动力学模型。结果证实了三维的，reconnectiondriven磁湍流的模拟的产生和持久性。我们计算了喷流内磁涨落的空间相关性，发现它们与Müller - Biskamp标度模型吻合得最好，该模型包括通过流体动力学湍流级联耦合的各种大小的间歇电流片。磁涨落的各向异性和电流片的空间取向与非线性阿尔文波的集合一致。这些性质也反映了由重连磁场的几何形状所施加的总体准直射流结构。与湍流观测的比较表明，射流尾流中的湍流与快速太阳风中的湍流在数量上是一致的。
2016-07-13 astro-ph.SR
Data-Driven Radiative Magnetohydrodynamics Simulations with the MURaM code
本研究提出基于MURaM代码的太阳活动区数据驱动辐射MHD模拟方法，通过光球边界水平电场驱动，复现磁能累积、耀斑及日冕物质抛射过程，误差小、保真度高，助力磁场演化与观测关联研究。
2023-03-29 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic instabilities in stellar radiative regions. I. Linear study of shear-driven instabilities
Observatoire de Paris, Université PSL, CNRS, Sorbonne Université, Université Paris Cité（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，法国国家科学研究中心，索邦大学，巴黎西岱大学）；Universitat Politècnica de Catalunya, BarcelonaTech (UPC)（加泰罗尼亚理工大学）；University of Leeds（利兹大学）；Northwestern University（西北大学）
本文研究恒星辐射区中剪切驱动不稳定性，推导了磁化GSF不稳定性新标准，并验证了其在恒星演化模型中的应用。
2026-02-09 astro-ph.SR
The Dynamical Behavior of Reconnection-driven Termination Shocks in Solar Flares: Magnetohydrodynamic Simulations
在爆发性太阳耀斑中，高速重联流出流与闭合的致密耀斑环碰撞形成的终止激波（TS）被认为是等离子体加热和粒子加速的可能候选者之一。本文利用电阻磁流体动力学模拟方法研究了典型Kopp-Eklan耀斑中TS的形成和演化，详细分析了TS的动力学特征和激波强度的时空变化。本研究的重点是快速重联阶段时，等离子体团的形成和产生小尺度结构内的耀斑电流片。研究发现，一旦向下的外流与闭合磁环碰撞成为超磁声，TS就会出现，并立即变得高度动态。TS的形态可以是平坦的、倾斜的或弯曲的，这取决于流出物/等离子体团与环顶区域中的高动态等离子体之间的详细相互作用。当等离子体团穿过时，TS变得更弱，甚至可能被发育良好的等离子体团破坏，然后在等离子体团上方重建。我们还对沿激波前沿和穿过激波前沿的重要物理量进行了详细的统计分析。TS前沿的密度和温度比范围为1至3，压力比通常具有高达10的较大值。我们发现，弱的引导场并不强烈影响的马赫数和压缩比，和TS长度变得稍微大的情况下，热传导。
2018-12-04 astro-ph.SR
Data-driven Radiative Magnetohydrodynamics Simulations with the MURaM Code: the Emergence of Active Region 11158 and the X2.2 Flare
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（现代天文学和天体物理学教育部重点实验室（南京大学））
本文利用MURaM代码的数据驱动分支模拟了活跃区域11158的出现及X2.2日冕爆的爆发，展示了该方法在真实日冕环境研究中的潜力。
2026-02-18 astro-ph.SR
Three-dimensional simulation of the fast solar wind driven by compressible magnetohydrodynamic turbulence
利用三维可压缩磁流体动力学（MHD）模拟，我们再现了快速太阳风在一个直接和自洽的方式，基于波/湍流驱动的情况下。作为阿尔文扰动在其底部的自然结果，高度压缩和湍流波动产生，导致加热和加速的太阳风。功率谱和结构函数的分析表明，湍流的特点是它的不平衡（在向外阿尔芬波动的意义上）和各向异性的性质。密度波动起源于向外传播的阿尔芬波的参数衰减不稳定性，并在触发湍流的阿尔芬波反射中起着重要作用。我们的结论是，快速太阳风加热和加速的可压缩MHD湍流驱动的参数衰减不稳定性和合成阿尔芬波反射。
2019-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Data-driven Radiative Magnetohydrodynamics Simulations with the MURaM Code: Coronal Heating and Dynamics in an Emerging Active Region
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（南京大学现代天文学和天体物理学教育部重点实验室）
本文提出利用MURaM代码的数据驱动分支，模拟活动区域11640四天的演化，重现了远程观测中的日冕极紫外发射特征。通过结合理想化零β模型和辐射MHD模型，揭示了日冕加热和等离子体性质的三维细结构及MHD波动态。
2026-05-13 astro-ph.SR
Simulating the photospheric to coronal plasma using magnetohydrodynamic characteristics III: validation including gravity, flux emergence, and an eruption
National Solar Observatory（国家太阳观测台）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；U.S. Naval Research Laboratory（美国海军研究实验室）
本文提出了一种基于特征方法的数据驱动MHD模拟方法，用于模拟太阳活动区从色球层到日冕的等离子体行为，验证了该方法在包含重力、磁通量浮现和喷发等复杂因素下的准确性。
2026-01-14 astro-ph.SR
Self-organisation and non-linear dynamics in driven magnetohydrodynamic turbulent flows
采用直接数值模拟的方法研究了零螺旋度随机机械和电磁外力驱动下的磁流体动力学湍流。它示出，尽管没有螺旋的强迫，系统被吸引到自组织的螺旋状态，表现出层流行为，尽管检查雷诺数的大值。我们表明，相关时间的外力控制的时间花费在这些状态，即短的相关时间的系统保持在湍流状态，而随着相关时间的增加，系统花费越来越多的时间在自组织状态。因此，时间平均统计数据可能会受到在这些状态上花费的时间的显著影响。这些结果对于理解等离子体聚变装置以及天体物理观测中的非线性抑制具有重要的理论意义。
2014-06-11 astro-ph.SR nlin.AO nlin.CD
Periodic Coronal Rain Driven by Self-consistent Heating Process in a Radiative Magnetohydrodynamic Simulation
本文利用MURaM代码开展三维辐射磁流体动力学模拟，首次在活动区中自洽再现周期性日冕雨及强度脉动，揭示其源于热非平衡下的循环能量演化，并刻画了复杂时空分布的日冕加热率，为理解日冕加热过程提供了新模板。
2024-08-30 astro-ph.SR
Thermodynamic and Magnetic Topology Evolution of the X1.0 Flare on 2021 October 28 Simulated by a Data-driven Radiative Magnetohydrodynamic Model
本文提出纳入热传导与辐射损失的数据驱动辐射MHD模型，再现2021年X1.0耀斑及EUV波特征，并揭示外部QSL决定耀斑带终止位置。
2023-03-24 astro-ph.SR
Reconnection-Driven Energy Cascade in Magnetohydrodynamic Turbulence
本文通过三维磁流体动力学模拟发现，磁重联将电流片破碎为等离子体团链，从而形成由等离子体团增长率控制的新型湍流能量级联，使能谱变陡至-2.2并改变涡旋各向异性。
2022-10-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of Successive X-class Flares in Solar Active Region 13842 I. Dynamics of the Solar Eruption Associated with the X7.1 Solar Flare
基于数据约束的MHD模拟研究NOAA 13842活动区X7.1级耀斑，发现磁重联不仅促进磁通量绳形成，还直接增强环面不稳定性并加速其爆发。
2025-04-08 astro-ph.SR
Spatio temporal analysis of waves in compressively driven magnetohydrodynamics turbulence
采用直接数值模拟方法，研究了可压缩磁流体动力学（CMHD）方法下线性波与湍流的相互作用。进行了一组三维DNS，空间分辨率为$128^3$和$256^3$。进行了参数研究，改变音速马赫数，平均磁场和压缩性振幅的强制。的磁能的时空谱的建立和分析，允许直接识别CMHD湍流系统中的所有波模式和量化的能量在每个模式的波数的函数。因此，检测到线性波，即阿尔文波和快、慢磁声波。此外，根据马赫数或平均磁场的变化，发现不同的等离子体的响应。另一方面，利用时空谱和两种不同的积分方法，我们准确地量化了每个正常模式中存在的能量。最后，虽然观察到线性波的存在，但在所有研究的情况下，系统主要由等离子体的非线性动力学主导。
2021-07-20 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Magnetohydrodynamic simulation of the interaction between two interplanetary magnetic clouds and its consequent geoeffectiveness
利用2.5维理想磁流体动力学（MHD）模型，在日球纬向平面内对行星际多重磁云（Multi-MC）进行了数值研究。慢MC 1和快MC 2都是以不同的时间间隔先后出现在日球赤道上。两个MC的耦合可以看作是两个系统之间的综合相互作用，每个系统都包括一个MC体和它的驱动冲击。MC 2驱动激波和MC 2体依次参与与MC 1体的相互作用。动量从MC 2转移到MC 1。在MC 2驱动冲击波阵面通过后，MC 2体的推动阻止了先前被MC 2驱动冲击波压缩的MC 1介质中的磁场线的恢复。MC 1体受到前方环境太阳风最猛烈的压缩，MC 2驱动激波持续穿透MC 1体，MC 2体在MC 1尾边界处持续推挤。随着进化的进行，MC 1体受到越来越大的压缩，其原本脆弱的磁弹性变得越来越硬。当累积弹性能平衡外部压缩时，存在一个最大压缩系数。对于多MC的地球有效性，演化阶段是一个主导因素，而碰撞强度是一个次要因素。每个MC的磁弹性、磁螺旋度以及彼此之间的压缩是行星际多MC形成、传播、演化及其地球效应的关键物理因素。
2009-04-05 astro-ph.SR physics.space-ph
Data-driven Magnetohydrodynamic Simulation of the Initiation of a Coronal Mass Ejection with Multiple Stages
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Nanjing University（南京大学）；University of Maria Curie-Skłodowska（玛丽亚·居里-斯克沃多夫斯卡大学）；Observatoire de Paris（巴黎天文台）；CNRS（法国国家科学研究中心）；UPMC（皮埃尔和玛丽·居里大学）；Université Paris Diderot（巴黎第七大学）；LUNEX EMMESI Institut（卢森堡EMMESI研究所）
本研究通过数据驱动的磁流体动力学模拟，重现了日冕物质抛射的多阶段启动过程，展示了模型在预测CME起始方面的有效性。
2026-02-12 astro-ph.SR physics.space-ph
Properties of magnetohydrodynamic modes in compressively driven plasma turbulence
我们研究磁流体动力学（MHD）本征模式的性质，通过将MHD模拟的数据分解成线性MHD模式-即Alfven，慢磁声和快磁声模式。我们用螺线管和压缩驱动的混合物驱动湍流，同时改变阿尔芬马赫数（MA）、等离子体β和从亚音速到跨音速的音速马赫数。我们发现，模式混合中的快，慢模式的比例增加，增加压缩力。磁声模式的这一比例也可以成为模式混合中的主要部分。利用结构函数分析了模式的各向异性。Alfven模各向异性与Goldreich-Sridhar理论一致。当我们从低到高MA时，我们发现从弱到强的Alfvenic湍流的过渡。慢速模式属性类似于Alfven模式。另一方面，各向同性性质的快模式的情况下，其中快模式是一个显着的分数的模式混合验证。快模行为在从低MA到高MA的过程中没有表现出任何转变。我们发现有迹象表明，有一些不同的模式之间的相互作用和主导模式的属性可以影响较弱的模式的属性。这项工作确定的条件下，磁声模式可以是一个主要部分的湍流天体物理等离子体，包括制度的弱湍流。讨论了宇宙线输运和磁重联的重要天体物理意义。
2020-05-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Interactions between magnetohydrodynamic shear instabilities and convective flows in the solar interior
受太阳发电机界面模型的启发，本文探讨了对流和剪切驱动不稳定性之间复杂的磁流体动力学相互作用。首先，我们考虑在垂直磁场存在下，强迫剪切流穿过对流稳定多变层的动力学。当所施加的磁场较弱时，动力学由剪切流（Kelvin-Helmholtz型）不稳定性主导。对于较强的磁场，磁浮力不稳定性是首选。如果这个稳定的剪切层位于对流不稳定区域之下，这两个区域可以相互作用。同样，当施加的磁场非常弱时，磁场的动力学效应可以忽略不计，剪切层和对流层之间的相互作用相对较小。然而，如果磁场足够强，有利于剪切层中的磁浮力不稳定性，则形成扩展的磁通量浓度并上升到对流层中。这些磁结构对上层的对流运动有很强的破坏作用。
2009-07-29 astro-ph.SR
Three-dimensional Magnetohydrodynamic Simulation of the Formation of Solar Chromospheric Jets with Twisted Magnetic Field Lines
本文对具有扭曲磁场线的色球喷流进行了三维数值模拟。光球辐射转移和状态方程的详细处理，使我们能够模拟现实的热对流附近的太阳表面，激发各种MHD波，并产生色球喷流的模拟。在强磁场浓度以上形成一个高的色球喷流，其最大高度为10- 11 μ m，寿命为8- 10 min。磁场线在色球层中强烈纠缠，这有助于色球层喷流被洛伦兹力驱动。射流的振荡运动是其产生机制的自然结果。我们还发现，产生的色球喷流形成一个具有较细的股直径为几个毫米的集群。这些结果暗示了模拟的喷流和太阳针状体之间的密切关系。
2017-09-05 astro-ph.SR
Protostellar outflows with Smoothed Particle Magnetohydrodynamics (SPMHD)
分子云核的原恒星坍缩通常伴随着外流现象。后者被认为是由原恒星盘中心部分的磁旋转过程驱动的。虽然一些三维AMR/嵌套网格研究的流出现象，在崩溃的磁超临界致密的核心已在文献中报道，到目前为止，没有这样的模拟已经进行了使用光滑粒子流体动力学（SPH）方法。这主要是由于内在的数值困难处理磁流体力学内SPH，这只是最近才部分解决。在这项工作中，我们使用的方法，我们发展的磁场通过感应方程，增强稳定性校正和发散清洗计划。我们考虑一个太阳质量的旋转核心的崩溃，线程由一个弱磁场最初平行于旋转轴，使核心是磁超临界。我们表明，光滑粒子磁流体动力学（SPMHD）是能够处理与外流现象的磁旋转过程，并产生有意义的结果，这是在良好的协议与文献报道的结果。特别是，我们的数值方案允许定量分析的比率的演变的环向极向磁场，我们在这项工作中进行。
2011-08-04 astro-ph.SR
A 3D Simulation of a Neutrino-Driven Supernova Explosion Aided By Convection and Magnetic Fields
我们研究的影响，一个小规模的发电机在核心坍缩超新星使用的3D中微子磁流体动力学模拟的$15 M_\odot$祖。弱种子场放大指数的增益区一旦中微子驱动的对流发展，并保持主导的小尺度结构。关于反弹后的$250\, \mathrm{ms}$，增益区的场能量达到动力学均分的$\mathord{\sim} 50\%$。这支持了中微子驱动的爆炸与适度的全球各向异性的发展，这不会发生在相应的模型没有磁场。我们的研究结果表明，磁场可能在中微子驱动的超新星中发挥有益的辅助作用，即使没有快速的祖旋转。需要进一步研究超新星核心中磁流体动力学湍流的性质。
2020-08-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Resolution Dependence in Magnetohydrodynamic Simulations of Neutrino-Driven Core-Collapse Supernovae
Keele University（基尔大学）；Monash University（蒙纳士大学）
研究不同分辨率和初始磁场强度对非旋转13太阳质量前体核心塌缩超新星中冲击波复活、爆炸动力学和致密残余体性质的影响，发现更强的初始磁场和更高分辨率导致更高的爆炸能量，但冲击波复活时间与分辨率和初始磁场强度无关。
2026-04-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Beyond the $α$ model: scaling the wind-driven accretion rate in protoplanetary disks using systematic non-ideal magnetohydrodynamical simulations
Department of Earth and Planetary Sciences, Institute of Science Tokyo（东京科学地球与行星科学系）；Institute for Advanced Study and Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学高等研究院天文学系）
研究通过引入超箱尺度扩散方案，解决了局部剪切盒模拟中磁场累积问题，揭示了吸积率与等效双极Elssasser数和磁活动层厚度的幂律关系，为预测局部盘物理量下的吸积率提供了框架。
2026-07-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Nonmodal growth and optimal perturbations in magnetohydrodynamic shear flows
University of Colorado, Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；University of New Hampshire（新罕布什尔大学）
该研究揭示了在强磁场下，非模态增长机制允许扰动在有限时间内显著增长，挑战了传统关于磁流体动力学剪切流稳定性的结论。
2026-02-02 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Driving Solar Spicules and Jets with Magnetohydrodynamic Turbulence: Testing a Persistent Idea
太阳色球层包含薄的、高度动态的等离子体束，称为针状体。最近，有人提出，最小和最快的（II型）针状体与界面区成像光谱仪观察到的间歇性喷流相同。这些喷流似乎沿着根植于冕洞单极网络区域的开放磁场线向外扩展。在本文中，我们重新审视了一个三十年的想法，针状物可能是由向上的力量与阿尔芬波。这些力包括将横向阿尔芬波转换成压缩的类声波，然后变陡成冲击。由于激波向上传播引起的反复抖振引起色球层的非热膨胀和过渡区的瞬时悬浮。一些较旧的波驱动针状体模型假设正弦波输入，但太阳大气是高度湍流和随机的。因此，我们模拟这个过程中使用的输出减少磁流体动力学湍流随时间变化的模拟。所得到的模式转换的压缩波是强烈的变化，在时间上，与较高的过渡区域时发生的振幅是大的和较低的过渡区域时的振幅是小的。在这张照片中，过渡区上下跳动了几毫米，时间尺度不到一分钟。这些运动产生的色球层狭窄，间歇性的扩展，具有与观测到的喷流和II型针状体相似的性质。
2015-09-10 astro-ph.SR
The role of magnetic boundaries in kinematic and self-consistent magnetohydrodynamic simulations of precession-driven dynamo action in a closed cylinder
本研究数值模拟了进动圆柱内导电流体流动的发电机作用，对比了运动学方法与自洽三维MHD模拟，发现外部层电磁特性显著影响临界磁雷诺数，且非线性模拟揭示了小尺度发电机解及短暂的发电机爆发现象。
2025-04-04 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
A Data-constrained Magnetohydrodynamic Simulation of the X1.0 Solar Flare of 2021 October 28
2021年10月28日，太阳活动区NOAA 12887产生了一次强X1.0级耀斑，表现为X形耀斑带和圆形爆发暗条。为了了解这些特征的喷发过程中，我们进行了数据约束的磁流体动力学模拟，使用一个非线性的无力场的活动区约一个小时前的耀斑作为初始条件。我们的模拟再现了在GONG的Ha图像和SDO/AIA的304埃图像中观察到的丝状喷发，并表明两种机制可能有助于磁喷发。一种是原有磁通量绳（MFR）的环面不稳定性，另一种是MFR下新形成的磁环通过两个剪切磁弧之间的连续磁重联向上推动。SDO/AIA观测到耀斑爆发时剪切拱廊足点处1600埃的增亮，证明了这种重连的存在。为了澄清哪个过程对喷发更重要，我们进行了一个实验模拟，其中剪切场线之间的重连被抑制。在这种情况下，MFR也可能爆发，但上升速度要慢得多。我们解释这一结果表明，火山爆发不仅是由环面不稳定性驱动，但另外加速了新形成的和不断上升的磁环下连续重联。
2022-10-26 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic simulation of the 2012-July-12 CME Event With the Fluxrope-G3DMHD Model
本研究结合G3DMHD全球三维时变磁流体动力学数据驱动模型与自包含磁通量绳模型，模拟2012年7月12日朝向地球的CME演化，验证了模型可重现激波、鞘层和通量绳结构，助力空间天气预测。
2024-06-18 astro-ph.SR physics.space-ph
Legolas: a modern tool for magnetohydrodynamic spectroscopy
磁流体动力学（MHD）光谱学是许多天体物理学科的核心，从日震学到星震学，太阳日冕（环）地震学，到研究喷流、吸积盘或太阳/恒星大气中的波和不稳定性。磁流体动力学光谱量化所有线性（驻波或行波）波模式，包括过稳定（即增长）或阻尼模式，对于一个给定的配置，实现力和热力学平衡。在这里，我们提出了Legolas，一种新颖的，开源的数值代码来计算完整的MHD频谱的一维平衡与流动，平衡压力梯度，洛伦兹力，离心效应和重力，丰富的非绝热方面，如辐射损失，热传导和电阻率。控制方程在可转换坐标中使用傅立叶表示，线性方程组在重要的高度或径向变化中使用有限元进行离散化，使用相同的实现处理笛卡尔和圆柱形几何形状。一个弱的Galerkin公式的结果在一个广义的（非Hermitian）矩阵特征值问题，和线性代数算法计算所有的特征值和相应的特征向量。我们展示了大量成熟的结果，从磁化，分层大气中的p-和g-模式，在模式相关的冠状环地震学，热不稳定性和离散过稳定的阿尔文模式相关的太阳能辐射，稳定性研究天体物理喷流。我们遇到（准）帕克，（准）交换，电流驱动和开尔文-亥姆霍兹不稳定性，以及非理想的准模式，电阻撕裂模式，磁热不稳定性。高分辨率的使用为以前计算的光谱提供了新的光，揭示了尚未研究的有趣的光谱区域。
2021-06-01 astro-ph.SR
Coronal Loop Heating by Nearly Incompressible Magnetohydrodynamic and Reduced Magnetohydrodynamic Turbulence Models
光波和湍流在光球层之外的传输是日冕加热问题的核心。采用近不可压缩磁流体动力学（NI MHD）理论模拟了宁静日冕中的湍流，描述了低频湍流在开放磁场区的输运。它描述了耦合的多数准二维和少数板组件的演变，驱动的磁地毯和平流的亚音速，亚Alfvenic流从较低的日冕。本文将NI MHD湍流传输模型与日冕MHD模型耦合，研究日冕环中的加热问题。在一个现实的基准日冕环问题，我们发现，一个环可以加热到150万K的运输和耗散的MHD湍流所描述的NI MHD模型。我们还发现，大多数2D组件是作为重要的少数板组件在加热的冕环。我们比较我们的耦合MHD/NI MHD模型的结果与简化MHD（RMHD）模型。这些模型之间的一个重要区别是，RMHD解决了小规模的速度和磁场波动，并获得与它们的演变相关的实际粘性/电阻耗散，而NI MHD演变的波动速度和磁场的标量矩和近似耗散使用MHD湍流现象。尽管模型之间存在基本差异，但它们的模拟结果非常匹配，在日冕内部产生几乎相同的加热速率。
2023-01-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Tidally driven dynamos in a rotating sphere
由发电机效应产生的大规模行星或恒星磁场主要归因于导电流体层中浮力迫使的流动。然而，这些大规模的磁场也可能是由潮汐控制的，就像之前对$τ$ -boo、火星或早期月球的研究一样。通过模拟旋转流体的局部小块，\cite{Barker2014}最近表明，潮汐可以通过激发流体动力学不稳定性，即所谓的椭圆（或潮汐）不稳定性来驱动小规模发电机。通过对旋转球形流体进行全局磁流体动力学模拟，我们研究了这种不稳定性是否也能驱动观测到的大尺度磁场。因此，我们对发电机阈值和产生的磁场感兴趣，以测试这种机制是否与行星和恒星有关。而不是解决问题的几何形状变形的潮汐，我们考虑一个球形流体体，并添加体力来模仿潮汐变形的大部分流体。这使我们能够使用一个有效的频谱代码来解决磁流体动力学问题。我们首先比较流体动力学的结果与理论的渐近结果，并在一个真正的变形椭球，这证实了椭圆不稳定性的存在下获得的数值结果。然后，我们进行磁流体动力学模拟，并调查发电机的流量。运动学和自洽发电机最后模拟，表明椭圆不稳定性是能够产生偶极子主导的大规模磁场在全球模拟的流体旋转球。
2014-06-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
The small-scale turbulent dynamo in smoothed particle magnetohydrodynamics
超音速湍流被认为是恒星形成的核心。利用光滑粒子磁流体动力学（SPMHD）方法模拟了超声速湍流中磁场的小尺度发电机放大。计算使用等温气体驱动的均方根速度为10马赫，使条件是代表恒星形成的分子云在银河系。磁能的增长遵循10个数量级，直到它达到饱和，即动能的百分之几。我们的发电机计算的结果进行了比较，从基于网格的方法的结果，发现他们的统计数据和定性行为非常一致。模拟利用最新的算法发展，我们已经开发，特别是，一个新的发散清洗方法，以保持对磁场的螺线管约束和方法，以减少数值耗散的磁震捕获计划。我们证明，我们的发散清洗方法可用于实现$\nabla \cdot {\bf B}=0$的机器精度，虽然在显着的计算费用。
2016-06-02 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Supernova Simulations
本文综述了核心坍缩超新星的磁流体动力学模拟方法、磁场放大过程及磁旋转超新星的核合成与引力波结果，并强调通过三维前身星短时相模拟改进初始条件以降低旋转和磁场处理的不确定性。
2024-03-27 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Helical turbulent nonlinear dynamo at large magnetic Reynolds numbers
在旋转的天体物理系统中，包括行星、恒星和星系，大尺度磁场的激发和进一步维持通常被认为涉及由螺旋磁流体动力学湍流驱动的流体磁发电机效应。虽然这种情况是有吸引力的一般理由，但它目前仍然在很大程度上不受约束，特别是因为一个基本的了解大规模的流体磁性的非线性渐近行为的天体物理学相关的，但危险的制度，大磁雷诺数$Rm$仍然缺乏。我们探索这个问题，使用本地高分辨率模拟湍流磁流体动力学驱动的非均匀螺旋强迫产生的正弦曲线的动力学螺旋度，模仿半球形分布的动力学螺旋度在旋转的湍流流体体。我们确定了一个过渡在大$Rm$的非线性状态，其次是$Rm\simeq 3\times 10^3$，由强大的，饱和的小尺度磁流体动力学湍流和较弱的，旅行相干大尺度场振荡。这种状态的特点是一个渐进的小电阻耗散的磁螺旋度，其空间重新分布通过动力学螺旋度的半球分布驱动的湍流通量在赤道，并在大$Rm$的重联典型的等离子体团的纠缠的动态磁场的试探性存在。
2021-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.flu-dyn
Global Non-ideal Magnetohydrodynamic Simulations of Protoplanetary Disks with Outer Truncation
最近已经确定，原行星盘的演化主要是由磁化的盘风驱动的，需要大规模的磁通量穿过盘。与传统的粘滞膨胀相反，这种圆盘的大小预计会随着时间的推移而缩小。我们提出了第一个全球性的二维非理想磁流体动力学（MHD）模拟的原行星盘，在外径截断，旨在了解磁盘与星际环境的相互作用，以及全球的磁盘和磁通量的演变。我们发现，作为系统的放松，极向磁场线程磁盘以外的截断半径崩溃的中平面，导致快速重联。这个过程从系统中去除了大量的磁通量，并形成了以准稳态环绕外盘的闭合极向磁通量环。这些磁通量环可以驱动超出截断半径的膨胀，对应于通过磁化盘流出超出截断半径的大量质量损失，类似于粘性扩散和外部光蒸发的组合。随着时间的推移，磁通量环逐渐收缩，其速率取决于磁盘磁化水平和外部环境，最终决定了磁盘的长期演化。
2021-09-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-ideal Magnetohydrodynamic Instabilities in Protoplanetary Disks: Vertical Modes and Reflection Asymmetry
本文用非理想MHD半解析线性扰动理论分析磁扩散率分层的原行星盘，发现反对称垂直模式持续增长并破坏赤道面反射对称，可解释单侧盘风与吸积外流不对称。
2024-07-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
First order particle acceleration in magnetically-driven flows
我们证明了粒子有规律地加速，同时经历由磁张力驱动的流中的曲率漂移。这种流动的一些示例包括自发湍流重联和衰减磁流体动力学（MHD）湍流，其中磁场弛豫到较低能量配置并将其部分能量转移到动能运动。相反的过程，如发电机，实际上会导致粒子的曲率漂移的净冷却。由于这种加速机制非常普遍，它很可能是在磁主导环境中产生非热粒子分布的原因，如太阳色球层、脉冲星磁层、超大质量黑洞喷流、$γ$射线爆发等。
2015-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nanoflare Diagnostics from Magnetohydrodynamic Heating Profiles
日冕加热的纳米耀斑范例已被证明非常有希望解释太阳日冕中数百万度的热环的存在。在这个范例中，局部加热事件提供足够的能量将太阳大气加热到其观测温度。然而，对这个过程进行严格的建模已经被证明是困难的，因为它需要精确地处理磁场动力学和重联以及等离子体对磁扰动的响应。在本文中，我们结合全三维磁流体动力学（MHD）模拟的日冕活动区等离子体驱动的光球运动与空间平均的，随时间变化的流体动力学（HD）模拟的日冕循环，以获得物理动机的观测值，可以定量地比较与活动区核心的观测测量。我们从MHD模拟中获得重连场线的行为，并使用它们来填充HD模型，以获得等离子体的热力学演化和随后的发射测量分布。我们发现的MHD模型的光球驱动只产生非常低的频率nanoflare加热，不能占全范围的活动区核心观测所测量的低温发射测量斜率。此外，我们还计算了表现出集体行为的场线的空间和时间分布，并认为循环的发生是由于相邻场线簇上发生的随机扰动。
2020-08-31 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The collision and merger products of stars do not look alike: A magnetohydrodynamics comparison
Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（多伦多大学理论天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；JILA, University of Colorado and National Institute of Standards and Technology（科罗拉多大学JILA与国家标准与技术研究院）；Department of Astrophysical and Planetary Sciences, University of Colorado（科罗拉多大学天文与行星科学系）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Department of Physics & Astronomy, McMaster University（麦克马斯特大学物理与天文学系）
本研究通过磁流体动力学模拟比较了恒星碰撞与并合产物的差异，发现并合产物具有更强的磁场和更高的氢含量，且存在显著的演化差异。
2026-02-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Scaling laws of resistive magnetohydrodynamic reconnection in the high-Lundquist-number, plasmoid-unstable regime
当系统的Lundquist数（$S$）超过某一临界值时，系统中的Sweet-Parker层对等离子体团不稳定性是不稳定的。在本文中，数值标度研究已经完成了一个岛屿合并系统由一个低水平的随机噪声驱动。在早期阶段，一个初级Sweet-Parker层形成之间的两个合并的岛屿。当Lundquist数大于临界值$S_{c}\simeq4\times10^{4}$时，初级Sweet-Parker层通过多级级联分裂成多个等离子体团和更薄的电流片.由于等离子体团的不稳定性，该系统实现了快速的非线性重联率，几乎是独立的$S$，只有微弱的依赖于噪声的水平。发现线性状态中的类质团的数量与$S^{3/8}$成比例，如早期渐近分析所预测的（Loureiro \emph{et al.}，Phys. Plasmas \textbf{14}，100703（2007））。在非线性状态下，等离子体团的数量遵循更陡的标度，并且与$S$成比例。发现电流片的厚度和长度与$S^{-1}$成正比，电流片的局部电流密度与$S^{-1}$成正比。启发式的参数，在支持这些缩放关系。
2010-03-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Lattice Boltzmann model for resistive relativistic magnetohydrodynamics
本文建立了一个相对论磁流体力学的格子Boltzmann模型。即使该模型是电阻MHD推导，它表明，它是数值上的强大，即使在高电导率（理想MHD）的限制。为了验证的数值方法，进行了测试模拟的理想和电阻的限制，即在理想的MHD和电流片的演化的阿尔文波的传播在电阻制度，其中观察到非常好的协议比较的分析结果。此外，我们还研究了由Kelvin-Helmholtz不稳定性驱动的二维磁重联，并研究了不同参数对重联率的影响。结果表明，密度比对磁重联率的影响可以忽略不计，而剪切速度的增加会降低重联率。此外，它被发现的重联率成正比的$σ^{-\frac{1}{2}}$，$σ$是电导率，这是符合斯威特帕克模型的标度律。最后，利用该数值模型研究了恒星耀斑中的磁重联。三维模拟表明，恒星耀斑中背景磁力线和磁绳磁力线之间的重联可以作为光球层中剪切速度的结果而发生。
2015-08-14 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.flu-dyn
Magnetohydrodynamic Turbulence in the Plasmoid-Mediated Regime
磁流体动力学湍流和磁重联在天体物理环境中普遍存在。在大多数情况下，这些过程不是孤立发生的，而是相互作用的。这使得这些过程的综合理论极具挑战性。在这里，我们提出了一个理论的磁流体动力学湍流驱动在大尺度上，自洽帐户的相互作用与磁重联发生在较小的尺度。磁重联产生等离子体团，这些等离子体团从磁场产生的噪音中生长出来，最终破坏了它们诞生的片状结构。这些结构的破坏导致湍流能量级联的修改，这反过来又通过湍流产生的噪声对等离子体团形成施加反馈效应。在这种等离子体团介导的范围内的能谱相对于标准惯性范围变陡，并且不遵循简单的幂律。由于湍流和重联之间的复杂的相互作用，我们还发现，长度尺度，标志着开始的等离子体团介导的范围和耗散长度尺度不服从真正的幂律。过渡磁雷诺数以上的等离子体团的形成变得统计上显着足以影响湍流级联是相当温和的，这意味着等离子体团预计将修改许多天体物理系统中的湍流路径耗散。
2018-03-26 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
SHOCKFIND - An algorithm to identify magnetohydrodynamic shock waves in turbulent clouds
恒星的形成发生在星际介质的致密分子云阶段。分子云的观测和数值模拟表明，超音速磁化湍流对恒星的形成起着关键作用。模拟还表明，大部分湍流能量在冲击波中消散。MHD激波的三个族-快、中、慢-明显地压缩和加热分子气体，因此提供了一个重要的探测湍流云内的物理条件。在这里，我们介绍了公开可用的算法，SHOCKFIND，提取和MHD湍流中的激波族的混合。该算法被应用到一个磁化湍流分子云的三维模拟，我们发现，快速和缓慢的MHD冲击存在于模拟。我们给出了这个分子云中的混合物的预测，并给出了它们的不同的音速和阿尔文马赫数分布。使用亚网格一维模型的MHD冲击，我们估计，约0.03%的银河系中的一个典型的分子云的体积将冲击加热超过50 K，在任何时间在云的生命周期。我们讨论了这种冲击加热的分子云的动力学演化的影响。
2016-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
Study of Dynamo Action in Three Dimensional Magnetohydrodynamic Plasma with Arnold-Beltrami-Childress Flow
研究了三维磁流体动力学（MHD）等离子体中以ABC流为初始条件的发电机作用。该研究描绘了从相干非线性振荡到发电机过渡的关键参数。此外，在磁普朗特数等于单位的动力学和动力学模型的发电机行动的驱动ABC流进行了研究。磁电阻率选择在发生快速发电机的值处，并且生长速率不随磁电阻率的变化而进一步变化。磁能增长的指数增加，表明一个更快的发电机，如果一个较高的波数相比，一个较低的波数被激发。这个结果对于运动学的和外力的动力发电机都是适用的，其中磁场对速度场的反作用不再是可以忽略的。在一个受外力的动态发电机的情况下，超阿尔文流已被发现激发强大的发电机引起的磁能增长的7个数量级。磁场通过洛伦兹力项对速度场的反作用影响了速度场的动力学特性，进而影响了磁场的动力学特性，当发电机作用非常显著时，会导致磁场饱和。
2019-01-28 astro-ph.SR physics.comp-ph physics.flu-dyn
Energy transfer in compressible magnetohydrodynamic turbulence
磁场、压缩性和湍流是许多地球和天体物理过程中的重要因素。虽然能量动力学，即能量是如何转移内和之间的动力和磁水库，以前已经研究了不可压缩的磁流体动力学（MHD）湍流的背景下，我们扩展壳到壳的能量转移分析的可压缩制度。我们推导出四个新的传递函数，特别是捕获压缩性的影响，在动能和磁级联，并捕获通过磁压力的能量交换。为了说明他们的可行性，我们执行和分析四个模拟驱动等温MHD湍流在亚和超声速制度与两个不同的代码。一方面，我们的分析揭示了跨政权和数值方法的鲁棒特性。例如，个别尺度之间的能量转移是本地和向前的两个级联与磁级联是强于动能。与叶栅相比，与磁张力和磁压力相关的转移不那么局部化，并且更弱。我们没有发现明显的非本地转移的证据。另一方面，我们表明，某些功能，例如，磁能级联的压缩分量表现出更复杂的行为，其随状态和数值方法而变化。在建立了可压缩状态下的分析基础之后，该方法现在可以应用于研究更广泛的参数空间。
2017-10-03 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
