Turbulence, Transport and Waves in Ohmic Dead Zones
我们利用局部数值模拟研究了一个垂直分层的吸积盘与电阻的中间平面，阻尼磁流体动力学（MHD）湍流。这是一个理想化的模型，适用于在原行星和矮新星盘的某些半径上可能存在的死区。我们改变死区和活动区的相对厚度，以量化死区中受迫流体运动的变化。我们发现，中平面附近的残余雷诺应力随着死区厚度的增加而减小，在有效质量与死质量之比小于百分之几的情况下变得可以忽略不计。这意味着纯粹的欧姆死区很容易受到Martin & Lubow（2011）机制的幕式吸积爆发的影响。我们发现，即使厚死区支持大量的动能，但这种能量主要是在流体运动，是低效的角动量传输。根据Oishi & Mac Low（2009年）的计算结果，死区中的扰动速度场主要由振荡的垂直延伸环流模式控制，与轨道频率相比频率较低。这种扰动具有预测的最低阶r模式在流体动力盘的属性。我们认为，在一个全球磁盘类似的激发将导致传播波，其属性将随死区的厚度和扰动的性质（等温或绝热）。具有类似幅度的流动会使沉降的颗粒层弯曲，并可能降低卵石吸积的效率。
2016-06-09 astro-ph.SR
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
Local semi-analytic models of magnetic flux transport in protoplanetary discs
吸积盘中大尺度极向磁场的演化是一个重要的问题，因为它决定了风的发射和磁旋转不稳定性产生湍流或通道流的可行性。最近的研究，无论是半解析计算和数值模拟，都强调了至关重要的作用，非理想的MHD效应（欧姆电阻率，霍尔漂移和双极扩散），相关的原行星盘的背景下，可能发挥磁通量在光盘的演变。我们调查通过使用两个一维的半解析模型在垂直方向上，探索制度，不同的物理源项和影响占主导地位的磁盘中的通量传输。这两个模型的控制方程推导出通过执行一个渐近展开的限制薄盘，与不同的制度隔离，通过设置变量之间的相对顺序的领先条款。通量输运率和垂直结构配置文件的扩散率和磁盘磁化的范围内计算。我们发现，欧姆和双极扩散驱动径向向外通量运输与向外倾斜的字段。外流驱动的风向内通量运输，这是显着增强霍尔漂移的存在下，在正极的情况下，$η_H (\boldsymbol{B}_z \cdot \boldsymbolΩ) > 0$，一种效果，这只是简要地指出了之前。仅与向外倾斜耦合，霍尔效应减少了由背景欧姆和/或双极扩散率给出的通量传输，但是当它是唯一存在的非理想效应时不驱动通量传输。
2019-06-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radiation Magnetohydrodynamic Simulations of Protostellar Collapse: Non-Ideal Magnetohydrodynamic Effects and Early Formation of Circumstellar Disks
磁场对角动量的输运是恒星和盘形成和演化的重要物理过程。由于恒星形成云的电离度极低，非理想磁流体动力学（MHD）效应如双极扩散和欧姆耗散在原恒星坍缩过程中发挥着重要作用。这些效应在恒星形成的早期阶段具有重要影响，因为它们重新分配磁通量并抑制磁场的角动量传输。我们进行三维嵌套网格辐射磁流体动力学（RMHD）模拟，包括欧姆耗散和双极扩散。如果没有这些效应，磁场会有效地传输角动量，以至于即使在第二次塌陷之后也不会形成旋转支撑的盘。欧姆耗散仅在第一核心内的相对高密度区域中起作用，并且抑制角动量传输，使得能够在第二塌陷之后形成非常小的旋转支撑盘。在欧姆耗散和双极扩散的情况下，这些效应在第一芯内的几乎整个区域中有效地起作用，并且发生显著的磁通量损失。因此，在原恒星核心形成之前，就已经形成了一个旋转支撑的圆盘。盘的大小仍然很小，在第一个核心阶段结束时约为5 AU，但随着气体吸积的继续，这个盘将在以后增长。因此，非理想MHD效应可以解决所谓的磁制动灾难，同时保持磁盘的大小在早期阶段，这是暗示从最近的干涉观测。
2015-01-16 astro-ph.SR
Transition region from turbulent to dead zone in protoplanetary disks: local shearing box simulations
原行星盘的动力学演化对于建立一个全面的行星形成理论和解释这些天体的观测特性具有重要意义。使用磁流体动力学代码雅典娜++，与等温剪切盒设置，我们研究的活动区和死区之间的边界，吸积率的变化和质量可以积累。我们量化的湍流水平是如何受到影响的存在下，在径向-x方向，导致抑制湍流（或死区）的区域的非均匀欧姆电阻率。比较湍流活动的理想模拟，湍流抑制区显示密度波动和磁活动在其边界，驱动的能量注入从活动（理想）区边界。我们发现磁耗散是显着更强的理想区域，和通过死区的边界的湍流渗透是由电阻率本身的值，通过欧姆耗散过程，虽然过渡的厚度不起显着的作用，在改变耗散。我们研究了沿剪切方向的一维谱：磁谱在理想和电阻模拟中都出现大尺度平坦，尽管Kolmogorov标度超过十年的死区持续存在，表明湍流级联是由系统的流体动力学决定的：MRI发电机动作被抑制在足够高的电阻率存在的地方。
2020-11-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
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 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
On the importance of disc chemistry in the formation of protoplanetary disc rings
本研究针对原行星盘环间隙结构形成机制的争议，用化学网络与颗粒分布模型替代磁扩散率特设参数化，自洽计算非理想MHD效应，发现颗粒尺寸、PAHs及扩散类型通过影响埃尔萨塞数决定环结构能否形成。
2023-08-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Temperature Structure in the Inner Regions of Protoplanetary Disks: Inefficient Accretion Heating Controlled by Nonideal Magnetohydrodynamics
原行星盘（PPD）中的气体温度是由辐射加热和吸积加热共同决定的，后者通常归因于湍流耗散。然而，最近的研究表明，内盘（几个天文单位）主要是层流，吸积主要由磁化盘风驱动，作为弱电离气体的非理想磁流体动力学（MHD）效应的结果，这表明焦耳耗散的另一种加热机制。我们进行本地分层MHD模拟，包括所有三个非理想的MHD效应（欧姆，霍尔和双极扩散）和焦耳加热和由此产生的磁盘垂直温度分布的作用进行调查。我们发现，在内部磁盘，欧姆和双极扩散强烈抑制电流周围的中平面，焦耳加热主要发生在几个标度的高度以上的中平面，使中平面温度远低于传统的粘性加热模型。包括霍尔效应，当穿过盘的磁场与盘旋转对准/反对准时，焦耳加热增强/减少，但总体上无效。我们的研究结果进一步表明，在内部PPD的中平面温度几乎完全由辐射加热，除非粘性加热可以触发热电离在磁盘的最里面的区域自我维持磁旋转不稳定性湍流。
2019-02-28 astro-ph.EP 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
The Fate of Planetesimals in Turbulent Disks with Dead Zones. I. The Turbulent Stirring Recipe
原行星盘中的湍流在许多方面影响着行星形成。虽然小的尘埃颗粒主要受到与湍流气体速度场的空气动力学耦合的影响，但微行星和较大的天体更多地受到与气体密度波动的引力相互作用的影响。对于后一个过程，近年来进行了一些数值模拟，但尚未建立完全独立于参数的理解。在这项研究中，我们提出了简单的标度关系的星子搅拌速率在湍流驱动的磁旋转不稳定性（MRI），考虑到稳定的MRI由于欧姆电阻率。我们首先从数量级的估计的连续性引起的引力作用在固体和相关的扩散系数为他们的轨道要素。然后，我们测试预测的标度关系，使用最近的欧姆电阻MHD模拟的结果Gressel等人。我们发现，这些关系成功地解释了模拟结果，如果我们正确地修复秩序的统一的不确定性的估计。我们还更新了最初由Okuzumi和Hirose提出的MRI驱动湍流中密度波动幅度的饱和预测。结合的比例关系和饱和度预测允许知道如何的星子的湍流搅拌速率取决于磁盘参数，如气柱密度，距离中心恒星，垂直电阻率分布，和净垂直磁通量。在第二篇论文中，我们将我们的方法应用于星子吸积，讨论它在湍流盘中的可行性。
2013-05-08 astro-ph.EP 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
The impact of non-ideal magnetohydrodynamic processes on discs, outflows, counter-rotation and magnetic walls during the early stages of star formation
非理想磁流体动力学（MHD）过程-即欧姆电阻率，双极扩散和霍尔效应-改变了恒星形成过程的早期阶段和周围环境。总的来说，它们已被证明可以促进椎间盘形成并促进或阻碍流出。但是，哪一个非理想过程的影响最大呢？使用三维平滑粒子辐射非理想MHD模拟，我们模拟的引力坍缩的旋转，磁化云通过第一流体静力学核心阶段后不久，形成的恒星核心。我们调查每个过程单独和集体的影响。与使用理想MHD相比，包括任何非理想过程在第一芯阶段期间将最大磁场强度减小至少一个数量级，并且促进磁壁的形成。当磁场和旋转矢量是反对齐的并且包括霍尔效应时，旋转支撑的$r \gtrsim 20$ ~au形式的盘;当仅包括霍尔效应并且矢量是对齐的时，反向旋转的伪盘形式不是旋转支撑的。旋转支撑的$r \lesssim 4$ ~Au形式的圆盘，如果仅包括欧姆电阻率或双极扩散。霍尔效应抑制第一个核心流出时，矢量是反对齐和抑制恒星核心流出独立的对齐。欧姆电阻率和双极扩散，促进第一个核心流出和延迟发射恒星核心流出。虽然每一个非理想的过程影响恒星的形成，这些结果表明，霍尔效应有最大的影响。
2021-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
The Generalized Nonlinear Ohm's Law: How a Strong Electric Field Influences Non-ideal MHD Effects in Dusty Protoplanetary Disks
原行星盘的磁流体动力学（MHD）受到盘内气体电离率低的非理想MHD效应的强烈影响。由气体运动引起的强电场可以加热电离的气体粒子，从而可以影响盘中的电离平衡。我们以前的研究表明，在尘埃原行星盘中，欧姆电导率随着电场强度的增加而减小，直到盘气体发生电击穿。在这项研究中，我们将我们以前的工作扩展到更一般的情况下，电场和磁场影响等离子体粒子的运动，使我们能够研究等离子体加热对所有非理想MHD效应的影响：欧姆，霍尔和双极扩散。我们发现，即使在存在磁场的情况下，我们先前推导出的电流的上限也适用。虽然霍尔和双极电阻率可以随电场强度而增加或减少，这取决于带电尘埃颗粒的丰度，但欧姆电阻率总是随电场强度而增加。一个数量级的估计表明，原行星盘内部气体运动产生的大规模电流可能超过上限。这意味着内盘的MHD运动，例如由霍尔剪切不稳定性驱动的运动，可能被抑制或触发电击穿（闪电放电）。这可能对原行星盘内部的气体吸积和球粒形成具有重要意义。
2019-05-08 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Fossil magnetic field of accretion disks of young stars
在Shakura和Sunyaev近似的框架下，阐述了具有化石大尺度磁场的年轻恒星的吸积盘模型。MHD模型的方程包括Shakura方程、Sunyaev方程、感应方程和电离平衡方程。磁场的确定考虑到欧姆扩散，磁双极扩散和浮力。考虑到宇宙射线和X射线的电离、热电离、辐射复合和尘埃颗粒上的复合，计算了电离分数。解析解和数值研究表明，在辐射复合的情况下，磁场与气体是耦合的。磁场在靠近吸积盘内边界处为准方位磁场，在吸积盘外边界处为准径向磁场。磁场在低电离度的尘埃“死”区是准极向的，在那里欧姆扩散是有效的。磁双极扩散使该区域的垂直磁场减小了10倍。在标准电离率和尘埃颗粒尺寸a_d=0.1 μ m时，磁场在靠近吸积盘外边界处呈准方位角分布。当尘埃颗粒较大（a_d > 0.1 μ m）或电离率增大时，外区的磁场呈准径向分布。结果表明，对于M=（0.5-2）M_{\odot}的恒星的吸积盘，尘埃“死”区的内边界位于r=（0.1-0.6）AU处。“死”区的外边界位于r=（3-21）AU处，由磁双极扩散确定。对于M \geq 1 M_{\odot}的恒星，“死”区的固体物质质量大于3 M_{\oplus}。
2014-03-28 astro-ph.SR
Magnetized Accretion and Dead Zones in Protostellar Disks
原恒星盘中磁死区的边缘被认为是密度隆起可能出现的位置，捕获微行星并帮助形成行星。在磁活跃区的磁旋转湍流提供了恒星上气体的吸积和质量到死区的运输。我们调查的位置的磁活跃区在一个太阳型恒星周围的原恒星盘，不同的磁盘温度，表面密度分布，和尘埃气体比。我们还考虑恒星质量在0.4和2 $M_\odot$，与相应的调整，在磁盘的质量和温度。死区的大小和形状被发现使用Elsasser数标准与电导率，包括从离子，电子，和带电分形尘埃聚集体的贡献。利用S.奥澄死区在大多数情况下由双极扩散限定。在我们的地图中，死区有各种形状，包括指向远离恒星的鱼尾和位于中平面内外的岛屿。相应的吸积率随半径而变化，表明表面密度将随时间增加的位置，以及其他将减少的位置。我们发现，密度凸块不容易增长附近的死区的外缘，独立的磁盘参数和灰尘的属性。相反，吸积速率在气相金属冻结的半径处达到峰值。这可能导致清除表面密度中的谷，并导致恰好位于金属冻结线之外的鹅卵石的陷阱。
2013-02-05 astro-ph.EP 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
The magnetic diffusivities in 3D radiative chemo-hydrodynamic simulations of protostellar collapse
恒星和行星形成的大问题是磁通量在原行星盘中的分布。为了回答这个问题，需要一个详细的自洽化学演化来准确描述坍缩核中的磁耗散。我们使用的化学动力学版本的RAMSES遵循的范围内的尘埃大小的假设崩溃致密的核心的演变。尘埃的数密度和平均大小影响电荷捕获的效率，从而影响化学反应。由RAMSES产生的粉尘尺寸范围内的化学丰度，并作为欧姆，双极和霍尔扩散系数项的计算输入。我们发现，欧姆电阻率仅在气体密度超过几倍$10^{13}\rm cm^{-3}$的坍塌后期起作用。双极扩散是一个占主导地位的磁扩散率项的情况下，平均灰尘大小是一个典型的ISM值或更大。我们发现，假设一个固定的“主导离子”的质量可以改变双极扩散高达一个数量级。“负”霍尔效应是占主导地位的崩溃过程中的情况下，平均灰尘大小为0.02 $μ$米和更小，我们连接到负电荷的晶粒的优势的效果。我们发现，霍尔效应的符号反转取决于负电荷尘埃对霍尔电导率的相对贡献。尘埃颗粒的平均大小似乎是划分的参数霍尔为主的云和双极为主的崩溃的云，从而影响新生磁盘的大小。我们建议把尘埃的性质和0级YSO中盘状结构的出现和大小联系起来。在辐射磁流体动力学坍缩模型中，正确解释尘埃颗粒的生长似乎与耦合坍缩动力学与化学一样重要。
2017-02-19 astro-ph.SR
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
Hall-effect Controlled Gas Dynamics in Protoplanetary Disks: II. Full 3D Simulations toward the Outer Disk
本文采用三维分层剪切盒MHD方法模拟了垂直磁场Bz作用下原行星盘的气体动力学。所有三个非理想的MHD效应，欧姆电阻率，霍尔效应和双极扩散包括在一个自洽的方式基于平衡化学。我们专注于区域向外盘半径，从5- 60 AU，欧姆电阻率往往变得可以忽略不计，双极扩散占主导地位，在整个磁盘高度的扩展区域，和霍尔效应在很大程度上控制了磁盘中平面附近的动态。我们发现，在R=5AU附近，当净垂直场Bz不太弱时，系统会产生层流/弱湍流磁离心风。此外，风能够实现并保持在圆盘中平面处具有反射对称性的配置。具有反对齐场极性的情况（Omega. Bz<0）在Bz下降时更容易受到MRI的影响，导致径向方向上的流出振荡和非常低效的角动量传输。在R= 30 AU附近的外盘，由于远紫外电离，系统在表层显示出强烈的MRI湍流，这有效地驱动了盘吸积。霍尔效应影响中平面区域对MRI的稳定性，导致对准/反对准场极性的强/弱麦克斯韦应力。然而，中平面区域仅是非常弱的湍流。总的来说，基本的图像是类似于传统的分层吸积方案适用于外盘。此外，我们发现，垂直的磁通量是强烈集中到薄，方位角扩展壳在我们的大多数模拟超过15 AU。这是与霍尔效应无关的一般现象，并导致增强的带状流。观测和理论的影响，以及未来的前景进行了简要讨论。
2014-09-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
A systematic description of wind-driven protoplanetary discs
行星形成盘被认为在1天文单位以外的区域是非常弱的湍流。因此，现在人们相信磁化风可能是驱动这些系统吸积的主要机制。然而，今天没有自洽的方式来描述磁盘磁化风，在某种程度上类似于$α$光盘模型。在这篇文章中，我探索了一个系统的方式风驱动的原行星盘的参数空间，并提出可用于简化模型的α盘的标度律。方法：我计算一系列的自相似风的解决方案，假设光盘是由双极和欧姆扩散为主。这些解决方案是通过寻找固定的解决方案，在有限体积代码PLUTO使用松弛法和延续。结果：对于几种欧姆和双极扩散强度，在10^2到10^8的等离子体β值范围内获得自相似解。当极向场强度β = 0（10 ^4）或在10天文单位处等效为1 mG时，获得了10 ^{-8} Msun/yr数量级的质量吸积率。所得到的磁杠杆臂通常低于2，在最弱场的情况下可能达到1.5。最后，我提供了一套完整的标度律和半解析风的解决方案，可以用来拟合和解释观测。结论：磁风是不可避免的原行星盘，只要他们被嵌入在一个环境极向磁场。并不总是需要非常详细的光盘微观物理来描述它们，简化的模型，如自相似解决方案，可以捕捉到在全3D模拟中看到的大部分物理。获得完整的风驱动吸积理论的剩余困难在于大尺度场的输运，这仍然缺乏约束和理解。
2021-01-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Modeling Magnetorotational Turbulence in Protoplanetary Disks with Dead Zones
磁旋转不稳定性（MRI）驱动的湍流对原行星盘中固体的演化具有重要影响。另一方面，小灰尘颗粒通过捕获耦合气体和磁场所需的电离气体颗粒来稳定MRI。为了提供一个经验的基础上，模拟灰尘和MRI的共同进化，我们进行三维，欧姆电阻MHD模拟的垂直分层剪切盒与MRI不活跃的“死区”的各种大小和净垂直磁通量的各种强度。我们发现，湍流的垂直结构是由垂直的磁通量和三个临界高度的线性分析得出的分层磁盘。特别地，湍流结构仅通过临界高度依赖于电阻率分布，并且对电阻率分布的细节不敏感。我们发现的各种湍流量（速度色散，密度波动，垂直扩散系数，外流质量通量）和垂直集成的吸积应力的振幅之间的标度关系。我们还得到了积分吸积应力作为垂直磁通量和临界高度的函数的经验公式。这些经验关系允许预测的垂直湍流结构的原行星盘的磁通量的给定强度和给定的电阻率分布。
2011-08-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Do we need non-ideal magnetohydrodynamics to model protostellar discs?
我们调查和讨论的各种非理想磁流体动力学（MHD）过程是重要的原恒星光盘。我们发现，传统的图片磁化光盘（欧姆电阻率是占主导地位的中面附近，周围的区域占主导地位的霍尔效应，与双极扩散占主导地位的光盘的其余部分）是一个伟大的过度简化。在简单的参数化光盘，我们发现，霍尔效应是典型的占主导地位的长期在整个大部分的光盘。更重要的是，我们发现在我们的大部分参数化圆盘中，至少两个非理想过程的系数彼此相差10倍，这表明两者都很重要，并且命名一个主导项会低估其他项的重要性。在我们以前的研究中自洽形成的圆盘也由霍尔效应主导，双极扩散和霍尔系数的比率通常小于10，这表明这两个项同样重要，列出主导项是误导性的。一旦考虑到磁场几何形状，这些结论变得更加可靠。在协议的文献，我们回顾，我们得出结论，非理想的MHD过程是重要的形成和演化的原恒星盘。忽略任何非理想的过程，特别是双极扩散和霍尔效应，产生一个不正确的描述光盘的演变。
2021-01-11 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
Can non-ideal magnetohydrodynamics solve the magnetic braking catastrophe?
我们调查分子云核心的低电离分数是否可以解决“磁制动灾难”，其中磁场防止年轻恒星周围的星周盘的形成。我们进行三维平滑粒子非理想磁流体动力学（MHD）模拟的引力坍缩的一个太阳质量的分子云核心，将双极扩散，欧姆电阻率和霍尔效应的影响，以及自洽的计算电离化学假设0.1微米的颗粒。当仅包括双极扩散或欧姆电阻率时，在存在强磁场的情况下不会形成盘，类似于使用理想MHD的情况。由于霍尔效应的存在，圆盘的形成取决于磁场相对于气体云旋转矢量的方向。当矢量对齐时，发生强磁制动并且不形成盘。当矢量反对齐时，即使在强磁场中，当所有三个非理想项都存在时，也可以形成半径为13 AU的圆盘，并且当仅存在霍尔效应时，可以形成38 AU的圆盘;在这两种情况下，在第一个流体静力学核心周围形成反向旋转的包络。对于较弱的反排列场，霍尔效应产生的大质量圆盘与没有磁场时产生的圆盘相当，这表明通过引力不稳定性形成的行星形成可能取决于前体分子云核心中磁场的符号。
2016-01-13 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
Thermal instability in ionized plasma
我们研究了电离等离子体中的磁热不稳定性，包括欧姆、双极和霍尔扩散效应。单流体近似下的磁场不允许横向热凝聚，然而，非理想效应大大削弱了磁场在热不稳定等离子体中的稳定作用。因此，在扩散机制的存在下，热凝聚模式的增强的生长速率加快了结构形成的速率。
2009-11-16 astro-ph.CO astro-ph.SR
Large-scale magnetic field in the accretion discs of young stars: the influence of magnetic diffusion, buoyancy and Hall effect
我们用Shakura和Sunyaev方法研究了吸积盘和原行星盘中的古磁场。本研究的特点是精确地求解了电离平衡方程和欧姆扩散、磁双极扩散、浮力和霍尔效应的感应方程。我们考虑由宇宙射线、X射线和放射性核素引起的电离，辐射复合，复合到尘埃颗粒上，以及热电离。浮力作为磁通量逃逸的附加机制出现在感应方程的稳态解中。计算表明，欧姆扩散和磁双极扩散限制了“死区”内磁场的产生。这些区域的磁场是准垂直的。浮力限制了靠近圆盘内边缘的环形磁场强度。结果，环形和垂直磁场变得相当。霍尔效应在靠近“死区”边界的区域很重要，因为电子在那里被磁化。这些区域的磁场是准径向的。我们计算了吸积率为$(10^{-8}-10^{-6})\,\rm{M}_{\odot}\,\rm{yr}^{-1}$的圆盘的磁场强度和几何形状。古磁场的几何形状并没有改变显着的磁盘演化过程中的吸积率下降。我们构造了由于尘埃颗粒在磁场作用下排列而产生偏振的尘埃辐射的合成图。在偏振图中，“死区”表现为与相邻区域相比偏振度值减小的区域。
2016-09-13 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
Electron Heating in the Magnetorotational Instability: Implications for Turbulence Strength in Outer Regions of Protoplanetary Disks
磁旋转不稳定性（MRI）在电离分数足够高的原行星盘区域中驱动剧烈的湍流。最近已经表明，由MRI引起的电场可以加热电子，从而影响气体中的电离平衡。特别是，在存在大量尘埃颗粒的盘中，电子加热导致电子丰度降低，从而防止MRI的进一步增长。通过使用非线性欧姆定律，考虑到电子加热，我们调查在原行星盘的MRI和电离化学之间的负反馈变得重要。我们发现，“电子加热区”，该地区的电子加热限制了磁共振成像的饱和度，延伸到80 AU的最小质量的太阳星云与丰富的亚微米大小的颗粒。该区域比在相同盘模型中径向范围为$\sim20$ AU的常规死区大得多。缩放参数表明，在电子加热区的MRI湍流应该有一个显着较低的饱和度。电子加热区中的亚微米尺寸的晶粒是如此带负电荷，以至于它们的碰撞生长不太可能发生。我们目前的模型忽略了双极和霍尔扩散，但我们的估计表明，双极扩散也会影响MRI的电子加热区。
2015-12-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Hall effect in accretion flows
吸积流中的磁扩散改变了吸积物质的结构和角动量。我们提出了两个幂律相似性解决方案的扁平吸积流中存在的磁扩散：一个长期发展的开普勒光盘和磁稀释的自由降落到中心对象。霍尔扩散对解的影响是明显的，即使与双极扩散和欧姆扩散相比霍尔扩散很小，因为表面密度、吸积速率和角动量都依赖于乘积η H（B.Ω），并且霍尔扩散的加入可能是恒星形成模拟中磁制动灾难的解决方案。
2012-08-29 astro-ph.SR
Steady-state accretion in magnetized protoplanetary disks
本文提出了一个1+1D磁驱动盘吸积模型，该模型在不采用三维非理想磁流体动力学模拟的情况下，较好地描述了磁驱动盘吸积的本质。气体动力学被假定为仅由MRI和流体动力学不稳定性控制。对于给定的恒星和磁盘参数，Shakura-Sunyaev粘度参数$α$确定自洽的粘性驱动吸积的框架下，从详细考虑的MRI与非理想的MHD效应（欧姆电阻率和双极扩散），占磁盘加热恒星辐射，电离的非热源，电离化学和尘埃效应。此外，磁场强度受到限制，并被采用以最大化MRI活动。我们展示了使用我们的框架，通过调查稳态MRI驱动吸积在基准原行星盘模型围绕太阳型恒星。我们发现，平衡的解决方案显示在死区外缘没有压力最大值，除非如果有足够数量的尘埃颗粒积累之前，磁盘达到稳态吸积制度。此外，稳态吸积的解决方案描述了一个磁盘，显示了空间扩展的长寿的内部磁盘的气体水库（死区）吸积几个$10^{-9}\, M_{\odot}.\rm{yr}^{-1}$。通过进行详细的参数研究，我们发现，在何种程度上的MRI可以驱动有效的吸积主要是由总盘气体质量，代表性的晶粒尺寸，垂直积分的尘埃与气体的质量比，和恒星的X射线光度。气体、尘埃、恒星演化模型和我们在百万年时间尺度上的一般框架之间的自洽的时间依赖性耦合，需要充分理解死区的形成及其捕获尘埃颗粒的潜力。
2021-10-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Wind-driven Accretion in Protoplanetary Disks --- II: Radial Dependence and Global Picture
非理想磁流体动力学效应在决定原行星盘（protoplanetary disk，PPD）角动量输运机制和效率以及湍流水平方面起着至关重要的作用，是理解PPD演化和行星形成的关键。在我们以前的工作中，在1 AU，磁旋转不稳定性（MRI）被完全抑制时，欧姆电阻率和双极扩散（AD）被考虑在内，导致在一个层流吸积驱动的磁离心风。在这项工作中，我们研究了径向依赖的层流风的解决方案，使用本地剪切盒模拟。得到了层流风角动量输运的标度关系，发现风驱动吸积率可以近似为M_dot~ 0.91 × 10 ^（-8）R_AU^（1.21）（B_z/10 mG）^（0.93）M_Sun/yr，其中B_z是穿过盘的大尺度垂直磁场的强度。该结果与磁盘表面密度无关。给出了层流风解存在的四个判据：1）.欧姆电阻率占主导地位的中平面区域; 2）。AD在盘上层占主导地位;存在（不太弱）净垂直磁通量。4）。充分电离的气体超出磁盘表面。对于典型的PPD吸积率，在盘的内部区域从~0.3 AU到大约5-10 AU，所有这些标准都可能得到满足。超过这个半径，角动量传输很可能由于MRI和盘风的结合而进行，并最终由MRI（在存在强AD的情况下）在外盘中主导。我们的模拟结果提供了一个新的范例在PPD的吸积过程中的关键成分。
2013-05-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation and evolution of protostellar accretion discs. I. Angular-momentum budget, gravitational self-regulation, and numerical convergence
利用非理想磁流体动力学（MHD）模拟方法，包括双极扩散和欧姆耗散，研究了从磁化的前恒星核到原恒星盘的形成和早期演化。在双极扩散将磁场从主要的中性气体中分离出来之后，前恒星核心的动力学收缩最终导致了第一个流体静力学核心的形成。流体静力学核心从下落的物质中积累角动量，演变成一个旋转支撑的环面;这个“第一个流体静力学环面”然后形成一个吸积的原恒星和一个旋转支撑的圆盘。由于引力的不稳定性，圆盘向外扩展，在原恒星形成后$\sim$ 3 kyr时，直径达到$\sim$ 30 au。原恒星盘系统的总质量和角动量主要是由下落的伪盘中的气体吸积决定的，由于磁制动，伪盘具有较低的比角动量;它们通过外流和盘磁制动从原恒星盘系统中移除是可以忽略的，部分原因是那里的磁场耦合很差。原恒星-盘系统内角动量的重新分配主要是由引力不稳定性促成的;这使得即使下落物质的比角动量很低，也能形成相对较大的盘。我们认为，这样的光盘应该保持轻微的不稳定，因为他们的增长（与Toomre $Q\sim 1$ - $2$），一个想法，这是广泛的0/I类光盘最近的观察估计一致。我们讨论了我们的结果的数值收敛性，并表明，适当地处理内边界条件是至关重要的，以可接受的计算成本实现收敛。
2021-02-01 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Wind-driven Accretion in Protoplanetary Disks. I: Suppression of the Magnetorotational Instability and Launching of the Magnetocentrifugal Wind
我们进行本地，垂直分层剪切盒MHD模拟原行星盘（PPD）的基准半径为1 AU，考虑到欧姆电阻率和双极扩散（AD）的影响。的磁扩散系数进行评估自洽从一个查找表的基础上平衡化学。我们首先表明，列入AD显着改变了传统的分层吸积的图片。没有净垂直磁场，系统演变成一个环向场占主导地位的配置与极弱的湍流在远紫外电离层，是太低效，以驱动快速吸积。在存在弱的净垂直场（中平面处的等离子体β ~ 10 ^5）的情况下，我们发现MRI被完全抑制，导致在整个盘的垂直范围内完全层流。一个强大的磁离心风发射，有效地带走磁盘角动量，很容易占所观察到的吸积率在PPD。此外，在物理盘风的几何形状下，所有的吸积流通过一个强电流层的厚度为~0.3H，是从磁盘中平面偏移的径向速度高达0.4倍的声速。欧姆电阻率和AD对于抑制MRI和风发射都是必不可少的。风的传输效率随着净垂直磁通量和FUV电离穿透深度的增加而增加。我们的层流风解对行星的行星形成和全球演化有重要意义。
2013-04-03 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Dead, Undead and Zombie Zones in Protostellar Disks as a Function of Stellar Mass
研究了太阳型恒星和极低质量恒星周围吸积盘中磁旋转不稳定性的存在性。特别是，我们确定的磁盘区域的MRI可以关闭欧姆电阻率（所谓的死亡和不死区）或通过两极扩散（一个区域，我们称之为僵尸区）。我们考虑两个恒星质量：Mstar = 0.7和0.1 Msun。在每种情况下，我们都假设：盘表面密度分布是一个按比例缩放的最小质量太阳星云的密度分布，目前估计的Mdisk/Mstar约为0.01;盘电离主要由恒星X射线驱动，辅以宇宙射线和放射性核素;恒星X射线光度与测热光度的比例为Lx/Lstar约为10^-3.5，正如观测到的。电离率计算与MOCCASIN代码，和电离平衡确定使用一个简化的化学网络，包括良好混合的0.1微米颗粒在不同程度的消耗。我们发现：（1）双极扩散是控制太阳型恒星和极低质量恒星磁共振活动的主要因素。假设MRI在每个半径处产生最大可能的场强，我们进一步发现：（2）MRI活性层仅占总盘质量的~ 5-10%;（3）吸积率（Mdot）在径向上的大小和符号都是变化的（向内或向外），意味着随时间变化的吸积以及盘间隙和超密度的产生，从而导致行星形成和迁移;（4）在太阳型恒星和质量很低的恒星中获得经验吸积率，需要消耗10-1000倍于标准尘埃-气体质量比10^-2的混合良好的小颗粒;以及（5）当前未检测到来自外盘区域中的场对准颗粒的极化发射与在这些半径处的主动MRI一致。
2012-12-16 astro-ph.SR
Global Simulations of the Vertical Shear Instability with Non-ideal Magnetohydrodynamical Effects
原行星盘（PPD）中的角动量输运机制和湍流水平对于理解行星形成的许多方面至关重要。近年来，人们认识到，由于非理想MHD效应，PPDs中的磁旋转不稳定性（MRI）趋于被抑制，盘在很大程度上是层流的，在磁化盘风的驱动下吸积。与此同时，已经确定了几种流体动力学机制，这些机制也可能产生剧烈的湍流并驱动盘吸积。我们研究的MHD风在PPD与垂直剪切不稳定性（VSI），最有前途的流体动力学机制之一，通过二维全球非理想MHD模拟与双极扩散和欧姆电阻率之间的相互作用。我们发现，对于典型的磁盘参数，MHD风可以共存的VSI吸积主要是风驱动伴随着剧烈的VSI湍流。VSI的属性仍然类似于未磁化的情况下，风和整体场的配置并没有强烈的影响VSI湍流，显示中等水平的可变性和中平面电流片的振荡。气体与磁场之间的耦合增强，削弱了VSI。随着磁化强度的增加，VSI也会减弱，我们发现VSI的周期性运动特征会转变为低振幅的呼吸模式振荡。
2020-01-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetic fields of protoplanetary disks
本文综述了原行星盘磁场研究，结合观测数据与MHD模型，分析角动量输运及磁通演化机制，并主张可用化石磁场理论解释观测结果。
2024-01-25 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Growth of Magnetorotational Instability in Circumstellar Disks around Class 0 Protostars
我们调查的磁旋转不稳定性（MRI）的增长的可能性在磁盘0类原恒星。我们建立了一个圆盘模型，并计算了中性和带电原子、分子和尘埃颗粒的化学反应，以得出每个物种的丰度和圆盘的电离度。然后，我们估计的非理想磁流体力学效应，如欧姆耗散，双极扩散和霍尔效应的扩散系数。最后，我们评估MRI在椎间盘每个区域的线性增长率。我们调查的磁场在我们的磁盘模型的强度和方向的变化的影响，我们采用了四种不同的尘埃模型，调查尘埃的扩散系数的大小分布的影响。我们的结果表明，在远离原恒星的区域可能存在一个弱磁场的MRI活动区，其中霍尔效应在MRI的生长中起作用。另一方面，在所有的模型中，磁盘是稳定的，对磁共振成像的区域内$<20$ au从赤道平面上的原恒星。由于在恒星形成的早期阶段，盘的大小仅限于$\lesssim 10-$ $20$ au，因此在这样的盘中很难发展出MRI驱动的湍流。
2021-04-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Inside-Out Planet Formation. V. Structure of the Inner Disk as Implied by the MRI
大量的地球到超级地球大小的行星被发现非常接近它们的宿主恒星，这促使人们考虑$in$ $in$形成模型。特别是，由内而外的行星形成是一种情况下，行星在磁盘中顺序合并，在局部气体压力最大值附近的死区的内边界。压力最大值是由粘度下降引起的，从最里面的活性盘（碱金属的热电离通过磁旋转不稳定性（MRI）产生高粘度）到相邻的死区（MRI被淬灭）。以前的研究的压力最大值，$α$ -磁盘模型的基础上，已假设特设值的粘度参数$α$在活动区，忽略了详细的物理MRI。在这里，我们明确耦合的MRI标准$α$盘方程，找到稳态（常数吸积率）的磁盘结构的解决方案。我们认为欧姆和双极的粘性的影响，并找到一系列的磁盘吸积率（$\dot{M}$ = $10^{-10}$ - $10^{-8}$ ${\rm M}_{\odot}$ /yr），恒星质量（$M_{\ast}$ = 0.1 - 1 ${\rm M}_{\odot}$），和$non$ -MRI $α$ -粘度在死区（$α_{\rm {DZ}} = 10^{-5}$ - $10^{-3}$）的基准值的解决方案。我们发现：（1）中平面压力最大值径向形成死区的内边界$outside$：（2）霍尔电阻率在内盘的中平面附近占主导地位，这可以解释为什么近距离行星在$\sim$中形成50%的$not$系统：（3）X射线电离可以与热电离在内盘中竞争，因为在稳定状态下那里的表面…
2018-06-15 astro-ph.SR
Magnetic self-organisation in Hall-dominated magnetorotational turbulence
磁旋转不稳定性（MRI）是最有前途的机制，角动量是有效地向外传输的天体物理盘。然而，它在原行星盘上的应用仍然存在问题。这些圆盘的电离能力很差，在称为“死区”的区域中，它们可能不支持磁旋转湍流。最近有人提出，霍尔效应，一种非理想的磁流体动力学（MHD）效应，可以通过将磁活性柱密度提高一个数量级或更多来恢复这些死区。我们研究这个想法，通过执行本地，三维，电阻霍尔-磁流体模拟的MRI的情况下，霍尔效应占主导地位的欧姆耗散。正如预期的线性稳定性分析，我们发现一个指数增长的不稳定性制度，否则线性稳定的电阻磁流体。然而，而不是有力的和持续的磁旋转湍流，我们发现，MRI饱和产生大规模的，长寿命的，轴对称结构的磁场和速度场。我们把这些结构分别称为纬向场和纬向流。它们的出现会导致湍流运输急剧减少至少两个数量级的外推基于电阻MHD，结果是质疑当代模型的分层吸积。我们构建了一个严格的平均场论来解释这种新的行为，并预测它何时会发生。对原行星盘的结构和演化，以及行星形成的理论的影响，进行了简要的讨论。
2013-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Global Simulations of the Inner Regions of Protoplanetary Disks with Comprehensive Disk Microphysics
弱电离原行星盘（PPD）的气体动力学在很大程度上受气体和磁场之间的耦合控制，并由三种非理想磁流体动力学（MHD）效应（欧姆、霍尔和双极）描述。以前的本地模拟结合这些过程显示，PPD的内部区域主要是层流伴随着风驱动的吸积。我们进行二维轴对称，完全全球MHD模拟这些地区（$\sim1-20$ AU），考虑到所有非理想的MHD效应，表列扩散系数和近似处理的外部电离和加热。随着净垂直场与磁盘旋转对齐，霍尔剪切不稳定性强烈放大水平磁场，使整体动力学依赖于初始场配置。磁盘形成后，磁盘可能会松弛到一个内部区域，其特征在于不对称的场配置跨越中平面，平滑过渡到一个更对称的外部区域。角动量输运是由MHD风和层流麦克斯韦应力驱动的，吸积和递减流都存在于不同的高度，并从两个磁盘两侧适度不对称风。当磁场极性不一致时，弱磁化圆盘会形成非对称的磁场结构，其中超声吸积流集中在圆盘表面的一侧，而圆盘两侧则存在高度非对称的风。在所有情况下，风的性质是磁热的，其特征是质量损失率超过吸积率。磁化强度越强的圆盘，磁场结构和流动结构越对称。更深的远紫外线渗透导致更强和更不稳定的流出。对观测和行星形成的影响也进行了讨论。
2017-07-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Global multifluid simulations of the magnetorotational instability in radially stratified protoplanetary disks
角动量的重新分布是原行星盘演化中的一个长期问题。磁旋转不稳定性（MRI）被认为是一种可能的机制。我们提出的研究结果，涉及多流体的全球模拟，包括欧姆耗散，双极扩散和霍尔效应在一个动态的，自洽的方式。我们专注于湍流所造成的非线性发展的MRI在径向分层的PPD和比较理想的MHD模拟。在多流体模拟中，盘最初被设置为从弱霍尔主导状态过渡到强霍尔主导状态，在弱霍尔主导状态中，霍尔效应是主要的非理想效应，但与感应项大致相同或弱于感应项，在强霍尔主导状态中，霍尔效应主导感应项。随着模拟的进展，盘的相当大的一部分发展成弱霍尔主导盘。我们发现从湍流的过渡到层流在磁盘的内部区域，但没有任何相应的整体密度功能。我们引入了一个无量纲参数$α_\mathrm{RM}$来描述吸积，其中$α_\mathrm{RM} \gtrsim 0.1$对应于湍流输运。我们计算的涡流周转时间，$t_\mathrm{eddy}$，并比较这与一个有效的重组时标，$t_\mathrm{rcb}$，以确定是否湍流的存在需要非平衡电离计算。我们发现$t_\mathrm{rcb}$通常比$t_\mathrm{eddy}$小三个数量级。此外，电离分数没有明显变化。这两个结果表明，这些多流体模拟应该是可比的单流体非理想模拟。
2016-08-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hall effect-driven formation of gravitationally unstable discs in magnetized molecular cloud cores
我们证明了在磁化分子云核中形成重力不稳定盘，初始质量与通量比为临界值的5倍，有效地解决了磁制动灾难。我们利用欧姆电阻率、双极扩散和霍尔效应以及$ζ_\text{cr} = 10^{-17}$ s $^{-1}$的正则宇宙线电离率来模拟引力坍缩直至恒星核心的形成。当磁场和旋转轴初始对准时，在第一芯相之后形成$\lesssim1$ ~Au盘，而当磁场和旋转轴反向对准时，在第一芯相期间形成引力不稳定的25~Au盘。对准模型发射了3 km s的$^{-1}$第一核外流，而反对准模型仅发射了弱的$\lesssim 0.3$ km s $^{-1}$第一核外流.定性地，我们发现，模型与$ζ_\text{cr} = 10^{-17}$的$^{-1}$是类似于纯流体动力学模型，如果旋转轴和磁场最初是反对齐的，而它们是定性地类似于理想的磁流体动力学模型，如果最初对齐。
2018-08-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hall-effect Controlled Gas Dynamics in Protoplanetary Disks: I. Wind Solutions at the Inner Disk
原行星盘（protoplanetary disk，PPD）的气体动力学在很大程度上受到非理想磁流体动力学（MHD）效应的控制，包括欧姆电阻率、霍尔效应和双极扩散。其中，霍尔效应的作用是最少探索和最知之甚少。我们已经包括所有三个非理想的MHD效应在一个自洽的方式调查的霍尔效应的PPD气体动力学的作用，使用本地剪切盒模拟。在这第一篇论文中，我们专注于PPD的内部区域，以前的研究不包括霍尔效应已经发现，内部磁盘高达~10 AU主要是层流，吸积驱动的磁离心风。我们证实了这一基本的图片，并表明霍尔效应引入适度的修改风的解决方案，这取决于大规模的极向磁场B_0线程磁盘的极性。当B_0.Omega>0时，水平磁场向盘内部强烈放大，导致更强的盘风（就风驱动吸积率而言，放大约50%或更少）。增强的水平场也导致更强的大规模麦克斯韦应力（磁制动），这有助于相当大一部分的风驱动吸积率。当B_0.Omega<0时，水平磁场减小，导致较弱的盘风（约20%）和可忽略的磁制动。当B_0.Omega>0时，在磁转动不稳定性发生之前，层流区扩展到~15 AU，而当B_0.Omega<0时，在典型的PPD吸积率下，层流区仅扩展到~3- 5AU。风的属性，特别是风驱动的吸积率的标度关系，提供对齐和反对齐的字段的几何形状。还讨论了风解的对称性和谷物丰度的问题。
2014-06-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radiative Nonideal MHD Simulations of Inner Protoplanetary Disks: Temperature Structures, Asymmetric Winds, and Episodic Surface Accretion
Astronomical Institute, Tohoku University（东北大学天文学研究所）；Institute for Advanced Study and Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学高等研究院和天文学系）
本文通过包含完整非理想MHD效应和近似辐射传输的二维全球模拟，揭示了内原行星盘中磁场方向决定单侧快速表面吸积与不对称盘风，并证明吸积加热不影响盘温而风增强辐射加热，为观测提供磁活动特征。
2025-08-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Interdependence of Electric Discharge and The Magnetorotational Instability in Protoplanetary Disks
研究了电阻磁流体动力学中电场放电对原行星盘磁旋转不稳定性的影响。我们已经进行了三维剪切盒模拟等离子体β和电击穿模型的各种值。我们发现，尽管高电阻率的MRI的自我维持。不稳定性引起引起电击穿的大电场，并且击穿保持不稳定性所需的高电离度。这种自维持MRI的条件由剪切运动的能量供应和欧姆耗散消耗的能量之间的平衡来设置。我们将条件应用于各种磁盘模型，并研究MRI的活动区、自维持区和死区。在最小质量太阳星云（MMSN）的基准模型中，新发现的持续区只占据了盘的有限体积。而在晚期贫气盘模型中，持续区占据了较大的盘体积。
2013-05-17 astro-ph.SR
Disk Formation in Magnetized Clouds Enabled by the Hall Effect
恒星形成于分子云的致密核心中，这些分子云被观察到明显的磁化。动力学上重要的磁场对原恒星盘的形成是一个重大的障碍。最近的研究表明，磁制动是强大到足以抑制形成的旋转支撑盘在理想的MHD极限。非理想的磁流体动力学效应是否能形成磁盘，目前还没有定论。我们进行了第一次研究如何磁盘形成的磁云修改的霍尔效应，探索最少的三个非理想的MHD效应在恒星形成（其他两个是双极扩散和欧姆耗散）。为了说明的目的，我们考虑一个简化的问题，一个非自引力，磁化信封崩溃到中央原恒星的固定质量。我们发现霍尔效应可以使坍缩流的内部旋转到开普勒速度，从而产生旋转支撑盘。该磁盘是通过霍尔感应转矩产生的。只要霍尔系数足够大，即使当包络线最初不旋转时，也会形成圆盘。当磁场方向翻转时，磁盘旋转的方向也反转。这意味着霍尔效应原则上可以在原恒星周围产生规则旋转和反向旋转的圆盘。我们的结论是，霍尔效应是一个重要的因素，考虑在研究角动量演化的磁化恒星形成一般和磁盘的形成，特别是。
2011-01-15 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
Formation and Early Evolution of Protoplanetary Disks under Nonuniform Cosmic-Ray Ionization
本文在 Athena++ 中开发全隐式宇宙射线输运模块，通过三维分子云核坍缩模拟表明，非均匀电离会削弱盘尺度磁角动量输运，使原行星盘更易引力失稳并形成显著旋臂。
2025-05-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
Global Hall-magnetohydrodynamic simulations of transition disks
本研究通过 2D 轴对称全局辐射磁流体动力学模拟，探讨了纳入霍尔效应等非理想 MHD 效应对过渡盘结构的影响，发现包含霍尔效应能在维持内空腔的同时产生跨声速吸积和环状结构，为解释观测高吸积率提供了依据。
2025-03-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Microphysical Regulation of Non-Ideal MHD in Weakly-Ionized Systems: Does the Hall Effect Matter?
本研究证明弱电离系统中磁场梯度过陡会使非理想MHD失效，提出修正因子方案恢复物理行为，并表明霍尔效应在多数条件下不具动力学重要性。
2025-09-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Moving-mesh non-ideal magnetohydrodynamical simulations of the collapse of cloud cores to protostars
本文利用动网格代码 AREPO 开展多化学模型、多几何构型的云核坍缩模拟，表明霍尔效应依磁场方向调控盘演化与外流，并在部分情形中主导非理想 MHD 过程。
2025-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-ideal MHD and protostellar feedback effects on disc formation and evolution in numerical simulations of star cluster formation
University of Texas at Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校）；Flatiron Institute（西蒙斯平顿研究所）；California Institute of Technology（加州理工学院）
本研究通过GIZMO与STARFORGE框架的数值模拟，对比理想/非理想MHD及喷流反馈对星团形成中盘演化的影响，发现磁制动无法抑制盘形成，喷流反馈会增加碎裂并降低恒星质量。
2026-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
