Detection of negative effective magnetic pressure instability in turbulence simulations
我们提出了第一个演示的负有效磁压不稳定性的直接数值模拟稳定分层，外部强制，等温磁流体湍流在大等离子体β制度。通过这种不稳定性的作用，初始均匀的水平磁场形成通量集中，其尺度与湍流尺度相比是大的。我们进一步表明，这些大尺度结构的磁能仅弱依赖于磁雷诺数，提供其值是足够大的不稳定性被激发。我们的研究结果支持早期的平均场计算和分析工作，确定了这种不稳定性。在太阳活动区的形成的应用进行了讨论。
2011-10-04 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Linear and nonlinear hydromagnetic stability in laminar and turbulent flows
我们考虑任意大的扰动的一个规定的纯流体动力学流动的导电流体的演变。我们研究是否流扰动以及所产生的磁场衰减或随时间增长，并构成一个发电机过程。为此，我们导出了流体动力学扰动的动能与磁能之和的广义的M-O方程。流动被限制在有限体积内，因此边界处速度的法向分量为零。与以前的作品相比，切向分量是任意的。对于磁场，我们大多采用经典的边界条件，其中场在整个空间中延伸。我们建立临界值的流体动力学和磁雷诺数低于任意大的初始扰动的流体动力学流衰减。这涉及到推广的瑞利-费伯-克拉恩不等式的最小特征值的椭圆算子。对于高雷诺数湍流，我们提供了一个估计的临界磁雷诺数低于任意大的波动的磁场衰减。
2021-05-02 astro-ph.SR math-ph math.MP
Hydromagnetic equilibrium in non-barotropic multifluid neutron stars
传统上，中子星的磁流体平衡问题是在标准磁流体力学的背景下解决的，物质服从正压状态方程。在本文中，我们采取了一个更现实的处理问题的一步，考虑中子星与内部超流组件。在这个多流体模型分层与不同的物质组成（相对质子中子密度分数）进入作为一种天然成分，导致非正压系统。在将超流/超导中子星的磁流体平衡问题转化为微扰问题之后，我们着重研究了由超流中子和正常质子、电子组成的三流体系统的特殊情况。我们确定了具有混合极面-环面成分的偶极磁场的平衡结构。我们发现，相对于正压模型，分层的通用效果，导致平衡与较高比例的储存在环形分量的磁能。然而，即使在具有强分层的模型中，极向分量和环向分量也是相当的，前者贡献了大部分的磁能。
2012-02-03 astro-ph.SR
Properties of the negative effective magnetic pressure instability
正如在早期的研究中所证明的那样，湍流可以导致对有效平均磁压的负贡献，这反过来又会导致大规模的不稳定性。在这项研究中，磁流体平均场建模进行等温分层层中存在的水平磁场。对负有效磁压不稳定性进行了全面的研究。结果表明，如果湍流对平均磁张力的影响消失，这是一致的，从直接数值模拟的强迫湍流的结果，增长最快的本征模式的NEMPI是二维的。增长率被发现依赖于一个参数β_* 表征湍流贡献的有效平均磁压中等强的平均磁场。提出了一个拟合公式，给出了增长率作为湍流运动粘度，湍流磁扩散率，密度标度高度，和参数β * 的函数。所施加的磁场的强度并不明确地进入，只要垂直边界的位置被选择为使得NEMPI的本征模的最大值适合于该域。作为NEMPI的可能应用，讨论了太阳黑子和太阳活动区的形成。
2012-02-20 astro-ph.SR
Bipolar region formation in stratified two-layer turbulence
这项工作提出了一个广泛的研究，以前发现的形成双极通量浓度在两层模型。我们解释的形成过程中的负有效磁压不稳定性（NEMPI），这是一个可能的机制来解释太阳黑子的起源。在我们的模拟中，我们使用笛卡尔域的等温分层气体，分为两层。在下层，湍流是被迫与横向非螺旋随机波，而在上层没有流诱导。始终在整个域中施加弱的均匀磁场。在这项研究中，我们改变分层通过改变重力加速度，磁雷诺数，施加的磁场的强度，和域的大小，以调查他们的形成过程的影响。双极磁结构的形成在很大的参数范围内发生。磁结构变得更强烈的分层，直到密度对比成为周围的$100$穿过湍流层。对于考虑的雷诺数，磁通量浓度产生在磁普朗特数在0.1和1之间。双极区域中的磁场随着较高的施加场强而增加，直到该场变得与湍流的均分场强相当。更大的水平范围使通量集中变得更强和更连贯。双极结构的大小与畴的大小无关。在双极区形成的情况下，我们发现大规模的磁场，这是一个磁流体不稳定性的指示指数增长。此外，通量浓度与强大的大规模向下和收敛流。这些发现意味着NEMPI是负责磁通量浓度。
2016-04-26 astro-ph.SR
Hydromagnetic Instabilities in Neutron Stars
在广义相对论中，我们假设多方状态方程，建立了中子星极向磁场的非线性理想磁流体动力学模型。我们确定熟悉的磁流体模式，特别是“香肠/静脉曲张”模式和“扭结”固有的极向磁场的不稳定性。这种演化主要是由扭结不稳定性引起的，它导致了磁场的灾难性重构。系统随后演化到新的、非轴对称的、准平衡的最终状态。这个稳定的准平衡分支的存在可能会对磁星物理学产生影响，包括耀斑的产生机制和准周期振荡的解释。
2011-05-24 astro-ph.SR gr-qc
Mean-field and direct numerical simulations of magnetic flux concentrations from vertical field
先前已经发现，如果与湍流涡旋的尺寸相比，区域足够大，则强分层磁流体湍流会产生磁通量集中。平均场模拟（MFS）使用参数化的雷诺应力和麦克斯韦应力显示出负的有效磁压不稳定性，并已能够再现直接数值模拟（DNS）的许多方面，关于这种大规模的不稳定性的增长率，所产生的磁结构的形状，以及它们的高度作为磁场强度的函数。与施加水平场的情况不同，对于垂直场，可以达到与湍流均分强度的磁通量浓度。这导致了类似太阳黑子的磁斑。在这里，我们要找出在什么条件下出现的磁通量浓度与垂直场和他们的内部结构是什么。我们使用MFS，DNS和隐式大涡模拟的组合来表征所产生的磁通量浓度强制等温湍流与施加的垂直磁场。我们证实了以前的结果，在运动学阶段的大规模不稳定的结构的水平波长约为10倍的密度尺度高度。在以后的时间里，甚至更大的结构正在以类似于螺旋驱动湍流中的逆光谱传输的方式产生。使用湍流模拟，我们发现，磁通量浓度发生的马赫数在0.1和0.7之间的不同值。DNS和MFS显示了平均场能量与湍流动能相当的磁通量管。所产生的垂直磁通量管受到沿管的向下流动和来自侧面的相应流入的限制，这保持了场集中。
2014-01-14 astro-ph.SR
Magnetic Prandtl number dependence of kinetic to magnetic dissipation ratio
利用直接数值模拟三维磁流体湍流，无论是螺旋或非螺旋强迫，我们表明，运动的能量耗散的比例总是增加与磁普朗特数，即，运动粘度与磁扩散率之比。这种依赖关系总是可以近似为幂律，但指数在所有情况下都不相同。对于非螺旋湍流，指数约为1/3，而对于螺旋湍流，指数在0.6和2/3之间。在统计稳定状态下，发电机将动能转化为磁能的速率必须等于焦耳耗散速率。我们强调，无论是小规模和大规模的发电机，能量转换的效率敏感地依赖于磁普朗特数，从而对微物理耗散过程。为了理解这种行为，我们还研究了湍流的壳模型和一维被动和主动标量模型。我们的结论是，磁普朗特数的依赖性是定性最好的再现在一维模型中的耗散通过本地化阿尔芬扭结的结果。
2014-07-18 astro-ph.SR physics.flu-dyn
Large-scale magnetic flux concentrations from turbulent stresses
在这项研究中，我们提供了第一个数值演示的平均洛伦兹力和由此形成的大规模磁结构的湍流的影响。使用三维直接数值模拟（DNS）的强制湍流，我们表明，强加的平均磁场导致的湍流磁流体压力和张力的减少。通过确定将湍流雷诺应力和麦克斯韦应力之和与平均磁场的麦克斯韦应力相关联的相关函数来量化这种现象。使用这样一个参数化，我们通过二维和三维的平均场数值模拟，等熵密度分层层变得不稳定的存在下，一个统一的施加磁场。这种大尺度的不稳定性导致了环状磁结构的形成，这些环状磁结构集中在分层层的顶部。在三维空间中，这些结构类似于太阳中双极磁区的外观。DNS和平均场数值模拟的结果与理论预测吻合得很好。我们讨论我们的模型的背景下，分布式太阳发电机的活动区域和太阳黑子可能是相当浅的现象。
2009-10-12 astro-ph.SR
Magnetic field evolution in simulations with Euler potentials
使用二维和三维磁流体模拟的范围内的不同的流量，包括层流和湍流的，它表明，解决方案表示的领域在欧拉势（EP）一般是不正确的，如果EP演变与人工扩散项。在三维空间中，标准的方法使用的磁矢势被发现允许发电机行动时，EP给衰减的解决方案。在施加场的情况下，EP方法在小尺度下产生过多的功率。这种效应在动态情况下更加夸张，表明来自洛伦兹力的反馈不切实际地减少。EP方法同意标准方法，只有在早期的时候，磁扩散率没有时间采取行动。它表明，即使是一个小的人工磁扩散率EP的使用不收敛到一个适当的解决方案的磁流体湍流。这种不一致的根源与磁螺旋度或磁场的三维性无关，而仅仅是由于这样一个事实，即依赖于相同坐标的用EP表示的磁场的非线性表示与感应方程中的线性扩散算子不相容。
2009-09-15 astro-ph.CO astro-ph.SR
The fratricide of alpha-Omega dynamos by their alpha-squared siblings
上下文螺旋强迫磁流体动力剪切片湍流可以支持不同的大尺度发电机模式，虽然α - Ω模式通常被认为是主导，因为它是增长最快的。在α - Ω发电机中，大部分场放大是由剪切产生的。由于差动旋转是天体物理学中普遍存在的剪切源，这种发电机被认为是大多数天体物理学大尺度磁场的来源。目标。本文研究了振荡迁移α - Ω型发电机在湍流模拟中的稳定性。方法.我们使用剪切片模拟的磁流体湍流是螺旋被迫在波数约三倍大于最低波数的域，使α - Ω和α2发电机行动是可能的。结果当α - Ω模达到饱和状态后，由螺旋湍流维持的正交α2模将破坏α - Ω模。我们表明，至少有两个过程，通过这种过渡可以发生。结论.本文在太阳和恒星活动的巨极小区的背景下讨论了α - Ω发电机被它的α2兄弟发电机的自相残杀。然而，α - Ω发电机从α2发电机的起源尚未被发现。
2011-02-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Competition of rotation and stratification in flux concentrations
在强烈分层的湍流层中，均匀的水平磁场可能变得不稳定，从而自发地形成局部磁通集中，这是由于湍流对大尺度（平均场）磁压的负贡献。这种机制，称为负有效磁压不稳定性（NEMPI），是与发电机的情况下，大部分的磁场驻留在对流区的大部分，而不是在底部的兴趣。最近使用平均场磁流体方程的工作表明，NEMPI在科里奥利数低至0.1的相当低的旋转速率下被抑制。{Here通过研究旋转对NEMPI发展和有效磁压的影响，我们扩展了这些早期的研究。我们还从直接数值模拟（DNS）中量化动力学螺旋度，并与早期的工作进行比较。{To计算旋转效应对有效磁压的影响，我们考虑DNS和使用$τ$方法的分析研究。为了研究旋转对NEMPI发展的影响，我们使用了笛卡尔域中的3D磁流体方程的DNS和平均场计算。{We发现NEMPI的增长率从早期的平均场计算很好地再现DNS，提供的科里奥利数低于约0.06。在这种情况下，动力学和磁螺旋被发现是弱的。为了更快的旋转，发电机的行动成为可能。然而，有一个中等范围的旋转速率，其中发电机本身的行动还不可能，但NEMPI的旋转抑制正在减轻。{通过抑制湍流压力来产生磁通量浓度，似乎只有在太阳的最上层才有可能，那里的对流周转时间不到2小时。}
2013-05-17 astro-ph.SR
Spontaneous formation of flux concentrations in a stratified layer
最近在直接数值模拟（DNS）中发现的负有效磁压不稳定性可能在太阳黑子和恒星活动区的形成中起着至关重要的作用。这种不稳定性是由湍流对有效平均洛伦兹力（湍流和非湍流贡献的总和）的负贡献引起的，并且导致从初始均匀磁场形成大尺度非均匀磁结构。这种不稳定性在DNS的稳定分层，外部强制，等温磁流体湍流在大等离子体β政权的早期调查，现在扩展到政权的较大规模的分离比，在计算域中的湍流涡的数量约为30。即使不进行任何空间平均，也可以看到大尺度磁结构的强烈自发形成。这些结构包含许多湍流涡旋。不稳定性的特征时间与湍流扩散时间L^2/eta_t相当，其中eta_t是湍流扩散率，L是区域尺度。DNS用于确认有效磁压确实在低于均分场的磁场强度下变为负值。的有效磁压力的磁场强度的依赖性的特点是拟合参数，似乎显示收敛的磁雷诺数的较大值。
2011-12-01 astro-ph.SR
Magnetic flux concentrations in a polytropic atmosphere
强分层磁流体湍流最近被认为是解释磁通量浓度的自发形成的负有效磁压不稳定性（NEMPI）的候选者。大部分的工作已经完成了等温层的密度标度高度始终是恒定的。现在，我们研究的有效性的早期结论的大小和增长率的磁性结构的情况下，多变层，其规模的高度急剧下降的表面。为了允许从等温到多变层的连续过渡，我们采用了被称为q指数的指数函数的推广。现在，多变层的顶部随着多变指数移动，使得在某个参考高度处的刻度高度总是相同的。我们使用平均场和直接数值模拟强迫分层湍流，以确定由此产生的通量浓度。在磁场强度为相对于湍流动能的局部均分场强度的约3-4%的深度处开始形成磁性结构。与等温情况不同，在等温情况下，较强的场可以在较大的深度处引起磁通量集中，在多变的情况下，结构更深处的生长速率降低。对于垂直场，形成超均分强度的磁结构，因为这样的领域生存向下平流，不像NEMPI下的水平磁场。这种结构的水平横截面近似为圆形。基于等温模型的结果可以局部应用于多变层。对于垂直场，形成超均分强度的磁通量集中，这支持了太阳黑子形成可能是一种浅层现象的建议。
2014-02-10 astro-ph.SR
Global Hydromagnetic Simulations of Protoplanetary Disks with Stellar Irradiation and Simplified Thermochemistry
由大规模磁场驱动的外流可能在原行星盘的演化和扩散中发挥重要作用，并为行星形成创造条件。我们扩展了我们的2-D轴对称非理想MHD模型，这些外流，通过将辐射转移和简化的热化学，探索加热如何影响风发射的双重目标，并说明如何通过诊断谱线的观测，这样的模型可以进行测试。我们的模型磁盘发射磁离心外流主要是通过磁张力，所以质量损失率增加只有适度时，热化学效应被switchedon.For典型的磁场强度，热化学和辐射加热比磁耗散更重要。我们还发现，夹带的垂直磁通量扩散出磁盘的长期时间尺度上的非理想MHD的结果。通过后处理线辐射转移，我们证明了谱线强度和时刻1地图的原子氧，HCN分子，和其他物种之间的模型与磁驱动的外流和一个较弱的，光蒸发外流显示潜在的可观察到的差异。特别是，线的形状和速度不对称的时刻-1地图可以识别从磁盘表面流出。
2020-05-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Global magnetic cycles in rapidly rotating younger suns
观测到的类太阳恒星旋转速度比我们现在的太阳快，往往会表现出增加的磁活动以及跨越多年的磁周期。使用球壳的全球模拟来研究年轻太阳中大尺度对流、旋转和磁性的耦合，我们探索了旋转对恒星发电机和磁循环性质的影响。主要的3-D MHD模拟进行了三倍于目前的太阳自转速率揭示磁流体发电机的行动，产生强大的环形磁场在低纬度地区的花环，往往在两个半球相反的极性。我们最近的模拟已经探索了系统中的行为，具有相当低的扩散率，实现了亚网格尺度模型，包括未解决的湍流的动态Smagorinsky治疗。较低的扩散促进了磁环的产生，这些磁环经历了磁场强度的显著时间变化，表现出涉及极性反转的全球磁循环。在我们的最小扩散模拟中，我们发现，磁浮力加上对流巨细胞平流可以导致上升的相干环的磁场向模拟域的顶部。
2010-10-28 astro-ph.SR
Gravitational Waves and Hydromagnetic Instabilities in Rotating Magnetized Neutron Stars
我们对旋转多变中子星中极向磁场进行了非线性广义相对论理想磁流体动力学模拟。我们有三个主要目标：i）了解非旋转和旋转中子星中极向磁场固有的磁流体动力学不稳定性的本质，ii）探索稳定平衡配置的可能空间，以及iii）了解由灾难性重新配置引起的引力波发射与巨型磁星耀斑相关的磁场。我们的主要物理贡献可概括如下：i）磁星耀斑引起的f模式的引力波不太可能在当前或不久的将来一代的引力波观测站中被检测到，ii）来自在中子星内部传播的阿尔芬波的引力波更有可能是候选者，尽管这种解释依赖于这些模式的未知阻尼时间，iii）从我们的模拟中导出的任何磁场平衡被表征为非轴对称的，其大约65%的磁能在极向场中，iv）旋转作用以分离我们的系统中不同不稳定性的时间尺度，由于延迟的扭结不稳定性，静脉曲张模式起着更主要的作用，以及v）尽管扭结模式的增长速率减慢，但它总是存在于我们的模拟中，甚至对于旋转周期与阿尔芬时标具有相同量级的模型也是如此。
2012-03-15 astro-ph.SR gr-qc
Alpha effect due to buoyancy instability of a magnetic layer
在太阳对流层下方的过冲区，可以存在磁层形式的强环向场。这激发了对旋转磁浮力不稳定性的更详细的研究。我们计算了α效应由于螺旋运动所造成的解体磁层在旋转的密度分层系统与角速度Ω使一个角度θ垂直。我们还研究了α效应对θ和初始磁场强度的依赖关系。我们在笛卡尔几何中进行三维磁流体模拟。由于小尺度速度和磁场的相关性，产生了湍流电动势。本文用试验场法计算了由层流产生的非均匀湍流的输运系数。我们发现不稳定性的增长率和磁场的扭曲随热导率和磁扩散率的比值单调变化。产生的α效应是不均匀的，并且随着初始磁场的强度而增加。因此，这是一个“反淬灭”α效应的例子。α效应是非局部的，需要大约8- 16个傅立叶模式来基于实际平均场重建实际EMF。
2010-11-04 astro-ph.SR
Hydromagnetic Waves in a Compressed Dipole Field via Field-Aligned Klein-Gordon Equations
磁流体波，特别是在地球磁层中观察到的频率在几个毫赫兹到几个赫兹范围内的磁流体波，被归类为超低频（ULF）波或脉动。由于它们在与辐射带粒子的相互作用和探测磁层结构方面的重要性，它们已被广泛研究。我们发展了一种研究背景磁场中的环形Aflvén驻波的方法，通过将波动方程沿着各个场线转换为Klein-Gordon（KG）形式。系统的本征值解在相应的本征频率大于截止频率时是传播型的，否则是倏逝型的。将该方法应用于内磁层压缩偶极磁场模型，得到了相关参数的空间分布和谐波振荡的空间波形。我们进一步扩展的方法，沿场线的极向模式阿尔芬驻波。特别是，我们提出了一个定量的比较与最近的航天器观测的极向阿尔文驻波在地球的磁层。基于KG方程的分析得到了与航天器测量的波周期和磁场与电场扰动幅度比一致的结果。我们也给出了压缩偶极磁场几何中压缩极向模波本征值解的计算结果。
2014-10-01 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Fanning out of the $f$-mode in presence of nonuniform magnetic fields
我们表明，在存在的谐波变化的磁场的基本或$f$ -模式中的分层改变，以这样一种方式，它扇出的诊断$kω$图，但模式功率也在风扇内。在我们的模拟中，表面被定义为在分段等温层中的温度和密度跳跃。与我们之前的工作（Singh等人，2014）不同，我们考虑了均匀磁场，在这里，我们采用了非均匀磁场以及长度尺度远小于磁场的磁流体湍流。$f$ -模式的扩展是较强的局限于表面以下的层的字段。在某些情况下，$kω$图还揭示了一类新的低频垂直条纹，其频率是背景磁场水平波数的两倍。我们认为，$f$模式展开的研究可能是一个新的和敏感的工具，以确定地下磁场的纵向周期性。
2014-07-01 astro-ph.SR physics.ao-ph
Accretion in giant planet circumplanetary disks
在巨行星的最后生长阶段，吸积被认为是由周围的环行星盘控制的。目前的天体物理学吸积盘模型依赖于磁流体湍流或重力湍流作为盘内有效粘性的来源。然而，在这些模型中的磁耦合吸积区域是如此有限，磁盘可能无法支持在所有半径的流入，或在所需的速度。在这里，我们研究自洽吸积所需的条件，其中磁盘容易吸积驱动的磁场或引力不稳定性。我们模拟的磁盘作为一个Shakura-Sunyaev $α$磁盘和计算电离的水平，磁场和磁盘之间的耦合强度使用欧姆，霍尔和双极扩散的MRI和垂直场，和重力不稳定的强度。我们发现，标准常数- $α$磁盘仅耦合到该领域的热电离内$30\,R_J$具有强磁扩散性，禁止吸积通过大部分的中平面。鉴于常数$α$盘不能产生与其粘性一致的吸积，我们放弃了常数$α$的假设，提出了另一种模型，其中$α$随水平磁湍流或重力湍流径向变化。我们发现，一个垂直的领域可能会驱动整个磁盘吸积，而MRI可以驱动吸积到$\sim200\,R_J$，超过Toomre的$Q=1$和gravitoturbulence占主导地位。盘相对较热（$T\gtrsim800\,$ K），因此质量较大（$M_{\text{disk}}\sim0.5\,M_J$）。
2014-02-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hyperchaotic Intermittent Convection in a Magnetized Viscous Fluid
我们考虑一个低维模型对流水平磁化层的粘性流体加热从下面。我们详细分析了磁流体对流的稳定性的两个控制参数的范围很广。也就是说，当改变初始施加的温差或磁场强度时，可以看到系统从规则到不规则的长期行为的转变，在混沌、周期和平衡渐近解之间切换。值得注意的是，由于感应磁场的过渡到超混沌动力学模型的一些参数是可能的。我们还揭示了广义洛伦兹模型的新特征，包括I型和III型不相容性。
2014-03-24 astro-ph.SR nlin.CD physics.flu-dyn
Transport enhancement and suppression in turbulent magnetic reconnection: A self-consistent turbulence model
通过增强传输，湍流预计有助于快速重联。然而，湍流的影响并不那么简单。除了增强输运外，某些环境下的湍流还表现出抑制输运的作用。在存在湍流交叉螺旋度的情况下，这种输运增强和抑制之间的动态平衡发生。由于这种动态平衡的结果，有效增强磁扩散率的区域被限制在一个狭窄的区域内，导致快速重联。为了证实这一观点，本文提出了一个描述磁重联的自洽湍流模型。借助于数值模拟，其中湍流效应通过湍流模型以一致的方式并入，确认了湍流磁重联中的动态平衡。
2014-01-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
