Ambipolar Diffusion in the Lower Solar Atmosphere: MHD Simulations of a Sunspot
太阳大气的磁流体动力学（MHD）模拟通常是在等离子体完全电离的假设下进行的。然而，在较低的太阳大气层中，降低的温度通常只会导致等离子体的部分电离。这种部分电离的等离子体的去耦中性和电离成分之间的相互作用产生双极扩散。为了研究双极扩散在光球层和色球层中传播波特性的作用，我们采用Mancha 3D数值代码来模拟磁声波在太阳黑子本影上方的大气中传播。我们解决非理想的MHD方程的数据驱动的扰动的静磁平衡和双极扩散的影响进行了研究，通过改变模拟，包括额外的条款，占这个过程中的MHD方程。分析模拟与/无双极扩散的能谱密度，我们发现的证据表明，双极扩散在弱电离低密度区域的波特性中起着关键作用，从而最大限度地提高当地的双极扩散系数。因此，我们建议，双极扩散是一个重要的机制，需要仔细考虑它是否应该被包括在模拟中，以及它是否应该被用于分析和解释低太阳大气层的特定观测。
2022-09-28 astro-ph.SR
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
Star-forming environments in smoothed particle magnetohydrodynamics simulations II: Re-simulating isolated clumps to determine equivalence of extracted clumps and parent simulations
本研究通过三维平滑粒子辐射磁流体动力学代码重新模拟29个提取的恒星形成团块，发现仅演化部分SPH粒子可在统计上重现恒星及星盘质量等分布，证明此类团块可作为研究孤立恒星形成的初始条件。
2024-01-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constrained hyperbolic divergence cleaning in smoothed particle magnetohydrodynamics with variable cleaning speeds
我们提出了一个更新的约束双曲/抛物线发散清洗算法的平滑粒子磁流体动力学（SPMHD），保持保守的波清洗速度在空间和时间上的变化。这是通过演化数量$ψ/ c_h$而不是$ψ$来实现的。这样做允许每个粒子携带单独的波清洁速度，$c_h$，可以在时间上演变，而不需要明确的规定，它应该如何演变，防止我们证明可能导致失控的能量增长与可变波清洁速度有关的情况。这种修改只需要对清洁方程进行微小调整，并且在现有规范中采用起来很简单。最后，我们证明了我们的约束双曲/抛物线发散清洗算法，运行了大量的迭代，可以减少该领域的发散到一个任意小的值，实现$\nabla \cdot B=0$机器精度。
2016-07-08 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
Smoothed particle magnetohydrodynamics
光滑粒子磁流体动力学已经达到了一个成熟的水平，使广泛的天体物理问题的研究。在这篇综述中，现代SPMHD方法的数值细节进行了描述。SPMHD的三个基本组成部分是在时间上演化磁场、从磁场计算加速度以及保持对磁场的无发散约束（无单极子）的方法。SPMHD中这三个要求之间的联系将在整个过程中得到强调。本综述的重点是在实践中运作良好的方法，并讨论为什么它们运作良好，而其他方法不。将讨论数值不稳定性，以及克服它们的策略。非理想的MHD效应的列入将被提交。将讨论进一步改进的可能途径的前景。
2023-11-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Phantom: A smoothed particle hydrodynamics and magnetohydrodynamics code for astrophysics
我们提出的幻影，一个快速，并行，模块化和低内存的平滑粒子流体动力学和磁流体动力学的代码开发在过去十年的天体物理应用在三维空间。该代码的开发重点是恒星、银河系、行星和高能天体物理学，并已广泛用于研究吸积盘和湍流，从行星的诞生到黑洞如何吸积。在这里，我们描述和测试的核心算法，以及模块的磁流体力学，自引力，下沉粒子，H_2化学，尘埃气体混合物，物理粘度，外力，包括众多的银河系的潜力，以及实现的Lense-Thirring岁差，坡印廷-罗伯逊阻力和随机湍流驱动。Phantom特此公开。
2018-06-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.HE
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
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
Conditions for justifying single-fluid approximation for charged and neutral dust fluids and a smoothed particle magnetohydrodynamics method for dust-gas mixture
通过扩展光滑粒子磁流体动力学，提出了一种用于尘气混合物磁流体动力学模拟的数值方法。我们采用单组分粒子的方法来描述粉尘-气体混合物的几个修改从以前的研究。我们假定带电尘埃和中性尘埃都可以作为单一流体处理，电磁力作用在气体上，而作用在带电尘埃上的力可以忽略。在原恒星形成的背景下，这些假设的有效性并不明显，并进行了广泛的评估。在终极速度近似下研究了电磁力和电流，发现随着粉尘粒径的增大，粉尘对它们的贡献变小，可以忽略不计。我们的结论是，对于直径为10μm的粉尘，我们关于粉尘上的电磁力可以忽略不计的假设是成立的。另一方面，它们不产生尘埃和d的数值伪影。10μm，实现了气体与粉尘的完美耦合。然而，我们也发现，我们的假设可能会打破外流（或在很强的磁场和低密度的环境下）的尘埃和d。10μm。我们的结论是，我们的假设是有效的，在几乎所有的情况下，宏观尘埃动力学是重要的背景下，原恒星的形成。我们用我们的模拟程序对尘埃波、尘埃磁流体冲击和磁化云核的引力坍缩进行了数值试验。结果表明，我们的数值方案很好地再现了磁化介质中的尘埃动力学。
2021-06-17 astro-ph.EP astro-ph.GA 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
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
A switch to reduce resistivity in smoothed particle magnetohydrodynamics
平滑粒子磁流体动力学模拟中包括人工电阻率，以捕获磁场中的冲击和不连续性。在这里，我们提出了一种新的方法，用于调整施加的电阻率的强度，使冲击被捕获，但远离冲击的磁场的耗散被最小化。我们的方案利用磁场梯度作为冲击指示器，设置α_B = h |gradB| / |B|，这样电阻率只在存在强不连续性的地方才被打开。这种方法的优点是电阻率参数不依赖于绝对场强。新的开关是基准上的一系列冲击管测试证明其能力捕捉冲击正确。它与Price & Monaghan（2005）提出的先前开关进行了比较，表明它导致场的耗散较低，特别是它成功地捕获了阿尔文速度远小于声速的区域中的冲击（即，当磁场非常弱时）。它也更简单。我们还表明，我们最近的约束发散清洗算法没有困难的激波管测试，与其他实现。
2013-09-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
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
Collapse of turbulent massive cores with ambipolar diffusion and hybrid radiative transfer II. Outflows
大多数大质量原恒星都有两极外流。尽管如此，对于这些流出的起源机制，以及较少观察到的单极流出的原因，还没有达成共识。我们的目标是确定早期大规模原恒星外流的起源，重点是在湍流介质中的辐射转移和磁场的综合影响。我们使用四个国家的最先进的辐射磁流体动力学模拟后，大规模的100 Msun前星核的拉美西斯代码崩溃。湍流通过初始速度色散来考虑。我们使用混合辐射转移方法，包括双极扩散。我们发现，湍流延迟发射的外流，这似乎主要是由磁流体动力学过程。磁塔流和磁离心加速度对加速有贡献，并且前者比后者在更大的体积上操作。我们最好的分辨率，5 AU，不允许我们得到磁离心加速流出的收敛结果。辐射加速也发生了，主要发生在恒星附近，扩大了外流范围，但对磁外流的发射没有负面影响（M~17 Msun，L~ 1 e5 Lsun）。相关的张角（20-30度时，磁场占主导地位）建议额外的（去）准直效果，以满足观测的限制。流出物几乎垂直于磁盘发射，并与最初的核心尺度磁场不一致，与几个观测研究一致。在最湍流的运行中，流出是单极的。我们的结论是，磁过程占主导地位的大规模原恒星外流的加速高达~17 Msun，对辐射过程。湍流扰动流出发射，是一个可能的解释单极流出。
2021-09-23 astro-ph.GA astro-ph.SR
Constrained Hyperbolic Divergence Cleaning for Smoothed Particle Magnetohydrodynamics
我们提出了一个约束制定Dedner等人的双曲/抛物线发散清洗计划，用于执行\nabla \dot B = 0约束的光滑粒子磁流体动力学（SPMHD）模拟。我们施加的约束是，能量被删除必须保存或耗散，这样的计划是保证减少总的磁能。这表明，需要使用共轭数值运算符来评估\nabla \dot B和\nabla的SPMHD清洗方程。与Price & Monaghan（2005）的早期实现相比，所得到的格式在密度跳跃和自由边界处是稳定的。二维阻尼参数的最佳值为σ = 0.2-0.3，三维阻尼参数的最佳值为σ = 0.8-1.2。有了这些参数，我们的约束哈密顿公式被发现提供了一个有效的手段，加强发散约束的SPMHD，通常保持平均值的h| \nabla \dot B|/ |B|的电阻率提高到0.1- 1%，比人工电阻率好一个数量级，而没有物理场中的相关耗散。此外，当应用到现实的，3D模拟，我们发现一个改进的动量守恒与相应的改善数值稳定性在基本上为零的额外的计算费用高达两个数量级。
2012-07-10 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Smoothed Particle Hydrodynamics and Magnetohydrodynamics
本文对光滑粒子流体动力学和磁流体动力学的理论和应用进行了综述和介绍。首先，我们给出了一个基本的SPH的基础，显示如何运动和能量方程可以自洽地从密度估计。然后，我们将展示如何解释这些方程使用基本的SPH插值公式，并突出SPH和其他粒子方法之间的方法的细微差别。在这样做的时候，我们还批评了几个“城市神话”关于SPH，特别是这样的想法，即一个人可以简单地增加“邻居数”更慢，比粒子总数，以获得收敛。我们还讨论了数值不稳定性的起源，如配对和拉伸不稳定性。最后，我们就如何解决SPMHD的三个主要问题：消除拉伸不稳定性，制定耗散项的MHD冲击和加强对粒子的发散约束，我们给出了实际的建议，我们在这方面的发展现状。本文附带的是NDSPMHD SPH代码的首次公开发布，这是一个1，2和3维代码，设计用于SPH/SPMHD算法的测试平台，可用于测试许多想法，并用于运行本文中包含的所有数值示例。
2010-12-08 astro-ph.CO astro-ph.IM astro-ph.SR
An Adjoint Projection Formulation for Enforcing the divergence-free Constraint in Smoothed Particle Magnetohydrodynamics
Konan University（神户大学）
提出一种投影方法，通过求解与离散散度算子相关的椭圆投影问题来校正磁场，使用体积加权度量的伴随梯度实现能量最小化修正，在二维和三维测试中有效控制散度误差。
2026-06-29 astro-ph.EP astro-ph.IM 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
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
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
Simulating Astrophysical Magnetic Fields with Smoothed Particle Magnetohydrodynamics
本文提出了改进光滑场磁流体动力学（SPMHD）中磁场处理的数值方法，并进行了试验。第二章是SPMHD的综述。在第三章中，我们发展了一个双曲/抛物混合格式，它可以消除来自磁场的发散误差。平均发散误差是一个数量级较低的所有测试情况下考虑，并允许稳定的模拟磁化分子云核心的引力坍缩。可以通过显式地增加双曲线波速度或通过在时间步之间循环清洁方程来改善清洁的有效性。在后者中，可以实现DivB=0。第四章研制了一种开关，以减少人工电阻率对磁场的损耗。与文献中现有的开关相比，这导致激波管测试中更尖锐的冲击轮廓，更低的磁能整体耗散，重要的是，能够在高度超阿尔文制度中捕获磁冲击。第5章比较了这些数值方法与基于网格的MHD方法（使用Flash代码）在驱动，等温，超音速湍流中的小尺度发电机放大磁场的模拟。这两个代码以指数方式放大的磁能在一个恒定的速率，虽然SPMHD显示分辨率的依赖性，从缩放的数值耗散项。时间平均饱和磁谱具有相似的形状，并且两个代码具有对数正态的磁场强度的PDF，其随着磁场饱和而变得不平衡。我们得出的结论是，SPMHD能够可靠地模拟小尺度磁场的发电机放大。第六章总结了全文，并对自激磁流体在二维剪切盒实验中激活磁转动不稳定性进行了初步的研究。
2015-05-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.IM
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
Star-forming environments in smoothed particle magnetohydrodynamics simulations I: Clump extraction and properties
本文从低质量星团SPMHD模拟中提取109个恒星形成团块，基于恒星束缚/吸积气体的时间逆向追踪定义团块，发现其性质多样且主要不依赖母云初始条件。
2023-05-25 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic Waves in a Partially Ionized Filament Thread
振荡和传播波在细丝的高分辨率观测中很常见，即，太阳灯丝/双折射的精细结构。由于日珥等离子体的温度通常在10^4 K的量级，因此日珥等离子体只被部分电离。在本文中，我们研究的中性粒子对波的传播在一个丝状线程模拟为一个部分电离的均匀磁通量管嵌入在一个均匀的和完全电离的日冕等离子体。电阻磁流体动力学基本方程中考虑了欧姆和双极磁扩散。我们数值计算扭结，慢，阿尔芬线性MHD模式的本征频率，并在某些情况下获得解析近似。我们发现，传播模式的存在受到纵向波数的临界值的存在。特别是，扭结波和阿尔芬波的下限和上限频率截止分别归因于平行于和垂直于磁场线的磁扩散。慢模只有一个较低的截止频率，这是由垂直磁扩散引起的，并受电离度的影响很大。此外，离子中性碰撞是最有效的阻尼机制短波长，而欧姆扩散占主导地位的长波长制度。
2009-05-06 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
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
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
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
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
Magnetorotational instability with smoothed particle hydrodynamics
我们提出了一个彻底的数值研究的MRI使用平滑粒子磁流体动力学方法（SPMHD）的几何密度平均力表达式（GDSPH）。我们进行剪切盒模拟不同的初始设置和广泛的分辨率和耗散参数。我们表明，第一次，MRI与持续的湍流可以成功地模拟SPH，结果与以前的工作与基于网格的代码一致。特别是，对于分层的盒子，我们的模拟再现了至少100个轨道的饱和湍流的MRI发电机的特征蝴蝶图。相反，传统的SPH模拟遭受失控的增长和发展非物理大方位场，类似于最近的研究结果与无网格方法。我们研究了MRI湍流对SPH中数值普朗特数的依赖性，重点是非分层，零净通量的情况。我们发现，湍流只能维持与普朗特数大于$\sim$ 2.5，类似的临界值的物理普朗特数在网格代码模拟。然而，不同于基于网格的代码，在SPH的数值普朗特数增加的分辨率，并为一个固定的普朗特数，所产生的磁能和应力是独立的分辨率。对所有模拟进行平均场分析，得到的输运系数表明在非分层情况下没有$α$效应，但在分层介质中有一个活跃的$αΩ$发电机和抗磁泵效应，这与以前的研究基本一致。在我们的模拟中没有明确的剪切电流发电机的迹象，这可能是负责一个较弱的平均场增长在高大，无分层，零净通量模拟。
2021-05-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A comparison between grid and particle methods on the small-scale dynamo in magnetised supersonic turbulence
我们执行的平滑粒子磁流体动力学（SPMHD）的代码，幻影，和欧拉网格为基础的代码，Flash，驱动，马赫数10湍流的小尺度湍流发电机之间的比较。我们表明，第一次，指数增长和饱和的初始弱磁场通过小规模发电机可以成功地再现与SPMHD。这两个代码同意的行为的磁能谱，饱和水平的磁能，和分布的磁场强度在生长和饱和阶段。主要的区别是发电机的增长率，其对分辨率的依赖性，不同的代码，造成的数值耗散和冲击捕获计划的差异，导致在幻影和闪光的有效普朗特数的差异。
2016-05-27 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
