The Flare-energy Distributions Generated by Kink-unstable Ensembles of Zero-net-current Coronal Loops
有人提出，日冕的百万度温度是由于在整个太阳大气中发生的几乎无法检测到的能量释放的综合效应，即所谓的纳米耀斑。唉，这一假设所暗示的纳米耀斑密度和亮度意味着结论性的验证超出了目前的观测能力。然而，我们调查的nanoflare假说的可解释性，通过构建一个磁流体动力学（MHD）模型，可以得到一个nanoflare的能量从一个理想的扭结不稳定性的性质。一组能量释放不稳定性被捕获的线性扭结模式的不稳定性阈值。阈值上的每个点都与一个独特的能量释放有关，因此我们可以预测纳米耀斑能量的分布。当线性不稳定阈值被越过时，不稳定性进入非线性阶段，因为它是由电流片重联驱动的。随着随后的耀斑爆发和下降，场过渡到较低的能量状态，这是由弛豫理论模拟的，即，螺旋度是守恒的，并且电流与场的比率在环内变得不变。我们应用该模型，使所有的循环内的合奏实现不稳定，然后释放能量放松。其结果是一个纳米耀斑能量分布。此外，我们产生不同的分布，通过改变环路的纵横比，每个环路所采取的不稳定的路径的性质，也可能伴随着环路松弛的径向膨胀的水平。所得到的加热速率刚好足够日冕加热。此外，我们还表明，扭结不稳定性不能与一个临界磁扭曲值沿不稳定性阈值的每一个点。
2011-07-13 astro-ph.SR
Avalanches in Magnetohydrodynamical simulations
本文通过分析两个不同MHD模拟中的电流片与耗散事件，发现磁能耗散和寿命呈跨设置一致的幂律分布，低等离子体β区域具有类似雪崩模型的自组织临界行为。
2025-09-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Temporal Analysis of Dissipative Structures in Magnetohydrodynamic Turbulence
在湍流等离子体中，能量耗散是高度间歇性的，局限于相干结构，如电流片。空间耗散结构的统计分析是研究湍流的有效途径。在本文中，我们推广这种方法来研究四维时空结构，即，耗散过程代表相互作用的相干结构，这对应于耀斑在天体物理系统。我们开发的方法识别和表征这些过程，然后进行统计分析的耗散过程中驱动磁流体动力学湍流的数值模拟。我们发现，过程往往是高度复杂的，长寿命的，弱不对称的时间。他们表现出强大的幂律概率分布和标度关系，包括与幂律指数接近-1.75的耗散能量的分布，表明强烈的耗散事件占主导地位的整体能量耗散。我们比较我们的结果与以前观察到的统计特性的太阳耀斑。
2015-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Reynolds-number dependence of the dimensionless dissipation rate in homogeneous magnetohydrodynamic turbulence
本文研究了在外力作用下，定常和非定常磁流体（MHD）湍流的无量纲耗散率$C_{\varepsilon}$的行为。结合前人对自由衰减MHD湍流的研究，本文得到了适用于均匀MHD湍流的最一般的$C_{\varepsilon}$模型方程，并对单位磁普朗特数下无量纲总能量耗散率随雷诺数的变化进行了全面的数值研究。我们进行了一系列中高分辨率的直接数值模拟机械强制固定MHD湍流，以验证模型方程的预测固定的情况下。此外，非普适性的问题进行了讨论的外力的影响，以及交叉和磁螺旋度的水平。渐近线$C_{\varepsilon,\infty}$的测量值位于自由衰变的$0.193 \leqslant C_{\varepsilon,\infty} \leqslant 0.268$之间，其中该值取决于交叉和磁螺旋度的初始水平。在平稳的情况下，我们测量$C_{\varepsilon,\infty} = 0.223$。
2017-01-04 astro-ph.CO astro-ph.SR physics.flu-dyn
Finite dissipation and intermittency in magnetohydrodynamics
我们提出了一个分析的数据来自衰减磁流体动力学（MHD）湍流的数值模拟高达1536^3点的网格分辨率和泰勒雷诺数为1200。初始条件是初速度和磁场均为螺旋形分布，它们之间的相关性可以忽略不计。在耗散峰值的数据分析，我们表明，在MHD耗散似乎渐近常数的雷诺数的增加，从而加强了快速重联事件在太阳环境中非常大的雷诺数的可能性。此外，磁流体流动，所确定的速度和磁场的结构函数的异常指数的频谱，是强于流体，确认早期的结果，然而，我们也发现，有一个可测量的速度和磁场的指数之间的差异，最近在太阳风中观察到的。最后，我们讨论了在这个流中出现的频谱标度律。
2009-03-19 astro-ph.SR
Nonuniversality and finite dissipation in decaying magnetohydrodynamic turbulence
本文从实空间能量平衡方程出发，导出了无平均磁场下均匀磁流体动力学湍流无量纲耗散率随雷诺数变化的模型方程，得到了$C_{\varepsilon}=C_{\varepsilon, \infty}+C/R_- +O(1/R_-^2))$，其中$R_-$为广义雷诺数。常数$C_{\varepsilon, \infty}$描述了总能量转移通量。这个通量取决于磁螺旋度和交叉螺旋度，因为它们影响能量的非线性传递，这表明$C_{\varepsilon,\infty}$的值不是普适的。直接数值模拟进行了高达$2048^3$网格点，数据和模型之间显示出良好的协议。该模型表明，宇宙尺度的磁场的大小是由矢量场相关性的值控制。这里介绍的思想可以用来推导类似的模型方程的其他湍流系统。
2015-05-12 astro-ph.CO astro-ph.SR physics.flu-dyn
Energy dynamics and current sheet structure in fluid and kinetic simulations of decaying magnetohydrodynamic turbulence
用流体和动力学程序对衰减磁流体动力学（MHD）湍流进行了模拟。初始条件是长波长、反向传播的剪切阿尔芬波的集合，它们相互作用并迅速产生强MHD湍流。总能量守恒和湍流能量衰减率是非常相似的两个代码，虽然流体代码有数值耗散，而动力代码有动力耗散。惯性距离功率谱指数在两个代码中是相似的。流体代码显示垂直波数谱斜率为$k_{\perp}^{-1.3}$。动力学代码示出了用于较小模拟域的$k_{\perp}^{-1.5}$的谱斜率，以及用于较大域的$k_{\perp}^{-1.3}$的谱斜率。我们估计，无碰撞阻尼机制的动力学代码可以解释所观察到的非线性能量级联的耗散。对当前图纸进行几何特征化。它们的长度和宽度在两个代码之间是很好的协议。长度与湍流的驱动尺度成线性比例。在流体代码中，它们的厚度由网格分辨率确定，因为没有显式扩散率。在动力学代码中，它们的厚度非常接近趋肤深度，而与网格分辨率无关。这项工作表明，动力学代码可以再现MHD惯性范围内的动态在大尺度上，而在同一时间捕获重要的动力学物理在小尺度上。
2015-06-01 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
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
Energy partition in magnetohydrodynamic turbulence
本文通过分析 MHD 湍流能量方程，给出动能与磁能分配关系，指出其由最大涡旋的磁长度尺度和速度长度尺度之比决定。
2025-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR 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
A Multistate Low-dissipation Advection Upstream Splitting Method for Ideal Magnetohydrodynamics
我们开发了一个新的数值方案理想磁流体动力学（MHD）模拟，这是强大的一维和多维冲击，低马赫数流动和不连续性是准确的。该方案属于一个家庭的平流上游分裂方法在计算空气动力学，它分裂的无粘通量在MHD方程的平流，压力和磁张力部分，然后分别评估质量，压力和磁张力通量在一个计算单元的接口。质量通量的设计，以避免数值激波不稳定性在多维，同时保持接触的不连续性。对于低马赫数流动，压力通量具有适当的比例，从而可以可靠地模拟几乎不可压缩的流动。磁张力通量的建立是一致的HLLD近似黎曼求解器，以保持旋转不连续性。我们演示了各种基准测试，以验证该计划的新颖性能。我们的研究结果表明，该计划必须是一个有前途的工具，以解决天体物理系统，包括低和高马赫数流，以及磁场不均匀性。
2020-04-17 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Dissipative Instability of Magnetohydrodynamic Sausage Waves in a Compressional Cylindrical Plasma: Effect of Flow Shear and Viscosity Shear
研究剪切流和黏性对压缩圆柱等离子体中MHD腊肠波耗散不稳定性（DI）的影响，推导了慢腊肠模式的解析色散关系，发现慢表面模式增长率与轴向波数和流剪切成正比，而慢体模式在特定波数处达峰值。
2023-09-11 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Coronal energy release by MHD avalanches III. Identification of a reconnection outflow from a nanoflare
本研究在发生 MHD 雪崩的 3D 日冕磁通量管模型中，识别出一种具有纳耀斑特征的重联出流，并验证了利用 SDO/AIA 和 MUSE 对其温度、能量及多普勒频移进行诊断的可行性与挑战。
2025-02-03 astro-ph.SR
Scaling properties of small-scale fluctuations in magnetohydrodynamic turbulence
磁流体动力学（MHD）湍流在大多数自然系统中，包括星际介质，太阳日冕，和太阳风，有雷诺数远远超过雷诺数在数值实验中可实现的。因此，小尺度波动的普遍标度特性引起了人们的极大关注，这些特性可以在模拟中可靠地测量，然后外推到天体物理尺度。然而，与流体动力学湍流，其中的惯性和耗散间隔的通用结构所描述的Kolmogorov自相似性相比，MHD湍流的缩放不能建立仅仅基于尺寸参数，由于存在一个内在的速度尺度-阿尔芬速度。在这封信中，我们证明了Kolmogorov第一自相似性假设不能以同样的方式制定为MHD湍流，它是制定为流体动力学的情况下。除了深刻的后果的分析考虑，这也提出了严格的条件，MHD湍流的数值研究。与流体动力学情况相比，MHD湍流数值模拟中的离散化尺度应比耗散尺度减小得更快，以便模拟随着雷诺数的增加而保持解析。
2014-09-09 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Dissipation scale lengths of density turbulence in the inner solar wind
了解湍流波动消散的长度尺度是理解弱可压缩磁流体动力学湍流性质的关键。我们使用无线电波长干涉成像观测，测量对内太阳风观测到的遥远宇宙源的散射展宽程度。我们解释这些意见，以确定在日心距离为2.5 - 20.27 $R_{\odot}$范围从$\approx$ 13500到520米的太阳风密度湍流的耗散尺度。我们对$\approx$ 10- 20 $R_{\odot}$的估计表明耗散尺度对应于质子回旋半径。它们与帕克太阳探测器进行的实地观测有关，预计将增进我们对太阳风加速的了解。
2019-01-08 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Intermittent Dissipation and Local Heating in the Solar Wind
利用ACE航天器的测量数据，获得了磁流体动力学（MHD）湍流动态产生的电流片附近行星际等离子体不均匀加热的证据。这些相干结构只占数据的19%，但贡献了总等离子体内能的50%。间歇性加热表现为电流片附近质子温度的升高，导致区域加热和温度升高持续数小时。发现非高斯结构的数密度与平均质子温度和太阳风速度成正比。这些结果表明，磁流体湍流驱动间歇性耗散通过层次的相干结构，这共同可能是一个重要的来源，日冕和太阳风加热。
2012-03-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
A unified picture of swirl-driven coronal heating: magnetic energy supply and dissipation
针对日冕加热问题，通过三维辐射磁流体动力学模拟分析宁静太阳的漩涡，发现其占总磁能约一半，可通过磁重联触发日冕加热事件且事件频率呈类幂律分布，为纳米耀斑驱动源提供候选。
2025-08-20 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic kink waves in nonuniform solar flux tubes: phase mixing and energy cascade to small scales
磁流体动力学（MHD）扭折波在太阳大气中是普遍存在的。这些波的传播和衰减可能对太阳大气介质中能量的传输和耗散起着相关的作用。然而，在大气等离子体中，横向MHD波能量的耗散的粘性或电阻率需要非常小的空间尺度是有效的。在这里，我们从理论上研究了在非均匀太阳磁通量管由于相位混合的MHD扭结波的小尺度的产生。我们超越了基于全局准模存在的通常方法，该全局准模由于共振吸收而随时间衰减。相反，我们使用一个模式的扩展来表示MHD扭结波作为一个叠加的阿尔文连续模式，相位混合随着时间的推移。这两种技术的比较表明，模态分析是更物理透明的，并描述了全球扭结运动的阻尼和小尺度的建立，由于相混合。此外，我们讨论了共振吸收和相位混合的过程是密切相关的。它们代表了相同的基本物理机制的两个方面：由于自然发生的等离子体和/或磁场不均匀性，从大尺度到小尺度的能量级联。这一过程可能为太阳大气等离子体中横向MHD波能量的有效耗散提供必要的条件。
2015-02-13 astro-ph.SR
Role of Non-Ideal Dissipation with Heating-Cooling Misbalance on the Phase Shifts of Standing Slow Magnetohydrodynamic Waves
我们分析的相位变化的常设，慢磁流体动力学（MHD）波在太阳日冕环使用线性MHD模型考虑到热传导性，压缩粘度，辐射损失，和加热-冷却不平衡的作用。我们估计了密度和温度扰动相对于速度扰动的时间和空间相移，并计算了密度和温度扰动之间的相位差。压缩粘度的整体意义被认为是可以忽略不计的大多数环路中考虑的研究。对于具有高背景密度和/或低背景温度的环路，辐射损失（具有加热-冷却不平衡）的作用被发现是更显着的。此外，加热-冷却不平衡与温度和密度相关的加热功能的效果被发现是更显着的情况下，较长的环路长度（$L=500$ \，毫米）。我们导出了多变指数[ $γ_{\rm eff}$ ]的一般表达式，发现在线性MHD下，压缩粘度对多变指数的影响可以忽略不计。恒定加热的辐射损失导致$γ_{\rm eff}$随着密度的增加而单调增加，而假设的加热函数[ $H(ρ,T) \propto ρ^{a}T^{b}$，其中$a=-0.5$和$b=-3$ ]的考虑使得$γ_{\rm eff}$在一定的环密度处达到峰值。我们还通过改变自由参数$a$和$b$来研究不同加热函数的作用，对于固定的环$ρ_0 = 10^{-11}$ \，kg $\text{m}^{-3}$，$T_0 = 6.3$ \，MK和环长$L= 180$ \，Mm，我们发现考虑不同的加热函数[ $H(ρ,T)$ ]导致密度和温度扰动之间的相位差的显著变化…
2021-12-09 astro-ph.SR
Spectral transfer and Kármán-Howarth-Monin equations for compressible Hall magnetohydrodynamics
我们推导了两种新形式的衰减可压缩霍尔磁流体动力学（MHD）湍流的Kármán-Howarth-Monin方程。我们测试他们的弱可压缩，二维，中等雷诺数霍尔MHD模拟的结果，并比较它们与各向同性频谱传输（ST）方程。由于边界条件的周期性，KHM和ST方程在整个模拟过程中自动满足，并具有互补的累积行为。它们在这里被用来分析湍流的开始及其充分发展时的性质。这些方法给出了等价的结果表征：在大尺度上的动能+磁能的衰减，MHD和霍尔跨尺度能量传递/级联，压力膨胀和耗散。当磁流体效应使能量接近离子惯性范围时，出现霍尔级联，并与重联电流片的形成有关。在稍后的时间，压力膨胀能量交换率在零附近振荡，当在其振荡的一段时间内平均时，对跨尺度能量转移没有净影响。一个减少的一维分析表明，所有这三种方法可能是有用的估计能量级联率从现场观测。
2021-04-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Evidence of Critical Balance in Kinetic Alfven Wave Turbulence Simulations
对动力学等离子体湍流进行了数值模拟，以评估临界平衡对动力学耗散尺度湍流的适用性。在频域中执行分析以避免执行湍流的局部分析中固有的复杂性。建立了耗散尺度临界平衡的理论模型，并与数值模拟结果进行了比较，两者吻合良好，这一结果构成了动力学湍流模拟中临界平衡的第一个证据，为各向异性湍流叶栅扩展到耗散范围提供了证据。我们还进行了欧拉频率分析的模拟数据，并将其与以前的研究磁流体动力学湍流模拟的结果进行比较。
2011-12-30 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Collisionless Reconnection in Magnetohydrodynamic and Kinetic Turbulence
最近有人提出（Loureiro & Boldyrev 2017; Mallet et et al. 2017），磁流体动力学（MHD）湍流中的惯性间隔在小尺度下不是由类似Kolmogorov的耗散区域终止，而是由撕裂不稳定性介导的新的亚惯性间隔终止。然而，许多天体物理等离子体几乎是无碰撞的，因此MHD近似不适用于小尺度的湍流。在这封信中，我们提出了扩展的理论的重联介导的湍流等离子体是如此弱的碰撞，发生在湍流涡旋的重联是由电子惯性，而不是电阻率。我们发现，重连介导的湍流的过渡尺度取决于等离子体β和等离子体湍流模型的假设。然而，在分析的所有情况下，在重新连接介导的间隔中的能谱范围从$E(k)dk\propto k^{-8/3}dk$到$E(k)dk\propto k^{-3}dk$。
2017-07-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetic Discontinuities in Magnetohydrodynamic Turbulence and in the Solar Wind
最近对太阳风湍流的测量报告指出，在磁场中存在间歇性的、指数分布的角度不连续性。在这封信中，我们研究这种不连续性是否可以产生的磁流体动力学（MHD）湍流。我们检测的不连续性，通过测量的波动的磁场方向，Δ θ，通过固定的空间增量Δ x在直接数值模拟的MHD湍流与施加均匀的引导场B_0。发现δ θ的概率密度函数（pdf）的一个大区域遵循指数衰减，与exp（-δ θ/θ_*）成比例，对于宽范围的导场强度，特征角θ_*~（14 deg）（b_rms/B_0）^0.65。我们发现，在太阳风中观察到的不连续性可以通过合理的b_rms/B_0比的MHD湍流再现。我们还观察到一个多余的小角度的不连续性时，Δ x变小，可能表明耗散尺度结构的统计意义越来越大。在这种情况下，pdf的结构非常类似于太阳风中的两种群pdf。因此，我们建议，强的不连续性与惯性范围内的MHD湍流，而弱的不连续性出现近耗散范围内的湍流。此外，我们发现磁场方向的结构函数呈现出反常的标度指数，这表明间歇结构的存在。
2012-04-19 astro-ph.SR nlin.CD physics.flu-dyn
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
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
Occurrence Rates and Heating Effects of Tangential and Rotational Discontinuities as Obtained from Three-dimensional Simulation of Magnetohydrodynamic Turbulence
在太阳风中，磁流体动力学（MHD）不连续性是普遍存在的，并且经常被发现是湍流不连续性的起源。它们还可能在湍流消散和太阳风加热中发挥关键作用。切向不连续面和旋转不连续面是两种最重要的不连续面类型。近年来，湍流不稳定性和质子热力学之间的联系已被观测研究。在这里，我们提出了从三维MHD模拟与压力各向异性的数值结果，并定义新的方法来识别和区分TD和RD。重点介绍了三个关于相对出现率和加热效应的统计结果：（1）随着时间的推移，RD倾向于占据大部分不连续性;（2）嵌入TD的热状态倾向于与极端等离子体参数或不稳定性相关，而RD则不相关;（3）TD具有较高的平均T和垂直温度$T_\perp$。模拟结果表明，TD和RD的演变和贡献的太阳风加热不同。这些结果将激发我们对产生不连续性和导致等离子体加热的机制的理解。
2015-03-18 astro-ph.SR physics.space-ph
Hinode and IRIS observations of the magnetohydrodynamic waves propagating from the photosphere to the chromosphere in a sunspot
磁流体动力学（MHD）波被认为是加热太阳色球层和日冕的能源。虽然在太阳大气中已经观测到了MHD波，但对大气中的能量传输和耗散缺乏定量的估计。我们同时进行了太阳黑子本影的Hinode和IRIS观测，以获得两个不同的大气层（光球层和低过渡区）的向上能量通量，并估计能量耗散。观测结果揭示了所观测到的物理量周期振荡的一些性质，如相位关系、时间行为和功率谱，从而得出结论：在光球层，慢模驻波占主导地位，其高频泄漏在色球层和下过渡区被观测为向上波。我们估计向上的能量通量在光球层水平为$2.0\times10^7$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$，在低过渡区水平为$8.3\times10^4$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。能量通量之间的差异大于维持太阳黑子本影中色球层所需的能量，这表明观测到的波可以对太阳黑子本影中色球层的加热做出至关重要的贡献。相反，在较低的过渡区水平上得到的向上的能通量小于加热日冕所需的能通量，这意味着我们可能需要另一种加热机制。然而，我们应该注意到一种可能性，即由于不透明效应，色球层耗散的能量可能被高估。
2016-10-29 astro-ph.SR
Smoothed Particle Magnetohydrodynamics Simulations of Protostellar Jets and Turbulent Dynamos
我们提出的结果从平滑粒子磁流体力学模拟塌陷分子云的核心，和发电机放大的磁场在马赫数10磁化湍流的存在。我们的恒星形成模拟已经产生了，有史以来第一次，高度准直的磁化原恒星喷流从第一流体静力学核心阶段。最多可达40%的初始核心质量可通过这种外流喷出。进行这些模拟的主要困难是保持发散自由约束的磁场，并解决这个问题，我们已经开发了一种新的发散清洗方法，使我们能够稳定地遵循这些原恒星喷流的演变很长一段时间。超声速MHD湍流的模拟能够通过湍流发电机将磁能指数放大高达10个数量级。为了减少数值耗散，使用了一种新的冲击检测算法，该算法能够在大范围的磁场强度中跟踪磁冲击。
2013-10-17 astro-ph.SR
Explaining Inverted Temperature Loops in the Quiet Solar Corona with Magnetohydrodynamic Wave Mode Conversion
日冕环在太阳表面描绘出双极的拱形磁场。最近结合旋转层析成像、极紫外成像和位场外推法的测量表明存在具有反转温度分布的大环;即，顶点温度是局部最小值而不是最大值的循环。这些“下环”似乎主要存在于太阳活动极小期附近的赤道安静区域。我们模拟这些和更普遍的大规模的“上环”模拟日冕加热作为一个时间稳定的叠加：（1）不可压缩的阿尔芬波湍流的耗散，和（2）压缩波的耗散形成的模式转换从初始人口的阿尔芬波。我们发现，当大部分（> 99%）的阿尔芬波经历这种转换时，加热极大地集中在足点处，并产生稳定的“下回路”。在某些情况下，我们发现有三个极大值的环也是引力稳定的。与层析温度数据一致的模型表现出更高的气体压力为“下环”比“上环”，这是与观察一致。这些模型还显示了阿尔芬波振幅的狭窄范围：在日冕底部为3至6公里/秒。这与在明亮的X射线环中观察到的20至30 km/s的典型振幅相比是低的。然而，我们所模拟的大尺度环被认为包括一个较弱的弥漫背景，填充了日冕的大部分体积。通过限制静止流光背后的环的物理学，我们希望更好地理解缓慢太阳风的形成。
2016-08-15 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
