Magnetohydrodynamic Turbulence Powered by Magnetorotational Instability in Nascent Proto-Neutron Stars
利用超新星核的三维模型模拟了中微子层周围对流稳定层中的磁旋转不稳定性。为了解决MRI不稳定模式，薄层近似只考虑径向全球分层。我们有趣的发现是，对流稳定层周围的中微子层成为完全湍流由于MRI和它的非线性渗透到强分层MRI稳定区域。MRI驱动的湍流的强度随着穿过核心的磁通量而增加，但受到存储在差动旋转中的自由能的限制。湍流中微子层是旋转核心坍缩的自然结果，可能对超新星机制产生积极影响。
2014-12-11 astro-ph.HE
Observation of axisymmetric standard magnetorotational instability in the laboratory
我们报告的第一个直接证据轴对称标准磁旋转不稳定性（SMRI）从一个磁化的液体金属剪切流在泰勒-库埃特细胞与独立旋转和导电端盖的实验和数值研究相结合。当沿旋转轴施加均匀的垂直磁场$B_i$时，由于剩余Ekman循环的磁化，内筒上的测量径向磁场$B_r$随着小的磁雷诺数$Rm$线性增加。在实验和非线性数值模拟中，从$B_r$超过临界$Rm$的非线性增加中识别轴对称SMRI的开始。轴对称SMRI只存在于足够大的$Rm$和中间$B_i$，与理论预测一致的功能。我们的模拟进一步表明，轴对称SMRI导致的速度和磁场，以贡献一个向外通量的轴向角动量在体区域，就像它应该在吸积盘。
2022-09-18 astro-ph.HE astro-ph.IM physics.flu-dyn
Nonmodal growth of the magnetorotational instability
我们用非模态方法分析了磁旋转不稳定性（MRI）在短时间内的线性增长。我们的研究结果是完全不同的标准结果，说明剪切波能量可以增长在最大的MRI率，$-dΩ/d \ln r,$的任何选择的方位角和垂直波长。此外，通过比较剪切波的增长与静态结构，我们表明，在短时间尺度剪切波将永远是动态的更重要的比静态结构在理想的限制。通过证明快速线性增长是可能的，在所有波长，这些结果表明，非模态线性物理可以在MRI湍流中发挥重要作用。
2014-06-25 astro-ph.HE physics.plasm-ph
On the relation of standard and helical magnetorotational instability
磁旋转不稳定性（MRI）通过使开普勒盘中的湍流（否则流体动力学稳定）对宇宙结构的形成起着至关重要的作用。特别关注具有小磁性普朗特数的液体金属的MRI实验，已经表明这种不稳定性的螺旋版本（HMRI）具有与标准MRI（SMRI）完全不同的标度行为。我们讨论的关系，HMRI SMRI探索各种参数的依赖关系。我们确定的不稳定性模式之间的转移机制，通过光谱异常点，解释了从静止不稳定（SMRI）的过渡到不稳定的行波（HMRI）和激励的HMRI在无感的限制。对于某些参数区域，我们发现新的岛屿的HMRI。
2009-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR math-ph
Magnetorotational Instabilities and Pulsar Kick Velocities
在它们出生的最后阶段，中子星可能会受到磁旋转不稳定性的影响，在这种不稳定性中，预计在几毫秒的阿尔文时标上会发生差旋转动能到辐射和动能的转换。如果在这种不稳定性的演化过程中，周期是几毫秒，并且磁场达到$10^{16}$ G.
2015-07-16 astro-ph.HE
Statistical simulation of the magnetorotational dynamo
利用准线性统计模拟方法，对磁旋转不稳定性（MRI）引起的湍流和发电机进行了分析。研究发现，均匀湍流是不稳定的大规模发电机不稳定性，饱和到一个非均匀的平衡与磁普朗特数（Pm）的强烈依赖。尽管其极大地减少了非线性，在准线性模型中的角动量输运对Pm的依赖性在定性上类似于非线性MRI湍流。这表明，最近的收敛问题可能与大规模发电机，并建议如何显着简化模型可用于深入了解天体物理学相关的制度非常低或高PM。
2014-11-27 astro-ph.HE physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Universal small-scale structure in turbulence driven by magnetorotational instability
在许多天体物理等离子体中，湍流的间歇性小尺度结构控制着能量耗散，并且通常被认为对足够大的系统具有普适性。在这项工作中，我们认为，小尺度湍流在吸积盘是普遍的，在这个意义上，它是不敏感的磁旋转不稳定性（MRI）和背景剪切，因此，在小尺度上与标准的均匀磁流体动力学（MHD）湍流难以区分。本文研究了剪切盒中磁共振驱动的不可压缩MHD湍流的电流密度、涡量和能量耗散的不稳定性。我们发现，模拟表现出类似程度的不稳定性，在标准的MHD湍流。我们对间歇性耗散结构进行了统计分析，发现能量耗散集中在薄片状结构中，这种结构跨越了大范围的尺度，直到盒子的大小。我们发现，这些结构表现出惊人的相似的统计特性，在标准的MHD湍流。此外，这些结构以大约17.5度的特征倾斜在环形方向上取向，这意味着在该方向上的有效引导场。
2017-02-09 astro-ph.HE physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Global Simulations of Magnetorotational Instability in The Collapsed Core of A Massive Star
我们进行了第一次数值模拟的磁旋转不稳定性从一个亚磁星类种子磁场在核心坍缩超新星。轴对称理想MHD模拟的结果表明，磁场被极大地放大到磁星级强度。在饱和阶段，核心的相当一部分是由湍流，和磁场具有主导的大尺度分量，相当于原始中子星的大小。在我们的全球模拟中没有观察到相干通道流的模式，这通常出现在指数增长阶段在以前的本地模拟。虽然通过增加空间分辨率获得了指数增长率的近似收敛，但由于仍然很大的数值扩散，饱和磁场的近似收敛没有实现。虽然磁场对动力学的影响被发现是温和的，具有足够高的分辨率的模拟可能会导致更大的影响。
2013-03-12 astro-ph.HE
Papaloizou-Pringle instability suppression by the magnetorotational instability in relativistic accretion discs
在过去的几十年中，几何厚环面与常数比角动量已被广泛用于构建吸积流到黑洞的数值模型。这样的圆盘倾向于全局非轴对称流体动力学不稳定性，称为Papaloizou-Pringle不稳定性（PPI），它可以重新分配角动量，也会导致引力波的发射。然而，还不清楚PPI的发展如何受到磁场的存在和磁旋转不稳定性（MRI）的同时发展的影响。我们提出了一个数值分析，使用三维GRMHD模拟的PPI和MRI之间的相互作用考虑，第一次，分析磁化平衡解作为初始条件。在纯流体动力学的情况下，PPI选择大规模的$m=1$方位角模式作为增长最快的非线性主导模式。然而，当环面被弱的环形磁场穿过时，MRI的发展导致大尺度模式的抑制，并在较小尺度上重新分配功率。如果系统以显著激发的$m=1$模式开始，则PPI在最终被MRI淬灭之前在瞬态阶段中占主导地位。这种动力学在致密恒星合并和潮汐破裂事件中可能很重要。
2017-10-18 astro-ph.HE
Angular Momentum Transport and Particle Acceleration during Magnetorotational Instability in a Kinetic Accretion Disk
采用三维粒子模拟方法研究了无碰撞吸积盘中磁旋转不稳定性（MRI）过程中的角动量输运和粒子加速。我们表明，动力学MRI不仅可以提供高能量粒子加速，但也增强角动量输运。我们发现，主动磁重联引起的含$p_{\|} > p_{\perp}$的通道流内等离子体压力各向异性抑制了后续重联的发生，从而导致高的磁场饱和和角动量输运的Maxwell应力张量的增强.同时，在重联的静止阶段，等离子体各向同性化在通道流中进行，并且由于MRI的发电机作用，通道流外部的具有$p_{\perp} > p_{\|}$的各向异性等离子体有助于快速重联和强粒子加速。在无碰撞的吸积盘中，这种有效的粒子加速和增强的角动量输运可以解释在大质量黑洞周围观测到的高能粒子的起源。
2015-02-09 astro-ph.HE
Magnetic field amplification in hypermassive neutron stars via the magnetorotational instability
双中子星的合并可能导致超大质量中子星（HMNS）的形成，它是亚稳态的，最终坍缩成黑洞。这种合并的情况被认为可以解释短伽马射线暴（SGRB）的现象。在SGRB中观察到的非常高的能量被认为是来自中微子-反中微子湮灭和/或来自合并过程中或合并后由磁旋转不稳定性（MRI）等机制产生的非常强的磁场。在这里，我们报告的结果表明，首次在三维，完全广义相对论磁流体动力学模拟HMNS的MRI的发展。这种不稳定性以指数方式放大了磁场，可能是解决SGRB难题的重要因素。
2014-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Experimental Confirmation of the Standard Magnetorotational Instability Mechanism with a Spring-Mass Analogue
磁旋转不稳定性（MRI）长期以来一直被认为是一种普遍存在的机制，可以破坏原本稳定的开普勒流，以支持角动量的径向向外传输。这种有效的传输过程将允许恒星和黑洞等天体的快速吸积，释放出丰富的动能，为宇宙中许多最明亮的光源提供动力。但是，尽管十多年来进行了大量的努力，但迄今为止，在纯垂直磁场下的标准MRI从未被直接测量过。在这里，我们报告了一个明确的实验室演示的弹簧质量模拟标准MRI通过比较运动的弹簧栓系球在不同的旋转流。实验证实了这一理论：有效的向外角动量传输只表现在准开普勒流中具有弱弹簧的情况下。我们的实验方法以一种新的方式实现了这一点，从而将固体和流体力学与等离子体天体物理学联系起来。
2018-12-12 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Magnetic field gradient effects on the magnetorotational instability
磁旋转不稳定性（MRI），也被称为Balbus-Hawley不稳定性，被认为对吸积盘中湍流和角动量输运的起始具有重要作用。在这项工作中，我们调查的磁场梯度在MRI上的方位角方向的效果。我们通过包括磁场梯度的方位分量来求解磁流体动力学方程。我们找到了色散关系，数值计算了不稳定性的增长率。方位磁场梯度的加入在波数空间上产生了一个新的不稳定区域。它还修改的增长率和波长范围的不稳定模式：更高的场梯度的大小，更大的增长率和更广泛的不稳定波数范围。这种磁场的梯度在金牛座T盘中可能是重要的，其中恒星磁场具有相对于盘的旋转轴不对准的轴。
2017-05-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Influence of Magnetorotational Instability on Neutrino Heating: A New Mechanism for Weakly Magnetized Core-Collapse Supernovae
我们研究了磁旋转不稳定性（MRI）对弱磁化，快速旋转的核心崩溃的动力学的影响进行高分辨率的MHD模拟在轴对称与简化的中微子转移。我们发现，一个最初的子磁星类磁场是急剧放大的MRI，并大大影响其后的动态。虽然磁压不足以强到喷射物质，但放大的磁场有效地将角动量从高纬度转移到低纬度，这会由于额外的离心力而导致低纬度加热区的扩大。这会提高中微子加热的效率，最终导致中微子驱动的爆炸。这是一个新的核心坍缩超新星的场景，迄今为止从未被数值模拟证明。
2014-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Saturation of Magnetorotational Instability through Magnetic Field Generation
通过解析准线性理论和旋转圆盘中单模的非线性计算，研究了磁旋转不稳定性（MRI）的饱和机理。我们发现，大规模的磁场是通过阿尔法效应（速度和磁场波动的相关产品）产生的，并导致MRI模式饱和。如果允许大尺度等离子体流发展，则模式也可以通过其流松弛而饱和。在天体物理等离子体中，由于引力约束，流不能放松，模式仅通过场产生饱和。
2009-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetorotational instability in cool cores of galaxy clusters
星系团嵌入在光学薄，引力分层，弱磁化等离子体在系统的维里温度晕。由于辐射冷却和各向异性的热传导，这样的团内介质（ICM）受到局部不稳定性，这是热，磁热和热通量驱动的浮力不稳定性的组合。如果ICM显著旋转，则其稳定性特性被显著修改，并且特别地，磁旋转不稳定性（MRI）也可以发挥重要作用。我们研究简单的模型旋转冷核心集群，我们表明，MRI可以是占主导地位的不稳定性的显着部分的集群，与可能的影响的动力学和演变的冷核心。我们的研究结果进一步激励测量旋转的ICM与未来的X射线任务，如ASTRO-H和ATHENA。
2015-06-03 astro-ph.CO astro-ph.HE
Magnetorotational Instability in Core-Collapse Supernovae
我们讨论了核心坍缩超新星（CCSNe）的磁旋转不稳定性（MRI）的相关性。我们最近的数值研究表明，在CCSNe中，MRI是由开尔文-亥姆霍兹型的寄生不稳定性终止。为了确定MRI是否可以将初始弱磁场放大到CCSNe中的动态相关强度，我们使用两种不同的数值代码对非理想磁流体动力学中靠近差分旋转原中子星表面的区域进行了三维模拟。我们发现，在原中子星普遍存在的条件下，MRI可以将磁场放大（仅）一个数量级。这严重限制了MRI通道模式作为放大从小种子场开始的原中子星中的磁场的试剂的作用。
2017-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
The magnetorotational instability as a jet launching mechanism
磁旋转湍流和磁驱动盘风通常被认为是独立的过程。然而，现实的天体物理圆盘预计会受到这两种影响，尽管可能在不同的时间和地点。我们在这里调查这两种现象之间的潜在联系，使用混合的数值和分析方法。我们特别表明，大规模的MRI模式，占主导地位的强磁化光盘（等离子体β ~10）自然产生磁驱动外流的非线性制度。我们发现，这些外流有许多相似之处，在文献中发现的本地和全球盘风的解决方案。我们还调查了这些外流的三维稳定性，并表明它们是不稳定的动态时间尺度。这些结果之间的过渡射流发射光盘和标准的“粘性”光盘的影响进行了讨论。
2012-10-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetorotational instability driven dynamos at low magnetic Prandtl numbers
对非分层等温立方区域中初始净磁通为零的磁旋转不稳定性（MRI）进行了数值模拟，证明了磁边界条件的重要性.在完全周期系统中，MRI产生的湍流水平随着运动粘度与磁扩散之比的磁普朗特数（Pm）的减小而显著减小.没有发现低于Pm=1的MRI或发电机动作，与早期的调查一致。使用垂直场条件，其允许在系统外产生净环向通量和磁螺旋度通量，发现MRI在0.1 < Pm < 10的范围内被激发，并且饱和水平与Pm无关。在垂直场运行强大的平均场发电机发展，并有助于维持MRI。
2011-07-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Origin of nonlinearity and plausible turbulence by hydromagnetic transient growth in accretion disks: Faster growth rate than magnetorotational instability
本文研究了一小段吸积盘中磁流体扰动的演化。众所周知，在吸积盘中，分子粘性可以忽略不计。因此，有人认为，一种称为磁旋转不稳定性（MRI）的机制负责在弱磁场存在下传输物质。然而，也有一些缺点，这对MRI的有效性提出了质疑。现在的问题是，是否其他的磁流体效应，如瞬态增长（TG），可以发挥重要作用，使系统中的非线性，即使在弱磁场。否则，无论是MRI还是TG，哪个主要负责揭示非线性使流动湍流？我们的结果明确地证明了高雷诺数（Re）的流动，这是现实的天体物理吸积盘的情况下，表现出非线性的扰动模式的TG比产生MRI的模式更快。对于一个固定的波矢量，MRI占主导地位的瞬态效应，只有在低Re，低于其值预计将在天体物理吸积盘，低磁场。这严重质疑了磁共振成像在天体物理学吸积盘中的（总体）说服力。
2015-08-11 astro-ph.HE
Magnetorotational instability: nonmodal growth and the relationship of global modes to the shearing box
本文用非模态稳定性技术研究了磁旋转不稳定性。尽管许多形式的MRI的谱不稳定性，这被证明是一种自然的分析方法，非常适合于处理线性MRI方程的非自伴性质。我们发现，增长最快的线性MRI结构的本地和全球域可以看起来非常不同的本征模式，总是类似于波剪切与背景流（剪切波）。此外，这样的结构可以在长时间内比最不稳定的本征模快许多倍地生长，并且局限于完全不同的空间区域。这些想法导致-轴对称和非轴对称模式-全球MRI和局部剪切盒近似之间的自然联系。通过说明，增长最快的全球结构是很好地描述了由常微分方程（ODE）管理一个单一的剪切波，我们发现，剪切盒是一个非常明智的近似线性MRI，相反，许多以前的索赔。由于剪切波常微分方程是最自然的理解使用非模态分析技术，我们得出结论，通过分析局部MRI增长在有限的时间尺度上使用这些方法。在很宽的波数范围内的强劲增长表明，非模态线性物理在MRI湍流中可能具有根本的重要性。
2014-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Stochastic Particle Acceleration in Turbulence Generated by the Magnetorotational Instability
我们研究吸积流中的随机粒子加速。磁旋转不稳定性（MRI）在吸积流内部产生湍流，而宇宙射线（CR）被湍流加速。我们计算的运动方程CR在MRI产生的湍流场与剪切盒近似无反作用的字段。结果表明，CRs通过与湍流场的相互作用随机地获得或损失其能量。CR在位形空间中各向异性地扩散：在未扰动流方向上的扩散系数大约是玻姆系数的20倍，而在其他方向上的扩散系数仅是玻姆系数的几倍。动量分布是各向同性的，其演化可以由动量空间中的扩散方程描述，其中扩散系数是CR动量的幂律函数。我们表明，剪切加速度有效地工作的高能粒子。我们还谨慎地注意到，在剪切盒近似中，沿着径向多次穿过模拟盒的粒子受到洛伦兹变换的非物理失控加速度，这需要特别小心。
2016-02-25 astro-ph.HE
Emergence of nonlinearity and plausible turbulence in accretion disks via hydromagnetic transient growth faster than magnetorotational instability
本文研究了一小段吸积盘中磁流体扰动的演化。众所周知，在吸积盘中，分子粘性可以忽略不计。因此，有人认为，磁旋转不稳定性（MRI）是负责在弱磁场的存在下传输的物质。然而，也有一些缺点，这对MRI的有效性提出了质疑。现在的问题是，是否其他磁流体效应，如瞬态增长（TG），可以发挥重要作用，使系统中的非线性，即使在弱磁场。否则，无论是MRI还是TG，哪个主要负责揭示非线性使流动湍流？我们的结果明确地证明了高雷诺数（Re）的流动，即实际天体物理学中的吸积盘的情况，在扰动模的最佳TG下表现出的非线性比在产生MRI的最佳模下表现出的非线性快。对于一个固定的波矢，MRI占主导地位的瞬态效应，只有在低Re，低于其值预计将在天体物理吸积盘，低磁场。这严重质疑了磁共振成像在天体物理学吸积盘中的（总体）说服力。
2016-03-01 astro-ph.HE
On the Saturation of the Magnetorotational Instability via Parasitic Modes
我们研究了不可压缩的，精确的，非理想的磁旋转（MRI）模式对寄生不稳定性的稳定性。Kelvin-Helmholtz和撕裂模式寄生不稳定性都可能发生在当前数值模拟可访问的耗散制度。我们假设，一个主要的MRI模式饱和的幅度，使其最快的寄生虫具有与自己的增长率。预测的α参数，然后取决于最快的主模式和寄生模式是否适合在计算域内，以及是否允许非轴对称寄生模式。因此，即使是解决粘性和电阻尺度的模拟也可能不会适当地饱和，除非数值域足够大以允许MRI和寄生模式的自由演变。为了在具有垂直背景场的模拟中最低限度地满足这些要求，域的垂直范围应适应增长最快的MRI模式，而径向和方位角范围必须是其两倍大。最快的寄生虫的水平波长大约是主要的垂直波长的两倍。
2009-05-19 astro-ph.HE
Magnetorotational instability in eccentric disks
偏心盘出现在潮汐破裂事件等天体物理学背景下，但目前尚不清楚在圆盘中为吸积提供动力的磁旋转不稳定性（MRI）是否也在偏心盘中起作用。我们研究的线性演化的非分层，不可压缩的MRI在一个偏心盘绕一个点质量。我们考虑波数$k$的垂直模式的背景流均匀偏心率$e$和垂直阿尔文速度$v_\mathrm A$沿轨道的平均运动$n$。我们发现两个模式族，一个占主导地位的磁分量，另一个占主导地位的速度分量，前者是不稳定的$(1-e)^3f^2\lesssim3$，其中$f\equiv kv_\mathrm A/n$，后者在$e\gtrsim0.8$。对于$f^2\lesssim3$，MRI表现得很像在圆盘中，但是每个轨道的增长随着$e$的增加而缓慢下降;对于$f^2\gtrsim3$，模式通过参数放大而增长，这对于$0<e\ll1$是共振的。磁共振成像的增长和随之而来的角动量和能量传输主要发生在近心附近，在那里轨道剪切主导磁张力。
2018-03-08 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Onset of Plasmoid Reconnection during Magnetorotational Instability
通过对圆柱形几何中电阻性MHD方程的二维和三维数值模拟，研究了经历磁旋转不稳定性（MRI）的吸积流中电流片的演化。利用在垂直（$z$）方向上对准的初始均匀磁场，MRI产生径向延伸的环形（方位角）电流片。在2D和3D中，当轴对称模式占主导地位时，这些电流片相互吸引并在极向（$rz$）平面中合并，当Lundquist数$S > 3 \times 10^2$时驱动磁重联，使其成为吸积盘中等离子体团（闭合磁环）的可能来源。在高伦德奎斯特数的二维制度，从$S = 5 \times 10^3$，自洽MRI产生的电流片变得薄，并受到等离子体团不稳定性，因此自发的磁重联。当非轴对称三维模式占主导地位时，湍流使方位电流片进一步不稳定，并垂直拉伸。还形成了内部区域中的环形延伸的垂直电流片以及盘的外部区域中的较大的3D磁岛。这些发现对天体物理盘有很大的影响，因为等离子体团可能会导致局部加热，粒子加速和高能电磁辐射。
2021-10-02 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Evolution of the magnetorotational instability on initially tangled magnetic fields
以前的磁旋转不稳定性（MRI）模拟的初始磁场总是包括一个显着的系统规模的组成部分，即使是随机的。然而，它是概念和实际利益，以评估是否MRI可以增长时，初始场是湍流。天体物理等离子体中普遍存在的湍流或随机流一般会导致一个小尺度发电机（SSD），它将提供初始种子湍流速度和磁场的等离子体，成为吸积盘。MRI能从这些更现实的初始条件中发展出来吗？为了解决这个问题，我们提供了一个标准的剪切盒与各向同性强制SSD产生的磁场和速度场作为初始条件，并删除强制。我们发现，如果最初提供的领域是太弱或太不相干，他们从最初的湍流级联衰减速度比他们可以通过MRI增长。当初始提供的场足以允许MRI生长和维持时，饱和应力、大尺度场和功率谱与具有初始大尺度垂直场的标准零净通量MRI模拟的那些相匹配。
2017-10-11 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Magnetorotational instability and dynamo action in gravitoturbulent astrophysical discs
虽然通常被孤立地对待，磁旋转和引力不稳定性（MRI和GI）可能在原行星盘和活动星系核的某些半径和演化阶段重合。它们之间的相互作用可以深刻地影响几个重要的过程，如吸积变化和爆发，碎裂和盘截断，或大规模磁场的产生。这两种不稳定性的直接数值模拟在计算上是具有挑战性的，并且仍然相对未被探索。在本文中，我们的目标是纠正这种忽视通过一组三维垂直分层剪切盒模拟，结合自重和磁场。我们发现，重力湍流大大削弱了零净通量MRI。在有效冷却（从而增强GI）的限制下，MRI被完全抑制，但强磁场由重力湍流维持。这种动荡的“螺旋波”发电机可能有广泛的应用，特别是在星系盘。最后，我们提出了初步的工作表明，一个强大的净垂直通量复苏的MRI和支持磁主导的状态，其中GI是次要的。
2017-09-20 astro-ph.EP astro-ph.HE
Pressure-anisotropy-induced nonlinearities in the kinetic magnetorotational instability
在无碰撞和弱碰撞的等离子体中，例如在致密物体上的热吸积流中，磁旋转不稳定性（MRI）可能与标准（碰撞）MRI显着不同。特别是，相对于局部磁场方向的压力各向异性可以改变线性MRI色散关系，并导致模式结构和增长率的非线性修改，即使当场和流扰动很小。这项工作研究这些压力各向异性引起的非线性弱非线性，高离子β政权，MRI饱和到强湍流之前。我们的目标是更好地了解如何在低碰撞性等离子体的MRI的饱和度可能不同于在碰撞制度。我们专注于两个关键的影响：（i）的直接影响的自感压力各向异性的非线性的MRI模式的演变，和（ii）的影响压力各向异性的“寄生不稳定性”被怀疑导致模式打破成湍流。我们的主要结论是：（i）镜不稳定性以这样一种方式调节压力各向异性，即一旦模式振幅变得大于背景场（就像在MHD中一样），无碰撞等离子体中的线性MRI是近似非线性解。这意味着无碰撞和碰撞MRI之间的差异在大幅度时变得不重要。(ii)大振幅MRI模式通过寄生不稳定性分解成湍流在无碰撞和碰撞等离子体中是相似的。总之，这些结论表明，在无碰撞等离子体中的磁旋转湍流的路线可能是类似的碰撞等离子体中，最近的动力学模拟所建议的。作为对这些发现的补充，我们为未来磁旋转湍流动力学模拟的设计提供了指导。
2017-11-14 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Observation of nonaxisymmetric standard magnetorotational instability induced by a free-shear layer
本研究发现磁化泰勒-库埃特流中自由剪切层可使非轴对称标准磁旋转不稳定性在Rm≳1时失稳，阈值与轴对称情形相当，解释了近年实验发现的新型不稳定性，对天文研究有重要意义。
2024-11-04 astro-ph.HE physics.plasm-ph
MHD simulations of the magnetorotational instability in a shearing box with zero net flux: the case Pm=4
本文研究了当磁普朗特数Pm大于1时，大雷诺数Re下磁旋转不稳定性引起的MHD湍流的输运特性。对无分层剪切盒中零净磁通的磁旋转不稳定性进行了三种MHD模拟。这些模拟与代码宙斯进行，并考虑角动量输运率的演变，Re逐渐增加，从3125到12500，同时保持Pm=4。为了确保流动的小尺度特征被很好地分辨，分辨率从每盘尺度高度128个单元变化到每盘尺度高度512个单元。后者构成了迄今为止MRI湍流模拟的最高分辨率。使用α参数测量的角动量输运率仅非常弱地依赖于雷诺数：发现α约为0.007，在所有模拟中，该平均值的变化范围为15%。Re没有系统演化。对于最佳分辨率的模型，动能功率谱初步显示出一个幂律范围内的指数-3/2，而磁能被发现转移到越来越小的尺度随着磁雷诺数的增加。几种不同的诊断都表明一个明确定义的注射长度的一小部分的规模高度。这封信中提出的结果是一致的MRI能够有效地传输角动量在大雷诺数时，Pm=4在非分层零净通量剪切盒。
2010-04-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dwarf Nova Outbursts with Magnetorotational Turbulence
唯象盘不稳定性模型在再现观测到的矮新星爆发的光变曲线方面取得了成功，它在爆发时调用了一个增强的Shakura-Sunyaev $α$参数$\sim0.1-0.2$，而在平静时调用了一个低值$\sim0.01$。最近的磁旋转（MRI）湍流与适当的不透明度和状态方程的矮新星吸积盘的物理一致的模拟发现，热对流增强$α$在磁盘的爆发，但只有附近的氢电离过渡。在较高的温度下，对流不再存在，并且$α$返回到与静止时相当的低值。为了检查这种增强附近的氢电离过渡是否足以重现所观察到的光变曲线，我们将这种基于MRI的变化$α$光盘不稳定性模型，以及基于模拟的模型湍流耗散和对流传输。这些基于MRI的模型可以成功地再现观测到的爆发和静止持续时间，以及爆发幅度，尽管与标准的光盘不稳定性模型的参数不同。基于MRI的模型光变曲线表现出从爆发的衰变中的反射，这在矮新星中通常没有观察到。然而，我们强调了在椎间盘不稳定模型和MRI模拟中静止物理学的问题方面，这是造成这种行为的原因。
2016-08-03 astro-ph.HE
The Magnetorotational Instability Prefers Three Dimensions
磁旋转不稳定性（MRI）发生时，弱磁场不稳定的旋转，导电流体与向内增加角速度。磁共振成像是必不可少的天体物理磁盘理论，其中剪切是典型的开普勒。恒星内部的剪切层也可能是MRI不稳定的，它们的剖面范围很广，包括近临界的。我们发现，一个理想的磁流体的增长最快的模式是三维的剪切速率，$S$，是附近的二维起始值，$S_c$。对于开普勒剪切，三维模式在$S\approx0.10S_c$以上是不稳定的，并且在$S\approx2.05S_{c}$之前主导二维模式。这些三维模式占主导地位的剪切配置文件相关的恒星和磁性普朗特数相关的液体金属实验室实验。大量快速增长的三维模式在$2.05S_{c}$之后仍然存在。这些发现在三个方面具有重要意义。首先，弱非线性理论表明，磁共振饱和，推动剪切速率到其临界值。这可能发生在恒星和实验室实验等系统中，这些系统可以重新排列它们的角速度分布。第二，当三维存在时，MRI模式的非正常特征和大的瞬态增长应该是重要的。最后，三维增长表明直接发电机行动驱动的线性不稳定性。
2019-12-02 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Three-dimensional simulations of the magnetorotational instability in eccentric disks
本文通过三维模拟研究垂直重力对偏心盘磁旋转不稳定性湍流的影响，发现其使 alpha 参数保持约 0.01，并显著加速质量与偏心率分布演化，为潮汐瓦解事件晚期辐射供能提供解释。
2025-05-05 astro-ph.HE physics.plasm-ph
The Interplay of Parametric and Magnetorotational Instabilities in Oscillatory Shear Flows
针对翘曲盘内部振荡剪切流中参数不稳定性与磁旋转不稳定性（MRI）的相互作用未被研究的问题，通过三维磁流体动力学剪切盒模拟发现，临界强迫振幅上下两者主导作用不同，且内部应力具粘弹性各向异性，为翘曲盘模型改进提供依据。
2025-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Fully kinetic large scale simulations of the collisionless Magnetorotational instability
本文采用二维粒子模拟方法研究了弱磁化（高$β$）对等离子体中的全动力学无碰撞磁旋转不稳定性。该数值分析的中心结果是在无碰撞MRI的饱和状态中出现自诱导湍流制度，其只能被捕获用于足够大的模拟域。这种湍流状态的发展的基本机制之一是漂移扭结不稳定性（DKI）的电流片的通道模式的非线性演化造成的。DKI的开始只能观察到模拟域大小超过几个线性MRI波长。DKI与随后的磁重联一起，在MRI的非线性演化的后期激活等离子体的湍流运动。在稳定状态下，磁能具有MHD样谱，$kρ<1$的斜率为$k^{-5/3}$，亚拉莫尔标度（$kρ>1$）的斜率为$k^{-3}$。我们还研究了无碰撞MRI和相关的磁重联在压力各向异性发展中的作用。我们研究了由于这种压力各向异性的系统的稳定性，观察在MRI的早期阶段的镜像不稳定的发展。我们进一步讨论了磁重联的重要性粒子加速在湍流制度。特别是，与重联研究一致，我们表明，在后期的动能提出了一个特征斜率的$ε^{-2}$在高能量区域。
2018-04-29 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Termination of the magnetorotational instability via parasitic instabilities in core-collapse supernovae
磁旋转不稳定性（MRI）可以是一个强大的机制放大的磁场在核心坍缩超新星。最初的弱磁场是否可以被这种不稳定性放大到动态相关的强度仍然是一个争论的问题。主要的不确定性之一涉及终止不稳定性增长的过程。Kelvin-Helmholtz和撕裂模式类型的寄生不稳定性被认为在此过程中起着至关重要的作用，破坏了MRI通道流并淬灭了磁场放大。我们进行了二维和三维剪切盘模拟的差分旋转质子中子星层在非理想磁流体力学前所未有的高数值精度，发现开尔文-亥姆霍兹寄生模式占主导地位的撕裂模式在大的流体动力学和磁雷诺数的制度，遇到接近表面的质子中子星。它们还确定了MRI指数增长期间可达到的最大磁场应力。我们的结果是一致的寄生不稳定性理论的基础上的局部稳定性分析。为了正确地模拟Kelvin-Helmholtz不稳定性，需要非常高的数值分辨率。使用九阶空间重建方案，我们发现，每个MRI通道至少有8个网格区域是必要的，以模拟MRI的生长阶段，并达到约10%的增长率的准确性，而超过60个区域，每个通道需要实现收敛的结果在MRI终止的磁应力值。
2016-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Assessment of a new sub-grid model for magneto-hydrodynamical turbulence. I. Magnetorotational instability
基于网格的直接数值模拟（DNS）的数值分辨率不足，阻碍了不稳定性驱动的湍流在小尺度（未解决）的发展。作为DNS的替代方案，子网格模型可以在小尺度上再现湍流的影响，因此可以用更少的计算资源来捕获物理效应。提出了一种新的亚网格模型--MHD不稳定性诱导湍流（MInIT）平均场模型。MInIT是一种物理激励模型，基于湍流（Maxwell，Reynolds和Faraday）应力张量的演化及其与磁旋转（MRI）和寄生不稳定性的湍流能量密度的关系，用两个具有刚性源项的偏微分演化方程建模。他们的解决方案允许获得湍流应力张量通过常数系数，将它们连接到能量密度。使用来自MRI in-box DNS的数据并应用过滤操作以将过滤后的数据与来自模型的数据进行比较来评估模型。使用$L_2$ -范数作为比较的度量，我们发现两组数据之间的差异小于一个数量级。没有依赖于过滤器的大小或未解决的尺度的长度尺度被发现，而不是使用梯度模型的结果（我们也使用我们的模型进行对比），其中的$L_2$规范的一些应力随过滤器的大小而增加。我们的结论是，MInIT可以帮助DNS正确捕获小尺度的湍流应力，这对高磁化旋转致密物体的动力学具有潜在的影响，如那些形成在二元中子星合并。
2022-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Saturation of the magnetorotational instability and the origin of magnetically elevated accretion discs
本文提出MRI通过自调节机制决定净垂直磁场吸积盘中角动量输运强度，再现α∝β_z^{-1/2}标度关系，并将其推广到强环向磁场情形，指出磁抬升盘需额外湍流源，推测撕裂模可能是候选机制。
2023-04-16 astro-ph.HE
Magnetorotational instability in relativistic hypermassive neutron stars
差异旋转超大质量中子星（HMNS）是中子星双星合并过程中形成的亚稳态天体。HMNS最终坍缩成黑洞是产生预期伴随着短伽马射线暴发射的物理条件的关键因素。我们研究了磁场对HMNS的影响，通过在广义相对论磁流体力学中进行三维模拟。特别是，我们提供了直接的证据，在HMNS内部的磁旋转不稳定性（MRI）的发生。在这些系统的模拟中，首次观察到快速生长和空间周期性结构形成的特征与其他系统中MRI产生的通道流的特征相似。此外，增长最快的模式的增长时间和波长的提取和比较成功的分析预测。磁共振成像作为一种重要的机制出现，在HMNS的寿命期间放大磁场，加速其坍缩为黑洞。这里提供的证据表明，磁共振成像实际上可以在HMNS中发展，这可能对中子星双星合并的结果及其与短伽马射线暴的联系产生深远的影响。
2013-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Thermal equilibrium curves of accretion disks driven by magnetorotational instability
本文研究了由磁旋转不稳定性驱动的吸积盘热平衡曲线，通过辐射磁流体动力学模拟获得S形曲线，揭示了矮星团双星系统的盘不稳定性及角动量传输机制。
2025-11-20 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Nonlinear evolution of the magnetorotational instability in eccentric disks
本文首次模拟偏心磁化圆盘中MRI的非线性演化，发现其饱和水平类似圆形圆盘但局部Maxwell应力可负，并指出较低辐射效率或可解释潮汐瓦解事件的逆能量问题。
2023-12-11 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Neutrino viscosity and drag: impact on the magnetorotational instability in protoneutron stars
磁旋转不稳定性（MRI）是快速旋转质子中子星中一种很有前途的磁场放大机制。中微子在PNS中的扩散导致动量的传输，这可以用比中微子平均自由程更长的长度尺度上的粘性来模拟，这种中微子粘性可以减缓MRI模式的增长，以至于MRI需要最小的初始磁场强度$\gtrsim 10^{12}\, {\rm G}$才能在足够短的时间尺度上增长，从而潜在地影响爆炸。尚不确定快速旋转的祖核的磁场是否足够强以在PNS中产生这样的初始磁场。另一方面，在比中微子平均自由程短的MRI波长下，中微子辐射不充当粘性，而是引起速度上的阻力，其阻尼率与波长无关。我们在这个制度的MRI进行线性分析，并将我们的分析结果从一维数值模拟的PNS结构。我们表明，在外层的PNS，MRI可以增长从弱磁场的波长短于中微子的平均自由程，而更深的PNS MRI增长发生在粘性制度，需要一个最小的磁场强度。
2015-01-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Particle Diffusion and Acceleration in Magnetorotational Instability Turbulence
热吸积流包含无碰撞等离子体，被认为能够将粒子加速到非常高的能量，这是磁旋转不稳定性（MRI）产生的湍流的结果。我们进行非分层剪切盒模拟的MRI湍流在理想磁流体动力学（MHD），并注入高能（相对论）的测试粒子的模拟快照进行详细的调查粒子扩散和随机加速。我们考虑不同数量的净垂直磁通量，以实现不同的磁盘磁化水平在饱和状态下，具有足够高的分辨率来解决大多数粒子的回转半径（$R_g$）。具有大$R_g$的颗粒（$\gtrsim0.03$盘标度高度$H$）在方位角和极向方向上分别显示$\sim30$和$\sim5$乘以Bohm值的空间扩散系数。我们进一步测量粒子动量扩散系数$D(p)$应用福克-普朗克方程的粒子动量演化。对于这些粒子，来自湍流波动的贡献以$D(p)\propto p$为尺度，并且当$R_g\gtrsim0.1H$时剪切加速度接管，其特征在于$D(p)\propto p^3$。对于具有较小$R_g$（$\lesssim0.03H$）的粒子，其空间扩散系数大致与$\sim p^{-1}$成比例，并且在动量扩散中显示出$D(p)\propto p^2$比例的证据，但具有较大的不确定性。我们发现，多重效应有助于随机加速/减速，该过程也可能受到MRI湍流中的不稳定性的影响。我们还讨论了在超大质量黑洞周围的热吸积流加速PeV宇宙射线的潜力。
2021-06-06 astro-ph.HE physics.plasm-ph
The Evolution and Impacts of Magnetorotational Instability in Magnetized Core-Collapse Supernovae
我们进行了二维轴对称MHD模拟的核心坍缩超新星的快速旋转磁化祖。通过改变磁场强度和空间分辨率，研究了磁旋转不稳定性（MRI）的演化及其对动力学的影响。我们发现，MRI极大地放大了种子磁场的制度，而不是阿尔文模式，但浮力模式发挥了主要作用，在指数增长阶段。核磁共振成像确实对超新星动力学有着强大的影响。它使激波膨胀更快，爆炸更有活力，有些模型伴随着准直喷流的形成。然而，这些效果，是不是由磁压力除了准直喷流的形成。由磁共振引起的角动量转移导致加热区域的扩大，由此吸积物质获得额外的时间被中微子加热。磁共振成像还将低$Y_p$物质从核心内部深处漂移到加热区域，这使得净中微子加热速率因电子捕获而减少冷却而变大。这两种效应提高了中微子加热的效率，这被认为是促进爆炸的关键。事实上，我们发现，当净中微子加热被关闭时，我们的模型爆炸要弱得多。在目前的模拟中，即使在最强磁场的情况下，中微子加热对爆炸能量的贡献也可以达到60%.
2016-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Counterexample of the magnetorotational instability in two-dimensional axial symmetry
我们分析了二维背景等离子体的线性微扰方案，该背景等离子体以差分频率旋转并嵌入极向磁场中。本研究的两个主要假设，这反过来又是相关的，是等离子体轮廓是轴对称的，无论是在背景和微扰近似下，其中方位磁场被要求相同地消失，其次，磁表面函数上的角频率仅在非平稳状态下仍然保持，在稳定的背景平衡下，由共转定理（Ferraro 1937）的有效性保证。事实上，这种模型的限制是相当自然的，它意味着线性等离子体位移的方位角分量在非稳态电场的表达式中被重新吸收（原则上，在任何近似阶数下），并且不能再提供磁张力场的非零方位角分量。结果，磁旋转不稳定性被抑制，并且相对于纯流体动力学情况，磁场具有稳定等离子体构型的效果。
2013-08-26 astro-ph.HE physics.plasm-ph
The Saturation Limit of the Magnetorotational Instability
对均匀剪切盒中磁旋转不稳定性（MRI）的模拟表明，磁场的渐近强度随着分辨率的增加而急剧下降。在这里，我模型的MRI驱动发电机作为一个大规模的发电机驱动的垂直磁螺旋通量。这种增长是由二次不稳定性驱动的大规模混合平衡的。饱和磁能密度几乎与典型涡流的垂直高度成线性关系。MRI可以驱动具有任意大的垂直波数的涡流，因此涡流厚度由扩散效应、由大尺度垂直场分量的磁张力或由磁浮力效应设定。在均匀，零磁通量，模拟只有第一个效果适用和发电机的饱和极限是由显式或数值扩散。确切的结果取决于数值的细节，但与以前的工作是一致的，包括声称饱和场能量作为气体压力的四分之一功率（我们解释为数值耗散的伪影）。随着模拟分辨率的增加，均匀剪切盒中的磁能密度将趋于零，但这对发电机或真实吸积盘中的角动量输运没有影响。饱和状态取决于磁普朗特数的说法也可能是模拟的人工制品，其中微物理传输系数设置MRI涡流厚度。最后，MRI发电机的效率是阿尔文速度与压力标度高度和局部剪切力的乘积之比的函数。当从下方接近统一时，发电机达到最大效率。
2009-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Sensitivity of the Magnetorotational Instability to the shear parameter in stratified simulations
磁旋转不稳定性（MRI）是一种剪切不稳定性，因此它对剪切参数$q = - d\lnΩ/d\ln r $的敏感性是值得研究的。受天体物理盘的启发，大多数（但不是全部）以前的MRI研究都集中在$ q=1.5$的开普勒值上。使用模拟与8垂直密度尺度的高度，我们有助于解决分层数值模拟中不同的$q$的效果的研究的子集。我们讨论了为什么剪切盒不能很容易地用于研究$q>2$，因此专注于$q<2$。根据以前的模拟，这是未分层或分层与一个较小的垂直域，我们发现，$q$依赖性的应力分层的情况下是不是线性的，相反的Shakura-Sunyaev模型。我们发现，缩放同意\cite{1996MNRAS.281L..21A}谁发现它是成比例的剪切涡比$q/(2-q)$。然而，我们也发现，磁场和动能谱的形状是相对不敏感的$q$和麦克斯韦应力的比率，磁能比也几乎保持独立的$q$。这是一致的理论论证中，方位场的放大率线性依赖于$q$和湍流相关时间$τ$依赖于$q$成反比。因此，我们测量了湍流的相关时间，发现它确实与$q$成反比。
2014-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Large scale dynamo action precedes turbulence in shearing box simulations of the magnetorotational instability
我们研究发电机产生（指数增长）的大规模（平面平均）领域的非分层剪切盒模拟的磁旋转不稳定性（MRI）。与以前的研究仅限于水平（$x$-$y$）平均，我们证明了存在大规模的字段时，无论是水平或垂直（$y$-$z$）平均。通过计算平面平均场和功率谱，我们发现大规模的发电机行动在早期的MRI生长阶段-一个以前未确定的功能。快速增长的水平低模式和基准垂直模式在一个狭窄的波数范围内放大这些平面平均场的MRI增长阶段，湍流集之前。大尺度场增长需要线性波动而不是非线性湍流（如由模式-模式耦合定义的），并且作为MRI的直接全局模式增长。只有通过垂直平均，才能表明水平低波数MRI模式的增长直接反馈到初始垂直场，提供了关于为什么大尺度垂直场在饱和状态下维持对抗湍流扩散的线索。我们计算平面平均场方程中的项，以确定垂直和水平平均对大尺度场增长的个体贡献。发现从这种垂直平均获得的大规模场与Ebrahimi\& Blackman之前研究的全球圆柱模拟和准线性分析分析相当。我们讨论了这些新的结果，了解大规模MRI发电机饱和和湍流的潜在影响。
2016-05-11 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Saturation of the magnetorotational instability in the unstratified shearing box with zero net flux: convergence in taller boxes
以前的研究中的一个特定类型的剪切盒模型的非线性制度的磁旋转不稳定性-未分层，没有净磁通量-发现，没有明确的耗散（粘度和电阻率）的饱和振幅随数值分辨率的增加而减小。我们发现，这一结果是强烈依赖于计算域$L_z/L_x$的垂直纵横比。当$L_z/L_x\lesssim 1$，我们恢复以前的结果。然而，当垂直域扩展到$L_z/L_x \gtrsim 2.5$时，我们发现应力的饱和水平大大增加（给出应力与压力之比$α\gtrsim 0.1$），而且结果与数值分辨率无关。与以前的结果相一致，我们发现，饱和的MRI在这个制度是由一个循环发电机，产生补丁的强环向场，开关的符号在垂直方向上的尺度$L_x$。我们推测，当$L_z/L_x\lesssim 1$，发电机被抑制的垂直域的小尺寸，导致令人费解的饱和振幅分辨率的依赖性。我们表明，以前的玩具模型开发来解释MRI发电机与我们的研究结果是一致的，并且在分层剪切盒模拟（导致所谓的蝴蝶图）中观察到的环形场的循环模式也可能是相关的。在高框的饱和振幅是不敏感的显式耗散是否包括在计算中，至少对于大的磁雷诺数和普朗特数。最后，我们表明MRI湍流在高域有一个较小的临界$\rm{Pm}_c$，和延长的寿命相比，$L_z/L_x\lesssim 1$框。
2015-12-03 astro-ph.HE
Magnetorotational Dynamo Action in the Shearing Box
本文在剪切盒近似下，研究了无外加净磁通量时由磁旋转不稳定性引起的磁发电机作用。与最近的研究一致，发电机的行动被发现是敏感的纵横比的盒子：这是更容易获得高盒（在垂直于磁盘平面的方向拉伸）比长盒（在径向方向拉伸）。我们的直接数值模拟表明，发电机是可能的，在这两种情况下，给定一个足够大的磁雷诺数。为了解释相对较大的努力，需要获得发电机行动在一个长的盒子，我们建议，最有效地折叠和混合的磁场线在径向方向上的不稳定性所造成的湍流涡流。因此，在长箱中，所产生的强方位（流向）磁场的尺度总是与湍流涡旋的尺度相当。相反，在高盒子中，方位角磁通量在垂直方向上传播超过湍流涡旋尺度的距离。其结果是，不同的垂直截面的高箱渗透的大规模非零方位磁通量，促进不稳定性。与此相一致，发电机有效时的情况下，其特征在于由一个强的方位角磁通量的磁不稳定性。
2017-04-27 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Magnetorotational instabilities in solids: Application to neutron-star crusts
University of Tübingen（蒂宾根大学）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究学院）
研究固体中磁旋转不稳定性的条件，发现只有当剪切流足够强时，弹性抑制效应才会被克服，并应用于中子星合并前的磁场放大。
2026-07-21 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Magnetorotational instability in neutron star mergers: impact of neutrinos
两颗中子星的合并可能会产生一颗长寿的超大质量中子星。如果它拥有一个磁星强度的强磁场，它的自旋下降可以解释短伽马射线暴余辉的几个特征。磁旋转不稳定性（MRI）被提出作为将磁场放大到所需强度的机制。然而，以前的研究忽略了中微子，中微子可能通过诱导粘性和阻力对MRI产生重要影响。我们调查的影响，这些中微子效应的线性增长的MRI应用局部稳定性分析快照的中子星合并模拟。我们发现中微子对超大质量中子星内部有显著的影响，但对围绕它的环面的影响最大。在超大质量中子星内部，磁共振成像随半径和初始磁场强度的不同而呈不同的区域增长。对于弱于$10^{13}-10^{14}\,{\rm G}$的磁场，由于中微子的存在，MRI的增长率显著降低。我们的结论是，中微子应考虑到从现实的初始磁场的MRI的增长研究时。目前的数值模拟，忽略中微子粘度，只有一致的，即在所采用的理想制度，如果他们开始从人为的强初始磁场以上$\sim10^{14}\,{\rm G}$。当将这些结果外推到较低的初始磁场时，应该小心，在那里，磁共振成像的增长受到中微子粘性或阻力的强烈影响。
2017-07-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Parametric Survey of Nonaxisymmetric Accretion Disk Instabilities: Magnetorotational Instability to Super-Alfvénic Rotational Instability
本文通过Legolas代码参数化研究了吸积盘中非轴对称磁流体不稳定性，证实了超阿尔芬旋转不稳定性（SARI）的存在，并揭示了其局域化特征、增长率规律及与MRI的关系。
2024-10-17 astro-ph.HE physics.plasm-ph
