Simulations of the line-driven instability in magnetic hot star winds
由于线消影不稳定性（LDI），热亮恒星的线驱动风本质上是不稳定的。在非磁性热星中，LDI导致由小尺度、空间分离的团块组成的非均匀风的形成，这对观测诊断有很大影响。然而，对于磁热星的LDI产生的结构，风动力学，并对观测诊断的影响还没有直接调查到目前为止。我们研究了一个典型的O超巨星的磁力线驱动风中LDI产生的结构和动力学的非线性发展。我们采用二维轴对称磁流体动力学（MHD）模拟的LDI使用平滑源函数近似评估假设的一维线力。为了便于解释这些磁模型，他们进行了比较，相应的非磁性的LDI模拟，以及忽略LDI的磁模拟。一个中心的结果是，风的形态和风聚团性质的变化强烈的风-磁约束。最值得注意的是，在磁约束流，LDI导致大规模的，shellular片（“煎饼”），这是相当不同的空间分离，小规模的团块在非磁力线驱动的风。我们讨论了这些发现的影响，观测诊断研究和磁热星的恒星演化模型。
2021-10-11 astro-ph.SR
How the Oblique Drift Instability Alters Solar Wind Heating and Constrains the Distribution of Solar Wind Observations
University of Arizona（亚利桑那大学）；The Catholic University of America（美国天主教大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Tel Aviv University（特拉维夫大学）；University of Iowa（爱荷华大学）；University of Maryland（马里兰大学）；University College London（伦敦大学学院）
本研究通过线性Vlasov-Maxwell理论分析了斜向漂移不稳定性对低β等离子体加热的影响，揭示了其在太阳风观测中的作用机制。
2026-02-18 astro-ph.SR
Theoretical wind clumping predictions of OB supergiants from line-driven instability simulations across the bi-stability jump
双稳跃变过程中的质量损失行为是大质量恒星模型中的一个关键不确定性。虽然理论上预测质量损失会增加，但迄今为止尚未得到观测证实。然而，已知大质量恒星的辐射驱动风会表现出由线消影不稳定性（LDI）触发的clusified结构。风聚集影响从密度平方依赖谱诊断推断的经验质量损失率。如果O型和B型超巨星在双稳定性跃迁中的聚团性质有显著差异，这可能有助于减轻理论和观测之间的差异。我们调查的cluerous结构的发作如何在O超巨星（OSG）和B超巨星（BSG）的风的双稳定性跳跃的分析和数值工具。我们推导出一个缩放关系的线性增长率的LDI为一个单一的光学粗线，并将其应用在这两个政权。我们运行一维时间相关的线驱动的不稳定性模拟研究的非线性演变的LDI在cluaustralian OSG和BSG风。线性摄动分析表明，线性增长率与恒星有效温度和终端风速密切相关。这意味着BSG风（较冷，较慢）的增长率明显低于OSG风。非线性模拟证实了这一点，显示出OSG和BSG风结构形成的显着差异，后者的特点是明显较弱的聚集因子和较低的速度分散。这表明，较低的校正因子，由于成团时，应采用推导经验的质量损失率的BSG的冷侧的双稳定性跳跃。此外，非线性模拟提供了一个理论背景，解释一般缺乏观察到的内在X射线发射（单）B星风。
2019-10-23 astro-ph.SR
Current-less solar wind driven dust acoustic instability in cometary plasma
本文对太阳风和恒星风驱动的尘埃声波不稳定性进行了定量分析。这是在渗透等离子体中发展的无电流动力学不稳定性，即，当一个准中性的电子-离子风等离子体在其传播中穿过另一个包含尘埃、电子和离子的准中性等离子体时。
2011-08-10 astro-ph.SR physics.plasm-ph
2D wind clumping in hot, massive stars from hydrodynamical line-driven instability simulations using a pseudo-planar approach
内容：由于线驱动（LDI）的强烈内在不稳定性，热的大质量恒星的辐射驱动风中的聚集自然产生。但是LDI风模型到目前为止大多局限于一维，主要是因为多维辐射力的计算存在严重的计算挑战。目的：模拟和研究由LDI引起的风结构的动力学和多维性质。研究方法：我们引入了一个“伪平面”，“框在一个风”的方法，使我们能够有效地计算线力的径向和横向方向，然后使用这种方法进行二维辐射流体动力学模拟的时间依赖性风。结果如下：我们的2D模拟表明，LDI首先表现出模仿在1D模型中看到的典型的壳结构，但这些壳然后如何迅速分解成复杂的2D密度和速度结构，其特征是嵌入在快速和稀薄气体的较大区域中的小规模密度“团块”。模拟的关键结果是，在统计上，发展良好的风的密度变化是相当各向同性的，并且特征长度尺度很小;典型的团块大小在2 R处为~0.01R，因此也导致相当低的典型团块质量~10^17 g。总体而言，我们的结果与理论预期的LDI生成的风结构的特征尺度是Sobolev长度的顺序。我们进一步证实了一些早期的结果，横向'填充'的径向压缩气体导致在2D模拟比在可比的1D模型中的结块因子稍低。最后，我们讨论了我们的方法对旋转LDI风模型，表现出一个有趣的组合，大规模和小规模的结构延伸到风基地的扩展。
2017-10-21 astro-ph.SR
Frequency-dependent Alfvén-wave propagation in the solar wind: Onset and suppression of parametric decay instability
利用数值模拟的方法，我们研究了太阳风中参数衰减不稳定性（PDI）的产生和抑制，着重于风的加速和膨胀对PDI的抑制作用。我们还讨论了PDI在产生太阳风密度涨落和直到$1 {\rm \ au}$的交叉螺旋度演化中的作用。数值模拟从冠状基地1 AU进行自洽的方式，我们考虑到波能量和压力的背景反馈。利用不同注入频率的单色波$f_0$讨论了对PDI的抑制，同时利用宽带波将数值结果与观测结果进行了比较。我们发现，通过模拟与单色波，高频（$f_0 \gtrsim10^{-3} {\rm \ Hz}$）阿尔文波受到PDI。同时，由于加速和膨胀效应，低频（$f_0 \lesssim10^{-4} {\rm \ Hz}$）Alfvén波的PDI的最大增长率变为负值。中频（$f_0 \approx 10^{-3.5} {\rm \ Hz}$）阿尔文波具有正的增长率，但由于增长率太小，在高达1 au时不显示PDI的特征。中频波既不经历PDI也不经历反射，因此它们最有效地通过太阳风传播。这被称为太阳风的频率过滤机制。宽带波的模拟结果表明，观测到的密度涨落趋势可以用PDI的演化很好地解释，而观测到的交叉螺旋度演化则与低频波的传播相一致。
2018-05-01 astro-ph.SR
Characterizing the turbulent porosity of stellar-wind structure generated by the line-deshadowing instability
我们分析了最近的二维模拟热星风的线消影不稳定性（LDI）的非线性演化，量化相关的高度聚集的密度结构如何导致连续吸收和/或散射的“湍流孔隙度”减少。基本方法是检查质量柱的统计变化作为路径长度的函数，并将其拟合为分析形式，从而导致相关平均消光的简单统计标度。一个关键的结果是，一个可以表征连续传输的一个单一的“湍流孔隙度长度”，发现在这里缩放为$H \approx (f_{\rm cl} - 1) a$，其中$f_{\rm cl} \equiv \left < ρ^2 \right >/\left < ρ\right >^2$是在密度$ρ$的聚集因子，和$a$是密度自相关长度的孔隙度的影响。对于光学厚层中的连续吸收或散射，我们发现相关的有效降低不透明度尺度为$\sim 1/\sqrt{1+τ_{\rm H}}$，其中$τ_{\rm H} \equiv κρH$是该孔隙长度的局部光学厚度。对于这些LDI模拟，推断的孔隙长度很小，只有恒星半径$H \approx 0.02 R_\ast$的百分之几。对于连续过程，如束缚-自由吸收的X射线，只有边缘光学厚度在整个恒星风，这意味着$τ_{\rm H} \ll 1$，因此，激光多普勒成像产生的孔隙度应该有在这样的风的X射线传输的影响很小。然而，这里开发的形式主义可能是重要的连续驱动的多孔调节，从发光的蓝色变量的超爱丁顿流出。
2017-12-10 astro-ph.SR
Nitrogen line spectroscopy of O-stars -- I. Nitrogen III emission line formation revisited
这是第一个文件中的一系列处理光学氮光谱的O型星，旨在分析氮丰度。我们在NLTE大气/光谱合成代码FASTWIND中实现了一个新的氮模型原子，并将得到的4634/40/42 A处的光学NIII线与其他预测进行了比较，这些预测主要来自Mihalas和Hummer（1973，ApJ 179，827，“MH”）以及替代代码CMFGEN。使用与MH类似的模型大气（没有覆盖和无风），我们能够重现他们的结果，特别是三重态发射线。根据MH，这些应该与双电子复合（DR）和某些双电子跃迁的漏极密切相关。然而，使用现实的，完全线覆盖的大气在太阳丰度，DR控制这些排放功能的关键作用被取代-O-星的条件-由恒星风和金属丰度的强度。在无风模型的情况下，由此产生的较低的电离极紫外通量严重抑制了排放。随着质量损失率的增加，在近光球速度场存在下通过NIII共振线的泵浦导致净光学三重线发射。与来自CMFGEN的结果的比较基本上是令人满意的，除了30 kK < Teff < 35 kK的范围之外，其中CMFGEN在比FASTWIND低的Teff处触发三重态发射。这种效应可以追溯到NIII和OIII谐振线之间的线重叠效应，到目前为止，FASTWIND无法模拟这种效应。由于DR和“两个电子漏”的效率强烈依赖于线覆盖/阻塞的程度，我们预测的排放变得更强，在金属贫乏的环境中，虽然较低的风强度和氮丰度可能会抵消这种效果。弱风的恒…
2011-09-16 astro-ph.SR
Radiative Properties of Pair-instability Supernova Explosions
我们对起源于红超巨星（RSG）、蓝超巨星（BSG）和沃尔夫-拉叶（WR）恒星的无旋转祖先的成对不稳定超新星（PISNe）进行了非LTE时间相关的辐射传输模拟，这些恒星的质量范围为160- 230 Msun，10^-4 Zsun。虽然受到对流和恒星质量损失率的不确定性，我们的初始条件来自物理一致的模型，治疗从主序列的演变，对生产不稳定性的发病，和爆炸阶段。我们的输入模型具有大的56 Ni和喷出物质量，以及大的动能，我们定性地恢复了II型平台，II型特殊和Ib/c光曲线形态，尽管它们具有更大的峰值辐射热光度（~10^9至10^10 Lsun）和更长的持续时间（~ 200 d）。我们讨论了每个模型的光谱特性，在光球和星云阶段，包括巴耳末线在II-P和II-PEC在早期，占主导地位的线从中间质量元素（IMEs）附近的测辐射热最大值，和加强金属线覆盖之后。具有相似的氦核性质，所有模型都表现出相似的峰后光谱，这些光谱被FeII和FeI线强烈覆盖，以红色为特征，并且来自温度<4000 K的光球/喷出物。结合测辐射热峰值后的适度线宽，这些特性与已知的超发光SNe形成对比，表明PISNe尚未被发现。PISNe是红色的，在高红移时很难观测到，除非它们来自RSG爆炸，在这种情况下，它们可以用作金属丰度探针和距离指示器。
2012-10-23 astro-ph.CO astro-ph.SR
Shear viscosity and the r-mode instability window in superfluid neutron stars
我们分析了最近计算的剪切粘度$η$在超流中子星的核心影响的r-模式不稳定性窗口。我们首先分析了超流声子的贡献的粘度，无论是在其流体动力学和弹道制度。我们还考虑了Shternin和Yakovlev最近对电子与电子和质子碰撞产生的$η$的计算，并讨论了超流声子和电子之间的相互作用对剪切粘性的影响.为了评估的r-模式不稳定性窗口，我们比较由于声子的流体动力学制度的剪切粘度与由于电子碰撞的剪切粘度。只有在高温下的超流声子贡献$η$开始占主导地位的r模式阻尼的过程。虽然我们的不稳定窗口的结果是初步的，其他耗散过程也应该考虑在内，他们不同于以前的评价的r-模式阻尼由于剪切粘度在超流中子星。
2013-07-23 astro-ph.SR nucl-th
Superfluid hyperon bulk viscosity and the r-mode instability of rotating neutron stars
为了确定旋转中子星中不稳定的r模是否提供了一个可探测的引力波源，我们需要了解许多倾向于抵消不稳定性的耗散过程的细节。已经确定的是，由于外来粒子，如超子的体积粘度，在这方面可能是特别重要的。然而，超子超流性的影响至今还没有被完全解释。虽然相关的抑制的反应速率，引起的体积粘度已被估计，超流体方面的流体动力学没有被考虑。在本文中，我们确定的r-模式不稳定窗口的中子星与$Σ^{-}$超子核心，使用适当的多流体形式主义，包括，第一次，“超流体”的整体粘度系数的影响。我们证明，即使额外的条款可能会增加体积粘度阻尼有点，他们的存在并不影响的r-模式不稳定窗口的定性特征。
2010-03-30 astro-ph.SR
High resolution numerical simulations of unstable colliding stellar winds
本文研究了二元系统中两股超音速风相互作用的流体动力学。风的碰撞产生了两个激波，它们被一个接触间断分开。整体结构取决于风的动量通量比η。我们使用的代码RAMSES与自适应网格细化研究的冲击波结构更小的值eta，更高的空间分辨率和更大的空间尺度比以前已经实现。二维和三维模拟，忽略轨道运动，被广泛使用的分析结果进行比较，并讨论其适用性。在绝热极限下，接触不连续处的速度剪切触发开尔文-亥姆霍兹不稳定性。我们量化的幅度产生的波动，并发现，他们可以显着，即使有一个温和的初始剪切。使用等温状态方程导致薄壳不稳定性的发展。初始演化和增长率使我们能够正式识别的非线性薄壳不稳定性（NTSI）接近的二元轴。横向加速度不稳定性的某些类似物在更远处出现。NTSI产生大幅度波动，并主导长期行为。我们指出，适当地遵循这些不稳定性的计算成本。我们的研究提供了一个基本框架，可以比较更复杂的模拟结果，包括额外的物理效应。
2011-09-07 astro-ph.SR
Anisotropic magnetohydrodynamic turbulence driven by parametric decay instability: the onset of phase mixing and Alfvén wave turbulence
我们进行了三维磁流体动力学（MHD）模拟的参数衰减不稳定性的Alfvén波和由此产生的可压缩MHD湍流，这是可能发展的太阳风加速区。由于平均磁场的存在，非线性阶段的特征在于类似于顺磁结构和各向异性级联。通过计算相混合的时间尺度和Alfvén波湍流的演化，发现非线性阶段的早期主要是相混合，而后期主要是不平衡的Alfvén波湍流。结果表明，太阳大气中密度起伏较大的区域，如日冕底部和风加速区，主要由相位混合阿尔芬波加热，而其它区域主要由阿尔芬波湍流加热.
2018-05-25 astro-ph.SR
Instability constraints for the electron temperature anisotropy in the slow solar wind. Thermal core vs. suprathermal halo
这封信提出了一个先进的参数化的太阳风电子温度各向异性和不稳定性的（双）麦克斯韦核心和（双）卡帕晕人口在缓慢的太阳风的相互作用所造成的结果。大量的观测数据（来自太阳神、太阳神和星团飞行任务）被用来对这些组成部分进行参数化，并建立它们之间的相互关系。的不稳定性显着刺激存在的超温，和不稳定性阈值形状的限制的温度各向异性的核心和晕人口重新陈述的不可恢复的稳定的作用，自生的不稳定性可以发挥约束电子各向异性。这些结果证实了超热电子的一个特殊含义，它比热电子密度小，但温度高。
2017-06-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Diagnosing small- and large-scale structure in the winds of hot, massive OB-star
无论是观测上还是理论上都已经确定，炽热的大质量OB-恒星的风在广泛的空间尺度上是高度结构化的。本文首先讨论了与这些风的线驱动固有的强不稳定性相关的小尺度结构的后果。我们证明了正确处理这种风聚集的重要性，以获得可靠的估计质量损失率，也表明，不稳定的模拟扰动在较低的边界确实显示显着的聚集相当接近风基地，在一般协议的意见。但是，越来越多的大质量恒星也被发现拥有强大的表面磁场，这可能会引导恒星的外流，并诱发大规模的风结构和光谱诊断的周期性行为。本文的结论表明，多维，磁流体动力学风模拟，再加上详细的辐射传输建模，可以重现非常好的周期性巴耳末线发射观察到的缓慢旋转的磁性O星，如HD 191612。
2012-05-14 astro-ph.SR
An association between anisotropic plasma heating and instabilities in the solar wind
我们提出了一个分析的组成部分太阳风质子温度垂直和平行于本地磁场的函数接近等离子体不稳定性阈值。我们发现，$T_{\perp p}$增强附近的镜像不稳定性阈值和$T_{\parallel p}$增强附近的消防水管不稳定性阈值。$T_{\perp p}$的增加与回旋共振加热是一致的，但没有类似的解释，热等离子体附近的消防水管限制是已知的。一种可能的解释是，消防水龙带不稳定性的作用是将膨胀的太阳风中的大量能量转化为热能，这一结果对磁化的天体物理等离子体具有重要意义。
2009-11-13 astro-ph.GA astro-ph.SR
A New Grid of Synthetic Spectra for the Analysis of [WC]-type Central Stars of Planetary Nebulae
我们提出了一个全面的网格合成恒星大气光谱，适用于分析高分辨率光谱的氢缺乏后渐近巨分支（后AGB）对象热超过50000 K，迁移沿恒光度分支的赫兹-罗素图（HRD）。网格是用CMFGEN计算的，CMFGEN是一种最先进的恒星大气代码，它正确地处理了恒星风，考虑了非LTE中的膨胀大气，线覆盖，软X射线和风聚集。我们包括许多以前被忽视的离子物种。我们的统一模型集填补了一个重要参数制度的利基，即，更高的有效温度、更高的表面重力和一系列的质量损失值。网格构成了一个通用的工具，以方便确定恒星的参数和线识别，并解释恒星光谱的形态变化，恒星通过行星状星云（CSPN）阶段的中心星演变。我们显示的谱线在远紫外，紫外和光学制度的主要物理参数的效果。我们分析了NGC 6905中心恒星的紫外和远紫外光谱，使用网格来约束它的物理参数，并进一步探索网格中没有考虑的其他参数。这一应用表明，网格可用于约束主要光球和风参数，作为详细分析的第一步。包括远紫外、紫外、光学和红外光谱区域的合成光谱的完整网格可在线获得。
2012-10-25 astro-ph.SR
The Interplay of the Solar Wind Core and Suprathermal Electrons: A Quasilinear Approach for Firehose Instability
在太阳风中，热电子和超热电子之间可以很容易地建立动能密度的均分，并且这两个群体的相互作用显著地改变了不稳定性条件。这里导出的新阈值的周期性分支的消防水龙带不稳定性形状的限制温度各向异性的观察报告的电子人口。这种不稳定性的约束是特别重要的超热电子，通过比较热人口，甚至更少的粒子-粒子碰撞的控制。这种不稳定性的扩展准线性方法证实了线性理论的预测，并揭示了热电子和超热电子在其温度各向异性的松弛和增长波动的饱和中的相互影响。
2019-01-31 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Quasilinear Approach of the Whistler Heat-Flux Instability in the Solar Wind
在太阳风中，热电子束（或strahl）是主要的电子热通量，它被认为是由电磁电子束不稳定性（也称为热通量不稳定性）自我调节的。在这里，我们报告的第一个准线性理论方法的哨声不稳定分支能够表征长期饱和的不稳定性，以及放松的电子速度分布。的不稳定性饱和度不仅是由漂移速度，只经历一个轻微的松弛，但主要是从并发的相互作用的电子与哨声，诱导（相反）的温度各向异性的核心和光束人口，并减少有效的各向异性。这些结果可能能够（i）解释太阳风中哨声热通量波动的低强度（尽管其他解释仍然是可能的，需要进一步研究），（ii）证实这些波动在电子strahl的弛豫和各向同性化以及电子热通量的调节中的有效性降低。
2019-03-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Collisionless heat flux regulation via electron firehose instability in presence of a core and suprathermal population in the expanding solar wind
太阳风中电子热通量的演变受以下几种效应之间的相互作用的调节：太阳风膨胀，这可能会导致速度-空间不稳定性、湍流和波粒相互作用，以及可能的碰撞。在这里，我们讨论了在存在多个电子群的情况下发展的太阳风膨胀和电子消防管不稳定性在调节热通量方面各自发挥的作用。我们进行完全动力学，扩展箱模型模拟和单独分析的焓，体积和速度分布函数偏度的贡献，为每个电子物种。我们观察到决定电子能流演化的关键因素是电子布居数在太阳风静止坐标系中漂移速度的减小。在我们的模拟中，电子热能的重新分配，从平行的垂直方向后，电子消防水龙带不稳定性的发病观察。然而，这一过程似乎对能量通量演化的影响微乎其微。因此，在太阳风框架中电子种类漂移速度的减少似乎与热通量不稳定性的效率直接相关
2020-07-14 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Sensitivity of the neutron star r-mode instability window to the density dependence of the nuclear symmetry energy
利用一个简单的中子星模型，构造了一个完全刚性的地壳和一组壳核状态方程，该方程涵盖了25 MeV对称能密度依赖性的核实验不确定度范围，（软EOS）至115 MeV（刚性EOS），计算了正则中子星r模振荡中CFS不稳定性的起始窗口（1.4 M_{\odot}）和大质量中子星（2.0 M_{\odot}）。在这些模型中，壳核过渡密度和地壳厚度的计算与地核状态方程（EOS）一致。对于正则中子星，r模式不稳定窗口的下限在频率上从最软对称能量到最硬对称能量减少了\approx 150 Hz，与质量和温度无关。当质量从1.4 M_{\odot}增加到2.0 M_{\odot}时，不稳定窗口也下降\approx 100 Hz，与EOS无关。在温度估计可用的地方，低质量X射线双星（LMXB）中观测到的中子星频率低于1.4 M_{\odot}模型的不稳定窗口，而一些LMXB落在2.0 M_{\odot}星的不稳定窗口内，如果对称能相对刚性，表明较软的对称能与该模型中的观测结果更一致。因此，我们得出结论，较小的L值有助于稳定中子星对失控的r模式振荡。在临界温度以下，任何恒星都不能在不超过开普勒频率的情况下达到不稳定窗口，从软对称能量到硬对称能量，临界温度的变化几乎是一个数量级。当地壳厚度与地核状态方程一致时，较厚的地壳对应较低的临界温度，这与以往研究中过渡密度与地核状态方程无关的结果相反。
2012-01-01 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Magnetic fluctuation power near proton temperature anisotropy instability thresholds in the solar wind
众所周知，太阳风中的质子温度各向异性受到压力各向异性驱动的不稳定性的理论阈值的约束。在这里，我们使用约100万独立测量的陀螺仪磁波动的太阳风，以显示这些波动沿温度各向异性阈值的镜子，质子倾斜消防水龙带，离子回旋不稳定性的第一次。此外，测得的磁压缩性增强在高等离子体β（$β_\parallel \gtrsim 1$）沿镜不稳定性阈值，但小的其他地方，与预期的镜模式。在这个频率范围内的功率（“耗散”）通常被认为是由太阳风湍流级联驱动的，根据目前的结果，这种解释应该是合格的。特别是，我们表明，短波长的磁波动功率是一个很强的函数的碰撞性，放松的温度各向异性远离不稳定性条件，并相应地减少波动功率。
2009-08-10 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Protoplanetary Disk Winds by Magnetorotational Instability : Formation of an Inner Hole and a Crucial Assist for Planet Formation
通过构建一个基于3D局部磁流体动力学（MHD）模拟的全球模型，我们表明，磁盘风驱动的磁旋转不稳定性（MRI）在原行星盘的气体成分的扩散中起着重要的作用。由于磁共振驱动的盘风的质量损失时间尺度与当地开普勒旋转周期成正比，因此气体盘从内部区域动态蒸发，可能会产生逐渐扩大的内孔，而相当数量的气体仍留在外部区域。盘风具有很强的时间依赖性，在每个半径处具有几倍于开普勒自转周期的准周期性，这将作为原恒星-原行星盘系统的时变观测。即使存在死区，这些特征也会持续存在，因为盘风是从电离宇宙射线和高能光子可以穿透的表面区域驱动的。此外，预测的由内而外的清除显着抑制了巨石向中心恒星的坠落和原行星的I型迁移，这有利于行星的形成和生存。
2010-06-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Electron Two-stream Instability and Its Application in Solar and Heliophysics
众所周知，在太阳耀斑中加速的电子束可以驱动双流不稳定性，并在日冕和行星际介质中产生射电爆发。最近的观测表明，太阳风可能起源于太阳表面附近的纳米级事件，局部加热的等离子体沿着开放场线逃逸到太空中。最近的数值模拟和理论研究表明，纳米级加速电子束驱动的电子双流不稳定性（ETSI）可以产生观测到的纳米级射电爆发、太阳风的非麦克斯韦电子速度分布函数以及太阳风中的动力学尺度湍流。本文简要介绍了ETSI非线性演化的基本理论框架和最新进展，包括电子空穴的形成、热等离子体中朗缪尔波的产生、非线性调制不稳定性和朗缪尔坍缩。在太阳物理学和天体物理学的潜在应用进行了讨论。
2016-06-20 astro-ph.SR physics.plasm-ph
A Parallel-Propagating Alfvénic Ion-Beam Instability in the High-Beta Solar Wind
我们研究了平行传播的阿尔文/离子回旋波被各向同性（$T_{\perp α} = T_{\parallelα}$）的α粒子群以相对于质子的平均速度$T_{\perp α} = T_{\parallelα}$平行于磁场漂移而不稳定的条件。我们推导出一个近似的解析条件$U_α$需要激发这种不稳定性的最小值，并使用热等离子体色散关系的数值解来完善这一结果。当α粒子数密度是质子数密度的$\simeq 5%$，并且两种物质具有相似的热速度时，不稳定性需要$β_{\rm p} \gtrsim 1$，其中$β_{\rm p}$是质子压力与磁压力的比值。对于$1\lesssim β_{\mathrm p}\lesssim 12$，激发这种不稳定性所需的最小$U_α$范围为$0.7v_{\mathrm A}$至$0.9v_{\mathrm A}$，其中$v_{\mathrm A}$为阿尔文速度。该阈值小于平行磁声不稳定性的$\simeq 1.2v_{\mathrm A}$阈值，而平行磁声不稳定性先前被认为在$β_{\mathrm p}\gtrsim 0.5$处具有α粒子束不稳定性的最低阈值。我们讨论了平行Alfvénic漂移不稳定性的α粒子漂移速度在太阳风的演变的作用。我们还分析了从\emph{Wind}航天器的法拉第杯的测量结果，并表明，$U_α$值与$T_{\perp α}\approx T_{\…
2013-07-18 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
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
Mirror instability in the turbulent solar wind
采用二维混合膨胀箱模拟方法研究了慢膨胀等离子体中强湍流衰减与镜像不稳定性之间的关系。我们施加一个初始的环境磁场垂直于模拟箱，我们开始与大规模的，线性极化，随机相位Alfvenic波动之间的动能和磁场波动和消失的相关性之间的能量均分的频谱。湍流级联迅速发展，磁场起伏在大尺度下呈现出类似于Kolmogorov的幂律谱，在亚离子尺度下呈现出较陡的谱。强加的膨胀（采取严格的横向环境磁场）导致产生一个重要的垂直质子温度各向异性，最终驱动镜不稳定性。这种不稳定性产生大幅度的，非传播的，可压缩的，压力平衡的磁结构的形式的磁增强/驼峰，降低垂直温度各向异性。
2017-03-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Firehose constraints for the solar wind suprathermal electrons
由平行于行星际磁场方向的太阳风膨胀所预测的温度无限期上升已经因为没有被观测证实而臭名昭著。在来自空间的热的和稀的等离子体中，粒子-粒子碰撞在约束大的各向同性偏差方面是没有效率的，但是由此产生的水龙带不稳定性在这种情况下为电子和质子的热（核心）种群的温度各向异性提供了合理的限制。本文讨论了太阳风中普遍存在的超热（晕）电子。密度较低，但比核心热，超温流可能是高度各向异性的，容易受到消防水龙带不稳定性。的不稳定性的主要特点是来自一阶理论的条件下，特定的超热电子在太阳风和地球磁层。这里揭示了电子消防管不稳定性的新机制可能完全由超温流控制。的不稳定性被发现是系统地刺激的超热电子，与阈值接近的极限的温度各向异性的观测报告。这些结果为空间等离子体中消防管不稳定性与温度各向异性弛豫的关系提供了新的有价值的证据。
2016-04-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Vlasov-Poisson simulations of electrostatic parametric instability for localized Langmuir wave packets in the solar wind
最近在太阳风中的III型事件期间观测到的大振幅朗缪尔波形被解释为束驱动朗缪尔波的静电衰减的签名。这一机制被认为是解释太阳III型射电辐射产生的第一步。本文利用一维-一维Vlasov-Poisson数值模拟方法研究了典型太阳风条件下这种参数不稳定性的阈值。我们发现，所观察到的朗缪尔拍类波形的振幅是从全动力学模拟计算的有效阈值的顺序。相关的离子声密度波动的预期水平也被计算与观测进行比较。
2013-01-22 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.plasm-ph
Particle-in-cell simulations of the whistler heat-flux instability in the solar wind conditions
例如，在来自太空的缺乏碰撞的等离子体中，在太阳风或恒星外流中，由strahl或电子束携带的热通量预计将由自生不稳定性调节。最近，同步场和粒子观测确实揭示了在存在反束电子的情况下增强的哨声式波动，将这些波动与哨声热通量不稳定性（WHFI）联系起来。这种不稳定性仅在有限的电子束等离子体条件下预测，并且尚未在数值模拟中捕获。在这封信中，我们报告的第一个模拟WHFI在粒子在细胞（PIC）的设置，现实的太阳风的条件下，没有温度梯度或各向异性触发的不稳定性在初始阶段。的速度分布有一个复杂的反应，以增强哨声波动条件的不稳定性饱和的相对漂移相结合的诱导（有效）温度各向异性（加热核心电子和俯仰角和能量散射的strahl）的减少。这些结果与最近的准线性方法是一致的，因此，支持一个广泛接受的信念，WHFI饱和在中等幅度。在反向阳方向上，随着电子能量的增加，散射波的倾斜角分布宽度逐渐减小，这似乎是自生哨声的特征，而不是小尺度湍流的特征。
2019-08-19 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Stabilization of the astropause by periodic fluctuations of the stellar wind
本文的主要目标是探索为什么许多天体球（或拱星气泡）的观测显示出相当稳定和光滑的天体悬浮结构-切向不连续分离恒星和星际风，而理论和数值模拟都表明切向不连续是不稳定的，由于众所周知的开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性。以前人们认识到，磁场可以稳定天体悬浮点。在本文中，我们探讨了另一种机制，以减少的K-H不稳定性的天体暂停。这种机制是恒星风动压的周期性变化。恒星风参数的波动是完全可以预料的。例如，太阳的全球活动周期为11年，尽管太阳风的波动周期也较短。我们进行了参数化的数值研究，并证明了K-H不稳定性的发展依赖于无量纲参数$χ$，它是恒星风终端速度和星际流速度的比值。参数$χ$越大，K-H不稳定性引起的涨落越大。结果表明，K-H不稳定性是对流性的，这与以前的线性分析是一致的。证明了恒星风导程的周期性波动对天体顶的稳定作用。结果表明，对于太阳风，当恒星参数变化的周期为1 - 4年时，稳定作用最有效。对于11年太阳活动周期，稳定效应较弱。
2022-12-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Clarifying the solar wind heat-flux instabilities
在太阳风中，电子速度分布揭示了两个反向运动的粒子群，这两个粒子群可能引起电磁（EM）束流不稳定性，即热通量不稳定性。取决于等离子体参数的两个不同的分支哨声和消防水龙带不稳定性可以激发。这些不稳定性在许多情况下都会被调用，但它们之间的相互作用仍然知之甚少。进行精确的数值分析以解析线性Vlasov-Maxwell色散并表征这两种不稳定性，例如，增长率、波频率和阈值，从而能够确定它们在空间等离子体中通常经历的条件下的主导地位。特别感兴趣的是超热卡帕分布的电子，这是无处不在的，在这些环境中的影响。哨声或消防水龙带不稳定性的优势是高度制约的束芯的相对速度，核心等离子体β和超热电子的丰度。相对漂移速度导出的不稳定性阈值显示出与核心等离子体β的哨声模式的负相关性，和与核心等离子体β的消防水管不稳定性的直接相关性。超热电子减少有效的（聚束）各向异性抑制消防水龙带模式，而哨声不稳定性的刺激。
2018-07-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Tearing instability and periodic density perturbations in the slow solar wind
与起源于冕洞的快速太阳风相比，慢速太阳风的来源仍然存在争议。通常是间歇性的，富含低FIP元素-类似于在封闭的日冕环中观察到的-缓慢的风可以在头盔流光附近的突发事件中形成。慢风也表现出密度扰动，这已被证明是周期性的，可能与从头盔拖缆尖端喷射出的通量绳有关，如最近帕克太阳探测器（PSP）上的WISPR白光成像仪所示。在这项工作中，我们提出的主要机制控制释放的通量绳是一个流修改撕裂模式在日光层电流片（HCS）。我们使用MHD模拟的太阳风和日冕再现现实的配置和流出周围的HCS。我们发现，这个过程是能够解释长（$\sim 10-20$ h）和短（$\sim 1-2$ h）的时间尺度的密度结构中观察到的缓慢太阳风。这项研究还揭示了慢太阳风的结构，拓扑结构和组成的新的光，并可能在不久的将来，与白光和原位PSP观测。
2020-05-06 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Whistler instability driven by the sunward electron deficit in the solar wind
太阳风电子以电子热通量的形式将能量携带到行星际空间，在太阳风加速的能量平衡中起着重要作用。热通量存储在由膨胀、库仑碰撞和场-粒子相互作用形成的复杂电子速度分布函数（VDFs）中。我们调查如何超热电子赤字的反strahl方向，这是最近发现的近太阳太阳风，驱动动力学不稳定性，并创建哨声波的波矢量是准平行的背景磁场的方向。我们结合高节奏的测量电子俯仰角分布函数和电磁波提供的太阳轨道器在其第一个轨道。我们的案例研究是基于一个突发模式的数据间隔从静电分析仪系统（SWA-EAS）在距离112 $R_S$（0.52 AU）从太阳，在此期间，几个哨声波包被太阳轨道器的无线电和等离子体波（RPW）仪器检测。向太阳的赤字创造动力学条件下，准平行哨声波被驱动不稳定。我们通过对太阳风的观测，直接检验我们对这些波存在的预测。我们发现哨声波是准平行的，几乎是圆偏振的，传播远离太阳，正好与一个明显的向阳赤字的电子VDF。回旋共振的条件是满足电子在相反的方向上的波传播的方向，与能量对应的那些与向阳赤字。
2021-07-22 astro-ph.SR physics.space-ph
Quasilinear approach of the cumulative whistler instability in fast solar winds: Constraints of electron temperature anisotropy
上下文太阳能外流是自由能的一个重要来源，它以多种形式积累，如光束（或漂移）分量和/或温度各向异性。然而，等离子体粒子的动力学各向异性不会无限增长，粒子-粒子碰撞也不足以解释这些各向异性的观测极限。相反，自生波不稳定性可以有效地约束动力学各向异性，但现有的方法是简化的，并没有提供令人满意的解释。因此，快速太阳风中电子温度（$T$）显示的各向同性的小偏差还没有得到解释。目标。本文对快速太阳风中由各向异性电子驱动的哨声不稳定性提供了一种先进的准线性描述。增强的哨声状波动可以约束温度各向异性$A \equiv T_\perp /T_\parallel > 1$的上限，其中$\perp, \parallel$是相对于磁场方向定义的。方法.研究的是自生哨声不稳定性，累积驱动的温度各向异性和相对（计数器）漂移的电子布居，例如，核心和晕电子。最近的研究表明，准稳定的状态是不受限制的线性不稳定性阈值，但扩展的准线性方法是必要的，在这种情况下，来描述他们。结果从累积哨声不稳定性的准线性理论出发，得到了稳定性的临界条件，该条件接近于观测到的电子布居的准稳态，不稳定性饱和度由温度各向异性和电子布居相对漂移的弛豫决定.
2019-05-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Metastable Helium Absorptions with 3D Hydrodynamics and Self-Consistent Photochemistry II: WASP-107b, Stellar Wind, Radiation Pressure, and Shear Instability
本文介绍了WASP-107 b的亚稳态氦（He*）观测的模拟，迄今为止最高的信噪比检测，由三种不同的仪器确认。我们采用全三维流体动力学加上共同发展的非平衡热化学和射线跟踪辐射，预测质量损失率，温度分布，合成He* 线轮廓和光变曲线的第一原理。我们发现，一个恒星风强于太阳所需要的观测严重蓝移线轮廓和不对称的过境光变曲线。与以前的信念相反，我们认为，辐射压力可以是重要的Ly $α$的意见，但{ \it不}他 *。我们发现WASP-107 b正在以$\dot{M} \simeq 1.0\times 10^{-9}~M_\oplus~{\rm yr}^{-1}$的速度失去质量。虽然$\dot{M}$的变化由$<1~\%$给定恒定的风和辐射从主机，剪切不稳定性仍然出现风的影响，产生$\sim 10~\%$波动的He* 过境深度超过一小时的时间尺度。通常假设He* 渡越深度指示$\dot{M}$的波动是有问题的。拖尾比行星邻近更容易受到剪切不稳定性的影响，因此蓝移机翼中的线轮廓变化更大，而中星后的凌日光变曲线变化更大。我们强调Ly $α$（高海拔，低密度）和He*（低海拔，高密度）过境观测之间的协同作用，特别是同时的，产生更好的了解行星外流和恒星风的属性。
2020-12-31 astro-ph.EP 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
Instability windows and evolution of rapidly rotating neutron stars
我们考虑了低质量X射线双星中快速旋转的中子星在r模激发下的不稳定性（类似于地球上由科里奥利力控制的Rossby波）。我们认为，有限的温度效应在超流核心的中子星导致共振耦合和增强阻尼（因此稳定性）的振荡模式在一定的恒星温度。使用一个简单的唯象模型，我们表明，高自旋频率的中子星可能会花费大量的时间在这些“共振”温度。这一发现使我们能够解释LMXB中令人困惑的热快速旋转中子星观测，并预测一类新的热，非吸积，快速旋转中子星，其中一些可能已经被观察到，并暂时确定为静止LMXB（qLMXB）候选者。我们还对中子星的自旋频率施加了一个新的理论极限，解释了吸积毫秒X射线双星统计分析得出的截止自旋频率~730 Hz。除了解释观测结果外，我们的模型还提供了一种新的工具来限制超致密物质的性质，将测量的共振温度与理论预测的共振温度进行比较。
2014-03-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shaping the solar wind temperature anisotropy by the interplay of electron and proton instabilities
各种非热特性，如动力学，在太阳风中的现场观测揭示了温度、各向异性和超热粒子数（增强了速度分布的高能尾部），表明等离子体粒子处于热平衡之外的准定态。从各向同性大偏差产生动力学不稳定性和不断增长的波动领域，这应该是更有效的限制各向异性（不稳定阈值以下）的碰撞，并解释各向异性的限制报告的意见。本文旨在解码太阳风中由电子和质子温度各向异性驱动的主要不稳定性，并将不稳定性阈值与1~AU观测到的温度各向异性边界进行对比。的不稳定性的特点是使用线性动力学理论，以确定适当的（最快的）不稳定性的温度各向异性$A_{e,p} = T_{e,p,\perp}/ T_{e,p,\parallel} \ne 1$的松弛。分析的重点是由各向异性质子（$A_p \lessgtr 1$）驱动的电磁不稳定性，并调用第一次的动力学模型来捕获与各向异性电子的相互作用，通过相关的影响，这两种等离子体粒子，占主导地位的太阳风。
2016-12-03 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Solar Orbiter Observations of the Kelvin-Helmholtz Instability in the Solar Wind
Kelvin-Helmholtz不稳定性（KHI）是一种非线性剪切驱动的不稳定性，发生在等离子体中剪切流之间的界面处。在各种天体物理学等离子体中推断出了KHI，并在太阳系行星的磁层边界现场观测到了KHI，在日冕物质抛射边界也通过遥感观测到了KHI。虽然有人假设它在等离子体混合和引发太阳风波动方面发挥重要作用，但仍然缺乏对太阳风的直接和明确的观测。我们报告原位观测正在进行的KHI在太阳风使用太阳轨道器在其巡航阶段。KHI是在日球电流片附近的慢速太阳风中的剪切层中发现的，其性质满足其发展的线性理论。进行分析，以获得当地的配置的KHI。本文还建立了一个二维MHD数值模拟，并利用经验值对剪切层的稳定性进行了检验。此外，还对KHI事件的磁谱进行了分析。通过线性理论分析，我们发现观测条件满足KHI起始判据，并通过模拟进一步证实了其发展。目前的板材几何形状分析被认为是与KHI开发相一致的。此外，我们报告的观测离子射流符合磁重联在压缩电流片内的KHI间隔。发现KHI激发磁场和速度波动与幂律缩放，大约遵循$k^{-5/3}$和$k^{-2.8}$在惯性和耗散范围内，分别。这些观测结果为太阳风中KHI的发展提供了强有力的证据。这揭示了新的光的过程中的剪切驱动的湍流介导的KHI与驱动的太阳风波动的影响。
2021-03-29 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Parametric Instability, Inverse Cascade, and the $1/f$ Range of Solar-Wind Turbulence
本文利用弱湍流理论，在慢磁声波强阻尼的假设下，研究了波长远大于离子惯性长度的三维低$β$等离子体中参量不稳定性的非线性演化。分析表明，参数不稳定性导致的阿尔芬波量子的逆级联，并提出了几个精确的解的波动方程。本文的主要结果涉及初始满足$e^+ \gg e^-$的阿尔文波的参数衰减，其中$e^+$和$e^-$是沿磁力线方向相反传播的阿尔文波的频率谱（$\,f$）。如果$e^+$最初具有峰值频率$f_0$（在该峰值频率下$f e^+$被最大化）和在具有$-1 < p < 1$的较小$f$处的"红外"缩放$f^p$，则$e^+$在从$f_0$在两个方向上扩展的整个频率范围内获取$f^{-1}$缩放。同时，$e^-$在该相同频率范围内获取$f^{-2}$缩放。如果选择等离子体参数和红外PDMATHAMO光谱，以匹配在0.3天文单位（AU）的日心距离的快速太阳风的条件下，然后参数不稳定性的非线性演化导致PDMATHAMO光谱，从太阳神航天器在0.3天文单位，包括观测到的$f^{-1}$缩放在$f \gtrsim 3 \times 10^{-4} \mbox{ Hz}$的快速风测量相匹配。本文的结果表明，$f^{-1}$光谱看到的太阳神在快速太阳风在$f \gtrsim 3\times 10^{-4} \mbox{ Hz}$的参数衰减产生在原位和$e^+$的$f^{-1}$范围扩展到一个越来越窄…
2017-12-26 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
The Damping and Instability of Ion-acoustic Waves in the Solar Wind: Solar Orbiter Observations
Mullard Space Science Laboratory, University College London（伦敦大学学院穆拉德太空科学实验室）；Blackett Laboratory, Imperial College London（帝国理工学院布莱克特实验室）；Lunar and Planetary Laboratory, University of Arizona（亚利桑那大学月球与行星实验室）
通过分析太阳轨道器数据，研究离子声波在日冕风中的阻尼与不稳定性，发现细尺度结构对波的阻尼和不稳定性有显著影响。
2026-04-17 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Mixing the solar wind proton and electron scales. Theory and 2D-PIC simulations of firehose instability
火管不稳定性（FIs）在许多天体物理学应用中被引用。特别感兴趣的是在弱碰撞甚至无碰撞等离子体中的动力学表现，这些不稳定性预计将有助于宏观参数的演变。相对最近的研究已经开始了一个现实的描述FI，诱导的相互作用的两个物种，电子和质子，占主导地位的太阳风等离子体。这项工作补充了现有的知识，从线性理论和2D PIC模拟的第一次披露的新见解，确定了不稳定阈值附近增长最快的模式及其对各向异性分布的长期影响。因此，与以前的设置不同，这些条件有利于那些非周期性的分支，这些分支倾斜地传播到均匀的磁场，（最大）增长率高于周期性的，准平行模式。一般来说，理论预测得到了模拟的证实。非周期电子FI（α-π）不受质子各向异性的影响，并在低水平波动时迅速饱和。关于质子尺度的水龙带不稳定性，我们看到周期性和非周期性分支之间的竞争更强。对于我们分析中选择的参数，a-PFI比p-PFI先激发，后者达到显著更高的波动功率。然而，这两个分支显着增强的各向异性电子的存在。EFI和PFI之间的相互作用也产生了更明显的质子各向同性。
2022-05-04 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Oblique Alfvén instability driven by compensated currents
由高能离子束产生的补偿电流系统广泛存在于空间和天体物理等离子体中。著名的例子是在太阳风和超新星遗迹周围的前震区域。我们发现了一个新的斜Alfvénic不稳定性驱动的补偿电流沿背景磁场流动。由于电子和离子的回旋半径有很大的不同，倾斜阿尔夫文微扰对热离子束和返回电子流所携带的电流的反应也不同。最终，这种差异导致在接近束离子回旋半径的垂直波长处的非共振非周期不稳定性。不稳定性增长率随束流和温度的增加而增加。在地球弓形激波上游的太阳风中，不稳定性增长时间可以降到10个质子回旋周期以下。我们的研究结果表明，这种不稳定性可以有助于湍流和离子加速空间和天体物理前震。
2013-12-27 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Shearing box simulations of accretion disk winds
在局部剪切盒模型中研究了磁驱动流出物从吸积盘中的发射过程，该模型允许研究吸积和角动量损失之间的反馈。在MRI稳定（高磁场强度）状态下，在一系列2D（轴对称）模拟中恢复了先前线性分析中发现的质量通量不稳定性。在仍然足以抑制MRI的低场强下，不稳定性在短的径向长度尺度上发展，并在适度的振幅下饱和。在高场强下，观察到一个长波长的大振幅的“丛”不稳定性，与几个轨道的增长时间。正如以前推测的那样，盘和外流之间的不稳定连接可能与在产生喷流的盘中观察到的时间依赖性有关。模拟的成功在很大程度上是由于一个有效的波传输上边界条件的实施。
2012-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Proton fire hose instabilities in the expanding solar wind
利用二维混合膨胀箱模拟方法研究了无碰撞均匀等离子体中连续驱动的平行质子温度各向异性与消防水龙带不稳定性之间的竞争。对于准径向环境磁场的膨胀驱动$T_{\mathrm{p}\|}>T_{\mathrm{p}\perp}$和系统变得最终不稳定的优势平行消防水带的不稳定性。这种不稳定性通常不能抵消诱导的各向异性，并且系统通常在之后相对于倾斜消防水龙带不稳定性变得不稳定。倾斜不稳定性有效地降低了各向异性，并且系统迅速稳定，同时产生的电磁波动的显著部分被阻尼为质子。只要磁场处于准径向方向，这种演化就会重复，电磁涨落就会累积。对于足够倾斜的磁场，膨胀驱动$T_{\mathrm{p}\perp}>T_{\mathrm{p}\|}$并使系统相对于消防水龙带不稳定性进入稳定区域。
2017-01-13 astro-ph.SR physics.plasm-ph physics.space-ph
Electron-driven instabilities in the solar wind
电子是太阳风中必不可少的粒子种类。它们的速度分布函数往往表现出非平衡特性。这些包括温度各向异性，尾部（峰度），和反射不对称性（偏度），这有助于显着的热通量的太阳风。如果这些非平衡特征足够强，它们会驱动动力学微观不稳定性。我们发展了一个基于准线性理论方程的半图形框架来描述太阳风中电子驱动的不稳定性。我们应用我们的框架，以共振温度各向异性驱动的不稳定性。这些不稳定性包括电子哨声各向异性不稳定性和传播电子消防管不稳定性。然后，我们描述的反射不对称性驱动的电子分布函数的共振不稳定性。这些包括电子/离子声、动力学阿尔文热通量、朗缪尔、电子束、电子/离子回旋、电子/电子声、哨声热通量、斜快磁声/哨声、低杂波风扇和缺电子哨声不稳定性。我们简要地评论非共振不稳定性驱动的电子温度各向异性，如镜像模式和非传播的消防水龙带不稳定性。最后，我们总结我们的审查与列表中的电子驱动的不稳定性领域的太阳风的开放性研究课题。
2022-06-21 astro-ph.SR physics.geo-ph physics.plasm-ph
Magnetic wind-driven accretion in dwarf novae
矮新星（DNe）和X射线双星的爆发被认为是由于吸积盘中的热粘性不稳定性。盘不稳定性模型（DIM）假设吸积是由湍流输运驱动的，通常归因于磁旋转不稳定性（MRI）。最近的结果指出，单独的MRI湍流不能再现DNe的光变曲线。我们的目标是研究风驱动吸积对DNe光变曲线的影响。局部和全球的模拟表明，磁流体动力风是存在的磁场线程磁盘时，即使是相对较高的比率的热压力，磁压力（$β\approx 10^{5}$）。这些风在去除角动量方面非常有效，但不会加热圆盘;它们的行为不像MRI驱动的湍流。我们在DIM的角动量方程中加入了风驱动的运输，假设一个固定的磁配置：偶极或常数半径。我们使用的处方风扭矩和湍流扭矩来自剪切箱模拟。风的扭矩增强了物质的吸积，导致光变曲线看起来像DNe爆发时，假设一个偶极场的时刻$μ\approx10^{30}\,\mathrm{G\,cm^{3}}$。在风占主导地位的区域，盘是冷的，光学薄，吸积速度是音速。这就好像内盘被截断了，导致白矮星边界层的静态X射线亮度比标准DIM预期的要高。如果风主导的区域足够大，则盘稳定，可能导致“暗”盘发出很少的辐射。风驱动的吸积可以在塑造DNe和X射线双星的光变曲线方面发挥关键作用。未来的研究将需要包括穿过磁盘的磁场的时间演化，以充分评估其对吸积流动力学的影响。
2019-05-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radial evolution of Alfvén wave Parametric Decay Instability in the near-Sun solar wind: Effects of Temperature Anisotropy
Tohoku University（东北大学）；Utsunomiya University（宇都宫大学）；The University of Tokyo（东京大学）
通过求解CGL方程的线性色散关系，研究温度各向异性对近太阳太阳风中阿尔文波参量衰变不稳定性最大增长率的影响，发现温度各向异性在低β区域显著影响PDI的触发。
2026-06-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Density Fluctuations in the Solar Wind Driven by Alfvén Wave Parametric Decay
在太阳风的惯性压缩湍流的测量和模拟的特点是反相关的磁波动平行于平均场和密度结构。这个签名已被解释为非传播的压力平衡结构（PBS），动力学离子声波，以及MHD慢模式的观测证据。考虑到平行传播的压缩波动的高阻尼率，它们在卫星观测中的普遍存在是令人惊讶的，并暗示了局部驱动过程。在太阳风中产生压缩波动的一个可能的候选者是阿尔文波参数不稳定性。在这里，我们测试的参数衰减过程作为压缩波的来源，在太阳风通过比较无碰撞阻尼率的压缩波动的增长率的参数衰减不稳定的子波。我们的研究结果表明，通过参数衰减产生的压缩波是过阻尼在1 AU，但慢模式的密度波动的存在与阿尔文波的参数衰减。
2018-02-06 astro-ph.SR physics.space-ph
Parametric decay of parallel and oblique Alfven waves in the expanding solar wind
采用扩展箱模型对大振幅阿尔芬波在太阳风中的长期演化进行了二维MHD模拟。研究了平行传播的圆偏振波和斜传播的弧偏振波的参量衰减不稳定性的线性和非线性相位。非单色的情况下也被认为是。在倾斜的情况下，直接激发的子模横向于本地背景场被发现的第一次在扩大的环境中，这种横向级联似乎有利于单色母波。膨胀效应降低了不稳定性的增长率，它甚至可以抑制其发病的最低频率的模式考虑在这里，可能解释持久性的这些传出波的太阳风。
2014-07-22 astro-ph.SR physics.space-ph
Evolution of solar-type stellar wind
通过扩展我们对太阳风的自洽MHD模拟，我们研究了太阳型恒星从主序星早期到红巨星阶段的星风演化。年轻的太阳型恒星非常活跃，质量损失率比现在的太阳大100倍。研究了光球层磁场强度和波动幅度增大时，对星风的影响。虽然质量损失率敏感地取决于输入能量从表面，因为全球不稳定性有关的反射和非线性耗散的阿尔芬波，它饱和在~ 100倍，因为大部分的能量是用于辐射损失，而不是风的动能。在主序星阶段结束后，当恒星半径膨胀约10倍时，温度为$10^6$ K的稳定热日冕突然消失。色球物质，由于热不稳定性而嵌入热气泡，直接流出;红巨星风不是稳定的流，而是结构性流出。
2013-01-10 astro-ph.EP 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
Evolution of Wolf-Rayet stars as black hole progenitors
演化的沃尔夫-拉叶星形成了大质量恒星演化的一个关键方面，它们强烈的外流决定了它们的最终命运。在这项研究中，我们计算网格的恒星模型的初始质量范围很广，在五个金属丰度（从太阳下降到只有2%的太阳）。我们比较了最近的流体动力学一致的风处方与两个早期经常使用的风配方在恒星演化和人口合成模型，我们提出的范围内的最大最终质量在核心氦耗尽每个风处方和金属丰度Z。我们的模型网格揭示了风处方的质量损失行为在“收敛”方面的质的差异。使用Nugis和Lamers的公式，发现最大恒星黑洞收敛到20- 30 Msun的值，与宿主金属丰度无关，但是当使用Sander和Vink的新物理驱动公式时，没有收敛到最大黑洞质量值。初始氦星质量越大，最终质量越大，这意味着氦星在对不稳定间隙以下的黑洞上限是由先前的质量损失演化或对不稳定本身设定的。定量地，我们发现对不稳定性（Z_PI）的临界Z高达50%Zsolar，对应于LMC的主机金属丰度。此外，虽然Nugis和Lamers的处方不会预测任何黑洞以上的约130 Msun对不稳定性的限制，包括桑德和温克风，我们证明了一个潜在的渠道非常大质量的氦星形成这样的大规模黑洞在~2% Zsolar或以下。
2021-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
