Photometry of Beta Lyrae in 2018 by the BRITE satellites
在2018年的四个月里，三颗BRITE星座卫星（红色滤光片BTr和BHr，以及蓝色滤光片BLb）对Beta Lyr的观测允许对两个光谱带的光变曲线变化进行第一次有限的观察。这些变化被发现与最里面的原始极小值有很好的相关性，蓝色的变化似乎比红色的振幅小;这种减少可能反映了它们在较冷的吸积盘外部的假定起源。这一结果必须得到更广泛的材料的证实，因为目前的结论是基于观测跨越略少于三个轨道周期的二进制。仪器问题的假设和为解释2016年BTr卫星观测到的红滤光片光变曲线的意外大幅值而进行的应用修正，在2018年的结果中得到了充分的证实。
2019-06-11 astro-ph.SR
Gaia 8: Discovery of a star cluster containing beta Lyrae -- and of a larger old (extinct) star formation complex surrounding it
目的：试图弄清楚在$β$天琴座附近是否有恒星与著名的食双星原型有物理联系。方法：对$β$ ~天琴座附近有限天区的依巴谷和盖亚DR 2恒星的天体测量和光度测量数据进行分析。结果：发现了一个约100个成员的星团，在5维空间中以$β$ ~天琴座为中心，星团的中心位置为100个成员。有明确的迹象表明，新发现的星团属于一个更大的旧（灭绝）恒星形成复合体，包括两个已知的星团和一个扩展的星群，它们的距离和空间速度几乎相同。结论：这一发现开启了利用星团成员的综合属性来确定$β$天琴座的精确距离和精确年龄的可能性。这反过来又可能为改进模型双星$β$天琴座及其亲属的天体物理解释提供重要的资产。更大的古老恒星形成复合体本身就具有科学意义。
2019-09-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Template RR Lyrae H alpha, H beta, and H gamma Velocity Curves
我们给出了$ab$型天琴座RR星的径向速度曲线模板，这些曲线是通过对${\rm Hα}$、${\rm Hβ}$和${\rm Hγ}$谱线的高精度测量得到的。还导出了巴耳末线速度曲线、约翰逊$V$带、SDSS $g$带和$r$带光变曲线之间的振幅相关关系。与以前的方法相比，这些模板和派生的相关性减少了测量的系统（质心）速度的RR天琴座恒星的不确定性高达15 { \kms }，并将特别感兴趣的广域光谱调查，如斯隆数字巡天（SDSS）和LAMOST实验银河系的理解和探索（LEGUE）。
2012-08-09 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Numerical Simulations of Magnetized Winds of Solar-Like Stars
我们研究磁化类太阳恒星风的自洽三维（3D）磁流体动力学（MHD）的数值模拟。我们分析了不同磁场强度和密度的风，以探索等离子体β参数的依赖关系。通过求解完全理想的三维MHD方程，我们证明了等离子体β参数是稳态风位形中的关键参数。因此，存在一组磁化流，只要等离子体β参数相同，不管其热能密度和磁能密度如何，它们将呈现相同的终极速度。
2009-01-08 astro-ph.SR
Light-curve instabilities of Beta Lyrae observed by the BRITE satellites
$β$ Lyr的光度不稳定性在2016年由两颗红色滤光片BRITE卫星观测到超过10圈的双星，$\sim$ 100分钟的采样。对时间序列的分析表明，耀斑或衰落事件通常在每个双星轨道上发生3至5次。扰动的幅度（相对于平均光变曲线，以最大食外光通量为单位，f.u.）特征在于具有$σ=0.0130\pm0.0004$ f.u.的高斯分布。大多数扰动似乎是随机的，倾向于保持一个或几个轨道旋转，有时从明亮到衰落或相反。在深食中心之前的阶段显示出最大的散射，而在次食周围的阶段是最安静的。这意味着看不见的伴星最有可能是不稳定性的来源。小波变换分析显示，在相位间隔$0.05-0.3$（0.65--4 d）的变异尺度占主导地位，在这个范围内，较短（较长）尺度在数量上占主导地位（变异功率）。该序列可以很好地描述为随机高斯过程，其中短时间尺度的信号显示出比红噪声稍强的相关性。信号去相关时标$τ=(0.068\pm0.018)$的相位或$(0.88\pm0.23)$ ~d似乎与活动星系核和类星体质量比$β$ ~Lyr环面隐藏分量大5- 9个数量级时所观察到的情况一样，都遵循对吸积体质量的依赖关系。
2018-05-04 astro-ph.SR
Physical parameters of seven field RR Lyrae Stars in Bootes
本文报道了牧夫座RR型天琴座恒星AE、RS、ST、TV、TW、UU和XX的斯特伦格伦紫外-β测光。根据光变曲线的傅立叶分解和经验刻度，估算了M/Mo，log（L/Lo），M_V，log T_eff和[Fe/H]等物理参数。根据观测到的光度指数和大气模型的综合指数，确定了恒星沿脉动周期的详细行为。红化的区域被认为是可以忽略不计的，从红化的几个物体在同一地区的天空中估计。因此，到各个对象的距离也被估计。
2009-07-27 astro-ph.SR
Three-dimensional Numerical Simulations of Magnetized Winds of Solar-Like Stars
通过自洽三维MHD数值模拟，我们分析了磁化的类太阳恒星风及其对等离子体β参数的依赖性。我们在我们的模拟中采用伽马描述的加热参数，这是负责风的热加速。我们分析风的极性磁场强度范围从1到20 G。我们表明，风的结构呈现出类似于太阳日冕风的特征。所有情况下的稳态磁场拓扑结构是相似的，呈现头盔拖缆类型的配置，封闭场线和开放场线共存的区域。更高的磁场强度导致更快更热的风。场强的增加会在风场中产生更大的死区，即：例如，阻止物质从低于45度的纬度逃逸的闭合环延伸到离恒星更远的地方。洛伦兹力自然地导致一种随纬度变化的风。我们表明，通过增加密度和保持B0=20G，系统恢复到较慢和较冷的风。对于一个固定的伽玛，我们表明，在确定风速廓线的关键参数是在日冕底部的β参数。因此，存在一组磁化流，只要等离子体β参数相同，不管其热能密度和磁能密度如何，它们将呈现相同的终极速度。然而，如果我们比较风的其他物理参数，如质量损失率，这种简并性就可以消除。我们分析了伽玛在我们的结果的影响，我们表明，它也是重要的，在确定风的结构。（节录）
2009-04-28 astro-ph.SR
The CHIMERAS Project: Design Framework for the Collisionless HIgh-beta Magnetized Experiment Researching Astrophysical Systems
CHIMERAS 项目旨在设计下一代实验室设施，首次在地面产生无碰撞、高离子 beta（β_i ≳ 1）的磁化等离子体，以研究天体物理系统中能量和动量跨尺度输运的湍流级联与动理学不稳定性机制。
2025-05-09 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Fast collisionless reconnection and electron heating in strongly magnetized plasmas
使用保留非等温电子动力学的新型流体动力学模型[Zocco & Schekochihin，Phys. Plasmas 18，102309（2011）]研究了强磁化（低β）、弱碰撞等离子体中的磁重联。结果表明，电子加热通过朗道阻尼（线性相位混合）是占主导地位的耗散机制。在时间上，电子加热发生在重联率的峰值之后;在空间上，它集中在磁岛的分界线上。对于足够大的系统，峰值重连率为$cE_{max}\approx 0.2v_AB_{y,0}$，其中$v_A$是基于重连字段$B_{y,0}$的阿尔文速度。岛的饱和宽度是相同的MHD模型，除了小系统，当它变得可比的动力学尺度。
2013-01-02 astro-ph.SR physics.plasm-ph
Simulations of Prominence Formation in the Magnetized Solar Corona by Chromospheric Heating
从色球过渡区到日冕等离子体的剪切磁弧出发，模拟了日冕中静止日珥的原位形成和持续生长。与以前的工作相反，我们的模型捕捉到日珥形成的所有阶段，包括热平衡的丧失，它的高度和宽度连续增长到宏观尺度，以及作为质量积累的结果，拱形环逐渐弯曲成倾斜环。我们的2.5维，完全磁流体力学和磁流体动力学一致的模型模仿的正常极性的磁拓扑结构的光球中性线以上，并导致在窗帘状日珥以上的中性线，通过最终浸渍磁场线突出在一个有限的角度。的形成结果从色球层中的集中加热，然后通过等离子体蒸发和后来的快速冷凝在电晕由于热不稳定性，验证了线性不稳定性标准。低层大气的集中加热使等离子体从下面蒸发，在日冕环的顶部积累，并不断地为后来的日珥提供质量。这是第一个蒸发冷凝模型研究，我们可以证明形成的日珥如何保持在力平衡状态，这可以与Kippenhahn-Schluter型磁流体静力学模型相比较，所有这些都在有限的低β日冕中。
2012-02-28 astro-ph.SR
Internal Gravity Waves in the Magnetized Solar Atmosphere. I. Magnetic Field Effects
对太阳大气的观测表明，内部重力波是由过冲对流产生的，但在磁通量的位置被抑制，这被认为是模式转换成磁声波的结果。在这里，我们提出了一个研究的声学重力波频谱出现一个现实的，自洽的模拟太阳（磁）对流。进行了无磁场的流体动力学模拟和初始垂直均匀磁场为50 G通量密度的磁流体动力学（MHD）模拟，并进行了相互比较，以突出磁场对太阳大气中内部重力波传播的影响。我们发现，内部的重力波是不存在的或部分反射回低层中存在的磁场，并认为抑制是由于耦合的内部重力波慢磁声波仍然在高β区域的上层光球。在我们的模型中，转换成阿尔芬波是极不可能的，因为不存在强烈倾斜的磁场。我们认为，内观测到的磁通量浓度内波的抑制也可能是由于非线性破裂的内波由于涡流是无处不在的上层光球和色球。
2016-12-14 astro-ph.SR
Thermomagnetic instability of a rotating magnetized plasma disk
我们分析了薄等离子体盘的稳定性，它是围绕一个紧凑的天体物理对象旋转，并嵌入在这样的源的强磁场。本研究的目的是确定一种新型的不稳定模式，能够取代低β值和足够小尺度的扰动，它失败的磁旋转不稳定性配置文件。特别是，我们认为磁流体动力学计划，包括一个非零的能斯特系数，对应于一阶碰撞效应。结果，当磁张力消失时，虚频模式导致不稳定状态。最后，我们表明，即使在电阻效应的存在下，它仍然是一个很好的候选人，以确保在没有磁旋转不稳定性的湍流行为的发病。
2013-12-12 astro-ph.SR physics.plasm-ph
The population of highly magnetized neutron stars
在这项工作中，我们研究了强磁场配置对中子星布居的影响。恒星物质的描述内的相对论平均场的形式主义，认为在标量耦合的多体力的贡献。我们选择的模型，再现核物质的饱和特性，也描述了大规模超子星的参数化。强子物质是在零温度下，在β平衡，电荷中性和重子八隅体，电子和μ子填充建模。在极向磁场分布的假设下，通过求解爱因斯坦-麦克斯韦方程组，在恒星结构中考虑了磁场效应。我们的结果表明，磁性中子星中主要由核子和轻子组成，这是由于强磁场降低了星的中心密度，从而抑制了奇异粒子的出现。
2017-03-09 astro-ph.SR nucl-th
On the Vertical Shear Instability in Magnetized Protoplanetary Disks
垂直剪切不稳定性是辐照后原行星盘中的一种强烈现象。虽然有大量的文献在流体动力学极限的VSI，PPD预计被磁化，其极低的电离分数意味着，非理想的磁流体动力学（MHD）的影响，应适当考虑。为此，我们提出了线性分析的VSI磁化磁盘欧姆电阻率。我们主要考虑环形磁场，这是可能占主导地位的领域的几何形状在PPD。我们进行垂直全球和径向局部分析，以捕捉扩展的垂直结构的特征VSI模式。为了研究磁性的影响，我们使用了局部等温状态方程。我们发现，磁性提供了一个稳定的效果，以抑制VSI，表面模式，而不是身体模式，是第一个消失的磁化强度增加。减弱的VSI模式可以恢复欧姆电阻率，其中足够的磁扩散克服磁稳定，并恢复流体动力学结果。我们还简要地考虑极向场占磁旋转不稳定性（MRI），这可能会发展对表面层的PPD的外部。与VSI相反，MRI在小径向波数下有效地生长。当考虑电阻率时，我们发现VSI在等离子体β参数$β_Z \sim 10^4$下对欧姆Elsässer数$\lesssim 0.09$占主导地位。
2021-05-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Spin Evolution of Fast-Rotating, Magnetized Super-Chandrasekhar White Dwarfs in the Aftermath of White Dwarf Mergers
两颗白矮星合并后残留物的演化至今仍是一个悬而未决的问题。此外，很少有研究讨论残骸是质量大于钱德拉塞卡极限质量的磁性白矮星的情况。角动量的损失可能会使合并的残余物达到适合发展热核爆炸的物理条件。或者，残余物可能倾向于重力或旋转不稳定性，这取决于合并后达到的初始条件。偶极磁制动是可以驱动这种角动量损失的机制之一。然而，这些损耗发生的时间尺度取决于几个参数，如磁场的强度。此外，合并留下了一个环绕的开普勒圆盘，可以被新形成的白矮星吸积。在这里，我们计算合并后的超磁白矮星磁化的演变，考虑到所有相关的物理过程。这些包括作用在恒星上的磁力矩，开普勒盘的吸积，穿过盘的磁场线，以及白矮星核心的热演化。我们发现，中央残留物可以达到适合发展热核爆炸的条件之前，其他不稳定性（如逆β衰变不稳定性或长期轴对称不稳定性）达到，这反而会导致引力坍缩的磁化残留物。
2018-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A systematic description of wind-driven protoplanetary discs
行星形成盘被认为在1天文单位以外的区域是非常弱的湍流。因此，现在人们相信磁化风可能是驱动这些系统吸积的主要机制。然而，今天没有自洽的方式来描述磁盘磁化风，在某种程度上类似于$α$光盘模型。在这篇文章中，我探索了一个系统的方式风驱动的原行星盘的参数空间，并提出可用于简化模型的α盘的标度律。方法：我计算一系列的自相似风的解决方案，假设光盘是由双极和欧姆扩散为主。这些解决方案是通过寻找固定的解决方案，在有限体积代码PLUTO使用松弛法和延续。结果：对于几种欧姆和双极扩散强度，在10^2到10^8的等离子体β值范围内获得自相似解。当极向场强度β = 0（10 ^4）或在10天文单位处等效为1 mG时，获得了10 ^{-8} Msun/yr数量级的质量吸积率。所得到的磁杠杆臂通常低于2，在最弱场的情况下可能达到1.5。最后，我提供了一套完整的标度律和半解析风的解决方案，可以用来拟合和解释观测。结论：磁风是不可避免的原行星盘，只要他们被嵌入在一个环境极向磁场。并不总是需要非常详细的光盘微观物理来描述它们，简化的模型，如自相似解决方案，可以捕捉到在全3D模拟中看到的大部分物理。获得完整的风驱动吸积理论的剩余困难在于大尺度场的输运，这仍然缺乏约束和理解。
2021-01-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Ion-Scale Waves Regulated by Plasma Beta and Cross Helicity: Observational Evidence for the Helicity Barrier in Imbalanced Solar Wind Turbulence
Institute of Space Physics, Luoyang Normal University（洛阳理工学院空间物理研究所）；Henan Key Laboratory of Electromagnetic Transformation and Detection（河南省电磁转换与探测重点实验室）；Space Science Center and Department of Physics and Astronomy, University of New Hampshire（新罕布什尔大学空间科学中心及物理与天文学系）；Department of Physics, University of Otago（奥塔哥大学物理系）；Research Center for Novel Solar-Blind Ultraviolet and Infrared Photoelectronic Detectors of Henan province（河南省新型日盲紫外红外光电探测器研究中心）
该研究基于帕克太阳探测器观测，发现近太阳太阳风离子尺度波的出现率与等离子体β、交叉 helicity 相关，为 helicity 壁垒理论提供了观测证据。
2026-09-01 astro-ph.SR physics.space-ph
Magnetic suppression of zonal flows on a beta plane
旋转系统中的纬向流以前已被证明是由施加与旋转方向一致的背景磁场来抑制的。理解这种抑制背后的物理学原理对于天体物理学流体动力学中发现的系统（如恒星内部）可能很重要。然而，抑制机制尚未得到解释。在磁化β平面的理想化设置中，我们提供了一个理论解释，表明磁场波动如何直接抵消弱纬向流的增长。两种不同的计算得出一致的结论。第一个，这是更简单，更物理透明，扩展开尔文-奥尔剪切波，包括磁场，并表明，弱，长波长的剪切流组织磁波动，从平均流吸收能量。第二个计算，准线性，统计CE 2框架的基础上，是有效的任意波长的纬向流，并预测自洽增长率的纬向流。我们发现，背景磁场抑制纬向流，如果裸阿尔芬频率是可比的或大于裸Rossby频率。然而，如果电阻率足够小以允许相当大的磁波动，则对于甚至更小的磁场也可以发生抑制。我们的计算重现了$η/B_0^2 = \text{const.}$缩放，描述了边界的环带，在以前的工作中发现，我们明确地将这种缩放的幅度的磁波动。
2018-08-07 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
The Star Formation Rate of Turbulent Magnetized Clouds: Comparing Theory, Simulations, and Observations
我们推导并比较了六个理论模型的恒星形成率（SFR）-Krumholz和麦基（KM），Padoan和Nordlund（PN），和Hennebelle和Chabrier（HC）模型，和三个多自由落体版本，这些建议HC -所有的基础上积分的对数正态分布的湍流气体。我们将所有的理论扩展到包括磁场，并表明SFR取决于四个基本参数：（1）维里参数α_vir;（2）音速马赫数M;（3）湍流强迫参数b，它是压缩模驱动能量的分数的度量;（4）等离子体β =2（M_A/M）^2，具有阿尔芬马赫数M_A。我们将所有六种理论与MHD模拟进行了比较，模拟范围包括300到4 × 10^6太阳质量的云，马赫数M = 3到50，M_A = 1到无穷大，螺线管强迫（b=1/3），混合强迫（b=0.4）和压缩湍流强迫（b=1）。我们发现，SFR增加了4倍之间的M=5和50的压缩强迫和alpha_vir~1。比较强迫参数，我们看到，在马赫数为10的模拟中，压缩强迫的SFR比螺线管强迫高出10倍以上。SFR和碎片都减少了两个因素，在强磁化，trans-Alfvenic湍流相比，流体动力学湍流。所有的模拟同时适合多自由落体KM和多自由落体PN理论在一个因素的两个以上的两个数量级的SFR。模拟的SFR涵盖的范围和相关性的SFR柱密度与气体柱密度在银河系云中观察到的，并同意良好的恒星形成效率SFE = 1%至10%和本地效率的…
2012-11-07 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulations of Winds of Weak-Lined T Tauri Stars: The Magnetic Field Geometry and The Influence of the Wind on Giant Planet Migration
通过数值模拟，研究了前主序星的磁化星风。特别是，我们分析了在哪些情况下这些恒星会呈现出细长的磁性特征（例如，头盔飘带、弹弓发射器等）。我们专注于弱线金牛座T星，作为存在的稀薄吸积盘预计不会有强烈的影响，对结构的恒星风。我们表明，等离子体β参数（热磁能密度的比率）是一个决定性的因素，在定义的恒星风的磁配置。使用这些恒星的观测范围内的初始参数，我们表明，日冕磁场配置可以在偶极状配置和配置之间变化，具有强准直极线和封闭的流在赤道（多分量配置的磁场）。我们表明，只有当日冕底部的等离子体β参数为β <<1时，才会出现拉长的磁性特征。使用我们自洽的三维MHD模型，我们估计这些恒星风的行星迁移的时间尺度，由于恒星风对热木星施加的阻力。与Lovelace等人（2008）的发现相反，他们使用Weber & Davis模型估计了这样的时间尺度，我们的模型表明，这些多成分日冕的恒星风预计不会对热彗星迁移产生重大影响。进一步的模拟是必要的，以调查在更强的表面磁场强度（~2-3千克）和更高的日冕基底密度，以及在倾斜的恒星磁层的结果。
2009-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Turbulence and Magnetic Field Amplification in Supernova Remnants: Interactions Between A Strong Shock Wave and Multi-Phase Interstellar Medium
本文研究了强激波通过由小尺度云粒和弥漫性中性介质组成的星际两相介质的二维几何模型的MHD模拟。激波前两相介质是作为热不稳定性的自然结果而提供的，热不稳定性预计在星际介质中普遍存在。结果表明，由于激波前密度的不均匀性，激波压缩壳层成为湍流，壳层中发生了磁场放大。最大场强由等离子体β ~ 1的条件决定，在激波速度~ 1，000 km/s的情况下，场强约为1 mG。在二维模拟中，强磁化区域显示出类似于晶体和结的结构。在我们的模拟中，磁场为1 mG的区域的空间尺度约为0.05 pc，这与最近在超新星遗迹中发现的X射线热点的空间尺度相当，其中磁场强度被放大到1 mG的量级。这一结果也可能表明，具有局部强磁场的湍流区有望在超新星爆发频繁的区域，如银河系中心和星暴星系中扩散。
2009-01-05 astro-ph.SR
Magnetic reconnection and topological trigger in physics of large solar flares
太阳耀斑可以通过多种观测方法观测和研究日冕高温强磁化等离子体中的{ \em磁重联}现象。对活动区磁场拓扑特性的分析表明，为了构造大规模爆发耀斑的模型，必须考虑{ \em拓扑触发}效应。拓扑触发器不是电阻不稳定性，其导致场配置的拓扑从重连前状态改变为重连后状态。相反，拓扑触发器是全局拓扑的快速变化，这决定了碰撞或无碰撞性质的快速重连。简要评述了与大耀斑有关的强磁场中无碰撞重联理论的研究现状和发展潜力。粒子加速被认为是在崩溃的重联所产生的磁陷阱。为了解释日冕X射线源的形成，在无碰撞近似下，同时考虑了费米加速和电子感应加速器机制。最后，重点讨论了太阳耀斑物理学中亟待解决的问题。
2009-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Complexity of magnetic fields on red dwarfs
冷星的磁场可以通过测量原子和分子谱线的塞曼线展宽和偏振来研究。与太阳类似，这些场是复杂的和高度相关的。许多分子线主导M-矮星光谱（例如，FeH、CaH、MgH和TiO）对温度和塞曼敏感，形成于不同的大气高度，这使它们成为M矮星上磁场的优秀探针。我们的目标是分析M矮星中磁场的复杂性。我们研究了磁场如何随恒星温度而变化，以及“表面”不均匀性如何在高度上分布--在恒星磁场研究中通常被忽略的维度。我们测定了9颗M矮星（M1-M7）的光球有效温度、磁特征、磁场强度和填充因子。我们的卡方分析是基于对观测到的和合成的光强和圆偏振分布的比较。通过求解偏振辐射转移方程计算了斯托克斯剖面。磁性结构的性质取决于所分析的原子或分子种类及其形成高度。已经发现了两种类似于太阳的磁性特征：一种是较冷的（星斑），另一种是较热的（网络）。星点和星网的磁场强度在3 ~ 6 kG之间，平均为5 kG。这些领域占据了大部分的M矮大气层在所有高度，高达100%。等离子体β小于1，意味着高磁化恒星。分子和原子种类的组合以及强度和圆偏振光谱的同时分析使我们能够更好地破译M矮星上磁场的复杂性，包括它们对大气高度的依赖性。这项工作为研究更大样本的M矮星和L型棕矮星提供了机会。
2019-07-31 astro-ph.SR
Magnetic Field-Line Curvature and Its Role in Particle Acceleration by Magnetically Dominated Turbulence
University of Florida（佛罗里达大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）
该研究通过全动力学粒子模拟，分析磁主导湍流等离子体中磁场线曲率的统计特性及其与粒子加速的关联，发现曲率漂移加速是磁化湍流向非热粒子转移能量的主要途径。
2025-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Dynamics of magnetic flux tubes in accretion discs of T Tauri stars
研究了金牛T星吸积盘中细长磁通量管的动力学行为。我们进行模拟，考虑到浮力，空气动力学和湍流阻力，MFT和周围气体之间的辐射热交换，磁场的光盘。采用四阶龙格-库塔法求解MFT动力学方程。模拟结果表明，在没有外部磁场的情况下，MFT运动存在两种状态。在区域$r<0.2$ au中，半径为$0.05 \leq a_0 \leq 0.16\,H$（$H$是盘的标度高度）的MFT在盘上方经历初始等离子体β为1的热振荡。振荡衰减一段时间后，MFT继续向上运动。较薄或较厚的MFT不振荡。MFT速度随初始半径和磁场强度的增大而增大。MFT周期性上升，速度高达5-15 km s $^{-1}$，周期为$0.5-10$年，由环形磁场产生时间决定。在圆盘演化的特征时间内，大约20%的圆盘质量和磁通量可以通过磁浮力逃逸到圆盘大气中。MFT分散形成了圆盘的膨胀磁化电晕。外部磁场导致磁盘表面附近的MFT振荡。在$r < 0.6$ au，这些磁振荡的周期从几天到1-3个月不等。磁振荡在几个周期内衰减。我们模拟MFT动力学吸积盘在变色龙I集群。模拟结果表明，MFT振荡可以产生观测到的金牛座T星的红外变化。
2019-06-12 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Residual energy in weakly compressible turbulence with a mean guide field
California Institute of Technology（加州理工学院）；Ecole Polytechnique Fédérale de Lausanne (EPFL)（洛桑联邦理工学院）；Princeton University（普林斯顿大学）；University of Toronto（多伦多大学）
研究弱可压缩MHD湍流中剩余能量$E_r$性质，通过PENCIL代码模拟，探讨驱动机制和磁场强度对其级联影响，发现磁驱动和动力学驱动模拟有不同标度，$E_r$在惯性范围各尺度为正且谱斜率随磁化变陡，能量分配受强迫机制影响。
2026-07-10 astro-ph.SR physics.flu-dyn physics.plasm-ph
