Radiation Magnetohydrodynamic Simulations of Protostellar Collapse: Protostellar Core Formation
本文首次报道了三维辐射磁流体动力学（RMHD）模拟的原恒星坍缩过程，考虑了研究恒星形成过程所需的许多物理过程，包括一个真实的状态方程。我们遵循从分子云核心的演变，直到原恒星核心形成足够高的分辨率，而不引入一个汇粒子。详细描述了模拟过程中涉及的物理过程和所采用的数值方法，由于原始星核形成的时间尺度非常短，直接的三维RMHD模拟只能计算出原始星核形成后一年左右的时间，但成功地描述了恒星形成过程的早期阶段。的热演化和结构的第一和第二（原恒星）的核心是一致的，与以前的一维模拟使用全辐射传输，但有很大的不同，从以前的多维研究与正压近似。由于磁场有效的角动量输运，在理想的MHD模型中，原恒星核几乎是球对称的，但是欧姆耗散使得在原恒星核附近形成星周盘，就像以前的MHD研究中的正压近似一样。形成的圆盘仍然很小（小于0.35 AU），因为我们只模拟了最早的进化。我们还证实，两种不同类型的外流是自然发射的磁场从第一个核心和原恒星核心的电阻MHD模型。
2012-12-28 astro-ph.SR
The impact of non-ideal magnetohydrodynamics on binary star formation
利用三维光滑粒子磁流体动力学模拟方法研究了非理想磁流体动力学（MHD）对双星形成的影响，模拟了一个太阳质量的旋转扰动分子云核的引力坍缩过程.除了欧姆电阻率，双极扩散和霍尔效应的作用，我们还研究了磁场强度，取向和密度扰动的幅度的影响。在模拟次临界核时，理想MHD模型不会坍缩，而非理想MHD模型坍缩形成单个原恒星。在超临界理想MHD模型中，增大磁场强度或减小初始密度扰动幅度均会减小初始二元分离。最初垂直于旋转轴的强磁场抑制双星的形成，并产生比磁场最初与旋转轴对齐时强约10倍的磁场盘。当包含非理想磁流体动力学时，所产生的圆盘更大，质量更大，并且在更宽的轨道上形成双星。由非理想MHD效应引起的超临界核中的微小差异被近星点附近的双星相互作用放大。总体而言，非理想效应对双星形成和早期演化的影响很小，初始条件起主导作用。
2016-12-06 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamical modeling of star-disk formation: from isolated spherical collapse towards incorporation of external dynamics
本文综述星盘形成的磁流体动力学建模，梳理先进球对称坍缩模型、外部物质落入模型及从巨分子云到星盘的多尺度模拟，并展望多尺度多物理耦合研究的挑战。
2024-06-16 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Moving-mesh non-ideal magnetohydrodynamical simulations of the collapse of cloud cores to protostars
本文利用动网格代码 AREPO 开展多化学模型、多几何构型的云核坍缩模拟，表明霍尔效应依磁场方向调控盘演化与外流，并在部分情形中主导非理想 MHD 过程。
2025-01-10 astro-ph.GA astro-ph.SR
Protostellar outflows with Smoothed Particle Magnetohydrodynamics (SPMHD)
分子云核的原恒星坍缩通常伴随着外流现象。后者被认为是由原恒星盘中心部分的磁旋转过程驱动的。虽然一些三维AMR/嵌套网格研究的流出现象，在崩溃的磁超临界致密的核心已在文献中报道，到目前为止，没有这样的模拟已经进行了使用光滑粒子流体动力学（SPH）方法。这主要是由于内在的数值困难处理磁流体力学内SPH，这只是最近才部分解决。在这项工作中，我们使用的方法，我们发展的磁场通过感应方程，增强稳定性校正和发散清洗计划。我们考虑一个太阳质量的旋转核心的崩溃，线程由一个弱磁场最初平行于旋转轴，使核心是磁超临界。我们表明，光滑粒子磁流体动力学（SPMHD）是能够处理与外流现象的磁旋转过程，并产生有意义的结果，这是在良好的协议与文献报道的结果。特别是，我们的数值方案允许定量分析的比率的演变的环向极向磁场，我们在这项工作中进行。
2011-08-04 astro-ph.SR
Resolution Dependence in Magnetohydrodynamic Simulations of Neutrino-Driven Core-Collapse Supernovae
Keele University（基尔大学）；Monash University（蒙纳士大学）
研究不同分辨率和初始磁场强度对非旋转13太阳质量前体核心塌缩超新星中冲击波复活、爆炸动力学和致密残余体性质的影响，发现更强的初始磁场和更高分辨率导致更高的爆炸能量，但冲击波复活时间与分辨率和初始磁场强度无关。
2026-04-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Comparing star formation models with interferometric observations of the protostar NGC 1333 IRAS 4A. I. Magnetohydrodynamic collapse models
观测尘埃向恒星形成区的偏振辐射，可以追踪天空平面中的磁场分量，并为云坍缩的理论模型提供限制。我们比较了低质量原恒星源NGC 1333 IRAS 4A的亚毫米极化发射的高角分辨率观测与磁化分子云核坍塌的三种不同模型的预测。我们计算了这三个模型的尘埃排放的斯托克斯参数。然后，我们卷积的结果与仪器响应的亚毫米波阵列观测对IRAS 4A。最后，我们将合成图与数据进行比较，改变模型参数和方向，并通过χ^2分析评估拟合的质量。高角分辨率观测偏振尘埃辐射可以约束原恒星的物理性质。在IRAS 4A的情况下，对于质量-通量比大于临界值2倍、初始均匀磁场强度约为0.5 mG、坍缩开始后的年代约为10^4年的云坍缩模型，得到的数据与实验数据最吻合。磁耗散，如果存在的话，被认为是发生在观察的分辨率水平以下。包括先前测量的IRAS 4A的温度分布导致更真实的形态和强度分布。我们还表明，ALMA有能力区分在这项工作中采用的三种不同的模型。我们的研究结果与低质量恒星形成的标准理论情景一致，即最初由大规模磁场穿过的云变得不稳定并崩溃，将磁场捕获在新生的原恒星和周围的星周盘中。在坍缩云中，动力学主要由引力和磁力控制。
2011-09-28 astro-ph.GA astro-ph.IM astro-ph.SR
Magnetohydrodynamics dynamical relaxation of coronal magnetic fields. IV. 3D tilted nulls
在本文中，我们研究目前积累的3D“倾斜”空脊和风扇的折叠形成的。需要一个平行于扇形的非零电流分量，这样零值的扇形平面和脊就不垂直。我们的目标是提供有效的磁流体静力学平衡，并描述在各种情况下，涉及有限的等离子体pressure.To创建我们的平衡电流结构，我们使用一个完整的，非电阻，磁流体动力学（MHD）代码，使没有重联是允许的。进行了一系列的实验，其中一个扰动的3D倾斜零松弛通过真正的，粘性阻尼力的平衡。系统地研究了初始等离子体压力和磁场参数的变化，初始倾斜的扇形体与非零的洛伦兹力有关，这种力驱动扇形体和脊相互坍缩，类似于二维X点的坍缩。在最终的平衡态中，对于最初的径向零，只有电流垂直于脊柱，电流集中沿倾斜轴的风扇和在一个层的零点附近的零点与一个尖锐的峰值在零本身。这个峰值的持续增长表明系统处于一个渐近状态，在零点处存在一个无限时间奇点。当初始倾斜扰动（电流垂直于脊柱）与螺旋型扰动（电流平行于脊柱）相结合时，最终的电流密度集中在三个区域：一个沿着其倾斜轴的风扇上，两个围绕脊柱，在风扇的上方和下方。电流积累面积的增加导致在零点处形成的奇异性的减弱。在这里研究的3D spine-fan崩溃与通用电流提供了理想的设置为非稳态重联研究。
2013-09-12 astro-ph.SR
Orbital Ferromagnetism and Quantum Collapse in Stellar Plasmas
在考虑Bohm力和自旋轨道极化效应的传统量子磁流体力学（QMHD）模型框架下，研究了具有Landau轨道铁磁性的致密星中量子坍缩的可能性和非线性局域激发的特性.利用有效势和Sagdeev赝势的概念，证实了量子坍缩和朗道轨道铁磁性的概念与某些白矮星中存在的磁场和质量密度范围是一致的。此外，在这项工作中发现的铁磁场的值是大约相同的数量级的值之前计算。结果表明，在铁磁致密天体中，磁声非线性传播在非相对论和相对论简并两种不同的区域中表现出很大的不同。目前的发现应该有助于理解最重要的机制的起源，如引力坍缩和许多致密恒星中存在的高磁场。
2011-09-29 astro-ph.SR
Smoothed particle magnetohydrodynamic simulations of protostellar outflows with misaligned magnetic field and rotation axes
我们发展了一种修正形式的光滑粒子磁流体力学方程，它在非常陡的密度梯度存在下是稳定的。使用这种形式主义，我们已经进行了模拟的崩溃磁化分子云核心，形成原恒星和驱动器流出。我们的稳定的形式主义允许更小的下沉粒子（< 5 AU）比以前使用的和调查的影响，改变角度，θ，初始场轴和旋转轴之间。流出的性质强烈地依赖于这个角度：当θ > 30°时，根本不会产生类似射流的流出，并且当θ > 10°时，不会维持准直流出。当θ > 60°时，不会产生任何形式的大量外流。这可能会限制分子云中的磁场的几何形状，在那里可以看到双极流出。
2015-04-30 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamics of charged interstellar dust. Multifluid models and study of the linear modes
Université Paris-Saclay, Université Paris Cité, CEA, CNRS, AIM（巴黎萨克雷大学，巴黎西岱大学，法国原子能和替代能源委员会，法国国家科学研究中心，天体物理、分子和星际介质实验室）；Institute of Space Sciences (ICE), CSIC（空间科学研究所，西班牙国家研究委员会）
本研究构建考虑尘埃惯性的带电尘埃多流体模型，明确原恒星坍缩中气体、尘埃与磁场的耦合退耦条件，拓展了磁流体力学模型适用范围，为相关非线性效应研究提供理论基础。
2026-09-01 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Non-ideal magnetohydrodynamic simulations of the first star formation: the effect of ambipolar diffusion
在现今宇宙中，磁场在恒星形成过程中扮演着角动量输运和外流驱动的重要角色，它控制着星周盘的形成/碎裂以及恒星的形成效率。虽然在早期宇宙中只存在一个弱得多的场，但最近的理论研究发现，在引力坍缩期间，湍流发电机可以产生强场。在这里，我们调查的云核（$\sim 10^{3}\ \rm cm^{-3}$）的引力坍缩到原恒星形成（$\sim 10^{20}\ \rm cm^{-3}$）的非理想磁流体动力学（MHD）模拟考虑双极扩散（AD），占主导地位的非理想效应的原始气体。我们系统地研究了旋转云核，无论有或没有湍流，并与不同强度的均匀场渗透。我们发现，AD可以轻微地抑制发电机场的增长，特别是在小于琼斯尺度的密度范围$10^{10}-10^{14}\ \rm cm^{-3}$，而我们不能看到AD的温度演化的影响，因为AD加热率总是小于压缩加热。AD的低效率使得形成的原恒星附近的磁场强度与$10^{3}-10^{5} \rm\ G$一样强，比现在的情况强得多，即使在最初磁场较弱的情况下。磁场影响入流运动时，放大到均分的水平与湍流的琼斯规模，虽然扰动场不发射风。这可能表明，发电机放大的领域有较小的影响，在后期吸积阶段的动态比其他过程，如电离反馈。
2022-12-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-ideal magnetohydrodynamics vs turbulence II: Which is the dominant process in stellar core formation?
非理想磁流体动力学（MHD）是主导过程。通过跟踪1~M $_\odot$气体云通过第一流体静力核到恒星密度的引力坍缩过程，研究了磁场（理想和非理想）和湍流（亚音速和跨音速）对原恒星形成的影响.云施加旋转和湍流速度，并线程与磁场是平行/反平行或垂直于旋转轴，我们调查两个旋转速率和四个马赫数。恒星核的初始半径和质量仅弱依赖于初始参数。在包含理想MHD的模型中，在原恒星诞生时植入的磁场强度远高于观测值，与初始湍流水平无关;只有非理想MHD才能将此强度降低到接近或低于观测值。这表明，理想的磁流体动力学不仅是恒星形成的不完整图像，而且低质量恒星中的磁场是在生命后期通过发电机过程注入的。非理想的磁流体动力学抑制磁发射的恒星核心流出，但湍流允许热发射的流出形成后几年的恒星核心形成。
2020-05-11 astro-ph.SR
Non-Ideal Magnetohydrodynamic Simulations of the Two-Stage Fragmentation Model for Cluster Formation
我们模型分子云碎片与薄盘非理想磁流体动力学模拟，包括双极扩散和部分电离，从主要紫外线为主的宇宙射线为主的制度过渡。这些模拟被用来确定星团通过两阶段碎裂方案形成所需的条件。最近的线性分析表明，碎片长度和时间尺度可以经历一个戏剧性的下降跨越柱密度边界，分离紫外线和宇宙射线为主的电离制度。正如在早期的研究中发现的那样，电离滴和常规扰动的存在导致跨临界云在秒差距尺度上的单级碎裂，因此非线性演化产生与线性理论预测相同的碎片尺寸。然而，我们发现，初始跨临界质量通量比的组合，通过一个列密度制度，其中发生的电离下降的演变，和经常性的小扰动的质量通量比足以引起第二阶段的非线性演化过程中的碎片。在~ pc大小的初始碎片内形成~0.1 pc大小的核心。对质量通量比的规则扰动也加速了失控坍缩的发生。
2013-10-30 astro-ph.SR
Protostellar collapse and fragmentation using an MHD GADGET
虽然磁场的影响被认为是至关重要的恒星形成过程中，只有少数磁流体动力学（MHD）模拟已在这个问题上进行的平滑粒子流体动力学（SPH）方法。这主要是由于对磁场的非零发散的处理不令人满意。近年来，基于欧拉势的光滑粒子磁流体动力学（SPMHD）模拟在处理MHD坍缩和碎裂问题上取得了成功，但这些方法存在一些固有的困难。我们已经进行了SPMHD模拟的基础上发展磁场本身使用的感应方程的传统方法。为了解释数值发散，我们选择了一种方法，从力方程中减去数值发散的影响，此外，我们采用人工磁耗散作为正则化方案。我们应用这种实现的SPMHD到一个广为人知的设置，一个变化的“老板和Bodenheimer标准等温测试案例”，研究的磁场的崩溃和破碎的影响。在我们的模拟中，我们专注于设置，其中初始磁场平行于旋转轴。我们研究了不同的场强，并将我们的结果与文献中报道的其他结果进行了比较。我们能够证实在其他地方发现的具体结果，即强场恒星形成的延迟开始，伴随着只形成单星的趋势。我们还发现，“磁缓冲效应”，其中的磁场被卷起，形成一个“缓冲”之间的二进制，艾滋病二进制碎片的情况下，在以前只形成一个单一的原恒星是预期的。
2010-12-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Turbulent magnetic field amplification from spiral SASI modes in core-collapse supernovae
介绍了磁流体动力学在天体物理模拟程序\genasis中的初步实现。然后，我们提出了MHD模拟探索的能力的静态吸积激波不稳定性（SASI）产生磁场，通过添加一个弱磁场的初始球对称的流体配置，模型在反弹后的超新星环境中的失速冲击。在扰动和非线性SASI的发展，剪切流与螺旋SASI模式有助于广泛和湍流场放大机制。虽然SASI可能有助于中子星的磁化，这些模拟并没有显示定性的新功能，在全球的冲击演变的结果，SASI诱导的磁场放大。
2012-03-15 astro-ph.SR
Synthetic Polarization Maps of an Outflow Zone from Magnetohydrodynamic Simulations
在磁化环境中恒星形成的正则理论预测在星前坍缩阶段会形成沙漏形的磁场。在原恒星的核心，最近的观测揭示了复杂的和强烈扭曲的磁场在内部区域，是由旋转和外流雕刻。我们进行电阻，非理想磁流体动力学（MHD）模拟的原恒星的核心，并采用辐射转移代码POLARIS产生合成偏振段地图。我们的模拟极化地图的基础上的环形主导的磁场在流出区与观测到的偏振矢量的SiO线在猎户座源I显示出一个合理的协议时，磁轴倾斜的角度$θ= 15^{\circ}$相对于天空的平面，如果SiO线有一个净极化平行于当地的磁场。虽然所观察到的偏振是从SiO线和我们的合成地图是由于偏振尘埃排放，比较是有用的，并允许我们解决的模糊性，无论是平行或垂直于当地的磁场方向的线偏振。
2022-08-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Non-ideal magnetohydrodynamics vs turbulence I: Which is the dominant process in protostellar disc formation?
非理想磁流体动力学（MHD）是主导过程。我们调查的磁场（理想和非理想）和湍流（亚和transsonic）的形成，形成几乎同时形成的原恒星盘上的效果。这是通过模拟1~M $_\odot$气体云的引力坍缩来完成的，该气体云被磁场穿过并施加有旋转和湍流速度。我们调查的磁场是平行/反平行和垂直于旋转轴，两个转速和四个马赫数。盘形成优先发生在包括非理想MHD的模型中，其中磁场反平行或垂直于旋转轴。这是独立的初始旋转速率和湍流水平，表明亚音速湍流在影响盘的形成中起着最小的作用。除了第一核心流出的初始水平的湍流的影响，非理想的MHD过程中更重要的是比湍流过程中形成的磁盘围绕低质量的恒星。
2020-05-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Turbulent Magnetic Field Amplification from Spiral SASI Modes: Implications for Core-Collapse Supernovae and Proto-Neutron Star Magnetization
我们扩展了我们的调查磁场演化的三维流驱动的静止吸积激波不稳定性（SASI）与一套更高分辨率的理想化模型后反弹的核心崩溃超新星环境。我们的磁流体动力学模拟在初始磁场强度、旋转速率和网格分辨率方面有所不同。激波内部剧烈的SASI驱动的湍流以指数方式放大了磁场;但是，尽管放大的磁场降低了小尺度流动的动能，但它们似乎并不影响全球激波动力学。磁能量的增长率和最终大小对网格分辨率非常敏感，并且两者都被模拟低估了。然而，我们的模拟表明，超过$10^{14}$ G的中子星磁场可能是由SASI，\emph{even for non-rotating progenitors}驱动的动力学造成的。
2012-03-14 astro-ph.SR
Turbulence and magnetic field amplification from spiral SASI modes in core-collapse supernovae
定常吸积激波不稳定性（SASI）在核心坍缩超新星（CCSNe）爆炸阶段的现代模拟中起着核心作用。它可能是实现中微子动力爆炸的关键，并可能与中微子的出生特性（例如，反冲、自旋和磁场）到超新星动力学。使用高分辨率的磁流体动力学模拟，我们研究了湍流的发展，和随后的放大磁场在一个简化的模型后反弹的核心坍缩超新星环境。湍流是由SASI引起的二次不稳定发展而来的。我们的模拟表明，湍流的发展起着重要的作用，为随后的演变的SASI。湍流还通过一个小规模的发电机来放大微弱的磁场。
2012-03-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Global Non-ideal Magnetohydrodynamic Simulations of Protoplanetary Disks with Outer Truncation
最近已经确定，原行星盘的演化主要是由磁化的盘风驱动的，需要大规模的磁通量穿过盘。与传统的粘滞膨胀相反，这种圆盘的大小预计会随着时间的推移而缩小。我们提出了第一个全球性的二维非理想磁流体动力学（MHD）模拟的原行星盘，在外径截断，旨在了解磁盘与星际环境的相互作用，以及全球的磁盘和磁通量的演变。我们发现，作为系统的放松，极向磁场线程磁盘以外的截断半径崩溃的中平面，导致快速重联。这个过程从系统中去除了大量的磁通量，并形成了以准稳态环绕外盘的闭合极向磁通量环。这些磁通量环可以驱动超出截断半径的膨胀，对应于通过磁化盘流出超出截断半径的大量质量损失，类似于粘性扩散和外部光蒸发的组合。随着时间的推移，磁通量环逐渐收缩，其速率取决于磁盘磁化水平和外部环境，最终决定了磁盘的长期演化。
2021-09-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Disc formation and fragmentation using radiative non-ideal magnetohydrodynamics
我们调查的形成和破碎的光盘使用一套三维平滑粒子辐射磁流体动力学模拟。我们的模型被初始化为1 M $_\odot$旋转Bonnor-Ebert球线程与均匀的磁场。我们研究的效果，包括理想和非理想的磁场，方向和强度的磁场，和初始旋转速率。我们遵循的引力坍缩和早期演化的每个系统，直到最终分类的原恒星盘可以确定。在我们的105个模型中，41个碎片，21个形成螺旋结构但不碎片，另外12个形成光滑盘。当初始旋转速率较快且磁场较弱时，更容易发生碎裂。对于更强的磁场强度，包括非理想的MHD促进磁盘的形成，其中几个模型的碎片，而他们的理想MHD同行没有。对于碎片化的模型，我们的参数与碎片化发生的地点或时间之间没有相关性。双极流出仅在17个型号中发射，这些型号具有最初平行于旋转轴的强磁场。反向旋转的信封形式在四个缓慢旋转，强场模型-包括一个理想的MHD模型-表明它们只形成在一小部分的参数空间调查。
2019-04-15 astro-ph.GA astro-ph.SR
Can non-ideal magnetohydrodynamics solve the magnetic braking catastrophe?
我们调查分子云核心的低电离分数是否可以解决“磁制动灾难”，其中磁场防止年轻恒星周围的星周盘的形成。我们进行三维平滑粒子非理想磁流体动力学（MHD）模拟的引力坍缩的一个太阳质量的分子云核心，将双极扩散，欧姆电阻率和霍尔效应的影响，以及自洽的计算电离化学假设0.1微米的颗粒。当仅包括双极扩散或欧姆电阻率时，在存在强磁场的情况下不会形成盘，类似于使用理想MHD的情况。由于霍尔效应的存在，圆盘的形成取决于磁场相对于气体云旋转矢量的方向。当矢量对齐时，发生强磁制动并且不形成盘。当矢量反对齐时，即使在强磁场中，当所有三个非理想项都存在时，也可以形成半径为13 AU的圆盘，并且当仅存在霍尔效应时，可以形成38 AU的圆盘;在这两种情况下，在第一个流体静力学核心周围形成反向旋转的包络。对于较弱的反排列场，霍尔效应产生的大质量圆盘与没有磁场时产生的圆盘相当，这表明通过引力不稳定性形成的行星形成可能取决于前体分子云核心中磁场的符号。
2016-01-13 astro-ph.SR
The Causes of Peripheral Coronal Loop Contraction and Disappearance Revealed in a Magnetohydrodynamic Simulation of Solar Eruption
最近在观测中发现的太阳耀斑和爆发时的日冕环收缩现象，逐渐引起了太阳物理学家的关注。然而，其潜在的物理机制仍然不确定。一个是Hudson（2000）的内爆猜想，将其归因于磁能释放核心的磁压力降低，而其他研究人员提出了其他解释。在以前的观察性研究中，我们也注意到外周收缩环在晚期阶段的消失，对此缺乏调查和解释。在本文中，我们利用一个完整的MHD模拟的太阳爆发研究的原因，这两种现象。结果表明，磁环的收缩是由于磁压梯度力比磁张力更显著地减小而引起的，这与内爆猜想一致。晚期的外围收缩环作为流入与中央喷发构造重新连接，破坏了它们的身份，自然解释了它们的消失。我们还提出了周边磁重联和中央喷发之间的正反馈。
2021-02-13 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
General-relativistic resistive-magnetohydrodynamic simulations of binary neutron stars
我们已经研究了一个等质量磁化中子星二进制内的电阻磁流体动力学（RMHD）的方法，在该方法中，高导电的恒星内部是匹配的电真空外部的动力学。因为我们的分析是为了评估合并后的动态二进制的电阻效应，并通过崩溃引入的修改，我们进行了密切的比较与传统的理想磁流体动力学近似内进行的等效模拟。我们发现这两种演化有许多相似之处，但也有一个重要的区别：在RMHD模拟中，超大质量中子星的生存时间增加了。这种差异是由于在电阻机制中效率较低的磁制动机制，其中物质可以穿过磁场线移动，从而减少了角动量的向外传输。本文所进行的RMHD和理想磁流体动力学模拟都是在比我们以前的工作更高的分辨率和不同的网格结构下进行的[L。雷佐拉湾贾科马佐湖Baiotti，J. Granot，C. Kouveliotou和M. A.阿洛伊，太空人。J. Letters 732，L 6（2011）]，但证实了由黑洞-环面系统产生的有序磁场的低密度漏斗的形成。在这两种情况下，磁场在高导电圆环中主要是环形的，而在几乎真空的漏斗中主要是极向的。在漏斗中发生的重连过程或中微子湮灭，我们没有一个模型，可能会增加漏斗中的内能并发射相对论外流，然而，在这些模拟中没有产生。
2015-11-10 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Collapse and Fragmentation of Magnetic Molecular Cloud Cores with the Enzo AMR MHD Code. I. Uniform Density Sphere
磁场是分子云核心坍缩动力学的重要因素，对坍缩是否导致单一原恒星或分裂成双星或多原恒星系统有重大影响。提出了新的模型的崩溃的磁云核使用自适应网格细化（AMR）的代码恩佐2.0。该程序被用来计算初始球形、均匀密度和旋转云的理想磁流体动力学（MHD），Boss和Bodenheimer（1979）三维（3D）流体动力学（HD）代码的标准等温测试情况。在首先验证恩佐再现了预期的非磁性测试用例的二进制碎片，一个大的一组模型计算不同的初始磁场强度和方向相对于云核旋转轴（平行或垂直），密度扰动幅度，状态方程。产生了三种显着不同的结果：（1）收缩而不持续坍缩，形成更致密的云核，（2）坍缩形成具有显着旋臂的单个原恒星，以及（3）坍缩并分裂成具有多个旋臂的二元或多个原恒星系统。与以前的MHD计算类似的云与正压状态方程进行了比较。这些结果的坍缩的初始密度均匀的球体说明了核心的重要性，磁场方向和场强，以确定动态的原恒星坍缩的结果。
2013-01-18 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic modeling of solar coronal dynamics with an initial non-force-free magnetic field
日冕中的磁场通常既不是无力的，也不是轴对称的，并且具有难以表征的复杂动力学。本文利用磁流体动力学模型模拟了太阳日冕磁场线的拓扑演化。模拟初始化的非轴对称非力自由磁场，最好的相关性与观测到的太阳活动区（AR）的矢量磁图。为了专注于这些想法，进行了模拟的扩口AR 11283指出，其复杂性和有据可查的动态。模拟的动力学发展的初始洛伦兹力推动等离子体，并促进连续的磁重联在两个X-型零线存在于初始字段。重要的是，模拟允许自发发展的质量流，独特的当代作品中，优先重新连接场线在X型零线之一。因此，一个由低位扭曲的MFL组成的磁通绳，它近似地跟踪主极性反转线，经历了一个不对称的单调上升。上升是由于磁张力的减少，在该地区覆盖的绳子，导致重新连接。绳索的单调上升符合火炬的标准场景。重要的是，模拟的动态导致磁通绳的分叉，这类似于AR 11283中观察到的细丝分叉，建立了描述AR的初始场的适当性。
2017-05-07 astro-ph.SR
Kelvin-Helmholtz instability and collapse of a twisted magnetic null point with anisotropic viscosity
内容：磁零点与高能日冕现象有关，如太阳耀斑，并且通常是重联和粒子加速的地点。磁零点的动态扭曲可以在其扇形面内产生开尔文-亥姆霍兹不稳定性（KHI），并且在持续扭曲下，可以引发脊扇重联和相关的零点崩溃。目的：本文的目的是比较各向同性和各向异性的粘性在模拟的KHI和崩溃的动态扭曲的磁零点的影响。方法：使用三维磁流体动力学代码Lare 3d与自定义各向异性粘度模块进行模拟。进行了一对高分辨率模拟，一个使用各向同性粘度，另一个使用各向异性粘度，保持所有其他因素相同，并详细分析了结果。在粘度和电阻率的值的范围内进行进一步的参数研究。结果：两种粘度模型都允许Kelvin-Helmholtz不稳定性的增长和零点的最终崩溃。在所有研究的参数中，各向异性粘度允许更快增长的不稳定性，而各向同性粘度在某些情况下将不稳定性抑制到稳定的程度。虽然与各向异性粘度相关联的粘性加热通常较小，但欧姆加热占主导地位，并且由不稳定性产生的电流片增强，从而在使用各向异性粘度时导致更大的总体加热速率。当采用各向异性粘度时，零点的塌陷明显更快地发生。
2021-02-01 astro-ph.SR
Nonlinear turbulent dynamo during gravitational collapse
通过湍流发电机的放大，磁场可能对第一批恒星的形成具有潜在的重要性。为了研究原初气体引力坍缩过程中的发电机行为，我们将非线性湍流发电机理论扩展到包括引力压缩效应。发电机和压缩之间的相对重要性在收缩过程中变化，随着密度的增加，磁场的放大从发电机为主过渡到压缩为主。在磁场放大的非线性阶段，由于湍流与磁场的能量按尺度平均分配，理想磁流体动力学（MHD）湍流中磁场的重联扩散就显得尤为重要。它导致磁通冻结条件的破坏，并解释了（a）非线性发电机的小增长率，（b）在收缩过程中磁能对密度的弱依赖性，（c）饱和磁能，以及（d）磁场的大关联长度。由此产生的磁场结构和磁场强度与密度的比例关系与磁通冻结的预期完全不同。
2020-07-21 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.plasm-ph
Core collapse with magnetic fields and rotation
我们研究的影响，磁场和旋转的初始质量为M = 20太阳质量的恒星的核心崩溃使用轴对称模拟耦合特殊相对论磁流体力学，一个近似相对论引力势，光谱中微子输运。我们比较了具有不同的、人为添加的旋转和磁场轮廓的同一核心的模型。弱场和慢旋转的模型不会产生爆炸，而强场和快速旋转则有可能产生爆炸。爆炸模型的中微子光度与非爆炸模型的中微子光度相同甚至更小，但与气压均分的局部磁场对激波复苏和双极外流加速有很大贡献。在产生这种强磁场的放大过程中，我们发现了磁旋转不稳定性。然而，我们有限的网格分辨率使我们只能在模型中具有最强预坍缩场（$10^{11}$ G）和最快旋转的有限区域中找到它。
2018-06-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fast methods for tracking grain coagulation and ionization. III. Protostellar collapse with non-ideal MHD
尘埃颗粒影响恒星形成的许多方面，包括行星形成，辐射转移的不透明度，化学和磁场通过欧姆，霍尔和双极扩散。粉尘颗粒的尺寸分布是影响所有这些方面的主要特征。在整个恒星形成过程中，晶粒尺寸会因凝聚而增大。我们在这里描述的数值模拟的原恒星坍缩所描述的方法在本系列的早期论文。我们计算的粒度分布从凝聚和非理想的磁流体力学效应自洽和低数值成本的演变。我们发现，混凝效率的影响主要是在高密度区域所花费的时间。从亚微米半径开始，在一个只有1000年历史的内部原行星盘中，颗粒尺寸达到100 μm以上。我们还表明，晶粒的生长显着影响的双折射率，并间接的动力学和角动量的磁盘。
2023-01-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The first 3D MHD core-collapse progenitors II: Rotation, magnetic-field amplification, and magnetic topology
Universitat de València（瓦伦西亚大学）；Keele University（基尔大学）
通过三维磁流体动力学模拟，研究快速自转磁化前身星在核坍缩前的角动量分布、磁场放大和磁拓扑，发现对流区驱动角动量重新分布并放大磁场，为磁转动核坍缩模拟提供更真实的初始条件。
2026-05-21 astro-ph.SR
Survival of interstellar molecules to prestellar dense core collapse and early phases of disk formation
天体生物学的一个突出问题是行星、彗星和其他太阳系天体的化学成分与星际介质中形成的分子之间的联系。理解物质的化学和物理演化导致原行星盘的形成是这方面的重要一步。我们提供了一些新的线索，这个长期存在的问题，使用三维化学模拟磁盘形成的早期阶段：我们接口的完整的气体颗粒化学模型鹦鹉螺辐射磁流体动力学模型RAMSES，不同的配置和强度的磁场。我们的研究结果表明，在坍缩过程中，从母分子云到第一个拉森核周围的年轻盘，化学成分（气体和冰）是全局守恒的。与彗星成分的定性比较表明，彗星是由不同的相组成的，一些分子是星际化学的直接示踪剂，而其他分子，包括复杂的分子，似乎是在圆盘中形成的，在那里更高的密度和温度允许活跃的颗粒表面化学。后一个阶段，以及它与第一个拉森核心形成的联系，仍有待建模。
2013-08-27 astro-ph.SR
There is no magnetic braking catastrophe: Low-mass star cluster and protostellar disc formation with non-ideal magnetohydrodynamics
我们提出的结果，从第一辐射非理想磁流体动力学（MHD）模拟低质量恒星团簇形成，解决了破碎过程的不透明度限制。我们模拟了50~M的$_\odot$湍流云，初始时被强度分别为临界质量与磁通量比的3、5、10和20倍的均匀磁场穿过，在每种强度下，我们模拟了理想和非理想（包括欧姆电阻率、双极扩散和霍尔效应）的MHD云。湍流和磁场塑造了云的大尺度结构，无论采用理想还是非理想的MHD，都形成了类似的结构。在高密度（$10^6 \lesssim n_{\rm H} \lesssim 10^{11}$ ~cm $^{-3}$）下，所有模型都具有相似的磁场强度与密度的关系，这表明致密核中的磁场强度与大尺度环境无关。尽管有限的统计数据，我们没有发现证据的初始质量函数的初始磁场强度的依赖性，然而，恒星形成率降低模型的初始磁场强度增加，例外的是最强的领域的情况下，崩溃主要发生沿场线。在所有的模型中，半径为$\gtrsim 20$ ~au的原恒星盘形成，表明盘的形成取决于气体湍流而不是磁场强度。我们没有发现磁制动灾难的证据，发现磁场并不阻碍原恒星盘的形成。
2019-08-08 astro-ph.GA astro-ph.SR
Exploring the Nature of EUV Waves in a Radiative Magnetohydrodynamic Simulation
日冕极紫外（EUV）波是在日冕中传播的大尺度扰动，其物理性质和起源已经讨论了几十年。我们首次报道了日冕极紫外波及其伴随的准周期波列的三维辐射磁流体动力学（RMHD）模拟。用MURaM程序进行了数值试验，模拟了太阳活动区是由对流层的磁通量出射到日冕而形成的。日冕极紫外波是由磁通量绳的喷发驱动的，这也会引起C级耀斑。它以半圆形的形状传播，初始速度范围从大约550到700 km s $^{-1}$，这对应于大约1.2的平均马赫数（相对于快磁声波）。此外，等离子体密度，压力和切向磁场在波前的突然增加证实了快模式激波的日冕EUV波的性质。准周期波列的周期约为30秒被发现作为多个二次波前传播的领先波前和前面的喷发磁通量绳。我们还注意到，3D空间中的真实波前可能非常不均匀，然而，EUV发射的视线积分显著地平滑了3D中的尖锐结构，并导致更漫射的波前。
2021-03-18 astro-ph.SR
A 3D Simulation of a Neutrino-Driven Supernova Explosion Aided By Convection and Magnetic Fields
我们研究的影响，一个小规模的发电机在核心坍缩超新星使用的3D中微子磁流体动力学模拟的$15 M_\odot$祖。弱种子场放大指数的增益区一旦中微子驱动的对流发展，并保持主导的小尺度结构。关于反弹后的$250\, \mathrm{ms}$，增益区的场能量达到动力学均分的$\mathord{\sim} 50\%$。这支持了中微子驱动的爆炸与适度的全球各向异性的发展，这不会发生在相应的模型没有磁场。我们的研究结果表明，磁场可能在中微子驱动的超新星中发挥有益的辅助作用，即使没有快速的祖旋转。需要进一步研究超新星核心中磁流体动力学湍流的性质。
2020-08-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of non-ideal magnetohydrodynamic processes on discs, outflows, counter-rotation and magnetic walls during the early stages of star formation
非理想磁流体动力学（MHD）过程-即欧姆电阻率，双极扩散和霍尔效应-改变了恒星形成过程的早期阶段和周围环境。总的来说，它们已被证明可以促进椎间盘形成并促进或阻碍流出。但是，哪一个非理想过程的影响最大呢？使用三维平滑粒子辐射非理想MHD模拟，我们模拟的引力坍缩的旋转，磁化云通过第一流体静力学核心阶段后不久，形成的恒星核心。我们调查每个过程单独和集体的影响。与使用理想MHD相比，包括任何非理想过程在第一芯阶段期间将最大磁场强度减小至少一个数量级，并且促进磁壁的形成。当磁场和旋转矢量是反对齐的并且包括霍尔效应时，旋转支撑的$r \gtrsim 20$ ~au形式的盘;当仅包括霍尔效应并且矢量是对齐的时，反向旋转的伪盘形式不是旋转支撑的。旋转支撑的$r \lesssim 4$ ~Au形式的圆盘，如果仅包括欧姆电阻率或双极扩散。霍尔效应抑制第一个核心流出时，矢量是反对齐和抑制恒星核心流出独立的对齐。欧姆电阻率和双极扩散，促进第一个核心流出和延迟发射恒星核心流出。虽然每一个非理想的过程影响恒星的形成，这些结果表明，霍尔效应有最大的影响。
2021-08-05 astro-ph.GA astro-ph.SR
Toward a magnetohydrodynamic theory of the stationary accretion shock: toy model of the advective-acoustic cycle in a magnetized flow
研究了磁场对平流-声学不稳定性线性相位的影响，作为研究恒星核坍缩过程中吸积激波不稳定性的磁流体动力学（MHD）理论的第一步。我们研究了一个玩具模型，其中平面静止吸积激波后面的流动被外部势绝热减速。两个磁场的几何形状被认为是：平行或垂直的冲击。熵涡波，这是简单的平流在未磁化的限制，分为五个不同的波：熵扰动平流，而涡可以通过两个阿尔芬波和两个慢磁声波沿场线传播。存在于未磁化极限的两个周期，对流声学和纯声学，被多达六个不同的MHD周期所取代。循环之间的相位差在确定总循环效率和因此的增长率方面起着重要作用。作为磁场强度的函数的生长速率的振荡是由于这种变化的相移。垂直磁场几乎不影响循环效率的制度，被认为是超阿尔文吸积。与此相反，我们发现，水平磁场强烈增加的涡度循环，弯曲的磁力线的效率，导致在一个显着增加的增长率，如果不同的周期是在相位。这些磁效应是显着的大规模模式，如果阿尔芬速度是一个相当大的分数的流速。
2010-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of protostars and the launching of stellar core outflows with moving-mesh radiation non-ideal magnetohydrodynamics
Max-Planck-Institut für Astrophysik（马克斯·普朗克天体物理研究所）；Excellence Cluster ORIGINS（ORIGINS 卓越集群）；Center for Astrophysics | Harvard & Smithsonian（哈佛与史密森尼天体物理中心）；Max-Planck-Institut für Extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理研究所）
本文提出了一种基于移动网格的辐射非理想磁流体动力学方法，用于研究原恒星形成及核心喷流的发射，展示了高分辨率模拟的鲁棒性。
2025-12-20 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic Fields and the Formation of Cores and Disks
我们回顾了非理想磁流体动力学模型的分子云的碎片和云核的崩溃，形成原恒星盘系统的最新结果。薄盘模型可以阐明物理问题的许多方面，并允许计算大动态范围的时间和长度尺度。
2013-04-07 astro-ph.GA astro-ph.SR
Simulations of the isothermal collapse of magnetic rotating protostellar clouds
我们研究了质量为$10$和$1 M_{\odot}$的磁性原恒星云的坍缩。崩溃的数值模拟使用二维磁流体动力学（MHD）的代码“恩里尔”。模拟结果表明，原恒星云获得一个层次结构的等温阶段的崩溃结束。在电磁力的作用下，原恒星云呈现出半厚半径比为$Z/R \sim (0.20-0.95)$的扁球形包层。在包层内部形成了一个几何上和光学上都很薄的主盘，半径分别为$0.2-0.7 R_0$和$Z/R \sim (10^{-2}-10^{-1})$，其中$R_0$是云的初始半径。初级盘是处于静磁平衡的结构。当云的初始磁能超过其引力能的$20 \%$时，它们就形成了。主盘的质量是云的初始质量的$30-80 \%$。第一流体静力核心随后形成在主盘的中心。我们讨论了主盘在云的进一步演化中的作用，以及从磁场几何特征和不同层次的角动量分布的角度讨论了坍缩云内部层次的可能观测现象
2022-10-22 astro-ph.GA astro-ph.SR
Supernova Simulations
本文综述了核心坍缩超新星的磁流体动力学模拟方法、磁场放大过程及磁旋转超新星的核合成与引力波结果，并强调通过三维前身星短时相模拟改进初始条件以降低旋转和磁场处理的不确定性。
2024-03-27 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Collapse and Fragmentation of Magnetic Molecular Cloud Cores with the Enzo AMR MHD Code. II. Prolate and Oblate Cores
我们提出了一个大的套件的三维（3D）模型的磁分子云核的崩溃使用自适应网格细化（AMR）代码恩佐2.2在理想磁流体力学（MHD）近似的结果。云核最初是扁长或扁球形的，中心凝聚云，质量分别为1.73或2.73 $M_\odot$。径向密度分布是高斯分布，中心密度比边界密度高20倍。正压状态方程用于表示从低密度、等温相到高密度、光学厚相的过渡。初始磁场强度的范围从6.3到100 $μ$ G，对应于云，分别是强到边缘超临界，在质量磁通量比。磁场最初是均匀的，并与云的旋转轴对齐，旋转能量与重力能量的初始比率从$10^{-4}$到0.1不等。坍缩的结果有两个显著不同的结果：（1）形成具有旋臂的单个原恒星，（2）分裂成多个原恒星系统。这两种结果之间的过渡主要取决于初始的磁场强度，当质量与通量比大于长星云临界比的14倍时，就会发生碎裂。扁球形云通常比长球形云分裂成多几倍的团块。在这两种情况下，多个系统而不是双星系统的形成是普遍的规律，这表明双星主要是多个原恒星系统轨道溶解的结果。
2014-08-11 astro-ph.SR
Magnetohydrodynamics dynamical relaxation of coronal magnetic fields. II. 2D magnetic X-points
我们提供了一个有效的磁流体静力学平衡从崩溃的二维X-点在有限的等离子体压力的存在下，其中的电流密度不是简单地集中在一个无限薄的，一维的电流片，发现在无力的解决方案。特别是，我们希望确定一个有限的压力电流片是否仍然包含一个奇异电流，如果是的话，奇异性的性质是什么。我们使用一个完整的MHD代码，与电阻率设置为零，使重联是不允许的，运行一系列的实验中，一个X-点被扰动，然后被允许放松到平衡，通过真正的，粘性阻尼力。系统地研究了扰动的大小和初始等离子体压力的变化。在我们的实验中发现的最终状态是一个“准静态”的平衡，其中的粘性松弛已经完全结束，但在零点的峰值电流密度增加非常缓慢的渐近制度朝着无限的时间奇点。使用高网格分辨率使我们能够在宽度和长度上解析当前状态下的结构。与已知的无压研究相比，该系统并没有向薄电流片方向演化，而是在零点和分界线处电流集中。奇点的增长率为tD，0 < D < 1。该速率直接取决于初始等离子体压力，并且随着压力的增加而减小。在我们的研究结束时，我们提出了一个分析描述的系统在准静态非奇异平衡在给定的时间，其中一个有限厚的电流层已形成在零。
2013-09-12 astro-ph.SR
Protostellar collapse: regulation of the angular momentum and onset of an ionic precursor
磁场通过磁制动和原恒星外流的发射，在恒星形成过程中对角动量起着重要的调节作用，直接影响着原行星盘和双星系统的形成和演化。本文的目的是量化这些现象中存在的非理想磁流体力学效应，即欧姆和双极扩散。我们进行三维模拟的原恒星坍缩不同的质量的星前致密的核心，热支持（$α$比）和尘埃颗粒尺寸分布。质量主要影响赝盘中的磁制动，而热支持影响吸积速率，从而影响盘的性质。去除小于0. 1 $μ$ m的Mathis，Rumpl，Nordsieck（MRN）分布增强了双极扩散系数。类似于以前的研究，我们发现，这种分布的变化减少了磁盘上的影响的磁制动。资金外流也明显减弱。在这两种情况下，磁制动在很大程度上占主导地位的外流作为一个过程，以消除角动量从他的磁盘。最后，我们报告了外流的大离子前体，其速度为几公里/秒$^{-1}$，这可能是可以观察到的。
2020-09-02 astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of the Hall effect during cloud core collapse:implications for circumstellar disk evolution
我们进行三维辐射非理想磁流体力学模拟和调查的霍尔效应的角动量演化的坍缩云的核心，其中磁场$\magB$和角动量$\angJ$是彼此错位的影响。我们发现，霍尔效应显著地改变了赝盘中的磁矩，并增强和减弱了$\magB$和$\angJ$之间分别具有锐角和钝角相对角的核中的磁制动。这表明，即使$\magB$和$\angJ$是随机分布的，在盘的早期演化阶段，盘的大小可能发生双峰演化。我们发现，在相对角度为钝角的云核中，在伪盘的上包络中形成了一个反向旋转的包络。我们还发现，一个反旋转区形成在云核的赝盘的中平面与锐角的相对角度。前一种和后一种类型的反向旋转包络可以分别与具有大（$r\sim100$ AU）和小（$r\lesssim10$ AU）盘的YSO相关联。
2017-10-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Different Modes of Star Formation II: Gas Accretion Phase of Initially Subcritical Star-Forming Clouds
研究了具有初始亚临界质量通量比的磁主导云中恒星形成的吸积阶段。我们采用非理想磁流体动力学模拟，包括双极扩散和欧姆耗散。在星前早期阶段，质量与通量比上升至坍缩的临界值，在此期间，云核的角动量因磁制动而显着减小。一旦原恒星在核心中形成，吸积阶段的特征是在近原恒星环境中存在少量的角动量，但存在大量的磁通量。低的角动量导致一个非常小（甚至不存在）的磁盘和弱流出，而大的磁通量可以导致交换不稳定性，迅速从中心区域删除通量。在坍缩初期的有效磁制动甚至可以导致反向旋转的盘和流出，其中盘和流出的旋转方向与下落包线的旋转方向相反。具有反向旋转盘、微小盘或不存在盘（直接坍缩）的解是独特的结果，它们是在具有初始亚临界质量-通量比的磁主导云的坍缩中实现的。
2020-03-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
How Does a Protostar Form by Magnetized Gravitational Collapse?
本研究通过二维非理想磁流体模拟，系统探索了不同状态方程对非旋转球对称云核磁化引力坍缩的影响，发现Γ≤4/3时坍缩可持续并形成中心原恒星，等温EOS最有利于坍缩，而Γ>4/3则因冷却不足延迟下落。
2025-02-24 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
