No self-shadowing instability in 2D radiation-hydrodynamical models of irradiated protoplanetary disks
包含恒星辐射的原行星盘的理论模型经常显示出尺度高度扰动的自发放大，这是由放大区域对星光的增强吸收产生的。反过来，这些区域在相邻区域上投射阴影，从而冷却和收缩，最终导致过热和阴影区域的交替图案。以前的研究已经提出这是一个真正的自我维持过程，即所谓的自遮蔽或热波不稳定性，它可以自然地形成经常观察到的盘结构，如环和间隙，甚至可能促进星子的形成。然而，所有这些都以某种方式假设了垂直流体静力平衡和整个圆盘的瞬时辐射扩散。在这项工作中，我们提出了第一个研究的稳定性的吸积盘放松这些假设，而不是依赖于辐射流体动力学模拟的自阴影。我们首先通过迭代过程构建流体静力盘配置，并表明形成的图案的扩大和阴影区域是假设瞬时辐射扩散的直接后果。然后，我们让这些解决方案随时间演变，这将导致在接近磁盘表面的层中的初始阴影功能的快速阻尼。这些热弛豫层朝着中平面生长，直到在整个盘中擦除径向方向上的所有温度极值。我们的研究结果表明，在磁盘表面的辐射冷却和气体平流防止形成自遮蔽不稳定性，通过阻尼温度扰动之前，这些到达较低的，光学厚的区域。
2022-07-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Instability of LBV-stars against radial oscillations
本文研究了有效温度1.5e4K <= Teff <= 3e 4K，辐射光度1.2e6L_odot <= L <= 1.9e6L_odot，质量35.7M_odot <= M <= 49.1M_odot的LBV--星激发的非线性径向振荡。根据星族I星（X=0.7，Z=0.02）的演化序列，以70 ~ 90 Modot的初始质量为初始条件，进行了流体动力学计算。所有的流体动力学模型都表现出对径向振荡的不稳定性，其振幅增长时间与恒星的动力学时间尺度相当。径向振荡以非线性行波的形式存在，从致密核的边界传播到流体动力学模型的上边界。外层的速度振幅是几百公里/秒，而辐射光振幅不超过0.2马格。恒星振荡不是由卡帕机制驱动的，是由于气体的不稳定性与绝热指数接近临界值Gamma_1 = 4/3，由于在总压的辐射的贡献大。流体动力学模型的光变周期范围（6天<= P <= 31天）与在LBV--星中观测到的微变周期一致。
2009-06-03 astro-ph.SR
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
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
The initial conditions for planet formation: Turbulence driven by hydrodynamical instabilities in disks around young stars
这篇评论探讨了最近的理论发展，在我们的理解湍流冷，非磁活性，星子形成区域的原行星盘，我们称之为“欧姆区”。我们给一个简短的背景介绍，然后由一个简洁的教学回顾的现象学的流体动力学湍流的磁盘湍流的主题。给出了冷天体物理盘的动力学方程，描述了基本流态。我们讨论了Solberg-Hoiland稳定性所需的条件，以及最近发现的三种可能活跃在原行星盘欧姆区的湍流产生机制，即（i）垂直剪切不稳定性，（ii）对流过稳定性和（iii）僵尸涡不稳定性。我们总结了这些过程的性质，确定其局限性，并讨论在什么地方和条件下，这些过程是活跃的原行星盘欧姆区。
2018-11-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Imaging the Distribution of Solids in Planet-forming Disks undergoing Hydrodynamical Instabilities with the Next Generation Very Large Array
我们提出了模拟的能力，下一代甚大阵列图像在高角分辨率的子结构的尘埃排放的原行星盘。本研究的主要目标是调查最先进的磁盘3D模拟所预期的子结构类型，以及像ngVLA这样的仪器，其当前的设计可以检测到。在这项调查中采用的磁盘模拟包括全球3D辐射流体动力学模型与嵌入的颗粒，后者代表尘埃颗粒。我们的工作表明，ngVLA可以检测和空间分辨，在附近的恒星形成区域的磁盘中的亚天文单位尺度，在3mm处的尘埃连续辐射从方位角不对称结构，以及从弱环和间隙在这些模型中产生的垂直剪切不稳定性（VSI）的结果。这种流体动力学的不稳定性被认为在盘状气体和磁场之间的弱耦合区域产生湍流，以及形成可能是星子形成的优选位置的涡旋。
2019-02-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Pulsational pair-instability and the mass gap of Population III Black Holes: Effects of overshooting
自从发现GW190521以来，已经提出了几个建议来解释由（脉动）对不稳定性（$M = 65-130 M_\odot$）引起的质量间隙中黑洞的形成。我们使用恒星演化和流体动力学程序，通过脉动对不稳定性（PPI）过程计算了Pop III星的质量抛射。如果采用一个相对较小但合理的过冲参数值，恒星在PPI阶段不会成为红超巨星。我们表明，在这种情况下，大部分的氢信封后，仍然由PPI的质量喷射。我们发现BH的质量最多可能是$M = 109 M_\odot$，低于对不稳定超新星的质量范围。
2020-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamical simulations of protoplanetary disks including irradiation of stellar photons. I. Resolution study for Vertical Shear Instability (VSI)
近年来，流体动力学（HD）模型已成为描述原行星盘中气体运动学的重要模型，特别是与光蒸发和/或磁驱动风模型相结合。我们专注于诊断垂直范围的VSI在203细胞每刻度高度和暗示在什么分辨率每刻度高度，我们获得收敛。最后，我们确定的区域，EUV，FUV和X射线是占主导地位的磁盘。我们使用PLUTO代码进行全球HD模拟。我们采用了一个全球等温吸积盘装置，2.5维（2维，3个组件），其中包括一个径向域从0.5到5.0和一个近似完整的径向扩展。我们将每个刻度高度50个单元确定为解决VSI的下限。对于更高的分辨率，大于50个细胞每刻度高度，我们观察到的动能的饱和水平的收敛。我们还能够识别“主体”模式的增长，具有更高的增长率以获得更高的分辨率。在70个局部轨道之后达到完全能量饱和和湍流稳定状态。我们确定的EUV加热区域的位置定义的径向柱密度为10 $^{19}$ cm $^{-2}$位于$H_\mathrm{R}\sim9.7$，和FUV/X射线加热的边界层定义的10 $^{22}$ cm $^{-2}$位于$H_\mathrm{R}\sim6.2$，有必要引入热大气的需要。我们首次报道了在r-Z平面上大尺度垂直速度运动的特征层之间存在小尺度涡旋。这样的涡流可能导致粉尘集中，促进晶粒生长。我们的研究结果突出了重要性，结合光蒸发过程在未来的高分辨率研究的湍流和吸积过程中的磁盘。
2020-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hydrodynamical simulations of the vertical shear instability with dynamic dust and cooling rates in protoplanetary disks
本研究通过原行星盘二维流体动力学模拟，探究垂直剪切不稳定性（VSI）与动态尘埃、冷却率的相互作用，发现三者可形成平衡厚尘埃层，平衡态依赖尘埃尺寸与尘气比，为原行星盘尘埃演化与星子形成研究提供新依据。
2025-07-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical Bar-Mode Instability in Differentially Rotating Magnetized Neutron Stars
本文在宽参数空间上数值研究了不同旋转磁化中子星动力学棒模不稳定性的可能性。本研究的创新之处在于将磁场纳入到这样的背景下，这在文献中的纯流体动力学模拟中迄今为止一直被忽视。调查使用Cosmos++代码，使我们能够在高分辨率的圆柱形网格上进行三维模拟。从一组模型出发，在没有磁场的情况下进行了牛顿磁流体动力学模拟，估计了磁场对旋转中子星动力学棒模形变的影响。总体而言，我们的结果表明，在现实配置中，磁场的影响不太可能非常显着。只有在最极端的情况下，磁场才能抑制条模式的增长。
2009-12-15 astro-ph.SR
Vertical shear instability in two-moment radiation-hydrodynamical simulations of irradiated protoplanetary disks I. Angular momentum transport and turbulent heating
本研究通过高分辨率双矩辐射流体动力学模拟，发现小颗粒耗尽时垂直剪切不稳定性（VSI）在盘表面运作而中面受抑，其角动量混合主要为轴对称，且湍流加热导致的温度升高极其微小。
2023-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.comp-ph
Hydrodynamical turbulence in eccentric circumbinary discs and its impact on the in situ formation of circumbinary planets
偏心气体圆盘不稳定的参数不稳定性，涉及惯性重力波和偏心模式之间的共振相互作用的磁盘。我们提出了3D全球流体动力学模拟的无粘circumbinary光盘，形成一个内腔，并成为偏心通过与中央二进制的相互作用。参数不稳定性增长并产生湍流，该湍流以距离$\lesssim 7 \;a_{bin} $的应力参数$α\sim 5 \times 10^{-3}$传输角动量，其中$a_{bin}$是二元半长轴。垂直湍流扩散以对应于$α_{diff}\sim 1-2\times 10^{-3}$的速率发生。我们研究的影响，湍流扩散的垂直沉降的卵石，卵石吸积嵌入行星的速度。在稳定状态下，具有斯托克斯数${\it St} \lesssim 0.1$的尘埃粒子形成有限厚度的层$H_d \gtrsim 0.1 H$，其中$H$是气体标度高度。与层流圆盘中的速率相比，卵石吸积效率则降低一个因子$r_{acc}/H_d$，其中$r_{acc}$是吸积半径。对于吸积核心质量与$m_p \lesssim 0.1\; M_\oplus$，卵石吸积颗粒与${\it St} \gtrsim 0.5$也减少，因为速度踢诱导的湍流。这些效应结合在一起，使得谷神星质量的物体成长为卵石隔离质量所需的时间，当显著的气体吸积可能发生时，比典型的圆盘寿命更长。因此，开普勒任务所发现的靠近中央双星系统的环双星行星的起源，很难用一个结合了流…
2020-05-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
X-ray emission from hydrodynamical simulations in non-LTE wind models
炽热的恒星是X射线的发射源，它的辐射源来自恒星风。虽然流体动力学模拟，能够预测这种X射线发射是可用的，包括X射线在静止风模型通常是基于简化的近似。为了改善这一点，我们使用的结果与时间相关的流体动力学模拟的线驱动的风不稳定性（种子的基础扰动）推导出解析近似的X射线发射的恒星风。我们在我们的非LTE风模型中使用这种近似，并发现改进的X射线包含导致模型电离分数和来自servations之间更好的协议。此外，L_x-L关系的斜率与观测值吻合较好，但X射线光度被低估了三倍。我们提出了一个可能的解决方案，这种差异。
2009-10-19 astro-ph.SR
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
Three Dimensional Magneto Hydrodynamical Simulations of Gravitational Collapse of a 15Msun Star
我们详细介绍了我们新开发的两个不同的三维磁流体动力学代码。我们的代码之一是写在牛顿极限（NMHD），另一个是在完全广义相对论代码（GRMHD）。这两个代码采用自适应网格细化，并在GRMHD中，该度量的演变与“鲍姆加特-夏皮罗-柴田-中村”的形式主义被称为目前最稳定的方法。我们做了几个测试问题，作为第一个实际测试，我们计算了一个$15M_\odot$星的引力坍缩。计算结果表明：（1）在强磁化模型中，原中子星驱动高速双极外流沿自转轴运动，（2）出现单臂螺旋结构，这是由低$|T/W|$不稳定性引起的;（3）通过对GRMHD和NMHD模型的比较，发现在GRMHD模型中，由于引力作用的增强，最大密度增加了约$\sim30%$。这些特征与前人的研究结果吻合得很好，因此，我们的程序可以用于大质量恒星引力坍缩的数值模拟。
2010-11-05 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
One-arm Spiral Instability in Hypermassive Neutron Stars Formed by Dynamical-Capture Binary Neutron Star Mergers
利用广义相对论流体动力学模拟，我们发现合并的双中子星可以形成超大质量中子星，经历单臂螺旋不稳定性。我们研究的特殊情况下，动态捕获合并的恒星有一个小的自旋，可能会出现在球状星团，并专注于一个等质量的情况下，自旋与轨道角动量对齐。我们发现，这种不稳定性的发展时，合并后的流体涡导致产生的环形残留物-一种配置，其最大密度发生在一个环周围的质量中心-高涡沿其旋转轴。在$\sim 10$ ms的时间尺度上，不稳定性迅速饱和，其中$m=1$方位角密度多极模式在更高模式上占主导地位。这种不稳定性也在合并后的引力波信号上留下了一个特征印记，如果这种不稳定性在长期存在的残余物中持续存在，就可以检测到。
2015-10-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Understanding hydrodynamical wave-driven shear mixing in stellar radiation zones. Looking in the mirror of the dyapicnal oceanic mixing
Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）
通过类比海洋中的Osborn & Cox能量平衡，证明了恒星辐射区中由低频内重力波垂直剪切不稳定性引起的有效扩散率与波能耗散和浮力通量相关。
2026-05-25 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
Stability analysis of supermassive primordial stars: a new mass range for general relativistic instability supernovae
在早期宇宙中观测到的超大质量黑洞有几个拟议的形成通道，部分原因是这些通道中的大多数难以探测。其中一个更有希望的通道，超大质量恒星的直接坍缩，有几个可能的探测器，包括由广义相对论不稳定性引发的氦核超大质量恒星的爆炸。我们开发了一个简单的方法来评估广义相对论径向不稳定性，而不简化假设，并将其应用到人口III超大质量恒星从后牛顿恒星演化代码。这种方法比以前的测定更准确，它发现不稳定性发生在恒星演化生命的早期。使用的稳定性分析的结果，我们进行一维广义相对论流体动力学模拟，我们发现两个广义相对论不稳定超新星燃料的α捕获反应，以及几个较低的质量脉动，类似于puslational对不稳定过程。这些事件的质量范围（2.6-3.0 $\times 10^4$ ${\rm M}_\odot$）比之前的工作所提出的（5.5 $\times 10^4$ ${\rm M}_\odot$）要低，因为不稳定性发生在恒星演化的早期。爆炸可能是可见的，除其他外，JWST，而脉动的发现开辟了额外的观测可能性。
2022-09-04 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
New Two-Dimensional Models of Supernova Explosions by the Neutrino-Heating Mechanism: Evidence for Different Instability Regimes in Collapsing Stellar Cores
现代意义上的核心坍缩超新星的中微子驱动爆炸机制依赖于流体动力学不稳定性的额外支持，以实现激波的复活。两个可能的候选人，对流和所谓的常设吸积激波不稳定性（SASI），已经提出了这一作用。在本文中，我们讨论了新的成功的模拟超新星爆炸，揭示了这两个不稳定性的相对重要性。虽然对流到目前为止已经观察到增长首先在自洽流体动力学模型与多组中微子运输，我们在这里提出了第一个这样的模拟中，SASI增长更快，而对流的发展最初被抑制。我们说明了这个SASI占主导地位的制度使用27个太阳质量的祖先，这是对比与对流占主导地位的模型8.1太阳质量的祖先与太阳下金属丰度，其早期反弹后的行为是更符合以前的11.2和15太阳质量爆炸模型的爆炸模型的功能。我们分析了区分两种不同制度的条件，表明高质量吸积率和短平流时间尺度有利于强SASI活动。我们还简要讨论了捕获SASI驱动机制的一些重要因素，如广义相对论，祖星结构，导致致密原中子星的核物质状态方程，以及中微子处理。最后，我们评估了我们的研究结果对2D和3D超新星模拟的可能影响。我们的研究结果表明，需要更好地了解SASI和对流的非线性政权。
2012-10-25 astro-ph.SR
Introducing two improved methods for approximating radiative cooling in hydrodynamical simulations of accretion discs
针对吸积盘流体动力学模拟中完整辐射转移成本过高的问题，本文提出两种基于多方冷却近似的改进方法，其中专为自引力盘设计的 Modified Lombardi 方法能准确再现碎裂盘的柱密度、团块与螺旋结构。
2024-05-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hydrodynamical simulations and similarity relations for eruptive mass loss from massive stars
激发从发光蓝变星（LBV）推断的爆发质量损失，我们提出了一维流体动力学模拟的响应突然注入到一个非常大质量的（$100 \, M_\odot$）恒星内部的能量。对于一个基准的情况下，总能量添加设置为一个因素$f=0.5$的净恒星结合能，并适用于恒星的信封内，我们详细的动态响应，导致最外层的$7.2 \, M_\odot$弹射。我们发现，喷出物的变化在时间$t$和半径$r$的速度$v$，密度$ρ$，和温度$T$是相当好的拟合变量$r/t \approx v$的相似形式。具体地，缩放密度遵循简单的指数下降$ρt^{3} \sim \exp (-r/v_{\rm o} t)$。这种“指数相似性”导致总喷出物质量$ΔM$和动能$ΔK$的分析比例关系，与流体动力学模拟吻合良好，比能平均速度与指数尺度速度$v_{\rm o}$至${\bar v} \equiv \sqrt{2 ΔK/ΔM} = \sqrt{12} \, v_{\rm o}$相关，其值与恒星表面逃逸速度$v_{\rm esc}$相当。在核心中添加能量的模型产生了一个表面激波爆发，它推动了一个初始的、更高速度的喷出物（$>$ 5000 km s $^{-1}$），但喷出物的大部分仍然遵循与${\bar v} \approx v_{\rm esc}$相同的指数相似标度。一个更广泛的参数研究检查如何喷射的质量和能量取决于能量添加因子$f…
2019-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nonlinear evolution of the tidal elliptical instability in gaseous planets and stars
潮汐扭曲的旋转恒星和气态行星受到众所周知的线性流体不稳定性-椭圆不稳定性的影响。有人提出，这种不稳定性可能会驱动足够的能量耗散，以解决长期存在的恒星和行星中潮汐耗散的起源问题。但是，椭圆不稳定性的非线性结果还有待于在感兴趣的参数范围内进行研究，并且由此产生的湍流能量耗散还没有被量化。我们这样做是通过执行三维流体动力学模拟的一小块潮汐变形的流体行星或恒星受到椭圆形不稳定。我们发现，当潮汐变形是弱的，非线性的不稳定性的结果导致形成的长寿的柱状涡与旋转轴对齐。这些涡旋关闭了椭圆不稳定性，最终结果是能量耗散不足以解释潮汐耗散。然而，需要进一步的工作来解释这里忽略的影响，包括磁场，湍流对流和现实的边界条件。
2013-08-31 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Nonlinear hydrodynamical evolution of eccentric Keplerian discs in two dimensions: validation of secular theory
我们进行全球性的二维流体动力学模拟开普勒光盘的自由偏心率超过数千个轨道周期。我们的目的是确定长期理论在描述偏心盘的演变的有效性，并探讨其非线性演化为中等偏心率。发现线性久期理论能正确地预测小偏心率圆盘的结构和进动率。然而，具有较大偏心率（和偏心率梯度）的圆盘被观察到以取决于其偏心率（和偏心率梯度）的速率更快地进动（相对于轨道运动逆行）。我们推导出解析的非线性长期理论偏心气体光盘，这解释了这一结果作为一个修改的压力，每当偏心轨道在光盘几乎相交。这种效应对于潮汐破裂事件中产生的高偏心盘或狭窄的气体环可能特别重要;它也可能在导致超级驼峰双星系统的某些变化方面发挥作用。在两个维度中，适度偏心圆盘的偏心率是长期存在的，并且在我们的模拟期间持续存在。然而，偏心模式弱阻尼它们与非轴对称螺旋密度波（由Papaloizou-Pringle不稳定性驱动，这发生在我们理想化的设置与固体壁），以及数值扩散的相互作用。
2016-03-08 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Low-$T/|W|$ instabilities in differentially rotating proto-neutron stars with magnetic fields
最近的流体动力学模拟表明，即使在$T/|W|$（旋转动能$T$与引力势能$|W|$之比）相对较小（小于0.1）的情况下，在核心坍缩超新星中形成的差速旋转中子星也可能发展出全局非轴对称不稳定性。这种低的$T/|W|$不稳定性可以引起原中子星有效的引力波发射。我们研究这种不稳定性是如何影响磁场使用圆柱形恒星模型。在共转共振处的波吸收在促进流体动力学低$T/|W|$不稳定性中起重要作用。在存在环形磁场的情况下，共转共振被分裂成两个磁共振，其中发生波反射。我们表明，环形磁场抑制低$T/|W|$不稳定性时，总磁能$W_{\rm B}$的顺序$0.2\,T$或更大，对应于几个$\times 10^{16}$ G或更强的环形场。虽然极向磁场不直接影响不稳定性，但它们可以通过初始极向场的线性缠绕产生环向场和磁旋转不稳定性来影响不稳定性。我们发现，一个初始极向场强度小到$10^{14}$ G可以抑制低$T/|W|$不稳定性。
2010-11-22 astro-ph.SR
Nonlinear tides in a homogeneous rotating planet or star: global simulations of the elliptical instability
我目前的结果，从第一个全球流体动力学模拟的椭圆形不稳定的潮汐变形气体行星（或恒星）的自由表面。椭圆不稳定性对最短周期热彗星的潮汐演化具有潜在的重要意义。我的模型作为一个自旋轨道对齐或反对齐，非同步旋转，潮汐变形，均匀的流体体的行星。另一份配套文件分析了这种行星的全球模式和不稳定性。在这里，我专注于椭圆形不稳定性的非线性演化。据观察，这会产生湍流的爆发，以不稳定的方式驱动行星与其轨道同步。如果行星的自旋最初是反对齐的，那么椭圆不稳定性也会在类似于自旋同步的时间尺度上驱动自旋轨道对齐。不稳定性在行星内部以纬向流的形式产生差异旋转，这在不稳定性的饱和和产生观测到的突发性方面起着重要作用。这些结果与使用局部笛卡尔模型获得的图像大致一致（其中柱状涡起到了纬向流的作用）。我还模拟了一个容器，是刚性的（但无应力），而不是自由的不稳定性，发现广泛的定量协议。椭圆不稳定性导致的耗散可以解释为什么最短周期的热彗星往往在大约2-3天内有圆形轨道，并预测自旋同步（和自旋轨道对齐）大约10-15天。然而，必须援引其他机制来解释较长轨道周期的潮汐循环。
2016-03-22 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Stability of latitudinal differential rotation in stars
这个问题是解决是否恒星差分旋转辐射区（如太阳速跃层）激发非轴对称的r-模式，可以观察到。为此，研究了纬向差异旋转的水动力稳定性。根据径向层化的特点，估算了产生不稳定所需的旋转剪切量，找到了不稳定所激发的流态，建立了三维非轴对称扰动的本征值方程，并进行了数值求解。包括径向位移和熵扰动。该方程包含严格水平位移的二维近似作为特殊限制。与二维近似相比，三维理论中不稳定性发生的纬向差异旋转的临界值大大降低。这种不稳定性需要亚绝热层结。它不存在于几乎绝热层结的对流区的大部分，但在穿透对流区，它可能在其底部附近打开。增长率和对称类型的模式计算依赖于旋转定律参数。S1模式及其跨赤道环形涡被预测为主导的不稳定模式。涡旋的纵向漂移率逆行的基本旋转，这是接近所观察到的弱r-模式签名在太阳表面。
2009-02-13 astro-ph.SR
Exploring the conditions required to form giant planets via gravitational instability in massive protoplanetary discs
我们进行全球三维辐射流体动力学模拟的自引力吸积盘，以确定是否，以及在什么条件下，光盘可能会碎片形成巨行星。我们探索的参数空间（在光盘的不透明度，温度和大小），包括恒星辐射的影响。我们发现椎间盘混浊在决定椎间盘是否碎裂中起着至关重要的作用。具体来说，比星际Rosseland平均值小的不透明度会促进碎片化（即使在小半径，R <25 AU），因为低的不透明度允许盘快速冷却。如果盘具有低金属性或如果发生晶粒生长，则可能发生这种情况。具体参考HR 8799行星系，考虑到它的恒星是贫金属的，我们的研究结果表明，它的成像行星系的形成可能是由引力不稳定性引起的。我们还发现，恒星辐射的存在通常会抑制碎片化（因为圆盘只能冷却到恒星辐射定义的温度）。然而，如果辐射足够弱，它允许光盘获得低的Toomre稳定性参数，则可能发生碎裂。
2010-04-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
