WikiDer > Магнитовращательная неустойчивость

В магнитовращательная нестабильность (МРТ) это жидкость нестабильность что вызывает аккреционный диск вращаясь вокруг массивного центрального объекта, чтобы стать бурный. Возникает, когда угловая скорость проводящей жидкости в магнитном поле уменьшается по мере удаления от центра вращения. Он также известен как Неустойчивость Велихова – Чандрасекара. или же Неустойчивость Бальбуса – Хоули в литературе, не путать с электротермическими Велиховская нестабильность. МРТ имеет особое значение в астрофизика где это важная часть динамики в аккреционные диски.

Газы или жидкости, содержащие подвижные электрические заряды, подвержены влиянию магнитного поля. В дополнение к гидродинамическим силам, таким как давление и гравитация, элемент намагниченной жидкости также чувствует Сила Лоренца ${displaystyle {oldsymbol {J}} imes {oldsymbol {B}},}$ куда ${displaystyle {oldsymbol {J}}}$ - плотность тока и ${displaystyle {oldsymbol {B}}}$ - вектор магнитного поля. Если жидкость находится в состоянии дифференциального вращения вокруг фиксированного источника, эта сила Лоренца может быть неожиданно разрушительной, даже если магнитное поле очень слабое. В частности, если угловая скорость вращения ${displaystyle Omega}$ уменьшается с радиальным расстоянием ${displaystyle R,}$ движение нестабильно: элемент жидкости, претерпевающий небольшое смещение от кругового движения, испытывает дестабилизирующую силу, которая увеличивается со скоростью, которая сама по себе пропорциональна смещению. Этот процесс известен как Магнитовращательная неустойчивость, или «МРТ».

В астрофизических условиях дифференциально вращающиеся системы очень распространены, а магнитные поля - повсеместно. В частности, вокруг часто встречаются тонкие газовые диски. формирование звезд или в двойная звезда системы, где они известны как аккреционные диски. Аккреционные диски также обычно присутствуют в центре галактик и в некоторых случаях могут быть очень яркими: квазары, например, считается, что они происходят из газового диска, окружающего очень массивный черная дыра. Наше современное понимание МРТ возникло в результате попыток понять поведение аккреционных дисков в присутствии магнитных полей; Теперь понятно, что МРТ может проводиться в очень большом количестве различных систем.

История

Впервые МРТ в неастрофизическом контексте заметил Евгений Велихов в 1959 г. при рассмотрении устойчивости Поток Куэтта идеального гидромагнитный жидкость.^[1] Его результат позже был обобщен С. Чандрасекар в 1960 г.^[2] Этот механизм был предложен Acheson & Hide (1973), чтобы, возможно, сыграть роль в контексте проблемы геодинамо Земли.^[3] Хотя в последующие десятилетия были проведены некоторые последующие работы (Fricke, 1969; Acheson and Hide 1972; Acheson and Gibbons 1978), всеобщность и сила нестабильности не были полностью оценены до 1991 года, когда Бальбус и Хоули дали относительно простое объяснение. и физическое объяснение этого важного процесса.^[4]

Что вызывает МРТ?

Простая модель МРТ

В намагниченной, идеально проводящей жидкости магнитные силы ведут себя в некоторых очень важных отношениях так, как если бы элементы жидкости были соединены эластичными лентами: попытка смещения такого элемента перпендикулярно магнитной силовой линии вызывает силу притяжения, пропорциональную смещению. , как весна под напряжением. Обычно такая сила восстанавливает, сильно стабилизирующее влияние, которое позволяет распространяться магнитной волне. Однако, если текучая среда не неподвижна, а вращается, силы притяжения могут действительно дестабилизировать. МРТ - следствие такого удивительного поведения.

Рассмотрим, например, две массы, м_я ("внутренний") и м_о ("внешний") соединены пружиной под напряжением, обе массы вращаются вокруг центрального тела, M_c. В такой системе угловая скорость круговых орбит около центра больше, чем угловая скорость орбит, находящихся дальше от центра, но угловой момент внутренних орбит меньше, чем у внешних орбит. Если м_я может вращаться немного ближе к центру, чем м_о, он будет иметь немного большую угловую скорость. Соединительная пружина потянет назад м_я, и перетащите м_о вперед. Это означает, что м_я испытывает замедляющий крутящий момент, теряет угловой момент и должен упасть внутрь на орбиту с меньшим радиусом, что соответствует меньшему угловому моменту. м_о, с другой стороны, испытывает положительный крутящий момент, приобретает больший угловой момент и движется наружу на более высокую орбиту. Пружина растягивается еще больше, крутящие моменты становятся еще больше, и движение нестабильно! Поскольку магнитные силы действуют как пружина, находящаяся под натяжением, соединяющая элементы жидкости, поведение намагниченной жидкости почти полностью аналогично этой простой механической системе. В этом суть МРТ.

Более подробное объяснение

Чтобы увидеть это неустойчивое поведение более количественно, рассмотрим уравнения движения массы элемента жидкости в круговом движении с угловой скоростью. ${displaystyle Omega.}$ В целом ${displaystyle Omega}$ будет функцией расстояния от оси вращения ${displaystyle R,}$ и мы предполагаем, что радиус орбиты равен ${displaystyle r = R_ {0}.}$ Центростремительное ускорение, необходимое для удержания массы на орбите, равно ${displaystyle -ROmega ^ {2} (R),}$ знак минус указывает направление к центру. Если эта сила - сила тяжести от точечной массы в центре, то центростремительное ускорение просто ${displaystyle -GM / R ^ {2},}$ куда ${displaystyle G}$ это гравитационная постоянная и ${displaystyle M}$ - центральная масса. Давайте теперь рассмотрим небольшие отклонения от кругового движения вращающегося элемента массы, вызванные некоторой возмущающей силой. Преобразуем переменные в вращающаяся рама движется с вращающимся элементом массы с угловой скоростью ${displaystyle Omega (R_ {0}) = Omega _ {0},}$ с началом, расположенным в невозмущенном орбитальном местоположении элемента массы. Как обычно при работе с вращающейся рамой, нам нужно добавить к уравнениям движения Сила Кориолиса ${displaystyle -2 {oldsymbol {Omega}} _ {0} imes {oldsymbol {v}}}$ плюс центробежная сила ${displaystyle ROmega _ {0} ^ {2}.}$ Скорость ${displaystyle v}$ - скорость, измеренная во вращающейся системе отсчета. Кроме того, мы ограничиваем наше внимание небольшим районом недалеко от ${displaystyle R_ {0},}$ сказать ${displaystyle R_ {0} + x,}$ с ${displaystyle x}$ намного меньше чем ${displaystyle R_ {0}.}$ Тогда сумма центробежной и центростремительной сил равна

${displaystyle R [Omega _ {0} ^ {2} -Omega ^ {2} (R_ {0} + x)] simeq -xR {dOmega ^ {2} over dR}}$

(1)

в линейном порядке в ${displaystyle x.}$ С нашим ${displaystyle x}$ ось, направленная радиально наружу от невозмущенного положения элемента жидкости и нашего ${displaystyle y}$ оси, направленной в сторону увеличения азимутального угла (направление невозмущенной орбиты), ${displaystyle x}$ и ${displaystyle y}$ уравнения движения для малого отклонения от круговой орбиты ${displaystyle R = R_ {0}}$ находятся:

${displaystyle {ddot {x}} - 2Omega _ {0} {dot {y}} = - xR {dOmega ^ {2} over dR} + f_ {x}}$

(2)

${displaystyle {ddot {y}} + 2Omega _ {0} {dot {x}} = f_ {y}}$

(3)

куда ${displaystyle f_ {x}}$ и ${displaystyle f_ {y}}$ силы на единицу массы в ${displaystyle x}$ и ${displaystyle y}$ направлений, а точка указывает производную по времени (т. е. ${displaystyle {точка {x}}}$ это ${displaystyle x}$ скорость, ${displaystyle {ddot {x}}}$ это ${displaystyle x}$ ускорение и др.). При условии, что ${displaystyle f_ {x}}$ и ${displaystyle f_ {y}}$ либо 0, либо линейны по x и y, это система связанных второго порядка линейные дифференциальные уравнения которая может быть решена аналитически. В отсутствие внешних сил ${displaystyle f_ {x} = 0}$ и ${displaystyle f_ {y} = 0}$, уравнения движения имеют решения с временной зависимостью ${displaystyle e ^ {iomega t},}$ где угловая частота ${displaystyle omega}$ удовлетворяет уравнению

${displaystyle omega ^ {2} = 4Omega _ {0} ^ {2} + R {dOmega ^ {2} over dR} эквивалент каппа ^ {2}}$

(4)

куда ${displaystyle kappa ^ {2}}$ известен как эпициклическая частота. В нашей солнечной системе, например, отклонения от центрированной вокруг Солнца круговой орбиты, которые представляют собой знакомые эллипсы при наблюдении за внешним наблюдателем в состоянии покоя, вместо этого проявляются как небольшие радиальные и азимутальные колебания вращающегося элемента при наблюдении наблюдателя, движущегося с невозмущенным телом. Круговое движение. Эти колебания образуют небольшой ретроградный эллипс (т.е. вращающийся в противоположном направлении от большой круговой орбиты) с центром в невозмущенном орбитальном положении элемента массы.

Эпициклическая частота может быть эквивалентно записана ${displaystyle (1 / R ^ {3}) (dR ^ {4} Omega ^ {2} / dR),}$ который показывает, что он пропорционален радиальной производной углового момента на единицу массы или удельного углового момента. Для существования устойчивых эпициклических колебаний удельный угловой момент должен увеличиваться наружу, иначе смещения будут расти экспоненциально, что соответствует нестабильности. Это очень общий результат, известный как Критерий Рэлея (Chandrasekhar 1961) для стабильности. Для орбит вокруг точечной массы удельный угловой момент пропорционален ${displaystyle R ^ {1/2},}$ так что критерий Рэлея хорошо выполняется.

Рассмотрим теперь решения уравнений движения, если на элемент массы действует внешняя возвращающая сила, ${displaystyle f_ {x} = - Kx,}$ ${displaystyle f_ {y} = - Ky}$ куда ${displaystyle K}$ - произвольная константа («жесткость пружины»). Если теперь искать решения для модальных смещений в ${displaystyle x}$ и ${displaystyle y}$ с временной зависимостью ${displaystyle e ^ {iomega t},}$ мы находим гораздо более сложное уравнение для ${displaystyle omega:}$

${displaystyle omega ^ {4} - (2K + kappa ^ {2}) omega ^ {2} + K (K + RdOmega ^ {2} / dR) = 0}$

(5)

Даже если пружина оказывает притягивающую силу, она может дестабилизировать. Например, если жесткость пружины ${displaystyle K}$ является достаточно слабым, преобладающий баланс будет между двумя последними членами в левой части уравнения. Тогда при уменьшении профиля угловой скорости наружу будут получены отрицательные значения для ${displaystyle omega ^ {2},}$ и положительные и отрицательные мнимые значения для ${displaystyle omega.}$ Отрицательный мнимый корень приводит не к колебаниям, а к экспоненциальному росту очень малых смещений. Поэтому слабая пружина вызывает нестабильность, качественно описанную в конце предыдущего раздела. А сильный пружина, с другой стороны, будет производить колебания, как можно интуитивно ожидать.

Пружинный характер магнитных полей

Чтобы понять, как работает МРТ, мы должны сначала понять условия внутри движущейся жидкости с идеальной проводимостью. Часто это хорошее приближение к астрофизическим газам. При наличии магнитного поля ${displaystyle {oldsymbol {B}},}$ движущийся проводник в ответ пытается устранить силу Лоренца на свободных зарядах. Магнитная сила действует таким образом, чтобы локально переставлять эти заряды, создавая внутреннее электрическое поле величиной ${displaystyle {oldsymbol {E = - {v imes B}}}.}$ Таким образом, прямая сила Лоренца на зарядах ${displaystyle {oldsymbol {E + v imes B}}}$ исчезает. (В качестве альтернативы электрическое поле в локальной системе покоя движущихся зарядов исчезает.) Это индуцированное электрическое поле теперь само может вызывать дальнейшие изменения магнитного поля. ${displaystyle {oldsymbol {B}}}$ в соответствии с Закон Фарадея,

${displaystyle - {oldsymbol {abla imes E}} = {частичный {oldsymbol {B}} над частичным t} quad {m {или}} quad {oldsymbol {abla imes (v imes B)}} = {partial {oldsymbol { B}} по частичному t}}$

(6)

Другой способ написать это уравнение: если со временем ${displaystyle delta t}$ жидкость делает перемещение ${displaystyle {oldsymbol {xi}} = {oldsymbol {v}} delta t,}$ то магнитное поле изменяется на

${displaystyle delta {oldsymbol {B}} = {oldsymbol {abla imes (xi imes B)}}}$

(7)

Уравнение магнитного поля в движущемся идеальном проводнике обладает особым свойством: комбинация индукции Фарадея и нулевой силы Лоренца заставляет силовые линии вести себя так, как если бы они были нарисованы или «заморожены» в жидкости. В частности, если ${displaystyle {oldsymbol {B}}}$ изначально почти постоянна и ${displaystyle xi}$ это без расхождения смещения, то наше уравнение сводится к

${displaystyle delta {oldsymbol {B}} = {oldsymbol {{(Bcdot abla) xi}}},}$

(8)

из-за тождество с векторным исчислением ${displaystyle abla imes (mathbf {xi} imes mathbf {B}) = mathbf {xi} (abla cdot mathbf {B}) -mathbf {B} (abla cdot mathbf {xi}) + (mathbf {B} cdot abla) mathbf {xi} - (mathbf {xi} cdot abla) mathbf {B}.}$Из этих 4 терминов ${displaystyle abla cdot mathbf {B} = 0}$ один из Уравнения Максвелла. По предположению бездивергентности ${displaystyle abla cdot mathbf {xi} = 0}$. ${displaystyle (mathbf {xi} cdot abla) mathbf {B} = 0}$ потому что B предполагается почти постоянным. Уравнение 8 показывает, что ${displaystyle {oldsymbol {B}}}$ изменяется только при наличии сдвигового смещения вдоль линии поля. Чтобы понять результаты МРТ, достаточно рассмотреть случай, когда ${displaystyle {oldsymbol {B}}}$ равномерно по вертикали ${displaystyle z}$ направление, и ${displaystyle xi}$ изменяется как ${displaystyle e ^ {ikz}.}$ потом

${displaystyle delta {oldsymbol {B}} = ikB {oldsymbol {xi}},}$

(9)

где подразумевается, что действительная часть этого уравнения выражает его физическое содержание. (Если ${displaystyle {oldsymbol {xi}}}$ пропорционально ${displaystyle cos (kz),}$ например, тогда ${displaystyle delta {oldsymbol {B}}}$ пропорционально ${displaystyle -sin (kz).}$)

Магнитное поле оказывает на электрически нейтральную проводящую жидкость силу, приходящуюся на единицу объема, равную ${displaystyle {oldsymbol {J}} имеет {oldsymbol {B}}.}$ Закон Ампера дает ${displaystyle mu _ {0} {oldsymbol {J = abla imes B}},}$ потому что в МГД-приближении поправкой Максвелла пренебрегают. Сила на единицу объема становится

${displaystyle left ({frac {1} {mu _ {0}}} ight) {oldsymbol {(abla imes B) imes B}} = - {oldsymbol {abla}} left ({frac {B ^ {2}} {2mu _ {0}}} ight) + left ({frac {1} {mu _ {0}}} ight) {oldsymbol {(Bcdot abla) B}}}$

(10)

где мы использовали то же тождество векторного исчисления. Это уравнение является полностью общим и не делает никаких предположений о силе или направлении магнитного поля. Первый член справа аналогичен градиенту давления. В нашей задаче им можно пренебречь, поскольку он не оказывает силы в плоскости диска, перпендикулярной ${displaystyle z.}$ Второй член действует как сила магнитного натяжения, аналогично натянутой струне. За небольшое беспокойство ${displaystyle delta {oldsymbol {B}},}$ он вызывает ускорение, задаваемое силой, деленной на массу, или, что эквивалентно, силой на единицу объема, деленной на массу на единицу объема:

${displaystyle left ({frac {1} {mu _ {0} ho}} ight) {oldsymbol {(Bcdot abla) delta B}} = left ({frac {ikB {oldsymbol {delta B}}} {mu _ { 0} ho}} ight) = - {k ^ {2} B ^ {2} over mu _ {0} ho} {oldsymbol {(}} xi)}$

(11)

Таким образом, сила магнитного натяжения вызывает возвратную силу, которая прямо пропорциональна смещению. Это означает, что частота колебаний ${displaystyle omega}$ для малых перемещений в плоскости вращения диска с однородным магнитным полем в вертикальном направлении удовлетворяет уравнению («дисперсионному соотношению»), в точности аналогичному уравнению 5, с «пружинной постоянной» ${displaystyle K = {k ^ {2} B ^ {2} / mu _ {0} ho}:}$

${displaystyle omega ^ {4} - [2 (k ^ {2} B ^ {2} / mu _ {0} ho) + kappa ^ {2}] omega ^ {2} + (k ^ {2} B ^ {2} / mu _ {0} ho) [(k ^ {2} B ^ {2} / mu _ {0} ho) + RdOmega ^ {2} / dR] = 0}$

(12)

Как и раньше, если ${displaystyle dOmega ^ {2} / dR <0,}$ есть экспоненциально растущий корень этого уравнения для волновых чисел ${displaystyle k}$ удовлетворение ${displaystyle (k ^ {2} B ^ {2} / mu _ {0} ho) <- RdOmega ^ {2} / dR.}$Это соответствует МРТ. Обратите внимание, что магнитное поле появляется в уравнении 12 только как продукт ${displaystyle kB.}$ Таким образом, даже если ${displaystyle B}$ очень маленький, для очень больших волновых чисел ${displaystyle k}$ это магнитное напряжение может быть важным. Вот почему МРТ так чувствительна даже к очень слабым магнитным полям: их действие усиливается за счет умножения на ${displaystyle k.}$ Более того, можно показать, что МРТ присутствует независимо от геометрии магнитного поля, если поле не слишком сильное.

В астрофизике обычно интересует случай, когда диск поддерживается вращением против гравитационного притяжения центральной массы. Баланс между ньютоновской гравитационной силой и радиальной центростремительной силой немедленно дает

${displaystyle Omega ^ {2} = {GM over R ^ {3}}}$

(13)

куда ${displaystyle G}$ - ньютоновская гравитационная постоянная, ${displaystyle M}$ - центральная масса, а ${displaystyle R}$ радиальное расположение в диске. С ${displaystyle RdOmega ^ {2} / dR = -3Omega ^ {2} <0,}$ это так называемое Кеплеровский диск нестабильно на МРТ. Без слабого магнитного поля течение было бы устойчивым.

Для кеплеровского диска максимальная скорость роста равна ${displaystyle gamma = 3Omega / 4,}$ которое имеет место при волновом числе, удовлетворяющем ${displaystyle (k ^ {2} B ^ {2} / mu _ {0} ho) = 15Omega ^ {2} / 16.}$${displaystyle gamma}$ происходит очень быстро, что соответствует коэффициенту усиления более 100 за период вращения. Нелинейное развитие МРТ в полностью развитую турбулентность можно проследить с помощью крупномасштабных численных расчетов.

Приложения и лабораторные эксперименты

Интерес к МРТ основан на том факте, что он, по-видимому, объясняет происхождение турбулентного потока в астрофизических аккреционных дисках (Balbus and Hawley, 1991). Многообещающая модель компактных, интенсивных источников рентгеновского излучения, обнаруженных в 1960-х годах. было то из нейтронная звезда или же черная дыра втягивает («накапливается») газ из окружающей среды (Prendergast and Burbidge, 1968). Такой газ всегда накапливается с конечным количеством углового момента относительно центрального объекта, и поэтому он должен сначала сформировать вращающийся диск - он не может аккрецироваться непосредственно на объект, не потеряв предварительно свой угловой момент. Но как элемент газовой жидкости умудрялся потерять свой угловой момент и закручиваться на центральный объект, было совсем не очевидно.

Одно из объяснений связано с турбулентностью, вызванной сдвигом (Шакура и Сюняев, 1973). В аккреционном диске будет значительный сдвиг (газ ближе к центру вращается быстрее, чем внешние области диска), а слои сдвига часто распадаются на турбулентный поток. Наличие турбулентности, создаваемой сдвигом, в свою очередь, создает мощные крутящие моменты, необходимые для передачи углового момента от одного (внутреннего) элемента жидкости к другому (более удаленному).

Разрушение слоев сдвига в турбулентность обычно наблюдается в потоках с градиентами скорости, но без систематического вращения. Это важный момент, потому что вращение создает сильно стабилизирующие силы Кориолиса, и именно это происходит в аккреционных дисках. Как видно из уравнения 5, предел K = 0 дает осцилляции, стабилизированные по Кориолису, а не экспоненциальный рост. Эти колебания присутствуют и в гораздо более общих условиях: недавний лабораторный эксперимент (Ji et al., 2006) показал стабильность профиля потока, ожидаемого в аккреционных дисках, в условиях, в которых возникают другие неприятные эффекты диссипации (по стандартной известной мере как число Рейнольдса) значительно ниже одной части на миллион. Однако все эти изменения происходят при наличии даже очень слабого магнитного поля. МРТ создает крутящие моменты, которые не стабилизируются силами Кориолиса. Крупномасштабное численное моделирование МРТ показывает, что поток вращающегося диска превращается в турбулентность (Hawley et al., 1995) с сильно улучшенными свойствами переноса углового момента. Это как раз то, что требуется для работы модели аккреционного диска. Образование звезд (Stone et al., 2000), производство рентгеновских лучей в нейтронных звездах и системах черных дыр (Blaes, 2004), а также создание активных ядер галактик (Krolik, 1999) и гамма-всплески (Wheeler , 2004) все предполагают, что все они связаны с разработкой МРТ на каком-то уровне.

До сих пор мы сосредоточились исключительно на динамическом распаде ламинарного потока на турбулентность, вызванную слабым магнитным полем, но также случается, что возникающий в результате сильно возбужденный поток может действовать обратно на это же магнитное поле. Встроенные силовые линии магнитного поля растягиваются турбулентным потоком, что может привести к систематическому усилению поля. Процесс, с помощью которого движения жидкости преобразуются в энергию магнитного поля, известен как динамо (Моффатт, 1978); два наиболее изученных примера - жидкое внешнее ядро ​​Земли и слои, близкие к поверхности Солнца. Считается, что активность динамо в этих регионах отвечает за поддержание магнитных полей Земли и Солнца. В обоих случаях тепловое конвекция вероятно, будет основным источником энергии, хотя в случае Солнца дифференциальное вращение также может играть важную роль. Вопрос о том, является ли МРТ эффективным динамо-процессом в аккреционных дисках, в настоящее время является областью активных исследований (Fromang and Papaloizou, 2007).

Возможны также применения МРТ за пределами классической площадки для аккреционного диска. Внутреннее вращение в звездах (Ogilvie, 2007) и даже планетные динамо (Petitdemange et al., 2008) при некоторых обстоятельствах могут быть уязвимы для МРТ в сочетании с конвективными нестабильностями. Эти исследования также продолжаются.

Наконец, МРТ, в принципе, можно изучить в лаборатории (Ji et al., 2001), хотя эти эксперименты очень сложно осуществить. Типичная установка включает концентрические сферические оболочки или соосные цилиндрические оболочки. Между оболочками (и ограниченными ими) находится проводящий жидкий металл, такой как натрий или галлий. Внутренняя и внешняя оболочки приводятся во вращение с разной скоростью, и вязкие крутящие моменты заставляют захваченный жидкий металл по-разному вращаться. Затем эксперимент исследует, является ли профиль дифференциального вращения стабильным или нет в присутствии приложенного магнитного поля.

Заявленное обнаружение МРТ в эксперименте со сферической оболочкой (Sisan et al., 2004), в котором основное состояние само было турбулентным, ожидает подтверждения на момент написания этой статьи (2009). Магнитная нестабильность, которая имеет некоторое сходство с МРТ, может быть возбуждена, если вертикальное и азимутальное магнитные поля присутствуют в невозмущенном состоянии (Холлербах и Рюдигер, 2005). Иногда это называют спиральная МРТ, (Liu et al., 2006), хотя его точное отношение к описанной выше МРТ еще не выяснено полностью. Поскольку он менее чувствителен к стабилизации омического сопротивления, чем классический МРТ, эту спиральную магнитную нестабильность легче возбудить в лаборатории, и есть указания на то, что она могла быть обнаружена (Stefani et al., 2006). Однако обнаружение классической МРТ в гидродинамически спокойном фоновом состоянии еще предстоит осуществить в лаборатории.

Пружинно-массовый аналог стандартного МРТ был продемонстрирован во вращающемся потоке Тейлора – Куэтта / Кеплера. (Хунг и др., 2019).

Рекомендации

• Ачесон, Д. Дж .; Хиде, Р. (1973-02-01). «Гидромагнетизм вращающихся жидкостей». Отчеты о достижениях физики. IOP Publishing. 36 (2): 159–221. Дои:10.1088/0034-4885/36/2/002. ISSN 0034-4885.
• Acheson, D. J .; Гиббонс, М. П. (1978-06-22). «О неустойчивости тороидальных магнитных полей и дифференциальном вращении звезд». Философские труды Королевского общества A: математические, физические и инженерные науки. Королевское общество. 289 (1363): 459–500. Дои:10.1098 / рста.1978.0066. ISSN 1364-503X. S2CID 82914771.
• Бальбус С.А., Хоули Дж. Ф. 1991, Astrophys. J., 376, 214
• Бальбус, Стивен А .; Хоули, Джон Ф. (1998-01-01). «Неустойчивость, турбулентность и повышенный перенос в аккреционных дисках». Обзоры современной физики. Американское физическое общество (APS). 70 (1): 1–53. Дои:10.1103 / revmodphys.70.1. ISSN 0034-6861.
• Блаес, О. М. 2004, в Основы физики светящихся дисков аккреции вокруг черных дыр. Proc. LXXVIII Летней школы Les Houches, Шамони, Франция, изд. Ф. Менар, Г. Пеллетье, В. Бескин, Ж. Далибард, с. 137. Париж / Берлин: Springer.
• «Устойчивость вязкого течения между вращающимися цилиндрами в присутствии магнитного поля». Труды Лондонского королевского общества. Серия А. Математические и физические науки.. Королевское общество. 216 (1126): 293–309. 1953-02-10. Дои:10.1098 / RSPA.1953.0023. ISSN 2053-9169. S2CID 122365384.
• Чандрасекар, С. 1961, Гидродинамическая и гидромагнитная неустойчивость, Oxford: Clarendon
• Фрике, К. 1969, Astron. Астрофиз., 1, 388
• Фроманг С. и Папалоизу Дж. 2007, Astron. Астрофиз., 476, 1113
• Хоули, Дж. Ф., Гэмми, К. Ф., Бальбус, С. А., 1995, Astrophys. J., 440, 742
• Холлербах, Райнер; Рюдигер, Гюнтер (14 сентября 2005 г.). «Новый тип магнитовращательной неустойчивости в цилиндрическом течении Тейлора-Куэтта». Письма с физическими проверками. Американское физическое общество (APS). 95 (12): 124501. Дои:10.1103 / Physrevlett.95.124501. ISSN 0031-9007. PMID 16197079. S2CID 15497431.
• Хунг, Дерек М. Х .; Блэкман, Эрик Дж .; Каспари, Кайл Дж .; Гилсон, Эрик П .; Цзи, Хантао (2019-01-14). «Экспериментальное подтверждение стандартного механизма магнитовращательной неустойчивости с аналогом пружинной массы». Физика связи. ООО "Спрингер Сайенс энд Бизнес Медиа". 2 (1): 7. Дои:10.1038 / с42005-018-0103-7. ISSN 2399-3650.
• Джи, Х., Гудман, Дж., И Кагеяма, А. 2001, MNRAS, 325, L1
• Цзи, Хантао; Бурин, Михаил; Шартман, Итан; Гудман, Джереми (2006). «Гидродинамическая турбулентность не может эффективно передавать угловой момент в астрофизических дисках». Природа. ООО "Спрингер Сайенс энд Бизнес Медиа". 444 (7117): 343–346. Дои:10.1038 / природа05323. ISSN 0028-0836. PMID 17108959. S2CID 4422497.
• Кролик Дж. 1999, Активные галактические ядра, Принстон: Princeton Univ.
• Лю, Вэй; Гудман, Джереми; Херрон, Исом; Цзи, Хантао (2007-11-07). «Винтовая магнитовращательная неустойчивость в намагниченном течении Тейлора-Куэтта». Физический обзор E. 74 (5): 056302. arXiv:astro-ph / 0606125. Дои:10.1103 / Physreve.74.056302. ISSN 1539-3755. PMID 17279988. S2CID 12013725.
• Моффатт, Х. К. 1978, Генерация магнитного поля в электропроводящих жидкостях. Кембридж: Cambridge Univ
• Огилви Г., 2007 г., в Солнечный тахоклин. изд. Д. Хьюз, Р. Рознер, Н. Вайс, с. 299. Кембридж: Cambridge Univ.
• Петитдеманж, Людовик; Дорми, Эммануэль; Бальбус, Стивен А. (15 августа 2008 г.). «Магнитострофическая МРТ внешнего ядра Земли». Письма о геофизических исследованиях. Американский геофизический союз (AGU). 35 (15): L15305. Дои:10.1029 / 2008gl034395. ISSN 0094-8276.
• Прендергаст К., Бербидж Г. Р. 1968, Astrophys. J. Lett., 151, L83
• Шакура Н., Сюняев Р. А. 1973, Астрон. Журн. Астрофиз., 24, 337
• Sisan, Daniel R .; Мухика, Николас; Тиллотсон, У. Эндрю; Хуанг И-Минь; Дорланд, Уильям; Hassam, Adil B .; Антонсен, Томас М .; Латроп, Дэниел П. (2004-09-10). «Экспериментальное наблюдение и характеристика магнитовращательной неустойчивости». Письма с физическими проверками. 93 (11): 114502. arXiv:физика / 0402125. Дои:10.1103 / Physrevlett.93.114502. ISSN 0031-9007. PMID 15447344. S2CID 5842572.
• Стефани, Франк; Гундрам, Томас; Гербет, Гюнтер; Рюдигер, Гюнтер; Шульц, Манфред; Шклярски, Яцек; Холлербах, Райнер (01.11.2006). "Экспериментальные доказательства магнитовращательной неустойчивости в потоке Тейлора-Куэтта под действием винтового магнитного поля". Письма с физическими проверками. 97 (18): 184502. arXiv:astro-ph / 0606473. Дои:10.1103 / Physrevlett.97.184502. ISSN 0031-9007. PMID 17155546.
• Стоун, Дж. М., Гэмми, К. Ф., Бальбус, С. А., и Хоули, Дж. Ф. 2000, в Protostars and Planets IV, ed. Мэннингс В., Босс А. и Рассел С. Обзоры космической науки, стр. 589. Тусон: Вашингтон, Аризона
• Велихов, Э. П. 1959, Журн. Теор. Phys. (СССР), 36, 1398
• Уиллер, Дж. К. 2004, Достижения в космических исследованиях, 34, 12, 2744

дальнейшее чтение

• Бальбус, Стивен А. (Июнь 2003 г.). «Улучшенный перенос углового момента в аккреционных дисках». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 41: 555–597. arXiv:Astro-ph / 0306208. Bibcode:2003ARA & A..41..555B. Дои:10.1146 / annurev.astro.41.081401.155207. S2CID 45836806.
• Блаес, Омер (октябрь 2004 г.). «Вселенная дисков» (PDF). Scientific American. 289 (4): 48–57. Дои:10.1038 / scientificamerican1004-48. PMID 15487670.
• Франк, Юхан; Король, Андрей; Рейн, Дерек (11 февраля 2002 г.). Сила аккреции в астрофизике (3-е изд.). Кембридж: Издательство Кембриджского университета. ISBN 0-521-62957-8.