@phdthesis{Dziourkevitch2005,
  author    = {Dziourkevitch, Natalia},
  title     = {Interstellar turbulence driven by magneto-rotational instability},
  url       = {http://nbn-resolving.de/urn:nbn:de:kobv:517-opus-5306},
  school      = {Universit{\"a}t Potsdam},
  year      = {2005},
  abstract  = {Origin and symmetry of the observed global magnetic fields in galaxies are not fully understood. We intend to clarify the question of the magnetic field origin and investigate the global action of the magneto-rotational instability (MRI) in galactic disks with the help of 3D global magneto-hydrodynamical (MHD) simulations. The calculations were done with the time-stepping ZEUS 3D code using massive parallelization. The alpha-Omega dynamo is known to be one of the most efficient mechanisms to reproduce the observed global galactic fields. The presence of strong turbulence is a pre-requisite for the alpha-Omega dynamo generation of the regular magnetic fields. The observed magnitude and spatial distribution of turbulence in galaxies present unsolved problems to theoreticians. The MRI is known to be a fast and powerful mechanism to generate MHD turbulence and to amplify magnetic fields. We find that the critical wavelength increases with the increasing of magnetic fields during the simulation, transporting the energy from critical to larger scales. The final structure, if not disrupted by supernovae explosions, is the structure of `thin layers' of thickness of about 100 pcs. An important outcome of all simulations is the magnitude of the horizontal components of the Reynolds and Maxwell stresses. The result is that the MRI-driven turbulence is magnetic-dominated: its magnetic energy exceeds the kinetic energy by a factor of 4. The Reynolds stress is small and less than 1\% of the Maxwell stress. The angular momentum transport is thus completely dominated by the magnetic field fluctuations. The volume-averaged pitch angle is always negative with a magnitude of about -30. The non-saturated MRI regime is lasting sufficiently long to fill the time between the galactic encounters, independently of strength and geometry of the initial field. Therefore, we may claim the observed pitch angles can be due to MRI action in the gaseous galactic disks. The MRI is also shown to be a very fast instability with e-folding time proportional to the time of one rotation. Steep rotation curves imply a stronger growth for the magnetic energy due to MRI. The global e-folding time is from 44 Myr to 100 Myr depending on the rotation profile. Therefore, MRI can explain the existence of rather large magnetic field in very young galaxies. We also have reproduced the observed rms values of velocities in the interstellar turbulence as it was observed in NGC 1058. We have shown with the simulations that the averaged velocity dispersion of about 5 km/s is a typical number for the MRI-driven turbulence in galaxies, which agrees with observations. The dispersion increases outside of the disk plane, whereas supernovae-driven turbulence is found to be concentrated within the disk. In our simulations the velocity dispersion increases a few times with the heights. An additional support to the dynamo alpha-effect in the galaxies is the ability of the MRI to produce a mix of quadrupole and dipole symmetries from the purely vertical seed fields, so it also solves the seed-fields problem of the galactic dynamo theory. The interaction of magneto-rotational instability and random supernovae explosions remains an open question. It would be desirable to run the simulation with the supernovae explosions included. They would disrupt the calm ring structure produced by global MRI, may be even to the level when we can no longer blame MRI to be responsible for the turbulence.},
  subject      = {Magnetohydrodynamik},
  language  = {en}
}
@phdthesis{Gellert2004,
  author    = {Gellert, Marcus},
  title     = {Zum Dynamoeffekt in extern getriebenen Str{\"o}mungen},
  url       = {http://nbn-resolving.de/urn:nbn:de:kobv:517-0001705},
  school      = {Universit{\"a}t Potsdam},
  year      = {2004},
  abstract  = {Die Frage nach der Herkunft und der dynamischen Entwicklung langlebiger kosmischer Magnetfelder ist in vielen Details noch unbeantwortet. Es besteht zwar kein Zweifel daran, dass das Magnetfeld der Erde und anderer kosmischer Objekte durch den sogenannten Dynamoeffekt verursacht werden, der genaue Mechanismus als auch die notwendigen Voraussetzungen und Randbedingungen der zugrundeliegenden Str{\"o}mungen sind aber weitgehend unbekannt. Die f{\"u}r einen Dynamo interessanten Str{\"o}mungsmuster, die im Inneren von Himmelsk{\"o}rpern durch Konvektion und differentielle Rotation entstehen, sind Konvektionsrollen parallel zur Rotationsachse. Auf einer Str{\"o}mung mit eben solcher Geometrie, der sogenannten Roberts-Str{\"o}mung, basieren die in der vorliegenden Arbeit untersuchten Dynamomodelle. Mit Methoden der nichtlinearen Dynamik wird versucht, das Systemverhalten bei {\"A}nderung der Systemparamter genauer zu charakterisieren. Die numerischen Untersuchungen beginnen mit einer Analyse der Dynamoaktivit{\"a}t der Roberts-Str{\"o}mung in Abh{\"a}ngigkeit von den zwei freien Parametern in den Modellgleichungen, der magnetischen Prandtl-Zahl und der St{\"a}rke des Energieinputs. Gefunden werden verschiedene L{\"o}sungstypen die von einem station{\"a}ren Magnetfeld {\"u}ber periodische bis zu chaotischen Zust{\"a}nden reichen. Die yugrundeliegenden Symmetrien werden beschrieben und die Bifurkationen, die zum Wechsel der L{\"o}sungstypen f{\"u}hren, charakterisiert. Zus{\"a}tzlich gibt es Bereiche bei sehr kleinen Prandtl-Zahlen, in denen {\"u}berhaupt kein Dynamo existiert. Dieses Verhalten wird in der Literatur auch f{\"u}r viele andere numerisch ausgewertete Modelle beschrieben. Im {\"U}bergangsbereich zwischen dynamoaktivem und dynamoinaktivem Bereich wird das Auftreten einer sogenannten Blowout-Bifurkation gefunden. Desweiteren besch{\"a}ftigt sich die Arbeit mit der Frage, inwiefern Helizit{\"a}t, also eine schraubenf{\"o}rmige Bewegung, der Str{\"o}mung den Dynamoeffekt beeinflusst. Dazu werden {\"a}hnliche Str{\"o}mungstypen verglichen, die sich haupts{\"a}chlich in ihrem Helizit{\"a}tswert unterscheiden. Es wird gefunden, dass ein bestimmter Wert der Helizit{\"a}t nicht unterschritten werden darf, um einen stabilen Roberts-Dynamo zu erhalten.},
  language  = {de}
}