<div dir="auto"><div>I do not have much experience with FLASH specifically, but with other finite volume methods such as Athena or HARM, one can get very low or negative pressure regions along discontinuities (e.g., shear discontinuities or shocks), especially if the density contrast at the discontinuity is substantial and/or if supersonic flows are involved. One way to look at this is near the discontinuity the scheme reduces to low (first) order, and the increased numerical truncation error ends up contaminating the smallest quantity, which is typically the thermal pressure.</div><div dir="auto"><br></div><div dir="auto">I agree that seeing maps of density and velocity could be helpful to get a sense of the expected force balance at the discontinuity. Maybe even 1D slices in addition to 2D maps.<div dir="auto"><br></div><div dir="auto">Best,<br><div dir="auto">Sasha</div></div><br><br><div class="gmail_quote" dir="auto"><div dir="ltr" class="gmail_attr">On Mon, May 27, 2019, 19:42 Ryan Farber <<a href="mailto:rjfarber@umich.edu">rjfarber@umich.edu</a>> wrote:<br></div><blockquote class="gmail_quote" style="margin:0 0 0 .8ex;border-left:1px #ccc solid;padding-left:1ex">



<div>
<div dir="ltr">
<div dir="auto">
<div>Hi Sean,</div>
<div><br>
</div>
<div>I'm not familiar with that problem so you'll hopefully get a more useful answer from someone else. But until then, I have some thoughts below which I hope might help.</div>
<div><br>
</div>
<div>First, this made me think of Jaehan Bae's work regarding the spiral density wave instability. However, I believe that only happens when there's a planet/object orbiting the (proto)star (what happens is that multiple gaps in the disk appear despite there
 being only one object, implying that HLL Tau's many gaps don't necessarily mean it has that many planets). I only remember seeing movies of density but I would think the low density region would also be low pressure).</div>
<div><br>
</div>
<div>Speaking of which, it might be useful to see density and temperature plots as well to understand in which (or both) variable causes the low pressure you're seeing.</div>
<div><br>
</div>
<div>Other thoughts:</div>
<div>Is there an analytic solution to your problem (or a simplified version of it) to compare to? Absent that, you could try a different EOS solver. You could also experiment with the hydro solver (if you're doing hydro, trying the (un)split solver; different
 Riemann solver).</div>
<div><br>
</div>
<div>If all those look the same then I would think it's something physical. If you have checkpoint files at 34,50 kyr then you can look at ACCX, ACCY, ACCZ (check Flash.h if I spelled them right; I'm traveling currently) to see if your low pressure region is
 in force balance, explaining it's persistence. It may also help to consider the centrifugal, gravitational, and pressure gradient forces individually.</div>
<div><br>
</div>
<div>I'm assuming SinkRotatingCloudCore uses self-gravity; is that in fact the case? Does it use radiative cooling? If so, you might want to also try turning cooling off to simplify things a bit.<br>
<br>
Best,</div>
<div>Ryan</div>
<div><br>
<div id="m_7933250640693694290m_-8583734099811258105AppleMailSignature"><br>
<br>
Sent from my iPhone</div>
On May 25, 2019, at 11:59 AM, Lewis,Sean <<a href="mailto:scl63@drexel.edu" target="_blank" rel="noreferrer">scl63@drexel.edu</a>> wrote:<br>
<br>
</div>
<blockquote type="cite">
<div>
<div class="m_7933250640693694290m_-8583734099811258105WordSection1">
<p class="MsoNormal"><span style="font-size:11.0pt">Hello all,<u></u><u></u></span></p>
<p class="MsoNormal"><span style="font-size:11.0pt"><u></u> <u></u></span></p>
<p class="MsoNormal"><span style="font-size:11.0pt">In my work towards modeling a protoplanetary disk, I have consistently encountered an interesting behavior in gas pressure. Specifically, a region of low pressure around the collapsed cold gas cloud that is
 generally about 10x lower than the pressure of the outer regions of the cloud as well as the surrounding less-dense gas. I have attached a few .png files from the out-of-the-box SinkRotatingCloudCore test problem to illustrate what I mean. The images are taken
 at 34kyr and 50kyr taken looking down the z-axis, and another 50kyr snapshot looking down the x-axis to see the side-view of the forming disk.<u></u><u></u></span></p>
<p class="MsoNormal"><span style="font-size:11.0pt"><u></u> <u></u></span></p>
<p class="MsoNormal"><span style="font-size:11.0pt">How can this effect be interpreted? Something physical that’s expected? Something numerical that is (un)expected? Initially, I thought that the dense gas cloud was contracting towards its center of mass faster
 than the surrounding halo gas, creating a vacuum of sorts. However, I have seen the same effect in other simulations of mine where the dense gas is nearly relaxed into a disk though to a lesser degree and the same effect is not seen in plots of the gas density.
 This makes me think this could be an artifact of the equation of state solver in some way.<u></u><u></u></span></p>
<p class="MsoNormal"><span style="font-size:11.0pt"><u></u> <u></u></span></p>
<p class="MsoNormal"><span style="font-size:11.0pt">With appreciation,<u></u><u></u></span></p>
<p class="MsoNormal"><span style="font-size:11.0pt"><u></u> <u></u></span></p>
<p class="MsoNormal"><span style="font-size:11.0pt">Sean Lewis<u></u><u></u></span></p>
<p class="MsoNormal"><span style="font-size:11.0pt">Drexel University <u></u><u></u></span></p>
<p class="MsoNormal"><span style="font-size:11.0pt"><u></u> <u></u></span></p>
<p class="MsoNormal"><span style="font-size:11.0pt"><u></u> <u></u></span></p>
</div>
</div>
</blockquote>
<blockquote type="cite">
<div><pres34k.png></div>
</blockquote>
<blockquote type="cite">
<div><pres50k.png></div>
</blockquote>
<blockquote type="cite">
<div><pres50k_x.png></div>
</blockquote>
</div>
</div>
</div>

</blockquote></div></div></div>