Relativistic hydro and magnetohydrodynamics (MHD) provide a continuum fluid description for plasma dynamics characterized by shock-dominated flows approaching the speed of light. Significant progress in its numerical modelling emerged in the last two decades; we highlight selected examples of modern grid-adaptive, massively parallel simulations realized by our open-source software MPI-AMRVAC (Keppens et al 2012 J. Comput. Phys.231 718). Hydrodynamical models quantify how energy transfer from active galactic nuclei (AGN) jets to their surrounding interstellar/intergalactic medium (ISM/IGM) gets mediated through shocks and various fluid instability mechanisms (Monceau-Baroux et al 2012 Astron. Astrophys.545 A62). With jet parameters representative for Fanaroff–Riley type-II jets with finite opening angles, we can quantify the ISM volumes affected by jet injection and distinguish the roles of mixing versus shock-heating in cocoon regions. This provides insight in energy feedback by AGN jets, usually incorporated parametrically in cosmological evolution scenarios. We discuss recent axisymmetric studies up to full 3D simulations for precessing relativistic jets, where synthetic radio maps can confront observations. While relativistic hydrodynamic models allow one to better constrain dynamical parameters like the Lorentz factor and density contrast between jets and their surroundings, the role of magnetic fields in AGN jet dynamics and propagation characteristics needs full relativistic MHD treatments. Then, we can demonstrate the collimating properties of an overal helical magnetic field backbone and study differences between poloidal versus toroidal field dominated scenarios (Keppens et al 2008 Astron. Astrophys.486 663). Full 3D simulations allow one to consider the fate of non-axisymmetric perturbations on relativistic jet propagation from rotating magnetospheres (Porth 2013 Mon. Not. R. Astron. Soc.429 2482). Self-stabilization mechanisms related to the detailed magnetic pitch variations are discussed.
相対論的流体力学および磁気流体力学（MHD）は、光速に近づく衝撃波が支配的な流れを特徴とするプラズマ力学の連続体記述を提供する。その数値モデリングにおける顕著な進展は過去20年間にわたって達成され、本稿では、我々のオープンソースソフトウェアMPI-AMRVAC（Keppens et al 2012, J. Comput. Phys. 231, 718）によって実現された、適応格子を用いた大規模並列シミュレーションの代表的な例を紹介する。流体力学モデルは、活動銀河核（AGN）ジェットから周囲の星間・銀河間媒質（ISM/IGM）へのエネルギー輸送が、衝撃波および様々な流体不安定性を介してどのように媒介されるかを定量的に評価する。Fanaroff–Riley型IIジェットに代表される有限の開き角を持つジェットパラメータを用いることで、ジェット注入の影響を受けるISM体積を定量化し、コクーン領域における混合と衝撃加熱の相対的役割を区別することができる。これにより、宇宙論的進化シナリオにおいて通常パラメトリックに組み込まれるAGNジェットのエネルギーフィードバック機構についての洞察が得られる。歳差運動する相対論的ジェットの軸対称解析から3次元フルシミュレーションに至る最近の研究を議論し、合成電波マップが観測との直接比較を可能にすることを示す。相対論的流体力学モデルは、ジェットと周囲媒質との密度コントラストやローレンツ因子などの力学的パラメータの制約に有効である一方、AGNジェットの力学と伝播における磁場の役割を解明するには、完全な相対論的MHD定式化が必要である。これにより、全体的な螺旋磁場構造がジェットのコリメーション特性をどのように強化するかを実証し、ポロイダル磁場優位とトロイダル磁場優位のシナリオの違いを比較検討する（Keppens et al 2008, Astron. Astrophys. 486, 663）。さらに、回転磁気圏から伝播するジェットにおける非軸対称摂動の運命を3次元フルシミュレーションで考察し（Porth 2013, Mon. Not. R. Astron. Soc. 429, 2482）、詳細な磁場ピッチ角の変化に関連する自己安定化機構について議論する。