The Stability of Magnetized Rotating Plasmas with Superthermal Fields
在过去的十年中，磁旋转不稳定性是中子星和黑洞周围的弱磁化吸积盘中增强的角动量输运的核心，这一点已经变得很明显。在本文中，我们研究了局部线性稳定性的差分旋转，磁化流和磁旋转不稳定性的演变超过弱场限制。我们表明，当考虑超高温环向场时，压缩性和磁张力的影响，这是相关的环向场线的曲率，应充分考虑。我们证明了在磁场中存在一个强的环形分量起着重要的作用。当考虑强磁场时，环形磁场的强度不仅改变了不稳定模式的增长率，而且还决定了哪些模式会发生不稳定。我们发现，对于旋转配置开普勒定律，磁旋转不稳定性是稳定的，在低波数的环形阿尔芬速度超过几何平均的声速和旋转速度。我们讨论了我们的研究结果的冷，磁主导，旋转流体的稳定性的意义，并认为，对于这些系统，环向场线的曲率不能被忽略，即使被认为是短波长扰动。我们还评论的影响，我们的研究结果的有效性剪切盒模拟中产生的超高温环形场。
2005-04-13 astro-ph
Local Axisymmetric Diffusive Stability of Weakly-Magnetized, Differentially-Rotating, Stratified Fluids
本文研究了在弱磁场和有限电阻率、粘性和导热系数的情况下，分层的、微分旋转的流体对轴对称扰动的局部稳定性。这是一个推广的Goldreich-Schubert-Schuberke（GSF）双扩散分析磁化和电阻，三扩散的情况下。我们的五阶色散关系承认一个新的分支，它描述了磁化版本的多扩散模式。我们推导出轴对称稳定的无粘和理想导体（双扩散）的限制的必要条件。在每种情况下，圆柱体上的旋转必须恒定，并且角速度必须不随着与旋转轴的距离而减小以获得稳定性，而不管粘性、阻力和热扩散的相对强度如何。因此，在两个双扩散限制，固体旋转勉强满足我们的稳定性标准。弱磁场的作用对得出这些结论至关重要。三重扩散的情况更为复杂，其稳定性标准不容易说明。我们的一般色散关系的数值分析证实了我们的分析双扩散的标准，但也表明，一个不稳定的双扩散的情况下，可以显着稳定的第三个，表面上较弱，扩散过程。我们描述了太阳的上部辐射区的数值应用，并建立它将受到不稳定的多扩散模式，如果中度或强烈的径向梯度的角速度。
2004-02-06 astro-ph
Evolution of self-gravitating magnetized disks. I- Axisymmetric simulations
在本文和一个同伴的工作，我们报告的第一个全球性的数值模拟自引力磁化环面，特别是磁旋转不稳定性（MRI）的影响。在这项工作中，文件一，我们限制我们的计算研究的轴对称演变等环面。我们的目标是双重的：（1）研究自引力如何影响盘的整体结构和演化;（2）确定在这种状态下自引力是否能增强湍流密度不均匀性。在非自引力模型中，MRI的线性增长之后是一个湍流阶段，在此期间角动量向外传输。因此，自引力环面迅速发展出一种双重结构，由一个较厚的自引力盘和一个内部较薄的开普勒盘组成，自引力盘的旋转轮廓接近于Mestel盘。我们的研究结果表明，自引力的影响增强密度波动远远小于他们平滑磁盘，并给予它更多的相干性。我们讨论了预期的变化，将发生在3D模拟，其结果在配套文件。
2004-09-16 astro-ph
Non-axisymmetric instability and fragmentation of general relativistic quasi-toroidal stars
在最近的出版物中，我们已经证明了差异旋转的恒星通过碎片不稳定性承认黑洞形成的新渠道。由于这种高阶不稳定性有可能将一个差动旋转的超大质量恒星转化为一个嵌入在大质量吸积盘中的多黑洞系统，我们研究了这种不稳定性对平衡模型参数的依赖性。我们发现，许多构建的模型表现出非轴对称的不稳定性与共转点，即使是低的T/ |W|值，导致裂变的恒星成一个，两个或三个片段，取决于初始扰动。至少在这里选择的模型中，m=1的模式在T/ |W|较低值时变得不稳定，这似乎有利于一个黑洞与一个巨大的吸积盘形成的情况。在这种情况下，我们已经获得的证据表明，初始模型的紧凑性值较低，可以导致所产生的碎片的稳定，从而防止在这种情况下形成黑洞。
2006-11-19 astro-ph
Temperature distribution in magnetized neutron star crusts. II. The effect of a strong toroidal component
我们继续研究了强磁场对磁化中子星（NS）地壳温度分布的影响及其对可观测表面温度的影响。扩展Geppert et al.（2004），我们考虑更复杂，因此，更现实，磁场结构，但仍然限制自己的轴对称配置。我们特别强调了环向场分量的热覆盖效应。我们表明，不对称的温度分布可能会发生和一个地壳场组成的偶极向和环向分量将导致一个极点是大于相对的。这两个温暖的地区可以被一个延伸的冷赤道带分开。我们提出了一个内部磁场结构，可以解释这两个X射线和光谱的孤立NS RXJ 1856-3754。我们调查所得到的表面温度分布上的可观察到的光变曲线，一个孤立的热发射NS会产生不同的字段的几何形状的影响。光变曲线在定性（偏离正弦曲线）和定量（对于相同的观测几何形状，较大的脉冲分数）上都不同于具有等温地壳的NS。这为通过模拟NS的X射线光变曲线和光谱来确定NS的内部磁场强度和结构提供了可能性。我们的模型计算所观察到的光谱和脉冲轮廓孤立的热发射NS的惊人的相似之处是一个迹象的存在，强磁场组件维持地壳电流。
2005-12-21 astro-ph
Magnetohydrodynamic Instabilities in Shearing, Rotating, Stratified Winds and Disks
我们调查径向分层，磁化，圆柱形流的剪切和浮力不稳定性，磁离心驱动的风和磁化吸积盘的应用。我们确定并研究了9种主要类型的不稳定/过稳定。当磁场主要是环形的，如在原恒星风，系统表现出轴对称的基本（FM）和环形共振模式，轴对称和非轴对称的环形浮力（TB）模式，和非轴对称的磁旋转不稳定性（MRI）模式。具有足够陡的场梯度的风对FM是不稳定的，这促进了在更宽的风的中心的窄的密集射流。TB模式促进小尺度径向混合。在低温风力条件下，MRI的增长率非常低。浮力模式的稳定剪切，和磁共振成像的压缩性，可能是重要的，让原恒星风在太空中传播了很长的距离。当磁场主要是极向的，如在风靠近其源或在天体物理磁盘，系统表现出轴对称的Balbus-Hawley（BH），极向浮力（PB），非轴对称几何浮力（GPB），极向共振模式。BH模式增长速度最快。PB模式在小尺度上促进径向混合。GPB模式在高m时很容易被剪切稳定。我们扩展了以前的MRI分析，专注于压缩性。我们引入了一个“相干小波”技术，推导出封闭形式的表达式瞬时不稳定的标准，增长率，和净放大因子的非轴对称磁共振成像在可压缩流与极向和环向场。我们证实，这些都是在很好的协议与剪切片时间积分的结果。
2000-04-06 astro-ph
Self-similar condensation of rotating magnetized self-gravitating isothermal filaments
导出了描述旋转、磁化、自引力、等温细丝自相似坍缩的常微分方程。显式同源的解决方案进行了研究，特别强调的分歧，发生在磁声临界点。结果表明，在原点处的环向磁场斜率存在一个临界值，在该值以上不发生分叉，解保持同调，在该值以下，密度和极向磁场在大半径（包络线）处趋于零，而环向磁场和方位角速度则向一个常值松弛。一系列的空间分布的密度，速度和磁场，可能有用的数值或观测研究的比较，得到数值和讨论。
2002-10-18 astro-ph
Axisymmetric oscillations of magnetic neutron stars
我们计算了旋转中子星的轴对称振荡组成的表面流体海洋，固体地壳和流体的核心，考虑到一个偶极子磁场一样强的$B_S\sim 10^{15}$ G在表面。在牛顿动力学中导出了偶极磁场穿过的固体地壳的绝热振荡方程，假定旋转轴与磁轴成一直线，使得平衡态上的扰动可以用球谐函数$Y_l^m(θ,ϕ)$的级数展开表示，对于给定的方位波数$m$，球谐函数$l$围绕磁轴具有不同的次数.虽然三分量模型可以支持丰富多样的振荡模式，轴对称（$m=0$）环形$_{l}t_n$和球形$_ls_n$剪切波在固体地壳中传播是我们的主要关注点，其中$l$和$n$表示的谐波程度和径向阶的模式，分别。在没有旋转的情况下，轴对称的球模和环模是完全解耦的，我们只在慢旋转的极限下考虑旋转对振荡模的影响。我们发现，地壳中的基环扭转模$_{l}t_n$的振荡频率几乎不受地面磁场的影响，如$B_S\sim 10^{15}$ G。然而，随着地壳中剪切模的径向阶数$n$变高，球模和环模都变得对磁场敏感，并且它们的频率一般随着$B_S$的增加而变高。我们还发现，表面$g$模式和地壳/海洋界面模式被强磁场抑制，并出现磁模在强磁场的存在。
2006-10-06 astro-ph
Evolution of neutron stars with toroidal magnetic fields: Axisymmetric simulation in full general relativity
在完全广义相对论中，在轴对称假设下，利用磁流体动力学模拟方法研究了具有环形磁场的中子星的稳定性。非旋转和刚性旋转的中子星准备了各种磁场位形。为了简化对中子星的模拟，采用了多方状态方程和绝热指数$Γ=2$。研究发现，当环向磁场强度$\propto \varpi^{2k-1}$随$k\geq 2$（这里$\varpi$是圆柱半径）变化时，不旋转的中子星是动力学不稳定的，而对于$k=1$，中子星是稳定的.在不稳定性开始后，不稳定模式近似在阿尔文时间尺度上增长，因此，对流运动被激发以改变磁场分布，直到达到一个新的状态，该状态对轴对称扰动是稳定的。我们还发现，旋转起着稳定的作用，虽然不稳定性仍然设置在阿尔文时间尺度时，磁能旋转动能的比率大于一个临界值$\sim 0.2$。磁化质子中子星的演化的含义进行了讨论。
2008-05-18 astro-ph gr-qc
Fragmentation of a Magnetized Filamentary Molecular Cloud Rotating around its Axis
研究了自引力磁化对流云在考虑绕轴转动时的动力学不稳定性。我们模型中的惯性云部分是由磁场和旋转来支撑的。假设平衡状态下的密度分布是距轴的径向距离$ ρ_0 (r) \, = \, ρ_{\rm c} \, ( 1 \, + \, r ^2 / 8 H ^2 ) ^{-2} $的函数，其中$ ρ_{\rm c} $和$ H $分别是指定轴上密度和长度尺度的模型参数;假设磁场具有纵向（$z$ -）和方位角（$φ$ -）分量，强度为$ B _0 (r) \, \propto \, \sqrt{ ρ_0 (r) } $。假设旋转速度为$ v _{0φ} \, = \, Ω_{\rm c} \, r \, (1 \, + \, r ^2 / 8 H ^2 ) ^{-1/2} $。数值计算了（1）轴对称$ ( m \, = \, 0 ) $扰动作用于纵向磁场旋转云，（2）非轴对称$ ( m \, = \, 1 ) $扰动作用于纵向磁场旋转云，（3）轴对称扰动作用于螺旋磁场旋转云的增长率和本征函数。增长最快的扰动是一个轴对称的所有模式云研究。它的波长是$ λ_{\rm max} \, \le \, 11.14 \, H $，对于没有磁场的非旋转云来说，波长更短
1994-05-09 astro-ph
Relativistic MHD Simulations of Jets with Toroidal Magnetic Fields
本文将Mignone & Bodo的相对论HLLC近似Riemann解应用于磁场法向分量为零的磁化流。通过研究具有环形磁场的轴对称喷流的传播，在二维情况下验证了该数值格式。选定的射流模型表明，HLLC求解器产生更清晰的接触和剪切波的分辨率和更好的收敛性能比传统的HLL方法。
2005-11-28 astro-ph
Helical Fields and Filamentary Molecular Clouds II - Axisymmetric Stability and Fragmentation
在论文I（Fiege & Pudritz，1999）中，我们构建了被真实的外部压力截断并包含相当普遍的螺旋磁场的非连续分子云模型。我们解决我们的模型的稳定性，重力破碎和轴对称MHD驱动的不稳定性。通过计算轴对称不稳定性的主导模式，我们确定了主导的长度尺度和增长率的碎片。我们发现，压力截断的作用是通过减少单位长度的自引力质量来降低引力不稳定性的增长率。极向场和环向场也有助于稳定对流云，防止分裂。螺旋场的总体效果是稳定重力驱动模式，使增长率大大降低，低于预期的非磁化云。然而，MHD "香肠“不稳定性在其环向通量与质量比超过极向通量与质量比超过$\sim 2$的因子的模型中被触发。我们发现，所观察到的细丝似乎是在一个物理制度，其中重力碎片和轴对称MHD驱动模式的增长率是在最低限度。
1999-02-26 astro-ph
First MHD Simulation of Collapse and Fragmentation of Magnetized Molecular Cloud Cores
这是第一篇用三维MHD嵌套网格模拟分子云碎裂和质量外流的论文。研究了双星的形成过程，特别注意旋转磁化分子云的碎裂。我们假设一个等温旋转和磁化的圆柱形云在流体静力平衡。非轴对称以及轴对称扰动被添加到初始状态和随后的演变进行了研究。演化的特征在于三个参数：非轴对称扰动的幅度，旋转速度，和磁场强度。结果发现，非轴对称在早期阶段几乎不演化，而是在气体收缩并形成薄盘后开始生长。旋转速度和磁场强度强烈地促进盘的形成。有两种类型的碎片化：来自环的碎片化和来自棒的碎片化。如果厚度小于半径的1/4，则薄的绝热芯会碎裂。为了使碎片存活下来，它们应该形成一个严重拉长的棒状核心或一个扁平的圆盘。在模型中显示碎裂，流出的各个片段被发现，以及那些驱动的旋转杆或磁盘。
2003-11-16 astro-ph
Exact solutions of the aspherical axisymmetric gravo-magnetic condensation
我们找到精确和明确的解决方案的轴对称MHD方程的自引力多方气体。这些解能够描述具有非球面压力、非球面引力势、磁场和旋转的坍缩云团的一个均匀收缩的亚音速扁平内核。描述旋转和磁化云坍缩的两个解是在极点或赤道处的外流。
2001-08-29 astro-ph
Self-Similar Equilibria of Self-Gravitating, Magnetized, Rotating, Isothermal Systems
研究了自引力旋转等温系统的自相似平衡模型。在这些模型中，旋转速度是恒定的，密度按$\frac{f(θ, ϕ)}{r^2}$变化，其中$r$和$θ$分别是球半径和共纬度。非轴对称解包含三个自由参数，其中一个参数依赖于旋转速度。这些参数决定了密度分布的总体形状。通过假设磁场的主要分量是纯环向的，并且纯环向磁压力与气体压力之比$α$是空间常数，可以研究推广的轴对称解，从而可以研究磁场的影响。我们发现，只有当转速与声速之比取为$\sqrt{2α}$时，轴对称系统的平衡态才产生椭球或球体。
2001-05-02 astro-ph
Buoyant magnetic flux ropes in a magnetized stellar envelope: Idealized numerical 2.5-D MHD simulations
内容：本文研究的对象是浮力环形磁通量绳，它是磁通管发电机理论的一部分，也是类太阳磁活动的框架。目的：目的是研究扭曲的磁通量绳如何与一个简单的磁化恒星模型信封-一个磁性的“对流区”-特别是检查如何扭曲的磁场分量的磁通绳与极向磁场在对流区相互作用。方法：磁通绳和大气都采用高分辨率磁流体动力学（MHD）数值模拟作为理想化的2.5维概念建模。结果如下：它示出了扭曲的环形磁通量绳可以与极向磁场在大气中的相互作用，引起的浮力上升动力学和磁通绳的几何形状的变化。这些变化的细节主要取决于相对于磁通绳场强的大气场的极性和强度。这些效应可以通过观测得到验证。
2006-09-22 astro-ph
Dynamics of Relativistic Magnetized Blast Waves
考虑了密度、磁场和附加能量的不均匀性，研究了相对论冲击波在磁化介质中传播的动力学。在球对称爆炸的简化假设下，导出了具有环形磁场的介质中流动内部动力学的自相似解。在弱磁化的情况下，当大部分的流动可以描述的非磁化的解决方案，有一个强磁化鞘附近的接触不连续（当它存在）。鞘内的自相似解决方案进行了研究。在强磁化上游等离子体的相反极限下，得到了新的解析自相似解，讨论了它在伽马射线暴物理中的可能应用。
2001-11-21 astro-ph
Stretching of the toroidal field and generation of magnetosonic waves in differentially rotating plasma
本文研究了差动旋转磁化等离子体中磁声波的产生。差动旋转通过将极向场线缠绕成环向场线而导致方位场的增加。弱种子扰动的放大被认为是在这个依赖于时间的背景状态。结果表明，种子扰动可以放大几个数量级的差分旋转流。这种放大的唯一必要条件是磁场在角速度梯度方向上存在非零分量。
2007-10-11 astro-ph
Non-axisymmetric instability of axisymmetric magnetic fields
即使初始场位形很简单，MHD不稳定性也能产生复杂的场拓扑。本文研究了含有环向场和轴向场的磁位形的稳定性。本文主要研究轴对称磁位形中非轴对称扰动的行为。通过对理想MHD方程组的线性分析，发现在轴向磁场存在下，不稳定性在很宽的方位波数$m$范围内都能发生，并且随着$m$的增大，不稳定性的增长率增大。在给定的$m$下，增长率在轴向波矢扰动下达到最大值，这使得阿尔文频率近似为零。我们认为，在理想的磁流体动力学的磁位形的不稳定性，通常可以由很短的方位角和轴向波长的扰动为主。
2008-06-28 astro-ph
Self-similar structure of magnetized ADAFs and CDAFs
（摘要）我们使用自相似处理方法研究了全球磁场对致密天体周围粘性旋转和垂直积分吸积盘的影响。我们扩展了Akizuki & Kauue（2006）的工作，讨论了平流主导吸积流（ADAF）中的三分量磁场（$r, ϕ, z$）。我们还研究了全球磁场对对流流动的影响。为此，我们首先采用一种简单形式的运动粘度$ν=αc_{s}^{2}/Ω_{K}$来研究磁化ADAF。然后我们考虑了一个更符合实际的运动粘性模型$ν=αc_{s}H$，它使下落速度增加，而声速和环向速度减小。接下来，我们使用两种方法来研究磁化对流，即，为了简便起见，我们把对流系数$α_{c}$作为自由参数来讨论对流的影响。我们建立了$α_{c}-α$关系磁化流使用混合长度理论和比较这种关系与非磁化的情况下。如果将$α_{c}$设置为自由参数，则对于大的环形磁场，$|v_{r}|$和$c_{s}$增加，而对于强且占主导地位的径向（或垂直）磁场，随着$α_{c}$增加，$|v_{r}|$减小，但$|v_ϕ|$增加（或减小）。另外，磁场使$α_{c}-α$关系不同于非磁化流的关系，并允许$ρ\propto r^{-1}$或$ρ\propto r^{-2}$结构用于磁化非吸积对流为主的吸积流，其中$α+gα_{c}< 0$（$g$是决定对流角动量输运条件的参数）.
2008-05-21 astro-ph
Mass loading of pulsar winds
在脉冲星风星云（PWNs）的背景下，分析了带有环形磁场的相对论磁化质量负载外流的动力学。质量加载在减缓超相对论磁化流和减弱相对论激波方面是非常有效的。我们认为，相对论反向冲击的PWN中的质量负载的削弱是负责的低辐射效率的PWN的大多数。质量加载也可能导致在快磁声点附近的激波转变;这在大多数PWN中不太可能发生。在反向激波之外的磁化质量负载流的演化是复杂的：在初始减速到传输磁通量所需的最小速度之后，质量负载流必须{ \it加速}。为了能够扩展到无穷大，磁化流要么变得与时间相关，要么通过发展内部不稳定性来破坏环形磁通量。由质量负载引发的磁通量的破坏可能会使流动减慢到亚相对论速度，并解决脉冲星风星云的$σ$悖论。
2002-02-19 astro-ph
Parameter space study of magnetohydrodynamic flows around magnetized compact objects
我们求解了控制中子星和黑洞轴对称流动的磁流体力学（MHD）方程组，找到了绝热吸积的所有可能的解拓扑。我们划分的参数空间所跨越的守恒能量和角动量的流动的流动拓扑。我们还研究了MHD激波形成的可能性。
2007-06-20 astro-ph
A New Criterion for Bar-Forming Instability in Rapidly Rotating Gaseous and Stellar Systems. I. Axisymmetric Form
我们分析了以前的结果的稳定性均匀和差分旋转，自引力，气体和恒星，轴对称系统，以获得一个新的稳定性标准的外观的环形，m=2中间（I）和酒吧模式。在此过程中，我们证明了恒星系统中的棒模和气体系统中的m=2 I模具有许多共同的物理特性，只有一个实质性的区别：由于应力张量的各向异性，动力学不稳定性在恒星系统中的低旋转。这种差异也反映在新的稳定性标准中。新的稳定性参数“阿尔法”制定的第一个均匀旋转的系统，是基于角动量的内容，而不是系统的能量含量。对于恒星系统的稳定性，α = 0.254-0.258，而对于气态系统，α在0.341-0.354的范围内。对于均匀旋转，可以将“alpha”写为总（旋转）动能和引力能的函数，以及表征系统的拓扑/连通性和几何形状的参数。“阿尔法”可以扩展到各种不同的旋转，气体和恒星，轴对称盘和球体模型，其平衡结构和稳定性特征是已知的，并计算。我们还估计“阿尔法”气体环形模型和恒星盘系统嵌入在惰性或响应“晕”。我们发现，新的稳定性准则同样适用于所有这些先前公布的轴对称模型。
1994-11-07 astro-ph
Stellar Outflows Driven by Magnetized Wide-Angle Winds
我们提出了二维的，圆柱对称的流体动力学和磁流体动力学（MHD）的大角度风与崩溃的环境相互作用的模拟。这些模拟与年轻恒星天体（YSO）直接相关。这些结果也可能用于研究原行星状星云和行星状星云的准直外流。我们研究了一系列与渐近MHD风准直相一致的风结构。准直度由极区风密度与赤道区风密度之比来表示。我们发现，一个环形磁场可以产生显着的影响，由此产生的外流，引起一个非常密集的，射流样的流动在后冲击区。该区域的流动性质类似于平行MHD风的渐近状态。我们的结论是，广角磁流体风很可能能够驱动分子外流。由于在模拟中很难从头开始处理MHD风，我们选择风一致的慢磁转子中的磁场强度。虽然MHD发射风将在快速旋转政权，我们讨论我们的结果，这依赖于环形箍缩效应，将举行更强的场强。
2002-02-13 astro-ph
Magnetized Ekman Layer and Stewartson Layer in a Magnetized Taylor-Couette Flow
在本文中，我们提出了轴对称的非线性模拟磁化Ekman和Stewartson层的磁化泰勒-库埃特流与离心稳定的角动量分布和磁雷诺数低于磁旋转不稳定性的阈值。发现磁场抑制了Ekman抽吸。Ekman层的宽度随着垂直于端板的磁场的增加而减小。外圆柱附近形成均匀旋转区域。强磁场导致从端盖处的差动旋转环之间的结发出稳定的Stewartson层。随着雷诺数的增大，Stewartson层变薄，随着磁场的增强和雷诺数的增大，Stewartson层进入主流的深度增大。然而，当雷诺数大于临界值$\sim 600$时，轴对称和非轴对称的不稳定性发生，并导致Stewartson层不太突出，从边界延伸得不太远。
2008-04-26 astro-ph physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Toroidal Perturbations of Friedmann-Robertson-Walker Universes
明确的表达式被发现的轴对称度规扰动的封闭，平坦和开放的FRW宇宙所造成的宇宙流体的环形运动。扰动分解为2-球上的矢量球谐函数，但径向依赖性是左一般。一般奇宇称$l$极扰动的解决方案，无论是角速度或角动量规定。特别是，在封闭宇宙的情况下的解决方案需要一个特殊的处理勒让德方程。
2003-09-26 astro-ph gr-qc
Dynamics of magnetized relativistic tori oscillating around black holes
本文数值研究了在史瓦西和克尔黑洞背景时空中磁化的、相对论的、非自引力的、轴对称的环面的动力学。初始模型有一个恒定的特定角动量，并建立了一个非零的环形磁场分量，最近已经获得了平衡配置。在这项工作中，我们扩展了我们以前的调查处理纯流体动力厚盘，并研究动态磁化环面受到扰动，这里考虑的磁场强度的值，触发准周期振荡持续数十个轨道周期。总的来说，我们已经发现，磁化环面的动力学分析是非常相似的，发现在相应的未磁化的模型。振荡的本征频率的频谱分布表明存在一个基本的p模式和一系列谐波比为2：3：....的泛音。这些模拟，因此，延长了Rezzolla等人的模型的有效性。（2003 a），用于解释在包含黑洞候选者的LMXB光谱中观察到的高频QPO，也适用于具有纯环形磁场分布的磁化盘的情况。如果足够紧凑和质量，这些振荡也可以导致强烈的引力辐射的发射，这是潜在的银河系内的源检测。
2007-02-19 astro-ph gr-qc
Moments of inertia of relativistic magnetized stars
我们考虑主惯性矩的轴对称，磁变形的恒星在广义相对论的背景下。得到了关于对称轴的转动惯量的一般表达式。对几种多变恒星模型给出了数值估计。我们发现，主惯性矩的值被修改的因素，最多从牛顿估计。
2001-05-03 astro-ph gr-qc
Equilibrium Configurations of Strongly Magnetized Neutron Stars with Realistic Equations of State
我们用四种SLy（Douchin et al.）的实际状态方程（EOSs）研究了磁化旋转星的平衡序列，FPS（Pandharipande等人），Shen（Shen等人），和LS（Lattimer & Swesty）。采用Tomimura-Eriguchi方案构造平衡构型。我们在牛顿引力的框架下研究了该序列的基本物理性质。此外，我们新考虑了广义相对论效应对磁化旋转组态的影响。通过这些计算，我们发现牛顿磁化星的性质，例如，磁场的结构，高度依赖于EOS。与SLy和FPS EOS相比，Shen和LS EOS的环形磁场更靠近表面。极向场也受到环形结构的影响。注意到的EOSs的刚度，我们详细分析了这种趋势。在广义相对论性恒星中，我们发现，由于EOSs的差异变得很小，因为所有使用的EOSs变得足够大的最大密度，通常大于$10^{15}\rm{g} \rm{cm}^{-3}$刚性。轴比为$q\sim 0.7$的磁化星的最大重子质量比球形星的最大重子质量增加约20倍。此外，我们计算在有限温度下的平衡序列，这应该作为一个初始条件的流体动力学研究的新生磁星。我们的研究结果表明，我们可以从观测磁星的质量中获得有关恒星的信息。
2007-08-27 astro-ph gr-qc
Relativistic stars with poloidal and toroidal magnetic fields and meridional flow
本文在广义相对论理想磁流体力学的框架下研究了磁化星的稳态轴对称位形。我们的相对论恒星模型首次在极向磁场的基础上加入了环向磁场和纬向流。磁场和涡旋流被视为扰动，但没有其他近似。我们发现，当存在环向场时，恒星的形状可以是扁长的而不是扁圆的。我们还发现，对于固定的重子质量和总的磁螺旋度，恒星越球形，它的能量越低。此外，我们发现了两种新的类型的框架拖曳效应，不同于标准的旋转星或克尔几何。它们可能违反关于赤道平面的反射对称性。
2003-09-08 astro-ph gr-qc
