Magnetized Neutron Stars
在这项工作中，我们显示的结果的相对论性梯度Shafranov方程的一个典型的中子星与1.4太阳质量的数值解。我们已经研究了内部磁场，考虑极向和环向分量，以及由这些分量的字段之间的比率参数化的场线的行为。
2019-10-14 astro-ph.HE
Two-blackbody portraits of radiation from magnetized neutron stars
我们研究了一个描述磁化中子星热辐射谱的简单模型。该模型假定恒星内部为等温的近球形，表面附近具有偶极磁场（$B \lesssim 10^{14}$ G），使表面温度分布不均匀。我们进一步假设，任何表面元素发射具有局部有效温度的黑体（BB）光谱。我们表明，这样的热谱（包括相位分辨）是准确的近似简单的等效两个BB（2BB）模型。本文介绍和研究了2BB参数的相空间图，并表明这些图可以用于解释中子星观测，其中2BB谱拟合已经完成。
2021-07-22 astro-ph.HE
Opacities and spectra of hydrogen atmospheres of moderately magnetized neutron stars
有观测证据表明，超新星遗迹中的中心致密天体（CCO）具有中等强度的磁场$B\sim10^{11}$ G。同时，现有的强磁场中子星部分电离氢大气模型仅限于$B\gtrsim10^{12}$ G.我们扩展状态方程和辐射不透明度，在以前的论文中提出的$10^{12}\mbox{ G}\lesssim B \lesssim 10^{15}$ G，较弱的领域。本文给出了部分离化氢等离子体在磁场$B$、温度$T$和密度$ρ$下的状态方程和辐射不透明度，这些都是CCO和其它中等强磁场的孤立中子星大气的典型情况。一阶和二阶热力学函数，单色辐射不透明度，Rosseland平均不透明度计算和制表，考虑到部分电离，为$3\times10^{10}\mbox{ G}\lesssim B\lesssim 10^{12}$ G，$10^5$ K $\lesssim T\lesssim 10^7$ K，和广泛的密度。计算大气模型和光谱，以验证结果的适用性，并确定磁场和有效温度的范围内的氢等离子体的不完全电离是重要的。
2014-09-26 astro-ph.HE
Numerical Relativity Simulations of Magnetized Black Hole-Neutron Star Mergers
我们提出了新的数值技术，我们开发的发射的第一个参数的研究{\it磁化}黑洞-中子星（BHNS）合并，不同的磁场种子在最初的中子星。我们发现，磁场有一个可以忽略不计的引力波形和系统的整体动力学在合并过程中，无论磁场强度或BH自旋。在最近的一次模拟中，我们用大规模的纯极向磁场对未磁化的BHNS合并模拟的残留盘进行了播种，否则在完整的模拟中就不存在了。结果似乎是一个可行的sGRB中央引擎。
2013-03-04 astro-ph.HE
Polarized radiation from the spreading layer of the weakly magnetized neutron stars
本文建立扩展层辐射模型，在史瓦西度规下计算斯托克斯参数，证明弱磁化中子星扩展层X射线偏振度不超过1.5%，为IXPE等任务的观测提供理论约束。
2025-05-05 astro-ph.HE
Polarization properties of weakly magnetized Neutron Stars in Low Mass X-ray Binaries
像IXPE这样的X射线偏振测量任务将首次能够测量低质量X射线双星中吸积弱磁化中子星的偏振特性。在这项工作中，我们提出了预期的X射线偏振信号，包括日冕发射不同的几何形状的日冕本身，即板以上的吸积盘和球形壳周围的中子星的模拟。用完全相对论性的MonteCarlo程序Monk计算了中子星、中子盘和日冕的各种物理输入参数下的X射线偏振度和偏振角。不同的冠状面几何形状导致显著不同的X射线偏振特性，因此其可以用于约束系统的几何形状。
2022-06-01 astro-ph.HE
Radiative properties of highly magnetized isolated neutron star surfaces and approximate treatment of absorption features in their spectra
在大多数X射线暗隔离中子星（XDINS）的X射线谱中，观测到等效宽度（EW）为50 - 200 eV的吸收特征。我们从理论上研究了不同的模型来解释吸收特性，并将它们的性质与观测结果进行了比较。我们考虑磁化中子星表面的各种理论模型：裸露的凝聚铁表面和部分电离氢模型大气，包括半无限和薄的大气层以上的凝聚表面。描述了所有模型的吸收特征（特别是等效宽度）和出射辐射的角分布的性质。开发了一个计算磁化中子星光变曲线和积分出射谱的程序。我们假设一个偶极表面磁场分布与一个可能的环形分量和相应的温度分布。也可以采用在磁极处具有两个均匀热点的模型。利用不同的表面温度分布和不同的局部表面模型计算了具有XDINS典型参数的高磁化中子星的光变曲线和光谱。磁化模型大气的光谱近似为具有一条或两条带参数的高斯线的稀释黑体光谱，这使我们能够描述模型的吸收特征。为了解释XDINS的软X射线谱中的突出吸收特征，可以调用凝聚表面上方的薄大气，而XDINS表面上的强环形磁场分量可以被排除。
2010-06-16 astro-ph.HE
X-ray emission from magnetized neutron star atmospheres at low mass accretion rates. I. Phase-averaged spectrum
最近在低光度下对X射线天体的观测首次将高磁化中子星大气在低质量吸积率下的发射理论模型（$\dot{M} \lesssim 10^{15}$ g s $^{-1}$）与宽带X射线数据进行了比较。本文的目的是研究中子星大气中低$\dot{M}$的光谱形成，并对发射区的物理性质进行参数研究。我们得到的静态大气的结构，假设库仑碰撞是占主导地位的减速过程。大气的上部被制动等离子体强烈加热，达到30-40 keV的温度，而其密度更大的等温内部则要冷得多（~2 keV）。我们数值求解了磁康普顿散射、自由-自由过程和电子碰撞激发引起的非热回旋辐射的大气中的偏振辐射转移。在低光度X射线谱仪中观察到的强偏振发射光谱具有双峰形状。低能量的“热”成分主要是非常光子，由于它们在软能量下的平均自由程很长，它们可以从更深的层离开大气。我们发现，即使在没有碰撞激发的情况下，在加热的非等温部分的大气中，由于共振康普顿化，也会形成一个高能量的成分。然而，后者影响两种组分的比例。强回旋加速线起源于光学薄的最上部区域。模型与GX 304-1的NuSTAR和Swift/XRT观测的拟合提供了具有合理参数的数据的准确描述。因此，该模型可以再现在低光度X射线谱仪中观察到的特征双峰谱，并提供了对谱形成的见解。
2021-04-14 astro-ph.HE
Radiative GRMHD simulations of accretion and outflow in non-magnetized neutron stars and ultraluminous X-ray sources
我们运行两个GRRMHD模拟的超爱丁顿吸积盘周围的黑洞和非磁化，非旋转的中子星。中子星是用反射内边界条件模拟的。在中子星模拟中，我们观察到在盘的内部区域形成了一个过渡层，这导致了比黑洞情况更大的质量流出率和更低的辐射光度。当从各个方向观察中子星的情况时，流动的球形化导致在爱丁顿值附近的无穷远处可观察到的光度，与黑洞的情况形成对比，其中当沿着盘轴观察时，发射的准直导致可观察到的光度高出约一个数量级。我们发现外流是光学厚散射，这将导致任何中子星在相应的ULX观测到的脉动模糊。
2018-06-06 astro-ph.HE
Polarization Evolution in A Strongly Magnetized Vacuum: QED Effect and Polarized X-ray Emission from Magnetized Neutron Stars
从磁化的中子星的表面或大气中发射出的X射线光子是高度极化的。然而，观测到的偏振可能会由于光子在恒星磁层中的传播而发生变化。对于光子频率远大于典型的射频，真空双折射由于强场量子电动力学占主导地位的等离子体效应。我们研究了中子星磁层磁化QED真空中光子极化的演化，特别关注了光子动量几乎与磁场一致的准切向（QT）点的传播效应.与以前的研究一致，我们发现，在磁层的大部分地区，由于真空双折射的光子偏振模式去耦，因此可以预期，当辐射逃逸磁层的大净线偏振。然而，我们表明，X射线偏振可能会发生显着变化时，光子通过QT区。当在有限的发射区域上求平均时，QT传播的净效应是降低线性偏振的程度;降低因子取决于光子能量、磁场强度、几何形状、旋转相位和发射区域，并且可以是大于2的因子。我们推导出QT传播效应重要的一般条件，并提供了一个易于使用的处方，占QT效应的磁中子星的X射线偏振信号的最实际的计算。对于具有偶极磁场的中子星来说，QT效应对于极盖在一定磁场和能量范围内的辐射是重要的，而对于整个恒星表面的辐射则可以忽略不计。
2009-04-06 astro-ph.HE
On the dynamics of mechanical failures in magnetized neutron-star crusts
本文研究了强磁化中子星壳中剪切应力引起的机械破坏的动力学。我们表明，即使地壳的弹性属性允许创建一个剪切裂纹，强烈剪切磁场周围的裂纹导致从洛伦兹力，不允许大的相对位移的裂纹表面的反作用。相反，裂纹的全局演化在缓慢的电阻时间尺度上进行，并且不能释放任何实质性的机械能。我们的计算表明，对于{ \it some}磁场配置，磁力的原因，有效地，一个塑性形变的地壳时，所产生的弹性剪切应力超过临界值的机械故障。
2012-04-12 astro-ph.HE
A Simple Model of Radiation from a Magnetized Neutron Star: Accreted Matter and Polar Hotspots
本文进一步研究了磁化中子星热辐射谱的一个简单而著名的模型。该模型假设恒星内部等温，外部绝热层具有偶极磁场（B <= 1 e 14 G）。通过该层的热传输使得表面温度分布各向异性;假设任何局部表面元素发射具有局部有效温度的黑体（BB）辐射。结果表明，这种热辐射几乎不依赖于绝缘外壳的化学成分（在相同的平均有效表面温度）。增加一点额外的磁极加热，就可以使我们在定性上与一些孤立的中子星的观测结果相一致。
2021-10-26 astro-ph.HE
Electromagnetic draping of merging neutron stars
我们首先推导出一组描述相对论性无力等离子体的一般定态组态的方程，而不假设任何几何对称性。然后，我们证明，电磁相互作用的合并中子星必然是耗散的，由于电磁披覆的效果-创建耗散区附近的恒星（在单磁化的情况下）或在磁层边界（在双磁化的情况下）。我们的结果表明，即使在单一磁化的情况下，我们预计相对论射流（或“舌头”）的产生，相应的光束发射模式。
2022-11-29 astro-ph.HE
Hyperaccreting Neutron-Star Disks, Magnetized Disks and Gamma-Ray Bursts
本论文主要研究超吸积中子星盘和磁化吸积流。通常认为，围绕恒星质量黑洞的超吸积盘是伽马射线暴（GRB）的中心引擎。然而，超吸积盘周围的中子星可能存在一些伽玛射线暴形成的情况。我们研究了围绕中子星的超吸积盘的结构和中微子发射。我们考虑一个稳态的超吸积盘，并作为一个合理的近似，它分为两个区域，内，外盘。外盘类似于黑洞。内盘具有自相似结构，如熵守恒或平流结构，这取决于盘内的能量传递和发射。我们看到中子星盘比黑洞盘能更有效地冷却，产生更高的中微子光度和中微子湮灭光度。来自中子星表面边界层的中微子发射可以增加中微子湮灭的光度。此外，我们研究了全球磁场的影响，粘性旋转和垂直集成吸积盘周围的紧凑的对象使用自相似处理，并使用两种方法来研究磁化流与对流。本文还对伽玛暴的前身源、中心引擎进行了综述，并对未来的研究方向进行了展望。
2009-12-22 astro-ph.HE
3D numerical study of an anisotropic heat transfer in outer layers of magnetized neutron stars
旋转中子星的热软X射线通量的周期性变化表明其表面温度的非均匀分布。这一现象的一个可能原因是地壳和磁化中子星外壳中磁场上的热通量受到抑制。本文研究了中子星中与非轴对称磁场有关的三维效应。通过数值求解磁化中子星壳内的三维热传导方程，计算了表面温度分布。我们采用了各向异性（张量）的电子导热系数，这是作为一个解析解的玻尔兹曼方程与Chapman-Enskog方法。为了计算表面温度分布，我们构造了磁化中子星包层的局部一维平面平行模型（“Ts-Tb”关系）。然后，我们使用它作为外边界条件的三维问题在地壳中找到自洽的解决方案。为了研究各向异性温度分布的可能观测表现，我们用复合黑体模型计算了光变曲线。我们的计算表明，一个非轴对称的磁场分布可以导致不规则的非正弦形状的脉冲轮廓，以及在某些情况下，一个显着放大的脉动的热通量相比，纯偶极磁场配置。
2019-12-12 astro-ph.HE
General relativistic radiation magnetohydrodynamics simulations of supercritical accretion onto magnetized neutron star; -modeling of ultra luminous x-ray pulsars
通过2.5维广义相对论辐射磁流体动力学模拟，我们证明了超临界吸积到非旋转，磁化中子星，其中偶极子场的磁场强度是$10^{10}$ G的恒星表面。我们发现超临界吸积流由吸积柱和截断吸积盘两部分组成。超临界吸积盘，出现在远离中子星的地方，在$\sim 3R_*$ cm附近被截断（$R_*=10^6$ cm是中子星的半径），在那里通过偶极磁场的磁压与盘的辐射压平衡。圆盘在截断半径附近的角动量通过偶极场的磁矩有效地向内传输，诱导中子星的自旋。估算的自旋上升速率$\sim -10^{-11}$ s s $^{-1}$与最近对超亮X射线天体的观测结果是一致的。在截断半径范围内，气体沿着偶极场落在中子星上，导致在南北半球上形成吸积柱。柱的净吸积率和光度分别为$\sim 66L_{\rm Edd}/c^2$和$\lesssim 10L_{\rm Edd}$，其中$L_{\rm Edd}$是爱丁顿光度，c是光速。我们的模拟支持一个假设，即超发光的X射线天体是由磁化中子星的超临界吸积提供动力的。
2017-07-26 astro-ph.HE
Hypercritical accretion onto a magnetized neutron star surface: a numerical approach
在核心坍缩的超新星中产生的新生中子星的性质会受到爆炸后几小时可能发生的后期回落的强烈影响。这种吸积发生在由中微子冷却主导的区域，Chevalier（1989）最初在这方面进行了探索。在这里，我们重新审视这种方法在一个一维球对称模型，并进行数值模拟，在二维的吸积柱到中子星考虑详细的微观物理，中微子冷却和磁场的存在下，在理想的MHD。我们比较我们的数值结果的解析解，并探讨如何纯流体动力学以及MHD的解决方案不同于他们，并开始探索这可能会影响外观的残余作为一个典型的射电脉冲星。
2010-06-15 astro-ph.HE
Axisymmetric spheroidal modes of neutron stars magnetized with poloidal magnetic fields
我们计算了在轴对称极向磁场下磁化的中子星的轴对称球模。我们使用指数$n\sim1$的多面体作为中子星的背景平衡模型，其中我们忽略了由于磁场的变形。对于极向磁场，非旋转恒星的轴对称简正模被解耦为球模和环模，球模和环模可以分开处理。对于表面场强为$10^{14}$ G到$10^{16}$ G的$B_S$，我们计算了振荡频率与$B_S$成正比的轴对称球磁模。对于$B_S\sim 10^{15}$ G，磁模的典型振荡频率是$\sim 0.01\times\sqrt{GM/R^3}$，其中$M$和$R$分别是恒星的质量和半径，$G$是引力常数。对于$M=1.4M_\odot$和$R=10^6$ cm，该频率为$\sim 20$ Hz，这可以解释SGR 1806-204和SGR 1900+14的低频QPO。我们还发现模式的频率$> \sqrt{GM/R^3}$对应的径向基本和第一谐波模式。没有发现磁化星的轴对称球振荡的不稳定磁模。
2017-09-28 astro-ph.HE
Axisymmetric equilibrium models for magnetized neutron stars in General Relativity under the Conformally Flat Condition
极强磁化的中子星，其磁场强度可达$\sim 10^{15-16}$ G，或称磁星，在过去的十年里受到了相当大的关注，因为它们被认为是软伽马重复源和异常X射线脉冲星的合理来源。此外，这类紧凑的物体被认为是一种可能的发动机，能够为长和短伽马射线暴提供动力，如果它们形成阶段的旋转周期足够短（~1毫秒）的话。如此强大的磁场预计会引起恒星的大量变形，从而产生引力波的发射。在这里，我们调查，通过数值模拟，轴对称的静态平衡的多方和强磁化的恒星在充分的广义相对论，在理想的磁流体动力学制度。假设度量的扩展共形平坦条件（XCFC），允许我们采用为X-ECHO代码引入的技术[Bucciantini & Del Zanna，2011，Astron. Astrophys. 528，A101]，被证明是准确的，有效的，稳定的。磁化中子星平衡的最新XNS代码已向社会公开（见www.arcetri.astro.it/science/ahead/XNS）。在这里检索的几个序列的模型，从纯粹的环形（解决文献中的争议）或极向的情况下，所谓的扭曲环面混合配置，预计是动态稳定的，这是第一次在非微扰制度解决。
2014-02-06 astro-ph.HE
Study of Magnetized accretion flow with cooling processes
本文研究了中子星磁化吸积流/漏斗流中的激波，分别采用韧致辐射冷却和回旋冷却。所有的吸积解都以靠近中子星表面的激波终止，但是在参数空间的某些区域，它还包含远离恒星表面的第二激波。我们发现，回旋加速器冷却对于匹配表面边界条件的正确吸积解是必要的。
2018-02-16 astro-ph.HE
Bright transients from strongly-magnetized neutron star-black hole mergers
随着aLIGO的出现，人们期待着对黑洞-中子星对的直接探测。电磁对应物对于可靠的引力波探测和天文信息的提取可能至关重要。然而，黑洞-中子星对是出了名的黑暗，望远镜无法观测到。与这种预期相反，只要中子星是高度磁化的，在合并前的最后时刻就可能发生明亮的电磁瞬变。中子星磁体的轨道运动产生了法拉第通量和相应的功率，可用于光度。曲率辐射的光谱逐渐上升，直到能量的快速注入点燃火球，这将表现为一个高能黑体，在中子星的磁场强度分别从$10^{12}$ G到$10^{16}$ G和$10M_{\odot} $黑洞X射线到$γ$射线中达到峰值。根据中子星的磁场强度，火球事件可能持续几毫秒到几秒钟，并且可以用费米伽马射线暴监测器以中子星磁场强度$\gtrsim 10^{14}$ G每年几次的速率观测到。我们还讨论了一个可能的衰减合并后的事件，可能伴随着这个信号。作为这些暗对的电磁对应物，黑洞电池应该对aLIGO时代多信使天文学的发展具有重要价值。
2016-07-26 astro-ph.HE
Relativistic MHD modeling of magnetized neutron stars, pulsar winds, and their nebulae
中子星是最吸引人的天体物理源之一，它具有强引力、密度接近或超过核密度以及巨大的磁场等特征。在整个电磁波谱中，它们的观测特征可以是极其多样的，从射电望远镜的周期性和低频信号，到磁星的突然高能伽马射线耀斑，在磁星的耀斑中，能量约为10^46尔格在几秒钟内释放。快速旋转和高度磁化的中子星预计会发射强大的相对论风，其与超新星遗迹的相互作用会产生脉冲星风星云的非热发射，脉冲星风星云是已知的电子和正电子的宇宙加速器，能量高达PeV。在原磁星的极端情况下（磁场约为10 ^15 G，周期为毫秒），类似的机制可能为仍然神秘的伽马射线暴提供一个可行的引擎。中子星所有这些壮观的表现的关键因素是在其组成的等离子体中存在强磁场。在这里，我们将介绍Arcetri的高能天体物理组最近更新的几个最先进的数值研究：在广义相对论中旋转磁化中子星的稳态轴对称结构的综合建模，以及相对论脉冲星风及其相关星云的动态3-D MHD模拟。
2017-11-03 astro-ph.HE
QHD equation of state for strongly magnetized neutron stars
研究了强磁场作用下中子星（含超子和不含超子）的量子强子动力学状态方程。推导出的质量和半径是一致的高质量中子星，即使在足够强的磁场的情况下的超音核的最近的观察。计算得到的磁化中子星的绝热指数和转动惯量随密度变化迅速。这可能提供一些洞察力的机制，星震和耀斑的磁星。
2011-06-22 astro-ph.HE nucl-th
Thermodynamics of magnetized dense neutron-rich matter
中子星是大质量恒星可能的终态之一。它被重力压缩，并被核简并压力稳定。尽管它的名字，这些物体的组成并不确切。然而，从推断的密度来看，中子很可能构成恒星内部的重要部分。虽然所有的中子星都有磁场，但有些中子星（磁星）的磁化强度比其他中子星高得多，推断磁星表面磁场在$10^{14}$到$10^{15}$高斯之间。虽然中子星是宏观物体，但由于恒星的能量，压力和磁场的极端值，微观尺度上的热力学可以印在恒星的大尺度行为上。这一贡献的重点是描述磁化致密中子物质的热力学，其状态方程，并探讨可能的铁磁状态的条件，磁化真空的贡献，以及可能的观测影响。
2022-06-09 astro-ph.HE nucl-th
Polarized X-rays from Magnetized Neutron Stars
本文综述了高磁化中子星X射线辐射的偏振特性，重点讨论了来自恒星表面的辐射。我们讨论了如何利用x射线偏振来约束中子星的磁场和发射几何，探测强场量子电动力学和可能约束轴子的性质。
2009-10-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inspiral of a Spinning Black Hole--Magnetized Neutron Star Binary: Increasing Charge and Electromagnetic Emission
黑洞-中子星双星的并合一直是天体物理学研究的热点之一，因为这类事件可能产生包括引力波和宽带电磁波在内的多信使信号。在本文中，我们研究了自旋BH和磁化NS组成的双星螺旋的电磁辐射。在观测上，BH通常比$\sim7M_\odot$质量更大，NS的质量为$\simeq 1.4M_\odot$。在这样一个双星的螺旋过程中，BH将根据Wald的充电情况积累越来越多的电荷，尽管BH最终将不可避免地吞下NS。通过磁偶极辐射、电偶极辐射和磁重联三种能量耗散机制计算了辐射的亮度和能量。我们发现，磁偶极子辐射由于自旋的越来越多的充电BH和磁重联之间的BH和NS可能是最显着的最后inspiral阶段。我们发现，如果BH快速旋转，NS被强烈磁化，这些机制将导致可检测的EM信号（例如，短持续时间的X射线瞬变）。
2019-03-08 astro-ph.HE
Super-Eddington accretion discs with advection and outflows around magnetized neutron stars
本文提出了一个磁化中子星周围的超爱丁顿吸积盘模型，该模型考虑了热的平流和风的质量损失。该模型是半解析的，并预测吸积盘的所有基本物理特性的径向轮廓。磁层半径被发现作为一个本征值的问题。当内盘处于辐射压力主导的状态，但没有达到当地的爱丁顿极限，平流是温和的，磁层的半径依赖于吸积率弱。一旦接近当地爱丁顿极限，磁盘成为平流为主，磁层半径与质量吸积率的标度是类似的经典阿尔芬关系。考虑到风中的质量损失会导致磁层半径的增加。我们的模型可以应用于大量的磁化中子星吸积接近或超过其爱丁顿极限：超亮X射线双星，Be/X射线双星爆发，和其他系统。在我们的模型中，我们讨论了迄今为止已知的最亮的超亮脉冲星NGC 5907~X-1和经历过非常亮的超爱丁顿爆发的Be/X射线双星NGC 300~ULX-1的观测性质。
2019-02-12 astro-ph.HE
Absorption Features in Spectra of Magnetized Neutron Stars
某些磁化孤立中子星（NS）的X射线谱显示出等效宽度（EW）为50 - 200 eV的吸收特征，其性质尚未完全了解。为了解释强磁化（B ~ 10^{14} G）X射线暗隔离NS（XDINSs）软X射线谱中的显著吸收特征，我们从理论上研究了不同的NS局域表面模型，包括裸露的凝聚铁表面和部分电离的氢模型大气，在凝聚表面上方有半无限薄的大气.我们还开发了一个程序，用于计算NS表面上不同温度和磁场分布的磁化中子星的光变曲线和积分出射谱。我们比较了XDINS RBS 1223的计算和观测的光变曲线和积分光谱的一般性质，并得出结论，观测结果可以用凝聚铁表面上方的薄氢气氛来解释，而XDINS表面上不太可能存在强的环形磁场分量。我们认为，在软X射线光谱的中心紧凑型天体（CCO）1 E 1207.4-5209（以下简称1 E 1207）的谐波间隔吸收功能对应于峰值的能量依赖性的自由-自由不透明度的量子化磁场，称为量子振荡。为了探索这些量子振荡的可观测性质，我们计算了B ~ 10^{10} - 10^{11} G（即，电子回旋能量E_{c,e} ~ 0.1 - 1 keV）和T_eff = 1 - 3 MK。这种情况被认为是1 E 1207的典型情况。我们表明，可观察到的功能，在电子回旋谐波与电子战\approx 100 - 200 eV的，可以出现由于这些量子振荡。
2010-10-01 astro-ph.HE
Magnetized neutron star atmospheres: beyond cold plasma approximation
目前已发表的中子星（NS）大气模型都是在“冷等离子体近似”下计算的，这种近似忽略了辐射过程中的相对论效应，如回旋频率谐波的回旋辐射/吸收。在这里，我们提出了新的NS大气模型，其中包括这样的影响。我们计算了一组有效温度T_eff =1-3 MK和磁场B \sim 10^{10}-10 ^11} G的模型，这些模型对于超新星遗迹中所谓的中心致密天体（CCO）是典型的，对于这些中心致密天体，电子回旋能量E_{c,e}及其一次谐波在可观测的软X射线范围内。虽然相对论参数kT_eff /（m_e c^2）和E_{c,e} /（m_e c^2）对CCO来说很小，但相对论效应显著改变了回旋共振处的出射光谱E \approx sE_{c,e}（s=1，2，.）。虽然回旋吸收功能可以在冷等离子体中形成由于量子振荡的自由-自由不透明度，这些功能的形状和深度的变化，如果包括相对论效应。特别是，功能获得深多普勒核心，其中的出射强度的角分布是完全不同的冷等离子体近似。随着量化参数b_eff = E_{c,e} /kT_eff和谐波数s的增加，多普勒核心对特征等效宽度的相对贡献增大。特征的总等效宽度可以达到\sim 150-250 eV;它们随着b_eff的增长而增加，并且对于高次谐波较小。
2012-01-27 astro-ph.HE
High energy signatures of quasi-spherical accretion onto rotating, magnetized neutron star in the ejector-accretor intermediate state
我们考虑一个简单的情况下吸积的物质到一个中子星，以了解在不同的吸积模式之间的过渡阶段，在脉冲星磁层内部的过程。分析了一个简单的准球形吸积过程到旋转的磁化致密物体上，以寻找在喷射和吸积模式之间的过渡过程中可能出现的辐射特征。研究表明，在表征脉冲星特征的参数（自转周期、表面磁场强度）和周围介质密度的特定范围内，单个中子星沿不同的磁力线存在不同的吸积模式。辐射过程的特点，即曲率和同步辐射产生的初级电子在脉冲星外间隙，预计将被修改的存在下，额外的热辐射从中子星表面。我们预言，在从纯喷射器模到纯吸积器模（或相反）的过渡过程中，可以区分出一个中间吸积态，其特征是由于脉冲星隙中产生的同步曲率谱的吸收，导致脉冲星的$γ$射线谱被截断到~ 1GeV以下.
2015-07-03 astro-ph.HE
Cyclotron line formation in the magnetized atmospheres of compact stars: I. The transfer equations for polarized radiation
我们发现的形式的传输方程的偏振回旋辐射的大气中的紧凑型恒星，这是足够简单，允许实际实施，仍然保留所有重要的物理效应。我们考虑了回旋加速器线内辐射的频率重新分布以及相对论和量子电动力学效应。我们的分析是有效的磁场高达$10^{13}$ G和温度远低于500 keV。我们提出并比较了两种形式的辐射传递方程。第一种形式适用于中等磁场强度的致密星，典型中子星的磁场强度可达$10^{11}$ G，磁性白矮星的磁场强度可达$10^9$ G。第二种形式，斯托克斯参数，是更复杂的，但适用于即使线性模式耦合发生在散射为主的大气中的某个地方。分析磁化等离子体的色散特性{在后一种情况下，我们描述了线性模式耦合是可能的和必要的参数范围。
2016-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Physics of Accretion Onto Highly Magnetized Neutron Stars
研究强磁化、吸积的中子星的磁极上方区域的物理过程，对于我们理解恒星和双星系统的演化至关重要。也许更重要的是，它为我们提供了一个研究暴露在极端辐射、引力和磁场下的高温和高密度等离子体物理的天然实验室。在过去的十年里，观测已经揭示了等离子体以接近光速的速度落在中子星表面时停止的方式。最近在模拟这些过程方面的进展已经导致了对磁场和等离子体性质的直接测量。另一方面，许多物理过程已经被确定，挑战我们目前的图片如何吸积过程到中子星的作品。观测和理论是我们在这一制度中的基本工具，因为极端条件无法在地球上复制。本白皮书概述了当前的理论，突出的理论和观测挑战，以及在当代天体物理学研究中解决这些问题的重要性。
2019-03-29 astro-ph.HE
ULX collimation by outflows in moderately magnetized neutron stars
通过GRRMHD模拟发现，中等磁化中子星的超爱丁顿吸积外流可准直辐射，使表观光度达100爱丁顿，且弱磁场（10^10 G）比强磁场（10^11 G）更有利于产生超亮X射线源。
2025-02-17 astro-ph.HE
Evolution of Urca Pairs in the Crusts of Highly Magnetized Neutron Stars
本文报道了强磁场对改进的Urca过程中中微子发射的影响。结果表明，朗道能级对Urca对的影响会影响中微子发射光谱，并导致中微子发射的角度不对称。对于低磁场，朗道能级对冷却几乎没有影响。然而，随着场强的增加，电子化学势增加，导致Urca对可以存在的密度降低。对于中等场强，朗道能级分布和费米分布之间存在一种有趣的干涉。对于足够高的场强，整个电子能谱最终被限制在单个朗道能级，从而在发射光谱中产生显著的尖峰。
2022-08-20 astro-ph.HE
Super-Eddington Magnetized Neutron Star Accretion Flows: a Self-similar Analysis
本文通过自相似解研究超爱丁顿盘与磁化中子星磁层在薄边界层内的相互作用，给出磁层截断半径与阿尔文半径的比例关系，并表明该模型可用于解释超亮X射线双星等环境中的中子星吸积与自转演化。
2024-06-28 astro-ph.HE
Anisotropic crystal structure of magnetized neutron star crust
虽然结晶中子星壳是许多迷人的观测现象的原因，但其在巨大的引力和磁场中的实际微观结构还不清楚。在这里，我们表明，在一个不均匀的磁场，三维离子库仑晶体组成的地壳可能会拉伸或收缩，而他们的静电压力变得各向异性。压力非线性地依赖于拉伸的大小，使得连续的磁场演变可导致突然的晶体伸长或收缩。这可能会触发磁星活动。声子模式的不稳定性被揭示出来，它设定了磁场变化的极限，超过这个极限晶体就会被破坏。这些极限有时对应于令人惊讶的大变形。当压力各向异性超过这些极限时，地壳物质会发生什么情况，目前还不清楚。我们假设离子系统只有在一个或两个维度上具有长程序，即变成液晶。
2017-04-18 astro-ph.HE
Carbon neutron star atmospheres
测量中子星基本参数的准确性受到其大气化学成分不确定性的限制。例如，超新星遗迹中的热发射中子星的大气层可能具有奇异的化学成分，其中之一，CasA中的中子星，Ho & Heinke（2009）最近提出了纯碳大气层。为了测试其他类似来源的这种成分，需要公开可用的碳模型大气光谱的详细网格。我们使用标准的LTE近似计算了这样一个网格，并假设磁场不超过10^8 G。使用不透明度项目方法计算不透明度和压力电离效应。我们描述了我们的模型的属性，并研究了所采用的假设和近似对涌现光谱的影响。
2013-11-23 astro-ph.HE
Quantum spindown of highly magnetized neutron stars
脉冲星是高度磁化和快速旋转的中子星。磁场可以达到临界磁场，真空的量子效应从该临界磁场开始变得相关，从而引起真空的磁光性质，其特征在于作为有效的非线性介质。这一预测的一个惊人结果是宏观摩擦，它导致了双星系星自旋下降的额外贡献。在本文中，我们强调了一些观测结果，特别是导出新的约束参数的蟹状星云脉冲星和J 0540 -6919。
2013-10-07 astro-ph.HE quant-ph
Three dimensional evolution of differentially rotating magnetized neutron stars
我们构造了一个新的三维广义相对论磁流体动力学程序，在该程序中采用了固定网格加密技术。为了保证无发散条件和磁通量守恒，我们采用了Balsara（2001）的方法。使用这个新的代码，我们发展的差异旋转磁化中子星，并发现一个磁驱动的流出是从恒星发射表现出扭结不稳定性。物质喷射速率和坡印廷通量仍然与我们先前的发现一致（Shibata等人，2011）在轴对称模拟中获得。
2012-07-27 astro-ph.HE gr-qc
Modeling magnetized neutron stars using resistive MHD
本文提出了一个通用代数欧姆定律的电阻MHD方程的实现，其中包括有限电阻率在完整的广义相对论的影响。该实现自然占磁场诱导的各向异性，并通过采用唯象电流，能够准确地描述电磁场在恒星和它的磁层。我们说明了这种方法在具有天体物理学意义的有趣系统中的应用;对齐的旋转子解和磁化旋转的中子星坍缩为黑洞。
2012-12-01 astro-ph.HE gr-qc
Magnetized neutron stars with superconducting cores: Effect of entrainment
我们用迭代数值方法构造磁化双流体中子星的平衡组态。在牛顿理论框架下，我们假设中子星有两个区域：核和壳，核是由II型超导质子和超流中子组成的双组分流体，壳是由正常物质组成的区域。采取一个新的步骤，更完整的平衡模型，我们包括夹带的影响，这意味着一个磁力作用在中子上，太。我们认为纯粹的极向场的情况下，并提出了改进的早期数值方案求解平衡方程，通过引入新的收敛标准。我们发现，夹带的结果在沿磁轴的磁力线结构的质的差异。
2015-08-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electron transport through nuclear pasta in magnetized neutron stars
我们提出了一个简单的电子输运模型，在一个可能的层外来核团簇（在所谓的核面食层）之间的地壳和液体核心的强磁化中子星。电子输运具有很强的各向异性和旋向性。这种各向异性是由于在奇异有序核团簇畴内沿局域对称轴和跨局域对称轴的电子有效碰撞频率不同以及磁场的复杂作用而产生的。我们还计算平均动力学系数的情况下，局部区域是自由取向的。可能的应用所获得的结果和开放的问题进行了概述。
2015-08-08 astro-ph.HE nucl-th
Schwinger Pair Production and Vacuum Birefringence around High Magnetized Neutron Stars
本文研究高磁化中子星周围的施温格对产生与真空双折射效应，基于戈德赖希-朱利安模型，预测未来X射线偏振观测可验证量子电动力学强场效应。
2023-08-30 astro-ph.HE hep-ph
Magnetized Neutron Stars With Realistic Equations of State and Neutrino Cooling
我们将现实的，列表状态方程到完全相对论模拟磁化中子星随着中微子泄漏计划，占通过中微子发射冷却。这两项改进都利用了开源代码（GR1D）和来自http://stellarcollapse.org的表格。我们的实现利用了一种新的方法来计算光学深度，从而简化了其与分布式自适应网格细化的使用。我们提出了各种测试和不磁化和初步结果都从单星和合并的双星系统。
2014-05-09 astro-ph.HE gr-qc
Pulsar Wind Nebulae: On their growing diversity and association with highly magnetized neutron stars
1968年在蟹状星云和船帆座星云的超新星遗迹（SNRs）中发现了蟹状星云和船帆座星云，证实了巴德和茨维基1934年的预测，即超新星形成了中子星。在过去的十年里，对脉冲星风星云（PWNe）的观测，特别是钱德拉X射线天文台的观测，打开了一个新的窗口，可以关注中子星的相对论风，研究它们与宿主SNR的相互作用，并找到以前错过的中子星。几十年来，蟹状星云一直被认为是PWNe的原型，但我们现在知道不同种类的中子星和PWNe的性质与蟹状星云不同。在这次演讲中，我回顾了中子星/PWNe-SNRs协会的现状，并强调了PWNe与高磁化中子星协会的X射线眼睛的日益多样性。最后，我展望了未来的高能研究。
2012-11-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Relativistic Quantum Approach to Neutrino and Antineutrino Emissions via the Direct Urca Process in Strongly Magnetized Neutron-Star Matter
本文研究了强磁场作用下中子星物质直接Urca过程的中微子和反中微子辐射。我们计算的中微子发射率的直接Urca过程，即中子转换为质子，电子和反中微子，或质子-电子对转换为中子-中微子对。在朗道能级描述的状态下，我们求解了质子和电子的精确波函数。我们发现，直接Urca过程可以满足运动学约束，即使在密度区域，这个过程通常不会发生在没有磁场。
2021-12-11 astro-ph.HE nucl-th
Neutron Anomalous Magnetic Moment in Dense Magnetized Systems
本文假定中子反常磁矩的大小与系统的密度和磁场有关，计算了中子反常磁矩。采用最低阶约束变分法和$AV_{18}$核势计算了中子反常磁矩的介质依赖性。证实了中子反常磁矩随密度的增加而增加，随磁场的增加而减小。对体系的能量和状态方程也进行了研究。
2018-01-16 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
General Relativistic Equilibrium Models of Magnetized Neutron Stars
磁场在许多天体物理场景中起着至关重要的作用，特别是在中子星（NS）的发射机制和演化中具有至关重要的作用。为了理解磁场在致密物体中的作用，作为第一步，获得磁化NS的精确平衡模型是重要的。利用共形平坦近似，我们解决了爱因斯坦方程的情况下，考虑到不同类型的磁位形的静态轴对称NS与GRMHD方程。这使我们能够调查的磁场的影响，全球性的属性，如他们的变形。
2013-12-19 astro-ph.HE gr-qc
Work Function of Strongly Magnetized Neutron Star Crustal Matter and the Associated Magneto-Sphere
根据\cite{R1}的一个非常有趣的想法，我们用相对论形式的P-Fermi模型得到了强磁化中子星外壳区的功函数。在本方案中，功函数变得各向异性;纵向部分是磁场强度的递增函数，而横向部分发散。得到了极盖区场致发射和光致发射电流引起的磁层电子密度的近似估计。
2009-12-30 astro-ph.HE cond-mat.mtrl-sci nucl-th
Crust effects and the cooling relaxation time in highly magnetized neutron stars
我们研究了强磁场对中子星地壳结构和几何形状的影响。我们发现地壳的几何形状被恒星内部的磁场所改变。我们利用已知的状态方程描述中子星的地壳，建立了稳定的轴对称磁化恒星模型，即Skyrme模型（Sky）描述内地壳，Baym，Pethick，and Sutherland（BPS）状态方程描述外地壳.我们表明，磁场具有双重作用，有助于地壳变形通过电磁相互作用（在这种情况下表现为洛伦兹力），并通过有助于曲率由于存储在它。我们还研究了由于磁场的地壳变形的直接后果：热弛豫时间。这个量，这是非常重要的热演化的中子星是敏感的地壳性质，因此，我们表明，它可能会受到强烈的影响的磁场。
2016-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effect of magnetized phonons on electrical and thermal conductivity of neutron star crust
研究了强磁化结晶中子星壳中简并电子发射和吸收声子的电导率和热导率。我们考虑了强磁场对库仑固体离子声子谱的影响。用广义变分法求解玻尔兹曼输运方程。随后的三维积分的转移动量进行评估，由两种不同的数值技术，蒙特卡罗方法和一个经常性的积分超过第一布里渊区。两种数值方法的结果显示出良好的一致性。在量子和中间温度$T \lesssim 0.1 T_{\rm p}$（$T_{\rm p}$是离子等离子体温度）下，在宽范围的化学成分和物质质量密度下，甚至对于中等磁化的晶体$ω_{\rm B} \sim ω_{\rm p}$（$ω_{\rm B}$和$ω_{\rm p}$是离子回旋和等离子体频率），电和热的可感知的增长。这种效应是由于在磁化离子库仑晶体中出现了软（$ω\propto k^2$）声子模式，这比无场情况下的声学声子特性更容易激发。这些结果对模拟中子星的磁热演化具有重要意义。
2016-02-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Properties of the outer crust of strongly magnetized neutron stars from Hartree-Fock-Bogoliubov atomic mass models
利用最新的实验原子质量数据，结合基于Hartree-Fock-Bogoliubov方法的微观原子质量模型，研究了冷非吸积磁星（即具有很强磁场的中子星）外壳的平衡性质.强磁场引起的电子运动朗道量子化对地壳物质的组成和状态方程有重要影响。研究还表明，磁星的外壳可能比普通中子星的外壳大得多。
2013-05-02 astro-ph.HE nucl-th
Role of vector channel in different classes of (non) magnetized neutron stars
我们研究了磁场和非标准矢量通道对强子、夸克和混合星的影响。在强子相，我们使用QHD模型，在它的标准$σωρ$介子中，并与包含奇异隐$ϕ$介子的结果进行比较。在夸克相中，我们使用标准SU（3）NJL，并将结果与考虑矢量通道$G_v(\barψγ^μψ)$的版本进行比较。通过混沌磁场近似来考虑磁场。
2020-04-29 astro-ph.HE nucl-th
Non-geodesic orbital and epicyclic frequencies in vicinity of slowly rotating magnetized neutron stars
研究了磁化慢转中子星场中带电粒子准圆运动的非测地线修正。引力场近似为Lense-Thirring几何，磁场具有标准偶极特征。使用完全相对论的方法，我们确定的影响的电磁相互作用（包括吸引和排斥）的准圆运动。我们专注于行为的轨道和周转频率的议案。通过数值求解运动方程得到了带电试验粒子的四个速度分量，用标准微扰法得到了它们的周转频率。讨论了中子星磁场和自转的联合作用对轨道和周转频率特性的影响。
2012-12-31 astro-ph.HE gr-qc
