Gravitoturbulence in magnetised protostellar discs
引力不稳定性（GI）在原恒星盘演化的几个方面都有表现，最显著的是角动量输运、碎裂和爆发，FU Ori和EX Lupi系统就是例证。原恒星盘的外部区域也可能与磁场耦合，从而改变GI的发展。为了了解它们相互作用的基本要素，我们进行了局部二维理想和电阻MHD模拟与施加的环向场。在制度的中等等离子体β，我们发现，该系统支持一个热的重力湍流状态，其特征在于相当大的磁能和应力和一个令人惊讶的大Toomre参数$Q~10$。这一结果具有潜在的影响磁盘结构，垂直厚度，电离等，我们的模拟还揭示了存在的长寿和密集的“磁岛”或等离子体团。最后，我们发现磁场的存在对盘的破碎准则影响不大。虽然我们的重点是原恒星盘，我们的一些结果可能是相关的AGN的外半径。
2016-05-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Type I planet migration in weakly magnetised laminar discs
[摘要]在流体动力盘模型中，低质量行星的迁移已经研究了三十多年，但原行星盘中磁场的影响鲜为人知。当圆盘的磁场足够强以防止马蹄运动时，由磁共振产生的扭矩代替了共转扭矩。对于足够弱的磁场，马蹄运动和共转力矩存在，最近的湍流MHD模拟报告了存在一个新的组成部分的共转力矩的平均环向场的存在。本文的目的是探讨这种新的共转力矩的物理来源和性质。我们进行了MHD模拟的低质量的行星嵌入在一个2D层流盘线程由弱环形磁场，与湍流的影响建模的粘度和电阻率。我们确认，之间的相互作用的磁场和马蹄运动的结果在一个额外的行星上的共转扭矩，我们称之为磁流体动力学扭矩过剩。它是由磁场沿着行星马蹄形区域下游分界线的积累造成的，这导致了该位置的方位角不对称的低密度区域。的MHD扭矩过剩的属性的特征在于通过改变的密度，温度和磁场剖面的斜率，以及扩散系数和磁场的强度。磁流体动力学扭矩过剩的迹象只取决于密度和温度梯度，是积极的档案预计在原行星盘。其大小又主要由磁场的强度和湍流电阻率决定。即使磁压力小于热压力的百分之一，磁流体动力学扭矩过剩也足以逆转迁移。
2013-01-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Toroidal Field Reversals and the Axisymmetric Tayler Instability
我们提出了轴对称数值模拟的太阳内部，包括对流区和扩展的辐射内部。我们发现，在对流区的微分旋转诱导的环向场从最初的纯极向场。这种环向场变得不稳定的轴对称泰勒不稳定性，并经历向赤道传播的环向场逆转。这些反转发生在没有发电机的情况下，并且没有伴随的极向场反转。这种反转的性质和存在敏感地取决于施加的初始极向场强度，南北对称反转仅在特定的初始场强下可见。再加上一个发电机机制，再生极向场，这可能是太阳黑子周期的一个组成部分。
2011-08-14 astro-ph.SR
Tidal dissipation in magnetised, rotating stars and planets: linear calculations exploring various magnetic field configurations
School of Mathematics, University of Leeds（利兹大学数学学院）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP), Université de Toulouse, CNRS（图卢兹大学，法国国家科学研究中心天体物理学和行星学研究所）
该研究通过线性磁流体动力学计算，分析不同磁场构型对磁化旋转恒星与行星潮汐波响应及耗散的影响，修正了强磁场下潮汐耗散机制的认识，为相关天体潮汐演化提供了重要依据。
2026-08-03 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.flu-dyn
Alfven node-free vibrations of white dwarf in the model of solid star with toroidal magnetic field
在白矮星星震学的背景下，我们研究了具有两种不同形状的轴对称纯环形内禀磁场的非对流固体恒星的振动特性。重点放在政权的无节点全球洛伦兹力驱动的振动对称轴上的材料位移有一个和相同的形式为nodeless球形和扭转振动恢复胡克的弹性剪切应力的力。特别注意的是偶宇称极向Alfven模式，其频谱计算的解析形式显示如何完全埋在恒星表面下的纯环形磁场可以体现在地震振动的非磁性白矮星。所得到的频谱公式进行了讨论并列与固体恒星模型中的极向，均匀的内部和偶极外部，磁场，其推论是相关的阿尔芬振动磁性白矮星的阿尔芬模式。
2010-01-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Stability of Non Force-Free Magnetic Equilibria in Stars
在白矮星、中子星和各种非对流恒星{区}中存在稳定的磁位形，这一点已得到公认。最近的数值计算表明，各种平衡族，包括轴对称混合极面-环面构型，都是稳定的。在这里，我们测试的稳定性的解析推导出的非无力的磁平衡，使用三维磁流体动力学模拟：混合配置相比，其纯极向和纯环形组件的动态演变，都是已知的不稳定。混合平衡在白噪声扰动下没有不稳定的迹象。{This因此，配置提供了一个很好的描述非对流恒星物体内部的磁平衡拓扑结构，将是有用的初始化磁旋转输运的恒星演化代码。
2010-09-27 astro-ph.SR
Oscillations and instabilities in neutron stars with poloidal magnetic fields
研究了旋转磁化中子星非轴对称线性扰动的时间演化，中子星的磁场是多极和纯极向的。背景恒星的配置产生自洽，允许扭曲的密度分布从旋转和磁力。我们发现，轴向主导的扰动的行为是由一个不稳定的通用极向场，这是本地化周围的“中性线”的背景场消失。旋转的作用是减少这种不稳定性的影响。极性主导的扰动似乎并不稳定，在这种情况下，我们发现全球阿尔文模式，其回复力是磁场。在旋转的磁化星中，没有纯阿尔文模或纯惯性模，而是这两种模的混合。我们讨论了磁星和磁星中的磁不稳定性和振荡的性质，发现主导的Alfvén模式具有与观测到的磁星QPO相当的频率。
2010-12-14 astro-ph.SR
Stability of toroidal magnetic fields in stellar interiors
我们提出了纯环向和混合极-环向磁场位形的三维MHD模拟研究泰勒不稳定性的行为。首次考虑了旋转和磁扩散的同时作用，并考虑了极向场对不稳定环向磁场动态演化的影响。在没有扩散的情况下，当旋转轴和磁轴对齐且径向场强梯度p < 1.5时，快速旋转（旋转速率与阿尔文频率相比）能够抑制不稳定性。当包含扩散时，系统在扩散主导和边缘扩散主导的区域变得不稳定。如果磁轴和旋转轴彼此垂直，则由科里奥利力引起的稳定效应是尺度相关的，并且随着波数的增加而减小。在径向场梯度大于p > 1.5的环形场中，快速旋转不会抑制不稳定性，而是引入了与分析预测一致的增长率阻尼因子。对于混合极线-环向场，我们发现一个不稳定的轴对称模式，没有预测分析，正确的非轴对称模式的稳定阈值，有人认为，一个轴对称模式是必要的泰勒-Spruit发电机回路的关闭。
2015-03-15 astro-ph.SR
Stability of axially symmetric magnetic fields in stars
在AP星、白矮星和中子星中观测到的磁场已知是长期稳定的。然而，恒星内部允许这些状态的物理条件仍然是一个研究问题。它已经正式证明，无论是纯环向和纯极向磁场发展不稳定性在某些点的恒星。另一方面，数值模拟证明了稳定层结恒星内部大致轴对称磁场位形的稳定性。这些配置包括相互稳定的环形和极向组件在一个扭曲的环面形状。先前的研究已经提出了粗略的上限和下限的比例的磁场能量的环向和极向分量的磁场。与映射出的参数空间下，这样的配置保持稳定的目的，我们使用的3D磁流体动力学模拟的磁场在非旋转，非简并的恒星，其中粘度是唯一的耗散机制，无论是一个统一的（正压）和径向增加（稳定分层）的特定熵的恒星的演变。此外，我们考虑了不同的条件下的稳定分层的程度和每个组件中的磁能，大致确认了先前提出的稳定边界的磁场。
2022-09-02 astro-ph.SR
Large Scale Azimuthal Structures Of Turbulence In Accretion Disks - Dynamo triggered variability of accretion
我们研究了大尺度方位模、磁模和速度模对吸积盘中MRI湍流的意义。我们进行三维全球分层原行星盘模型的全球理想MHD模拟。我们的域跨越π/4、π/2、π和2π的方位角。我们观察到高达100%的更强的磁场和更强的湍流的限制方位域模型π/2和π/4相比，完整的2π模型。我们表明，对于这些模型，麦克斯韦应力较大，由于强轴对称磁场，产生的αΩ发电机。大的径向扩展的轴对称环向场触发吸积应力的时间放大。所有模型在北半球（上盘）都显示出正的发电机-α。宇称在每个模型中是不同的，并且在40个局部轨道的时间尺度上变化。在2π模型中，环向场相对于中平面大多是反对称的。MRI湍流的涡流是高度各向异性的。湍流速度和磁场的主要波长在一到两个圆盘尺度高度之间。在中平面，我们发现磁倾角约8-9度增加到12-13度的日冕。我们的结论是，方位角范围的π是足够的再现大多数湍流性质的三维全球分层模拟磁化吸积盘。
2011-10-05 astro-ph.SR
Spiral-arm instability - II: magnetic destabilisation
旋臂的碎裂可以驱动巨大团块的形成，并在盘星系中引发强烈的恒星形成。本文在文献[1]螺旋臂不稳定性分析的基础上，提出了磁化气体自引力螺旋臂动力学不稳定性的线性微扰理论，着重讨论了环形磁场的影响。螺旋臂可以通过抵消科里奥利力的环形场而不稳定，即磁-金斯不稳定性。我们的分析可以应用于由气体和恒星组成的多组分系统。为了测试我们的分析，我们进行理想的磁流体动力学模拟孤立盘星系，并检查模拟结果。我们发现当磁场为近环形时，我们的分析可以避免动力学不稳定性导致臂的碎裂和形成团块。我们建议，无量纲增长率的最不稳定的扰动，这是从我们的分析计算，可以用来预测破碎的螺旋臂在轨道的时间尺度。只要磁场接近环形，我们的分析就适用。使用我们的分析模型，我们估计一个典型的质量的团块形成的螺旋臂碎片与观察到的巨型团块$\sim10^{7-8}~{\rm M_\odot}$是一致的。此外，我们发现，虽然磁不稳定可以导致低密度的螺旋臂的碎片，估计质量的产生团块几乎是独立的强度的磁场，因为边际不稳定发生在长波长的补偿低密度的磁不稳定的武器。
2018-12-11 astro-ph.GA astro-ph.SR
Hall equilibria with toroidal and poloidal fields: application to neutron stars
本文给出了适用于中子星壳的霍尔平衡解。这样的磁配置满足梯度-Shafranov型方程，这是解决解析和数值。所提出的解决方案涵盖了各种配置，从纯极向场连接到外部偶极子极向环形场连接到外部真空场，或完全限制在恒星内。我们发现，偶极外场应该由均匀旋转的电子流体支撑。对于具有外部分量的场，通常发现环形磁场的能量是总磁场能量的百分之几。我们讨论的演变，由于欧姆耗散，导致电子流体减慢。我们还发现，从磁流体平衡的过渡到一个由霍尔效应，自发地产生一个额外的环向场的电子分数变化的区域。
2013-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can we detect deep axisymmetric toroidal magnetic fields in stars?
星震学的主要发现之一是，在整个赫兹-罗素图中，恒星的辐射带中有一个强烈的角动量提取（AM）的信号，导致核心到表面的旋转对比很弱。尽管所有的努力，一致的AM传输理论，再现了内部旋转和混合探测感谢恒星的地震学，仍然是一个主要的开放问题，在现代恒星天体物理学。解决这个难题的一个可能的关键因素是磁场及其各种可能的拓扑结构。其中，强轴对称的环形场，这是所谓的泰勒MHD不稳定性，可以发挥重要作用。它们可以触发辐射层中的发电机作用，而由此产生的磁矩允许AM的有效传输。但是有没有可能探测到这些深层环形磁场的特征呢？回答这个问题的唯一方法是星震学，最好的研究实验室是中等质量和大质量的恒星，因为它们的外部辐射包络。由于大多数这些是快速旋转在其主序，我们必须研究恒星脉动传播稳定分层，旋转，并可能强磁化辐射区。为此，我们概括了传统的近似旋转，它提供了在其经典版本的重力惯性模式的绝热传播的灵活治疗，同时考虑一般轴对称差分旋转和环形磁场。使用这种新的非微扰形式主义，我们推导出的磁重力惯性模式的渐近性质，我们探索不同的可能的场配置。我们发现，磁效应应该是可检测的赤道领域使用高精度的星震数据。
2022-09-20 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.ao-ph
Nonlinear Evolution of Axisymmetric Twisted Flux Tubes in the Solar Tachocline
数值研究了薄球壳中磁场和流体流动的演化。我们把初始场看作是一个纬向受限的、主要是环形的磁通管。对于纯粹的环形，无扭曲的通量管，我们恢复以前已知的径向粉碎不稳定性，并进一步表明，在非线性制度，这些不稳定性可以非常有效地破坏原来的领域。对于也包括极向分量的扭曲通量管，存在几种可能性，包括径向破碎不稳定性的抑制，但也有更直接的诱导演化，这是因为扭曲通量管通常不是控制方程的平衡解。
2009-12-29 astro-ph.SR
From thermal to magnetic driving: spectral diagnostics of simulation-based magnetothermal disc wind models
本研究通过辐射转移后处理生成合成发射图和谱线轮廓，对比了强磁化、弱磁化和纯光蒸发三种原行星盘风模型，发现整体蓝移和半高全宽可有效区分不同驱动机制，且大多数观测到的窄低速分量符合弱磁化或纯光蒸发模型。
2025-11-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Long-term GRMHD simulation of magnetic field in isolated neutron stars
强磁场在为中子星的发射提供动力方面起着重要作用。然而，对该领域内部结构的充分了解仍然是难以捉摸的。在这项工作中，我们提出了广义相对论磁流体动力学模拟的磁场演化的中子星持续500毫秒（5阿尔芬交叉时间）和高达0.231公里的分辨率使用雅典娜++。我们探索了两种不同的初始条件，一个是纯极向磁场，另一个是占主导地位的环向分量，并研究了极向和环向场的能量，各种不稳定性驱动的振荡模式和湍流的增长时间。我们发现，纯粹的极向设置产生一个环形场，后来指数衰减达到总磁能的1%，没有证据表明达到平衡。另一方面，最初较强的环向场设置会损失高达20%的环向能量，并保持这种状态直到我们的模拟结束。我们还探讨了假设，从以前的MHD模拟，湍流在准平衡态中起着重要的作用。然而，在我们的高分辨率设置中对光谱的分析表明，在大多数情况下，我们观察到的不是小尺度的湍流，而是恒星内部嘈杂的速度场。我们还观察到，大部分磁能以热量的形式消散，增加了恒星的内能，而一小部分则以电磁辐射的形式辐射出去。
2022-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Gravitational wave emission from a magnetically deformed non-barotropic neutron star
引力波源的一个强有力的候选者是高度磁化、快速旋转的中子星（磁星），它因内部磁应力而变形。用\emph{linked poloidal-toroidal structure}扰动零级流体静力平衡，计算了质量四极矩。在这项工作中，我们做\emph{not}要求模型星服从正压状态方程（作为一个现实的中子星是不是正压），使我们能够探索磁流体平衡与较少的限制。本文导出了极线场能量与总能量之比$Λ$和椭圆率$ε$之间的关系，并将我们的结果与正压假设下的结果作了简要的比较。然后，我们提出了一些例子，我们的结果可以应用到天体物理环境。首先，我们展示了我们的公式，结合当前的引力波（非）探测的螃蟹脉冲星和仙后座A中心紧凑的对象（Cas A CCO），可以用来约束这些对象的内部环形场的强度。我们发现，对于蟹状星云脉冲星，（从自旋下降推断，其正则赤道偶极场强度为$4\times 10^8$ T）要发射可探测的引力辐射，中子星必须具有强的环向场分量，具有最大的内部环向场强度$B_{\mathrm{tm}}=7\times 10^{12}$ T;对于从Cas A CCO在300 Hz处探测到的引力波，需要$B_{\mathrm{tm}}\sim 10^{13}$ T，而在100 Hz处探测需要$B_{\mathrm{tm}}\sim 10^{14}$ T。使用我们的结果，我们还显示了如何由磁星出生后立即发出的…
2011-08-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Stability of a General Magnetic Field Topology in Stellar Radiative Zones
本文简要介绍了恒星古磁场的形成以及在特定的磁场结构下可能出现的不稳定性。特别地，如Tayler（1973）、Markey & Tayler（1973）和Tayler（1980）最初研究的，对于极向、环向和混合极向-环向轴对称磁场位形，可以发生纯磁不稳定性。然而，在大质量恒星表面观测到的大多数磁场配置都是非轴对称的。因此，扩展早期研究的轴对称泰勒不稳定性的球形几何（Goossens，1980），我们介绍了一个制定的全球变化的势能包含在一个对流稳定的区域给定的任意拉格朗日扰动，它允许包括轴对称和非轴对称磁场。有了这个工具在手，一个路径示出了更一般的稳定性准则可以建立。
2016-10-27 astro-ph.SR
Detecting deep axisymmetric toroidal magnetic fields in stars. The traditional approximation of rotation for differentially rotating deep spherical shells with a general azimuthal magnetic field
星震学已经揭示了在整个HR图中恒星的小的核心到表面的旋转对比。这是恒星内部角动量（AM）强输运的特征。有效携带AM的一个可能的候选者是具有各种拓扑结构的磁场，这些磁场可能存在于恒星辐射带中。其中，强轴对称方位磁场引起了人们的极大兴趣。事实上，如果他们受到所谓的泰勒不稳定性，伴随触发麦克斯韦应力可以有效地传输AM。此外，由磁场和速度场的波动引起的电动势可能潜在地维持发电机作用，导致初始强轴对称方位磁场的再生。我们要回答的关键问题是：我们能探测到这些深层强方位磁场的特征吗？回答这个问题的唯一方法是星震学，而最好的研究实验室是中等质量和大质量的恒星。它们中的大多数在主序星期间是快速旋转的。因此，我们必须研究在稳定分层、旋转和潜在强磁化辐射区中传播的恒星脉动。我们推广了传统的近似旋转，同时考虑一般轴对称差分旋转和方位角磁场在一个非微扰的方式。利用这种新的形式，我们得到的渐近性质的磁重力惯性（MGI）波和它们的周期间距。我们发现，环形磁场诱导的周期间距的MGI模式的移动。振幅为$10^5\,\rm G$量级的赤道方位角磁场产生的特征可以通过现代空间光度学检测到。更复杂的半球结构更难观察。
2022-05-22 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.ao-ph
Magnetic field evolution in high and low $β$ disks with initially-toroidal fields
本研究通过对比不同初始环向磁场强度（$β_0=5$与$β_0=200$）的吸积盘模拟，发现初始磁场强度显著影响盘演化，且弱场模拟中可能出现计算伪影，但两者均能产生极向磁场。
2023-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Global simulations of Tayler instability in stellar interiors: a long-time multi-stage evolution of the magnetic field
磁场已经在大质量的Ap/Bp恒星中被观测到，并且可能也存在于类太阳恒星的辐射带中。然而，迄今为止，还没有明确的了解动态的磁场在稳定分层层。已知纯环形磁场配置是不稳定的，主要形成非轴对称模式。旋转和小的极向场分量可以导致稳定的配置。在这里，我们进行全球MHD模拟与EULAG-MHD代码，探索位于一个层的分层类似于太阳速跃层的环形磁场的演变。我们的数值实验使我们能够探索的初始不稳定阶段，以及长期演变的磁场。在第一个阿尔芬周期，我们观察到泰勒不稳定性的发展与突出的纵向波数，$m=1$。旋转降低了不稳定性的增长率，并最终抑制了它。然而，在一个稳定阶段之后，突然的能量激增导致高阶模式的发展，即使是快速旋转。这些模式从初始环向场提取能量。然而，我们的研究结果表明，足够快的旋转导致较低的饱和能量的不稳定模式，导致在磁拓扑结构中只有一小部分的极向场保持稳定的几百阿尔芬旅行时间。在这个阶段，系统变得湍流，并且场易于湍流扩散。磁场的最终环形-极向配置可以代表稳定分层层中的场生成和演化的重要方面。
2023-03-24 astro-ph.SR
Non-rigid precession of magnetic stars
一般来说，恒星是旋转和磁化的物体，它们的磁轴和旋转轴之间存在偏差。由于磁场会使其宿主产生永久性的变形，它甚至对流体恒星也提供了有效的刚性，导致类似于自由岁差的大体积恒星运动。然而，这种整体运动伴随着诱导的内部速度和磁场扰动，这是振荡的进动时标。扩展以前的工作，我们表明，这些数量描述的一组二阶扰动方程具有交叉项缩放与产品的磁性和离心扭曲的明星。对于背景环向场的情况下，我们减少这些径向函数的微分方程组，并找到一种方法，其解决方案。由此产生的磁场和速度扰动显示出复杂的多极结构，并朝着恒星的中心最强。
2017-02-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revisiting the Flowers-Ruderman instability of magnetic stars
1977年，弗劳尔斯和鲁德曼描述了一种扰动，它使流体恒星中的纯偶极磁场不稳定。他们考虑了沿着包含对称轴的平面将恒星切成两半，并将每一半在相反方向上旋转$90\degr$的效果，这将导致恒星外部磁场的能量大大减少，就像一对对齐的磁铁一样。我们正式解决了外部磁场的能量，并检查它沿整个旋转单调递减。我们还描述了使用微扰理论的不稳定性，并看到它发生的原因是由表面电流的相互作用的磁场所做的工作。最后，我们考虑的稳定效果，通过研究势能扰动时，旋转不是沿着一个尖锐的切割，但与连续的位移场，切换方向的旋转跨越一个区域的小，但有限的宽度。使用这些结果，我们估计的相对强度的环向和极向场需要使恒星稳定到这个位移，并看到稳定所需的环向场的能量是远远小于能量的极向场。我们还表明，与常见的论点相反，Flowers-Ruderman不稳定性不能连续多次应用，以无限期地减少外部磁能。
2011-05-10 astro-ph.SR
Spectropolarimetric characterisation of exoplanet host stars in preparation of the $Ariel$ mission II. The magnetised wind environment of TOI-1860, DS Tuc A, and HD 63433
Leiden University（莱顿大学）；University of Oslo（奥斯陆大学）；INAF - Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；SRON, Netherlands Institute for Space Research（荷兰空间研究所）；University College London（伦敦大学学院）；European Space Research and Technology Centre (ESA/ESTEC)（欧洲空间研究与技术中心）；University of Vienna（维也纳大学）；INAF - Osservatorio Astronomico di Palermo（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）
研究通过光谱偏振数据分析，确定了TOI-1860、DS Tuc A和HD 63433的磁场特性，揭示了其磁场结构及对系外行星轨道的影响。
2025-12-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Large-Scale Poloidal Magnetic Field Dynamo Leads to Powerful Jets in GRMHD Simulations of Black Hole Accretion with Toroidal Field
吸积黑洞（BH）发射相对论准直喷流，在几十年的亮度和质量，这表明喷流发射机制是普遍的，强大的和无标度。理论模型和广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟表明，大尺度极向磁通量是形成喷流的关键因素。然而，它的起源是不确定的，也不知道它是否可以在原地产生或从周围介质中向内拖动。在这里，我们使用GPU加速GRMHD代码H-AMR研究全球三维BH吸积异常高的分辨率更典型的本地剪切盒模拟。我们证明，在径向扩展的吸积盘湍流可以产生大规模的极向磁通量原位，即使从一个纯粹的环形磁场。磁通量在黑洞周围积累，直到它变得具有动力学重要性，导致磁制动盘（MAD），并发射比吸积流更强大的相对论喷流。喷流功率超过以前的GRMHD环向场模拟的10，000倍。喷流没有表现出明显的扭结或箍缩不稳定性，在30年的距离内加速到$γ\sim 10$，并遵循与观察到的M87喷流相似的准直轮廓。
2022-08-10 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Linear and nonlinear eccentric mode evolution in unstratified MHD discs
本文开发了无分层磁化偏心圆盘研究框架，计算均匀进动偏心模式并通过RAMSES 2D模拟验证，发现磁场对偏心演化影响可忽略但偏心可增强磁场，为后续不稳定性研究提供平衡态。
2023-09-15 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Mass-radius relation of strongly magnetized white dwarfs
我们以自洽的方式研究了强磁化白矮星组态作为超亮Ia型超新星的祖先。计算了含有强磁场的白矮星的静态平衡，给出了由强磁场引起的白矮星质量-半径关系的修正。从静力平衡研究，我们发现，一个最大的白矮星质量约为1.9 M $_\odot$可能是支持的，如果内部极向场是一样强的约$10^{10}$ T。另一方面，如果场是纯环形的，则最大质量可以大于5 M $_\odot$。这些变化主要是由于洛伦兹力的存在。还考虑了i）由于Landau量子化修改状态方程，ii）由于离子静电相互作用，iii）广义相对论计算对恒星结构和iv）场几何的影响。这些强磁化的配置是敏感的磁不稳定性的扰动增长在相应的阿尔芬时间尺度。
2017-10-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Interactions between tidal flows and magnetic fields in stellar/planetary convective envelopes
本文首次通过非线性MHD模拟研究恒星/行星对流包层中潮汐流与磁场的相互作用，揭示弱磁场下纬向流改变潮汐耗散并产生环向场，而强磁场抑制纬向流，两种状态对低质量恒星均可能相关。
2024-11-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Disc formation in turbulent cloud cores: Circumventing the magnetic braking catastrophe
我们目前的崩溃模拟强磁化，100 M_太阳，湍流云核。在坍缩过程中形成的原恒星周围，开普勒圆盘的典型大小高达100 AU，与以前忽略湍流的模拟形成对比。通过分析凝聚形成的圆盘，我们发现磁通量损失不足以解释开普勒圆盘的形成。平均磁场强烈地倾向于盘，这可能降低磁制动效率。然而，磁制动效率降低的主要原因是盘周围的高度无序的磁场。此外，由于在盘的湍流环境中缺乏相干旋转结构，所以不能建立角动量提取所需的环形磁场。同时，由于湍流运动产生的局部剪切流，角动量流入保持较高。我们认为，“磁制动灾难”是一个理想化的非湍流的初始条件和湍流提供了一个自然的机制来规避这个问题的人工制品。
2012-08-21 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic neutron star equilibria with stratification and type-II superconductivity
利用自洽的非线性数值方法，我们构造了具有磁场的中子星的双流体平衡组态。双流体的方法-可能是有效的，但最年轻的NS的大区域-为我们提供了一个简单的方法来引入分层，并允许更现实的模型比无处不在的正压假设。在我们所有的模型中，中子都被模拟为超流体，而对于质子，我们考虑两种情况：一种是它们是正常流体，另一种是它们形成II型超导体。我们考虑各种场配置的正常质子的情况下，在超导的情况下，纯环形场。我们发现，分层允许一个更强的混合场配置的环向分量，虽然极向分量仍然是最大的，在我们所有的模型。我们提供了定量的结果，无论是在正常和超导质子的情况下，磁椭圆的NS。
2012-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modelling the Magnetic Field Configuration of Neutron Stars
中子星的极强磁场的性质以独特的方式影响它们的演化和相关的现象学。由于缺乏直接观测的约束，我们对中子星内部磁场结构的理解依赖于理论模拟的进展。在这里，我们讨论的努力，在建设磁化中子星的模型集中在最近的一些结果。特别是，我们评论的不稳定性的纯极向和纯环形磁场配置和证据，有利于所谓的扭曲环面的解决方案。最后，我们展望了该领域的现状和未来的发展方向。
2014-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Stringent limits on the magnetic field strength in the disc of TW Hya: ALMA observations of CN polarisation
尽管它们在恒星形成过程中很重要，但对原行星盘中磁场强度的测量仍然很罕见。虽然尘埃和分子线的线性极化可以洞察磁场结构，但只有塞曼分裂产生的圆极化的观测才能直接测量磁场强度。顺磁自由基CN是最有前途的磁场强度探针之一。本文介绍了首次利用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵（ALMA）观测TW~Hya盘中CN的塞曼分裂。观测结果表明，ALMA的偏振性能优异，但未能检测到显著的偏振。八个单独的CN超精细组件的分析，以及最强的（非混合）超精细组件的堆叠分析产生迄今为止获得的最严格的限制在原行星盘的磁场强度。我们发现磁场的垂直分量为$|B_z|<0.8$ ~mG（$1σ$极限）。我们还提供了一个$1σ$环向场强极限为$<30$ ~mG。这些限制排除了一些早期的吸积盘模型，但仍然与最近的详细模型与有效的平流。我们检测边缘线极化的尘埃连续体，但几乎纯粹的环形几何的极化矢量意味着，他是由于辐射对齐的颗粒。
2019-04-02 astro-ph.SR
The first 3D MHD core-collapse progenitors II: Rotation, magnetic-field amplification, and magnetic topology
Universitat de València（瓦伦西亚大学）；Keele University（基尔大学）
通过三维磁流体动力学模拟，研究快速自转磁化前身星在核坍缩前的角动量分布、磁场放大和磁拓扑，发现对流区驱动角动量重新分布并放大磁场，为磁转动核坍缩模拟提供更真实的初始条件。
2026-05-21 astro-ph.SR
Helicity and dynamo action in magnetized stellar radiation zones
计算了恒星辐射区环形磁场的非轴对称泰勒不稳定性驱动的螺旋度和α效应。在线性近似中，纯环向场总是激发具有相同增长率但具有相反螺旋度的模对，使得净螺旋度消失。如果磁场背景场具有额外（弱）极向分量的螺旋结构，则其中一种模式占主导地位，产生与背景场当前螺旋度相关的净动力学螺旋度。计算了平均电动势，结果表明，最快增长模的α效应与背景场的电流螺旋度同号。发现α效应太小而不能驱动α^{2}发电机，但对于弱极向场，αΩ发电机的激励条件可以满足。此外，如果发电机通过磁不稳定性产生它自己的α效应，那么它的符号就不会出现问题。然而，在所有情况下，α效应都表现出极强的集中，因此可能的αΩ发电机可能只在极区工作。因此，我们的线性理论的结果导致了一个新的拓扑问题的存在的大规模发电机在恒星辐射区的电流驱动的不稳定性的基础上。
2011-07-13 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic Field Instabilities in Neutron Stars
磁场是中子星物理学和天体物理学的一个重要方面。尽管中子星的内部磁场结构具有很大的相关性，但观测结果对它的约束很小，理解它的性质是一个长期存在的理论挑战。对这一问题的研究集中在寻找那些在几个阿尔芬时标上稳定的磁场几何，从而构成对中子星内部的可行描述。因此，评估给定磁场几何形状的稳定性是本研究的重要部分。到目前为止，只有简单的配置，如纯极向或纯环形的，已经详细研究了微扰理论，最近，通过非线性磁流体动力学模拟。本文综述了广义相对论非线性研究的基本成果，讨论了该领域的现状和未来的发展方向。
2014-03-03 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The relevance of ambipolar diffusion for neutron star evolution
我们研究强磁化中子星中的双极扩散，特别关注中微子反应速率的影响和超流/超导转变在中子星核心的影响。对于轴对称磁场的配置，我们确定的偏差从$β-$平衡诱导的磁力和计算的速度缓慢，准静态，双极漂移。我们研究的温度依赖性的速度模式，并清楚地确定过渡到一个主要的螺线管流。对于没有超导/超流成分的恒星和典型磁星强度的混合极-环磁场，我们发现双极扩散进行得足够快，只有在低的核心温度，$T \lesssim 1-2\times10^8$ K对磁场演化有显着的影响。当中微子发生快速反应时，双极扩散的时间尺度明显变短，因为平衡部分磁力与压力梯度的可能性降低了。我们还发现短的双极扩散时标的情况下，超导核心的$T \lesssim 10^9$ K，由于质子和中子之间的相互作用减少。在最有利的情况下，与快速中微子反应和超导核心，双极扩散的结果在平流速度为几公里/kyr。这种速度可以在很大程度上重组磁星核心中的磁场，其方式只能通过动力学模拟来证实。
2016-11-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravity's role in taming the Tayler instability in red giant cores
本研究通过全局线性分析和三维模拟，揭示引力与浮力在红巨星核心泰勒不稳定性中的关键作用，确定了不稳定阈值，并指出红巨星外部辐射核心通常不稳定，为磁场探测和角动量输运提供约束。
2025-08-01 astro-ph.SR
Magneto-elastic torsional oscillations of magnetars
我们扩展了广义相对论理想磁流体动力学代码，包括弹性的影响。使用这个数值工具，我们分析了高磁化中子星（磁星）的磁弹性振荡。在没有磁场的模拟中，我们能够在百分之几的精度内恢复纯粹的地壳切变振荡，对于偶极磁场在5 × 10 ^13 ~ 10 ^15 G之间的情况，阿尔文振荡由于地壳的存在而发生了很大的变化。这些准周期振荡（QPO）分为三类：赤道附近的低QPO，与最后一个开磁力线相关的边缘QPO和离赤道较远的上QPO。边QPO之所以被称为边QPO，是因为它们与相应的阿尔文连续体中的边相关。上QPO是相同类型的，而下QPO是转折点QPO，与连续谱中的转折点相关。
2010-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
On the universality of I-Love-Q relations in magnetized neutron stars
近年来，人们发现了中子星的四极矩（Q）、转动惯量（I）和潮汐形变（Love数）之间的普遍关系。它们几乎与核物质状态方程无关，对从观测到的引力波中提取参数和检验广义相对论有很大帮助。然而，这些关系并不能解释强磁场。我们考虑这个问题，通过研究缓慢旋转的相对论性中子星上的强磁场的影响，并表明，对于简单的磁场配置是纯极向或纯环面，Q和I之间的关系再次几乎是普遍的。然而，不同的磁场几何形状导致不同的I-Q关系，并且，在更现实的扭曲环面磁场配置的情况下，该关系显著地依赖于状态方程，失去了其普遍性。因此，必须非常小心地使用I-Love-Q关系，因为对于具有长自旋周期（即P > 10 s）和强磁场（即B > 10 ^12 G）的恒星，普适性就丧失了。
2014-01-29 astro-ph.SR gr-qc
A Study of Radio Polarization in Protostellar Jets
观测到的同步辐射通常与不同速度的激波有关，从与活动星系核、伽马射线暴或微类星体有关的相对论性激波，到在超新星遗迹中观测到的弱相对论性或非相对论性激波。最近对原恒星喷流中同步辐射的观测很重要，不仅因为它们扩展了加速过程的作用范围，而且因为它们可以确定喷流和/或星际磁场结构，从而使人们对喷流喷射和准直机制有更深入的了解。在本文中，我们计算的第一次偏振（同步）和非偏振（热X射线）的合成发射地图磁化原恒星喷流的轴对称模拟。我们考虑不同的射流速度和可变性，以及环形或螺旋形磁场的模型。我们的模拟结果表明，可变的，低密度射流速度$\sim$ 1000公里秒$^{-1}$和$\sim$ 10倍轻于环境可以产生内部结显着的同步辐射，和热X射线在冲击区的领先的弓激波在致密介质中移动。虽然模型与一个纯粹的环形磁场显示了非常大的程度的极化，模型与螺旋磁场显示较低的值和减少的程度的极化，与原恒星喷流的观察。
2015-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spatially Resolved Magnetic Field Structure in the Disk of a T Tauri Star
吸积盘中的磁场在恒星形成过程中起着主导作用，但迄今为止在观测上受到的约束很差。在金牛座T星本身和可能在吸积盘的最里面部分，已经推断出磁场强度，但是在吸积盘的大部分中，磁场的强度和形态还没有被观察到。对偏振辐射（由垂直于磁场排列的拉长的尘埃颗粒产生）的未分辨测量意味着平均磁场与圆盘对齐。从理论上讲，预计这些场在很大程度上是环形的，极向的，或两者的混合物，这意味着在积极吸积的年轻恒星如HL Tau的盘中传输角动量的不同机制。在这里，我们报告解决测量的偏振1.25毫米连续发射HL头的磁盘。在80天文单位尺度上的磁场与圆盘的长轴（~210天文单位直径）重合。由此我们得出结论，在这种尺度下，盘内的磁场不可能由垂直分量主导，尽管纯粹的环向场也不能很好地拟合数据。这种出乎意料的形态表明，磁场在金牛座T星吸积过程中的作用比目前的理论理解更为复杂。
2014-09-09 astro-ph.GA astro-ph.SR
Gravitational wave signature of proto-neutron star convection: I. MHD numerical simulations
引力波提供了一个独特的和强大的机会，约束动力学在内部的原中子星在核心坍缩超新星。对流运动在中子星磁场的产生中起着重要的作用，这可以解释在快速旋转的情况下磁星的形成。通过对一个仅限于对流区的模型进行后处理的三维MHD模拟，在滞弹性近似下计算了原中子星对流及其相关发电机的引力波辐射。我们考虑两种不同的原始中子星的结构代表早期（对流层）和晚期（当恒星几乎完全对流）。在慢旋转状态下，引力波的发射遵循一个宽光谱，峰值大约是周转频率的三倍。在这种情况下，与非磁化模拟相比，包含磁场略微降低了幅度，而不会显著改变频谱。快速旋转会显著改变振幅和频谱。振幅增加到几千倍。频谱的特征在于与惯性模式相关联的几个峰，其频率与旋转频率成比例。使用简单的物理参数，我们得出的缩放，定量再现这些数值结果的几个方面。我们还观察到一个多余的低频引力波，这出现在过渡到一个强场发电机的特点是一个强大的轴对称环形磁场。发电机作用的这种特征可以用来限制未来引力波探测中原中子星的发电机效率。
2021-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stability of Hall equilibria in neutron star crusts
在中子星的固体壳层中，载流电子对磁场的平流作用（霍尔漂移效应）应该起到非常重要的作用，因为离子基本上保持固定（只要固体不破裂）。虽然霍尔漂移保留了磁场能量，但有人认为它可能会驱动湍流级联达到欧姆耗散有效的尺度，从而使具有非常强磁场的物体的衰减速度更快。另一方面，已经发现存在“霍尔平衡”，即，场配置不受霍尔漂移的影响。在这里，我们解决这些平衡的稳定性的关键问题，通过轴对称（2D）霍尔漂移和欧姆扩散的数值模拟，与简化的假设均匀的电子密度和电导率。我们证明了一个纯极向平衡的二维稳定性，欧姆耗散使该领域通过相邻的稳定配置，阻尼振荡发生的吸引子状态的发展。对于这个场，衰减与欧姆时间尺度成比例。我们还研究了一个不稳定的平衡的情况下，包括极向和环向场分量被限制在地壳内。这个领域演变成一个稳定的配置，它经历阻尼振荡叠加在一个缓慢的演变向吸引子，就像纯极向的。
2014-10-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling Solids in Nuclear Astrophysics with Smoothed Particle Hydrodynamics
该研究利用FleCSPH代码首次实现含材料强度的中子星外壳环形振荡三维模拟，提出抑制固体数值噪声的方法，以准确描述致密星固体动力学。
2023-11-17 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
Poloidal-Field Instability in Magnetized Relativistic Stars
我们通过三维广义相对论磁流体动力学模拟研究了非旋转中子星中纯极向磁场的不稳定性，扩展了Ciolfi等人（2011）的工作。我们的目标是绘制一个清晰的动态与不稳定性，并研究系统达到的最终配置，从而获得在磁化中子星可能的平衡的迹象。此外，由于磁场的内部重排是一个高度动态的过程，这已被认为是磁星巨耀斑的背后，我们的模拟可以提供一个现实的估计电磁和引力波的排放，应该伴随着耀斑事件。我们的主要发现是：（1）不稳定性的初始发展符合扰动研究的所有预期，包括不稳定性种子的位置、不稳定性增长的时间尺度和环形分量的产生;（ii）在系统随后的非线性重组中，约90%的磁能主要通过电磁发射在几个阿尔芬时间尺度中损失，（iii）所有的恒星模型都趋向于实现显著的磁螺旋度和极向和环向磁场之间的能量均分，并演化到一个新的构型，在动力学或阿尔芬时间尺度上不显示出随后的不稳定性;（iv）电磁辐射与在巨型耀斑中观测到的初始亮度爆发的持续时间相匹配，支持内部重排的假设;（v）在该过程中释放的能量中只有一小部分被转换成f模式振荡和随后的引力波发射，从而导致检测到该信号的机会非常低。
2012-11-01 astro-ph.SR gr-qc
Stratification, superfluidity and magnetar QPOs
磁星剧烈的巨大耀斑激发了QPO，QPO持续数百秒，正如在最初爆发后的X射线尾部所看到的那样。最近基于单流体正压磁星模型的研究表明，低频QPO对应于恒星的磁弹性振荡。然而，更高的频率，特别是625 Hz的强峰值，已被证明难以解释，除了作为高模式多极。在这项工作中，我们研究的时间演化的非轴对称振荡的双流体牛顿磁星没有地壳。我们考虑模型与超流中子和正常质子，极向和环形背景场配置。我们发现，多流体物理（成分梯度分层，夹带）往往会增加阿尔芬模式的频率显着从他们的值在一个单一的流体正压模型。更高频率的磁星QPO可以自然地解释为多流体恒星核心的阿尔芬振荡。较低频率的QPO在我们的纯流体核模型中不太容易解释，但我们讨论了这些是地壳模式的可能性。
2012-10-10 astro-ph.SR gr-qc
Instability-driven evolution of poloidal magnetic fields in relativistic stars
恒星中磁场的稳定性问题有着悠久的历史，并在微扰论中得到了详细的研究。在广义相对论中，我们考虑了具有纯极向磁场的非旋转中子星的非线性演化。我们发现，一个不稳定的发展区域的封闭磁场线和阿尔芬时标，如微扰理论预测。经过初始的不稳定增长，我们的演变表明，一个环向磁场分量的产生，这增加，直到它是本地可比的强度与极向的。在较长的时间尺度上，系统松弛到一个新的非轴对称配置与重组的恒星结构和大振幅振荡，主要是在基本模式。我们讨论的能量参与的不稳定性和影响，它们可能对磁星耀斑的现象和它们的可探测性，通过引力波发射。
2011-06-12 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
