Gravitational Waves and Hydromagnetic Instabilities in Rotating Magnetized Neutron Stars
我们对旋转多变中子星中极向磁场进行了非线性广义相对论理想磁流体动力学模拟。我们有三个主要目标：i）了解非旋转和旋转中子星中极向磁场固有的磁流体动力学不稳定性的本质，ii）探索稳定平衡配置的可能空间，以及iii）了解由灾难性重新配置引起的引力波发射与巨型磁星耀斑相关的磁场。我们的主要物理贡献可概括如下：i）磁星耀斑引起的f模式的引力波不太可能在当前或不久的将来一代的引力波观测站中被检测到，ii）来自在中子星内部传播的阿尔芬波的引力波更有可能是候选者，尽管这种解释依赖于这些模式的未知阻尼时间，iii）从我们的模拟中导出的任何磁场平衡被表征为非轴对称的，其大约65%的磁能在极向场中，iv）旋转作用以分离我们的系统中不同不稳定性的时间尺度，由于延迟的扭结不稳定性，静脉曲张模式起着更主要的作用，以及v）尽管扭结模式的增长速率减慢，但它总是存在于我们的模拟中，甚至对于旋转周期与阿尔芬时标具有相同量级的模型也是如此。
2012-03-15 astro-ph.SR gr-qc
Hall Effect in Neutron Star Crusts: Evolution, Endpoint and Dependence on Initial Conditions
我们提出了新的模拟轴对称磁场在中子星壳的霍尔效应和次优势欧姆耗散的影响下的演变。在霍尔效应中，电子流体的差动旋转通过极向场的缠绕而产生环向场。为此，我们着重研究了初始电子角速度分布的选择对随后的长期磁演化的影响。尽管之前的模拟通常选择向外增加的角速度，对应于地壳中的最低阶欧姆模式，但更现实的选择是向外减小的角速度，对应于MHD平衡场，可能存在于地壳形成时。我们发现，演化经历了三个基本阶段。早期进化是对初始条件的反应。在第二阶段期间，场由极向分量和环形分量组成，其最终弛豫到等旋转状态，其中电子的角速度沿着极向磁场线变为恒定，从而导致霍尔演化饱和。在第三阶段，场在保持等旋的同时缓慢消散。我们讨论了孤立中子星的长期场结构和可观测性质的影响。
2013-11-27 astro-ph.SR
General relativistic simulations of black hole-neutron star mergers: Effects of tilted magnetic fields
黑洞-中子星（BHNS）双星合并可以形成磁盘，其中磁旋转不稳定性（MRI）引起的湍流可能会驱动吸积到残留的BH上，支持相对论喷流，并为短硬伽马射线暴（SGRB）提供引擎。我们早期对磁化BHNS的研究表明，NS潮汐破坏将磁场缠绕成环形配置，极向场非常弱，以至于用全磁盘模拟捕获MRI需要$\sim 10^8$ CPU小时。在那项研究中，我们施加了赤道对称性，抑制了等离子体穿过轨道平面可能产生的极向磁场。在这里，我们表明，打破这种对称性的初始条件（即，NS中的{ \it倾斜}极向磁场）在盘中产生更强的极向场，这表明通过完全广义相对论MHD模拟将BHNS合并建立为SGRB祖先可能需要非对称初始条件。我们表明，BHNS合并可能会形成一个SGRB引擎在正确的条件下播种的残留磁盘从一个未磁化的BHNS模拟与纯极向场动态不重要的最初，但足够强大，以解决MRI。磁湍流发生在磁盘，驱动吸积和支持坡印廷主导的射流外流足以供电SGRB。
2012-10-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solar Dynamo and Toroidal Field Instabilities
在文献中讨论了位于速跃层中的环向场的非轴对称（扭结）不稳定性的可能性。本文将简要回顾由混合环向和极向位形产生的扭折和准交换不稳定性的基本性质。特别是它将被证明是强烈的不稳定模式本地化的赤道附近，而不是附近的极点，因为经常声称在文献中。根据最近的数值模拟结果，有人认为，一个非零的螺旋度已经可以产生在一个非线性的水平。平均场的太阳发电机，然后构建一个积极的$α$ -效应的过冲层定位在赤道附近和纬向环流与深回流。最后，太阳活动周期是由一个$αΩ$发电机所产生的负的次表层剪切超颗粒层的可能性也将进行讨论。
2012-11-23 astro-ph.SR
Hydromagnetic equilibrium in non-barotropic multifluid neutron stars
传统上，中子星的磁流体平衡问题是在标准磁流体力学的背景下解决的，物质服从正压状态方程。在本文中，我们采取了一个更现实的处理问题的一步，考虑中子星与内部超流组件。在这个多流体模型分层与不同的物质组成（相对质子中子密度分数）进入作为一种天然成分，导致非正压系统。在将超流/超导中子星的磁流体平衡问题转化为微扰问题之后，我们着重研究了由超流中子和正常质子、电子组成的三流体系统的特殊情况。我们确定了具有混合极面-环面成分的偶极磁场的平衡结构。我们发现，相对于正压模型，分层的通用效果，导致平衡与较高比例的储存在环形分量的磁能。然而，即使在具有强分层的模型中，极向分量和环向分量也是相当的，前者贡献了大部分的磁能。
2012-02-03 astro-ph.SR
Magnetic fields in superconducting neutron stars
中子星的内部很可能主要是超流中子和超导质子的混合物。这导致恒星的磁场被量子化为一组薄的磁通管，产生一种与正常物质的洛伦兹力非常不同的宏观力。我们表明，在轴对称超导平衡的行为的磁场是由一个单一的微分方程。解决这个问题，我们提出了第一个自洽的超导中子星平衡极向和混合极向-环向场，也给出了第一个定量的结果，相应的磁致扭曲的明星。极向分量在我们的所有组态中占主导地位。我们认为，在年轻的中子星中，从正常物质到超导物质的转变可能引起大规模的场重排。
2013-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR cond-mat.supr-con
Hall Attractor in Axially Symmetric Magnetic Fields in Neutron Star Crusts
我们发现了轴对称磁场在霍尔效应和次显性欧姆耗散作用下的吸引子，解决了中子星壳中磁场的长期命运问题。电子流体是等旋的，类似于费拉罗定律，其角速度近似与极向磁通量$Ω\propto Ψ$成比例。该平衡是由于霍尔效应和欧姆耗散而演化的磁场的长期配置。对于一个初始的偶极占主导地位的领域的吸引子主要包括一个偶极和八极组件伴随着一个积极的四极环向场。场以自相似的方式消散：虽然较高的多极子应该衰减得更快，但环向场介导能量从较低的多极子转移到它们中，导致平流扩散平衡并保持极向多极子的比率几乎恒定。这对中间年龄中子星的结构有影响，表明它们的极向场应该由偶极和八极分量组成，并伴有非常弱的环形四极。对于具有较高多极$\ell$结构的初始条件，吸引子主要由$\ell$和$\ell+2$极向分量组成。
2014-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Instabilities in neutron stars with toroidal magnetic fields
通过线性扰动的数值时间演化，研究了磁化中子星的$m=1$振荡和不稳定性。背景恒星是具有纯环形磁场的静止平衡构型。我们发现，$m=1$不稳定性的环形磁场，已经知道从本地的分析，也可能被发现在我们的相对低分辨率的全球研究。我们提出了定量结果的不稳定增长率和旋转抑制。讨论了这种不稳定性作为软伽玛重复源耀斑可能的触发机制。虽然我们的主要重点是磁化星的演变，我们也考虑了非磁化背景恒星的扰动，以研究$m=1$惯性模式。我们跟踪这些模式的突破频率，扩展已知的慢旋转的结果。
2010-12-14 astro-ph.SR
Magnetic field configurations in neutron stars from MHD simulations
利用PLUTO程序对正压中子星的磁场演化进行了非线性磁流体动力学模拟。对于最初占主导地位的极向和环向场，具有不同的强度，我们发现，该领域定居下来的混合极向环形配置，其中的环形组件之间的贡献10%和20%的总磁能。然而，这不是一个严格的平衡，因为不稳定性导致湍流的发展，这反过来又引起了一个逆螺旋度级联，这决定了最终的“扭曲环面”设置。因此，最终的场配置由不稳定性的非线性饱和决定，并且不是静止的。然而，在我们的模拟中，极向分量和环形分量的平均能量近似稳定，并且在表面出现复杂的多极结构，而磁场在恒星外部的外边界处是偶极的。
2020-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
An investigation of magnetic field distortions in accretion discs around neutron stars. I. Analysis of the poloidal field component
我们报告的结果，从计算调查固定磁场配置吸积盘周围磁化中子星。我们的策略是从一个非常简单的模型开始，然后逐步改进它，为大型数值模拟所获得的结果提供补充见解。在我们的第一个模型，在这里，我们的工作在运动学近似，并考虑恒星磁场作为一个偶极子与恒星旋转轴和垂直的磁盘平面，而在磁盘中的流动被视为稳定和轴对称。径向上的行为则独立于方位角方向上的行为。我们研究了与盘物质相互作用引起的场的畸变，在全二维中数值求解感应方程。分析了湍流扩散系数和流体速度对极向场结构的影响，包括对圆盘顶部和底部流出的讨论。我们发现畸变随磁雷诺数R_m（用径向速度计算）的增大而增大。然而，一个单一的整体参数并不能在盘的不同部分给出足够的描述，我们使用一个“磁畸变函数”D_m（r，θ）（一个局部定义的磁雷诺数）。当D_m<<1时（靠近圆盘的内边缘），几乎没有畸变，但当D_m>1时（圆盘的大部分其余部分），畸变相当大，场变得比偶极子弱。在这两个区域之间，存在一个过渡区，在该过渡区中，场被放大并且可以具有局部最小值和最大值。该区域的位置敏感地取决于扩散率。结果与圆盘顶部的边界条件关系不大。
2010-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetized Neutron Star
我们的主要目标是利用LORENE软件包\footnote{http://www.lorene.obspm.fr}中的完全广义$-$相对论方法研究磁化中子星。这里我们采用了一种依赖于重子密度的非均匀磁场分布。这个轮廓已经在许多以前的作品中使用，似乎是一个很好的选择，以探索这些对象的内部磁场的最大影响。同样重要的是，这里讨论的磁场是极向和轴对称的。初步结果表明，被赋予强磁场的恒星会发生形变，质量有所增加。
2015-04-09 astro-ph.SR
Are there any stable magnetic fields in barotropic stars?
我们构建正压恒星平衡，包含磁场的极向和环向场分量。我们通过探索不同的磁场和电流分布的影响，扩展了早期的结果。我们的研究结果表明，边界处理起着重要的作用，无论是极向或环向场分量是全球占主导地位。使用时间演化，我们提供了第一个稳定性测试混合poloidal-toroidal场正压恒星，发现所有这些领域遭受的不稳定性，由于一个领域的组成部分：这些是本地化的极周围的超环面为主的平衡，并在闭场线区域的poloidal-dominated平衡。旋转仅提供部分稳定。在正压恒星中，稳定磁场的存在范围似乎非常有限。我们讨论了什么额外的物理从真正的恒星可能允许稳定的领域。
2012-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
How can newly born rapidly rotating neutron stars become magnetars?
在一个新诞生的（高温和开普勒旋转）中子星中，r模不稳定性可以导致恒星的差异旋转，这将使种子极向磁场（$\sim 10^{11}$ G）产生超高（$\sim 10^{17}$ G）的环向场分量。随后，屈服于泰勒不稳定性，环向场可以部分地转化为新的极向场。通过这样的发电机过程，新诞生的中子星以足够快的速度旋转，可以在$\sim 10^{2-3}$ s的时间尺度上变成磁星，表面偶极磁场为$\sim10^{15}$ G。伴随着场的放大，由于r模不稳定性，特别是环向场引起的非轴对称恒星形变，恒星可以通过引力波辐射自旋下降到$\sim5$ ms的周期。这种情况提供了一个可能的解释，为什么残留的中子星形成于伽马射线暴和超亮超新星可能是毫秒磁星。
2014-04-29 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
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
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
Magneto-elastic oscillations of neutron stars: exploring different magnetic field configurations
我们研究了高磁化中子星（磁星）的磁弹性振荡，它被提出来解释软γ射线中继器（SGR）巨耀斑衰变尾部出现的准周期振荡（QPO）。我们通过调查各种磁场配置，计算在每种情况下的Alfvén谱，并进行磁弹性模拟选定数量的模型扩展以前的研究。通过识别观测到的28 Hz（SGR 1900+14）和30 Hz（SGR 1806-20）频率与基本Alfvén QPO，我们估计所需的表面磁场强度。对于所研究的磁场配置（类偶极向场，具有类偶极向分量的混合环向-极向场和限制在靠近恒星内部的场线区域的环向场，以及具有额外的类四极向分量的极向场）估计的偶极自旋下降磁场在8 × 10^14 G和4 × 10^15 G之间，与产生巨大耀斑的SGR源的自旋下降估计大体一致。许多模型都表现出丰富的阿尔文连续统，揭示了可以产生QPO的新转折点。这使得人们可以解释大多数观察到的QPO频率与磁弹性QPO。特别是，我们构造了一个可能的配置，在光谱中的两个转折点，可以解释所有观察到的QPO的SGR 1900+14。最后，我们发现，磁场配置完全局限于地壳（如果核心被假定为I型超导体）是不赞成的，由于难以解释的最低观测QPO频率（f<30 Hz）。
2013-02-27 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
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
Stability of magnetic fields in non-barotropic stars: an analytic treatment
我们知道，在主序星、白矮星和中子星中，磁场的持续时间与它们的寿命相当。从理论的角度来看，这是有问题的，因为可以表明，简单的磁场配置总是不稳定的。在非正压恒星中，稳定的层结允许比正压恒星更广泛的磁场结构，并通过使其更难引起径向位移来帮助稳定它们。布雷斯韦特及其合作者最近的模拟表明，在稳定分层的恒星中，随机初始磁场演变为具有极向分量和环向分量的近轴对称配置，然后在一段时间内保持稳定。这是可取的，提供一个分析研究的稳定性，这样的领域。我们写一个合理的平衡结构的轴对称磁场的极向和环向分量的强度可调，在一个非正压静态流体星的显式表达式，并研究其稳定性使用的能量原理。我们构建了一个位移场，应该是一个合理的近似最不稳定的模式的环向场，并确认Braithwaite的结果，一个给定的环向场可以稳定的极向场包含比前者少得多的能量。这与环向场是驱动磁星活动的主要储层的推测是一致的。由隐藏的环向场引起的中子星的变形也可以引起引力波的发射。
2013-06-06 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
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
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
An investigation of magnetic field distortions in accretion discs around neutron stars - II. Analysis of the toroidal field component
毫秒星系被认为是由周围的吸积盘旋转而成的古老星系。磁场被认为在这方面起着主导作用，既通过确定盘的内边缘的位置，又通过对恒星施加额外的扭矩（由于恒星磁场和盘等离子体运动之间的相互作用，产生了环形分量B_phi）。在20世纪80年代发展起来的一些著名的分析模型中，B_phi剖面被认为与盘状等离子体和中子星之间的相对角速度乘以垂直偶极场成正比。本工作是对这些模型的改进，提出了一个新的B。在以前的论文中，我们讨论了极向分量的磁场，在这里，我们认为环形分量，再次作出运动学近似和寻找稳定的解决方案的感应方程的轴对称模型。不假定极向磁场是偶极的，也不假定极向速度场处处为零。我们也不使用薄盘近似来简化感应方程，而是在全二维中数值求解。早期分析模型中获得的轮廓的有效性非常有限，并提出了更一般的半分析解决方案。
2011-07-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetothermal Evolution of Neutron Stars with Emphasis to Radio Pulsars
中子星的磁和热演化是一个非常复杂的过程，存在着许多非线性相互作用。为了对中子星物理学有一个适当的了解，这些演化不能被认为是孤立的。简要概述了决定孤立中子星和吸积中子星命运的主要磁热相互作用。特别注意的是，热和磁演化的相互作用，在极冠的无线电射电望远镜。在那里，在射电望远镜的整个生命周期中，都保持着一个强烈的纬向温度梯度。它可以足够强以驱动热电磁场产生，这使极盖边缘周围的环形磁场永久化。这样的局部场分量可以放大和弯曲帽盖处的极向表面场，从而形成强而小尺度的磁场，这是行星的无线电发射所需要的
2017-09-23 astro-ph.SR
Magnetic fields in axisymmetric neutron stars
本文导出了轴对称牛顿磁流体动力学的一般方程，并以此为基础编制了一套计算稳态旋转磁化中子星平衡位形的程序。我们调查的字段配置，从我们的形式主义，其中包括纯极向，纯环向和混合场。对于混合场形式主义的环形分量似乎是有界的小于7%。我们计算由磁场和旋转引起的畸变。从我们的非线性工作中，我们能够看到微扰工作的有效性：我们发现，对于我们的结果，如果椭圆率小于0.15或平均场强小于$10^{17}$ G，则磁畸变的微扰区公式与非线性结果的一致性在10%以内。我们还考虑如何磁化平衡结构不同的多变指数。
2009-03-18 astro-ph.SR
Magnetic fields in Accretion Discs around Neutron Stars - Consequences for the change of spin
吸积盘在宇宙中普遍存在，磁场在吸积盘物理中起着关键作用。毫秒磁星通常被归类为由吸积盘旋转起来的磁化中子星，其自旋历史敏感地依赖于磁场结构，然而，80年代的高度理想化模型仍被用于计算磁场分量。我们提出了一种可能的方法来改善目前使用的模型与半分析的方法。所得到的极向和环向分量的磁场分布可以与先前建议的非常不同。这可能会极大地改变我们对盘的哪些部分倾向于使恒星向上或向下旋转的看法。
2013-12-13 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
Hall cascades versus instabilities in neutron star magnetic fields
霍尔效应是影响中子星内磁场演化的重要非线性机制。对控制方程的理论和数值研究表明，霍尔效应是以能量从大尺度到小尺度的湍流级联方式进行的。我们研究了Rheinhardt和Geppert的线性稳定性分析中证实存在的小尺度Hall不稳定性。相同的线性稳定性分析，找到一个合适的背景场模型Rheinhardt和Geppert的想法。这个领域的非线性演化，然后使用三维伪谱数值MHD代码建模。结合背景场，在线性稳定性分析推断的具有最大正本征值的十个特定本征模处注入能量。能量被转移到系统中的不同尺度，但不会转移到任何可以被解释为霍尔不稳定性的小尺度。任何不稳定性都被迟发的湍流霍尔级联所淹没，最初通过选择背景场来避免，但很快就由不断增长的本征模之间的非线性相互作用产生。霍尔级联显示在这里，并由几个作者在其他地方，是在这个系统中的主导机制。
2009-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Oscillations of rotating magnetised neutron stars with purely toroidal magnetic fields
我们研究了旋转牛顿中子星的振荡谱，赋予纯环形磁场，使用时间演化代码来发展的Cowling近似的线性扰动。背景恒星是通过数值求解MHD平衡方程产生的，并且可能由于旋转和磁场效应而成为非球形，因此我们的扰动和背景是完全一致的。虽然背景场是纯环向场，但扰动场是混合极面-环向场。从傅立叶分析的扰动，我们能够识别出一些磁恢复阿尔文（或$a$ -）模式。我们表明，在一个旋转的恒星纯惯性和$a$ -模式被替换的混合磁惯性模式，这减少到$a$ -模式的非旋转极限和惯性模式的限制。我们表明，$r$模式的不稳定性被抑制的磁场在足够慢的旋转恒星。此外，我们确定磁频移的$f$模式。我们讨论了我们的结果的天体物理相关性，特别是磁星振荡。
2009-12-20 astro-ph.SR
Magnetic Axis Drift and Magnetic Spot Formation in Neutron Stars with Toroidal Fields
我们探讨了导致中子星表面磁斑形成和磁偶极子轴位移的磁场配置。我们发现，一个环形主导的磁场是必不可少的产生一个单一的斑点与强磁场。一旦一个点形成，它会存活数百万年，即使在总磁场已经显著衰减之后。我们发现偶极轴相对于中子星的表面是不固定的，并且通常不与磁斑的位置相一致。这是由于环向场的非轴对称不稳定性，其以可能达到每世纪$0.4^{\circ}$的速率移动极向偶极轴。极向偶极子轴与环向场的不对准导致偶极子轴比完全对准的情况下更显著的位移。最后讨论了具有这种磁场的中子星在$P-\dot{P}$图上的演化及其观测意义。我们发现中子星在穿过$P-\dot{P}$图的死亡线之前所花的时间与它们的特征年龄相比非常短。此外，其表面磁场的最大强度显著高于场的偶极分量。我们认为SGR 0418+5729可能是这种行为的一个例子，它有一个弱的偶极场，但却有一个导致其磁星行为的磁斑。蟹状星云脉冲星的脉冲轮廓和制动指数的演化与磁轴的漂移是一致的。
2017-12-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Hydrodynamical instabilities in superfluid neutron stars with background flows between the components
成熟中子星的内部被认为是超流体。物质在微观尺度上的超流性可以有许多大尺度的、潜在的可观察的后果，因为恒星的超流成分现在可以相对于电磁辐射跟踪的“正常”成分流动。这些现象中最壮观的是脉冲星故障，即在许多脉冲星中观察到的突然自旋。正常流体成分相对于超流体的背景流动也已知会导致实验室超流体中的许多不稳定性，可能导致湍流并改变两种流体之间的相互摩擦耦合的性质。本文用平面波分析方法研究了超流中子星壳核的振荡模式。我们明确占两个组件之间的背景流（如预期在存在的钉扎）和夹带，我们认为这两个标准（霍尔-Vinen）和各向同性（Gorter-Mellink）形式的相互摩擦。我们发现，对于标准的相互摩擦有家庭的不稳定的惯性和声波的情况下，逆流沿超流涡轴和逆流垂直于涡轴，并发现夹带导致的不稳定性之间的定量差异在地壳和核心的恒星。对于各向同性的相互摩擦，我们没有发现不稳定的模式，并推测，在一个直的涡流阵列的不稳定性可能与毛刺的行为，然后停止，直到湍流衰减。
2019-06-12 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Non-axisymmetric instabilities of neutron star with toroidal magnetic fields
本文的目的是阐明具有强环向磁场的中子星在非轴对称扰动下的稳定性。其动机来自于这样一个事实，即$\sim 10^{15}$ G的超磁化中子星、磁星和在磁驱动超新星之后诞生的磁化原中子星很可能具有如此强的环形磁场。长期，三维广义相对论磁流体动力学模拟进行，准备等熵中子星与环形磁场在平衡作为初始条件。为了探索旋转对稳定性的影响，对非旋转和刚性旋转模型进行了模拟。我们发现出现的帕克和/或泰勒不稳定性的非旋转和旋转模型。对于非旋转和旋转模型，帕克不稳定性是局部线性扰动分析预测的主要不稳定性。在旋转模型中也出现了交换不稳定性。结果表明，快速旋转不足以抑制Parker不稳定性，这一发现不符合摄动分析。其原因是，刚性和快速旋转的恒星是边缘稳定的，因此，在恒星脉动的存在下，旋转轮廓变形，不稳定的区域与负梯度的角动量轮廓的发展。在不稳定性开始之后，湍流被激发。与轴对称情况相反，在湍流发展之后，磁场从未达到平衡态。这一结论表明，三维模拟是不可缺少的探索磁星的形成或磁星的突出活动，如巨大的耀斑。
2011-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Structure and deformations of strongly magnetized neutron stars with twisted torus configurations
我们建立了静止的强磁化中子星的广义相对论模型。磁场位形通过求解相对论Grad-Shafranov方程得到，是文献中最近提出的扭曲环面模型的推广;磁场引起的恒星形变通过求解扰动爱因斯坦方程得到;恒星物质采用现实状态方程模拟。我们发现，在这些配置的极向场占主导地位的环向场，如果磁场是足够强的恒星生命的第一阶段，它可以产生大的变形。
2010-10-26 astro-ph.SR gr-qc
Magnetic field evolution in magnetar crusts through three dimensional simulations
目前的磁星模型需要极强的磁场来解释观测到的静止和爆发发射，这意味着恒星外壳内的磁场强度比从自旋下降测量中推断的偶极子分量大几个数量级。这对原中子星产生磁场的理论提出了严峻的挑战。在这里，我们提出了详细的模拟演化的磁场在地壳的中子星通过3-D模拟。我们发现，在全球尺度的极向和环向磁分量之间的能量均分的合理情况下，磁不稳定性将能量转移到非轴对称的，非轴对称的磁特征，其中局部场强可以大大超过全球尺度的场。这些强烈的小尺度磁特征可以通过局部地壳屈服引起高能量爆发，而欧姆加热的局部增强可以为恒星的持续发射提供动力。因此，观测到的磁星行为的多样性可以用具有可比能量的混合极面-环形场来解释。
2016-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Buoyancy Instabilities in Degenerate, Collisional, Magnetized Plasmas
在低碰撞等离子体中，由于磁场的各向异性热传导导致任何非零温度梯度的浮力不稳定性。我们研究了简并{ \it碰撞}等离子体中类似的不稳定性，即，当电子碰撞频率比电子回旋频率大时。虽然热传导在这个极限下几乎是各向同性的，但是小的残余各向异性确保了碰撞简并等离子体也是对流不稳定的，与温度梯度的符号无关。我们发现，不稳定的波长范围是独立的磁场强度，而生长时间随磁场强度降低而增加。我们讨论了这些碰撞浮力不稳定性在白矮星和中子星中的应用。简并等离子体的磁张力和低比热极大地限制了它们的有效性;最有希望的生长场所是年轻的弱磁化中子星（$B \lesssim 10^9$ G）的液体海洋和年轻的高磁场白矮星（$B \sim 10^9$ G）的核心。
2009-09-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Twisted-torus configurations with large toroidal magnetic fields in relativistic stars
理解中子星内部磁场的性质仍然是一个理论上的挑战。在过去的几年里，扭曲环面几何在牛顿和广义相对论平衡模型中都得到了考虑，因为它们代表了对中子星内部的潜在良好描述。所有这些工作都发现了一个明显的内在限制几何是极向场主导的，与一个环形到极向能量比的恒星是<10%，除非表面电流包括在内，磁场被允许是不连续的。这种限制与一般的预期形成鲜明对比，即恒星内部应该存在更高的环向场，并对这些配置的稳定性和真实性产生怀疑。我们在这里讨论如何克服这一限制，通过采用一个新的处方的方位角电流，导致磁化平衡的环形到总磁场的能量比可以高达90%，从而包括环形场为主的几何形状。此外，我们的研究结果表明，对于一个固定的外部磁场强度，较高的环形场能量意味着更高的总磁能存储在恒星中，具有潜在的强烈影响预期的电磁和引力波发射从高度磁化的中子星。
2013-09-19 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
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
The population of highly magnetized neutron stars
在这项工作中，我们研究了强磁场配置对中子星布居的影响。恒星物质的描述内的相对论平均场的形式主义，认为在标量耦合的多体力的贡献。我们选择的模型，再现核物质的饱和特性，也描述了大规模超子星的参数化。强子物质是在零温度下，在β平衡，电荷中性和重子八隅体，电子和μ子填充建模。在极向磁场分布的假设下，通过求解爱因斯坦-麦克斯韦方程组，在恒星结构中考虑了磁场效应。我们的结果表明，磁性中子星中主要由核子和轻子组成，这是由于强磁场降低了星的中心密度，从而抑制了奇异粒子的出现。
2017-03-09 astro-ph.SR nucl-th
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
Topology of the Superconducting Heart of Neutron Stars: Effects of Microphysics and Gravitational-Wave Signatures
Indian Institute of Science（印度科学学院）；Frankfurt Institute for Advanced Studies（法兰克福高等研究所）；University of Wroclaw（弗罗茨瓦夫大学）
本文研究了中子星内部超导结构的拓扑特性，通过分析不同磁场几何结构和方程（EoS）的影响，揭示了超导区域的三维几何形状及其对引力波信号的潜在观测意义。
2026-01-15 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The Magnetic Field Distribution in Strongly Magnetized Neutron Stars
在这项工作中，我们扩大了以前报道的现实计算的磁场档案的状态方程内部强磁化中子星。除了表明磁场随着磁化物质的重子化学势的增加而二次增加（而不是之前假设的指数增加）之外，我们还表明磁场随着重子数密度的增加更加复杂，更难建模。我们这样做的几个不同的现实模型的微观描述的物质在恒星（包括强子，混合和夸克模型）结合广义相对论的解决方案，通过解决爱因斯坦-麦克斯韦的场方程组在一个自洽的方式赋予极向磁场的恒星的分析。
2017-11-13 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
What is the magnetic field distribution for the equation of state of magnetized neutron stars?
在这封信中，我们报告了强磁化中子星内部状态方程的磁场分布的实际计算。与文献中广泛使用的先前估计不同，我们发现磁场随着磁化物质的重子化学势（或重子密度）的增加而相对缓慢地增加。更准确地说，增长是多项式而不是指数，如先前所假设的。通过对几种不同的恒星物质微观描述现实模型的分析，（包括强子模型、混合模型和夸克模型）与通过自洽求解爱因斯坦-麦克斯韦场方程获得的赋予极向磁场的广义相对论解相结合，我们生成了在恒星极方向上的磁场分布的唯象拟合，以用作微观计算中的输入。
2017-09-19 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Waves of magnetic moment and generation of waves by neutron beam in quantum magnetized plasma
本文致力于研究具有自旋的磁化等离子体中波的色散，探索在等离子体中产生波的新方法。我们考虑了等离子体中由于磁矩的动力学作用而存在的波的色散。结果表明，由于磁矩动力学的影响，磁化等离子体中出现了九种新的波。我们表明，在通过等离子体的中子束传播的不稳定性。计算了中子束引起的不稳定性增量。为了研究这种效应，我们推广并使用了多粒子量子流体力学的方法。所描述的过程在核反应堆的稳定性和安全性计算以及中子星大气过程的研究中具有重要作用。
2012-08-05 astro-ph.SR cond-mat.mes-hall physics.plasm-ph
Rotating neutron stars with exotic cores: masses, radii, stability
回顾了在各种稠密物质理论中得到的一组具有奇异核的刚性旋转中子星的理论质量-半径关系。使用两个基本的观测约束：最大测量旋转频率（716 Hz）和最大测量质量（$2\;M_\odot$）。介绍了中子星半径测量的现状。回顾了广义相对论中的恒星刚性旋转理论，指出了慢转近似的局限性。用几种模型描述了具有超子和夸克核的旋转中子星的质量-半径关系。还提到了壳核匹配不唯一的问题。总结了质量脱落不稳定性和轴对称扰动不稳定性对刚体转动的限制。详细讨论了不稳定性和背弯现象的问题。本文综述了中子星核在一级相变（纯相和混合相）情况下的亚稳性和不稳定性。讨论了旋转中子星的两个不相交族（支）的情况，并考虑了中子星族和由不稳定性触发的核震的一般特征。
2016-03-29 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
