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
The inside-out view on neutron star magnetospheres
我们构造了磁流体中子星平衡，它允许在外部的非零电流分布。我们的模型的新颖之处在于，中子星的内部场与其磁层处于平衡状态，从而弥合了以前在这一领域的工作之间的差距，无论是解决内部假设真空外部或解决磁层没有模拟恒星本身。在这项工作中，我们只考虑非旋转的恒星，因此我们的解决方案最直接适用于缓慢旋转的系统，如磁星。尽管如此，我们证明了磁层定性类似于磁星和磁星的预期在我们的框架内是可能的。本文所采用的“由内而外”的方法应该更普遍地适用于旋转的中子星，在那里，内部和外部区域也不是独立的，而是一起演化的。
2013-06-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Low-$T/|W|$ instabilities in differentially rotating proto-neutron stars with magnetic fields
最近的流体动力学模拟表明，即使在$T/|W|$（旋转动能$T$与引力势能$|W|$之比）相对较小（小于0.1）的情况下，在核心坍缩超新星中形成的差速旋转中子星也可能发展出全局非轴对称不稳定性。这种低的$T/|W|$不稳定性可以引起原中子星有效的引力波发射。我们研究这种不稳定性是如何影响磁场使用圆柱形恒星模型。在共转共振处的波吸收在促进流体动力学低$T/|W|$不稳定性中起重要作用。在存在环形磁场的情况下，共转共振被分裂成两个磁共振，其中发生波反射。我们表明，环形磁场抑制低$T/|W|$不稳定性时，总磁能$W_{\rm B}$的顺序$0.2\,T$或更大，对应于几个$\times 10^{16}$ G或更强的环形场。虽然极向磁场不直接影响不稳定性，但它们可以通过初始极向场的线性缠绕产生环向场和磁旋转不稳定性来影响不稳定性。我们发现，一个初始极向场强度小到$10^{14}$ G可以抑制低$T/|W|$不稳定性。
2010-11-22 astro-ph.SR
Are gravitational waves from giant magnetar flares observable?
磁星中的巨大耀斑是引力辐射的可行来源吗？很少有理论研究关注这个问题，少数使用高度理想化的模型或假设磁场的数量级超过观测支持。我们进行非线性广义相对论磁流体力学模拟的大尺度磁流体不稳定性的磁星模型。我们利用这些模型来寻找能量范围很广的引力波发射，从10^40到10^47尔格。这使我们能够推导出表面场强和引力波应变之间的系统关系，我们发现这是高度非线性的。特别是，对于几倍于10^15 G的典型磁星场，我们得出的结论是，直接观测到由全球磁场重新配置激发的f模是不可能的，与目前或不久的将来的引力波观测站，虽然我们也讨论了可能性，在低频段高达100 Hz的模式可以充分激发相关的观测。
2011-07-18 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
Lagrangian perturbation theory for a superfluid immersed in an elastic neutron star crust
成熟中子星的内壳，富中子核的弹性晶格与中子超流体共存，对一系列天体物理现象产生影响。超流体的存在是我们理解脉冲星故障的关键，预计会影响热导率，从而影响表面温度的演变。在研究中子星动力学、讨论全球振荡和相关的不稳定性时，也必须考虑地壳和超流体之间的耦合。在本文中，我们发展拉格朗日微扰理论，注意到关键问题，如超流卷吸，潜在的涡钉扎，耗散相互摩擦和恒星的磁场。我们还讨论了核壳界面的性质。这些结果为一系列有趣的天体物理应用提供了理论基础。
2011-05-06 astro-ph.SR gr-qc
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
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
Local simulations of the magnetized Kelvin-Helmholtz instability in neutron-star mergers
上下文全球磁流体动力学模拟表明，在两颗合并的中子星的接触面存在开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性。该区域已被确定为磁场有效放大的部位。然而，由于数值限制，这些全局模拟无法确定场强的饱和水平，因此无法确定磁场对流动的可能反作用。目标。我们研究了KH不稳定剪切流中初始弱场的放大，以及场对流的反作用。方法.我们使用一个高分辨率的理想MHD代码进行二维和三维局部模拟的剪切流。结果在2D中，磁场在小于0.01ms内被放大，直到其与动能达到局部均分。随后，它饱和，由于电阻的不稳定性，扰乱KH涡和减速的剪切流在长期的时间尺度上。我们确定了场放大率与初始场强和网格分辨率的标度律。在3D中，这种磁流体机制可能由限制放大的纯流体动力学不稳定性主导。我们发现局部最大磁场为10^16 G，均方根值为10.16 G。最大值在10^15 G的框内。然而，这种强磁场只存在很短的时间。在饱和状态下，磁场的取向主要平行于剪切流的强初始场，而较弱的初始场往往导致更平衡的场能量分布。在所有模型中，流动都表现出小尺度特征。磁场至多与衰减剪切流均分。（节略）
2010-03-31 astro-ph.SR
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
Three-dimensional core-collapse supernovae with complex magnetic structures: II. Rotational instabilities and multi-messenger signatures
快速旋转的大质量恒星的引力坍缩可以导致中心原中子星（PNS）内低$T/\|W\|$不稳定性的开始，这在引力波（GW）和中微子发射中留下了强烈的特征。强的大尺度磁场通常被用来解释快速旋转的祖先恒星爆炸，但它们对这种不稳定性增长的影响尚未明确。我们分析了一系列的三维磁流体动力学模型，以表征不同的磁配置的发展的低$T/\|W\|$和相关的多信使功能的影响。在没有磁场的情况下，我们观察到的低$T/\|W\|$的动力学时间尺度上的增长，与一个强大的GW的爆发和中微子发射的相关调制。然而，具有强磁场的模型显示出低$T/\|W\|$的淬灭，这是由于角动量的磁输运引起的冲击形成后的第一个$\sim100$ ms中的旋转轮廓变平。相关的GW发射被削弱了一个数量级，表现出更广泛的光谱形状，并没有与PNS大尺度振荡模式相关的主导功能。中微子光度沿赤道面衰减，这是由于更扁的PNS，信号中唯一明显的调制是由于SASI活动。最后，磁化模型产生的$ν_e$的光度比$\barν_e$低，这与PNS环境中富含中子的物质浓度较高有关。
2023-02-09 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
An unstable superfluid Stewartson layer in a differentially rotating neutron star
实验和数值证据的存在Stewartson层的球形Couette流在小Ekman和Rossby数（$\Ek \lsim 10^{-3}$，$\Ro \lsim 10^{-2}$），相关的流体动力学制度的超流外核的中子星进行审查。首次对超流Stewartson层进行了数值模拟，显示了该层如何被非轴对称不稳定性破坏。$\Ek$和$\Ro$的不稳定范围进行了比较，这些数量的估计在无线电发射机表现出毛刺。人们发现，故障脉冲星位于不稳定边界的稳定侧，允许在故障之前建立差动旋转。
2009-07-19 astro-ph.SR
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
Neutrino flavor instabilities intermediate between slow and fast
Universidad Técnica Federico Santa María（费德里科·圣玛丽亚技术大学）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）
本文研究超新星和中子星合并中混合型中微子味不稳定性，通过二维相图分析增长率谱，发现临界曲线及最快增长模式的相变，旨在理解自然中实际发生的味不稳定性。
2026-10-05 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Theoretical and observational constraints on the mass-radius relations of neutron stars
我们研究了中子星质量-半径关系的理论和观测约束。为此，我们考虑的中子星模型考虑到强，弱，电磁和引力相互作用的状态方程和集成的Hartle-Thorne形式主义的旋转配置的结构方程。在广义相对论、质量脱落和轴对称长期不稳定性的理论限制的基础上，我们计算了中子星参数的上、下界。我们的理论计算已经与观测约束进行了比较和对比，结果表明，观测约束有利于刚性状态方程。
2016-06-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Instabilities in relativistic two-component (super)fluids
我们研究了具有非零流体速度的双流体系统，并计算了它们的声模，这表明了各种不稳定性。对于两个零温超流体的情况下，我们采用一个微观场理论模型的两个耦合玻色子场，包括夹带耦合和非夹带耦合。本文系统地分析了各种不稳定性的发生，指出动力学双流不稳定性只能发生在朗道临界速度之后，即，在一个能量已经不稳定的政权。一个定性的差异被发现的情况下，两个正常的流体，其中某些横向模式遭受两个流的不稳定性在一个积极稳定的制度，如果有夹带之间的流体。由于我们的工作在一个完全相对论的设置，我们的结果是非常普遍的和潜在的相关性（超）流体在中子星，在非相对论的限制，我们的结果，在实验室中。
2016-01-25 astro-ph.SR cond-mat.quant-gas hep-ph
Cavitation from bulk viscosity in neutron stars and quark stars
在中子星和奇异星的密度扰动过程中，夸克物质的体粘滞系数足够高，可以将有效压力降低到相应的蒸汽压以下。这导致了夸克物质分裂成碎片的机械不稳定性，与讨论过的超相对论性重离子碰撞中的空化情况相当。类似的现象可能发生在K介子凝聚的恒星核心。可能的应用致密星现象学包括阻尼振荡和不稳定性的新机制，触发相变，在引力波签名的双星inspiral的变化，和天体物理形成的奇异。在一个更基本的水平上，它指出了在致密恒星中对这些过程的流体动力学处理的可能不足。
2009-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
