Comment on "Equation of state of dense and magnetized fermion system"
A. Y. Potekhin, D. G. Yakovlev
与Ferrer等人[Phys.Rev.C82，065802（2010）]所声称的相反，中子星的磁场不能超过10^{19} G，并且致密磁化费米子气体的热力学压力是各向同性的。
Contrary to what is claimed by Ferrer et al. [Phys. Rev. C 82, 065802 (2010)], the magnetic field of a neutron star cannot exceed 10^{19} G and the thermodynamic pressure of dense magnetized fermion gas is isotropic.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
继续探索
Comments on "Strongly magnetized cold degenerate electron gas: Mass-radius relation of the magnetized white dwarf"
Das & Mukhopadhyaya [Phys. Rev. D 86 042001（2012）]提出的超大质量白矮星模型基于通过中心超强磁场修改状态方程，由于忽略了洛伦兹力，离平衡非常远，正如Nityananda & Konar [arXiv：1306.1625]最近所证明的那样。
Reply to comment on "Equation of state of dense and magnetized fermion system"
我们最近的文章[2]的评论[1]对我们对中子星内部可能存在的最大磁场的估计以及我们发现的磁化费米子气体的压力各向异性表示批评。这两点与中子星的物理学有关。通过我们的回复，我们不仅试图解决评论的批评，但为了读者的理解，我们也试图澄清我们和评论中提到的一些文献的结果之间的联系。
Comment on "Strong constraints on magnetized white dwarfs surpassing the Chandrasekhar mass limit"
我们证明了Nityananda和Konar [Phys. Rev. D 89，103017（2014）]计算的超级白矮星白矮星中心磁场的上限是完全错误的。这反过来又加强了支持最近提出的磁化超级白矮星白矮星稳定性的论点。我们还指出了他们工作中的其他几个数值错误。总的来说，根据我们的计算，我们得出结论，Nityananda和Konar提出的论点是错误和误导的。
Collapse of massive magnetized dense cores using radiation-magneto-hydrodynamics: early fragmentation inhibition
我们报告的结果辐射磁流体动力学计算的背景下，高质量的恒星形成，第一次使用自洽模型的光子发射（即通过热发射和辐射冲击）和高分辨率必要的解决适当的磁制动效应和辐射冲击的尺度<100 AU。我们研究了磁场、湍流和辐射转移对大质量致密核坍缩和碎裂早期阶段的综合影响。我们确定了一个新的机制，抑制初始破碎的大规模致密的核心，磁场和辐射转移相互作用。我们表明，这种相互作用变得更强的磁场强度增加。磁力制动向外输送角动量，降低旋转支撑，从而增加下落速度。这增强了由于第一个核心上的吸积激波的辐射反馈。我们推测，高度磁化的大质量致密核心是孤立的大质量恒星形成的良好候选者，而中等磁化的大质量致密核心更适合形成OB协会或小星团。
Magnetic fields in the massive dense cores of DR21 filament: weakly magnetized cores in a strongly magnetized filament
我们提出了亚毫米阵列880 $μ$ m尘埃偏振观测的6个大规模的致密核心的DR 21灯丝。尘埃的极化显示出复杂的磁场结构的大规模密集的核心与0.1 pc的大小，在对比的有序磁场的秒差距尺度的灯丝。大质量致密核的长轴似乎平行或垂直于暗条的磁场，表明秒差距尺度的磁场在大质量致密核的形成中起着重要作用。然而，核心的主轴和核心的磁场之间的相关性是不太重要的，这表明在核心形成过程中，低于0.1 pc尺度的磁场变得不那么重要比磁场以上0.1 pc尺度在支持核心对抗重力。我们对观测到的偏振段的角色散函数的分析得出了大质量致密核的天平面磁场强度为0.4- 1.7 mG。我们估计的运动学，磁，引力维里参数的灯丝和核心。维里参数表明，在暗条中，引力能占主导地位，而在核中，运动能占主导地位。我们的工作表明，虽然磁场可能在坍缩的暗条中起着重要的作用，但在暗条向大质量致密核的演化过程中，引力坍缩产生的运动学必须变得比磁场更重要。
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。
Electrical conductivity of strongly magnetized dense quark matter -- possibility of quantum hall effect
我们指出了在一个简并的强磁化夸克物质中可能存在量子霍尔效应或量子输运模式，这在一个高密度致密恒星中是可以预期的。分别考虑回旋运动和朗道量子化，研究了经典和量子情形下电导率和电阻率张量的各向异性模式。随着磁场的增加，通过具有跳跃图案的增强/减小的电阻率/电导率实现经典到量子的转变。考虑到QCD弛豫时间标度为10 fm，$eB\approx (1-4) m_π^2$可以看作是夸克化学势为$μ\approx 0.2-0.4$ GeV的无质量简并夸克物质的强磁场。超过这个磁场阈值范围，夸克的垂直运动可能停止，建立3 $\rightarrow$ 1维约化的传导图象。
A Theoretical Study of the Equation of States for Crustal Matter of Strongly Magnetized Neutron Stars
本文研究了磁星地壳区（包括地壳外区和地壳内区）致密亚核物质的某些性质。在强量子化磁场存在的情况下，对地壳外层物质采用了相对论的TF模型。地壳外层的压缩物质是金属铁的晶体，被球对称的Wigner-Seitz（WS）细胞的规则阵列所取代。在内地壳区域，铁和较重的富中子核以及电子和自由中子的混合物被考虑。核质量公式采用传统的Harrison-Wheeler（HW）和Bethe-Baym-Pethick（BBP）状态方程。在地壳的外层和内层，致密地壳物质的特性发生了许多显著的变化。
Models of the Mass-Ejection Histories of pre Planetary Nebulae, IV. Magnetized Winds and the Origins of Jets, Bullets, and FLIERs
环形磁场的影响和后果在塑造前行星状星云（“prePNe”）的可见叶进行了探讨，在这一系列的论文prePN演变的参数研究的最后。为了探索这些影响，我们从我们以前论文中的稳定，发散和无场风模型开始，并在风中添加弱到中等的环形场，以便在500年后产生一系列结果，之后结构几乎同源地生长。正如预期的那样，恒星风中的环形场总是形成非常薄而致密的轴向特征，其结构最好描述为尖端具有超致密和中性领先结或“子弹”的薄冷喷流。主导结的速度仅取决于密度对比度（喷嘴处注入的气体密度与环境气体密度的比率）和风注入速度，而不取决于场强或开度角。由风的冲压压力形成的波瓣采取各种形式和尺寸，这主要取决于注入气体的几何结构和密度对比。大约20%的prePNe的HST图像显示出由环形场形成的独特特征。沿着完全电离的PNe的长轴看到的成对的低电离结，通常被称为“FLIER”，很容易解释为磁形成结的非常致密，寒冷和中性的残余物。
Dynamics of nonlinear ion-waves in Fermi-Dirac electron-positron-ion magnetoplasmas
在量子流体力学模型的基础上，利用传统的扩展多尺度方法研究了由相对论超冷电子、正电子和正动力学离子组成的稠密磁化等离子体中孤立子结构的斜传播和迎头碰撞.数值计算了等离子体质量密度、归一化磁场强度、磁场与孤子传输的夹角以及相对正电子数密度等参数对迎头碰撞相移、特征孤子振幅和宽度的影响。目前的调查的相关性，适当的等离子体参数的天体物理致密磁化物体，如白矮星，是解决。
Impact of Protostellar Outflows on Turbulence and Star Formation Efficiency in Magnetized Dense Cores
致密气体的恒星形成效率被认为是由外流和辐射反馈决定的。利用磁流体动力学模拟研究了原恒星外流演化、湍流和恒星形成效率之间的关系。我们模拟了$\gtrsim$ 0.5百万年的孤立致密核心的崩溃和演化，包括湍流、辐射传输以及形成原恒星的辐射和外流反馈的影响。我们表明，外流驱动器，并保持在核心环境中的湍流，即使有很强的初始字段。恒星形成效率随场强的增加而降低，最终效率为$15-40$ %.第0阶段的寿命，在此期间的原恒星质量小于致密的信封，增加与初始磁场强度成比例，范围从$\sim 0.1-0.4$ Myr。平均吸积率是很好的锥形湍流核心模型，这是最终的原恒星质量的函数，是独立的磁场强度。通过标记流出物中发射的材料，我们证明流出物夹带约$3$倍的实际发射的气体质量，无论初始磁场强度的比例，保持大致恒定的时间。然而，湍流驱动增加更强的领域，因为动量更有效地赋予非流出材料。原恒星外流动量在第一个0.1百万年期间是最高的，此后随着吸积率的减小而下降$\gtrsim 10$。
Calculation of thermal conductivity coefficients of electrons in magnetized dense matter
用Chapman-Enskog方法求解了磁场中具有任意简并电子和非简并核的等离子体的Boltzmann方程。函数，推广Sonin多项式用于获得近似解。被认为是完全电离的等离子体。计算了非量子化磁场中的热传导系数张量。对于非简并和强简并等离子体，得到了渐近解析公式，并与前人的结果进行了比较。对于强简并等离子体，忽略电子-电子碰撞的洛伦兹近似是渐近精确的。我们得到，为第一次，在三个多项式近似，考虑电子-电子碰撞，非简并电子的热导率张量的解析表达式，在存在磁场。第三次多项式的引入大大提高了计算结果的精度。在两次多项式近似下，我们的解与已发表的结果一致。对于强简并电子，我们首次获得了在磁场存在下热导率张量的渐近精确解析解。该解对磁场的依赖性比以前的出版物中的解复杂得多，并且给出了在$ωτ\gtrsim 0.8$处穿过磁场的热导率的几倍小的相对值。
Disk Formation in Magnetized Dense Cores with Turbulence and Ambipolar Diffusion
磁粒子对于恒星和行星的形成都是必不可少的，但它们如何在磁化分子云核心中形成仍然存在争议。这项工作的重点是如何磁盘的形成是受湍流和双极扩散（AD），单独和组合，强调恒星形成的原恒星质量吸积阶段。我们发现，一个相对较强的，在核心尺度上的声波湍流强烈扭曲，但不完全破坏众所周知的磁致扁平伪盘，占主导地位的内部原恒星吸积流在层流的情况下，与以前的工作。湍流使形成一个相对较大的磁盘在早期或没有双极扩散，但这样的磁盘仍然强烈磁化，并没有坚持到我们的模拟结束，除非一个相对较强的双极扩散也存在。层流模拟中启用AD的磁盘倾向于重力碎片。初始湍流抑制了盘的碎裂。双极扩散通过磁通量重新分布降低星周区域的磁场强度，并使那里的磁力线在方位角上减少箍缩，特别是在后期，从而促进了盘的形成和生存。我们的结论是，湍流和双极扩散相互补充，促进磁盘的形成。在我们的模拟中形成的磁盘继承了一个相当强的磁场，从它的父母核心，与一个典型的等离子体- $β$的数量级几十或更小，这是2-3个数量级低于通常采用的数值在MHD模拟的原行星盘。为了解决这一潜在的紧张局势，需要用越来越现实的物理学对磁盘的形成和演化进行长期模拟。
Disk Formation in Magnetized Clouds Enabled by the Hall Effect
恒星形成于分子云的致密核心中，这些分子云被观察到明显的磁化。动力学上重要的磁场对原恒星盘的形成是一个重大的障碍。最近的研究表明，磁制动是强大到足以抑制形成的旋转支撑盘在理想的MHD极限。非理想的磁流体动力学效应是否能形成磁盘，目前还没有定论。我们进行了第一次研究如何磁盘形成的磁云修改的霍尔效应，探索最少的三个非理想的MHD效应在恒星形成（其他两个是双极扩散和欧姆耗散）。为了说明的目的，我们考虑一个简化的问题，一个非自引力，磁化信封崩溃到中央原恒星的固定质量。我们发现霍尔效应可以使坍缩流的内部旋转到开普勒速度，从而产生旋转支撑盘。该磁盘是通过霍尔感应转矩产生的。只要霍尔系数足够大，即使当包络线最初不旋转时，也会形成圆盘。当磁场方向翻转时，磁盘旋转的方向也反转。这意味着霍尔效应原则上可以在原恒星周围产生规则旋转和反向旋转的圆盘。我们的结论是，霍尔效应是一个重要的因素，考虑在研究角动量演化的磁化恒星形成一般和磁盘的形成，特别是。
Asymmetric Neutrino Emission from Magnetized Proto-Neutron Star Matter including Hyperons in Relativistic Mean Field Theory
在完全相对论平均场论中，计算了中微子在热的、致密的、含超子的磁化中子星物质上的非对称吸收和散射截面。吸收/散射截面在磁场B方向上被非相干地抑制/增强。当B=2 × 10^{17} G时，在物质密度ρ 0 < ρ B < 3ρ 0，温度T < 40 MeV时，非对称性为2-4%.这种不对称性的影响，由于宇称违反或不对称的磁场拓扑结构提出的起源脉冲星踢。
Shear viscosity in magnetized neutron star crust
计算了磁化中子星壳层中简并电子与原子核库仑散射引起的电子剪切粘滞系数。该理论是基于剪切粘性系数计算忽略磁场，但考虑到气体，液体和固体状态的原子核，多声子散射过程，和有限的大小的核，虽然忽略了电子能带结构的影响。在弛豫时间近似中考虑了强磁场的影响，有效电子弛豫时间取自无场理论。磁化物质的粘度由五个剪切粘度系数描述。计算了它们，并分析了它们对致密物质的磁场和其他参数的依赖性。可能的应用和开放的问题进行了概述。
Does Magnetic Field-Rotation Misalignment Solve the Magnetic Braking Catastrophe in Protostellar Disk Formation?
恒星形成于分子云的致密核心中，这些分子云被观察到明显的磁化。在最简单的情况下，一个层流（非湍流）的核心与旋转轴对齐的磁场，无论是分析的考虑和数值模拟表明，形成一个大的，$10^2\au$规模，旋转支持原恒星盘抑制磁制动在理想的磁流体动力学极限为一个现实水平的核心磁化。这种形成原恒星盘的理论困难被称为“磁制动灾难”。\citeauthor{HennebelleCiardi2009}和\citeauthor{Joos+2012}提出的一个可能的解决方案是，磁场和旋转轴之间的不对准可能会削弱磁制动，足以使磁盘形成。我们通过数值模拟定量评估这种可能性。我们证实了\citeauthor{Joos+2012}的基本结果，即错位确实有利于盘的形成。在具有无量纲质量-通量比$\gtrsim 5$的相对弱磁化的磁芯中，它使得能够形成旋转支撑盘，否则如果磁场和旋转轴对齐，则会抑制旋转支撑盘。然而，对于更强磁化的芯，即使对于$90\degree$的最大倾斜角，盘形成仍然被抑制。如果致密的核心被强烈磁化，如OH塞曼观测所示（具有平均无量纲质量-通量比$\sim 2$），那么仅仅是不对准就很难在大多数核心中形成磁盘。我们的结论是，虽然有利于磁盘的形成，特别是对于相对较弱的磁场的情况下，错位并不能完全解决灾难性的磁制动的问题。
Core and filament formation in magnetized, self-gravitating isothermal layers
我们研究了引力不稳定性的作用，在一个等温的，自引力层线程的磁场上形成的细丝和致密的核心。使用数值模拟，我们遵循的扰动平衡层的非线性演化。在Nagai等人（1998）的分析工作中描述了这种层的线性演化。我们发现，细丝和致密的核心同时形成。取决于初始磁场，所产生的细丝形成蜘蛛网状网络（对于弱磁场）或垂直于磁场线排列的平行细丝网络（对于强磁场）。虽然细丝是径向塌陷的，但其中心区域的密度分布（直到热标度高度）可以近似为流体动力学平衡密度结构。因此，磁场在设定细丝的密度分布方面不起重要作用。中心区域外的密度分布偏离平衡。然后径向柱密度分布比$r^{-4}$的预期幂律更平坦，并且类似于用Herschel观察到的细丝轮廓。我们的结果不能解释$\sim 0.1$ pc的丝宽几乎恒定的现象。然而，我们的模型不包括湍流运动。预计这些湍流运动的吸积驱动放大提供了额外的支持内的丝对引力坍缩。最后，我们用引力不稳定性模型解释了大质量恒星形成复合体G14.225-0.506的引力网络，发现该复合体的性质与形成于一个由强平行磁场穿过的不稳定层相一致。
Quark magnetar in three-flavor Nambu--Jona-Lasinio model with vector interaction and magnetized gluon potential
在SU（3）Nambu-Jona-Lasinio（NJL）模型框架下研究了强磁场下奇异夸克物质的性质.研究了矢量-等压线相互作用和矢量-等矢量相互作用对奇异夸克物质状态方程的影响，发现奇异夸克物质状态方程对矢量-等矢量相互作用不敏感，而矢量-等压线通道中的排斥相互作用使冷密夸克物质的状态方程更硬.在有磁场存在的情况下，胶子将通过夸克环被磁化，并估计了磁化胶子对状态方程的贡献。声速平方是衡量致密夸克物质软硬度的一个量，在零磁场下无矢量相互作用的NJL模型中，声速平方总是小于1/3。结果表明，矢量-等熵相互作用和磁化胶子的正压贡献可以使声速平方增大，甚至可以达到1。为了在强磁场下构造夸克磁星，我们考虑了各向异性压力，并使用密度依赖的磁场分布来模拟夸克星中的磁场分布。我们还分析了产生2个太阳质量夸克磁星的矢量-等压线相互作用的大小和磁化胶子的贡献的参数区域。
Magnetized converging flows towards the hot core in the intermediate/high-mass star-forming region NGC 6334 V
我们目前的亚毫米波阵列（SMA）的观测在345 GHz的中/高质量的集群形成区域NGC 6334 V的尘埃排放，我们在空间上解决三个密集的凝聚，最亮的一个提出了典型的化学热核。磁场（来自尘埃极化发射）显示了一个双峰会聚模式向热的核心。分子发射跟踪两个不同速度的两个平行结构，间隔为2 km/s，会聚到热核，并遵循磁场分布。我们比较的速度场和磁场来自SMA的观测与MHD模拟的恒星形成区域占主导地位的重力。这种比较使我们能够显示气体是如何从NGC 6334 V的较大规模的扩展致密核心（~0.1 pc）向较高密度的热核心区域（~0.02 pc）下降的，通过两个独特的会聚流拖动磁场，其强度似乎已被重力克服。
Gravitational Collapse and Disk Formation in Magnetized Cores
我们讨论了在分子云中观测到的磁场对恒星形成过程的影响，集中在低质量致密核心的引力坍缩阶段，这些核心是类太阳恒星的摇篮。我们总结了最近的分析工作和数值模拟表明，在高密度的磁场扩散的一个实质性的水平，以形成旋转支撑的磁盘。此外，在引力坍缩期间，新形成的吸积盘会被从母核拖来的磁场穿过。这些圆盘预计以亚开普勒速度旋转，因为它们部分受到磁张力的支撑，对抗中心恒星的引力。我们讨论了如何子开普勒旋转使得它难以弹出磁盘风和加速行星迁移的过程。此外，磁场通过两种相反的效应修改了引力不稳定性的Toomre判据：磁张力和压力增加了盘的局部稳定性，但亚开普勒旋转使盘更不稳定。一般来说，磁化盘比它们的磁盘更稳定;因此，它们可以更大，更不容易因引力不稳定而形成巨行星。
Relativistic Mean-Field Treatment of Pulsar Kick from Neutrino Propagation in Magnetized Proto-Neutron
本文用微扰法计算了在强磁场作用下，热而致密的超声波中子星物质中中微子的散射和吸收。我们在完全相对论平均场论中计算了吸收截面。我们发现中微子的吸收强度存在显著的角度依赖性，即在平行于磁场的方向上减弱，而在相反的方向上增强。对于2 x 10^{17} G的内部磁场，中微子吸收的这种不对称性估计高达整个中微子动量的2.2%。与这种不对称性相关联的脉冲星反冲速度被证明是可比的观察到的速度。
Fragmentation of Dense Rotation-Dominated Structures Fed by Collapsing Gravomagneto-Sheetlets and Origin of Misaligned 100 au-Scale Binaries and Multiple Systems
本研究通过非理想磁流体力学模拟揭示，致密旋转主导结构在引力磁片层供能下碎裂，产生100 au尺度错位双星及多星系统，并强调双极扩散等非理想效应的重要性。
Theory of Cluster Formation: Effects of Magnetic Fields
恒星主要形成在密集的分子云内的星团中，这些分子云既动荡又磁化。成簇团块的典型大小和质量分别为$\sim 1$ pc和$\sim 10^2 - $ 10 $^3$ M $_\odot$。在这里，我们讨论了一些最近的进展，在这种秒差距尺度的密集团块的作用，重点是磁场的集群恒星形成的数值模拟。模拟显示，磁场往往会减缓全球引力坍缩，从而减缓恒星的形成，特别是在存在原恒星外流反馈的情况下。即使是相对较弱的磁场也能显著地延迟恒星的形成，因为磁场被超音速湍流放大到均分强度。然而，在这种情况下，畸变场分量占主导地位的均匀。相反，如果磁场强度适中，则均匀分量仍占主导地位。在尘埃热辐射的模拟偏振图中观察到这种磁结构的差异。最近的极化测量表明，在附近的集群形成的团块的场线是空间有序的，指示一个相当强的领域。在这种强磁化的团块中，恒星的形成过程应该相对缓慢;它至少持续了母致密团块的几个全球自由落体时间（$t_{\rm ff}\sim $几$\times 10^5$年）。
扫码添加微信好友，提出您的宝贵建议 👇
💡 备注请填写：网站反馈
发表机构由 AI 从论文文本抽取，如发现错误，欢迎反馈修正建议。