Magnetohydrodynamic simulations of self-consistent rotating neutron stars with mixed poloidal and toroidal magnetic fields
我们首次在完全广义相对论下对具有极向和环向磁场的自洽旋转中子星进行了磁流体动力学模拟。假设理想的传导性、平稳性和轴对称性，计算初始均匀旋转的NS模型。虽然混合场结构的特定几何形状可以延迟或加速解析微扰研究中已知的各种不稳定性的发展，但我们所有的模型最终都屈服于它们。在我们的磁星核心中，差动旋转是自发产生的，经过足够的时间后，它又被转换回匀速旋转。快速旋转的磁星显示出大量的喷出物，这可能是瞬态千诺瓦签名的原因。然而，当我们的模拟结束时，这些磁星的两极并没有出现伽马射线暴所必需的高度准直的螺旋磁场或初期喷流。
2021-10-29 astro-ph.HE gr-qc
Quasi-periodic accretion and gravitational waves from oscillating "toroidal neutron stars" around a Schwarzschild black hole
利用广义相对论流体动力学方法模拟了史瓦西黑洞的比角动量为常数的环面。这些环面是恒星引力坍缩、中子星双星合并或分裂的结果，可以达到非常高的静止质量密度，并有效地表现为中子星，但具有环形拓扑结构（即"环形中子星“）。我们的注意力集中在这些对象的动态响应轴对称扰动。我们表明，在引入扰动，这些系统要么变得不稳定的失控不稳定或表现出定期的振荡行为，导致准周期变化的吸积率以及质量四极。特别是后者，负责发射强烈的引力辐射，其在探测器上的信噪比与星核坍缩中预期的典型信噪比相当或更大，使得这些新的引力波源可能被探测到。我们讨论了一个系统的调查的参数空间中的线性和非线性制度，提供的引力辐射发射的估计如何取决于质量的环面和扰动的强度。
2002-10-05 astro-ph 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
Long-Term Postmerger Simulations of Binary Neutron Star Coalescence: Formation of Toroidal Remnants and Gravitational Wave Afterglow
据估计，一个显着的比例的双中子星合并事件产生的长寿命的大质量残留物支持的差异旋转和旋转不稳定性。为了研究快速旋转的中子星（NS）合并后的形成和振荡，我们提出了一个探索性的研究完全广义相对论流体动力学模拟使用公共代码爱因斯坦工具包。注意力集中在质量方面的长期合并后的演变。作为简化的测试模型，我们使用一个适度的刚性伽玛=2的理想流体状态方程和未磁化的无旋等质量二进制与三个质量远低于阈值迅速崩溃。我们的高分辨率模拟产生合并后的“振铃”引力波（GW）的信号为170毫秒，持续旋转的大规模NS残留物没有崩溃的黑洞。我们观察到残留物内部的高密度双芯结构逐渐转变为准轴对称的环形结构。它以准周期的方式振荡，并由于引力辐射而缩小尺寸。在GW频谱图中，占主导地位的双峰在整个合并后的模拟中持续存在，并缓慢地漂移到更高的频率。在合并后约100 ms处出现一个新的低频峰，这是由于GW驱动的不稳定振荡模式的增长。网格分辨率的长期影响也使用相同的初始模型进行了研究。此外，我们评论的物理条件，有利于形成的瞬态环形配置，并讨论我们的研究结果对未来的GW观测目标快速旋转NS的影响。
2017-10-05 astro-ph.HE gr-qc
Torsional oscillations of magnetized neutron stars with mixed poloidal-toroidal fields
在迄今为止观测到的三个软伽马射线中继器巨型耀斑中发现的准周期振荡被解释为恒星磁场剧烈重排后的星震引起的地壳振荡。基于这些观测结果，我们研究了磁场几何形状对磁化中子星扭转振荡频率的影响。我们使用现实的列表状态方程的核心和地壳的恒星和模型的磁场作为一个偶极子加上一个环形组件，使用相对论的梯度Shafranov方程。扭转模态的频率是由Cowling近似下的线性摄动方程所构成的特征值问题的数值解得到的。我们的研究结果表明，这些恒星的星震学变得复杂的退化的频率，由于大的相关参数空间。然而，我们能够提出一个可测试的方案，其中的磁场的重新排列导致的频率的演变。最后，我们发现，有一个磁场配置，最大化的能量在扰动的线性顺序，这可能与触发的巨大耀斑。
2019-09-12 astro-ph.HE gr-qc
Gravitational Waves from Neutron Stars with Large Toroidal B-fields
我们表明，NS的大环形B-字段往往自然演变成有力的引力波（GW）发射器。环向场B_t倾向于使南北向变形为扁长形，而这种磁变形可以很容易地控制南北向地壳“冻结”的扁率。具有这种量级的冻结B场的弹性NS显然是长期不稳定的：NS的角动量J^i和恒星磁轴n_B^i之间的摆动角在耗散时标上增长，直到J^i和n_B^i正交。这个最终的方向显然是引力波（gw）发射的最佳方向。不稳定性的基本原因是相当普遍的，所以我们推测，相同的最终状态达到一个现实的NS。假设这一点，我们表明，对于LMXB的B_t的数量级为10^{13}G，自旋从gw的是足够的平衡吸积扭矩-支持Bildsten的建议。大多数毫秒双星的自旋下降速率也可以归因于由环形B场产生的gw辐射，这两种来源都可以被LIGO II观测到。虽然新生NS的第一年自旋下降很可能是由em过程主导的，但对于我们银河系中的新生NS，合理的B_t和（外部）偶极场B_d值可以导致可检测的gw发射水平。
2002-08-23 astro-ph gr-qc
Tilted torus magnetic fields in neutron stars and their gravitational wave signatures
引力波诊断是为了区分中子星中的各种混合极-环磁场而发展的，特别强调了差异旋转的质子中子星。它示出，倾斜的环面磁场，定义为一个内部/外部极向分量，其对称轴相对于旋转轴倾斜的总和，和一个内部的环形分量，其对称轴与旋转轴对齐，变形的明星三轴，不像扭曲的环面场，变形的明星双轴。利用一个解析的倾斜环面的例子，我们表明，这两种拓扑结构可以区分他们的引力波谱和偏振相图。例如，谱峰的相对振幅和频率允许人们推断出磁场的环向分量和极向分量的相对强度以及磁倾角。最后，我们展示了如何自然产生的倾斜环面场从磁流体动力学模拟差分旋转中子星，以及如何引力波频谱演变的内部环向场风。这些结果指出，一旦引力波干涉仪定期探测到核心坍缩超新星，各种实验就可能成为可能。
2013-10-28 astro-ph.HE gr-qc
Magnetic field dynamics in isolated neutron stars with an external dipole field
Theoretisch-Physikalisches Institut, Friedrich-Schiller-Universität Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学理论物理研究所）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center of the Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；INFN, Sezione di Milano（意大利国家核物理研究所米兰分部）；Dipartimento di Fisica, Università di Milano（米兰大学物理系）；School of Natural Sciences, Institute for Advanced Study（高等研究院自然科学院）
通过数值相对论模拟，研究初始外部偶极场的中子星内部磁场向稳定混合极向-环向几何的演化，其中环向分量占比不超过10%，并受Tayler不稳定性饱和和引力波发射影响。
2026-07-08 astro-ph.HE gr-qc
Visual Distortions Near a Neutron Star and Black Hole
描述了一个观察者在一颗极其致密的恒星周围旅行和下降到其表面时所能看到的视觉畸变效应。具体地说，旅行到一个"正常”的中子星，一个黑洞，和一个超紧凑的中子星具有极高的表面重力，描述。概念，如多重成像，红，蓝移，表面亮度守恒，光子球，和多个爱因斯坦环的存在进行了讨论，观众会看到什么。计算机生成的，广义相对论精确的插图突出的失真效果，并进行了讨论。有兴趣的人可以免费获得一部描述这些效果的短片（VHS）。
1993-12-02 astro-ph gr-qc
The Influence of Magnetic Field Geometry in Neutron Stars Crustal Oscillations
本文研究了中子星壳中的振荡，其中磁场既有偶极分量，也有环向分量，前者从恒星内部延伸到太空，后者局限于恒星半径内。我们的研究是基于我们已经得到的恒星流体扰动的解决方案，仅限于地壳厚度。我们的结果进行了比较，在软伽玛中继信号中观察到的频率。
2019-10-02 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
General-relativistic resistive-magnetohydrodynamics simulations of self-consistent magnetized rotating neutron stars
University of New Hampshire（新罕布什尔大学）；Los Alamos National Laboratory（洛斯阿拉莫斯国家实验室）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；National Center for Supercomputing Applications, University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校超级计算应用国家中心）；Academy of Athens（雅典科学院）；Universitat de Valéncia（瓦伦西亚大学）；Niels Bohr International Academy, Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔国际学院，尼尔斯·玻尔研究所）；The Chinese University of Hong Kong（香港中文大学）；University of the Ryukyus（冲绳大学）
研究电阻对中子星动态演化及准平衡态的影响，揭示电阻对磁流体不稳定性发展和引力波幅度的抑制作用。
2025-02-20 astro-ph.HE gr-qc
Evolution of magnetic deformation in neutron star crust
在这项研究中，我们研究磁场的演变发生在一个中子星地壳。在超过弹性限度时，晶格离子被假定为塑性流动。在数值模拟中考虑了欧姆耗散、霍尔漂移和由洛伦兹力驱动的体相流体速度。在地壳演化过程中，观测到了磁致四极形变。通常，椭圆率随着磁能减小而减小。在超环面场主导的模型中，椭圆率的符号改变。也就是说，初始的长球形倾向于变成扁球形。这是因为环形分量在比极向偶极子分量更小的时间尺度上快速衰减。我们发现，磁偶极子组件不改变显着的霍尔时间尺度上的$\sim 1$百万年所考虑的简单的初始模型。因此，需要一个更复杂的初始模型来研究上述时间尺度上的表面偶极子的快速衰减。
2020-11-06 astro-ph.HE gr-qc
Superconductivity in magnetars: Exploring type-I and type-II states in toroidal magnetic fields
本文首次对具有环形磁场的轴对称磁星模型进行了二维广义相对论分析，通过XNS代码求解Einstein-Maxwell方程，发现低至中等质量磁星外核超导区域更大，内核缺乏S波质子超导，并存在非超导环形新特征，同时探讨了超导性对毫秒脉冲星引力波发射的潜在影响。
2025-05-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
New code for equilibriums and quasiequilibrium initial data of compact objects. IV. Rotating relativistic stars with mixed poloidal and toroidal magnetic fields
作为COCAL（Compact Object Calculator）程序的一部分，开发了一个计算强磁化快速旋转致密星的完全广义相对论解的新程序。爱因斯坦方程组，麦克斯韦方程组和磁流体动力学方程组的完整的解决方案，假设完美的导电性，平稳性和轴对称性，并与混合极向和环形分量的磁场强磁化的解决方案成功地获得在通用（非圆形）时空。我们详细介绍了问题的形式和数值方法，然后给出极端磁化紧致星解的例子和它们的收敛性检验。研究发现，在极端磁化的恒星中，恒星物质可以从最强的环向场区域被驱逐。因此，我们推测，一个环形的电真空区可能会出现在极端磁化的致密星，这可能看起来像中子星成为最强的环形螺线管线圈在宇宙中。
2019-06-25 astro-ph.HE gr-qc
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
A post-Newtonian diagnosis of quasiequilibrium configurations of neutron star-neutron star and neutron star-black hole binaries
我们使用后牛顿诊断工具来检验数值生成的非自旋双中子星和中子星-黑洞双星系统的准平衡初始数据集。PN方程包括潮汐相互作用的影响，由中子星的紧凑性和适当的“拱点”常数值来参数化，拱点常数测量恒星受到潮汐力的扭曲程度。我们发现，后牛顿诊断同意与双中子星的初始数据，通常超过百分之零点五，除非潮汐扭曲变得极端。我们表明，差异可以解释为代表小的剩余偏心率在初始轨道。在将诊断结果与中子星-黑洞双星的初步数值数据进行比较时，我们发现不太一致。
2007-09-17 astro-ph gr-qc
Magnetic Field Configurations in Binary Neutron Star Mergers II: Inspiral, Merger and Ejecta
本文通过磁化双中子星并合数值模拟，系统研究了初始磁场拓扑、状态方程和质量比对引力波相位、磁场放大及抛射物的影响，揭示了磁场构型对并合后动力学和抛射物磁化性质的关键作用。
2025-08-26 astro-ph.HE gr-qc
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 Magnetosphere of Oscillating Neutron Stars in General Relativity
就像旋转的磁化中子星将物质从其表面吸走，形成磁层一样，类似的过程也可能是中子星脉动而不是旋转的结果。这与中子星振荡模式的整体研究有关，但特别关注磁星的情况。根据先前的牛顿分析，以这种方式产生一个无力的磁层，Escherkhin等人（2000年），我们在这里提出了相应的广义相对论分析。我们给出了一个推导的广义相对论麦克斯韦方程组的小振幅任意振荡的非旋转中子星与一个通用的磁场，并表明，这些可以解析地解决在磁层中的低电流密度的假设下。我们应用我们的形式主义的一个中子星与偶极磁场的环形振荡，并发现低电流密度近似是有效的至少一半的振荡模式，类似于牛顿的情况。使用一个改进的公式确定的最后一个封闭的场线，我们计算的能量损失所造成的环形恒星振荡的所有模式的大小的极冠是小的。我们发现，广义相对论效应导致的极帽的尺寸缩小和增加的能量密度的流出等离子体。这些效应的作用方向相反，但最终结果是中子星的能量损失明显小于牛顿处理所建议的。
2009-01-28 astro-ph gr-qc
One-arm Spiral Instability in Hypermassive Neutron Stars Formed by Dynamical-Capture Binary Neutron Star Mergers
利用广义相对论流体动力学模拟，我们发现合并的双中子星可以形成超大质量中子星，经历单臂螺旋不稳定性。我们研究的特殊情况下，动态捕获合并的恒星有一个小的自旋，可能会出现在球状星团，并专注于一个等质量的情况下，自旋与轨道角动量对齐。我们发现，这种不稳定性的发展时，合并后的流体涡导致产生的环形残留物-一种配置，其最大密度发生在一个环周围的质量中心-高涡沿其旋转轴。在$\sim 10$ ms的时间尺度上，不稳定性迅速饱和，其中$m=1$方位角密度多极模式在更高模式上占主导地位。这种不稳定性也在合并后的引力波信号上留下了一个特征印记，如果这种不稳定性在长期存在的残余物中持续存在，就可以检测到。
2015-10-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Monopolar and quadrupolar gravitational radiation from magnetically deformed neutron stars in modified gravity
一些修正的引力理论被认为预测单极，除了通常的四极和超越，引力辐射的形式“呼吸”模式。八极项和更高的多极项对总的波应变的贡献通常可以忽略不计，出于同样的原因，八极项往往占主导地位。我们研究了内磁应力变形的中子星的单极和四极连续引力辐射。我们采用参数化后牛顿形式，以一种与理论无关的方式写出了描述首阶恒星性质的方程，并导出了具有极面-环向混合磁场的恒星的一些精确解.然后，我们转向标量张量理论的具体情况，以证明如何观测的上限引力波光度的某些中子星可能被用来放置约束修改的重力参数，最显着的爱丁顿参数$γ$。对于保守的纯极向模型，其特征场强由自旋下降最小值给出，船帆座脉冲星产量的上限为$1-γ\lesssim 4.2 \times 10^{-3}$。对于包含强环向场的模型，我们得到了内部磁能的$\sim 99\%$的束缚$1- γ\lesssim 8.0 \times 10^{-7}$。后一个界限是一个数量级更严格的比从目前的太阳系实验中获得的，虽然适用于强场制度。
2018-10-06 astro-ph.HE gr-qc
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
General Relativistic Magnetospheres of Slowly Rotating and Oscillating Magnetized Neutron Stars
在相对论范围内，研究了慢转磁化中子星在环形振荡作用下的磁层。在恒星的磁矩和角动量之间的倾角为零的假设下，我们分析了Goldreich-Julian电荷密度，并导出了静电势的二阶微分方程。该方程在磁层极冠区的解析解表明了恒星环形振荡对加速电场和电荷密度的影响。我们还发现，分解后的振荡速度的球谐函数，前几个模式与$m=0,1$负责的能量损失几乎是线性依赖于振幅的振荡，并为模式$(l,m)=(2,1)$，可以是一个因素$\sim8$大于旋转能量损失，即使是在恒星表面的速度振荡振幅小$η=0.05 \ Ω\ R$。本文的结果阐明了恒星振荡在多大程度上反映在旋转中子星表面物理性质的时间变化中，主要是通过显示$P\dot{P}$和振荡幅度之间的关系。最后，我们提出了一个定性的模型解释的现象，间歇性的恒星振荡，定期激发恒星毛刺。
2010-04-10 astro-ph.HE gr-qc
Relativistic stars with purely toroidal magnetic fields
研究了纯环向磁场对相对论恒星平衡结构的影响。首次导出了含纯环向磁场的相对论性旋转恒星平衡解的主方程。为了解决这些主方程的数值，我们扩展了库克-夏皮罗-Teukolsky计划计算不含磁场的相对论旋转恒星，将纯环形磁场的影响。通过使用的数值方案，我们然后计算了大量的平衡位形的特定分布的磁场，以探讨平衡性质。我们还构建了恒重子质量和/或恒磁通量的平衡序列，模拟了孤立中子星通过引力波失去角动量时的演化。本研究得到的磁化星平衡位形的重要性质如下：（1）对于非自转恒星，由于环形磁场的存在，恒星的物质分布发生了长轴扭曲。(2)对于快速旋转的恒星，由于离心力的作用，恒星表面的形状变成扁圆形。但是，恒星内部深处的物质分布足够长，恒星的平均物质分布也足够长。(3)较强的环形磁场导致恒星在较低的角速度下发生质量脱落。(4)对于某些重子质量和磁通量恒定的平衡序列，恒星可以在失去角动量时自旋。
2008-02-21 astro-ph gr-qc
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
Magnetic Flux Emergence in Binary Neutron Star Remnants
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of New Hampshire（新罕布什尔大学）
该研究通过高分辨率模拟揭示了双中子星残骸中磁流涌现的条件，发现仅在极强磁场下磁浮不稳定性才起作用，而常规磁场则受流体动力学效应主导，对喷流形成机制提出了限制。
2026-02-05 astro-ph.HE gr-qc
The role of turbulence and winding in the development of large-scale, strong magnetic fields in long-lived remnants of binary neutron star mergers
通过高精度大涡模拟追踪双中子星并合遗迹至110毫秒，揭示磁场先由开尔文-亥姆霍兹不稳定性在小尺度放大，后经磁缠绕在约30毫秒后线性增长环向分量并形成大尺度轴对称结构，极向场迟至约90毫秒才因磁旋转不稳定性增长，且未产生强极向场或喷流，并证实了演化拓扑的普适性。
2023-07-10 astro-ph.HE gr-qc
On the dynamics of superfluid neutron star cores
我们用比较简单的牛顿模型讨论了超流中子星脉动的各种模式的性质。这些恒星中的物质被描述为双流体模型，其中一种流体是中子超流体，被认为存在于成熟中子星的内核和内壳中，另一种流体代表所有其他成分（地壳核，质子，电子等）的聚集体。在我们的模型中，我们纳入了非耗散相互作用，由于所谓的夹带效应，其中一个成分（例如中子）的动量携带另一个成分的部分质量。我们证明了在超流中子星核中不存在一组独立的g模。我们也接近一个缓慢旋转的超流星的环形脉动模式。我们表明，超流方程支持一类新的r-模式。最后，卷吸效应对超流模式频率的作用通过局部色散关系的解决方案明确示出。
2001-10-05 astro-ph gr-qc
Equilibrium Configurations of Strongly Magnetized Neutron Stars with Realistic Equations of State
我们用四种SLy（Douchin et al.）的实际状态方程（EOSs）研究了磁化旋转星的平衡序列，FPS（Pandharipande等人），Shen（Shen等人），和LS（Lattimer & Swesty）。采用Tomimura-Eriguchi方案构造平衡构型。我们在牛顿引力的框架下研究了该序列的基本物理性质。此外，我们新考虑了广义相对论效应对磁化旋转组态的影响。通过这些计算，我们发现牛顿磁化星的性质，例如，磁场的结构，高度依赖于EOS。与SLy和FPS EOS相比，Shen和LS EOS的环形磁场更靠近表面。极向场也受到环形结构的影响。注意到的EOSs的刚度，我们详细分析了这种趋势。在广义相对论性恒星中，我们发现，由于EOSs的差异变得很小，因为所有使用的EOSs变得足够大的最大密度，通常大于$10^{15}\rm{g} \rm{cm}^{-3}$刚性。轴比为$q\sim 0.7$的磁化星的最大重子质量比球形星的最大重子质量增加约20倍。此外，我们计算在有限温度下的平衡序列，这应该作为一个初始条件的流体动力学研究的新生磁星。我们的研究结果表明，我们可以从观测磁星的质量中获得有关恒星的信息。
2007-08-27 astro-ph gr-qc
Quasars: a supermassive rotating toroidal black hole interpretation
超大质量旋转环形黑洞（TBH）被认为是类星体和其他产生喷流的活动星系核的基本结构。旋转的原星系从中心气体区域聚集物质，导致大质量环形恒星的诞生，其内部核反应进行得非常迅速。一旦核燃料耗尽，引力坍缩会产生一个细长的环形TBH残留物。这些事件通常是宿主星系的第一颗超新星。随着时间的推移，TBH的质量通过持续的吸积增加了几个数量级，事件视界膨胀，而中心孔径缩小。吸积物质和TBH之间的角速度差感应出一个磁场，该磁场在中心孔和最里面的能区的区域中最强。由于负能态的存在，当这样的引力涡旋浸没在电磁场中时，通过包括彭罗斯过程和超辐射散射的非热辐射提取能量的情况接近理想。这建立了一个自我维持的机制，即相对论双向喷流的角动量远离类星体的运输加强了调制磁场和TBH/吸积盘的角速度差异。一旦BH拓扑结构变成球状，类星体的行为就消失了。当中子密度或BH环出现时，类似的机制可能在微类星体、SNe和GRB中起作用。在某些情况下，负的宇宙学常数可以维持TBH的长期稳定性，否则经典的拓扑定理必须以某种方式被规避。初步证据表明，普朗克尺度的量子效应可能负责。
2001-04-26 astro-ph gr-qc
Continuous gravitational wave emission from neutron stars with pinned superfluids in the core
研究了自旋中子星中钉扎超流分量对引力波辐射的影响。将超流涡旋钉扎到外核（质子可能形成II型超导体）的通量管是维持内部长寿命和非轴对称中子流的可能机制，这打破了未扰动流体静力学配置的轴对称性。我们认为钉扎引起的扰动一个固定的共转配置，并确定上限的强度引力波发射由于钉扎的涡旋与一个强大的环形磁场的那种预测最近的磁流体动力学模拟的中子星内部。我们估计了外核钉扎涡产生的质量多极子和电流多极子对引力波辐射的贡献，发现质量四极子可以大到足以使引力波提供毫秒双星的主导自旋下降力矩.
2022-11-28 astro-ph.HE gr-qc
Gravitational waves from isolated neutron stars
讨论了孤立旋转中子星的连续波引力辐射。给出了各种已知谱线的一般波形和振幅的数量级。给出了由恒星磁场引起的畸变引起的引力辐射的具体情况。最后讨论了银河系中全部中子星信号的一些初步结果。
1996-05-24 astro-ph gr-qc
Flattening modulus of a neutron star by rotation and magnetic field
我们计算了由于自转或磁场而变形的恒星的椭圆率。这两种效应在广义相对论中相互比较。结果表明，磁场畸变对最近观测到的候选磁星是重要的，而对于已知的典型磁星，磁场效应可以忽略不计。
2000-01-22 astro-ph gr-qc
Differentially rotating scalarized neutron stars with realistic post-merger profile
本文研究了带质量标量场的标量-张量理论下差速旋转中子星模型，采用真实唯象旋转定律，发现相比广义相对论存在质量与角动量更大且能更久保持准球形分布的解，为后续研究标量化对合并残骸稳定性与引力波辐射的影响奠定基础。
2023-03-14 astro-ph.HE gr-qc
