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
The effective magnetic Prandtl number in magnetized and differentially rotating stellar radiation zones
与应用程序的内部恒星辐射区，线性理论被用来分析偶极宇称环形背景场的不稳定性，在存在的密度分层，差分旋转，和现实的小普朗特数。物理参数是归一化纬向切变$a$和归一化场振幅$b$。仅考虑具有最大增长率的波长的解。如果将这些尺度与速度的径向值结合起来，人们发现（非常小的）径向速度仅略微依赖于$a$和$b$，因此它可以用作本征值系统的自由参数。由此产生的不稳定性产生的磁扩散率和涡流粘度张量是高度各向异性的。纬向涡动扩散系数比径向涡动扩散系数大几个数量级。它的纬向分布显示出强烈的浓度向两极，这也是真实的有效粘度已通过角动量输运的不稳定模式计算。由此产生的有效磁普朗特数达到$O(10^2)$的值，使得差旋的衰减比环向背景场快得多，这是用磁不稳定性解释观测到的早期红巨星和亚巨星核慢旋的必要条件。
2015-03-24 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
Rapid Spin Deceleration of Magnetized Proto-Neutron Stars via Asymmetric Neutrino Emission
在完全相对论平均场论的背景下，我们计算了原中子星的非对称中微子吸收自旋减速。本文首次计算了在环形磁场位形中由于中微子的不对称吸收而引起的中子星自旋减速。我们发现了一个令人惊讶的效应，即在环形磁场中，中微子的非对称吸收的减速比通常假设的磁偶极辐射引起的制动要大得多。这可能解释了磁星在过去似乎有一个更快的减速。
2014-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Mass-Radius Relation of Strongly Magnetized White Dwarfs: Dependence on Field Geometry, GR effects and Electrostatic Corrections to the EOS
最近的文献已经看到了对强磁化白矮星的极限质量的持续讨论，因为这样的物体可能被证明是过度发光的Ia型超新星的来源。在较早的文章中，我们已经给出了牛顿引力下具有强极向磁场的白矮星的质量-半径关系。在状态方程中加入广义相对论引力和多体修正等效应可以改变质量-半径关系和最大质量。在这项工作中，我们估计在何种程度上，这些影响可能会修改早期的结果。我们发现，广义相对论效应倾向于减少约2%的最大质量和多体修正的另一个额外的$\sim$ 2%，对于一个假定的碳成分。我们还探讨了场的几何形状，是纯粹的环形或极向和环形的混合物，并发现这种平衡配置的极限质量可以大大高于在一个纯粹的极向场的情况下。
2015-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-axisymmetric low frequency oscillations of rotating and magnetized neutron stars
我们研究非轴对称的低频模式的旋转和磁化的中子星，假设该星是由一个偶极子磁场，其强度在恒星表面，$B_0$，小于$\sim 10^{12}$ G，其磁轴是与旋转轴对齐。对于模态分析，我们使用一个中子星模型组成的流体海洋，一个固体地壳，和一个流体的核心，在这里我们把核心作为非磁性假设磁压力是远远小于气体压力的核心。在这里，我们感兴趣的低频模式的旋转和磁化的中子星的振荡频率类似的低球谐度和低径向阶的环形地壳模式。对于磁场为$B_0\sim 10^7$ G的情况，我们发现海洋中的阿尔文波具有与环形地壳模式相似的频率，并且我们发现在这种磁场强度下，海洋中没有局限的$r$ -模式。我们计算了环形地壳模、在壳核界面处达到峰值的界面模、核惯性模和$r$模，发现这些模对强度为$B_0\ltsim10^{12}$ G的磁场不敏感。我们发现的核心$l^\prime=|m|$ $r$ -模式的位移矢量有很大的振幅在旋转轴周围的恒星表面，即使在存在表面磁场$B_0\sim10^{10}$ G，其中$l^\prime$和$m$是球谐度和方位波数的$r$ -模式，分别。我们认为，吸积驱动的X射线毫秒双星的毫秒X射线变化可以作为一个探针到核心$r$模式不稳定的引力波辐射。
2009-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Equilibrium Structure of Prolate Magnetized Molecular Cores
在磁流体静力学和轴对称近似下，重新研究了由热压力和极向磁场支撑的分子云核的结构。除了在早期的工作中发现的扁球形配置，解决方案也得到了一个参考状态所描述的一个均匀的球线程由一个均匀的背景磁场。的解决方案为长形配置被发现是相关的较低的质量比他们的扁形的同行。特别重要的是，长扁云核的半径小于由$0.25 pc (a/0.2km/s)^2 (P_{\rm ext}/10^{-12} dyne/cm^2)^{-1/2}$给出的最大值，其中$a$是声速，$P_{\rm ext}$是背景介质的外部压力。这样的解决方案的存在消除了存在的环形场在这样的建模结构。
2009-12-16 astro-ph.SR
Constraining the ellipticity of strongly magnetized neutron stars powering superluminous supernovae
超亮超新星（SLSNe）被认为是由强烈磁化的快速旋转的中子星提供动力的，中子星通常被称为磁星。在这个过程中，磁星的旋转能量通过磁偶极辐射辐射，并加热超新星喷出物。然而，如果磁星的几何形状高度扭曲，旋转能量主要作为引力波辐射损失，因此这样的磁星不能为SLSNe提供动力。通过简单地比较电磁波和引力波的发射时间尺度，我们约束上限的磁星的椭圆率，假设他们的权力所观察到的SLSNe。我们发现，它们的椭圆率通常需要小于约几个1 e-3。这表明，在这些磁星的环形磁场强度通常小于几个1 e 16 G，使其失真保持小。由于SLSNe的光变曲线模型表明，它们的偶极磁场强度为1 e14 G的量级，极向与环向磁场强度的比值被发现在为SLSNe供电的磁星中大于~ 0.01。
2016-04-28 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
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
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
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
GRMHD formulation of highly super-Chandrasekhar magnetized white dwarfs: stable configurations of non-spherical white dwarfs
磁化的超级白矮星白矮星的话题是引人注目的，特别是在过去的几年里，自从我们提出它们的存在。通过全尺度的广义相对论磁流体动力学（GRMHD）数值分析，我们证实了存在稳定的、高磁化的、显著超对称的白矮星，其质量大于3个太阳质量。虽然极向场的几何形状使白矮星成为扁圆形，但环形场使它们保持整体准球形，正如我们早期工作中所推测的那样。这些白矮星被认为是超亮Ia型超新星的祖先。
2015-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Distortion of neutron stars with a toroidal magnetic field
本文计算了八个冷稠密物质状态方程样本的具有环形磁场的旋转相对论性恒星模型。非旋转模型承认重要水平的磁化和四极畸变伴随着一个看似无限的增长规模。旋转模型达到质量脱落的限制在较小的角速度比在非磁化的情况下，根据较大的圆周赤道半径诱导的磁场。此外，根据表面变形和四极畸变，它们可以分为长-长、扁-长、扁-扁。表面和四极形变的简单表达式提供了有效的磁场强度和快速旋转。
2014-09-12 astro-ph.SR gr-qc
Non-linear dynamo waves in magnetized shear flows: a candidate mechanism for the solar cycle
Perimeter Institute for Theoretical Physics（Perimeter理论物理研究所）
该研究提出磁化剪切流中的非线性发电机波作为太阳周期机制，通过精确解揭示11年反转与观测相符，并解释长周期调制，支持浅层剪切层起源。
2026-09-28 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Assessment of Cowling approximation in computing ellipticity of a magnetized non-barotropic star
中子星由于自身磁场而产生的形变是引力波天文学中的一个重要问题，因为具有小椭圆度的未对准旋转体可以发射连续的引力波，可以被地面探测器观测到。最近Mastrano等人（2011，2013）在忽略引力场扰动（Cowling近似）的情况下，计算了非正压模型星中极向磁场和环向磁场引起的形变.在非正压流体和磁位形的处理之后，我们在这里评估了他们忽略的引力摄动的影响。我们表明，计算的椭圆度与引力摄动大约是两倍的考林近似得到的。在使用他们提出的简洁的分析处理方法时，我们应该允许这种错误。
2013-08-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-axisymmetric magnetic modes of neutron stars with purely poloidal magnetic fields
我们计算了被纯极向磁场磁化的中子星的非轴对称振荡。我们使用指数为$n=1$和1.5的多面体作为背景模型，其中我们忽略了由于磁场引起的平衡变形。由于分离变量是不可能的磁化星的振荡，我们采用有限级数展开的扰动使用球谐函数。将振动方程作为边界问题和本征值问题求解，得到了两种离散磁模，即稳定（振荡）磁模和不稳定（单调增长）磁模。对于等熵模型，磁模式的频率或增长率与表面的场强度$B_{\rm S}$成正比。振荡频率和增长率受内部浮力的影响，稳定的分层倾向于稳定不稳定的磁模式。
2015-12-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
A Unified Model for Bipolar Outflows from Young Stars: Apparent Magnetic Jet Acceleration
我们探索了一种新的，有效的机制，可以电源环形磁化射流到两到三倍的原始终极速度后，他们进入一个自相似阶段的磁加速。在磁化气泡形成的细长出流叶下方，广角自由风通过与周围环的相互作用，被压缩并围绕其轴向射流加速。极磁性的气泡可以膨胀超过其原始尺寸，这取决于发射流的初始阿尔文马赫数$M_A$。形状无关的斜率$\partial{}v_r/\partial{}r=2/3t$是加速阶段自相似性的显著特征。奇特的运动学签名是观察到的位置-速度（PV）图，并可以结合其他形态的签名作为探头的密度准直射流中产生的环形主导的磁化风。明显的第二个加速是由减少的环形磁场，但远远超出了主要的磁离心发射区和自由渐近终端状态的规模。丰富的含义可能会连接从最年轻的原恒星流出，如HH 211和HH 212和类似的系统与秒差距尺度的喷流在质量和演化光谱的喷流。
2023-01-20 astro-ph.GA astro-ph.HE 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
Axisymmetric and stationary structures of magnetized barotropic stars with extremely strong magnetic fields deep inside
我们已经成功地获得了磁化恒星模型，这些模型在恒星内部具有极强的磁场。在我们的公式中，磁通量函数的任意函数出现在电流密度的表达式中。通过适当地选择对应于环形电流密度分布的任意函数之一的函数形式，我们已经获得了具有高度局部化的中心部分内和磁轴区域附近的磁场分布的配置。中心磁场的绝对值比表面区域强两个数量级。通过将我们的结果应用于磁星，内部磁极向场可能为10^17 G，尽管磁星的表面磁场约为10^15 G。对于白矮星，当表面磁场为10^9 - 10^10 G时，内部磁极向场可能为10^12 G。
2013-04-02 astro-ph.HE 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
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
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
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
