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
Dynamical bar-mode instability in rotating and magnetized relativistic stars
本文在完全广义相对论下对磁化和差速旋转恒星中的动力学棒模不稳定性进行了三维模拟。我们的重点是磁场的动态和发病的不稳定性的影响。特别是，我们进行理想的磁流体动力学模拟的中子星，已知是稳定的或不稳定的对纯粹的流体动力学不稳定性，但其中一个极向磁场的范围内的$10^{14}$-$10^{16}$ G是最初叠加。正如预期的那样，差动旋转是极向场的剪切和随后的环形磁场的时间线性增长的原因。后者的强度迅速超过原来的极向磁场，导致恒星的磁场放大。弱的初始磁场，即$ \lesssim 10^{15}$ G，对动力学棒模不稳定性的发展有可以忽略的影响，简单地通过磁场剪切制动恒星配置，并在一个时间尺度上，我们推导出一个简单的代数表达式。另一方面，强磁场，即$\gtrsim 10^{16}$ G，可以完全抑制不稳定性，精确的阈值也取决于旋转量。因此，非常高磁化的中子星不太可能被认为是通过动力学棒模不稳定性产生引力波的源。
2013-08-19 astro-ph.HE gr-qc
Progenitors of Magnetars and Hyperaccreting Magnetized Disks
我们认为，磁星可能是在大质量恒星的核塌缩或两颗正常中子星的合并过程中，通过收集和继承超吸积盘放大的磁场而形成的。磁星诞生后，它的偶极磁场又对随后的吸积产生重大影响。其环向场的衰减可以为SGR或AXP的持续X射线亮度提供燃料;然而，仅极向场的衰减不足以做到这一点。
2012-10-29 astro-ph.HE
Numerical Relativity Simulations of Magnetized Black Hole-Neutron Star Mergers
我们提出了新的数值技术，我们开发的发射的第一个参数的研究{\it磁化}黑洞-中子星（BHNS）合并，不同的磁场种子在最初的中子星。我们发现，磁场有一个可以忽略不计的引力波形和系统的整体动力学在合并过程中，无论磁场强度或BH自旋。在最近的一次模拟中，我们用大规模的纯极向磁场对未磁化的BHNS合并模拟的残留盘进行了播种，否则在完整的模拟中就不存在了。结果似乎是一个可行的sGRB中央引擎。
2013-03-04 astro-ph.HE
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
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
Equilibrium solutions of relativistic rotating stars with mixed poloidal and toroidal magnetic fields
数值求解了具有强混合极向和环向磁场的相对论旋转恒星的定常解和轴对称解。由于磁场的混合分量，底层的静止和轴对称时空不再是圆形的。这些配置计算从爱因斯坦-麦克斯韦方程组，麦克斯韦方程组和第一积分和可积性条件的磁流体动力学平衡方程的完整的集合。在简要介绍了问题的提法后，我们提出了高度变形的磁化旋转致密星的第一个结果。
2014-10-15 astro-ph.HE gr-qc
Fast cooling and internal heating in hyperon stars
最大质量接近$2 \ M_{\odot}$的中子星模型达到高的中心密度，这可能激活核子和超子直接Urca中微子发射。为了缓解快速理论冷却速率和中等磁化孤立热辐射恒星（$L_γ \gtrsim 10^{31}$ erg s $^{-1}$在$t \gtrsim 10^{5.3}$ yr）的热光度观测之间的紧张关系，需要一些内部热源。由内部加热器提供的功率估计的现象源在内部地壳和焦耳加热由于磁场衰减，假设不同的超流模型和组成的外部恒星信封。结果发现，热功率为$W(t) \approx 10^{34}$ erg的$^{-1}$允许中子星模型，以匹配观测的中等磁化，孤立的恒星年龄$t \gtrsim 10^{5.3}$年。必要的$W(t)$可由焦耳加热提供，这是由于地壳局限的初始磁场配置，具有（一）混合极向-环向场，在偶极极向分量的极处具有表面强度$B_{\textrm{dip}} = 10^{13}$ G，且$\sim 90$占存储在环向分量中的磁能的百分比;以及（二）具有$B_{\textrm{dip}} = 10^{14}$ G的纯极向配置。
2021-10-26 astro-ph.HE
Bar-mode instability suppression in magnetized relativistic stars
我们表明，磁场强度大于约$10^{15}$ G是能够抑制相对论恒星的流体动力学棒模不稳定性的发展。这种抑制是由于静止质量密度和角速度分布的变化，这是由于环形分量的形成和线性增长迅速克服了原始极向分量，导致总磁能的放大。该研究是在完全广义相对论中进行三维理想磁流体动力学模拟，将$10^{14}-10^{16}$ G范围内的纯极向磁场叠加到初始（物质）平衡配置。当种子场是$10^{15}$ G或更高的几个部分时，所有演化的模型都显示出围绕恒星的低密度包层的形成。对于弱得多的磁场，没有观察到对物质演化的影响，而刚好低于抑制阈值的磁场被观察到减缓不稳定性的增长率。
2013-09-25 astro-ph.HE gr-qc
Counter effects of meridional flows and magnetic fields in stationary axisymmetric self-gravitating barotropes under the ideal MHD approximation: clear examples - toroidal configurations
在理想磁流体力学（MHD）近似下，从控制轴对称磁化自引力正压物体定态的基本方程组的可积性条件出发，得到了流密度和涡度的一般形式.从这类物体的定态条件方程可以看出，双向流的存在和极向磁场的存在对内部结构的作用是相反的。这两个物理量的不同行动，双旋流和极向磁场，可以清楚地看到通过在牛顿引力的框架内的中心点质量周围的环形气体配置的静态结构，因为这两个物理量的影响，可以看到在一个放大的方式相比，球状恒星的环形系统。双向流使结构更紧凑，即环的宽度更薄，而极向磁场则倾向于根据情况在某个方向上拉长密度轮廓。因此，同时存在的内部流动和磁场的工作，如果没有这样的不同的作用内和周围的静止的气体对象，如轴对称磁化环的内部运动围绕中心紧凑的对象在理想的MHD近似下，虽然这两个量可能存在于真实的系统。
2013-04-02 astro-ph.HE
Exploring the Role of Vector Potential and Plasma-$β$ in Jet Formation from Magnetized Accretion Flows
本研究通过磁流体动力学模拟探讨矢量势和等离子体β对磁化吸积流中喷流形成的影响，揭示了磁场拓扑和等离子体参数对喷流效率和吸积动态的关键作用。
2025-12-24 astro-ph.HE
The role of thermal conduction in magnetized viscous-resistive ADAFs
对围绕着Sgr A* 和其他几个附近星系核的热气体的观测表明，电子和质子的平均自由程与气体俘获半径相当。因此，热吸积流可能在弱碰撞条件下进行。因此，离子的热传导在吸积机制中实现的热的传递中具有相当大的贡献。研究了存在热传导的二维平流吸积盘在中心吸积体极向磁场中的运动。我们发现自相似的解决方案的轴对称，旋转，稳定，粘阻，磁化吸积流。能量耗散的主要机制被认为是湍流粘性和磁扩散率由于中央吸积体的磁场。我们发现，ADAF的全球结构是敏感的粘度，平流和热传导参数。讨论了吸积流的径向流、角速度和密度随平流、热传导和粘性参数的变化。
2009-08-03 astro-ph.HE
Accurate evolutions of inspiralling and magnetized neutron-stars: equal-mass binaries
通过执行新的，长期的和数值精确的广义相对论模拟磁化，等质量的中子星双星，我们调查的作用，现实的磁场可能在这些系统的演化。特别是，我们研究了磁场的演化，并表明它们可以通过加速坍缩成黑洞来影响合并时产生的超大质量中子星的生存。我们还提供了证据，即使纯粹的极向最初，磁场产生的环面周围的黑洞具有环形和极向分量的等效强度。当我们估计磁场对这些系统在螺旋过程中或合并后发出的引力波信号产生影响的可能性时，我们得出结论，对于现实的磁场强度B<~ 1 e12 G，这种影响可以被先进的LIGO或先进的Virgo等探测器探测到，但只是边缘。然而，在小质量双星的情况下，随着引力波探测器（如爱因斯坦望远镜）的发展，磁致变化可能会被检测到，在大于2 kHz的频率上具有更高的灵敏度。
2011-02-10 astro-ph.HE 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
The effect of poloidal velocity shear on the local development of current-driven instabilities
通过扰动相对论磁流体动力学方程，对具有近环形磁场和光滑极向速度剪切的轴对称磁化等离子体柱进行了局部（短波长）线性稳定性分析。我们确定了两种类型的不稳定模式，我们称之为“指数”和“超稳定”，分别。指数模式存在于静态平衡中，并且它们的增长率随着速度剪切的增加而减小。超稳定模式是由速度剪切的影响，并占主导地位的指数模式足够高的剪切值。我们认为，这些局部不稳定性可以提供一个重要的能量耗散机制，在天体物理相对论喷流。在磁加速机制中自然产生的强同向速度剪切，可能在坡印廷通量主导喷流向物质主导喷流的转换、调节全球加速和准直过程以及产生观测到的耀变体和伽马射线暴的过程中起着至关重要的作用。
2012-07-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the Decay of Strong Magnetization in Global Disc Simulations with Toroidal Fields
吸积盘中的强磁化可以解决一些与低质量X射线双星的稳定性和状态转换有关的悬而未决的问题。然而，目前还不清楚真正的磁盘是如何被强烈磁化的，即使它们被磁化了，它们是否能保持这种状态。在本文中，我们通过一对全球光盘模拟解决后一个问题。在这里，我们只考虑的情况下，最初纯环形磁场完全包含在一个紧凑的环面。我们发现，在只有几十个轨道周期，磁化的最初强磁化的磁盘，$P_\mathrm{mag}/P_\mathrm{gas} \ge 10$，下降到$\lesssim 0.1$，类似的稳态值达到最初弱磁化磁盘。这与最近的剪切盒模拟与最初的强环向场，强磁化的环向场不能局部自持的强有力的结论是一致的。这些结果似乎离开净极向通量或扩展的径向场作为建立强磁化盘的唯一途径，排除了热塌缩的情况。
2017-01-27 astro-ph.HE
Mass-radius relation of strongly magnetized white dwarfs: nearly independent of Landau quantization
计算了含有强极向磁场的白矮星的静态平衡，给出了由强极向磁场引起的白矮星质量-半径关系的修正。我们发现，如果内场的强度近似为$10^{10}$ T，则可以支持最大白矮星质量约为$1.9$ ~ $M\odot$.这一质量比传统的卡拉塞卡极限大30%以上。在如此高的磁场下，电子简并物质的状态方程可以由于朗道量子化而得到强烈的修正。然而，我们发现，这并没有显着影响白矮星的结构。
2014-11-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Axisymmetric equilibrium models for magnetized neutron stars in General Relativity under the Conformally Flat Condition
极强磁化的中子星，其磁场强度可达$\sim 10^{15-16}$ G，或称磁星，在过去的十年里受到了相当大的关注，因为它们被认为是软伽马重复源和异常X射线脉冲星的合理来源。此外，这类紧凑的物体被认为是一种可能的发动机，能够为长和短伽马射线暴提供动力，如果它们形成阶段的旋转周期足够短（~1毫秒）的话。如此强大的磁场预计会引起恒星的大量变形，从而产生引力波的发射。在这里，我们调查，通过数值模拟，轴对称的静态平衡的多方和强磁化的恒星在充分的广义相对论，在理想的磁流体动力学制度。假设度量的扩展共形平坦条件（XCFC），允许我们采用为X-ECHO代码引入的技术[Bucciantini & Del Zanna，2011，Astron. Astrophys. 528，A101]，被证明是准确的，有效的，稳定的。磁化中子星平衡的最新XNS代码已向社会公开（见www.arcetri.astro.it/science/ahead/XNS）。在这里检索的几个序列的模型，从纯粹的环形（解决文献中的争议）或极向的情况下，所谓的扭曲环面混合配置，预计是动态稳定的，这是第一次在非微扰制度解决。
2014-02-06 astro-ph.HE
Relativistic expansion of a magnetized fluid
我们研究了相对论磁流体动力学（MHD）方程的半解析含时解的场和流体出现从一个球形源。我们假设场和流体的均匀膨胀以及流体的密度和压力之间的多方关系。膨胀速度在底部附近很小，但在通量终止的光球处接近光速。我们发现自洽的解决方案的密度和磁通量。解的细节取决于环向和极向磁场的比率、流体和电磁场携带的能量的比率以及其达到的最大速度。
2010-01-23 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Anchoring polar magnetic field in a stationary thick accretion disk
本文研究了极向磁场中热吸积流的性质。我们考虑定常状态下的轴对称粘性阻力流。我们假设能量耗散的主要机制是由于湍流粘性和磁扩散。其中一部分能量可以被平流输送到中心致密天体。我们在径向上采用自相似方法，在球坐标系下找到了一个只有一个变量的常微分方程组$θ$。对于旋转厚圆盘中纯极向磁场的存在和维持，我们发现其必要条件是沿磁场线的角速度为常数。我们得到了极向磁通量的解析解。我们探讨了均匀对称和非对称磁场的影响下，磁盘的垂直结构可能发生的变化。我们的结果表明，极磁场均匀对称的赤道平面使磁盘垂直薄。此外，当我们考虑强磁场时，吸积率降低。最后，我们注意到热磁化吸积流可以完全平流，即使在一个细长的形状。
2017-07-22 astro-ph.HE
Magnetic field decay with Hall drift in neutron star crusts
研究了霍尔漂移对磁场衰减的影响。假设轴对称磁场位于具有均匀电导率和电子数密度的球形地壳中，计算了直到欧姆耗散的长期演化。从能量和螺旋度的角度探讨了极向分量和环向分量之间的非线性耦合。在强磁化区，漂移引起的非线性振荡仅在两个分量均分附近才是明显的。当环形分量最初占主导地位时，显著的能量被转移到极向分量。然而，反过来却并非如此。一旦环向场不那么占主导地位，它就会由于较大的阻尼率而迅速衰减。在霍尔漂移时间尺度期间，表面处的极性场从初始偶极子高度失真，但在较长的耗散时间尺度中返回到初始偶极子，因为它是阻尼最小的一个。
2012-01-06 astro-ph.HE
Gravitational Radiation from Collapsing Magnetized Dust. II -- Polar Parity Perturbation --
利用规范不变微扰理论，研究了均匀尘埃坍缩过程中恒星磁场对极区引力波的影响。我们发现，引力波中的辐射能量不仅强烈地依赖于初始恒星半径，而且还依赖于极向磁分量和环向磁分量之间的比例。这种坍缩的极性引力波输出可以很容易地比我们从非磁化坍缩中得到的大几个数量级。通过对恒星坍缩产生的黑洞形成过程中辐射的引力波的探测，可以发现磁场的存在对恒星内部磁场分布的影响。
2009-04-09 astro-ph.HE gr-qc
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
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
General relativistic models for rotating magnetized neutron stars in conformally flat spacetime
磁星异常的能量活动通常被解释为$10^{15-16}$ G量级的巨大内部磁场的耗散。在中子星的形成过程中，如此强大的磁场是如何产生的，这仍然是一个积极的研究课题。快速旋转可以扮演一个重要的角色：如果磁星是以毫秒级旋转体的形式诞生的，那么发电机机制可能会有效地放大坍缩期间从祖星继承的磁场。在这种情况下，快速旋转和强磁场的组合不仅决定了形成强大喷流驱动爆炸的正确物理条件，表现为伽马射线暴，而且还决定了丰富的引力波发射。强磁场确实能够在恒星中引起显著的四极形变。本文分析了在理想磁流体动力学条件下，自转和磁化对多变轴对称中子星结构的联合作用。我们将考虑纯环形或纯极向磁场几何形状。通过一个大的参数空间的采样，我们概括了以前的文献中的结果，推断新的定量关系，允许参数化的诱导变形，也考虑到由于恒星的紧凑性和电流分布的影响。最后，在纯极向场的情况下，我们还讨论了如何不同的处方表面电荷分布（规范自由）修改周围的电层的属性及其物理含义。
2017-05-10 astro-ph.HE 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
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
Effects of strong magnetic fields and rotation on white dwarf structure
在这项工作中，我们计算模型的相对论性白矮星在强磁场的存在。这些模型可能有助于超亮SNIa。在轴对称和极向磁场的假设下，利用伪谱方法数值求解Einstein-麦克斯韦方程组，研究了超磁白矮星存在的可能性.我们得到了自洽的旋转和非旋转磁化白矮星模型。根据我们的结果，静态磁化白矮星的最大质量是2.13 $\rm{M_{\odot}}$在牛顿的情况下，2.09 $\rm{M_{\odot}}$，考虑到广义相对论效应。此外，我们目前的结果旋转磁化白矮星。在静止的情况下，白矮星中心达到的最大磁场强度为$10^{15}\,$ G，而对于磁化的白矮星，以开普勒角速度旋转，则为$10^{14}\,$ G。
2015-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Magnetized stars with differential rotation and a differential toroidal field
我们成功地获得了具有微分旋转和微分环向磁场的磁化平衡态。如果原中子星的内部环向场是由初始极向磁场通过差动旋转卷起的，那么环向磁场的分布由差动旋转的轮廓决定。然而，在以往的磁化平衡研究中，环向场的分布并不能代表恒星的差动旋转所产生的磁绕组。在本文中，我们研究了代表由差动旋转缠绕的磁场的差动环形磁场的公式。我们已经开发了两个功能形式的微分环场，对应于一个v-常数和一个j-常数场的类比微分旋转。当微分的程度变得非常高时，环形磁场变得高度局部化并集中在旋转轴附近。即使总磁场能量比非差分环形磁场的能量小得多，这种差分环形磁场也将更有效地抑制低T/ |W|不稳定性。
2015-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simulations of Magnetized Disks Around Black Holes: Effects of Black Hole Spin, Disk Thickness, and Magnetic Field Geometry
由Novikov和Thorne（NT）于1973年提出的黑洞周围极薄吸积盘的标准广义相对论模型假设剪切应力在最内层稳定圆轨道（ISCO）半径处消失，而在ISCO之外，剪切应力由有效湍流粘性产生。然而，天体物理学的吸积盘并不是非常薄，在ISCO处剪切应力是否必然消失还不确定，而被认为驱动盘中湍流的磁场可能包含大尺度结构，其行为不像简单的局部标量粘度。我们描述了三维广义相对论磁流体动力学模拟的吸积盘周围的黑洞的自旋参数的范围内，我们使用的模拟来评估NT模型的有效性。我们的基准初始磁场由多个（交替极性）极向场回路，其形状是大致各向同性的磁盘，以匹配各向同性的湍流预期在极向平面。对于长宽比为|H/R| ~ 0.07，我们发现吸积比角动量相对于NT模型减少了2.9%，ISCO内部的过剩光度为3.5%。在自旋黑洞的情况下，偏差也是同样的量级。此外，偏差随着减小而减小|H/R|.因此我们得出结论，在热/高软谱态下，x射线双星中磁化薄吸积盘应该可以用NT模型很好地描述，特别是当光度低于30%爱丁顿时，我们预计吸积盘的厚度很小|H/R| <~ 0.05。我们还讨论了应力和亮度内的ISCO依赖于假设的初始磁场几何形状。（节略）
2010-06-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
The role of currents distribution in general relativistic equilibria of magnetized neutron stars
磁场在中子星的现象学中起着至关重要的作用。实际上没有一个可观察的方面不受它们的支配。尽管如此，直到最近才努力在正确的广义相对论范围内模拟磁场，这是这些紧凑物体的特征。在这项工作中，我们提出，第一次全面和详细的参数研究，在广义相对论中，电流分布的作用，以及相关的磁场结构，在确定中子星的精确结构。特别是，我们展示了如何本地化的电流的存在下，可以修改在恒星表面的磁场强度，我们期待的一般趋势，无论是在充满活力的属性，和磁场配置。在这里，我们验证，除其他事项外，对于一大类不同的电流分布所产生的磁配置总是占主导地位的极向分量的电流。
2014-12-17 astro-ph.HE gr-qc
Highly magnetized neutron stars in a many-body forces formalism
在这项工作中，我们研究了不同的磁场配置在中子星的多体力形式（MBF模型）描述的影响。MBF模型是一种相对论平均场形式，它通过依赖于核相互作用耦合常数的介子场来考虑多体力。我们选择最佳的参数化模型，再现核物质的性质饱和，也描述了大规模的中子星。我们假设物质处于β平衡，电荷中性，温度为零。在爱因斯坦-麦克斯韦方程组的自洽解中，状态方程和恒星结构中都考虑了磁场。我们假设极向磁场分布，计算了极向磁场对中子星的影响，显示了极向磁场对中子星的引力质量和形变的影响。
2017-02-19 astro-ph.HE nucl-th
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
Equilibriums of extremely magnetized compact stars with force-free magnetotunnels
University of the Ryukyus（琉球大学）；Tohoku University（东北大学）；Observatoire de Paris, Université PSL（巴黎天文台，巴黎文理研究大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；National Center for Supercomputing Applications, University of Illinois at 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）；Queen Mary University of London（伦敦大学玛丽女王学院）；University of Tokyo（东京大学）；Tokyo University of Technology（东京工科大学）；University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）
本研究通过数值方法探讨了极端强磁场下致密星体的平衡态，发现强磁场可形成力自由环形磁隧道，并提出新的差分自转定律及无磁隧道的极端模型。
2023-03-31 astro-ph.HE gr-qc
Gravitomagnetic effect in magnetized neutron stars
在广义相对论中，旋转的物体会产生坐标系拖曳，也被称为{ \it引力磁效应}，类似于经典的电磁学。在本工作中，我们研究了磁场对极向几何中子星的重磁效应的影响。我们表明，磁场有一个不可忽略的影响帧拖动。磁场的最大效应出现在极向和赤道方向，极向和赤道方向的标架拖曳频率随磁场的增大而减小，赤道方向的标架拖曳频率随磁场的增大而增大。对于中间角度，磁场的影响减小，并且对于特定角度值经历最小值，在该最小值处磁场对重力磁性没有影响。超过该特定角度，重磁效应随着磁场的增加而增加。我们试图确定这种“零区”的磁化中子星的情况下，内部和外部，作为磁场的函数，并建议一个思想实验，找到一个特定的脉冲星使用帧拖动效应的零区。
2017-01-05 astro-ph.HE gr-qc
Neutrino spin oscillations in a magnetized Polish doughnut
本文研究超相对论中微子在磁化波兰甜甜圈吸积盘包围的旋转超大质量黑洞附近的引力散射，发现环向磁场对自旋翻转贡献很小，极向磁场和相对论旋转物质是改变观测中微子通量的主要因素，并提出利用中微子层析成像探测黑洞吸积盘磁场分布的想法。
2023-09-19 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Inertial-Acoustic Oscillations of Black-Hole Accretion Discs with Large-Scale Poloidal Magnetic Fields
研究了大尺度磁场对黑洞周围吸积盘最内层非轴对称惯性声学模（也称为p模）的影响.这些全局模可以解释在BH X射线双星中观测到的高频准周期振荡（HFQPOs）。可能有这样的大规模磁场在磁盘中的存在，因为在相同的光谱状态时，HFQPO检测到的幕式喷流观察到的观测证据。我们发现，大尺度极向磁场可以增强共转不稳定性，增加纯流体动力学过稳p模的增长率。此外，我们表明，这些过稳定的p-模式的频率可以进一步减少这样的磁场，使他们同意更好地与观测。
2015-04-09 astro-ph.HE
Von Zeipel's theorem for a magnetized circular flow around a compact object
我们分析了一类物理性质，形成了所谓的冯蔡佩尔定理的内容，该定理描述了静止的，轴对称的，非自引力的完美流体在一个紧凑的物体的引力场中作圆周运动。我们考虑的延伸定理的磁流体动力学制度下，假设一个无限导电的流体，无论是在牛顿和相对论框架。当磁场是环形时，定理所要求的条件等价于可积性条件，这是纯流体动力学流动的情况。当磁场是极向的时，相对论性状态的分析相对于牛顿情况是实质上不同的，并且必须对磁场施加以偏微分方程形式的附加约束，以保证角速度$Ω$仅取决于特定的角动量$\ell$。为了推导出这样的物理约束，采用适合于$Ω={\rm const}$表面的特殊坐标是至关重要的。这些结果的物理意义进行了简要讨论。
2014-12-19 astro-ph.HE gr-qc
A 2.5-dimensional viscous, resistive, advective magnetized accretion-outflow coupling in black hole systems: A higher order polynomial approximation. I
黑洞（BH）周围的吸积和流出的相关和耦合动力学基本上是由基本的守恒定律所支配的，因为流出从吸积区域提取物质、动量和能量。在这里，我们分析了一个强大的形式的2.5维粘性，电阻，对流磁化吸积流出耦合BH系统，在平均场磁流体动力学（MHD）制度。我们解决了完整的耦合MHD守恒方程组自洽，通过调用一个广义的多项式展开在二维。我们进行了一个临界分析的吸积流出区域，并提供了一个完整的准解析解的平流家庭。我们得到的物理合理的外流解决方案在高湍流粘度参数$α\, (\ge 0.3)$，并在一个减少的标度高度，磁应力压缩或挤压的流动区域。我们发现大尺度极向磁场$\bar B_P$的值随着吸积流几何厚度的增加而增强。另一方面，差动磁转矩（$-r^2 \bar B_φ \bar B_z$）随着$\dot M$的增加而增加。随着$α$值的增加，$\bar B_P$、$-r^2 \bar B_φ \bar B_z$以及等离子体β $β_P$得到强烈增强，增强了垂直通量向外的输送。我们的解表明，在中等平流模式中，磁离心加速在径向吸积流中可能起主导作用，而在强平流模式中，热压力梯度可能在等离子体的垂直输运中起更大的作用。
2016-11-08 astro-ph.HE
Effects of Resistivity on Magnetized Core-Collapse Supernovae
我们研究了湍流电阻率在强磁化大质量恒星核坍缩中的作用，进行了二维电阻MHD模拟。研究了不同初始磁场强度和旋转的三种情况：1.强磁化旋转铁芯; 2.中等磁化旋转铁芯; 3.非常强磁化的非旋转磁芯。在每种情况下，理想MHD模型和连续MHD模型计算。作为计算的结果，每个模型都显示了由磁加速（以及旋转情况下的离心加速）帮助的物质爆发。我们发现，电阻率衰减的情况下1和2的爆炸，而它增强的情况下3的爆炸。我们还发现，在旋转的情况下，在反弹后阶段的磁场的放大的主要机制是向外平流的磁场和绕组的极向磁场-线的差分旋转，这是有点阻尼与电阻率的存在。虽然磁旋转不稳定性似乎发生在旋转模型中，但它在磁场放大中只起很小的作用。电阻率的另一个影响是对纵横比的影响。在旋转的情况下，一个大的喷射物质的纵横比，$> 2.5$，在一个理想的MHD模型中获得的电阻模型在一定程度上减少。这些结果表明，电阻率可能在强磁化超新星的动力学中起着重要的作用。
2013-01-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solving the 3+1 GRMHD equations in the eXtended Conformally Flat Condition: the XNS code for magnetized neutron stars
天体物理学中的高能现象通常涉及相对论运动和强引力的结合。因此，爱因斯坦方程和广义相对论MHD方程的同时解决方案是必要的模型与准确的现象。所谓的共形平坦条件（CFC）允许简化爱因斯坦方程的处理，这在引力波发射可以忽略不计的情况下特别有效，如核心坍缩或中子星的形成/演化。我们已经开发了一套代码来模拟轴对称MHD流，在广义相对论中，爱因斯坦方程的解是用半谱格式实现的。在这里，我们将展示这个框架是如何特别适合于调查中子星平衡模型中存在的强磁场，我们将提出的XNS代码，这是最近开发的，并在这里更新治疗极向和混合配置。
2014-01-15 astro-ph.HE gr-qc
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
Magnetized 1.5-dimensional advective accretion flows around black holes
我们解决的作用，大规模的磁应力的角动量输运，以及形成不同类型的磁势垒的几何厚，光学薄，垂直平均的1.5维对流吸积流周围的黑洞。外部产生的磁场被吸积过程从环境中捕获，比如伴星或星际介质。这个领域成为动态主导附近的事件视界的黑洞由于连续平流的磁通量。在这种磁主导的吸积流中，吸积物质要么减速，要么在黑洞附近面临磁垒，这取决于磁场的几何形状。我们发现，积累的强极向场与一定的环向场的几何形状有助于磁垒的形成，这可能会敲物质到无穷大。当物质在被屏障击倒后试图回到无限大时，在某些情况下，由于强磁张力和引力的累积作用，因此另一个磁屏障阻止了它的逃逸。我们认为，这种流动可能是形成幕式喷流的原因，其中磁场可以将物质锁定在这两个屏障之间。我们还发现，对于环形主导盘，吸积物质旋转非常快，并减速向中央黑洞。
2019-08-27 astro-ph.HE
Rarefaction acceleration of ultrarelativistic magnetized jets in gamma-ray burst sources
当一个磁主导的超快磁声伽玛暴喷流离开祖星时，外部压力支持可能会下降，喷流可能会进入弹道膨胀的状态，在此期间，它的磁加速变得非常无效。然而，最近的数值模拟表明，过渡到这一制度是伴随着一个突然的“突发”的加速度。我们证实了这一发现，并将加速归因于喷流的侧向膨胀--当喷流失去外部支持时，磁能在强磁声稀疏波中转化为动能。这种类型的加速度，稀疏加速度，是特定的相对论射流，因为它们的能量预算仍然可以占主导地位的磁能，即使在高度超快的磁声制度。就像外部约束磁化射流的准直加速度一样，它与磁通量表面的几何形状有关。在这两种情况下，在加速区的极向场线发散速度比在单极配置。另一方面，而准直加速度保持喷流开口角和洛伦兹因子的乘积略低于1，稀疏加速度允许使其显着更大，与余辉光变曲线中喷流中断的标准模型一致。
2010-03-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Magnetized Proto-Neutron Stars: Structure and Stability
BITS-Pilani K. K. Birla Goa Campus（比拉戈阿校区印度理工学院）；Instituto Tecnológico de Aeronáutica（巴西航空技术学院）；Yonsei University（延世大学）
本研究通过分析磁化原中子星的热力学和组成演化，揭示了其磁场变形和能量学在不同磁场配置中的变化特征。
2026-01-06 astro-ph.HE nucl-th
Accumulation of elastic strain toward crustal fracture in magnetized neutron stars
本研究探讨磁化中子星地壳中霍尔漂移驱动的弹性形变。虽然最初的动态平衡没有弹性位移，磁场的演变改变了长期的时间尺度上的洛伦兹力，这不可避免地导致弹性形变，以解决在一个新的力的平衡。因此，弹性能量积累，地壳最终破裂超过特定的阈值。我们假设磁场是轴对称的，我们明确地计算破裂时间，最大弹性能量存储在地壳中，和空间剪应力分布。对于正压平衡的极向偶极场驱逐出内部核心没有一个环向场，分裂时间对应于几年的磁星与磁场强度为$\sim 10^{15}$ G;然而，它超过1百万年的正常无线电磁星。破裂前储存在地壳中的弹性能量的范围从$10^{41}$到$10^{45}$ erg，取决于能量的空间分布。一般来说，大量的能量沉积在地壳深处。当弹性位移重排仅发生在脆弱的浅壳中时，破裂释放的能量通常为$\sim 10^{41}$ erg。能量的数量与磁星上的爆发能量相当。
2022-09-09 astro-ph.HE gr-qc
New Universal Relations for Magnetized Neutron Stars
Chulalongkorn University（朱拉隆功大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Sapienza Università di Roma（罗马第一大学）；INFN, Sezione di Roma（意大利国家核物理研究所罗马分部）
本文针对磁化中子星，经二阶微扰处理磁场效应，发现磁偶极矩与恒星致密性的精确普适关系，及磁偶极矩、磁场诱导四极矩与椭率的近似普适关系，相关关系可用于磁化中子星双天体引力波信号分析。
2026-08-10 astro-ph.HE gr-qc
Effects of the quark-hadron phase transition on highly magnetized neutron stars
中子星中夸克-强子相变的存在与几种有趣的现象有关。特别是，以前的计算表明，快速旋转的中子星，当受到一个夸克强子相变在其内部，可能会引起回弯现象的特点是自旋时代。在这项工作中，我们使用的状态方程由两个阶段组成，包含核子（和轻子）和夸克。强子相用考虑多体力的相对论平均场形式描述，夸克相用带有矢量相互作用的MIT袋模型描述。本文用拟谱方法数值求解Einstein-麦克斯韦方程组，得到稳态和轴对称恒星模型。结果得到了快速自旋中子星有趣的回弯现象。更重要的是，我们表明，磁场，这是假定为轴对称和极向，也可以增强由于相变从正常的强子物质的夸克物质的高磁化中子星。因此，与自旋上升时代平行，具有强磁场的中子星类可能在其生命中经历“磁上升时代”。
2016-08-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
YSO Jets Magnetocentrifugally Driven by Reconnecting Atmospheric Avalanche Accretion Streams Above Inner Circumstellar Disks
本文通过二维MHD模拟提出YSO快速准直喷流由内星周盘上方雪崩吸积流释放引力能经磁离心机制驱动，并指出磁场重联可为球粒和CAIs形成提供加热源。
2025-06-03 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A Three-dimensional Simulation of a Magnetized Accretion Disk: Fast Funnel Accretion onto a Weakly Magnetized Star
我们提出了一个全球性的，三维磁流体动力学模拟的吸积盘与旋转，弱磁化的中心恒星的结果。圆盘被一个弱的、大尺度的极向磁场穿过，中心恒星最初没有强的恒星磁层。我们的模拟研究了从湍流吸积盘到恒星的吸积流的结构。模拟显示，即使没有恒星磁层，在高纬度地区也会发生快速吸积。我们发现，失败的磁盘风成为快速，高纬度吸积的结果，介导的角动量交换的磁场远高于磁盘，其中的洛伦兹力，减速的旋转运动的气体可以比较的离心力。与经典的磁层吸积方案不同，快速吸积流不受恒星磁层磁场的引导。然而，吸积速度达到自由落体速度在恒星表面由于有效的角动量损失在一个远离恒星的地方。这项研究提供了一个可能的解释，为什么赫比格Ae/Be星的磁场一般不足以形成磁层也显示出快速吸积的迹象。在我们的模型中，磁驱动射流不是从盘形成的。由于帕克不稳定性干扰了磁场的放大作用，差动旋转不能产生足够强的磁场来加速喷流。
2019-02-06 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Interaction of stellar dipole and disk magnetic fields in accretion-ejection systems
Institute for Advanced Studies in Basic Sciences (IASBS)（基础科学高等研究院）
本研究通过MHD模拟揭示，大尺度极向盘磁场对稳定准直喷流的形成与维持至关重要，而恒星偶极磁场虽影响演化，但单独作用时喷流微弱不稳定。
2026-09-28 astro-ph.HE
Spontaneous Formation of Outflows Powered by Rotating Magnetized Accretion Flows in a Galactic Center
我们使用轴对称磁流体动力学模拟研究了如何通过旋转的弱磁化吸积流驱动外流到一个超大质量黑洞上。我们提出的模型侧重于在史瓦西半径和银河系尺度之间的中间尺度上的吸积动力学，这是$\sim$ 1-100 pc。我们证明了在秒差距尺度上形成的旋转盘通过吸积获得极向磁场，这在某个点产生不对称的双极流出。外流的形成被发现遵循磁盘表面（磁泡）周围的强磁化区域的增长。双极流出在膨胀的气泡内持续增长。我们从理论上推导了磁泡的生长条件，对应于流出增长的必要条件。我们发现双极外流的南北不对称结构起源于吸积流在盘外缘激发的复杂运动。双极流出包括多个微型流出和下行（失败流出）。微型外流来自磁集中（磁补丁）。磁块表现出向内漂移的运动，从而使流出不稳定。我们证明，向内漂移可以使用一个简单的磁补丁模型，考虑磁角动量提取建模。这项研究可能有助于了解如何不借助吸积盘的强辐射或射电喷流（如射电宁静活动星系核NGC 1377中的分子外流）的夹带，在超大质量黑洞周围产生具有复杂子结构的非对称和非稳态外流。
2021-11-14 astro-ph.GA astro-ph.HE
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
