Stably stratified stars containing magnetic fields whose toroidal components are much larger than the poloidal ones in general relativity: A perturbation analysis
我们在广义相对论的框架下构造了稳定分层磁化星。磁场对恒星和时空结构的影响被视为非磁化恒星的扰动。通过假设理想的磁流体力学和采用单参数状态方程，我们推导出基本方程描述静态和轴对称的稳定分层的恒星含有磁场的环向分量比极向的大得多。通过数值计算研究了多种多变模型中磁场对恒星结构影响的基本性质。根据Braithwaite对一般磁化星的稳定性的推测结果，本研究中构造的某些磁化星可能是稳定的。
2019-04-18 astro-ph.HE gr-qc
Modeling the X-rays from the Central Compact Object PSR J1852+0040 in Kesteven 79: Evidence for a Strongly Magnetized Neutron Star
我目前的建模的X射线脉动从中央紧凑对象（CCO）PSR J1852+0040在银河系超新星遗迹Kesteven 79。在旋转中子星热表面辐射的背景下，传统的极帽模型只能再现宽的、大振幅的X射线脉冲，其束发射模式为“铅笔加扇形”，这是强磁化（$\gtrsim$ 10^12高斯）中子星大气的特征，远强于从脉冲星自旋下降率推断的~10^10高斯外部偶极场。这种差异可以用轴向位移的偶极子来解释。对于其他波束模式，有必要调用高纵横比的发射区域，这些发射区域在纵向上被大大拉长，这可能是由于极偏移的偶极子。对于所有假设的辐射模型，都需要存在强的内部磁场（$\gtrsim$ 10 ^14}高斯），优先将内部热量引导到外部的一部分，以解释恒星表面的高温对比。这提供了进一步的观测证据，支持“隐藏”强磁场的情况下，CCO拥有强大的淹没磁场，大大强于外部偶极子场，大概是由于掩埋的回落超新星喷出物。我还进行相位分辨X射线光谱，并没有发现明显的自旋相位相关的吸收功能，可以产生回旋吸收/散射的证据。
2014-06-02 astro-ph.HE
Three-dimensional heat transfer effects in external layers of a magnetized neutron star
确定中子星（NS）表面的磁场结构是现代天体物理学的一个重要问题。在强磁场存在下，简并物质的热导率是各向异性的。在本文中，我们提出了三维各向异性的热传导模拟磁化NS外层，并构建合成热光变曲线。我们采用了不同于以往的电子张量导热系数，由Boltzmann方程的Chapman-Enskog方法的解析解导出。在偶极加四极磁场作用下，得到了NS表面温度分布。我们考虑的情况下，其中的磁偶极子和四极分量的磁场的磁轴不对齐。为了研究这些领域的观测表现，我们已经产生了热光变曲线的温度分布使用复合黑体模型。结果表明，最简单的非共轴偶极加四极磁场分布（四极分量中只有零阶球函数）可以显著影响热光变曲线，使脉冲轮廓不对称，并与纯偶极场相比放大脉动。
2020-07-21 astro-ph.HE
Magnetars as Highly Magnetized Quark Stars: an analytical treatment
我们提出了一个分析模型的磁星作为一个高密度磁化夸克袋。在物态方程中考虑了强磁场（B > 5 × 10^{16} G）的影响。本文从广义相对论的能量变分原理出发，导出了质量-半径关系的解析表达式。我们的结果进行了比较，可能的夸克和/或混合星的观测证据。
2011-04-24 astro-ph.HE
On slowly rotating magnetized white dwarfs
在广义相对论的框架内，利用Hartle的形式化理论，研究了旋转磁化的白矮星。磁化的白矮星内部的物质在引入各向异性压力的恒定磁场作用下由粒子状态方程描述。我们的研究是针对低于$10^{13}$ G的磁场值-通过圆柱形度量解决方案获得的最大磁场的阈值-和WD的典型密度。讨论了旋转和磁场的联合作用，计算了相关的量值，如转动惯量、四极矩和偏心率。
2017-01-30 astro-ph.HE
High resolution numerical-relativity simulations for the merger of binary magnetized neutron stars
我们在日本超级计算机K。中子星和合并遗迹被70 μ m的网格覆盖，这是迄今为止得到的结果中分辨率最高的。通过深入的分辨率研究，首次阐明了中子星并合过程中磁场的几种放大机制。首先，在合并开始时剪切层中发展的开尔文-亥姆霍兹不稳定性显著地放大了磁场。合并后形成的超大质量中子星（HMNS）会受到非轴对称的磁旋转不稳定性的影响，这种不稳定性放大了HMNS中的磁场。这两种放大机制不能用非相干分辨率运行找到。我们还表明，HMNS最终崩溃的黑洞所包围的吸积环面，这是在出生时强烈磁化。
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Orbits of particles with magnetic dipole moment around magnetized Schwarzschild black holes: Applications to S2 star orbit
本研究解析了磁化粒子在带外渐近平匀磁场的史瓦西黑洞周围的各类轨道运动，结合S2星观测数据估算其磁偶极矩量级，还探究了引力卢瑟福散射类偏转轨迹。
2024-10-31 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Binary Black-Hole Mergers in Magnetized Disks: Simulations in Full General Relativity
我们提出的结果，从第一个完全广义相对论，磁流体动力学（GRMHD）模拟的等质量黑洞二进制（BHBH）在磁化，环二进制吸积盘。我们模拟前和后解耦阶段的BHBH磁盘系统和“冷却”和“无冷却”的气体流动。在解耦之前，由于MHD湍流，双星潮汐力矩和有效粘性力矩之间的竞争耗尽了双星轨道内部的盘。然而，它也诱导双流吸积流和温和的相对论极性流出的黑洞。在退耦之后，但在气体填充残骸周围的低密度“空洞”之前，吸积率降低，而在合并之后，由于冲击加热和吸积到旋转的BH残骸上，电磁（EM）光度迅速增强。这项调查，虽然初步的，预览更详细的GRMHD模拟，我们计划在未来的预期，同时检测引力和EM辐射合并BHBH磁盘系统进行。
2012-12-03 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Effects of anisotropy on strongly magnetized neutron and strange quark stars in general relativity
我们研究了由强磁化物质组成的各向异性球对称致密星，特别是中子星和奇异夸克星的性质。中子星用SLy状态方程描述，奇异夸克星用基于MIT Bag模型的状态方程描述。恒星模型是基于一个先验假设的密度依赖的磁场，从而各向异性。我们的研究表明，不仅强磁场和各向异性的存在，而且磁场本身的方向，对恒星的物理性质有重要影响。考虑两种可能的磁场取向，径向取向，其中局部磁场指向径向方向，以及横向取向，其中局部磁场垂直于径向方向。有趣的是，我们发现，对于磁场的横向取向，随着各向异性和磁场强度的增加以及尺寸的增加，恒星变得更大，因为在这种情况下，排斥力，有效的各向异性力增加。然而，在径向磁场的情况下，恒星的质量和半径随着磁场强度的增加而减小，因为有效的各向异性力减小。重要的是，我们还表明，为了实现流体静力学平衡配置的磁化物质，它是必不可少的占当地的各向异性效应以及由强磁场引起的各向异性效应。否则，流体静力学平衡是没有达到磁化恒星模型。
2021-08-27 astro-ph.HE gr-qc
Effective potential energy for relativistic particles in the field of inclined rotating magnetized sphere
研究了相对论带电粒子在磁轴与自转轴倾斜的旋转磁化天体电磁场中的动力学。在旋转参考系中求出了协变拉格朗日函数，在运动的第一积分的基础上定义了有效势能。研究了相对论带电粒子在不同偶极矩下的等势面结构。结果表明，对于一定能量的粒子，存在着俘获区。
2014-09-21 astro-ph.HE
ULX collimation by outflows in moderately magnetized neutron stars
通过GRRMHD模拟发现，中等磁化中子星的超爱丁顿吸积外流可准直辐射，使表观光度达100爱丁顿，且弱磁场（10^10 G）比强磁场（10^11 G）更有利于产生超亮X射线源。
2025-02-17 astro-ph.HE
Two-blackbody portraits of radiation from magnetized neutron stars
我们研究了一个描述磁化中子星热辐射谱的简单模型。该模型假定恒星内部为等温的近球形，表面附近具有偶极磁场（$B \lesssim 10^{14}$ G），使表面温度分布不均匀。我们进一步假设，任何表面元素发射具有局部有效温度的黑体（BB）光谱。我们表明，这样的热谱（包括相位分辨）是准确的近似简单的等效两个BB（2BB）模型。本文介绍和研究了2BB参数的相空间图，并表明这些图可以用于解释中子星观测，其中2BB谱拟合已经完成。
2021-07-22 astro-ph.HE
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
High energy radiation from luminous and magnetized stars
部分早型星具有强偶极磁场的特征，这种强偶极磁场被来自星表面的稠密风的外流所改变。在离地表一定距离处（阿尔芬半径以上），风驱动磁场进入偶极磁场赤道区的重联。我们建议，电子加速在这些重联地区可以负责有效的康普顿恒星辐射产生的伽马射线发射。我们调查的电子在赤道地区的磁层的传播，包括他们的平流与赤道风。同步加速器和IC光谱的计算假设的一个重要部分的风能转移到相对论电子。作为一个例子，我们考虑了明亮的强磁化恒星HD 37022（$Θ^1$ Ori C）的参数。IC伽马射线发射预计将被检测到无论是在GeV的能量范围内的费米-LAT望远镜或在亚TeV的能量由切伦科夫望远镜阵列。然而，由于恒星风通常是随时间变化的，并且磁轴可以倾斜于恒星的旋转轴，因此伽马射线发射预计会随着恒星的旋转周期而变化，并且在更长的时间尺度上，随着磁场活动的恒星圈而变化。这些特征可以作为对所提出的单个发光恒星伽马射线发射设想的检验。
2021-08-04 astro-ph.HE
Quantum electrodynamical corrections to a magnetic dipole in general relativity
磁化中子星是一个特殊的地方，那里存在高达$\BQ=4.4\times10^9$ ~T的强电磁场，这引起了量子电动力学（QED）描述的麦克斯韦方程组的非线性修正。这些修正需要包括在广义相对论（GR）描述的磁偶极子假定锚定在中子星。本文计算了标准平直时空偶极子的QED和GR微扰，微扰的精细结构常数为$α_{\rm sf}$的最低阶，微扰的精细结构常数为$\Rs/R$的任意阶，其中$R$为中子星半径，$\Rs$为史瓦西半径。根据我们新的3+1~形式主义在以前的工作中，我们计算多极非线性校正这个偶极子和证明存在一个小的偶极~ $\ell=1$和六极~ $\ell=3$组件。
2015-12-17 astro-ph.HE hep-th
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
Inclined Pulsar Magnetospheres in General Relativity: Polar Caps for the Dipole, Quadrudipole and Beyond
在脉冲星的正则模型中，旋转能量通过两个电路通过周围的等离子体传输，每个电路都连接到称为“极帽”的小区域上的恒星。“对于偶极磁化的恒星，极帽与磁极重合（因此得名），但一般来说，它们可以出现在任何地方，并采取任何形状。鉴于它们对大多数脉冲星发射模型（从无线电到X射线到风）的至关重要性，我们开发了一种用于确定极冠属性的通用技术。我们考虑一个完全导电的恒星周围的无力磁层，并包括广义相对论的影响。使用相结合的数值分析技术，利用旋转速率作为一个小参数，我们推导出一个通用的分析公式的极帽形状和电荷电流分布的恒星质量，半径，旋转速率，转动惯量，和磁场的函数。我们目前的结果偶极和四偶极场（叠加偶极和四极）相对于旋转轴倾斜。倾斜偶极极冠的结果是第一个包含广义相对论的结果，它们证实了广义相对论在脉冲星问题中的重要作用。四偶极脉冲星说明了薄环形极冠的现象。更一般地说，我们的方法奠定了一个基础，详细的建模脉冲星发射与现实的磁场。
2017-12-31 astro-ph.HE gr-qc
Regular and Chaotic Motion in General Relativity: The Case of a Massive Magnetic Dipole
作为气体和尘埃环境吸积的模型，研究了致密物体附近的颗粒、尘埃颗粒和流体的圆周运动。本文在广义相对论的框架内，进一步讨论了在引力场和大尺度磁场共同作用下，由于等离子体过程和光电离的相互作用，吸积物质获得了少量电荷的情况下，物质的平衡图形。特别是，我们采用了精确的解决方案，描述了大量的磁偶极子，我们确定的稳定运动的区域。我们还调查的情况下，粒子动力学表现出混沌的发病。为了表征措施的混乱，我们采用的技术庞加莱表面的部分和递归图。
2014-07-03 astro-ph.HE gr-qc
Particle acceleration and radiation reaction in a strongly magnetized rotating dipole
节录。中子星被超相对论粒子包围，这些粒子被超强电磁场有效地加速。然而，到目前为止，没有数值模拟能够处理非常高的洛伦兹因子和磁场强度的这种极端状态。这是本文的目的是研究粒子加速和辐射反应阻尼旋转磁偶极子与现实的场强典型的毫秒和年轻的恒星以及磁星。为此，我们实现了一个精确的分析粒子推进器，包括辐射反应在减少朗道-Lifshitz近似，其中电磁场被假定为恒定的时间和均匀的空间在一个时间步长的积分。使用速度Verlet方法执行位置更新。我们广泛地测试了我们的算法对时间无关的背景电磁场，如在交叉电场和磁场的电漂移和磁漂移和镜像运动的偶极子。最后，我们将其应用到现实的中子星环境中。我们研究了粒子的加速和辐射反应的影响，电子，质子和铁核周围的毫秒双星，年轻的双星和磁星，比较它与没有辐射反应的情况。我们发现最大洛伦兹因子与粒子种类有关，而与中子星类型的关系很弱。电子的能量达到$γ_e \approx 10^8-10^9$，而质子的能量达到$γ_p \approx 10^5-10^6$，铁的能量达到$γ\approx 10^4-10^5$。虽然质子和铁不受辐射反应的影响，但电子会急剧减速，使其最大洛伦兹因子降低2个数量级。我们还发现，辐射反应极限轨迹相当符合约化Landau-Lifshitz近似在几乎所有的情况下。
2022-07-01 astro-ph.HE hep-ph
A Simple Model of Radiation from a Magnetized Neutron Star: Accreted Matter and Polar Hotspots
本文进一步研究了磁化中子星热辐射谱的一个简单而著名的模型。该模型假设恒星内部等温，外部绝热层具有偶极磁场（B <= 1 e 14 G）。通过该层的热传输使得表面温度分布各向异性;假设任何局部表面元素发射具有局部有效温度的黑体（BB）辐射。结果表明，这种热辐射几乎不依赖于绝缘外壳的化学成分（在相同的平均有效表面温度）。增加一点额外的磁极加热，就可以使我们在定性上与一些孤立的中子星的观测结果相一致。
2021-10-26 astro-ph.HE
Modeling magnetized neutron stars using resistive MHD
本文提出了一个通用代数欧姆定律的电阻MHD方程的实现，其中包括有限电阻率在完整的广义相对论的影响。该实现自然占磁场诱导的各向异性，并通过采用唯象电流，能够准确地描述电磁场在恒星和它的磁层。我们说明了这种方法在具有天体物理学意义的有趣系统中的应用;对齐的旋转子解和磁化旋转的中子星坍缩为黑洞。
2012-12-01 astro-ph.HE gr-qc
Classical general relativity effects by magnetars with massive quadrupole, angular momentum and a magnetic dipole
本研究利用Hartle-Thorne度规计算磁星等致密天体的光线偏转、时间延迟、近星点进动和引力红移等经典广义相对论效应，发现磁偶极贡献通常远小于转动和四极矩贡献，但PSR B1257+12的转动与四极矩效应更显著，利于未来探测。
2025-02-25 astro-ph.HE gr-qc
GR-RMHD Simulations of Super-Eddington Accretion Flows onto a Neutron Star with Dipole and Quadrupole Magnetic Fields
本文通过GR-RMHD模拟研究磁化中子星超爱丁顿吸积流，揭示偶极与四极磁场分别导致磁极吸积柱和赤道带状吸积流，并据此约束Swift J0243.6+6124的磁场结构。
2024-10-23 astro-ph.HE
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
Impact of an off-centred dipole on neutron star binaries
中子星是具有强烈磁化的旋转致密天体。因此，它们也会产生巨大的电场，将粒子加速到超相对论能量。最简单的磁拓扑是一个偶极子，通常位于恒星中心。在本文中，我们重新调查的偏心旋转磁偶极子的后果，显示准确磁场几何形状，相关的自旋下光度以及相应的电磁踢和扭矩印记到中子星。用伪谱方法对真空中的麦克斯韦方程组进行了含时数值模拟。我们比较我们的结果，已知的解析表达式可用于最低阶的参数$ε= d/R$，其中$d$是从恒星中心和$R$的中子星半径的偶极子的位移。我们发现我们的数值计算和我们的分析近似之间的良好的协议，即使是偏心偶极子具有较大的位移与一个相当大的分数的半径，即$ε\lesssim 1$。本文给出了双中子星偏心率分布函数的一种解释，强调了高偏心率系统作为传统双星形成的替代方案。
2019-07-31 astro-ph.HE
Structural Properties of Magnetized Neutron Stars under f (R, T ) Gravity Framework
Birla Institute of Technology and Science（比拉理工科学研究所）
本文研究了强磁场下中子星的结构特性，采用f(R,T)修正引力理论，探讨了不同参数和磁场对质量-半径关系及压力分布的影响，结果与GW170817、PSR和NICER观测数据一致。
2025-11-01 astro-ph.HE gr-qc
Magnetized relativistic stellar models in Eddington-inspired Born-Infeld gravity
考虑了在Eddington激发的Born-Infeld（EiBI）引力下中子星内部的磁场结构.为了构造磁场，我们推导了EiBI中的相对论Grad-Shafranov方程，并以内部磁场应与外部分布相连接的方式数值确定了磁场分布。然后，我们发现EiBI中中子星内部的磁场分布与广义相对论中中子星内部的磁场分布在性质上是相似的，其中EiBI中中子星内部的磁场分布与广义相对论中中子星内部的磁场分布的偏差几乎可以与中子星物质状态方程引起的不确定性相比拟.然而，我们也发现地壳区的磁场几乎与EiBI中的耦合常数无关，这表明通过对地壳区相关现象的观测，可以获得与引力理论无关的地壳物态方程信息.无论如何，由于EiBI引力在磁场上的印记很弱，考虑到许多磁不确定性，磁场可能是引力理论的一个糟糕的探测器。
2015-03-30 astro-ph.HE gr-qc
Polarization Evolution in A Strongly Magnetized Vacuum: QED Effect and Polarized X-ray Emission from Magnetized Neutron Stars
从磁化的中子星的表面或大气中发射出的X射线光子是高度极化的。然而，观测到的偏振可能会由于光子在恒星磁层中的传播而发生变化。对于光子频率远大于典型的射频，真空双折射由于强场量子电动力学占主导地位的等离子体效应。我们研究了中子星磁层磁化QED真空中光子极化的演化，特别关注了光子动量几乎与磁场一致的准切向（QT）点的传播效应.与以前的研究一致，我们发现，在磁层的大部分地区，由于真空双折射的光子偏振模式去耦，因此可以预期，当辐射逃逸磁层的大净线偏振。然而，我们表明，X射线偏振可能会发生显着变化时，光子通过QT区。当在有限的发射区域上求平均时，QT传播的净效应是降低线性偏振的程度;降低因子取决于光子能量、磁场强度、几何形状、旋转相位和发射区域，并且可以是大于2的因子。我们推导出QT传播效应重要的一般条件，并提供了一个易于使用的处方，占QT效应的磁中子星的X射线偏振信号的最实际的计算。对于具有偶极磁场的中子星来说，QT效应对于极盖在一定磁场和能量范围内的辐射是重要的，而对于整个恒星表面的辐射则可以忽略不计。
2009-04-06 astro-ph.HE
Radiative properties of highly magnetized isolated neutron star surfaces and approximate treatment of absorption features in their spectra
在大多数X射线暗隔离中子星（XDINS）的X射线谱中，观测到等效宽度（EW）为50 - 200 eV的吸收特征。我们从理论上研究了不同的模型来解释吸收特性，并将它们的性质与观测结果进行了比较。我们考虑磁化中子星表面的各种理论模型：裸露的凝聚铁表面和部分电离氢模型大气，包括半无限和薄的大气层以上的凝聚表面。描述了所有模型的吸收特征（特别是等效宽度）和出射辐射的角分布的性质。开发了一个计算磁化中子星光变曲线和积分出射谱的程序。我们假设一个偶极表面磁场分布与一个可能的环形分量和相应的温度分布。也可以采用在磁极处具有两个均匀热点的模型。利用不同的表面温度分布和不同的局部表面模型计算了具有XDINS典型参数的高磁化中子星的光变曲线和光谱。磁化模型大气的光谱近似为具有一条或两条带参数的高斯线的稀释黑体光谱，这使我们能够描述模型的吸收特征。为了解释XDINS的软X射线谱中的突出吸收特征，可以调用凝聚表面上方的薄大气，而XDINS表面上的强环形磁场分量可以被排除。
2010-06-16 astro-ph.HE
GRACE: An Open-Source Framework for GPU-Accelerated Numerical Relativity
Max-Planck-Institut für Gravitationsphysik (Albert-Einstein-Institut)（马克斯·普朗克引力物理学研究所（阿尔伯特·爱因斯坦研究所））；Goethe Universität（歌德大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Walter Burke Institute for Theoretical Physics（沃尔特·伯克理论物理研究所）；New Uzbekistan University（新乌兹别克斯坦大学）；Trinity College, Dublin（都柏林三一学院）
GRACE是用于GPU加速数值相对论的开源框架，基于开源库开发，采用Kokkos和p4est实现性能可移植性与自适应网格细化。经多类标准测试验证，演化双中子星合并案例，报告了相关性能结果，还与GRACEpy一同发布。
2026-07-14 astro-ph.HE gr-qc
The impact of AGN environmental effects on testing general relativity with space-borne gravitational wave detector
研究探讨了AGN环境对空间引力波探测器测试广义相对论的影响，发现即使存在强环境耦合，偶极辐射仍可高精度识别。
2025-12-11 astro-ph.HE gr-qc
Effective potential energy in St\ormer's problem for an inclined rotating magnetic dipole
讨论了旋转磁化天体电磁场中带电非相对论粒子的动力学。得到了质点的运动方程，并求出了一些特解，在第一运动常数的基础上定义了有效势能。区域可访问和不可访问的带电粒子运动的研究和描绘的不同值的运动常数。
2013-03-08 astro-ph.EP astro-ph.HE
Pulsar Magnetospheres: Beyond the Flat Spacetime Dipole
大多数关于脉冲星磁层的研究都假设在平坦时空中存在一个纯磁偶极子。然而，最近的工作表明，广义相对论的影响实际上是至关重要的，现实的脉冲星磁场将有一个显着的非偶极分量。本文介绍了一种研究任意磁场、质量、半径和转动惯量的慢转恒星的轴对称无力磁层的一般分析方法，包括了广义相对论的所有效应。我们确认，类空电流是一般存在于极冠（建议对生产区），无论恒星磁场。我们表明，广义相对论介绍了一个~60%的修正公式的偶极分量的表面磁场推断自旋下降。最后，我们表明，极帽的位置和形状可以显着修改，甚至适度强的高阶矩。这可能会影响恒星附近发生的发射过程，并可能有助于解释毫秒双星的光束特征。
2016-12-20 astro-ph.HE gr-qc
Relativistic MHD modeling of magnetized neutron stars, pulsar winds, and their nebulae
中子星是最吸引人的天体物理源之一，它具有强引力、密度接近或超过核密度以及巨大的磁场等特征。在整个电磁波谱中，它们的观测特征可以是极其多样的，从射电望远镜的周期性和低频信号，到磁星的突然高能伽马射线耀斑，在磁星的耀斑中，能量约为10^46尔格在几秒钟内释放。快速旋转和高度磁化的中子星预计会发射强大的相对论风，其与超新星遗迹的相互作用会产生脉冲星风星云的非热发射，脉冲星风星云是已知的电子和正电子的宇宙加速器，能量高达PeV。在原磁星的极端情况下（磁场约为10 ^15 G，周期为毫秒），类似的机制可能为仍然神秘的伽马射线暴提供一个可行的引擎。中子星所有这些壮观的表现的关键因素是在其组成的等离子体中存在强磁场。在这里，我们将介绍Arcetri的高能天体物理组最近更新的几个最先进的数值研究：在广义相对论中旋转磁化中子星的稳态轴对称结构的综合建模，以及相对论脉冲星风及其相关星云的动态3-D MHD模拟。
2017-11-03 astro-ph.HE
Possible Evidence for Free Precession of a Strongly Magnetized Neutron Star in the Magnetar 4U 0142+61
磁星是一种特殊类型的中子星，被认为具有极偶极磁场，达到~ 1 e +11 T。磁星4U 0142+61是这一类别的原型之一，在朱雀天文台的宽带X射线（0.5-70 keV）中进行了研究。在硬X射线（15-40 keV）中，其8.69秒的脉动遭受了+/-0.7秒的缓慢相位调制，周期约为15小时。当这种效应被解释为中子星的自由进动时，可以推断该天体的转动惯量偏离球对称约1.6e-4。这种变形，当归因于磁压力时，表明存在于物体内部的强环形磁场，约1 e +12 T。这提供了对磁星的环形磁场的第一个观测方法之一。
2014-04-20 astro-ph.HE
Gravitational and electromagnetic emission by magnetized coalescing binary systems
讨论了在致密双星系统的并合过程中伴随引力波发射的电磁辐射的可能性。由于黑洞的配置与开放的磁场线沿旋转轴的存在，我们认为在系统中的磁偶极子，其演变导致（i）电磁辐射，和（ii）的引力辐射的贡献，两者的光度进行评估。从对磁星的观测出发，我们对磁星的电磁辐射和磁偶极子对引力波辐射的贡献都规定了上限。采用此模型的中子星双星的演变导致短伽马射线暴，我们比较了由电磁场的引力波发射的校正，发现它们是可比的特定值的磁场和双星系统的轨道半径。最后，我们计算了电磁波和引力波的能量输出，结果与某些值的磁场和半径。
2011-01-27 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Non-geodesic orbital and epicyclic frequencies in vicinity of slowly rotating magnetized neutron stars
研究了磁化慢转中子星场中带电粒子准圆运动的非测地线修正。引力场近似为Lense-Thirring几何，磁场具有标准偶极特征。使用完全相对论的方法，我们确定的影响的电磁相互作用（包括吸引和排斥）的准圆运动。我们专注于行为的轨道和周转频率的议案。通过数值求解运动方程得到了带电试验粒子的四个速度分量，用标准微扰法得到了它们的周转频率。讨论了中子星磁场和自转的联合作用对轨道和周转频率特性的影响。
2012-12-31 astro-ph.HE gr-qc
Pulsar spin-down luminosity: Simulations in general relativity
采用我们的新方法匹配广义相对论，理想磁流体力学，其无力的限制，我们进行了第一次系统的模拟无力脉冲星磁层在广义相对论。我们赋予中子星一个广义相对论性偶极磁场，内部用理想磁流体力学建模，外部采用无力电动力学。将自旋下降的光度与其相应的Minkowski值进行比较，我们发现广义相对论效应引起适度的增强：$n=1$多面体的最大增强为$\sim 23\%$。发展一个快速旋转的$n=0.5$多面体，我们发现一个更大的增强$\sim 35\%$。利用我们的模拟数据，我们推导出拟合公式的脉冲星自旋下光度的中子星压实，角速度和偶极子磁矩的函数。我们期望更严格的状态方程和更快速旋转的中子星会导致自旋下降光度的更大增强。
2014-04-21 astro-ph.HE gr-qc
The Bondi dipole in full numerical relativity: a self-accelerating positive-negative mass binary
Independent Researcher, Moscow, Russia
本文在3+1数值相对论中演化邦迪偶极子（正负质量双星），证实其自加速特性，测量加速度与间距、质量的标度关系，发现其无引力辐射，并演化出首个数值相对论中的负ADM质量幻影星。
2026-10-27 astro-ph.HE gr-qc
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
AthenaK Simulations of Magnetized Binary Neutron Star Mergers
本文利用 AthenaK 对磁化双中子星并合进行高分辨率数值相对论模拟，研究磁场放大与磁化漏斗形成，并指出重子污染导致未能产生磁主导外流。
2025-11-08 astro-ph.HE gr-qc
Magnetically Confined Mountains on Accreting Neutron Stars in General Relativity
本文在广义相对论框架下数值求解中子星磁约束山问题，发现相对论效应使磁屏蔽减弱约三倍、特征标高降低约40%，并给出偶极矩与吸积质量的定量关系。
2023-09-18 astro-ph.HE gr-qc
Time evolution of rotating and magnetized white dwarf stars
研究了孤立、零温和有限温、大质量、均匀旋转、高磁化白矮星在磁偶极制动驱动的角动量损失下的演化。我们考虑了白矮星等温核的结构和热演化，同时考虑了核燃烧和中微子发射过程。我们估计了白矮星在达到Ia型超新星爆发或引力坍缩为中子星的条件之前的寿命。我们研究了表面磁场从$10^6$到$10^{9}$ ~G，质量从$1.39$到$1.46~M_\odot$的白矮星，分析了白矮星的转动惯量、角动量、中心温度和磁场强度等参数随寿命的变化。磁场只会减慢白矮星的速度，而不会影响它们的状态方程和结构。此外，我们还计算了核反应的特征时间和动力学时标。的天体物理后果的结果进行了讨论。
2019-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
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
Binary neutron star mergers: a jet engine for short gamma-ray bursts
我们进行磁流体动力学模拟在全广义相对论（GRMHD）的准圆形，等质量，双中子星进行合并。最初的恒星是无旋的，$n=1$多面体，并被磁化。我们探讨了两种类型的磁场几何形状：一种是每个恒星都被赋予了一个从内部延伸到外部的偶极磁场，就像脉冲星一样，另一种是偶极场最初被限制在内部。在这两种情况下，所采用的磁场最初在动态上是不重要的。合并的结果是一个超大质量的中子星，它经历了延迟坍缩，变成一个黑洞（自旋参数$a/M_{\rm BH} \sim 0.74$），沉浸在磁化的吸积盘中。合并后约$4000M \sim 60(M_{\rm NS}/1.625M_\odot)$ ms，黑洞两极上方的区域被强烈磁化，并产生一个平行的、温和的相对论性外流--一个初始喷流。吸积盘的寿命可能等于喷流的寿命，它是$Δt \sim 0.1 (M_{\rm NS}/1.625M_\odot)$ s。相反，黑洞-中子星合并，我们发现，即使初始的磁场被限制在内部的恒星，初期的射流发射。
2016-06-03 astro-ph.HE gr-qc
Bondi-Hoyle Accretion onto Magnetized Neutron Star
利用轴对称MHD方法研究了在星际介质中以超音速（马赫数为3）运动的孤立磁化中子星的Bondi-Hoyle吸积。假设恒星有一个与其运动方向一致的偶极磁场，磁层半径R_m小于吸积半径R_BH，因此引力聚焦是重要的。我们发现在所考虑的参数下，磁化星的吸积率小于非磁化星的吸积率。靠近恒星时，吸积物质沿着磁极落在恒星表面，质量流量较大的物质流向恒星的背风极。在恒星磁场相对较大的情况下，恒星的磁场在R_m之外的物质流方向上（朝向恒星的迎风面）被拉伸。对于较弱的磁场，我们观察到的振荡的封闭磁层的正面和背面。这些都伴随着强烈的振荡的质量吸积率的变化因素~ 3。由于星际物质的吸积，在X射线波段可以看到没有射电辐射的老的缓慢旋转的中子星。一般来说，恒星的速度、磁矩和角速度矢量可能都在不同的方向上，因此吸积光度会随着恒星的自转速率而变化。
2011-11-10 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
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
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
Mergers of Magnetized Neutron Stars with Spinning Black Holes: Disruption, Accretion and Fallback
在广义相对论中，我们研究了一颗质量比为$5:1$的中子星（压缩比为$0.1$）在旋转黑洞轨道上的合并，允许恒星的初始磁化强度为$10^{12} {\rm Gauss}$。我们提出了由此产生的引力波形和分析的回落吸积恒星被打乱。的演变表明没有显着的影响，从初始磁化。我们发现，只有一个微不足道的数量的物质成为未绑定的，$99%$的中子星材料有一个10秒或更短的时间到达中央引擎的区域和$99.99%$的明星将与中央磁盘和黑洞在3小时内相互作用。
2010-10-05 astro-ph.CO 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
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
