Torsional Oscillations of Magnetized Relativistic Stars
相对论性恒星中的强磁场可能是地壳破裂的一个原因，导致全球扭转振荡的激发。这种振荡可以在引力波或高能辐射中观测到，从而成为探测相对论恒星状态方程的工具。由于强磁场的存在会影响扭振模的本征频率，我们研究了磁化相对论星中的扭振模。我们推导出线性化的扰动方程，该方程控制耦合到磁场的振荡的扭转振荡，当度量的变化被忽略（考林近似）。振荡由一个单一的二维波动方程描述，它可以作为一个边值问题求解，以获得本征频率。我们发现，在非磁化的情况下，典型的振荡周期的基本l=2扭转模式可以是近两个大的因素，相对论性恒星比以前计算的牛顿极限。对于磁化的恒星，我们表明，磁场的影响是高度依赖于假设的磁场配置和简单的估计先前在文献中获得的不能用于识别正常模式观测。
2001-09-19 astro-ph gr-qc
On the Linear Stability of Magnetized Jets Without Current Sheets - Relativistic Case
在我们以前的论文中，我们考虑了边界上没有电流片的磁化射流的非相对论线性稳定性分析。在本文中，我们扩展我们的分析相对论射流。为了寻找无电流片磁化相对论喷流的不稳定模式，我们将完全相对论磁流体力学方程线性化并数值求解。得到了箍缩模和扭结模不稳定性的色散关系。通过比较弱相对论性喷流（洛仑兹因子2）和中等相对论性喷流（洛伦兹因子10）的色散关系，发现具有较高洛伦兹因子的射流在收缩和扭结模式下的稳定性都显著提高。我们表明，列入目前的无片磁场在射流中进一步提高了稳定性。随着磁化强度的增加，箍缩和扭结模式的不稳定性逐渐变得更加稳定。我们还显示了不稳定模式的最大时间增长率和射流的洛伦兹因子之间的标度关系。对于我们研究的大多数模式，不稳定模式的最大时间增长率与洛伦兹因子成反比。然而，对于基本箍缩模式，它与洛伦兹因子的平方成反比。无论是否存在磁场，这种非常有益的比例关系都成立。
2017-02-13 astro-ph.HE gr-qc
Electromagnetic fields of slowly rotating magnetized compact stars in conformal gravity
研究了共形引力下慢转磁化致密星真空电磁场的精确解析解。以实际的偶极磁场位形为例，得到了共形引力作用下慢转磁化相对论星外近区磁场和电场的麦克斯韦方程组的解析解.此外，还研究了共形引力作用下旋转磁化致密星的偶极电磁辐射和能量损失。为了寻找共形重力场$L$参数的观测约束，本文将共形引力下旋转磁化相对论星电磁辐射的理论结果与射电天文周期慢化的精确观测资料相结合，估计出共形引力参数的上限即最大值小于$L \lesssim 9.5 \times 10^5\textrm{cm}$（$L/M \lesssim 5$）。
2018-04-30 gr-qc
Dynamics of Rotating, Magnetized Neutron Stars
利用完全广义相对论的理想磁流体力学的实现，在三维空间中没有假设的对称性，磁化，刚性旋转的中子星的动力学进行了研究。从Lorene项目的Magstar构建的完全一致的初始数据开始，我们研究了旋转的磁化多变星作为中子星模型的动力学和稳定性。进化表明，这些旋转的磁化恒星中的一些可能在黑洞形成的门槛上发生最低限度的不稳定。
2010-02-10 gr-qc
Relativistic static magnetized finite thin disk: An infinite family of exact solutions
提出了一个无限族的相对论性有限薄圆盘模型，其中含有磁场。本文利用Horski-Mitskievitch生成猜想，得到了求解静态时空Einstein-麦克斯韦方程组的模型。这些解的真空极限是著名的Morgan和Morgan解。所得到的表达式简单地写成扁球坐标。圆盘的质量是有限的，能量-动量张量满足所有的能量条件。明确地计算了磁场和圆速度。获得的所有物理量均显示出可接受的
2011-12-02 astro-ph.CO gr-qc
General Relativistic Equilibrium Models of Magnetized Neutron Stars
磁场在许多天体物理场景中起着至关重要的作用，特别是在中子星（NS）的发射机制和演化中具有至关重要的作用。为了理解磁场在致密物体中的作用，作为第一步，获得磁化NS的精确平衡模型是重要的。利用共形平坦近似，我们解决了爱因斯坦方程的情况下，考虑到不同类型的磁位形的静态轴对称NS与GRMHD方程。这使我们能够调查的磁场的影响，全球性的属性，如他们的变形。
2013-12-19 astro-ph.HE gr-qc
Gravitational waves in magnetized relativistic plasmas
研究了均匀磁化等离子体中与磁场成任意角度的引力波的传播。没有先验假设的温度，我们认为在休息和等离子体在超相对论速度流出的等离子体。在3+1正交四元组描述中，我们发现所有三个基本的低频等离子体波模式被GW激发。阿尔芬波被激发的x极化GW，而慢和快磁声模式耦合到+极化。然而，慢模式不与GW相干地相互作用。最相关的波模式是快磁声模式，在强磁化等离子体中，其相对于GW具有消失的小相位滞后，从而允许在大的长度尺度上的相干相互作用。当背景磁场几乎但不完全平行于GW的传播方向时，甚至Alfven波也增长到GW振幅的一阶。最后，我们计算了磁声波的增长和GW的阻尼。
2004-05-17 astro-ph gr-qc
Dynamics of magnetized relativistic tori oscillating around black holes
本文数值研究了在史瓦西和克尔黑洞背景时空中磁化的、相对论的、非自引力的、轴对称的环面的动力学。初始模型有一个恒定的特定角动量，并建立了一个非零的环形磁场分量，最近已经获得了平衡配置。在这项工作中，我们扩展了我们以前的调查处理纯流体动力厚盘，并研究动态磁化环面受到扰动，这里考虑的磁场强度的值，触发准周期振荡持续数十个轨道周期。总的来说，我们已经发现，磁化环面的动力学分析是非常相似的，发现在相应的未磁化的模型。振荡的本征频率的频谱分布表明存在一个基本的p模式和一系列谐波比为2：3：....的泛音。这些模拟，因此，延长了Rezzolla等人的模型的有效性。（2003 a），用于解释在包含黑洞候选者的LMXB光谱中观察到的高频QPO，也适用于具有纯环形磁场分布的磁化盘的情况。如果足够紧凑和质量，这些振荡也可以导致强烈的引力辐射的发射，这是潜在的银河系内的源检测。
2007-02-19 astro-ph gr-qc
General Relativistic Simulations of Magnetized Plasmas around Merging Supermassive Black Holes
合并中的超大质量黑洞双星是由星系合并产生的，是空间引力观测站可以获得的最强大的引力波源。一些这样的合并可能发生在物质和磁场存在的情况下，因此产生电磁对应物。在这封信中，我们提出了第一个广义相对论模拟合并超大质量黑洞周围的磁化等离子体使用广义相对论磁流体动力学代码威士忌。通过考虑不同的磁场强度，从非磁为主的磁为主的制度，我们探讨了磁场如何影响等离子体的动力学和可能的电磁信号的发射。特别是，我们观察到，在双星系统的吸积作用下，磁场的总放大率约为2个数量级，这导致了更强的电磁信号，比在无力状态下进行的类似计算大10^4倍以上，在无力状态下，这种放大是不可能的。
2012-05-15 astro-ph.HE gr-qc
General Relativistic Modeling of Magnetized Jets from Accreting Black Holes
广义相对论磁流体动力学模型的最新进展提供了前所未有的洞察力吸积黑洞的内部运作，动力的喷流在活动星系核（AGN）和其他吸积系统。我将介绍最近的研究结果，确定喷流功率的自旋依赖性，并讨论了活动星系核无线电大声/安静的二分法和最近的观察，在一些活动星系核的高喷流功率的影响。
2012-02-13 astro-ph.CO astro-ph.HE 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
General Relativistic Electromagnetic Fields of a Slowly Rotating Magnetized Neutron Star. II. Solution of the Induction Equations
本文数值求解了慢转磁化中子星内部背景时空中的广义相对论感应方程。在最近的一篇论文中（Rezzolla et al 2001 a）讨论了这些方程的解析形式，其中由于时空曲率和参考系的拖曳而引起的修正被证明是存在的。通过大量的计算，我们研究了磁场随恒星自转速率、磁矩与自转轴倾角以及电导率的变化。所有这些计算都是针对一个恒温的相对论性多方恒星进行的，并利用了初值问题的一致性解决方案，避免了使用人工解析函数。我们的结果表明，存在着由时空旋转引入的广义相对论效应，这种效应会降低磁场的衰减率。然而，旋转引起的修正通常被中子星物质的高电导率所隐藏，当考虑电导率的实际值时，即使对于已知最快的脉冲星，这些修正也可以忽略不计。
2001-12-03 astro-ph 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
General Relativistic Electromagnetic Fields of a Slowly Rotating Magnetized Neutron Star. I. Formulation of the equations
本文给出了慢旋转磁化中子星内外背景时空中麦克斯韦方程组的解析解。这颗恒星被认为是孤立的，处于真空中，偶极磁场与旋转轴不一致。相对于平坦时空的解，广义相对论引入了与引力场的单极和偶极部分相关的修正。特别是，我们表明，在无限的电导率的情况下，由于参考系的拖动广义相对论修正是存在的，但只有在电场的表达式。然而，在有限电导率的情况下，由于时空曲率和参考系的拖曳引起的修正在感应方程中出现。这些修正可能与类星体和磁星的磁场演化有关。所发现的解，虽然是通过一些简化的假设得到的，但反映了一个相当一般的物理结构，因此可以用于各种天体物理情况。
2004-05-07 astro-ph gr-qc
Alignment of Magnetized Accretion Disks and Relativistic Jets with Spinning Black Holes
吸积黑洞（BH）产生强烈的辐射和强大的相对论喷流，这是由BH的自旋大小和方向的影响。虽然薄的圆盘可能会通过巴丁-彼得森效应与BH自旋轴对齐，但这并不适用于厚圆盘的喷流系统。我们使用全三维广义相对论磁流体动力学模拟研究吸积BH与各种BH自旋矢量和磁盘厚度与磁通量达到饱和。我们的模拟揭示了一个“磁自旋对齐”机制，导致磁化磁盘和射流，以配合BH自旋附近的BH和进一步远离重新定向与外盘。这一机制对BH质量和自旋的演化、BH对宿主星系的反馈以及SgrA* 和M87的解析BH图像都有影响。
2012-11-15 astro-ph.CO 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
General Relativistic Simulations of Slowly and Differentially Rotating Magnetized Neutron Stars
我们提出了长期（~10^4 M）的轴对称模拟的差异旋转，磁化中子星在慢旋转，弱磁场限制使用微扰度规演化技术。虽然这种方法产生的结果相比，通过非微扰（BSSN）进化技术，微扰度量求解器进行的模拟需要约1/4的计算资源，在给定的分辨率。这种计算效率使我们能够以非常高的分辨率观察和分析磁制动和磁旋转不稳定性（MRI）的影响。我们的模拟结果表明：（1）只有当最快增长模式的波长被超过10个网格点分辨时，才能观察到MRI;（2）随着分辨率的提高，MRI增长率收敛，但由于MRI的小尺度湍流性质，最大增长幅度增加，但即使在最高分辨率下也不表现出收敛;（3）与分辨率无关，当能量被缠绕的磁场从差动旋转中消耗掉时，磁制动驱动恒星朝向均匀旋转。
2006-09-22 astro-ph 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
Quasi-equilibrium models of magnetized compact objects
在螺旋对称和理想MHD近似下，我们报告了一个相对论性公式，用于模拟强磁化中子星，旋转或围绕另一个中子星或黑洞的闭合圆形轨道。螺旋对称系统的准稳态演化受热力学热力学第一定律控制，该定律被推广到包括磁场在内的系统。该公式涉及一个迭代方案数值求解爱因斯坦-麦克斯韦和相对论MHD-欧拉方程。由此得到的双星组态可以作为研究它们的螺旋和合并的自洽初始数据。
2011-11-06 astro-ph.HE 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
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
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
Relativistic Magnetohydrodynamics In Dynamical Spacetimes: Numerical Methods And Tests
理论天体物理学前沿的许多问题需要在动态的、强烈弯曲的时空中处理磁化流体。这些问题包括伽马射线暴的起源、星核坍缩或中子星合并引起的新生中子星差旋的磁制动、新生黑洞周围喷流和磁化盘的形成等。为了模拟这些现象，所有这些都涉及广义相对论（GR）和磁流体力学（MHD），我们已经开发了一个GRMHD代码，能够在动态时空中演化MHD流体。我们的代码解决了轴对称和全3+1维的Einstein-Maxwell-MHD系统的耦合方程。我们通过积分BSSN方程来演化度规，并使用保守的激波捕获方案来演化MHD方程。我们的代码给出了准确的结果，在标准的MHD代码测试问题，包括磁化冲击和磁化邦迪流。为了测试我们的代码的能力，发展的MHD方程的动态时空中，我们研究的扰动的均匀，磁化流体激发的引力平面波，我们发现很好的协议之间的解析解和数值解。
2005-07-08 astro-ph gr-qc
Magnetohydrodynamics in full general relativity: Formulation and tests
提出了一种新的磁流体动力学（MHD）模拟方法，该方法在全广义相对论（包括动力学时空）中进行。在我们的实现中，爱因斯坦的演化方程的BSSN形式主义，MHD方程的高分辨率中心计划，和感应方程的约束输运方法。我们对相对论磁流体力学的标准测试问题进行了数值模拟，包括狭义相对论磁化激波、静止时空中广义相对论磁化Bondi流以及完全广义相对论下中子星和磁化圆盘组成的自引力系统的长期演化.在最后的测试中，我们说明，我们的实现可以遵循绕组的磁场线的磁化和差分旋转吸积盘周围的紧凑的对象，直到饱和，之后，磁驱动的风和角动量运输内的磁盘打开。
2005-07-16 astro-ph gr-qc
Metric of a rotating charged magnetized sphere
本文提出并讨论了一个旋转的、具有磁偶极矩的带电球的外场的定常轴对称方程。它有一个非常简单的多极结构，只有四个非零的Hoenselaers-Perjés相对论性矩。
2019-12-23 gr-qc hep-th
Exact Solutions of the Self-consistent System of Relativistic Magnetohydrodynamics Equations for an Anisotropic Plasma on the Background of Bondi-Pirani-Robinson's Metric
在Bondi-Pirani-Robinson真空平面引力波（PGW）度规的背景下，得到了各向异性磁化等离子体的自洽相对论磁流体力学方程组的精确解，推广了作者之一关于引力波横向极化的结果.基于重新表述的能量平衡方程，指出在引力波振幅的线性近似下，只有PGW的横向极化与磁化等离子体相互作用。
2010-11-13 gr-qc physics.plasm-ph
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
Magnetized cosmological perturbations
大尺度宇宙磁场不仅影响密度扰动的增长，而且影响密度分布中的旋转不稳定性和各向异性形变。我们给出了一个完全相对论处理所有这些影响，将磁曲率耦合，在一个相对论的方法产生的。我们表明，这种耦合会对超视界尺度上的生长模式产生小幅增强。该磁场产生新的非绝热常数和衰减模式，以及非绝热修正的标准增长和衰减模式。磁化等曲率扰动在超视界尺度上纯粹是衰减的。在复合前的亚视界尺度上，磁化密度扰动以磁声波的形式传播，导致声峰间距的小幅减小。场方向的波动引起尺度相关的涡度，并在旋转矢量中产生进动。在小尺度上，磁化密度涡在辐射时代以阿尔芬波的形式传播。在复合之后，它们比非磁化涡旋衰减得更慢。磁涨落也是密度分布中各向异性畸变的一个活跃来源。我们推导出这种扭曲的演化方程，并找到一个特定的增长的解决方案。
2000-03-31 astro-ph gr-qc
Recollimation Shocks in Magnetized Relativistic Jets
我们对圆柱形非平衡超压相对论射流进行了二维特殊相对论磁流体动力学模拟。在射流与周围介质的界面处激发的激波和稀疏波的非线性相互作用，沿射流产生多个定常的准定常激波和稀疏结构。虽然最初的射流是运动学为主，我们已经考虑了轴向，环形和螺旋磁场，研究不同的磁场拓扑结构和强度的影响上的reclimation结构。我们发现，轴向场引入了更大的有效气体压力，导致更强的准定激波和稀薄，导致更大的流动变化。喷流助推力与初始磁场成二次方增长。另一方面，一个环形场导致较弱的再准直冲击和稀疏，修改后的第一次再准直稀疏和冲击射流结构显着。喷气推进系统地减小。相反，对于螺旋场，行为取决于磁节距，其现象范围介于轴向和环形磁场之间。然而，一般来说，螺旋形磁场产生更复杂的冲击和稀疏的子结构，靠近入口，显着修改射流结构。由不同的场结构和强度引起的激波结构的差异，可能对通过定常复准激波传播的扰动产生可观察的后果。
2015-06-19 astro-ph.HE gr-qc
General relativistic simulations of magnetized binary neutron star mergers
双星中子星（NSNS）预计是地面激光干涉仪可观测到的引力波的主要来源之一，也可能是短硬伽马射线暴的前身。我们提出了一系列的广义相对论NSNS合并模拟非磁化和磁化的恒星。我们采用准平衡初始数据的圆形，无旋二进制共形薄三明治（CTS）框架中构建的。我们采用BSSN制定发展的度量和高分辨率的冲击捕获计划来处理磁流体力学。我们对未磁化双星的模拟证实了柴田、谷口和宇留（2003）的结果。在合并导致迅速坍缩成黑洞的情况下，我们能够使用穿刺规范条件来扩展演化并确定形成盘的材料的质量。我们发现，磁盘的质量是小于2%的总质量在所有的情况下研究。然后，我们添加一个小的极向磁场的初始配置和研究随后的演变。对于残骸是超大质量中子星的情况，我们看到合并后引力波形的振幅和相位都有可测量的差异。对于残骸是一个被圆盘包围的黑洞的情况，圆盘的质量和引力波形与未磁化的情况大致相同。磁场对超大质量中子星的长期、长期演化（驱动“延迟衰变”）和新生黑洞周围的吸积盘有重大影响。
2008-07-10 astro-ph gr-qc
Evolutions of Magnetized and Rotating Neutron Stars
我们研究了磁化和刚性旋转中子星在一个完全广义相对论的实现理想磁流体力学没有假设的对称性在三维空间的演变。恒星被建模为旋转，磁化多变的恒星，我们研究不同的情况下，研究他们的动力学和稳定性。特别是，我们专注于恒星的稳定性和可能的临界行为。除了其内在的物理意义，我们使用这些演变作为我们的实施，其中包括新的发展，以处理磁化系统的进一步测试。
2010-05-24 astro-ph.SR gr-qc
Jet-environment interplay in magnetized binary neutron star mergers
本文报告了首个磁化sGRB喷流穿透真实磁化并合后环境的3D狭义相对论MHD模拟，克服了以往无磁场模拟的局限，揭示了磁场在喷流演化中的关键作用。
2023-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
