Magnetohydrodynamic stability of magnetars in the ultrastrong field regime II: The crust
研究了强磁场作用下霍尔磁流体动力学的稳定性，其中电子的朗道量子化是重要的。我们发现，强场霍尔模可以不稳定的微分磁化率的磁场强度的依赖性。这种不稳定性研究使用线性微扰理论，并发现有典型的增长时间为$\lesssim 10^3$年，增长时间作为波长的函数的扰动。不稳定性是自限性的，在局部场增长初始值的百分之几的一段时间后关闭。有限的温度也被证明限制了不稳定性，足够高的温度完全消除了它。阿尔文波可以在较短的时间尺度上表现出类似的不稳定行为。我们发现，欧姆加热，由于开发通过不稳定性和磁畴形成的大领域是不够大，以占观察到的磁星表面温度。然而，朗道量子化电子的振荡微分磁化率增强了欧姆加热，这对中子星壳的磁热模拟具有重要意义。
2023-02-20 astro-ph.HE
Young magnetars with fracturing crusts as fast radio burst repeaters
快速射电暴是起源于河外的毫秒级射电脉冲。最近的一项统计分析发现，重复源FRB 121102的爆发能量遵循幂律，其指数与古腾堡-里克特地震定律惊人地一致。这暗示重复爆发体可能是经历剧烈构造活动的致密物体。对于年轻的磁星，拥有地壳磁场，这是既强（$B \gtrsim 10^{15}$ G）和高度多极，霍尔漂移可以煽动显着的领域重组，即使在$\lesssim$世纪长的时间尺度。这种重新配置在恒星的外层产生了磁应力区，其强度可能足以促进频繁的地壳故障。在本文中，假设一个地震的情况下，我们展示了如何地壳场的演变，这决定了由此产生的裂缝的几何形状，可以绑定到爆裂性能。高度各向异性应力产生的多极场的快速演变，这意味着小，局部裂纹可以偶尔发生在整个地壳在霍尔演化。这些浅裂缝中的每一个都可能释放能量爆发，其量级与重复源FRB 121102和FRB 180814.J0422+73中所见的一致。
2019-08-19 astro-ph.HE
Correlation of Burst Behaviour with Magnetar Age
通过分析多仪器历史观测数据，发现磁星特征年龄与爆发能量及活动水平显著相关，并解释为老化磁星地壳高应力体积减小及磁场衰减导致Hall漂移有效应力区变浅的结果。
2025-06-06 astro-ph.HE
Magnetar heating
我们研究了四个候选机制，可以解释磁星的高表面温度。(1)来自液核的热通量被双极扩散加热。如果在温度为$T_{core}>6\times 10^8$ K时，核心加热抵消中微子冷却，则它可以维持观测到的表面光度$L_s\approx 10^{35}$ erg/s。如果核心磁场超过$10^{16}$ G，并且磁星的热覆盖层具有轻元素成分，则这种情况是可行的。然而，我们发现，这样一个热的核心的寿命应该是短于典型的观察到的磁星的寿命。(2)固体地壳中的机械耗散。这种加热可以是准稳定的，由逐渐（或频繁）的地壳屈服于磁应力提供动力。我们证明了它服从一个强上限。只要地壳应力是由地核中的场演化或地壳中的霍尔漂移产生的，机械加热就不足以维持持续的$L_s\approx 10^{35}$ erg/s。在另一种由外部磁层耀斑触发的机械变形的情况下，表面光度增加。(3)地壳、体积或电流片中的欧姆耗散。由于地壳的高传导性，这种机制效率不高。只有地壳磁场$B>10^{16}$ G在100米尺度上变化的极端磁场配置才能提供$L_s\approx 10^{35}$ erg/s。(4)在磁层中加速的粒子对恒星表面的轰击。这种机制在磁星上产生热点。对瞬变磁星的观测显示了外部加热的证据。
2016-09-05 astro-ph.HE
On the rate of crustal failures in young magnetars
磁星的活动是由其强烈和动态的磁场驱动的，并被认为是河外快速射电暴的触发器。在这里，我们估计在年轻的磁星地壳故障的频率，通过计算详细的磁热模拟，包括霍尔漂移和欧姆耗散的磁应力。最初的内部拓扑结构在出生时知之甚少，但可能比偶极子复杂得多。因此，我们探索了广泛的初始配置，发现预期的地壳故障率的数量级取决于初始的磁配置。我们的研究结果表明，这一速率的尺度与地壳的磁能，而不是与经常使用的表面值的偶极分量相关的自旋扭矩。对于给定的偶极分量，估计的地壳故障频率可以在不同的初始条件下按数量级变化，这取决于有多少磁能分布在地壳非偶极分量中，可能在新生磁星中占主导地位。通过更好地处理地核中的磁演化和地壳的弹性/塑性响应，可以提高预期事件率的定量可靠性，这里不包括在内。尽管如此，我们的研究结果是有用的投入，在模拟年轻的银河系磁星的爆发率，以及它们与我们和其他星系的快速射电暴的关系。
2020-10-01 astro-ph.HE
Broadband X-ray Burst Spectroscopy of the FRB-Emitting Galactic Magnetar
磁星是一种年轻的、由磁力驱动的中子星，拥有宇宙中最强的磁场。快速射电暴（英语：Fast Radio Burst，缩写为FRB）是一种非常强烈的毫秒长的射电脉冲，主要起源于河外星系，其成因主要集中在磁星上。磁星的一个标志性特征是它们发出明亮的、持续时间低于秒的硬X射线爆发。2020年4月27日，银河系磁星SGR J1935+2154在几个小时内发射了数百次X射线爆发。其中一个在时间上与FRB相吻合，这是银河系首次探测到FRB。在这里，我们对FRB发生前13小时发射的24个X射线爆发进行了光谱和时间分析，这些X射线爆发与NASA NICER和Fermi/GBM任务同时观测到，其综合能量范围为0.2 keV-30 MeV。这些宽带光谱允许与FRB相关的X射线爆发（FRB-X）的光谱进行直接比较。我们证明了所有24个NICER/GBM爆发在时间上非常相似，尽管在光谱上与FRB-X有显著的不同。FRB-X爆发的奇异性可能表明它的起源是一个不寻常的地方。我们认为，这一事件起源于准极性开放或封闭的磁场线，延伸到高海拔地区。
2021-01-07 astro-ph.HE
Evolutionary implications of a magnetar interpretation for GLEAM-X J162759.5-523504.3
射电脉冲星GLEAM-X J162759.5-523504.3有一个极长的自旋周期（$P = 1091.17\, \mbox{s}$），但似乎继续快速自旋（$\dot{P} < 1.2 \times 10^{-9}\, \mbox{ss}^{-1}$）。如果源是一颗正在经历磁偶极制动的中子星，那么所暗示的磁场强度可能超过$10^{16}\,\mbox{G}$。因此，这个天体可能是迄今为止观测到的磁化最强的中子星。在本文中，一个磁星解释的源提供了一个关键的分析。(i)根据传统的“死亡谷”假设，该恒星作为射电脉冲星激活似乎需要最低极性磁场强度$B \sim 5 \times 10^{15}\,\mbox{G}$。(ii)从磁制动和霍尔塑性欧姆衰减的后推表明，一个大的角动量水库是在出生时，以支持强烈的字段放大。(iii)X射线的观测缺失限制了恒星的磁场强度和年龄，因为场衰变的加热和Urca冷却之间的竞争意味着表面光度是时间的函数。如果该天体是一颗孤立的年轻磁星（$\sim 10\, \mbox{kyr}$），其现今的磁场强度为$B \gtrsim 10^{16}\,\mbox{G}$，则其热光度的上限（$\approx 10^{30}\, \mbox{erg s}^{-1}$）表明它是通过直接的Urca机制冷却的。
2023-01-26 astro-ph.HE
Hall drift and the braking indices of young pulsars
年轻射电星的制动指数测量值都小于磁偶极制动下自旋的预期值。我们调查磁场演化的中子星地壳由于霍尔漂移作为观测到的制动指数的解释。使用数值模拟和半解析模型，我们表明，一个$\approx 10^{14}\ {\rm G}$四极环向场在出生时的中子星地壳导致增长的偶极矩的速率足够大，以符合测量的制动指数。一个关键因素是地壳屈服于在演化过程中积累的磁应力的密度，这设定了一个特征性的最小霍尔时间尺度。观测到的带有$\lesssim 10^{13}\ {\rm G}$偶极子场的双星的制动指数可以在这张图中得到解释，尽管在某些情况下需要一个显著的八极分量。对于磁场较强的脉冲星，即具有$B_d\gtrsim 10^{13}\ {\rm G}$的脉冲星，我们发现，在脉冲星达到当前年龄之前，地壳中的磁应力超过了最大剪切应力，这可能会淬灭霍尔效应。这可能对在高磁场射电脉冲星PSR~ J 1846 -0258中看到的磁星活动有影响。因此，对制动指数的观测可能是一个新的证据，证明中子星含有明显强于偶极场的次表面环形场，并可能表明霍尔效应在比以前认为的更广泛的中子星中很重要。
2014-11-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical simulation of electron magnetohydrodynamics with Landau-quantized electrons in magnetar crusts
本研究通过准三维电子磁流体模拟，发现朗道量子化引起的磁化率振荡可将磁星壳层欧姆耗散增强约3至4.5倍，非线性霍尔项是关键，有助于解释磁星加热问题。
2025-01-23 astro-ph.HE
Magnetars vs. high magnetic field pulsars: a theoretical interpretation of the apparent dichotomy
高度磁化的中子星（NS）具有一系列令人困惑的天体物理现象。在这里，建立在我们的模拟在NS地壳和随之而来的裂缝（Perna & Pons 2011）的磁应力的演变，我们详细探讨，对于中年和老年NS，星震频率和能量的依赖性的相对强度的极向（B_p）和环向（B_tor）组件。我们发现，当B_p >~10^{14}G时，由于在霍尔时间尺度上很快形成一个强的地壳环向场B_tor B_p，所以初始环向场B_tor >> B_p才能对爆发行为产生明显的影响。对于初始场B_p <~ 10^{14}G，中年（t~ 10 ^5年）NS不太可能显示任何爆发活动。这项研究使我们能够解决具有相似偶极磁场的NS如何以显着不同的方式表现的明显难题：具有高X射线光度的爆发“磁星”，或者安静，低光度，“高$B$“射电脉冲星。作为一个例子，我们考虑磁星1 E2259 +586和射电脉冲星PSRJ 1814 -1744的特殊情况，它们目前具有类似的偶极场~ 6 × 10 ^{13}G。我们确定每个对象的初始磁场配置，再现所观察到的时间参数在其当前的年龄。同样的两种配置也解释了1 E2259 +586的静态X射线光度和“磁星/爆发”行为的差异，而不是PSRJ 1814 -1744。我们进一步使用理论预测的表面温度分布来计算这些物体的光变曲线。在1 E2259 +586的情况下，我们预测的温度分布产生了一个脉冲轮廓，其双峰…
2011-09-23 astro-ph.HE
Looking for Hall attractor in astrophysical sources
最近，对中子星中磁场演化的数值计算表明，可能存在霍尔吸引子，霍尔级联驱动的磁场演化在此阶段结束。在中子星的磁演化过程中存在这样一个阶段是非常重要的，并且可以通过观测来探测。在这里，我们讨论三种类型的对象，可能已经达到这一阶段。首先，我们简要地描述了几十万年的正常射电天体的演化。然后，我们更详细地分析了七大行星之一RX J1856.5-3754的观测结果，重点是表面温度分布，并将模型预测与X射线观测推断的温度图进行比较。最后，我们讨论了霍尔吸引子阶段解释吸积磁星假设存在的必要性。我们的结论是，目前还没有直接确认霍尔吸引阶段在已知的来源。然而，在不久的将来，更详细的观测可以证明存在（或不存在）这一阶段的地壳磁场演化。
2017-10-25 astro-ph.HE
Unifying the observational diversity of isolated neutron stars via magneto-thermal evolution models
对磁星和一些强磁场磁星的观测表明，它们的热光度系统地高于经典射电磁星，从而证实了磁场参与它们的X射线发射的想法。本文给出了中子星温度和磁场完全耦合演化的二维模拟结果，包括最新的动力学系数，并首次考虑了霍尔项的重要影响。在收集和彻底重新分析所有最好的孤立的，热发射中子星的数据，以一致的方式，我们比较我们的理论模型的数据样本的40个来源。我们发现，我们的演化模型可以解释现象的多样性磁星，高B射电望远镜，和孤立的附近的中子星，只有改变他们的初始磁场，质量和信封组成。几乎所有的来源似乎都遵循标准理论模型的预期。最后，我们讨论了预期的爆发率和不同类别之间的进化联系。我们的研究结果是迈向孤立的中子星动物园大统一的重要一步。
2013-06-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Axisymmetric magneto-plastic evolution of neutron-star crusts
中子星壳中的磁场演化是由霍尔效应和欧姆耗散驱动的，只要壳足够强以吸收磁场施加的麦克斯韦应力，从而使动量方程变得多余。然而，对于最强的中子星场，应力会累积到地壳破裂的程度，在这一点上，标准的演化方程不再有效。在这里，我们研究的演变磁场的地壳和超越地壳故障，从那里开始的地壳塑性流动。我们执行全球轴对称的演变，探索不同类型的故障影响有限区域的地壳。我们发现，即使在低塑性粘度的情况下，塑性流动也不会简单地抑制霍尔效应，而是导致非平凡的演变-在某些情况下甚至反应过度并增强霍尔效应的影响。它的影响在环向场中更为突出，而在极向场上的差异则不那么显著。我们认为，磁星爆发的性质和它们的自旋下降演化将受到塑性流动的影响，因此，对这些现象的观测可能有助于限制地壳破裂的方式。
2021-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fast magnetic reconnection: The "ideal" tearing instability in classic, Hall, and relativistic plasmas
磁重联被认为是天体物理学中许多爆炸现象的驱动力，从太阳到磁星和蟹状星云中的伽马射线耀斑。然而，经典MHD模型的重连率太慢，无法解释这样的观测结果。最近，人们意识到，当电流片变得足够薄时，撕裂不稳定性的重联率变得“理想”，在这个意义上，电流片在“宏观”阿尔夫文尼克时间尺度上不稳定，而不管等离子体的伦德奎斯特数。在这里，我们提出了2D可压缩MHD模拟在经典，霍尔和相对论制度。特别是，二次撕裂不稳定性的发病率内Hall-MHD的第一次调查。在相对论MHD的框架下，我们总结了Del Zanna等人[1]的主要结果：相对论撕裂不稳定性是非常快的，重联率是光穿越时间的倒数，这是解释高能爆炸现象所需要的。
2018-01-29 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetic Field Evolution in Neutron Star Crusts: Beyond the Hall Effect
中子星拥有我们所知的宇宙中最强的磁场。它们的磁场是产生其辐射的主要手段，无论是磁层还是通过地壳。此外，磁场的演化与磁星的爆炸事件密切相关，磁星拥有强磁场，并且它们持续的热辐射。在霍尔效应和欧姆耗散的框架内描述了中子星壳层中磁场的演化。然而，这种描述是有限的事实，麦克斯韦应力施加在外壳上的强磁化中子星可能会导致故障和温度变化。在前一种情况下，破裂的地壳并不完全满足霍尔效应的必要条件。在后者中，温度的变化与磁场的演化密切相关。最后，恒星温度的急剧梯度可能会激活电池项，改变磁场结构，特别是在弱磁化的中子星中。在本文中，我们讨论了这些影响的最新进展。我们认为，这些现象可能会提供新的见解，我们的理解中子星和它们的可观察的属性。
2022-01-21 astro-ph.HE
Gravitational radiation from neutron stars deformed by crustal Hall drift
射电辐射的一个先决条件是极冠区域存在强的小尺度磁场结构（“磁点”）。它们的产生可以通过地壳霍尔漂移从两个定性和定量不同的初始磁场配置中进行：一个完全局限于地壳的场和另一个穿透整个恒星的场。这项研究的目的是探索地壳中的这些磁性结构是否能够使恒星充分变形，使其成为可观测的引力波源。我们模拟这些领域的配置，它可以开发，在$\sim 10^4$ - $10^5$年，局部表面磁场强度$\sim 10^{14}$ G保持超过$\gtrsim 10^6$年的磁点的演变。计算了磁力引起的变形。我们表明，在有利的初始条件下，一颗恒星经历地壳霍尔漂移可以有椭圆率$ε\sim 10^{-6}$，即使与亚磁星极场强度，经过$\sim 10^5$年。脉冲星旋转频率为$\sim 10^2$ Hz，具有这样的$ε$是一个有希望的引力波源候选者。由于如此大的形变只能由穿透整个恒星的特定磁场配置引起，并且其最大磁能集中在外核区域，因此从射电望远镜观测到的引力波发射可以告诉我们年轻中子星的内部场结构。
2016-04-14 astro-ph.HE gr-qc
Vacuum birefringence and the polarized X-ray emission from a radio magnetar
George Washington University（乔治华盛顿大学）；Rice University（莱斯大学）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；University of Maryland Baltimore County（马里兰大学巴尔的摩县分校）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；Louisiana State University（路易斯安那州立大学）；South African Radio Astronomy Observatory（南非射电天文观测台）
通过X射线偏振观测发现磁星磁层中量子真空双折射的证据，为验证QED预测提供了重要进展。
2026-08-19 astro-ph.HE hep-ex quant-ph
Magneto-thermal evolution of neutron stars with coupled Ohmic, Hall and ambipolar effects via accurate finite-volume simulations
模拟中子星的温度和磁场的长期演化是天体物理学的一项重要工作，在多个主题中具有重要影响。一个详细的演化模型需要，在同一时间，热扩散方程的数值解，使用适当的数值方法来控制感应方程中的非线性项，和现实的微观物理系数的本地计算。在这里，我们提出了磁热二维代码的最新扩展，其中我们耦合了地壳演化的核心演变，包括双极扩散。它还获得了模块化，准确性和效率。我们修改了最合适的数值方法来准确模拟类磁星的磁场，再现了霍尔驱动的磁不连续性。从计算性能的角度来看，大部分的负荷落在微物理系数的计算上。在较小程度上，热演化部分也是计算昂贵的，因为它需要大量的矩阵求逆，由于使用隐式方法。我们展示了两个有代表性的案例研究：（一）一个非平凡的多极配置局限于地壳，显示长寿命的小尺度结构和不连续性;（二）在正常物质的双极扩散的初步研究。后者作用于时间尺度，时间尺度太长，对感兴趣的时间尺度没有相关影响，但为未来的工作奠定了基础，其中需要包括超流体和超导性。
2021-04-16 astro-ph.HE
Signatures of magnetic flux expulsion from neutron star cores
University of East Anglia（东英吉利大学）；University of Patras（帕特雷大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；NASA Goddard Space Flight Center（美国宇航局戈达德太空飞行中心）；Center for Research and Exploration in Space Science and Technology, NASA/GSFC（NASA/戈达德太空飞行中心空间科学与技术研究与探索中心）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学系乔德雷尔银行天体物理学中心）
研究揭示中子星核心磁通量排斥不完全时，可能产生新的演化分支，解释长周期射电暂现源和快速射电暴，并影响引力波辐射和超导能隙约束。
2025-09-05 astro-ph.HE
Resistive Tearing Instability in Electron-MHD: Application to Neutron Star Crusts
我们研究了电阻性撕裂不稳定性的发展，在一个系统的发展，通过霍尔漂移的电子磁流体极限和欧姆耗散的综合作用。我们首先探讨线性情况下的指数增长的不稳定性，我们找到增长最快的模式，相应的本征值和色散关系。不稳定性增长率的比例为$γ\propto B^{2/3} σ^{-1/3}$，其中$B$是磁场，$σ$是电导率。我们确认的撕裂电阻不稳定性的发展，在完全非线性的情况下，在一个平面平行配置的磁场极性反转，通过模拟系统在霍尔平衡与一些叠加扰动。在瞬态阶段之后，在该瞬态阶段期间存在磁场的一些微小重排，扰动以指数方式增长。一旦不稳定性充分发展，磁场形成特征岛和X型重联点，其中欧姆衰减增强。我们讨论了这种不稳定性的影响，局部磁场演化中子星的地壳，提出它可以有助于加热附近的恒星表面，磁星后爆冷却模型所建议的。特别是，我们发现，一个电流片几米厚，覆盖少至$1\%$的总表面可以提供$10^{42}~$尔格的热能在几天内。我们简要地讨论了这种不稳定性在其他系统中的霍尔效应的运作，如原行星盘和空间等离子体的应用。
2016-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Magnetic-field evolution with large-scale velocity circulation in a neutron-star crust
我们研究的影响，出现在一个中子星地壳时，磁应力超过阈值的塑性流动。所涉及的动力学描述使用的纳维-斯托克斯方程，包括粘性流项，和全球环流的速度场确定使用准定常近似。我们模拟的磁场的演变，考虑到霍尔漂移，欧姆耗散，和流体运动引起的洛伦兹力。随着能量转化为体运动能和热，磁能的减少被增强。研究发现，在低粘度和强磁场条件下，由洛伦兹力引起的体速度对体系的流变行为有重要影响。这种效应在磁星表面附近至关重要。
2020-04-17 astro-ph.HE
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
Simulated magnetic field expulsion in neutron star cores
中子星（NS）磁场的长期演化研究是理解NS观测丰富多样性的关键，也是统一其性质的关键，尽管NS的发射机制和观测性质不同。这些研究原则上允许更深入地了解驱动其表观多样性的最重要参数，例如射电双星、磁星、X射线暗淡孤立中子星、伽马射线双星。我们描述，第一次，从自洽的磁热模拟的结果，不仅考虑霍尔驱动的场耗散在地壳中的影响，但增加了一套完整的建议在超导核心的驱动力。我们强调这些核心领域的过程如何驱动磁场的演变和影响可观的，并表明，当所有的力量被认为是在矢量形式一起，核心磁通量的净驱逐是可以忽略不计的，并不会有可观察到的影响，在地壳中（因此在所观察到的表面发射）兆年的时间尺度。我们的新模拟表明，由于恒星核心中耗散和驱逐的微弱综合效应，在地壳磁场演化和衰减之后，NS核心中的强磁场（以及NS表面上的签名）将持续很长时间。
2015-12-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Confronting the neutron star population with inverse cascades
针对中子星磁场起源与演化争议，提出基于小尺度湍流逆级联促使大尺度磁场增长的模型，解释了脉冲星与磁星演化，并支持壳层底部存在高电阻pasta层。
2023-07-26 astro-ph.HE
Magnetic fields in neutron stars
这项工作旨在研究磁场如何影响孤立中子星的观测特性和长期演化，中子星是宇宙中最强的磁铁。在这些天文源内部遇到的极端物理条件使它们的理论研究复杂化，但是，由于无线电和X射线数据的不断丰富，在过去几年中已经取得了巨大的进展。一颗中子星被磁化的等离子体所包围，即所谓的磁层。模拟它的全局构型对于理解磁化最强的中子星磁星的观测特性是很重要的。另一方面，内部的磁场被认为是在很长的时间尺度上演化的，从几千年到几百万年。磁演化与热演化是耦合的，这是过去几十年来研究的主题。本论文的一个重要部分介绍了中子星在前百万年的磁热演化模型的最新进展，并通过详细的模拟进行了研究。本文介绍的数值程序是第一个一致地考虑磁场和温度耦合的程序，其中包括欧姆耗散和霍尔漂移。
2013-10-03 astro-ph.HE
Magnetic fields of neutron stars
中子星拥有宇宙中已知最强的磁场。在本文中，我简要地讨论了这些磁场是如何从观测中推断出来的，以及它们的时间演化的证据。我展示了这些极强的磁场实际上对恒星结构的影响是如何微弱的，对于主序上部的磁星和磁性白矮星也是如此，它们具有相似的总磁通量。我提出了一个方案，在这个方案中，（包含极向场和环向场分量）在中子星诞生后不久就建立了，这得益于中子星物质的强成分分层，这种状态慢慢地被非理想的磁流体动力学过程，如恒星核心的β衰变和双极扩散，以及霍尔漂移和其内部固体的破裂，地壳。在足够长的时间尺度上，中子星核心中的流体将表现得好像是正压的，因为，取决于温度和磁场强度，β衰变将不断调整成分到化学平衡态，或者双极扩散将带电成分与中子解耦。因此，关于正压流体中稳定的磁流体平衡的仍然悬而未决的问题将与演化有关，至少对于"磁星“场来说，太强而不能被固体地壳稳定。
2013-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Evolutionary deformation toward the elastic limit by a magnetic field confined in the neutron--star crust
本文研究了中子星壳层内受限磁场在霍尔漂移驱动下的弹性形变演化，发现其破裂时间较长且磁能转化为焦耳热可解释中心致密天体供能，并表明壳层内强磁场不太可能引发爆发，磁场位形可区分中心致密天体与磁星。
2023-03-04 astro-ph.HE
Magnetic-field evolution in a plastically-failing neutron-star crust
在中子星地壳的正常情况下，离子被锁定在地壳晶格中，只有电子是移动的，因此磁场的演化与电子速度直接相关。然而，这种演化建立了磁应力，它可以变得足够大，使地壳超过其弹性限度，并塑性流动。我们考虑这种塑性流动的性质和对地壳磁场演化的反作用。我们制定了一个平面平行模型的本地故障，表明表面运动是不可避免的，一旦地壳产量，在没有额外的耗散机制。我们进行数值演化的地壳磁场霍尔漂移和欧姆衰减的联合作用下，跟踪磁应力的建立，并诊断地壳故障与冯米塞斯标准。在这一点之外，我们解决了塑性速度和磁场的耦合演化。我们的研究结果表明，有一个共存的磁星日冕与小规模的磁性功能，塑性流动的粘度必须大致为$10^{36}-10^{37}\ \textrm{g cm}^{-1}\textrm{s}^{-1}$。我们发现显着的运动在表面上的速度为$10-100$厘米，每年，和本地化的磁场是弱于没有塑性流动的演变。我们讨论了天体物理学的影响，以及如何使用我们的局部模拟来建立中子星地壳场演化的全球模型。
2019-06-14 astro-ph.HE
3D evolution of neutron star magnetic-fields from a realistic core-collapse turbulent topology
本研究首次实现中子星三维完全耦合磁热模拟，发现复杂湍流初始拓扑下偶极场长期维持低值，与年轻脉冲星观测矛盾，提出深层磁场自组织或磁层贡献等解释。
2023-05-10 astro-ph.HE
Unveiling the Physics of Neutron Stars: A 3D expedition into MAgneto-Thermal evolution in Isolated Neutron Stars with MATINS
本论文利用新开发的 MATINS 代码首次对孤立中子星最初一百万年的三维磁热耦合演化进行最真实模拟，定量研究了热光度、计时特性和磁场演化。
2024-04-30 astro-ph.HE
