A global model of the magnetorotational instability in protoneutron stars
磁星是一种高度磁化的中子星，其磁偶极子的范围从$10^{14}$到$10^{15}$ G。磁共振成像被认为是一种很有前途的机制，可以放大快速旋转的质子中子星的磁场，形成磁星。这种情况得到了许多当地研究的支持，这些研究表明，磁场可以在小范围内被MRI放大。然而，MRI产生偶极场的效率仍然未知。为了回答这个问题，我们研究了磁共振成像发电机在一个理想化的全球模型的快速旋转质子中子星与差分旋转。我们进行三维不可压缩的磁流体模拟在球形几何与显式的扩散率的差分旋转被迫在外边界。我们改变初始磁场并研究了不同的磁边界条件。这些模拟进行了比较，局部剪切盒模拟。我们得到了一个自持湍流磁共振驱动发电机，其饱和状态与初始磁场无关。MRI产生$B \geq 2\times 10^{15}$ G的强湍流磁场和非主导磁偶极子，其系统地表示约为平均磁场强度的$5\%$。有趣的是，这个偶极子是向赤道面倾斜的。我们发现局部剪切盒模型可以相当好地再现全球MRI湍流的几个特征，如动力学和磁谱。尽管如此，局部模型中的湍流比全局模型中的更剧烈。总体而言，我们的结果支持MRI形成类磁铁大规模磁场的能力。他们还预测存在更强的小尺度磁场。由此产生的磁场可能是重要的动力突出的恒星爆炸，如超亮超新星和伽玛射线暴。
2020-11-27 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Numerical simulations of the Tayler-Spruit dynamo in proto-magnetars
本研究通过三维直接数值模拟原中子星内部的稳定分层球形Couette流，发现Tayler不稳定性驱动的两条亚临界发电机分支，其偶极分支磁场强度符合磁星观测约束，为磁星形成提供了数值依据。
2023-08-26 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Pns dynamo: Theory and observations
我们简要地回顾了湍流平均场发电机行动的质子中子星，受到对流和中子指不稳定性在早期演化阶段。通过求解具有最简单的$α$ -淬火模型的平均场感应方程，我们估计所产生的磁场的强度。如果质子中子星的初始周期很短，那么产生的大尺度场（$> 3 \times 10^{13}$ G）非常强，超过了中子星表面的小尺度场;而如果旋转是中等的，那么质子中子星形成时或多或少有标准的偶极场（$< 3 \times 10^{13}$ G），但表面的小尺度磁场强于偶极场。如果自转非常慢，那么平均场发电机就不工作，中子星就没有全局场。
2011-01-10 astro-ph.HE
Origin of magnetar-scale crustal field in PSR J1852+0040 and "frozen" magnetars
讨论了Kes 79超新星遗迹中的一颗中子星PSR J1852+0040--中心致密天体（CCO）中强地壳磁场的起源。考虑到其相对较长的现代自旋周期，我们得出结论，该领域不能通过发电机机制产生。如果这颗中子星确实是一颗磁星，其磁场在一次强回落事件中被淹没，那么它就反对磁星中的发电机场起源。除此之外，Kes 79不是正常磁星的近亲。发现一颗具有毫秒周期和强地壳场的反磁星，例如，由于大脉冲分数，将是发电机场起源的证据。这种源的存在与目前中子星统一的标准图象是一致的。然而，具有淹没场的磁星的比例可能很小--占CCO总数的百分之几。
2013-07-11 astro-ph.HE
Impact of a mean field dynamo on neutron star mergers leading to magnetar remnants
本文研究了双中子星并合后平均场$αΩ$-发电机的影响，推导了兼容数值相对论的GRMHD方程并提出启发式发电机闭合关系，发现该机制能显著放大磁场并驱动产生前兆耀斑及高电磁能通量，为短伽马射线暴提供能量。
2023-11-06 astro-ph.HE
Tayler-Spruit dynamo in stably stratified rotating fluids: Application to proto-magnetars
本研究利用 MagIC 三维 MHD 模拟考察稳定分层旋转 PNS 中的 Tayler–Spruit 发电机，验证强分层下的自持放大与 Fuller 等标度律，发现间歇性状态，并标定磁星形成及恒星角动量输运模型。
2024-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Could the stochastic gravitational wave background from newborn magnetars be detected by the advanced LIGO and Einstein Telescope?
本研究基于三种磁星形成机制探究新生磁星的随机引力波背景，发现其信噪比过低，无法被先进LIGO和爱因斯坦望远镜探测到。
2025-11-11 astro-ph.HE gr-qc
Supernova Fallback onto Magnetars and Propeller-Powered Supernovae
我们探讨了在大质量恒星的超新星爆发过程中，新诞生的磁星上的回退吸积。强磁场（~10 ^{15} G）和短自旋周期（~1 - 10 ms）对磁星如何与下落物质相互作用有重要影响。在长的自转周期、弱的磁场和高的吸积率下，足够的物质被吸积形成一个黑洞，就像在大质量的祖星中常见的那样。当B <5 * 10 ^{14} G时，吸积导致磁星旋转得足够快，从而产生三轴变形并产生引力波，但只持续~50 - 200 s，直到它坍缩成黑洞。相反，在短的自旋周期、强磁场和低的吸积率下，磁星处于"螺旋桨状态"，通过驱逐进入的物质而避免成为黑洞。这个过程会使磁星向下旋转，因此只有在最初的质子中子星快速旋转的情况下，才可能产生引力波。即使磁星幸存下来，它也会吸积至少0.3个太阳质量，因此我们预计在这些类型的环境中出生的磁星的质量会比通常与中子星相关的1.4个太阳质量更大。推进器机制将磁星中~10 ^{52}尔格的自旋能转化为外流的动能，在最初的~10 - 30 s期间，这种冲击加热了流出的超新星喷出物。对于一个小的~5太阳质量的贫氢包层，这种能量创造了一个更明亮，更快的超新星，具有高的喷射速度~（1 - 3）* 10^4 km/s，可能会出现宽线的Ib/c型超新星。对于一个大于10太阳质量的富氢包层，结果是一个明亮的IIP型超新星，其平台光度为~10 ^{43}尔格/秒，持续时间为~60 - 80天。
2011-04-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of proto-neutron stars to pulsars, magnetars and central compact objects
Istanbul Technical University（伊斯坦布尔理工大学）
该研究提出中子星在原中子星阶段经历发电机过程，产生不同磁场特征，解释磁星与脉冲星的磁场差异及中心致密天体的磁场形成机制。
2026-01-07 astro-ph.HE
Magnetar Signature - The U Curve
这项工作着眼于磁星的一些明确的签名，特别是在两个模型中伴随着X射线辐射下降的周期关闭。我们回顾了以前的一些工作，这是众所周知的发电机模型的基础上，在该模型中，恒星诞生的时间为几毫秒，在高温下。在这种对流状态下，发电机机制可以将磁场放大到磁星值。这与屏蔽核模型相反，屏蔽核模型假定磁星的内核中发生高密度相变，其动态排列所有中子磁矩，在内核中产生大磁场。伴随的通量变化在周围的高电导率等离子体中产生屏蔽或屏蔽电流，其不允许场离开到表面。然后双极扩散将磁场传输到地壳，以中微子和X射线的形式耗散能量。上涌场使地壳裂开，产生耀斑和地壳欧姆耗散产生的X射线辐射，直到屏蔽电流耗尽，地表极场达到最终值。在发电机模型中，极性磁场随时间减小，而在我们的屏蔽模型中，它增加到它的最终值。结果是，在后一个模型中，作为时间和周期的函数，偶极辐射损失$\dot E$与X射线光度$ L_X$的比率是一条“U”曲线，表明正是$L_X$的指数下降，使磁星观测到的周期结束。
2018-05-24 astro-ph.HE
On the Origin of Pulsar and Magnetar Magnetic Fields
为了解决中子星磁场的产生，特别是磁星和射电星之间的二分法，我们考虑从其他天体物理系统推断的发电机的属性。与足够低（修改）Rossby数，对流发电机被称为产生偶极占主导地位的领域，其强度与对流通量的规模，我们认为，这些预期应适用于对流原中子星在核心坍缩超新星的中心。我们分析了一套三维模拟核心崩溃，具有现实的状态方程和完整的中微子运输，在这种情况下。我们所有的祖先模型，从9个太阳质量到25个太阳质量，包括一个初始旋转的模型，都有足够强烈的原中子星对流，如果修正的罗斯比数在临界范围内，就能产生~10^15高斯量级的偶极场。因此，磁星/射电脉冲星的二分法可能部分是由于大质量恒星核心自转速率的分布而自然产生的。
2021-12-19 astro-ph.HE
How can newly born rapidly rotating neutron stars become magnetars?
在一个新诞生的（高温和开普勒旋转）中子星中，r模不稳定性可以导致恒星的差异旋转，这将使种子极向磁场（$\sim 10^{11}$ G）产生超高（$\sim 10^{17}$ G）的环向场分量。随后，屈服于泰勒不稳定性，环向场可以部分地转化为新的极向场。通过这样的发电机过程，新诞生的中子星以足够快的速度旋转，可以在$\sim 10^{2-3}$ s的时间尺度上变成磁星，表面偶极磁场为$\sim10^{15}$ G。伴随着场的放大，由于r模不稳定性，特别是环向场引起的非轴对称恒星形变，恒星可以通过引力波辐射自旋下降到$\sim5$ ms的周期。这种情况提供了一个可能的解释，为什么残留的中子星形成于伽马射线暴和超亮超新星可能是毫秒磁星。
2014-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
A large scale dynamo and magnetoturbulence in rapidly rotating core-collapse supernovae
磁流体动力学（MHD）湍流在许多高能天体物理系统中具有重要意义，其中MHD不稳定性可以在很短的时间尺度上放大局部磁场。特别是，磁旋转不稳定性（MRI）和发电机作用已被认为是一种机制，以增长的磁强度磁场（$\ge10^{15} G$）和磁旋转动力的旋转大质量恒星的爆炸。这类恒星是Ic-bl型超新星爆发的候选祖先，也是所有与长伽马射线暴（GRB）有关的超新星。MRI已被研究与本地高分辨率剪切盒模拟在3D或全球2D模拟，但它是一个悬而未决的问题，是否MRI驱动的湍流可以导致在创建一个大规模的有序和动态相关的领域。在这里，我们报告的结果，从全球3D广义相对论磁流体动力学（GRMHD）湍流模拟和MRI驱动的MHD湍流在快速旋转的质子中子星产生的能量逆级联。我们发现一个大规模的有序的环形场，这是符合双极磁旋转驱动的外流的形成。我们的研究结果表明，快速旋转的大质量恒星是Ic-BL型超新星和长GRB的合理祖先，为磁星提供了一个可行的形成方案，并可能解释潜在的磁星动力超亮超新星。
2018-03-29 astro-ph.HE
Ejector and propeller spin-down: How might a superluminous supernova millisecond magnetar become the 6.67 hr pulsar in RCW103
超新星遗迹RCW 103中的X射线源1 E 161348-5055最近表现出磁星的典型X射线活动，即磁场> 10 ^14 - 10 ^15 G的中子星。然而，1 E 161348-5055的观测周期为6.67小时，而磁星的自旋周期为秒。在这里，我们描述了一个简单的模型，它可以解释1 E 161348-5055的自旋演化，以及其他磁星，从一个初始的毫秒，将需要发电机产生的磁场强度磁场。我们认为，1 E 161348-5055与其他磁星的关键区别在于其残留盘的总质量较小。这个圆盘导致1 E 161348-5055在其生命中经历了喷射器和螺旋桨阶段，在此期间，强大的扭矩导致其自旋周期迅速增加。通过匹配观测到的自旋周期和1-3 kyr的年龄，我们发现1 E 161348-5055在所有已知的磁星中具有（略）最高的磁场，B~ 5 × 10^15 G，其盘的质量约为10^24 g，与小行星谷神星相当。
2016-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
MRI-driven dynamo at very high magnetic Prandtl numbers
由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的发电机被认为在吸积盘的动力学中起着重要作用，并且还可以解释磁星中存在的极端磁场的起源。它的饱和度是一个重要的悬而未决的问题，已知是特别敏感的扩散过程，通过磁普朗特数Pm（粘度比电阻率）。尽管它与原中子星和中子星合并残留物有关，但高Pm的数值挑战机制在很大程度上仍然是未知的。使用零净通量剪切箱模拟不可压缩近似，我们研究了MRI驱动的发电机在前所未有的高值的Pm达到256。模拟结果表明，应力和湍流能量与Pm成正比，直到适度高的值（$\mathrm{Pm} \sim 50$）。在较高的Pm，他们过渡到一个新的制度与平台无关的Pm为$\rm Pm \gtrsim 100$。这种趋势是独立的雷诺数，这可能表明一个渐近制度的能量注入和耗散是独立的扩散过程。有趣的是，大的Pm值不仅会导致强烈的小尺度磁场，而且会在盒子的最大尺度上产生更有效的发电机。
2022-09-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Producing Magnetar Magnetic Fields in the Merger of Binary Neutron Stars
双星合并会导致流体中湍流和不稳定性的发展，如开尔文-亥姆霍兹剪切不稳定性，从而导致磁场的大幅放大，从而驱动小尺度发电机活动。为了正确地解决这种不稳定性，并获得正确的磁场放大，需要采用的决议，目前是不可行的全球广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟的BNS合并。在这里，我们提出了一个亚网格模型，允许全球模拟考虑到小规模的放大的磁场，这是由发展中国家合并的湍流。假设发电机饱和，我们表明，磁级场（$\sim 10^{16}\,{\rm G}$）可以很容易地达到，因此，预计从合并磁化BNS。总的磁能可以达到$\sim 10^{51}\,{\rm erg}$，因此合并后的残余物可以发出强烈的电磁信号，并可能产生短暂的伽马射线暴。
2015-09-08 astro-ph.HE gr-qc
General Relativistic Mean-field Dynamo Model for Proto-neutron Stars
中子星，特别是磁星，被认为拥有宇宙中最强的磁场。这些强场的起源是一个有争议的问题。在这项初步工作中，通过数值模拟，我们研究，第一次在非理想的广义相对论磁流体动力学（GRMHD）制度，由于平均场发电机的行动，由于次尺度，未解决的湍流的磁场的增长。发电机过程，结合（原）星的差分旋转，能够产生任何初始磁种子场的指数增长所需的值来解释的意见。通过改变发电机系数，我们得到不同的增长率。我们发现一个准线性依赖的增长率的发电机的强度。此外，指数增长发生的时间间隔和增长率似乎也取决于磁场的初始配置。
2020-06-15 astro-ph.HE
Jet-driven explosion of an accretion-induced white-dwarf collapse via a magnetorotational dynamo
该研究通过三维广义相对论磁流体动力学模拟，发现磁转动发电机在吸积诱导坍缩中放大磁场并驱动喷流，为伽马射线暴和磁星形成提供机制。
2025-09-24 astro-ph.HE gr-qc
Magnetars from Neutron Star--White Dwarf Mergers: Application to Fast Radio Bursts
人们普遍认为，磁星可能诞生于核心坍缩超新星（SNe）、双星中子星（BNS）或双星白矮星（BWD）的合并，或白矮星的吸积诱导坍缩（AIC）。在本文中，我们研究磁星是否也可以产生于中子星-白矮星（NSWD）合并，由FRB 180924的快速射电暴（FRB）的动机可能来自磁星出生在\cite{mar19}建议的BNS/BWD/AIC通道。通过初步的计算，我们发现，不稳定质量转移的NSWD合并可能导致NS获得一个超强的磁场通过发电机机制，由于差分旋转和对流，或可能通过磁通量守恒的情况下，一个化石场。如果NSWD合并确实可以产生磁星，那么这样的物体可以在耀斑磁星的框架内产生至少一个类似FRB 180924的FRB子集，因为NSWD合并的最终残余物的喷出物，局部环境和宿主星系类似于BNS/BWD/AIC通道。这个NSWD通道也能够很好地解释FRB 180924和FRB 180916.J0158+65的观测特性，在本地环境和宿主星系的大范围内。
2020-04-09 astro-ph.HE
Complex dynamical regimes of the Tayler-Spruit dynamo
Observatoire de Genève, Université de Genève（日内瓦天文台，日内瓦大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理、物质与辐射研究所）
研究通过三维模拟揭示了Tayler-Spruit磁流体动力学的复杂动力学模式及其对中子星磁场的影响。
2026-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
On the Origin of Magnetar Fields: Chiral Magnetic Instability in Neutron Star Crusts
本文提出中子星壳层中的手征磁不稳定性可在数十年化学不平衡条件下放大磁场，自然产生磁螺旋度，为磁星强磁场起源提供基于微观物理的新机制。
2024-08-09 astro-ph.HE hep-ph hep-th
Magnetized massive stars as magnetar progenitors
磁星上超强磁场的起源是现代天体物理学中的一个谜。在自引力作用下的准球对称的自相似广义多变磁流体理论框架下，模拟了具有高表面磁场的大质量祖星的核坍缩动力学。通过对原始恒星表面质量密度、温度、磁场和风质量损失率等物理参数的详细描述，并考虑到反弹激波穿透恒星内部和包层的影响，我们发现在原始恒星中心留下了一个致密天体（即中子星），其半径为$\sim 10^6$ cm，质量范围为$\sim 1-3$太阳质量。此外，我们发现，这种紧凑的对象的表面磁场可以是$\sim 10^{14}-10^{15}$ G，与推断的磁星，其中包括软伽玛射线中继器（SGR）和异常X射线中继器（AXP）的一致。磁场增强因子与自相似标度指数$n$密切相关，它也决定了大质量母体的初始密度分布。基于引力核坍缩和反弹激波的磁流体动力学演化，我们提出磁化大质量恒星是磁星的祖先。我们的物理机制，这并不一定需要一个快速旋转的中子星内的特设发电机放大，有利于“化石场”的情况下形成磁星的强磁化核心崩溃内大规模的祖星。由于大质量祖星表面磁场强度的范围，我们的方案允许从恒星到磁星的连续磁场强度。
2009-02-18 astro-ph.HE
Gravitational wave signature of proto-neutron star convection: I. MHD numerical simulations
引力波提供了一个独特的和强大的机会，约束动力学在内部的原中子星在核心坍缩超新星。对流运动在中子星磁场的产生中起着重要的作用，这可以解释在快速旋转的情况下磁星的形成。通过对一个仅限于对流区的模型进行后处理的三维MHD模拟，在滞弹性近似下计算了原中子星对流及其相关发电机的引力波辐射。我们考虑两种不同的原始中子星的结构代表早期（对流层）和晚期（当恒星几乎完全对流）。在慢旋转状态下，引力波的发射遵循一个宽光谱，峰值大约是周转频率的三倍。在这种情况下，与非磁化模拟相比，包含磁场略微降低了幅度，而不会显著改变频谱。快速旋转会显著改变振幅和频谱。振幅增加到几千倍。频谱的特征在于与惯性模式相关联的几个峰，其频率与旋转频率成比例。使用简单的物理参数，我们得出的缩放，定量再现这些数值结果的几个方面。我们还观察到一个多余的低频引力波，这出现在过渡到一个强场发电机的特点是一个强大的轴对称环形磁场。发电机作用的这种特征可以用来限制未来引力波探测中原中子星的发电机效率。
2021-10-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Generation of strong magnetic fields in a nascent neutron star accounting for the chiral magnetic effect
我们提出了在中子星（NS）中产生最强磁场的平均场发电机模型$B\sim 10^{15}\,{\rm G}$，该模型解释了该NS的超新星（SN）祖先中的冲击驱动的手征磁效应（CME）。在一个狭窄的冲击波阵面处，存在于流入物质中的初始磁场急剧上升，其温度跃变是CME的起源，CME显著地战胜了等离子体中库仑碰撞引起的自旋翻转对CME的擦除。感应方程中不稳定项$\nabla\times (α{\bf B})$给出的激波后面的磁场增长，在一次成功的SN爆炸抛出质子中子星的地幔后停止。结果，这种爆炸中断了强磁化等离子体从激波到NS表面的传输，并导致磁场饱和。假设原恒星是刚性自转的，我们采用了平均场发电机，它类似于标准磁流体力学（MHD）中已知的$α^2$ -发电机。我们的模型的新颖之处在于，$α^2$ -发电机是基于粒子物理学的概念，应用于MHD，而不是由镜像不对称的对流涡流在旋转对流。
2020-01-22 astro-ph.HE hep-ph
Precessing magnetars as central engines in short gamma-ray bursts
短的伽马射线暴之后是长时间的X射线平台期，可能是由致密双星合并事件中磁星的诞生和流体动力学演化提供动力的。如果系统的旋转轴和磁轴不相互垂直，恒星将进行自由岁差，导致源的亮度波动。在某些情况下，旋降功率中的旋进诱导调制可以在平台的X射线通量中辨别。在这项工作中，25个X射线光变曲线与爆发表现出一个平台，适合旋进，倾斜旋转光度配置文件。根据赤池信息标准，样本中有16颗（64%）磁星显示出中等或强有力的岁差证据。此外，由于恒星的岁差周期与其四极椭圆率直接相关，拟合允许独立测量恒星因内部应力而变形的程度。假设这些变形是由于混合极面环形磁场引起的，我们发现磁能比的分布是双峰的，数据点聚集在能量相等和环形主导的分区周围。这一结果的影响，在新生磁星的引力波发射和发电机活动进行了讨论。
2021-02-06 astro-ph.HE hep-ph
Heavy element nucleosynthesis in rotating proto-magnetar winds
本文通过磁流体力学模拟与核反应网络后处理，系统研究旋转原磁星风中的重元素核合成，发现即使磁场较弱也能稳定产生直至第三峰乃至更重的r-过程元素，并估计其可贡献银河系r-过程存量的5-100%。
2025-07-01 astro-ph.HE
Radio Transients from the Accretion Induced Collapse of White Dwarfs
长期以来，人们一直认为，在某些情况下，当白矮星（WD）生长到克拉塞卡极限时，它可以经历吸积诱导坍缩（AIC），形成快速旋转的中子星。然而，到目前为止，对这类事件的探测还没有被发现，这可能是因为光学的、类似超新星的发射预计是暗淡和短暂的。在这里，我们提出了一个新的签名AIC：一个短暂的无线电源持续了几个月。快速旋转，伴随着磁通冻结和发电机动作，可以在坍缩期间将WD的磁场增长到磁星强度。这颗新诞生的磁星的自旋下降产生了一个脉冲星风星云（PWN），其周围的喷出物约为0.001-0.1Msun。我们的计算表明，来自PWN的同步辐射可能在射电中被探测到，即使磁星的磁场相当适中，约为2* 10 ^14 G，初始自旋周期约为10 ms。在1.4 GHz下探测极限为1 mJy的巡天观测中，在任何给定的时间都可以看到高于阈值约4（f/10^-2）的结果，其中f是AIC速率与Ia型超新星速率的比值。如果某些合并产生的是大质量的中子星而不是黑洞，那么双星中子星也会产生类似的情况。最后，我们讨论了这些类型的无线电源的可探测性在一个时代的设施与高测绘速度。
2012-11-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetar field dynamics shaped by chiral anomalies and helicity
本研究探讨手征磁效应（CME）在磁星磁场演化中的作用，通过三维磁热模拟揭示CME无需外部能源即可在百年内将大尺度偶极分量放大至>1e14 G，为磁星强磁场起源提供新机制。
2025-08-19 astro-ph.HE hep-ph hep-th
Generation of strong magnetic fields in old neutron stars accounting for continuous chiral magnetic effect
提出了一个新的反常磁流体动力学（AMHD）平均场发电机模型，该模型考虑了中子星（NS）的磁化手征（超相对论）等离子体的平均自旋（极化）。为了简单起见，我们考虑一个非超流NS与它的刚性旋转也忽略任何物质湍流（对流）内的恒星。这样，我们恢复手征磁效应（CME）作为一个可能的来源的种子，足够强的磁场，$B\sim 10^{13}\,\text{G}$，放大到值$B\gtrsim 10^{18}\,\text{G}$在旧NS的，具有年龄$t\gtrsim 10^6\,\text{yr}$。在AMHD模型中提出的重要问题是，尽管致密NS等离子体中库仑碰撞的快速自旋翻转导致相应的质子中子星中$μ_5\to 0$在较早的时期消失，但为这些年龄提供CME的手征不平衡$\partial_tμ_5 (t)\neq 0$仍在持续演化。与传统的平均场发电机不同，该模型中的发电机驱动器是由恒星演化前期产生的磁场产生的。这使得我们的模型基本上是非线性的。
2020-04-01 astro-ph.HE hep-ph
Comparing supernova remnants around strongly magnetized and canonical pulsars
磁星中强磁场的来源是中子星磁场的主要不确定性之一。另一方面，最近发现了大量这样的强磁化中子星，这就要求对它们的形成进行更多的研究。第一个提出的磁星形成如此强磁场的模型是通过大质量恒星快速旋转的核心上的α发电机效应。其他的情况包括高磁性的大质量祖先，在爆炸后将它们的强磁矩保存到核心，或者是大质量双星系统的共同包络相。在这项工作中，我们做了一个完整的重新分析的档案X射线发射的超新星遗迹（SNR）周围的磁星，并比较我们的结果与所有其他明亮的X射线发射的SNR，这是与紧凑的中心对象（CCO;这是建议有类似磁星的B-场埋在地壳中的强烈吸积后不久，他们的形成），高B磁星和正常的磁星。我们发现，高磁性中子星的SNRs中的发射线在元素或电离状态上与其他SNRs中观察到的发射线没有显着差异，既没有对整个残余物进行平均，也没有研究其总空间范围的不同部分。此外，我们没有发现明显的证据表明，总的X射线光度的SNRs托管磁星，平均大于典型的年轻的X射线SNRs。虽然偏于少数对象，我们发现，对于一个类似的年龄，有相同的百分比的磁星显示出可检测的SNR比正常的脉冲星人口。
2014-09-03 astro-ph.HE
A large-scale magnetic field produced by a solar-like dynamo in binary neutron star mergers
本研究通过广义相对论下的高分辨率模拟，发现磁旋转不稳定性驱动的 $αΩ$ 发电机机制能在双中子星合并遗迹中建立大尺度磁场，产生相对论性外流和质量抛射，为短伽马射线暴和千新星提供引擎。
2024-02-16 astro-ph.HE gr-qc
Covariant and 3+1 Equations for Dynamo-Chiral General Relativistic Magnetohydrodynamics
相对论等离子体中初始种子磁场的指数放大是天体物理学中的一个重要课题，从早期宇宙的条件到中子星的内部。虽然湍流等离子体中的发电机作用经常被引用，但近年来一种新的量子起源机制越来越受到关注，即手征磁效应（CME）。这一点在半金属中已经被发现，而且很可能在重离子碰撞实验中形成的夸克-胶子等离子体中也有作用，在那里产生了自然界中最高的磁场，高达B~ 10 ^18 G。这种效应预计将生存，即使在大的流体力学/MHD尺度，它是基于手性异常，由于左，右手相对论费米子之间的不平衡的组成等离子体。这种不平衡导致了与外部磁场平行的电流，这与经典MHD中α发电机作用的机制完全相同。在这里，我们延伸的手征和发电机效应之间的密切平行相对论等离子体，我们提出了一个统一的，完全协变的制定广义欧姆定律。此外，我们首次推导了3+1广义相对论MHD方程的手征等离子体在平坦和弯曲的时空，鉴于在紧凑的对象，特别是磁星的CME的数值研究，或发电机，CME和重联的非理想磁效应之间的相互作用。
2018-06-19 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Magnetar structure in non-linear electrodynamics with mixed poloidal-toroidal fields
本文通过广义 Grad-Shafranov 方程研究非线性电动力学下磁星的混合极向-环向场结构，发现 Born-Infeld 理论中环向场存在上限，从而给出恒星扁长率上限，并讨论其对磁星椭率观测、发电机理论和引力波研究的约束意义。
2025-05-09 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Magnetized neutral 2SC color superconductivity and possible origin of the inner magnetic field of magnetars
本文研究了磁场下中性2SC色超导相的色磁不稳定性，提出通过旋转带电胶子涡旋重构基态以消除不稳定性并放大磁场，从而解释磁星内部强磁场的可能起源。
2024-12-20 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Progenitor constraint with circumstellar material for the magnetar-hosting supernova remnant RCW 103
本研究利用 XMM-Newton 对磁星宿主超新星遗迹 RCW 103 进行高分辨率光谱观测，首次探测到 N 谱线，通过 N/O 丰度比约束了其低质量、中等自转的前身星属性，并排除了大质量恒星发电机效应形成该磁星的可能性。
2023-04-24 astro-ph.HE
Preferential Occurrence of Fast Radio Bursts in Massive Star-Forming Galaxies
本研究分析了30个FRB宿主星系，发现FRB优先出现在大质量恒星形成星系中，指出富金属环境可能通过恒星并合促进磁星前身星形成，揭示了FRB前身星的起源机制。
2024-09-25 astro-ph.GA astro-ph.HE
Permanent mean spin source of the chiral magnetic effect in neutron stars
我们建议推广反常磁流体动力学（AMHD）在中子星（NS）的手征等离子体中的作用，作为手征磁效应的一个连续来源，解释磁化NS核中超相对论简并电子气的平均自旋.利用AMHD中推广的平均场发电机模型，当忽略核内的任何物质湍流并假设NS为刚性转动时，可以得到非超流NS在中微子冷却时期$t < 10^6\,\text{yr}$的种子磁场增长到$10^{18}\,\text{G}$.应用所建议的方法来研究磁星中观测到的磁场演化，$B\sim 10^{15}\,\text{G}$，应该与所建议的层流发电机中使用的所有近似值是自洽的，至少，直到增长场的跳跃。
2019-06-27 astro-ph.HE hep-ph
Temperature and Strong Magnetic Field Effects in Dense Matter
本文利用CMF和PNJL模型，结合常数及磁星广义相对论磁场分布，研究温度与强磁场对热密物质粒子组成及夸克退禁闭的影响。
2023-09-27 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Tayler Instability Revisited
本文系统修订旋转、磁化、稳定层结恒星中环向磁场的 Tayler 不稳定性线性理论，阐明黏性、磁扩散及热/成分扩散分别触发磁地转波与惯性波过稳定，并指出 Tayler-Spruit 发电机标度依赖 Pm 而非普适。
2024-09-05 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Thermodynamics of Neutrons in a Magnetic Field and its Implications for Neutron Stars
研究了磁场对有限密度和温度下中子系统热力学的影响。我们的主要动机是加深对一类被称为磁星的中子星的物理学的理解，磁星表现出极强的磁场。考虑到两个事实，（i）在存在磁场的情况下压力各向异性的存在和（ii）量子场论对压力的贡献是不可忽略的，我们证明了在符合引力和物质压力之间的磁流体静力平衡的情况下，恒星内部磁场所能达到的最大值为$10^{17}$ G.结果表明，磁场强度比标量维里定理的值小一个数量级，磁场对中子系统的状态方程的影响可以忽略不计，系统的磁化率随温度的升高而增大，系统的磁化率随温度的升高而增大，系统的磁化率随温度的升高而增大，系统的磁化率随温度的升高而增大。在质子中子星的温度特征范围内，比热$C_V$不随磁场而显著变化。
2019-06-04 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Powering Central Compact Objects with a Tangled Crustal Magnetic Field
中心致密天体（CCO）是位于超新星遗迹中心的X射线源，其亮度介于$10^{32}$ - $10^{34}$ erg~s $^{-1}$之间。其中一些已被证实是中子星。定时观测允许估计它们的偶极磁场，将它们置于$\sim10^{10}$ - $10^{11}$ G的范围内。它们的弱偶极场的衰减，由霍尔效应和欧姆耗散介导，不能提供足够的热能来驱动它们的X射线光度，而磁星的X射线光度是相当的。激发的问题，通过磁场衰减产生高X射线功率，同时保持一个弱的偶极场，我们探讨的地壳磁场，不包括一个有序的轴对称结构的演变，而是包括一个纠结的配置。这可能是一个非自激发电机的结果，它被超新星爆炸后的后备物质埋在地壳内。我们发现，这样的初始条件导致出现的磁场从表面的恒星和形成的偶极磁场组成部分。$10^{14}$ G量级的内部缠结磁场可以为地壳提供足够的欧姆加热并为CCO提供动力，而它形成的偶极场近似为$10^{10}$ G，如在CCO中观察到的。
2020-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic energy production by turbulence in binary neutron star mergers
同时探测并合中子星双星的电磁波和引力波辐射将大大有助于它们的发现和解释。通过研究中子星合并条件下局部高分辨率模拟中磁场的湍流放大，我们证明了在整个合并过程中存在磁能级（~10^16）G场。我们发现，小尺度的湍流发电机转换成磁场的合并时间尺度上的随机动能的60%。由于湍流磁能通过加速相对论电子的重联事件而消散，因此湍流可以促进轨道动能到辐射的转换。如果10^53尔格的轨道动能中有10^-4通过重联得到处理，并产生15-150 keV波段的辐射，那么200 Mpc时的注量将为10^-7尔格/cm ^2，这就有可能使大多数在先进的LIGO和室女座探测体积中合并的中子星被雨燕BAT探测到。
2013-03-06 astro-ph.HE
On the impact of neutrinos on the launching of relativistic jets from "magnetars" produced in neutron-star mergers
本研究通过广义相对论磁流体动力学模拟发现，双中子星并合遗迹中由磁旋转不稳定性驱动的磁场突破机制能产生准直外流，该机制无需中微子参与且稳健，中微子反而会减少极区重子污染并提升电磁光度。
2024-10-08 astro-ph.HE gr-qc
Magnetic support for neutrino-driven explosion of 3D non-rotating core-collapse supernova models
通过三维磁流体动力学模拟，研究了磁场对非旋转恒星核反弹后超新星动力学的影响。比较了$20$和$27$ $M_{\odot}$前超新星祖先的强磁化和弱磁化模型的爆炸性。我们发现，虽然在增益区的中微子加热到湍流能量，包括磁场的转换效率是没有显着不同的强和弱场模型之间，放大的磁场，由于中微子驱动的对流大的热气泡只是后面失速冲击的结果在一个更快，更有活力的爆炸在强磁化模型。此外，通过比较强场模型下对$27$ $M_{\odot}$前身体的二阶和五阶空间精度的差异，我们还发现，空间上的高阶精度有利于增益区中微子驱动对流的增长，从而有利于爆炸的发生.基于非旋转模型的核塌缩超新星模拟结果，提出了质子中子星（PNS）磁场起源的一种新的可能性。在PNS表面附近的对流稳定壳层中，磁场被积累和放大到磁星水平，即$\mathcal{O}(10^{14})$ G。
2022-08-18 astro-ph.HE
On the Diversity of Compact Objects within Supernova Remnants II: Energy Loss Mechanisms
孤立中子星的能量损失通常归因于真空中旋转的点状磁偶极子发射的电磁辐射。这种发射机制预言了一个制动指数$n=3$，这在高磁化中子星中是没有观察到的。尽管如此，偶极场和快速早期旋转的假设通常是先验的，通常会导致特征年龄和相关超新星遗迹（SNR）年龄之间的差异。我们专注于中子星的“异常”磁场，已建立信噪比协会和已知的年龄。异常X射线源（AXP）和软伽马重复源（SGR）通常用磁星模型来描述，该模型假定由发电机作用建立的大磁场。强磁场天体（HBP）有非常大的磁场，刚好在QED尺度之上（但低于AXP和SGR），而中央致密天体（CCO）可能有埋藏的磁场，这些磁场将在未来作为新生磁星出现。在本系列的第一部分中，我们研究了磁场增长作为一种通过演化将CCO与HBP和X射线暗隔离中子星（XDINS）结合起来的方法。在这项工作中，我们限制这些中子星的特征年龄使用相关的SNR年龄的各种能量损失机制，并允许任意的初始自旋周期。除了SNR年龄，我们还利用观测到的制动指数和X射线光度来约束模型。
2016-10-15 astro-ph.HE
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
Impact of magnetic field-driven anisotropies on the equation of state probed in neutron star mergers
本文首次在数值相对论模拟中引入磁极化张量和依赖磁场的状态方程，评估中子星并合遗迹中由朗道量子化与反常磁矩引起的压强各向异性，发现修正可超过10%，为系统研究磁场对核物质状态方程的影响奠定基础。
2025-06-26 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
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
