Alfven modes driven non-linearly by metric perturbations in anisotropic magnetized cosmologies
我们考虑充满导电等离子体流体的各向异性磁化宇宙学，并研究平行于环境磁场传播的度量扰动的影响。已知在相对于扰动幅度的一阶（线性）近似中，没有电场和密度扰动出现。然而，当我们考虑度量扰动与其时间导数的非线性耦合时，某些类型的解可以引起在时间上急剧增加的电场扰动。这是验证数值和分析。这些扰动的来源可以是在宇宙演化的早期阶段由宇宙泵场驱动的高频量子真空涨落，或者是天体物理过程，或者是最初各向异性宇宙时空的非线性各向同性过程。
2007-05-15 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
On Magnetized Neutron Stars
在这项工作中，我们通常使用的形式主义文献中的密度依赖的磁场对中子星和夸克星的性质的影响，暴露出一些模糊的出现，并提出了一种方法来解决相关问题。我们的方法更深入地探讨了压力的概念，产生所谓的混乱磁场形式主义的应力张量。我们还使用了一种不同的方式来引入一个可变的磁场，它取决于能量密度而不是重子密度，这使我们能够建立一个参数自由模型。
2015-08-05 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Revised density of magnetized nuclear matter at the neutron drip line
本文研究了在有磁场存在的高密度物质中中子滴的起始。已经发现，对于只有质子和电子的系统，在存在大于~ 10^{15}G的磁场的情况下，中子化发生的密度至少比质子系统高一个数量级。然而，在具有较重离子的系统中，磁场的效应在高得多的场（>~ 10^{17}G）下开始出现。这些结果对研究高磁中子星和白矮星以及一般的高磁场下的核天体物理具有重要意义。
2014-06-05 astro-ph.SR gr-qc nucl-th
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
Three dimensional evolution of differentially rotating magnetized neutron stars
我们构造了一个新的三维广义相对论磁流体动力学程序，在该程序中采用了固定网格加密技术。为了保证无发散条件和磁通量守恒，我们采用了Balsara（2001）的方法。使用这个新的代码，我们发展的差异旋转磁化中子星，并发现一个磁驱动的流出是从恒星发射表现出扭结不稳定性。物质喷射速率和坡印廷通量仍然与我们先前的发现一致（Shibata等人，2011）在轴对称模拟中获得。
2012-07-27 astro-ph.HE gr-qc
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
Methods for relativistic self-gravitating fluids: From binary neutron stars to black hole-disks and magnetized rotating neutron stars
对事件GW 170817的灾难性观测，首先是沿着两颗中子星的螺旋运动的引力波，然后是短暂的$γ$射线爆发，后来是千新星，开启了多信使天文学的时代，并在促进我们对一些长期存在的问题的理解方面发挥了关键作用。这种多信使源的数值模拟是理解紧凑物体物理学的重要工具，更广泛地说，是理解极端条件下物质物理学的重要工具。在这篇评论中，我们提出了一个统一的观点，用于获得平衡和准平衡解决方案的三个天体物理相关的相对论，自引力流体系统：二元中子星，黑洞盘，磁化旋转中子星的各种技术。这些解决方案是必要的，不仅为这样的紧凑的对象建模，但同样重要的是，在数值相对论模拟提供自洽的初始数据。而不是提出的配方和数值算法的全部细节，我们专注于画的方法，以解决这些问题，并促进未来的工作在该地区。
2021-12-09 gr-qc
Effects of the symmetry energy slope on magnetized neutron stars
Centro Federal de Educação Tecnológica de Minas Gerais（米纳斯吉拉斯州联邦技术教育学院）；Universidade Estadual da Região Tocantina do Maranhão, UEMASUL（马拉尼昂托坎蒂纳地区州立大学）；Universidade Federal do Maranhão（马拉尼昂联邦大学）；Universidade Federal de Santa Catarina（圣卡塔琳娜联邦大学）
研究对称能斜率对弱磁和强磁中子星可观测性质的影响，通过计算质量、半径、红移、潮汐变形性和引力波频率，探讨磁场对低质量星体方程和潮汐参数的影响。
2026-04-23 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Magnetized Neutron Stars With Realistic Equations of State and Neutrino Cooling
我们将现实的，列表状态方程到完全相对论模拟磁化中子星随着中微子泄漏计划，占通过中微子发射冷却。这两项改进都利用了开源代码（GR1D）和来自http://stellarcollapse.org的表格。我们的实现利用了一种新的方法来计算光学深度，从而简化了其与分布式自适应网格细化的使用。我们提出了各种测试和不磁化和初步结果都从单星和合并的双星系统。
2014-05-09 astro-ph.HE gr-qc
Prospect of detecting magnetic fields from strong-magnetized binary neutron stars
本文推导了考虑磁场的双中子星引力波波形，发现电磁相互作用引入频率依赖幂律，第三代观测或可探测约10^17 G磁场下的磁偶极矩。
2023-11-22 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
Magnetized Hypermassive Neutron Star Collapse: a candidate central engine for short-hard GRBs
超大质量中子星（HMNSs）是由快速的差速旋转支撑的平衡构型，可能是双中子星合并的瞬态残留物。虽然HMNS是动态稳定的，但诸如粘性或磁场的长期效应倾向于使HMNS均匀旋转，从而导致坍缩。我们模拟的演变磁化HMNS轴对称使用代码，解决了爱因斯坦-麦克斯韦-MHD方程组。我们发现，磁制动和磁旋转不稳定性（MRI）都有助于最终崩溃的HMNS旋转黑洞周围的大质量，热吸积环面和准直磁场。这样的热环面以中微子的形式强烈辐射，由此产生的中微子-反中微子湮灭可以为短硬伽马射线暴提供动力。
2007-02-02 astro-ph gr-qc
Collapse of magnetized hypermassive neutron stars in general relativity
超大质量中子星（HMNSs）--由快速差速旋转支撑的平衡构型--可能是双中子星合并的瞬态残留物。使用新开发的代码在动态时空的磁流体动力学模拟，我们能够跟踪的磁化HMNS在充分的广义相对论的演变。我们发现由于磁制动和磁旋转不稳定性引起的长期角动量输运导致HMNS坍缩成旋转黑洞，并伴随着引力波爆发。初生黑洞被一个正在准静态吸积的炽热大质量环面和一个准直磁场所包围。这种情况表明，HMNS坍缩可能是短伽马射线暴的中心引擎。
2005-12-09 astro-ph gr-qc
Collapse of magnetized hypermassive neutron stars in general relativity: Disk evolution and outflows
研究了磁化超大质量中子星坍缩成黑洞自洽形成的吸积盘的轴对称演化。这样的恒星可以在双星中子星合并后出现。它们是差动旋转的，动态稳定的，并且具有超过均匀旋转的质量限制的静止质量。然而，超大质量中子星由于磁流体驱动的角动量输运，是长期不稳定的坍缩。在这个过程中形成的旋转黑洞被一个热的、大质量的、磁化的环面和一个沿自旋轴准直的磁场所包围。该系统是短硬伽马射线暴（GRB）中心引擎的候选者。我们的代码集成耦合Einstein-Maxwell-MHD方程，并用于跟踪磁化超大质量中子星模型在完全广义相对论中的坍缩，直到时空稳定到准稳态。然后，我们采用考林近似，其中的时空是冻结的，以跟踪随后的演变的磁盘。这种近似使我们能够极大地扩展磁盘的演变和研究由此产生的外流，这可能是相关的伽玛暴的产生。我们发现，当一个刚性的状态方程假设为低密度磁盘材料，外流被抑制，是敏感的初始磁场配置。
2008-02-01 astro-ph gr-qc
Dynamics of a self--gravitating magnetized source
我们考虑一个磁化的费米子简并气体作为一个均匀的，但各向异性的Bianchi I时空与Kasner-类度规的物质源。我们研究这个系统的动力学的定性和数值研究的Einstein-Maxwell场方程，减少到一个非线性自治系统。对于所有的初始条件和自由参数的组合，气体从初始各向异性奇点演化到完全由稳定吸引子决定的渐近状态。取决于初始条件，各向异性奇点是“雪茄”或“板”型的。
2008-02-01 astro-ph gr-qc hep-th
Gravitational radiation from highly magnetized nascent neutron stars in supernova remnants
我们考虑了高磁化中子星在超新星中诞生后在超临界流中的自旋演化。强磁场的存在会使恒星变形，如果磁场的对称轴与恒星自转的对称轴不重合，恒星就会发射引力波。在这里，我们研究的引力辐射的可能性，从这样的恒星时，有一个超临界流入到它。恒星的配置是轻微的变形远离球形的强烈磁场，恒星的旋转角频率是由吸积力矩和磁偶极子辐射之间的平衡。给出了这类系统引力辐射特征振幅的估计。（摘要摘录）
2002-07-04 astro-ph 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
Magnetized hypermassive neutron star collapse: a central engine for short gamma-ray bursts
超大质量中子星（HMNS）是一个可能的过渡形成后，合并的中子星联星。在最新的完全广义相对论的磁流体动力学模拟中，我们发现磁化的HMNS由于通过磁制动和磁旋转不稳定性的角动量输运而经历了“延迟”坍缩到旋转的黑洞（BH）.其结果是一个黑洞被一个巨大的、热的、带有准直磁场的环面所包围。环面以准稳定的吸积速率~10太阳质量/s吸积到BH上，环面的寿命~10 ms。环面的温度为\sim 10^{12} K，导致大量的中微子-反中微子热辐射。因此，HMNS的坍缩是产生短持续时间伽马射线暴以及伴随的引力波和中微子暴的一个有希望的方案。
2005-11-04 astro-ph gr-qc
Innermost Stable Circular Orbits and Epicyclic Frequencies Around a Magnetized Neutron Star
本文用完全相对论方法计算了中性试验粒子在磁化中子星赤道面上的最内层稳定圆轨道半径（ISCO）、开普勒频率、标架拖曳频率、进动频率和振荡频率。用Pachon等人导出的六参数解模拟了恒星周围的时空，结果表明，强磁场（如中子星磁场）的存在对上述物理量有不可忽略的影响，因此，它的列入是必要的，以获得更准确和现实的描述发生在附近的物理过程，例如吸积盘的动力学。这里讨论的结果还表明，考虑强磁场可能会引入不可忽略的校正，例如，相对论性岁差模型，因此对中子星质量的预测。
2013-12-19 astro-ph.SR 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
Exact solutions of Einstein equations for anisotropic magnetic sources
在这项工作中，我们已经获得了静态和轴对称磁化物质的爱因斯坦方程的精确解，特别是在平面对称和几乎平面对称的情况下。虽然这些解对能量-动量张量的分量施加了限制，但一些物理上有趣的情况，如磁化真空，可能会被描述。当存在非零宇宙学常数时，平面对称解具有显著的特征。特别是，该系统可以被连续驱动到各向同性的情况下，通过适当的调谐的宇宙学常数，扫描的磁场从弱到强磁场制度。本文讨论了宇宙学常数在磁塌缩中的作用，并着重讨论了致密天体喷流的描述。为了说明的目的，已经开发了磁化电子气的具体计算。
2018-04-04 gr-qc
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
Stationary Electromagnetic Fields of a Slowly Rotating Magnetized Neutron Star in General Relativity
根据Rezzolla，Ahmedov和Miller（MNRAS，322，723 2001）提出的一般形式，我们在这里推导了一个慢旋转高导磁化中子星的内外背景时空中电磁场方程的解析解。假设这颗恒星是孤立的，处于真空中，偶极磁场与旋转轴不一致。我们的结果表明，一个缓慢旋转的中子星的电磁场的修改所产生的单极和偶极部分的引力场的广义相对论效应。这里提出的结果与Rezzolla，Ahmedov和Miller（MNRAS，322，723 2001）讨论的结果不同，主要在于我们认为内部磁场是偶极的，与外部磁场具有相同的径向依赖性。虽然这一假设可能并不现实，但它应该被视为我们的形式主义在文献中经常讨论的情况下的应用。
2001-08-23 astro-ph 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。
2026-11-09 astro-ph.HE gr-qc
Electromagnetic counterparts of binary neutron star mergers leading to a strongly magnetized long-lived remnant neutron star
我们探讨了在大质量中子星合并后残留的大质量中子星存在$\gtrsim 0.5\,$ s的情况下，与双中子星合并有关的电磁对应物。在这项研究中，我们采用了长期的广义相对论中微子辐射磁流体动力学模拟平均场发电机效应获得的外流轮廓。我们发现，如果残余中子星的磁场被发电机效应显著放大，则高光度的同步辐射余辉可以与合并事件相关联。我们还对Kilonovae进行了辐射传输计算，发现在磁场高度放大的情况下，Kilonovae在早期可以是明亮的，而在几天内光发射迅速下降，并且在近红外波长处的长持续（$\sim 10\,{\rm d}$）发射非常明亮。所有这些特征在GW 170817中都没有发现，这表明在GW 170817中形成的合并残余中子星可能在几百毫秒内坍缩成黑洞，或者磁场放大可能是一个微小的影响。
2022-08-30 astro-ph.HE gr-qc
Plasma Magnetosphere of Rotating Magnetized Neutron Star in the Braneworld
研究了膜世界中旋转磁化中子星周围的等离子体磁层。为了计算简便，本文分析了磁场与自转轴夹角为零的排列中子星的Goldreich-Julian电荷密度。从膜世界中慢转恒星时空的麦克斯韦方程组出发，导出了静电势的二阶微分方程。该方程的解析解表明了膜张力对加速电场和沿开场线的电荷密度的广义相对论修正。强调了这种效应对磁层能量损失问题的影响。结果表明，当中子星表面初始电位和场均为零时，当膜电荷为负时，由Goldreich-Julian电荷密度产生的等离子体模的振幅将增大.最后导出了膜世界中慢转恒星磁层中测试粒子的运动方程。然后，我们分析了粒子在极冠的运动，并表明膜张力可以显着改变条件的粒子加速在极冠地区的中子星。
2010-04-23 astro-ph.HE gr-qc
Thermal Deformations in Super-Eddington Magnetized Neutron Stars: Implications for Continuous Gravitational-Wave Detectability
Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）
本文研究了超埃ddington磁化中子星的热变形，计算了质量四极矩并估计了连续引力波振幅，表明此类中子星可能成为新的连续引力波源，为探测中子星 crust 和 accretion 物理提供机会。
2026-04-01 astro-ph.HE gr-qc
Global simulations of strongly magnetized remnant massive neutron stars formed in binary neutron star mergers
本文采用广义相对论磁流体力学方法，在最精细网格分辨率为$12.5$ m的高空间分辨率下，对一颗双星中子星合并为一颗大质量残余中子星（RMNS）后的$\approx 30$ ms进行了数值模拟。首先，我们估计合并时的开尔文-亥姆霍兹不稳定性可以将磁场能量放大到热能的$\sim 1\%$。第二，我们发现在带有$ρ< 10^{13}~{\rm g~cm^{-3}}$的RMNS包层和环面中的磁旋转不稳定性维持磁湍流状态，并且在这些区域中的有效粘性参数可能收敛到$\approx 0.01$ -$0.02$。第三，目前的网格分辨率仍然不够精细，以维持磁湍流状态的RMNS与$ρ\ge 10^{13}~{\rm g~cm^{-3}}$。
2018-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
AthenaK Simulations of Magnetized Binary Neutron Star Mergers
School of Natural Sciences, Institute for Advanced Study（高等研究院）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）
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
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
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
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
Large Eddy Simulations of Magnetized Mergers of Neutron Stars with Neutrinos
中子星合并是非常剧烈的事件，涉及极端的物理过程：动态、强场引力、大磁场、非常热、致密的物质和大量中微子的产生。对这样一个系统及其相关的多信使信号（如引力波、短伽马射线暴和千诺瓦）的精确建模需要包括所有这些过程，并且随着多信使天文学的普遍进步，特别是引力波天文学的进步（如第三代探测器的发展），这一点越来越重要。几个广义相对论的代码已经纳入了不同程度的现实主义这些元素。在这里，我们扩展我们的代码MHDuet，它可以执行磁流体力学的大涡模拟，以帮助捕获合并过程中的磁场放大，并允许现实的状态方程和中微子冷却通过泄漏计划。我们进行了几次测试，涉及孤立和二元中子星证明代码的准确性。
2022-05-06 astro-ph.HE gr-qc
Magnetized Neutron Star Mergers and Gravitational Wave Signals
在完全广义相对论和理想磁流体动力学（MHD）耦合下，研究了磁场对中子星合并产生的引力波动力学的影响。我们考虑两个合并的情况下，一个在那里的恒星开始与初始对齐极向磁场和一个没有磁场。这两个合并的结果在一个强烈的差异旋转的对象。与非磁化的情况相比，对齐的磁场延迟了两颗恒星的最终合并。在合并过程中和合并后，我们观察到的现象驱动的磁场，包括剪切层中的开尔文-亥姆霍兹不稳定性，绕组的磁力线，从极向到环向场的过渡。这些效应不仅会产生电磁辐射，而且会对引力波产生强烈的影响。因此，有研究这两种类型的波的系统是有前途的前景。
2008-06-09 astro-ph gr-qc physics.comp-ph
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
Continuous gravitational wave from magnetized white dwarfs and neutron stars: possible missions for LISA, DECIGO, BBO, ET detectors
最近，LIGO和VIRGO在9个黑洞合并事件和1个中子星合并事件中探测到了引力波，这为天体物理学研究提供了新的视角。另一方面，在过去的十年中，一些超克拉塞卡白矮星的候选者已经通过一些奇特的Ia型超新星的光变曲线的峰值光度被推断出来，尽管到目前为止还没有直接探测到这些物体。同样，也观测到了一些质量为$>2M_\odot$的中子星。连续引力波可以作为直接探测这些致密天体的替代方法之一。磁场是形成超白矮星和大质量中子星的重要物理机制之一。如果这些紧凑的物体以一定的角频率旋转，那么它们可以有效地发射引力辐射，只要它们的磁场和旋转轴不对齐，这些引力波可以被一些即将到来的探测器探测到，例如LISA，BBO，DECIGO，爱因斯坦望远镜等。
2020-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
