Hall equilibria with toroidal and poloidal fields: application to neutron stars
本文给出了适用于中子星壳的霍尔平衡解。这样的磁配置满足梯度-Shafranov型方程，这是解决解析和数值。所提出的解决方案涵盖了各种配置，从纯极向场连接到外部偶极子极向环形场连接到外部真空场，或完全限制在恒星内。我们发现，偶极外场应该由均匀旋转的电子流体支撑。对于具有外部分量的场，通常发现环形磁场的能量是总磁场能量的百分之几。我们讨论的演变，由于欧姆耗散，导致电子流体减慢。我们还发现，从磁流体平衡的过渡到一个由霍尔效应，自发地产生一个额外的环向场的电子分数变化的区域。
2013-06-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Zeeman effect in oscillations of magnetars with toroidal magnetic fields
本文首次研究了具有环向磁场且未施加轴对称性的磁星磁弹性振荡，发现Zeeman效应使振荡光谱显著丰富，为解释观测和探索磁星物理提供了新视角。
2025-03-06 astro-ph.HE hep-ph
Frequency spectrum of toroidal Alfvén mode in a neutron star with Ferraro's form of nonhomogeneous poloidal magnetic field
利用理想导电弹性介质在磁场作用下的磁固体力学理论的能量变分法，本文研究了具有轴对称极向非均匀内振和偶极非均匀内振的中子星在洛仑兹力驱动下的整体扭转无节振动的频谱。在一个内部均匀、外部偶极的中子星中，得到了一个类外磁场，并与这种环形Alfvén模的磁场进行了比较磁场。讨论了SGR 1806-20和SGR 1900+14超强爆发期间所考虑的星震模型与X射线通量准周期振荡的相关性。
2009-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Born-Infeld magnetars: larger production of gravitational waves due to larger toroidal magnetic fields
我们讨论了Pereira等人（2018）关于电磁非线性理论描述的磁星的一些方面，并为Born-Infeld拉格朗日量提供了理由。我们着重于这些系统中相对于普通磁星的环形磁场的增加以及随之而来的引力波产生的增加。总之，电磁学的非线性理论将使未来的探测器更有可能探测到引力波，这可能会限制电动力学的非线性方面，而这在地球上的粒子加速器上是完全不可能的。
2019-04-09 astro-ph.HE nucl-th
Superconductivity in magnetars: Exploring type-I and type-II states in toroidal magnetic fields
本文首次对具有环形磁场的轴对称磁星模型进行了二维广义相对论分析，通过XNS代码求解Einstein-Maxwell方程，发现低至中等质量磁星外核超导区域更大，内核缺乏S波质子超导，并存在非超导环形新特征，同时探讨了超导性对毫秒脉冲星引力波发射的潜在影响。
2025-05-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Anisotropic neutrino effect on magnetar spin: constraint on inner toroidal field
磁星的超强磁场由于弱相互作用的宇称破缺而改变了中微子的散射截面，导致中微子的非对称传播。这种各向异性的中微子辐射不仅传递了中子星的线动量，而且还传递了角动量，如果恒星内部嵌入了强环向场的话。因此，最近的观测所暗示的隐藏的环向场可能会影响新生磁星的旋转自旋演化。我们解析求解中微子的输运方程，并评估各向异性的程度，导致磁星自旋或自旋下降在早期中微子冷却阶段。假设中微子冷却阶段后导致磁星自旋下降的主要过程是正则磁偶极辐射，我们将解与目前观测到的极向（偶极）场分别为$\sim 10^{15}$ G和$10^{14}$ G的反常X射线双星1 E1841 -045和1 E2259 +586的自转周期进行了比较。结合与这些磁星有关的超新星遗迹年龄，本文的估计暗示了$B^ϕ\lesssim 10^{15}$ G的全球（平均）环向场强度的粗略约束。
2014-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
The dissipation of toroidal magnetic fields and spin-down evolution of young and strongly magnetized pulsars
磁星是一种主要由超高磁场提供动力的天体。它们是受欢迎的来源，本身有许多未解决的问题，但也与各种高能现象有关，如QPO，巨型耀斑，快速射电暴和超亮超新星。在这篇文章中，我们首先回顾了我们最近在磁星和旋转动力磁星中的环形磁场耗散方面的工作，然后回顾了年轻和强磁化磁星，特别是磁星的自旋下降演化。我们提出了一个有趣的和重要的磁化参数之间的关系，磁场在磁星地壳。最后，介绍了我们正在进行的两项工作：在热塑性流动模型中解释磁星的“反格利奇”事件和重新讨论与脉冲星自旋频率的二阶导数无关的制动指数$n$的表达式，并对今后的工作提出了一些建议。
2020-12-02 astro-ph.HE hep-th
Sleeping beasts: strong toroidal magnetic field in quiescent magnetars explains their large pulsed fraction
磁星是一种中子星（NS），其磁场强度为$5 \times 10^{13}$ - $10^{15}$ G。它们表现出短暂的高能量事件，如短X射线闪光，爆发和巨大的耀斑，所有这些都是由其巨大的磁能提供动力的。静态磁星的X射线光度介于$10^{29}$和$10^{35}$ erg/s之间，并进一步分类为持久或瞬态磁星。它们的X射线发射受到NS旋转周期的调制，典型的相对振幅（所谓的脉冲分数）在10- 58%之间，这意味着尽管恒星地壳的热导率很高，但表面温度明显不均匀。在这里，我们提出了第一个三维磁热磁流体模拟磁星与强环向磁场。我们表明，这些模型，结合弯曲的时空中的射线传播，准确地描述了最瞬态磁星在静止的光变曲线，并允许我们进一步限制其旋转方向。我们发现，一个强大的环形磁场的存在下，解释了所观察到的表面温度的不对称性，是在平静的热X射线发射的强烈调制的主要原因。
2020-10-16 astro-ph.HE
Structure of magnetic fields in non-convective stars
（摘要）我们建立了一个理论框架，以构建轴对称的磁平衡的恒星，包括极向和环向磁场分量。在静止的轴对称组态中，极向电流只是极向磁通量的函数，因此在恒星外的磁力线上应该消失。非零极向电流被限制在一组完全封闭在恒星内部的环形通量表面。如果我们要求不存在电流片，那么在划分零和有限环形磁场区域的分界线上，极向磁通函数及其导数都应该匹配。因此，对于一个给定的磁场在大部分的恒星，椭圆梯度-Shafranov方程，描述磁场结构内的环形是一个不适定的问题，与狄利克雷和纽曼边界条件和{ \it先验}未知分布的环形和极向电流。我们讨论了一个通过调整未知电流函数来解决这个不适定问题的过程。我们找到一个极向电流携带的解决方案，离开的形状的通量函数，相应地，环形分量的电流的情况下，没有极向电流相同。本文所讨论的平衡点可以具有任意大的环向磁场，并且可以包括一组稳定的平衡点。该方法也可用于差动旋转恒星的磁结构，以及计算不可压缩孤立流体涡旋中的速度场。
2009-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Large-Scale Poloidal Magnetic Field Dynamo Leads to Powerful Jets in GRMHD Simulations of Black Hole Accretion with Toroidal Field
吸积黑洞（BH）发射相对论准直喷流，在几十年的亮度和质量，这表明喷流发射机制是普遍的，强大的和无标度。理论模型和广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟表明，大尺度极向磁通量是形成喷流的关键因素。然而，它的起源是不确定的，也不知道它是否可以在原地产生或从周围介质中向内拖动。在这里，我们使用GPU加速GRMHD代码H-AMR研究全球三维BH吸积异常高的分辨率更典型的本地剪切盒模拟。我们证明，在径向扩展的吸积盘湍流可以产生大规模的极向磁通量原位，即使从一个纯粹的环形磁场。磁通量在黑洞周围积累，直到它变得具有动力学重要性，导致磁制动盘（MAD），并发射比吸积流更强大的相对论喷流。喷流功率超过以前的GRMHD环向场模拟的10，000倍。喷流没有表现出明显的扭结或箍缩不稳定性，在30年的距离内加速到$γ\sim 10$，并遵循与观察到的M87喷流相似的准直轮廓。
2022-08-10 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Born-Infeld magnetars: larger than classical toroidal magnetic fields and implications for gravitational-wave astronomy
磁星是中子星，呈现出X射线和软伽马射线的爆发和爆发，可以通过非常大的磁场来理解。因此，非线性电动力学应考虑到这样的紧凑系统的更准确的描述。我们在理想磁流体动力学的背景下进行研究，并实现我们的分析，著名的Born-Infeld（BI）电磁的情况下，以提出一些天体物理后果。在这里，我们专注于环形磁场的动机已经知道磁星与低偶极磁场和他们的预期相关性，在高度磁化的恒星。我们表明，BI电动力学导致较大的环形磁场相比，麦克斯韦电动力学。因此，人们应该期待更高的生产引力波（GW），甚至更多的能量巨大的耀斑从非线性恒星。考虑到当前对BI尺度场、大耀斑能量和磁星磁场的约束，我们还发现磁星椭圆度的最大值应为$10^{-6}-10^{-5}$。此外，BI电动力学可能导致从磁星辐射的GW能量的阶数$10\%-20\%$的最大增加，而对于其他物理激励的情况可能会出现更大的百分比。因此，随着GW探测器的改进，在不久的将来也可能探索电磁学的非线性理论。
2018-04-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Revealing the internal magnetic field configuration of magnetars via their associated periodic signals
该研究将磁星硬X射线脉冲相位调制及FRB周期解释为自由进动，据此约束磁星内部极向与环向磁场强度及中子超流临界温度。
2025-01-06 astro-ph.HE hep-th
Are there any stable magnetic fields in barotropic stars?
我们构建正压恒星平衡，包含磁场的极向和环向场分量。我们通过探索不同的磁场和电流分布的影响，扩展了早期的结果。我们的研究结果表明，边界处理起着重要的作用，无论是极向或环向场分量是全球占主导地位。使用时间演化，我们提供了第一个稳定性测试混合poloidal-toroidal场正压恒星，发现所有这些领域遭受的不稳定性，由于一个领域的组成部分：这些是本地化的极周围的超环面为主的平衡，并在闭场线区域的poloidal-dominated平衡。旋转仅提供部分稳定。在正压恒星中，稳定磁场的存在范围似乎非常有限。我们讨论了什么额外的物理从真正的恒星可能允许稳定的领域。
2012-07-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic field configurations in neutron stars from MHD simulations
利用PLUTO程序对正压中子星的磁场演化进行了非线性磁流体动力学模拟。对于最初占主导地位的极向和环向场，具有不同的强度，我们发现，该领域定居下来的混合极向环形配置，其中的环形组件之间的贡献10%和20%的总磁能。然而，这不是一个严格的平衡，因为不稳定性导致湍流的发展，这反过来又引起了一个逆螺旋度级联，这决定了最终的“扭曲环面”设置。因此，最终的场配置由不稳定性的非线性饱和决定，并且不是静止的。然而，在我们的模拟中，极向分量和环形分量的平均能量近似稳定，并且在表面出现复杂的多极结构，而磁场在恒星外部的外边界处是偶极的。
2020-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Strongly magnetized accretion discs require poloidal flux
受黑洞周围强磁化吸积盘的间接观测证据以及这种解的新理论性质的启发，我们研究了强磁化状态如何发展和持续。为此，我们进行本地模拟的吸积盘最初纯粹的环形磁场的均分强度。我们证明了零净垂直磁通量和现实的边界条件的磁盘不能维持一个强大的环向场。然而，一个磁压力主导的磁盘可以形成从一个初始配置与足够的净垂直通量和现实的边界条件。我们的研究结果表明，极向通量是强磁化吸积盘的可持续性的必要前提。
2016-05-18 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
What Magnetar Seismology can Teach us about the Magnetic Fields
导出了磁场对中子星环形振荡频率的影响的最低阶表达式。根据Strohmayer和Watts（2006）报道的巨型耀斑后磁星QPO功率谱的精细结构，我们将其解释为简并环形模的“塞曼分裂”，我们估计地壳磁场的量级为10^{15}高斯或更高。我们建议，剩余的m，-m对称性，这样的分裂可能允许个别频率分量的跳动，是足够慢的观察。
2009-03-19 astro-ph.HE
Magnetic field evolution in magnetar crusts through three dimensional simulations
目前的磁星模型需要极强的磁场来解释观测到的静止和爆发发射，这意味着恒星外壳内的磁场强度比从自旋下降测量中推断的偶极子分量大几个数量级。这对原中子星产生磁场的理论提出了严峻的挑战。在这里，我们提出了详细的模拟演化的磁场在地壳的中子星通过3-D模拟。我们发现，在全球尺度的极向和环向磁分量之间的能量均分的合理情况下，磁不稳定性将能量转移到非轴对称的，非轴对称的磁特征，其中局部场强可以大大超过全球尺度的场。这些强烈的小尺度磁特征可以通过局部地壳屈服引起高能量爆发，而欧姆加热的局部增强可以为恒星的持续发射提供动力。因此，观测到的磁星行为的多样性可以用具有可比能量的混合极面-环形场来解释。
2016-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Tilted torus magnetic fields in neutron stars and their gravitational wave signatures
引力波诊断是为了区分中子星中的各种混合极-环磁场而发展的，特别强调了差异旋转的质子中子星。它示出，倾斜的环面磁场，定义为一个内部/外部极向分量，其对称轴相对于旋转轴倾斜的总和，和一个内部的环形分量，其对称轴与旋转轴对齐，变形的明星三轴，不像扭曲的环面场，变形的明星双轴。利用一个解析的倾斜环面的例子，我们表明，这两种拓扑结构可以区分他们的引力波谱和偏振相图。例如，谱峰的相对振幅和频率允许人们推断出磁场的环向分量和极向分量的相对强度以及磁倾角。最后，我们展示了如何自然产生的倾斜环面场从磁流体动力学模拟差分旋转中子星，以及如何引力波频谱演变的内部环向场风。这些结果指出，一旦引力波干涉仪定期探测到核心坍缩超新星，各种实验就可能成为可能。
2013-10-28 astro-ph.HE gr-qc
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
Centrifugal acceleration of protons in the vicinity of a supermassive black hole
研究了活动星系核中质子的加速问题。最大的能量是由中央机器磁层中的离心加速过程中的质子获得的。在黑洞磁层中加速的质子接近轻圆柱面时，加速主要发生在方位角方向，即加速是离心的。在本文中，加速质子具有较小的同步辐射损失相比，电子被认为是。由于质子在靠近光表面加速时能量增加最大，因此可以在那里得到最大洛伦兹因子的部分解。在分析中得到了最大能量与粒子磁化参数$ κ$和反映环向$ B_ϕ$和极向$ B_T $磁场关系的参数$ α$的关系，本文的结论是：由于黑洞磁层拓扑结构的限制，加速粒子不可能达到洛伦兹因子值$ γ_m=κ^{-1}$的理论最大极限施加的环形和极向磁场。对环向磁场和极向磁场关系的特殊情况的分析表明，在存在明显更环向的磁场的情况下，最大洛伦兹因子值达到$γ_m = κ^ {-2/3} $，在环向场与极向场相比变得更小的情况下，最大洛伦兹因子值不超过$γ_m = κ^ {-1/2} $。对于许多对象，如M87和Sgr。本文导出了在有无环形磁场的情况下加速质子的最大洛伦兹因子值。所得结果与Sgr. A * 已经被切伦科夫望远镜的大质量HESS上获得的实验数据所证实。
2019-11-30 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-th
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
Jets from Scratch: Dynamo-Generated Poloidal Magnetic Fields in 3D Collapsar Simulations
JILA, University of Colorado and National Institute of Standards and Technology（科罗拉多大学杰拉与联合研究所，美国国家标准与技术研究院）；Department of Astrophysical and Planetary Sciences, University of Colorado（科罗拉多大学天体物理与行星科学系）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理学中心）；Department of Physics and Kavli Institute for Astrophysics and Space Research, Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院物理系及卡弗里天体物理学与空间研究研究所）；Department of Astrophysical Sciences, Princeton University（普林斯顿大学天体物理学系）；Steward Observatory, Department of Astronomy, University of Arizona（亚利桑那大学天文学系斯图尔德天文台）
研究通过三维广义相对论磁流体力学模拟，揭示了 collapsar 中通过 accretion-disk 动发电机产生大尺度极性磁场，从而驱动高能喷流的机制，其贡献与长持续时间伽马射线暴的能量相匹配。
2026-06-16 astro-ph.HE gr-qc
Counter effects of meridional flows and magnetic fields in stationary axisymmetric self-gravitating barotropes under the ideal MHD approximation: clear examples - toroidal configurations
在理想磁流体力学（MHD）近似下，从控制轴对称磁化自引力正压物体定态的基本方程组的可积性条件出发，得到了流密度和涡度的一般形式.从这类物体的定态条件方程可以看出，双向流的存在和极向磁场的存在对内部结构的作用是相反的。这两个物理量的不同行动，双旋流和极向磁场，可以清楚地看到通过在牛顿引力的框架内的中心点质量周围的环形气体配置的静态结构，因为这两个物理量的影响，可以看到在一个放大的方式相比，球状恒星的环形系统。双向流使结构更紧凑，即环的宽度更薄，而极向磁场则倾向于根据情况在某个方向上拉长密度轮廓。因此，同时存在的内部流动和磁场的工作，如果没有这样的不同的作用内和周围的静止的气体对象，如轴对称磁化环的内部运动围绕中心紧凑的对象在理想的MHD近似下，虽然这两个量可能存在于真实的系统。
2013-04-02 astro-ph.HE
Long-term GRMHD simulation of magnetic field in isolated neutron stars
强磁场在为中子星的发射提供动力方面起着重要作用。然而，对该领域内部结构的充分了解仍然是难以捉摸的。在这项工作中，我们提出了广义相对论磁流体动力学模拟的磁场演化的中子星持续500毫秒（5阿尔芬交叉时间）和高达0.231公里的分辨率使用雅典娜++。我们探索了两种不同的初始条件，一个是纯极向磁场，另一个是占主导地位的环向分量，并研究了极向和环向场的能量，各种不稳定性驱动的振荡模式和湍流的增长时间。我们发现，纯粹的极向设置产生一个环形场，后来指数衰减达到总磁能的1%，没有证据表明达到平衡。另一方面，最初较强的环向场设置会损失高达20%的环向能量，并保持这种状态直到我们的模拟结束。我们还探讨了假设，从以前的MHD模拟，湍流在准平衡态中起着重要的作用。然而，在我们的高分辨率设置中对光谱的分析表明，在大多数情况下，我们观察到的不是小尺度的湍流，而是恒星内部嘈杂的速度场。我们还观察到，大部分磁能以热量的形式消散，增加了恒星的内能，而一小部分则以电磁辐射的形式辐射出去。
2022-02-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Polarization study of gamma-ray binary
X射线辐射的偏振是研究天体周围磁场结构的独特工具。本文研究了脉冲星背景下γ射线双星系统X射线辐射的线偏振特性。我们讨论同步辐射脉冲星风粒子加速的一个常设冲击。我们探讨三种轴对称磁场结构：（i）环形磁场，（ii）极向磁场，和（iii）纠缠磁场。由于轴对称的结构，偏振角的综合发射取向沿或垂直于激波锥轴投影在天空中，摆动360？在一个轨道上。对于环形情况，极化角总是沿着激波锥轴指向，并且沿着轨道相位平滑地变化。对于极向/缠结磁场，极化角的方向取决于系统参数和轨道相位。在一个轨道上，环形情况下的偏振度可以达到最大值的同步辐射（？70%），而极向场/纠缠场情况下的最大偏振度为几个10%。我们将我们的模型应用于明亮的伽马射线双星LS 5039，并对未来的观测进行预测。如果磁场主要由环形磁场控制，则利用成像X射线偏振探测器的预期灵敏度，可以通过几天的观察来检测线性偏振。如果磁场由极向场/缠结场主导，则预期在超过10天的观测时间内进行显著检测。
2021-11-19 astro-ph.HE
Magnetic field evolution in high and low $β$ disks with initially-toroidal fields
本研究通过对比不同初始环向磁场强度（$β_0=5$与$β_0=200$）的吸积盘模拟，发现初始磁场强度显著影响盘演化，且弱场模拟中可能出现计算伪影，但两者均能产生极向磁场。
2023-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Alfven node-free vibrations of white dwarf in the model of solid star with toroidal magnetic field
在白矮星星震学的背景下，我们研究了具有两种不同形状的轴对称纯环形内禀磁场的非对流固体恒星的振动特性。重点放在政权的无节点全球洛伦兹力驱动的振动对称轴上的材料位移有一个和相同的形式为nodeless球形和扭转振动恢复胡克的弹性剪切应力的力。特别注意的是偶宇称极向Alfven模式，其频谱计算的解析形式显示如何完全埋在恒星表面下的纯环形磁场可以体现在地震振动的非磁性白矮星。所得到的频谱公式进行了讨论并列与固体恒星模型中的极向，均匀的内部和偶极外部，磁场，其推论是相关的阿尔芬振动磁性白矮星的阿尔芬模式。
2010-01-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Axisymmetric spheroidal modes of neutron stars magnetized with poloidal magnetic fields
我们计算了在轴对称极向磁场下磁化的中子星的轴对称球模。我们使用指数$n\sim1$的多面体作为中子星的背景平衡模型，其中我们忽略了由于磁场的变形。对于极向磁场，非旋转恒星的轴对称简正模被解耦为球模和环模，球模和环模可以分开处理。对于表面场强为$10^{14}$ G到$10^{16}$ G的$B_S$，我们计算了振荡频率与$B_S$成正比的轴对称球磁模。对于$B_S\sim 10^{15}$ G，磁模的典型振荡频率是$\sim 0.01\times\sqrt{GM/R^3}$，其中$M$和$R$分别是恒星的质量和半径，$G$是引力常数。对于$M=1.4M_\odot$和$R=10^6$ cm，该频率为$\sim 20$ Hz，这可以解释SGR 1806-204和SGR 1900+14的低频QPO。我们还发现模式的频率$> \sqrt{GM/R^3}$对应的径向基本和第一谐波模式。没有发现磁化星的轴对称球振荡的不稳定磁模。
2017-09-28 astro-ph.HE
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
Hall Attractor in Axially Symmetric Magnetic Fields in Neutron Star Crusts
我们发现了轴对称磁场在霍尔效应和次显性欧姆耗散作用下的吸引子，解决了中子星壳中磁场的长期命运问题。电子流体是等旋的，类似于费拉罗定律，其角速度近似与极向磁通量$Ω\propto Ψ$成比例。该平衡是由于霍尔效应和欧姆耗散而演化的磁场的长期配置。对于一个初始的偶极占主导地位的领域的吸引子主要包括一个偶极和八极组件伴随着一个积极的四极环向场。场以自相似的方式消散：虽然较高的多极子应该衰减得更快，但环向场介导能量从较低的多极子转移到它们中，导致平流扩散平衡并保持极向多极子的比率几乎恒定。这对中间年龄中子星的结构有影响，表明它们的极向场应该由偶极和八极分量组成，并伴有非常弱的环形四极。对于具有较高多极$\ell$结构的初始条件，吸引子主要由$\ell$和$\ell+2$极向分量组成。
2014-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Non-axisymmetric instabilities of neutron star with toroidal magnetic fields
本文的目的是阐明具有强环向磁场的中子星在非轴对称扰动下的稳定性。其动机来自于这样一个事实，即$\sim 10^{15}$ G的超磁化中子星、磁星和在磁驱动超新星之后诞生的磁化原中子星很可能具有如此强的环形磁场。长期，三维广义相对论磁流体动力学模拟进行，准备等熵中子星与环形磁场在平衡作为初始条件。为了探索旋转对稳定性的影响，对非旋转和刚性旋转模型进行了模拟。我们发现出现的帕克和/或泰勒不稳定性的非旋转和旋转模型。对于非旋转和旋转模型，帕克不稳定性是局部线性扰动分析预测的主要不稳定性。在旋转模型中也出现了交换不稳定性。结果表明，快速旋转不足以抑制Parker不稳定性，这一发现不符合摄动分析。其原因是，刚性和快速旋转的恒星是边缘稳定的，因此，在恒星脉动的存在下，旋转轮廓变形，不稳定的区域与负梯度的角动量轮廓的发展。在不稳定性开始之后，湍流被激发。与轴对称情况相反，在湍流发展之后，磁场从未达到平衡态。这一结论表明，三维模拟是不可缺少的探索磁星的形成或磁星的突出活动，如巨大的耀斑。
2011-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Instability-driven evolution of poloidal magnetic fields in relativistic stars
恒星中磁场的稳定性问题有着悠久的历史，并在微扰论中得到了详细的研究。在广义相对论中，我们考虑了具有纯极向磁场的非旋转中子星的非线性演化。我们发现，一个不稳定的发展区域的封闭磁场线和阿尔芬时标，如微扰理论预测。经过初始的不稳定增长，我们的演变表明，一个环向磁场分量的产生，这增加，直到它是本地可比的强度与极向的。在较长的时间尺度上，系统松弛到一个新的非轴对称配置与重组的恒星结构和大振幅振荡，主要是在基本模式。我们讨论的能量参与的不稳定性和影响，它们可能对磁星耀斑的现象和它们的可探测性，通过引力波发射。
2011-06-12 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
How Much Can $^{56}$Ni Be Synthesized by Magnetar Model for Long Gamma-ray Bursts and Hypernovae?
一种具有强磁场的快速旋转的中子星，称为磁星，是长伽马射线暴和超新星（HNe）的中心引擎的可能候选者。我们解决了由磁星的风驱动的冲击波的演化和评估的温度演化，我们估计的量的$^{56}$ Ni产生明亮的发射的HNe。为了合成足够的$^{56}$ Ni质量来解释HNe（$M_{^{56}\mathrm{Ni}}\gtrsim 0.2M_\odot$），即$(B_p/10^{16}~\mathrm{G})^{1/2}(Ω_i/10^4~\mathrm{rad~s}^{-1})\gtrsim 0.7$，我们得到了磁星参数的一个约束条件，即极向磁场强度（$B_p$）和初始角速度（$Ω_i$）.
2015-04-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Stably stratified magnetized stars in general relativity
我们构造磁化星组成的流体稳定分层的熵梯度在广义相对论的框架内，假设理想的磁流体力学和采用正压状态方程。我们首先重温基本方程描述稳定分层静止轴对称恒星包含极向和环向磁场。作为样本模型，Ioka和Sasaki（2004）考虑的磁化星，其中磁场被限制，被修改为稳定分层的。在这项研究中新构建的磁化恒星被认为是更稳定的比现有的相对论模型，因为他们都有极向和环形磁场具有可比的强度，和磁浮力不稳定性附近的恒星，可以稳定的分层，被抑制。
2012-07-09 astro-ph.HE gr-qc
Non-linear dynamo waves in magnetized shear flows: a candidate mechanism for the solar cycle
Perimeter Institute for Theoretical Physics（Perimeter理论物理研究所）
该研究提出磁化剪切流中的非线性发电机波作为太阳周期机制，通过精确解揭示11年反转与观测相符，并解释长周期调制，支持浅层剪切层起源。
2026-09-28 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Twisted magnetar magnetospheres: a class of semi-analytical force-free non-rotating solutions
LUX, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, CNRS（卢克天文台，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，法国国家科学研究中心）
本文提出了一类半解析的非旋转力自由解，用于描述具有环向分量的磁星磁层，通过多重极展开方法求解Grad-Shafranov方程，并展示了多极解的灵活性和稳定性。
2026-02-05 astro-ph.HE physics.plasm-ph
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
Coupled polar-axial magnetar oscillations
本文研究了中子星在强磁场作用下的轴向和极轴对称耦合振荡。磁场的环形分量驱动极向振荡和轴向振荡之间的耦合。这颗恒星是由一个流体核心以及固体地壳。利用二维广义相对论模拟，在磁场B = 10 ^16 G的条件下，研究了耦合引起的极谱和轴谱的变化。我们发现，轴向光谱遭受了戏剧性的变化，其性质，失去了连续的字符。事实上，我们发现只有连续谱的“边缘”存在，产生了一个离散谱。因此，在我们之前的模拟中，地壳频率可以被连续统吸收，如果它们被嵌入连续统中，现在是长期存在的振荡。只有在与连续统的“边缘”共振的非常特殊的情况下，它们才可能失去能量。
2012-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Interior Magnetic Fields in Magnetars and Radio Pulsars
Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Department of Physics, University of Milan（米兰大学物理系）；INFN, Sezione di Milano（意大利国家核物理研究所米兰分部）；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）
通过三维广义相对论磁流体模拟，发现中子星内部磁场结构由旋转状态决定：快速旋转形成强环向场（如射电脉冲星），磁主导则保留极向场（如磁星），统一解释了中子星类别多样性。
2026-09-09 astro-ph.HE
Stochastic gravitational wave background from magnetic deformation of newly born magnetars
新诞生的磁星由于其超强的磁场和高的自旋频率而成为探测引力波的理想源。在恒星的自旋和磁轴之间的倾斜角越来越大的情况下，由于内部粘性的影响，我们得到了改进的估计随机引力波背景（SGWBs）从新诞生的磁星的磁变形。我们发现，由具有10^{17} G的超强环形磁场的磁星贡献的GW背景谱大致可分为四段。最值得注意的是，与通过假设恒定倾斜角χ=π/2计算的背景光谱相比，1000 Hz以上的背景辐射被严重抑制。然而，在频带\sim 100-1000 Hz处的背景辐射被适度增强，这取决于偶极磁场的强度。我们认为，如果所有新诞生的磁星确实有10^{17} G的环形磁场，所产生的SGWBs应显示与观测到的频率在几十到100赫兹左右的急剧变化。如果能利用爱因斯坦望远镜对SGWB进行精密探测，观测到这些特征，将为我们提供倾斜角演化的直接证据，并进一步加深对新生磁星性质的理解。
2015-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
An investigation of magnetic field distortions in accretion discs around neutron stars - II. Analysis of the toroidal field component
毫秒星系被认为是由周围的吸积盘旋转而成的古老星系。磁场被认为在这方面起着主导作用，既通过确定盘的内边缘的位置，又通过对恒星施加额外的扭矩（由于恒星磁场和盘等离子体运动之间的相互作用，产生了环形分量B_phi）。在20世纪80年代发展起来的一些著名的分析模型中，B_phi剖面被认为与盘状等离子体和中子星之间的相对角速度乘以垂直偶极场成正比。本工作是对这些模型的改进，提出了一个新的B。在以前的论文中，我们讨论了极向分量的磁场，在这里，我们认为环形分量，再次作出运动学近似和寻找稳定的解决方案的感应方程的轴对称模型。不假定极向磁场是偶极的，也不假定极向速度场处处为零。我们也不使用薄盘近似来简化感应方程，而是在全二维中数值求解。早期分析模型中获得的轮廓的有效性非常有限，并提出了更一般的半分析解决方案。
2011-07-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic field decay with Hall drift in neutron star crusts
研究了霍尔漂移对磁场衰减的影响。假设轴对称磁场位于具有均匀电导率和电子数密度的球形地壳中，计算了直到欧姆耗散的长期演化。从能量和螺旋度的角度探讨了极向分量和环向分量之间的非线性耦合。在强磁化区，漂移引起的非线性振荡仅在两个分量均分附近才是明显的。当环形分量最初占主导地位时，显著的能量被转移到极向分量。然而，反过来却并非如此。一旦环向场不那么占主导地位，它就会由于较大的阻尼率而迅速衰减。在霍尔漂移时间尺度期间，表面处的极性场从初始偶极子高度失真，但在较长的耗散时间尺度中返回到初始偶极子，因为它是阻尼最小的一个。
2012-01-06 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
Structure of magnetic fields in intracluster cavities
对星系团的观测显示，X射线空洞无处不在，推测是由活动星系核喷流吹出的。我们考虑这些腔的磁场结构。稳定性要求它们包含环形和极向磁场，而实际的配置应该在边界上有消失的磁场。对于非磁化等离子体中的轴对称结构，磁泡表面极向和环向磁场分量的连续性需要求解具有狄利克雷和诺依曼边界条件的椭圆梯度-沙夫诺夫方程。这导致了一个双本征值问题，与压力梯度和环形磁场的气泡的半径。我们已经找到了完全解析的稳定解。这一结果得到了数值模拟的证实。我们提出了合成的X射线图像和同步辐射发射轮廓，并评估辐射穿过气泡的旋转措施。
2010-08-31 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Dynamically Stable Magnetic Fields in Relativistic Neutron Stars: A Diverse Landscape of GRMHD Equilibria
University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；University of Arizona（亚利桑那大学）；National Center for Supercomputing Applications, University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校国家超级计算应用中心）；Academy of Athens（雅典科学院）；University of the Ryukyus（琉球大学）
本研究通过长期GRMHD模拟发现，中子星混合磁场的动态稳定平衡态不唯一，保留初始条件记忆，但环向与极向振幅比呈现20%-40%的普适性。
2026-09-25 astro-ph.HE
A precessing magnetar model for GLEAM-X J162759.5-523504.3
我们提出了一个进动瞬变磁星模型最近发现的射电源GLEAM-X J162759.5-523504.3。我们确定观测到的周期$\sim 1$ ks作为磁星的进动周期变形，由于其强大的（$B_ϕ \sim 10^{16}$ G）的环向场。由此产生的$10^{-4}$级形变意味着$P_{\rm s} = 0.1$ s的自旋周期。假设$B_{\rm d} \sim 10^{14}$ G的强偶极场，我们预测周期导数为$\dot{P}_{\rm s}\sim 10^{-11}$ s/s。我们还预测，磁星的岁差周期可以观察到在硬X射线波段，就像其他三个银河系磁星表现出岁差。
2022-01-28 astro-ph.HE
Rotating twisted magnetosphere of magnetars: approximate analytical solutions
Guangzhou University（广州大学）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
本文通过近似解析解研究磁星旋转扭曲磁层的特性，发现扭曲度增加导致Y点半径减小、极帽面积增大、粒子喷流辐射功率增强，并推测磁星射电发射和快速射电暴可能起源于其开放磁力线区域。
2025-12-04 astro-ph.HE
Gravitational-wave evolution of newborn magnetars with different deformed structure
具有变形结构的新生磁星可以产生微弱而连续的引力波辐射，预计在不久的将来将被爱因斯坦望远镜探测到。在这项工作中，我们假设一个新生的磁星的变形结构是不是由一个单一的机制，而是由多个随时间变化的四极矩，如那些存在于磁致变形，星震引起的椭圆，吸积柱引起的变形。磁星通过吸积、磁偶极辐射和GW辐射失去角动量。在这种情况下，我们计算的GWs从一个新生的磁星的演变，考虑上述三个变形。我们发现GW的演化取决于磁星的物理参数（例如，周期和表面磁场）、绝热指数以及极向磁能占总磁能的分数。一般来说，如果磁星的表面磁场较大，则来自磁致变形的GW辐射占主导地位，但是如果所有其他磁星参数保持不变，则当绝热指数较大时，来自磁星星震的GW辐射更有效。我们还发现GW辐射对不同的磁星状态方程并不十分敏感。
2022-05-09 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
Nonaxisymmetric Hall instability: A key to understanding magnetars
一般认为，中子星内部磁场的非线性、动力学演化在解释所观测到的现象学中起着关键作用。了解环向分量和极向分量之间或不同尺度之间的能量转移特别重要。在这封信中，我们提出了第一个三维模拟霍尔不稳定性的中子星地壳，确认其存在的典型磁星条件。我们面对我们的结果估计得到的线性扰动分析，丢弃任何解释为数值不稳定性，并确认其物理起源。有趣的是，霍尔不稳定性产生了局部的强磁结构，偶尔会使地壳屈服于磁应力，并产生日冕环，类似于太阳日冕环穿过光球层。这支持了该机制的可行性，该机制已被提议用于解释磁星爆发。
2020-01-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamo-driven plasmoid formation from a current-sheet instability
轴对称载流等离子体团的形成在非轴对称波动的存在下，在非线性三维电阻磁流体模拟在一个全球性的环形几何形状。我们利用螺旋度注入技术来形成一个初始的极向磁通的存在下的环形引导场。当注入螺旋度时，两种类型的电流片由1）注入器区域中的相反方向的场线（初级重联电流片）和2）等离子体边缘附近的极向通量压缩（边缘电流片）形成。我们首先发现，非轴对称波动所产生的电流片不稳定性附近的等离子体边缘孤立撕裂宇称，但仍然可以快速增长（极向阿尔芬时间尺度）。这些模式通过打破电流片而饱和。第二，第一次观察到的发电机极向通量放大在reconnetion网站（在该地区的相反方向的磁场）。这种波动引起的通量放大增加了当地的伦德奎斯特数，然后触发了等离子体团不稳定性，并打破了在重联网站的主要电流片。大规模通量放大驱动的等离子体团形成，即大规模发电机，这里观察到的天体物理重联以及实验室等离子体中的快速重联事件具有强烈的影响。
2016-10-28 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Spin paramagnetic deformation of a neutron star
对磁流体力平衡方程的量子力学修正，源自量子等离子体的微观薛定谔-泡利理论，修正了平衡结构，从而修正了中子星的质量四极矩。它示出在这里的主导效应--自旋顺磁性--是最显着的磁星，其中一个典型的有$μ_{B}|\boldsymbol{B}|\gtrsim k_B T_e$，其中$μ_{B}$是玻尔磁子，$\boldsymbol{B}$是磁场，和$T_e$是电子温度。非正压磁星的自旋顺磁形变与链接极-环磁场的计算是高达${\sim 10}$倍以上的变形所造成的单独的洛伦兹力。它取决于传导电子的泡利阻挡程度和形成磁畴的倾向，这些过程在磁星场强度下是不完全模拟的。随着环向场分量的增强，恒星变得更扁。这一结果意味着，现有的经典预测低估了出生时快速旋转的磁星发出的引力波信号的最大强度。反过来说，未来灵敏度越来越高的引力波上限将对泡利阻塞和磁星条件下磁畴形成的物理学产生越来越严格的约束。
2015-11-19 astro-ph.HE
