[论文解读] Evolution of the Magnetic Field in Accreting Neutron Stars

Sushan Konar|arXiv (Cornell University)|Jan 20, 2000

Scientific Research and Discoveries参考文献 7被引用 3

一句话总结

本文研究了吸积中子星中磁场的演化，提出壳层欧姆衰减和吸积驱动的加热主导了磁场的减弱。研究发现，由于快速交换不稳定性，抗磁屏蔽无效；而吸积导致磁场初始快速衰减，随后进入冻结状态；毫秒脉冲星的形成需要高吸积率或核心磁通量排出，且杂质强度较大。

ABSTRACT

There has been sufficient observational indication suggesting a causal connection between the binary history of neutron stars and the evolution of their magnetic field. In particular, it is believed that the generation of the low-field millisecond pulsars is a consequence of the processing of normal high-field neutron stars in binary systems. We try to understand the mechanism of field evolution in neutron stars that are members of binary systems with an aim to understand the problem of millisecond pulsar generation. To this end we have looked at four related problems : i. the effect of diamagnetic screening on the final field of a neutron star accreting material from its binary companion; ii. evolution of magnetic flux located in the crust of an accreting neutron star; iii. application of the above-mentioned model to real systems and a comparison with observations; iv. an investigation into the consequences of magnetic flux being initially located in the core of the star and its observational implications.

研究动机与目标

• 理解具有双星历史的中子星中磁场演化的机制，特别是与观测到的低磁场系统的关系。
• 评估吸积物质中的抗磁屏蔽是否能显著降低中子星外部偶极磁场。
• 在吸积诱导加热和质量加载条件下，模拟壳层磁场的演化。
• 将理论预测与双星脉冲星、毫秒脉冲星和X射线双星的观测进行比较。
• 评估自转减速过程中核心磁通量排出的作用及其对孤立和吸积系统中磁场衰减的影响。

提出的方法

• 使用温度依赖电导率的欧姆扩散方程，建模中子星壳层中磁场的时间演化。
• 通过关系式 $\log T = 0.397\log\dot{M} + 12.35$ 纳入吸积诱导的壳层加热，以计算电导率的变化。
• 分析扩散、屏蔽和瑞利-泰勒不稳定性过程之间的时间尺度竞争，以评估磁场埋藏的可行性。
• 通过多个双星阶段的模拟来研究磁场演化：孤立阶段、风吸积阶段和洛希瓣溢出（洛希接触阶段）。
• 将杂质强度 $Q$ 作为自由参数，以控制壳层和核心磁通量排出模型中的电阻率和衰减 timescales。
• 将模型输出与脉冲星磁场、年龄和吸积率的观测数据进行比较，以约束模型参数。

实验结果

研究问题

• RQ1 吸积物质的抗磁屏蔽能否有效降低中子星外部磁场偶极矩？
• RQ2 吸积诱导加热如何影响壳层磁场的欧姆衰减 timescale？
• RQ3 吸积中子星最终表面磁场强度由什么决定，其与吸积率和初始磁场构型的关系如何？
• RQ4 自转减速引起的核磁通量排出能否解释毫秒脉冲星中观测到的低磁场？
• RQ5 双星脉冲星和X射线双星的观测对中子星壳层中杂质强度 $Q$ 施加了何种约束？

主要发现

• 抗磁屏蔽无法有效降低外部磁场，因为瑞利-泰勒不稳定性的时间尺度远短于扩散和屏蔽的时间尺度，导致磁场线无法被拖曳或埋藏。
• 吸积导致表面磁场初始快速衰减，这是由于壳层加热增强了欧姆扩散，随后进入衰减显著减缓的冻结阶段。
• 更高的吸积率导致更强的壳层加热、更早的冻结和更低的最终表面磁场强度，模型中观测到吸积率与最终磁场强度呈正相关。
• 若毫秒脉冲星通过核心磁通量排出模型形成，则杂质强度 $Q$ 必须超过1，这与孤立脉冲星的约束（除非 $Q \leq 0.05$）不一致。
• 在壳层模型中，较低的吸积率和更长的预吸积阶段导致更低的最终表面磁场，而初始电流环更深则导致更高的最终磁场。
• 若杂质强度 $Q \geq 0.5$，低质量X射线双星（LMXBs）可产生低至 $10^8$ G 的磁场，与毫秒脉冲星观测一致。