Proto-Neutron Star磁场被Supernova Fallback浸没的必要条件

中心致密天体(CCOs)是中子星的一个子类，其偶极磁场强度明显 weaker than radio脉冲星和磁星的磁场强度。一种可能的解释是隐藏磁场情景，即超新星fallback浸没原始中子星的磁球形成新的晕体。然而，导致这种浸没过程所需的fallback质量和时间尺度仍不确定。我们进行了一维广义相对论磁流体力学模拟，考察超新星fallback作用于磁化原始中子星的过程，同时考虑 neutrino冷却。在我们的模拟中，落下的物质压缩磁场并驱动强冲击波。冲击波最初向外扩张，但随着neutrino冷却变得显著，最终会停滞并后退。冲击波停滞后，磁球上方的气体密度迅速增加，可能导致新的晕体的形成。为理解冲击波动力学，我们开发了半解析模型，描述冲击波停滞时磁球半径和冲击波半径。通过将fallback时间尺度与冲击波停滞时间尺度进行比较，即新的晕体形成的等待时间，我们推导出原始中子星磁场浸没的必要条件。我们的结果将为通过多维模拟探讨年轻孤立中子星的多样性提供指导。