壳层磁场不会导致双中子星并合中的大幅磁场放大

磁场放大在解释双中子星并合相关的众多天体物理现象（如物质抛射与短伽马射线暴的供能）中起着重要作用。孤立中子星中的磁场常被假定局限于恒星表面附近的小区域，而在数值模拟中通常取为充满整个恒星。通过执行高分辨率、全局、高阶广义相对论磁流体动力学模拟，我们研究了纯壳层磁场的影响，并将其与具有相同磁能但充满整个恒星的偶极磁场标准构型进行对比。尽管壳层构型在开尔文–亥姆霍兹不稳定性阶段非常有效地产生强磁场，但其未能达到全星构型同等的磁场放大水平。这是由于壳层构型中缺乏可供进一步湍流放大的中子星内部磁化物质，以及高度磁化物质在表面的损失。因此，两种构型的最终磁能相差超过一个数量级。我们简要讨论了这些结果对天体物理观测量的影响，以及如何利用它们推断并合双星中的磁拓扑结构。