中子星壳层中具有分数磁螺旋度的霍尔级联

中子星壳层中磁场的欧姆衰减通常被认为由霍尔漂移主导，后者导致所谓的霍尔级联。本文表明，螺旋与分数螺旋磁场会像磁流体力学（MHD）中那样经历强烈的逆级联，但磁能随时间 $t$ 衰减更慢：$\propto t^{-2/5}$ 而非 MHD 中的 $\propto t^{-2/3}$。即便对于非螺旋磁场，在磁场足够强时也存在一定程度的逆级联。与波数 $k$ 相关的惯性区标度与先前关于受迫霍尔级联的结果一致，即正比于 $k^{-7/3}$；但在衰减情形下，亚惯性区谱陡化为新颖的 $k^5$ 斜率，而非 MHD 中的 $k^4$ 斜率。大尺度磁场的能量可通过逆级联随时间二次增长。对于螺旋场，发现能量耗散与大尺度磁场成反比，并与均方根（rms）磁场的五次方成正比。对于 rms 磁场为几倍 $10^{14}\,$G 的中子星条件，大尺度磁场可能仅为 $10^{11}\,$G，同时仍可在数千年内产生 $10^{33}\,$erg$\,$s$^{-1}$ 的磁耗散，这可能通过 X 射线辐射显现出来。最后，研究表明来自局部非分层模型的结论与来自带边界的分层模型的结论相当吻合。