中子星上的磁化吸积：从光子俘获流到中微子冷却流

当中子星（NS）从一颗非简并星截获气体时，例如在潮汐瓦解事件、公共包层阶段或大质量恒星坍缩核心中，光子会被困在中子星周围的热流中。这些气体形成一个辐射低效吸积流（RIAF），直到中子星表面附近的密度和温度增长到足够大，使得结合能转化为中微子。本文展示了气体吸积到非旋转、非磁化中子星上的三维广义相对论磁流体动力学模拟。这些模拟首次将一个扩展的吸积盘与恒星周围自洽的流体静力学大气连接起来。通过将辐射压主导的流近似为绝热指数为 $4/3$ 的理想气体，并耦合可变的中微子发射率，研究了不同种子磁场和吸积率的影响。在低吸积率下，流体静力学大气显示出缓慢旋转和弱磁化，并过渡到外部 RIA 结构。环向磁场介导了能量和角动量通过大气的向内流动，当中微子发射与吸积功率平衡时，大气达到稳态。我们开发了一个一维解析模型，将这些结果与更一般的初始条件联系起来，并描述了流动的主要特征。我们的结果对超临界吸积中子星的自旋和质量演化具有启示意义。