固体中的磁旋转不稳定性：在中子星星壳中的应用

磁旋转不稳定性可以在磁化的剪切流中产生强烈的、湍流的子结构。该机制作为流体微观物理方面（如分层和扩散率）函数的有效性已被广泛探索。然而，迄今尚未研究的一个方面是这种不稳定性是否也能在固体中运作。考虑到行星或简并星内部的固态区域在其生命周期的某个阶段可能相对于液态或气态层进行较差旋转，我们研究了弹性在多大程度上抑制了这种不稳定性。一个简化的、平面平行的分析表明，只有在流动被强烈剪切的情况下，即不稳定性在液体中产生的磁张力超过弹性腔体的剪切模量时，磁增长才会发生。在双中子星并合的动力潮汐背景下，这意味着只有在恒星拥有$\gtrsim 300$Hz的自转频率时，磁场才能在并合前于星壳中被放大。如果黏性加热在共振前削弱了晶体结构，所需的旋转频率会降低。