多极磁场的回落后演化与射电脉冲星激活

中子星 (NS) 表面的小尺度磁结构是否能在回落 episode 中幸存下来，长期以来一直不清楚。对 Hall 级联 (Cumming, Arras 和 Zweibel 2004; Wareing 和 Hollerbach 2009) 的研究暗示，小尺度结构中的能量应在短时间尺度上耗散。我们新的二维磁热模拟表明了相反的结果。在回落 episode 后的最初约 10 kyr 内，吸积质量为 $10^{-3} M_\odot$，观测到的中子星磁场呈现偶极状，这对初始磁拓扑不敏感。在此区间内，基于 Ruderman & Sutherland (1975) 真空隙模型，非热辐射受到强烈抑制。此后，初始（即多极）结构开始通过中子星地壳重新浮现。我们将重新浮现过程区分为三个演化阶段：内部环向场的增长、埋藏极向场的平流以及缓慢的欧姆扩散。当存在小尺度磁结构时，前两个阶段的效率可以得到增强。高次谐波的efficient re-emergence 可能会显著影响发射区磁力线的曲率。因此，只有在几万年后，中子星才会再次作为脉冲星发光，这与中心致密天体 (CCO) 的射电静默现象相符。此外，这些结果可以解释为何在射电脉冲星中缺乏具有新近重新浮现磁场的热辐射中子星的良好候选体 (Bogdanov, Ng 和 Kaspi 2014)，因为中子星已有时间冷却，且超新星遗迹可能已经消散。