双中子星并合后前 10 毫秒内的湍流磁场放大：高分辨率与大涡模拟的比较

双中子星并合的发现是近年来最重要且最复杂的天体物理发现之一。该问题中一个不明之处是湍流磁场放大，其最初由开尔文-亥姆霍兹不稳定性在远小于现今任何可达数值分辨率的尺度上触发。此处我们给出双中子星并合前 10 毫秒的数值模拟。首先，我们详细确认了模拟的放大如何依赖于数值分辨率并分布于宽广的尺度范围，正如湍流 MHD 理论所预期。我们发现，对于我们的高分辨率运行，每颗星内 $10^{11}\,$G 的初始大尺度磁场在遗迹中被放大到前 $5$ 毫秒内均方根值超过 $10^{16}\,$G。随后，我们运行大涡模拟，探索子网格尺度梯度模型的性能，该模型已在先前的湍流盒模拟中成功检验。我们表明，该模型的加入在感应方程中尤为重要，因其带来的磁场放大可与更高分辨率运行相比拟，而计算代价大幅降低。在前 10 毫秒内，无明显有序大尺度磁场的迹象，其确应在更长时标上通过磁缠绕与磁旋转不稳定性产生。