物理学。Rev.D 102，103006（2020）-双中子星合并后最初10毫秒内的湍流磁场放大：高分辨率和大涡模拟的比较

二元中子星合并后前10毫秒内的湍流磁场放大：高分辨率和大涡模拟的比较

里卡德·阿奎莱拉·米雷特、丹尼尔·维甘诺、费德里科·卡拉斯科、博尔贾·米尼亚诺和卡洛斯·帕伦祖埃拉

物理学。版次D102，103006–2020年11月6日出版

摘要

探测双星中子合并是近年来最重要、最复杂的天体物理发现之一。这个问题的一个不清楚的方面是湍流磁场放大，最初是由Kelvin-Helmholtz不稳定性在比目前任何可达到的数值分辨率小得多的尺度上触发的。在这里，我们对双星中子合并的前10毫秒进行了数值模拟。首先，我们详细确认了模拟放大是如何依赖于数值分辨率的，并且按照湍流磁流体力学理论的预期分布在广泛的范围内。我们发现，初始大规模磁场 $10^{11} G公司$ 在每颗恒星的内部，残差被放大到上面的平方根值 $10^{16} G公司$ 在我们最高分辨率运行的前5毫秒内。然后，我们进行了大涡模拟，探索了亚网格尺度梯度模型的性能，该模型已经在以前的湍流箱模拟中成功测试过。我们表明，该模型的添加在感应方程中尤其重要，因为它会导致与高分辨率运行相比的磁场放大，但计算成本大大降低。在最初的10毫秒内，并没有明确的迹象表明存在一个有序的大规模磁场，这种磁场确实应该在更长的时间尺度内通过磁绕组和磁旋转不稳定性发生。