Astrophysical magnetohydrodynamical processes

Abstract

Neutron stars are among the most compact and highly magnetized objects in the universe, formed in the aftermath of core-collapse supernovae. Their extreme densities, relativistic gravity, and intense electromagnetic fields make them unique laboratories for studying high-energy astrophysical processes and fundamental physics. This thesis focuses on the physical structure, observational properties, and electrodynamic modeling of neutron stars, with particular emphasis on the behavior of their magnetospheres. Chapter 1 provides an overview of neutron stars, detailing their formation, internal structure (core and crust), and observational signatures across the electromagnetics pectrum, from radio and X-rays to gamma rays and optical/infrared. Gravitational wave detections and binary neutron star mergers are also reviewed as complementary probes of neutron star populations and environments. Chapter 2 introduces the theoretical framework used to model neutron star magnetospheres in the force-free regime, where electromagnetic energy dominates over inertia and pressure. The derivation and solution of the pulsar equation is presented, with a focus on idealized, axisymmetric, co-rotating magnetospheres. Attention is given to the structure of open and closed magnetic field lines, the location of the Y-point, and implications for pulsar spin-down and energy loss. Chapter 3 explores twisted magnetospheres relevant to magnetars based on the work Twisted magnetar magnetospheres. These are modeled through numerical solutions of the force-free equations including a toroidal magnetic field component confined within the closed field line region. We analyze how magnetic twist influences the size of the open-field region, enhances the spin-down rate, and modifies magnetospheric topology. These results are discussed in connection with observational phenomena such as pulsar moding, nulling, and fast radio bursts (FRBs).Chapter 4 addresses the long-standing challenge of coupling the neutron star’s interior magnetic field with its magnetosphere based on the work Interlinking internal and external magnetic fields of relativistically rotating neutron stars. A unified numerical framework is developed, solving the equilibrium equations for the stellar interior (including Hall and barotropic equilibria) alongside the external force-free magnetosphere. The resulting self-consistent solutions demonstrate how internal field configurations influence the external geometry, current structure, and spin down torque. Chapter 5 revisits the ideal force-free magnetosphere using improved numerical techniques to study the equilibrium structure near the Y-point based on the work In the pulsar Y- point. Our analysis reveals that the total electromagnetic energy exhibits a subtle minimum when the closed-line region ends at about 90% of the light cylinder radius. We argue that this energetically favorable configuration explains discrepancies between time-dependent force-free and PIC simulations. Furthermore, the topology at the Y-point resembles a T-point, with the closed region intersecting the equatorial current sheet at right angles. Chapter 6 presents a novel class of magnetospheric solutions, based on the work A New Solution of the Pulsar Equation, in which the entire field structure remains confined inside the light cylinder, stabilized by a surrounding electrically charged layer. These configurations may form under special astrophysical conditions—such as during stellar collapse or accretion from a donor star—and are not accessible through standard simulation setups initialized with open-field configurations. We show that these confined solutions lie at the limit of a continuous sequence of magnetospheres, and that their transition to the minimum energy configuration couldr elease energy sufficient to power FRBs.

Οι αστέρες νετρονίων συγκαταλέγονται στα πλέον συμπαγή και ισχυρά μαγνητισμένα αντικείμενα του σύμπαντος και σχηματίζονται ως κατάλοιπα αστέρων μετά από υπερ-καινοφανείς εκρήξεις βαρυτικής κατάρρευσης. Οι ακραίες πυκνότητές τους, η σχετικιστική βαρύτητα και τα έντονα ηλεκτρομαγνητικά τους πεδία τούς καθιστούν μοναδικά εργαστήρια για τη μελέτη φαινομένων υψηλής ενέργειας και της θεμελιώδους φυσικής. Η παρούσα διατριβή εστιάζει στη φυσική δομή, τις παρατηρήσιμες ιδιότητες καιτην ηλεκτροδυναμική μοντελοποίηση των αστέρων νετρονίων, με ιδιαίτερη έμφαση στη συμπεριφορά των μαγνητοσφαιρών τους. Στο Κεφάλαιο 1 παρουσιάζεται μια επισκόπηση των αστέρων νετρονίων, με ανάλυση του σχηματισμού τους, της εσωτερικής τους δομής (πυρήνας και φλοιός) και των παρατηρησιακών τους χαρακτηριστικών σε όλο το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα — από ραδιοκύματα και ακτίνες Χ έως ακτίνες γ και οπτική/υπέρυθρη ακτινοβολία. Επιπλέον, εξετάζονται οι ανιχνεύσεις βαρυτικών κυμάτων και οι συγχωνεύσεις διπλών αστέρων νετρονίων ως συμπληρωματικοί διαγνωστικοί δείκτες των πληθυσμών και του περιβάλλοντός τους. Στο Κεφάλαιο 2 εισάγεται το θεωρητικό πλαίσιο μοντελοποίησης των μαγνητοσφαιρών αστέρων νετρονίων στο καθεστώς της εξαναγκασμένης ισορροπίας (force-free), όπου η ηλεκτρομαγνητική ενέργεια υπερισχύει της αδράνειας και της πίεσης. Παρουσιάζεται η παραγωγή και η επίλυση της εξίσωσης του pulsar, με έμφαση σε ιδανικές, αξονοσυμμετρικές μαγνητοσφαιρικές διαμορφώσεις. Ιδιαίτερη προσοχή δίνεται στη δομή των ανοικτών και κλειστών γραμμών μαγνητικού πεδίου, στη θέση του Y-point και στις συνέπειες για την επιβράδυνση και την ενεργειακή απώλεια των pulsars. Στο Κεφάλαιο 3 μελετώνται οι περιελιγμένες μαγνητοσφαίρες που σχετίζονται με τους magnetars έχοντας ως βάση την εργασία Twisted magnetar magnetospheres. Αυτές μοντελοποιούνται αριθμητικά με βάση τις εξισώσεις force-free και περιλαμβάνουν συνιστώσα τοροειδούς μαγνητικού πεδίου εντός της περιοχής των κλειστών γραμμών. Αναλύεται πώς η περιέλιξη των μαγνητικών γραμμών επηρεάζει το μέγεθος της ανοικτής περιοχής πεδίου, ενισχύει τον ρυθμό επιβράδυνσης και τροποποιεί τη μαγνητοσφαιρική τοπολογία. Τα αποτελέσματα αυτά συσχετίζονται με παρατηρούμενα φαινόμενα όπως τα moding, nulling και οι ταχείες ραδιοεκρήξεις (FRBs). Στο Κεφάλαιο 4 αντιμετωπίζεται το διαχρονικό πρόβλημα της σύνδεσης του εσωτερικού μαγνητικού πεδίου του αστέρα με τη μαγνητόσφαιρά του έχοντας ως βάση την εργασία Interlinking internal and external magnetic fields of relativistically rotatingneutron stars. Αναπτύσσεται ένα ενιαίο αριθμητικό πλαίσιο που επιλύει ταυτοχρόνως τις εξισώσεις ισορροπίας στο εσωτερικό του αστέρα (συμπεριλαμβανομένων Hall και βαροτροπικών ισορροπιών) και τη force-free μαγνητόσφαιρα εξωτερικά. Οι αυτοσυνεπείς λύσεις που προκύπτουν αναδεικνύουν πώς η διαμόρφωση του εσωτερικού πεδίου επηρεάζει τη γεωμετρία του εξωτερικού πεδίου, τη δομή των ρευμάτων και την ηλεκτρομαγνητική ροπή επιβράδυνσης. Στο Κεφάλαιο 5 επανεξετάζεται η ιδεατή force-free μαγνητόσφαιρα με βελτιωμένες αριθμητικές τεχνικές για τη μελέτη της δομής ισορροπίας κοντά στο Y-point έχοντας ως βάση την εργασία In the pulsar Y- point. Η ανάλυση δείχνει ότι η ολική ηλεκτρομαγνητική ενέργεια εμφανίζει ένα ασθενές ελάχιστο όταν η περιοχή των κλειστών γραμμών καταλήγει περίπου στο 90% της ακτίνας του κυλίνδρου φωτός. Υποστηρίζεται ότι αυτή η ενεργειακά ευνοϊκή διαμόρφωση εξηγεί τις αποκλίσεις μεταξύ χρονικά εξελισσόμενων force-free και PIC προσομοιώσεων. Επιπλέον, η τοπολογία στο Y-pointθυμίζει T-point, με την περιοχή των κλειστών γραμμών να τέμνει κάθετα τον ισημερινό. Στο Κεφάλαιο 6 παρουσιάζεται μια νέα κατηγορία λύσεων μαγνητοσφαιρικής ισορροπίας, βασισμένες στην εργασία A New Solution of the Pulsar Equation, στις οποίες ολόκληρη η δομή του πεδίου παραμένει εγκλεισμένη εντός του κυλίνδρου φωτός, σταθεροποιημένη από ένα περιβάλλον ηλεκτρικά φορτισμένο στρώμα. Τέτοιες διαμορφώσεις είναι δυνατόν να προκύψουν υπό ειδικές αστροφυσικές συνθήκες — όπως κατά τη βαρυτική κατάρρευση ή την πρόσπτωση μάζας από αστέρα δότη — και δεν είναι εφικτές με κλασικά σχήματα προσομοίωσης που ξεκινούν από ανοικτές διαμορφώσεις πεδίου. Τεκμηριώνεται ότι αυτές οι περιορισμένες λύσεις βρίσκονται στο άκρο μιας συνεχούς ακολουθίας μαγνητοσφαιρών και ότι η μετάβασή τους στη διαμόρφωση ελάχιστης ενέργειας μπορεί να απελευθερώσει επαρκή ενέργεια για την παραγωγή FRBs.