Emission From Rotation-Powered Pulsars and Magnetars
我将回顾在理解旋转驱动的脉冲星和磁驱动的异常X射线脉冲星（AXP）和软伽马射线中继器（SGR）的高能量发射方面的最新进展。在过去的几年里，这些领域在观测和理论上都非常活跃，部分原因是来自钱德拉，XMM-Newton和RXTE的新X射线数据。与此同时，帕克斯多波束巡天发现了700多个新的射电望远镜，其中一些是年轻的，与EGRET源重合，另一些则具有磁强度磁场。这些新的观测结果提出了关于中子星诞生和演化的重要问题，以及它们的高能发射特性。
2005-10-05 astro-ph
Short Duration Gamma-Ray Bursts with Extended Emission from Proto-Magnetar Spin-Down
有越来越多的证据表明，存在一类伽马射线暴（GRB），其特征是在发射开始时出现约0.1-1 s的硬辐射尖峰，然后经过约3-10 s的发射平静期，然后是持续约10-100 s的较软的延长发射期。在少数经过充分研究的情况下，这些“具有扩展发射的短GRB”没有显示出明亮的关联超新星（SN）的证据。我们认为这些事件是由一个高磁化、快速旋转的中子星（一个"原磁星“）的形成和早期演化所产生的，它是由白矮星（WD）的吸积诱导坍缩（AIC）、WD-WD双星的合并和坍缩，或者，可能是双中子星双星的合并所形成的。最初的发射尖峰是由在AIC或合并事件期间形成的小圆盘在原磁星上的吸积提供动力的。扩展发射是由相对论风产生的，它在约10-100 s的时间尺度上提取原磁星的旋转能量。在瞬时发射和扩展发射之间的约3-10秒的延迟是新形成的原磁星充分冷却所需的时间，从而使来自其表面的中微子加热风变得超相对论。由于原磁星很少或没有发射Ni 56（<1 e-3 M_sun），这些事件应该不会产生明亮的SN状瞬变。我们使用冷却原磁星的自旋下降计算来模拟GRB 060614的扩展发射，发现与初始旋转周期为1 ms和表面偶极场为3e 15 G的磁星的观测结果合理一致。如果伽玛暴确实是由AIC或WD-WD合并产生的，它们应该发生在早期和晚期星系的混合物中，并且不应该产生强的引力波发射。我们的模型的一个额外的结果是存在的X射线闪光…
2008-01-08 astro-ph
New Evidence for Proton Cyclotron Resonance in a Magnetar Strength Field from SGR 1806-20
最近收集到的大量证据支持这样一种观点，即软伽马中继站和异常X射线脉冲星是由超强磁场（B > 10^{14} G;即磁星）提供动力的。然而，目前对这类候选磁星的磁场的测定是间接的，并且依赖于模型。关于磁星的一个关键预测是检测离子回旋共振特征，这将提供对场强的决定性诊断。在这里，我们提出了一个5千电子伏的吸收功能，在各种突发的软伽玛中继SGR 1806-20的检测，证实了我们最初的发现（易卜拉欣等2002年），并建立在源的突发光谱的功能的存在。该谱线特征被很好地解释为超强磁场中的质子回旋共振，提供了SGR 1806-20的磁场（B ~ 10^{15} G）的直接测量和磁星的明确证据。与源的自旋下降率一起，该功能还提供了对磁星的引力红移，质量和半径的首次测量。
2002-10-23 astro-ph
Birth rates of SGRs and AXPs: delayed amplification of magnetic field
我们提出了新的测定AXP和SGRS的出生率及其相关的SNR。我们发现AXP/SGR的高出生率为1/（500岁），相关SNRs的高出生率为1/（1700岁）。这些高速率表明，所有的大质量恒星（大于~ 25 M_sun）都会产生具有类磁星场的遗迹。最近的观测表明，化石场不能解释祖星中如此高的场。中子星诞生期间的发电机机制需要比观测或理论表明的更快的自旋速率。在这里，我们提出了中子星的形式与正常（~ 10^{12} G）磁场，然后放大到10^{14}-10 15} G后，延迟几百年。这种放大被推测是色铁磁性的结果，发生在中子星核心达到夸克解除禁闭密度之后。这种延迟放大的现象，使得同时解释AXP/SGR的高出生率和高磁场，以及它们与大质量恒星的联系，变得困难重重。
2007-12-06 astro-ph
Millisecond Proto-Magnetars & Gamma Ray Bursts
在核心坍缩和爆炸后的几秒钟内，一股热中微子驱动的风从冷却的、去质子化的新生中子星中出现。如果中子星具有大尺度的磁强度表面磁场和毫秒级的自转周期，那么风主要是由磁离心甩动驱动的，其次才是中微子相互作用。强磁场迫使风与恒星表面共转，从而有效地提取了中子星的旋转能量。随着中子星冷却，风变得越来越受磁场支配，外流变得相对论性。在这里，我回顾毫秒磁星模型的长时间伽马射线暴，并探讨中微子磁离心风的一些基本物理。我进一步推测毫秒磁星模型中的准直和几何学的一些问题。
2005-04-27 astro-ph
A Stellar Wind Bubble Coincident with the Anomalous X-ray Pulsar 1E 1048.1-5937: Are Magnetars Formed From Massive Progenitors?
我们提出了21厘米HI观测从南银河平面调查的领域周围的异常X射线脉冲星1 E 1048.1-5937，源的X射线属性意味着它是一个高度磁化的中子星（“磁星”）。这些数据揭示了一个膨胀的氢壳层，GSH 288.3-0.5-28，以1 E 1048.1-5937为中心，直径为35 x23 pc（距离为2.7 kpc），膨胀速度约为7.5 km/s。我们认为GSH288.3 -0.5-28是一个由30-40 M_（太阳）恒星吹出的风泡，但没有这样的中心恒星。我们认为GSH 288.3-0.5-28是由1 E 1048.1-5937的大质量祖先吹出的风泡，因此提出磁星起源于比射电磁星更大质量的祖先。这可能是中子星的初始自旋周期与其前身质量相关的证据，也意味着磁星的诞生率只是射电中子星的一小部分。
2005-01-26 astro-ph
Magnetar Spindown, Hyper-Energetic Supernovae, and Gamma Ray Bursts
开尔文-亥姆霍兹冷却时期，持续几十秒后，中子星诞生在一个成功的核心坍缩超新星，伴随着中微子驱动的风。对于磁场强度（$\sim10^{15}$ G）的大尺度表面磁场，这种外流在整个冷却时期都是以磁为主的，因为强磁场迫使风与质子中子星共同旋转，这种外流可以显著影响中子星早期的角动量演化，就像在类似的恒星风模型中一样（例如Weber & Davis 1967）。如果旋转能量与超新星能量相比很大，而自旋下降的时间尺度相对于超新星冲击波穿越恒星祖先所需的时间来说很短，那么提取的能量可能会显着改变超新星冲击动力学。这种效应能够产生高能超新星，在某些情况下，为伽马射线暴提供了有利的条件。我们估计自旋下降的时间尺度磁化，旋转质子中子星和中微子磁离心驱动的风构建稳态模型。我们发现，如果磁星出生快速旋转，与初始自旋周期（$P$）的$\sim1$毫秒，数量级$10^{51}-10^{52}$尔格的旋转能量可以提取在$\sim10$秒。如果磁星出生时旋转缓慢（$P\gtrsim10$ ms），它们可以在开尔文-亥姆霍兹时间尺度上旋转到$\sim1$秒的周期。
2004-01-26 astro-ph
Supernova remnant energetics and magnetars: no evidence in favour of millisecond proto-neutron stars
一般认为异常X射线脉冲星（AXP）和软伽马射线重复星（SGR）是磁星，即表面磁场极强的中子星（$B > 10^{14}$ G）。这些高磁场的起源尚不确定，但一个流行的假设是磁星出生时的初始自旋周期不会超过对流翻转时间（约3毫秒），这导致了强大的发电机作用，将种子磁场放大到$> ~10^{15}$ G。预计部分旋转能量将通过快速的磁制动为超新星提供动力。因此，磁星的产生可能伴随着超新星，这些超新星的能量比正常超新星高一个数量级，只要它们的初始自旋周期是~1 ms。然而，我们在这里列出的证据表明，这些超新星遗迹的爆炸能量与AXP和SGRs-Kes 73有关。（AXP 1E 1841 - 045）、CTB 109（AXP 1E2259 + 586）和N49（SGR 0526 - 66）--接近于标准超新星爆炸能量$10^{51}$~erg，表明初始自旋周期>~5ms。因此，我们没有发现磁星是由快速旋转的原中子星形成的证据，考虑到它们可能是由具有高磁场核心的恒星祖先形成的，我们讨论了这两种形成方案的优点。在附录中，我们描述了XMM-牛顿观测Kes 73和N49的分析，用于推导这些残骸的爆炸能量。
2006-05-15 astro-ph
On the Conditions for Neutron-Rich Gamma-Ray Burst Outflows
我们计算了从新形成的磁星（“原磁星”）表面和超吸积盘中平面驱动的中微子加热MHD风的结构和中子含量，这是两种可能的中心发动机，用于伽马射线暴（GRB）和高能超新星（SNe）。原磁星表面和中微子冷却吸积流（NDAF）的中平面都是电子简并的富中子区（中子质子比n/p >> 1）。如果这种大量的自由中子过剩在超相对论外流中被保留到大半径，可能会导致几个重要的观测结果。然而，弱相互作用过程可以在NDAF和原磁星表面上方获得的非简并区域中将n/p驱动到~1。计算结果表明，在强极向磁场存在下，中性中子加速器中的富中子流是可能的。然而，我们发现，中子丰富的风具有最小的质量损失率，可能会同时排除中子丰富和超相对论（洛伦兹因子> 100）伴随着大量的吸积功率的风。相比之下，原磁星能够产生富含中子的长持续时间GRB外流，在亚毫秒旋转周期的核心反弹后约10-30秒;然而，这种外流只会伴随着极高能量的事件，其中GRB + SN能量预算超过~ 4 e52尔格。在某些短持续时间的伽玛暴期间，致密天体合并形成的几何厚度的吸积盘也可能产生富含中子的高度相对论外流。r-过程核合成的影响，光学瞬态由于非相对论性的中子丰富的风，和镍生产原磁星和仙女座风也简要讨论。
2007-08-24 astro-ph
Inferring the Magnetic Fields of Magnetars from their X-ray Spectra
我们提出了第一个自洽的理论模型的磁星光谱，考虑到恒星大气层和磁层的综合影响。我们发现，质子回旋线已经被大气效应减弱，变得无法区分的连续介质中的磁层中的适度散射光学深度。此外，硬过剩变得更加明显，由于共振散射和由此产生的光谱非常类似于所观察到的磁星光谱。我们认为，虽然没有质子回旋线在所观察到的光谱是不确定的磁星的表面场强度，连续进行几乎独特的签名的场强，因此可以用来推断这个数量。我们适合我们的理论光谱与现象学的两个黑体模型，并比较我们的研究结果与现有的两个黑体拟合源光谱。我们推断光谱的场强是在显着的协议从周期导数的来源假设偶极子自旋下降推断的值。这些线能量和等效宽度的详细预测可能提供一个最佳的机会，直接测量磁星的表面场强与未来的X射线望远镜，如{ \em星座}-X。
2006-11-14 astro-ph
Protoneutron star dynamos: pulsars, magnetars, and radio-silent X-ray emitting neutron stars
我们讨论的平均场发电机行动的质子中子星的不稳定性，在早期的演化阶段。平均场产生于Rossby数为$\sim 1$且平均场发电机有效的中子指不稳定区。根据旋转速率的不同，平均场发电机可以导致三种不同类型的恒星的形成。如果质子中子星的初始周期很短，那么产生的大尺度场非常强（$> 3 \times 10^{13}$ G），并且超过了中子星表面的小尺度场。如果旋转是中等的，那么这些恒星或多或少都是由标准的偶极场（$< 3 \times 10^{13}$ G）形成的，但表面的小尺度磁场比偶极场强。如果自转非常慢，那么平均场发电机就不工作，中子星就没有全局场。然而，在这样的恒星中产生了强的小尺度场，它们可以表现为具有非常低的自旋下降速率但具有从光谱特征推断的强磁场的物体。
2006-03-01 astro-ph
Radiation spectra and polarization in magnetar bursts
本文用蒙特卡罗模拟方法模拟了磁星大气中的辐射转移。我们包括真空极化，电子和质子散射，和自由-自由吸收的影响。模拟结果表明，在大气模型中，磁场垂直于中子星表面，同时磁场也相对于中子星表面倾斜，平均谱并不强烈依赖于磁场的方向.我们研究了光谱中出现类似真空吸收特征的参数空间区域，并分析了质子回旋加速器线的形状。结果表明，只要能量释放发生在足够密集的区域，大气尺度高度足够大，真空极化特征的存在应该是软γ射线中继站爆发谱的一个普遍属性。我们讨论存在这样的功能，在最近的观测数据对这些来源。
2005-02-21 astro-ph
Nuclear Equation of State and Internal Structure of Magnetars
最近，具有非常强的表面磁场的中子星被认为是观测到的软伽马中继源（SGR）的起源地。我们研究了强磁场对这种强磁化中子星（磁星）的性质和内部结构的影响。足够强的磁场的存在改变了质子与中子的比率以及中子出现密度。我们还研究了强磁场中的π介子产生和π介子凝聚。我们讨论了磁星内部的π凝聚作为SGR的可能来源。
1999-12-16 astro-ph
Supernova explosions and the birth of neutron stars
我们在这里报告的最新进展，了解中子星的诞生条件和超新星爆炸的方式。更复杂的数值模型导致了超新星核心新现象的发现，例如停滞超新星激波对低模非径向变形的一般流体动力学不稳定性，以及新生中子星表面和核心引力波活动的激发。两者都可以对爆炸的开始产生支持性或决定性的影响，前者通过在激波后气体中加热中微子来改善能量沉积的条件，后者通过为发展中的爆炸提供增加中微子能量传递的声能流来实现。虽然最近的二维模型表明，中微子驱动的机制可能是可行的恒星从大约8个太阳质量到至少15个太阳质量，声能输入已被提倡作为替代，如果中微子加热失败。磁流体动力学效应构成了另一种引发爆炸的方式，与足够快速旋转的恒星核心的坍塌有关，可能与磁星的诞生有关。在最近的模拟中看到的全球爆炸的不对称性甚至为年轻中子星的最高测量反冲速度提供了解释。
2007-12-20 astro-ph
Magnetar-energized supernova explosions and GRB-jets
利用轴对称广义相对论MHD模拟方法，研究了偶极磁场为B=10^{15}G，自转周期为2 ms的磁星诞生后，核坍缩超新星爆发的早期演化过程.数值模型显示出高度准直的磁驱动射流非常早。射流是超Alfvenic，但保持亚快，直到模拟结束（t=0.2s）。喷流中释放的功率约为3 × 10 ^{50}erg/s，这意味着自旋下降时间约为37 s。磁星的总旋转能量E~10^{52}erg足以驱动超新星爆发，但尚不清楚这些能量中有多大一部分可以转移到恒星包层。考虑到观测到的喷流的传播速度v_p~0.17c，预计它们将在几秒钟内穿过祖先，在此之后，大部分释放的旋转能量将被这些喷流简单地带到周围的空间中。我们的研究结果提供了第一个或多或少的自洽的数值模型的中央引擎能够生产，在超新星设置和长期的基础上，准直喷流有足够的功率来解释长时间的伽玛暴和他们的余辉。虽然喷流的速度相对较低（vj ~0.5c$），但原中子星的冷却最终将导致其磁层的磁化强度大大提高，喷流的渐近速度也达到超相对论性。考虑到相对较长的冷却时间尺度，我们仍然期望喷流在爆发时只是弱相对论性的。这导致了一个模型的伽玛暴喷流与系统的纵向变化的洛伦兹因子，可能有特定的观测签名都在提示和余辉发射。
2007-09-22 astro-ph
Modelling of isolated radio pulsars and magnetars on the fossil field hypothesis
我们探讨了中子星的磁场是化石起源的假说。对于主序上磁通量分布和中子星出生自旋周期的参数化模型，我们以初始质量函数和恒星形成率作为银河系中心半径的函数为出发点，计算了银河系中孤立射电星的预期性质。然后，我们使用1374 MHz的Parkes多波束调查的孤立的无线电卫星，以约束我们的模型中的参数，并推导出所需的分布的磁场的主要序列。我们发现一个模型与观测结果一致，该模型的恒星形成率对应于银河系中质量在8 ~ 45太阳质量范围内的恒星每百年发生2次超新星的速率，并预测银河系中有447，000颗光度大于0.19 mJy kpc ^[2]的活跃超新星。OB恒星的磁场分布在46高斯附近达到峰值，其中约8%的恒星磁场超过1,000高斯。更高场的祖先产生了24颗中子星，它们的场超过10^14高斯，周期从5秒到12秒不等，年龄高达10万年，我们认为它们是磁星的主要组成部分。我们还预测，高场中子星（log B>13.5）优先起源于更高质量的祖星，平均质量为1.6太阳质量，这是显着高于平均质量的1.4太阳质量的总人口的射电恒星计算。
2006-01-12 astro-ph
Numerical Simulations of Equatorially-Asymmetric Magnetized Supernovae: Formation of Magnetars and Their Kicks
对磁旋转核塌缩超新星进行了一系列数值模拟。假设最初的强磁场与快速的差分旋转偏北的偶极状配置。我们的研究目的是探讨偏移磁场对磁星反冲和超新星动力学的影响。请注意，我们研究的是一个区域，其中坍缩后形成的原中子星具有接近“磁星”的大磁场强度，“磁星”是一种高度磁化的缓慢旋转的中子星。因此，赤道非对称爆炸发生的双极射流的形成。由此产生的磁星反冲速度为$\sim 300-1000$ km s $^{-1}$。我们发现，加速主要是由于磁压的作用，而稍弱的磁张力则相反，这是由于北半球较强的磁场造成的。注意到磁星自行的观测是非常稀缺的，我们的结果提供了一个预测未来的观测。也就是说，磁星可能像普通的中子星一样，具有几百公里/秒的大反冲速度$^{-1}$，在极端情况下，它们的反冲速度可以达到1000公里/秒的$^{-1}$。
2007-09-12 astro-ph
Superfluid signatures in magnetar seismology
我们研究了中子星超流性对磁星振荡的作用。使用平面波分析，我们估计的影响，在弹性地壳区域的中子超流体。我们证明了超流印记可能比地壳磁场的影响更重要。我们还考虑了地壳下面的区域，在那里超流中子被认为与II型质子超导体共存。由于后者的磁场是由磁通管阵列携带的，因此该区域的动力学不同于标准的磁流体动力学。我们表明，中子超流体的存在（再次）留下了清晰的印记系统的振荡。总之，我们的估计表明，超流成分不能被忽略的努力进行“磁星地震学”。这增加了建模问题的复杂程度，但也指出了利用观测来探测超核物质的超流体性质的可能性。
2008-12-12 astro-ph
Gaseous Planets, Protostars And Young Brown Dwarfs : Birth And Fate
我们回顾了最近的理论进展，旨在了解巨行星，低质量恒星和褐矮星的形成和早期演化阶段。计算耦合巨型行星形成，在一个现代版本的核心吸积模型，并随后演变产生一致的决定行星的结构和演变。然而，由于初始条件的不确定性，与低质量的年轻棕矮星相比，年轻的行星是暗淡还是明亮是不可能的。我们回顾了辐射和蒸发对短周期行星演化的影响，并认为这些天体可能发生了大量的质量损失。关于恒星形成，通过比较一维和三维计算，考察了原恒星核坍缩的几何效应。球形坍缩被证明高估了核心的内部密度和温度，从而产生不正确的初始条件PMS或年轻的棕矮星演化。吸积也被证明发生在一个非常有限的分数的原恒星表面。吸积影响年轻棕矮星的演化，并在一定的质量和年龄下产生更紧凑的结构，因此光度更暗。这可能会导致严重的误解的质量和/或年龄的年轻吸积物体从他们的位置在HR图。我们认为，新生的恒星和褐矮星应该迅速出现在HR图中的扩展区域，这取决于它们的吸积历史，而不是在一个明确的出生线。最后，我们建议行星和褐矮星之间的区别应该基于观测诊断，反映这两个不同群体之间不同的形成机制，而不是任意的，令人困惑的定义。
2006-02-13 astro-ph
A tale of two populations: Rotating Radio Transients and X-ray Dim Isolated Neutron Stars
我们强调最近发现的旋转无线电瞬变和X射线昏暗孤立中子星之间的相似之处。特别是，它表明，X射线昏暗孤立中子星有一个出生率相比，旋转无线电瞬变。相反，磁星的形成率太低，无法解释无线电瞬变人口的大部分。最近检测到的热X射线源与旋转无线电瞬变的建议的情况下，这些来源的后果进行了讨论。
2006-03-10 astro-ph
Proto-Neutron Star Winds with Magnetic Fields and Rotation
我们求解了一维中微子加热的非相对论性MHD风问题，其条件范围从具有射电星典型表面场强度（B < 10^13 G）的缓慢旋转（自旋周期P > 10 ms）质子中子星（PNS）到处于假设的快速旋转初始状态（P ~ 1 ms）的B ~ 10^14-10^15 G的“原磁星”。我们使用Bucciantini等人（2006年）的模拟，将我们的计算结果映射到一个更物理的偶极子几何形状，并估计当风是相对论性的时，PNS的自旋下降。然后，我们量化的旋转和磁场的质量损失，能量损失和r-过程核合成的PNS风的影响。我们描述了通过开尔文-亥姆霍兹冷却时期的PNS风的演变，强调之间的过渡（1）热中微子驱动，（2）非相对论性磁主导，（3）相对论性磁主导流出。我们发现，P ~ 1 ms和B > 10^15 G的原磁星驱动相对论风，其光度、能量和洛伦兹因子（磁化强度σ ~ 0.1-1000）与产生长持续时间伽马射线暴和高能超新星（SNe）所需的一致。旋转能量的一个重要部分可以在短短几秒钟内提取，足以迅速改变SN残余的渐近能量，其形态，并可能，其核合成产率。风从PNS更温和的旋转周期（2 - 10毫秒）和磁场强度场产生的条件明显更有利于r-过程比风从缓慢旋转的PNS。最后，我们表明，对流激发波的能量和动量沉积进一步增加成功的r-过程的可能性PNS风。
2007-01-04 astro-ph
Proton Cyclotron Features in Thermal Spectra of Ultra-magnetized Neutron Stars
最近，人们对软$γ$射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）中可能含有{ \em磁星}（具有磁场$\gtrsim 10^{14}$ G的年轻中子星）的可能性产生了极大的兴趣。在本文中，我们计算的亮度和磁场的值被认为是相关的SGR和AXP的超磁化中子星的热谱。出现的光谱被发现是非常接近的黑体在恒星的有效温度和质子回旋能量$E_{c,p}\simeq 0.63 (B/10^{14} {\rm G})$ keV表现出独特的吸收功能。质子回旋特征（PCF）是显著的（高达数百eV的等效宽度）和相对宽的（$ΔE/E \sim 0.05-0.2$）。PCF的检测完全在现有X射线光谱仪的能力范围内，如钱德拉上的HETGS和METGS。他们的观测可能为磁星的存在提供决定性的证据。
2001-05-21 astro-ph
Gamma-Ray Bursts from Extragalactic Magnetar Flares
我们称之为MF的事件的原型-“3月5日”事件或“磁星耀斑”-在1979年3月5日被观察到。有证据表明，磁场是由超磁化中子星中灾难性的磁不稳定性驱动的。这些事件开始于短暂的（~ 0.1 - 1 s），强烈的，硬的伽马射线尖峰，然后是长的（~ 100 s）硬X射线的软尾巴，在恒星旋转周期上调制。BATSE探测到的原型MF可能达到13 Mpc，几乎到达室女星系团。BATSE实验检测到的各向同性标准烛光MF的可能数量约为12。贝叶斯定理意味着，在BAT目录中至少有1个MF的可能性为99%，超过20个MF的可能性为16%。原则上，这些持续时间短、上升速度快的伽马射线暴可以通过它们与附近星系的位置重合来识别。对于比M31更远的源，BATSE不会探测到随之而来的软尾辐射。在初始尖峰阶段，MF也可能发射强烈的、硬的、波束分量。如果这个波束源的张角约为8度，峰值亮度与各向同性分量的功率相当，那么BATSE将以约100年^-1的全天速率探测到红移z约为0. 1的波束源。我们推测，这样的波束MF可以解释短，硬II类伽马射线暴在BATSE目录，或其中一些重要的子集。如果这是真的，那么II类伽玛暴的位置将与350 Mpc以内的星系和星系团的位置相关。
2001-03-15 astro-ph
The birth of strange stars and their dynamo-originated magnetic fields
它表明，原奇异星（PSS）可以是对流的，有两种可能的情况下描述他们的湍流。除了小于中微子平均自由程的局部湍流外，还可能发生大尺度（~1 km）对流，其性质类似于质子中子星（PNS）中的对流。因此，我们认为，在超新星爆炸后不久的去轻子化阶段，奇怪的恒星也可以产生发电机起源的磁场。根据奇异夸克物质和中子物质发电机作用的不同，是否可以区分奇异星和中子星，还需要进一步的详细研究。奇异星和中子星的磁场在吸积阶段的衰减过程中也可能表现得非常不同。
2001-03-28 astro-ph
Contribution of pulsars to the gamma-ray background and their observation with the space telescopes GLAST and AGILE
如果指定了星系伽玛射线天体诞生时的物理分布和演化历史，那么预期的星系伽玛射线天体数量的亮度和亮度是可以预见的。在这项工作中，我们估计的贡献，脉冲星ux的伽玛射线背景，这已被测量的EGRET实验上的CGRO。对于脉冲星的光度，我们选择一些最重要的伽马射线发射模型，同时考虑到极地冠和外部间隙的情况。我们发现，这种贡献很大程度上取决于有争议的中子星诞生的性质。我们对每个模型的模拟结果和EGRET数据进行了比较，得出平均贡献约为10%。此外，我们还计算了GLAST和AGILE能探测到的新γ射线天体的数量，结果表明两类模型之间存在显著差异。最后，我们提出了一些改进的数字代码，包括更复杂的银河系模型和不同的人口的双星，毫秒，异常双星和磁星。
2005-03-24 astro-ph
Magnetic Collapse of a Neutron Gas: No Magnetar Formation
在磁场中，与电子和质子背景平衡的简并中子气体各向异性地施加压力，垂直于磁场的压力值小于沿磁场的压力值。对于临界场，磁压可能导致中子气体的赤道压力消失，结果可能是恒星的横向坍缩。这确定了在稳定的类星体中观测到的场的极限，作为它们密度的函数。坍缩后留下的最终结构可能是核子和介子（$π^{\pm,0},κ^{\pm,0}$）凝聚体（也可能是一颗奇怪的恒星）的混合相，或者是一条黑弦，但根本没有磁星。
2000-11-30 astro-ph gr-qc hep-ph
Influence of the symmetry energy on the birth of neutron stars and supernova neutrinos
通过数值模拟研究了质子中子星形成后，物态方程的对称能对质子中子星热演化的影响以及超新星中微子的性质。对于核物质的物态方程，我们采用相对论平均场论得到的两种不同对称能的物态方程。我们发现对称能对轻子剖面和中微子通量的演化起着至关重要的作用。
1995-06-07 astro-ph nucl-th
Evolution of a Neutron Star From its Birth to Old Age
描述了中子星从原始中子星的诞生到冷的、催化的结构的老年演化的主要阶段。原中子星是在超新星爆炸后形成的，它的演化是由中微子扩散控制的。它的中微子信号是对其内部结构和组成的有价值的诊断。在它从一个热的、富含轻子的物质转变为一个冷的、催化的残余物的过程中，它有可能坍缩成一个黑洞，从而突然终止中微子的发射。基本的微观物理学，在这里审查，控制其演变的状态方程的致密物质和相关的中微子不透明度。描述了几种模拟原始中子星演化的方法，这些方法涉及对致密物质组成的不同假设。它在诞生一百年左右后演化成一颗几乎等温的中子星，在接下来的一百万年里，它可能会通过X射线的热发射来观测。它的表面温度将取决于其核心中微子发射过程的速度，这取决于致密物质的组成以及其成分是否表现出超流性和超导性。热辐射的观测为确定中子星的半径提供了最好的希望。探讨了一个准确的半径测定的基本致密物质状态方程的影响。
2000-12-06 astro-ph nucl-th
Magnetic collapse of a neutron gas: Can magnetars indeed be formed
在磁场中，与电子和质子背景平衡的相对论简并中子气体各向异性地施加压力，垂直于磁场的压力值小于沿磁场的压力值。对于临界场，磁压可以使中子气体的赤道压力消失。把它作为中子星的模型，结果可能是恒星的横向坍缩。这就确定了在稳定的中子星中子星中可观测到的场的极限，它是中子星密度的函数。坍缩后的最终结构可能是核子和介子凝聚的混合相，一颗奇怪的恒星，或者一个高度扭曲的黑洞或黑色的“雪茄”，但如果被视为超强磁化的中子星，则没有任何磁星。然而，我们并不排除超新星爆炸中产生的超强磁场直接导致奇异恒星的可能性。换句话说，如果有磁星存在，它们不可能是中子星。
2003-03-13 astro-ph gr-qc hep-ph
