Corona of Magnetars
我们建立了一个理论模型，解释了在强磁化的中子星--磁星--周围形成热日冕的原因。磁星的星震剪切了它的外部磁场，磁场变成非电势的，并被电流穿过。一旦扭曲，磁层由于其自感应作用不能立即解旋。自感电场将粒子从恒星表面升起，加速它们，并在磁层中引发对产生的雪崩。产生的等离子体电晕维持卷曲（B）所需的电流并调节自感电动势。通过筛选。这种日冕保持动态平衡：它在10^{-4} s的光穿越时间内不断地消失在恒星表面，并被新的粒子补充。实质上，扭曲的磁层就像一个加速器，将环向场能量转化为粒子的动能。使用直接的数值实验，我们表明，电晕自组织迅速（在毫秒的时间尺度上）到一个准稳态，沿磁力线的电压~1 GeV。日冕的加热速率约为10^{36} erg/s，与观测到的磁星持续的高能量输出一致。我们推断，一个静态的扭曲，突然注入到磁层将衰减的时间尺度为1-10年。在日冕加速的粒子碰撞固体地壳，敲出质子，并调节列密度的流体静力学大气的恒星。大气和日冕之间的过渡层是观测到的磁星100 keV辐射的可能来源。日冕发出曲率辐射，可以提供观测到的红外光学光度。（节录）
2006-08-15 astro-ph
A model for double notches and bifurcated components in radio profiles of pulsars and magnetars - Evidence for the parallel acceleration maser in pulsar magnetosphere
三颗邻近的恒星B1929+10、J 0437 -4715和B 0950 +08的平均脉冲轮廓显示出不寻常的“双凹口”。这些类似W的外观特征由两个相邻的V形凹陷组成，这两个凹陷大致以sep \propto nuobs^{-1/2}的速率以增加的观察频率nuobs彼此接近，其中sep是凹口最小值之间的间隔。我们表明，基本属性的缺口，即他们的W-样的外观和他们的收敛率可以理解内的一个狭窄的类的相干无线电发射的模型从恒星：基于环境电场的平行振荡的相干逆康普顿散射的自由电子脉泽模型。观察到的特性的类摇摆器振荡的傅立叶频谱是窄的，无线电发射的宽带特性反映了电子能量分布的宽度。这种模型为B 0950 +08的主脉冲和间脉冲之间的频率无关分离以及J 0437 -4715的锥状发射中缺乏半径到频率映射提供了自然的解释。在第一颗射电磁星XTE J1810-197的轮廓中，主脉冲的频率行为也可以在这个模型中得到解释。
2007-02-05 astro-ph
Magnetars in the afterglow era
在磁星上观测到的大耀斑后的X射线余辉可以用简单而定量的理论模型精确地拟合：持续数周的长余辉可以理解为加热的中子星壳在磁层中再散射的热辐射。短期余辉是很好的适合冷却的非简并，对丰富的层，逐渐收缩，并释放热量到一个对以上的区域。持续的光学和红外辐射的测量直接探测长寿的电流在磁层这是一个可能的来源集体等离子体发射。超强磁场在产生这些不同的辐射中起着重要的作用，先前对磁星中磁场强度的推断得到了与观测良好拟合的支持。
2003-03-13 astro-ph
Magnetar Corona
磁星的持续高能辐射是由围绕中子星的等离子体日冕产生的，总能量输出约为10^{36}erg/s。日冕的形成是由于偶尔的星震扭曲了恒星的外部磁场，并在封闭的磁层中感应出电流。一旦扭曲，磁层由于其自感应作用不能立即解旋。自感电场将粒子从恒星表面升起，加速它们，并在磁层中引发对产生的雪崩。产生的等离子体电晕维持卷曲（B）所需的电流并调节自感电动势。通过筛选。这个日冕保持动态平衡：它在光穿越时间内不断地丢失到恒星表面，并补充新的粒子。实质上，扭曲的磁层就像一个加速器，将环向场能量转化为粒子的动能。在自组织临界性范围内，沿磁场的电压保持在对产生点火的阈值附近。实验测得的电压约为1GeV，这与观测到的耗散率10^{36}erg/s相一致.日冕粒子撞击固体地壳，撞击出质子，并调节恒星流体静力大气的柱密度。大气和日冕之间的过渡层是观测到的磁星100 keV辐射的可能来源。日冕还发射高达10^{14}Hz的曲率辐射，并可以提供观测到的红外光学光度。
2006-08-17 astro-ph
Untwisting magnetospheres of neutron stars
中子星的磁层被固定在坚硬的地壳中，并且可以被突然的地壳运动（“星震”）扭曲。扭曲的磁气圈并不是静止的，而是逐渐解开，耗散磁能并产生辐射。推导出描述这种演变的方程，并给出其解。解扭磁层中同时存在两个不同的区域：一个是旋度（B）=0的势区（“空腔”），另一个是载流的磁力线束（“j束”）。空腔有一个尖锐的边界，随着时间的推移而扩大，最终消除了所有的扭曲。在这个过程中，j束的电流被吸入恒星。观测外观的解旋过程进行了讨论。在j束的覆盖区处形成热点。随着时间的推移，黑子向磁偶极轴方向收缩，亮度和温度逐渐降低。当j丛收缩时，它的扭曲幅度可以增长到最大可能值~ 1。偶极轴附近的强扭曲增加了恒星的自旋下降速率，并可以产生宽波束的无线电发射。该模型解释了磁星XTE J1810-197令人困惑的行为--一个星震后磁层演化的典型例子。我们还讨论了其他磁星的影响。解扭理论认为磁星的非热辐射优先产生在偶极轴附近的一束延伸闭合磁力线上。
2009-07-05 astro-ph
X-ray spectra from magnetar candidates. I. Monte Carlo simulations in the non-relativistic regime
异常X射线源和软伽马重复源是一种特殊的高能源，被认为是磁星（即超磁化的中子星）的宿主。它们持续的软X射线发射（~1-10 keV）通常由黑体和幂律尾的叠加来模拟。有人认为，这种光谱是恒星表面发射的热光子穿过磁层时形成的。磁星的磁层可能与普通射电望远镜的磁层不同，因为外部磁场可能由于超强内部磁场引起的星壳变形而获得环形分量。反过来，磁层将被电流所渗透，这些电流可以通过重复的散射来增强初级光子。在这里，我们提出了三维蒙特卡罗模拟光子在扭曲磁层中的传播。我们的模型是基于一个简化的处理的载流子的速度分布，然而，占粒子集体运动，除了热的。目前的治疗仅限于保守（汤姆逊）散射的电子休息框架。尽管如此，该代码是完全通用的，包括相对论QED共振截面，这是需要在模拟的硬（~20-200千电子伏）的光谱尾巴观察到的候选磁星，正在进行中。新兴的光谱的属性已被评估在不同的条件下，通过探索模型参数空间，包括所产生的效果从观看的几何形状。蒙特卡罗运行已被收集到一个光谱档案。两个列表XSPEC光谱模型，有和没有视角，已被生产和应用到0.1-10千电子伏的XMM-牛顿EPIC-PN光谱的AXP CXEST-J1647 -4552。
2008-02-20 astro-ph
Triggers of magnetar outbursts
来自软伽马重复星（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）的明亮爆发被认为是由超磁化中子星的不稳定性引起的，由衰减的磁场提供动力。最初认为这些爆发是由于磁层的重联不稳定性，通过锚定在地壳中的磁足点的缓慢演变而达到。后来的模型考虑了地壳结构的突然变化。最近对磁星的观测证明，至少有一些爆发事件涉及恒星内部的重排和/或能量释放。我们认为，磁星的爆发事件是地壳中快速塑性屈服的事件，它触发了磁层中重联不稳定性的“群”。磁能总是占主导地位;地壳内释放的弹性能量不会产生足够强的阿尔芬波来驱动爆发。我们讨论了SGR巨型耀斑的物理，并描述了最近的观测，提供了有用的约束和线索。
2004-01-21 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
Solar-type Magnetic Reconnection Model for Magnetar Giant Flare
在太阳耀斑/日冕物质抛射理论的基础上，提出了一个描述磁星巨星耀斑的理论模型。在我们的模型中，耀斑前活动在驱动蒸发流和向磁层提供重子物质方面起着至关重要的作用。被加载的重子物质，即所谓的“日珥”，然后通过地壳破裂逐渐抬升，保持磁层的准无力平衡。最后，爆发性的磁重联触发平衡的丧失，在磁压力的作用下日珥爆发。巨大的耀斑应该是伴随着大规模的场重组的日珥爆发的最终结果。太阳耀斑和磁星耀斑的一个本质区别是它们演化动力学的控制过程。磁星上的耀斑活动主要受辐射过程控制，而太阳耀斑主要受电子传导控制。我们的模型很可能解释了2004年12月27日SGR 1806 -20观测到的特大耀斑的物理性质，包括大爆发后观测到的膨胀喷出物中的重子物质的来源。
2010-05-24 astro-ph
Quiescent Magnetar Emission: Resonant Compton Upscattering
磁星静态非热伽马射线发射的一个主要候选者是其磁层强场中的共振逆康普顿散射。本文概述了这种发射的预期，形成从非热电子加速在一个脉冲星般的极冠电位向上散射热X射线从热恒星表面。由此产生的光谱被发现是惊人的平坦，通量和强烈的脉动，可以检测到的GLAST。
2003-11-10 astro-ph
Magnetic field dissipation in neutron star crusts: from magnetars to isolated neutron stars
我们研究了中子星壳磁场的非线性演化，特别注意霍尔漂移的影响。我们的目标是了解快速耗散的条件，由于霍尔项的感应方程。我们研究欧姆耗散和霍尔漂移的相互作用，以找到一个整体地壳场衰减的时间尺度。我们数值求解霍尔感应方程的混合方法（光谱的角度，但在径向坐标的有限差分）。微物理输入包括最现代的地壳状态方程、成分和电导率。本文首次对具有分层电子数密度和随温度变化的电导率的实际中子星壳的非线性磁场演化进行了长期模拟。我们表明，霍尔漂移影响欧姆耗散发生在中子星壳的时间尺度为1万年。当初始磁场具有磁星强度时，快速霍尔漂移导致持续10-50 kyr的初始快速耗散阶段。霍尔漂移的时间变化和空间梯度的电导率的相互作用，往往有利于向内地壳，稳定的配置可以持续1万年的环形场的位移。我们表明，热发射孤立的中子星，作为华丽七，是非常有可能的后代中子星出生的磁星。
2007-03-12 astro-ph
A Model for the Optical/IR Emission from Magnetars
最近在光学/红外波段探测到了一些异常X射线脉冲星（AXP）。我们使用他们的推断亮度放置在磁星框架内的任何模型，这种发射的一般约束。我们发现，中子星表面的发射不能解释的意见，发射必须磁层的起源。我们提出了一个模型的光学/红外辐射的高能电子分布在中子星磁层发射同步辐射。该模型可以自然地再现观测到的AXP的亮度和上升光谱，以及观测到的恒星自旋频率脉动和红外通量与其爆发活动的相关性。
2004-04-07 astro-ph
Electrodynamics of Magnetars: Implications for the Persistent X-ray Emission and Spindown of the Soft Gamma Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars
我们考虑了中子星磁层被大尺度电流穿过的结构，以及电荷载流子（电子和离子）的共振康普顿散射对出射X射线谱和脉冲轮廓的影响。在SGR和AXP的磁星模型中，这些电流是由作用在恒星内部深处的磁应力维持的。我们构造了载流磁层的自相似无力平衡，磁场与半径B ~ r^（-2-p）呈幂律关系，并表明大尺度扭曲使径向依赖性软化到p < 1。因此，作用在恒星上的自旋下降扭矩与真空偶极子相比有所增加。我们评论的SGR和AXP源的表面磁场的强度，以及该模型的影响，为狭窄的测量分布的自旋周期。在赤道处具有强扭转的磁层，B_θ/B_θ= O（1），其共振回旋散射的光学深度约为1，与频率（半径）、表面磁场强度或散射电荷的荷质比无关。当电子和离子提供电流时，恒星表面也被撞击电荷加热，其速率与SGR和AXP源观测到的X射线输出相当，如果B_{dipole} ~ 10^{14} G。在离子和电子回旋共振处出现的X射线通量的重新分布将显著地修改出现的脉冲轮廓，并且通过多普勒效应，对X射线光谱产生非热尾。SGR 1900+14在1998年8月27日大耀斑后脉冲轮廓的突然变化与电子回旋散射的光学深度增强有关，这是由于外部磁场突然扭曲造成的。
2002-03-01 astro-ph
Our distorted view of magnetars: application of the Resonant Cyclotron Scattering model
磁星候选者的X射线光谱通常与经验，两个组件模型：吸收黑体和幂律拟合。然而，这两个光谱分量的物理解释很少讨论。最近有人提出，在高度磁化的中子星的磁层中存在的热等离子体可能会通过有效的共振回旋散射，扭曲来自中子星表面的热辐射，导致非热谱的产生。在这里，我们讨论的共振回旋散射（RCS）模型，并提出其XSPEC实现，以及其应用于异常X射线脉冲星和软伽马射线中继器的初步结果。
2006-08-30 astro-ph
Resonant Cyclotron Scattering in Three Dimensions and the Quiescent Non-thermal X-ray Emission of Magnetars
虽然磁星的表面是明亮的热X射线源，但它的光谱包含大量的非热成分。X射线发射是脉冲的，脉冲部分可以高达~ 70%。磁星的几个特性表明存在持续的静态电流流过恒星表面并在磁层内闭合。支持这些电流的电荷为1-100 keV波段的共振回旋散射提供了显著的光学深度。在这里，我们描述了一个蒙特卡罗方法来计算热种子光子的频率和角度的重新分布的磁层多重共振散射。该计算包括完整的角度依赖的回旋散射截面，相对论多普勒效应由于运动的电荷，并允许任意的粒子速度分布和磁场几何形状。我们构建合成光谱和脉冲轮廓的自旋轴，磁轴和视线的任意方向，使用自相似的，扭曲的偶极场的几何形状，并假设种子光子提供的单温黑体发射从恒星表面。脉冲轮廓和1-10 keV的光谱典型的AXP很容易产生的这个模型，与脉冲分数的~ 50%。然而，这个模型不能再现硬，上升的能量谱，在活动期间观察到的SGR，而不会过度产生的热发射峰。这表明SGR的1-100 keV发射与从一些高于~20 keV的AXP检测到的硬X射线发射具有共同的起源。
2007-04-09 astro-ph
Electrodynamics of Magnetars IV: Self-Consistent Model of the Inner Accelerator, with Implications for Pulsed Radio Emission
我们考虑磁星的开路磁场电路和外磁层中的电压结构。当极磁场超过1.8 × 10 ^{14} G时，射电望远镜的标准极冠模型被显著修正。对是由加速粒子通过热X射线的共振散射产生的，随后是散射光子几乎瞬间转换为对。然后，表面间隙被e+-产生有效地屏蔽，它将电路内部的电压调节到~10^9 V。我们还研究了当磁场稍微弱一些时可能形成的静电间隙结构，并推导出在表面温度范围内10-30倍的电压。我们仔细研究如何流回恒星以上的差距取决于电流的大小，是从恒星表面提取的，对曲率的磁场线，和共振阻力。对创建的不同通道的速率自洽地确定，包括X射线的非共振散射，以及伽马射线和X射线之间的碰撞。我们发现，静电间隙的解决方案具有太小的电压，以维持观测到的脉冲无线电输出的磁星，除非i）磁轴是几乎对齐的旋转轴和视线;或ii）的间隙是目前的封闭以及开放的磁场线。无线电磁星的几个特性--它们的快速变化、宽脉冲和异常坚硬的无线电频谱--与第三种可能性一致，即外磁层中的电流变化很大，湍流级联维持了非常高的成对产生率。
2008-02-19 astro-ph
Magnetars' Giant Flares: the case of SGR 1806-20
本文首先综述了软γ射线重复源和异常X射线脉冲星的爆发和耀斑活动的特殊性。然后，我们报告的性质SGR 1806-20的巨型耀斑发生在2004年12月27日，特别感兴趣的前和后耀斑强度/硬度相关的变化。我们表明，这些发现是一致的图片扭曲的内部磁场，强调恒星固体地壳，最终导致巨大的耀斑（和观察到的扭转振荡）。这种地壳破裂伴随着外部磁场的简化和磁层的（部分）解旋。
2006-04-18 astro-ph
Radio Emission from Magnetars
在Thompson，Lyutikov和Kulkarni（2002）的模型框架下，讨论了软伽马射线中继站（SGRs）爆发活动期间的射电辐射特性，其中高能辐射是由磁层中超强磁场通过重联型事件的耗散提供能量的。利用与太阳耀斑的类比，我们预测，类似太阳III型射电爆发的相干无线电发射可能会在X射线爆发期间在SGR中发射。无线电发射应该具有与X射线相关的脉冲轮廓、具有典型频率$ ν\geq 1 $ GHz的$Δν\leq ν$的窄带型无线电频谱，并且可能具有漂移的中心频率。我们鼓励在爆发活动期间对SGR进行敏感的无线电观测。
2002-06-25 astro-ph
XMM-Newton observations of CXOU J010043.1-721134: the first deep look at the soft X-ray emission of a magnetar
本文分析了异常X射线脉冲星CXO10043.1 -721134的六个XMM-牛顿观测结果，CXO10043.1 -721134是一颗具有最低星际吸收的候选磁星。与所有其他候选磁星相比，它的X射线光谱无法用吸收幂律加黑体模型来拟合。kT 1 =0.30 keV和kT 2 =0.7 keV的两个（吸收）黑体分量的和给出了可接受的拟合，并且相应的黑体发射区域的半径为R1=12.1 km和R2=1.7 km。前一个值与来自中子星表面的大部分的发射一致，并且考虑到位于小麦哲伦云中的CX10043.1 -721134的众所周知的距离，它提供了有史以来获得的磁星半径的最具约束力的下限。一个更物理的模型，其中考虑到磁星磁层中的共振回旋散射，也已成功地应用到这个源。
2008-05-15 astro-ph
Magnetar giant flares and afterglows as relativistic magnetized explosions
我们认为软伽马射线中继站上的巨型耀斑产生相对论性的、强磁化的、弱重子负载的磁云，有点类似于太阳日冕物质抛射（CME）事件。耀斑是由内部非势能磁场的解旋驱动的，这导致了中子星外部磁能的缓慢积累。对于大磁层电流，对应于外部磁场的大扭曲，磁层变得动态不稳定的内磁层的\Alfven交叉时间尺度，$t_A \sim R_{NS}/c \sim 30 μ$秒。释放的磁能导致形成一个强磁化的、成对加载的、准球形膨胀的通量绳，在瞬发耀斑发射期间通过磁场拓扑连接到中子星。磁应力的束缚磁通绳导致晚准直的膨胀，在时间尺度上长于巨大的耀斑持续时间。膨胀磁云的相对论性整体运动与视线（远离观测者）成一个角度$θ\sim 135^\circ$，在爆发后大约一周的第一次射电观测中，导致了一个强烈的非球形前向激波，并具有观测到的非相对论性表观膨胀和整体运动速度$β_{app} \sim \cot θ/2 \sim 0.4 $。与风冲击ISM壳层的相互作用，然后与未受冲击的ISM壳层的相互作用导致在耀斑发生后约一个月减速到非相对论速度。
2005-11-25 astro-ph
Electric Charge and Magnetic Flux on Rotating Black Holes in a Force-Free Magnetosphere
在戈什（2000）的无力位形中，旋转黑洞上的电荷计算为~ BJ，视界通量为~ BM ^[2]。这个电荷在B ~ 10^{15} G时引力很弱，因此克尔度规适用。类似于磁星的电荷，在恒星坍缩成黑洞的过程中，电荷和磁通量在符号和数量级上都应该是连续的。从新形成的黑洞中提取转动能量可以通过与磁场的相互作用来进行。关键词：黑洞物理--磁场
2001-02-13 astro-ph
Dissipation of magnetic fields in neutron star crusts due to development of a tearing mode
中子星壳霍尔等离子体中磁场的耗散可能为一类强磁化中子星磁星的持续高能辐射提供能量。我们认为霍尔等离子体（电子MHD）的耗散撕裂模式的发展，并发现其增长率随扰动波数的增加，达到电阻$τ_r$和霍尔倍$τ_H$，$Γ\sim 1 / \sqrt{τ_r τ_H}$之间的中间最大值。我们认为，撕裂模可能是磁星中强磁场在$\sim 10^4-10^5$年时间尺度上耗散的主要机制，为持续的X射线发射提供能量。
2007-05-22 astro-ph
On the corona of magnetars
在磁星的磁层中，非势磁场的缓慢耗散被假定为沿着磁场线将粒子加速到数百MeV。我们考虑快粒子与磁星表面的相互作用。我们认为，在中子星的大气中，无碰撞耗散不起作用，因为双流不稳定性是由大气的不均匀性稳定的。相反，占主导地位的耗散机制是碰撞朗道能级激发，然后通过去激发伽马射线产生电子对，最终导致电子的能量低于朗道能量。结果表明，由于超强磁场的作用，这些电子可以携带大部分原始能量从表面出射，从而产生温度为1 - 2 MeV的热日冕。这种扩展的日冕比薄的大气层更适合将大部分的初级束能量转换为非热辐射，并且正如我们所示，大部分日冕能量释放通过康普顿化和韧致辐射在硬X射线和软伽马射线波段中辐射出去。辐射光谱是具有光子指数$1<α<2$的幂律。该模型可以解释最近发现的软γ射线中继站和异常X射线源的持续硬X射线辐射，并预测辐射谱扩展到MeV波段。
2007-06-25 astro-ph
High Energy Emission from Magnetars
最近发现的异常X射线脉冲星1E1841 - 045的软γ射线辐射具有亮度L_g~10 ^{36} ergs/s。这种亮度超过自旋下降功率三个数量级，必须由另一种能量源（如超强磁场）提供能量。如果恒星磁层被扭曲，闭合磁力线上会感应出强电流，那么恒星磁层中的能量将逐渐释放。我们研究两种机制的γ射线发射与逐渐消散的电流。(1)恒星的薄表面层被向下的载流电荷束加热，这激发了层中的朗缪尔湍流。因此，它可以达到kT~100 keV的温度，并发射高达该特征能量的韧致辐射光子。(2)磁层也是距离恒星约100公里的软伽马射线源，那里的电子回旋能量在keV范围内。一个大的电场发展在这个区域中的反应向外拖曳力的电流携带电子感到从流量的千电子伏光子离开恒星。种子正电子注入在这个区域经历了失控的加速和upscatters千电子伏以上的阈值对创建的光子。所产生的对发射与所观察到的20 - 100 keV发射一致的同步加速器光谱。预计该光谱将扩展到更高的能量，并在~1 MeV处达到峰值。
2005-11-30 astro-ph
