General Relativistic Effects on Magnetar Models of AXPs
光的广义相对论弯曲极大地改变了超磁中子星表面X射线发射的可变性。我们构建了具有轻元素大气层的强磁冷中子星的辐射平衡模型，计算了它们表面辐射强度随角度和能量的变化，发现表面辐射主要是非径向的。结合这种辐射模式与光弯曲的计算产生的脉冲幅度的变化与中子星的紧凑性和发射区域的大小非单调。大发射面积的脉冲幅度的显着抑制提供了非常强的约束机制，可以同时产生高的周期性变化和X射线光度。我们将这些结果应用到异常X射线磁星（AXP）的热发射磁星模型中，AXP是明亮的缓慢旋转的X射线源，具有大的脉冲幅度。我们使用所观察到的通量和脉冲幅度为所有已知的AXP和显示，从两个对映区域的表面上的热发射，一些磁星模型预测，是不一致的，这些观察到的属性。
2001-06-05 astro-ph
Proto-Neutron Star Winds, Magnetar Birth, and Gamma-Ray Bursts
我们首先回顾了热中微子驱动的原中子星（PNS）风的理论。包括磁场和旋转的影响，然后，我们推导出的质量和能量损失从磁驱动的PNS风的相对论和非相对论外流，包括重要的多维考虑。通过这些简单的分析标度，我们认为具有毫秒旋转周期的原磁星在核心坍缩后几秒钟产生相对论风，其光度、时间尺度、质量负载和内部冲击效率有利于产生长持续时间的伽马射线暴。
2007-04-05 astro-ph
Gravitational Wave Background from Magnetars
我们研究了磁星产生的引力波背景。这些高度磁化的恒星的统计特性是由人口合成方法得出的，并假设它们也是河外天体的代表。所采用的椭圆率是从相对论模型中使用状态方程和关于中子星内部电流分布的假设计算的。最大振幅出现在1.2 kHz附近，对应于I型超导中子星模型的$Ω_{gw} \sim 10^{-9}$。预期的信号是一个连续的背景，可以掩盖宇宙早期阶段产生的宇宙学贡献。
2006-06-06 astro-ph gr-qc
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
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
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 $。与风冲击ISM壳层的相互作用，然后与未受冲击的ISM壳层的相互作用导致在耀斑发生后约一个月减速到非相对论速度。
2005-11-25 astro-ph
Relativistic MHD Winds from Rotating Neutron Stars
我们在这里回顾最近的数值结果有关的加速和准直相对论流出的中子星，我们讨论了它们的影响模型的磁星在其假设的初始高旋转状态。新的结果与不同的注入条件和延伸到更大的距离，从中央恒星也提出和讨论，表明，只有在弱磁化风的情况下，准直外流确实是可能的。最后，我们评论的可能性，新诞生的磁星可能触发伽玛暴，我们表明，数值结果不支持这样的假设。
2007-01-19 astro-ph
Deformation of relativistic magnetized stars
考虑球形恒星对磁场的扰动，我们用公式表示了相对论性恒星在磁场应力作用下的形变。计算了一些恒星模型的偶极磁场椭圆率。我们发现，在磁能与引力能的能量比相同的情况下，随着相对论因子的增加，椭圆率变大。
1999-10-12 astro-ph gr-qc
Torsional Oscillations of Relativistic Stars with Dipole Magnetic Fields II. Global Alfvén Modes
本文研究了具有全球偶极磁场的相对论性恒星的扭转阿尔文模。最近有人指出（Glampedakis等人，2006年），如果磁场不局限于地壳，这种振荡模式可以作为SGR现象的另一种解释（与地壳扭转模式相反）。我们计算全球阿尔文模式的状态方程和磁星质量的代表性样本，在理想的MHD近似和忽略$\ell \pm 2$条款的本征函数。我们发现，真实地壳的存在对$B > 4\times 10^{15}$ G的Alfvén模的影响可以忽略不计。此外，我们发现强扭转阿尔文模式和扭转地壳模式之间的避免交叉。对于类磁铁的磁场强度，连续阿尔文模式之间的间隔与避免交叉的间隙具有相同的数量级。因此，不可能确定主要具有地壳特征的模式，所有振荡主要都是类似阿尔文的。有趣的是，当最大磁场强度在（0.8- 1.2）$\times 10^{16}$ G范围内时，我们在两个SGR中发现我们的计算频率与观测频率非常吻合。
2006-11-21 astro-ph gr-qc
Low-Luminosity GRB 060218: A Collapsar Jet from a Neutron Star, Leaving a Magnetar as a Remnant?
伽马射线暴（GRB）060218的亮度比典型的长GRB低10^5倍，与超新星（SN）有关。射电余辉显示没有喷流中断，因此这种爆发可能是由扫过恒星表面的SN激波产生的轻微相对论性球形外流引起的。由于这个模型在能量上是困难的，我们建议无线电余辉是由最初准直流出（喷流）的非相对论相位产生的。我们的喷流模型是由SN分量中的光学线性偏振检测支持的。我们还分析表明，喷流可以穿透祖星。我们分析了这次爆发的瞬发观测数据，得到了一条平滑的幂律光变曲线，其持续时间可能超过10^6秒。这种行为与典型伽玛暴X射线耀斑的长间歇活动形成对比，这意味着这种爆发的中心引擎不同于典型伽玛暴。这一论点与对这次爆发的SN分量的分析是一致的，这表明祖先星的质量较小，坍缩成中子星而不是黑洞。这种低光度伽玛暴的准直校正事件率估计比典型的长伽玛暴高10倍左右，它们可能形成不同的伽玛暴种群：低光度伽玛暴是由大质量恒星坍缩时来自中子星的轻度相对论喷流产生的，而典型的长伽玛暴是由来自黑洞的高度相对论喷流产生的。我们认为GRB 060218的中心发动机是一颗脉冲星（或磁星），其初始自转周期P0 ~ 10 ms，磁场磁场B ~ 10 ^16 G.将来可能会观测到磁星的巨大耀斑。
2007-01-08 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
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
Newborn Magnetars as sources of Gravitational Radiation: constraints from High Energy observations of Magnetar Candidates
软伽马重复星和异常X射线脉冲星被认为包含缓慢旋转的“磁星”。2004年12月27日SGR 1806-20的巨大耀斑释放出的巨大能量，以及这些事件可能的重现时间，指向内部磁场强度~ 10^{16} G。如果中子星的自旋周期最多只有几毫秒，那么这种强磁场预计是由相干的α-Ω发电机在形成后的最初几秒钟内产生的。这样的磁场会导致NS的显著变形，因此新生的毫秒旋转磁星会在几天内辐射出强烈的引力波信号。这样的信号可以用先进的LIGO级探测器探测到，最远可达室女星系团的距离，那里预计每年形成约1颗磁星。最近的X射线观测显示，候选磁星周围的信噪比并没有显示出比标准信噪比更大的能量含量的证据（Vink & Kuiper 2006）。如果年轻的毫秒级NS的自旋能量以电磁辐射和/或相对论性粒子风的形式辐射出去，并因此迅速转移到膨胀的气体壳层，那么这与预期的结果是不一致的。我们在这里表明，这些最近的研究结果可以调和的磁星形成的快速自旋的想法，如果他们的初始自旋能量辐射通过GWs。特别是，我们发现，这发生在基本上相同的参数范围内，这将使先进的LIGO级探测器探测到的室女星系团的对象。
2007-02-02 astro-ph
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
Magnetar oscillations pose challenges for strange stars
紧凑的相对论性恒星使我们能够研究极端条件下的物质性质，探测参数空间的区域，否则无法进入。在这个范围内的核理论并没有很好的约束：一个关键问题是中子星是否实际上主要由奇异夸克物质组成。然而，区分这两种可能性是困难的。最近探测到两颗磁星（高度磁化的致密恒星）巨大耀斑后的地震振动是一个重大突破。激发的振荡似乎可能涉及恒星地壳，其性质对于奇怪的恒星有很大的不同。我们发现，由此产生的模式频率不能与合理的磁星参数的观测值相协调。排除奇异恒星模型将对稠密夸克物质模型施加强有力的限制。
2007-05-04 astro-ph hep-ph nucl-th
Magnetars: Time Evolution, Superfluid Properties, and Mechanism of Magnetic Field Decay
计算了相对论模型中子星在超强磁场（B > 10^{15} G）作用下的耦合热演化和磁场衰减。我们的主要目标是评估这种“磁星”如何随着时间的推移而演变，以及场衰减如何改变由表面X射线发射主导的核心超流性和冷却的转变。热X射线光谱分量和快速定时噪声的观测对超流核的存在有很强的限制。我们发现，在~ 10^3-10^5年的年龄范围内，磁场衰减可以显著延迟向核超流性的转变。霍尔漂移的机制与核磁场的稳定性以及通过地壳向外流动的电流有关。如果加热是连续的而不是间歇的，则加热效果增强。在表面的重元素层的冷凝只会导致适度的变化，在向外传导的热量。
2004-01-27 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
Magnetar Driven Bubbles and the Origin of Collimated Outflows in Gamma-ray Bursts
我们模拟了一个新形成的快速旋转的磁星和周围的超新星激波和宿主恒星的风之间的相互作用。动力学建模使用二维，轴对称薄壳方程。在核心坍缩后的第一个10-100秒内，磁星在超新星冲击波后面膨胀出一个等离子体和磁场的气泡。由于环形磁场的箍缩效应，气泡不对称地膨胀，就像脉冲星风星云演化的类似问题一样。不对称的程度取决于E_mag/E_tot。正确的值E_mag/E_tot是不确定的，因为在相对论风的大半径的磁能转化为动能的不确定性，但是，我们认为，新形成的磁星膨胀的气泡可能是显着更多的磁化比脉冲星。结果表明，当中心磁星提供的磁场能量与总能量之比为L_mag/L_tot ~ 0.1时，磁泡的膨胀是相对球形的。然而，对于L_mag/L_tot ~ 0.3，气泡中的大部分压力施加在旋转轴附近，驱动准直流出通过宿主恒星。这可以解释从长持续时间的伽马射线暴（GRB）观测中推断出的准直现象。由于年轻的中子星冷却时中微子驱动的质量损失减少，磁星的外流在后期变得越来越占主导地位。因此，我们认为，磁星驱动的气泡最初膨胀相对球形，增强相关超新星的能量，而在后期，它逐渐变得更加准直，产生伽玛射线暴。
2007-07-19 astro-ph
Magnetar Spin-Down
我们研究了相对论风对中子星自旋下降的影响，并将我们的结果应用于软伽马重复器（SGR）的研究，软伽马重复器被认为是磁场> 10^{14} G的中子星。我们推导出一个自旋下降公式，包括扭矩从偶极辐射和情节或连续粒子风。我们发现，如果SGR 1806 -20发出10^{37} { \rm erg} { \rm s}^{-1}的连续粒子风，那么脉冲星的年龄与周围超新星遗迹的年龄是一致的，但导出的表面偶极磁场只有3 \times 10^{13} G，在正常射电超新星的范围内。如果相反，粒子风流动是小占空比的偶发事件，那么观察到的周期导数意味着磁场强度场，同时仍然允许特征年龄在估计的超新星遗迹年龄的两倍之内。对SGR周期的密切监测将能够建立或限制风的占空比，从而确定磁场和中子星的年龄。
1999-09-20 astro-ph
Anomalous X-ray Pulsars and Soft gamma-ray Repeaters: Spectral Fits and the Magnetar Model
异常X射线源（AXP）和软γ射线中继器（SGR）的X射线发射能量来源仍然不确定。在一种情况下，一个超磁化的中子星，或"磁星“的存在，与B在10^{14} - 10^{15} G的数量级被调用。为了研究这一假设，我们分析了几个已知的AXP和SGR的档案ASCA数据，并将它们与一个模型拟合，其中全部或部分X射线通量起源于磁星的热发射。我们的磁星光谱模型包括通过超磁化中子星包层的热流的各向异性的影响，由轻元素大气的再处理，以及对观测到的光谱的广义相对论修正。我们得到很好的拟合的数据与半径的发射区，这是一般与预期的中子星，在对比黑体（BB）的拟合，这意味着小得多的半径。此外，包括大气影响的结果推断的温度低于BB拟合所暗示的温度，但是仍然太高而不能单独用热冷却来解释。需要额外的热源（可能是由于磁场衰减）。尽管对穿过大气层的出射通量进行再处理所产生的光谱中的尾部更硬，但光谱拟合仍然需要相当大一部分通量处于幂律分量中。
2001-03-22 astro-ph
