Magnetars and fossil-field model of origin of magnetic field
F. K. Kasumov, A. O. Allakhverdiev
研究了异常X射线脉冲星和软γ射线中继站的演化和成因。发现了有利于磁星模型的新论据，表明这些天体是由质量较大的恒星形成的，它们的高磁场是化石场模型造成的。
The evolution and genesis of Anomalous X-ray Pulsars and Soft Gamma ray Repeaters are investigated. The new arguments in favor of magnetar model are found. It is shown, that these objects are formed from more massive stars and responsible for their high magnetic fields is fossil-field model.
机构、总结、中文摘要均由AI分析而来，可能存在错误，请以论文正文为准。
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Fossil Disks and Propellor Spindown of SGR/AXPs
我们已经表明，围绕SGR和AXP的祖先的星际介质与大多数年轻的射电望远镜周围的环境相比异常密集。这种环境相关性强烈反对目前SGR和AXP的磁星模型。相反，我们认为它们是具有亚临界磁场的中子星，并且通过超新星喷出物回落形成的化石盘的“螺旋桨”扭矩快速旋转。我们表明，这一假设是一致的，这些神秘的对象的观察到的属性，我们比较螺旋桨和磁星模型SGR和AXP。
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。
On Fossil Disk Models of Anomalous X-Ray Pulsars
目前，两个相互竞争的模型被用来解释反常X射线脉冲星（AXP）的可观测特性。一个模型假设AXP发射是由强磁化的中子星提供动力的，即，磁星其他研究小组则假设，与AXP相关的异常长的自旋周期可能是由于吸积。由于任何双星吸积模型都有严格的观测限制，化石盘模型被认为是一个合理的替代方案。在这里，我们分析化石磁盘模型的AXP的一些细节，并指出一些固有的不一致。例如，我们发现，除非它有一个非常高的磁场强度，一个中子星在一个化石盘不能被观察到作为一个AXP，如果磁盘不透明度占主导地位的克莱默斯定律。然而，标准的α盘模型表明，克拉默斯不透明度必须占主导地位的情况下日志B > 12，使它不太可能的化石盘的情况下，可以成功地产生AXP。此外，我们发现，为了充分自旋下来的中子星在一个化石盘，一个非常有效的螺旋桨扭矩必须使用。这样的扭矩与其他吸积系统的观测结果不一致，特别是高质量X射线双星。因此，我们的分析有助于相信磁星模型的AXP。
Nonideal evolution of nonaxisymmetric, force-free magnetic fields in a magnetar
Braithwaite及其合作者最近的磁流体动力学数值计算支持了有关致密星磁场起源的“化石场”假设，并表明化石场的电阻演化可以解释磁星磁场的重组和衰变。在这里，这些调查结果进行建模分析，允许恒星磁场放松通过准静态序列的非轴对称，无力状态，类比spheromak松弛实验，从一个随机场。在没有电阻率的情况下，无力模式接近能量均分的假设下，数值计算的输出被半定量地恢复：场沉降到一个连接的极线-环形配置，随着时间的推移，它膨胀并变得更加环形。如果磁场根据$α$ -类发电机的平均场机制通过在小尺度和大尺度之间交换螺旋度而演化，则达到定性相似（但不相同）的终态，该机制产生于初始随机场产生的波动电动势。在磁星的背景下，讨论了不可能将无力的内部场与潜在的外部场相匹配。
A fossil origin for the magnetic fields of A-stars and white dwarfs
据观测，一些光谱类型为A的主序星具有强（300-30000 G）、静态、大规模的磁场，主要为偶极形状-“Ap星”（例如Alioth，北斗七星中的第五颗星）。在50年前发现这些磁场之后，人们推测这些磁场是恒星形成的残余，是一个“化石”磁场。或者，它们可能是由恒星对流核心的发电机过程产生的。发电机假说很难解释高场强和缺乏与旋转的相关性。化石场论的弱点是缺乏已知的足够稳定的场结构，使之在恒星的一生中得以保存。在这里，我们证明了稳定的磁场配置的形成，与观察到的性质一致，从任意的，不稳定的初始字段的演变。这些结果同样适用于Ap星、磁性白矮星和一些被称为磁星的高磁化中子星。这就确立了化石磁场作为所有这些恒星磁性的自然统一解释。
Propeller vs. Magnetar Concepts for SGR/AXPs
关于软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）的性质，存在两种思路。一方面，我们有超临界磁场的中子星，它使恒星旋转并为伽马射线暴提供动力。另一方面，中子星具有典型的脉冲星磁场，除了磁偶极辐射外，脉冲星磁场还受到来自后备或化石盘的磁层"螺旋桨“扭矩的影响。许多观察事实可用于比较和对比这两个概念。事实的描述和是否每一个都与这些概念兼容。
Non-thermal neutrinos from supernovae leaving a magnetar
根据磁星磁场起源的化石场假说，磁星继承了其祖先的磁场。我们表明，在这样一个祖先的超新星爆发过程中，当超新星激波在磁性恒星包层中传播时，质子可能被加速到\sim 10^4 GeV。这些质子的非弹性核碰撞产生了高能中微子的闪光，在热中微子（10 MeV）到达后几个小时到达。中微子闪光的特征是能量高达O（100）GeV，持续时间从数秒到数小时不等，这取决于前身：与较大的II型前身相比，较小的Ibc型前身的中微子闪光通常持续时间较短，能量较高。银河系Ib型超新星留下磁星遗迹后，在超级神冈中将产生高达\sim 160的中微子诱导μ介子事件，在km ^3级探测器（如冰立方）中将产生高达\sim 7000的中微子诱导μ介子事件，这为探测超新星模型和恒星包层中是否存在强磁场提供了一种手段。
Supernova remnants with magnetars: clues to magnetar formation
我讨论了缺乏观测证据表明磁星形成为快速旋转的中子星。包含磁星的超新星遗迹并没有显示出这种形成场景所预期的过量动能，也没有任何证据表明存在脉冲星风星云遗迹。然而，也可能是磁星的自转周期较慢，或者不是所有多余的自转能量都被用来增加爆炸能量，例如引力辐射。另一个对快速初始周期假说的观测测试是寻找统计证据，证明大约1%的观测到的超新星在第一年有额外的1 E40 - 1 E44 erg/s的过剩能量，这是由磁星的自旋下降光度引起的。另一种关于磁星高磁场的假设是化石场假说，即磁场是从祖先恒星继承来的。对这一假设的直接观测测试很难用公式表达，除非SN 1987 A爆炸中形成的中子星是一颗缓慢旋转的磁星。最后，我指出了Cas A中的喷流与其X射线点源之间的可能联系：Cas A中的喷流可能表明爆炸伴随着X射线闪光，可能由快速旋转的致密物体提供动力。然而，Cas A的点源似乎不是一颗快速旋转的中子星，这表明中子星在330年内已经大大减慢，需要一个类似磁星的场。
HST Observations of SGR 0526-66: New Constraints on Accretion and Magnetar Models
软伽马射线中继器（SGR）是当今已知的最神秘的源之一。它们展示出巨大的X射线和伽马射线暴和耀斑，以及柔和的静态X射线发射，它们的能量来源仍然是个谜。同样神秘的是异常X射线天体（AXP），它们具有许多相同的特征。由于钱德拉最近的观测，SGR 0526-66，第一个SGR，现在似乎是一个过渡对象桥接这两个类，因此它的观测对SGR和AXP都有影响。目前最流行的两种持续发射模型是化石盘的吸积或磁星中巨大（~ 10 ^15 G）磁场的衰变。我们展示了SGR 0526-66的深度光学观测，这是唯一一个具有足够小的光学消光的SGR，没有显示出光学对应物的证据。这些观测结果对吸积盘和磁星模型提出了新的强约束，并表明光谱能量分布可能在硬紫外区达到峰值。几乎所有的吸积盘都被光学数据排除在外，磁星需要约10^15-10^16 G的磁场。
Identifying young gamma-ray burst fossils
最近关于某些余辉早期阶段的时间和光谱特性的报告表明，我们假设有一个中央引擎在爆发后休眠可能是错误的。一个不断减少的爆后相对论流出，如提出了一个衰减的磁星，可能会继续发射几天或更长的时间，我们认为，它可以有效地再处理的环境软光子场辐射。光子产生的祖先恒星的信封或由一个二进制伴星的postexplosion膨胀提供了充足的目标，相对论外流相互作用，并产生高能量的伽马射线。由此产生的信号可能会产生足够高的亮度，以便用最近发射的Integral和正在建设中的Glast实验来检测。它的发现无疑将提供重要的线索，以确定祖星的性质，并可能限制是否有其他途径而不是单星演化参与产生快速旋转的氦核，这反过来又会在坍缩时引发爆发。
Magnetic Helicity and the Relaxation of Fossil Fields
在没有一个积极的发电机，纯极向磁场配置是不稳定的大规模动力学扰动，并通过重联的阿尔文时标衰减。然而，一些无发电机的恒星确实表现出显著的、长寿命的表面磁场。数值模拟表明，在这些系统中的大尺度极向场是稳定的环形分量的字段在恒星内部。利用总螺旋度守恒原理，我们发展了一个变分原理，用于计算被绝缘真空包围的导电球内的磁场的结构。我们发现，对于一个固定的总螺旋度，最低能量状态对应于一个无力的配置。我们发现了一类简单的轴对称解，参数化的角度和径向量子数。然而，这些解决方案有一个不连续的环形磁场在恒星表面，这将施加一个环形应力的表面上的恒星。然后，我们描述了另外两类解决方案，标准spheromak解决方案和固定的表面磁场，后者是相关的中子星与刚性地壳。我们讨论了我们的结果的中子星磁场的结构，衰减的领域，和起源的变化和磁星爆发的影响。
Magnetars origin and progenitors with enhanced rotation
在十几个已知的候选磁星中，没有双星。由于双星中子星的比例估计约为10%，因此解决磁星的孤立性问题，从理论上估计它们中双星的比例，并标记出可能的伴星是合理的。我们提出了双系统的布居合成计算。我们的目标是估计起源于具有增强旋转的祖先的中子星的数量，因为这样的紧凑物体可以预期具有大的磁场，即。它们可能是磁星在我们的计算中，这种中子星的比例大约是13- 16%。这些天体中的大多数都是孤立的，因为在中子星形成之前，它们的组成部分发生了合并，或者是因为超新星爆炸后的系统中断。这样的中子星在幸存的双星中所占的比例大约是1%或更低。它们数量最多的同伴是黑洞。
Origin and evolution of magnetars
我们提出了一个人口合成研究的磁星，它允许X射线选择效应的观察到的属性，调查的假设，他们是从人口的祖先，更大的质量比那些正常的无线电hapsars。我们假设异常的X射线辐射是由一个不参与恒星自旋下降的环形场或纠缠场的衰变引起的。我们发现，我们可以解释所观察到的属性，如周期和场分布和周期-周期导数图，如果我们适当地参数化的异常X射线光度的时间演化为时间的指数衰减函数。要求中子星的磁通量是起源质量的强函数，磁星的质量范围为20-45太阳质量。与射电双星不同的是，由于磁星的快速自旋下降，磁星对出生自旋周期的约束很弱。我们的模型预测出生率约为每世纪0.15-0.3。
The Origin Magnetars: the role of anisotropic neutron superfluid of neutron stars
我们估计了中子星内部各向异性中子超流（$^3PF^2$）的总感生磁矩所引起的感生磁场的强度。中子星的感应磁场如下。$B^{(in)} = \fracη{T_7 - η}B^{(0)} ,\begin{array}{*{20}c}{} & {η=} \ \end{array}\frac{m(^3 P_2 )}{0.1m_{Sun}}R_{NS,6}^{- 3} $（$T_7$表示中子星的内部温度，单位为10 $^7$ K）。在中子星演化的后期，随着中子星温度的降低，感应磁场会逐渐增大。磁星可能出现在当$T_7 \to η$。$^3P^2$超流体的感应磁场上限为$3.35 \time 10^{14} η$。
Discovery of fossil magnetic fields in the intermediate-mass pre-main sequence stars
众所周知，在主序星（MS）上冷的低质量恒星中观测到的表面磁场是由在对流包层中运行的发电机产生的。然而，更高质量的恒星（大于1.5 Msun）通过他们的MS生活与一个小的对流核心和一个很大的辐射信封。值得注意的是，尽管没有积极重要的信封对流，我们观察到非常强大的（从300 G到30 kG）和有组织的（主要是偶极）磁场在百分之几的A和B型恒星的MS，其起源还不清楚。在这张海报中，我们提出这些磁场可能来自化石，我们提出了非常强有力的观测结果支持这一建议。
Magnetar Driven Bubbles and the Origin of Collimated Outflows from GRBs
我们模拟风之间的相互作用，从一个新形成的快速旋转磁星和周围的祖。在核心坍缩后的最初几秒钟内，磁星在超新星激波后面膨胀出一个等离子体和磁场泡，由于环形磁场的箍缩效应，它不对称地膨胀，就像PWNe一样，即使主星是球对称的。不对称的程度取决于磁泡中的磁能与总能量的比率。我们假设新形成的磁星吹胀这些气泡的风比PWNe更磁化。我们表明，为中央磁星$\sim 0.1$提供的磁总功率的气泡膨胀相对球形，而大于0.3的值，在气泡中的大部分压力施加接近旋转轴，驱动准直流出通过宿主星。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。考虑到风的磁化强度随时间增加，因此我们认为磁星驱动的气泡最初相对球形地膨胀（增强了相关超新星的能量），而在后期它变得越来越准直（产生GRB）。类似的过程也可能发生在更温和旋转的中子星中，从而产生不对称的超新星和低能量的瞬变，如X射线闪光。
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。
Fossil AGN jets as ultra high energy particle accelerators
活动星系核喷流及其周围的茧的残余留下了巨大的磁流体动力学（MHD）化石结构，总能量约为10^{60}尔格。最初的活动星系核（AGN）可能已经死亡，但化石将保持其稳定的结构，类似于实验室MHD实验中遇到的反场箍缩（RFP）。在RFP中，纵向磁场在离轴的临界距离处改变方向，导致那里的磁重联，并导致大尺度RFP场的缓慢衰减。我们表明，这种场的衰减诱导大规模的电场，可以加速宇宙射线与E^{-2}幂律到超高能量与截止取决于化石参数。截止预计是刚性依赖，这意味着观察到的组成将改变从轻到重接近截止，如果一个或两个附近的活动星系核化石占主导地位。考虑到宇宙体积的百分之几可能容纳这种缓慢衰减的结构，这些化石甚至可能重新激发来自遥远/古老来源的超高能宇宙射线，抵消由于与宇宙微波背景辐射的光子相互作用而导致的“GZK损失”，并提供否则无法检测到化石的证据。在这种情况下，如果远距离来源或化石占主导地位，成分将保持轻到最高能量，但否则将混合。人们希望新一代的宇宙射线实验，如皮埃尔俄歇天文台和超高能中微子望远镜，如ANITA和月球切伦科夫实验将澄清这一点。
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。
Color Ferromagnetism of Quark Matter ; a Possible Origin of Strong Magnetic Field in Magnetars
我们证明了中子星中强"磁场" $\sim 10^{15} $ G是由色铁磁夸克物质产生的可能性。在夸克物质中，由于Savvidy机制自发产生色磁场，并产生胶子凝聚以稳定场。由于中子星中的夸克物质是带电的，夸克围绕色磁场的旋转产生了强"磁场“。
Nature vs. Nurture: The Origin of Soft Gamma-ray Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars
软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）是年轻且无线电安静的X射线脉冲星，它们已快速自旋至聚集在5-12 s范围内的缓慢自旋周期。大多数这些不寻常的超新星似乎也与超新星壳遗迹（SNRs）有关，典型的年龄<30 kyr。通过研究这些残骸的大小与它们的年龄，我们证明了围绕SGR和AXP祖先及其SNR的星际介质与大多数年轻的射电望远镜和SNR周围的环境相比异常密集。我们探讨了这一证据的影响磁星和螺旋桨为基础的模型的快速自旋下降的SGRs和AXP。我们发现，密集的环境的证据是不一致的磁星模型，除非磁星的发展和外部ISM之间的因果关系可以显示。螺旋桨驱动的自旋下降的化石吸积盘的SGR和AXP似乎是一致的密集的环境，因为环境可以促进这种磁盘的形成。这可能以两种方式发生：1）由超新星遗迹与停滞在周围致密气体中的大质量祖先风物质相互作用产生的快速反向冲击推回的最里面的喷出物形成“推回”盘，或2）高速中子星获得盘，其能够捕获足够量的由密集环境中的迅速反向冲击减慢的共同移动的流出喷出物。
Magnetism in pre-MS intermediate-mass stars and the fossil field hypothesis
今天，关于Ap/Bp星的最大挑战之一是了解它们缓慢旋转的起源和它们的磁场。后者的有利假设是化石场，这意味着磁场存在于不同的演化阶段，特别是在前主序阶段。在主序相位前存在磁场也是解释Ap/Bp星缓慢自转的必要条件。然而，直到最近，基本上没有关于中等质量前主序星（所谓的Herbig Ae/Be星）的磁性的信息。2005年在加拿大-法国-夏威夷望远镜上安装的新的高分辨率分光偏振计ESPaDOnS提供了对Herbig Ae/Be星进行巡天以研究其磁性和自转的必要能力。这些调查导致在8赫比格Ae/Be恒星的磁场的检测和/或确认，质量从2到近15太阳质量。在这篇文章中，我将介绍我们的调查结果，以及它们对磁场和旋转的起源和演化的影响。
Soft Gamma Repeaters and Short Gamma Ray Bursts: making magnetars from WD-WD mergers
对短持续时间伽马射线暴（GRB）性质的研究表明，它们中的一小部分起源于局部宇宙。这些系统很可能是来自软伽马中继站（SGR）的巨大耀斑的结果，SGR被认为是磁星（具有极大磁场≥ 10 ^14 G的中子星）。如果这些磁星是通过大质量恒星的核心坍缩形成的，那么可以预期这些爆发应该主要来自年轻的恒星星族。然而，将BATSE短爆发的位置与局部宇宙的结构相关联，揭示了与所有星系类型的相关性，包括那些很少或没有正在形成恒星的星系。这是一个自然的结果，如果磁星除了通过大质量恒星的核心坍缩形成外，它们还通过两颗白矮星合并后的吸积诱导坍缩形成，其中一颗是磁性的。我们调查了这种可能性，发现在银河系中通过WD-WD合并的磁星生产率与通过核心坍塌的生产率相当。然而，虽然核心坍缩产生磁星的速率与恒星形成速率成正比，但WD-WD合并（具有长寿命）的产生速率与恒星质量密度成正比，这集中在早期类型系统中。因此，通过WD-WD合并产生的磁星可能产生SGR巨耀斑，这可以与早期类型的星系相鉴别。我们还评论的可能性，这种机制可以产生一小部分的观测到的短持续时间的伽玛暴人口在低红移。
Photon Splitting in Magnetar Models of Soft Gamma Repeaters
最近软伽马中继站（SGRs）与其他波段的同行协会引起了人们对这些来源的极大兴趣。这些天体的最新模型之一是，它们起源于中子星周围，其场比量子临界场\teq{B_{cr}=4.413\times 10^{13}}高斯强得多。在这种被称为磁星的中子星附近，磁光子分裂的奇异量子过程变得多产。它的主要作用是降低光子能量，从而软化来自中子星的伽马射线谱;最近有人提出，分裂可能是限制SGR发射硬度的原因，如果这些源起源于具有超临界表面场的中子星。种子光子在超临界领域有效地产生软伽马射线光谱，典型的中继器。本文研究了中子星磁层弯曲偶极场几何形状对光子分裂率的影响。的种子光子的位置和角方向上的衰减长度的依赖关系进行了探讨。
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。
Transient pulsed radio emission from a magnetar
异常X射线双星（AXP）是缓慢旋转的中子星，具有非常明亮和高度可变的X射线发射，根据“磁星”模型，这些中子星被认为是由> 1 e14 G的超强磁场提供动力的。从1,700多颗磁场较弱的中子星上观测到的无线电脉动，从未在十几颗已知的磁星上探测到。X射线脉冲星XTE J1810-197在2003年被发现是第一颗具有瞬时发射的AXP，当时它的亮度从静止水平增加了100倍;一年后发现了一个未知来源的同步射电源。在这里，我们展示了XTE J1810-197发射明亮，狭窄，高度线性偏振的无线电脉冲，在每次旋转时都可以观察到，从而确定磁星可以是无线电脉冲星。在2003年的X射线爆发之前，没有任何无线电发射的证据（不像普通的超新星，它一直在发射无线电脉冲），流量每天都在变化。在所有射频下的通量大致相等--在>20 GHz时，XTE J1810-197是目前已知的最亮的中子星。这些观测结果将磁星与普通射电望远镜联系起来，排除了AXP的其他吸积模型，并为磁星的日冕提供了一个新的窗口。
Magnetars in the Metagalaxy: An Origin for Ultra High Energy Cosmic Rays in the Nearby Universe
我证明了在所有正常星系中出现的初始自旋率为100的新诞生磁星的相对论风，可以加速注入谱为E^{-1}的超相对论轻离子，在更高的能量下会变陡到E^{-2}，上限超过10^{21} eV。与CMB的相互作用产生的光谱与观测到的超高能宇宙射线（UHECR）的光谱非常一致，如果~ 5-10%的磁星具有足够高的电压来加速UHECR。光谱的形式取决于磁星早期自旋下降过程中的引力波损失--纯电磁自旋下降会使E^3 J（E）光谱在10^{20} eV以下变平，而如果引力波损失足够强，则会出现适度的GZK“截止”。我概述的物理，这样的高能量粒子逃逸与小的能量损失从磁星的诞生超新星，包括瑞利-泰勒"粉碎“的超新星信封，相对论爆炸波膨胀到星际介质，加速的UHE离子通过冲浪骑在风的电磁场，和逃逸的UHE离子在旋转赤道的辐射损失可以忽略不计。大量的星际超壳层和异常大的超新星遗迹表明，大多数初始自旋下降能量在每次超新星爆发后的几个小时内以超引力波的形式辐射，有效应变来自典型距离约3 x 10^{-21}的源。这种引力辐射的爆发应该与超高能粒子的爆发有关。俄歇实验应该每隔几年就能看到这样的爆发。
Cosmological Magnetic Field: a fossil of density perturbations in the early universe
在星系和更大尺度上，如星系团中发现的大量磁场的起源还不清楚。如果考虑光子和电子之间的二阶耦合，那么解释宇宙大尺度结构的宇宙学密度涨落也可以在复合时期之前产生宇宙学尺度上的磁场。通过评估这些宇宙学磁场在一系列尺度上的功率谱，我们在这里表明，10^{-18.1}高斯的磁场是在1兆秒差距尺度上产生的，在更小的尺度上甚至可以更强（10千秒差距时为10^{-14.1}高斯）。这些磁场大到足以在星系中产生磁场，因此可能影响了早期宇宙中原始恒星的形成。
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