Simultaneous magnetic polar cap heating during a flaring episode from the magnetar 1RXS J170849.0-400910
在2018年NuSTAR的一次定点观测中，我们从磁星1 RXS J170849.0 $-$ 400910探测到了一次持续2.2小时的耀斑。耀斑在$\sim25$秒内上升到最大通量比持续发射大6倍，具有高脉冲，均方根脉冲分数为$53\%$。脉冲轮廓形状由被半个旋转周期分开的两个峰值组成，峰值通量比为$\sim$ 2。耀斑光谱是热的，平均温度为2.1 keV。相分辨光谱表明，这两个峰具有相同的温度，但大小不同。这些观测结果以及简单的光变曲线模型表明，两个相同的对映点，可能是磁极，在耀斑开始时和整个持续时间内同时被加热。因此，耀斑的起源必须与磁星的全球偶极结构有关。这可能是最好的外部实现，通过扭曲到封闭的磁层偶极场线播种轰击极地足迹地点与精力充沛的对。在耀斑爆发后约1.86小时，发生了一次短爆发，并有3分钟的热尾。爆发尾也在源的自旋周期处脉动，并与耀斑轮廓相一致，这意味着这两种现象之间存在密切联系。爆发可能是由锚定在表面热点的相同扭曲偶极场线中的磁重联事件引起的，随后的返回电流为这些极帽提供额外的热量。
2020-01-23 astro-ph.HE
Internal Heating in Magnetars: Role of Electron Captures
Institute of Astronomy and Astrophysics, Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学天体物理与天文学研究所）；Grand Accélérateur National d’Ions Lourds (GANIL)（大型重离子加速器）；N. Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Laboratoire Univers et Théories, Observatoire de Paris, CNRS, Université Paris Cité（巴黎天文台宇宙与理论实验室）
本研究结合核测量与HFB-27原子质量表，探究磁星浅层加热中原子核电子俘获的作用，计算了电子俘获起始及磁场衰变释热，结果与HFB-24模型结果及中子星冷却数据一致。
2022-10-06 astro-ph.HE nucl-th
Influence of Magnetic Field Decay on Electron Capture in Magnetars
磁场衰变产生的电子俘获退激发能可能是磁星地壳加热的一个新来源，因此本文采用实验数据或理论模型（包括大尺度壳层模型和准粒子无规相近似）的结果，对磁星地壳附近的电子俘获过程进行了定量计算，并分析了其对磁星持续X射线辐射的影响。
2013-09-15 astro-ph.HE
Half-quantized Non-Abelian Vortices in Neutron $^3P_2$ Superfluids inside Magnetars
指出在磁场大于$3 \times 10^{15}$ Gauss的磁星内核中，旋转中子$^3P_2$超流体中存在半量子化的非阿贝尔涡旋作为最低能态，而在磁场较小的普通中子星中则不存在半量子化的非阿贝尔涡旋.一个整数涡旋分裂成两个半量子化涡旋。涡的数量约为$10^{19}$，对于典型参数，它们在涡格中分离约为$μ$ m，而涡核尺寸约为10-100 fm。它们是以非阿贝尔第一同伦群为特征的非阿贝尔涡旋，因此当两个对应于非对易元素的涡旋碰撞时，它们之间必然会产生一个梯级涡旋，这意味着在磁星的核内会形成一个纠缠的涡旋网络。我们发现，在显示反铁磁性，其典型的幅度约为$10^{8-9}$高斯，这是10倍大于整数涡旋的涡核中的自发磁化，当外部磁场沿涡线存在。
2016-02-23 astro-ph.HE cond-mat.other hep-th
Heating in Magnetar Crusts from Electron Captures
磁星持续的热光度及其爆发表明在其外壳中存在着某些内部热源。伴随着磁场衰减的物质压缩可能会引发放热的电子俘获，也可能引发轻元素的致密核融合，这些元素可能是从超新星碎片的回落、从圆盘或从星际介质吸积到表面上的。这种情况与吸积中子星中的地壳深部加热有一些相似之处，尽管物质组成和热力学条件非常不同。考虑到电子运动的朗道-拉比量子化，通过分析确定每个反应可以释放的最大可能热量及其位置。数值结果也提出了使用实验，以及理论核数据。虽然沉积的热量主要由原子质量决定，但发现源的位置对磁场强度非常敏感，从而提供了一种探测磁星内部磁场的新方法。大多数源被发现集中在密度$10^{10}-10^{11}$ g cm $^{-3}$与热功率$W^\infty\sim 10^{35}-10^{36}$ erg/s，发现经验通过比较冷却模拟与观察到的热光度。触发反应所需的磁场变化与已知磁星的年龄一致。这表明电子俘获和密核聚变反应可能是磁星中可行的加热机制。目前的结果提供了一致的微观输入中子星冷却模拟，基于相同的模型，作为基础的M-M状态方程。
2021-06-09 astro-ph.HE nucl-th
Onset of Electron Captures and Shallow Heating in Magnetars
1 Institute of Astronomy；2 Grand Acc\'el\'erateur National d'Ions Lourds (GANIL), CEA/DRF-CNRS/IN2P3, Boulevard Henri Becquerel, 14076 Caen, France
本研究针对磁星磁场衰减引发的浅层电子俘获与加热问题，推导了考虑朗道-拉比量子化的通用解析公式，并结合核模型给出数值结果，为磁星热演化研究提供支撑。
2022-06-30 astro-ph.HE nucl-th
Magnetars
磁星是年轻且高度磁化的中子星，其显示出广泛的X射线活动，包括短爆发、大爆发、巨型耀斑和准周期振荡，通常伴随着有趣的定时行为，包括增强的自旋下降、毛刺和反毛刺。这种活动的大部分是由超强磁场的演化和衰减来解释的，超强磁场对中子星地壳施加压力并使其破裂，这反过来又驱动了外部磁层的扭曲和强大的磁层电流。被探测到的磁星数量已经增加到大约30个，并显示出与非常高磁化的射电望远镜明确的现象学联系。磁星理论的最新进展包括解释磁星光谱中的硬X射线成分和发展表面加热模型，解释了源的显着辐射输出。
2017-02-28 astro-ph.HE
Magnetohydrodynamic stability of magnetars in the ultrastrong field regime II: The crust
研究了强磁场作用下霍尔磁流体动力学的稳定性，其中电子的朗道量子化是重要的。我们发现，强场霍尔模可以不稳定的微分磁化率的磁场强度的依赖性。这种不稳定性研究使用线性微扰理论，并发现有典型的增长时间为$\lesssim 10^3$年，增长时间作为波长的函数的扰动。不稳定性是自限性的，在局部场增长初始值的百分之几的一段时间后关闭。有限的温度也被证明限制了不稳定性，足够高的温度完全消除了它。阿尔文波可以在较短的时间尺度上表现出类似的不稳定行为。我们发现，欧姆加热，由于开发通过不稳定性和磁畴形成的大领域是不够大，以占观察到的磁星表面温度。然而，朗道量子化电子的振荡微分磁化率增强了欧姆加热，这对中子星壳的磁热模拟具有重要意义。
2023-02-20 astro-ph.HE
Plastic damping of Alfvén waves in magnetar flares and delayed afterglow emission
磁星耀斑产生阿尔文波，在封闭的磁层中反弹，能量高达$\sim 10^{46}$ erg。我们表明，在10毫秒的时间尺度上的波传输到恒星，并形成一个压缩包的高能量密度。这个包强烈地剪切恒星地壳并引发塑性流动，加热地壳并使其在表面以下数百米处熔化。一小部分沉积的塑性热最终被传导到恒星表面，在耀斑发生后的几个月到几年内形成表面余辉。很大一部分热量被中微子发射或传导到中子星的核心。
2015-05-13 astro-ph.HE
The Meissner Effect and Vortex Expulsion in Color-Superconducting Quark stars, and its Role for Re-heating of Magnetars
由夸克物质而不是强子物质组成的致密恒星有望形成颜色超导体。这种超导体应该是由旋转的涡旋线穿成的，恒星内部的磁场至少部分地被限制在涡旋线内。这些涡旋（以及由此产生的磁通量）会在恒星向下旋转的过程中从恒星中排出，导致恒星表面的磁重联和大量的热能产生。在本文中，我们表明，这种能量释放可以重新加热夸克星异常高的温度，如观察到的软伽马重复（SGR），异常X射线散射（AXP），和X射线昏暗孤立中子星（XDIN）。此外，我们的数值研究的温度演化，自旋下降率，和磁场行为的超导夸克星表明，SGRs，AXP，和XDIN可能是联系在一起的祖先。最后，我们讨论了在恒星进入色超导相之前存在时间延迟的可能性，这可以用来估计夸克去精细的密度。根据观测，我们发现这个密度是核饱和度的五倍。
2010-01-29 astro-ph.HE hep-ph
Vortex Creep Heating vs. Dark Matter Heating in Neutron Stars
本研究以涡旋蠕变加热为例，结合温度观测与理论计算，证明中子星中该内部加热效应主导暗物质加热，且涡旋-核相互作用需比估算值小几个数量级才能改变此结论。
2023-09-06 astro-ph.HE hep-ph
Multiwavelength Radiation from the Interaction between Magnetar Bursts and Companion Star in a Binary System
本研究分析双星系统中磁星爆发与伴星相互作用的多波段电磁信号，发现新生磁星爆发前强风的光学紫外持续辐射占主导，年老磁星的爆发相互作用再辐射更强，近邻星系中该现象可被光学望远镜探测。
2024-08-17 astro-ph.HE
A rotationally-powered magnetar nebula around Swift J1834.9-0846
最近在雨燕J1834.9-0846周围发现了一个产生扩展X射线的风星云。这是第一个磁星，这样的风星云被发现。在这里，我们调查是否有一个合理的情况下，脉冲星风星云（PWN）可以持续，而不需要倡导额外的能源以外的旋转。我们通过使用详细的辐射和动力学代码来研究星云的演化及其粒子数量。我们发现这种情况确实存在：斯威夫特J1834.9-0846的星云可以解释为旋转动力，就像所有其他已知的PWNe一样，如果它目前正在被环境压缩。后者介绍了几种效果，其中最重要的是绝热加热的外观，越来越多的占主导地位的逃逸粒子的混响。反射的需要自然解释了为什么这是唯一被探测到的磁星星云，并提供了斯威夫特1834.9-0846的年龄估计。
2016-12-08 astro-ph.HE
Internal Heating of Old Neutron Stars: Contrasting Different Mechanisms
毫秒脉冲星J 0437 -4715的热辐射不能用没有加热机制的中子星的标准冷却模型来解释。我们研究了三种由脉冲星的旋转制动控制的加热机制：固体地壳的破裂，超流涡旋蠕变和非平衡反应（“旋转化学加热”）。我们发现地壳开裂机制不会产生可检测到的加热。考虑到加热机制对自旋下降参数的依赖性，这导致不同的类星体的温度不同，我们研究了两种类型的类星体的热演化：年轻的，缓慢旋转的“经典”类星体和老的，快速旋转的毫秒类星体（MSP）。我们发现，旋转化学加热和涡蠕动机制可以是重要的经典的微扰和MSP。
2010-03-01 astro-ph.HE
X-Ray Observations of Magnetar SGR 0501+4516 from Outburst to Quiescence
磁星是具有极强磁场强度的中子星。研究它们在静止状态下的发射特性有助于理解强磁场对中子星的影响。SGR 0501+4516是一颗磁星，在2008年的一次爆发中被发现，最近又恢复了平静。我们报告它的光谱和定时性能测量与新的和档案观测钱德拉X射线天文台，XMM-牛顿，朱雀。我们发现静态光谱最适合于幂律加双黑体模型，温度kT_low~0.26 keV和kT_high~0.62 keV。我们将这两个黑体分量解释为来自热点和整个表面的发射。爆发后热点半径从1.4 km缩小到0.49 km，热点面积与X射线光度之间存在显著的相关性，这与扭曲磁层模型的预测相一致。我们将双温度谱模型应用于所有处于静止状态的磁星，发现这可能是磁星群体的一个共同特征。此外，较冷黑体的温度随磁星场强度呈现出一般趋势，这支持了由磁场衰减加热的简单情景。
2018-01-03 astro-ph.HE
A flaring magnetar in FRB 121102?
FRB 121102的持久射电对应物估计有$N\sim 10^{52}$粒子，能量为$E_N\sim 10^{48}$ erg，大小为$R\sim 10^{17}$ cm。它可以是一个星云，由磁星（一颗中子星，由其磁能（而不是旋转能）提供能量）间歇性流出而膨胀和加热。该天体还很年轻，经常在中子星核心加速的双极扩散驱动下释放出磁耀斑能量，为星云提供能量，并产生明亮的毫秒级爆发。星云中的粒子数量与巨大耀斑的离子喷出物一致。星云中还可能含有中子星诞生数月后冻结出来的电子-正电子对$N_\pm\sim 10^{51}$;同样的机制也解释了蟹状星云中的$N_\pm$。FRB 121102周围的持续源可能是由磁星喷出物激发的磁耗散和内波加热的。由波产生的体积加热解释了星云在产生无线电辐射方面的巨大效率。重复的无线电爆发被认为发生在离磁星更近的地方，磁星闪耀的磁层将超相对论性的内部冲击驱动到磁星风中。的冲击介导的拉莫尔旋转，形成一个GHz的微波激射器所观察到的毫秒的持续时间。此外，耀斑喷出物会变得缺乏电荷，然后转化为电磁波。
2017-06-07 astro-ph.HE
Thermal luminosity degeneracy of magnetized neutron stars with and without hyperon cores
强烈的地壳电流的消散在冷却的中子星中产生了高的焦耳加热率。在这里，它表明，焦耳加热可以抵消快速冷却，使其难以推断超子（加速冷却）的存在下，从所观察到的热光度$L_γ$的测量。有和没有超子核心的模型匹配年轻磁星的$L_γ$（极面有极偶极场$B_{\textrm{dip}} \gtrsim 10^{14}$ G，$t \lesssim 10^5$年有$L_γ \gtrsim 10^{34}$ erg s $^{-1}$），以及成熟的中等磁化的恒星（$t \gtrsim 10^5$年有$B_{\textrm{dip}} \lesssim 10^{14}$ G和$10^{31} \ \textrm{erg s}^{-1} \lesssim L_γ \lesssim 10^{32}$ erg s $^{-1}$）。在磁星中，地壳温度几乎不受超子直接冷却的影响，不管超子直接冷却是否被超子超流抑制。不含超子的轻磁星和含超子的重磁星的热光度都有相同范围的$L_γ$，几乎无法区分。同样，具有$B_{\textrm{dip}} \lesssim 10^{14}$ G但具有强内场的中子星的$L_γ$数据不适合提取关于状态方程的信息，只要超子是超流的，其最大能隙幅度为$\approx 1$ MeV。
2022-05-30 astro-ph.HE
Power-law Magnetic Field Decay and Constant Core Temperatures of Magnetars, Normal and Millisecond Pulsars
磁星、正常射电星和毫秒射电星的特征年龄与偶极表面磁场强度之间的相关性可以用磁场随核心温度的衰减来解释，磁星、正常射电星和毫秒射电星的中心温度分别为PDMATHAMM K、$\sim2\times10^{7}$ K和$\sim10^{5}$ K;假设它们的特征年龄比它们的真实年龄大约大两个数量级，所需的核心温度可以降低约10倍。磁衰减遵循幂律，并由双极扩散模式的螺线管分量占主导地位。在该模型中，假设所有NS具有相同的初始磁场强度，但不同的核心温度不随磁场衰减而改变。这表明磁星和正常磁星之间的主要区别是磁星出生时比正常磁星热得多，因此有更长的磁场衰减时间尺度，导致即使正常磁星的年龄相同，表面磁场强度也更高。上述结论与观测到的磁星与其他年轻中子星表面温度之间的相关性一致，但与中子星的冷却主导演化不一致.这表明一种可能的情况，即加热，也许是由于磁场衰减，平衡中子星冷却观察到的中子星。
2011-10-18 astro-ph.HE
Magnetar Activity via the Density-Shear Instability in Hall-MHD
我们调查的密度剪切不稳定性霍尔磁流体通过数值模拟的完整的非线性问题，在磁星活动的背景下。我们确认的发展的不稳定性的平面平行磁场具有适当的强度和电子密度分布，根据解析理论。我们发现，不稳定性也出现了一个单调递减的电子数密度和磁场，一个平面平行模拟的方位角或半球形的磁场在地壳中的磁星。不稳定性的增长率取决于场的霍尔特性（磁场强度、电子数密度和相应的标度高度），而对弱电阻率不敏感。由于霍尔效应是磁星地壳磁场演化的驱动过程，我们认为，这种不稳定性是至关重要的系统包含强大的纬向或方位场。我们发现，这一过程介导的局部结构的形成与更强的磁场比平均水平，这可能会导致磁星活动和加速的字段的耗散，从而产生欧姆加热。假设在地壳底部存在一个$5\times10^{14}$ G磁场，我们预计，在几个$10^{2}$米大小的典型区域中，很容易形成像$10^{15}$ G那样强的磁场，其中包含$10^{43}$尔格的磁能，足以驱动磁星爆发。这些活动区更可能出现在切向磁场较强的磁赤道上。
2015-07-27 astro-ph.HE
Bumpy Superluminous Supernovae Powered by a Magnetar-star Binary Engine
本文提出“磁星-恒星双星引擎”模型，指出新生磁星风蒸发伴星物质可加热加速超新星抛射物，从而在贫氢超亮超新星光变曲线中产生峰后凸起，该模型成功重现了多波段观测数据并解释了光谱特征与偏振演化。
2024-07-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hyperaccreting Disks around Magnetars for Gamma-Ray Bursts: Effects of Strong Magnetic Fields
超吸积中子星或磁星盘通过中微子辐射冷却，可以成为伽马射线暴（GRB）中心引擎的候选者。磁星的强场$\geq10^{15}-10^{16}$ G对盘的性质有重要影响，甚至导致漏斗吸积过程。我们调查的磁星周围的磁盘上的强场的影响，并讨论这种吸积磁星系统的伽玛暴和GRB类事件的影响。讨论了盘面强场的量子效应，并利用MHD守恒方程描述了星盘相互作用产生的大尺度场耦合的盘面流的行为。一般来说，较强的场会产生较高的盘密度、压力、温度和中微子光度，并显著改变电子分数和简并态。磁化磁盘总是粘性稳定的阿尔芬半径以外，但将是热不稳定的阿尔芬半径附近的磁场在传递角动量和加热磁盘比粘性应力起着更重要的作用。漏斗吸积过程只有在极强的磁场下才是重要的，它会在阿尔文半径内产生一个磁层，并截断平面盘。由于漏斗吸积覆盖的磁星表面环状带区域温度较高，中微子发射较集中，吸积磁星的中微子湮灭率可远高于无场吸积中子星的中微子湮灭率。此外，中微子湮灭机制和磁星表面的磁驱动脉冲星风可以共同作用，沿着恒星的磁极产生和馈送超相对论性喷流。
2010-06-03 astro-ph.HE
Axion Production from Landau Quantization in the Strong Magnetic Field of Magnetars
我们利用精确的量子计算来探讨磁星强磁场存在下电子和质子的轴子发射。轴子是通过强磁场产生的朗道能级之间的跃迁发射的。由质子发射的轴子的光度比电子的大得多，并随着物质密度的增加而变强。轴子发射冷却被证明是远远大于中微子冷却的Urca过程。因此，地壳中的轴子发射可能对磁星的冷却有重要贡献。然而，在高密度核心中，它可能会导致磁星的加热。
2017-07-03 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Internal Heating of Old Neutron Stars: Contrasting Different Mechanisms
背景：中子星的标准冷却模型预测年龄为$t>10^{7}$ yr的温度为$T<10^{4}$ K。然而，从毫秒脉冲星J 0437 -4715探测到的可能的热辐射，自旋下降年龄为$t_s \sim 7\times10^9$ yr，意味着温度为$T\sim 10^5$ K。因此，加热机制需要添加到冷却模型，以获得理论和观测之间的协议。目的：在中子星中有几种内部加热机制，例如磁场衰减、暗物质吸积、地壳破裂、超流体涡旋蠕动和非平衡反应（“旋转化学加热”）。我们研究这些机制，以确定哪些可能是老恒星热辐射的主要来源。研究方法：我们通过简单的估计表明，磁场衰减、暗物质吸积和地壳破裂机制不太可能对老中子星产生显著影响。使用Fernández和Reisenegger的代码计算其他机制的热演化。考虑到加热机制对自旋下降参数的依赖性，我们研究了两种类型的类星体的热演化：年轻的、缓慢旋转的“经典”类星体和年老的、快速旋转的毫秒类星体。结果：我们发现，磁场衰减，暗物质吸积，地壳破裂不会产生可检测到的加热老恒星。旋转化学加热和涡旋蠕动对于经典的双光子晶体和毫秒双光子晶体都是重要的。对经典的涡旋表面温度的更严格的上限可以排除涡旋蠕动作为热辐射的主要来源。经典恒星的旋转化学加热是由其早期自旋下降期间建立的化学不平衡驱动的，因此对初始旋转周期非常敏感。
2010-08-24 astro-ph.HE
Pair Plasma in Super-QED Magnetic Fields and the Hard X-ray/Optical Emission of Magnetars
本文计算了在超强磁场存在下，跨相对论对等离子体发射的光子谱，发现它与静止磁星的硬X射线谱有着显著的相似之处。这种发射是由对湮灭，与弱磁化对等离子体相比，显示出类似于韧致辐射的扩展低频尾部。在$10α_{\rm em}^{-1}B_{\rm Q} \gg B \gg B_{\rm Q}$体系中，电子-正电子湮灭/散射截面、双光子对产生截面和光子-$e^\pm$散射截面均采用我们早期的从头算QED计算结果。仔细注意的$u$通道散射共振。磁层弧锚定在强烈的地壳剪切区，延伸到磁星半径的两倍左右，被确定为持久的硬X射线发射的网站。我们推导出一个新的和稳定的磁层电路的配置，与高等离子体密度维持欧姆加热和原位对创建。对来源于非本地的光子碰撞在弱电流区，如极冠。湮灭韧致辐射延伸到光学红外波段，等离子体截止的位置。磁星的上层大气经历了强电流驱动的离子声湍流的增长，这可能会限制正电子的扩散。相干光红外辐射的约束附近所观察到的通量诱导散射。这个模型适应快速X射线增亮的激活磁星，集中的热热点，和次优势的热X射线发射的一些活动磁星。电流注入归因于连续磁性编织，如Thompson，Yang和Ortiz的全局屈服计算中所见。
2020-10-05 astro-ph.HE
Magnetic Field-Decay-Induced Electron Captures: a Strong Heat Source in Magnetar Crusts
我们提出了一种新的加热机制在磁星壳。磁星的地壳磁场比它们的表面磁场强得多;因此，磁压部分地支撑着地壳对抗重力。随着磁场的衰减，地壳失去了磁压的支持，必须通过增加电子简并压力来补偿;伴随的电子费米能的增加会引起非平衡的放热电子捕获。通过场衰变电子捕获释放的总热量与地壳中的总磁能相当。因此，场衰减电子捕获是一个重要的，如果不是主要的，驱动磁星的软X射线发射的机制。
2009-12-03 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Evolutionary implications of a magnetar interpretation for GLEAM-X J162759.5-523504.3
射电脉冲星GLEAM-X J162759.5-523504.3有一个极长的自旋周期（$P = 1091.17\, \mbox{s}$），但似乎继续快速自旋（$\dot{P} < 1.2 \times 10^{-9}\, \mbox{ss}^{-1}$）。如果源是一颗正在经历磁偶极制动的中子星，那么所暗示的磁场强度可能超过$10^{16}\,\mbox{G}$。因此，这个天体可能是迄今为止观测到的磁化最强的中子星。在本文中，一个磁星解释的源提供了一个关键的分析。(i)根据传统的“死亡谷”假设，该恒星作为射电脉冲星激活似乎需要最低极性磁场强度$B \sim 5 \times 10^{15}\,\mbox{G}$。(ii)从磁制动和霍尔塑性欧姆衰减的后推表明，一个大的角动量水库是在出生时，以支持强烈的字段放大。(iii)X射线的观测缺失限制了恒星的磁场强度和年龄，因为场衰变的加热和Urca冷却之间的竞争意味着表面光度是时间的函数。如果该天体是一颗孤立的年轻磁星（$\sim 10\, \mbox{kyr}$），其现今的磁场强度为$B \gtrsim 10^{16}\,\mbox{G}$，则其热光度的上限（$\approx 10^{30}\, \mbox{erg s}^{-1}$）表明它是通过直接的Urca机制冷却的。
2023-01-26 astro-ph.HE
Non-Axisymmetric Precession of Magnetars and Fast Radio Bursts
重复的FRB 180916.J0158和121102在连续发生的时间窗口期间可见。如果FRB~180916.J0158和FRB 121102观测到的周期性行为是由于磁星的进动，我们考虑了内部磁场和几何结构的约束。为了阻止涡旋线钉扎，我们认为内部磁场必须强于约$10^{16}$高斯，这是足够大，以防止超导的核心和破坏地壳晶格结构。我们推测进动磁星内部的磁场有三个分量：（1）具有特征强度$\sim 10^{14}$高斯的偶极分量;（2）具有特征强度$\sim 10^{15}-10^{16}$高斯的环形分量，它只占恒星体积的一小部分;（3）具有特征强度$\sim 10^{16}$高斯的无序场。无序场主要负责允许岁差，一旦这个场分量衰减，岁差就会停止，我们推测这会发生在$\sim 1000$年之后。可以想象，随着无序成分的衰减，爆发活动也会减弱并最终停止。我们模型的四极磁畸变的恒星，这是由于其有序的组件主要是三轴和很可能长。我们解决的问题，是否应该是可检测的旋进，爆裂磁星通过构建一个特定的模型，在该模型中，突发随机发生的时间与随机方向分布在锥或锥之间相对于一个单一的对称轴。在这些特定模型的背景下，我们发现，有进动的几何形状，检测自旋频率是非常不可能的。
2021-07-27 astro-ph.HE
Vortex Creep Heating in Neutron Stars
本研究提出中子星壳内超流涡旋线蠕变摩擦加热机制，通过观测年老中子星温度验证，发现加热光度与角速度变化率成正比，且比例常数$J$与理论计算一致。
2023-08-30 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of Giant Magnetar Bursts
University of Maryland（马里兰大学）；Institute for Research in Electronics and Applied Physics, University of Maryland（马里兰大学电子与应用物理研究所）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics（加拿大理论天体物理研究所）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Physics Department and Columbia Astrophysics Laboratory, Columbia University（哥伦比亚大学物理系与哥伦比亚天体物理实验室）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Princeton Plasma Physics Laboratory（普林斯顿等离子体物理实验室）；University of Toronto（多伦多大学）；David A. Dunlap Department of Astronomy, University of Toronto（多伦多大学大卫·A·邓普尔天文学系）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（基础物理研究所）；TAPIR, Mailcode 350-17, California Institute of Technology（加州理工学院 TAPIR (Mailcode 350-17)）
该研究通过相对论磁流体动力学模拟揭示了磁星巨型爆发中磁重联驱动的热喷流和热火球形成机制，并展示了等离子体团对快速射电暴模型的重要性。
2026-08-05 astro-ph.HE
Hyperactive Magnetar Eruptions: Giant Flares, Baryon Ejections, and Fast Radio Bursts
Princeton University（普林斯顿大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Monash University（蒙纳士大学）
研究探讨磁星内部磁场通过偶极扩散演化引发喷发的过程，发现其可喷射磁环并产生巨量耀斑，解释了SGR 1806-20 2004年耀斑及后续辐射现象，提出超活跃磁星可能为宇宙快速射电暴的引擎。
2026-04-30 astro-ph.HE
Constraining the long-lived supramassive neutron stars by magnetar boosted kilonovae
本研究构建了包含原中子星演化与X射线吸收的磁星增强千新星模型，通过模拟观测发现未探测到此类事件说明合并产生的超大质量中子星寿命短暂且在宇宙中罕见。
2023-11-24 astro-ph.HE
Magnetic field evolution in magnetar crusts through three dimensional simulations
目前的磁星模型需要极强的磁场来解释观测到的静止和爆发发射，这意味着恒星外壳内的磁场强度比从自旋下降测量中推断的偶极子分量大几个数量级。这对原中子星产生磁场的理论提出了严峻的挑战。在这里，我们提出了详细的模拟演化的磁场在地壳的中子星通过3-D模拟。我们发现，在全球尺度的极向和环向磁分量之间的能量均分的合理情况下，磁不稳定性将能量转移到非轴对称的，非轴对称的磁特征，其中局部场强可以大大超过全球尺度的场。这些强烈的小尺度磁特征可以通过局部地壳屈服引起高能量爆发，而欧姆加热的局部增强可以为恒星的持续发射提供动力。因此，观测到的磁星行为的多样性可以用具有可比能量的混合极面-环形场来解释。
2016-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical simulation of electron magnetohydrodynamics with Landau-quantized electrons in magnetar crusts
本研究通过准三维电子磁流体模拟，发现朗道量子化引起的磁化率振荡可将磁星壳层欧姆耗散增强约3至4.5倍，非线性霍尔项是关键，有助于解释磁星加热问题。
2025-01-23 astro-ph.HE
Global Crustal Dynamics of Magnetars in Relation to their Bright X-ray Outbursts
本文研究了中子星地壳对核壳边界上光滑的、不平衡的麦克斯韦应力的屈服响应，以及地壳与外部磁场的耦合。磁星地壳中的应力积累和屈服是一种全球性现象：从一个塑性变形区辐射的弹性变形显示出在远处区域显著增加蠕变速率。动态速率的失控蠕变被证明是可能的，通过原位加热和抑制嵌入的磁场的热传导和剪切增强。一个全球性的和随时间变化的弹性，塑性，磁性和热演化模型的开发。断层状结构自然发展，并观察到一系列的爆发时间尺度。具有类似于巨型磁星耀斑（毫秒上升，$\sim$ 0.1 s持续时间和衰减的幂律尾）的时间剖面的瞬态事件是由失控蠕变引起的，这种蠕变始于局部的次千米大小的斑块，并蔓延到整个地壳。在垂直分层地壳应力松弛的一维模型表明，适度增加施加的应力允许嵌入的磁剪切逃脱恒星超过$\sim$ 3-10毫秒，耗散更大的能量，如果外部场已经剪切。几个这样的相互耦合的区域自然产生持续时间为$\sim$ 0.1 s的脉冲串，如在宽范围的脉冲串能量上观察到的。许多塑性区的集体相互作用迫使地壳的全球弹性模式的超稳定性，与QPO活动延伸超过$\gtrsim$ 100 s。巨型耀斑可能涉及局部区域的突然熔化，高频（$\gg$ 100 Hz）QPO对应于这些区域内的阿尔文驻波。
2016-08-08 astro-ph.HE
Vortex Creep Heating in Neutron Star Cooling: New Insights into Thermal Evolution of Heavy Neutron Stars
针对老年重中子星温度偏高无法用标准冷却模型解释的问题，本研究拓展冷却框架纳入涡旋蠕变加热（VCH）与直接Urca过程，发现VCH可显著缓解快速冷却，为大质量中子星提供新演化路径。
2025-10-28 astro-ph.HE nucl-th
Magnetic neutron star cooling and microphysics
我们研究的相对重要性的几个最近更新的微观物理输入的中子星冷却理论和超强磁场的磁星，包括在其地壳的朗道量子化的影响所带来的影响。我们使用有限差分代码模拟中子星热演化的时间尺度从小时到兆年更新的微观物理输入。短时间尺度（$\lesssim1$年）的考虑是可能的热覆盖信封没有准定常近似固有的治疗在传统的中子星冷却代码的治疗。对于强磁化中子星，我们考虑了朗道量子化对热力学函数和热导率的影响。我们模拟了普通中子星和磁星的冷却与非吸积和吸积壳，并与观测结果进行了比较。在强量子化磁场中抑制辐射和传导不透明，并形成凝聚的辐射表面，大大提高了早期的光子光度，使磁星的寿命更亮，但更短。这些效应加上强质子超流性的效应，减缓了数千年年龄的中子星的冷却，可以解释大约一半的磁星的热光度，而无需调用加热机制。观测到的其他磁星的热光度仍然高于理论预测，这意味着加热，但量子化磁场和重子超流性的影响有助于减少差异。
2018-06-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
EP241021a: A catastrophic collapse/merger of compact star binary leading to the formation of a remnant millisecond magnetar?
EP241021a的光学与X射线隆起疑似爆炸型瞬变，由磁星供能的抛射物及相对论性喷流解释，可能源于致密星并合形成毫秒磁星。
2025-08-14 astro-ph.HE
Influence of Magnetorotational Instability on Neutrino Heating: A New Mechanism for Weakly Magnetized Core-Collapse Supernovae
我们研究了磁旋转不稳定性（MRI）对弱磁化，快速旋转的核心崩溃的动力学的影响进行高分辨率的MHD模拟在轴对称与简化的中微子转移。我们发现，一个最初的子磁星类磁场是急剧放大的MRI，并大大影响其后的动态。虽然磁压不足以强到喷射物质，但放大的磁场有效地将角动量从高纬度转移到低纬度，这会由于额外的离心力而导致低纬度加热区的扩大。这会提高中微子加热的效率，最终导致中微子驱动的爆炸。这是一个新的核心坍缩超新星的场景，迄今为止从未被数值模拟证明。
2014-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetar Outburst Models with Cooling Simulations
本文用包含恒星外层的磁热演化代码模拟磁化中子星壳层局部热沉积后的表面冷却，表明外壳小热点可解释磁星爆发的峰值光度与持续时间。
2025-09-01 astro-ph.HE
Modelling of the Surface Emission of the Low-Magnetic Field Magnetar SGR 0418+5729
我们进行了详细的模拟后爆发的低磁场磁星SGR 0418+5729的表面发射。这个源的偶极磁场B= 6 × 10^12 G，根据它的自旋下降速率估算，它在正常类星体的观测磁场范围内。该源的特征还在于高脉冲分数和单峰轮廓。使用合成的温度分布曲线，并充分考虑光偏转和引力红移的广义相对论效应，我们生成合成的X射线光谱和脉冲轮廓，我们适合的观察。我们发现，不对称和对称的表面温度分布可以同样很好地再现所观察到的脉冲轮廓和光谱的SGR 0418。尽管如此，建模允许我们对系统几何形状（即旋转轴分别与视线和偶极轴形成的角度$ψ$和$ξ$）以及中子星表面上的光斑大小和温度对比度施加约束。在进行分析迭代之间的脉冲轮廓和光谱，在类似的以前的作品中所做的，我们进一步采用，在这种情况下，第一次，马尔可夫链蒙特卡罗方法提取约束的模型参数的脉冲轮廓和光谱，同时。我们发现，再现观测到的光谱和通量调制：（a）的角度必须限制在$65°< ψ+ξ< 125°$或$235°< ψ+ξ<295°$ ;（b）两极和赤道之间的温度对比必须至少是$\sim6$的一个因素，和（c）最热的区域的大小范围在0.2-0.7公里（包括源距离的不确定性）。最后，我们解释我们的研究结果的内部和外部加热模型的背景下。
2015-07-09 astro-ph.HE
Magnetothermal evolution of neutron star cores in the `weak-coupling' regime: implications of ambipolar diffusion for the quiescent X-ray luminosity of magnetars
通过磁流体模拟研究中子星核心双极扩散的磁热演化，发现强磁场可延迟演化，但双极扩散加热不足以完全解释磁星的静止X射线光度。
2025-05-24 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Relativistic jets from millisecond proto-magnetars
University of Greifswald（格赖夫斯瓦尔德大学）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（基础物理研究所）；University of Guelph（圭尔夫大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）
研究显示毫秒原磁星能在形成后几秒内发射相对论喷流，通过多维模拟揭示其在短时标GRB中的关键作用。
2026-10-01 astro-ph.HE gr-qc
Properties of a quantum vortex in neutron matter
我们系统地研究了有限温度和密度下中子物质中量子涡旋的微观性质，对应于中子星内壳的不同层。为此，并在未来的涡旋动力学模拟的准备，我们已经进行了完全自洽的三维Hartree-Fock-Bogoliubov计算，使用最新的核能密度泛函之一，从Montreals-Montreal家庭，这是专门开发的应用程序，中子超流在中子星壳。通过对涡的绕流分析，确定了涡丝模型的有效半径。我们还计算了存在量子涡旋时的比热，并表明它比低温下均匀系统的比热大得多。比热的低温极限被认为是由涡核内部的Andreev状态决定的。我们已经证明，在这个极限下，比热与温度不是线性关系。与Andreev态相关的典型能量标度由我们为各种中子物质密度提取的minigap定义。我们的研究结果表明，涡旋可能是自旋极化的磁星地壳。最后，我们已经得到了一个较低的边界的比热的集合的涡与给定的表面密度，同时考虑到从涡核状态和流体动力学流的贡献。
2021-11-05 astro-ph.HE nucl-th
Vortex creep heating in neutron star cooling with direct Urca processes in heavy neutron stars
本研究针对重中子星中直接Urca冷却与涡旋蠕变加热（VCH）的相互作用，通过代码实现VCH并验证，确定稳态加热适用域，量化$(B,P_0)$对VCH特征的调节，引入3D表示消除简并，为中子星冷却分析提供实用有效图。
2025-11-17 astro-ph.HE nucl-th
An accretion model for the anomalous X-ray pulsar 4U 0142+61
我们提出AXP/SGR的静态发射是由来自回退盘的吸积提供动力的，需要10^{12}-10 ^<$13} G范围内的磁偶极场，并且它们的X射线光谱的发光硬尾是由吸积柱底部附近的辐射激波中的体运动康普顿化产生的。这种辐射以扇形光束的形式逃逸，部分被极冠光球层吸收，将其加热到相对较高的温度。散射分量和极盖的热发射形成极射束。我们测试我们的模型上研究的AXP 4U 0142+61，其能量依赖的脉冲轮廓显示双峰，我们归因于扇形和极束。光球层的温度（kT~ 0.4keV）可以用加热效应来解释。散射部分在极射束中形成硬分量。我们认为，与其他年轻中子星相比，AXP/SGR极冠的高温是由于扇形束加热的结果。利用扇形束和极束的成束函数，并考虑引力弯曲，拟合了与能量有关的脉冲轮廓，得到了倾斜角、自旋轴与磁偶极子轴的夹角以及辐射激波在恒星表面上方的高度。我们没有解释高光度爆发，这可能是由经典磁星机制在超强多极场中产生的。
2012-12-21 astro-ph.HE
Neutron star dynamics under time dependent external torques
双组分模型描述了包含超流内部响应的中子星动力学。传统的解决方案和应用涉及恒定的外部扭矩，适用于动态时标上的无线电信标。我们提出的一般解决方案的两个组件的动态下任意时间依赖的外部扭矩，与内部扭矩是线性的旋转速率，或与极端非线性的内部扭矩由于涡蠕动。结合线性或非线性内转矩响应的双分量模型现在不仅可以应用于射电双星，而且可以应用于双星系统中的磁星和中子星，在自旋下降或自旋上升速率中具有很强的观测到的变化性和噪声。我们的研究结果允许从所观察到的自旋下降（或自旋上升）的时间序列，$\dotΩ(t)$的依赖于时间的外部扭矩的提取。应用进行了讨论。
2017-07-26 astro-ph.HE
Neutron Star Dynamics under Time Dependent External Torques
描述观测地壳与超流内部耦合行为的中子星动力学的两分量模型，迄今已应用于外力矩在动力学时标上为常数的射电望远镜。我们最近解决了这个问题，在任意时间依赖的外部扭矩。我们的解决方案适用于内部扭矩是线性的旋转速率，以及极端非线性的内部扭矩的涡蠕动模型。具有线性或非线性内转矩的双分量模型现在可以应用于双星系统中的磁星和中子星，具有很强的可变性和定时噪声。与时间相关的外扭矩可以从观察到的自旋下降（或自旋上升）时间序列$\dotΩ(t)$中获得。
2017-12-19 astro-ph.HE
Magnetorotational core collapse of possible GRB progenitors. IV. A wider range of progenitors
大质量恒星核心的最终坍缩会导致电磁能、动能、核合成和残余物等各种各样的结果。这种广泛的爆炸和残留物类型与祖先的属性之间的联系仍然是一个悬而未决的问题。太阳下金属丰度的沃尔夫-拉叶星的自转和磁场可以解释极端事件，如超亮超新星和由原磁星或磁星提供动力的伽马射线暴。继续数值研究的磁旋转核心崩溃，包括详细的中微子物理，我们专注于与零年龄的主序列质量在5和39太阳质量之间的范围内的祖先。坍缩前恒星是一维模型，采用了旋转和磁场效应的处方。我们认为十颗恒星中有八颗是由于增强的旋转混合而导致的化学均匀演化的结果（Aguilera-Dena et al. 2018）。除了其中一个外，所有这些都产生由中微子加热（更可能是8个太阳质量的低质量祖先）和非球形流动或磁旋转应力（更常见于26个太阳质量以上）驱动的爆炸。在大多数黑洞和一个非爆炸模型中，持续的吸积导致了黑洞的形成。快速的旋转使得随后的彗星活动成为可能。没有形成黑洞的模型显示出原磁星驱动的喷流。在磁旋转驱动的模型中，镍的形成条件更有利，尽管我们的粗略估计达不到由放射性衰变提供动力的极亮事件的要求。然而，我们模型的近似光变曲线表明，原磁星或黑洞自旋下降可能会引发发光瞬变（峰值亮度约为10 ^{43. 44}erg）。
2022-04-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamics of baryon ejection in magnetar giant flares: implications for radio afterglows, r-process nucleosynthesis, and fast radio bursts
本研究通过球对称相对论流体动力学模拟探究磁陀星巨耀发的重子抛射动力学，验证其抛射物性质与观测相符，指出其可作为重r过程核合成源并伴随短光学暂现，对快速射电暴相关研究有启示。
2024-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
