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
Spectral Shapes of Pair Annihilation Line Emission in Magnetar Giant Flares
Frontier Research Institute for Interdisciplinary Sciences, Tohoku University（东北大学前沿跨学科研究院）；Astronomical Institute, Graduate School of Science, Tohoku University（东北大学理学研究科天文学研究所）；Department of Physics, National Chung Hsing University（国立中兴大学物理系）
研究磁星巨耀斑中电子-正电子对湮灭产生的MeV伽马射线谱特征及探测可能性。
2026-01-02 astro-ph.HE
Vacuum Polarization Effects in Baryon-Loaded Magnetar Bursts and Implications for X-ray Polarization
本文构建三组分等离子体真空共振通用框架，给出共振发生判据，并应用于重子加载磁星火球以估算X射线偏振特征，为探测真空极化和重子加载提供观测依据。
2025-11-10 astro-ph.HE
Hyperaccreting Disks around Neutrons Stars and Magnetars for GRBs: Neutrino Annihilation and Strong Magnetic Fields
通过中微子辐射冷却的中子星或磁星周围的超吸积盘可能是伽玛暴的潜在中心引擎。在吸积率相同的情况下，中子星盘比对应的黑洞能更有效地冷却，产生更高的中微子光度和中微子湮灭光度。中子星表面的边界层也能增加湮灭光度。沿着恒星两极，中微子湮灭可以产生超相对论性喷流。此外，我们还研究了强磁场对磁星周围圆盘的影响。一般来说，较强的磁场会产生较高的盘密度、压力、温度和中微子光度;中微子湮灭机制和提取恒星旋转能量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更强的超相对论性喷流。
2010-09-08 astro-ph.HE
Optical and X-ray emission from stable millisecond magnetars formed from the merger of binary neutron stars
双中子星（NS）的合并在某些情况下可能会产生一个稳定的大质量NS残留物，而不是一个黑洞。由于双星具有相当大的角动量，这样的残骸诞生时会迅速旋转，并可能获得强磁场（“毫秒磁星”）。磁星的旋转能量中有很大一部分来自磁星，而磁星的旋转能量是在合并过程中喷射出的少量物质的后面。这有可能产生一个明亮的瞬变，这可能有助于确定在合并中是否形成了NS或黑洞。我们调查了这样一个事件的预期签名，包括第一次的重要影响的电子/正电子对注入到周围的星云的毫秒磁星。这些对通过同步加速器和逆康普顿发射冷却，产生对级联和硬X射线光谱。这些X射线的一部分被喷出物壁吸收并作为热辐射重新发射，导致光学/紫外瞬态峰值在几小时到几天的时间尺度上达到~ 1 e43 - 1 e44 erg/s的光度。这比简单的分析模型预测的要暗，因为星云中电子/正电子对的光学深度很大，抑制了磁星自旋下降光度被热化的效率。然而，光学/紫外线发射比放射性供电的“千诺瓦”亮两个数量级以上。“在某些情况下，星云X射线的亮度足以使喷出物重新发光，在这种情况下，非热X射线以与光辐射相似的峰值亮度和时间尺度无衰减地逸出喷出物。我们讨论的影响，我们的结果的时间延长X射线发射，观察到一些短的伽马射线暴（GRB），包括kilonova候选人GRB 080503和GRB 130603 B。
2013-11-06 astro-ph.HE
The discovery of a pulsar wind nebula around the magnetar candidate AXP 1E1547.0-5408
我们报告的异常X射线脉冲星AXP 1E1547.0-5408使用钱德拉X射线卫星的档案数据的扩展发射的检测。扩展的辐射由一个45 arsec的内侧部分和一个2.9 arcmin的外侧部分组成，这与之前在射电中探测到的超新星遗迹壳层相吻合。我们认为，在内部的扩展发射是一个脉冲星风星云，这将是第一个检测到的脉冲星风星云周围的磁星候选人的结果。它的X射线光度与脉冲星自旋下降功率之比与其他年轻的脉冲星风星云相当，但它的X射线光谱比大多数脉冲星风星云陡峭。我们讨论的磁星演化的背景下，这个源的重要性。
2009-11-17 astro-ph.HE
A Broadband Emission Model of Magnetar Wind Nebulae
等离子体风引起的角动量损失被认为是孤立中子星（包括磁星）的普遍特征。由磁星提供动力的风星云使我们能够比较磁星与旋转动力磁星（RPPs）的风特性和自旋演化。本文建立了一个磁星风星云的宽带辐射模型。该模型是类似于过去的研究年轻的脉冲星风星云（PWNe）周围的RPP，但修改的应用程序MWNe的观测信息远远少于年轻的PWNe。我们应用该模型的MWN周围的最年轻的（$\sim$ 1 kyr）磁星1 E 1547.0-5408，具有最大的自旋功率$L_{\rm spin}$在所有的磁星。然而，与年轻的RPP相比，MWN是微弱的，因为1 E 1547.0-5408的低$L_{\rm spin}$。由于大多数参数仅受MWN的X射线通量上限的约束，因此我们采用PSR J1846-0258附近的年轻PWN Kes 75的模型参数，这是一个特殊的RPP，表现出类似磁星的行为。该模型预测了$γ$射线通量，该通量将在未来的TeV $γ$射线观测中被{ \it CTA}探测到。MWN光谱不允许我们检验1 E 1547.0-5408在其诞生时具有毫秒周期的假设，因为注入演化早期阶段的粒子遭受严重的绝热和同步加速器损失。进一步的观测和理论研究磁星周围的风星云需要约束磁星的风和自旋的属性。
2016-06-04 astro-ph.HE
Particle-in-cell simulations of the twisted magnetospheres of magnetars
磁星的磁层被认为充满了由放电产生的电子-正电子等离子体。我们提出了第一个直接的数值实验，显示如何创建等离子体在轴对称封闭磁层。$e^\pm$放电的发生是由于磁星表面的剪切变形导致磁场扭曲，从而向磁层发射电流。模拟显示了具有未屏蔽电场（$\mathbf{E}\cdot \mathbf{B}\neq 0$）的电“间隙”的形成，该电场沿着磁场线持续加速粒子并维持对的产生。加速电压自调节到$e^\pm$放电的阈值。它控制着能量释放的速率和磁扭曲的寿命。该模拟跟踪了全球扭曲磁层在很长一段时间内的演化，并展示了其逐渐的电阻解扭曲。一个真空腔在恒星附近形成并膨胀，逐渐擦除磁层电流$j$。活跃的j束随着时间的推移而收缩，它的足迹在磁星表面形成收缩的热点，这些热点被所产生的粒子轰击。
2016-10-31 astro-ph.HE
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
Evolution of fallback discs around millisecond magnetars: effect of supercritical accretion on GRB afterglows
本研究探讨毫秒磁星周围回落盘的演化，发现超临界吸积下辐射压导致盘内区球化并自调控吸积率，使回落盘数天内无法与磁层作用，质疑现有回落盘模型对GRB X射线余辉的解释。
2023-08-26 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
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
Rapid spin changes around a magnetar fast radio burst
本研究报告了磁星SGR 1935+2154在快速射电暴前后约9小时内发生的双自转突变，揭示了磁层风导致自转减慢并可能触发FRB的机制。
2024-02-14 astro-ph.HE
Free electron gas and electron-positron pair equilibrium in magnetic field
在高温、高物质密度和/或强磁场的极端条件下，电子气的热力学性质在很大程度上决定了中子星上层物质的行为和双星系统中磁化中子星的吸积柱。这些物体中的强磁场使得电子在磁场中的运动基本上是量子的。可能的电子简并性和电子的相对性也很重要。在研究双星系统中磁星的吸积过程时，还应考虑量子化磁场中电子-正电子对的强烈产生。我们详细考虑了强磁场中自由电子气体的热力学性质，考虑到它们的相对性和简并性，以及在量子化磁场存在下高温等离子体中电子-正电子对的平衡产生。
2021-10-20 astro-ph.HE
Phase-resolved X-ray spectra of magnetars and the coronal outflow model
我们测试了最近提出的磁星持续硬X射线发射模型。在这个模型中，硬X射线是由闭合磁层中的电子-正电子流减速产生的。当它通过软X射线的共振散射辐射其能量时，流动减速，然后到达磁环的顶部并在那里湮灭。我们测试了三个磁星的观测模型：4U 0142+61，1 RXS J1708-4009和1 E 1841-045。我们发现，该模型成功地拟合所观察到的相位分辨光谱。我们推导出的中子星的旋转轴和磁轴之间的角度，对象倾斜的视线，和充满等离子体流的活动扭曲区域的大小的限制。利用磁星光谱的硬X射线分量的拟合，我们重新审视了剩余的软X射线分量。我们发现这可以用一个修正的双温黑体模型来解释。较热的黑体与覆盖中子星表面1-10%的热点一致。这样一个热点预计在磁层e+流出的底部，因为e+放电中产生的一些粒子回流并轰击恒星表面。
2014-01-15 astro-ph.HE
Magnetars as Laboratories for Strong Field QED
强电磁场使真空极化，并且在存在电场的情况下产生成对的带电粒子和其反粒子。磁星是一种高度磁化的中子星，其磁场强度相当于或大于Schwinger场，产生大量的真空极化和真空双折射，感应的电场可以产生电子-正电子对，这是强场量子电动力学（QED）过程。在本文中，我们使用一个封闭的公式，在一个超临界磁场和一个亚临界电场的存在下的单圈有效作用，找到真空双折射的解析和数值，然后讨论可能的测量磁星。
2021-12-05 astro-ph.HE hep-ph
FRB Coherent Emission from Decay of Alfven Waves
我们提出了一个模型FRB的大振幅阿尔芬波包发射的磁星表面附近的扰动，和波能量的相当大的一部分被转换为相干的无线电波在几十个中子星半径的距离。磁星表面的波振幅大约为1011 G，以便产生各向同性光度为10 $^{44}$ erg s $^{-1}$的FRB。具有非零分量的横波矢量的阿尔芬波需要沿静磁场的电流。电流是由逆流的电子-正电子对提供的，当等离子体密度随着离磁星表面的距离而减小时，这些电子-正电子对必须以接近光速的速度在更大的半径上移动。逆流对受到双流不稳定性，这导致形成大小为$c/ω_p$的粒子束;其中$ω_p$是等离子体频率。当波包到达某个半径时，一个强电场沿着静磁场发展，在该半径处，电子-正电子密度不足以提供波所需的电流。电场使粒子束沿弯曲的磁场线加速，产生相干FRB辐射。我们提供了一些这个模型的预测。
2020-04-01 astro-ph.HE
Magnetar Hard Spectral Tails
在$\sim10$磁星中观测到10 keV ~ 150 keV的脉冲非热静态辐射。对于这种硬X射线信号的内磁层模型，来自中子星表面的软热光子的共振康普顿上散射是最有效的辐射过程。我们提出了非冷却单能相对论电子的角度依赖硬X射线上散射模型谱。光谱截止能量与观察者的视角和电子的洛伦兹因子密切相关。我们发现，能量小于15兆电子伏的电子将发出大部分低于250千电子伏的辐射，与观测到的磁星硬X射线尾的周转一致。此外，更高能量的电子仍然发射大部分低于约1 MeV的辐射，除了选择脉冲相位的准赤道发射区域。我们的光谱计算使用新的国家的最先进的，自旋相关的形式主义的QED康普顿散射截面在强磁场。
2017-10-27 astro-ph.HE
Model on pulsed GeV radiation from magnetars
本文讨论了磁星脉冲GeV γ射线辐射机制的一种可能方案。磁星已经显示出频繁的X射线爆发，这可能是由地壳断裂引发的，可以释放约10 ^{41 - 42}尔格的能量。如果磁场地壳破裂的位置靠近磁极，释放的部分能量可能激发出能传播到外磁层的Alfevn波。磁场的振荡感应出约10 ^{15}伏特的有效电位降，这可以在外磁层中将电子和/或正电子加速到约10 ^{7}的洛伦兹因子。外磁层的曲率辐射过程可以产生GeV的γ射线。如果辐射过程发生在离恒星表面r~5 × 10 ^7 cm的地方，则所发射的GeV γ射线可以与X射线和/或磁场一起从对产生过程中逃逸。GeV辐射的预期亮度为L_γ <10 ^{35} erg/s量级，辐射过程将持续数年的时间尺度。预期的脉冲轮廓具有宽的形状，有时具有尖锐的峰值。并将该模型应用于AXP 1E~2259 + 586.
2013-02-27 astro-ph.HE
Learning About the Magnetar Swift J1834.9-0846 from its Wind Nebula
最近在Swift~J1834.9 $-$ 0846周围的X射线中发现了磁星周围的第一个风星云。我们研究这颗磁星的整体能量学及其粒子风或外流的性质。Swift~J1834.9 $-$ 0846位于超新星遗迹（SNR）W 41的中心，距离$\sim4\;$ kpc，其半径为$\sim 19\;$ pc，比X射线星云（$\sim2\;$ pc）大一个数量级。与SNR W 41的相关性表明$\sim5-100\;$ kyr是常见的年龄，而其自旋下降年龄为$4.9$ ~kyr。一个小的出生踢速度可能部分解释了为什么风星云被检测到围绕这个磁星，但没有围绕其他磁星，其中大多数似乎有较大的踢速度，可能已经退出了他们的出生SNR。我们发现Fermi/LAT和H.E.S.S.探测到的GeV和TeV源，半径为$\sim11\;$ pc的粒子最有可能是强子起源的。星云的动力学和内部结构的分析检查，以解释星云的当前属性。其尺寸可以自然地对应于X射线发射$e^+e^-$对的扩散主导冷却长度。这也可能解释了X射线从星云内部到外部发射的光谱软化。对X射线同步加速器星云的分析表明：（i）星云的磁场是$\gtrsim 11\;μ$ G（很可能是$\lesssim30\;μ$ G），（ii）星云的主要动力不是磁星静止时的自旋下降的MHD风，而是其他的外流，贡献了星云的大部分能量。后者最有可能与磁星的爆发活动有关，并可能…
2016-10-01 astro-ph.HE
Activated Magnetospheres of Magnetars
像日冕一样，磁星的外部磁场会因恒星表面的运动而扭曲。扭转能量随时间消散。我们讨论了这一活动的理论和它的观测状况。(1)理论预测，磁层会以一种特殊的方式展开：一束电流（“j束”）形成一个尖锐的边界，朝着磁偶极子轴收缩。最近观测到的磁星上的收缩热点与这种行为是一致的。(2)持续的放电使j束充满了电子-正电子等离子体，在中子星周围维持着一个非热日冕。在几个恒星半径之外的日冕强烈地与恒星辐射相互作用，并形成具有高e+多重性的“辐射锁定”外流。锁定等离子体在闭合磁场线的顶点附近湮灭。(3)新的辐射传输模拟提出了一个简单的机制，可以塑造观测到的0.1 keV到1 MeV的X射线谱：中子星发射的部分热X射线被外日冕反射，然后被j束中的内部相对论外流向上散射，产生一束硬X射线。
2010-08-25 astro-ph.HE
Energy Loss of Newborn Magnetars by Schwinger Process
Institute for Basic Science（基础科学研究所）；Gwangju Institute of Science and Technology（光州科学技术院）；Kunsan National University（群山国立大学）；ICRANet（国际相对论天体物理中心网络）；Sapienza Università di Roma（罗马智慧大学）；INAF（意大利国家天体物理研究所）
研究新生磁星中通过Schwinger过程的电子-正电子对产生，发现Schwinger通道在早期阶段主导电荷供应，导致初始旋转能快速释放，影响引力波损失，并关联新生毫秒磁星与成熟磁星群体。
2026-09-03 astro-ph.HE
ASTRO-H White Paper - Accreting Pulsars, Magnetars, and Related Sources
作为大质量恒星演化的终点，中子星是一种神秘的天体，其特征是极其密集和奇异的核物质、含有正电子（反物质）的磁层、快速旋转和超强磁场。这种极端的环境提供了一个可访问的天体物理实验室，以在地球上无法达到的条件下研究物理学，并解决与以下有关的一系列基本问题：恒星演化的后果和大质量恒星的强烈爆炸，宇宙中一些最奇特和最有磁性的恒星的状态方程和物理学，我们银河系及其他地区最强大的粒子加速器的运作，以及尚未被探测到的引力波的来源。最近的观测揭示了各种各样的中子星，包括被称为“磁星”的超强磁化中子星，以及不寻常类型的吸积X射线中子星。在这份白皮书中，我们强调了即将到来的X射线任务ASTRO-H在研究这些高度磁化的中子星方面的前景。
2014-12-03 astro-ph.HE
Are fast radio bursts the birthmark of magnetars?
本文提出了一个快速射电暴模型，它以满足$B/P > 2 \times 10^{16}$ ~G $^{-1}$（1~G = 1~statvolt~cm $^{-1}$）的年轻短周期河外磁星为源。当这种类星体表面电场的平行分量$\bE_\parallel$（在真空磁层的情况下）接近临界场$E_c = m_e^2 c^3/(e\hbar)$的5 \%时，场可以容易地通过Schwinger机制衰减成电子-正电子对，其反反应导致$\bE_\parallel$在小于火花隙发展的特征时间尺度上振荡。因此，在这种情况下，脉冲星磁层的开放场线区域由Schwinger对控制，它们的大创建和加速率使逃逸对能够直接从极冠相干发射无线电波。大部分能量以相干辐射最高的频率$\lesssim 1$ ~GHz发射，其速率足以使磁星在几个$\times 10^{-3}$ ~s的时间尺度$\ap$上显著地失去自旋，$\times 10^{-3}$ ~s是快速射电暴的持续时间。然而，由于年轻磁星的星周环境，$\lesssim 1$ ~GHz辐射很可能被上覆物质吸收或反射。结果表明，$\ap 1$ ~GHz及以上的剩余（可观测）频率的亮度与典型的快速射电暴相当。除非有某种加速旋转的机制可以用来恢复触发施温格机制的原始高旋转速率，否则快速射电暴不会在同一颗磁星中再次重复。
2016-11-09 astro-ph.HE
Ultrahigh-Energy Cosmic Rays from the "En Caul" Birth of Magnetars
如果核密度物质的状态方程是这样的，两颗低质量的中子星有时可以形成一颗大质量的中子星，而不是一个黑洞，那么快速旋转的磁星可能通过白矮星的吸积诱导坍缩或中子星合并而形成。无论哪种情况，新诞生的磁星都是产生超高能宇宙射线（单个能量超过$10^{18}\,{\rm eV}$的粒子; UHECR）的吸引人的地点。短周期自旋和强磁场能够将粒子加速到适当的能量，磁星上和周围物质的组成自然可以解释最近在UHECR中重元素的推断。我们探讨这些磁星周围的少量出生碎片是否允许UHECR容易逃脱。我们还调查了磁星周围独特的环境对UHECR的影响，磁星周围的环境由相对论粒子和碎片内的磁场组成。UHECR的速率和能量与这种起源是一致的，即使产生快速旋转磁星的事件的速率仍然非常不确定。喷出物的低质量也有助于限制与这种情况相关的高能中微子背景，使其在大多数磁星参数空间上低于当前的冰立方约束。一个独特的预测是，UHECR可能会产生在旧的恒星环境没有强大的恒星形成的对比，将预期为其他UHECR的情况下，如活动星系核或长伽马射线暴。
2016-05-10 astro-ph.HE
Dust radiative transfer modelling of the infrared ring around the magnetar SGR 1900$+$14
{ \em Spitzer}在强磁化中子星SGR 1900 $+$ 14周围发现了一个奇特的红外环状结构。这种红外结构被认为是由于1998年发生的SGR巨型耀斑产生的无尘空腔，并被周围的恒星照亮。使用三维尘埃辐射转移代码，我们的目的是再现的发射形态和集成的发射通量的这种结构假设不同的空间分布和密度的尘埃，和不同的位置的照明恒星。我们发现，一个无尘的椭球腔可以再现的形状，流量和光谱的环状红外辐射，照明恒星是在腔内，星际介质具有高气体密度（$n_H\sim$ 1000厘米$^{-3}$）。我们进一步限制发射区有一个尖锐的内边界，并在径向方向上显着延伸，甚至可能只是一个腔在一个光滑的分子云。我们讨论了可能的情况下形成的无尘腔和特定的几何形状，使它成为红外明亮。
2017-01-25 astro-ph.HE
Hard X-ray Quiescent Emission in Magnetars via Resonant Compton Upscattering
RXTE、INTEGRAL、Suzaku、NuSTAR和Fermi-GBM在大约10颗磁星中观测到了能量在10 keV到150 keV之间的非热静态X射线发射。对于这种硬X射线信号的内磁层模型，逆康普顿散射被认为是产生连续辐射的最有效的过程，因为散射截面在回旋频率处共振。本文给出了注入脉冲星磁层内区的单能相对论电子的硬X射线上散射谱。这些模型的光谱被集成在封闭的场线束，并获得不同的观察角度。光谱翻转能与观察者的视角和电子洛伦兹因子密切相关。我们发现，能量小于15兆电子伏的电子将发出大部分低于250千电子伏的辐射，与磁星硬X射线尾推断的周转率一致。较高能量的电子仍然会发出低于1 MeV的大部分辐射，除了选择脉冲相位的准赤道发射区域。我们的光谱计算使用了一种新的国家的最先进的，自旋相关的形式主义的QED康普顿散射截面在强磁场。
2017-10-24 astro-ph.HE
On the spectrum and polarization of magnetar flare emission
爆发和耀斑是磁星的独特观测现象，磁星是具有超强磁场的孤立中子星（$B \approx 10^{14}$ - $10^{15}$ G）。据信，这些事件发生在热的电子-正电子等离子体中，该等离子体被捕获在闭合的磁场线内。我们发展了一个简单的辐射转移模型来模拟磁星耀斑在稳定捕获火球情况下的辐射。将火球表面划分为若干个平面平行的平板后，积分两个简正模的辐射转移方程，得到火球的局部光谱和偏振特性。我们假设，磁汤姆逊散射是不透明度的主要来源，并忽略了二阶辐射过程的贡献，虽然双康普顿散射占在建立本地热平衡在火球大气层。观测到的光谱和偏振特性，由一个遥远的观察者测量的总和的贡献，从补丁是可见的一个给定的观察几何形状的射线跟踪代码的装置。我们在1-100 keV的能量范围内获得的光谱是热的，可以描述在两个黑体的叠加。黑体温度和发射面积比与现有的观测结果基本一致。在整个能量范围内，预测的线性偏振度通常大于80%，并且应该很容易被新一代X射线偏振仪（如IXPE，XIPE和eXTP）检测到。
2017-05-02 astro-ph.HE
Searching for Sources of High Energy Neutrinos from Magnetars with IceCube
磁星是一种中子星，其磁场强度在$10^{13}$到$10^{15}$ G的量级。具有相反方向的磁场和自旋矩的年轻磁星可能会从它们的极冠发射高能（HE）中微子，因为它们可能能够将宇宙射线加速到光介子阈值以上（Zhang et al. 2003）。软伽马射线中继器（磁星的一个子类）的巨大耀斑也可能产生HE中微子，因此来自这类的HE中微子通量是可能检测到的（Ioka等人，2005）。在这里，我们提出了计划，以寻找中微子发射的磁星列在麦吉尔在线磁星目录使用10年的良好重建的IceCube μ子中微子事件周围磁星的方向寻找显着的集群。IceCube是一个位于南极的立方千米中微子观测站，在过去的十年里一直在全面运作。
2021-07-17 astro-ph.HE
Comparing supernova remnants around strongly magnetized and canonical pulsars
磁星中强磁场的来源是中子星磁场的主要不确定性之一。另一方面，最近发现了大量这样的强磁化中子星，这就要求对它们的形成进行更多的研究。第一个提出的磁星形成如此强磁场的模型是通过大质量恒星快速旋转的核心上的α发电机效应。其他的情况包括高磁性的大质量祖先，在爆炸后将它们的强磁矩保存到核心，或者是大质量双星系统的共同包络相。在这项工作中，我们做了一个完整的重新分析的档案X射线发射的超新星遗迹（SNR）周围的磁星，并比较我们的结果与所有其他明亮的X射线发射的SNR，这是与紧凑的中心对象（CCO;这是建议有类似磁星的B-场埋在地壳中的强烈吸积后不久，他们的形成），高B磁星和正常的磁星。我们发现，高磁性中子星的SNRs中的发射线在元素或电离状态上与其他SNRs中观察到的发射线没有显着差异，既没有对整个残余物进行平均，也没有研究其总空间范围的不同部分。此外，我们没有发现明显的证据表明，总的X射线光度的SNRs托管磁星，平均大于典型的年轻的X射线SNRs。虽然偏于少数对象，我们发现，对于一个类似的年龄，有相同的百分比的磁星显示出可检测的SNR比正常的脉冲星人口。
2014-09-03 astro-ph.HE
The wind nebula around magnetar Swift J1834.9-0846
我们报告了对磁星Swift J1834.9-0846及其周围扩展发射的两次深度XMM-牛顿观测的分析，这两次观测是在2014年3月和2014年10月，即源爆发后的2.5年和3.1年。磁星在第一次观测中仅被微弱地探测到，其吸收校正通量为$F_{\rm 0.5-10 keV}\approx4\times10^{-14}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，而在第二次观测中的$3σ$上限约为$3\times10^{-14}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$。这一通量水平比2011年9月爆发开始时测量的通量低3个数量级以上。在两次观测中都可以清楚地看到以磁星位置为中心并向西南方向延伸的扩展发射;它最适合于高度吸收的幂律（PL），氢柱密度为$N_{\rm H}=8.0\times10^{22}$ cm $^{-2}$，PL光子指数为$Γ=2.2\pm0.2$。它的通量在两次观测之间是恒定的，为$F_{\rm 0.5-10 keV}=1.3\times10^{-12}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$。我们发现，从2005年到2014年的9年间，这种扩展发射的光谱形状或通量没有统计学上的显著变化。这些新的结果有力地支持了作为风星云的扩展发射性质，并坚定地确立了雨燕J1834.9-0846是第一个显示周围有风星云的磁星。此外，我们的研究结果意味…
2016-04-21 astro-ph.HE
1D PIC Simulations of Resonant Scattering-Driven Pair Cascades in Magnetar Magnetospheres
Dartmouth College（达特茅斯学院）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；Stanford University（斯坦福大学）；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）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（平顿研究所计算天体物理中心）
该研究通过一维PIC模拟揭示共振逆康普顿散射驱动的对级联在磁星磁层中形成单半球加速间隙，导致不对称硬X射线产生，为相位分辨光谱提供预测。
2026-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Dark Matter Mini-halo around the Compact Objects: the Formation, Evolution and Possible Contribution to the Cosmic Ray Electrons/Positrons
暗物质粒子可能被恒星捕获，然后在恒星的核心热化。在生命的尽头，一颗大质量恒星突然坍缩，形成一个致密的物体。暗物质粒子相应地重新分布。在非弹性暗物质模型中，可能会在中子星周围形成一个扩展的致密暗物质迷你晕。这样的小晕在银河系中可能很常见。然而，导致暗物质粒子湮灭的电子/正电子通量无法产生可观测的信号，除非新生的迷你晕在距离地球\sim几个0.1 pc的距离内。
2011-12-19 astro-ph.HE
Fast Radio Bursts with Narrow Beaming Angles Can Escape from Magnetar Magnetospheres
本研究证明窄波束角（约10^-2弧度或更小）的快速射电暴可显著减少磁层等离子体散射和双光子湮灭，从而成功逃逸磁星磁层，支持其磁层起源假说。
2024-10-05 astro-ph.HE
Induced Scattering of Fast Radio Bursts in Magnetar Magnetospheres
Kyoto University（京都大学）；Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所）
研究磁星磁osphere中快速射电暴的诱导散射机制，发现磁场抑制散射但使其进入线性增长阶段，密度临界值决定散射是否发生，从而解释FRB的多样性。
2026-09-16 astro-ph.HE physics.plasm-ph
New estimate for the contribution of the Geminga pulsar to the positron excess
正电子过剩的起源是天体粒子物理学中最令人感兴趣的谜团之一。最近在Geminga、Monogem和PSR J0621+3755等双星周围发现了扩展的$γ$射线晕，这为脉冲星风星云将$e^{\pm}$加速到非常高的能量提供了间接证据。虽然先前数据的精确度不允许对光谱参数进行精确评估，但我们能够使用HAWC和LHAASO于2020年和2021年发布的新数据找到更精确的注入光谱形状。我们发现，这是很好的拟合幂律与指数截止。光谱指数是相当硬的值约为1，而截止能量约为100 TeV。我们还推导出了星系周围扩散系数的强度，发现它比银河系的平均值低两个数量级。最后，我们利用上述结果估计了Geminga对正电子过剩的贡献。仅这个源就可以贡献大约1 TeV的整个正电子过剩。
2022-12-06 astro-ph.HE
A radiatively-quiet glitch and anti-glitch in the magnetar 1E 2259+586
我们使用Neil Gehrels Swift和NICER天文台报告了磁星1 E 2259+586从2013年1月到2019年9月的软X射线发射的时间和光谱特性，$\sim 8$几个月后检测到抗故障。在这个时间跨度，我们检测到两个定时不连续。第一个故障发生在2012年4月抗毛刺之后约5年，是具有分数幅度$Δν/ν=1.24(2)\times10^{-6}$的相对较大的自旋上升毛刺。我们发现没有证据表明通量增强或光谱或脉冲轮廓形状的变化在这个小故障的时间。这与相当数量的磁星自旋上升故障是辐射安静的这一观点是一致的。大约1.5年后的2019年4月，1 E 2259+586显示出抗毛刺，自旋下降为部分振幅$Δν/ν=-5.8(1)\times10^{-7}$ ;与2012年检测到的部分变化相似。然而，我们没有检测到脉冲轮廓形状的任何变化或源的均方根脉冲通量的增加，我们也没有看到任何可能的爆发，从它的方向在抗毛刺的时间;所有这些都发生在2012年的事件。因此，类似于自旋毛刺，反毛刺可以默默地发生。这可能意味着这些现象起源于中子星内部，它们的位置和触发机制不一定与磁层有关。最后，我们的观察表明，在1 E 2259+586中，自旋上升和自旋下降毛刺的发生率大致相同，前者具有更大的净分数变化。
2020-06-16 astro-ph.HE
The magnetar model of the superluminous supernova GAIA16apd and the explosion jet feedback mechanism (JFM)
假设喷流在负喷流反馈机制（JFM）中爆炸核塌缩超新星，我表明，快速旋转的中子星很可能形成时，爆炸是非常有活力的。假设在刚形成的中子星周围有一个吸积盘或吸积带，吸积气体使刚形成的中子星自旋，导出了自旋中子星中储存的能量与爆炸能量之间的一个粗略关系。这个关系式读作Espin/Eexp~（Eexp/1 e52 erg）。结果表明，在核塌缩超新星的JFM爆炸模型框架内，自旋中子星，如磁星，在超能爆炸中可能具有相当大的能量。磁星的存在，如果得到证实，例如在最近的超高能超新星GAIA 16 apd中，进一步支持了从中微子驱动到喷流驱动的核心坍缩超新星机制的范式转变的呼吁。
2017-03-29 astro-ph.HE
X-ray timing studies of the low-field magnetar CXOU J164710.2-455216
本文报道了低场磁星CX164710.2（$-$ 455216）多次爆发的X射线时间分析结果。我们使用NICER，NuSTAR，Chandra和Neil-Gehrels-Swift望远镜在2017年至2018年期间拍摄的数据，当时该源处于活跃状态。我们进行半相位相干时序分析，以测量自旋参数和自旋推断磁场强度（$B_s$）的磁星。利用半相位相干方法，我们推断观测周期内的磁场强度为$3-4\times 10^{13}\rm \ G$（$\sim$ MJD 58000），并通过与以前的频率测量值（MJD 54000）比较，估计$B_s$的长期平均值为$\approx4\times 10^{13}\rm \ G$。因此，这一分析可能会将CX164710.2 $-$ 455216添加到低场磁星的行列中。推断的特征年龄（$τ_c$）为1- 200万年，小于Westerlund~1的年龄，因此该磁星与星团的成协关系仍然是可靠的。对于低偶极场和大年龄，从源观测到的最近多次爆发很难解释，除非它具有强的磁多极分量。我们还发现周围的爆发时期的时序异常，这表明可能有自旋向下扭矩施加到时代附近的磁星提出的磁星模型。
2019-05-08 astro-ph.HE
Constraining the Origin of Local Positrons with HAWC TeV Gamma-Ray Observations of Two Nearby Pulsar Wind Nebulae
HAWC伽马射线天文台报告发现TeV伽马射线辐射在Geminga和B0656+14恒星周围延伸几度。假设这些伽马射线是由反康普顿散射产生的低能量光子在电子晕周围的恒星，我们确定了电子和正电子在本地星际介质的扩散。我们将介绍这两个VHE伽马射线源的形态和光谱研究以及在地球上得到的正电子谱。
2017-08-28 astro-ph.HE
QED Phenomena in an Ultrastrong Magnetic Field. II. Electron-Positron Scattering, $e^\pm$-Ion Scattering, and Relativistic Bremsstrahlung
本文继续Kostenko \& Thompson的方法，计算了某些中子星（如磁星或合并双星中子星）附近超强磁场中的量子电动力学过程.这里我们考虑电子-正电子散射，电子和正电子离开离子的库仑散射，以及相对论性$e^\pm$ -离子韧致辐射。当磁场位于$10^3B_{\rm Q} \gg B \gg B_{\rm Q}$范围内时，微分截面和总截面的计算大大简化，其中$B_{\rm Q} \equiv m^2/e = 4.4\times 10^{13}$ G.因此，即使限制在最低朗道态，$e^\pm$的相对论运动也是可能的。微分截面和总截面的精确结果是通过截断中间态朗道能级的和而得到的，否则忽略与磁场成反比的项，这些项足够复杂，抑制了以前计算磁电子-正电子散射和相对论韧致辐射的尝试。德拜屏蔽的影响的定量帐户。
2020-03-28 astro-ph.HE hep-ph
Super-Orbital Variations in Magnetar Rotation Measure Arising from the Precession of Companion Star: Implications for FRB 20220529
Central China Normal University（华中师范大学）；National Astronomical Data Center（国家天文数据中心）
该研究通过双星模型提出伴星进动导致磁星自转测量超轨道变化，应用于FRB 20220529，发现其RM演变可由182天进动周期和19度倾角解释，同时DM无显著变化反驳了赤道盘的存在。
2026-01-06 astro-ph.HE
How to make a mature accreting magnetar
最近，不同的作者提出了几个吸积磁星的候选者。这种系统的存在与标准的磁场衰减方案相矛盾，在标准的磁场衰减方案中，中子星的大磁场在$\gtrsim 1$ Myr的年龄达到$\lesssim$几$\times 10^{13}$ G。在其他来源中，高质量X射线双星4U 0114 +65似乎在$10^{14}$ G周围有一个强磁场。我们对运动学年龄进行了新的贝叶斯估计，并证明自中子星形成以来，4 U 0114 +65的运动学年龄为2.4-5 Myr（$95\%$凭证间隔）。我们将讨论哪些条件是必要的，以解释潜在的存在的磁星吸积高质量的二进制与年龄约几百万年和更大。三个必要的成分是：霍尔吸引子防止偶极场的快速衰减，地壳的相对快速冷却以避免由于声子引起的欧姆衰减，以及最后，参数$Q$的低值以获得由于杂质引起的长欧姆时间标度。如果年龄和磁场的估计建议吸积磁星是正确的，那么这些系统设置最强的限制外壳杂质为选定的样本中子星，并提供证据，有利于霍尔吸引。
2017-09-29 astro-ph.HE
Fallback Disks, Magnetars and Other Neutron Stars
具有角动量的物质的存在，以一个围绕年轻孤立的中子星的后备盘的形式，将决定它的演化。这导致了对不同类型的年轻中子星的许多性质的理解，特别是对AXP，SGR和XDIN的周期聚类的自然解释。中子星的自旋下降或自旋上升的特性是由磁场的偶极分量决定的。磁星和其他中子星可能具有不同强度的磁场的偶极和更高的多极分量的自然可能性，现在实际上是对某些磁星的自旋下降速率的观测所需要的。这次演讲给出了一个广泛的概述和一些应用的后备磁盘模型，以特定的中子星。突出的要点是：（一）几年前，在AXP 4U 0142+61周围已经观察到一个备用磁盘。(ii)SGR 0418+5729观测到的低自旋下降率提供了直接证据，证明磁场的偶极子分量在$10^{12} G$范围内。SGR 0418+5729的所有特性都可以通过在备用磁盘的扭矩下的自旋来解释。(iii)PSR J1734-3333的异常制动指数也可以用回退盘模型来解释，该模型给出了现今年龄的光度、周期、周期导数和周期二阶导数。(iv)这些和所有应用到各种其他来源使用相同的磁盘物理和演化，不同的只是磁盘的初始条件。
2012-12-02 astro-ph.HE
X-ray spectra and polarization from magnetar candidates
磁星被认为是目前宇宙中磁场最强的天体（$B\gtrsim10^{14}$ G），研究其在X射线波段的持续辐射为深入了解超强磁场存在下的物理过程提供了前所未有的机会。到目前为止，我们对磁星源的大部分了解都来自光谱分析，这使得我们可以测试共振康普顿散射的情况，并探测恒星磁层的结构。另一方面，从磁星表面发射的辐射预计将被强烈极化，其观察到的偏振图案承担的印记，这两个散射到磁层电荷和QED效应，因为它在周围的磁化真空中传播的恒星。计划在未来几年内发射的X射线偏振仪将最终允许利用存储在偏振观测中的丰富信息。在这里，我们重新评估磁星持续发射的光谱偏振特性的问题。与以前的调查不同，适当考虑更多的物理表面发射模型，考虑凝聚表面或磁化大气。结果被用来模拟偏振观测与即将到来的成像X射线偏振探测器（IXPE）。我们发现，X射线偏振测量将允许检测QED真空效应，我们认为所有的排放模型，并区分它们。
2020-01-21 astro-ph.HE
A Magnetar-Asteroid Impact Model for FRB 200428 Associated with an X-ray Burst from SGR 1935+2154
最近，一个非常明亮的快速射电暴（FRB）200428与两个亚毫秒脉冲被发现来自银河系磁星SGR 1935+2154的方向，和一个X射线爆发（XRB）的对应物被同时检测到。这些观察有利于基于磁星的走廊驱动模型。在这封信中，我们提出了与SGR 1935+2154的XRB相关的FRB 200428的不同模型，其中具有高固有速度的磁星遇到质量为$\sim10^{20}\,$ g的小行星。这颗在恒星引力场中坠落的小行星首先可能被潮汐分裂成大量半径为$\sim {\rm a\,\,few}$ × $10^{10}\,$ cm的碎片，然后被超强磁场减速到Alfv $\acute{\rm e}$ n半径附近，同时两个质量为$\sim 10^{17}\,$ g的主要碎片穿过磁场线产生两个FRB 200428脉冲。整个小行星最终沿着磁力线吸积到两极，撞击恒星表面，产生一个光子-e $^\pm$对火球，最初被困在恒星磁层中，并进一步导致XRB。我们表明，这种引力供电模型可以解释所有观察到的功能自洽。
2020-06-30 astro-ph.HE
Radiatively driven evaporation from magnetar's surface
软伽马重复器（SGR）耀斑的光度明显超过爱丁顿光度。这是因为它们主要以E模式发射，因此辐射截面被强烈抑制。能量在磁层中释放，形成一个被磁捕获的对火球，火球的强大辐射照亮了恒星的表面。我们研究这种辐射对物质表面的烧蚀。E-模式光子在表面层内散射，部分地被转换成O-光子，其散射截面为汤姆逊截面的量级。O型辐射的高辐射压力将等离子体向上排出。上升的物质在火球周围形成了一层厚厚的重子鞘。如果恒星表面被照亮的部分包括极冠，就会形成一股沉重的、温和的相对论性重子风。
2022-10-24 astro-ph.HE
QED Phenomena in an Ultrastrong Magnetic Field. I. Electron-Photon Scattering, Pair Creation, and Annihilation
我们评估了几个基本的电动力学过程的存在下修改了一个非常强的磁场，超过$B_{\rm Q} \equiv m^2/e = 4.4\times 10^{13}$ G。这些结果是建立磁星和其他中子星外耗散现象模型所必需的。微分和总截面和速率的电子-光子散射，湮灭的电子-正电子对成两个光子，双光子对创建的逆过程，和单光子对创建到最低的朗道状态。这些相互作用的相对重要性随着背景磁场强度的增加而改变。与给定过程相关的粒子相空间可能受到单光子对产生的限制，这也为对倍增开辟了有效的通道，例如与散射相结合。我们的结果是在紧凑的公式，允许相对论电子（正电子）运动的形式，在该制度中，朗道激发可以忽略不计（对应于$10^3B_{\rm Q} \gg B \gg B_{\rm Q}$适度相对论运动沿磁场）。在直接比较是可能的，我们的结果进行了测试，对早期的计算，并提供了一个简短的天体物理背景。另一篇论文考虑了电子-正电子散射、电子和正电子被离子散射以及相对论性电子-离子韧致辐射。
2020-03-28 astro-ph.HE
Magnetar giant flares in multipolar magnetic fields. III. Multipolar magnetic field structure variations
利用灾变爆发模型分析了中子星表面多极磁场结构的变化，发现磁星表面多极磁场几何结构的变化可导致磁层灾变重排，这为巨型耀斑的爆发提供了一定的物理机制。我们采用的磁层模型包括两个假设：一个螺旋扭曲的磁绳悬挂在磁星周围的理想无力磁层中，磁绳演化过程中出现电流片。磁星喷发前，随着磁星表面磁结构的变化，磁绳逐渐演化过程中，磁能不断积累。一旦磁绳失去平衡，就会发生两种典型的行为，即状态跃迁和灾变逃逸，从而辐射出巨大的累积能量。我们研究了磁绳的平衡态和不同多极结构对能量释放的影响，发现了在大耀斑爆发时，能触发剧烈爆发并提供约占总磁能0.5 $\%$的辐射的结构。我们的结果提供了一定的多极结构的中子星的磁场的能量释放百分比为0.42 $\%$的状态转换和0.51 $\%$的灾难性逃逸的情况下，这是足够的先前报道的能量释放从SGR 1806-20巨型耀斑。
2018-01-07 astro-ph.HE
Radio continuum and polarization study of SNR G57.2+0.8 associated with magnetar SGR1935+2154
我们提出了银河系超新星遗迹G57.2+0.8，这可能是最近发现的磁星SGR1935+2154的无线电连续谱和线性偏振研究。射电信噪比显示了一个成熟超新星遗迹的典型射电连续谱，谱指数为$α= -0.55 \pm 0.02$，偏振强度适中。磁场向量指示在SNR的一部分中的切向磁场（预期用于演进的SNR）和在另一部分中的径向磁场。后者可以用一个重叠的弧形特征来解释，也许是一个脉冲星风星云，从磁星发出。脉冲星风星云的存在是由1.2的低平均制动指数支持的，我们推断磁星，以及它周围弥漫X射线发射的检测。我们发现SNR的距离为12.5 kpc，这表明G57.2+0.8是银河系外旋臂的居民。SNR的半径约为20 pc，可能有41，000年的历史。信噪比已经进入了其演变的辐射或压力驱动的雪犁阶段。我们比较了SNR和SGR1935+2154的年龄和距离等独立确定的特征，并得出结论，它们在物理上是相关的。
2017-11-29 astro-ph.HE
Comparison of gravitational waves from central engines of gamma-ray bursts: neutrino-dominated accretion flows, Blandford-Znajek mechanisms, and millisecond magnetars
围绕旋转恒星质量黑洞的中微子主导吸积流是伽马射线暴的中心引擎之一。由于NDAF中微子发射的时变和各向异性导致GRB的变化，NDAF可以被看作是强引力波（GW）的源。我们计算了GW应变对BH自旋和吸积率的依赖关系。我们证明，对于典型的单脉冲或多脉冲GRB，在$\sim 10-100$ Hz的LIGO/Einstein望远镜上，在$\sim 100$ kpc/ $\sim 1$ Mpc的距离上都可以探测到NDAF产生的GWs。除了NDAF之外，另外两个有竞争力的伽玛暴中心引擎候选者是Blandford-Znajek（BZ）机制和毫秒磁星。我们还研究了这两种情况下的GW信号，并将相应的结果与NDAF的结果进行了比较。我们发现，对于一定的伽玛暴，NDAF的可能探测距离比BZ机制的可能探测距离高两个数量级，但比磁星的可能探测距离至少低两个数量级。BZ机制的典型GW频率与NDAF相同，为$\sim 10-100$ Hz，而磁星的典型频率为$\sim 2000$ Hz。因此，可以利用相邻伽玛暴中心发动机释放的GWs来判断伽玛暴中心是否存在N2、BZ喷流或磁星。
2017-10-10 astro-ph.HE
Escape of fast radio bursts from magnetars
本文研究快速射电暴在强磁化磁星风中的传播条件，提出当波频大于强度参数与拉莫尔频率乘积时可传播，否则被阻尼，从而约束FRB产生位置须远离磁星或耀发改变风结构。
2024-09-16 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Does the high-energy AMS-02 positron flux originate from the dark matter density spikes around nearby black holes?
The Education University of Hong Kong（香港教育大学）
本文探讨了高能AMS-02正电子通量可能源自附近黑洞周围暗物质密度峰值的可能性，并通过暗物质湮灭机制提出新解释。
2025-09-16 astro-ph.HE hep-ph
The Galactic population of magnetars : a simulation-based inference study
本研究通过基于模拟的推断方法，结合无力磁层演化与磁场衰减的磁星族合成模型，约束了银河系磁星的诞生参数与演化特征，并预测了未来X射线巡天的磁星探测前景。
2025-03-14 astro-ph.HE
