X-ray Perspective of the Twisted Magnetospheres of Magnetars
异常X射线源星（AXP）和软γ射线中继星（SGR）因其高能爆发和快速自旋下降而被认为是最有希望的磁星候选者。预计强磁场通过影响磁星大气中的辐射过程和通过在上层磁层中的散射，在出射辐射上留下独特的印记。我们构建了一个自洽的物理模型，采用Monte Carlo技术，结合从磁星表面的发射和其在三维（3D）扭曲磁层的再处理。合成谱的特征在于四个参数：表面温度kT，表面磁场强度$B$，磁层扭曲角$Δϕ$，和归一化电子速度$β$。我们还创建了一个表格模型（STEMS 3D），并将其应用到一个大样本的XMM-牛顿光谱的磁星。该模型成功地拟合了几乎所有的光谱，并获得了磁场的11个源中的7个是一致的值推断的自旋下降率。我们的结论是，连续拟合我们的模型是一个强大的方法来测量的磁场强度和磁层配置的AXP和SGR。通过对变源多次观测的研究，我们还研究了变源的光谱演化机制。我们的结果表明，这些源的磁层是高度扭曲的（$Δϕ> 1$），并揭示了磁层扭曲和解扭曲的行为在2002年爆发的1 E 2259+586。
2015-05-22 astro-ph.HE
Can a strong radio burst escape the magnetosphere of a magnetar?
本文研究了磁星磁层内发射快速射电暴的可能性。在其传播过程中，无线电波必须与外磁层中半径为$R=10^9$-$10^{10}\,$ cm的低密度$e^\pm$等离子体相互作用。在这个区域，磁层粒子有一个巨大的截面来散射波。结果，波与磁层强烈相互作用并压缩它，将FRB能量沉积到压缩场和散射辐射中。散射光谱延伸到$γ$射线带并触发$e^\pm$雪崩，进一步增加不透明度.这些过程阻塞FRB，不利于无线电源限制在$R\ll 10^{10}\,$ cm的情况。观测到的FRB可能是由磁层耀斑喷出物向大半径输送能量而发射的。
2021-10-18 astro-ph.HE
Fluctuating neutron star magnetosphere: braking indices of eight pulsars, frequency second derivatives of 222 pulsars and 15 magnetars
有8个磁偶极子的制动指数较低，对磁偶极子的制动提出了挑战。222颗恒星和15颗磁星的频率二阶导数分布异常，这也与经典认识相矛盾。利用中子星风制动模型研究了中子星磁层活动对这两种现象的影响。它是基于观测证据，脉冲星定时与发射相关，这两个方面反映了磁层活动。对于物理上的中子星磁层来说，涨落是不可避免的。年轻恒星具有有意义的制动指数，而老恒星和磁星的涨落项主导着它们的频率二阶导数。它可以统一解释制动指数和频率二阶导数。八颗行星的制动指数是磁偶极子辐射和粒子风的综合效应。在脉冲星的生命周期中，它的制动指数将从3演变为1。低制动指数的脉冲星对中子星磁层中粒子的加速过程有很强的约束作用。在脉冲星长期自转演化过程中，应考虑脉冲星死亡的影响。推导了脉冲星自旋下降时的布朗运动的朗之万方程。中子星磁层中的涨落可以是周期性的，也可以是随机的，这两种涨落都会导致频率二阶导数的异常，它们的结果是相似的。磁星的磁层活动总是强于正常磁星。
2016-01-26 astro-ph.HE
Long-term evolution of the force-free twisted magnetosphere of a magnetar
研究了磁星无力磁层与内部磁场耦合的长期准定常演化。我们发现，磁层电流可以维持在数千年的时间尺度上。与此同时，磁层中储存的能量、螺旋度和扭曲度都在这一演化过程中逐渐增加，直到达到一个临界点，超过这个临界点就不能构建一个没有力的磁层。在这一点上，一些大规模的磁层重排，可能导致爆发或耀斑，必须发生，释放大部分的存储能量，螺旋度和扭曲。在此之后，准稳态演化应该以类似的方式从新的初始条件继续。达到该临界点的时间尺度取决于总磁场强度和环向场的相对分数。储存在无力磁层的能量被发现是高达$\sim 30\%$大于相应的真空能量。这意味着，对于磁极处的$10^{14}$ G场，可用于快速磁层事件的能量预算是几个$10^{44}$ erg的量级。由于磁层中的偶极含量被存在于那里的电流所增强，估计自旋下降速率将增加到$\sim 60\%$。制动指数$n$的粗略估计表明，它是系统的$n < 3$的大部分演变，与实际测量的磁星和早期估计的几个磁星一致。
2018-10-10 astro-ph.HE
The X-Ray Polarization Signature of Quiescent Magnetars: Effect of Magnetospheric Scattering and Vacuum Polarization
在磁星模型中，反常X射线脉冲星和软γ重复站的静态非热软X射线辐射被认为是由在扭曲磁层中运动的电荷对热光子的共振康普顿化引起的。从观测中很难可靠地推断出物理量，因为这一过程在很大程度上取决于几何形状，而且目前对磁层的了解还不是很深入。软X射线光子的偏振是一个独立的信息来源，它的磁层印记仍然只是部分探索。在本文中，我们计算如何共振回旋散射将修改所观察到的偏振信号相对于表面发射，使用多维蒙特卡罗辐射转移代码，占逐步耦合的偏振本征模光子离开磁层。我们采用了一个全球扭曲，自相似，力免费磁层与幂律动量分布，假设种子光子的黑体光谱，占广义相对论光偏转接近恒星，并假设真空极化占主导地位的磁层的介电特性。后者是一个很好的近似，如果对多重性不是比单位大很多。相位平均偏振测量能够提供热光子磁层再处理的清晰特征，并限制产生热发射的机制。此外，相位分辨偏振测量法还可以在大约100个恒星半径处表征磁层扭曲角的空间范围和大小，并区分单向或双向粒子能量分布，几乎独立于系统中的其他参数。我们讨论了全球环境监测系统的可探测性前景。
2011-02-03 astro-ph.HE astro-ph.IM
Repeating Fast Radio Bursts from Magnetars with Low Magnetospheric Twist
我们分析了快速射电暴（FRB）121102的脉冲到达时间的统计，并证明它们与磁星高能短暴的统计非常相似。出于这种对应关系，我们提出，重复的FRB产生在磁星磁层的闭合场线区通过脉冲星发射机制的短脉冲。地壳滑动事件使磁力线脚点错位，引发强烈的粒子加速和电子对产生，产生类似于脉冲星极冠附近产生的相干无线电发射。我们认为，FRB 121102的能量可以很容易地占，如果坡印亭通量转换成相干无线电发射的效率是$\sim10^{-4}-10^{-2}$，值一致的经验效率的无线电发射在恒星和无线电响亮的磁星。这样的机制只能在磁星中运作，磁星的磁层已经存在低扭曲，因此封闭区域的电荷密度最初不足以屏蔽由磁场线摆动引起的电场，并且足够低，可以让$\sim 1$ GHz的无线电发射逃离磁层，这可以解释已知磁星中没有FRB。对级联人群封闭的通量管等离子体，筛选加速电场，从而限制无线电脉冲的持续时间$\sim1$毫秒。在我们的模型的框架内，在FRB 121102中的偏振角变化的电流数据集建议磁取向度$α\lesssim40^\circ$和视角$ζ$相对于自旋轴$α<ζ<180^\circ-α$。
2019-06-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetar spin-down glitch clearing the way for FRB-like bursts and a pulsed radio episode
磁星是孤立中子星家族的一个特殊子集，其X射线和无线电发射主要由其巨大磁场的衰变提供动力。磁星的许多属性仍然知之甚少：自旋下降的故障或恒星角动量的突然减少，无线电爆发让人想起银河系外的快速射电暴（FRB），以及持续数月至数年的瞬态脉冲无线电发射。在这里，我们揭示了在2020年10月5日（+/- 1天）从磁星SGR~1935+2154探测到的大自旋下降故障事件（$|Δν/ν| = 5.8_{-1.6}^{+2.6}\times10^{-6}$）。我们没有发现源持续表面热或磁层X射线行为的变化，也没有强X射线爆发活动的证据。然而，在随后的几天里，磁星发射了三次类似FRB的无线电爆发，随后是一个月的脉冲无线电发射。鉴于磁星的自旋下降故障和无线电信号的罕见性，它们的近似同步性表明了一种关联，为它们的起源和触发机制提供了关键线索，并对更广泛的磁星和FRB种群产生了影响。我们假设，脉冲地壳等离子体脱落接近磁极产生的风，梳理出磁场线，迅速降低恒星的角动量，同时暂时改变磁层场的几何形状，以允许对沉淀无线电发射所需的创建。
2022-10-20 astro-ph.HE
Probing magnetars magnetosphere through X-ray polarization measurements
对磁星的研究具有特别重要的意义，因为这些天体是唯一可以直接测试超强磁场中的物理现象的实验室。到目前为止，软伽马中继器（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）中X射线能量的光谱和定时测量一直是有关磁星及其磁层物理特性的主要信息来源。在~ 0.5-10 keV范围内的频谱拟合可以验证“扭曲磁层”模型，探测外部场的结构并估计磁层电流的密度和速度。然而，单独的光谱学可能无法消除磁层散射的两个关键参数（电荷速度和扭转角）的歧义，并且对源的几何形状非常不敏感。另一方面，X射线偏振测量可以通过增加两个额外的可观测量，即线偏振度和偏振角，来提供场的量子飞跃。使用明亮的AXP 1 RXS J170849.0-400910作为模板，我们表明，相位分辨偏振测量可以明确地确定模型参数，即使是一个小的X射线偏振任务进行现代光电探测器和现有的X射线光学。我们还表明，极化测量可以精确定位真空极化效应，从而提供了一个间接的证据，为超强磁场。
2013-11-29 astro-ph.HE
Magnetar Giant Flares in Multipolar Magnetic Fields --- II. Flux Rope Eruptions With Current Sheets
我们提出了一个物理机制来解释巨型耀斑和无线电余辉的磁层模型包含一个螺旋扭曲的磁通绳和电流片（CS）。随着CS的出现，我们采用区域分解方法求解混合边值问题，得到磁层场。我们研究了背景多极场中存在CS时磁绳平衡曲线的性质。在磁星表面的变化，它准静态地演变在稳定的平衡态。平衡的丧失发生在一个临界点，超过这个临界点，它就会灾难性地爆发。当考虑CS时，新功能出现。特别是，我们发现了两种物理行为，即，灾难性的状态转换和灾难性的逃逸。在状态转换过程中会释放磁能。释放的磁能足以驱动巨大的耀斑。磁绳会准静态地离开磁星，这与射电余辉不一致。幸运的是，在后一种情况下，灾难性的逃逸，磁绳可以逃离磁星，并以动力学的方式走向无穷远。这与巨型耀斑的射电余辉观测结果更为一致。我们发现磁绳的小半径对它的喷发有重要的影响。小半径较大的磁通绳更容易爆发。我们强调CS为磁重联提供了一个理想的场所，这将进一步增强喷发过程中的能量释放。
2014-09-16 astro-ph.HE
Rotating vector model for magnetars
计算了磁星情况下旋转矢量模型的修正。磁星可能具有扭曲的磁场，与正常磁星相比。在扭转磁场的情况下，磁星的极化位置角会发生变化。对于扭转偶极场，我们发现其位置角在垂直和水平方向上都会发生变化。在磁星磁层解扭过程中，位置角的变化将随时间单调演化。这可以解释磁星PSR J1622 - 4950和XTE J1810 - 197位置角的演变。发射点与视线之间的关系也会发生变化。我们建议每一个磁星的磁层模型也计算相应的位置角变化。给出了这样做的数量级估计公式。这打开了可能性提取的磁场几何磁星从他们的无线电偏振观测。
2021-01-11 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
Universality of gravitational radiation from magnetar magnetospheres
该研究通过三维无力广义相对论模拟，发现磁星磁层对引力波应变的贡献具有普适性，天基干涉仪可探测缓慢旋转强磁场磁星，且与内部形变无关。
2025-10-08 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Instability of twisted magnetar magnetospheres
我们提出了三维无力电动力学模拟磁星磁层，证明了某些退化的不稳定性，高能量平衡解的梯度-Shafranov方程。这一结果表明扭曲磁层解的不稳定分支的存在，并允许制定一个不稳定的标准。这种不稳定性导致的磁场线的重新排列，会在磁星表面上方的薄层上引发高达30%的磁层能量的耗散。在这个过程中，我们预测恒星地壳上的机械应力会增加，这可能会导致恒星地壳的很大一部分发生全球机械失效。我们发现估计的能量释放和发射特性与观测到的巨型耀斑事件是一致的。新发现的不稳定性是经常性能量耗散的候选者，这可以解释在磁星中观察到的部分现象。
2019-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spin, inclination, and magnetic field evolution of magnetar population in vacuum and plasma-filled magnetospheres
该研究通过Monte Carlo模拟合成磁星族群，比较真空与等离子体磁层中的自转、倾角及磁场演化，解释短周期磁星的双峰分布并揭示其不同演化通道。
2024-06-18 astro-ph.HE
Twisting, reconnecting magnetospheres and magnetar spindown
我们提出了第一个模拟的演变，强烈扭曲的磁星磁层。磁星地壳的缓慢剪切被认为会导致一系列磁层膨胀和重连事件，对应于X射线耀斑和爆发。轴对称模拟包括中子星的旋转和磁风通过轻圆柱。我们研究了如何增加扭曲影响的自旋速率的明星，发现一个戏剧性的增加自旋发生。特别壮观的是由大量过度扭曲的磁通量突然打开而引起的爆炸事件，这可能与观测到的巨型耀斑有关。这些事件伴随着短时间的超强自旋下降，导致自旋周期突然增加，例如在SGR 1900+14的巨大耀斑中观察到的。
2012-09-12 astro-ph.HE
Transparency of Fast Radio Burst Waves in Magnetar Magnetospheres
至少有一些快速射电暴（FRB）是由磁星产生的。尽管越来越多的观测证据指向FRB发射的磁层起源，但FRB产生的位置问题仍在争论之中。一个反对明亮的FRB起源于磁层的论点是，与FRB相关的无线电波可能在逃离磁层之前损失了大部分能量，因为在强磁场存在的情况下，$e^\pm$散射大振幅电磁波的横截面比汤普森横截面大得多。我们已经调查了这一建议，并发现，FRB辐射通过磁星的磁层的开放场线区域旅行不会遭受太大的损失，由于两个以前忽略的因素。首先，外磁层（$r \gta 10^9 \ $ cm）中的等离子体可能会以高洛伦兹因子$γ_p \geq 10^3$向外流动，而外磁层中的等离子体可能是损失最严重的地方。第二，在外磁层中，波矢量和磁场矢量之间的角度$θ_B$可能为0.1弧度或更小，部分原因是强烈的FRB脉冲使开放的磁场线倾斜，使得它们与脉冲传播方向对齐。这两种效应都大大减少了FRB脉冲与等离子体之间的相互作用。我们发现，一个明亮的FRB与各向同性的光度$L_{\rm frb} \gta 10^{42} \ {\rm erg \ s^{-1}}$可以逃脱磁层毫发无损的大部分的$γ_p-θ_B$参数空间，因此得出结论，在磁星磁层FRB的产生通过这个测试。
2022-10-04 astro-ph.HE
The influence of magnetic field geometry on magnetars X-ray spectra
目前，对磁能中子星或磁星的X射线谱的分析是深入了解其内部和磁层中发生的物理过程的最有价值的工具之一。特别是，磁层等离子体通过来自恒星表面的热辐射的康普顿上散射，在观测到的X射线光谱上留下了强烈的印记。由于观测数据质量的提高，许多理论工作致力于开发蒙特卡罗（MC）代码，将共振康普顿散射的影响纳入光子通过磁层的辐射转移的建模。在这个模拟中的两个关键成分是动力学等离子体的属性和磁场（MF）的配置。MF几何预计是复杂的，但到目前为止，只有数学上简单的解决方案（自相似解决方案）已被采用。在这项工作中，我们讨论了新的，更现实的，MF几何合成光谱的影响。我们使用新的无力解决方案，在以前开发的MC代码，以评估MF的几何形状对新兴的光谱的影响。我们的主要结果是，最后的频谱的形状是最敏感的磁层等离子体的不确定参数，但MF的几何形状起着重要的作用的光谱的角度依赖性。
2011-11-17 astro-ph.HE
Magnetars: Properties, Origin and Evolution
磁星是一种中子星，其中强磁场是主要的能量来源。在我们的银河系和麦哲伦星云中，目前已知大约有20多颗磁星，还有几颗候选磁星。它们表现为高度可变的X射线源，在某些情况下，也表现为无线电和/或光学辐射源。它们的自旋周期（2-12 s）和自旋下降速率（~10^{-13}-10 ^{-10} s/s）表明外部偶极磁场为~10^{13-15} G，有证据表明恒星内部和非偶极磁层组件中存在更强的磁场。本文综述了磁星持续辐射的观测特性，讨论了解释磁星磁场起源的主要模型，并介绍了磁星演化及其与其它类型中子星联系的研究进展。
2015-03-21 astro-ph.HE
Fast radio bursts from reconnection in magnetar magnetosphere
在一些快速射电暴中，已经报道了接近100%的线极化。这一发现严格限制了排放机制。我认为全极化辐射可能是在磁星外磁层的相对论性磁重联过程中产生的。磁星耀斑爆发时，大尺度的磁扰动形成磁脉冲，从耀斑中心向外传播。脉冲强烈压缩磁层等离子体并将其推开。当磁脉冲到达电流片时产生高频MHD波，电流片刚好在光圆柱之外分离出相反方向的磁场。磁岛在重新连接的电流片中的合并产生磁声波，磁声波在磁脉冲的顶部传播，并在风的远区逃逸为沿磁星旋转轴极化的无线电波。我估计参数的传出辐射，并表明，他们是兼容的FRB的观察到的属性。
2020-05-27 astro-ph.HE
Oscillation Driven Magnetospheric Activity In Pulsars
本文研究了恒星振荡下恒星极帽区的磁层活动。恒星的环形振荡传播到磁层，由于单极感应提供了额外的电压，由于旋转改变了Goldreich-Julian电荷密度，因此影响了粒子加速。我们提出了一个一般的解决方案的振荡的影响内真空间隙模型的框架内，并考虑三种不同的内间隙模式控制的曲率辐射，逆康普顿散射，和双光子湮没，分别。对于不同的脉冲星参数和振荡幅度，三种模式中的一种将在定义能隙特性中起主导作用。当振荡幅度超过某一临界值时，将发生模式转换。振荡还导致极盖大小的变化。作为应用，我们给出了正常γ射线源和反常X射线源/软γ射线中继源（AXP/SGR）在振荡下的内隙性质。我们解释的无线电发射的发病后，故障/耀斑在AXP/SGRs由于振荡驱动的磁活动在这些对象中，在磁星模型和固体夸克星模型的框架内。在磁星模型中，射电激活可能是由于振荡导致的有效极冠角和射电辐射束的扩大;而在固体夸克星角中，它可能是由于振荡引起的电压增强导致的脉冲星内部间隙从射电辐射死亡线以下激活。该模型还可以解释在PSR J1119-6127中观察到的毛刺引起的无线电剖面变化。
2014-11-25 astro-ph.HE
The Common Fundamental Plane of X-ray Emissions from Pulsars and Magnetars in Quiescence
通过分析宁静态磁星X射线光谱，发现其幂律光度与黑体温度、辐射区半径的关系同样存在于脉冲星中，揭示两类中子星共享非热辐射基本面。
2023-08-17 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
Repeated, Delayed Torque Variations Following X-ray Flux Enhancements in the Magnetar 1E$\;$1048.1$-$5937
我们报告了对1 E 1048.1 $-$ 5937（一颗6.5 s的X射线脉冲星，被确认为磁星）两年的通量和自旋演化监测。使用{ \it Swift} XRT数据，我们观察到一个X射线爆发，包括持续的1- 10 keV通量增加6.3 $\pm$ 0.2倍，从2011年12月31日开始（MJD 55926）。在$\sim100$天的延迟之后，磁星进入了一个大扭矩变化的时期，$\dotν$达到了标称值的$4.55\pm0.05$倍，然后在几个月的时间尺度上以振荡的方式衰减。我们通过比较以前的爆发从源，这种模式的行为可能会重复自己的准周期的$\sim1800$天。我们比较这种现象的周期性扭矩变化的射电望远镜，发现一些相似之处，这表明磁层起源的行为1 E 1048.1 $-$ 5937。
2014-12-08 astro-ph.HE
Fast radio bursts and their high-energy counterpart from magnetar magnetospheres
最近发现的银河系快速射电暴（FRB）与来自银河系磁星SGR J 1935 +2154的X射线暴（XRB）同时发生，这意味着至少有一些FRB来自磁星活动。我们认为FRB是由磁星的地壳破裂触发的，其爆发事件率取决于地壳中的磁场强度。由于极区地壳破裂速率相对较高，因此FRB更倾向于在多极磁极方向附近触发。地壳破裂产生阿尔文波，在磁层中形成一个电荷匮乏的区域，并导致非稳态对等离子体放电。FRB是由跨磁场线的非均匀对产生的相干等离子体辐射产生的。同时，FRB相关的XRB是由外部磁场线的快速弛豫产生的。在这张照片中，与FRB 200428相关的尖峰硬X射线分量来自相邻捕获火球之间的区域，其具有高截止能量的光谱归因于共振康普顿散射。持续的X射线辐射来自磁层活动加热的热点，其温度演化受磁星表面冷却的控制。在这幅图中，磁场较强的磁星往往会产生更明亮、更频繁的重复爆发。
2021-07-14 astro-ph.HE
Magnetic field configurations of a magnetar throughout its interior and exterior -- core, crust and magnetosphere
我们利用一个实际的状态方程得到了磁星内外的磁场组态，包括极向和环向分量。将磁化星划分为磁流体平衡核、霍尔平衡壳和扭曲无力磁层。我们系统地，同时计算这些区域在各种边界条件下使用格林函数松弛方法，并注意到这些数值结果的以下有趣的特点。首先，地核磁场的强度和结构影响地壳磁场。其次，核壳界面上的电流片影响内部和外部磁场配置。第三，扭曲的磁层在磁层中形成了磁场线的交叉点，如X点几何。X点几何的出现和消失取决于磁层中扭曲场的强度或核壳边界条件。我们的结果表明，霍尔磁流体动力学长期演化和磁层动力学演化都受到另一个区域的条件和磁星的核壳应力的深刻影响。
2015-09-30 astro-ph.HE
Magnetic Energy Buildup for Relativistic Magnetar Giant Flares
受日冕物质抛射研究的启发，我们建立了强磁场磁星磁层的广义相对论模型。通过求解Schwarzschild时空中的Grad-Shafranov方程，得到了磁星磁层中稳态轴对称磁场的平衡态。为了理解磁星磁层中的磁能积累，本文导出了史瓦西度规中的广义磁维里定理。我们仔细地解决这个问题，磁星磁层磁场是否可以建立足够的磁能，以占所需的工作，以打开磁星巨型耀斑期间的磁场。我们指出的重要性，铝Sturrock约束，这已被广泛研究在太阳日冕物质抛射，作为一个参考状态，在理解磁星能量存储过程。我们研究了磁场如何能够拥有足够的能量来克服Aly-Sturrock能量约束并打开。特别是，广义相对论（GR）的Aly-Sturrock能量约束的史瓦西时空的影响进行了仔细研究。结果发现，对于磁星爆发，Aly-Sturrock约束更为严格，即，由于GR效应，Aly-Sturrock能量阈值提高。此外，质量更大的中子星具有更高的Aly-Sturrock能量阈值，更难爆发。这表明磁星可能不是质量极大的中子星。对于质量为$1-2 M_{\odot}$的典型中子星，我们进一步探讨了由质量负载引起的交叉场电流效应对储存磁场能量超过Aly-Sturrock阈值的可能性的影响.
2011-06-18 astro-ph.HE
Resonant Compton Upscattering in High Field Neutron Stars
强磁场中相对论性电子的共振康普顿上散射是产生强X射线辐射的主要发射机制。本文给出了共振宽度与自旋有关的Sokolov & Ternov态的康普顿散射截面的新的解析方法。这些新的结果显示显着的数值偏离传统的截面使用自旋平均宽度，也从自旋相关的截面，采用约翰逊和李普曼（J&L）的基本状态，从而激励天体物理部署这个更新的共振康普顿公式。对S&T基态，给出了回旋共振截面的近似解析表达式。这些计算适用于内磁层模型的硬X射线光谱尾巴磁星，最近发现的RXTE和积分。在恒星表面附近，相对论性电子在强烈的热X射线光子浴中迅速冷却。我们目前的共振康普顿冷却率的电子，并由此产生的光子光谱在不同的磁层局域网，磁场以上的量子临界值。这些表明，这种散射机制有可能产生的特点，在磁星中观察到的平坦的光谱尾巴。
2012-06-26 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
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
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
Precessing flaring magnetar as a source of repeating FRB 180916.J0158+65
最近，CHIME检测到重复FRB 180916.J0158+65的爆发率的周期性。在一类流行的模型中，快速射电暴（FRB）是由超活跃磁星在核心快速双极扩散的驱动下产生的巨大磁耀斑。我们指出，在这种情况下，磁星预计将在几个小时到几个星期的时间内自由进动。内部磁场$B\sim 10^{16}$ G使恒星变形，磁耀斑引起磁应力的突然变化。由此产生的惯性主轴的扭矩和位移能够产生显着的旋进幅度。耀斑FRB活动的各向异性，结合岁差，意味着一个强大的周期性调制的可见爆发率。磁星模型中的超强磁场提供了：（1）频繁的巨大耀斑所需的能量，（2）双极扩散的高速率，在时间尺度上释放出磁能，（3）核心温度$\sim 10^9$ K，可能高于中子超流性的临界温度，（4）强磁层扭矩，有效地使恒星自旋下降，（5）椭圆率为$ε> 10^{-6}$的变形，远大于旋转变形。这些条件导致了具有可忽略的粘性阻尼的进动，并且可以解释在FRB 180916.J0158+65中观察到的16天周期。
2020-04-23 astro-ph.HE
High-Energy Photon Opacity in the Twisted Magnetospheres of Magnetars
磁星是一种中子星，其特征是表面磁场很强，通常超过44.1太高斯的量子临界值。高能光子在其磁层中的传播可以通过量子电动力学过程如光子分裂和磁对产生而衰减。在本文中，我们计算了由于光子分裂和对创建的光子发射在磁星的磁层中的任何地方的不透明度。轴对称，扭曲偶极子场配置嵌入史瓦西度规处理。本文计算了光子在弯曲时空中传播到无穷远的最大能量。特别强调的情况下，光子产生沿磁场环路和/或在极地地区，这些情况下直接涉及到共振逆康普顿散射模型的硬X射线发射磁星和康普顿软γ射线发射从巨大的耀斑。我们发现，磁层扭曲的增加提高或降低光子不透明度，这取决于两个发射场所，以及场线拉直和场强增强之间的竞争。因此，考虑到硬X射线爆发和磁星持续的“尾部”发射的隐含光谱透明度，光子分裂的考虑限制了它们的发射区域位置和磁层的扭曲角;这些限制可以通过未来的软伽马射线望远镜（如COSI和AMEGO）来探测。扭曲的包含通常会增加光子对创建的不透明体积，超过其阈值，除非光子在极区发射并近似平行于场。
2022-09-30 astro-ph.HE
Timing and Flux Evolution of the Galactic Center Magnetar SGR J1745-2900
我们使用核光谱望远镜阵列（NuSTAR）和Swift天文台获得的数据，给出了银河系中心磁星SGR J1745-2900发现后最初4个月的X射线时间和光谱演化。我们的时序分析显示，在我们的数据跨度上，磁星自旋下降速率大幅增加了2.60 +/- 0.07倍。我们进一步表明，自旋演化的变化可能与Swift在2013年6月观察到的明亮X射线爆发相一致，如果是这样，那么频率上没有伴随的不连续性。我们发现，源3-10千电子伏的通量单调下降的一个因素~2超过80天的爆发后伴随着一个~20%的减少源的黑体温度，虽然有证据表明，通量和KT已经趋于平稳。我们认为，扭矩的变化很可能是磁层的性质，并将占主导地位的任何动力学签名的轨道运动围绕Sgr A*。
2014-03-21 astro-ph.HE
Magnetar Giant Flares in Multipolar Magnetic Fields --- I. Fully and Partially Open Eruptions of Flux Ropes
我们提出了一个磁星的巨大的能量释放在巨大的耀斑，其中一个环形和螺旋扭曲的磁通绳嵌入在无力磁层的灾难性爆发模型。磁绳初始处于稳定的平衡态，准静态演化。当达到失平衡点时，磁绳不能维持稳定的平衡态而灾难性地爆发。在这一过程中，由于全球磁拓扑结构的不稳定，储存在磁层中的磁能迅速释放。磁层能量的积累对磁星的爆发至关重要。我们仔细地建立了磁星表面各种边界条件下的完全开放场和部分开放场，并研究了相关的能量阈值。通过研究在临界灾变点积累的磁能，我们发现偶极主导背景场驱动完全开放喷发是可能的。然而，在多极背景场下很难产生完全开放的磁爆发。鉴于磁星表面附近多极磁场的观测重要性，值得探讨在多极背景场中替代喷发方法的可能性。幸运的是，我们发现通量绳可以引起多极场中的部分开放爆发，这只涉及背景场的部分开放。中心拱状多极子的能量释放分数比中心凹陷的多极子出现在背景场的情况下更大。只有当中心凹陷的多极变得非常强大时，喷发才会失败。
2014-02-13 astro-ph.HE
Magnetar activity mediated by plastic deformations of neutron star crust
我们提出了磁星活动的“太阳耀斑“模型，而在地壳上部的磁场的缓慢演变，由电子MHD（EMHD）流驱动，扭曲外部磁通量管，产生持续发射，爆发和耀斑。与此同时，中子星地壳塑性地释放了外加磁场应力，将应变$ ε_t $限制在远低于脆性断裂的临界应变$ ε_{crit}$ $ ε_t \sim 10^{-2}ε_{crit} $的值。类似磁星的行为发生在磁赤道附近，在所有的中子星中都有发生，只是程度不同。持续的光度与磁场的立方幂成正比（在给定的年龄），因此在大多数旋转动力的中子星中很难观测到。只有当磁场超过某个阈值时，才可能发生巨大的耀斑，而较小的爆发和耀斑可能发生在相对较小的磁场中。爆发和耀斑是磁层重联事件，发射阿尔芬冲击波，在撞击中子星表面时转换为高频哨声。由于电子密度的增加（以及由此产生的波的减慢），以及由于哨声脉冲随深度的增加的相干性，所产生的哨声脉冲引起随深度增加的应变。哨声脉冲在对应于$ρ\sim 10^{10} {\rm g cm}^{-3}$的浅深度以大约一天的时间尺度消散;这种能量被检测为增强的耀斑后表面发射。
2014-10-13 astro-ph.HE
Twisted magnetar magnetospheres: a class of semi-analytical force-free non-rotating solutions
LUX, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, CNRS（卢克天文台，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，法国国家科学研究中心）
本文提出了一类半解析的非旋转力自由解，用于描述具有环向分量的磁星磁层，通过多重极展开方法求解Grad-Shafranov方程，并展示了多极解的灵活性和稳定性。
2026-02-05 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Is SGR 0418+5729 indeed a waning magnetar ?
SGR 0418+5729是一个瞬变的软伽马射线中继站，它在2009年6月经历了一次大爆发，在此期间观测到了短爆发的发射。它的性质似乎相当典型的其他来源的同一类，直到长期的X射线监测未能检测到任何周期导数。$\dot P$的当前上限意味着表面偶极场为$B_p\lesssim 7.5\times 10^{12}\ {\rm G}$（Rea等人，2010年），远低于在其他软伽马射线中继站（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）（一组类似源）中测量的偶极场。SGR和AXP目前都被认为是由超磁化中子星（磁星，$B_p\approx 10^{14}$ - $10^{15}\ {\rm G}$）提供动力的。SGR 0418+5729似乎不适合这样的画面。我们表明，SGR 0418+5729的磁旋转特性可以再现，如果这是一个老化的磁星，$\approx 1\ {\rm Myr}$老，经历了大量的场衰减。与SGR 0418+5729的观测特性相匹配所需的内部场的大的初始环向分量确保了地壳断裂，因此爆发活动在目前仍然可能发生。在爆发衰变过程中观察到的热谱与共振康普顿散射模型（如在其他SGR/AXP）的预测是兼容的，如果该领域是低的，磁层扭曲温和。
2011-07-27 astro-ph.HE
The life cycle of magnetars: a novel approach to estimate their ages
异常X射线源和软伽马重复源是缓慢旋转、年轻和孤立的中子星，表现出零星的爆发和高X射线静态光度。据信，它们是由与“磁星”有关的超强磁场$B\sim10^{14}-10^{15}$ G提供动力的。在SGR 0418+5729的特殊情况下，定时参数意味着$6.1\times10^{12}$ G的偶极$B$ -场。这一发现挑战了传统的磁星$B$ -磁场强度、演化阶段和年龄的概念。在这里，我们提供了一种新的方法来估计磁星的年龄，考虑自洽的时间演化的等离子体填充的斜脉冲星与国家的最先进的磁层粒子加速间隙。磁星的旋转周期随着时间的推移而增加，这是由于引力波辐射、磁偶极子辐射和粒子风提取角动量。这些扭矩也改变了磁轴和旋转轴之间的夹角。对于SGR 0418+5729，我们获得了$1.0\times10^{14}$ G的偶极$B$ -场和$\sim18$ kyr的实际年龄，与磁星范例一致。
2021-04-26 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Constrain magnetar parameters by taking into account the evolutionary effects of radius and moment of inertia with \emph{Swift}/XRT data
本研究考虑半径与转动惯量演化效应，利用Swift/XRT数据约束磁陀星参数，发现忽略演化效应会导致参数偏差，得到磁陀星参数与喷流能量的普适关联，并评估了相关GRB遗迹引力波的探测前景。
2025-09-03 astro-ph.HE
Crust-magnetosphere coupling during magnetar evolution and implications for the surface temperature
我们研究了无力磁层与磁星内部长期演化的耦合。我们允许的极向和环形流函数之间的关系-磁层的特点-自由发展，而不限制其特定的形式。我们发现，在kyr量级的时间尺度上，磁层中储存的能量随着环形区域的增长和磁力线向外扩展而逐渐增加。这种情况一直持续到达到一个临界点，超过这个临界点，磁层的无力解决方案就无法再构建，这可能会导致一些大规模的磁层重组。对于$10^{14}\,$ G的场，可用于这种事件的能量预算可以高达几个$10^{45}\,$ erg。随后，从新的初始条件开始，以类似的方式进行演化。到达临界点的时间尺度与磁场振幅成反比。允许电流通过地表以下最后几米的地方，那里的磁扩散率比地壳大几个数量级，应该会通过焦耳加热产生大量的能量沉积。我们估计，有效表面温度可以增加局部从$\sim 0.1\,$ keV的$\sim 0.3 - 0.6\,$ keV，与观测结果吻合得很好。同样，从内部输入到磁层的能量可能高达$10^{35} - 10^{36}\,$ erg/s，这与磁星爆发期间观测到的峰值亮度一致。因此，可能需要对流经包层的电流进行详细的处理，以解释磁星的热特性。
2018-10-09 astro-ph.HE
Rotational Evolution of The Slowest Radio Pulsar PSR J0250+5854
我们应用磁层演化和磁场衰减的理论自旋下降模型来模拟PSR J 0250 +5854的可能演化，PSR J 0250 +5854是迄今为止探测到的自旋最慢的射电脉冲星。考虑到3-D磁层中倾角的排列，如果考虑小倾角，PSR J 0250 +5854可能具有与磁星或/和高磁场磁星相当的高磁场。我们的计算表明，在这种情况下，类似的长周期的周期性波动倾向于有一个相对较低的周期导数。在另一种磁场衰减的情况下，计算还显示PSR J 0250 +5854和高偶极磁场磁星之间可能存在联系。演化路径表明，类似的长周期双星的自旋下降速率相对较高。
2019-04-16 astro-ph.HE
X-ray polarisation signatures in bombarded magnetar atmospheres
本文求解强磁场下受粒子轰击磁星大气的辐射转移，揭示磁层回轰会使热X射线以X模线偏振为主但偏振度降至10–50%，并结合光线追踪与IXPE观测比较。
2024-09-17 astro-ph.HE
An alternative interpretation of magnetars' traits deduced from the observational data on their outburst fluxes and spectra
本文利用 Efron-Petrosian 方法分析磁星爆发目录，发现流量-距离关系支持 $S\propto D^{-3/2}$，并用电流片焦散 SED 解释多颗磁星光谱及爆发机制。
2024-10-09 astro-ph.HE
The evolution effects of radius and moment of inertia for rapidly rotating neutron stars
新诞生的毫秒磁星被认为是某些伽马射线暴（GRB）的核心引擎，特别是那些呈现持久X射线平台发射的伽马射线暴。通过求解场方程，我们发现当磁星的旋转速度接近破裂极限时，随着磁星自旋的下降，其半径$R$和转动惯量$I$将发生明显的演化。同时，$R$和$I$的值将敏感地依赖于中子星（NS）状态方程（EoS）和NS重子质量的采用。不同的Eos和重子质量，磁偶极辐射光度（$L_{\rm dip}$）可以在一到两个数量级内变化。因此，我们建议，当使用的X射线平台数据的伽玛暴诊断新生的NS的属性，EoS和NS质量信息应调用作为同时约束参数。另一方面，由于$R$和$I$的演化，$L_{\rm dip}$的时间行为将变得更加复杂。例如，如果自旋下降过程由由于磁场畸变引起的NS不对称性（$ε\propto B_{p}^{2}$）引起的引力波发射主导，则段$L_{\rm dip}\propto t^{0}$之后可以是$γ$大于3的$L_{\rm dip}\propto t^{-γ}$。这种情况可以很自然地解释某些伽玛射线暴余辉中所显示的所谓内部X射线平台特征，这意味着平台之后的急剧衰减不必要地对应于NS塌缩。这可以解释为什么一些内部X射线平台之后是后期的中央发动机活动，通过耀斑和第二个浅平台表现出来。
2021-11-10 astro-ph.HE
SGR 0418+5729: a small inclination angle resulting in a not so low dipole magnetic field?
研究了SGR 0418+5729的自旋下降行为。Contopoulos & Spitkovsky（2006）的脉冲星自旋下降模型被应用于SGR 0418+5729。结果表明，SGR 0418+5729位于脉冲星死亡线以下，因此其旋转驱动的磁层活动可能已经停止。致密恒星现在被垂直于其旋转轴的磁偶极矩旋转下来。计算结果表明，在这些假设下，如果SGR 0418+5729的磁倾角很小，那么它就有可能具有强的偶极磁场。其偶极磁场可能远高于特征磁场。因此，SGR 0418+5729可能是正常磁星，而不是低磁场磁星。
2012-08-18 astro-ph.HE
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
Possible Evidence for Free Precession of a Strongly Magnetized Neutron Star in the Magnetar 4U 0142+61
磁星是一种特殊类型的中子星，被认为具有极偶极磁场，达到~ 1 e +11 T。磁星4U 0142+61是这一类别的原型之一，在朱雀天文台的宽带X射线（0.5-70 keV）中进行了研究。在硬X射线（15-40 keV）中，其8.69秒的脉动遭受了+/-0.7秒的缓慢相位调制，周期约为15小时。当这种效应被解释为中子星的自由进动时，可以推断该天体的转动惯量偏离球对称约1.6e-4。这种变形，当归因于磁压力时，表明存在于物体内部的强环形磁场，约1 e +12 T。这提供了对磁星的环形磁场的第一个观测方法之一。
2014-04-20 astro-ph.HE
Spin-down Measurement of PSR J1852+0040 in Kesteven 79: Central Compact Objects as Anti-Magnetars
使用XMM-牛顿和钱德拉，我们实现了105毫秒的X射线脉冲星PSR J1852+0040的相位连接的时间，提供了第一次测量的自旋下降率的一类成员的中心紧凑对象（CCOs）在超新星遗迹。我们测量了P-dot = 8.68（9）E-18，没有发现时间噪声或X射线通量在4.8年内变化的证据。在偶极自旋下降理论中，这意味着表面磁场强度B_s = 3.1E 10 G，这是迄今为止对年轻中子星测量到的最小磁场强度，与化石磁场相一致。结合其他CCO类星体的B_s上限，这是支持“反磁星”解释其低光度、缺乏磁层活动或同步加速器星云的有力证据。虽然这个偶极场很小，但它可以阻止足够的后备物质的吸积，因此观测到的X射线光度L_x = 5.3E33（d/7.1 kpc）^2 erg/s必须是残余冷却。PSR J1852+0040的下旋光度E-dot = 3.0E32erg/s，比L_x小一个数量级。拟合两个黑体的X射线谱发现，kT_1 = 0.30keV和kT_2 = 0.52keV的组分的发射半径分别为R_1 = 1.9km和R_2 = 0.45km。这种小而热的区域在CCO中普遍存在，并且在反磁星图片的背景下尚未被理解，因为各向异性的表面温度通常归因于强磁场的影响。
2009-12-06 astro-ph.HE
Investigation of the High-Energy Emission from the Magnetar-like Pulsar PSR J1119-6127 after the 2016 Outburst
PSR J1119-6127是一颗表现出磁星般爆发的射电脉冲星，我们使用2016年7月爆发后获得的档案高能观测对该脉冲星进行了全面调查。在2016年爆发之后，中子星表面的特定区域从约0.2 keV加热到> 0.3和> 1 keV。从10 keV以上的NuSTAR光谱中可以分辨出与磁层发射有关的光子指数< 0.5的硬非热光谱分量。发现热辐射区在爆发后4个月没有冷却，而是逐渐缩小约（20-35）%。在爆发后立即用NuSTAR检测到硬X射线脉动，置信水平为5 sigma，扣除背景的脉冲分数为（40+-10）%。然而，几天后，信号变得无法检测。利用费米数据，我们发现，在0.5-300 GeV的伽玛射线发射被抑制随着无线电脉动的消失。这可能是由磁场的重新配置引起的。我们还发现，时序噪声发生了显著变化，并且在2016年故障后，自旋下降率显著增加。我们认为，从射电到伽玛射线波段的爆发后时间和光谱行为是由磁层结构的变化、对等离子体注入和中子星上发射点的收缩引起的。
2018-09-06 astro-ph.HE
Long-term study of the 2020 magnetar-like outburst of the young pulsar PSRJ1846-0258 in Kes 75
本研究利用NICER、XMM-Newton、NuSTAR和Swift的长期观测，分析PSR J1846-0258在2020年类磁星爆发后的计时、X射线光谱及射电活动，揭示其脉冲流量增强与磁层导致的自转变化。
2024-10-24 astro-ph.HE
Pulsar braking: magnetodipole vs. wind
脉冲星是宇宙中的好钟。一个基本的问题是，为什么它们是好的时钟？这与汽车的制动机制有关。如今，脉冲星计时的精度达到了前所未有的水平。更多的汽车有制动指数的测量。间歇性磁星和磁星的周期导数可以变化几倍。然而，在脉冲星的研究中，磁偶极制动在真空中仍然是经常假设的。结果表明，磁偶极制动（真空条件）的基本假设不存在，与观测结果不一致。物理扭矩必须考虑脉冲星磁层的存在。在众多的研究中，风制动模型可以统一地解释许多类星体和磁星的观测结果。这也与最新的观察结果相一致。现在是脉冲星研究范式转变的时候了：从磁偶极制动到风制动。作为磁层模型的一种替代方案，后备磁盘模型也进行了讨论。
2016-01-13 astro-ph.HE
Damping of strong GHz waves near magnetars and the origin of fast radio bursts
本文研究磁星附近快速射电暴在偶极磁层中的传播阻尼，发现GHz波在MHD或动力学机制下均会被强烈吸收并再辐射为X射线，提出观测到的FRB源于磁层爆炸的相对论性外流以避免阻尼。
2024-07-31 astro-ph.HE
Connecting radio pulsars, magnetars, and XDINSs in a unified evolutionary framework using simulation-based inference
ASTRON, the Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；Institute of Space Sciences (CSIC-ICE)（空间科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究学院）；Department of Physics, Royal Holloway, University of London（伦敦大学皇家霍洛威学院物理系）；Departament de Física, Universitat d’Alacant（阿利坎特大学物理系）
本研究通过模拟推断方法构建统一演化框架，重现三类孤立中子星的辐射，确定其诞生磁场分布与诞生率，助力明确中子星作为高能瞬变现象中心引擎的贡献。
2026-09-02 astro-ph.HE
Fast Radio Burst Trains from Magnetar Oscillations
在磁星巨耀斑尾部出现的准周期振荡最初被解释为中子星（NS）地壳的扭转振荡，最近被描述为全球核+地壳扰动。类似的频率也存在于高信噪比的磁星短爆发中。在磁星中，磁场的扰动强烈耦合到NS地壳，而不管短脉冲的触发机制如何。对于与磁星短暴相关的快速射电暴（FRB）的低空磁星模型，如低扭曲模型，地壳振荡可能与环绕短暴事件中的额外射电暴相关（如最近对SGR 1935+2154的建议）。由于大的河外体积探测宽场无线电瞬变设施，这提供了研究NS地壳利用样本远多于银河系的高能磁星爆发的统计数据的子突发结构或集群列车的FRB的前景。我们探讨了区分NS状态方程模型与越来越大的未来FRB观测集的前景。较低的$l$数本征模（对应于$\sim5-50$ ms的FRB时间间隔）可能比高$l$模更不容易受到与NS地壳物理、磁场和阻尼相关的系统效应的混淆。它们可能在实用性方面更有前途，也可能证实FRB来自成熟磁星的模型。未来对这些信号的观测特征也可以确定它们是否可以作为宇宙学的“标准振荡器”来限制红移，或者当可靠的红移可用时，可以用来限制FRB产生的磁星的质量。
2020-10-28 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
