On the radiation-loud and radiation-quiet anti-glitches in magnetar 1E 2259+586
对磁星1E2259 +586的强辐射和静辐射抗毛刺进行了综合讨论。结果表明，1E 2259+586中的2019年辐射安静抗毛刺不受约束，因为其振幅比之前的辐射大声抗毛刺小2.5。我们注意到，具有高X射线光度和低旋转能量损失率的磁星更有可能表现出抗毛刺。磁星的反毛刺和无线电发射器在光度与旋转能量损失率图上占据对角。通过引入X射线光度参数和活度参数，我们试图定量地描述这种趋势。给出了磁星抗毛刺的总体情况。
2020-06-17 astro-ph.HE
Magnetic field growth in young glitching pulsars with a braking index
在孤立中子星自旋演化的标准情形中，年轻的脉冲星会因表面磁场B不变而减速。因此，脉冲星在自旋周期和自旋周期时间导数的相空间中遵循恒定的B轨道。这样的演化预测了制动指数n = 3，而场是恒定的，并且当场衰减时n > 3。这与所有9个观察值n < 3形成对比。在这里，我们考虑一个磁场，它在出生后不久就被掩埋，并扩散到表面。我们使用一个增长的表面磁场模型来拟合三个n最低的天体的观测结果：PSR J 0537 -6910，n =-1.5，PSR B 0833 -45（船帆座），n = 1.4，PSR J1734-3333，n = 0.9。通过匹配每个脉冲星的年龄，我们确定了它们出生时的磁场和自旋周期，并确认了PSR J1734-3333的磁星强度场。我们的研究结果表明，所有三个恒星都以类似于中心致密天体（CCO）的方式形成，但由于吸积质量的不同而有所不同。我们认为，磁场的出现可能发挥作用的独特的小故障行为的低制动指数approximars，我们提出的小故障行为和特征年龄作为可能的标准，在搜索CCO的后代。
2015-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
The braking index of PSR J1734-3333 and the magnetar population
PSR J1734-3333是一颗射电脉冲星，其自转周期为P=1.17 s，减速周期导数为Pdot=2.28 x 10^{-12}，在自转脉冲星中排名第三。这些性质介于正常旋转动力中子星和磁星之间，这两种中子星的辐射性质明显不同。在这里，我们报告的PSR J1734-3333的旋转的第二周期导数的测量和计算的制动指数n=0.9 +-0.2。这个值远低于3，即恒定磁偶极子电磁制动的预期值，表明该脉冲星可能很快具有磁星的旋转特性。虽然有几种机制可能导致如此低的制动指数，我们讨论了这一观察结果，以及其他一些高Pdot旋转动力的磁星所表现出的特性，并将其解释为磁星通过无线电脉冲星阶段的可能进化路线的证据，支持这两类物体的统一描述。
2011-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Wind braking of magnetars
考虑到最近的观测挑战传统的磁星模型，我们探讨磁星的风制动。有证据表明，在活跃的磁星中存在着强大的多极磁场，但从自旋下降测量中推断出的偶极场可能会受到粒子风的强烈影响。最近磁星观测的挑战性可以用风致制动方案自然地解释：（1）磁星的超新星能量是正常值，（2）磁星的费米观测中没有探测到，（3）低磁场软γ射线中继站带来的问题，（4）磁星和高磁场中继星之间的关系，（5）磁星和磁星之间的关系。（5）磁星爆发期间周期导数减小。瞬变磁星可能仍然是磁偶极制动。这可以解释为什么低光度的磁星更有可能有无线电发射。在风制动情况下，磁星是具有强多极场的中子星。对于某些源，可能不再需要强偶极场。磁动力脉冲星风星云和制动指数小于3是风制动模型的两个预测。
2013-03-18 astro-ph.HE
Nonlinear interglitch dynamics, the braking index of the Vela pulsar and the time to the next glitch
船帆座脉冲星的脉冲间隔时间的特征是由一个恒定的旋转速率的二阶导数。这在后毛刺指数松弛之后接管，并且大约在下一个毛刺的时间完成。涡蠕动模型解释了二阶导数对毛刺的非线性响应。我们目前的干扰时间适合目前的样本覆盖16个大的毛刺，考虑到在一些毛刺的一部分，在自旋下降率的步骤可能涉及到一个“持久的转变”的可能性，在蟹状星云脉冲星观察。用该假设修改毛刺之间的时间的表达式导致与观察到的毛刺间时间间隔更好的一致性。我们外推故障间模型拟合，以获得每个故障之前的降速速率，并使用这些来计算制动指数n = 2.81 +/- 0.12。下一个故障应该发生在2017年12月22日左右+/- 197天，如果不涉及持续的转变，但如果2013年的故障引起典型的Vela持续转变，则可能早在2016年7月27日+/- 152天发生。添加注释：从字面上看，当我们在2016年12月12日提交本文的第一个版本时，我们看到ATel # 9847宣布了一个船帆座脉冲星故障，它在我们预测的138天后出现了持续的变化，在152天的1 sigma不确定性范围内。
2017-06-02 astro-ph.HE
A note on the anti-glitch of magnetar SGR 1935+2154
据报道，磁星SGR 1935+2154具有抗干扰，伴随着快速射电暴和瞬态脉冲射电发射。在风制动模型中，这个三重事件告诉人们：（1）SGR 1935+2154没有强粒子风，可以近似为持续状态下的磁偶极子制动;（2）它的抗毛刺是由于增强的粒子风，类似于磁星中的第一次抗毛刺;（3）脉冲射电辐射可能是由于爆发时辐射束的衰减引起的，（4）粒子加速势和脉冲星死亡线的增强可能不是决定脉冲射电辐射的主要因素。
2022-12-20 astro-ph.HE
Magnetar outburst and spin-down glitch
从磁层的角度模拟了磁星的爆发和自旋下降故障。我们试图讨论以下四个问题：（1）周期图和裴若导数图上的哪颗脉冲星更有可能出现磁星爆发？(2)哪种爆发会使触发爆发的故障变成自旋下降故障？(3)我们能否同时模拟PSR J1119 $-$ 6127中的爆发和自旋下降故障？(4)与1E 1048.1 $-$ 5937和PSR J1119 $-$ 6127中的X射线光度峰值相比，扭矩变化为何延迟？研究发现，无论是整体扭曲磁场还是局部扭曲磁场，都会影响磁星的辐射和时序行为。特别是，扭矩变化的延迟可能是由于增加扭曲的j束和全球磁层的解扭曲的综合效应。建立了磁星爆发和力矩变化的玩具模型。它可以捕捉到磁星爆发的总趋势：磁通量衰减、热点收缩和力矩变化。
2020-07-21 astro-ph.HE
The braking index of millisecond magnetars
我们首次测量了两颗诞生于短伽马射线暴中的毫秒磁星的制动指数$n$。我们分别测量了GRB 130603 B和GRB 140903 A中毫秒磁星的$n=2.9\pm0.1$和$n=2.6\pm0.1$。在GRB 130603 B中诞生的中子星具有唯一已知的与基准$n=3$值一致的制动指数。对于GRB 140903A，该值被排除，置信度为99.95%。我们讨论了毫秒磁星中$n<3$制动指数的可能原因，表明几种模型可以解释GRB 140903 A中制动指数的测量，而更难解释与$n=3$一致的制动指数。
2017-06-26 astro-ph.HE
An Anti-Glitch in a Magnetar
磁星是一种中子星，具有强烈的X射线和软$γ$射线爆发行为，被认为是由强烈的内部磁场提供动力。像传统的年轻中子星以射电望远镜的形式出现一样，磁星也会出现“毛刺”，在此期间，角动量被认为是在固态外壳和内部地壳的超流体成分之间转移的。最近，在射电恒星和磁星中观察到的几百个小故障都涉及到恒星的突然旋转，这可能是由于内部超流体旋转速度比地壳快。在这里，我们报告了磁星1 E 2259+586的X射线定时观测结果，我们发现它表现出明显的“抗毛刺”-突然自旋下降。我们发现，这一事件，像以前的一些磁星自旋故障，伴随着多个X射线辐射的变化和一个显着的自旋下降率的变化。这一事件，如果起源内部的恒星，是无法预测的模型中的中子星自旋下降，并暗示在中子星的差异旋转，进一步支持需要重新思考的毛刺理论的所有中子星。
2013-05-29 astro-ph.HE
Wind braking of magnetars: to understand magnetar's multiwave radiation properties
磁星被认为是一种由超强磁场提供能量的特殊中子星。在观测上，异常X射线源和软伽马射线重复源被认为是磁星的候选者。虽然越来越多的多波观测磁星，不幸的是，我们看到积累的传统磁星模型的预测失败。这些挑战促使人们重新思考磁星。磁星的风制动是可供选择的模型之一。磁能的释放可产生粒子流出（即，粒子风），这导致了异常的X射线光度和显着的高自旋速率。在这种风制动的情况下，磁星只需要强多极场（不再需要强偶极场）。磁星的风制动可以帮助我们理解它们的多波辐射特性，包括（1）在费米-LAT观测中磁星的不可探测性，（2）低磁场磁星的定时行为，（3）抗毛刺的性质，（4）磁星的射电发射判据等。值得注意的是，风力发动机应该是研究的中心点，因为任何合理的能源机制的其他努力也可能重现结果。
2014-01-01 astro-ph.HE
Braking index of the frequently glitching PSR J0537$-$6910
School of Arts and Sciences, Qingdao Binhai University（青岛滨海学院文理学院）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Department of Astronomy and Space Sciences, Istanbul University（伊斯坦布尔大学天文学与空间科学系）；Bahçeşehir College（巴切希尔学院）；Faculty of Engineering and Natural Sciences, Sabancı University（萨班哲大学工程与自然科学学院）；Jodrell Bank Centre for Astrophysics, Department of Physics and Astronomy, The University of Manchester（曼彻斯特大学物理与天文学系乔德雷尔银行天体物理学中心）；Departamento de Física, Universidad de Santiago de Chile (USACH)（圣地亚哥智利大学物理系）
研究PSR J0537$-$6910频繁glitch的刹车指数，发现其长期刹车指数为负，可能由内部超流扭矩和永久位移共同作用解释。
2025-11-14 astro-ph.HE
Anti-glitch induced by collision of a solid body with the magnetar 1E 2259+586
在中子星中经常观察到闪变。在此之前，这些小故障毫无例外地表现为突然的自旋上升，可以解释为由于角动量从内部超流成分到外部固体地壳的脉冲转移。或者，这种自旋故障也可能是由于大规模的地壳破裂事件。然而，最近有报道称磁星1E 2259+586出现了前所未有的抗毛刺。在这种情况下，磁星显然表现出突然的自旋下降，强烈挑战了以前的故障理论。在这里，我们表明，反毛刺可以很好地解释了一个小的固体与磁星的碰撞。入侵者的质量约为$1.1 \times 10^{21}$ g。它的轨道角动量被假定为与自旋磁星的角动量反平行，因此突然的自旋下降可以自然地解释。观测到的硬X射线爆发和衰减的软X射线发射与抗毛刺也可以合理地解释。我们的研究表明，由于小天体和中子星之间的碰撞，应该存在一种完全不同类型的故障，并且以前可能已经观察到了。这也为研究中子星俘获事件提供了一条新的途径：通过对中子星的精确定时观测。
2014-01-29 astro-ph.HE
On the connection between radiative outbursts and timing irregularities in magnetars
磁星是强磁化的类星体，它们偶尔会出现剧烈的辐射爆发。它们还经常表现出自旋频率突然变化的毛刺。人们发现，一些小故障与爆发有关，但它们之间的联系仍不清楚。我们提出了一个系统的研究，以确定它们之间可能的相关性。我们发现磁星的毛刺大小可能呈双峰分布，与类似Vela的周期性毛刺的分布不同，但与正常脉冲星的高端一致。故障可能是爆发的必要条件，但不是充分条件，因为只有30%的故障与爆发有关。在爆发的情况下，毛刺往往会引起更大的频率变化相比，那些不相关的。我们认为，一个更大的故障是更有可能触发的爆发机制，无论是通过重新配置的磁层或变形的地壳。对磁星进行更频繁和更深入的监测是进一步调查其联系所必需的。
2019-03-23 astro-ph.HE
A simple mechanism for the anti-glitch observed in magnetar 1E 2259+586
在这篇简短的文章中，我们提出了一个简单的内部机制，解释了最近在磁星1E 2259+586中观察到的抗毛刺现象。我们认为内部环形磁场分量的衰减会使原本稳定的长扁星结构失稳。随后，恒星结构的重新排列将产生一个“更球形”的结构，导致整个恒星突然向下自旋。我们在这里提出了一些数量级的计算，给信心，这种情况下，使用最简单的分析恒星模型，并让更详细的计算更技术性的未来文件。
2014-02-04 astro-ph.HE
A giant glitch from the magnetar SGR J1935+2154 before FRB 200428
快速射电暴（FRB）是在无线电频率中观察到的短脉冲，通常起源于宇宙学距离。FRB 200428和银河系磁星SGR J1935+2154的X射线对应物的发现表明，至少有一些FRB可以由磁星产生。然而，大多数来自磁星的X射线爆发与无线电发射无关。只有在极少数情况下才能产生FRB，这一事实提出了关于FRB特殊触发机制的问题。在此，我们报告了SGR J1935+2154的一个巨大故障，该故障发生在FRB 200428的前一天，大约为$3.1\pm2.5$ \，$Δν=19.8\pm1.4$ { \rm $μ$ Hz}和$Δ\dotν=6.3\pm1.1$ \，pHz s $^{-1}$。相应的自旋下降功率变化率$Δ\dotν/\dotν$是所有检测到的脉冲星故障中最大的。该故障包含一个延迟的自旋上升过程，这是只在螃蟹脉冲星和磁星1 E 2259+586，一个大的持续偏移的自旋下降率，和一个恢复组件，这是约一个数量级小于持续的。故障和FRB 200428之间的时间重合表明两者之间存在物理联系。磁星内部触发的巨大故障可能极大地改变了磁层结构，有利于FRB的产生，随后引发了许多X射线爆发，最终通过额外的地壳破裂和阿尔文波激发和传播引发了FRB 200428。
2022-11-07 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
Measuring glitch recoveries and braking indices with Bayesian model selection
本研究利用贝叶斯模型选择分析35颗脉冲星的157次大幅glitch及其恢复过程，更新了相关参数，揭示了glitch与自转参数的关联，发现大glitch脉冲星制动指数多大于3，内部力矩主导其间隔期自转演化。
2024-06-13 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
The unusual glitch recoveries of the high magnetic field pulsar J1119$-$6127
高磁场中子星提供了磁星和射电星之间的联系，是研究爆发/磁层活动和制动扭矩变化如何与旋转故障联系起来的理想目标。2007年，高度磁化的脉冲星J1119 $-$ 6127的最后一次自旋故障是旋转供电的无线电脉冲星中第一次伴随辐射变化的故障。此外，随后是一个不常见的毛刺松弛，导致一个较小的自旋下降率相对于预测的前毛刺定时模型。在这里，我们提出了4年的新的无线电定时观测，并分析了16年的定时数据，这个源。新的数据揭示了自旋下降速率的持续演变，从而使我们能够排除外部或内部扭矩的永久变化作为故障恢复的特殊特征的独立原因。此外，没有额外的变化的无线电脉冲轮廓被检测到，加强了先前观察到的瞬态发射功能与毛刺活动的关联。制动指数的自洽测量产生值$n\simeq2.7$，指示在朝向磁星倾斜的$P-\dot{P}$平面中的轨迹。在2007年故障发生时，$n$中的$\sim15\%$可能会永久减少，从而加强这种潜在的进化联系。
2014-12-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Understanding recent observations of isolated magnetars and accreting magnetars from the magnetospheric point of view
讨论了磁星风制动模型及其应用。磁星在爆发期间的扭矩减小，抗干扰以及辐射和时间之间的反相关性在风制动模型中是可以理解的。最近对磁星的定时观测也与以前的模型一致。一个磁力驱动的风星云和一个制动指数小于3的是两个预测。除了孤立的磁星外，在双星系统中也可能有吸积磁星和从回退盘吸积的磁星。从观测上看，超亮X射线磁星可能是吸积磁星，而超慢磁星可能是过去具有回退盘的磁星。无论是孤立磁星还是吸积磁星，都需要做大量的工作。
2017-05-27 astro-ph.HE
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
Magnetospheric "anti-glitches" in magnetars
我们将Archibald等人（2013年）观测到的磁星1 E 2259+586的快速自旋下降（称为“反毛刺”）归因于X射线爆发期间磁层的部分开放，随后闭合场线区域的结构发生变化。要解释在X射线耀斑期间观测到的自旋下降，所需要的只是磁层中相对较小部分的瞬时开放，仅为一个周期，数量级仅为百分之几。更一般地说，我们认为，在磁星所有的时间不规则性有磁层起源，并引起（i）在当前的磁层结构的波动（类似于旋转动力驱动的马达中的长期扭矩变化）;或者，特别是磁星，通过（ii）在爆发和耀斑期间打开一部分磁层-后一种事件总是伴随着快速的自旋下降，一个“抗干扰”。中子星地壳在地壳磁场驱动下的缓慢旋转运动，在CME型事件中超过一定的扭曲极限，导致外部磁场的爆炸性不稳定性和大磁通量的瞬时打开，耀斑后磁层电流的增加伴随着X光光度和自旋下降率的增强，轮廓的变化以及光谱硬化，所有这些都与转矩波动的磁层模型一致。
2013-06-10 astro-ph.HE
Constraining the Braking Index and Energy Partition of Magnetar spindown with {\em Swift}/XRT data
长伽玛射线暴（GRB）中的长时间X射线平台发射显示了持续能量注入的观测证据，这可能是由于磁偶极子（MD）或引力波（GW）辐射释放的能量导致的磁星自旋下降。本文通过系统分析2018年7月之前探测到的{ \em Swift}/XRT光变曲线，发现45条光变曲线的测量红移均按光滑破缺幂律单调衰减。通过假设这些GRB的中心引擎是新诞生的磁星，我们测量了由于MD和GW辐射而产生的假定毫秒磁星的制动指数$n$。推断的制动指数不接近3或5，而是在它们之间的范围内具有正态分布（$n_{\rm c}=4.02\pm 0.11$）。我们定义了一个无量纲参数$\Re$，这是MD和GW组件之间的比率，并发现通过磁星自旋下降释放的能量在我们的样品中的大多数伽玛暴是占主导地位的GW辐射的$P_0=3$ ms和$ε=0.005$和0.01。另一方面，我们发现，$\Re$和制动指数$n$似乎是在一个大的系统误差在$t=0$，但依赖于参数$P_0$和$ε$的值是不相关的。这些结果表明，GW辐射的贡献不能被忽略，并且如果磁星确实在一些长GRB中运行，则较大的制动指数导致GW主导磁星自旋下降期间释放的能量。
2019-01-12 astro-ph.HE
The First Day in the Life of a Magnetar: Evolution of the Inclination Angle, Magnetic Dipole Moment and Braking Index of Millisecond Magnetars During Gamma-Ray Burst Afterglows
某些伽马射线暴（GRB）的余辉发射表现出一个浅衰减（平台）阶段，意味着能量的连续注入。这种能量的来源通常归因于新生毫秒磁星的自旋下降能力。磁偶极辐射力矩被认为是导致中子星自旋下降的机制。该转矩具有用于旋转和磁轴之间的角度的对准的分量，即，倾斜角，这已被忽略在建模伽玛暴余辉光变曲线。在这里，我们展示了与伽玛暴相关的新生磁星的倾角和磁偶极矩的演化。我们约束的初始倾角，磁偶极矩和旋转周期的七个磁星的建模长伽玛暴余辉光变曲线。我们发现，磁星在诞生的第一天，倾角迅速减小。磁轴和旋转轴的快速对齐可能会解决成熟磁星缺乏持续无线电发射的问题。我们还发现，在三种情况下，磁星的磁偶极矩呈指数下降到一个值的几倍小于初始值。新生磁星的制动指数，作为对齐和磁偶极矩下降的结果，在余辉阶段是可变的，并且总是大于3。
2019-10-01 astro-ph.HE
Could the low braking index pulsar PSR J1734-3333 evolve into a magnetar?
低制动指数脉冲星PSR J1734 $-$ 3333可能诞生于超高的内部磁场$B_{\rm in}\sim10^{15}-10^{16}$ G，并在超新星爆炸中形成后不久经历超临界吸积。埋藏的多极磁场将合并成偶极磁场。由于磁流从脉冲星的核心转移到地壳，它的表面偶极子场迅速增长的幂律形式假设，直到它饱和的内部偶极子场的水平。表面偶极磁场的增加导致观察到的$n=0.9(2)$的低制动指数。在保持平均场增长指数$\varepsilon=1.34(6)$不变的情况下，该脉冲星将分别在50 kys和100 kys后成为赤道面偶极磁场为$B_{\rm d}\sim 2.6(1)\times 10^{14}$，G和$\sim 5.3(2)\times 10^{14}$，G的磁星.
2017-11-30 astro-ph.HE
Explaining high-braking indice of magnetars SGR 0501+4516 and 1E 2259+586 using the double magnetic-dipole model
本文利用Hamil等人提出的双磁偶极子模型，将两颗磁星SGR 0501 $+$ 4516和1 E 2259 $+$ 586的高制动指数$n>3$归因于它们倾角的减小。（2016年）。在该模型中，中子星内部存在两个磁矩，一个是由带电球体的旋转效应产生的，$M_{1}$，另一个是由铁磁有序材料的磁化产生的，$M_{2}$。我们的计算表明，磁矩$M_{2}$将朝着与两个磁星的自旋轴对齐的方向演化，并导致它们的磁倾角减小。我们还定义了一个反映磁化程度的比值$η=M_{2}/M_{1}$，并发现两个磁星的$η$值比具有$n=3.15(3)$的旋转动力脉冲星PSR J1640-4631的高约两个数量级，假设它们具有相同的倾角减小速率。
2020-12-07 astro-ph.HE
An internal mechanism for the anti-glitch observed in AXP 1E 2259+586
磁星是一种迷人的天体，被认为是中子星，由其强大的内部磁场提供动力。在异常X射线脉冲星AXP 1E 2259+586中发现了突然自旋下降的明确证据，该天体被编目为磁星。这个事件被命名为“反毛刺”。在这项工作中，我们提出了一个简单的内部机制，可以解释所观察到的恒星突然自旋下降。
2015-03-12 astro-ph.HE
Gravitational Waves from Magnetars
本文研究磁星磁层产生的引力波，发现其频谱特征有助于识别源，且强磁场下可使制动指数远超3，并揭示极隙区快速充放电可产生引力波，为探测磁星和检验极隙模型提供新途径。
2025-09-26 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Interpreting the X-ray afterglows of gamma-ray bursts with radiative losses and millisecond magnetars
毫秒级磁星的自旋下降能量被用来解释X射线余辉观测到的相当一部分短和长的伽马射线暴。在这里，我们扩展了以前在文献中介绍的模型，将辐射损失与自旋下降的磁星中央引擎通过任意制动指数。结合这一模型的尾部的提示发射，我们表明，我们的模型可以更好地解释的数据比毫秒磁星模型没有辐射损失或那些调用自旋只通过真空偶极辐射。我们发现，我们的模型预测的一个子集的X射线耀斑中看到的一些伽马射线暴。我们可以通过改变辐射效率和测量新生毫秒磁星的制动指数来进一步解释X射线平台的多样性。我们测量GRB 061121的制动指数为$n=4.85^{+0.11}_{-0.15}$，这表明在这个伽马射线暴中产生的毫秒磁星主要通过引力波发射向下自旋。
2020-12-15 astro-ph.HE
On the braking index of the unusual high-B rotation-powered pulsar PSR J1846-0258
PSR J1846-0258是一个跨越磁星和旋转动力磁星之间边界的天体。虽然多年来一直表现为旋转动力的脉冲星，但在2006年，它表现出明显的类似磁铁的行为-发射几个短的硬X射线爆发，通量增加。在这里，我们报告7年后爆发时序观测PSR J1846-0258使用罗西X射线定时探测器和雨燕X射线望远镜。我们测量的制动指数超过后磁星爆发期间是$n=2.19\pm0.03$。这代表了$Δn=-0.46\pm0.03$的变化，或与爆发前制动指数$n=2.65\pm0.01$相差14.5 $\;σ$，后者本身是在6.5年的跨度内测量的。脉冲星制动指数的变化如此之大且持续时间如此之长，是前所未有的，对脉冲星自旋下降模型构成了重大挑战。
2015-08-14 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
Anti-glitches within the standard scenario of pulsar glitches
最近观测到磁星1E2259+586在不超过两周的时间尺度上突然自旋下降（见Archibald等人，2013年，该事件被称为“反故障”），但尚未收到Anderson和Itoh（1975年）提出的脉冲星故障标准情景的任何解释。受此观察的启发，在这里，我们提出了一个玩具模型，允许在一定条件下，在标准方法内的中子星的反毛刺。
2014-11-11 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Braking indices and spin evolution: something is loose inside neutron stars
制动指数被用来描述恒星旋转的演变，并可以提供洞察的制动机制，占主导地位的减速。在这里，我们讨论的主要困难与测量制动指数和解释这些测量的复杂性。考虑到最近的制动指数测量与大的和定期的故障，我们评论的显着影响，松耦合超流体内部的超流可能对他们的自旋演化。
2017-11-06 astro-ph.HE
Studies on the spin and magnetic inclination evolution of magnetars Swift J1834.9-0846 under wind braking
Chinese Academy of Sciences（中国科学院）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Central China Normal University（华中师范大学）
研究通过统一模型解释Swift J1834.9-0846的自转与磁倾角演化，揭示风制动对自转减速的贡献，并探讨引力波信号的可检测性。
2026-02-06 astro-ph.HE
Pulsar spin-down: the glitch-dominated rotation of PSR J0537-6910
年轻、快速旋转的X射线脉冲星J0537 - 6910显示出极端的故障活动，每100天就会有大的自旋中断其减速旋转。我们提出了近13年的时间从这个脉冲星的数据，获得与{\it罗西X射线定时探测器}。我们发现了22个新的故障，并对完整数据跨度中检测到的所有45个故障进行了一致的分析。我们的研究结果证实了先前报道的毛刺自旋大小和下一个毛刺的时间之间的强相关性，这种关系到目前为止还没有在任何其他脉冲星中观察到。自旋演变主要受毛刺和毛刺后恢复的影响，毛刺以每年约3.5次的速度发生，毛刺后恢复在整个毛刺间间隔中占主导地位。这种独特的行为提供了宝贵的见解的物理故障。观测结果可以用一个多组分模型来解释，该模型解释了中子星地壳和内核中中子超流体的动力学。我们限制了导致自旋上升的部分的转动惯量，并忽略了差异旋转，限制了它与地壳的速度差。相反，它的快速下降之间的毛刺，自旋下降率增加了13年，我们发现长期制动指数$n_{\rm l}=-1.22(4)$，唯一的负制动指数看到一个年轻的脉冲星。我们简要地讨论了这一结果的合理解释，这是在形成鲜明对比的脉冲星自旋下降的标准模型的预测。
2017-09-18 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
Rotational evolution of the Crab pulsar in the wind braking model
考虑粒子密度和脉冲星死亡的影响，对脉冲星风模型进行了修正。它可以一致地描述恒星的短期和长期旋转演化。它被应用于模拟蟹状星云脉冲星的旋转演化。脉冲星是由磁偶极辐射和粒子风的组合旋转下来的。计算了蟹状星云脉冲星的磁场、倾角和粒子密度等参数。加速区的初级粒子密度约为Goldreich-Julian电荷密度的10^3倍。小故障之间较低的制动指数是由于较大的流出颗粒密度。这可能是正常恒星中磁层活动引起的毛刺。计算了P-Pdot图中的蟹状星和制动指数的演化。蟹状星云脉冲星将从磁偶极辐射主导的情况向粒子风主导的情况演化。考虑到脉冲星“死亡”的影响，蟹状星云脉冲星（和其他正常的脉冲星）不会演化成磁星簇，而是向下演化到死亡谷。还考虑了不同的加速度模型。其他来源的应用程序也进行了讨论，包括与制动指数测量的磁星，磁星人口。
2015-04-01 astro-ph.HE
On the possible wind nebula of magnetar Swift J1834.9-0846: a magnetism-powered synchrotron nebula
最近，有报道称磁星Swift J1834.9 $-$ 0846可能存在风星云。结果表明，磁星和它的风星云在风制动的情况下是可以理解的。磁星的旋转能量损失率不足以为粒子亮度提供动力。所需的粒子发光度应约为$10^{36} \,\rm erg \,s^{-1}$至$10^{38} \,\rm erg \,s^{-1}$。它是通过三种不同的方法得到的：考虑斯威夫特J1834.9 $-$ 0846的风制动;风星云的光谱和空间观测;风星云X射线光度的经验上限。星云的磁场大约是$10^{-4} \,\rm G$。雨燕J1834.9 $-$ 0846可能的风星云应该是磁星风星云。它由磁星释放的磁能提供动力。
2016-05-18 astro-ph.HE
Post-outburst Observations of the Magnetically Active Pulsar J1846-0258: a new braking index, increased timing noise, and radiative recovery
约800年前的脉冲星J1846-0258是介于旋转动力脉冲星和磁星之间的一个独特的过渡天体：尽管它在大部分时间里表现得像一颗旋转动力脉冲星，但在2006年，它表现出明显的磁星样爆发，伴随着一个大的故障。在这里，我们提出了X射线定时观测与罗西X射线定时探测器超过2.2年的时间后，X射线爆发和故障已经恢复。我们观察到脉冲星的制动指数，以前测量为n=2.65+/-0.01，现在是n=2.16+/-0.13，减少了18+/-5%。我们还注意到，相对于爆发前的水平，定时噪声持续增加。尽管时间发生了变化，2009年钱德拉X射线天文台的观测显示，脉冲星及其风星云的X射线通量和光谱与2000年观测到的静止水平一致。
2011-02-21 astro-ph.HE
Braking indices as probes of r-mode spin-down in young pulsars
University of Western Ontario（韦仕敦大学）；Ferdowsi University of Mashhad（马什哈德费尔多西大学）；King’s University College, University of Western Ontario（韦仕敦大学国王学院）
本研究提出四通道自旋下降模型，利用制动指数约束年轻脉冲星类r模式电流四极扭矩，分析多数源无需引力波自旋下降，PSR J0537−6910或存在强类电流四极贡献。
2026-07-30 astro-ph.HE
Two predictions for the spin down behavior of magnetar SGR J1745-2900
概述了磁星风制动的基本概念及其在磁星各种定时事件中的应用。特别讨论了银河系中心磁星SGR J1745-2900的情况。对SGR J1745-2900做出了两个预测（周期导数将首先增加然后减少;以及在不久的将来可能爆发）。
2015-03-31 astro-ph.HE
Swift observations of two outbursts from the magnetar 4U 0142+61
4U 0142+61是少数持续明亮的磁星之一。在这里，我们报告了从2011年7月26日至2016年6月12日使用Swift X射线望远镜进行的4U 0142+61监测活动，继续与Rossi X射线定时探测器进行了16年的定时活动。我们发现，4U 0142+61有两个辐射响亮的定时事件，在2011年7月29日和2015年2月28日，都有短的软伽马射线暴，和一个长寿命的通量衰减与每个案件。我们发现，2015年的计时事件导致脉冲星的净自旋下降，这是由于故障的过度恢复。我们比较这个定时事件，以前这样的事件在其他高磁场恒星，并讨论净自旋下降故障，现在看到几个年轻的，高B恒星。
2016-11-29 astro-ph.HE
New pulse profile variability associated with a glitch of PSR J0738-4042
中子星的发射态和自旋下降速率变化之间的密切相关性对磁层物理和中子星内部都有许多意义。中年脉冲星PSR J 0738 $-$ 4042就是一个显著的例子，它被观测到在脉冲轮廓中显示出与其由于外部效应而引起的自旋下降速率变化相关的变化。在这项研究中，基于UTMOST和Parkes的12.5年合并公共定时数据，我们在PSR J0738 $-$ 4042中检测到一个新的发射旋转相关性，同时出现一个毛刺。MJD 57359（5）（2015年12月3日）与$Δν/ν\sim 0.36(4)\times 10^{-9}$发生的故障是在该脉冲星中观察到的第一个故障事件，可能是发射旋转相关性的根本原因。与通常的故障后行为不同，脉冲星上的制动扭矩在1380天内持续增加，对应于$\ddotν$的显著减少。对于假信号之后的脉冲轮廓的变化，前导分量的相对幅度急剧减弱，而中间分量变得更强。地壳地震引起的血小板运动和涡旋蠕变响应的组合模型被调用来解释这种罕见的相关性。在这种情况下，磁层状态的变化自然地与脉冲星的内在过程联系在一起，而脉冲星的内在过程会引起故障。
2022-11-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
The 2006 Outburst of the Magnetar CXOU J164710.2-455216
我们的钱德拉，XMM-牛顿，朱雀和斯威夫特X射线天文台获得的数据报告，在2006年爆发的异常X射线脉冲星CXO J164710.2-455216。我们没有发现非常大的毛刺和快速指数衰减的证据，如以前报道的这个来源。我们对Delta nu/nu < 1.5 x 10^{-5}爆发时的任何分数频率增加设置了3 sigma上限。我们的时间分析，基于最长的时间基线，产生了一个自旋下降率的脉冲星，这意味着一个表面偶极磁场~9 x 10^{13} G，虽然这可能是偏高的可能恢复未检测到的毛刺。我们还提出了一个源通量和光谱演化的分析，并没有发现长期的光谱弛豫后爆发的证据，如以前报道的。
2010-06-29 astro-ph.HE
Timing behavior of the Magnetically Active Rotation-Powered Pulsar in the Supernova Remnant Kestevan 75
我们在PSR J1846-0258中报告了一个大的自旋向上故障，与2006年5月31日的类磁星行为相吻合。我们表明，脉冲星经历了异常大的毛刺恢复，与Q=8.7+/- 2.5的恢复分数，导致脉冲频率的净减少。这种毛刺恢复以前从未在旋转动力脉冲星中观察到，然而，最近在磁星AXP 4U~0142+61中报道了类似但较小的毛刺过度恢复，并且可能发生在SGR 1900+14中。我们还报告了一个很大的增加，在源的定时噪声。我们讨论了PSR J1846-0258中不寻常的计时行为对它作为第一颗被确定为磁活动旋转动力脉冲星的地位的影响。
2010-01-08 astro-ph.HE
A Series of (Net) Spin-down Glitches in PSR J1522-5735: Insights from the Vortex Creep and Vortex Bending Models
本研究通过分析费米-LAT 15.4年的观测数据，发现γ射线脉冲星PSR J1522-5735存在罕见的多次净自转减慢跃变，结合涡旋蠕变与弯曲模型解释了其物理机制，揭示小型自转减慢跃变不会影响脉冲星磁层。
2024-12-11 astro-ph.HE
Glitch or Anti-Glitch: a Bayesian View
Archibald等人（2013年）观察到的磁星1E 2259+586旋转时突然自旋下降是一个罕见的事件。然而，这一特定事件（称为抗毛刺）之后是另一个事件，Archibald等人（2013）认为这可能是一个传统的毛刺或另一个抗毛刺。虽然没有伴随的辐射活动或脉冲轮廓变化，但从定时数据判断，存在第二个定时事件的决定性证据。我们应用贝叶斯模型选择来定量地确定这些可能性中的哪一个更好地解释了观察到的数据。我们发现，观察到的数据强烈支持存在两个连续的反毛刺与贝叶斯因子，通常称为比值比，大于40。此外，我们表明，第二个反gtlich有一个相关的频率变化$Δν$的$-8.2 \times 10^{-8}$ Hz。我们讨论了这些结果背后可能的物理机制的影响，这种反毛刺。
2014-05-07 astro-ph.HE
Anti-glitches in accreting pulsars from superfluid vortex avalanches
\textit{Neutron Star Interior Composition Explorer}（NICER）飞行任务最近在吸积脉冲星NGC 300 ULX-1中发现了三个突然的自旋下降事件，称为“反故障”。与以前在减速磁星中检测到的抗干扰不同，这些是在加速脉冲星中记录的第一个抗干扰。一个标准的理论是，脉冲星自旋上升的故障是由集体解旋涡旋的雪崩引起的，这些涡旋将角动量从超流体内部转移到中子星的外壳。在这里，我们测试涡雪崩是否也与NGC 300 ULX-1中的反故障一致，角动量转移反向。我们进行$N$体模拟高达$5 \times 10^{3}$钉扎涡在两个维度的长期加速和减速容器。在这两种情况下，涡旋雪崩都经常发生，分别向内和向外传播。的影响，如大小和等待时间的统计，被认为是简要的。
2022-05-12 astro-ph.HE
The 2016 outburst of PSR J1119-6127: cooling & a spin-down dominated glitch
我们报告了2016年7月27日发生的年轻高磁场射电脉冲星PSR J1119-6127磁星爆发的后果。我们提出的监测活动的结果，使用尼尔Gehrels雨燕X射线望远镜，NuSTAR和XMM牛顿。在达到约300倍于静止亮度的峰值亮度后，脉冲星的X射线通量在几个月的时间尺度上下降了约50倍。X射线光谱很好地描述了一个黑体和一个硬幂律尾。经过最初的快速下降，在爆发的第一天，我们观察到的黑体温度上升，从kT = 0.9千电子伏的1.05千电子伏在爆发的前两个星期，冷却到0.9千电子伏之前。在此期间，黑体半径在近200天的跨度内单调减少约4倍。我们还报告了一个迄今为止看不见的高脉冲硬X射线发射分量，它在类似的时间尺度上衰落的软X射线通量，磁层电流扭曲的弛豫模型预测。先前报告的伴随该爆发的上转故障之后是一段增强且不稳定的扭矩，导致$\sim3.5\times10^{-4}$ Hz的净下转，这是一个约24倍的过度恢复。我们认为，这和其他辐射响亮的磁星型毛刺恢复占主导地位的磁层过程，在传统的无线电脉冲星毛刺恢复占主导地位的内部物理。
2018-06-04 astro-ph.HE
The impact of glitches on young pulsar rotational evolution
我们报告的74个年轻的恒星，已观察到的帕克斯64米射电望远镜在过去十年的时间计划。使用现代贝叶斯定时技术，我们已经测量了52个这些卫星中的124个毛刺的特性，其中74个是新的。我们证明，毛刺样本是完整的分数增加自旋频率大于$Δν^{90\%}_{g}/ν\approx 8.1 \times 10^{-9}$。我们测量了33辆汽车的制动指数$n$。在大多数这些恒星中，它们的旋转演化都是由$n > 10$的自旋下降事件所主导的，在大的故障发生时，自旋下降速率会发生阶跃变化。阶跃变化是这样的，即在毛刺上平均，长期$n$很小。我们发现$n$的毛刺间值与前一毛刺的降速变化除以毛刺间时间间隔之间存在接近一对一的关系。我们讨论的范围内的物理模型的结果。
2021-10-13 astro-ph.HE
Discovery of the anti-glitch in PSR J1835$-$1106
基于南山和Parkes射电望远镜长达22年的观测，本文报告了脉冲星PSR J1835$-$1106中的反自转突变现象，发现超流体突变模型不适用，而星风制动机制能更好解释该现象。
2025-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Superfluid Vortex Lines-Magnetic Flux Tubes Interaction and Braking Indices of Pulsars
School of Arts and Sciences, Qingdao Binhai University（青岛滨海学院文理学院）
研究中子星核心超流体涡线与超导磁通量管相互作用对脉冲星刹车指数时间变化的影响
2026-03-02 astro-ph.HE
On the pulsar spin frequency derivatives and the glitch activity
近年来，被称为脉冲星故障的射电望远镜突然旋转的数量有所增加。虽然还没有达成共识的实际原因的现象，地壳上的电磁制动扭矩量化通过大小的脉冲星自旋频率的一阶导数，$ \dotν $是一个关键因素的机制，提出了对所涉及的基本原则的理解。干扰大小被用来确定一个数量，用来限制脉冲星自旋频率$ (ν) $每年由于称为“干扰活动”的干扰而可能发生的平均变化。传统上，毛刺活动参数$ A_{g} $是根据脉冲星在某个观测时间跨度内的累积毛刺大小计算的。在这项分析中，我们测试的可能性量化的$ A_{g} $与主自旋频率的衍生物（即$ \dotν $和$\ddotν $）。在这种方法中，频率导数的比率，即$ |\ddotν|/\dotν^{2} $，被认为是约束无线电收发器中的毛刺活动。毛刺大小被发现是独立的比率的幅度，然而，基于记录的毛刺事件，较低端的$ |\ddotν|/\dotν^{2} $分布似乎有更多的毛刺。在多个雷达的集合中的最小毛刺间时间间隔与比率成比例为$t_{g} \sim 3.35(|\ddotν|/\dotν^{2})^{0.23} $。在这个分析中量化的$ A_{g} $支持中子星内部地壳超流体是在故障期间转移的动量的储存器的想法。这表明内壳的转动惯量至多为整个中子星转动惯量的10%。
2022-02-26 astro-ph.HE
The glitches and rotational history of the highly energetic young pulsar PSR J0537$-$6910
我们提出了一个年轻的X射线脉冲星PSR J0537 $-$ 6910，位于大麦哲伦星云内的定时和故障分析，使用13年的数据，现在退役的罗西X射线定时探测器。PSR J0537 $-$ 6910的自转周期为16毫秒，是已知自转速度最快、能量最高的年轻脉冲星。它也显示出任何已知脉冲星中最高的毛刺活动。我们在数据跨度上发现了42个故障，对应于3.2年$^{-1}$的故障率，总体故障活动率为$8.8\times 10^{-7}\,$ yr $^{-1}$。高毛刺频率使我们能够以其他仪器无法达到的方式研究毛刺行为。我们观察到自旋频率毛刺幅度和等待时间到下一个毛刺之间的强线性相关性。我们还发现，故障后自旋下降恢复是很好地描述了一个单一的两个组件模型适合所有的故障，我们有足够的输入数据。这包括指数振幅$A = (7.6 \pm 1.0)\times 10^{-14}\,$ s $^{-2}$和衰减时标$τ= 27_{-6}^{+7}\,$ d，以及线性斜率$m = (4.1\pm 0.4)\times 10^{-16}\,$ s $^{-2}\,$ d $^{-1}$。后一斜率对应于二阶频率导数$\ddotν = (4.7\pm 0.5) \times 10^{-22}\,$ s $^{-3}$，从中我们找到隐含的制动指数$n=7.4 \pm 0.8$。我们还提出了一种最大似然技术，用于搜索事件…
2017-12-11 astro-ph.HE
