Pair separation in parallel electric field in magnetar magnetosphere and narrow spectra of fast radio bursts
当磁星的磁层受到地壳形变的扰动时，在电荷饥饿区，通过阿尔夫芬波会出现平行于磁场线的电场$E_\parallel$。电子-正电子对聚束将通过磁层中的双流不稳定性产生，并且这些对将在$E_\parallel$中经历电荷分离，同时发射相干曲率辐射。按照Yang & Zhang（2018）的方法，我们发现叠加的曲率辐射由于电荷分离而变得更窄，光谱的宽度取决于电子和正电子团簇之间的分离。这种机制可以解释FRB的窄光谱，特别是最近发现的银河系FRB 200428的光谱与银河系磁星SGR J1935+2154的硬X射线爆发有关。
2020-09-04 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
Large polar caps for twisted magnetosphere of magnetars
磁星的磁场与正常磁星的磁场相比可能是扭曲的。以往的工作主要讨论磁星闭合磁力线区的磁能释放。对于扭曲的磁场，磁力线将在径向膨胀。与普通柱面相似，引入了轻柱面半径的概念。更多的磁力线将穿过光圆柱体，变成扭曲的磁场。因此，磁星可能有一个大的极帽，这可能对应于爆发时的热点。在开放磁力线区域中的粒子流将导致磁场的解扭。可以计算开放场线区域中的磁能释放。模型计算可以捕捉到磁星爆发的一般趋势：X射线亮度降低、热点收缩等。对于在开放磁力线区的磁能释放，同一颗磁星不同爆发的几何形状是相同的。
2019-09-16 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
Twisted magnetar magnetospheres
本文通过数值求解扭曲相对论无力轴对称磁层，发现增加扭曲使更多磁场线开放，增大极冠并提高自转减慢速率，且闭合区在光圆柱内终止，影响磁星自转变化和脉冲星现象。
2023-11-14 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 Mysterious Magnetospheres of Magnetars
磁星是银河系中观测到的恒星质量范围内最明亮的致密天体，在银河系附近的三个软伽马中继站探测到了硬X射线功率约为10^45 erg/sec的巨型耀斑。磁星持续发射的周期性，以及独特的“自旋下降”延长这一周期，推动了强磁化中子星构成这些迷人来源的范例。稳定的X射线辐射包括热大气成分和磁层贡献，表现为硬X射线“尾巴”。“本文论述了与磁星稳定硬X射线发射有关的观测和理论要素，重点是磁星磁层中的耗散过程以及康普顿化和极化要素。它还讨论了光子分裂和磁对创建的奇异和基本QED机制的行动和可能的签名，并寻求其观测辩护。
2020-12-19 astro-ph.HE
Coherent radio emission from a twisted magnetosphere after magnetar-quake
磁星是一类高度磁化、缓慢旋转的中子星，其中只有一小部分显示出射电辐射。我们提出相干射电曲率辐射是由磁震情形下的扭电流传输束（j束）的净电荷涨落产生的。双光子对的产生被触发，这需要在载流束中不太高于$10^9$ V的阈值电压，并且可以被视为磁星的“开放场线”。磁层持续的解旋维持着变化的波动，因此在逐渐缩小的j束中保持着相干的无线电发射，这种情况会持续数年，直到无线电波束太小而无法被探测到。模拟得到的射电辐射峰值通量和平坦谱与观测结果基本一致。我们表明，这种依赖于时间的，锥束，辐射模型可以解释变量无线电脉动行为和无线电瞬变磁星XTE J1810 $-$ 197和高$B$脉冲星/AXP PSR J1622 $-$ 4950的X射线热点的演化。磁星在X射线爆发后，预计会探测到亮度为$\lesssim10^{31}\,{\rm erg\,s^{-1}}$的射电辐射和高频振荡。讨论了磁星和普通磁星射电辐射的差异。
2019-03-08 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
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
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
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
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
Resonant Inverse Compton Scattering and Hard X-ray Emission in Magnetar Magnetospheres
Washington University in St. Louis（华盛顿大学圣路易斯分校）
研究通过反斯托克斯散射机制解释磁星硬X射线发射，分析磁层等离子体密度变化及光学深度约束，提出赤道扭旋结构能解释NuSTAR观测结果。
2026-08-10 astro-ph.HE
Escape of Fast Radio Bursts from magnetars' magnetospheres
讨论了快速射电暴（FRB）产生和逃逸过程中的耗散过程。在发射区需要高磁场，既考虑到FRB的整体能量，又为了抑制射电发射粒子的"正常“（非相干）辐射损失;这将发射半径限制在$\leq {\rm few} \times 10 R_{NS}$。强FRB脉冲中粒子的辐射损失可能发生在磁层的外部区域，旋转周期较长，$P\geq 1$秒。这些损失被几种效应抑制：（i）背景等离子体沿波传播方向的有质动力预加速（损耗大约减少为$γ_\parallel^{3}$：较小的频率，功率为$ \propto γ_\parallel^2$，时间尺度被拉伸，$ \propto γ_\parallel$）;这种加速是非耗散的，并且在脉冲的下降部分被逆转;（二）朗道-波梅兰丘克-米格达尔效应（长辐射形成长度和随之而来的散射波的相消干涉）。在某些情况下，FRB脉冲可能在外部扰动（例如，阿尔芬波的入射脉冲）：这可能会产生紫外线/软X射线脉冲，这是FRB的天鹅之歌，可能被钱德拉探测到。
2021-10-16 astro-ph.HE
Explaining radio emission of magnetars via rotating and oscillating magnetospheres of neutron stars
我们研究了旋转和振荡磁星的无线电发射条件，主要的物理过程决定了它们在P- \dot{P}图中死亡线的位置，也就是区分中子星可能是无线电强或无线电静的区域的那些线。利用广义相对论的磁星磁层电磁标量位表达式，我们发现，当磁星的致密性参数较大，自转轴与磁矩的倾角较大时，磁星的死亡线远高于大多数已知磁星的死亡线。这与观测证据一致，即在普通磁星的典型频率范围内，磁星没有规则的无线电发射。相反，当考虑磁星的振荡时，死亡线向下移动，满足了在磁层中产生无线电发射的必要条件。目前的观测结果表明，磁星的爆发活动和磁星磁层中无线电发射的产生之间存在密切联系，这一点自然在我们的解释中得到了解释。
2011-09-26 astro-ph.HE gr-qc
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
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
Pair Cascades in Magnetar Magnetospheres
本文通过蒙特卡罗模拟研究磁星磁层中由共振逆康普顿散射引发的级联对产生过程，发现对同步辐射和分裂光子谱主导观测谱并具有40%-80%的高偏振，可解释IXPE观测到的磁星高偏振信号。
2025-08-18 astro-ph.HE
General-relativistic magnetar magnetospheres in 3D with physics-informed neural networks
本文利用物理信息神经网络构建三维广义相对论磁星磁层模型，发现局域热斑情形下自由能超出量仅约5%，表明仅靠偶极场难以解释磁星爆发能量学，需考虑多极分量。
2025-09-12 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
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
Dissipation of Alfvén Waves in Relativistic Magnetospheres of Magnetars
磁星耀斑在中子星的磁层中激发出强烈的阿尔文波。波能量可以（1）在磁层中消散，（2）转换为"快模式"并可能逃逸，（3）穿透中子星地壳并在那里消散。我们研究和比较这三种选择。特别具有挑战性的是强波之间的非线性相互作用，这将发展为小耗散尺度的级联。这个过程可以在无力电动力学（FFE）的框架内进行研究。我们进行三维FFE模拟研究阿尔文波耗散，需要多长时间，以及它如何依赖于驱动尺度上的初始波振幅。在模拟中，我们发射了两个大的阿尔文波包，它们在封闭的磁场线上不断反弹，并反复碰撞，直到形成完整的湍流谱。除了耗散由于湍流级联，我们发现，在一些模拟虚假的能量损失发生在第一次碰撞。这种效应发生在FFE描述中断的特殊情况下。这是解释一个简单的一维模型，我们研究在FFE和全磁流体动力学设置。我们发现磁层通过非线性波相互作用的耗散相对较慢，更多的能量被排入中子星。沉积到恒星中的波能通过液态海洋底部引起的塑性地壳流动迅速消散，产生的热量的一部分从恒星表面辐射出去。
2018-10-24 astro-ph.HE
Nonlinear Electromagnetic Waves in Magnetosphere of a Magnetar
计算了电磁波在磁星磁层中的传播。磁层被建模为QED真空和冷的，强磁化的等离子体。背景场和电磁波被非微扰地处理，并且可以是任意强的。这种技术对于研究传播波中的非线性效应特别有用。波通过这样的介质通常会形成冲击;另一方面，我们关注的是可能存在的波，没有演变的旅行。因此，为了研究非线性效应，我们做了一个行波分析，并数值研究了所得的波动方程。我们发现了一类解决方案，在一个均匀的等离子体，稳定对形成冲击，激发非正交分量表现出很强的非线性行为。这些波可能是近磁星和磁星能量传输过程的重要组成部分。
2010-11-10 astro-ph.HE hep-ph
Alfvén Wave Conversion to Low Frequency Fast Magnetosonic Waves in Magnetar Magnetospheres
本文通过轴对称无力模拟研究偶极磁层中 Alfvén 波向快磁声波的转换，揭示波列填充程度决定低频或倍频快波，并分析转换效率及其 X 射线辐射意义。
2025-06-06 astro-ph.HE
Magnetar X-ray flares as elementary reconnection events in a self-organized critical magnetosphere
Institute for Astronomy and Astrophysics, Jinggangshan University（井冈山大学天体物理与天文研究所）；Key Laboratory of Energy Conversion Optoelectronic Functional Materials of Jiangxi Education Institutes, School of Mathematics and Physics, Jinggangshan University（江西高校能量转换光电功能材料重点实验室，井冈山大学数学与物理学院）；School of Computer and Information, Dezhou University（德州大学计算机与信息学院）；Purple Mountain Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院紫金山天文台）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学天文与空间科学学院）；Department of Astronomy, Tsinghua University（清华大学天文系）；Institute of Astrophysics, Central China Normal University（华中师范大学天体物理研究所）；State Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所粒子天体物理国家重点实验室）
本研究明确磁星X射线耀斑（MXFs）是磁星暴中物理相关的耗散单元，通过分析789个MXFs的特征，提出其属于FD-SOC系统，是连接磁星高能活动与其他脉冲现象的基本重联事件。
2026-10-14 astro-ph.HE
Three-Dimensional Numerical Simulations of Magnetar Crust Quakes
University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；Princeton University（普林斯顿大学）
磁星地壳地震通过三维模拟揭示了高频磁弹性波的传播特性及磁层辐射调制机制，为理解磁星爆发和快速射电暴触发机制提供新视角。
2026-01-19 astro-ph.HE
Magnetar Eruptions and Electromagnetic Fireworks
本文提出磁星爆发全局模型，解释硬 X 射线耀发源于内磁层扭曲磁通量束的不稳定性，并阐明外磁层中耀发磁脉冲与电流片碰撞形成磁岛链从而产生 FRB 的机制。
2024-05-04 astro-ph.HE
The dynamic magnetosphere of Swift J1818.0$-$1607
无线电轰鸣磁星显示出各种各样的无线电脉冲现象，在旋转动力磁星中很少见。对这些天体的无线电脉冲进行分光偏振测量，有可能限制它们的磁拓扑结构，并揭示磁星无线电发射机制的线索。在这里，我们报告了8个观测的磁星斯威夫特J1818.0 $-$ 1607与帕克斯超宽带低接收器，覆盖了广泛的频率范围从0.7到4千兆赫在5个月的时间。磁星在此期间表现出显着的时间剖面演变，包括出现了一个新的配置文件组件与倒置的频谱，两种不同类型的无线电发射模式切换，在两个单独的观测，以及多个偏振模式的出现和消失。这些不同的现象很可能是磁层内等离子体含量和电流不断重新配置的结果。与线性偏振位置角的几何拟合表明，我们正以与自旋轴成$\sim$ 99 $^{\circ}$的角度观察磁星，并且其磁轴和旋转轴未对准$\sim$ 112 $^{\circ}$。在进行这些拟合时，我们发现与15天前和12天后进行的观察相比，MJD 59062的位置角摆动方向相反。我们推测这一现象可能是该磁星的射电辐射来源于与两个共同定位的磁极相关的磁场线的证据，这两个磁极由日冕环连接。
2020-12-04 astro-ph.HE
Axion-mediated Transport of Fast Radio Bursts Originating in Inner Magnetospheres of Magnetars
本文提出快速射电暴可通过轴子-光子耦合从磁星内磁层传输到外部，并证明该机制满足FRB 121102的能量约束且不违背现有轴子探测限制。
2023-02-22 astro-ph.HE hep-ph
Axisymmetric force-free magnetosphere in the exterior of a neutron star II: Maximum storage and open field energies
磁星的磁气圈是由内部注入的能量和螺旋度逐渐演化而来。本文用数值方法得到了相对论无力磁层幂律电流模型的轴对称静态解。它们提供了关于其中存储的能量大的配置的信息。沿着一系列平衡的能量增加，并变得足以打开磁场。在恒星附近形成了一条磁通量绳，其中有大量的环向场被限制，状态超过开放场能量。这些状态在能量上是亚稳态的，多余的能量可能会以磁星爆发的形式喷射出来。
2018-01-19 astro-ph.HE
Modulating the magnetosphere of magnetars by internal magneto-elastic oscillations
我们耦合内部扭转，磁弹性振荡的高度磁化的中子星（磁星），他们的磁层。外部磁场配置的相应轴对称扰动演化为一系列线性、无力平衡，这些平衡完全由背景磁场配置和表面处的磁场扰动确定。的扰动获得的磁星内部的磁弹性振荡的模拟。虽然这种振荡只能在靠近两极的一个非常有限的区域内激发出恒星外部的阿尔文行波，但它们仍然通过在以极角$\gtrsim 0.19\,$ rad离开恒星的闭合磁场的脚点之间引起随时间变化的扭曲来调制近磁层。此外，我们发现，对于一个偶极类背景磁场配置的磁场调制的磁层，由内部振荡驱动，只能是关于赤道对称。这与我们以前的研究结果一致，在那里我们解释了所观察到的准周期振荡磁星爆发的X射线尾驱动的家庭的内部磁弹性振荡与对称磁场扰动。
2014-07-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Opacities for Photon Splitting and Pair Creation in Neutron Star Magnetospheres
在过去的四十年里，各种望远镜观测到的磁星的持续和闪耀发射为我们提供了一套软X射线和硬X射线的光变曲线和光谱，尚未检测到超过1 MeV的发射。磁对产生和光子分裂导致的高能光子衰减预计在磁星的磁层中很活跃，这可能是它们信号中伽马射线缺乏的原因。本文研究了高磁化中子星的静态真空偶极磁层中这两个QED过程的偏振相关不透明度，计算了衰减长度，确定了逃逸能量，即光子在无限远透明时的最大能量。在平坦和弯曲的时空的数值轨迹积分分析提供了几兆电子伏或更少的可见能量的磁星接近恒星表面的地方的上限。光子分裂不透明度本身就限制了磁层中可能的发射区域：最大高度为2-4恒星半径的场环内区域与最大检测到的250千电子伏左右的能量不相称。这些限制不仅适用于磁星耀斑，但也对他们的静态硬X射线尾部发射。探索光子分裂衰减的背景下的共振逆康普顿散射模型的硬X射线尾巴得到独特的相位分辨光谱和极化签名，未来的MeV波段的任务，如AMEGO和e-ASTROGAM的重大利益。
2019-04-05 astro-ph.HE
Crustal Quakes Spark Magnetospheric Blasts: Imprints of Realistic Magnetar Crust Oscillations on the Fast Radio Burst Signal
本文将磁星地壳的磁弹性动力学模拟与磁层的三维相对论电动力学模拟结合，揭示地壳振荡触发磁层波并引发多种非线性现象，为快速射电暴机制提供约束。
2025-08-25 astro-ph.HE
Force-free and twisted, relativistic neutron star magnetospheres
在这张海报中，我们提出了一个轴对称的结构，一个扭曲的，对齐的旋转偶极子内的等离子体填充的磁层的无力磁层。我们探索了扭转的各种轮廓。我们发现，随着电流的增加，更多的场线穿过光柱，导致更有效的自旋下降。此外，我们注意到扭曲不能无限增加，在大约$π/2$的有限扭曲之后，场变得近似径向。这可能对与爆发有关的磁星的扭矩变化产生影响。
2022-03-18 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
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
Force-free twisted magnetospheres of neutron stars
在磁星持续发射中观测到的X射线谱是磁层存在的证据。的光谱的高能量的一部分解释的软热光子在扭曲的磁层，这促使了越来越多的努力，以改善和推广现有的磁层模型的共振回旋上散射。我们希望建立更一般的配置扭曲，无力磁层作为第一步，了解所观察到的光谱中的磁场几何形状所扮演的角色。首先，我们回顾和扩展以前的分析工作，以评估半分析方法的可行性和局限性。其次，我们建立了一个数字代码，能够放松一个非旋转的磁层的初始配置，以一个无力的几何形状，提供任何形式的磁场在恒星表面。数值代码是基于一个有限差分时域，发散自由，和保守的计划，在其他情况下使用的磁摩擦方法的基础上。我们得到新的扭曲磁层的数值配置，与扭曲和电流的分布，从以前的解析解不同。新的家庭的解决方案的全球扭曲的范围是类似于现有的半解析模型（一些弧度），但实现的几何形状可能是完全不同的。扭曲的，无力的磁层的几何形状显示了比以前考虑的更广泛的各种可能性。这对观察到的光谱有影响，并打开了在辐射转移模拟中实施替代模型的可能性，目的是提供与观察结果进行比较的光谱。
2011-07-29 astro-ph.HE
The Evolution of High Temperature Plasma in Magnetar Magnetospheres and its Implications for Giant Flares
本文在星震模型的框架下，提出了一种描述巨耀斑初始尖峰的新机制。本文研究了磁星磁层中闭合磁通量管中等离子体在能量突然释放情况下的演化，并讨论了与观测到的巨耀斑的关系。我们在史瓦西几何中对相对论磁流体动力学进行了一维数值模拟。我们假设能量是由一个热的恒星表面包含随机扰动的横向速度的循环的足点注入。阿尔文波产生并向上传播，伴随着非常热的等离子体，这些等离子体也被非线性产生的压缩波持续加热。我们发现，火球区域的前缘在管的顶部与它们对称发射的对应物碰撞。这种碰撞导致能量释放，它可以描述巨耀斑初始尖峰的光变曲线。
2014-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling the broadband persistent emission of magnetars
在本文中，我们讨论了我们的第一次尝试，在一个自洽的，物理的情况下模拟宽带持续发射的磁星。我们提出了一个合成模型，我们计算了一个新的蒙特卡罗3-D辐射代码的预测。其基本思想是，软热光子（例如由恒星表面发射的）可以经历由扭曲磁层中的相对论电子群引起的共振回旋上散射。我们的代码是专门为工作在超磁化制度;极化和QED效应始终占，以及不同的配置磁层。我们讨论了在0.1-1000 keV范围内的预测光谱特性，偏振特性，我们提出的模型应用到一个样本的磁星软X射线光谱。
2010-08-09 astro-ph.HE
Topology of magnetars external field. I. Axially symmetric fields
越来越多的理论和观测证据表明，磁星的外部磁场可能包含一个环向分量，可能与极向分量的量级相同。这种“扭曲的磁层”被沿着闭合场线流动的电流穿过，该闭合场线可以通过共振回旋散射（RCS）与软热光子有效地相互作用。实际上，RCS谱模型在解释候选磁星、软γ射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）的持续~1-10 keV辐射方面是相当成功的。此外，有人提出，在存在高度相对论性电子的情况下，相同的过程可以引起所观察到的硬X射线谱尾延伸到~200 keV。到目前为止，光谱计算一直局限于全球扭曲的偶极磁层的情况下，虽然有迹象表明，扭曲可能只限于磁层的一部分，和/或大规模的领域是更复杂的比一个简单的偶极子。本文研究了超磁化中子星的多极无力磁层。本文首先讨论了Grad-Schluter-Shafranov方程多极解的一般生成方法，并详细分析了偶极、四极和八极场。这些多极，全球扭曲领域的光谱和光变曲线，然后使用蒙特卡罗代码计算和比较与那些一个纯粹的偶极配置。最后，相位分辨光谱和能量依赖的光变曲线得到了一个简单的模型的局部剪切场面临的积分观测的AXP 1 RXS J1708-4009和4U 0142+61。结果支持的图片，在这两个来源的领域是不是全球扭曲。
2009-02-04 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
Magnetar bursts due to Alfvén wave nonlinear breakout
磁星活动最常见的形式是短X射线爆发，持续时间从毫秒到秒，亮度范围从$10^{36}$到$10^{43}\ {\rm erg}\,{\rm s}^{-1}$。最近，来自银河系磁星SGR 1935+2154的X射线爆发被检测到与来自同一来源的两个类似快速射电暴（FRB）的事件重合，提供了FRB可能与磁星爆发有关的证据。使用完全三维无力电动力学模拟，我们表明，这样的磁星爆发可能产生的阿尔文波发射局部磁星地震：一个波包传播到外磁层，成为非线性，并逃离磁层，形成一个超相对论喷出物。喷出物推开磁层磁力线，在其后面产生电流片，在这些电流片处可能发生磁重联，导致等离子体重联和X射线发射。喷出物的角度大小可以是紧凑的，如果地震发射区很小，则为$\lesssim 1$ sr，$\lesssim 0.01$ sr在恒星表面。我们讨论的FRB和一致的X射线爆发SGR 1935+2154的影响。
2022-06-01 astro-ph.HE
Force-free wave interaction in magnetar magnetospheres: Computational modeling in axisymmetry
本文通过轴对称无力电动力学模拟研究磁星磁层中阿尔芬波与快磁声波的相互作用，揭示其转换机制、效率及对快速射电暴等观测现象的潜在意义。
2024-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Dynamics of Strongly Twisted Relativistic Magnetospheres
磁星的磁层被认为是强烈扭曲的，这是由于内部磁应力对恒星地壳的剪切。我们提出了随时间变化的轴对称模拟，详细显示了相对论性无力磁层通过大角度缓慢扭曲的演变。当扭曲幅度较小时，磁层通过一系列自由能增加的平衡准静态运动。在一定的扭曲幅度下，磁层变得撕裂模式不稳定，形成电阻性电流片，引发大规模的磁重联，其中很大一部分的磁自由能可以耗散。该“临界”扭转角对电阻长度尺度不敏感。快速剪切使磁层暂时稳定在临界角以上，使快速差速旋转恒星的磁层能够储存和耗散更多的自由能。除了这些影响，剪切旋转恒星的表面会增加施加在恒星上的自旋下降扭矩。如果剪切比旋转慢得多，那么自旋下降速率的峰值可能发生在从长扭曲时间尺度到恒星自旋周期或更短的任何时间尺度上，这取决于恒星剪切分布和磁层扭曲的现有分布。因此，一个能量储存在磁层中，并由磁层不稳定性释放的模型预测了SGR巨型耀斑之前测得的自旋下降率的巨大变化。
2013-12-11 astro-ph.HE
Three-dimensional dynamics of strongly twisted magnetar magnetospheres: Kinking flux tubes and global eruptions
本文通过三维磁层扭曲模拟揭示磁星通量管的扭结与全局爆发机制，解释不同能量X射线爆发并为快速射电暴供能模型提供坡印廷通量外流。
2023-04-25 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Monster radiative shocks in the perturbed magnetospheres of neutron stars
本研究揭示中子星磁层扰动可产生宇宙中最强的辐射激波，引发X射线爆发，为磁星活动与快速射电暴的关联提供新机制。
2023-09-04 astro-ph.HE
Neutrino emission from FRB-emitting magnetars
银河系磁星SGR 1935+2154的硬X射线爆发伴随着明亮的射电暴（以下简称FRB 200428），这表明磁星可以产生FRB。我们研究可能的中微子发射从FRB发射磁星发展一个一般的理论框架。我们考虑三个不同的网站的质子加速和中微子发射，即在磁层内，在当前片区域以外的光柱，并在相对论冲击远离磁层。质子和π介子的不同冷却过程被认为是在每种情况下计算中微子发射抑制因子。我们发现中微子辐射的通量随着磁星半径的增加而减小，这是由于目标光子数密度的减小。我们计算了FRB 200428及其相关X射线爆发的中微子通量。最乐观的情况下，磁层质子加速的通量仍然比冰立方的灵敏度低$\sim4$个数量级。我们还估计了宇宙中所有发射FRB的磁星的漫射中微子背景。磁星在FRB发射阶段的总中微子通量是一个可以忽略不计的部分，即使在最乐观的中微子发射磁层的情况下观察到的扩散发射。然而，如果假设更多的没有FRB关联的X射线爆发也可以产生具有类似机制的中微子，磁星可以贡献高达$10^{-8} \ {\rm GeV \ s^{-1} \ sr^{-1} \ cm^{-2}}$的扩散中微子背景通量，其范围从GeV到多TeV。
2022-01-06 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
Angled pulsar magnetospheres
本文研究具有内部扭曲轴对称磁场的旋转中子星的磁层结构。扭转感应和旋转感应的环形磁场在不同的半球中对齐/反向对齐。使用分析和数值计算（与PHAESTALCOME代码），我们表明，作为一个结果，南北对称性被打破：磁层和风成为“角度”，圆锥形。磁层的角度会影响自旋下降（使其在轻微扭曲时变小），使返回电流在Y点不均匀地分裂，产生各向异性风和线性加速度，这些加速度可能会超过银河系势中的引力加速度，并产生高达$\sim 100$ km/s的总反冲。我们还考虑分析的Y-点的扭曲磁层的结构，并提供估计的内部扭曲超过没有稳定的解决方案存在：过度扭曲的磁层必须产生等离子体喷射事件。
2021-04-16 astro-ph.HE
Radio emission of magnetars driven by the quasi-linear diffusion
本文利用准线性扩散（QLD）方法研究了射电磁星磁层中产生电磁波的可能性。考虑到磁层分别由所谓的束流和等离子体组成，我们认为冻结条件将不可避免地导致不稳定回旋模式的产生。这些模式，通过QLD，将反过来影响粒子分布函数，导致某些值的俯仰角，从而有效的同步加速器机制，产生无线电光子。我们表明，三个已知的无线电磁星的QLD可能是一个现实的机制，在无线电波段产生光子。
2014-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
