A new insight into neutrino energy loss by electron capture of iron group nuclei in magnetars surface
基于相对论平均场有效相互作用理论和赖东模型\citep{b37, b38, b39}，讨论了超强磁场对磁星表面电子费米能、核遮蔽能和单粒子能级结构的影响.利用壳模型蒙特卡罗（SMMC）方法和随机相近似（RPA）理论，详细分析了铁族核在SMFs中电子俘获引起的中微子能量损失率（NELR）。
2016-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Anisotropic neutrino effect on magnetar spin: constraint on inner toroidal field
磁星的超强磁场由于弱相互作用的宇称破缺而改变了中微子的散射截面，导致中微子的非对称传播。这种各向异性的中微子辐射不仅传递了中子星的线动量，而且还传递了角动量，如果恒星内部嵌入了强环向场的话。因此，最近的观测所暗示的隐藏的环向场可能会影响新生磁星的旋转自旋演化。我们解析求解中微子的输运方程，并评估各向异性的程度，导致磁星自旋或自旋下降在早期中微子冷却阶段。假设中微子冷却阶段后导致磁星自旋下降的主要过程是正则磁偶极辐射，我们将解与目前观测到的极向（偶极）场分别为$\sim 10^{15}$ G和$10^{14}$ G的反常X射线双星1 E1841 -045和1 E2259 +586的自转周期进行了比较。结合与这些磁星有关的超新星遗迹年龄，本文的估计暗示了$B^ϕ\lesssim 10^{15}$ G的全球（平均）环向场强度的粗略约束。
2014-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Structure, Deformations and Gravitational Wave Emission of Magnetars
中子星在其生命的某些阶段可以具有极强的磁场，高达10^15-10^16 G。这些被命名为磁星的天体可能是强大的引力波源，因为它们的磁场可以决定大的形变。讨论了磁星的磁场结构及其引起的形变。最后，我们讨论了探测这些恒星发射的引力波的前景。
2010-11-11 astro-ph.SR gr-qc
Coherent magneto-elastic oscillations in superfluid magnetars
我们研究了超流性对高磁化中子星（磁星）扭转振荡的影响，通过二维磁流体力学-弹性模拟的微物理状态方程。我们用参数化的方法处理了中子星核中中子的超流性质，有效地将部分核物质与振荡解耦。我们的模拟证实了两组振荡的存在，即连续振荡，仅限于中子星的核心和Alfvénic字符，和全球振荡与恒定的相位和混合磁弹性类型。后者可以解释在磁星巨耀斑中观察到的准周期振荡，因为它们不受相位混合引起的额外阻尼机制的影响，这与连续振荡相反。然而，我们不能严格地证明具有恒定相位的相干振荡是简正模。此外，我们没有发现地壳剪切模式的磁场强度典型的磁星。我们提供了适合我们的数值模拟，给出振荡频率的函数的磁场强度和质子分数的核心。
2016-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A VLT/FLAMES survey for massive binaries in Westerlund 1. IV. Wd1-5 - binary product and a pre-supernova companion for the magnetar CXOU J1647-45?
第一个软伽马射线中继器是在三十多年前发现的，随后被确定为磁星。然而，目前对这些物体的形成通道没有共识。星暴星团韦斯特隆德1中磁星的存在意味着一个大于40兆太阳的祖先，有利于在超新星分裂的双星中形成。为了验证这一假设，我们通过径向速度测量寻找假定的前SN伴星，以识别高速逃逸，随后对所得候选者Wd 1 -5进行大气分析。Wd 1 -5的光谱质量看起来过于明亮，我们发现了He和N富集，O耗尽和临界C富集的证据，这些特性的组合对于单个恒星来说很难解释。我们推断出Wd 1 -5的前SN历史，它假设一个初始的近距离双星包括两颗质量相当的恒星（~ 41 Msun +35 Msun）。从最初更大质量的组分的有效质量转移导致质量增加者更迅速地演变，启动发光蓝色可变/共同包络演变。反向，风驱动的质量转移在其随后的WC沃尔夫-拉叶阶段导致Wd 1 -5的碳污染，在Ibc型超新星破坏二元系统之前。在Wd 1 -5和J1647-45之间的物理关联的假设下，次级被确定为磁星的祖先;其共同的包络演化阶段防止其核心之前SN和种子磁场的磁星形式自旋下降在这个阶段或在早期的情节中的质量转移，它是自旋了。我们的研究结果表明，二元性是形成至少一个子集的磁星通过防止自旋通过核心耦合和潜在的种子磁场的关键成分。
2014-05-13 astro-ph.SR
Magnetar field evolution and crustal plasticity
磁星的活动被认为是由巨大的磁能库提供动力的。我们描绘了一幅演化的图景，其中磁星内部场的演化产生了一个扭曲的日冕，能量可能会在一个巨大的耀斑中突然释放，或者通过较小的爆发和持续的发射逐渐释放。鉴于磁星的年龄和巨大耀斑的能量，我们认为它们的演化是由一种新的机制驱动的：由于地壳中持续的塑性流动导致的磁通量传输/衰减，这将使通常的假设失效，即地壳晶格是静态的，只在霍尔漂移和欧姆衰减下演化。我们估计所需的磁场强度诱导塑性流动作为地壳深度的函数，和塑性相的粘度。恒星的超导核心也可能在磁星场演化中扮演角色，这取决于恒星的自旋历史以及旋转涡旋和磁通管如何相互作用。
2016-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
A VLT/FLAMES survey for massive binaries in Westerlund 1: II. Dynamical constraints on magnetar progenitor masses from the eclipsing binary W13
韦斯特伦德1是一个年轻的大质量星系团，包含丰富的沃尔夫-拉叶星，热相和冷相过渡超巨星和磁星。我们使用的光谱和光度观测的食双线双星W13推导出动力学质量的两个组件，以确定限制的祖先质量的磁星CXEJ164710.2 -455216和人口的演化恒星Wd 1。W13的轨道周期为9.2709+/-0.0015天，是一颗近接触的行星。浅光度食排除了大于65度的倾角，导致发射线光学主星和超巨星光学主星的质量下限分别为21.4+/-2.6Msun和32.8+/-4.0Msun，上升到23.2 +3.3/-3.0Msun和35.4 +5.0/-4.6Msun，以获得我们最佳的倾角62 +3/-4度。与沃尔夫-拉叶双星演化理论模型的比较表明，发射线天体的初始质量超过35 Msun，最有可能的模型具有高度非保守的晚期Case-A/Case-B质量转移和超过40 Msun的初始质量。这证实了从其在Wd 1中的成员资格推断出的高磁星祖质量，并代表了对任何磁星祖质量的第一个动力学约束。Wd 1中的红超巨星必须具有与W13相似的祖先质量，因此是经历红超巨星阶段的最大质量恒星之一，这对人口模型提出了挑战，该模型表明在这个质量范围内的恒星结束了它们向红方向的演化，成为黄超巨星。[删节]
2010-08-17 astro-ph.SR
Ejector and propeller spin-down: How might a superluminous supernova millisecond magnetar become the 6.67 hr pulsar in RCW103
超新星遗迹RCW 103中的X射线源1 E 161348-5055最近表现出磁星的典型X射线活动，即磁场> 10 ^14 - 10 ^15 G的中子星。然而，1 E 161348-5055的观测周期为6.67小时，而磁星的自旋周期为秒。在这里，我们描述了一个简单的模型，它可以解释1 E 161348-5055的自旋演化，以及其他磁星，从一个初始的毫秒，将需要发电机产生的磁场强度磁场。我们认为，1 E 161348-5055与其他磁星的关键区别在于其残留盘的总质量较小。这个圆盘导致1 E 161348-5055在其生命中经历了喷射器和螺旋桨阶段，在此期间，强大的扭矩导致其自旋周期迅速增加。通过匹配观测到的自旋周期和1-3 kyr的年龄，我们发现1 E 161348-5055在所有已知的磁星中具有（略）最高的磁场，B~ 5 × 10^15 G，其盘的质量约为10^24 g，与小行星谷神星相当。
2016-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Shoenberg Effect in Relativistic Degenerate Electron Gas and Observational Evidences in Magnetars
中子星内部的电子气是高度简并的相对论性气体。由于电子-电子磁相互作用，微分磁化率可以等于或大于1，从而导致中子星的磁系统变得亚稳态或不稳定。地壳下核子的费米液体可以处于亚稳态，而地壳不稳定，形成交替磁化层。作用于相邻磁畴的磁应力的变化可导致地壳的一系列位移或破裂。磁暴是地壳中磁自由能和弹性能释放的结果。同时，靠近核子费米液体的地壳深部的一系列位移或破裂，可以触发核子费米液体从亚稳态向稳态的相变。核子费米液体中释放的磁自由能对应于某些磁星中观测到的巨耀斑。
2013-07-02 astro-ph.SR
Modeling Magnetohydrodynamic Equilibrium in Magnetars with Applications to Continuous Gravitational Wave Production
拥有宇宙中最强的磁场，磁星标志着物理现象的极端。它们的磁场强度足以使恒星体的形状变形，当旋转轴和磁轴不对齐时，这些变形会通过随时间变化的四极矩产生引力波（GW）。这种引力辐射不同于目前激光干涉引力波天文台可探测到的信号。这些信号是连续的，而不是瞬时的“啁啾”波形产生的二元系统在阶段的螺旋，合并，和振铃。我们评估的灵敏度要求，未来迭代的GW探测器，以连续的GW信号产生的磁星。本文建立了一个强磁场磁星结构的计算模型。我们实现了一个n = 1的多方状态方程（EOS），并采用了一个混合的极向和环向磁场模型的限制的选择状态方程。我们利用磁星磁场强度和各种恒星物理属性的基准值。通过计算模拟，我们测量磁星结构的变形，以确定作为这些变形引起的非轴对称旋转的结果形成的连续GW的强度上界。我们计算预测上限GW应变值的麦吉尔磁星目录，所有检测到的磁星的索引中的源。
2021-01-15 astro-ph.HE astro-ph.IM astro-ph.SR
The variable spin-down rate of the transient magnetar XTE J1810--197
我们分析了XMM-Newton和Chandra对瞬态磁星XTE J1810-197的观测，时间跨度超过11年，从2003年爆发的初始阶段到当前的静止水平。我们研究了脉冲星自旋周期的演化，发现了两个不同区域的证据：在爆发衰变期间，自旋导数（nu_dot）在-（2-4.5）x10^-13 Hz/s的范围内变化很大，而在静止期间，自旋下降速率更稳定，平均值为-1x10 ^{-13} Hz/s。只有在静止阶段的约3000天（从MJD 54165到MJD 56908）中，才有可能找到相位连接的定时解决方案，nu_dot =-4.9x10 ^{-14} Hz/s，以及正的二阶频率导数nu_dotdot = 1.8x10^{-22} Hz/s。如果XTE J1810-197的爆发是由于强磁层扭曲，这些结果与预期的行为一致。
2016-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Signature of Triaxially Precessing Magnetars in Gamma-ray Burst X-Ray Afterglows
本文从Swift/XRT数据中识别出四个X射线余辉平台期具有规则流量变化的伽马射线暴，并用三轴自由进动磁星的磁偶极辐射模型成功拟合其光变曲线，为新生毫秒磁星早期进动提供了新证据。
2024-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
High-cadence monitoring of the emission properties of magnetar XTE J1810-197 with the Stockert radio telescope
本文提出一种基于频谱方差和磁星自转过滤射电干扰的单脉冲搜索方法，将信噪比检测阈值从8降至5，发现了超115,000个单脉冲，并揭示了磁星XTE J1810-197在不同阶段单脉冲特性和折叠轮廓的时间演化及相位不对称性。
2024-03-20 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
A possible origin of the Galactic Center magnetar SGR 1745-2900
由于银河系中心附近存在大量的大质量O/B型星和推定的中子星（NS），因此可能存在由NS和B型星组成的中等质量X射线双星（IMXB）。研究了具有$\sim5.2M_\odot$伴星的IMXB（类似于M82 X-2）中吸积NS的演化，轨道周期为$\simeq2.53$天.通过对早期B类Roche瓣溢出（RLOF）吸积采用适度的超爱丁顿速率$\dot{M}=6\times10^{-8}M_\odot~{\rm yr}^{-1}$，我们发现只有在具有相当弹性地壳的吸积NS（滑移因子$s=0.05$）中，环向磁场才能在1 Myrs内被放大，这被认为是RLOF最长的持续时间。这些IMXB如果动力学稳定，将演化为NS+白矮星（WD）双星。然而，在NS+WD双星形成之前，GC中的高恒星密度可能会导致NS+演化双星（后早期Case B质量转移阶段）与NS频繁相遇或与其他恒星交换相遇，这可能会产生单个NS。当放大的极向磁场扩散到NS表面时，这些NS将演变成磁星。因此，我们的结果提供了一个可能的解释GC磁星SGR 1745-2900的起源。此外，具有$s>0.05$的增生NS将演化为毫秒级微扰器（MSP）。因此，我们的模型揭示了GC磁星和MSP都可能起源于特殊类型的IMXB。
2017-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Super-luminous supernovae from PESSTO
我们目前的光谱和光变曲线的三个氢贫超发光超新星其次是公共ESO瞬态天体光谱调查（PESSTO）。时间序列光谱从几天后的最大光100天后显示，他们是相当典型的这一类，光谱占主导地位的钙II，镁II，铁II和硅II，这慢慢演变的大部分后峰光球阶段。我们确定热光变曲线，并应用简单的拟合工具，基于磁星自旋下降，56镍衰变，和碰撞的喷出物与一个不透明的拱壳的能量输入的扩散。我们调查如何异质光变曲线的样品（结合其他文献）可以帮助约束这些事件背后的可能机制。我们已经跟踪了这些事件超过100-200天后的高峰，从衰落的超新星通量中解开宿主星系光，并区分模型，预测在这个阶段的不同行为。由放射性提供动力的模型需要不切实际的参数来重现所观察到的光变曲线，正如以前的研究所发现的那样。磁星加热和星周相互作用似乎仍然是可行的候选者。观测到的尾相光度出现了很大的差异，磁星模型在某些情况下无法预测通量的快速下降。这可能意味着磁星不是罪魁祸首，或者磁星风的X射线通量没有被完全捕获。一个物体的光变曲线显示出在最大光照后约100d处的明显的重新变亮。我们认为，这可能是由于多个壳的拱星材料，或从磁星电离前打破了喷出物。
2014-08-04 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
