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
Supernova luminosity powered by magnetar-disk system
磁星是一些高能超新星爆发的潜在动力源之一，如I型超亮超新星（SLSNe I）和宽线Ic型超新星（SNe Ic-BL）。为了探索这两类超新星之间可能存在的联系，我们研究了回退吸积盘对磁星演化和磁星驱动的超新星的影响。在这种情况下，磁星和回退吸积盘之间的相互作用将加速磁星在吸积状态下的自旋，但可能导致磁星在螺旋桨状态下的大幅自旋下降。因此，磁星的初始旋转在自旋演化中起的作用较小。这样的磁星-盘相互作用方案可以很好地解释SNe Ic-BL和SLSNe I的光变曲线，对于这两种光变曲线，观测到的差异对磁星的初始磁场以及盘的回退质量和时间尺度敏感。与为SNe Ic-BL供电的磁星相比，那些导致更明亮的SNe的磁星通常保持更快的旋转，并且在峰值时间附近具有相对较低的有效磁场。此外，SLSNe I和长伽马射线暴之间的联系，如果在未来观测到，可以在磁盘系统的背景下解释。
2021-05-12 astro-ph.HE
A new scenario for magnetar formation: Tayler-Spruit dynamo in a proto-neutron star spun up by fallback
磁星是孤立的年轻中子星，其特征是宇宙中已知的最强磁场。它们的磁场的起源仍然是一个具有挑战性的问题。发电机作用的原位磁场放大是在快速旋转的祖细胞中产生超强磁场的一个很有前途的过程。然而，目前还不清楚是否拥有快速核心旋转的祖先的分数足以解释整个磁星人口。为了解决这一点，我们提出了一个新的磁星形成的方案，其中一个缓慢旋转的原中子星旋转的超新星回落。我们认为，这可能会引发泰勒-斯普鲁特发电机的发展，而其他发电机过程是不受欢迎的。使用以前的工作，这个发电机和模拟的特点回落，我们推导出方程模型的耦合演化的原中子星旋转和磁场。他们的时间积分不同的后备群众成功地比较分析估计的放大时间尺度和饱和值的磁场。我们发现，在核心反弹后的$20$到$40$ s内的磁场被放大，并且径向磁场在强度$10^{14}-10^{15}$ G处饱和，因此跨越磁星的偶极磁场的全部范围。我们还比较了两个建议的饱和机制的预测表明，类磁星的磁场可以产生的中子星旋转到旋转周期$\lesssim8$ ms和$\lesssim28$ ms，对应于回退群众$\gtrsim4\times10^{-2}{\rm M}_{\odot}$和$\gtrsim10^{-2}{\rm M}_{\odot}$。因此，我们的研究结果表明，磁星可以形成从慢旋转的祖先兼容最近的超新星模拟的后备群众，并导致合理的初始旋转周期的原中子星。
2022-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supernova Fallback onto Magnetars and Propeller-Powered Supernovae
我们探讨了在大质量恒星的超新星爆发过程中，新诞生的磁星上的回退吸积。强磁场（~10 ^{15} G）和短自旋周期（~1 - 10 ms）对磁星如何与下落物质相互作用有重要影响。在长的自转周期、弱的磁场和高的吸积率下，足够的物质被吸积形成一个黑洞，就像在大质量的祖星中常见的那样。当B <5 * 10 ^{14} G时，吸积导致磁星旋转得足够快，从而产生三轴变形并产生引力波，但只持续~50 - 200 s，直到它坍缩成黑洞。相反，在短的自旋周期、强磁场和低的吸积率下，磁星处于"螺旋桨状态"，通过驱逐进入的物质而避免成为黑洞。这个过程会使磁星向下旋转，因此只有在最初的质子中子星快速旋转的情况下，才可能产生引力波。即使磁星幸存下来，它也会吸积至少0.3个太阳质量，因此我们预计在这些类型的环境中出生的磁星的质量会比通常与中子星相关的1.4个太阳质量更大。推进器机制将磁星中~10 ^{52}尔格的自旋能转化为外流的动能，在最初的~10 - 30 s期间，这种冲击加热了流出的超新星喷出物。对于一个小的~5太阳质量的贫氢包层，这种能量创造了一个更明亮，更快的超新星，具有高的喷射速度~（1 - 3）* 10^4 km/s，可能会出现宽线的Ib/c型超新星。对于一个大于10太阳质量的富氢包层，结果是一个明亮的IIP型超新星，其平台光度为~10 ^{43}尔格/秒，持续时间为~60 - 80天。
2011-04-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can fallback accretion on magnetar model power the X-ray flares simultaneously observed with gamma-rays of Gamma-ray bursts?
本文通过搜寻七个同时具有X射线耀发和平台辐射的GRB，检验磁星螺旋桨式回落吸积模型，发现该模型难以同时解释与伽马射线同现的X射线耀发及高洛伦兹因子GRB的观测特征。
2024-01-16 astro-ph.HE hep-ph
Magneto-rotational evolution of neutron stars with hysteresis effect and fallback
近年来，在超新星遗迹的X射线双星系统中发现了吸积中子星。它们对于NS的标准磁旋转演化来说是一个难题，因为它们的年龄（$\lesssim 10^5$年）远小于前面的喷射器和螺旋桨阶段的预期持续时间。为了解释这样的系统，我们考虑旋转演化的NS与回退吸积和不对称的直接/向后转换之间的喷射器和螺旋桨阶段。结果表明，在初始周期和磁场一定的情况下，年轻的中子星在演化过程中可能不会进入喷射阶段。
2021-10-08 astro-ph.HE
Magnetospheric physics of magnetars
本文总结了磁星磁层物理的多波段辐射与计时行为，采用脉冲星与磁星的统一图像，涵盖风制动、回落盘及吸积低磁场磁星等模型，指出磁星与广泛的天体物理现象相关。
2023-09-11 astro-ph.HE
Instability in supernova fallback disks and its effect on the formation of ultra long period pulsars
针对超长周期脉冲星起源不明的问题，本研究模拟带超新星回落盘的磁星演化，发现盘内热黏滞不稳定性显著影响其形成，且多数此类脉冲星为近对齐或正交自转体，仍需额外机制解释其射电辐射。
2024-10-08 astro-ph.HE
On the fallback disk around the slowest isolated pulsar, 1E 161348$-$5055
位于超新星遗迹RCW 103中的中央致密天体1 E 161348 $-$ 5055的自转周期为$\sim 6.67$ hr，是最慢的孤立脉冲星。人们相信，需要一个超新星备份盘，才能在几年内将中子星的自转周期降到当前的$10^3$。新生中子星周围的回退盘的质量可以提供有用的信息，超新星的过程和可能的检测极限与光学/红外观测。然而，在1 E 161348 $-$ 5055的情况下，磁盘的质量是有争议的。在这项工作中，我们模拟了磁星的自旋演化是由磁盘和恒星的磁场之间的相互作用。与以往的研究相比，我们考虑到各种临界条件，影响的形成和演化的回退盘。我们的计算表明，当初始盘质量为$M_{\rm d} \sim 10^{-7} M_{\odot}$，中子星磁场为$B\geq 5 \times 10^{15}$ G时，我们可以再现1 E 161348 $-$ 5055的极慢自旋.这意味着1 E 161348 $-$ 5055可能是一颗具有非常特殊初始参数的磁星。然而，如果未来的观测发现更多像1 E 161348 $-$ 5055这样的天体，那么就可以对超新星的后退进行严格的限制。
2019-06-19 astro-ph.HE
A unified accreting magnetar model for long-duration gamma-ray bursts and some stripped-envelope supernovae
长期的伽马射线暴（LGRB）和I型超亮超新星（SLSNe~I）都被认为是由中心磁星提供能量的。的相关性，提出了初始自旋周期（$P_0$）和表面磁场（$B$）的磁星供电的X射线平台在LGRB余辉之间，表明磁星已经达到了平衡自旋周期由于回落吸积的可能性。相应的吸积速率被推断为$\dot{M}\approx10^{-4}-10^{-1}$ M $_\odot$ s $^{-1}$，这一结果对各向同性磁星风和平行磁星风都成立。对于SLSNe~I和一部分发动机驱动的正常Ic型超新星（SNe~Ic）和宽线亚类（SNe~Ic-BL），磁星也可以达到吸积诱导的自旋平衡，但相应的$B-P_0$分布表明吸积速率范围不同，即，$\dot{M}\approx 10^{-7}-10^{-3}$ M $_\odot$ s $^{-1}$。考虑回退吸积效应，磁场相对较弱的磁星导致SLSNe~I，而磁场较强的磁星导致SNe~Ic/Ic-BL。在我们的样本中，一些SLSNe~I可能来自紧凑的祖星，而另一些需要较长时间吸积的可能来自具有更多扩展包层或星周介质的祖星。
2020-10-20 astro-ph.HE
Periodicity in fast radio bursts due to forced precession by a fallback disk
最近报道了一个快速射电暴的16天周期。我们认为，这16天的周期性可能是由于强制岁差的中子星的后备磁盘。当自转轴与盘平面的法线方向不重合时，中子星就会进动。中子星的偏心率可能是由于旋转或强磁场等，我们发现，16天的周期可以理解使用典型的质量的回落盘。极化观测和有关中子星自转周期的信息可能有助于区分不同的模型。利用后备圆盘的强迫进动，可以一起理解磁星、磁星和快速射电暴中可能观测到的进动。
2020-04-10 astro-ph.HE
Antiglitch Inconsistent With Magnetar Model of AXP
本文指出AXP 1E 2259+586的反自转突减与磁星模型不符，提出其可由逆行物质吸积或螺旋桨作用解释，并认为AXP/SGR现象兼具吸积与磁能耗散双重起源。
2024-05-05 astro-ph.HE
Unifying neutron star sub-populations in the supernova fallback accretion model
我们采用超新星后退盘模型模拟孤立年轻中子星的自旋演化。我们考虑了NS磁场在超临界吸积阶段的淹没及其随后的重新出现。结果表明，该模型中自旋周期和磁场的演化能够解释中心致密天体相对较弱的磁场和年轻致密天体的制动指数。在一定的初始参数范围内，磁星、中心致密天体和年轻恒星等不同类型的NS子种群之间可以建立起演化联系。因此，年轻的NS的多样性可以统一在超新星回落吸积模型的框架。
2018-10-10 astro-ph.HE
X-ray Flares Raising upon Magnetar Plateau as an Implication of a Surrounding Disk of Newborn Magnetized Neutron Star
X射线耀斑通常被归因于伽马射线暴（GRB）中心引擎的长期活动，例如，后退增积然而，伽玛射线暴的X射线稳定期更倾向于毫秒磁星中央引擎。由于磁星的螺旋桨效应，回退吸积可以被显著抑制。因此，如果螺旋桨区不能有效地阻止质量流到达磁星表面，磁星平台上的X射线耀斑将被暗示。在这项工作中，这种特殊的情况下连接到一个磁星的吸积过程，并给出了一个磁盘结构的含义。研究了多耀斑GRB 050730的重复吸积过程，并对GRB 111209A的吸积引起的磁场变化进行了讨论。GRB 050730、GRB 060607A和GRB 140304A中存在两个或多个耀斑，采用磁星质量$M=1.4~ M_\odot$和半径$R=12~\rm km$，对应的周围盘的平均质量流量分别为$3.53\times 10^{-4}~M_\odot~\rm s^{-1}$、$4.23\times 10^{-4}~M_\odot~\rm s^{-1}$和$4.33\times 10^{-4}~M_\odot~\rm s^{-1}$，对应的磁层平均尺寸分别为$5.01~\rm \times10^{6} cm$、$6.45~\rm \times10^{6} cm$和$1.09~\rm \times10^{7} cm$。对12个耀斑中包含8个伽玛暴的统计分析表明，单个耀斑的总质量负荷为$\sim 2\times 10^{-5}~M_{\od…
2021-09-23 astro-ph.HE
Rapid rotational crust-core relaxation in magnetars
如果磁星内部的$B$ -场超过$10^{15}$ ~G，它将通过感应破坏库珀对相干性的反磁电流来解除恒星核心中质子超导体的配对。然后，这些非超导区域中的$P$波中子超流体将通过强（核力）将质子从中子涡旋核心中限制的准粒子散射而耦合到恒星等离子体。与这种相互作用相关的动力学时间尺度从壳核界面的几分钟到深核的几秒钟。我们表明，（a）快速壳核耦合是不兼容的振荡模型的磁星，完全解耦的核心超流从地壳和（b）磁星进动阻尼的耦合正常流体的超流核心，如果观察到，需要被迫或不断激发地震活动。
2016-01-31 astro-ph.HE
Discussions on the nature of GLEAM-X J162759.5-523504.3
本文讨论了长周期射电瞬变GLEAM-X J162759.5 $-$ 523504.3（简称GLEAM-X J1627）的性质。我们试图了解它的无线电发射和脉动的中子星的情况下，作为一个替代的白矮星模型。我们认为：（1）从射电辐射的角度看，GLEAM-X J1627可能是一颗射电强磁星。(2)从旋转演化的角度来看，GLEAM-X J1627不太可能是一颗孤立的磁星。(3)1091年代不太可能是岁差期。(4)GLEAM-X J1627可能是一个由备用磁盘旋转的无线电大声磁星。(5)脉冲星的死亡线会因后备盘或扭曲磁场的存在而改变。在这两种情况下，可以获得更高的最大加速度潜力。这可以解释为什么GLEAM-X J1627仍然具有如此长的脉冲周期。(6)解析地给出了中子星磁场和初始盘质量的一般约束。还讨论了区分不同建模的可能方法。
2022-12-01 astro-ph.HE
Rotational phase dependence of magnetar bursts
在许多磁星源的$γ$射线中观测到的短脉冲的触发机制仍然未知。在这种情况下，一个特别的悬而未决的问题是爆发发射的本地化到一个单一的活动区域或一个更大的面积横跨中子星。虽然一些观测研究试图通过观察爆发特性的相位依赖性来研究这个问题，但结果好坏参半。同时，考虑到几何形状、相对论效应和内在的爆发特性（如亮度和持续时间）等问题，从局部活动区发出的爆发实际上会产生可检测的相位依赖性，这一点并不明显。在本文中，我们建立了一个简单的理论模型，调查的情况下，后者的影响可能会影响检测的依赖于旋转相位的爆发发射。我们发现，即使是强相位相关的发射，推断的突发属性可能不会显示旋转相位依赖于系统的几何形状和观察者。此外，观测到的持续时间短至自旋周期的10-20%的爆发的性质可以根据爆发发射的旋转相位而强烈变化。我们还表明，旋转相位依赖的可检测性强烈依赖于观察到的最小数量的突发，并发现现有的突发样本可能只是太小，以排除相位依赖。
2018-02-06 astro-ph.HE
The maximum dipole moments of neutron stars implied by the Barrow-Gibbons conjecture
最近Barrow \& Gibbons提出的最大磁矩角动量猜想与人们普遍接受的磁星参数之间存在着矛盾。根据这一猜想，无量纲的Schuster-Wilson-Blacket数$cμ/J\sqrt{G}$（其中$μ$是磁矩，$J$是角动量）应该是一阶数.一个解决方案是假设不仅低磁场磁星，但所有的磁星有其超临界场在较高的多极。这就需要在这些系统上存在磁偶极子扭矩以外的外部扭矩，例如来自备用磁盘或风，以产生测量的高自旋下降速率。
2017-03-02 astro-ph.HE
On the Origin of Radio Emission from Magnetars
磁星是已知宇宙中磁化最强的物体。它们由磁能提供能量，而不是像射电中子星那样由转动能提供能量，因此长期以来一直被认为是完全不同的一类中子星。一些磁星脉冲射电辐射的发现削弱了磁星和普通磁星之间清晰分离的想法。我们用部分屏蔽能隙（PSG）模型来解释磁星的射电辐射。PSG模型要求极盖的温度等于所谓的临界值，即，从恒星表面流出的热离子屏蔽加速间隙的温度。我们表明，磁星必须满足温度，功率和能见度的条件，以发射无线电波。首先，为了形成PSG，表面的残余温度必须低于临界值。其次，由于无线电发射是由旋转能量提供动力的，它必须足够高，以使极盖能够通过回流粒子加热到临界温度。最后，磁场的结构必须被磁层电流改变，以扩大无线电波束，增加探测的可能性。我们的方法使我们能够预测磁星是否可以发射无线电波仅使用其旋转周期，周期导数和表面温度在静态模式。
2015-02-19 astro-ph.HE
Long-period Pulsars as Possible Outcomes of Supernova Fallback Accretion
在大约半个世纪的时间里，射电脉冲星群被观测到在~0.002- 12 s的范围内旋转，不同的脉冲星类别具有显著不同的旋转周期演化，这取决于它们的磁场或过去的吸积历史。最近对几颗缓慢旋转的脉冲星的探测重新开启了长期存在的精确物理和观测偏差问题，推动了脉冲星种群周期范围的上限。在这项工作中，我们进行了参数研究的自旋周期演化的超新星回落物质相互作用的恒星，特别是看回落吸积盘的情况。根据形成时的初始条件，这种演化可能与典型的偶极自旋下降有很大的不同，从而导致星的自旋周期比同时代的同行更长。通过对脉冲星的自旋周期和诞生时的磁场、初始回退吸积率以及磁场衰减的一般假设，我们发现，在强的类磁星磁场（>10^{14}G）和中等的初始回退吸积率（~10^{22-27} g s^{-1}）的情况下，可以达到很长的自旋周期（> 100 s）。此外，我们还研究了最近发现的两个周期射电源，脉冲星PSR J 0901 -4046（P = 75.9s）和射电瞬变GLEAM-X\，J162759.5 -523504.3（P = 1091 s）。我们的结论是，超新星回落的情况下，可能是一个可行的渠道，以产生人口的长期孤立的恒星，只有最近的观测活动才开始揭开面纱。
2022-07-21 astro-ph.HE
Are AXPs/SGRs magnetars?
异常X射线脉冲星和软伽马射线中继星被普遍认为是具有超强磁场的中子星，即“磁星”。“磁星”表明X射线波段的亮度大于旋转能量损失率（$L_{X}>\dot {E}_{\rm rot}$），辐射能量来自于磁场的能量。在这里，有人认为磁星可能并不真正存在。一些X射线和射电观测结果与磁星模型相矛盾。(1)PSR J1852+0040的X射线光度远大于转动能量损失率（$L_{X}/\dot {E}_{\rm rot}\simeq 18)$），而磁场正好是$3.1\times 10^{11}$ G.这种X射线辐射能量来自于磁场吗？(2)与此相反，J1847-0130和PSR J1718-3718的磁场比AXP 1 E 2259+586的磁场要高，为什么这两颗射电望远镜的辐射能量仍然来自转动能？此外，最低磁场的新发现SGR 0418+5729的磁场为3.0 e13 G，低于临界磁场$B_{\rm C}=4.414$ e13 G）（Esposito等人，2010）。(3)有些“磁星”也会发出正常的瞬态射电脉冲，射电脉冲与“磁星”有什么本质区别？首先介绍观测事实的论据，然后讨论在什么情况下传统的磁场测量方法是不正确的。
2010-05-21 astro-ph.HE
A Necessary Condition for the Submergence of Proto-Neutron Star Magnetic Fields by Supernova Fallback
Osaka University（大阪大学）；The University of Tokyo（东京大学）；Musashino Art University（武藏野美术大学）；Tohoku University（东北大学）；California Institute of Technology（加州理工学院）；Komazawa University（驹泽大学）
研究通过模拟超新星回落过程，推导出原中子星磁场被淹没的必要条件，探讨磁场隐藏机制及新壳层形成的时间尺度。
2025-12-13 astro-ph.HE
A phenomenological model of the magnetic field re-emergence in magnetars and discrepancy between the kinematic and characteristic ages
Lomonosov Moscow State University（莫斯科国立罗蒙诺索夫大学）
本文提出一个简单模型，解释磁星中磁场再出现现象，以解释磁流体动力学年龄大于特征年龄的现象。
2026-05-12 astro-ph.HE
AXPs & SGRs: Magnetar or Quarctar?
之所以提出"磁星"的概念，主要是因为两个因素。首先，异常X射线脉冲星（AXP）和软γ射线重复星（SGR）的X射线光度大于转动能量损失率，其次，"正常方法"计算的磁场强度超强。提出磁星的辐射能量来源于它的磁场。本文指出，当X射线光度大于转动能量损失率时，用常规方法计算的磁场强度是不正确的，因为没有考虑风制动的影响。此外，“反磁星”和其他一些X射线和射电观测很难用磁星模型来理解。为了解释观测结果，我们提出了一种"夸克星"来代替磁星，夸克星是一种在吸积盘中的夸克星。在这个模型中，可以自然地理解AXP和SGR的持续X射线发射、爆发光度、光谱。对磁星提出挑战的射电AXP也可以用夸克模型来解释。
2012-11-14 astro-ph.HE
Population Synthesis of Isolated Neutron Stars with magneto-rotational evolution II: from radio-pulsars to magnetars
星族综合研究是重建脉冲星星族周期和磁场出生分布的有力手段。当这种方法应用于不同波长的群体时，它可以打破由单波段研究产生的初始分布的推断性质的简并性。在这种情况下，我们扩展以前的工作，包括$X$ -射线热辐射辐射在同一进化模型的无线电辐射。我们发现，X射线脉冲星数量的累积分布可以很好地再现几个模型，同时，再现无线电脉冲星分布的特点。然而，即使考虑到最有利的磁热演化模型与快速场衰减，对数正态分布的初始磁场预测超过12秒的可见光源的数量。然后，我们表明，这个问题可以解决不同的分布的磁场，如截断对数正态分布，或副正态分布与两个不同的人口。我们利用观测到的自旋周期P>12 s的孤立NS的缺乏，建立了B > 10^{15} G（小于1%）的磁星比例的上限。随着未来的探测不断增加磁星和高B脉冲星的统计数据，我们的方法可以用来建立一个严格的约束最大磁场在诞生的NS。
2015-07-20 astro-ph.HE
The early evolution of magnetar rotation -- II. Rapidly rotating magnetars: Implications for Gamma-Ray Bursts and Super Luminous Supernovae
本研究通过2D磁流体动力学模拟和解析估计，证明自转周期极短且强磁场的磁星可在冷却早期释放足够能量驱动伽马射线暴，而中等磁场磁星则可能在数天至数周内通过磁偶极辐射增亮超亮超新星光变曲线。
2023-10-21 astro-ph.HE
Magnetar Driven Shock Breakout and Double Peaked Supernova Light Curves
一些发光超新星的光变曲线被怀疑是由快速旋转的磁星的自旋能量提供动力的。在这里，我们描述了一个可能的中央引擎的签名：爆发的冲击爆发发射发生在超新星爆炸后几天。磁星输入的能量使一个高压气泡膨胀，驱动一股冲击波穿过超新星爆炸前的喷出物。如果磁星足够强大，冲击波将靠近喷出物表面并产生辐射。在冲击爆发时，喷出物将扩展到一个大半径（~10^{14} cm），因此释放的辐射是光学/紫外波长（T ~ 20，000 K），并持续数天。这次磁星驱动的冲击爆发的光度和时间尺度与最近在SNLSQ 14 BDQ的双峰光变曲线中观察到的第一个峰值相似。然而，对于模型参数空间的一个大区域，预测爆发发射比直接磁星加热的扩散光度要暗。一个明显的双峰光变曲线因此可能只有在磁星的热加热在早期被抑制的情况下才会明显。我们描述了如何这样的延迟加热可能会自然导致低效的耗散和热化的脉冲星风磁能。如果没有这样的抑制，爆发可能只会在早期的光度或颜色演化中作为一个小的隆起或扭结而被注意到，或者作为光球速度的一个小而突然的上升。类似的爆发特征可能伴随着超新星的其他中心引擎，例如黑洞吸积的后备物质。
2015-12-17 astro-ph.HE
Sleeping beasts: strong toroidal magnetic field in quiescent magnetars explains their large pulsed fraction
磁星是一种中子星（NS），其磁场强度为$5 \times 10^{13}$ - $10^{15}$ G。它们表现出短暂的高能量事件，如短X射线闪光，爆发和巨大的耀斑，所有这些都是由其巨大的磁能提供动力的。静态磁星的X射线光度介于$10^{29}$和$10^{35}$ erg/s之间，并进一步分类为持久或瞬态磁星。它们的X射线发射受到NS旋转周期的调制，典型的相对振幅（所谓的脉冲分数）在10- 58%之间，这意味着尽管恒星地壳的热导率很高，但表面温度明显不均匀。在这里，我们提出了第一个三维磁热磁流体模拟磁星与强环向磁场。我们表明，这些模型，结合弯曲的时空中的射线传播，准确地描述了最瞬态磁星在静止的光变曲线，并允许我们进一步限制其旋转方向。我们发现，一个强大的环形磁场的存在下，解释了所观察到的表面温度的不对称性，是在平静的热X射线发射的强烈调制的主要原因。
2020-10-16 astro-ph.HE
An accreting low magnetic field magnetar for the ultraluminous X-ray source in M82
最近在M82中发现了一个超亮X射线源（命名为NuSTAR J 095551 +6940.8），它是一颗吸积中的中子星。它有一个超级爱丁顿光度和旋转。对于一个老化的磁星，它更可能是一个低磁场磁星。一个吸积的低磁场磁星可以解释这个源的超爱丁顿光度和旋转行为。考虑到聚束的影响，使用传统的附加扭矩形式可以理解加速速率。讨论了M82 X-2的瞬态性质和光谱特性。给出了吸积磁星的理论周期范围。总结了吸积磁星的三种观测现象。
2015-02-10 astro-ph.HE
The evolution of a newborn millisecond magnetar with a propeller-recycling disk
超亮超新星和伽马射线暴等爆炸现象可以形成高速旋转的高磁化中子星。这个新生的NS可以通过其自旋下降来显著影响这些爆炸瞬变的发射。NS的自旋下降演化有时会受到回退吸积的影响，尽管它通常受NS的磁偶极子辐射和引力波辐射的调节。在适当的条件下，吸积物质可以先被喷出，然后再被回收，从而使吸积盘能够长时间保持准稳态。在这里，我们描述的NS与这样一个螺旋桨回收盘的相互作用和它们的共同进化。我们的结果表明，NS的自旋下降最初可以由螺旋桨控制，这阻止了磁盘材料落在NS上，直到数百或数千秒后。这表明，突然下降的磁盘上的NS物质可以显着抑制磁偶极辐射，然后将NS从一个正常的磁星到一个低场磁星。新生NS的演化行为有助于理解NS对早期GRB余辉和晚期超新星/千新星辐射的不同影响。
2020-11-19 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
Rotational and X-ray luminosity evolution of high-B radio pulsars
在延续我们早期的工作，长期演变的所谓的高-B无线电hoppers（HBRPs）与测量制动指数，我们已经调查了长期演变的其余五个HBRPs的制动指数尚未测量。这完成了我们的源的回退盘模型，也适用于早期的异常X射线散射（AXP），软伽马中继（SGR），和昏暗的孤立中子星（XDIN）的HBRP的源分析。结果表明，由于初始条件的不同，即初始盘质量、初始周期和偶极场强度的不同，不同中子星群体的X射线光度和转动性质可以通过带有回退盘的中子星获得。对于五个HBRP，与AXP，SGR和XDIN不同，我们的结果不约束源的偶极场强。我们得到的演变路径，导致螺旋桨阶段的偶极子场足够强，产生脉冲无线电发射的HBRPs的属性。
2017-12-18 astro-ph.HE
Superflares from magnetars revealing the GRB central engine
长持续时间的伽马射线暴（GRB）可能是由毫秒磁星的旋转能量提供动力的。我认为GRB驱动磁星位于磁星磁场强度分布的高端。GRB磁星的磁场在数百年的时间尺度上衰减，并且可以为类似SGR的耀斑提供能量，其强度比2004年的SGR 1806- 20事件高出约100倍。每年有几次这样的耀斑可能已经被{ \it BATSE}观测到，并被归类为短持续时间的伽玛暴。其中一个超级耀斑与附近的d_L \simless 250 Mpc星系的关联，以及在太空中同时发现的100年前的伽马射线暴余辉（在射电中观测到的），将是伽马射线暴磁星模型的特征信号。
2010-08-16 astro-ph.HE
Beyond the Rotational Deathline: Radio Emission from Ultra-long Period Magnetars
本研究提出在自转供能死亡线外的中子星中，由壳层塑性运动或热电效应引发的磁层扭转可触发对级联，从而产生超长周期相干射电辐射，并推导了相应的死亡线与活动区。
2024-07-23 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
PTF11agg as the First Evidence for Reverse Shock Emission from a Postmerger Millisecond Magnetar
基于中子星（NS）的刚性状态方程和高质量NS的发现，NS-NS合并将以很高的概率留下快速旋转的大质量磁星。中心磁星将通过注入坡印廷通量将其旋转能量耗散到外流中，这将成为轻子主导的，从而形成长期的反向激波（RS）。我们计算了前向激波（FS）的辐射和前向激波的辐射，发现在大多数情况下，前向激波的辐射比前向激波的辐射强。据发现，最近发现的瞬态，PTF 11 agg，可以整齐地占由毫秒磁星供电的RS发射。其他的替代模型也被考虑过，但不能很好地解释所观察到的光变曲线。因此，我们建议PTF 11 agg是合并后毫秒磁星RS发射的第一个证据。
2013-08-10 astro-ph.HE
Probing the spectrum of the magnetar 4U 0142+61 with JWST
本研究利用JWST观测磁星4U 0142+61，发现其红外光谱符合幂律模型，不支持回退盘假说，并推测非热起源及X射线与红外发射来自不同区域。
2024-07-18 astro-ph.HE
Classical general relativity effects by magnetars with massive quadrupole, angular momentum and a magnetic dipole
本研究利用Hartle-Thorne度规计算磁星等致密天体的光线偏转、时间延迟、近星点进动和引力红移等经典广义相对论效应，发现磁偶极贡献通常远小于转动和四极矩贡献，但PSR B1257+12的转动与四极矩效应更显著，利于未来探测。
2025-02-25 astro-ph.HE gr-qc
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
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
The fundamental plane for radio magnetars
高磁场是中子星的一个显著特征，在过去几十年里，人们已经认识到存在着超磁化中子星（或磁星）的源（软伽马中继器和异常X射线源）。磁星被认为是由磁能驱动的，而不是像普通的射电望远镜那样由旋转驱动的。直到最近，无线电静默和磁场通常高于量子临界值（Bq~4.4x10 ^{13} G），是磁星的特征属性之一。最近发现的无线电脉冲发射从其中的几个，和一个低偶极磁场软伽马中继器，进一步削弱了一个干净的分离之间的想法正常的恒星和磁星。在这封信中，我们表明磁星的无线电发射可能是由旋转能驱动的，类似于正常的无线电磁星中发生的情况。磁星无线电发射的特殊特征应该在这些源的复杂磁几何中追踪。此外，我们建议，磁星的无线电活动或不活动，可以预测从恒星的旋转周期，其时间导数和静态X射线光度的知识。
2012-02-16 astro-ph.GA astro-ph.HE
The fate of fallback matter around newly born compact objects
年轻中子星周围的回退盘的存在多年来一直被用来解释各种各样的现象。在这里，我们进行了一个这样的磁盘的形成在超新星爆炸的数值调查，同时考虑中子星（NS）和黑洞（BH）的残余物。使用公共代码MESA，我们计算了超新星前物质的角动量分布，对于初始质量M在13 - 40 Msun范围内的恒星，初始表面旋转速度vsurf在临界速度的25%和75%之间，金属丰度Z为太阳值的1%，10%和100%。这些预SN模型以在10^{50} -3x 10 ^{52}尔格之间变化的能量E爆炸，并且计算回退材料的量。我们发现，如果磁矩在角动量输运中起着重要的作用，那么NS周围的回退盘，即使是低金属丰度的主序星，也不是SN爆炸的结果。只有在可以忽略的磁矩和微调的爆炸能量的条件下，才能在年轻的NS周围形成这样的盘。对于那些留下BH残留的恒星，如果磁场不起很强的作用，则盘的形成是普遍存在的;然而，与NS的情况不同，即使内部有很强的磁耦合，盘也可以在{Z，M，vsurf，E}参数空间的大区域中形成。连同文献中广泛讨论的紧凑，超吸积回退磁盘，我们确定在上述参数空间中的区域，导致扩展，长寿的磁盘周围的BH。我们发现，这些磁盘中的物理条件可能有利于行星形成，从而导致行星绕黑洞的可能存在。
2013-12-17 astro-ph.HE
Interior Magnetic Fields in Magnetars and Radio Pulsars
Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Department of Physics, University of Milan（米兰大学物理系）；INFN, Sezione di Milano（意大利国家核物理研究所米兰分部）；Theoretisch-Physikalisches Institut, Friedrich-Schiller-Universität Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学理论物理研究所）
通过三维广义相对论磁流体模拟，发现中子星内部磁场结构由旋转状态决定：快速旋转形成强环向场（如射电脉冲星），磁主导则保留极向场（如磁星），统一解释了中子星类别多样性。
2026-09-09 astro-ph.HE
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
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
Constraining the GRB-magnetar model by means of the Galactic pulsar population
大部分的伽马射线暴（GRB）显示出X射线平台期，从瞬发辐射开始不到10^{5} s，被认为是由快速旋转的新生磁星的自旋能量驱动的。在这项工作中，我们使用银河系中子星人口的属性来约束GRB磁星的情况。我们重新分析了2005年1月至2014年8月期间所有具有已知红移的雨燕GRB的X射线平台。从GRB留下的磁星的初始磁场分布出发，利用磁场演化的数值模拟，结合脉冲星布居合成的蒙特卡罗模拟，研究了银河系中GRB磁星布居的演化和性质.我们发现，如果GRB X射线平台是由一个新形成的磁星的旋转能量，银河系磁星人口的当前观测属性是不兼容的GRB场景内形成（无论GRB类型或速率在z=0）。直接的结果是，我们应该允许磁星和“超磁星”的存在，它们具有不同的祖先，与长伽玛暴相关的Ib/c型超新星系统地形成具有更高初始磁场的中子星。我们认为在过去的百万年里（99% c.l.），我们银河系中由伽马射线暴形成的“超磁星”的上限为<16个。这个极限比从长期GRB率中粗略预期的要小一些，尽管非常大的不确定性不允许我们在这方面得出强有力的结论。
2015-10-06 astro-ph.HE
Effects of Fall-Back Accretion on Proto-Magnetar Outflows in Gamma-Ray Bursts and Superluminous Supernovae
快速旋转的强磁化原中子星（“毫秒原磁星”）是长持续时间伽马射线暴（GRB）、超亮超新星（SLSNe）和双中子星合并的候选中心引擎。磁星的诞生可能伴随着恒星碎片的回落，在爆炸后持续数秒或更长时间。吸积通过以下方式改变磁星的演化：（1）提供额外的旋转能量来源（2）通过压缩磁层和扩大开放磁场线的极冠区，增强了偶极速率以上的自旋下降光度;（3）提供额外的吸积动力中微子光度，即使在磁星内部中微子光度下降后，也能维持风的重子负载。吸积磁星的喷流功率和磁化强度的复杂演化更容易解释高的56 Ni产额GRB SNe和一些GRB光变曲线的不规则时间演化（例如~在主要发射事件之前，伴随有前兆的爆发，随后是长的静止间隔）。额外的重子加载从吸积动力中微子照射的磁星极帽延长的时间框架内，射流磁化是在必要的范围sigma ~<1 e3的有效的伽马射线发射，从而容纳伽玛射线暴与超长的持续时间。虽然吸积并没有显著提高最大能量预算的限制<~几个1 e52尔格的孤立磁星，它大大扩大了磁场强度的范围和出生旋转周期能够驱动伽玛暴喷流，减少磁星之间的差异属性通常调用来解释伽玛暴与SLSNe。
2018-02-21 astro-ph.HE
Constraints on millisecond magnetars as the engines of prompt emission in gamma-ray bursts
我们研究毫秒磁星作为伽马射线暴瞬发辐射的中心引擎。使用Metzger等人的原磁星风模型。2011年，我们估计的时间演化的磁化和功率注入的伽玛暴喷流的基础上，并将其应用到不同的即时发射模型，使伽玛暴的能量，光谱和光变曲线的预测。我们调查了冲击和磁重联模型的粒子加速，以及能量耗散的影响，光学厚和薄区域的射流。在磁星模型中，喷流底部的磁化强度$σ_0$是驱动GRB演化的主要参数，并且发射通常是为$100\lesssim σ_0 \lesssim 3000$释放的。由于原磁星冷却和中微子驱动的质量损失减弱，$σ_0$迅速增加，GRB持续时间通常限于$\lesssim 100$ s。这种后期的低重子负载对超长GRB的磁星模型提出了挑战，尽管黑洞模型可能会遇到类似的困难，而不会从喷流壁中大量夹带。最大辐射伽马射线能量为$\lesssim 5 \times 10^{51}$ erg，明显小于磁星的总初始旋转能量，并与观测到的伽马射线暴能量分布的高端处于强张力中。然而，应用于磁星中央引擎的逐渐磁耗散模型（Beniamini & Giannios 2017）自然解释了典型GRB的几个关键观测值，包括能量，持续时间，稳定峰值能量，光谱斜率和爆发期间的软硬演变。
2017-10-11 astro-ph.HE
Constraining the ellipticity of strongly magnetized neutron stars powering superluminous supernovae
超亮超新星（SLSNe）被认为是由强烈磁化的快速旋转的中子星提供动力的，中子星通常被称为磁星。在这个过程中，磁星的旋转能量通过磁偶极辐射辐射，并加热超新星喷出物。然而，如果磁星的几何形状高度扭曲，旋转能量主要作为引力波辐射损失，因此这样的磁星不能为SLSNe提供动力。通过简单地比较电磁波和引力波的发射时间尺度，我们约束上限的磁星的椭圆率，假设他们的权力所观察到的SLSNe。我们发现，它们的椭圆率通常需要小于约几个1 e-3。这表明，在这些磁星的环形磁场强度通常小于几个1 e 16 G，使其失真保持小。由于SLSNe的光变曲线模型表明，它们的偶极磁场强度为1 e14 G的量级，极向与环向磁场强度的比值被发现在为SLSNe供电的磁星中大于~ 0.01。
2016-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
The long-term post-outburst spin down and flux relaxation of magnetar Swift J1822.3$-$1606
Swift J1822.3 $-$ 1606在2011年7月进入爆发阶段。以前的X射线研究其爆发后的旋转演化产生了不一致的测量自旋推断磁场。在这里，我们提出的时间行为和通量松弛超过两年的斯威夫特，XTE和钱德拉观测后爆发。我们发现，在以前的时间解决方案的模糊性是由于增强的自旋下降，类似于一个指数恢复后的突发发作的小故障。在拟合出恢复的影响后，我们测量了$\dotν=(-3.0\pm0.3)\times10^{-8}$的$^{-2}$的长期自旋下降速率，这意味着$1.35\times10^{13}$ G的偶极磁场，低于以前对该源的所有估计。我们还考虑了爆发后的通量演化，并将其与经验模型和地壳冷却模型相拟合。我们讨论的背景下，地壳冷却和磁层弛豫模型的通量弛豫。
2014-01-27 astro-ph.HE
Spatially resolved X-ray study of supernova remnants that host magnetars: Implication of their fossil field origin
磁星被认为是宇宙中磁化最强的中子星。为了揭示什么样的恒星和超新星可以产生磁星，我们对超新星遗迹（SNRs）Kes 73，RCW 103和N49进行了最先进的空间分辨光谱X射线研究，这些超新星遗迹分别拥有磁星1 E 1841-045，1 E 161348-5055和SGR 0526-66。这三个SNR是O和Ne增强的，并且在密度>1- 2 cm $^{-3}$的星际介质中演化。金属成分和稠密的环境表明，祖星的质量不是很大。这三颗磁星的原始质量被限制在小于20 Msun（Kes 73为11- 15 Msun，RCW 103小于13 Msun，N49约为13 - 17 Msun）。我们的研究表明，磁星不一定是由质量非常大的恒星形成的，而是起源于跨越大质量范围的恒星。这三个超新星的爆炸能量从$10^{50}$尔格到~2 $\times 10^{51}$尔格不等，进一步反驳了超新星是由快速旋转的毫秒级恒星激发的观点。我们报告说，RCW 103是由一个微弱的超新星爆炸产生的，具有显著的回落，这样的爆炸解释了低爆炸能量（~ $10^{50}$ erg），小观测到的金属质量（$M_{\rm O}\sim 4\times 10^{-2}$ Msun和$M_{\rm Ne}\sim 6\times 10^{-3}$ Msun），以及太阳下更重元素的丰度，如Si和S。我们的研究支持化石场起源作为一个重要…
2019-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Spin-down evolution and radio disappearance of the magnetar PSR J1622$-$4950
我们报告2.4年的无线电定时测量磁星PSR J1622 $-$ 4950使用帕克斯望远镜，2011年11月和2014年3月之间。在此期间，中子星上的扭矩（从旋转频率导数推断）变化很大，尽管比2009年发现后的2年要少得多。在我们测量的最后一年中，频率导数的幅度单调下降了20%，达到了$-1.3\times10^{-13}$ s $^{-2}$的值，比发现时小了8倍。在我们的监测期间，通量密度持续大幅变化，直至2014年3月，在2012年底后达到相对稳定的低水平。脉冲轮廓在与磁通密度和转矩相似的时间尺度上长期变化。2013年初，这三处房产的过渡速度相对较快。截至2014年3月，我们在所有87次观测中检测到PSR J1622 $-$ 4950后，我们在2015年1月开始的恢复监测中没有检测到磁星，并且在2016年9月完成的30次观测中没有检测到它。
2017-05-13 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
Heating in Magnetar Crusts from Electron Captures
磁星持续的热光度及其爆发表明在其外壳中存在着某些内部热源。伴随着磁场衰减的物质压缩可能会引发放热的电子俘获，也可能引发轻元素的致密核融合，这些元素可能是从超新星碎片的回落、从圆盘或从星际介质吸积到表面上的。这种情况与吸积中子星中的地壳深部加热有一些相似之处，尽管物质组成和热力学条件非常不同。考虑到电子运动的朗道-拉比量子化，通过分析确定每个反应可以释放的最大可能热量及其位置。数值结果也提出了使用实验，以及理论核数据。虽然沉积的热量主要由原子质量决定，但发现源的位置对磁场强度非常敏感，从而提供了一种探测磁星内部磁场的新方法。大多数源被发现集中在密度$10^{10}-10^{11}$ g cm $^{-3}$与热功率$W^\infty\sim 10^{35}-10^{36}$ erg/s，发现经验通过比较冷却模拟与观察到的热光度。触发反应所需的磁场变化与已知磁星的年龄一致。这表明电子俘获和密核聚变反应可能是磁星中可行的加热机制。目前的结果提供了一致的微观输入中子星冷却模拟，基于相同的模型，作为基础的M-M状态方程。
2021-06-09 astro-ph.HE nucl-th
