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
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
Comments on "No magnetars in ULXs"
超铝X射线源的磁偶极场可能不是很高。然而，现在说它们不是磁星还为时过早。应考虑低磁场磁星的存在。
2019-03-15 astro-ph.HE
Gravitational-wave evolution of newborn magnetars with different deformed structure
具有变形结构的新生磁星可以产生微弱而连续的引力波辐射，预计在不久的将来将被爱因斯坦望远镜探测到。在这项工作中，我们假设一个新生的磁星的变形结构是不是由一个单一的机制，而是由多个随时间变化的四极矩，如那些存在于磁致变形，星震引起的椭圆，吸积柱引起的变形。磁星通过吸积、磁偶极辐射和GW辐射失去角动量。在这种情况下，我们计算的GWs从一个新生的磁星的演变，考虑上述三个变形。我们发现GW的演化取决于磁星的物理参数（例如，周期和表面磁场）、绝热指数以及极向磁能占总磁能的分数。一般来说，如果磁星的表面磁场较大，则来自磁致变形的GW辐射占主导地位，但是如果所有其他磁星参数保持不变，则当绝热指数较大时，来自磁星星震的GW辐射更有效。我们还发现GW辐射对不同的磁星状态方程并不十分敏感。
2022-05-09 astro-ph.HE
Magnetic loading of magnetars' flares
磁星是快速射电暴（FRB）的可能来源，它产生稳定的高度相对论磁化风和偶尔的喷射事件。我们证明了守恒的磁通量的要求占主导地位的磁爆炸的整体动力学。这是错过了在传统的流体动力学模型的喷射与参数增加的磁场，以及一维模型的磁扰动膨胀壳。爆炸的大部分初始自由能实际上都花在了拉伸其内部磁场上，同时对周围环境做了最小的$pdV$功。磁星的磁爆炸与靠近光柱的耀斑前风形成力平衡。然后，它们随着风安静地平流，或者作为电磁干扰传播。在风中不会产生强烈的冲击波。
2021-09-06 astro-ph.HE
Influence of Magnetic Field Decay on Electron Capture in Magnetars
磁场衰变产生的电子俘获退激发能可能是磁星地壳加热的一个新来源，因此本文采用实验数据或理论模型（包括大尺度壳层模型和准粒子无规相近似）的结果，对磁星地壳附近的电子俘获过程进行了定量计算，并分析了其对磁星持续X射线辐射的影响。
2013-09-15 astro-ph.HE
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
Magnetic-distortion-induced ellipticity and gravitational wave radiation of neutron stars: millisecond magnetars in short GRBs, Galactic pulsars, and magnetars
中子星由于磁畸变而可能产生非轴对称形变，是地基干涉测量探测器的连续引力波（GW）源。经过几十年的搜索，使用现有的GW探测器，没有证据表明GW信号来自任何脉冲星。椭圆率的上限越来越严格地限制在银河系的恒星上。在这项工作中，我们使用的椭圆率推断从假定的毫秒磁星在短伽马射线暴（SGRB），以估计其可探测性目前和未来的GW探测器。对于从SGRB数据推断的$\sim 1$ ms磁星，高级LIGO（aLIGO）和爱因斯坦望远镜（ET）的探测视界分别为$\sim 30$ Mpc和$\sim 600$ Mpc。利用SGRB毫秒磁星的椭圆率作为刻度，在假设椭圆率是磁畸变引起的情况下，我们估算了银河系中的毫秒磁星和磁星的椭圆率和引力波应变。我们发现，该结果与aLIGO O 1对银河系恒星和磁星的零探测结果是一致的。我们进一步预测，GW信号从这些恒星/磁星可能无法检测到目前设计的aLIGO探测器。ET检测器可能能够检测来自这些天线中的一些天线的一些相对低频的信号（$<50$ Hz）。受其设计灵敏度的限制，eLISA探测器似乎不适合探测来自银河系恒星和磁星的信号。
2017-07-05 astro-ph.HE
SGR 0418+5729: a low-magnetic-field magnetar
软伽马射线中继器和异常X射线源是一个小的（但正在增长）的X射线源，其特征是发射短爆发和其持续通量的大变化。它们被认为是磁星，即由极端磁场驱动的中子星（1 E14 - 1 E15 G）。我们发现了一颗低磁场磁星的证据，SGR 0418+5729，最近在它发出类似于软伽马射线中继器的爆发后被探测到。新的X射线观测表明，它的偶极磁场不可能大于8 E12 G，在普通射电望远镜的范围内，这意味着高表面偶极磁场不一定是类磁星活动所必需的。因此，磁星群可能包括比迄今观测到的更大范围的磁场强度、年龄和演化阶段的天体。
2011-01-12 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
What Magnetar Seismology can Teach us about the Magnetic Fields
导出了磁场对中子星环形振荡频率的影响的最低阶表达式。根据Strohmayer和Watts（2006）报道的巨型耀斑后磁星QPO功率谱的精细结构，我们将其解释为简并环形模的“塞曼分裂”，我们估计地壳磁场的量级为10^{15}高斯或更高。我们建议，剩余的m，-m对称性，这样的分裂可能允许个别频率分量的跳动，是足够慢的观察。
2009-03-19 astro-ph.HE
Lower Bound on the Magnetic Field Strength of a Magnetar from Analysis of SGR Giant Flares
基于磁星模型，我们详细研究了产生SGR巨耀斑的正负电子等离子体的中微子冷却过程以及磁星磁场对这些过程的影响。电子-正电子对湮灭和同步中微子发射示出这样的等离子体的中微子发射率的主要贡献。我们计算了SGR 0526- 66、SGR 1806- 20和SGR 1900+14巨耀斑长尾阶段等离子体填充区的中微子能量损失。只有在强磁场抑制中微子能量损失的情况下，这种等离子体才能发射出在SGR巨型耀斑中观察到的能量。我们已经得到了一个下限的磁场强度，并表明该值高于上限以下的磁星的磁偶极子损失的估计分析在广泛的磁星模型参数。因此，用磁星模型来解释SGR巨耀斑长尾阶段观测到的能量释放是有问题的。
2011-05-20 astro-ph.HE
Origin of magnetars in binary systems
我回顾了磁星形成的几个方案，通过自旋的祖先，由于与它的同伴的相互作用在二进制系统。大多数情况下，这些演化通道导致孤立磁星的形成，事实上，这类磁星的所有公认来源都是单一物体。然而，一些双星可以存活下来，并且已经提出了几个吸积磁星的候选者。我讨论了这个问题，并得出结论，新的吸积模型可以解释拟议的候选人没有大的磁场对应的磁场演化模型的属性。
2015-07-28 astro-ph.HE
The Physics of Magnetars II - The Electron Fermi Energy of and the Origin of High X-ray Luminosity of Magnetars
本文详细讨论了中子星中强磁化、完全简并的相对论电子气的朗道能级量子化。特别地，我们着重研究了磁星超强磁场中相对论电子气的磁场与费米能量的关系。指出统计物理教科书中关于强磁化电子气微观态数密度的某些结果是不正确的。在过去的五十年里，这些结果的重复使用可能严重影响了中子星和磁星的物理学。朗道能级的量子化用狄拉克（δ）函数精确地描述。相对简单的计算表明，在具有超强磁场（B > Bcr，这里Bcr是朗道临界磁场）的磁星中，相对论性电子气的费米能随磁场强度的增加而增加，其值为B**（1/4）.在这个简单但重要的新结果的基础上，我们自然地提出了一种从磁星产生高X射线亮度的新机制。
2016-12-10 astro-ph.HE
Spindown of magnetars: Quantum Vacuum Friction?
磁星被认为是一种特殊的中子星，其X射线辐射可以由高达$\gtrsim 10^{14}$ G的超强磁场驱动。然而，迄今为止，还没有获得这种强磁场的直接证据，最近发现的低磁场磁星甚至表明，应该包括一些比磁偶极辐射更有效的辐射机制。本文提出量子真空摩擦（QVF）是超强{ \em表面}场的直接结果，从而可以通过QVF制动进一步检验磁星模型。脉冲星的高表面磁场与量子真空相互作用导致了显着的高自旋速率（$\dot{P}$）。当脉冲星自转周期及其一阶导数满足$P^3\cdot \dot{P}>0.63\times10^{-16}ξ^{-4}$ s $^2$关系时，QVF对脉冲星的能量损失起主导作用，其中$ξ$为表面磁场与偶极磁场的比值.在“QVF $+$磁偶极子”联合制动方案中，磁星的自旋下降行为与纯磁偶极子模型中的自旋下降行为有很大不同。我们预计这些结果将来可以通过磁星候选者进行测试，特别是低磁场候选者。
2015-06-30 astro-ph.HE
Gravitational radiation from magnetically funnelled supernova fallback onto a magnetar
被超新星回落旋转到毫秒旋转周期的原磁星，在可能坍缩形成黑洞之前，预计会通过流体动力学不稳定性辐射引力波约10^2秒。结果表明，吸积流的磁漏斗（i）创建一个磁约束的极山，这提高了引力波信号，和（ii）“埋葬”的磁偶极矩，延迟螺旋桨阶段，并协助黑洞的形成。
2014-09-04 astro-ph.HE
A Log-Uniform Initial Magnetic Field Distribution Explains Pulsar and Magnetar Populations through Magnetic Inclination Alignment
The University of Tokyo（东京大学）；The Open University of Israel（以色列开卷大学）；The George Washington University（乔治华盛顿大学）
通过分析磁倾角对齐时间尺度与磁场强度的关系，证明脉冲星与磁星观测磁场分布差异可由磁倾角对齐自然解释，并重建初始磁场分布为对数均匀分布。
2026-06-18 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
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
Are there magnetars in high-mass X-ray binaries?
磁星形成一个特殊的中子星群体，具有强磁场和长自旋周期。目前已知的大约30颗磁星和候选磁星可能是孤立的。但是磁星是双星的可能性并没有被排除。在这项工作中，我们在风馈大质量X射线双星中进行了具有不同磁场的中子星的自旋演化，并将自旋周期分布与观测结果进行比较，旨在发现双星中的磁星。我们的模拟表明，一些中子星，具有长的自旋周期或在宽的分离系统，需要强磁场来解释它们的自旋演化。这意味着在高质量X射线双星中可能存在磁星。而且，这可以进一步为一些尚不清楚的天文现象提供理论依据，例如双星系统中磁星周期性快速射电暴的可能起源。
2021-10-20 astro-ph.HE
Thermoplastic waves in magnetars
磁星活动是由中子星表面的剪切运动产生的，这种剪切运动释放了内部的磁应力。用地震和断层来类比是有问题的，因为地壳被强磁场所渗透，这极大地限制了地壳的位移。我们描述了一种新的变形机制，这是特定于强磁化中子星。由于热塑性塑料的不稳定性，受到磁应力的地壳开始移动，从而发射出剪切地壳并燃烧其磁能的波。传播波阵面类似于燃烧物理学中的爆燃阵面。我们描述的不稳定性，前结构和速度的条件，并讨论所观察到的磁星活动的影响。
2014-08-12 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
High magnetic field neutron stars and magnetars in binary systems
双星系统中高磁化中子星的情况还不确定。一方面，所有研究得最好的磁星似乎都是孤立的物体。另一方面，有许多主张基于依赖于模型的X射线双星中中子星的自旋性质或/和光度的分析，支持大场。此外，还有一些结果表明，在密近双星系统中，中子星的活动类似于磁星。大部分理论研究都不支持年龄大于$\sim10^6$ ~ yrs的中子星中磁星尺度场的存在，更不用说活跃衰变了。我提供了一个简短的回顾理论和观测结果与大磁场的中子星在双星的存在，并讨论了未来的研究前景。
2022-01-19 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
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
Magnetic field decay of magnetars in supernova remnants
本文对我们以前的研究进行了修正，导出了一个新的电子在超强磁场中的能量密度表达式。基于我们的改进模型，我们重新计算了磁星的电子俘获率和磁场演化时标$t$。计算结果表明，普通磁星的超强磁场可以在时间尺度$\sim (10^{6}-10^{7})$ yrs上演化，磁场衰减的最大时间尺度$t\approx 2.9507 \times 10^{6}$ yrs对应于初始内部磁场$B_{\rm 0}= 3.0 \times 10^ {15}$ G和初始内部温度$T_{\rm 0}= 2.6 \times 10^ {8}$ K。受Zhang $\&$ Xie（2011）的中子星-超新星遗迹（SNR）成协结果的启发，我们计算了当$T_{\rm 0}= 2.6 \times 10^ {8}$ K时磁星祖星的最大$B_{\rm 0}$，$B_{\rm max}\sim (2.0\times 10^{14}-2.93 \times 10^{15})$ G.当$T_{\rm 0}\sim 2.75 \times 10^ {8}-~1.75 \times 10^ {8}$ K时，最大$B_{\rm 0}$也将在$\sim 10^{14}-10^{15}$ G的范围内，不超过我们的磁星模型下磁星磁场的上限。我们还调查了磁星的自旋下降年龄和它们的SNRs年龄之间的关系，并解释了为什么所有与SNRs相关的AXP看起…
2013-12-10 astro-ph.HE
Constraining the central magnetic field of magnetars
磁星被认为是高度磁化的中子星，表面磁场为10^{14} - 10^{15} G。据信，在中心处，磁场可高于表面处的磁场。研究了磁场对中子星物质的影响。考虑到高密度超子出现的可能性，我们用相对论平均场方法模拟了核物质。我们发现，当中心磁场至少为10^{17} G量级时，磁场对中子星物质的影响以及由此对质量-半径关系的影响是重要的。非常重要的是，强磁场的作用揭示了系统的各向异性。此外，如果中心场接近10^{19} G，则物质变得不稳定，这限制了磁星中心的最大磁场。
2013-02-13 astro-ph.HE
Rebrightenings of gamma-ray burst afterglows from an increasing magnetic inclination angle of a nascent magnetar
Jiangxi Science and Technology Normal University（江西科技师范大学）
研究新生磁星磁倾角增加对GRB余辉再亮化的影响，揭示能量注入与光变曲线的关系。
2025-12-06 astro-ph.HE
Magnetar Activity via the Density-Shear Instability in Hall-MHD
我们调查的密度剪切不稳定性霍尔磁流体通过数值模拟的完整的非线性问题，在磁星活动的背景下。我们确认的发展的不稳定性的平面平行磁场具有适当的强度和电子密度分布，根据解析理论。我们发现，不稳定性也出现了一个单调递减的电子数密度和磁场，一个平面平行模拟的方位角或半球形的磁场在地壳中的磁星。不稳定性的增长率取决于场的霍尔特性（磁场强度、电子数密度和相应的标度高度），而对弱电阻率不敏感。由于霍尔效应是磁星地壳磁场演化的驱动过程，我们认为，这种不稳定性是至关重要的系统包含强大的纬向或方位场。我们发现，这一过程介导的局部结构的形成与更强的磁场比平均水平，这可能会导致磁星活动和加速的字段的耗散，从而产生欧姆加热。假设在地壳底部存在一个$5\times10^{14}$ G磁场，我们预计，在几个$10^{2}$米大小的典型区域中，很容易形成像$10^{15}$ G那样强的磁场，其中包含$10^{43}$尔格的磁能，足以驱动磁星爆发。这些活动区更可能出现在切向磁场较强的磁赤道上。
2015-07-27 astro-ph.HE
Power-law Magnetic Field Decay and Constant Core Temperatures of Magnetars, Normal and Millisecond Pulsars
磁星、正常射电星和毫秒射电星的特征年龄与偶极表面磁场强度之间的相关性可以用磁场随核心温度的衰减来解释，磁星、正常射电星和毫秒射电星的中心温度分别为PDMATHAMM K、$\sim2\times10^{7}$ K和$\sim10^{5}$ K;假设它们的特征年龄比它们的真实年龄大约大两个数量级，所需的核心温度可以降低约10倍。磁衰减遵循幂律，并由双极扩散模式的螺线管分量占主导地位。在该模型中，假设所有NS具有相同的初始磁场强度，但不同的核心温度不随磁场衰减而改变。这表明磁星和正常磁星之间的主要区别是磁星出生时比正常磁星热得多，因此有更长的磁场衰减时间尺度，导致即使正常磁星的年龄相同，表面磁场强度也更高。上述结论与观测到的磁星与其他年轻中子星表面温度之间的相关性一致，但与中子星的冷却主导演化不一致.这表明一种可能的情况，即加热，也许是由于磁场衰减，平衡中子星冷却观察到的中子星。
2011-10-18 astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray pulsar: accreting magnetar?
磁星是一种特殊的中子星。也可能有吸积磁星。从对孤立磁星的研究中可以看出，仅具有强偶极场的中子星不是磁星。超慢X射线星可能只是吸积高磁场中子星。超亮X射线脉冲星NuSTAR J095551+6940.8可能是一颗吸积磁星。它可能是一个吸积的低磁场磁星，多极场为10^14 G，偶极场为10^12 G。这一观点与孤立磁星的研究是一致的。双星演化过程中的超亮X射线脉冲星阶段可能会产生大质量的毫秒脉冲星。
2015-08-13 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
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
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
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
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
Magnetar Crusts: Matter at $10^{15}$ Gauss
本文发现，在磁星$B \sim 10^{14-15}$ G的高极性磁场下，其最外层的地壳（$ρ< 10^7$ gm/cc）沿磁场方向可以成为横向绝缘体和晶体。地壳的横向电导率与极磁场的平方成反比（如$1/B^2$）。在这些高磁场下，与极磁场相关的横向地壳电流可以通过欧姆定律更有效地消散。
2019-05-26 astro-ph.HE
From proto-neutron star dynamo to low-field magnetars
通过首次模拟发电机产生磁场后的磁热演化，研究提出低场磁星源于原中子星内的 Tayler–Spruit 发电机，并解释其弱偶极场、强小尺度场及 X 射线爆发。
2025-01-08 astro-ph.HE
Is the high mass binary pulsar PSR J 1614-2230 a latent magnetar?
我们考虑新发现的高质量低磁场脉冲双星PSR J1614-2230，在一个模型中，磁星的强磁场归功于一个高的重子密度，磁化的核心。在我们的磁星模型中，所有超过一定临界质量的中子星都是磁星。这让我们面临一个非常基本的悖论，为什么这颗大质量恒星PSR J1614-2230仍然是一颗脉冲星，并且没有显示出磁星的特征。这是一颗恒星，它通过从它的双星伴星吸积超过5千兆年而获得了巨大的质量。在这项工作中，我们表明，从强相互作用相变从这种缓慢的吸积的能量增益的最大速率不允许足够高的内部温度的双极运输的磁场的表面的恒星，因此PSR J 1614-2230仍然是潜在的，并没有成为一个新兴的磁星。
2012-11-06 astro-ph.HE
The Magnetar Connection
本文研究了已知磁星和强磁场射电星（B $_s$ $ \gtrsim 10^{13}$ ~G）的偶极表面磁场（B $_{s}$）和自旋周期（P $_s$）的联合演化。我们研究这些对象的长期行为假设一个简单的欧姆耗散的磁场。在确定了这些中子星在越过死亡线进入脉冲星墓地之前可能进入的区域（在P $_s$ -B $_s$平面上）之后，我们对磁星和其他类别的中子星之间可能存在的联系进行了评论。
2022-01-07 astro-ph.HE
The physics of strong magnetic fields and activity of magnetars
探讨了中子星内部从顺磁性到铁磁性的相变。由于中子星内部存在$^3$ P $_2$中子超流体，因此可以将其看作是磁偶极子系统。在背景磁场的存在下，磁偶极子倾向于沿同一方向排列。在临界温度以下，存在从顺磁性到铁磁性的相变。这就很方便地解释了磁星的强磁场。在我们看来，磁星的磁场强度是有上限的。磁星的最大场强约为$(3.0-4.0)\times 10^{15}$ G。这一点可以通过进一步的调查直接加以检验。磁星是不稳定的，因为电子的费米能量极高。朗道柱沿磁场方向变成一个很长的圆柱体，但它很窄，当$B\gg B_{cr}$时，电子气的费米能给出为$E_F(e)\approx40(B/B_{cr})^{1/4}$。$E_F(e)\approx90MeV$当$B\sim10^{15}$ G.因此，电子捕获过程$e^-+p\to n+ν_e$将迅速发生。因此，$^3$ P $_2$ Cooper对将被具有高能量的出射中子快速地破坏。这将导致各向同性超流消失，从而由$^3$ P $_2$ Cooper对感应的磁场也将消失。这些能量将立即转化为热能，然后转化为X射线-软$γ$ -射线的辐射能。我们可以得出结论，磁星的活动起源于电子在超强磁场中的高费米能引起的不稳定性。
2009-11-11 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
Hyperaccreting Disks around Magnetars for Gamma-Ray Bursts: Effects of Strong Magnetic Fields
超吸积中子星或磁星盘通过中微子辐射冷却，可以成为伽马射线暴（GRB）中心引擎的候选者。磁星的强场$\geq10^{15}-10^{16}$ G对盘的性质有重要影响，甚至导致漏斗吸积过程。我们调查的磁星周围的磁盘上的强场的影响，并讨论这种吸积磁星系统的伽玛暴和GRB类事件的影响。讨论了盘面强场的量子效应，并利用MHD守恒方程描述了星盘相互作用产生的大尺度场耦合的盘面流的行为。一般来说，较强的场会产生较高的盘密度、压力、温度和中微子光度，并显著改变电子分数和简并态。磁化磁盘总是粘性稳定的阿尔芬半径以外，但将是热不稳定的阿尔芬半径附近的磁场在传递角动量和加热磁盘比粘性应力起着更重要的作用。漏斗吸积过程只有在极强的磁场下才是重要的，它会在阿尔文半径内产生一个磁层，并截断平面盘。由于漏斗吸积覆盖的磁星表面环状带区域温度较高，中微子发射较集中，吸积磁星的中微子湮灭率可远高于无场吸积中子星的中微子湮灭率。此外，中微子湮灭机制和磁星表面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超相对论性喷流。
2010-06-03 astro-ph.HE
Periodicity in recurrent fast radio bursts and the origin of ultra long period magnetars
最近的研究表明，周期性的快速射电暴FRB 180916在其爆发活动中表现出16天的周期（可能存在混叠）。鉴于磁星被广泛认为是FRB源，这一时期被归因于磁星自旋轴或联星伴星轨道的岁差。在这里，我们做了一个简单的连接到{ \it旋转周期}，一个想法的观测动机的6.7小时周期的银河系磁星候选人，1 E 161348- 5055。我们探讨了三种可能导致超长周期磁星产生的物理机制：（一）由于情节性的质量负载带电粒子风（例如，可能伴随着巨大的耀斑），（二）角动量踢从巨大的耀斑和（iii）回落导致长期持久的吸积盘。我们表明，粒子风和回退吸积可能会导致一个子集的磁星人口与超长周期，足够长，以适应FRB 180916或1 E 161348- 5055。如果得到证实，这些时期意味着磁星处于相对成熟的状态（年龄为$1-10$ kyr），并且在出生时拥有大的内部磁场$B_{\rm int}\gtrsim 10^{16}$ G。在FRB的低扭曲磁星模型中，这种长周期磁星可能在较低的各向同性等效能量下主导中继器的FRB产生，并使能量分布扩大到超出规范磁星群体的预期，这些磁星在较短的周期$P \lesssim 10$ s终止其磁活动。
2020-06-19 astro-ph.HE
The initial evolution of millisecond magnetars: an analytical solution
毫秒磁星通常被认为是某些伽马射线暴（GRB）的中心引擎，特别是那些显示出平台阶段的GRB。我们认为，如果初生磁星的磁场处于一个短暂的快速衰减阶段，则可能无法实现明显的平台相。一些缺乏明显平台相的伽玛暴也可能是毫秒磁星的宿主。本文给出了描述同向旋转等离子体存在下中子星的角速度和自转与磁轴倾角演化的耦合方程组的近似解析解。我们还展示了如何解决方案可以推广到不断变化的磁场的情况下。通过贝叶斯分析，对GRB 091018、GRB 070318、GRB 080430、GRB 090618、GRB 110715A、GRB 140206A等6颗可能的磁星的自转周期、倾角、磁偶极矩和制动指数进行了拟合，通过使用我们最近的模型[Eschaummaz Muzen et al. 2019]获得X射线余辉光曲线。我们发现毫秒磁星形成后的第一天内，磁星倾角迅速对准，磁偶极场可能衰减几倍，制动指数变化一个数量级。
2020-05-30 astro-ph.HE
Central compact objects, superslow X-ray pulsars, gamma-ray bursts: do they have anything to do with magnetars?
磁星和许多与磁星有关的天体被一起总结和讨论。分析表明，在“磁星”的使用中存在着语言的滥用。异常X射线源和软伽马射线中继源是众所周知的磁星候选者。目前所谓的反磁星（用于中心致密物体）、吸积磁星（用于高质量X射线双星中的超慢X射线脉冲星）和毫秒磁星（用于某些伽马射线暴的中心发动机），它们可能不是真正的磁星目前的理解。它们的观测行为不是由磁能引起的。它们中的许多只是具有强表面偶极场的中子星。中子星加上强偶极场就不是磁星。某些伽马射线暴中心引擎的中子星的特征参数不同于银河系中的中子星。讨论了吸积系统中可能的磁活动特征，包括重复爆发和硬X射线尾。中国未来的硬X射线调制望远镜可能有助于发现吸积中子星系统中的一些磁活动。
2014-06-25 astro-ph.HE
Angular Dependence of Coherent Radio Emission from Magnetars with Multipolar Magnetic Fields
最近对银河系磁星的快速射电暴（FRB）的探测证实了这样一个事实，即具有超强磁场的中子星（NS）能够产生这些极其明亮的相干射电爆发。偶极磁场结构中的曲率辐射过程是解释这种相干射电辐射起源的主要机制之一。然而，已经证明磁星可能具有更复杂的磁场拓扑结构。在这里，我们严格调查曲率无线电发射存在倾斜的偶极和四极（“quadrodipolar”）磁场，并表明，这种场结构不同的角度特性从一个纯粹的偶极的情况下。我们分析表明，开放的场线的形状可以显着修改取决于四极偶极场强的比例和它们在NS表面的倾斜角。这沿着与观察者的视线重合的每条磁场线创建多个点，并且可以解释所观察到的FRB的复杂光谱和时间结构。我们还发现，在四偶极子中，无线电波束可以采取一个更广泛的角度范围和波束宽度可以比纯偶极子。这可以解释为什么磁星的瞬态射电脉动的脉冲宽度与普通射电磁星的脉冲宽度一样大。
2022-03-12 astro-ph.HE
A Bayesian Framework for Constraining Magnetar Magnetic Fields from Repeating FRB Statistics
Guangxi Key Laboratory for Relativistic Astrophysics, School of Physical Science and Technology, Guangxi University（广西大学物理科学与技术学院相对论天体物理学重点实验室）
该研究开发贝叶斯框架，结合重复FRB的等待时间与能量分布统计，约束其磁星磁场，多数源符合$10^{13}$-$10^{15}$高斯磁星强度，FRB~20200120E磁场要求更低，为关联FRB特性与磁能储备提供统计方法。
2026-08-28 astro-ph.HE
The Prompt Emission of Gamma-Ray Bursts from the Wind of Newborn Millisecond Magnetars: A Case Study of GRB 160804A
在本文中，我们重新审视的情况下，内部逐渐磁耗散发生在风从一个新生的毫秒磁星可以负责伽马射线暴的生产。我们表明，在这个模型中的两个排放分量的组合，即，风的光球辐射和磁重联区内的同步辐射能较好地拟合GRB 160804 A瞬发辐射相的观测光谱。我们通过蒙特卡罗方法得到了中心磁星的物理参数，并推导出了中心磁星的初始自旋周期和磁场。此外，独立的余辉拟合分析给出了一致的结果，增加了很大的可信度，这种情况下。此外，我们预测的伽玛暴的一个子类称为从这样的磁星风内部逐渐磁耗散（简称为“MIGMAD爆发”），有几个独特的属性爆发。
2018-09-28 astro-ph.HE
Testing the fossil field hypothesis: could strongly magnetised OB stars produce all known magnetars?
光谱类型为O和B的恒星在超新星爆发后会产生中子星（NS）。大多数NS都是强磁化的，包括具有$B \propto 10^{12}$ G的正常射电望远镜和具有$B\propto 10^{14}$ G的磁星。7- 12%的大质量恒星也被$B\propto 10^3$ G磁化，有些被$B\propto 1$ G磁化。认为新南威尔士人的磁场可能是其祖先磁场的化石残留。本文就是致力于研究这一假说。首先，我们收集了O、B和A星表面磁场的所有现代精确测量结果。其次，我们估计了B星磁场对数正态分布的参数，发现强磁化的磁场分布为$μ_B = 2.83\pm 0.1$ $\log_{10}$（G），$σ_B=0.65\pm 0.09$，弱磁化的磁场分布为$μ_B = 0.14\pm 0.5$ $\log_{10}$（G），$σ=0.7_{-0.27}^{+0.57}$。第三，我们假设恒星和磁星的磁场在磁场和磁星上有$2.7$ DEX差异，磁星占所有年轻NS的10%，并进行人口合成。我们发现，这是不可能的，同时再现的磁星和磁星的人口，如果他们的磁场差是2.7 DEX。因此，我们的结论是，简单的化石起源的磁场是不可行的NS。
2021-04-21 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
Hydrogen-poor Superluminous Supernovae with Bumpy Light Curves Powered by Precessing Magnetars
本研究将磁星进动效应纳入磁星供能模型，成功再现了6个具有峰后隆起的氢贫超亮超新星的多波段光变曲线，为峰后隆起起源和新生磁星早期进动提供了证据。
2025-04-22 astro-ph.HE
Magnetized massive stars as magnetar progenitors
磁星上超强磁场的起源是现代天体物理学中的一个谜。在自引力作用下的准球对称的自相似广义多变磁流体理论框架下，模拟了具有高表面磁场的大质量祖星的核坍缩动力学。通过对原始恒星表面质量密度、温度、磁场和风质量损失率等物理参数的详细描述，并考虑到反弹激波穿透恒星内部和包层的影响，我们发现在原始恒星中心留下了一个致密天体（即中子星），其半径为$\sim 10^6$ cm，质量范围为$\sim 1-3$太阳质量。此外，我们发现，这种紧凑的对象的表面磁场可以是$\sim 10^{14}-10^{15}$ G，与推断的磁星，其中包括软伽玛射线中继器（SGR）和异常X射线中继器（AXP）的一致。磁场增强因子与自相似标度指数$n$密切相关，它也决定了大质量母体的初始密度分布。基于引力核坍缩和反弹激波的磁流体动力学演化，我们提出磁化大质量恒星是磁星的祖先。我们的物理机制，这并不一定需要一个快速旋转的中子星内的特设发电机放大，有利于“化石场”的情况下形成磁星的强磁化核心崩溃内大规模的祖星。由于大质量祖星表面磁场强度的范围，我们的方案允许从恒星到磁星的连续磁场强度。
2009-02-18 astro-ph.HE
Large magnetic field variations towards the Galactic Centre magnetar, PSR J1745-2900
来自PSR J1745-2900的偏振射电辐射已经被用来研究银河系中心靠近人马座A* 的磁场的强度。在这里，我们报告如何持久的无线电发射从这个磁星，超过四年，因为它的发现，揭示了大的变化，在所观察到的法拉第旋转措施，高达3500拉德米$^{-2}$（百分之五的分数变化）。从同时分析的色散措施，我们确定，这些波动占主导地位的变化，在投影磁场，而不是集成的自由电子密度，沿视线变化的快速移动的磁星。从结构函数分析的旋转措施的变化，和最近一个时代的快速变化的旋转措施，我们确定的最小规模的磁波动的大小~ 2 au在银河系中心的距离，推断PSR J1745-2900只是~ 0.1 pc后面的一个额外的散射屏幕。
2017-11-28 astro-ph.HE
