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
Search for transient gamma-ray emission from magnetar flares using Fermi-LAT
本研究利用 Fermi-LAT 数据在 0.1-10 GeV 能量范围内搜索与磁星耀斑同时发生的瞬变伽马射线辐射，在 15 次耀斑中仅发现一次可能的伽马射线耀斑，但该信号可能受银道面弥漫通量污染。
2025-06-20 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$\sim 2\times 10^{-5}~M_{\od…
2021-09-23 astro-ph.HE
Plastic damping of Alfvén waves in magnetar flares and delayed afterglow emission
磁星耀斑产生阿尔文波，在封闭的磁层中反弹，能量高达$\sim 10^{46}$ erg。我们表明，在10毫秒的时间尺度上的波传输到恒星，并形成一个压缩包的高能量密度。这个包强烈地剪切恒星地壳并引发塑性流动，加热地壳并使其在表面以下数百米处熔化。一小部分沉积的塑性热最终被传导到恒星表面，在耀斑发生后的几个月到几年内形成表面余辉。很大一部分热量被中微子发射或传导到中子星的核心。
2015-05-13 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
A bright gamma-ray flare interpreted as a giant magnetar flare in NGC 253
磁星是年轻的、高度磁化的中子星，它们会产生极其罕见的伽马射线巨型耀斑，这是我们银河系中最明亮的天体物理现象。这些耀斑的检测来自本星系群之外的预测，到目前为止只有两个候选者。在这里，我们报告了2020年4月15日极其明亮的伽马射线耀斑GRB 200415 A，我们使用行星际网络将其定位到一个微小的（20平方英尺）。在天球上的一个角分）区域，与玉夫座星系的中心区域重叠，距离银河系3.5百万秒差距。从Konus-Wind探测，我们发现GRB 200415 A和GRB 051103之间有惊人的相似之处，GRB 051103可能起源于M81/M82星系群，距离几乎相同（3.6 Mpc）。这两个爆发显示一个尖锐的，毫秒级，硬谱初始脉冲，其次是一个约0.2秒长的稳步衰落和软化的尾巴。除了巨大的磁星巨星耀斑的初始脉冲，没有天体物理信号与这种组合的时间和光谱特性和隐含的能量已经报道过。在推断的距离上，两个耀斑释放的能量与2004年12月27日银河磁星SGR 1806-20的超级耀斑相当，但峰值亮度更高。总的来说，这使得GRB 200415 A和它的孪生GRB 051103成为河外磁星巨耀斑最重要的候选者，两者的亮度都比以前观察到的最明亮的银河系磁星耀斑高出五倍，从而为更好地理解这一迷人的现象迈出了重要的一步。
2021-01-13 astro-ph.HE
Millisecond extragalactic radio bursts as magnetar flares
Thornton等人（2013）发现的河外毫秒射电暴的总体特性与我们在Lorimer等人（2007）首次观测到河外毫秒射电暴后提出的假设（即此类事件与磁星的超耀斑有关）相一致。我们还指出，Rubio-Herrera等人（2013）发现的M31的一些多毫秒射电爆发也可能与较弱的磁星爆发有关。
2013-07-18 astro-ph.HE
Blast Waves from Magnetar Flares and Fast Radio Bursts
年龄小于一个世纪的磁星预计会非常活跃。除了由旋转驱动的风，它们还产生频繁的磁耀斑，向风中发射强大的冲击波。这些内部的冲击波就像脉泽一样，产生具有以下性质的快速（毫秒）射电暴（FRB）。(1)GHz无线电发射发生在半径$r\sim 10^{14}$ cm处，并在观察者的时间内持续$\lesssim 1$ ms。(2)周围风中的感应散射并不能抑制射电爆发。(3)发射具有由磁星旋转轴设置的线性偏振。(4)在爆发期间，发射漂移到较低的频率，并且其持续时间在较低的频率处变宽。(5)不均匀风中的冲击波可能会发出不同的爆发;如果磁星以$\sim 1$的周期旋转，周期性可能会出现在亚毫秒的时间尺度上。然而，所观察到的FRB结构可能会在通过宿主星系的传播过程中因透镜效应而改变。(6)来自磁星的FRB预计会重复出现，只有罕见的强爆发（高达$\sim 10^{43}$ erg）或更频繁的弱爆发。(7)当一个重复的耀斑撞击到前一个耀斑尾部的风泡时，FRB就会变成明亮的闪光。它的光度可能接近超新星Ia，并持续数秒。宇宙中这些光学闪光的速率比FRB的速率低得多，但它可能超过超新星的速率。超活跃磁星在其宿主星系中的位置取决于它们的形成方式：超新星爆炸中产生的磁星将追踪恒星形成区域，而紧凑物体合并中形成的磁星将被抵消。合并磁星预计是最有活力的，特别是超活跃。
2020-03-28 astro-ph.HE
Prospects for Neutron Star Parameter Estimation using Gravitational Waves from f-modes Associated with Magnetar Flares
本文提出了一个引力波搜索框架，利用唯象和解析模型，在多种搜索场景下测量或直接限制与磁星耀斑相关的f-模式所反映的磁星天体物理性质。
2023-10-23 astro-ph.HE
Magnetar giant flare origin for GRB 200415A inferred from a new scaling relation and its implications
软伽马射线中继器（SGR）主要是银河系中的一种，起源于具有强（$B\simeq 10^{15}{\rm \ G}$）磁场（“磁星”）的中子星。偶尔，一个巨大的耀斑发生巨大的强度，显示一个短的硬尖峰，其次是一个较弱的，振荡阶段，表现出旋转周期的中子星。如果磁星巨星耀斑发生在邻近星系中，它们将表现为宇宙短硬伽马射线暴（GRB），而没有检测到微弱的振荡相位。最近，发现了一个名为GRB 200415 A的短硬GRB，其位置与玉夫座星系（NGC 253）重合，这引发了一个问题，即它是一个经典的短GRB还是一个岩浆巨星耀斑。在这里，我们表明，磁星巨星耀斑遵循的光谱峰值能量和各向同性能量之间的标度关系在$1\,{\rm keV} - 10\,{\rm MeV}$，即，$E_{\rm p}\propto E_{\rm iso}^{1/4}$，并位于一个独特的区域的$E_{\rm p}-E_{\rm iso}$平面从经典的短伽玛暴。在相对论膨胀火球的光球辐射产生巨型耀斑的模型中，这种关系可以得到很好的理解。GRB 200415 A以及另外两个候选的巨耀斑（GRB 051103和GRB 070201）都遵循这个关系，这强烈支持这些GRB的巨耀斑起源。\emph{Fermi} /LAT在$18-285 \,$ s观测到的GRB 200415 A的GeV辐射也可以用大耀斑情景来解释。在GRB 200415…
2020-10-19 astro-ph.HE
The impulsive phase of magnetar giant flares: assessing linear tearing as the trigger mechanism
巨大的$γ$射线耀斑包含了从磁星观测到的最极端的辐射事件。在（亚）毫秒的时间尺度上发展并在几分之一秒内产生大量能量，这些非凡爆发的初始阶段对候选触发机制提出了重大挑战。在这里，我们评估和批判性地分析了在全球扭曲磁层的相对论撕裂不稳定性的线性增长的触发机制的巨型$γ$射线耀斑。我们的主要限制是由观测到的发射时间尺度，巨大的耀斑尖峰的能量输出，和推断的偶极磁场强度。我们发现线性模的最小增长时间与$e$折叠上升时间相当，即$\sim10^{-1}$ ms。我们还讨论了假设的有效性，即$e$折叠发射时间尺度可以等同于MHD不稳定性的增长时间。
2015-12-07 astro-ph.HE
Magnetar giant flare high-energy emission
高能量（$> 250$ keV）的发射已被检测到持续几十秒后的磁星巨星耀斑的初始尖峰。已经证实，这种发射可能是通过磁层高层的超爱丁顿外流产生的高度扩展的日冕中的逆康普顿散射而产生的。在本文中，我们对这个模型进行了详细的研究。我们调查所需的散射体的属性，以及该机制是否与在巨型耀斑尾部观察到的脉冲发射程度一致。我们的结论是，该机制与目前的数据是一致的，虽然散射人口的起源仍然是一个悬而未决的问题。我们提出了另一种图像，其中发射更接近该恒星，并占主导地位的同步辐射。对2004年12月耀斑的$RHESSI$观测略微倾向于后一种情况。我们评估费米伽玛射线太空望远镜的前景，以检测和表征类似的高能量成分在未来的巨大耀斑。这种发现应有助于解决一些悬而未决的问题。
2017-07-10 astro-ph.HE
Fallback accretion on to a newborn magnetar: long GRBs with giant X-ray flares
伽马射线暴（GRB）的X射线余辉中的耀斑与瞬发辐射相比具有更多的特征，如脉冲轮廓和包含的注量。因此，它们被认为是源自中央引擎的后期活动，并可用于限制整体能量预算。本文收集了一个用$19$-XRT观测到的长伽玛暴样品，它们的X射线余辉中含有巨大的耀斑。我们用磁星螺旋桨模型的一个版本来拟合这个样本，修改后的模型包括了后退吸积。该模型已经成功地再现了短伽玛暴的延发辐射。我们的最佳拟合为光变曲线提供了合理的形态匹配。然而，$16$超出$19$的配合要求接近$100\%$的螺旋桨机构的效率。高效率参数是耀斑中包含的高能量和偶极分量的极端持续时间的直接结果，这迫使慢自旋周期或低磁场。我们发现，即使包含显着的回落吸积，在所有情况下，但在少数情况下，它是积极的挑战，以产生即时发射，余辉和巨大的耀斑内的约束的旋转能量预算的磁星。
2018-05-23 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
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
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
Rapid Spectral Variability of a Giant Flare from a Magnetar in NGC 253
磁星是一种具有极强磁场（$10^{13-15}$ G）的缓慢旋转中子星，间歇性地发出$\sim100$ ms长的X射线暴，能量为$\sim10^{40-41}$ erg。它们很少会产生非常明亮、充满能量的巨型耀斑，开始时是短暂的（$\sim0.2$ s）、强烈的闪光，然后是由磁星自旋周期（通常为2-12 s）调制的较暗、持续时间较长的发射，从而确认它们的起源。在过去的40年里，只有三个这样的耀斑已经观察到在我们的本地组;他们都遭受了仪器饱和，由于其极端的强度。有人提出，河外巨耀斑可能是短伽马射线暴的一个子集，注意到目前仪器的灵敏度使我们无法探测到脉动尾，而最初的明亮闪光在$\sim 10-20$ Mpc的距离外很容易观测到。在这里，我们报告的X射线和伽马射线观测的GRB 200415 A，它具有快速的发病，非常快的时间变化，平坦的光谱和显着的亚毫秒光谱演化。这些属性与预期的来自河外磁星的巨大耀斑非常匹配，注意到GRB 200415 A与NGC 253（$\sim$ 3.5 Mpc）有方向性联系。$\sim3$ MeV光子的探测为发射等离子体的相对论运动提供了明确的证据。观测到的快速光谱演化可以自然地由旋转磁星中快速移动的气体发出的辐射产生。
2021-01-13 astro-ph.HE
Multi-wavelength afterglow emission from bursts associated with magnetar flares and fast radio bursts
本文基于气泡内爆发模型计算磁星巨耀发和快速射电暴产生的多波段余辉辐射，扫描参数空间评估射电可探测性，并估算了可探测事件数量。
2023-07-09 astro-ph.HE
On the excitation of f-modes and torsional modes by magnetar giant flares
磁星巨星耀斑可以激发中子星的振动模式。在这里，我们计算的初始耀斑后的振幅在磁星的地壳和全球f-模式的扭转模式的估计。我们发现，虽然扭转地壳模式可以强烈激发，只有一小部分的耀斑的能量直接转换成最低阶的f-模式。对于外部磁场约为10^{15}高斯的传统磁星模型，先进的LIGO不太可能探测到这些f模式的引力波。
2011-03-04 astro-ph.HE gr-qc
Powerful flares and magneto-elastic oscillations of magnetars
该研究围绕磁星强耀斑及耀斑余辉中的准周期振荡（QPOs）展开，梳理了磁星耀斑的观测特征与机制研究现状，指出QPOs可用于探究磁星活动本质，同时点明现有解释磁星QPOs的理论存在不完备性。
2024-09-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detectability of the gravitational-wave background produced by magnetar giant flares
本研究通过解析公式和模拟，评估了磁星巨耀发产生的引力波背景，发现其可能无法被第三代探测器探测到，并计算了可探测所需的最小磁场和耀发率。
2023-12-29 astro-ph.HE gr-qc
GRB 200415A: A Short Gamma-Ray Burst from a Magnetar Giant Flare?
长期以来，人们一直认为软伽玛射线中继器（SGR）的巨型耀斑至少是观测到的短伽马射线暴（GRB）的一个子样本。本文对最近发现的位于玉夫座星系附近的明亮短GRB 200415A的高能数据进行了综合分析。我们的研究结果表明，磁星巨星耀斑提供了最自然的解释大多数观测性质的GRB 200415A，包括它的位置，时间和光谱特征，能量，统计相关性，和高能量的排放。另一方面，紧凑的恒星合并伽玛暴模型被发现有困难再现这样的事件在附近的距离。未来对类似事件的探测和后续观测对于牢固地建立SGR巨型耀斑和附近短GRB子样本之间的联系至关重要。
2020-10-11 astro-ph.HE
Magnetar Giant Flares in Multipolar Magnetic Fields --- II. Flux Rope Eruptions With Current Sheets
我们提出了一个物理机制来解释巨型耀斑和无线电余辉的磁层模型包含一个螺旋扭曲的磁通绳和电流片（CS）。随着CS的出现，我们采用区域分解方法求解混合边值问题，得到磁层场。我们研究了背景多极场中存在CS时磁绳平衡曲线的性质。在磁星表面的变化，它准静态地演变在稳定的平衡态。平衡的丧失发生在一个临界点，超过这个临界点，它就会灾难性地爆发。当考虑CS时，新功能出现。特别是，我们发现了两种物理行为，即，灾难性的状态转换和灾难性的逃逸。在状态转换过程中会释放磁能。释放的磁能足以驱动巨大的耀斑。磁绳会准静态地离开磁星，这与射电余辉不一致。幸运的是，在后一种情况下，灾难性的逃逸，磁绳可以逃离磁星，并以动力学的方式走向无穷远。这与巨型耀斑的射电余辉观测结果更为一致。我们发现磁绳的小半径对它的喷发有重要的影响。小半径较大的磁通绳更容易爆发。我们强调CS为磁重联提供了一个理想的场所，这将进一步增强喷发过程中的能量释放。
2014-09-16 astro-ph.HE
Hyperactive Magnetar Eruptions: Giant Flares, Baryon Ejections, and Fast Radio Bursts
Princeton University（普林斯顿大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Monash University（蒙纳士大学）
研究探讨磁星内部磁场通过偶极扩散演化引发喷发的过程，发现其可喷射磁环并产生巨量耀斑，解释了SGR 1806-20 2004年耀斑及后续辐射现象，提出超活跃磁星可能为宇宙快速射电暴的引擎。
2026-04-30 astro-ph.HE
Search for quasi-periodic signals in magnetar giant flares
在磁星巨大耀斑的衰变尾部发现的准周期振荡（QPO）被认为是中子星的扭转振荡。这些QPO具有很高的潜力来限制高密度物质的性质。为了寻找准周期信号，我们用非参数贝叶斯信号推断方法D $^3$ PO研究了SGR 1806-20和SGR 1900+14的巨耀斑光变曲线. D $^3$ PO算法将原始光子计数建模为连续通量，并考虑泊松散粒噪声以及所有仪器效应。它从数据中重建对数通量及其功率谱。使用这种完全噪声感知的方法，我们不确认以前报告的频率线在$ν\gtrsim17\,$ Hz，因为它们属于噪声主导的制度。然而，我们发现了两个新的潜在候选振荡在$9.2\,$ Hz（SGR 1806-20）和$7.7\,$ Hz（SGR 1900+14）。如果这些是真实的，并且是磁星的基本磁弹性振荡，那么与以前的发现相比，当前的理论模型将有利于相对较弱的磁场$\bar B\sim 6\times10^{13} - 3\times10^{14}\,$ G（SGR 1806-20）和相对较低的地壳内部剪切速度。
2018-03-05 astro-ph.HE
Radiative transfer simulations of magnetar flare beaming
磁星巨星耀斑在其光变曲线的尾部显示出振荡调制，这只能通过某种形式的光束来解释。磁星爆发的火球模型已成功地用于拟合巨耀斑尾部的相位平均光变曲线，但迄今为止还没有尝试去拟合脉动。我们提出了一个相对简单的数值模型来模拟磁星耀斑的成束辐射。在我们的模拟中，辐射从被困在偶极磁场中的火球底部逃逸，并通过磁星的光学厚磁层散射，直到逃逸。光束是由相对论外流的存在，以及系统的几何形状提供的。我们发现，一个简单的图片相对论外流是足以创建脉冲分数和观察到的脉冲轮廓的磁星耀斑的尖峰，而没有相对论外流的光束是不足以解释巨大的耀斑旋转调制。
2016-05-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
An Extraordinary Outburst of the Magnetar Swift J1822.3-1606
2011年雨燕J1822.3- 1606的爆发是非同寻常的;在下面的中子星的自旋周期的周期性调制是清晰可见的，非常类似于磁星巨星耀斑的衰变尾巴期间观察到的。我们研究了爆发早期阶段X射线发射的时间特征。我们用光谱硬度比（HR）进行了周期性搜索，发现了一个相干信号，它位于中子星的自旋周期附近，但滞后约3弧度。因此，HR与X射线强度是强反相关的，这在巨型耀斑中也可以看到。我们研究了脉冲轮廓的时间演化，发现它在大约一个月内从复杂的形态演变为简单得多的形状。脉冲轮廓简化也发生在巨大的耀斑，但在一个更短的时间尺度约几分钟。我们发现，在爆发的前25天内发出的能量与在巨型耀斑衰变尾部的几分钟内检测到的能量相当。基于这些相似之处，我们认为巨耀斑和磁星爆发的触发机制可能是相同的。我们认为，在爆发开始时在磁层中形成的被捕获的火球在几分钟内有效地辐射出去，而在其他磁星中，如斯威夫特J1822.3- 1606，火球的辐射效率不高，因此，持续时间更长。
2015-09-28 astro-ph.HE
Magnetar Giant Flares and Their Precursors --- Flux Rope Eruptions with Current Sheets
我们提出了磁星前兆及其后续巨型耀斑的灾变磁层模型。基于无力场位形，建立了磁层的轴对称模型，其中包含螺旋扭曲的磁通绳和电流片。在这个模型中，螺旋扭曲的通量绳会失去平衡，并突然爆发，以响应超强磁化中子星表面的缓慢和准静态变化。在以前的模型中，没有电流片，只有一个临界点存在于磁绳平衡曲线。当磁层中出现电流片时，磁绳的平衡曲线出现了新的特征。前兆和大耀斑之间的因果关系，以及前兆和大耀斑之间的静止状态的暂时重新进入，都可以得到自然的解释。在灾难性的状态转换过程中，磁能会被释放出来。详细的能量模型进行了讨论。磁通绳的灾难性平衡丧失所产生的电流片为磁重联提供了理想的场所。指出了磁重联对进一步增强喷发过程中能量释放的重要性。
2013-06-17 astro-ph.HE
Flares from merged magnetars: their prospects as a new population of gamma-ray counterparts of binary neutron star mergers
本文提出并合磁星在并合后数天内的毫秒周期自旋阶段会产生0.1-10 MeV耀发，估计Fermi/GBM可能已探测到约0.1-10例，并指出可通过搜索弱短GRB中的毫秒周期调制来识别。
2023-08-11 astro-ph.HE
Magnetar Flare-Driven Bumpy Declining Light Curves in Hydrogen-poor Superluminous Supernovae
本文通过改进含耀发活动的磁星模型，对五个贫氢超亮超新星的起伏光变曲线进行拟合，揭示其耀发可能是伽马射线暴耀发的暗淡长时延伸，为理解二者关联提供依据。
2023-05-29 astro-ph.HE
Rotation and dispersion measure evolution of repeating fast radio bursts propagating through a magnetar flare ejecta
本研究提出磁星耀斑抛射物模型解释重复FRB 20220529的RM突变，计算典型耀斑对RM和DM的贡献，模型在合理参数下能再现观测行为。
2025-05-13 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
GRB241107A: a Giant Flare from a close-by extragalactic Magnetar?
本研究利用INTEGRAL卫星IBIS仪器观测短伽马射线暴GRB 241107A，结合其位置、能流、光谱及近邻星系PGC 86046的距离等证据，提出它可能是近邻河外磁星的巨型耀发而非典型短暴。
2025-01-13 astro-ph.HE
A Comptonized Fireball Bubble: Physical Origin of Magnetar Giant Flares
长期以来，人们一直认为磁星巨耀斑（MGFs）至少是观测到的短伽马射线暴（GRB）的一个子样本。最近在附近星系NGC 253中发现的短GRB 200415 A在这两种现象之间建立了教科书版本的联系。与以往对银河系MGF的观测不同，GRB 200415 A的不饱和仪器光谱首次提供了一个用观测到的$γ$射线光子测试理论模型的机会。本文提出了一个新的适用于MGFs的模型，该模型引用了一个在光球半径处被相对论磁星风康普顿化的膨胀火球。在这个模型中，由于磁重联或恒星表面的星震，大量的能量从磁星壳释放出来，注入到封闭的磁力线中，形成一个被困的火球气泡。在突破束缚并扩展到光球半径后，火球的热光子最终被磁星风区的相对论性$e^{\pm}$对康普顿化，从而产生额外的高能伽马射线辐射。该模型预测了一个修改后的类热光谱，其特征在于在瑞利-金斯制度的低能量分量，在中间能量范围内的相干康普顿散射（CC）的影响，和高能量的尾巴由于逆康普顿过程的平滑组件。通过对GRB 200415 A的观测光谱进行Monte-Carlo拟合，我们发现观测到的爆发与我们的模型预测完全一致。
2023-02-27 astro-ph.HE
Magnetar activity mediated by plastic deformations of neutron star crust
我们提出了磁星活动的“太阳耀斑“模型，而在地壳上部的磁场的缓慢演变，由电子MHD（EMHD）流驱动，扭曲外部磁通量管，产生持续发射，爆发和耀斑。与此同时，中子星地壳塑性地释放了外加磁场应力，将应变$ ε_t $限制在远低于脆性断裂的临界应变$ ε_{crit}$ $ ε_t \sim 10^{-2}ε_{crit} $的值。类似磁星的行为发生在磁赤道附近，在所有的中子星中都有发生，只是程度不同。持续的光度与磁场的立方幂成正比（在给定的年龄），因此在大多数旋转动力的中子星中很难观测到。只有当磁场超过某个阈值时，才可能发生巨大的耀斑，而较小的爆发和耀斑可能发生在相对较小的磁场中。爆发和耀斑是磁层重联事件，发射阿尔芬冲击波，在撞击中子星表面时转换为高频哨声。由于电子密度的增加（以及由此产生的波的减慢），以及由于哨声脉冲随深度的增加的相干性，所产生的哨声脉冲引起随深度增加的应变。哨声脉冲在对应于$ρ\sim 10^{10} {\rm g cm}^{-3}$的浅深度以大约一天的时间尺度消散;这种能量被检测为增强的耀斑后表面发射。
2014-10-13 astro-ph.HE
MeV Gamma-Ray Lines from Radioactive Nuclei in Magnetar Giant Flares
Guangxi University（广西大学）
本文通过核反应网络模拟，研究磁星巨耀发中的核合成及其放射性衰变产生的MeV伽马射线线，发现$^{88}$Kr和$^{92}$Sr的衰变产生最亮的线，为MeV伽马射线天文学提供新机遇。
2026-06-18 astro-ph.HE
Magnetar Giant Flares in Multipolar Magnetic Fields --- I. Fully and Partially Open Eruptions of Flux Ropes
我们提出了一个磁星的巨大的能量释放在巨大的耀斑，其中一个环形和螺旋扭曲的磁通绳嵌入在无力磁层的灾难性爆发模型。磁绳初始处于稳定的平衡态，准静态演化。当达到失平衡点时，磁绳不能维持稳定的平衡态而灾难性地爆发。在这一过程中，由于全球磁拓扑结构的不稳定，储存在磁层中的磁能迅速释放。磁层能量的积累对磁星的爆发至关重要。我们仔细地建立了磁星表面各种边界条件下的完全开放场和部分开放场，并研究了相关的能量阈值。通过研究在临界灾变点积累的磁能，我们发现偶极主导背景场驱动完全开放喷发是可能的。然而，在多极背景场下很难产生完全开放的磁爆发。鉴于磁星表面附近多极磁场的观测重要性，值得探讨在多极背景场中替代喷发方法的可能性。幸运的是，我们发现通量绳可以引起多极场中的部分开放爆发，这只涉及背景场的部分开放。中心拱状多极子的能量释放分数比中心凹陷的多极子出现在背景场的情况下更大。只有当中心凹陷的多极变得非常强大时，喷发才会失败。
2014-02-13 astro-ph.HE
On the spectrum and polarization of magnetar flare emission
爆发和耀斑是磁星的独特观测现象，磁星是具有超强磁场的孤立中子星（$B \approx 10^{14}$ - $10^{15}$ G）。据信，这些事件发生在热的电子-正电子等离子体中，该等离子体被捕获在闭合的磁场线内。我们发展了一个简单的辐射转移模型来模拟磁星耀斑在稳定捕获火球情况下的辐射。将火球表面划分为若干个平面平行的平板后，积分两个简正模的辐射转移方程，得到火球的局部光谱和偏振特性。我们假设，磁汤姆逊散射是不透明度的主要来源，并忽略了二阶辐射过程的贡献，虽然双康普顿散射占在建立本地热平衡在火球大气层。观测到的光谱和偏振特性，由一个遥远的观察者测量的总和的贡献，从补丁是可见的一个给定的观察几何形状的射线跟踪代码的装置。我们在1-100 keV的能量范围内获得的光谱是热的，可以描述在两个黑体的叠加。黑体温度和发射面积比与现有的观测结果基本一致。在整个能量范围内，预测的线性偏振度通常大于80%，并且应该很容易被新一代X射线偏振仪（如IXPE，XIPE和eXTP）检测到。
2017-05-02 astro-ph.HE
A magnetar giant flare in the nearby starburst galaxy M82
本研究发现一个与近邻星暴星系M82中心位置重合的短伽马射线暴，结合其光谱、计时特性及多波段对应体上限、无引力波信号等证据，高置信度确认其为河外磁星巨耀发，为扩大磁星巨耀发样本提供了新观测依据。
2024-03-10 astro-ph.HE
Simultaneous magnetic polar cap heating during a flaring episode from the magnetar 1RXS J170849.0-400910
在2018年NuSTAR的一次定点观测中，我们从磁星1 RXS J170849.0 $-$ 400910探测到了一次持续2.2小时的耀斑。耀斑在$\sim25$秒内上升到最大通量比持续发射大6倍，具有高脉冲，均方根脉冲分数为$53\%$。脉冲轮廓形状由被半个旋转周期分开的两个峰值组成，峰值通量比为$\sim$ 2。耀斑光谱是热的，平均温度为2.1 keV。相分辨光谱表明，这两个峰具有相同的温度，但大小不同。这些观测结果以及简单的光变曲线模型表明，两个相同的对映点，可能是磁极，在耀斑开始时和整个持续时间内同时被加热。因此，耀斑的起源必须与磁星的全球偶极结构有关。这可能是最好的外部实现，通过扭曲到封闭的磁层偶极场线播种轰击极地足迹地点与精力充沛的对。在耀斑爆发后约1.86小时，发生了一次短爆发，并有3分钟的热尾。爆发尾也在源的自旋周期处脉动，并与耀斑轮廓相一致，这意味着这两种现象之间存在密切联系。爆发可能是由锚定在表面热点的相同扭曲偶极场线中的磁重联事件引起的，随后的返回电流为这些极帽提供额外的热量。
2020-01-23 astro-ph.HE
Detecting Magnetar Giant Flares with MoonBEAM
本研究通过分析GRB200415A等事件观测数据区分磁星巨耀发与短伽马射线暴，介绍MoonBEAM监测器以探测更多河外磁星巨耀发，助力揭示其本质并完善高能天体物理图景。
2023-08-23 astro-ph.HE
Spectral Shapes of Pair Annihilation Line Emission in Magnetar Giant Flares
Frontier Research Institute for Interdisciplinary Sciences, Tohoku University（东北大学前沿跨学科研究院）；Astronomical Institute, Graduate School of Science, Tohoku University（东北大学理学研究科天文学研究所）；Department of Physics, National Chung Hsing University（国立中兴大学物理系）
研究磁星巨耀斑中电子-正电子对湮灭产生的MeV伽马射线谱特征及探测可能性。
2026-01-02 astro-ph.HE
Identification of a Local Sample of Gamma-Ray Bursts Consistent with a Magnetar Giant Flare Origin
宇宙学上的伽马射线暴（GRB）是由不同的起源通道产生的：短的GRB主要来自中子星合并，长的GRB来自一种罕见的核心坍缩超新星（CCSN），被称为Gracsars。被称为磁星的高度磁化的中子星也会产生高能的、持续时间短的伽马射线瞬变，称为磁星巨耀斑（Magnetar Giant Flares，MGF）。在银河系及其卫星星系中观测到三个，它们长期以来一直被怀疑是第三类河外伽玛暴的贡献者。我们报告明确识别的一个独特的人口4个本地（$<$ 5兆秒差距）短伽玛暴，增加伽玛暴070222到以前讨论的事件。虽然仅根据与附近恒星形成星系的对齐来识别，但它们的上升时间和各向同性能量释放与$>$ 99.9%置信度下的较大短伽玛暴种群独立不一致。这些特性，宿主星系，以及在引力波中没有探测到，都指向河外MGF的起源。尽管样本小，推断的体积率以上的事件$4\times10^{44}$尔格的$R_{MGF}=3.8_{-3.1}^{+4.0}\times10^5$ Gpc $^{-3}$年$^{-1}$地方MGFs作为占主导地位的伽玛射线瞬变检测到河外源。如前所述，这些速率意味着一些磁星产生多个MGF，提供了重复GRB的来源。速率和宿主星系有利于共同的CCSN作为磁星的关键祖先。
2021-01-22 astro-ph.HE
Plasma Radiation Model of Fast Radio Bursts from Magnetars
本文提出磁星耀发产生快速射电暴的相干等离子体辐射新模型，类比III型太阳射电暴，预测多波长观测特征，影响射电天文与天基天体物理。
2023-11-15 astro-ph.HE
Contamination of short GRBs by giant magnetar flares: Significance of downward revision in distance to SGR 1806-20
我们强调了Bibby等人对SGR 1806-20星团距离的向下修正是如何调和来自河外磁星的强烈耀斑对BATSE短GRB的明显低污染的，而无需修改每个银河系每30年一次这样的耀斑的频率。我们还讨论了基于星系团年龄的磁星原始质量的变化，根据Davies等人的研究，SGR 1806-20和iAXP CXCRJ 164710.2 -455216 Westerlund 1的范围从~50 Msun到SGR 1900+14的~17 Msun，如果它起源于大质量RSG星团#2或#3之一，可能也是1 E 1841-045。
2010-01-11 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the polarization properties of magnetar giant flare pulsating tails
到目前为止，已经从软伽马射线中继站探测到了三个巨大的耀斑，每个耀斑的特征都是最初的短硬尖峰和脉动尾。所观察到的脉动尾部的特征在于$\sim100\,\rm{s}$的持续时间、$\sim 10^{44}\,\rm{erg}$的各向同性能量和几秒的脉冲周期。脉动尾辐射可能来源于初始尖峰期间强烈能量释放后的剩余能量，其在磁星的闭合场线区域中形成由光子对等离子体组成的捕获火球。从观测上看，脉动尾的光谱可以用热分量和幂律分量的叠加来拟合，其中热分量在脉动尾观测的早期和晚期占主导地位。本文假设被捕获的火球来自磁层中的闭合磁力线区，计算了光学厚度的被捕获火球的大气结构和被捕获火球的偏振特性。通过适当处理光子在高温、高磁化、电子-正电子对等离子体中的传播，我们用蒙特卡罗模拟计算了在一定观测角度下两种模式（O模和E模）的光子。我们的研究结果表明，偏振度取决于相对于磁星的磁轴的视角，并且可以高达$1-30\,\rm{keV}$带中的$Π\simeq30\%$，和$30-100\,\rm{keV}$带中的$Π\simeq10\%$，如果视线垂直于磁轴。
2015-11-02 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
Maximum gravitational-wave energy emissible in magnetar flares
最近对引力波（GW）数据的研究提出了一个问题，即在高度磁化的中子星（磁星）的伽马射线耀斑期间，GW的最大能量可能是多少。到目前为止预测的最高能量（\sim 10^{49} erg）来自一个模型[K.约卡，蒙。没有罗伊Astron. Soc. 327，639（2001）]，其中磁星的内部磁场经历全局重新配置，改变了恒星的磁流体平衡结构，并在不改变磁势能的情况下利用引力势能。这个模型中的最大能量假设了非常特殊的条件，包括转动惯量的大变化（最多在一次耀斑中观察到），非常高的内部磁场，以及非常软的状态方程。在这里，我们表明，10^{48}-10 ^{49}尔格的能量是可能的，在更一般的条件下，通过利用磁能，我们注意到，类似的能量也可以通过奇异的固体核的破裂。目前对来自磁星基模的引力波的观测极限刚刚达到这些能量，并将在先进的干涉仪时代击败它们。
2011-02-16 astro-ph.HE gr-qc
Constraining the Origin of Magnetar Flares
磁星核心的磁场突然松弛产生的机械能主要以剪切波的形式传播到表面，并以相对论阿尔文波的形式进入磁层。由于强烈的阻抗失配，在恒星中激发的剪切波在离开恒星之前会经历多次反射。如果机械能沉积在地核中，并在传播到表面时{ \em直接}转化为辐射，则发射的上升时间至少为几秒到几分钟，对于实际的磁场几何形状，可能为几分钟到几小时，这与观测到的$\lap 10$ ms的上升时间不一致，对于巨大的耀斑。小耀斑和大耀斑的机制都依赖于地核磁场的突然弛豫，但由于阻抗不匹配而变得不可行，需要在耀斑发生前将驱动这些事件的能量储存在磁层中。除非波浪很快被阻尼。
2014-05-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic plasmoid explosions in the context of magnetar giant flares and fast radio bursts
University of Patras（帕特雷大学）
本文研究了磁星巨耀斑和快速射电暴中磁流体爆炸的物理机制，通过求解相对论磁流体力学方程，探讨了压力、质量密度、洛伦兹因子和磁场之间的关系，为解释快速射电暴的起源提供新思路。
2026-02-22 astro-ph.HE physics.plasm-ph
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
Tidally-induced Magnetar Super Flare at the Eve of Coalescence with Its Compact Companion
在双中子星（NS）或NS-黑洞系统（其中一个NS是磁星）的螺旋晚期，磁星上的引潮力随着双星的接近而急剧增加。潮汐引起的变形可能会超过磁星地壳在合并前几秒或几秒内所能承受的最大值。因此，可能会发生灾难性的全球地壳破坏，储存在磁星内部的磁能将有机会释放出来，这将被观测为超级耀斑，其能量比磁星的巨型耀斑大100倍。这种机制可以很自然地解释最近观测到的GRB 211211 A的前兆，包括它的准周期振荡。我们预测，在未来的引力波O 4/O 5周期，可能有一小部分检测到的双NS合并与这样的超级耀斑。通过观测，可以获得NS内部结构和磁场的丰富信息，这在其他地方是很难研究的。
2022-11-04 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
GRB 231115A: a nearby Magnetar Giant Flare or a cosmic Short Gamma-Ray Burst?
本研究分析Fermi-GBM对GRB 231115A的瞬时辐射，发现其若关联M82则符合磁星巨型耀发关系，但现有X射线/GeV上限仍不能排除红移约1的短GRB可能。
2024-05-09 astro-ph.HE
Extragalactic Magnetar Giant Flares: Population Implications, Rates and Prospects for Gamma-Rays, Gravitational Waves and Neutrinos
本文研究河外磁星巨型耀发的种群与发生率，提出区分sGRBs的分析工具，约束磁星初始磁场，并评估其高频引力波背景贡献。
2025-01-11 astro-ph.HE
