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
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
A flaring magnetar in FRB 121102?
FRB 121102的持久射电对应物估计有$N\sim 10^{52}$粒子，能量为$E_N\sim 10^{48}$ erg，大小为$R\sim 10^{17}$ cm。它可以是一个星云，由磁星（一颗中子星，由其磁能（而不是旋转能）提供能量）间歇性流出而膨胀和加热。该天体还很年轻，经常在中子星核心加速的双极扩散驱动下释放出磁耀斑能量，为星云提供能量，并产生明亮的毫秒级爆发。星云中的粒子数量与巨大耀斑的离子喷出物一致。星云中还可能含有中子星诞生数月后冻结出来的电子-正电子对$N_\pm\sim 10^{51}$;同样的机制也解释了蟹状星云中的$N_\pm$。FRB 121102周围的持续源可能是由磁星喷出物激发的磁耗散和内波加热的。由波产生的体积加热解释了星云在产生无线电辐射方面的巨大效率。重复的无线电爆发被认为发生在离磁星更近的地方，磁星闪耀的磁层将超相对论性的内部冲击驱动到磁星风中。的冲击介导的拉莫尔旋转，形成一个GHz的微波激射器所观察到的毫秒的持续时间。此外，耀斑喷出物会变得缺乏电荷，然后转化为电磁波。
2017-06-07 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
Magneto-thermal evolution of neutron stars with coupled Ohmic, Hall and ambipolar effects via accurate finite-volume simulations
模拟中子星的温度和磁场的长期演化是天体物理学的一项重要工作，在多个主题中具有重要影响。一个详细的演化模型需要，在同一时间，热扩散方程的数值解，使用适当的数值方法来控制感应方程中的非线性项，和现实的微观物理系数的本地计算。在这里，我们提出了磁热二维代码的最新扩展，其中我们耦合了地壳演化的核心演变，包括双极扩散。它还获得了模块化，准确性和效率。我们修改了最合适的数值方法来准确模拟类磁星的磁场，再现了霍尔驱动的磁不连续性。从计算性能的角度来看，大部分的负荷落在微物理系数的计算上。在较小程度上，热演化部分也是计算昂贵的，因为它需要大量的矩阵求逆，由于使用隐式方法。我们展示了两个有代表性的案例研究：（一）一个非平凡的多极配置局限于地壳，显示长寿命的小尺度结构和不连续性;（二）在正常物质的双极扩散的初步研究。后者作用于时间尺度，时间尺度太长，对感兴趣的时间尺度没有相关影响，但为未来的工作奠定了基础，其中需要包括超流体和超导性。
2021-04-16 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
Magnetar heating
我们研究了四个候选机制，可以解释磁星的高表面温度。(1)来自液核的热通量被双极扩散加热。如果在温度为$T_{core}>6\times 10^8$ K时，核心加热抵消中微子冷却，则它可以维持观测到的表面光度$L_s\approx 10^{35}$ erg/s。如果核心磁场超过$10^{16}$ G，并且磁星的热覆盖层具有轻元素成分，则这种情况是可行的。然而，我们发现，这样一个热的核心的寿命应该是短于典型的观察到的磁星的寿命。(2)固体地壳中的机械耗散。这种加热可以是准稳定的，由逐渐（或频繁）的地壳屈服于磁应力提供动力。我们证明了它服从一个强上限。只要地壳应力是由地核中的场演化或地壳中的霍尔漂移产生的，机械加热就不足以维持持续的$L_s\approx 10^{35}$ erg/s。在另一种由外部磁层耀斑触发的机械变形的情况下，表面光度增加。(3)地壳、体积或电流片中的欧姆耗散。由于地壳的高传导性，这种机制效率不高。只有地壳磁场$B>10^{16}$ G在100米尺度上变化的极端磁场配置才能提供$L_s\approx 10^{35}$ erg/s。(4)在磁层中加速的粒子对恒星表面的轰击。这种机制在磁星上产生热点。对瞬变磁星的观测显示了外部加热的证据。
2016-09-05 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
Do the periodic activities of repeating fast radio bursts represent the spins of neutron stars?
快速射电暴（FRB）是一种持续时间为毫秒级的神秘射电瞬变现象。最近，分别从FRB 180916.J0158+65和FRB 121102检测到$\sim$ 16天的周期性活动和$\sim$ 159天的可能周期性，并且慢旋转磁星的自旋周期被进一步认为是解释重复FRB的周期性活动的可能性之一。对于孤立的中子星，自旋演化表明很难达到几个小时。在这项工作中，我们主要集中在孤立的NS/磁星的最大自旋周期的可能支配之间的相互作用的恒星的磁场和磁盘。我们发现盘风在自旋演化中起着重要的作用，它的影响改变了质量流率演化方程中的幂律指数。对于没有盘风的磁星，最长的自转周期是几十个小时。当盘风具有经典参数时，最大自旋周期可达数百小时。但是对于由于盘风或其它角动量提取过程而引起的质量流率的非常大的指数，$\sim$（16-160）天的自旋周期仍然是可能的。
2021-05-25 astro-ph.HE
Magnetar Signature - The U Curve
这项工作着眼于磁星的一些明确的签名，特别是在两个模型中伴随着X射线辐射下降的周期关闭。我们回顾了以前的一些工作，这是众所周知的发电机模型的基础上，在该模型中，恒星诞生的时间为几毫秒，在高温下。在这种对流状态下，发电机机制可以将磁场放大到磁星值。这与屏蔽核模型相反，屏蔽核模型假定磁星的内核中发生高密度相变，其动态排列所有中子磁矩，在内核中产生大磁场。伴随的通量变化在周围的高电导率等离子体中产生屏蔽或屏蔽电流，其不允许场离开到表面。然后双极扩散将磁场传输到地壳，以中微子和X射线的形式耗散能量。上涌场使地壳裂开，产生耀斑和地壳欧姆耗散产生的X射线辐射，直到屏蔽电流耗尽，地表极场达到最终值。在发电机模型中，极性磁场随时间减小，而在我们的屏蔽模型中，它增加到它的最终值。结果是，在后一个模型中，作为时间和周期的函数，偶极辐射损失$\dot E$与X射线光度$ L_X$的比率是一条“U”曲线，表明正是$L_X$的指数下降，使磁星观测到的周期结束。
2018-05-24 astro-ph.HE
The Dzhanibekov Effect as a Possible Source of Magnetar Activity
本文研究了三轴磁星中不稳定的自由进动引发的Dzhanibekov效应，发现翻转过程中的欧拉力会扰动表层力平衡导致塑性流动，从而可能触发磁星爆发和引力波发射。
2024-07-29 astro-ph.HE
Hyperactive Magnetar Eruptions: Giant Flares, Baryon Ejections, and Fast Radio Bursts
Princeton University（普林斯顿大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Monash University（蒙纳士大学）
研究探讨磁星内部磁场通过偶极扩散演化引发喷发的过程，发现其可喷射磁环并产生巨量耀斑，解释了SGR 1806-20 2004年耀斑及后续辐射现象，提出超活跃磁星可能为宇宙快速射电暴的引擎。
2026-04-30 astro-ph.HE
Magnetar Eruptions and Electromagnetic Fireworks
本文提出磁星爆发全局模型，解释硬 X 射线耀发源于内磁层扭曲磁通量束的不稳定性，并阐明外磁层中耀发磁脉冲与电流片碰撞形成磁岛链从而产生 FRB 的机制。
2024-05-04 astro-ph.HE
X-ray Flares Raising upon Magnetar Plateau as an Implication of a Surrounding Disk of Newborn Magnetized Neutron Star
X射线耀斑通常被归因于伽马射线暴（GRB）中心引擎的长期活动，例如，后退增积然而，伽玛射线暴的X射线稳定期更倾向于毫秒磁星中央引擎。由于磁星的螺旋桨效应，回退吸积可以被显著抑制。因此，如果螺旋桨区不能有效地阻止质量流到达磁星表面，磁星平台上的X射线耀斑将被暗示。在这项工作中，这种特殊的情况下连接到一个磁星的吸积过程，并给出了一个磁盘结构的含义。研究了多耀斑GRB 050730的重复吸积过程，并对GRB 111209A的吸积引起的磁场变化进行了讨论。GRB 050730、GRB 060607A和GRB 140304A中存在两个或多个耀斑，采用磁星质量$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
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
Low X-ray Efficiency of a Young High-B Pulsar PSR J1208-6238 Observed with Chandra
高磁场源（高B源）是连接磁星和常规旋转源的关键源，也是理解磁星活动起源的关键源。我们第一次对最年轻的高硼天体PSR J 1208 -6238的X射线通量进行了严格的上限估计;钱德拉10 ks的观测表明没有显著的源。根据发射模型，3sigma上限的内在0.5-7 keV通量为（2.2-10.0）e-14 erg/s/cm 2。
2020-11-06 astro-ph.HE
Search for the Signatures of a New-Born Black Hole from the Collapse of a Supra-massive Millisecond Magnetar in Short GRB Light Curves
在短的伽马射线暴（GRB）光变曲线中，通常可以看到“内部平台”之后是急剧的衰变。平台分量通常被解释为来自超大质量磁星的偶极发射，急剧衰减可能意味着磁星坍缩成黑洞（BH）。通过Blandford-Znajek（BZ）过程，新生BH上的回落吸积可以产生持久的活动。在黑洞附近积累的磁通量将被吸积盘限制一段时间。当吸积速率降低时，磁通量会强到足以阻碍气体的进入，从而形成磁制动盘（MAD）。在这种情况下，我们表明，BZ过程可以产生两种类型的典型的X射线光变曲线：I型表现出一个持久的平台，其次是幂律衰减，斜率范围从5/3到40/9; II型大致显示一个单一的幂律衰减，斜率为5/3。前者需要低磁场强度，而后者对应于相对高的值。我们从一个具有内部平台的短伽玛暴样本中寻找这种新生BH的特征，并找到两个候选者：GRB 101219 A和GRB 160821 B，分别对应于II型和I型光变曲线。结果表明，我们的模型可以很好地解释数据。
2017-12-12 astro-ph.HE
On the Fast-radio-burst-associated X-ray Bursts: Inverse Compton Scattering of Radio Photons by an Extreme Pair Flow During Magnetosphere Activities
提出极端粒子对流的逆康普顿散射模型，解释磁星SGR J1935+2154的FRB 200428及2022年成协X射线暴的高截断能量、陡幂律指数及到达时间偏移等观测特征。
2025-07-16 astro-ph.HE
SGR 0418+5729: a small inclination angle resulting in a not so low dipole magnetic field?
研究了SGR 0418+5729的自旋下降行为。Contopoulos & Spitkovsky（2006）的脉冲星自旋下降模型被应用于SGR 0418+5729。结果表明，SGR 0418+5729位于脉冲星死亡线以下，因此其旋转驱动的磁层活动可能已经停止。致密恒星现在被垂直于其旋转轴的磁偶极矩旋转下来。计算结果表明，在这些假设下，如果SGR 0418+5729的磁倾角很小，那么它就有可能具有强的偶极磁场。其偶极磁场可能远高于特征磁场。因此，SGR 0418+5729可能是正常磁星，而不是低磁场磁星。
2012-08-18 astro-ph.HE
Magnetic fields of neutron stars
中子星拥有宇宙中已知最强的磁场。在本文中，我简要地讨论了这些磁场是如何从观测中推断出来的，以及它们的时间演化的证据。我展示了这些极强的磁场实际上对恒星结构的影响是如何微弱的，对于主序上部的磁星和磁性白矮星也是如此，它们具有相似的总磁通量。我提出了一个方案，在这个方案中，（包含极向场和环向场分量）在中子星诞生后不久就建立了，这得益于中子星物质的强成分分层，这种状态慢慢地被非理想的磁流体动力学过程，如恒星核心的β衰变和双极扩散，以及霍尔漂移和其内部固体的破裂，地壳。在足够长的时间尺度上，中子星核心中的流体将表现得好像是正压的，因为，取决于温度和磁场强度，β衰变将不断调整成分到化学平衡态，或者双极扩散将带电成分与中子解耦。因此，关于正压流体中稳定的磁流体平衡的仍然悬而未决的问题将与演化有关，至少对于"磁星“场来说，太强而不能被固体地壳稳定。
2013-05-11 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Non-axisymmetric instabilities of neutron star with toroidal magnetic fields
本文的目的是阐明具有强环向磁场的中子星在非轴对称扰动下的稳定性。其动机来自于这样一个事实，即$\sim 10^{15}$ G的超磁化中子星、磁星和在磁驱动超新星之后诞生的磁化原中子星很可能具有如此强的环形磁场。长期，三维广义相对论磁流体动力学模拟进行，准备等熵中子星与环形磁场在平衡作为初始条件。为了探索旋转对稳定性的影响，对非旋转和刚性旋转模型进行了模拟。我们发现出现的帕克和/或泰勒不稳定性的非旋转和旋转模型。对于非旋转和旋转模型，帕克不稳定性是局部线性扰动分析预测的主要不稳定性。在旋转模型中也出现了交换不稳定性。结果表明，快速旋转不足以抑制Parker不稳定性，这一发现不符合摄动分析。其原因是，刚性和快速旋转的恒星是边缘稳定的，因此，在恒星脉动的存在下，旋转轮廓变形，不稳定的区域与负梯度的角动量轮廓的发展。在不稳定性开始之后，湍流被激发。与轴对称情况相反，在湍流发展之后，磁场从未达到平衡态。这一结论表明，三维模拟是不可缺少的探索磁星的形成或磁星的突出活动，如巨大的耀斑。
2011-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Repeating Fast Radio Bursts from Neutron Star Binaries: Multi-band and Multi-messenger Opportunities
本研究探讨了致密中子星双星中重复快速射电暴（FRB）的多频段与多信使观测价值，发现仅利用FRB到达时间即可高精度测量双星内禀参数并重建辐射图案，为约束中子星状态方程及检验超标准物理提供了前所未有的新途径。
2023-08-26 astro-ph.HE gr-qc
Magneto-thermal evolution in the cores of adolescent neutron stars: The Grad-Shafranov equilibrium is never reached in the 'strong-coupling' regime
本文提出解耦磁场与热演化的数值方案，对年轻中子星核心“强耦合”状态进行长期磁热模拟，证明即使在磁陀星级磁场下也无法达到 Grad-Shafranov 平衡。
2023-09-25 astro-ph.HE physics.flu-dyn physics.plasm-ph
