How to make a mature accreting magnetar
最近，不同的作者提出了几个吸积磁星的候选者。这种系统的存在与标准的磁场衰减方案相矛盾，在标准的磁场衰减方案中，中子星的大磁场在$\gtrsim 1$ Myr的年龄达到$\lesssim$几$\times 10^{13}$ G。在其他来源中，高质量X射线双星4U 0114 +65似乎在$10^{14}$ G周围有一个强磁场。我们对运动学年龄进行了新的贝叶斯估计，并证明自中子星形成以来，4 U 0114 +65的运动学年龄为2.4-5 Myr（$95\%$凭证间隔）。我们将讨论哪些条件是必要的，以解释潜在的存在的磁星吸积高质量的二进制与年龄约几百万年和更大。三个必要的成分是：霍尔吸引子防止偶极场的快速衰减，地壳的相对快速冷却以避免由于声子引起的欧姆衰减，以及最后，参数$Q$的低值以获得由于杂质引起的长欧姆时间标度。如果年龄和磁场的估计建议吸积磁星是正确的，那么这些系统设置最强的限制外壳杂质为选定的样本中子星，并提供证据，有利于霍尔吸引。
2017-09-29 astro-ph.HE
The First Day in the Life of a Magnetar: Evolution of the Inclination Angle, Magnetic Dipole Moment and Braking Index of Millisecond Magnetars During Gamma-Ray Burst Afterglows
某些伽马射线暴（GRB）的余辉发射表现出一个浅衰减（平台）阶段，意味着能量的连续注入。这种能量的来源通常归因于新生毫秒磁星的自旋下降能力。磁偶极辐射力矩被认为是导致中子星自旋下降的机制。该转矩具有用于旋转和磁轴之间的角度的对准的分量，即，倾斜角，这已被忽略在建模伽玛暴余辉光变曲线。在这里，我们展示了与伽玛暴相关的新生磁星的倾角和磁偶极矩的演化。我们约束的初始倾角，磁偶极矩和旋转周期的七个磁星的建模长伽玛暴余辉光变曲线。我们发现，磁星在诞生的第一天，倾角迅速减小。磁轴和旋转轴的快速对齐可能会解决成熟磁星缺乏持续无线电发射的问题。我们还发现，在三种情况下，磁星的磁偶极矩呈指数下降到一个值的几倍小于初始值。新生磁星的制动指数，作为对齐和磁偶极矩下降的结果，在余辉阶段是可变的，并且总是大于3。
2019-10-01 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
The game of life on a magnetar crust: from $γ$-ray flares to FRBs
提出基于元胞自动机的磁星壳层应力模型，统一解释巨型耀发、小爆发、宁静期及FRB，并用于约束中子星壳层性质。
2023-04-27 astro-ph.HE astro-ph.SR nlin.CG
Magnetar Hard X-Ray Emission from Axion-like Particle Conversion
我们探讨了类轴子粒子（ALP），这将产生在磁星的核心，然后将在磁层转换成光子，可以解释磁星硬X射线光谱的可能性。我们注意到，这种情况下，也将提供一些问题的答案与磁星加热。事实上，考虑到磁星具有：1）难以用已知机制解释的硬X射线光谱; 2）迫使高核心温度的大光子亮度; 3）高核心温度意味着大中微子发射率; 4）和大的中微子发射率，导致小磁星的寿命与观测相矛盾-解释硬X-具有ALP的射线谱可以降低核心温度，从而降低中微子发射率，从而使磁星的寿命更长，正如观测所预期的那样。在这项工作中，我们开始研究这种情况下的三个磁星极端光度，并得出结论，一般的想法可能是值得更详细地调查。
2022-10-04 astro-ph.HE hep-ph
The newly born magnetars powering gamma-ray burst internal-plateau emission: are there strange stars?
伽马射线暴（GRB）的内部平台X射线辐射表明，新诞生的磁星可能是某些GRB的中心天体。观测到的亮度和平台期的持续时间表明，对于这样的磁星，一个亚毫秒或毫秒周期的快速自旋有时能够持续数千秒。在这种情况下，传统的磁星中子星（NS）模型可能会受到挑战，因为新生NS的快速自旋将在数百秒内由于r模式不稳定性而显着减速。相比之下，在新生的奇异星（SS）中，r模可以被有效地抑制。换句话说，在一定程度上，只有SS才能在恒星早期的很长一段时间内保持近似恒定的极速旋转。因此，我们建议，GRB的快速旋转磁星的样本可以用来检验SS假设的基础上不同的自旋极限的NS和SS。
2009-10-28 astro-ph.HE
The early life of millisecond magnetars
有些中子星可能诞生时自转速度很快，并具有强磁场-所谓的\emph{millisecond magnetars}。了解恒星的磁轴如何相对于恒星早期的自转轴移动是很重要的，因为这会影响电磁波和引力波的发射。先前的研究强调了恒星内部粘性耗散在这一过程中的重要性。我们通过额外考虑电磁转矩的影响来推进该程序。我们发现一个有趣的粘性耗散之间的相互作用，这使得相对于自旋的磁轴正交，与磁转矩，往往使磁轴与自旋轴对齐。我们提出了一些结果，并突出显示我们的模型需要更加逼真的地方。
2019-06-05 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
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
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
Neutron stars: Observational diversity and evolution
自从蟹状星云和船帆座星云在各自的超新星遗迹中被发现以来，我们对中子星如何在观测上表现出来的理解，已经被电磁波谱上的大量发现和专门研究所戏剧性地塑造，特别是在高能波段。越来越多的中子星包括高度磁化的中子星（磁星）和发出X射线的中央致密天体，它们大多没有脉冲星风星云。然而，这两个高能天体子类的特点似乎是表面磁场极高或极低（因此分别称为“磁星”和“反磁星”），而且脉冲星特征年龄往往与相关信噪比年龄相差很大。此外，有些中子星表现出“精神分裂症”，因为它们偶尔会表现出似乎是一个以上定义的子类所共有的性质。我从观测的角度回顾了中子星日益增长的多样性，然后强调了最近和正在进行的理论和观测工作，试图解决这种多样性，特别是在光的磁场演化，能量损失机制，和超新星祖先的研究。
2017-12-17 astro-ph.HE
A hyper flare of a weeks-old magnetar born from a binary-neutron-star merger
磁星是一群孤立的中子星，具有$\sim 10^{14}-10^{15}$ G的超强磁场，已被越来越多地接受来解释各种天体物理瞬变。一颗初生的毫秒周期磁星可以释放其自旋下降的能量，并为明亮的光源提供动力，如伽马射线暴（GRB）及其随后的X射线平台，超级发光超新星（SLSNe）和快速X射线瞬变，如CDF-S XT-2。在银河系内观测到年龄为$10^3-10^4$年的磁星，它们被发现以巨大耀斑和重复的软$γ$射线或硬X射线爆发以及偶尔的快速射电暴（FRB）的形式为各种瞬变提供能量。磁星巨耀斑也被探测到是来自附近星系的伪装的短伽马射线暴。在这里，我们报告的识别伽玛射线暴作为超耀斑的磁星在附近的星系。超耀斑的亮度大约是典型的磁星巨星耀斑的一千倍。在衰减光变曲线中检测到显著的$\sim 80$毫秒周期。将这一时期解释为旋转周期，并考虑到年轻磁星典型的磁场强度，磁星的年龄被限制为只有几周。在事件发生前几周，既没有探测到（超亮）超新星，也没有探测到伽马射线暴，这进一步限制了磁星可能是由两颗中子星的离轴合并事件产生的。我们的发现弥合了假设的毫秒磁星和观测到的银河系磁星之间的差距，并指向一个更广泛的磁星供电的伽马射线瞬变通道。
2022-05-16 astro-ph.HE
A low-magnetic-field Soft Gamma Repeater
软伽马重复源和异常X射线源形成了一组快速增加的X射线源，表现出零星的短爆发发射。它们被认为是磁星，即由极端磁场B~10^{14}-10 ^$> 15}高斯驱动的中子星。我们报告了一个低磁场的软伽马中继站，SGR 0418+5729，最近发现后，它发出类似的磁星爆发。X射线观测表明，它的偶极磁场不可能大于7.5 × 10 ^{12}高斯，在普通射电望远镜的范围内，这意味着高表面偶极磁场不一定是类磁星活动所必需的。因此，磁星群可能包括比迄今为止观测到的具有更大范围的B场强度、年龄和演化阶段的物体。
2010-10-13 astro-ph.GA astro-ph.HE
Evidence for magnetar precession in X-ray afterglows of gamma-ray bursts
许多伽马射线暴之后都有一段时间的延长发射。至少在某些情况下，爆发的余辉可能是由一颗快速旋转的高磁化中子星提供动力的，中子星由于电磁波和引力波的发射而自旋下降。这样的残骸很可能在其生命的早期阶段强烈地进动，这将导致X射线光度的调制，因为系统的三轴性随着时间的推移而演变。使用适合于旋进，倾斜的旋转器的辐射配置文件，我们发现，长（080602）和短（090510）突发的Swift-XRT数据匹配的模型具有显着更高的精度（均方残差下降$\gtrsim 200 \%$在早期阶段的扩展发射）比正交旋转器。我们将其解释为新生磁星进动的证据。
2020-03-24 astro-ph.HE
Particle-in-cell simulations of the twisted magnetospheres of magnetars
磁星的磁层被认为充满了由放电产生的电子-正电子等离子体。我们提出了第一个直接的数值实验，显示如何创建等离子体在轴对称封闭磁层。$e^\pm$放电的发生是由于磁星表面的剪切变形导致磁场扭曲，从而向磁层发射电流。模拟显示了具有未屏蔽电场（$\mathbf{E}\cdot \mathbf{B}\neq 0$）的电“间隙”的形成，该电场沿着磁场线持续加速粒子并维持对的产生。加速电压自调节到$e^\pm$放电的阈值。它控制着能量释放的速率和磁扭曲的寿命。该模拟跟踪了全球扭曲磁层在很长一段时间内的演化，并展示了其逐渐的电阻解扭曲。一个真空腔在恒星附近形成并膨胀，逐渐擦除磁层电流$j$。活跃的j束随着时间的推移而收缩，它的足迹在磁星表面形成收缩的热点，这些热点被所产生的粒子轰击。
2016-10-31 astro-ph.HE
Intermittency and Lifetime of the 625 Hz QPO in the 2004 Hyperflare from the Magnetar SGR 1806-20 as evidence for magnetic coupling between the crust and the core
在2004年SGR 1806-20的巨型耀斑中检测到的准周期振荡（QPO）通常被解释为中子星的全球磁弹性振荡。然而，理论模型预测最高频率的振荡应该迅速消失，而观测结果表明最高频率的信号在两个不同航天器的X射线数据中持续了约100秒，两者之间存在很大的差异。这种差异对于约625 Hz的高频QPO尤其重要。然而，以前的分析没有系统地测试信号是否也可以在更短的数据段中存在，与理论预测更一致。在这里，我们测试的存在下，在625赫兹的高频QPO的数据从罗西X射线定时探测器（RXTE）和拉马迪高能太阳光谱成像仪（RHESSI）系统无论是在个别旋转周期的中子星，以及平均在多个连续的旋转周期在同一阶段。我们发现，在RXTE数据中的QPO是一致的，只存在于一个单一的周期，为短的持续时间约0.5秒，而RHESSI数据是一致的，与一个短命的信号出现和消失，与一个长寿的QPO。总的来说，这些数据为地壳和地核之间的强磁相互作用提供了证据。
2014-08-04 astro-ph.HE
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
How bright can old magnetars be? Assessing the impact of magnetized envelopes and field topology on neutron star cooling
中子星在其生命周期中通过内部中微子发射和表面光子冷却的结合而冷却。被称为磁星的强磁化中子星也不例外，但它们的强磁场效应进一步增加了冷却理论的复杂性。除了其他因素外，对最外层百米（包络）的建模在预测其表面温度方面起着至关重要的作用。在这封信中，我们将重新审视包层对中子星冷却特性的影响，特别关注磁场的临界效应。我们探讨我们的内部和表面温度之间的关系的理解已经演变在过去的二十年中，以及如何不同的假设中子星信封和字段拓扑结构导致从根本上不同的结论，表面温度和冷却年龄。特别是，我们发现，相对较老的磁星与核心线程磁场实际上是更冷比旋转动力脉冲星的相同年龄。这与地壳限制模型中通常观察到的情况不同。我们的研究结果对估计年老磁星的X射线光度以及随后的不同中子星类的人口研究具有重要意义。
2023-01-05 astro-ph.HE
Gravitational radiation by magnetic field: application to millisecond magnetars
我们研究了磁场对引力波产生的直接贡献。为此，我们研究了磁化流体的后牛顿能量动量张量和引力势在波动区的后牛顿展开。我们表明，磁场出现，甚至在第一后牛顿秩序的多极矩张量。然后，我们找到了一个明确的相对论修正包含磁场的贡献，众所周知的四极公式。作为这一推导的应用，我们发现毫秒磁星生命早期释放的引力波的B场部分可以是由于变形旋转的中子星产生的信号的百分之一。我们表明，虽然该系统的事件率是小的，信号将位于下一代探测器的灵敏度范围内。
2020-08-02 astro-ph.HE gr-qc
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
Magnetic neutron star cooling and microphysics
我们研究的相对重要性的几个最近更新的微观物理输入的中子星冷却理论和超强磁场的磁星，包括在其地壳的朗道量子化的影响所带来的影响。我们使用有限差分代码模拟中子星热演化的时间尺度从小时到兆年更新的微观物理输入。短时间尺度（$\lesssim1$年）的考虑是可能的热覆盖信封没有准定常近似固有的治疗在传统的中子星冷却代码的治疗。对于强磁化中子星，我们考虑了朗道量子化对热力学函数和热导率的影响。我们模拟了普通中子星和磁星的冷却与非吸积和吸积壳，并与观测结果进行了比较。在强量子化磁场中抑制辐射和传导不透明，并形成凝聚的辐射表面，大大提高了早期的光子光度，使磁星的寿命更亮，但更短。这些效应加上强质子超流性的效应，减缓了数千年年龄的中子星的冷却，可以解释大约一半的磁星的热光度，而无需调用加热机制。观测到的其他磁星的热光度仍然高于理论预测，这意味着加热，但量子化磁场和重子超流性的影响有助于减少差异。
2018-06-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Peculiar Pulsar Population of the Central Parsec
围绕银河系中心黑洞Sgr A* 运行的脉冲星将是其质量、距离和自旋的潜在探测器，甚至可能用于测试广义相对论。尽管预测在银河系中心有大量的普通和毫秒双星，但在25秒差距内没有被深射电观测发现。一种解释是，超强的时间散射阻止了脉冲星的探测，但最近发现的0.1秒差距内的高磁化中子星（磁星）的无线电脉冲表明，时间散射比预测的要弱得多。我们认为，在普通脉冲星人口的内在缺陷是最有可能的原因，缺乏检测到目前为止：在银河系中心的“失踪脉冲星问题”。相比之下，我们发现一个单一的磁星意味着在该地区有效的磁星形成。如果中央秒差距的大质量恒星形成的是磁星而不是普通的磁星，那么它们的短寿命就可以解释磁星的缺失。磁星的有效形成可能是由强磁化的祖先引起的，也可能是头重脚轻的初始质量函数的进一步证据。此外，根据测量到的时间散射程度，目前的高频勘测应该已经能够探测到明亮的毫秒级双星。
2014-02-19 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Could AX J1841.0$-$0536 Be an Anti-Magnetar?
最近的观测表明，超巨星快速X射线瞬变（SFXTs）的大部分寿命都在中间亮度$\sim 10^{33}-10^{34}$ ergs $^{-1}$，并且，当光谱采用黑体模型时，所得到的发射区半径总是只有几百米，这支持了在中间状态SFXTs从伴星吸积物质的想法。从这些观测现象中，我们得出可能的约束磁场强度的中子星在四个SFXTs与已知的自旋周期。虽然IGR J11215 $-$ 5952、IGR J16465 $-$ 4507和IGR J18483 $-$ 0311可能具有与普通X射线机类似的磁场（高达几个$10^{11}-10^{12}$ G），但AX J1841.0 $-$ 0536的磁场相当低（$\la 10^{10}$ G）。SFXTs中的高质量伴星意味着中子星是相对年轻的天体，年龄小于$\sim 10^7$ yr。自旋演化的分析表明，像AX J1841.0 $-$ 0536这样的中子星应该具有相对较长的自旋周期（$\la 1$ s）。考虑到这4个SFXT中只有AX J1841.0 $-$ 0536是“合适的”SFXT，其他3个要么是“中间的”SFXT，要么具有特殊的特征，我们认为某些SFXT中的中子星可能具有类似于超新星遗迹中几个年轻的中心致密天体（称为“反磁星”）的特征。这些特征，再加上来自星云风的吸积，可能使它们有别于标准的超巨星X射线双星--低磁场和相对较长的自旋周期保…
2011-08-01 astro-ph.HE
Fast X-ray Transient Detection with AXIS: application to Magnetar Giant Flares
本研究评估AXIS卫星探测磁星巨耀发的可行性，发现偶然探测伽马尖峰概率低，但快速跟踪可探测至20 Mpc的X射线尾，并首次实现河外周期调制测量。
2025-10-25 astro-ph.HE
A short gamma-ray burst from a proto-magnetar remnant
同时探测到的引力波和伽马射线来自GW 170817/GRB 170817 A，随后一天的千诺瓦发射，证实了紧凑的双中子星合并作为短持续时间伽马射线暴（GRB）的祖先，以及重r过程核的宇宙源。然而，合并残余物的性质（和寿命）以及为这些明亮的伽马射线闪光提供动力的能量库仍然存在争议，而合并后的最初几分钟在光学波长上尚未探索。在这里，我们报告了最早发现的明亮的热光发射与短GRB 180618 A与扩展的伽马射线发射，紫外和光学多色观测开始尽快1.4分钟后爆发。光谱与快速衰减的余辉和爆发后15分钟出现的热光发射一致，在GRB发生后35分钟，余辉和热光发射突然和彩色地衰减（通量密度$F_ν \propto t^{-α}$，$α=4.6 \pm 0.3$）。我们从伽马射线到光学波长的观测结果与一个以相对论速度膨胀的热星云相一致，该星云由新生的、快速旋转的和高度磁化的中子星（即毫秒磁星）的等离子体风提供动力，其旋转能量以$L_{\rm th} \propto t^{-(2.22\pm 0.14)}$的速率释放，以重新加热未结合的合并残余物质。这些结果表明，这样的中子星可以在坍缩成黑洞的时间尺度上生存下来，而不是在合并后的几百毫秒内，并通过吸积为GRB本身提供动力。明亮的热光学双星合并引力波源的对应物可能在未来的宽场快节奏巡天中很常见。
2022-11-10 astro-ph.HE
VLA proper motion constraints on the origin, age, and potential magnetar future of PSR J1734$-$3333
PSR J 1734 $-$ 3333的特征年龄是根据它当前的自旋下降率估算的，这意味着它是一颗年轻的脉冲星（$τ_c<10$ kyr）。但是它的自旋下降率的时间导数与正常射电望远镜的假设明显不同，这意味着它的实际年龄不确定。G354.8 $-$ 0.8是一颗超新星遗迹（SNR），其中心距离脉冲星21弧分，其形态表明与脉冲星有关。我们希望定量评估PSR J1734 $-$ 3333和G354.8 $-$ 0.8或其他附近超新星遗迹之间关联的可能性，目的是揭示这颗脉冲星的真实年龄。与Karl G. Jansky甚大阵列于2015年和2019年进行，可以进行精确的天体测量，从而对脉冲星的自行进行估计。自行为$μ_α=10\pm10$ mas yr $^{-1}$和$μ_δ=-29\pm11$ mas yr $^{-1}$（误差线为$1$ - $σ$）。虽然边缘，这个检测排除了与G354.8 $-$ 0.8的关联，因为它意味着脉冲星没有远离SNR的中心。没有SNR与测量的自行和年龄$\simτ_c$一致，我们也提出了第一次测量的光谱指数为这颗脉冲星，$α=-1.1\pm0.3$，测量$1.5$和$3.0$ GHz之间。PSR J1734 $-$ 3333的诞生超新星产生的SNR可能已经褪色到无法检测的亮度，估计表明$10$ - $100$ kyr的时间尺度。这一点和其他考虑使我们得出结论…
2021-11-18 astro-ph.HE
Population synthesis studies of isolated neutron stars with magnetic field decay
考虑到磁场衰减和中子星冷却理论的最新进展，我们对不同类型的中子星（热发射孤立中子星、正常射电星、磁星）进行了粒子数合成研究。第一次，我们面对我们的结果与观测使用{ \it同时}的LogN-Log S分布附近孤立的中子星，LogN-Log L分布的磁星，和分布的$P$ - $\dot P$图中的射电天体。为此，我们将基线中子星模型（所有微物理输入）和其他相关参数固定为标准值（速度分布，质谱，出生率.），允许改变初始磁场强度。我们发现，我们的理论模型是一致的，所有的数据集，如果初始磁场分布函数遵循对数正态律与$<\log (B_0/[G])>\sim 13.25$和$σ_{\log B_0}\sim 0.6$。典型的情况包括大约10%的中子星出生为磁星，在NS生命的第一个百万年期间显著的磁场衰减（对于低场中子星只有大约2的因子，但对于磁星超过一个数量级），以及由低质量物体主导的质量分布函数。这个模型令人满意地解释了所有已知的种群。不同亚类之间的进化联系可能存在，尽管还不可能得出可靠的结论。
2009-10-14 astro-ph.HE
The Peculiar Precursor of a Gamma-Ray Burst from a Binary Merger Involving a Magnetar
该研究报道了与千新星相关的长时标伽马射线暴GRB 211211A中一个持续约0.2秒的特殊前兆，其光谱和准周期振荡特征表明它可能源于磁星在双星并合中的灾变性耀发，为并合前电磁辐射提供了证据。
2024-07-17 astro-ph.HE
From Rare Events to a Population: Discovering Overlooked Extragalactic Magnetar Giant Flare Candidates in Archival Fermi Gamma-ray Burst Monitor Data
NASA Marshall Space Flight Center（美国国家航空航天局马歇尔太空飞行中心）；Louisiana State University（路易斯安那州立大学）；Universities Space Research Association（大学空间研究协会）；University of Alabama in Huntsville（阿拉巴马大学亨茨维尔分校）；Ioffe Institute（约费研究所）
本文通过改进方法在费米GBM数据中发现4个新候选者，扩展了已知的13个磁星巨爆发，建立了统计模型并推断出事件体积率，揭示磁星可能多次爆发的特性。
2025-10-27 astro-ph.HE
Pulsating magneto-dipole radiation of a quaking neutron star powered by energy of Alfven seismic vibrations
本文计算了中子星在洛伦兹回复力作用下绕衰减偶极磁场轴的扭转地震振动的磁偶极辐射的特征参数。在简要介绍了振动供能中子星模型的一般理论背景后，我们给出了振动和辐射的基本特性，如振动频率、寿命、辐射亮度等的数值估计，并研究了它们随磁场衰减的时间关系。所提出的分析表明，从少数目前监测的AXP/SGR类X射线源检测到的脉动高能发射频率的逐渐降低可以解释为由振动驱动的磁偶极辐射产生的震动磁星。\keywords{neutron stars, torsion Alfvén vibrations, vibration powered radiation, magnetic field decay, magnetars}
2011-08-22 astro-ph.HE
Exploring the Future of Soft X-ray Polarimetry: the Capabilities of the REDSoX Instrument for XDINS and Magnetar Studies
本文探讨了基于REDSoX设计的长寿命轨道任务在研究X射线暗弱孤立中子星和磁星热辐射方面的能力，发现其能以高显著性探测质子回旋共振吸收特征和QED模式转换效应。
2025-05-28 astro-ph.HE
On the Diversity of Compact Objects within Supernova Remnants II: Energy Loss Mechanisms
孤立中子星的能量损失通常归因于真空中旋转的点状磁偶极子发射的电磁辐射。这种发射机制预言了一个制动指数$n=3$，这在高磁化中子星中是没有观察到的。尽管如此，偶极场和快速早期旋转的假设通常是先验的，通常会导致特征年龄和相关超新星遗迹（SNR）年龄之间的差异。我们专注于中子星的“异常”磁场，已建立信噪比协会和已知的年龄。异常X射线源（AXP）和软伽马重复源（SGR）通常用磁星模型来描述，该模型假定由发电机作用建立的大磁场。强磁场天体（HBP）有非常大的磁场，刚好在QED尺度之上（但低于AXP和SGR），而中央致密天体（CCO）可能有埋藏的磁场，这些磁场将在未来作为新生磁星出现。在本系列的第一部分中，我们研究了磁场增长作为一种通过演化将CCO与HBP和X射线暗隔离中子星（XDINS）结合起来的方法。在这项工作中，我们限制这些中子星的特征年龄使用相关的SNR年龄的各种能量损失机制，并允许任意的初始自旋周期。除了SNR年龄，我们还利用观测到的制动指数和X射线光度来约束模型。
2016-10-15 astro-ph.HE
The infrared counterpart and proper motion of magnetar SGR0501+4516
本文通过 2008 年爆发后长达 10 年的近红外与 HST 多历元观测，测定磁星 SGR 0501+4516 的自行并刻画其衰减，提出其可能由核心坍缩以外的机制形成。
2025-04-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Extensive population synthesis of isolated neutron stars with field decay
考虑到磁场衰变，我们对不同类型的中子星进行了粒子数合成研究。第一次，我们面对我们的结果与观测使用{ \it同时}的LogN-Log S分布附近孤立的中子星，LogN-Log L分布的磁星，和分布的$P$ - $\dot P$图中的射电天体。我们发现，我们的理论模型是一致的，所有的数据集，如果初始磁场分布函数与$<\log (B_0/[G]) > \sim 13.25$和$σ_{\log B_0}\sim 0.6$遵循对数正态律。典型的情况包括大约10%的中子星出生为磁星，在中子星生命的第一个百万年期间，显著的磁场衰减。不同亚类之间的进化联系可能存在，尽管还不可能得出可靠的结论。我们应用所得到的场分布和衰变模型研究了中子星从星际介质吸积的长期演化。结果表明，虽然亚音速螺旋桨阶段可以是相对较长的，最初高度磁化的中子星（$B_0 > \sim 10^{13}$ G）达到吸积制度的银河系的寿命内，如果他们的踢速度不是太大。事实上，在10年前进行的$>$的先前研究中，未考虑此类对象，导致与早期结论相比，吸积体分数略有增加。大多数类似于壮丽七星的中子星在经过几十亿年的演化后，预计将从星际介质中吸积出来。它们是吸积孤立中子星的主要吸积体。
2010-09-29 astro-ph.HE
Looking for Hall attractor in astrophysical sources
最近，对中子星中磁场演化的数值计算表明，可能存在霍尔吸引子，霍尔级联驱动的磁场演化在此阶段结束。在中子星的磁演化过程中存在这样一个阶段是非常重要的，并且可以通过观测来探测。在这里，我们讨论三种类型的对象，可能已经达到这一阶段。首先，我们简要地描述了几十万年的正常射电天体的演化。然后，我们更详细地分析了七大行星之一RX J1856.5-3754的观测结果，重点是表面温度分布，并将模型预测与X射线观测推断的温度图进行比较。最后，我们讨论了霍尔吸引子阶段解释吸积磁星假设存在的必要性。我们的结论是，目前还没有直接确认霍尔吸引阶段在已知的来源。然而，在不久的将来，更详细的观测可以证明存在（或不存在）这一阶段的地壳磁场演化。
2017-10-25 astro-ph.HE
