Multi-dimensional population modelling using frbpoppy: magnetars can produce the observed Fast Radio Burst sky
快速射电暴（FRB）是一种在整个无线电天空中频繁发生的高能、短暂、明亮的瞬变现象。观测上的挑战来自其短暂的，通常是一次性的性质，阻止了识别产生爆发的潜在来源。随着检测到的FRB数量的增加，所观察到的亮度、脉冲宽度和色散测量的分布现在开始形成。然而，对这些分布的有意义的直接解释是不可能的，因为望远镜和搜索管道总是在每次FRB调查中留下印记。在这里，我们表明，多维FRB人口合成可以找到一个单一的，自洽的人口FRB源，可以重现现实生活中的主要正在进行的FRB调查的结果。这意味着现在可以将单个观察到的分布组合起来，以导出固有FRB源群的属性。我们的一次性FRB最佳拟合模型的特点同意人口的磁星。我们推断这个模型，并预测未来调查将发现的FRB数量。对于已经开始的调查，我们在这里提出的方法已经可以确定FRB源类的组成，甚至可能是其亚群。
2021-05-19 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
Magnetic field evolution in magnetar crusts through three dimensional simulations
目前的磁星模型需要极强的磁场来解释观测到的静止和爆发发射，这意味着恒星外壳内的磁场强度比从自旋下降测量中推断的偶极子分量大几个数量级。这对原中子星产生磁场的理论提出了严峻的挑战。在这里，我们提出了详细的模拟演化的磁场在地壳的中子星通过3-D模拟。我们发现，在全球尺度的极向和环向磁分量之间的能量均分的合理情况下，磁不稳定性将能量转移到非轴对称的，非轴对称的磁特征，其中局部场强可以大大超过全球尺度的场。这些强烈的小尺度磁特征可以通过局部地壳屈服引起高能量爆发，而欧姆加热的局部增强可以为恒星的持续发射提供动力。因此，观测到的磁星行为的多样性可以用具有可比能量的混合极面-环形场来解释。
2016-04-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Dust radiative transfer modelling of the infrared ring around the magnetar SGR 1900$+$14
{ \em Spitzer}在强磁化中子星SGR 1900 $+$ 14周围发现了一个奇特的红外环状结构。这种红外结构被认为是由于1998年发生的SGR巨型耀斑产生的无尘空腔，并被周围的恒星照亮。使用三维尘埃辐射转移代码，我们的目的是再现的发射形态和集成的发射通量的这种结构假设不同的空间分布和密度的尘埃，和不同的位置的照明恒星。我们发现，一个无尘的椭球腔可以再现的形状，流量和光谱的环状红外辐射，照明恒星是在腔内，星际介质具有高气体密度（$n_H\sim$ 1000厘米$^{-3}$）。我们进一步限制发射区有一个尖锐的内边界，并在径向方向上显着延伸，甚至可能只是一个腔在一个光滑的分子云。我们讨论了可能的情况下形成的无尘腔和特定的几何形状，使它成为红外明亮。
2017-01-25 astro-ph.HE
Rotational evolution of magnetars in the presence of a fallback disk
磁星可能有很强的表面偶极场。在观测上，两个磁星可能有被动的后备磁盘。在后备磁盘的存在下，磁星的旋转演化可能会改变。在自相似回退盘模型中，发现：（1）当回退盘质量显著小于$10^{-6} \,\rm M_{\odot}$时，磁星不受回退盘的影响，为正常磁星。(2)当盘的质量很大，但磁星的表面偶极场大约或低于$10^{14} \,\rm G$，磁星也将是一个正常的磁星。一个磁星加上一个被动后备磁盘系统是预期的。这可能对应于磁星4U 0142 $+$ 61和磁星1E 2259 $+$ 586的观测结果。(3)当盘质量较大，磁星表面偶极场高达$4\times 10^{15} \,\rm G$时，磁星将从喷射相演化到推进相，然后进入旋转平衡。磁星在推进阶段会很快减速。最后的旋转周期可以高达$2\times 10^4 \,\rm s$。这可能对应于超新星遗迹RCW 103中的超慢磁星。因此，可以统一理解这三种磁星。
2016-11-08 astro-ph.HE
How Much Can $^{56}$Ni Be Synthesized by Magnetar Model for Long Gamma-ray Bursts and Hypernovae?
一种具有强磁场的快速旋转的中子星，称为磁星，是长伽马射线暴和超新星（HNe）的中心引擎的可能候选者。我们解决了由磁星的风驱动的冲击波的演化和评估的温度演化，我们估计的量的$^{56}$ Ni产生明亮的发射的HNe。为了合成足够的$^{56}$ Ni质量来解释HNe（$M_{^{56}\mathrm{Ni}}\gtrsim 0.2M_\odot$），即$(B_p/10^{16}~\mathrm{G})^{1/2}(Ω_i/10^4~\mathrm{rad~s}^{-1})\gtrsim 0.7$，我们得到了磁星参数的一个约束条件，即极向磁场强度（$B_p$）和初始角速度（$Ω_i$）.
2015-04-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Modelling of the Surface Emission of the Low-Magnetic Field Magnetar SGR 0418+5729
我们进行了详细的模拟后爆发的低磁场磁星SGR 0418+5729的表面发射。这个源的偶极磁场B= 6 × 10^12 G，根据它的自旋下降速率估算，它在正常类星体的观测磁场范围内。该源的特征还在于高脉冲分数和单峰轮廓。使用合成的温度分布曲线，并充分考虑光偏转和引力红移的广义相对论效应，我们生成合成的X射线光谱和脉冲轮廓，我们适合的观察。我们发现，不对称和对称的表面温度分布可以同样很好地再现所观察到的脉冲轮廓和光谱的SGR 0418。尽管如此，建模允许我们对系统几何形状（即旋转轴分别与视线和偶极轴形成的角度$ψ$和$ξ$）以及中子星表面上的光斑大小和温度对比度施加约束。在进行分析迭代之间的脉冲轮廓和光谱，在类似的以前的作品中所做的，我们进一步采用，在这种情况下，第一次，马尔可夫链蒙特卡罗方法提取约束的模型参数的脉冲轮廓和光谱，同时。我们发现，再现观测到的光谱和通量调制：（a）的角度必须限制在$65°< ψ+ξ< 125°$或$235°< ψ+ξ<295°$ ;（b）两极和赤道之间的温度对比必须至少是$\sim6$的一个因素，和（c）最热的区域的大小范围在0.2-0.7公里（包括源距离的不确定性）。最后，我们解释我们的研究结果的内部和外部加热模型的背景下。
2015-07-09 astro-ph.HE
Evolution of superhigh magnetic fields of magnetars
本文研究了朗道能级对磁星超强磁场衰减的影响。应用${}^3P_2$各向异性中子超流理论，得到了超强磁场$B$的二阶微分方程及其演化时标$t$ .对于普通磁星，超高磁场可能在$\sim (10^{6}-10^{7})$年的时间尺度上演化。根据我们的模型，磁星的活动可能源于高电子费米能引起的不稳定性。
2013-12-10 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
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
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
Magnetar Models of Superluminous Supernovae from the Dark Energy Survey: Exploring Redshift Evolution
超亮超新星（SLSNe）是一种发光的瞬变现象，可以通过即将到来的光学时域测量（如Vera C。Rubin Observatory Legacy Survey of Space and Time（鲁宾天文台时空遗产巡天）一个有趣的问题是SLSNe的性质是否会随着宇宙时间的推移而演变。为了解决这个问题，在本文中，我们模拟的多色光变曲线的所有21型I SLSNe从暗能量调查（DES）与磁星自旋下降引擎，实现模块化的开源滤波器瞬态（MOSFiT）。由于红移高达$z\approx 2$，该样本包括一些最高红移的SLSNe。我们发现，DES SLSNe跨越一个类似的范围内的喷出物和磁星发动机参数，以前的样本大多是较低的红移SLSNe（自旋周期$P\approx 0.79-13.61$毫秒，磁场$B\approx (0.03-7.33)\times10^{14}$ G，喷出物质量$M_{\rm ej}\approx 1.54-30.32$ M $_{\odot}$，和喷出物速度$v_{\rm ej}\approx (0.55-1.45)\times 10^4$公里秒$^{-1}$）。DES SLSN样品本身表现出先前发现的$M_{\rm ej}$和$P$之间的负相关性，明显缺乏SLSNe，喷出物质量低，自旋快。结合我们的结果与60个以前的SLSNe以同样的方式建模的DES SLSNe，我们没有发…
2021-11-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of newborn rapidly rotating magnetars: effects of r-mode and fall-back accretion
在本文中，我们研究了$r$模不稳定性对一个新生的快速旋转磁星的影响。这样的磁星通常出现在核心坍缩的超新星和伽马射线暴中。我们发现吸积对磁星的自旋和$r$模的演化都有影响。如果磁星充分旋转到几毫秒，引力辐射会导致$r$模振幅的显著增长。当由于环形磁场的增长引起的阻尼平衡$r$模式振幅的增长时，最大$r$模式振幅达到$\sim 0.001$阶。如果这样一个充分旋转的磁星位于距离小于1兆秒差距的地方，那么引力波将可以被爱因斯坦望远镜探测到，但事件发生率极低。然而，如果自旋是不够的，增长的$r$模式振幅主要是由于吸积扭矩。在这种情况下，最大$r$模式振幅的量级为$\sim 10^{-6}-10^{-5}$ .
2017-05-10 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
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
Temporal and spectral evolution in X- and gamma-rays of magnetar 1E 1547.0-5408 since its October 2008 outburst: the discovery of a transient hard pulsed component after its January 2009 outburst
磁星1 E 1547.0-5408在2008年10月和2009年1月爆发。在本文中，我们详细介绍了从2008年10月3日开始到2011年1月结束的1 E 1547.0-5408在~1和300 keV之间持续总发射和脉冲发射的时间和光谱特征的演变。我们分析了罗西X射线计时探测器，国际伽马射线天体物理实验室和斯威夫特卫星收集的数据。
2012-01-26 astro-ph.HE
Magnetar XTE J1810-197: Spectro-temporal evolution of average radio emission
我们介绍了磁星XTE J1810-197（PSR J1809-1943）在2018年底最近一次爆发后的平均无线电发射特性的长期谱时演化。我们报告的结果，从两年半的监测活动与升级的巨型米波射电望远镜进行了300 - 1450兆赫的频率范围。我们的观测结果表明，有趣的时间变化的平均剖面宽度，通量密度，光谱指数和宽带光谱形状。虽然平均轮廓宽度似乎在稍后的时期逐渐减少，但通量密度显示在我们的监测过程中多次发生无线电重新增亮。我们的系统监测观测表明，无线电频谱随着时间的推移而变陡，导致从类似磁星的频谱演变为更类似脉冲星的频谱。更详细的分析表明，无线电频谱有一个周转，这个周转随着时间的推移向较低的频率转移。我们提出的细节，我们的分析导致这些结果，并讨论我们的研究结果的背景下，磁星的无线电发射机制以及潜在的表现形式的中间介质。我们还简要讨论了是否不断发展的频谱营业额可能是一个普遍存在的无线电磁星的属性。
2022-04-12 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
Early Evolution of a Newborn Magnetar with Strong Precession Motion in GRB 180620A
在某些伽玛射线暴的余辉光变曲线中观察到的早期X射线平台是由新生磁星的偶极辐射引起的。高原区的准周期振荡（QPO）信号是磁星进动运动的有力证据。对GRB 180620 A的X射线余辉光变曲线进行了时频域分析，发现在其早期X射线平台区存在一个$\sim650$秒的QPO信号。采用马尔可夫链蒙特卡罗算法，用磁星进动模型拟合了光变曲线。用我们的模型很好地描述了观测到的光变曲线和QPO信号。导出磁星的磁场强度为$B_{\rm p}= (1.02^{+0.59}_{-0.61})\times10^{15}$ ~G。它以$Ω_{s} \propto(1+t/τ_{\rm sd})^{-0.96}$的角速度快速自旋，其中$τ_{\rm sd}=9430$ ~s。它的进动速度演化甚至比$Ω_s$更快，即$Ω_{ p}\propto (1+t/τ_{p})^{-2.18\pm0.11}$，其中$τ_{p}=2239\pm206$ ~s。推断出的制动指数为$n=2.04$。我们认为，额外的能量损失通过磁层过程导致其快速自旋下降，磁星的制动指数低，和强烈的岁差运动。
2022-04-07 astro-ph.HE
EP250108a/SN2025kg: A Magnetar-powered Gamma-Ray Burst Supernova Originating from a Close Helium-star Binary via Isolated Binary Evolution
The Hong Kong Institute for Astronomy and Astrophysics, The University of Hong Kong（香港大学天文及天体物理研究所）；Department of Physics, The University of Hong Kong（香港大学物理系）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；OzGrav: The ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery（ARC引力波发现卓越中心）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Departments of Astronomy and Theoretical Astrophysics Center, UC Berkeley（加州大学伯克利分校天文系和理论天体物理中心）；Nevada Center for Astrophysics and Department of Physics and Astronomy, University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校天体物理中心和物理与天文系）
EP250108a/SN2025kg的前身可能是一个低质量氦星，通过近距双星演化中伴星的潮汐作用获得角动量，由磁星驱动产生伽马射线暴。
2025-11-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolution of fallback discs around millisecond magnetars: effect of supercritical accretion on GRB afterglows
本研究探讨毫秒磁星周围回落盘的演化，发现超临界吸积下辐射压导致盘内区球化并自调控吸积率，使回落盘数天内无法与磁层作用，质疑现有回落盘模型对GRB X射线余辉的解释。
2023-08-26 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
Effects of nucleon-nucleon short-range correlation and symmetry energy on the evolution of newly born magnetars
School of Physical Sciences and Technology, Hebei University（河北大学物理科学与技术学院）；Institute of Modern Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院近代物理研究所）；School of Physics, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学物理学院）
研究磁星自转、磁倾角及超新星辐射亮度演化，探讨中子-中子短程相关性、磁星质量及初始自转速度以及致密核物质密度依赖对称能的影响，发现短程相关性抑制磁倾角增长并降低磁偶极辐射峰值亮度，但提高超新星辐射亮度。
2026-04-29 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 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
The role of newly born magnetars in gamma-ray burst X-ray afterglow emission: Energy injection and internal emission
快速观测表明，某些伽马射线暴（GRB）的中心致密天体可能是新诞生的毫秒磁星。因此，通过考虑磁星的自旋演化对r模不稳定性的影响，我们研究了磁星在GRB X射线余辉发射中的作用。除了对传统的能量注入模型进行修正外，我们还特别关注了内部X射线余辉发射，假设其亮度以一定比例跟踪磁偶极子亮度。在模型和一些选定的观测样本之间的比较，我们建议，一些所谓的“典型”的X射线余辉，包括浅衰变，正常衰变，比正常的衰变阶段，可以由磁星内部产生（可能通过一些内部耗散的磁星风），而（通电）外部冲击与另一种类型的X射线余辉。如果这是真的，从这些内部的X射线余辉，我们可以进一步确定相应的磁星的磁场强度和初始自旋周期。
2010-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the Braking Indices of Magnetars
由于磁星在静止状态下没有长时间的脉冲发射，而且定时噪声很强，直接测量磁星的制动指数$n$是不可能的。基于对可能与它们有关联的超新星遗迹的年龄估计，我们估算了8颗有超新星遗迹的磁星的平均制动指数值，发现它们聚集在$1\sim$ 42的范围内。五颗磁星的平均制动指数$1<n<3$较小，我们将其解释为磁偶极辐射和风辅助制动的组合，而其他三颗磁星的平均制动指数$n>3$较大则归因于外部制动力矩的衰减，这可能是由磁场衰减引起的。在更新后的磁热演化模型中，我们用$1<n<3$估算了磁星可能的风光度，用$n>3$估算了磁星的偶极磁场衰减率。虽然磁星制动指数的约束范围是暂时的，但由于SNR年龄的不确定性，这来自距离的不确定性和未知的膨胀壳条件，我们的方法提供了一种有效的方法来约束磁星的制动指数，如果SNR的年龄测量是可靠的，这可以通过未来的观测来改进。
2015-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetar magnetothermal evolution with Landau-quantized electrons: enhanced Joule heating due to free electron diamagnetism and the magnetar heating problem
Columbia Astrophysics Laboratory, Columbia University（哥伦比亚大学天体物理实验室，哥伦比亚大学）
本研究通过模拟验证朗道量子化增强的焦耳加热，发现其虽能加速弱场磁星的能量耗散，但不足以解决强场磁星的加热问题。
2026-09-22 astro-ph.HE
The color evolution of magnetar-powered kilonova emission in merging neutron star-neutron star systems
本文提出通过千新星辐射颜色演化识别双中子星并合遗迹的方法，区分黑洞、磁星或稳定中子星等不同中心引擎的供能特征。
2025-08-21 astro-ph.HE
Dynamics of Superfluid-Superconducting Magnetars: Magnetic Field Evolution and Gravitational Waves
该研究构建耦合超流、超导与电磁场的最小磁星模型，揭示强旋转对内外磁场及超导性的影响，并提出含引力波特征的可检验理论。
2025-03-15 astro-ph.HE cond-mat.quant-gas cond-mat.supr-con
Estimating magnetar radii with an empirical meta-model
在中子星中，例如在磁星中，强磁场的存在可能显著地影响它们的壳核转变性质和壳的大小。这一知识对于正确解释涉及磁星的天体物理现象至关重要，例如观测到的旋转频率、冷却、爆发和可能的潮汐极化率中的故障。最近开发的元建模技术允许探索密度泛函理论状态方程计算的模型依赖性。在这项工作中，我们扩展了这个元模型来研究强磁场对中子星物质的旋节线不稳定性和相关的壳核性质的影响。对中子星结构进行了Tolman-Oppenheimer-Volkov和完全自洽的数值计算，结果在强磁场下有定量的不同。
2018-12-14 astro-ph.HE nucl-th
The Early Evolution of Magnetar Rotation I: Slowly Rotating "Normal" Magnetars
本文通过二维轴对称 MHD 模拟，研究了核心坍缩超新星中形成的“原”磁星在中微子冷却阶段的早期自转演化，发现缓慢自转的磁星由于等离子团抛射和巨大的 Alfvén 半径，其自转减慢效率远超经典偶极公式，能在几秒内迅速减速，解释了观测磁星特征年龄与超新星遗迹年龄的差异。
2022-08-18 astro-ph.HE
Fast Radio Bursts as crustal dynamical events induced by magnetic field evolution in young magnetars
在这项工作中，我们重新审视一个模型，重复快速射电暴的基础上释放的能量引起的磁场动态影响磁星的地壳。我们解决了这样一个模型的基本问题，通过近似求解扰动的传播，并量化能量和磁层中所谓的{ \it电荷饥饿}区域中的电荷束的辐射。SGR 1935+2154（几乎）同时发射的新探测到的X射线暂时与传播背后的重连有关。的强度的$f$模式的引力辐射激发的事件是量化的，和更详细的研究的非线性（尖峰）孤子的解决方案建议。
2021-09-21 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
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
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
Constraining the Properties of GRB Accreting Magnetar with $R/I$ Evolutionary Effects Using \emph{Swift}/XRT Data
CAS Key Laboratory of Space Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台空间天文与技术重点实验室）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；Institute for Frontier in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学前沿交叉科学研究院（天体物理方向））；School of Mathematics and Science, Hebei GEO University（河北地质大学数理学院）；Niels Bohr International Academy and DARK, Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所尼尔斯·玻尔国际学院及DARK中心）；Department of Astronomy, Xiamen University（厦门大学天文学系）；Department of Physics, School of Physics and Materials Science, Nanchang University（南昌大学物理与材料科学学院物理学系）
利用Swift/XRT数据研究GRB吸积磁星的性质，发现其自转周期与磁场的关系及吸积率的约束。
2025-12-30 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
Long term radio and X-ray evolution of the magnetar Swift J1818.0-1607
本文报道了在射电和X射线波段上对最年轻的磁星Swift~J1818.0-1607进行的为期一年的长期观测活动。我们得到了一个相干的时间解决方案的磁星在相同的时间跨度。磁星的频率导数显示出系统的变化，其值围绕平均值$-$ 1.37 $\times$ 10 $^{-11}$ Hz s $^{-1}$振荡。在收敛于平均值之前，频率导数的变化幅度随着时间的推移而减小。我们能够确定四个国家的自旋频率衍生物的调制量的平均值和这些国家之间的过渡似乎是相关的磁星的无线电发射的变化，而没有相关性被视为在较短的时间尺度（天）的平均无线电配置文件的变化。0.5- 12 keV的X射线通量表现出单调的减少，这可以归因于热辐射从表面上的一个热点的中子星的大小正在减少。这种减少与在其他磁星中看到的一致。无线电发射模式和自旋下降速率行为之间的潜在相关性暗示了磁星磁层的全球变化，类似于模式变化无线电散射子集中的相关性，并表明两个子群体之间存在物理联系。
2022-02-15 astro-ph.HE
Stochastic gravitational wave background from magnetic deformation of newly born magnetars
新诞生的磁星由于其超强的磁场和高的自旋频率而成为探测引力波的理想源。在恒星的自旋和磁轴之间的倾斜角越来越大的情况下，由于内部粘性的影响，我们得到了改进的估计随机引力波背景（SGWBs）从新诞生的磁星的磁变形。我们发现，由具有10^{17} G的超强环形磁场的磁星贡献的GW背景谱大致可分为四段。最值得注意的是，与通过假设恒定倾斜角χ=π/2计算的背景光谱相比，1000 Hz以上的背景辐射被严重抑制。然而，在频带\sim 100-1000 Hz处的背景辐射被适度增强，这取决于偶极磁场的强度。我们认为，如果所有新诞生的磁星确实有10^{17} G的环形磁场，所产生的SGWBs应显示与观测到的频率在几十到100赫兹左右的急剧变化。如果能利用爱因斯坦望远镜对SGWB进行精密探测，观测到这些特征，将为我们提供倾斜角演化的直接证据，并进一步加深对新生磁星性质的理解。
2015-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Timing and Flux Evolution of the Galactic Center Magnetar SGR J1745-2900
我们使用核光谱望远镜阵列（NuSTAR）和Swift天文台获得的数据，给出了银河系中心磁星SGR J1745-2900发现后最初4个月的X射线时间和光谱演化。我们的时序分析显示，在我们的数据跨度上，磁星自旋下降速率大幅增加了2.60 +/- 0.07倍。我们进一步表明，自旋演化的变化可能与Swift在2013年6月观察到的明亮X射线爆发相一致，如果是这样，那么频率上没有伴随的不连续性。我们发现，源3-10千电子伏的通量单调下降的一个因素~2超过80天的爆发后伴随着一个~20%的减少源的黑体温度，虽然有证据表明，通量和KT已经趋于平稳。我们认为，扭矩的变化很可能是磁层的性质，并将占主导地位的任何动力学签名的轨道运动围绕Sgr A*。
2014-03-21 astro-ph.HE
Modeling isolated magnetar spin-down evolution and implications for long-period radio transients
Columbia University（哥伦比亚大学）
本文通过参数分析研究孤立磁星自转衰减，发现磁星在较高初始磁场和较大环境密度下会更早进入喷流阶段，并探讨了长周期无线电暂现源的可能成因。
2026-02-16 astro-ph.HE
INTEGRAL observations of magnetars
本研究利用INTEGRAL卫星IBIS/ISGRI仪器20余年的20 keV以上能段观测数据，开展磁星全面分析，报告了已探测磁星的硬X射线流量长期演化及SGR J1935+2154的短暴搜寻结果。
2024-10-30 astro-ph.HE
The braking index of PSR J1734-3333 and the magnetar population
PSR J1734-3333是一颗射电脉冲星，其自转周期为P=1.17 s，减速周期导数为Pdot=2.28 x 10^{-12}，在自转脉冲星中排名第三。这些性质介于正常旋转动力中子星和磁星之间，这两种中子星的辐射性质明显不同。在这里，我们报告的PSR J1734-3333的旋转的第二周期导数的测量和计算的制动指数n=0.9 +-0.2。这个值远低于3，即恒定磁偶极子电磁制动的预期值，表明该脉冲星可能很快具有磁星的旋转特性。虽然有几种机制可能导致如此低的制动指数，我们讨论了这一观察结果，以及其他一些高Pdot旋转动力的磁星所表现出的特性，并将其解释为磁星通过无线电脉冲星阶段的可能进化路线的证据，支持这两类物体的统一描述。
2011-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-term evolution of the force-free twisted magnetosphere of a magnetar
研究了磁星无力磁层与内部磁场耦合的长期准定常演化。我们发现，磁层电流可以维持在数千年的时间尺度上。与此同时，磁层中储存的能量、螺旋度和扭曲度都在这一演化过程中逐渐增加，直到达到一个临界点，超过这个临界点就不能构建一个没有力的磁层。在这一点上，一些大规模的磁层重排，可能导致爆发或耀斑，必须发生，释放大部分的存储能量，螺旋度和扭曲。在此之后，准稳态演化应该以类似的方式从新的初始条件继续。达到该临界点的时间尺度取决于总磁场强度和环向场的相对分数。储存在无力磁层的能量被发现是高达$\sim 30\%$大于相应的真空能量。这意味着，对于磁极处的$10^{14}$ G场，可用于快速磁层事件的能量预算是几个$10^{44}$ erg的量级。由于磁层中的偶极含量被存在于那里的电流所增强，估计自旋下降速率将增加到$\sim 60\%$。制动指数$n$的粗略估计表明，它是系统的$n < 3$的大部分演变，与实际测量的磁星和早期估计的几个磁星一致。
2018-10-10 astro-ph.HE
Crust-magnetosphere coupling during magnetar evolution and implications for the surface temperature
我们研究了无力磁层与磁星内部长期演化的耦合。我们允许的极向和环形流函数之间的关系-磁层的特点-自由发展，而不限制其特定的形式。我们发现，在kyr量级的时间尺度上，磁层中储存的能量随着环形区域的增长和磁力线向外扩展而逐渐增加。这种情况一直持续到达到一个临界点，超过这个临界点，磁层的无力解决方案就无法再构建，这可能会导致一些大规模的磁层重组。对于$10^{14}\,$ G的场，可用于这种事件的能量预算可以高达几个$10^{45}\,$ erg。随后，从新的初始条件开始，以类似的方式进行演化。到达临界点的时间尺度与磁场振幅成反比。允许电流通过地表以下最后几米的地方，那里的磁扩散率比地壳大几个数量级，应该会通过焦耳加热产生大量的能量沉积。我们估计，有效表面温度可以增加局部从$\sim 0.1\,$ keV的$\sim 0.3 - 0.6\,$ keV，与观测结果吻合得很好。同样，从内部输入到磁层的能量可能高达$10^{35} - 10^{36}\,$ erg/s，这与磁星爆发期间观测到的峰值亮度一致。因此，可能需要对流经包层的电流进行详细的处理，以解释磁星的热特性。
2018-10-09 astro-ph.HE
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
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
Magnetar birth: rotation rates and gravitational-wave emission
了解磁星自转和磁轴之间的角度$χ$的演化，有助于了解恒星的诞生特性。这种演化与恒星自转$Ω$的演化相耦合，并依赖于内部粘性耗散和外部扭矩的竞争效应。我们研究了这种耦合演化的模型磁星具有强大的内部环形场，扩展以前的工作建模-在这种情况下，第一次-出生后不久的强大的原磁星风。我们还考虑了浮力对粘性耗散的影响。通常，我们在出生后不久就发现$χ\to 90^\circ$，然后在数百年内向$0^\circ$减少。从观测迹象表明，磁星通常有小的$χ$，我们推断，这些恒星受到更强的平均外部扭矩比射电双星，他们出生旋转速度超过$\sim 100-300$赫兹。我们的研究结果使我们能够从一个新生的旋转磁星的引力和电磁信号的定量预测。我们还简要地评论了与周期性快速射电暴源的可能联系。
2020-04-05 astro-ph.HE gr-qc
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
Spin Evolution of Millisecond Magnetars with Hyperaccreting Fallback Disks: Implications for Early Afterglows of Gamma-Ray Bursts
由斯威夫特发现的伽马射线暴（GRB）早期余辉的浅衰变阶段或平台阶段，目前被认为是由于能量注入相对论冲击波。一个自然的能量注入场景调用毫秒磁星作为伽玛暴的中心引擎，因为脉冲星的传统模型预测在自旋下降的时间尺度内几乎恒定的磁偶极辐射光度。然而，我们注意到在一些早期的余辉中出现了明显的增亮，这显然与上述情况相冲突。在这里，我们提出了一个新的模型来解释这个显着的增亮现象，考虑一个新生的毫秒磁星周围的超吸积回退盘。我们表明，对于典型的模型参数值，足够的角动量的吸积物质转移到磁星和自旋。正是这种上旋导致磁偶极辐射亮度随时间的急剧增加，从而使早期的余辉显着变亮。基于这个模型，我们进行了数值计算，并很好地拟合了12个伽玛暴的早期余辉假设足够强的回落吸积。如果吸积很弱，我们的模型结果是一个脉冲星的传统的能量注入方案。因此，我们的模型可以提供一个统一的解释浅衰减阶段，高原，并显着增亮的早期余辉。
2012-09-12 astro-ph.HE
