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
Magnetars from Neutron Star--White Dwarf Mergers: Application to Fast Radio Bursts
人们普遍认为，磁星可能诞生于核心坍缩超新星（SNe）、双星中子星（BNS）或双星白矮星（BWD）的合并，或白矮星的吸积诱导坍缩（AIC）。在本文中，我们研究磁星是否也可以产生于中子星-白矮星（NSWD）合并，由FRB 180924的快速射电暴（FRB）的动机可能来自磁星出生在\cite{mar19}建议的BNS/BWD/AIC通道。通过初步的计算，我们发现，不稳定质量转移的NSWD合并可能导致NS获得一个超强的磁场通过发电机机制，由于差分旋转和对流，或可能通过磁通量守恒的情况下，一个化石场。如果NSWD合并确实可以产生磁星，那么这样的物体可以在耀斑磁星的框架内产生至少一个类似FRB 180924的FRB子集，因为NSWD合并的最终残余物的喷出物，局部环境和宿主星系类似于BNS/BWD/AIC通道。这个NSWD通道也能够很好地解释FRB 180924和FRB 180916.J0158+65的观测特性，在本地环境和宿主星系的大范围内。
2020-04-09 astro-ph.HE
Magnetar fraction in Core-Collapse Supernovae
Institute of Space Sciences (ICE), CSIC（空间科学研究所，西班牙国家研究委员会）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究院）；ASTRON, the Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；Department of Physics, Royal Holloway, University of London（伦敦大学皇家霍洛威学院物理系）
研究通过脉冲星人口合成确定核心坍缩超新星中磁星的比例，发现磁星占中子星人口约50%。
2026-01-22 astro-ph.HE
Origin of magnetar-scale crustal field in PSR J1852+0040 and "frozen" magnetars
讨论了Kes 79超新星遗迹中的一颗中子星PSR J1852+0040--中心致密天体（CCO）中强地壳磁场的起源。考虑到其相对较长的现代自旋周期，我们得出结论，该领域不能通过发电机机制产生。如果这颗中子星确实是一颗磁星，其磁场在一次强回落事件中被淹没，那么它就反对磁星中的发电机场起源。除此之外，Kes 79不是正常磁星的近亲。发现一颗具有毫秒周期和强地壳场的反磁星，例如，由于大脉冲分数，将是发电机场起源的证据。这种源的存在与目前中子星统一的标准图象是一致的。然而，具有淹没场的磁星的比例可能很小--占CCO总数的百分之几。
2013-07-11 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
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
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
An Anti-Glitch in a Magnetar
磁星是一种中子星，具有强烈的X射线和软$γ$射线爆发行为，被认为是由强烈的内部磁场提供动力。像传统的年轻中子星以射电望远镜的形式出现一样，磁星也会出现“毛刺”，在此期间，角动量被认为是在固态外壳和内部地壳的超流体成分之间转移的。最近，在射电恒星和磁星中观察到的几百个小故障都涉及到恒星的突然旋转，这可能是由于内部超流体旋转速度比地壳快。在这里，我们报告了磁星1 E 2259+586的X射线定时观测结果，我们发现它表现出明显的“抗毛刺”-突然自旋下降。我们发现，这一事件，像以前的一些磁星自旋故障，伴随着多个X射线辐射的变化和一个显着的自旋下降率的变化。这一事件，如果起源内部的恒星，是无法预测的模型中的中子星自旋下降，并暗示在中子星的差异旋转，进一步支持需要重新思考的毛刺理论的所有中子星。
2013-05-29 astro-ph.HE
Pulsars and magnetars
被称为异常X射线源（AXP）和软伽马射线中继器（SGR）的高能量源被很好地解释为磁星：由自身磁能驱动的孤立中子星。在解释了为什么人们普遍认为在其他中子星中工作的传统能源（吸积、自转、余热）不能为AXP/SGR的发射提供动力之后，我回顾了目前已知的20个AXP/SGR的观测特性，并描述了磁星模型的主要特征。在本文的最后一部分，我讨论了最近发现的低外部偶极场磁星和AXP/SGR与其他类型的孤立中子星之间的一些关系。
2013-04-17 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
Possible Evidence for Free Precession of a Strongly Magnetized Neutron Star in the Magnetar 4U 0142+61
磁星是一种特殊类型的中子星，被认为具有极偶极磁场，达到~ 1 e +11 T。磁星4U 0142+61是这一类别的原型之一，在朱雀天文台的宽带X射线（0.5-70 keV）中进行了研究。在硬X射线（15-40 keV）中，其8.69秒的脉动遭受了+/-0.7秒的缓慢相位调制，周期约为15小时。当这种效应被解释为中子星的自由进动时，可以推断该天体的转动惯量偏离球对称约1.6e-4。这种变形，当归因于磁压力时，表明存在于物体内部的强环形磁场，约1 e +12 T。这提供了对磁星的环形磁场的第一个观测方法之一。
2014-04-20 astro-ph.HE
The magnetar model of the superluminous supernova GAIA16apd and the explosion jet feedback mechanism (JFM)
假设喷流在负喷流反馈机制（JFM）中爆炸核塌缩超新星，我表明，快速旋转的中子星很可能形成时，爆炸是非常有活力的。假设在刚形成的中子星周围有一个吸积盘或吸积带，吸积气体使刚形成的中子星自旋，导出了自旋中子星中储存的能量与爆炸能量之间的一个粗略关系。这个关系式读作Espin/Eexp~（Eexp/1 e52 erg）。结果表明，在核塌缩超新星的JFM爆炸模型框架内，自旋中子星，如磁星，在超能爆炸中可能具有相当大的能量。磁星的存在，如果得到证实，例如在最近的超高能超新星GAIA 16 apd中，进一步支持了从中微子驱动到喷流驱动的核心坍缩超新星机制的范式转变的呼吁。
2017-03-29 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
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 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
Universal detection of high-temperature emission in X-ray Isolated Neutron Stars
强磁化孤立中子星（NS）主要根据它们的磁场强度分为两类。具有较高磁场的$10^{14}$ - $10^{15}$ G称为磁星，其特征是重复的短爆发，另一种是具有$10^{13}$ G的X射线孤立中子星（XINS）。磁星和XINS在X射线中都显示出热发射，但磁星的热谱被认为是用双温黑体（2BB）再现的，而XINS的热谱仅显示单温黑体（1BB），并且温度低于磁星。根据磁场和温度，人们经常推测XINS可能是古老而冷却的磁星。在这里，我们报告说，所有七个已知的XINS显示除了1BB模型的高能量组件。通过对统计量最高的XINS的XMM-牛顿数据的分析，发现它们的X射线谱都是用类似于磁星的2BB模型再现的。它们的发射半径和温度比也与磁星相似，除了两个XINS，它们的半径明显小于其他磁星。XINS和磁星之间的X射线光谱非常相似，这表明它们的发射源也是相同的。如果XINSs比磁星更老，那么XINSs的低温可以解释。因此，这些结果是支持高磁化NS分类的标准假设的观测指示。
2018-11-29 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
Magnetar wind-driven shock breakout emission after double neutron star mergers: The effect of the anisotropy of the merger ejecta
一个快速旋转和高度磁化的残留中子星（NS;磁星）可以从两个NS的合并中幸存下来，并驱动强大的相对论风。这股风与前一次合并喷出物的早期相互作用可以导致主要在紫外和软X射线波段的激波爆发（SBO）发射，这为剩余磁星的存在提供了观测信号。在这里，我们调查的各向异性结构的合并喷出物上的SBO排放的效果。研究发现，由于SBO可以发生在不同的时间，不同的方向，SBO辐射的辐射热光变曲线可以加宽。更详细地说，SBO光变曲线的轮廓可以高度依赖于喷出物结构，因此，我们原则上可以使用SBO光变曲线来探测未来合并喷出物的结构。
2022-11-13 astro-ph.HE
Quasi-periodic sub-pulse structure as a unifying feature for radio-emitting neutron stars
本研究在所有射电磁星中探测到偏振准周期子结构，扩展了子结构与自转周期的相关性，发现该特征普遍存在于各类射电中子星中，为通过子暴时标推断FRBs潜在周期提供了支持。
2023-11-23 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
Where are the magnetar binary companions? Candidates from a comparison with binary population synthesis predictions
磁星是中子星，具有极端的磁场和年轻的年龄，这是公认的，但它们的形成演化路径仍然不确定。由于大多数大质量恒星都是双星，如果磁星是核心坍缩超新星的常见结果，那么在观测时，一些部分预计会有一个束缚的伴星。在本文中，我们利用文献的限制，包括深哈勃太空望远镜成像，搜索绑定恒星同伴磁星。的幅度和颜色的测量解释的背景下，二进制人口合成预测。根据它们的J-H色和H波段绝对星等，我们发现了两个与CXCRJ 171405.7 -381031和SGR 0755-2933相关的伴星候选者。总的来说，银河系磁星的星等和颜色与恒星近红外对应物的比例在5%到10%之间，这与星群合成预测的5%一致，即核心坍缩的中子星的比例是由超新星爆发后仍然与伴星结合在一起的原生星产生的。因此，这些结果是一致的磁星被吸引在一个公正的方式从出生的核心坍缩中子星人口，但一些贡献，从替代祖通道不能排除。
2022-05-05 astro-ph.HE
Magnetized Relativistic Jets and Long-Duration GRBs from Magnetar Spindown during Core-Collapse Supernovae
利用理想轴对称相对论磁流体动力学模拟方法，计算了一颗新形成的毫秒级B ~ 10^{15} G磁星在核塌缩超新星爆发过程中的自旋降速及其与周围恒星包层的相互作用.中子星损失的质量、角动量和转动能是根据冷却的中子星大气层的热性质以及风与周围恒星的相互作用自洽地确定的。磁星驱动相对论磁化风进入由SN激波产生的空腔。对于高自旋功率（~ 10^{51}-10 ^{52} erg/s），磁星风在几乎所有纬度都是超快的，而对于低自旋功率（~ 10^{50} erg/s），风是亚快的，但仍然是超阿尔文风。在所有情况下，中子星损失质量、角动量和能量的速率与相应的自由风值非常相似（相差<~ 30%），尽管中子星与恒星包层之间存在因果联系。此外，在我们考虑的所有情况下，磁星驱动准直（~5-10度）。相对论性喷流沿着恒星的旋转轴向外喷射。几乎所有的中子星的自旋下降能量都通过这个极喷流逃逸，而不是转移到更球形的SN爆炸中。这种相对论性喷流的性质及其在磁星模型中预期的后期演化与长持续时间伽马射线暴（GRB）及其相关的宽线Ic型SN的观测结果大致一致。
2009-01-24 astro-ph.HE
Fast Radio Bursts from Magnetars Born in Binary Neutron Star Mergers and Accretion Induced Collapse
新近诞生的磁星是推动快速射电暴（FRB）的最有希望的候选者。到目前为止，焦点一直放在罕见的核心坍缩爆炸中产生的毫秒磁星上，其动机是重复的FRB 121102的恒星形成矮宿主星系，它与超亮超新星（SLSNe）和长伽马射线暴（LGRB）的宿主非常相似。然而，长寿磁星也可能在双中子星（BNS）合并中产生，在一小部分情况下，残留物的总质量足够低，以避免坍缩成黑洞，或者在白矮星的吸积诱导坍缩（AIC）中。一个BNS FRB通道的特点是不同的主机星系和空间偏移分布比SLSNe/LGRB通道，我们预计一个类似的主机人口，虽然可能不同的AIC事件的偏移分布。我们发现，无论是BNS和AIC通道是一致的，最近报道的FRB 180924，本地化ASKAP到一个巨大的静止的宿主星系的偏移量约1.4有效半径。使用校准到FRB 121102的模型，我们对BNS合并或AIC中出生的磁星FRB源的色散测量，旋转测量和持续无线电发射进行了预测，并显示这些与FRB 180924的合理参数上限一致。根据AIC的速率，以及BNS合并留下长寿命稳定磁星的比例，与较老的恒星星族相关的重复FRB源的出生率可以与核心坍缩通道的出生率相媲美。我们还讨论了电势差在这些通道的重复性能，作为一个结果的差异，在特征质量和磁场的磁星。
2019-06-28 astro-ph.HE
A magnetar-powered X-ray transient as the aftermath of a binary neutron-star merger
已知中子星-中子星合并与短伽马射线暴有关。如果中子星状态方程足够刚性，至少一些这样的合并将留下超大质量甚至稳定的中子星，其在强磁场下快速旋转（即，磁星）。这样的磁星特征可能已经被观察到，作为短伽马射线暴的一个很好的分数（高达50%）后的X射线平台，它已被预期，人们可能会观察到短伽马射线暴-少X射线瞬变供电的双中子星合并。最近发现一个快X射线瞬变（CDF-S XT 1）与一个红移未知的微弱宿主星系有关。它的X射线和宿主星系特性允许几种可能的解释，包括离轴观察到的短伽马射线暴，高红移时的低光度伽马射线暴，或涉及中等质量黑洞和白矮星的潮汐破裂事件。在这里，我们报告了第二个X射线瞬变，CDF-S XT 2，这是与一个星系在红移z = 0.738。光变曲线完全符合毫秒磁星的动力。更有趣的是，CDF-S XT 2位于其恒星形成宿主星系的外围，与星系中心有适度的偏移，就像短爆发经常发生的那样。估算的相似X射线瞬变事件率密度，当校正到本地值时，是一致的双中子星合并率密度推断从GW 170817的检测。
2019-04-10 astro-ph.HE
Do we see accreting magnetars in X-ray pulsars?
吸积中子星的强磁场（$10^{14}$ G）是X射线谱难以探测的，但可以通过X射线谱测量吸积中子星的上自旋/下自旋来间接推断。本文讨论了现有的慢转X射线天体观测资料。结果表明，由这些观测值（或某些情况下的下限）导出的中子星磁场落在标准的$10^{12}$ - $10^{13}$ G范围内。根据最近在亚音速范围内对缓慢旋转的中子星吸积的理解进展，对关于吸积磁星证据的主张进行了批判性的讨论。
2013-07-11 astro-ph.HE
On the Binary-Neutron-Star Post-Merger Magnetar Origin of XRT 210423
XRT 201423是一种X射线瞬态，具有持续4.1 ks的几乎平坦的平台，然后是陡峭的衰减。这一特征表明，它可能来自于一颗通过中子星合并形成的磁星，类似于CDF-S XT 2，并被预测为中子星合并的一种电磁对应物。我们测试的数据与此模型的合规性，并使用所观察到的持续时间和通量的X射线信号，以及光发射的上限，构成约束的参数的基本推定的磁星。自由区和捕获区的几何配置被认为是。我们发现，数据通常与这样的模型相一致。磁星的表面偶极磁场和椭圆率在自由区（俘获区）组态下应分别满足$B_p < 7\times 10^{14}{\rm G}$（$B_p < 4.9 \times 10^{14}{\rm G}$）和$ε< 1.5 \times 10^{-3}$（$ε< 1.1 \times 10^{-3}$）。距离的上限（例如，具有$η_x = 10^{-4}$的$z < 0.55$或具有$η_x = 10^{-2}$的$z < 3.5$）可以从X射线数据导出，其取决于自旋下降光度的X射线耗散效率$η_x$。光学对应物的未检测对源的距离（即，$z > 0.045$）设置了保守的下限，而与几何配置无关。
2021-06-10 astro-ph.HE
Neutron star bulk viscosity, "spin-flip" and GW emission of newly born magnetars
重新研究了具有内部环形磁场的新生磁星中粘性驱动的“自旋翻转”不稳定性。我们计算的整体粘性系数（$ζ$）的冷，$npe μ$物质在中子星（NS），为选定的值的核对称能和在该制度中$β$平衡是慢于特征振荡周期。我们证明：i）$ζ$比先前假设的大，不稳定时间尺度相应地更短; ii）对于磁致椭圆率$ε_B \lesssim 4 \times 10^{-3}$，通常在新生磁星中预期，自旋翻转发生在初始自旋周期$\lesssim 2-3$ ms，与NS状态方程（EoS）有一定的依赖性。然后，我们计算的GW信号的可探测性由新生磁星发射的“自旋翻转”，也占减少的范围从现实的信号搜索。对于最佳范围的$ε_B \sim (1-5) \times 10^{-3}$，和出生自旋周期$\lesssim 2$ ms，我们估计的水平$\gtrsim 4$ Mpc，和$\gtrsim 30$ Mpc，先进的和第三代干涉仪在设计灵敏度，分别。超新星（或千新星）被认为是这种GW事件的电磁对应物。在GW发射的最佳范围之外，EM扭矩在提取NS自旋能量方面更有效，这可以为甚至更亮的EM瞬变提供动力。
2018-06-28 astro-ph.HE
Magnetars
磁星是年轻且高度磁化的中子星，其显示出广泛的X射线活动，包括短爆发、大爆发、巨型耀斑和准周期振荡，通常伴随着有趣的定时行为，包括增强的自旋下降、毛刺和反毛刺。这种活动的大部分是由超强磁场的演化和衰减来解释的，超强磁场对中子星地壳施加压力并使其破裂，这反过来又驱动了外部磁层的扭曲和强大的磁层电流。被探测到的磁星数量已经增加到大约30个，并显示出与非常高磁化的射电望远镜明确的现象学联系。磁星理论的最新进展包括解释磁星光谱中的硬X射线成分和发展表面加热模型，解释了源的显着辐射输出。
2017-02-28 astro-ph.HE
Propagation of a realistic magnetar jet through binary neutron star merger medium and implications for short gamma-ray bursts
本文通过两组RMHD模拟研究磁星准直喷流在双中子星并合遗迹介质中的传播，发现喷流虽能准直穿透介质但仅达亚相对论速度，不适合作为短伽马射线暴源，但可能贡献蓝色千新星成分并利于后续相对论喷流传播。
2023-06-29 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
GRMHD Simulations of Accreting Proto-Magnetars II. Implications for r-process Nucleosynthesis
Columbia University（哥伦比亚大学）；Princeton Plasma Physics Laboratory（普林斯顿等离子体物理实验室）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（计算天体物理学中心，富尔顿研究所）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（加拿大理论天体物理研究所，多伦多大学）
该研究通过GRMHD模拟对比原磁星与黑洞吸积的抛射物特征，发现磁驱动外流可合成全范围r-过程核，吸积原磁星是潜在重要重r-过程源。
2026-09-02 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
Multiwavelength Radiation from the Interaction between Magnetar Bursts and Companion Star in a Binary System
本研究分析双星系统中磁星爆发与伴星相互作用的多波段电磁信号，发现新生磁星爆发前强风的光学紫外持续辐射占主导，年老磁星的爆发相互作用再辐射更强，近邻星系中该现象可被光学望远镜探测。
2024-08-17 astro-ph.HE
Supernovae powered by magnetars that transform into black holes
快速旋转的强磁化中子星（磁星）可以通过磁自旋释放出巨大的旋转能量，为超亮超新星等明亮的瞬变提供能量来源。另一方面，特别大质量（所谓的超大质量）的中子星需要一个最小的旋转速率来支持它们的质量对抗引力坍缩，低于这个速率，中子星就会坍缩成一个黑洞。我们模拟了由磁星驱动的超新星的光变曲线，磁星转化为黑洞。虽然在超亮超新星的范围内，峰值亮度可以达到很高的值，但由于中心能量输入的突然损失，它们的后最大光变曲线可以非常迅速地下降。早期黑洞转化也增强了磁星驱动泡相对于主超新星峰的冲击爆发信号。我们合成的由磁星转化为黑洞的超新星的光变曲线与Arcavi等人（2016）最近报道的一些快速演变的明亮瞬变一致。
2016-09-15 astro-ph.HE
Constraining the long-lived supramassive neutron stars by magnetar boosted kilonovae
本研究构建了包含原中子星演化与X射线吸收的磁星增强千新星模型，通过模拟观测发现未探测到此类事件说明合并产生的超大质量中子星寿命短暂且在宇宙中罕见。
2023-11-24 astro-ph.HE
Postglitch exponential relaxation of radio pulsars and magnetars in terms of vortex creep across flux tubes
对快速旋转的中子星的计时观测揭示了大量的毛刺，这些毛刺是从正则射电恒星和磁星上观测到的。其中，76个毛刺表现出指数松弛，其特征衰减时间从几天到几个月不等，然后逐渐恢复。根据中子星外核磁通管环形排列与涡线相互作用的模型，分析了具有单个或多个衰减时间常数的指数弛豫闪变。模型的结果与观察到的时间尺度一般。因此，毛刺现象可以用来推断有价值的信息，中子星的结构，特别是内部的磁场配置，这是无法从表面观测。一个直接的结论是，磁星故障数据最好用一个更冷的核心来解释，因此需要直接Urca类型的快速冷却机制对磁星有效。
2017-07-26 astro-ph.HE
The period clustering of magnetars and X-ray dim isolated neutron stars
İstanbul Technical University（伊斯坦布尔理工大学）
研究通过分析磁星和XDINS的周期分布，发现其自转周期在狭窄范围内聚集，并提出可能的物理机制解释这种聚类现象。
2026-03-10 astro-ph.HE
Fallback Disks, Magnetars and Other Neutron Stars
具有角动量的物质的存在，以一个围绕年轻孤立的中子星的后备盘的形式，将决定它的演化。这导致了对不同类型的年轻中子星的许多性质的理解，特别是对AXP，SGR和XDIN的周期聚类的自然解释。中子星的自旋下降或自旋上升的特性是由磁场的偶极分量决定的。磁星和其他中子星可能具有不同强度的磁场的偶极和更高的多极分量的自然可能性，现在实际上是对某些磁星的自旋下降速率的观测所需要的。这次演讲给出了一个广泛的概述和一些应用的后备磁盘模型，以特定的中子星。突出的要点是：（一）几年前，在AXP 4U 0142+61周围已经观察到一个备用磁盘。(ii)SGR 0418+5729观测到的低自旋下降率提供了直接证据，证明磁场的偶极子分量在$10^{12} G$范围内。SGR 0418+5729的所有特性都可以通过在备用磁盘的扭矩下的自旋来解释。(iii)PSR J1734-3333的异常制动指数也可以用回退盘模型来解释，该模型给出了现今年龄的光度、周期、周期导数和周期二阶导数。(iv)这些和所有应用到各种其他来源使用相同的磁盘物理和演化，不同的只是磁盘的初始条件。
2012-12-02 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$\sim 2\times 10^{-5}~M_{\od…
2021-09-23 astro-ph.HE
Landau level-superfluid modified factor and effective X/$γ$-ray coefficient of a magnetar
当费米面附近的电子能量高于$Q$时，即$β-$反衰变的阈值能量，电子俘获过程将占主导地位。产生的高能中子将破坏各向异性的${}^3P_2$中子超流库珀对。通过与过程$n+ (n\uparrow n\downarrow)\longrightarrow n+ n+ n$中产生的中子碰撞，出射中子的动能将转化为热能。转换后的热能通过传导从恒星内部传输到恒星表面，然后转化为软X射线和伽马射线等辐射能。经过脉冲星磁层内的高效调制后，表面热发射（主要是软X/ $γ$射线发射）已被整形为具有磁星观测特征的光谱。通过引入朗道能级超流修正因子和有效X/ $γ$射线系数这两个重要参数，数值模拟了磁星冷却和磁场衰减的过程，进而计算了磁星的软X/ $γ$射线亮度$L_{X}$。进一步，我们得到了$L_{X}$作为磁场强度$B$的函数的相图.将观测值与计算值进行了比较。
2013-12-10 astro-ph.HE
Spin-polarization of the neutron ocean in magnetar crusts
Institute of Astronomy and Astrophysics, Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学天体物理与天文学研究所）；Brussels Laboratory of the Universe (BLU-ULB)（宇宙布鲁塞尔实验室）
本研究考虑自由中子自旋极化，发现强磁场会降低磁星内外壳边界处的压力和密度，使外壳变薄、抑制超重核形成并使中子海洋极化，影响磁星现象与r-过程核合成。
2026-09-14 astro-ph.HE nucl-th
Millisecond Magnetars
两类X射线/ $γ$ -射线源，软伽马重复星和异常X射线脉冲星已被确认为孤立的，缓慢旋转的磁星，中子星的发射从其极强的磁场（$\sim 10^{15}-10^{16}$ G）中吸收能量。磁星被认为是以毫秒级的自旋周期形成的，并且在年轻的中子星中占很大比例。新生的磁星凭借其强大的磁场和快速自旋，可以非常迅速地将其旋转能量转换为电磁波和/或引力波。这一章提供了一个天体物理学的问题和方案，其中毫秒磁星被认为发挥了关键作用的简要总结：这些包括伽马射线暴，超新星，引力波事件和快速射电暴。
2021-03-19 astro-ph.HE
A unified binary neutron star merger magnetar model for the Chandra X-ray transients CDF-S XT1 and XT2
两个明亮的X射线瞬变是从钱德拉深场南档案数据，即CDF-S XT 1和XT 2。虽然前者的性质尚未确定，后者被认为是一个很好的候选者，快速旋转的磁星诞生于一个双中子星（BNS）合并。在这里，我们提出了一个统一的模型来解释BNS合并磁星模型的框架内的瞬态。根据我们的图片，CDF-S XT 2是从“自由区”观察到的，在那里磁星自旋向下驱动的X射线发射可以自由逃逸，而CDF-S XT 1则来自“捕获区”，在那里X射线发射最初被动态喷出物阻挡，在喷出物被推到汤姆逊光学深度低于1的距离后变得透明。我们拟合的磁星模型的光变曲线的瞬态和推导出一致的参数为两个事件，磁场，初始自旋周期和X射线发射效率分别为（$B_p=10^{16}\,G$，$P=1.2\,\rm ms$，$η= 0.001$）和（$B_p=10^{15.8}\,G$，$P=4.4\, \rm ms$，$η= 0.001$）为XT 1和XT 2，分别。XT 1的“各向同性等效”喷出物质量为$M_{\rm ej} \sim 10^{-3}$ $M_{\odot}$，而XT 2的喷出物质量不受限制。我们的研究结果表明，更极端的磁星参数需要有XT 1检测到的陷阱区。这两个事件的模型参数一般是一致的，来自SGRB X射线平台观测。这两个瞬变的宿主星系的属性也是一致的SGRB。XT 1和XT 2的事件率密度与BNS合并的事件率密度一致。
2019-12-02 astro-ph.HE
Evidence for Quasi-Periodic Oscillations in the Recurrent Emission from Magnetars and their Implications on the Neutron Star Properties and Equation of State
我们提出了一个分析的高度磁化的中子星“磁星”，在寻找高频振荡的经常性发射从软伽玛中继站SGR 1806-20，我们讨论了这些振荡的物理解释及其对中子星的性质和结构的影响。我们提出的证据准周期振荡（QPO）的经常性爆发活动从SGR 1806-20使用RXTE观测。通过在2004年12月27日的大耀斑中发现的QPO的频率上搜索时间信号，我们在三个不同的爆发中发现了84，103和648 Hz的三个QPO。前两个QPO分别位于8.85%和11.83%，从92 Hz的QPO检测到的巨大耀斑。第三次QPO与同样在耀斑中探测到的625 Hz QPO相差3.75%。在不同的持续时间，形态和亮度的爆发中发现检测到的QPO，并通过蒙特卡罗模拟证实。我们还发现在其他突发具有较低的统计意义的候选QPO在较高的频率的证据。事实上，我们可以在频率相对接近于巨型耀斑中发现的频率的周期性爆发中找到QPO的证据，这是有趣的，可以提供有关振荡起源的见解。我们面对我们的研究结果对现有的理论模型，并讨论这些QPO的物理解释。对磁星QPO起源的主要解释表明，这些环形地震振荡模式最有可能是由中子星地壳的壳震激发的。还提出了其他模型来解释磁星QPO现象，包括磁层振荡、磁通量管和被动碎片盘的模式。量子点的理论模拟和观测对于严格约束中子星状态方程具有重要意义。
2010-08-23 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
Explaining radio emission of magnetars via rotating and oscillating magnetospheres of neutron stars
我们研究了旋转和振荡磁星的无线电发射条件，主要的物理过程决定了它们在P- \dot{P}图中死亡线的位置，也就是区分中子星可能是无线电强或无线电静的区域的那些线。利用广义相对论的磁星磁层电磁标量位表达式，我们发现，当磁星的致密性参数较大，自转轴与磁矩的倾角较大时，磁星的死亡线远高于大多数已知磁星的死亡线。这与观测证据一致，即在普通磁星的典型频率范围内，磁星没有规则的无线电发射。相反，当考虑磁星的振荡时，死亡线向下移动，满足了在磁层中产生无线电发射的必要条件。目前的观测结果表明，磁星的爆发活动和磁星磁层中无线电发射的产生之间存在密切联系，这一点自然在我们的解释中得到了解释。
2011-09-26 astro-ph.HE gr-qc
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
Landau quantization and neutron emissions by nuclei in the crust of a magnetar
磁星是一种中子星，其表面磁场的量级为$10^{14}-10^{15}$ ~G，内部的磁场可能更强。作为电子运动朗道量子化的结果，磁星地壳中的中子滴跃迁根据磁场强度而转移到更高或更低的密度。考虑到最近的一系列的奥塞尔-蒙特利尔微观核质量模型的核不确定性的影响进行了探讨。所有这些模型都是基于广义Skyrme泛函的Hartree-Fock-Bogoliubov方法。他们不同的预测在饱和时的对称性能量系数，并为刚度的中子物质状态方程。为了比较，我们也考虑了非常精确但更唯象的Duflo和Zuker模型。虽然磁星地壳的平衡组成和中子发射的开始被发现是依赖于模型的，阈值密度的量子振荡基本上是普遍的。
2016-07-20 astro-ph.HE nucl-th
Evolution of proto-neutron stars to pulsars, magnetars and central compact objects
Istanbul Technical University（伊斯坦布尔理工大学）
该研究提出中子星在原中子星阶段经历发电机过程，产生不同磁场特征，解释磁星与脉冲星的磁场差异及中心致密天体的磁场形成机制。
2026-01-07 astro-ph.HE
The rarity of repeating fast radio bursts from binary neutron star mergers
快速射电暴（FRB）是银河系外的，明亮的脉冲发射在射频与毫秒的持续时间。在观测上，FRB可以分为两类，重复FRB和非重复FRB。目前，已经发现了20个未知物理来源的重复FRB。第一个重复FRB 121102的定位和相关持久射电源的发现支持FRB是由年轻的毫秒磁星提供动力的，这些磁星可能是由大质量恒星或双星中子星合并的核心坍塌形成的。这两个形成通道可以通过双星中子星合并产生的引力波来区分。我们首先计算了加拿大氢强度测绘实验（CHIME）观测到的重复FRB的局部形成率的下限。然后，我们表明，只有一小部分（$6\%$）的重复FRB产生的年轻磁星从二中子星合并，基于引力波探测先进LIGO/室女座引力波探测器的第三次观测运行（O3）。因此，我们认为，重复的FRB更可能是由大质量恒星的核心坍缩而不是双星中子星合并产生的磁星。
2020-03-04 astro-ph.HE
Magnetars: the physics behind observations
磁星是目前宇宙中最强的磁体，极端磁场，重力和密度的组合使它们成为在强场极限下探索当前物理理论（从量子电动力学到广义相对论）的独特实验室。磁星被观测为特殊的爆发活跃的X射线双星、异常X射线脉冲星（AXP）和软伽马重复星（SGR）;后者还发射了三个“巨型耀斑”，这是一种极其强大的事件，在此期间，亮度可高达10^47 erg/s，持续约一秒。过去五年见证了磁星研究的爆炸性发展，除其他外，这导致了瞬态或“爆发”和“低场”磁星的发现。在理论方面也取得了重大进展。解释磁星的持续X射线辐射、爆发的性质、瞬变源中的通量演化的相当详细的模型已经被开发出来，并面临着观测。通过改进磁星振荡模型，对中子星星震学有了新的认识。中子星中磁场衰减这一长期争论的问题已经得到解决，并且认识到它与磁星演化以及磁星与其他孤立中子星族之间联系的重要性。本文的目的是提出一个全面的概述，其中的观测结果进行了讨论，根据最新的理论模型及其影响。这不仅解决了磁星源的特殊情况，而且解决了更基本的问题，即强磁场中的物理如何受到这些独特源的观测的约束。
2015-07-10 astro-ph.HE
Is a Field-Induced Ferromagnetic Phase Transition in the Magnetar Core Actually Possible?
本文研究了在磁场强度为$10^{20}$ G的情况下，BSk20 Skyrme力作用下致密中子物质的自旋极化态.结果表明，在强磁场中，纵向不稳定性的出现阻止了中子物质中完全自旋极化态的形成，而只能形成中等自旋极化的态。
2011-12-22 astro-ph.HE
Could SXP 1062 be an Accreting Magnetar?
在这项工作中，我们探讨了新发现的Be/X射线双星SXP 1062中中子星的可能演化轨迹，这被认为是第一颗与超新星遗迹有关的X射线脉冲星。虽然没有检测到回旋特征来指示中子星磁场的强度，但我们表明它可能是$\ga 10^{14} $ G。如果是这样的话，SXP 1062可能属于双星系统中的吸积磁星。考虑到中子星的不同初始参数和自旋下降机制，我们试图调和脉冲星的短年龄和长自旋周期。我们的计算结果表明，自旋下降到一个周期$\sim 1000 $ s内$10-40 $ kyr需要有效的螺旋桨机构。特别是，能量守恒下的角动量损失模型似乎被排除了。
2012-08-22 astro-ph.HE
Spectral Evidence of Heavy Nuclei from the Neutron Star Crust in Magnetar Bursts
Central China Normal University（华中师范大学）；Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
通过分析磁星爆发的X射线光谱，研究发现光谱特征支持重核参与其中，为中子星 crust 的成分和发射火球的位置提供了新的观测约束。
2026-08-03 astro-ph.HE
