Fast radio bursts by high-frequency synchrotron maser emission generated at the reverse shock of a powerful magnetar flare
考虑了一个快速射电暴的磁星耀斑模型。我们表明，毫秒爆发的足够的功率可以产生同步脉泽发射点燃的反向冲击传播通过弱磁化的物质，形成磁星耀斑。如果脉泽发射是在各向异性的制度（由于生产区域的几何形状或存在一个强烈的外部源的刺激光子）的持续时间的脉泽闪光是类似的磁星耀斑的持续时间，即使冲击波前半径是大的。我们的方案允许放宽对几个关键参数的要求：在生产现场的磁场强度，耀斑的亮度，和生产现场的体积洛伦兹因子。为了验证该模型的可行性，我们研究了强磁星耀斑与FRB发生率之间的统计关系。预期的比率是通过卷积的红移依赖的磁星密度与耀斑光度函数以上的FRB检测阈值确定的能量极限。我们得到，只有一小部分，$\sim10^{-5}$，强大的磁星耀斑触发FRB。这个比值与我们的估计非常吻合：我们得到磁星的$10\%$应该处于适合产生FRB的演化阶段，并且所有耀斑中只有$10^{-4}$是弱磁化的，这是高频脉泽发射的必要条件。
2022-02-16 astro-ph.HE
Non-detection of pulsed radio emission from magnetar Swift J1834.9-0846: constraint on the fundamental plane of magnetar radio emission
利用南山25米射电望远镜对磁星Swift J1834.9-0846进行了观测。没有探测到脉冲无线电发射。该源的脉冲无线电发射上限为0.5 mJy。根据射电磁星的基本面，这个源应该有射电辐射。因此，我们的研究结果提出了一个基本面的磁星射电辐射的存在的限制。我们认为，磁星的射电辐射能力可能与磁星的下旋光度无关，而与磁星的X射线光度有关。唯一的必要条件是相对较低的X射线光度。
2013-03-14 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
Radio afterglow of magnetars' giant flares
我们建立了一个SGR 1806-20大耀斑的射电余辉模型，该模型是由磁主导云（类似于太阳日冕物质抛射（CME））与星际介质（ISM）相互作用产生的。CME被建模为一个spheromak状配置。CME首先与磁星的风平流，然后与ISM相互作用，产生强烈的向前冲击和复杂的向后排气流。利用三维磁流体动力学模拟，我们研究了各种相对配置的磁场的CME相对于ISM的磁场。我们发现，主要是以下的Sedov-Taylor爆炸波的前向冲击的动力学，而内部结构的冲击介质是相当大的修改由回流，创建一个多冲击配置。我们计算了合成的同步辐射发射率图和光变曲线，使用了两个假设：（i）磁场压缩;（ii）在激波处的磁场放大。我们发现，磁场放大模型更好地解释了观测到的无线电发射。
2021-08-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Observable QPOs produced by steep pulse profiles in Magnetar Flares
在SGR 1806-20和SGR 1900+14中看到的巨大伽马射线耀斑尾部的强准周期振荡被认为是由耀斑磁星中的星震产生的。然而，观测到的大分数振幅（高达~20%）很难与预测的星震振幅相一致。在这里，我们证明了在巨大的耀斑的尾部陡峭的脉冲发射轮廓可以增强所观察到的振幅的基础振荡，类似于一束光振荡的视线。该机制还将加宽功率谱中的特征并在振荡的谐波处引入功率。观测到的振荡强度取决于潜在星震的振幅、恒星表面辐射的方向和位置以及光变曲线的梯度。虽然信号的放大可能是显着的，我们证明，即使在发射几何的不确定性，这种效果是不足以产生所观察到的QPO。这一结果排除了直接观测到的星震，并表明观测到的变化来自发射强度的调制。
2012-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quasi-Periodic Oscillations in magnetars: linking variability and emission
我提出最近的研究结果耀斑发射磁星。在巨磁星耀斑尾部观测到的强准周期振荡经常被解释为全球地震振荡的证据。我证明，这样的全球振荡是不能直接观察到的光变曲线。新的工作表明，最强QPO的振幅在观测到的旋转阶段几乎保持不变，我认为这表明它是由恒星的额外发射过程产生的。
2012-10-24 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
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
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
Zeeman splitting of torsional oscillation frequencies of magnetars
本文计算磁星壳层扭转振荡频率，考虑一阶磁场效应，预言并推广塞曼分裂，结果与观测到的低频QPO定性一致。
2024-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
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
Direct evidence for r-process nucleosynthesis in delayed MeV emission from the SGR 1806-20 magnetar giant flare
本研究发现磁星 SGR 1806-20 巨型耀斑后的硬伽马射线信号与 r-过程抛射物的放射性衰变发射吻合，为重元素核合成提供了直接观测证据，并证实磁星是银河系重元素和重宇宙射线的重要来源。
2025-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Spectral Modification of Magnetar Flares by Resonant Cyclotron Scattering
研究了磁星耀斑的共振回旋散射光谱修正。在高能耀斑期间，从恒星表面附近的磁捕获火球发射的光子应该与磁层电子或正电子共振相互作用。我们通过一个简单的思想实验表明，这样的散射粒子预计将沿着封闭的磁场线以温和的相对论速度移动，这将使入射光子能量由于多普勒效应而略有偏移。我们开发了一个玩具模型的光谱修改由一个单一的RCS，它结合了一个现实的种子光子光谱从被困的火球和粒子的速度场，这是独特的耀斑磁层。我们表明，我们的光谱模型可以有效地由一个单一的参数，火球的有效温度，这使我们能够以较低的计算成本，以适应观察到的光谱。我们证明，我们的单散射模型是在显着的一致性与斯威夫特/BAT数据的中间耀斑从SGR 1900+14，相应的有效火球温度为$T_{\rm eff}=6$ - $7$ keV，而BeppoSAX/GRBM数据的巨耀斑从同一来源可能需要更精细的模型，包括多重散射的影响。然而，由于没有标准的物理动机模型的磁星耀斑光谱，我们的模型可能是一个有用的工具来研究磁星爆发，揭示隐藏的属性的耀斑磁层。
2020-07-25 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
Novae breves from magnetar giant flares: Potential probes of neutron star crusts
Peking University（北京大学）；Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Guangxi Key Laboratory for Relativistic Astrophysics, School of Physical Science and Technology, Guangxi University（广西大学物理科学与技术学院相对论天体物理重点实验室）；National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）
研究磁星巨发后物质 ejected 的核合成过程，探讨中子星方程和磁星质量对短暂新星发光特性的影响，评估其观测可行性。
2026-03-11 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
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
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
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
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
A Criterion for Magnetars Producing Giant Flares
本文用弯曲磁流管替代直磁流管研究磁星巨型耀斑，发现当参数η<0.48时曲率力和磁压能克服引力束缚导致系统灾变，为识别产生巨型耀斑的磁星提供了判据。
2025-05-30 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-th
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
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
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
Upper limits on the radio pulses from magnetars and a central compact object with FAST
利用FAST在1.25 GHz对三颗磁星和一个中心致密天体进行射电观测，未探测到脉冲，给出了最严格的射电通量上限（<~2-4μJy），表明它们可能是射电静默源或波束方向不利。
2024-02-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Emission of magnetar bursts and precursors of neutron star mergers
磁星爆发可以由外磁层中的阿尔文波增长到非线性振幅$δB/B\sim 1$并触发磁重联而发射。类似的磁闪应该准周期性地发生在一颗接近合并的磁化中子星双星中。在这两种情况下，磁耀斑的快速耗散产生了光学厚度的$e^\pm$等离子体，其热容量与产生的辐射能量相比可以忽略不计。磁耗散则涉及光子粘性，并通过康普顿阻力作用于重联区域中的等离子体体运动。由此产生的康普顿化过程的有效温度是自我调节到几十keV。所产生的X射线发射是使用时间相关的辐射转移模拟计算的，该模拟遵循$e^\pm$对的创建以及光子的产生、康普顿化和逃逸。模拟结果显示了耗散区如何被涂上$e^\pm$涂层，以及逃逸光谱如何通过涂层的辐射转移形成。结果与观测到的磁星爆发，包括最近的活动SGR 1935+2154伴随着快速射电暴。预测了磁化中子星合并的X射线前兆。
2021-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can fallback accretion on magnetar model power the X-ray flares simultaneously observed with gamma-rays of Gamma-ray bursts?
本文通过搜寻七个同时具有X射线耀发和平台辐射的GRB，检验磁星螺旋桨式回落吸积模型，发现该模型难以同时解释与伽马射线同现的X射线耀发及高洛伦兹因子GRB的观测特征。
2024-01-16 astro-ph.HE hep-ph
