Magnetars: super(ficially) hot and super(fluid) cool
我们研究在何种程度上推断的磁星表面温度在静止可以限制在中子星的核心和磁场衰变的作用的超流体的存在。通过对中子星冷却过程进行详细的模拟，我们发现，极强的加热场衰变的核心不能产生高的表面温度，也不能延迟中子超流性的发生。我们验证了Kaminker等人的结果，即，高磁星表面温度需要在中子星壳中加热，并且壳加热与核中的冷却/加热分离。因此，由于地壳加热掩盖了核心加热，因此不可能纯粹从高表面温度得出磁星核心处于非超流状态的结论。从我们的内部温度演化和质子超导性的核心后，我们发现，中子超流性的核心发生在中子星形成后不到几百年。在磁场< 10^16 G时，由于核心磁场衰减，该起始时间不受加热的影响。因此，所有已知的中子星，包括磁星在内，如果没有一个包含奇异粒子的核心，应该有一个由超流中子和超导质子组成的核心。
2012-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Internal constitution of the outer crust of non-accreted neutron stars and magnetars
Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）；Brussels Laboratory of the Universe（宇宙布鲁塞尔实验室）
开发了magcrust程序，快速计算冷非吸积磁星在1e13-1e16 G磁场范围内的外壳组成，精度在百分之几内，计算速度提升1e3-1e7倍。
2026-06-08 astro-ph.HE nucl-th
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
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
Simultaneous magnetic polar cap heating during a flaring episode from the magnetar 1RXS J170849.0-400910
在2018年NuSTAR的一次定点观测中，我们从磁星1 RXS J170849.0 $-$ 400910探测到了一次持续2.2小时的耀斑。耀斑在$\sim25$秒内上升到最大通量比持续发射大6倍，具有高脉冲，均方根脉冲分数为$53\%$。脉冲轮廓形状由被半个旋转周期分开的两个峰值组成，峰值通量比为$\sim$ 2。耀斑光谱是热的，平均温度为2.1 keV。相分辨光谱表明，这两个峰具有相同的温度，但大小不同。这些观测结果以及简单的光变曲线模型表明，两个相同的对映点，可能是磁极，在耀斑开始时和整个持续时间内同时被加热。因此，耀斑的起源必须与磁星的全球偶极结构有关。这可能是最好的外部实现，通过扭曲到封闭的磁层偶极场线播种轰击极地足迹地点与精力充沛的对。在耀斑爆发后约1.86小时，发生了一次短爆发，并有3分钟的热尾。爆发尾也在源的自旋周期处脉动，并与耀斑轮廓相一致，这意味着这两种现象之间存在密切联系。爆发可能是由锚定在表面热点的相同扭曲偶极场线中的磁重联事件引起的，随后的返回电流为这些极帽提供额外的热量。
2020-01-23 astro-ph.HE
Axion Production from Landau Quantization in the Strong Magnetic Field of Magnetars
我们利用精确的量子计算来探讨磁星强磁场存在下电子和质子的轴子发射。轴子是通过强磁场产生的朗道能级之间的跃迁发射的。由质子发射的轴子的光度比电子的大得多，并随着物质密度的增加而变强。轴子发射冷却被证明是远远大于中微子冷却的Urca过程。因此，地壳中的轴子发射可能对磁星的冷却有重要贡献。然而，在高密度核心中，它可能会导致磁星的加热。
2017-07-03 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Vortex Dynamics in Color-Superconducting Quark stars: The Re-heating of Magnetars
由夸克物质而不是强子物质组成的致密恒星有望形成颜色超导体。这种超导体应该是由旋转的涡旋线穿成的，恒星内部的磁场就被限制在涡旋线内。这些涡旋（以及由此产生的磁通量）会在恒星向下旋转的过程中从恒星中排出，导致恒星表面的磁重联和大量的热能产生。在这封信中，我们表明，这种能量释放可以重新加热夸克星到异常高的温度，如观察到的软伽马重复星（SGR），异常X射线双星（AXP），和X射线昏暗孤立中子星（XDIN）。此外，我们的数值研究的温度演化，自旋下降率，和磁场行为的超导夸克星表明，SGRs，AXP，和XDIN可能是联系在一起的祖先。最后，我们讨论了在恒星进入色超导相之前存在时间延迟的可能性，这可以用来估计夸克去精细的密度。我们发现这个密度是核饱和度的五倍。
2010-07-28 astro-ph.HE
Influence of Magnetic Field Decay on Electron Capture in Magnetars
磁场衰变产生的电子俘获退激发能可能是磁星地壳加热的一个新来源，因此本文采用实验数据或理论模型（包括大尺度壳层模型和准粒子无规相近似）的结果，对磁星地壳附近的电子俘获过程进行了定量计算，并分析了其对磁星持续X射线辐射的影响。
2013-09-15 astro-ph.HE
Long-Duration GRB 211211A: Internal Energy Dissipation Driven by a Long-Lived Magnetar
Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文学研究所）
研究通过分析伽马和X射线观测，提出长寿命磁星内部能量耗散模型，以两种回吸吸积率解释GRB 211211A的长时间伽马射线辐射、前兆和延展发射，支持其源于致密双星合并产生磁星而非黑洞。
2026-05-28 astro-ph.HE
Signature of a New-Born Black Hole from the Collapse of a Supra-massive Millisecond Magnetar
在长、短的伽马射线暴中都观察到X射线平台和陡峭的衰变（“内部平台”），这意味着在某些伽玛射线暴中存在毫秒磁星。磁星中心引擎的突然停止被认为是一个超大质量磁星在自旋下降时坍缩成一个黑洞的过程。如果“内部高原”确实是磁星中心引擎的证据，那么自然的预期是某些候选者中新生的BH的签名。在这项工作中，我们发现GRB 070110是一个特殊的情况下，它显示了一个小的X射线凸起后，其“内部平台”。我们解释了一个自旋下降的超大质量磁星和X射线碰撞与回落BH吸积的高原。这表明新生的BH可能在某些GRB中是活跃的。因此，类GRB 070110事件可以为磁星中心引擎模型提供进一步的支持，并使我们能够研究磁星以及新生BH的性质。
2017-09-25 astro-ph.HE
Modulating the magnetosphere of magnetars by internal magneto-elastic oscillations
我们耦合内部扭转，磁弹性振荡的高度磁化的中子星（磁星），他们的磁层。外部磁场配置的相应轴对称扰动演化为一系列线性、无力平衡，这些平衡完全由背景磁场配置和表面处的磁场扰动确定。的扰动获得的磁星内部的磁弹性振荡的模拟。虽然这种振荡只能在靠近两极的一个非常有限的区域内激发出恒星外部的阿尔文行波，但它们仍然通过在以极角$\gtrsim 0.19\,$ rad离开恒星的闭合磁场的脚点之间引起随时间变化的扭曲来调制近磁层。此外，我们发现，对于一个偶极类背景磁场配置的磁场调制的磁层，由内部振荡驱动，只能是关于赤道对称。这与我们以前的研究结果一致，在那里我们解释了所观察到的准周期振荡磁星爆发的X射线尾驱动的家庭的内部磁弹性振荡与对称磁场扰动。
2014-07-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Can X-ray emission powered by a spinning-down magnetar explain some GRB light curve features?
长持续时间的伽马射线暴（GRB）被认为是由快速旋转的大质量恒星的核心坍缩产生的。这一事件产生了高度相对论性喷流和瞬发的伽马射线和X射线辐射，这些辐射来自喷流或磁化外流中的内部冲击。如果恒星核心没有立即坍缩成黑洞，它可能会形成一颗不稳定的、高度磁化的毫秒脉冲星或磁星。当它向下旋转时，磁星会向喷流注入能量，导致GRB光变曲线出现明显的凸起，在那里，发射变得相当恒定，然后在磁星坍缩时发生急剧衰减。我们假设大质量恒星坍缩成磁星可以发射最初的喷流。通过自动拟合雨燕卫星观测到的所有伽马射线暴的X射线光变曲线，我们确定了一个在其光变曲线中具有我们称之为内部平台的特征的爆发子集-异常恒定的发射，随后是陡峭的衰变-这可能是由磁星提供动力的。我们使用的持续时间和亮度的内部高原放置限制磁星的自旋周期和磁场强度，并发现它们是一致的最极端的预测值的磁星。
2009-08-26 astro-ph.HE
Magnetic Field-Decay-Induced Electron Captures: a Strong Heat Source in Magnetar Crusts
我们提出了一种新的加热机制在磁星壳。磁星的地壳磁场比它们的表面磁场强得多;因此，磁压部分地支撑着地壳对抗重力。随着磁场的衰减，地壳失去了磁压的支持，必须通过增加电子简并压力来补偿;伴随的电子费米能的增加会引起非平衡的放热电子捕获。通过场衰变电子捕获释放的总热量与地壳中的总磁能相当。因此，场衰减电子捕获是一个重要的，如果不是主要的，驱动磁星的软X射线发射的机制。
2009-12-03 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
The Meissner Effect and Vortex Expulsion in Color-Superconducting Quark stars, and its Role for Re-heating of Magnetars
由夸克物质而不是强子物质组成的致密恒星有望形成颜色超导体。这种超导体应该是由旋转的涡旋线穿成的，恒星内部的磁场至少部分地被限制在涡旋线内。这些涡旋（以及由此产生的磁通量）会在恒星向下旋转的过程中从恒星中排出，导致恒星表面的磁重联和大量的热能产生。在本文中，我们表明，这种能量释放可以重新加热夸克星异常高的温度，如观察到的软伽马重复（SGR），异常X射线散射（AXP），和X射线昏暗孤立中子星（XDIN）。此外，我们的数值研究的温度演化，自旋下降率，和磁场行为的超导夸克星表明，SGRs，AXP，和XDIN可能是联系在一起的祖先。最后，我们讨论了在恒星进入色超导相之前存在时间延迟的可能性，这可以用来估计夸克去精细的密度。根据观测，我们发现这个密度是核饱和度的五倍。
2010-01-29 astro-ph.HE hep-ph
Revealing the internal magnetic field configuration of magnetars via their associated periodic signals
该研究将磁星硬X射线脉冲相位调制及FRB周期解释为自由进动，据此约束磁星内部极向与环向磁场强度及中子超流临界温度。
2025-01-06 astro-ph.HE hep-th
A simple mechanism for the anti-glitch observed in magnetar 1E 2259+586
在这篇简短的文章中，我们提出了一个简单的内部机制，解释了最近在磁星1E 2259+586中观察到的抗毛刺现象。我们认为内部环形磁场分量的衰减会使原本稳定的长扁星结构失稳。随后，恒星结构的重新排列将产生一个“更球形”的结构，导致整个恒星突然向下自旋。我们在这里提出了一些数量级的计算，给信心，这种情况下，使用最简单的分析恒星模型，并让更详细的计算更技术性的未来文件。
2014-02-04 astro-ph.HE
The Millisecond Magnetar Central Engine in short GRBs
短持续时间伽马射线暴（SGRB）的一个受欢迎的祖星模型是两颗中子星（NS-NS）的合并。这种合并的一个可能结果是一个快速旋转的强磁化中子星（称为毫秒磁星）。这些磁星可能是“超大质量”的，这意味着它们会在失去离心力的支持后，由于磁偶极自旋下降而坍缩成黑洞。通过系统地分析{ \em swift}探测到的所有短暴的BAT-XRT光变曲线，我们检验了这些数据与短暴中心引擎模型的一致性。我们发现，所谓的“扩展发射”观察到的BAT在一些短的伽玛暴基本上是相同的组件作为“内部X射线平台”观察到许多短的伽玛暴，这是定义为一个平台的光变曲线，然后是一个非常迅速的下降。根据短GRB宿主磁星的可能性，我们将整个{ \em Swift}短GRB样本分为三类：“内部平台”样本、“外部平台”样本和“无平台”样本。导出的磁星表面磁场$B_{\rm p}$和初始自旋周期$P_0$都在合理的范围内。内部平台样本中没有伽玛暴的总能量超过毫秒磁星的最大能量预算。假设内部平台结束时的快速下降时间是超大质量磁星坍缩成黑洞的时间，并利用我们银河系中NS-NS系统的实测质量分布，我们约束了中子星的状态方程。数据表明NS状态方程接近GM 1模型，后者具有最大非旋转NS质量$M_{\rm TOV} \sim 2.37 M_\odot$。
2015-05-26 astro-ph.HE
The Prompt Emission of Gamma-Ray Bursts from the Wind of Newborn Millisecond Magnetars: A Case Study of GRB 160804A
在本文中，我们重新审视的情况下，内部逐渐磁耗散发生在风从一个新生的毫秒磁星可以负责伽马射线暴的生产。我们表明，在这个模型中的两个排放分量的组合，即，风的光球辐射和磁重联区内的同步辐射能较好地拟合GRB 160804 A瞬发辐射相的观测光谱。我们通过蒙特卡罗方法得到了中心磁星的物理参数，并推导出了中心磁星的初始自旋周期和磁场。此外，独立的余辉拟合分析给出了一致的结果，增加了很大的可信度，这种情况下。此外，我们预测的伽玛暴的一个子类称为从这样的磁星风内部逐渐磁耗散（简称为“MIGMAD爆发”），有几个独特的属性爆发。
2018-09-28 astro-ph.HE
An internal mechanism for the anti-glitch observed in AXP 1E 2259+586
磁星是一种迷人的天体，被认为是中子星，由其强大的内部磁场提供动力。在异常X射线脉冲星AXP 1E 2259+586中发现了突然自旋下降的明确证据，该天体被编目为磁星。这个事件被命名为“反毛刺”。在这项工作中，我们提出了一个简单的内部机制，可以解释所观察到的恒星突然自旋下降。
2015-03-12 astro-ph.HE
Modeling the Multi-Band Afterglow of GRB 130831A: Evidence for a Spinning-Down Magnetar Dominated by Gravitational Wave Losses?
GRB 130831 A的X射线余辉显示出一个"内部平台"，衰减斜率为$\sim$ 0.8，随后在$10^5$ s附近急剧下降，斜率为$\sim$ 6。在下落之后，X射线余辉继续以更浅的衰减进行。光学余辉表现出两个部分的平台分开的发光的光学耀斑，其次是正常的衰减与斜率基本一致的晚时间的X射线余辉。内部X射线平台的衰减比我们在最简单的磁星模型中预期的要陡峭得多。我们提出了一个假设，在磁星经历引力波驱动的r-模不稳定性，自旋下降是由引力波损失占主导地位的陡峭的高原的结束，这样一个相对陡峭的高原可以解释为磁星风的内部发射和急剧下降时，磁星崩溃成一个黑洞可以产生。这种情况还预测了一个持续数百秒的初始X射线平台，其通量近似恒定，这与观测相符。假设磁星风在光学波段的贡献可以忽略不计，我们解释为前向冲击发射的光学余辉调用的能量注入从一个不断刷新的冲击后的即时发射阶段。结果表明，我们的模型基本上可以描述GRB 130831A多带余辉的时间演化。
2016-04-17 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
The Activity of Black Hole Imprints on the Internal Plateau and the Subsequent Sharp Decay
本研究提出进动BZ喷流可在伽马射线暴内部平台段及快速衰减阶段产生QPO特征，以此区分恒星级黑洞与磁星两种中心引擎，并成功复现了GRB 050904的X射线余辉光变曲线。
2024-01-30 astro-ph.HE
Interior Magnetic Fields in Magnetars and Radio Pulsars
Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；Department of Physics, University of Milan（米兰大学物理系）；INFN, Sezione di Milano（意大利国家核物理研究所米兰分部）；Theoretisch-Physikalisches Institut, Friedrich-Schiller-Universität Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学理论物理研究所）
通过三维广义相对论磁流体模拟，发现中子星内部磁场结构由旋转状态决定：快速旋转形成强环向场（如射电脉冲星），磁主导则保留极向场（如磁星），统一解释了中子星类别多样性。
2026-09-09 astro-ph.HE
EP251023a: A fast X-ray transient featuring a magnetar-powered optical internal plateau followed by a steep decay
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；School of Astronomy and Space Science, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Altay Astronomical Observatory（阿勒泰天文台）；Department of Astronomy, School of Physics, Huazhong University of Science and Technology（华中科技大学物理学院天文学系）；Department of Astronomy, Univer（大学天文学系）
EP251023a是一个由EP探测到的无伽马射线对应体的快速X射线暂现源，其晚期光变曲线呈现消色差平台期后接陡峭衰减，支持快速旋转毫秒磁星引擎模型。
2026-06-24 astro-ph.HE
Magnetar Activity via the Density-Shear Instability in Hall-MHD
我们调查的密度剪切不稳定性霍尔磁流体通过数值模拟的完整的非线性问题，在磁星活动的背景下。我们确认的发展的不稳定性的平面平行磁场具有适当的强度和电子密度分布，根据解析理论。我们发现，不稳定性也出现了一个单调递减的电子数密度和磁场，一个平面平行模拟的方位角或半球形的磁场在地壳中的磁星。不稳定性的增长率取决于场的霍尔特性（磁场强度、电子数密度和相应的标度高度），而对弱电阻率不敏感。由于霍尔效应是磁星地壳磁场演化的驱动过程，我们认为，这种不稳定性是至关重要的系统包含强大的纬向或方位场。我们发现，这一过程介导的局部结构的形成与更强的磁场比平均水平，这可能会导致磁星活动和加速的字段的耗散，从而产生欧姆加热。假设在地壳底部存在一个$5\times10^{14}$ G磁场，我们预计，在几个$10^{2}$米大小的典型区域中，很容易形成像$10^{15}$ G那样强的磁场，其中包含$10^{43}$尔格的磁能，足以驱动磁星爆发。这些活动区更可能出现在切向磁场较强的磁赤道上。
2015-07-27 astro-ph.HE
Internal Heating of Old Neutron Stars: Contrasting Different Mechanisms
毫秒脉冲星J 0437 -4715的热辐射不能用没有加热机制的中子星的标准冷却模型来解释。我们研究了三种由脉冲星的旋转制动控制的加热机制：固体地壳的破裂，超流涡旋蠕变和非平衡反应（“旋转化学加热”）。我们发现地壳开裂机制不会产生可检测到的加热。考虑到加热机制对自旋下降参数的依赖性，这导致不同的类星体的温度不同，我们研究了两种类型的类星体的热演化：年轻的，缓慢旋转的“经典”类星体和老的，快速旋转的毫秒类星体（MSP）。我们发现，旋转化学加热和涡蠕动机制可以是重要的经典的微扰和MSP。
2010-03-01 astro-ph.HE
Internal heating mechanisms in neutron stars
本文研究中子星的内部加热机制，重新审视了费米子暗物质动力学加热、旋转化学加热和磁场衰减，发现这些机制能解释年龄略大于 $\sim 10^{6} \, {\it{yr}}$ 的NS，但无法解释更老的“黑寡妇”系统的高温，表明存在未知加热因素。
2023-04-13 astro-ph.HE
Fast cooling and internal heating in hyperon stars
最大质量接近$2 \ M_{\odot}$的中子星模型达到高的中心密度，这可能激活核子和超子直接Urca中微子发射。为了缓解快速理论冷却速率和中等磁化孤立热辐射恒星（$L_γ \gtrsim 10^{31}$ erg s $^{-1}$在$t \gtrsim 10^{5.3}$ yr）的热光度观测之间的紧张关系，需要一些内部热源。由内部加热器提供的功率估计的现象源在内部地壳和焦耳加热由于磁场衰减，假设不同的超流模型和组成的外部恒星信封。结果发现，热功率为$W(t) \approx 10^{34}$ erg的$^{-1}$允许中子星模型，以匹配观测的中等磁化，孤立的恒星年龄$t \gtrsim 10^{5.3}$年。必要的$W(t)$可由焦耳加热提供，这是由于地壳局限的初始磁场配置，具有（一）混合极向-环向场，在偶极极向分量的极处具有表面强度$B_{\textrm{dip}} = 10^{13}$ G，且$\sim 90$占存储在环向分量中的磁能的百分比;以及（二）具有$B_{\textrm{dip}} = 10^{14}$ G的纯极向配置。
2021-10-26 astro-ph.HE
Broad-lined type Ic supernova iPTF16asu: A challenge to all popular models
众所周知，普通超新星（SNe）是由56 Ni级联衰变提供动力的。广义Ic型SNe（SNe Ic-BL）是SNe的一个子类，并不完全由56 Ni衰变提供动力。有人建议，一些SNe的IC-BL是由磁星自旋下降。iPTF 16 asu是一颗由Palomar Transient Factory发现的特殊宽线Ic型超新星。iPTF 16 asu的静止帧上升时间仅为4天，挑战了现有的流行型号，例如放射性加热（仅56 Ni）和磁星+56 Ni型号。在这里，我们表明，这种快速上升可以归因于之间的相互作用的SN喷出物和预先存在的拱星介质喷出的祖先在其最后阶段的演变，而后期的光变曲线可以更好地解释从一个快速旋转的磁星的能量输入。这个模型是对先前磁星模型的自然扩展。的质量损失率的祖先和喷出物的质量是一致的祖先，经历了一个共同的信封演变的二进制。光变曲线早期快速上升的另一种模型是传播到扩展包层的激波冷却。在现阶段，很难判断哪种模型（相互作用+磁星+56 Ni或冷却+磁星+56 Ni）更适合iPTF 16 asu。然而，值得注意的是，在冷却+磁星+56 Ni中推断的包层质量非常高。
2019-09-17 astro-ph.HE
Internal Heating of Old Neutron Stars: Contrasting Different Mechanisms
背景：中子星的标准冷却模型预测年龄为$t>10^{7}$ yr的温度为$T<10^{4}$ K。然而，从毫秒脉冲星J 0437 -4715探测到的可能的热辐射，自旋下降年龄为$t_s \sim 7\times10^9$ yr，意味着温度为$T\sim 10^5$ K。因此，加热机制需要添加到冷却模型，以获得理论和观测之间的协议。目的：在中子星中有几种内部加热机制，例如磁场衰减、暗物质吸积、地壳破裂、超流体涡旋蠕动和非平衡反应（“旋转化学加热”）。我们研究这些机制，以确定哪些可能是老恒星热辐射的主要来源。研究方法：我们通过简单的估计表明，磁场衰减、暗物质吸积和地壳破裂机制不太可能对老中子星产生显著影响。使用Fernández和Reisenegger的代码计算其他机制的热演化。考虑到加热机制对自旋下降参数的依赖性，我们研究了两种类型的类星体的热演化：年轻的、缓慢旋转的“经典”类星体和年老的、快速旋转的毫秒类星体。结果：我们发现，磁场衰减，暗物质吸积，地壳破裂不会产生可检测到的加热老恒星。旋转化学加热和涡旋蠕动对于经典的双光子晶体和毫秒双光子晶体都是重要的。对经典的涡旋表面温度的更严格的上限可以排除涡旋蠕动作为热辐射的主要来源。经典恒星的旋转化学加热是由其早期自旋下降期间建立的化学不平衡驱动的，因此对初始旋转周期非常敏感。
2010-08-24 astro-ph.HE
Long Plateau Doth So: How Internal Heating Sources Affect Hydrogen-Rich Supernova Light Curves
本文提出一个考虑任意内部加热源的半解析SNIIP光变曲线模型，发现持续内部加热源虽能提升平台光度，但平台期持续时间最多仅增加约2-3倍，这对解释超长持续超新星和识别巨型恒星爆炸具有重要意义。
2024-11-18 astro-ph.HE
Synchrotron heating by a fast radio burst in a self-absorbed synchrotron nebula and its observational signature
快速射电暴是一种神秘的瞬变源。如果是河外星系，正如它们相对较大的色散测量所表明的那样，它们的亮温一定非常高。一些FRB模型（如年轻脉冲星模型、磁星巨星耀斑模型、超大质量中子星坍缩模型）认为它们可能与同步加速器星云有关。在这里，我们研究了自吸收同步加速器星云中FRB的同步加热过程。如果FRB频率低于星云的同步辐射自吸收频率，星云中的电子会吸收FRB光子，导致更硬的电子光谱和增强的自吸收同步辐射。在此期间，FRB通量被星云电子吸收。我们计算了FRB加热的同步加速器星云的光谱，发现在自吸收频率附近，星云光谱在几十年内会出现一个明显的峰。识别这样的光谱特征将揭示同步加速器星云中嵌入的FRB。
2016-03-09 astro-ph.HE
Numerical simulation of electron magnetohydrodynamics with Landau-quantized electrons in magnetar crusts
本研究通过准三维电子磁流体模拟，发现朗道量子化引起的磁化率振荡可将磁星壳层欧姆耗散增强约3至4.5倍，非线性霍尔项是关键，有助于解释磁星加热问题。
2025-01-23 astro-ph.HE
Vortex Creep Heating vs. Dark Matter Heating in Neutron Stars
本研究以涡旋蠕变加热为例，结合温度观测与理论计算，证明中子星中该内部加热效应主导暗物质加热，且涡旋-核相互作用需比估算值小几个数量级才能改变此结论。
2023-09-06 astro-ph.HE hep-ph
Explaining the thermal emission of old neutron stars with rotochemical heating and magnetized superconducting protons
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）；Universidad Metropolitana de Ciencias de la Educación（教育与科学都市大学）；Institut de Recherche en Astrophysique et Planétologie (IRAP)（天体物理学与行星学研究所在）；Indiana University（印第安纳大学）
研究发现，老中子星的热辐射可通过旋转化学加热和磁化超导质子机制解释，质子配对间隙较大而中子间隙较小，毫秒脉冲星需弱磁场。
2026-01-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining the nuclear equation of state via gravitational-wave radiation of short gamma-ray burst remnants
在一些短伽玛暴中观测到的X射线发射的内部平台表明，在双中子星（NS）合并后形成了剩余的超大质量磁星。本文假设转动能量主要通过引力波辐射而不是磁偶极子辐射损失，并进一步给出质量四极形变和磁星r模流体振荡对NS核物质状态方程的约束.我们提出了两个短伽玛暴的测量红移，101219A和160821B，其X射线光变曲线表现出内部平台。这表明超大质量的NS可能会作为中央引擎而存在。通过考虑12个NS EoS，在质量四极形变的情况下，我们发现GM 1，DD 2和DDME 2模型给出的$M_{\rm p}$带落在2 $σ$区域内的原磁星质量分布的$\varepsilon=0.01$。这与来自MD辐射主导的旋转能量损失模型的约束是一致的。而对于r型流体振荡模型，采用$α=0.1$的NS方程更接近于Shen和APR模型，这与MD辐射主导和质量四极形变的情况明显不同.
2020-02-02 astro-ph.HE hep-ph
Smoke and mirrors: Neutron star internal heating constraints on mirror matter
镜像扇区已经被提出来解决暗物质、重子生成和中子寿命异常的问题。在这项工作中，我们研究了一种新的，强大的镜像中子探针：中子星温度。当中子星核心的中子在碰撞过程中转化为镜像中子时，核子费米海中留下的空位会被更有能量的核子重新填充，在这个过程中释放出大量的热量。我们从最冷的中子星PSR 2144 $-$ 3933（低于40，000开尔文）的观测中推导出一个新的中子-镜像-中子混合允许强度的约束条件。我们的限制竞争与实验室搜索中子-镜像中子转换，但适用于一系列的中子和镜像中子之间的质量分裂是19个数量级以上。这种加热机制也与其他中子消失通道（如奇异中子衰变）有关，为即将到来的紫外、光学和红外望远镜研究冷中子星的热发射提供了一个引人注目的物理目标。
2021-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ex
