X-ray spectra from magnetar candidates - III. Fitting SGRs/AXPs soft X-ray emission with non-relativistic Monte Carlo models
在磁星的情况下，“扭曲的磁层”模型似乎很有希望解释持续的X射线发射的软伽玛中继站和异常X射线脉冲星（SGR和AXP）。在该系列的前两篇论文中，我们提出了一个三维蒙特卡罗代码，用于解决辐射输运的软，热光子发射的恒星表面的磁层粒子共振向上散射。一个光谱模型存档已生成并在XSPEC中实现。在这里，我们报告我们的光谱模型的不同XMM牛顿和积分观测SGR和AXP的系统应用。我们发现，合成光谱提供了一个非常好的适合的数据，几乎所有的源（和源状态），我们已经分析。
2009-06-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
A different nature between the radio AXPs in comparison to the others SGRs/AXPs
SGR/AXP被认为是由磁能而不是由旋转驱动的电磁脉冲星的一个子类，就像普通的无线电电磁脉冲星一样。它们被认为是强磁化的中子星，具有大的旋转周期$P\sim(2-12)$ s和大的自旋下降，与普通中子星的$\dot{P}\sim10^{-15}$ s相比，它们具有典型的$\dot{P}\sim(10^{-13}-10^{-10})$ s/s。它们持续的X射线亮度，以及这些源的典型爆发和耀斑，被认为是由其超强磁场的衰变提供动力。SGR/AXP通常具有较大的X射线光度，这不能用它们的自旋下降光度（$L_X>\dot{E}_{\rm rot}$）来解释，这与旋转供电的闪烁星不同。然而，最近在四个这类源中发现了无线电脉冲发射，其中自旋下降的旋转能量损失$\dot{E}_{\rm rot}$大于静止状态下的X射线光度$L_X$-就像在正常的恒星中一样-打开了这些无线电源与这类其他源相比的性质的问题。在这篇文章中，我们表明，无线电SGRs/AXP遵守$L_X$和$\dot{E}_{\rm rot}$之间的线性对数-对数关系，非常类似的X射线和γ射线中子星的恒星，这表明它们的中子星的性质。此外，我们表明，几乎所有的高B星也接近无线电AXP的线。相比之下，对于几乎所有其他SGR/AXP，$\log L_X$作为$\log \dot{E}_{\rm rot}$的函数变化不大，这是X射线中子星不具有的…
2013-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
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
On the nature of some SGRs and AXPs as rotation-powered neutron stars
我们调查的可能性，一些SGRs/AXP可能是典型的旋转供电的Zeroiars使用现实的NS结构参数，而不是基准值。我们表明，现实的NS参数降低了估计值的磁场和辐射效率，$L_X/\dot{E}_{\rm rot}$，相对于基准NS参数的基础上估计。对于在软X射线（2- 10 ~keV）波段计算的$L_X$，我们发现9个SGR/AXP可以被描述为由NS转动能驱动的正则双稳子。我们计算NS质量的范围，其中$L_X/\dot{E}_{\rm rot}<1$。我们讨论了所观察到的硬X射线发射在三个来源的九个潜在的旋转供电的NS组。这种额外的硬X射线成分在软X射线成分上占主导地位，导致其中两种中的$L_X/\dot{E}_{\rm rot}>1$。如果我们分析它们在2- 10 ~keV软波段的X射线光度，我们表明9个SGR/AXP可以是旋转供电的NS。有趣的是，其中四个显示出无线电发射，六个与超新星遗迹有关（包括Swift J1834.9-0846，第一个在风星云周围观察到的SGR）。这些观测结果提供了额外的支持，我们的结果的自然解释这些来源的普通的potassiar。包括在潜在旋转供电NS组的三个源中观察到的硬X射线发射，具有$L_X/\dot{E}_{\rm rot}<1$的源的数量变为七个。它仍然开放验证1）估计距离的准确性和2）相关超新星遗迹对硬X射线发射的可能贡献。
2016-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Similarities of SGRs with low magnetic field and white dwarf pulsars
近年来得到深入研究的一些最令人感兴趣的天体是异常X射线脉冲星和软伽马射线中继星，它们通常被视为具有超强磁场的中子星。然而，在过去的两年中，已经检测到两个低磁场的SGR。此外，在过去的几年里，人们还观测到了快速和强磁性的白矮星。基于这些新发现的脉冲星，白矮星脉冲星被认为是SGR和AXP观测特征的另一种解释。在这里，我们介绍了这些SGR/AXP作为WD脉冲星的几个性质，特别是表面磁场和磁偶极子动量。
2012-10-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Possible formation of lowly luminous highly magnetized white dwarfs by accretion leading to SGRs/AXPs
我们描绘了一个可能的进化场景，通过这种场景，一个高度磁化的超级白矮星白矮星可以通过吸积到一个通常观察到的磁化白矮星上而形成。这是一个探索性的研究，当在灾难变量（CV）的物理是非常丰富和复杂的。在此基础上，我们还探讨了白矮星脉冲星AR Sco由于吸积和自旋下降的反复发生而获得高自旋和高磁场的可能性。我们发现，强磁场显着降低亮度的高磁化白矮星（B-WD），让他们低于目前的检测极限。这个周期的重复最终会导致B-WD，最近被认为是Ia型超新星过度发光的原因。旋转的B-WD也可能是连续引力辐射和软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）的理想来源。SGR/AXP通常被认为是高度磁化的，但尚未被观测证实的中子星。对B-WD进行建模并不需要磁场与基于中子星的模型一样高，但是完整地再现了其他观察到的性质。
2019-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic Domains in Magnetar Matter as an Engine for Soft Gamma-ray Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars
磁星被认为是观测到的软γ射线重复源（SGR）和异常X射线源（AXP）最有希望的起源地。在这项工作中，我们调查的可能性，SGRs和AXP可能是观测证据的磁星磁相分离。我们研究了磁畴的形成作为一种新的机制SGR和AXP中，磁性物质分为两个阶段，包含不同的磁通密度。我们确定的参数空间中的物质密度和磁场强度，在那里是一个不稳定的磁畴形成。我们的结论是，这样的不稳定性将可能发生在深外地壳的磁性贝姆，Pethick和萨瑟兰（BPS）模型和相对论哈特里理论中描述的磁星的内地壳和核心。此外，我们估计，这种不稳定性的发作释放的能量是可比的SGRs发出的能量。
2010-05-12 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
On the X-ray Outbursts of Transient Anomalous X-ray Pulsars and Soft Gamma-ray Repeaters
本文给出了XTE J1810-197、SGR 0501+4516、SGR 1627-41和CXTEJ 164710.2 -455216等四个瞬态异常X射线源（AXP）和软γ射线重复源（SGR）的X射线爆发光变曲线，可以产生的回退磁盘模型，也适用于持久的AXP和SGR在我们的早期工作的爆发光曲线。该模型求解了被软伽马射线暴推回的圆盘的弛豫扩散方程。用于这些瞬态源的主要磁盘参数集彼此非常相似，并且与我们早期的持久AXP和SGR模型中所采用的参数非常相似。瞬变源和持久源的X射线爆发光变曲线存在特征差异。这可以解释的差异，在磁盘的表面密度分布的瞬态和持久的源在静止的静态X射线光度表示。我们的研究结果表明，在临界温度在~ 1300 - 2800 K范围内的粘性盘不稳定性是一个共同的属性的所有回退盘周围AXP和SGR。不稳定性的影响是更明显的，开始较早的源与较低的静态光度，这导致了可观察到的差异，在X射线增强光曲线的瞬态和持久的源。具有相同基本盘参数的单个活动盘模型可以解释瞬态和持续AXP和SGR的增强阶段。我们还提出了一个详细的参数研究，以显示磁盘参数的X射线亮度的AXP和SGR的X射线增强阶段的演变的影响。
2012-10-05 astro-ph.HE
Magnetars: fact or fiction?
异常X射线源（AXP）和软伽马射线中继源（SGR）是一种神秘的脉冲星类天体。能量收支是其研究的基本问题。在磁星模型中，它们被认为是由中子星的极强磁场（>~ 10^14 G）提供动力的。观测和反对磁星模型都进行了总结。考虑到磁星模型难以理解越来越多的观测结果，人们可能会怀疑AXP和SGR是否真的是磁星。如果它们不是候选磁星（包括基于磁星的模型），那么它们一定是“夸克星/后备盘”系统。
2011-11-14 astro-ph.HE hep-ph
SGRs and AXPs as massive fast rotating highly magnetized white dwarfs: the case of SGR 0418+5729
我们描述了一个所谓的低磁场磁星SGR 0418+5729，作为一个大质量的快速旋转的高磁化白矮星以下Malheiro等。等人，2012年。我们给出了这些源的质量，半径，转动惯量和磁场的界限，通过要求现实的广义相对论均匀旋转配置的稳定性。基于这些参数，我们改进了SGR 0418+5729自旋下降速率下限的理论预测。此外，我们还计算了与预测的表面磁场相对应的电子回旋频率。
2015-03-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
To understand the X-ray spectrum of anomalous X-ray pulsars and soft gamma-ray repeaters
从几个异常X射线源（AXP）和软γ射线中继器（SGR）中探测到了10 keV以上的硬X射线，并在磁星模型和后备盘系统框架内提出了不同的模型来解释其物理起源。利用$\it Suzaku$和INTEGRAL的数据，我们研究了四个AXP/SGR，1RXS J170849 - 400910，1E 1547.0 - 5408，SGR 1806 - 20和SGR 0501 + 4516的软、硬X射线谱。结果表明，由Tr $ü$ mper等首先提出的体运动康普顿化（BMC）过程可以很好地再现光谱，表明吸积的情况下，可以兼容的X射线发射的AXP/SGRs。BMC模型的HXMT模拟结果表明，在能量为$\sim$ 200 keV时，能谱会偏离幂律，特别是截止值。因此，未来的观察有希望区分不同的模型的硬尾，并可能帮助我们了解的AXP/SGRs的性质。
2014-03-26 astro-ph.HE
Soft gamma-ray repeaters and anomalous X-ray pulsars as highly magnetized white dwarfs
我们探讨了软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）由高磁化白矮星（B-WD）提供能量的可能性。我们采取的SGRs和AXP的样本，并提供可能的参数空间的质量，半径和表面磁场的基础上观察到的属性（周期及其衍生物）和假设，这些来源服从的质量-半径关系推导出的B-WD。B-WD的半径和磁场足以将SGR/AXP中的能量解释为旋转供电能量。此外，B-WD也充分解释了令人困惑的无线电瞬变GCRT J1745-3009作为一个白矮星脉冲星。注意，B-WD的半径和磁场既不是极端的（不像高度磁化的中子星），也不是普通的（不像磁化的白矮星，但遵循阿布拉塞卡的质量半径关系（C-WD））。为了解释SGR/AXP，虽然高度磁化的中子星需要一个额外的，在观测上还没有很好地建立，能源，C-WD预测大的紫外线光度，这是从一个严格的上限观测限制。最后，我们提供了一套基本的差异之间的磁星和B-WD的SGRs/AXP的假设。
2016-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-detection in a Fermi/LAT observation of AXP 4U 0142+61: magnetars?
致密星的重要研究目前集中在两种神秘的源：异常X射线源（AXP）和软伽马射线中继源（SGR）。虽然AXP和SGR被普遍认为是磁星，但其他模型（例如吸积模型）仍然不能排除。值得注意的是，Sasmaz Mus和Gogus最近报道了AXP 4U 0142+61的费米/LAT观测中没有检测到。我们建议在这里，费米/LAT观测可以区分磁星模型和吸积模型的AXP和SGRs。我们解释了AXP 4U 0142+61的零观测如何有利于吸积模型。强烈建议未来对AXP 1 E 1547.0-5408和AXP 1 E 1048.1-5937进行费米/LAT观测。
2010-11-16 astro-ph.HE
Are AXPs/SGRs magnetars?
异常X射线脉冲星和软伽马射线中继星被普遍认为是具有超强磁场的中子星，即“磁星”。“磁星”表明X射线波段的亮度大于旋转能量损失率（$L_{X}>\dot {E}_{\rm rot}$），辐射能量来自于磁场的能量。在这里，有人认为磁星可能并不真正存在。一些X射线和射电观测结果与磁星模型相矛盾。(1)PSR J1852+0040的X射线光度远大于转动能量损失率（$L_{X}/\dot {E}_{\rm rot}\simeq 18)$），而磁场正好是$3.1\times 10^{11}$ G.这种X射线辐射能量来自于磁场吗？(2)与此相反，J1847-0130和PSR J1718-3718的磁场比AXP 1 E 2259+586的磁场要高，为什么这两颗射电望远镜的辐射能量仍然来自转动能？此外，最低磁场的新发现SGR 0418+5729的磁场为3.0 e13 G，低于临界磁场$B_{\rm C}=4.414$ e13 G）（Esposito等人，2010）。(3)有些“磁星”也会发出正常的瞬态射电脉冲，射电脉冲与“磁星”有什么本质区别？首先介绍观测事实的论据，然后讨论在什么情况下传统的磁场测量方法是不正确的。
2010-05-21 astro-ph.HE
Is magnetar a fact or fiction to us?
研究AXP/SGR（反常X射线源/软γ射线中继源）的关键是能量收支。在X射线双星中发现吸积能之前，自转一直被认为是脉冲星唯一的自由能。如果AXP/SGR是由磁力驱动的，那么它们可能是磁星，但如果在磁星的情况下越来越多的观测结果很难被理解，那么它们也可能是夸克星/备用盘系统。
2012-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetar Broadband X-ray Spectra Correlated with Magnetic Fields: Suzaku Archive of SGRs and AXPs Combined with NuSTAR, Swift, and RXTE
对2006年至2013年朱雀号观测到的15颗磁星的1-70 keV持续谱进行了研究。结合早期NuSTAR对4个硬X射线发射体的观测，9个天体显示出以$\gtrsim$ 10 keV为主的硬幂律发射，$\sim$ 1- $11\times 10^{-11}$ ergs $^{-1}$ cm $^{-2}$的通量为15- 60 keV。硬X射线亮度$L_{\rm h}$，相对于一个软热表面辐射$L_{\rm s}$，往往变得更高的年轻和强磁化的对象。从以前的研究更新，他们的硬度比，定义为$ξ=L_{\rm h}/L_{\rm s}$，与测得的自旋下降率$\dot{P}$为$ξ=0.62 \times (\dot{P}/10^{-11}\,{\rm s}\,{\rm s}^{-1})^{0.72}$，对应的偶极场强$B_{\rm d}$（$ξ\propto B_{\rm d}^{1.41}$）和特征年龄$τ_{\rm c}$（$ξ\propto τ_{\rm c}^{-0.68}$）的正相关性和负相关性，分别。在我们的样品中，在X射线爆发期间观察到五个瞬态，并将结果与Swift/XRT和RXTE/PCA监测的长期1-10 keV通量衰变进行比较。用地震学中的经验公式近似计算了三次明亮爆发的衰减曲线，表明$\sim$存在10-40 d的平台相。瞬变显示出$L_{\rm s}$ $\sim$…
2017-04-24 astro-ph.HE
Period clustering of the anomalous X-ray pulsars
本文讨论了反常X射线脉冲星（AXP）和软γ射线重复星（SGR）的观测周期为何集中在2-12 s范围内的问题。我们探索了回答这个问题的可能性，假设AXP和SGR是在核心坍缩超新星爆炸中解体的高质量X射线双星（HMXBs）的后代。HMXB中中子星的自旋周期向平衡周期演化，平均约为几秒。在它的大质量伴星爆炸后，中子星被嵌入到一个致密的气体包层中，从中吸积导致形成一个剩余的磁悬浮（ML）盘。我们证明，在这种情况下，盘的预期质量为10^-7 - 10^-8 M_sun，这足以在几千年的时间跨度内维持10^14 - 10^15 g/s的吸积过程。在此期间，恒星表现为一个孤立的X射线脉冲星，其参数与AXP和SGR相似。如果剩余盘的寿命不超过中子星的自旋下降时间尺度，就可以提供这种中子星的周期群集。
2015-01-29 astro-ph.HE
Ultra-high energy cosmic rays from white dwarf pulsars and the Hillas criterion
超高能宇宙射线（$E\gtrsim10^{19}$ eV）的来源在天体粒子物理学中仍然是一个悬而未决的问题，在过去的几年里，人们做了一些努力来了解它的起源。在这项工作中，我们认为白矮星类星体（WDP）作为这些超高能粒子的可能来源。如果把软伽玛重复星（SGR）和反常X射线脉冲星（AXP）看作是白矮星，这些源可以在白矮星表面产生很大的电磁势，并有可能将粒子加速到接近光速，能量为$E \sim 10^{20-21}$ eV。结果表明，新的恒星表面磁场尺度和SGR/AXP的大小与最近发现的AR Sorpii和AE Aquarii白矮星一起在Hillas图中得到了很好的描述，被描述为磁星的SGR/AXP远高于Hillas线，并且对于正常的中子星磁星来说，可能会超出Hillas线。
2017-05-08 astro-ph.HE hep-th
Magnetars and White Dwarf Pulsars
异常X射线脉冲星（AXP）和软伽马射线中继星（SGR）是一类被理解为具有超强表面磁场的中子星（NS），即$B\gtrsim10^{14}$ G，因此被称为磁星。然而，在过去的几年中，一些SGR/AXP与低表面磁场$B\sim(10^{12}-10^{13})$ G已被检测到，挑战磁星的描述。此外，还观测到了一些快速和强磁性的白矮星（WD），至少有一颗白矮星像普通脉冲星一样发射X射线能量。根据这一事实，一个基于白矮星类星体的替代模型被提出来解释这类特殊的类星体。在这个模型中，AXP和SGR作为致密和磁化的白矮星可以具有表面磁场$B\sim 10^{7}-10^{10}$ G，并且以频率$Ω\sim 1$ rad/s非常快地旋转，与观测到的旋转周期$P\sim (2-12)$ s一致。
2016-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Energy Spectrum of Anomalous X-ray Pulsars and Soft Gamma-ray Repeaters
假设AXP和SGRs从回退盘吸积物质，我们试图解释软和硬X射线发射的吸积过程的结果。我们还试图解释它们的射电辐射或缺乏它。我们测试的假设，幂律，硬X射线光谱产生的吸积流主要是由体运动康普顿软光子发射在中子星表面。备用磁盘模型调用$10^{12} - 10^{13}$ G的表面偶极磁场，这是我们在这里假设的。与吸积率为高度超爱丁顿的普通X射线类星体不同，AXP和SGR中的吸积率近似为爱丁顿，因此体运动康普顿化有效地运行。作为一个说明性的例子，我们使用XSPEC软件包compTB再现AXP 4U 0142+61井的硬和软X射线谱。我们的模型似乎解释了硬和软X射线光谱的AXP和SGR，以及他们的无线电发射或缺乏它，在一个自然的方式。这也可以解释在这些源中观察到的短爆发。另一方面，它不能解释在SGR中观察到的巨型X射线爆发，这可能是由于局部多极场的磁能转换。
2010-05-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Recent results on magnetars
近几年的观测表明，软伽马射线中继星（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）基本上是一类孤立的中子星。它们的性质可以用磁星模型很好地解释，磁星模型是基于中子星由高达10^14 - 10^15 G的磁场提供能量。在这里，我报告了一些最近获得的结果，为瞬态软伽马射线中继站SGR 1627-41，开始了一个新的爆发后约10年，从上一个，和异常X射线脉冲星1 E 1547.0-5408。后一个来源最近显示出显着的爆发活动，加强了AXP和SGRs之间的相似性。
2009-04-30 astro-ph.HE
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
Is SGR 0418+5729 indeed a waning magnetar ?
SGR 0418+5729是一个瞬变的软伽马射线中继站，它在2009年6月经历了一次大爆发，在此期间观测到了短爆发的发射。它的性质似乎相当典型的其他来源的同一类，直到长期的X射线监测未能检测到任何周期导数。$\dot P$的当前上限意味着表面偶极场为$B_p\lesssim 7.5\times 10^{12}\ {\rm G}$（Rea等人，2010年），远低于在其他软伽马射线中继站（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）（一组类似源）中测量的偶极场。SGR和AXP目前都被认为是由超磁化中子星（磁星，$B_p\approx 10^{14}$ - $10^{15}\ {\rm G}$）提供动力的。SGR 0418+5729似乎不适合这样的画面。我们表明，SGR 0418+5729的磁旋转特性可以再现，如果这是一个老化的磁星，$\approx 1\ {\rm Myr}$老，经历了大量的场衰减。与SGR 0418+5729的观测特性相匹配所需的内部场的大的初始环向分量确保了地壳断裂，因此爆发活动在目前仍然可能发生。在爆发衰变过程中观察到的热谱与共振康普顿散射模型（如在其他SGR/AXP）的预测是兼容的，如果该领域是低的，磁层扭曲温和。
2011-07-27 astro-ph.HE
Spectral formation in a radiative shock: application to anomalous X-ray pulsars and soft gamma-ray repeaters
在反常X射线源（AXP）和软γ射线中继源（SGR）持续发射的回退盘模型中，硬X射线发射来自于韧致辐射光子的体康普顿化和热康普顿化，这些光子是在吸积柱中产生的。这些源相对较低的X射线亮度意味着电子散射的横向光学深度适中，光子在侧向逃逸之前执行少量的激波交叉。我们探索的范围内的光谱形状，可以得到这个模型和最重要的参数依赖性的特征。我们用蒙特卡罗程序研究了吸积柱中辐射激波中光子的交叉，并计算了由此产生的光谱。正如预期的那样，高能幂律X射线谱产生于光子数谱指数大于或约为0.5的辐射冲击。我们发现，所需的横向光学深度是1和7之间。这样的光谱在低光度的X射线谱仪中观察到。我们在这里证明了一个简单的模型，康普顿上散射在吸积柱中的辐射激波可以产生硬X射线光谱类似于那些看到的持久和瞬态发射的AXP和SGR。特别是，可以获得高能幂律谱，光子数谱指数约为1，截止值为100 - 200 keV，横向汤姆逊光学深度约为5，这在AXP/SGR中是典型的。
2013-12-27 astro-ph.HE
Soft gamma-ray repeaters and anomalous X-ray pulsars as highly magnetized white dwarfs
我们发现，软γ射线中继器（SGR）和异常X射线双星（AXP）可以解释为最近提出的高磁化白矮星（B-WD）。B-WD的半径和磁场完全足以将SGR/AXP中的能量解释为旋转供电能量。虽然高度磁化的中子星需要一个额外的，在观测上还没有很好地建立起来的能量来源，磁化的白矮星，但根据卡拉拉塞卡的理论（C-WD），表现出很大的紫外线光度，这是观测上严格的上限限制。
2016-03-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Broad-band X-ray spectra of anomalous X-ray pulsars and soft $γ$-ray repeaters: pulsars in a weak-accretion regime ?
本文给出了对5颗反常X射线脉冲星（AXP）和软$γ$射线重复源（SGR）的宽波段X射线谱的分析结果。我们用适合于吸积流到脉冲星的X射线发射的模型拟合了它们的Suzaku和INTEGRAL谱。我们发现它们的X射线谱可以用这个模型很好地描述。我们尤其发现：（a）吸积柱的半径为$\sim150-350$ m，导致横向光学深度为$\sim 1$ ;（b）垂直汤普森光学深度为$\approx 50-400$;（c）它们的光度转化为吸积率$\approx10^{15}\rm{g\, s^{-1}}$。这些结果与回退盘模型的预测吻合得很好，为解释AXP和SGR作为吸积星提供了进一步的支持。
2015-08-19 astro-ph.HE
Rotational and X-ray luminosity evolution of high-B radio pulsars
在延续我们早期的工作，长期演变的所谓的高-B无线电hoppers（HBRPs）与测量制动指数，我们已经调查了长期演变的其余五个HBRPs的制动指数尚未测量。这完成了我们的源的回退盘模型，也适用于早期的异常X射线散射（AXP），软伽马中继（SGR），和昏暗的孤立中子星（XDIN）的HBRP的源分析。结果表明，由于初始条件的不同，即初始盘质量、初始周期和偶极场强度的不同，不同中子星群体的X射线光度和转动性质可以通过带有回退盘的中子星获得。对于五个HBRP，与AXP，SGR和XDIN不同，我们的结果不约束源的偶极场强。我们得到的演变路径，导致螺旋桨阶段的偶极子场足够强，产生脉冲无线电发射的HBRPs的属性。
2017-12-18 astro-ph.HE
Resolving dichotomy in compact objects through continuous gravitational waves observation
到目前为止，已经探测到二十多个软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）。这些是孤立的紧凑物体。它们中的许多要么被发现与超新星遗迹有关，要么它们的表面磁场被直接测量，证实它们是中子星（NS）。然而，有人认为一些SGR和AXP是高度磁化的白矮星（WD）。与此同时，超级塞拉塞卡人的存在仍然是一个谜。然而，甚至没有一个如此巨大的WD被直接观察到。此外，在电磁测量中发现了一些WD类星体，但它们的质量仍然没有得到证实。在这里，我们计算所有这些对象的信噪比，考虑不同的磁场配置，从而估计所需的时间，他们的检测各种引力波（GW）探测器。对于SGR和AXP，我们表明，如果这些是NS，它们几乎不能被任何GW探测器探测到，而如果它们是WD，大爆炸观测器（BBO），DECi赫兹干涉仪引力波天文台（DECIGO）和先进的激光干涉仪天线（ALIA）将能够在几天到一年的集成内探测到它们，这取决于磁场强度及其配置。类似地，如果一个超超磁共振WD有一个占主导地位的环向场，我们表明，即使是激光干涉仪空间天线（LISA）和天琴将能够检测到它在一年内的整合。我们还讨论了如何GWs可以确认的质量的WD天体。
2021-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
A variable absorption feature in the X-ray spectrum of a magnetar
软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线星（AXP）是缓慢旋转的孤立中子星，偶尔经历长期通量增强（爆发）的事件，通常伴随着硬X射线的短爆发。这种行为可以在磁星模型中理解，根据该模型，这些源主要由其自身的磁能提供动力。这是由以下事实支持的：从AXP和SGR的几个观察到的特性推断出的磁场大于-或处于-射电望远镜的范围的高端。在SGR 0418+5729的特殊情况下，弱的偶极子磁矩是从它的定时参数导出的，而一个强场已被提出驻留在恒星内部和表面的多极组件。在这里，我们表明，SGR 0418+5729的X射线光谱具有吸收线，其性质强烈依赖于恒星的旋转相位。这条线被解释为质子回旋特征，其能量意味着磁场的范围从2 E14高斯到超过1 E15高斯。
2013-08-22 astro-ph.HE
Dynamical Oscillations and Glitches in AXPs
最近报道的磁星毛刺和同步X射线长期增亮事件的观测建立了足够的数据基础，表明增亮事件在一开始就伴随着毛刺，并且它们可能是由触发毛刺的同一事件触发的。我们认为，根据各种观测线索，a）这些是由100米以下深度的能量释放引起的，b）解钉扎是由于能量释放引发的全球机械运动，而不是热量。由于毛刺的机械触发需要比可检测的长期X射线增亮更少的能量，后者不一定伴随着每个毛刺，但当它确实发生时，预测将由毛刺预示。与机械能释放有关的地壳振荡可引起短（$\ll 10^3$ s）耀斑。
2010-02-14 astro-ph.HE
Gravitational Wave Emission by Accretion of Matter and Magnetic Deformation in Fast Rotating White Dwarfs
本文探讨了快速旋转磁化白矮星通过物质吸积和磁形变产生引力波的两种机制，估算了三个联星系统及SGRs/AXPs的引力波振幅与光度，发现特定吸积质量或磁场条件下可被BBO和DECIGO探测器观测到。
2021-10-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Possible identifications of newly observed magnetar quasi-periodic oscillations as crustal shear modes
在软伽马中继站（SGR）中发现的准周期振荡（QPO）有望帮助我们研究中子星中物质的性质。在早期的研究中，我们把在SGR 1806、$-$ 20和SGR 1900+14的巨型耀斑中观测到的频率低于$\sim100$ Hz的QPO确定为地壳扭转振荡。为此，我们通过改变恒星的质量和半径，计算了具有不同角指数$\ell$的基本扭转振荡的频率。在这项工作中，我们试图在与之前相同的框架内解释Huppenkothen等人最近报道的额外QPO频率（2014a，b），除了我们新考虑了电子屏蔽的影响，这会使频率降低一小部分。这些QPO是在两个不同的SGR中发现的，即，SGR 1806 $-$ 20和SGR J1550 $-$ 5418。然后，我们发现SGR 1806 $-$ 20中新观察到的QPO频率仍然可以被识别为基本扭转振荡的频率之一，而SGR J1550 $-$ 5418中的QPO频率也可以用扭转振荡来解释，尽管相关的角指数很难识别。
2015-08-07 astro-ph.HE nucl-th
The spectral and beaming characteristics of the anomalous X-ray pulsar 4U 0142+61
AXP和SGR构成了年轻中子星的特殊群体，它们被认为是磁星，即，具有超强磁场（10^14 - 10^15 G）的中子星。假设AXP和SGR从回退盘吸积物质，我们试图解释AXP 4U 0142+61的能量依赖的脉冲轮廓，以及它的相位依赖的能谱。在回退盘模型中，沿吸积漏斗的汤姆逊光学厚度是显着的和整体运动康普顿有效地运作。这是增强了共振回旋散射。这样散射的光子主要侧向逃逸并产生扇形束，其被检测为能量高达~160 keV的主脉冲。来自恒星表面的近似各向同性的辐射（软热光子和反射的硬X射线）被检测为次级脉冲。这个次级脉冲在能量约为60 keV时出现了一个突起，这可以解释为中子星表面扇形束光子的共振回旋散射，意味着偶极磁场强度B ~7 x 10^12（1+z）G，其中z是引力红移。我们的模型解释了4U 0142+61的软、硬X射线谱及其与能量相关的静态发射脉冲轮廓，而短爆发是由于在超强多重场中发生的磁星型过程。
2010-11-07 astro-ph.HE
Long-term timing evolution of four Anomalous X-Ray Pulsars
Nanjing Normal University（南京师范大学）；Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；China West Normal University（西华师范大学）；Qingdao Binhai University（青岛滨海学院）；Institut für Astronomie und Astrophysik, Universität Tübingen（蒂宾根大学天文与天体物理研究所）
本研究通过NICER观测四颗AXPs，发现其长期定时演变特征，包括 glitches、anti-glitches 和状态转换事件，揭示磁星脉冲轮廓演变的普遍性。
2026-02-03 astro-ph.HE
X-ray Perspective of the Twisted Magnetospheres of Magnetars
异常X射线源星（AXP）和软γ射线中继星（SGR）因其高能爆发和快速自旋下降而被认为是最有希望的磁星候选者。预计强磁场通过影响磁星大气中的辐射过程和通过在上层磁层中的散射，在出射辐射上留下独特的印记。我们构建了一个自洽的物理模型，采用Monte Carlo技术，结合从磁星表面的发射和其在三维（3D）扭曲磁层的再处理。合成谱的特征在于四个参数：表面温度kT，表面磁场强度$B$，磁层扭曲角$Δϕ$，和归一化电子速度$β$。我们还创建了一个表格模型（STEMS 3D），并将其应用到一个大样本的XMM-牛顿光谱的磁星。该模型成功地拟合了几乎所有的光谱，并获得了磁场的11个源中的7个是一致的值推断的自旋下降率。我们的结论是，连续拟合我们的模型是一个强大的方法来测量的磁场强度和磁层配置的AXP和SGR。通过对变源多次观测的研究，我们还研究了变源的光谱演化机制。我们的结果表明，这些源的磁层是高度扭曲的（$Δϕ> 1$），并揭示了磁层扭曲和解扭曲的行为在2002年爆发的1 E 2259+586。
2015-05-22 astro-ph.HE
Long-term evolution of dim isolated neutron stars
暗孤立中子星（XDIN）的周期与异常X射线源（AXP）和软γ射线重复源（SGR）的周期相同。我们应用回退磁盘模型，它解释了AXP/SGR的周期聚类和其他属性，六个XDIN与测量周期和周期导数。在表面偶极磁场为$B_0 \sim 10^{12}$ G的演化情景下，得到了XDIN的当前性质。XDIN经历了一个快速自旋下降的吸积时代，并以目前的状态出现，X射线亮度由中子星冷却而不再由吸积提供。我们的研究结果表明，已知的XDIN不太可能是活跃的射电望远镜，因为低$B_0$，加上它们的长周期，使这些源明显低于“死亡谷”。
2014-08-04 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
Long-term evolution of anomalous X-ray pulsars and soft gamma repeaters
我们研究了具有相对较好的X射线光度和旋转特性的单个异常X射线源（AXP）和软伽马重复源（SGR）的长期演化。在回退圆盘模型的框架下，我们得到了能产生观测源特性的圆盘质量和偶极子场强的范围。我们已经比较了我们的结果与先前获得的昏暗孤立中子星（XDIN）。结果表明：（1）在回退盘模型中，各个AXP/SGR源的X射线光度、周期和周期导数都能自洽地产生，其基本盘参数与以前用于解释XDIN长期演化的基本盘参数非常相似;（2）除两个源外，AXP/SGR都是在吸积阶段演化的;这两个特殊的源，就像XDIN一样，在过去已经完成了它们的吸积阶段，现在正处于最后的推进器阶段，并且仍然随着圆盘扭矩而变慢，（3）偶极场强XDIN的（在极点处）在$10^{11}-10^{12}$ G范围内，而AXP/SGR在$1-6 \times 10^{12}$ G之间具有相对较强的偶极场，（4）源的性质可以用大范围的盘质量来获得，这不允许对整个AXP/SGR和XDIN总体的盘质量和磁偶极子场之间的相关性进行清楚的检验。
2016-01-28 astro-ph.HE
An unified timing and spectral model for the Anomalous X-ray Pulsars XTE J1810-197 and CXOU J164710.2-455216
异常X射线源（AXP）和软伽马重复源（SGR）是两个小类的X射线源，强烈怀疑它们是磁星的宿主，磁星是一种超磁化的中子星，B \approx为10^14-10^15 G。许多SGR/AXP都是可变的，最近发现了真正的“瞬态”磁星的存在。在这里，我们提出了一个全面的研究的脉冲轮廓和光谱演变的两个瞬态AXP（TAXP）XTE J1810-197和CXP164710.2 -455216。我们的分析是在磁星发射的扭曲磁层模型的框架下进行的。从3D蒙特卡罗模拟的新兴光谱，我们制作了一个大型的数据库的合成脉冲轮廓，这是适合观察到的光曲线在不同的光谱波段和不同的时代。这使我们能够导出模型的物理参数及其随时间的演变，以及两个源的几何形状，即视线和磁轴相对于旋转轴的倾斜度。然后，我们使用与用于计算XSPEC中的脉冲轮廓的模型类似的模型来拟合两个TAXP在不同时期的（相位平均）光谱，将所有参数冻结为从时序分析获得的值，并且仅保留归一化自由变化。这为我们分析的所有观察结果中的XMM-牛顿数据提供了可接受的拟合。我们的研究结果支持这样一种观点，即恒星表面靠近其中一个磁极的有限部分在爆发开始时被加热。随后的演变是由加热帽的冷却/变化大小和磁层的逐步解扭驱动的。
2010-07-30 astro-ph.HE gr-qc
Two types of glitches in a solid quark star model
脉冲星观测中普遍存在着自旋突波现象。然而，毛刺的物理机制仍然是一个有争议的问题，因为它取决于脉冲星内部结构的谜团，即，稠密物质的状态方程一些用户（例如，Vela类）显示出大的毛刺（Δν/ν~10^-6），但释放的能量可以忽略不计，而AXP/SGR（异常X射线源/软伽马中继器）的大毛刺通常（但不总是）伴随着可检测到的能量释放，表现为X射线爆发或爆发。我们试图理解固体夸克星的星震模型中的这方面的故障。在这种情况下，实际上有两种故障：批量不变（类型I）和批量可变（类型II）。对于后者，恒星的总体积变化（然后能量释放）显着，但前者没有。因此，伴随X射线爆发的毛刺（例如，AXP/SGRs的可能起源于可能由吸积引起的II型星震，而其他没有明显能量释放的星震（例如，船帆座脉冲星）将是I型星震的结果，原因很简单，就是恒星椭圆率的变化。
2015-06-10 astro-ph.HE
Two types of glitches in a solid quark star model
脉冲星观测中普遍存在着自旋突波现象。然而，毛刺的物理机制仍然是一个有争议的问题，因为它取决于脉冲星内部结构的谜团，即，稠密物质的状态方程一些用户（例如，Vela类）显示出大的毛刺（Δν/ν~10^-6），但释放的能量可以忽略不计，而AXP/SGR（异常X射线源/软伽马中继器）的大毛刺通常（但不总是）伴随着可检测到的能量释放，表现为X射线爆发或爆发。我们试图理解固体夸克星的星震模型中的这方面的故障。在这种情况下，实际上有两种故障：批量不变（类型I）和批量可变（类型II）。对于后者，恒星的总体积变化（然后能量释放）显着，但前者没有。因此，伴随X射线爆发的毛刺（例如，AXP/SGRs的可能起源于可能由吸积引起的II型星震，而其他没有明显能量释放的星震（例如，船帆座脉冲星）将是I型星震的结果，原因很简单，就是恒星椭圆率的变化。
2014-07-08 astro-ph.HE
A unified model of the magnetar and radio pulsar bursting phenomenology
异常X射线脉冲星（AXP）和软伽马射线重复星（SGR）是年轻的中子星（NS），其特征是高X射线静态亮度，爆发，以及在SGR的情况下，零星的巨大耀斑。它们被认为是由超强磁场（因此被称为磁星）提供动力的。然而，它们所观测到的行为的多样性还不为人所知，而从“低场”恒星中发现的类磁星爆发更是令人费解。在这里，我们进行长期的二维模拟，遵循地壳中的磁应力的演变，这些，再加上最近计算的破裂应力的中子星地壳，使我们能够建立时发生星震。对于第一次，我们提供了一个定量估计的爆发能量，事件率，并在中子星表面的位置，这承担了直接相关的整体磁星现象的解释。一般来说，“类SGR”天体往往比“类AXP”天体或“高- $B$射电脉冲星”更活跃，但构成明显不同类别的物质之间没有根本的区别。在产生各种观测现象的关键因素中，年龄比磁场强度的微小变化更重要。我们发现，爆发也可以在老的低场磁星（B ~几× 10^{12} G）中产生，但这些事件的频率远低于年轻的高场磁星。
2011-01-05 astro-ph.HE
Magneto-elastic oscillations and the damping of crustal shear modes in magnetars
在一个磁星磁弹性振荡的现实模型中，我们发现地壳剪切振荡（常被用来解释软伽马射线中继器（SGR）中巨型耀斑后出现的准周期振荡（QPO））在时间尺度上被共振吸收阻尼，阻尼时间尺度最多为0.2 s，偶极磁场强度的下限为5 x 10^13 G。在较高的磁场强度（典型的磁星），阻尼时间尺度甚至更短，如早期的玩具模型所预期的那样。我们已经调查了一系列的状态方程和质量，如果磁星是由一个偶极磁场为主，我们的研究结果排除了地壳的扭转剪切振荡解释所观察到的低频QPO。相反，我们发现，如果偶极磁场强度超过10^14 G到10^15 G的几倍，阿尔文QPO模型是对观测到的QPO的可行解释。然后，阿尔文QPO不再局限于流体核心，而是完全在地壳区域占主导地位，并在恒星表面具有最大振幅。
2010-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Beyond Spin: QCD Magnetars
University of Calgary（卡尔加里大学）
该研究提出统一框架，认为AXP、SGR等天体源于大质量中子星核心夸克解禁闭。通过两个参数控制模型，贝叶斯蒙特卡罗群体合成再现相关天体速率，还预测了多种现象及特征，为强子 - 夸克相变和铁磁有序提供直接观测检验。
2026-07-21 astro-ph.HE
The Broad-band Noise Characteristics of Selected Anomalous X-Ray Pulsars and Soft Gamma-ray Repeaters
本文给出了2-60 keV能区反常X射线脉冲星（AXP）和软γ重复源（SGR）的宽带噪声结构。我们已经分析了罗西X射线定时探测器正比计数器阵列档案光曲线的四个AXP和一个SGR。我们检测到，这些源的持续发射显示在0.005-0.05 Hz的范围内的低频带限噪声变化从2.5%到70%的综合均方根时间的长时间的静止和以下爆发。我们在1 E 2259+586中发现了仅在2002年大爆发后$\sim$ 2年的限带红噪声。除此之外，系统没有显示出宽带噪声。虽然1 E 2259+586中的噪声上升发生在包括旋转毛刺的爆发之后，但其他毛刺AXP显示宽带噪声没有明显变化，因此该噪声似乎与毛刺无关。唯一显示出宽带噪声显著变化的源是1 E 1048.1-5937，其中噪声以每年$\sim$ 3.6%的速率逐渐上升1.95年。对于这个源的宽带噪声的增加是不相关的持续性和脉冲流量的大幅增加，或其两个短SGR样的爆发。这种噪声的上升确实是在一个长脉冲群之后开始的，但是考虑到该事件的稀疏性，以及类似脉冲群未被注意到的可能性，1 E 1048.1-5937中的噪声上升触发因素不像1 E 2259+586那样明确。其他三个源表明，相比之下，持续的低电平带限噪声。
2009-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Zeeman effect in oscillations of magnetars with toroidal magnetic fields
本文首次研究了具有环向磁场且未施加轴对称性的磁星磁弹性振荡，发现Zeeman效应使振荡光谱显著丰富，为解释观测和探索磁星物理提供了新视角。
2025-03-06 astro-ph.HE hep-ph
What can Fermi tell us about magnetars?
我们分析了费米观测磁星的物理意义。在费米观测中，所有磁星都没有显著的探测报告。在磁星的情况下，外隙模型与费米观测之间存在矛盾。一个可能的解释是磁星是风制动而不是磁偶极制动。在风制动情况下，磁星是具有强多极场的中子星。不再需要强偶极场。磁星风制动的两个预言是磁星风制动的两个预言，一个是磁动力脉冲星风星云，另一个是制动指数小于3。未来更深入的费米观测将帮助我们弄清楚它们是风制动还是磁偶极制动。这也将有助于我们区分磁星模型和吸积模型的AXP和SGRs。
2012-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Self-organized criticality in a spherically closed cellular automaton: Modeling soft gamma repeater bursts driven by magnetic reconnection
提出了一种新的元胞自动机（CA）模型，用于描述软γ重复源（SGR）周期性爆发中的自组织临界性（SOC），并将其解释为中子星磁层中的重联雪崩.采用正十二面体和截顶二十面体的节点作为包围中子星的球面闭合网格。研究发现，如果存在附加扰动的期望值不为零的位置，则系统进入SOC状态。在CA模拟中SOC雪崩的能量分布是由一个截止的幂律，这是一致的SGR 1806-20和SGR 1900+14的观察。幂律指数不是普适的，而是依赖于扰动的幅度。这一结果表明，SGR的SOC不仅可以用壳震模型来描述，而且可以用磁重联模型来描述。
2014-08-18 astro-ph.HE nlin.AO
Topology of magnetars external field. I. Axially symmetric fields
越来越多的理论和观测证据表明，磁星的外部磁场可能包含一个环向分量，可能与极向分量的量级相同。这种“扭曲的磁层”被沿着闭合场线流动的电流穿过，该闭合场线可以通过共振回旋散射（RCS）与软热光子有效地相互作用。实际上，RCS谱模型在解释候选磁星、软γ射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）的持续~1-10 keV辐射方面是相当成功的。此外，有人提出，在存在高度相对论性电子的情况下，相同的过程可以引起所观察到的硬X射线谱尾延伸到~200 keV。到目前为止，光谱计算一直局限于全球扭曲的偶极磁层的情况下，虽然有迹象表明，扭曲可能只限于磁层的一部分，和/或大规模的领域是更复杂的比一个简单的偶极子。本文研究了超磁化中子星的多极无力磁层。本文首先讨论了Grad-Schluter-Shafranov方程多极解的一般生成方法，并详细分析了偶极、四极和八极场。这些多极，全球扭曲领域的光谱和光变曲线，然后使用蒙特卡罗代码计算和比较与那些一个纯粹的偶极配置。最后，相位分辨光谱和能量依赖的光变曲线得到了一个简单的模型的局部剪切场面临的积分观测的AXP 1 RXS J1708-4009和4U 0142+61。结果支持的图片，在这两个来源的领域是不是全球扭曲。
2009-02-04 astro-ph.HE
The Timing Noise of Magnetars
我们对异常X射线脉冲星（AXP）4U 0142+61、1 RXS J170849.9-400910、1 E 1841-045、1 E 2259+586和软伽马中继器（SGR）SGR J1833-0832进行了噪声强度分析，SWIFT J1822.3-1606和SWIFT J1834.9-0846以及X射线双星GX 1+4和4U 1907+09与吸积源的比较。使用我们的定时解决方案，我们提取了去除自旋下降趋势后的脉冲到达时间的残差，并计算了每个源的关联噪声强度。我们的初步结果表明，噪声强度是按比例增加的自旋下降率。这表明，自旋下降速率的增加导致磁星上的更多扭矩噪声。此外，我们提出了我们的分析与贝叶斯统计上先前报道的瞬态QPO功能的4U 1907+09。
2017-01-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Phase Transitions in Dense Baryonic Matter and Cooling of Rotating Neutron Stars
新的天体物理仪器，如skA（平方公里阵列）和IXO（以前的星座X），有望发现数以万计的新的孤立旋转中子星（中子星），中子星的低质量X射线双星（LMXB），异常X射线双星（AXP）和软伽马中继器（SGR）。这些中子星中的许多将在其活跃的生命周期中经历戏剧性的密度变化，由恒星自旋向上或自旋向下驱动，这可能引发其致密重子核心的相变。更重要的是，在LMXB中物质在中子星上的吸积被认为会导致中子星内壳的致密核聚变反应。如果奇异夸克物质是绝对稳定的，那么相关的反应速率可能会发生剧烈的变化。本文概述了需要进行的调查步骤，以探索中子星的热响应旋转驱动的相变在其核心，以及在其外壳的核燃烧方案。这种研究补充了通过粒子对撞机实验对稠密重子物质相图的探索，如在美国RHIC进行的和计划在德国达姆施塔特未来的反质子和离子研究设施进行的。
2009-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Magneto-elastic oscillations of neutron stars with dipolar magnetic fields
通过二维广义相对论磁流体动力学模拟，我们研究了磁化中子星模型（磁星）的振荡，包括扩展的固体地壳的描述。本研究的目的是了解在SGR的巨型耀斑中观察到的QPO的起源。我们确认了三种不同区域的存在：（a）弱磁场区域B<5 x 10^13 G，地壳剪切模主导演化;（b）中等磁场区域B <5 x 10^13 G<B< 10^15 G，阿尔文类星体主要局限于中子星的核心，地壳剪切模被有效地阻尼;以及（c）强场区B>10^15 G，磁弹性振荡到达表面，接近纯阿尔文准分子轨道。当阿尔文QPO局限于中子星的核心时，我们发现QPO与没有地壳时的QPO性质相似。与偶极磁场配置的闭合场线相关联的较低的QPO被再现为在我们先前的模拟中没有地壳，而连接到开放场线的较高的QPO被从极轴移位。此外，我们观察到一个家庭的边缘QPO。我们的结果没有给SGR巨型耀斑中观测到的QPO留下太多的解释空间，但是可以容纳这样一种解释，即这些观测结果起源于偶极磁场强度在5 x 10^15 G < B < 1.4 x 10^16 G的狭窄范围内的模型中的阿尔文型、全球性、转折点QPO。这个范围比已知磁星的磁场强度估计值稍大。这种差异可以在包括更复杂的磁场结构的模型中解决，或者在考虑核中中子的超流性和质子的超导性的模型中解决。
2012-04-12 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
SGR 0418+5729 - How does a Young Neutron Star Spin Down to a 9 s Period with a Dipole Field less than 10^13 G?
SGR 0418+5729的周期导数（Rea等人，2010年）确定磁偶极矩明显低于磁星范围，将源置于P-dP/dt图中孤立脉冲星活动的区域之外，并给出特征年龄> 2 \times 10^{7}年，比SGR和AXP的10 ^5年年龄范围大得多。因此，自旋降必须由真空中的偶极辐射以外的机制产生。当中子星的表面偶极磁场在10^{12} G范围内，初始自转周期为P0 ~ 100 ms时，回退盘将在10^4 ~10^5年内使中子星自旋下降到SGR 0418+5729的9.1 s周期。目前周期导数的上限给出了\sim 10 ^5年的下限，这对中子星的初始条件不敏感。SGR 0418+5729表面的总磁场可能显著大于其10^{12} G偶极子分量。
2011-03-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
