Numerical simulations of the Tayler-Spruit dynamo in proto-magnetars
本研究通过三维直接数值模拟原中子星内部的稳定分层球形Couette流，发现Tayler不稳定性驱动的两条亚临界发电机分支，其偶极分支磁场强度符合磁星观测约束，为磁星形成提供了数值依据。
2023-08-26 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Magnetar Signature - The U Curve
这项工作着眼于磁星的一些明确的签名，特别是在两个模型中伴随着X射线辐射下降的周期关闭。我们回顾了以前的一些工作，这是众所周知的发电机模型的基础上，在该模型中，恒星诞生的时间为几毫秒，在高温下。在这种对流状态下，发电机机制可以将磁场放大到磁星值。这与屏蔽核模型相反，屏蔽核模型假定磁星的内核中发生高密度相变，其动态排列所有中子磁矩，在内核中产生大磁场。伴随的通量变化在周围的高电导率等离子体中产生屏蔽或屏蔽电流，其不允许场离开到表面。然后双极扩散将磁场传输到地壳，以中微子和X射线的形式耗散能量。上涌场使地壳裂开，产生耀斑和地壳欧姆耗散产生的X射线辐射，直到屏蔽电流耗尽，地表极场达到最终值。在发电机模型中，极性磁场随时间减小，而在我们的屏蔽模型中，它增加到它的最终值。结果是，在后一个模型中，作为时间和周期的函数，偶极辐射损失$\dot E$与X射线光度$ L_X$的比率是一条“U”曲线，表明正是$L_X$的指数下降，使磁星观测到的周期结束。
2018-05-24 astro-ph.HE
On the Origin of Pulsar and Magnetar Magnetic Fields
为了解决中子星磁场的产生，特别是磁星和射电星之间的二分法，我们考虑从其他天体物理系统推断的发电机的属性。与足够低（修改）Rossby数，对流发电机被称为产生偶极占主导地位的领域，其强度与对流通量的规模，我们认为，这些预期应适用于对流原中子星在核心坍缩超新星的中心。我们分析了一套三维模拟核心崩溃，具有现实的状态方程和完整的中微子运输，在这种情况下。我们所有的祖先模型，从9个太阳质量到25个太阳质量，包括一个初始旋转的模型，都有足够强烈的原中子星对流，如果修正的罗斯比数在临界范围内，就能产生~10^15高斯量级的偶极场。因此，磁星/射电脉冲星的二分法可能部分是由于大质量恒星核心自转速率的分布而自然产生的。
2021-12-19 astro-ph.HE
A large scale dynamo and magnetoturbulence in rapidly rotating core-collapse supernovae
磁流体动力学（MHD）湍流在许多高能天体物理系统中具有重要意义，其中MHD不稳定性可以在很短的时间尺度上放大局部磁场。特别是，磁旋转不稳定性（MRI）和发电机作用已被认为是一种机制，以增长的磁强度磁场（$\ge10^{15} G$）和磁旋转动力的旋转大质量恒星的爆炸。这类恒星是Ic-bl型超新星爆发的候选祖先，也是所有与长伽马射线暴（GRB）有关的超新星。MRI已被研究与本地高分辨率剪切盒模拟在3D或全球2D模拟，但它是一个悬而未决的问题，是否MRI驱动的湍流可以导致在创建一个大规模的有序和动态相关的领域。在这里，我们报告的结果，从全球3D广义相对论磁流体动力学（GRMHD）湍流模拟和MRI驱动的MHD湍流在快速旋转的质子中子星产生的能量逆级联。我们发现一个大规模的有序的环形场，这是符合双极磁旋转驱动的外流的形成。我们的研究结果表明，快速旋转的大质量恒星是Ic-BL型超新星和长GRB的合理祖先，为磁星提供了一个可行的形成方案，并可能解释潜在的磁星动力超亮超新星。
2018-03-29 astro-ph.HE
Tayler-Spruit dynamo in stably stratified rotating fluids: Application to proto-magnetars
本研究利用 MagIC 三维 MHD 模拟考察稳定分层旋转 PNS 中的 Tayler–Spruit 发电机，验证强分层下的自持放大与 Fuller 等标度律，发现间歇性状态，并标定磁星形成及恒星角动量输运模型。
2024-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
General Relativistic Mean-field Dynamo Model for Proto-neutron Stars
中子星，特别是磁星，被认为拥有宇宙中最强的磁场。这些强场的起源是一个有争议的问题。在这项初步工作中，通过数值模拟，我们研究，第一次在非理想的广义相对论磁流体动力学（GRMHD）制度，由于平均场发电机的行动，由于次尺度，未解决的湍流的磁场的增长。发电机过程，结合（原）星的差分旋转，能够产生任何初始磁种子场的指数增长所需的值来解释的意见。通过改变发电机系数，我们得到不同的增长率。我们发现一个准线性依赖的增长率的发电机的强度。此外，指数增长发生的时间间隔和增长率似乎也取决于磁场的初始配置。
2020-06-15 astro-ph.HE
MRI-driven $α-Ω$ dynamos in protoneutron stars
磁星是一种高度磁化的中子星，可以产生X射线和软伽马射线辐射，其偶极子为$10^{14}$ G到$10^{15}$ G。快速旋转的质子中子星（PNS）的磁共振成像（MRI）对磁场的放大是解释磁星形成的一个很有前途的机制。最近的全球模型支持这种情况，表明小尺度湍流可以产生具有磁星强度的偶极子。然而，浮力和密度分层对MRI产生偶极子的效率的影响仍然是未知的。我们评估的密度和熵的配置文件的MRI发电机在一个全球性的快速旋转的PNS模型，它侧重于其外部分层区域，是稳定的对流的影响。使用伪谱码MagIC，我们进行了三维Boussinesq和滞弹性MHD模拟在球形几何与显式扩散。我们进行了参数研究，在其中我们调查不同的近似和热扩散的效果。我们得到一个自我维持的湍流MRI驱动发电机。这证实了我们以前的大部分不可压缩的结果，一旦密度重新缩放。MRI还产生非主导赤道偶极子，其代表平均磁场强度的约4.3%。有趣的是，在存在密度梯度的情况下，轴对称磁场在大尺度下随时间振荡，这可以被描述为平均场$αΩ$发电机。浮力在赤道平面中抑制湍流，但总体上具有相对较弱的影响，具有实际的高热扩散。我们的研究结果支持MRI产生类磁铁大规模磁场的能力。他们还预测了质子中子星中存在一个$αΩ$发电机，这对模拟核心坍缩超新星中的原位磁场放大可能很重要。[删节]
2022-09-21 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Proto-Magnetars as GRB Central Engines: Uncertainties, Limitations, and Particulars
简要回顾了长持续时间伽马射线暴中心引擎的毫秒原磁星模型。模型的局限性和不确定性突出。最大能量，最大持续时间，辐射效率，喷流形成机制，后期的能量注入，和（非）与超新星的毫秒磁星供电的伽玛暴提供了一个简短的讨论。
2010-08-30 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
Producing Magnetar Magnetic Fields in the Merger of Binary Neutron Stars
双星合并会导致流体中湍流和不稳定性的发展，如开尔文-亥姆霍兹剪切不稳定性，从而导致磁场的大幅放大，从而驱动小尺度发电机活动。为了正确地解决这种不稳定性，并获得正确的磁场放大，需要采用的决议，目前是不可行的全球广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟的BNS合并。在这里，我们提出了一个亚网格模型，允许全球模拟考虑到小规模的放大的磁场，这是由发展中国家合并的湍流。假设发电机饱和，我们表明，磁级场（$\sim 10^{16}\,{\rm G}$）可以很容易地达到，因此，预计从合并磁化BNS。总的磁能可以达到$\sim 10^{51}\,{\rm erg}$，因此合并后的残余物可以发出强烈的电磁信号，并可能产生短暂的伽马射线暴。
2015-09-08 astro-ph.HE gr-qc
Neutrino-heated winds from rotating proto-magnetars
我们计算的中微子驱动的风从强磁化，旋转的原中子星（“原磁星”）的假设下，外流的几何形状是由力自由磁场的排列偶极子的稳态特性。我们的目标是评估原磁星作为r过程核合成和伽马射线暴发动机的位置。沿着对应于不同的极场线的通量管计算的一维解缝合在一起，以确定在给定的中微子光度和旋转周期的流的整体性质。旋转周期为P~2-5 ms的原磁星产生的外流更有利于第三峰r-过程核的产生，因为它们通过种子核形成区域的膨胀时间要短得多，但只有适度较低的熵，与正常的球形PNS风相比。因此，出生周期P~3-5 ms的原磁星可能是一个有前途的银河系r-过程站点，它与其他各种观测结果兼容，包括最近在贫金属星系中发现的可能的磁星动力超新星。我们还证实了以前的结果，从原磁星与P~1-2毫秒的流出可以实现最大的洛伦兹因子γ ~ 100-1000的范围内所需的功率伽马射线暴（GRB）。伽玛暴喷流与重核占主导地位的组合物作为超高能宇宙射线源的影响也得到解决。
2014-05-27 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
Jet-driven explosion of an accretion-induced white-dwarf collapse via a magnetorotational dynamo
该研究通过三维广义相对论磁流体动力学模拟，发现磁转动发电机在吸积诱导坍缩中放大磁场并驱动喷流，为伽马射线暴和磁星形成提供机制。
2025-09-24 astro-ph.HE gr-qc
Magnetized massive stars as magnetar progenitors
磁星上超强磁场的起源是现代天体物理学中的一个谜。在自引力作用下的准球对称的自相似广义多变磁流体理论框架下，模拟了具有高表面磁场的大质量祖星的核坍缩动力学。通过对原始恒星表面质量密度、温度、磁场和风质量损失率等物理参数的详细描述，并考虑到反弹激波穿透恒星内部和包层的影响，我们发现在原始恒星中心留下了一个致密天体（即中子星），其半径为$\sim 10^6$ cm，质量范围为$\sim 1-3$太阳质量。此外，我们发现，这种紧凑的对象的表面磁场可以是$\sim 10^{14}-10^{15}$ G，与推断的磁星，其中包括软伽玛射线中继器（SGR）和异常X射线中继器（AXP）的一致。磁场增强因子与自相似标度指数$n$密切相关，它也决定了大质量母体的初始密度分布。基于引力核坍缩和反弹激波的磁流体动力学演化，我们提出磁化大质量恒星是磁星的祖先。我们的物理机制，这并不一定需要一个快速旋转的中子星内的特设发电机放大，有利于“化石场”的情况下形成磁星的强磁化核心崩溃内大规模的祖星。由于大质量祖星表面磁场强度的范围，我们的方案允许从恒星到磁星的连续磁场强度。
2009-02-18 astro-ph.HE
Proto-magnetar jets as central engines for broad-lined type Ic supernovae
Ic型超新星（SNe Ic）的一个子集，宽线SNe Ic（SNe Ic-bl），显示出异常高的动能（$\sim 10^{52}$ erg），这不能单独用中微子提供的能量来解释。许多SNe Ic-bl与长伽马射线暴（GRB）相一致，这表明SNe和GRB之间的联系。一小部分的核心坍缩超新星（CCSNe）形成了一个快速旋转和强磁化的质子中子星（PNS），一个原磁星。来自这些磁星的喷流可以提供在SNe Ic-bl中观察到的高动能，并且还提供与伽马射线暴的连接。在这项工作中，我们使用的喷射流出产生的3D CCSN模拟一致形成的原磁星作为中央引擎的全明星爆炸模拟。我们提取了一系列的中心发动机参数，发现提取的发动机能量在$6.231 \times 10^{51}-1.725 \times 10^{52}$ erg范围内，发动机时标在$0.479-1.159$ s范围内，发动机半开角在$\sim 9-19^{\circ}$范围内。使用这些作为中央引擎，我们进行二维特殊相对论（SR）流体动力学（HD）和辐射传输模拟计算相应的光变曲线和光谱。我们发现，这些中央发动机参数成功地产生SNe Ic-BL，这表明，从原磁星的喷气机可以是可行的引擎SNe Ic-BL。我们还发现，只有中央发动机与较小的开度角（$\sim 10^{\circ}$）形成的GRB意味着GRB的形成可能与较窄的射流流出和Ic-bl的没有…
2021-05-17 astro-ph.HE
The Proto-Magnetar Model for Gamma-Ray Bursts
长持续时间的伽马射线暴（GRB）起源于大质量恒星的核心坍缩，但中心引擎的身份仍然难以捉摸。先前的工作表明，快速旋转的强磁化原中子星（“毫秒原磁星”）产生的外流具有与产生长伽玛暴所需的能量、时间尺度和磁化强度σ_0（最大洛伦兹因子）一致的能量、时间尺度和磁化强度σ_0。在这里，我们扩展这项工作，以构建一个自洽的模型，直接连接到所观察到的即时排放的中央引擎的属性。就在超新星冲击波发射后，一股由中微子加热的风从原磁星中喷出。流出物通过与恒星的相互作用被准直成双极喷流。当磁星冷却时，磁星风变成极端相对论性的，坡印廷通量占主导地位（σ_0>> 1），其时间尺度与喷流穿过恒星清除空腔所需的时间相当。虽然即时发射的网站和机制是有争议的，我们计算了两个模型预测的发射：磁耗散和内部冲击。我们的研究结果有利于磁耗散模型的一部分，因为它预测一个相对恒定的“带”谱峰能量E_peak随时间的伽玛暴。当t ~ 10-100秒时，当中子星对中微子透明时，喷流重子负载突然减小。具有超高磁化强度的射流不能有效地加速和耗散它们的能量，这表明这种转变结束了即时发射，并可以解释随后的陡峭衰减阶段。我们评估了几种可能与磁星诞生有关的现象，包括低光度GRB，富热GRB/X射线闪光，非常明亮的超新星，和持续时间短的GRB与延长发射。
2011-05-30 astro-ph.HE
Neutrino-heated winds from millisecond proto-magnetars as sources of the weak r-process
我们探讨重元素核合成中微子驱动的风从快速旋转，强磁化的原中子星的磁偶极子是与旋转轴对齐，和字段被假定为一个静态的力免费配置。我们处理了Vlasov等人2014年通过r-过程核反应网络SkyNet计算的原磁星风轨迹，使用了原中子星冷却阶段风电子分数演化的当代模型。虽然我们没有找到一个成功的第二个或第三个峰值r-过程的任何旋转周期P，我们表明，原磁星与P约1-5毫秒产生的重元素丰度分布，延伸到更高的核质量数比从其他等效的球形风（与质量分数的一些元素增强了100-1000的因素）。最重的元素是由沿着通量管出现的流出物合成的，通量管掠过封闭区并在轻圆柱体外的赤道面附近通过。由于核合成模式依赖于原中子星的磁场强度和旋转速率，核心坍缩事件之间这些量的自然变化可能有助于观察到的贫金属恒星中弱r过程核丰度的多样性。对于相对于旋转轴具有非零磁倾角的未对准旋转器，可以实现进一步的多样性，甚至可能包括成功的第三峰值r过程。如果原磁星是伽马射线暴的核心引擎，它们的相对论喷流应该包含高质量分数的特征平均质量数A为100量级的重核，这为超高能宇宙射线提供了一个可能的来源，该射线由能谱超过质子或铁核的标称GZK截止值的重核组成。
2017-01-11 astro-ph.HE
Neutrino emission from FRB-emitting magnetars
银河系磁星SGR 1935+2154的硬X射线爆发伴随着明亮的射电暴（以下简称FRB 200428），这表明磁星可以产生FRB。我们研究可能的中微子发射从FRB发射磁星发展一个一般的理论框架。我们考虑三个不同的网站的质子加速和中微子发射，即在磁层内，在当前片区域以外的光柱，并在相对论冲击远离磁层。质子和π介子的不同冷却过程被认为是在每种情况下计算中微子发射抑制因子。我们发现中微子辐射的通量随着磁星半径的增加而减小，这是由于目标光子数密度的减小。我们计算了FRB 200428及其相关X射线爆发的中微子通量。最乐观的情况下，磁层质子加速的通量仍然比冰立方的灵敏度低$\sim4$个数量级。我们还估计了宇宙中所有发射FRB的磁星的漫射中微子背景。磁星在FRB发射阶段的总中微子通量是一个可以忽略不计的部分，即使在最乐观的中微子发射磁层的情况下观察到的扩散发射。然而，如果假设更多的没有FRB关联的X射线爆发也可以产生具有类似机制的中微子，磁星可以贡献高达$10^{-8} \ {\rm GeV \ s^{-1} \ sr^{-1} \ cm^{-2}}$的扩散中微子背景通量，其范围从GeV到多TeV。
2022-01-06 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
Favorable conditions for heavy element nucleosynthesis in rotating proto-magnetar winds
该研究利用二维磁流体动力学模拟表明，快速旋转的原磁星风可准周期喷出高熵物质，并定量给出产生第三r过程峰及p核的有利磁场、周期与产量条件。
2024-09-05 astro-ph.HE
How can newly born rapidly rotating neutron stars become magnetars?
在一个新诞生的（高温和开普勒旋转）中子星中，r模不稳定性可以导致恒星的差异旋转，这将使种子极向磁场（$\sim 10^{11}$ G）产生超高（$\sim 10^{17}$ G）的环向场分量。随后，屈服于泰勒不稳定性，环向场可以部分地转化为新的极向场。通过这样的发电机过程，新诞生的中子星以足够快的速度旋转，可以在$\sim 10^{2-3}$ s的时间尺度上变成磁星，表面偶极磁场为$\sim10^{15}$ G。伴随着场的放大，由于r模不稳定性，特别是环向场引起的非轴对称恒星形变，恒星可以通过引力波辐射自旋下降到$\sim5$ ms的周期。这种情况提供了一个可能的解释，为什么残留的中子星形成于伽马射线暴和超亮超新星可能是毫秒磁星。
2014-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rapid rotational crust-core relaxation in magnetars
如果磁星内部的$B$ -场超过$10^{15}$ ~G，它将通过感应破坏库珀对相干性的反磁电流来解除恒星核心中质子超导体的配对。然后，这些非超导区域中的$P$波中子超流体将通过强（核力）将质子从中子涡旋核心中限制的准粒子散射而耦合到恒星等离子体。与这种相互作用相关的动力学时间尺度从壳核界面的几分钟到深核的几秒钟。我们表明，（a）快速壳核耦合是不兼容的振荡模型的磁星，完全解耦的核心超流从地壳和（b）磁星进动阻尼的耦合正常流体的超流核心，如果观察到，需要被迫或不断激发地震活动。
2016-01-31 astro-ph.HE
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
On the Origin of Magnetar Fields: Chiral Magnetic Instability in Neutron Star Crusts
本文提出中子星壳层中的手征磁不稳定性可在数十年化学不平衡条件下放大磁场，自然产生磁螺旋度，为磁星强磁场起源提供基于微观物理的新机制。
2024-08-09 astro-ph.HE hep-ph hep-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
Comparing supernova remnants around strongly magnetized and canonical pulsars
磁星中强磁场的来源是中子星磁场的主要不确定性之一。另一方面，最近发现了大量这样的强磁化中子星，这就要求对它们的形成进行更多的研究。第一个提出的磁星形成如此强磁场的模型是通过大质量恒星快速旋转的核心上的α发电机效应。其他的情况包括高磁性的大质量祖先，在爆炸后将它们的强磁矩保存到核心，或者是大质量双星系统的共同包络相。在这项工作中，我们做了一个完整的重新分析的档案X射线发射的超新星遗迹（SNR）周围的磁星，并比较我们的结果与所有其他明亮的X射线发射的SNR，这是与紧凑的中心对象（CCO;这是建议有类似磁星的B-场埋在地壳中的强烈吸积后不久，他们的形成），高B磁星和正常的磁星。我们发现，高磁性中子星的SNRs中的发射线在元素或电离状态上与其他SNRs中观察到的发射线没有显着差异，既没有对整个残余物进行平均，也没有研究其总空间范围的不同部分。此外，我们没有发现明显的证据表明，总的X射线光度的SNRs托管磁星，平均大于典型的年轻的X射线SNRs。虽然偏于少数对象，我们发现，对于一个类似的年龄，有相同的百分比的磁星显示出可检测的SNR比正常的脉冲星人口。
2014-09-03 astro-ph.HE
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
Precessing magnetars as central engines in short gamma-ray bursts
短的伽马射线暴之后是长时间的X射线平台期，可能是由致密双星合并事件中磁星的诞生和流体动力学演化提供动力的。如果系统的旋转轴和磁轴不相互垂直，恒星将进行自由岁差，导致源的亮度波动。在某些情况下，旋降功率中的旋进诱导调制可以在平台的X射线通量中辨别。在这项工作中，25个X射线光变曲线与爆发表现出一个平台，适合旋进，倾斜旋转光度配置文件。根据赤池信息标准，样本中有16颗（64%）磁星显示出中等或强有力的岁差证据。此外，由于恒星的岁差周期与其四极椭圆率直接相关，拟合允许独立测量恒星因内部应力而变形的程度。假设这些变形是由于混合极面环形磁场引起的，我们发现磁能比的分布是双峰的，数据点聚集在能量相等和环形主导的分区周围。这一结果的影响，在新生磁星的引力波发射和发电机活动进行了讨论。
2021-02-06 astro-ph.HE hep-ph
Magnetic Field Amplification via Protostellar Disc Dynamos
我们数值研究了通过$αΩ$发电机在原恒星盘中产生磁场以及由此产生的磁流体动力学（MHD）驱动的外流。我们发现，对于小的无量纲发电机参数$α_d$的值的极向场的增长率$σ\propto Ω_K \sqrt{α_d}$指数，在饱和到一个值$\propto \sqrt{α_d}$。发电机激发偶极和八极模，但四极模被抑制，因为种子场的对称性。初始种子场太弱，推出MHD外流被发现足以增长到发射风观测相关的质量通量的顺序$10^{-9} M_{\odot}/\rm{yr}$金牛座T星。这表明$αΩ$ -发电机可能产生了足够强的磁场来发射观测到的外流。
2018-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational radiation from magnetically funnelled supernova fallback onto a magnetar
被超新星回落旋转到毫秒旋转周期的原磁星，在可能坍缩形成黑洞之前，预计会通过流体动力学不稳定性辐射引力波约10^2秒。结果表明，吸积流的磁漏斗（i）创建一个磁约束的极山，这提高了引力波信号，和（ii）“埋葬”的磁偶极矩，延迟螺旋桨阶段，并协助黑洞的形成。
2014-09-04 astro-ph.HE
MRI-driven dynamo at very high magnetic Prandtl numbers
由磁旋转不稳定性（MRI）驱动的发电机被认为在吸积盘的动力学中起着重要作用，并且还可以解释磁星中存在的极端磁场的起源。它的饱和度是一个重要的悬而未决的问题，已知是特别敏感的扩散过程，通过磁普朗特数Pm（粘度比电阻率）。尽管它与原中子星和中子星合并残留物有关，但高Pm的数值挑战机制在很大程度上仍然是未知的。使用零净通量剪切箱模拟不可压缩近似，我们研究了MRI驱动的发电机在前所未有的高值的Pm达到256。模拟结果表明，应力和湍流能量与Pm成正比，直到适度高的值（$\mathrm{Pm} \sim 50$）。在较高的Pm，他们过渡到一个新的制度与平台无关的Pm为$\rm Pm \gtrsim 100$。这种趋势是独立的雷诺数，这可能表明一个渐近制度的能量注入和耗散是独立的扩散过程。有趣的是，大的Pm值不仅会导致强烈的小尺度磁场，而且会在盒子的最大尺度上产生更有效的发电机。
2022-09-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravito-turbulence and dynamo in poorly ionised protostellar discs. I. Zero-net-flux case
在它们的早期阶段，原行星盘的质量足以经受引力不稳定性（GI）。这种不稳定性被认为与质量吸积、通过气体碎裂形成行星形成、螺旋密度波的产生和爆发有关。一个关键的和最近的研究领域是年轻的原行星盘中GI和磁场之间的相互作用，特别是这种不稳定性是否能够通过发电机维持磁场。我们进行三维，分层剪切盒模拟，使用两个独立的代码，PLUTO和雅典娜++，在电离差的原恒星盘双极扩散的GI发电机。我们发现，发电机操作在一个大范围的双极Elssaser数Am（其特征的双极扩散的强度），是特别强的制度Am=10-100，与典型的磁热能比的顺序统一。发电机仅弱依赖于分辨率（至少对于Am <100），盒子大小和冷却定律。磁场是由差动旋转和与螺旋密度波相关的大规模垂直滚动运动的组合产生的。我们的研究结果对年轻原行星盘和活动星系核盘某些区域的发电机过程有直接的影响。
2021-06-07 astro-ph.EP astro-ph.HE
GRMHD Simulations of Accreting Proto-Magnetars I. Implications for Gamma-Ray Burst Jets and Energetic Explosions
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，西蒙斯数据科学研究所）；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）
通过GRMHD模拟吸积原磁星，揭示其可产生对应长GRB等的喷流与外流，磁层-盘相互作用及偶极场强度会影响喷流特性与自旋演化。
2026-09-02 astro-ph.HE
Pns dynamo: Theory and observations
我们简要地回顾了湍流平均场发电机行动的质子中子星，受到对流和中子指不稳定性在早期演化阶段。通过求解具有最简单的$α$ -淬火模型的平均场感应方程，我们估计所产生的磁场的强度。如果质子中子星的初始周期很短，那么产生的大尺度场（$> 3 \times 10^{13}$ G）非常强，超过了中子星表面的小尺度场;而如果旋转是中等的，那么质子中子星形成时或多或少有标准的偶极场（$< 3 \times 10^{13}$ G），但表面的小尺度磁场强于偶极场。如果自转非常慢，那么平均场发电机就不工作，中子星就没有全局场。
2011-01-10 astro-ph.HE
Gamma-Ray Burst Central Engines: Black Hole Vs. Magnetar
伽马射线暴（GRB）发现于四十多年前，至今仍是现代天体物理学的前沿课题。也许与伽马射线暴相关的最基本的问题是最终为它们提供动力的天体物理代理（或代理）的性质：中央引擎。在这篇评论中，我专注于可能的中央引擎的长持续时间的伽玛暴，目前的意见放在这些模型的限制。长伽马射线暴肯定与大质量恒星的死亡有关，但中心引擎是吸积的黑洞还是快速旋转的高磁化中子星（一种“原磁星”）仍然没有定论。这种区别在最近对大质量旋转的“原中子星祖先”的核心坍缩的MHD模拟中得到了特别的关注，这表明来自原中子星的强大的磁离心外流可能完全阻止了黑洞的形成。虽然黑洞和磁星GRB模型仍然是可行的，我认为磁星模型是更成熟的意义上，它提供了定量的解释的持续时间，能量，洛伦兹因子，和准直的长GRB外流。鉴于这些优点，打破目前僵局的一个有希望的策略是进一步发展磁星模型，直到出现不可避免的（和可证伪的）预测。这一行动过程标志着一个新的挑战，翻译与时间相关的喷流属性（功率，磁化，和洛伦兹因子）到可观的（伽马射线光变曲线和光谱）。
2010-01-27 astro-ph.HE
Progenitor constraint with circumstellar material for the magnetar-hosting supernova remnant RCW 103
本研究利用 XMM-Newton 对磁星宿主超新星遗迹 RCW 103 进行高分辨率光谱观测，首次探测到 N 谱线，通过 N/O 丰度比约束了其低质量、中等自转的前身星属性，并排除了大质量恒星发电机效应形成该磁星的可能性。
2023-04-24 astro-ph.HE
How to form a millisecond magnetar? Magnetic field amplification in protoneutron stars
要解释磁星（磁性最强的中子星）的性质，需要$10^{15}\,{\rm G}$量级的极强磁场。如此强大的磁场被认为对核心坍缩超新星的动力学起着重要作用，并且在快速旋转的情况下，可能为与长伽马射线暴相关的超亮超新星和超超新星提供动力。然而，这些强磁场的起源仍然不清楚，很可能需要在质子中子星中放大许多数量级。磁旋转不稳定性（MRI）是最有前途的代理之一，它可以在原则上指数快速放大一个弱的初始磁场的动态相关的强度。我们描述了我们目前的理解质子中子星的MRI，并显示其依赖于特定的质子中子星的物理条件，如中微子辐射，强浮力效应和大磁普朗特数的最新结果。
2017-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Heavy element nucleosynthesis in rotating proto-magnetar winds
本文通过磁流体力学模拟与核反应网络后处理，系统研究旋转原磁星风中的重元素核合成，发现即使磁场较弱也能稳定产生直至第三峰乃至更重的r-过程元素，并估计其可贡献银河系r-过程存量的5-100%。
2025-07-01 astro-ph.HE
Magnetar field dynamics shaped by chiral anomalies and helicity
本研究探讨手征磁效应（CME）在磁星磁场演化中的作用，通过三维磁热模拟揭示CME无需外部能源即可在百年内将大尺度偶极分量放大至>1e14 G，为磁星强磁场起源提供新机制。
2025-08-19 astro-ph.HE hep-ph hep-th
A large-scale magnetic field produced by a solar-like dynamo in binary neutron star mergers
本研究通过广义相对论下的高分辨率模拟，发现磁旋转不稳定性驱动的 $αΩ$ 发电机机制能在双中子星合并遗迹中建立大尺度磁场，产生相对论性外流和质量抛射，为短伽马射线暴和千新星提供引擎。
2024-02-16 astro-ph.HE gr-qc
A short gamma-ray burst from a proto-magnetar remnant
同时探测到的引力波和伽马射线来自GW 170817/GRB 170817 A，随后一天的千诺瓦发射，证实了紧凑的双中子星合并作为短持续时间伽马射线暴（GRB）的祖先，以及重r过程核的宇宙源。然而，合并残余物的性质（和寿命）以及为这些明亮的伽马射线闪光提供动力的能量库仍然存在争议，而合并后的最初几分钟在光学波长上尚未探索。在这里，我们报告了最早发现的明亮的热光发射与短GRB 180618 A与扩展的伽马射线发射，紫外和光学多色观测开始尽快1.4分钟后爆发。光谱与快速衰减的余辉和爆发后15分钟出现的热光发射一致，在GRB发生后35分钟，余辉和热光发射突然和彩色地衰减（通量密度$F_ν \propto t^{-α}$，$α=4.6 \pm 0.3$）。我们从伽马射线到光学波长的观测结果与一个以相对论速度膨胀的热星云相一致，该星云由新生的、快速旋转的和高度磁化的中子星（即毫秒磁星）的等离子体风提供动力，其旋转能量以$L_{\rm th} \propto t^{-(2.22\pm 0.14)}$的速率释放，以重新加热未结合的合并残余物质。这些结果表明，这样的中子星可以在坍缩成黑洞的时间尺度上生存下来，而不是在合并后的几百毫秒内，并通过吸积为GRB本身提供动力。明亮的热光学双星合并引力波源的对应物可能在未来的宽场快节奏巡天中很常见。
2022-11-10 astro-ph.HE
Relativistic jets from millisecond proto-magnetars
University of Greifswald（格赖夫斯瓦尔德大学）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（基础物理研究所）；University of Guelph（圭尔夫大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）
研究显示毫秒原磁星能在形成后几秒内发射相对论喷流，通过多维模拟揭示其在短时标GRB中的关键作用。
2026-10-01 astro-ph.HE gr-qc
Inefficiency of chiral dynamos in protoneutron stars and the early universe
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）
研究揭示了手性涡旋在中子星和早期宇宙中生成磁场的效率受限于手性翻转速率，且在介质量子星中尤为显著。
2026-05-11 astro-ph.HE physics.plasm-ph
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
Complex dynamical regimes of the Tayler-Spruit dynamo
Observatoire de Genève, Université de Genève（日内瓦天文台，日内瓦大学）；Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；AIM（天体物理、物质与辐射研究所）
研究通过三维模拟揭示了Tayler-Spruit磁流体动力学的复杂动力学模式及其对中子星磁场的影响。
2026-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.flu-dyn
Quark deconfinement in the proto-magnetar model of Long Gamma-Ray Bursts
我们调查的夸克解除禁闭的现象学的长伽马射线暴的重点，特别是对可能性，以描述多个提示发射阶段的背景下，原磁星模型的可能性。从完全广义相对论中旋转强子星和夸克星的数值模型出发，通过重子数和角动量守恒将两族联系起来，跟踪强子和夸克相中电磁自旋的下降演化。我们估计的时间尺度和能量参与的自旋过程中推导，在相关的自旋范围内，初始和最终的质量和旋转能量之间的关系，每当强子夸克转换是可能的。我们展示了如何将结果用于相关的天体物理的情况下，如双爆发GRB 110709B。
2016-06-07 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Covariant and 3+1 Equations for Dynamo-Chiral General Relativistic Magnetohydrodynamics
相对论等离子体中初始种子磁场的指数放大是天体物理学中的一个重要课题，从早期宇宙的条件到中子星的内部。虽然湍流等离子体中的发电机作用经常被引用，但近年来一种新的量子起源机制越来越受到关注，即手征磁效应（CME）。这一点在半金属中已经被发现，而且很可能在重离子碰撞实验中形成的夸克-胶子等离子体中也有作用，在那里产生了自然界中最高的磁场，高达B~ 10 ^18 G。这种效应预计将生存，即使在大的流体力学/MHD尺度，它是基于手性异常，由于左，右手相对论费米子之间的不平衡的组成等离子体。这种不平衡导致了与外部磁场平行的电流，这与经典MHD中α发电机作用的机制完全相同。在这里，我们延伸的手征和发电机效应之间的密切平行相对论等离子体，我们提出了一个统一的，完全协变的制定广义欧姆定律。此外，我们首次推导了3+1广义相对论MHD方程的手征等离子体在平坦和弯曲的时空，鉴于在紧凑的对象，特别是磁星的CME的数值研究，或发电机，CME和重联的非理想磁效应之间的相互作用。
2018-06-19 astro-ph.HE gr-qc hep-th
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
Periodic magnetorotational dynamo action as a prototype of nonlinear magnetic field generation in shear flows
以开普勒剪切流中的磁旋转发电机为原型，研究了倾向于磁流体动力学不稳定性的剪切流中发电机作用的性质。利用直接数值模拟和牛顿方法，我们计算了一个精确的时间周期磁旋转发电机的三维耗散不可压缩磁流体动力学方程的旋转和剪切。我们讨论的物理机制背后的周期，并表明，它是从一个大规模的轴对称环形磁场和非轴对称扰动放大的磁旋转不稳定性之间的线性和非线性相互作用的组合。我们证明，这种大规模的发电机机制是整体内在的非线性和不可还原的标准平均场发电机形式主义。因此，我们的研究结果提供了明确的证据，一个通用的非线性产生机制的时间相关的相干大尺度磁场剪切流，并呼吁新的理论发电机模型。这些发现为理解亚临界磁旋湍流的相变和统计性质提供了重要线索。
2011-09-08 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
The Outburst Decay of the Low Magnetic Field Magnetar SWIFT J1822.3-1606: Phase-resolved Analysis and Evidence for a Variable Cyclotron Feature
我们研究了低磁场瞬变磁星SWIFT J1822.3-1606在接近静止时的时间和光谱特性。自2011年7月14日Swift-BAT触发后发现SWIFT J1822.3-1606以来，我们在约500天的时间跨度内对观测进行了相干相位连接，并沿着爆发衰变进行了详细的脉冲相位光谱学。我们跟踪不同脉冲相位间隔的光谱演化，发现了一个相位和能量可变的光谱特征，我们将其解释为软光子从中子星表面附近磁场的强（10^14 G）小尺度分量中循环的电流中的质子回旋共振散射，叠加到弱得多的（~3 x 10^13 G）磁偶极子场。我们还讨论了冷却磁星表面的发射区的脉冲分辨光谱分析的影响。
2015-10-30 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
Magnetar superconductivity versus magnetism: neutrino cooling processes
我们描述的微观物理，现象学，和天体物理学的影响$B$ -场诱导的不成对效应，可能会发生在磁星，如果当地的$B$ -场在磁星的核心超过一个临界值$H_{c2}$。利用Ginzburg-Landau超导理论，考虑到质子凝聚体与背景中子凝聚体耦合产生的修正（$\le 30\%$），我们导出了质子凝聚体的$H_{c2}$场。质子凝聚体配对的密度依赖性意味着$H_{c2}$在壳核界面处最大，向恒星中心减小。因此，具有均匀恒定场的磁星芯对于“中场”磁星（$10^{15}\le B\le 5 \times 10^{16}$ G）将是部分超导的，而“强场”磁星（$B>5\times 10^{16}$ G）将没有超导性。磁星核心的中微子发射率以两种方式变化：（i）~ $B$ -场辅助的直接Urca过程被增强了几个数量级，因为在$B\ge H_{c2}$的区域中存在非配对效应;（ii）~质子的库珀对断裂过程在这些区域消失，并且对断裂过程的总发射率仅减少了几倍。
2015-04-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Magnetar structure in non-linear electrodynamics with mixed poloidal-toroidal fields
本文通过广义 Grad-Shafranov 方程研究非线性电动力学下磁星的混合极向-环向场结构，发现 Born-Infeld 理论中环向场存在上限，从而给出恒星扁长率上限，并讨论其对磁星椭率观测、发电机理论和引力波研究的约束意义。
2025-05-09 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Multimessenger Implications of AT2018cow: High-Energy Cosmic Ray and Neutrino Emissions from Magnetar-Powered Super-Luminous Transients
新生的快速旋转磁星被认为是超亮瞬变的动力源，包括“快速发光光学瞬变”（FBOTs）。AT2018cow是第一个实时发现的FBOT，其广泛的多波长分析与磁星情景一致，并为理解这些来源的性质和评估其更广泛的影响提供了前所未有的机会。以AT2018cow为原型，我们研究了FBOTs和更一般的超亮超新星（SLSNe）的高能中微子和宇宙射线产生。通过计算宇宙射线与随时间演化的辐射场和重子背景的相互作用，我们发现在磁星风中加速的粒子可能以1000万的能量（UHE）逃逸出喷出物。来自AT 2018cow的预测高能中微子通量低于IceCube天文台的灵敏度，而来自FBOTs的宇宙积分中微子通量的估计与IceCube提出的极高能量上限一致。超过GeV能量的高能$γ$射线在最初的几个月到几年里会被磁星星云中的热光子所掩盖，但在以后的时间里可能会被观测到。考虑到与其他发动机驱动的瞬变（例如SLSNe和伽马射线暴）相比，FBOT可能具有更高的体积速率，我们得出结论，FBOT是当前和下一代多信使天文台的有利目标。
2019-06-14 astro-ph.HE
