磁星的星际风
天体物理学
2008-11-26 v3
摘要
我们发展了一个理论模型，解释强磁化中子星（磁星）周围热 corona 的形成机制。磁星的星际震动扭曲了其外部磁场，使其非势场状态，并被电流线缠。一旦被扭曲，磁星不能立即恢复原状，因为存在自感效应。自感电场从星表面抽取粒子，加速它们，在磁星中引发成对创建的雪崩。创建的等离子体 corona 维持由curl(B)所需的电流，并通过屏蔽作用调节自感电动势。该 corona 在动态平衡中持续存在：它以10^{-4}秒的光穿越时间不断被星表面消耗，并被新的粒子补充。本质上，扭曲的磁星作为加速器，将环向场能转化为粒子动能。通过直接数值实验，我们显示 corona 能在毫秒尺度内快速自组织，形成准稳态，沿磁线的电压约为1 GeV。corona 的加热率约为10^{36} erg/s，与观测到的磁星持续的高能辐射相符。我们推断，被静止扭曲的磁星将在1-10年尺度内衰减。加速的粒子撞击固体星壳，击出质子，调节星体的水平大气层密度。星际风与 corona 之间的过渡层可能是观测到的100 keV 辐射来自磁星的来源。corona 发出曲率辐射，可供观测的红外-可见光亮度。（已节选）
引用
@article{arxiv.astro-ph/0602417,
title = {Corona of Magnetars},
author = {Andrei M. Beloborodov and Christopher Thompson},
journal= {arXiv preprint arXiv:astro-ph/0602417},
year = {2008}
}
备注
70 pages, 14 figures, accepted to ApJ