The highly tangled magnetic field of a magnetar supports shear waves similar to Alfvén waves in an ordered magnetic field. Here, we explore if torsional modes excited in the stellar interior and magnetosphere can explain the quasi-periodic oscillations (QPOs) observed in the tail of the giant flare of SGR 1900+14. We solve the initial value problem for a tangled magnetic field that couples interior shear waves to relativistic Alfvén shear waves in the magnetosphere. Assuming stellar oscillations arise from the sudden release of magnetic energy, we obtain constraints on the energetics and geometry of the process. If the flare energy is deposited initially inside the star, the wave energy propagates relatively slowly to the magnetosphere which is at odds with the observed rise time of the radiative event of ≲ 10 ms. Nor can the flare energy be deposited entirely outside the star, as most of the energy reflects off the stellar surface, giving surface oscillations of insufficient magnitude to produce detectable modulations of magnetospheric currents. Energy deposition in a volume that straddles the stellar surface gives agreement with the observed rise time and excites a range of modes with substantial amplitude at observed QPO frequencies. In general, localized energy deposition excites a broad range of modes that encompasses the observed QPOs, though many more modes are excited than the number of observed QPOs. If the flare energy is deposited axisymmetrically, as is possible for a certain class of MHD instabilities, the number of modes that is excited is considerably reduced.

中文翻译：

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QPO的纠缠磁场模型

磁星的高度纠缠磁场在有序磁场中支持类似于阿尔文波的剪切波。在这里，我们探索在恒星内部和磁层中激发的扭转模式是否可以解释在 SGR 1900+14 巨大耀斑尾部观察到的准周期振荡（QPO）。我们解决了将内部剪切波耦合到磁层中的相对论 Alfvén 剪切波的纠缠磁场的初始值问题。假设恒星振荡是由磁能的突然释放引起的，我们获得了对该过程的能量学和几何形状的限制。如果耀斑能量最初沉积在恒星内部，波能传播到磁层的速度相对较慢，这与观测到的辐射事件的上升时间 ≲ 10 ms 不一致。耀斑能量也不能完全沉积在恒星之外，因为大部分能量从恒星表面反射，导致表面振荡幅度不足以产生可检测的磁层电流调制。跨越恒星表面的体积中的能量沉积与观察到的上升时间一致，并在观察到的 QPO 频率下激发了一系列具有显着振幅的模式。一般来说，局部能量沉积会激发包含观察到的 QPO 的广泛模式，尽管激发的模式比观察到的 QPO 的数量要多得多。如果耀斑能量以轴对称方式沉积，对于某一类 MHD 不稳定性是可能的，则被激发的模式数量会大大减少。由于大部分能量从恒星表面反射，导致表面振荡幅度不足以产生可检测的磁层电流调制。跨越恒星表面的体积中的能量沉积与观察到的上升时间一致，并在观察到的 QPO 频率下激发了一系列具有显着振幅的模式。一般来说，局部能量沉积会激发包含观察到的 QPO 的广泛模式，尽管激发的模式比观察到的 QPO 的数量要多得多。如果耀斑能量以轴对称方式沉积，对于某一类 MHD 不稳定性是可能的，则被激发的模式数量会大大减少。由于大部分能量从恒星表面反射，导致表面振荡幅度不足以产生可检测的磁层电流调制。跨越恒星表面的体积中的能量沉积与观察到的上升时间一致，并在观察到的 QPO 频率下激发了一系列具有显着振幅的模式。一般来说，局部能量沉积会激发包含观察到的 QPO 的广泛模式，尽管激发的模式比观察到的 QPO 的数量要多得多。如果耀斑能量以轴对称方式沉积，对于某一类 MHD 不稳定性是可能的，则被激发的模式数量会大大减少。跨越恒星表面的体积中的能量沉积与观察到的上升时间一致，并在观察到的 QPO 频率下激发了一系列具有显着振幅的模式。一般来说，局部能量沉积会激发包含观察到的 QPO 的广泛模式，尽管激发的模式比观察到的 QPO 的数量要多得多。如果耀斑能量以轴对称方式沉积，对于某一类 MHD 不稳定性是可能的，则被激发的模式数量会大大减少。跨越恒星表面的体积中的能量沉积与观察到的上升时间一致，并在观察到的 QPO 频率下激发了一系列具有显着振幅的模式。一般来说，局部能量沉积会激发包含观察到的 QPO 的广泛模式，尽管激发的模式比观察到的 QPO 的数量要多得多。如果耀斑能量以轴对称方式沉积，对于某一类 MHD 不稳定性是可能的，则被激发的模式数量会大大减少。尽管激发的模式比观察到的 QPO 的数量要多得多。如果耀斑能量以轴对称方式沉积，对于某一类 MHD 不稳定性是可能的，则被激发的模式数量会大大减少。尽管激发的模式比观察到的 QPO 的数量要多得多。如果耀斑能量以轴对称方式沉积，对于某一类 MHD 不稳定性是可能的，则被激发的模式数量会大大减少。