·             Kendi etraflarındaki dönme periyotları 6-12s arasındadır. (bu aralık radyo atarcalarında 0.015-8s ve x-ışın atarcalarında ise 0.1 – 10³s arasındadır.)

·             Işımasında değişkenlik çok azdır.

·             Periyodu devamlı artmaktadır ( atarcalardaki gibi).

Radyo ışımaları olmasa da, bu cisimler standart P-P diyagramına konduklarında (Şekil 10) görüldü ki, bunların manyetik alanı, şimdiye kadar bilinen nötron yıldızlarının manyetik alanlarından 10-100 kat daha fazladır. Bu nedenle de onlara magnetar adı verildi. Bunlar diyagramda yukarı sağ köşede bulunduğu pozisyon nedeni ile hemen araştırıcıların ilgi odağı oldu. Bunun nedeni özetle şudur : Şimdiye kadar, genelde kabul görmüş teorilere göre atarcalar P-P diyagramında yukarıda sol köşede (P~0.01s, B_o= 10¹²G) oluşurlar ve manyetik dipol ışıması nedeniyle sağa ve aşağıya doğru kayarlar.

Bu teorilerden birine göre, magnetarlar hiç de diyagram da görüldüğü gibi aşırı güçlü manyetik alana sahip değillerdir (Alpar, 1999, Marsden ve ark. 1999, Chaterjee,1999). Onların  normal, 10¹² Gauss civarında manyetik alanları vardır. Çok büyük  ‘larının (dP/dt) sebebi ise bu nötron yıldızlarının çevresinde olan ortamla sıkı ilişkide olmasıdır. Normal nötron yıldızları yaklaşık olarak boşlukta dönerler ve evrimlerini gerçekleştirirler. AXP’ler ise yoğun ortamlardadırlar ve onların evrimi bir tür olarak, çift sistemlerdeki nötron yıldızların evrimine benzer. Evrim, birkaç aşamadan oluşur ve bu aşamalardan biri itici fışkırma aşamasıdır. Burada nötron yıldızı, dönme momentini yoğun olarak yörüngesindeki maddeye aktarır ve hızla frenlenir ve çok kısa bir süre içinde, 10⁵ yılda, diyagramın sol köşesinden yukarı sağ köşesine geçiş yapar. Periyotları  birkaç yüz saniye olan x-ışın atarcaları zaten buna benzer bir yolla oluşmuşlardır. Genelde, tek nötron yıldızının yörüngesinde boşluk olduğu halde AXP’lerin yoğun ortamlarda olmaları, çoğu nötron yıldızının büyük bir ortalama hıza, (200-500 km/s) ve bazılarının ise çok daha büyük hızlara (500-1000 km/s), sahip olmasından açıklanabilir. Bu tür çok yüksek hızlı nötron yıldızları bir süre sonra içinde oluştuğu süpernova kalıntısının kabuğuna ulaşabilir, hatta onun dışına da çıkabilir. Buralarda ortam çok daha yoğun olduğu için, AXP olayı gerçekleşir.

Diğer bir grup teoriye göre ise (Duncan & Thompson 1992, Thompson & Duncan 1993, K98, Thompson & Duncan 1996, Baring & Harding 1998, Gotthelf & Vasisht 1999, Zhang & Harding 2000, Colpi ve ark. 1999) bazı nötron yıldızları gerçekten de çok güçlü manyetik alana sahip bir magnetar gibi oluşur. Evrimi normal manyetik dipol ışıması teorisindekine benzer bir şekildedir. Normal atarcalarda enerji kaynağı kinetik enerji iken mangetarlarda yıldızın manyetik alanıdır. Bu nötron yıldızının radyo bandında ışıması olmaması ise şu şekilde anlatılıyor:

Ruderman & Sutherland (1975) ve diğer geniş kabul görmüş radyo ışıma mekanizmalarına göre (örneğin kutupsal bölge (polar cap) modeli), kutuplardaki güçlü elektrik alan, nötron yıldızının kabuğundan elektronları koparır ve onları çok yüksek enerjiye kadar hızlandırır. Güçlü manyetik alanda hareket eden bu elektronlar gama ışını yayınlarlar. Bu gama fotonu elektron pozitron çiftine (e^-e⁺) dönüşür. Çift e^-e⁺ ise tekrar hızlanır ve yine gama fotonu yayınlarlar. Bu süreç tekrarlanır. Bu parçacıklar seli, eğik manyetik alan çizgileri boyunca hareket ederek atarcanın ışımasını sağlarlar. En son anda, gama fotonu, AXP’nin aşırı yoğun manyetik alanında radyo ışıması verecek bir şekilde bir e^-e⁺ çifti yerine, g₁+g₂ foton çiftine parçalanırlar. Enerjilerinin az olması nedeni ile bu yeni fotonlar yeni bir e^-e⁺ çiftine parçalanamazlar ve bu nedenle AXP’lerin radyo ışıması yoktur. Bu mekanizma ile atarcaları iki gruba ayıran çizgi şekilde noktalarla gösterilmiştir (BH98; Kaspi ve ark., 1999a) BH98 modeline göre, bu çizgiden yukarıya yerleşen nötron yıldızından radyo ışıması beklenilmez. Ama, şekilde 1999’da bulunan iki atarca (içi dolu büyük daireyle işaretlenmiş olan PSR J1119-6127 ve J 1814-1744), bu çizgiden yukarıda yerleştiler ve teklif edilen teorinin yetersiz olduğunu gösterdiler. Bu teorilerden hangisinin doğru olduğu yeni ve daha detaylı araştırmalar sonucu ortaya çıkacaktır.

              Magnetarların AXP’lerden farklı başka bir görünüşü ise Yumuşak Gama Işın Tekrarlayıcıları SGR’lerdir (Soft Gamma-Ray Repeater). Bunlar kısa süreli (0.1sn) ve yüksek şiddetli gama ışın patlamalarıdır. Süpernova kalıntıları ile ilişkide olmaları, ve diğer özelliklerinin de AXP’lere yakın olmaları SGR’lerin de magnetar olması olasılığını artırmaktadır. Şu anda magnetarların toplam sayısı 10’dur.