Anomalous X-ray Pulsars (AXPs) belong to a class of neutron stars believed to harbor the strongest magnetic fields in the universe, as indicated by their energetic bursts and their rapid spindowns. However, an unambiguous measurement of their surface field strengths has not been made to date. It is also not known whether AXP outbursts result from changes in the neutron star magnetic field or crust properties. Here we report a spectroscopic measurement of the surface magnetic field strength of an AXP, XTE J1810$-$197, and solidify its magnetar nature. The field strength obtained from detailed spectral analysis and modeling, B = (2.72$\pm$0.03)$\times10^{14}$ G, is remarkably close to the value inferred from the rate of spindown of this source and remains nearly constant during numerous observations spanning over an order of magnitude in source flux. The surface temperature, on the other hand, declines steadily and dramatically following the 2003 outburst of this source. Our findings demonstrate that heating occurs in the upper neutron star crust during an outburst and sheds light on the transient behaviour of AXPs.
PSR J1847-0130和J1718-37184推断出表面偶极磁场大于任何其他已知的类星体，并且远高于"量子临界场“，在量子临界场之上，一些模型预测无线电发射不应该发生。这些场与异常X射线类星体（AXP）的场相似，越来越多的证据表明AXP是”磁星“。这些射电天体缺乏类似AXP的X射线辐射（以及没有探测到AXP的射电辐射），这给理解脉冲星辐射物理学和这些显然年轻的中子星之间的关系带来了新的挑战。
Magnetar-like X-ray Bursts from an Anomalous X-ray Pulsar
反常X射线脉冲星（AXP）是一类罕见的X射线脉冲星，其能量来源一直是一个令人困惑的问题。与其他更好理解的X射线星体不同，AXP不能由旋转或来自双星伴星的吸积提供动力，因此被称为“异常”。"AXP的旋转和辐射特性与另一类奇异物体--软伽马重复器（SGR）的旋转和辐射特性惊人地相似。然而，SGR的定义属性，即它们的低能量伽马射线和X射线爆发，迄今为止还没有在AXP中看到。SGR被认为是“磁星”，由超高磁场衰变提供能量的年轻中子星。AXP是磁星的说法一直存在争议。在这里，我们报告的发现，从AXP 1 E 1048-5937的方向，两个X射线爆发，有许多性质类似的SGR爆发。这些事件意味着AXP和SGR之间的密切关系，两者都是磁星。
Do magnetars glitch? : Timing irregularities in anomalous X-ray pulsars
我们研究了几个反常X射线双星（AXP）的时间历史，发现它们表现出与射电双星相似的自旋不规则性。我们认为这些不规则性只是射电双星的毛刺，并将毛刺自旋降速解拟合到1 E ~2259+586，1 E ~1048.1-5937和4U~0142+61的数据中。推断的大小的毛刺（$ΔΩ$）是可比的，在无线电脉冲星毛刺。这些结果，我们认为，我们研究的三个AXP是孤立的中子星自旋磁偶极子辐射和冷却，磁场衰变和磁层粒子轰击的组合提供动力。
A Stellar Wind Bubble Coincident with the Anomalous X-ray Pulsar 1E 1048.1-5937: Are Magnetars Formed From Massive Progenitors?
我们提出了21厘米HI观测从南银河平面调查的领域周围的异常X射线脉冲星1 E 1048.1-5937，源的X射线属性意味着它是一个高度磁化的中子星（“磁星”）。这些数据揭示了一个膨胀的氢壳层，GSH 288.3-0.5-28，以1 E 1048.1-5937为中心，直径为35 x23 pc（距离为2.7 kpc），膨胀速度约为7.5 km/s。我们认为GSH288.3 -0.5-28是一个由30-40 M_（太阳）恒星吹出的风泡，但没有这样的中心恒星。我们认为GSH 288.3-0.5-28是由1 E 1048.1-5937的大质量祖先吹出的风泡，因此提出磁星起源于比射电磁星更大质量的祖先。这可能是中子星的初始自旋周期与其前身质量相关的证据，也意味着磁星的诞生率只是射电中子星的一小部分。
A model for double notches and bifurcated components in radio profiles of pulsars and magnetars - Evidence for the parallel acceleration maser in pulsar magnetosphere
Changes in the X-ray Emission from the Magnetar Candidate 1E 2259+586 during its 2002 Outburst
2002年6月，从异常X射线脉冲星（AXP）1 E 2259+586上探测到了80多个单独的爆发，类似于从软伽马中继站（SGR）上看到的爆发。与此爆发活动相一致的是脉冲通量、持续通量、能谱、脉冲轮廓和潜在X射线源的自旋下降的总体变化。我们目前的RXTE和XMM-牛顿观测1 E 2259+586，显示上述源参数的演变过程中和之后的这一插曲。具体来说，我们观察到X射线通量增加了一个数量级以上，具有两个不同的组件。第一个成分与爆发活动有关，在~2天内衰减，在此期间，能量谱比源的静止状态要硬得多。第二分量在毛刺之后的一年中根据指数为-0.22 +/-0.01的幂律时间衰减。脉冲分数最初下降到~ 15%RMS，并且脉冲轮廓在爆发期间显著改变。在观察到的爆发活动之前，在1 E 2259+586中观察到一个毛刺。一小部分毛刺（~19%）恢复，尽管恢复不是纯粹的指数。在时间尺度为~14天的情况下，频率跳变的~20%的指数上升导致与数据的显著更好的拟合，然而，不能排除来自脉冲轮廓相位中的系统漂移的污染。长期的故障后降速率相对于故障前的值在幅度上有所下降。与SGR的爆发性能，物理解释的结果，并在我们的银河系中的候选磁星的数量的影响进行了比较讨论。
15 Years Going Steady - Timing the Magnetar 1E 1841-045
我们报告的长期监测活动的1 E 1841-045，12秒的异常X射线脉冲星和磁星候选人在中心的超新星遗迹Kes 73。我们已经获得了大约每月的观测脉冲星与罗西X射线定时探测器跨越两年，在此期间，1 E 1841-045被发现是旋转足够的稳定性，以获得一个相位连接的定时解决方案。线性星历与Ginga、ASCA、XTE和SAX天文台在过去15年中对脉冲周期的观测结果一致。相位残差表明存在“定时噪声”，这通常是从年轻的射电望远镜观察到的。这些结果证实了一个快速，不断自旋的脉冲星，继续保持稳定的流量，这是不符合大多数吸积的情况。
The Long-term Radiative Evolution of Anomalous X-ray Pulsar 1E 2259+586 after its 2002 Outburst
本文分析了异常X射线脉冲星（AXP）1 E 2259+586在2002年爆发后的弛豫期间于2004年和2005年进行的五次X射线多镜任务（XMM）观测。我们将这些数据与2002年和2003年的五次XMM观测数据进行了比较，发现观测到的通量衰减很好地描述了指数为-0.69+/-0.03的幂律。截至2005年中期，该源可能仍然比爆发前更亮，而且肯定更热。我们发现硬度和通量之间有很强的相关性，如在其他AXP爆发中所见。我们讨论这些结果的磁星模型的影响。
Magnetars: Structure and evolution from p-star models
P星是由处于$β$平衡的上夸克和下夸克与色磁凝聚体中的电子组成的致密星。我们讨论了具有超强偶极磁场的p-星，在文献中被称为磁星。我们表明，软γ射线中继器和异常的$X$ -射线散射可以理解我们的理论。我们找到了一个定义明确的标准来区分旋转动力的磁共振。我们表明，毛刺，在我们的磁星是由磁耗散效应在内核中触发的，解释了静态发射和爆发的软伽马射线中继器和异常$X$ -射线中继器。我们解释了SGR 1900+14的制动故障和AXP 1 E 2259+586的正常故障。我们讨论并解释了所观察到的硬度比和强度之间的反相关性。在我们的磁星理论中，我们能够定量地解释伽马射线中继星和异常$X$射线中继星的光变曲线。特别是我们解释了2002年6月18日来自AXP 1 E 2259+586的巨大爆发后令人困惑的光变曲线。
P星是由处于β平衡的上夸克和下夸克与色磁凝聚体中的电子组成的致密恒星。P型星可以用来解释像RXJ 1856.5-3754和RXJ 0720.4-3125这样的致密恒星，它们的半径可以和典型的中子星相比，也可以用来解释像SgrA* 这样的超大质量致密天体。我们讨论了具有超强偶极磁场的p-星，在文献中被称为磁星。我们表明，软伽马射线中继器和异常的X射线天体可以理解我们的理论。我们找到了一个定义明确的标准来区分旋转动力的磁共振。我们表明，毛刺，在我们的磁星是由磁耗散效应在内核中触发，解释了静态发射和爆发的软伽马射线中继器和异常的X射线辐射。我们能够解释SGR 1900+14的制动故障和AXP 1 E 2259+586的正常故障。我们讨论并解释了所观察到的硬度比和强度之间的反相关性。在我们的磁星理论中，我们能够定量地解释伽马射线中继器和异常X射线中继器的光变曲线。特别是，我们解释了2002年6月18日来自AXP 1 E 2259+586的巨大爆发后令人困惑的光变曲线，因此我们认为这最后一个事件是我们理论的罗塞塔石碑。最后，在附录中，我们不仅讨论了软γ射线重复源和异常X射线源的软发射的起源，而且还讨论了孤立X射线源的软发射的起源。我们还对1 E 1207.4-5209中令人困惑的光谱特征提供了解释。
