Nature, Nurture or Not Sure? A Debate about SGRs and AXPs
Marsden、Lingenfelter、Rothschild和Higdon对软伽玛重复星（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）的磁星模型提出了反对意见。罗斯柴尔德在这次会议上。我们批评这些论点，显示：（1）声称SGRs和AXP出生在异常密集的区域的ISM没有任何令人信服的方式支持的观察。(2)即使这一主张是正确的，它也不能反驳磁星模型。此外，如果磁星的可观测寿命比无线电脉冲星短，则所有观测结果都可以解释，这与理论预期一致，但没有系统性不同的环境ISM密度。(3)认为中子星上的吸积直接受到ISM的影响，从而解释了SGR/AXP和无线电脉冲星之间的差异，这是不可能的。在超新星遗迹膨胀的后期阶段，当吸积可以受到来自ISM的背压的影响时，质量流入率太小了许多数量级。(4)基于吸积的模型无法解释超爱丁顿爆发和耀斑，这是SGRs的定义特征。(5)吸积盘模型也预测光学和红外发射具有比观测到的更高的光度。
2001-06-04 astro-ph
Radio pulsars as progenitors of AXPs and SGRs: magnetic field evolution through pulsar glitches
小故障是示波器中常见的现象。在每次故障之后，脉冲星的自旋下降速率通常会永久增加。因此，脉冲星当前的自旋下降速率可能比其初始值高得多。因此，根据脉冲星当前的自旋下降速率和周期，脉冲星的特征年龄可能比脉冲星的年龄短。同时，它的自旋下降速率的永久增加意味着脉冲星的表面磁场在每次故障后都会增加。因此，在许多小故障之后，一些无线电收发器可能演变成AXP和SGR，即，强烈磁化且缓慢旋转的中子星。
2004-09-25 astro-ph
The same physics underlying SGRs, AXPs, and radio pulsars
频率二阶导数不仅存在于奇异射电望远镜中，而且存在于软伽玛中继站（SGR）和异常X射线望远镜（AXP）中。本文表明这些现象是相互关联的，可以用一个简单的统一模型--长期轨道效应来解释。因此，许多先前的“孤立”的双元数可能是二元数，即，AXP 1 E 2259+586的轨道周期为$P_b\approx(47, 72)$ min，PSR J1614-5047的轨道周期为$P_b\approx (20, 34)$ min，SGR 1900+14的轨道周期为$P_b\approx (3.6, 6.4)$ min，SGR 1806-20的轨道周期为$P_b\approx (1.5, 5.8)$ min。除了X射线脉冲星1 E 1207.4-5209之外，这两个SGR可能是轨道周期为几分钟的新的超紧凑双星。适合于引力波探测的双星可能比我们想象的要多。
2005-06-19 astro-ph
Optical and Infrared Emission from the AXPs and SGRs
我们指出，辐照吸积盘模型可以解释在持续状态下反常X射线天体的所有光学和红外观测结果。模型拟合不约束外盘半径，而放置一个上限的内盘半径，从而对恒星磁场的偶极分量的强度。虽然在更高的多极磁场（B_* > 10^{14} G）与照射盘模型是一致的，磁星强度的磁偶极子分量与光学数据不一致。
2006-08-14 astro-ph
Anomalous X-ray pulsars and soft gamma-ray repeaters in supernova remnants
我认为，关于超新星遗迹（SNRs）与异常X射线源（AXP）和软伽马射线中继器（SGRs）的关联的发挥状态。这三个AXP/SNR关联是令人信服的，并且与AXP是年轻的低速中子星的说法一致。这三个SGR/SNR关联更可能是偶然叠加，并且依赖于SGR是高速（>1000 km/s）物体。这些结果意味着AXP演变成SGR，或者SGR和AXP代表不同的对象群体。
1999-11-10 astro-ph
Isolated thermal neutron stars, SGRs and AXPs: propellers and early accretors with conventional magnetic fields?
从三个有趣的类中子星，异常X射线天体（AXP），软伽马射线重复（SGR）和昏暗的孤立热中子星（DTNs）的旋转周期的相似性表明一个共同的机制与一个渐进的自旋下降阶段，通过推进器和早期吸积阶段延伸。DTN被解释为螺旋桨阶段的源。它们的低光度是由中子星的摩擦加热引起的。SGR和AXP在$\dot{M} \sim 10^{15} gm/s $中增加。接近平衡周期的有限范围对应于质量流入速率的有限范围$\dot{M}$。对于较低的速率，质量流入的源可能在达到渐近阶段之前就耗尽了，而具有较高$\dot{M}$或较晚年龄的源具有光学厚到电子散射的星周物质，破坏了旋转周期的X射线束和调制。该模型适用于10 $^{11}-10^{12}$ G的常规磁场，避免了需要假设磁星。对AXP、SGR和DTN的频繁采样定时观测可以区分这种解释和磁星模型。
1999-12-10 astro-ph
On Period and Burst Histories of AXPs and SGRs and the Possible Evolution of these Objects on the P-Pdot Diagram
本文编制了所有异常X射线源和软伽马重复源的计时数据。这些对象的时间特性进行了研究。本文研究了软伽玛重复源爆发对它们周期历史的影响。构造了射电双星、X射线双星、异常X射线双星、软伽玛重复星和暗射电宁静中子星的P-Pdot图。研究了异常X射线双星、软伽马重复星和暗射电宁静中子星的可能演化轨迹。
2002-06-19 astro-ph
Pulsar Glitch Behaviour and AXPs, SGRs and DTNs
大脉冲星故障似乎是常见的所有无线电脉冲星，并表现出一个普遍的行为连接的发生率，事件的大小和interglitch松弛，可以解释，如果故障是由于角动量交换的中子星。这对能量耗散率有影响。在SGR中观察到的大的定时偏移与脉冲星的毛刺不相似。在AXP中观察到的一个毛刺与脉冲星毛刺非常相似，并表明当外部扭矩在较长时间内恒定时，会发生典型的中子星毛刺响应。从长期来看，AXP和SGR的时间变化都比射电射电望远镜的时间噪声强得多，但与吸积源的行为相当。对于DTN，热光度似乎不兼容的冷却年龄和统计，如果这些来源是磁星。故障中子星的动力学行为所暗示的能量耗散率将提供在具有常规10 $^{12}$ G偶极磁场的中子星上的化石盘所提供的螺旋桨自旋下降扭矩下DTN的光度。
2001-12-13 astro-ph
"High-field" pulsars torqued by accretion disk?
AXP/SGR（反常X射线源/软$γ$ -射线中继源）和高场射电源的性质即使在磁星和/或吸积模型中仍然不清楚。探测到来自AXP XTE J1810 $-$ 197的无线电发射和在AXP 4U 0142+61周围发现的碎片盘可能会揭示这个问题。我们认为AXP/SGR可能是具有磁场$B\lesssim 10^{13} \mathrm{G}$的类星体，但处于吸积环境中。我们在吸积模型下研究了这些问题，发现如果所有的AXP和SGR都被分组在一起，那么其中两个AXP/SGR可能是低质量夸克星。
2006-11-02 astro-ph
Anomalous X-ray Pulsars and Soft Gamma-Ray Repeaters in supernova remnants
异常X射线脉冲星（AXP）和软伽马射线中继星（SGR）与超新星遗迹（SNR）的关联可以提供对它们性质的重要约束。我们对AXP RX J170849-400910和4U 0142+61的SNR进行了无线电搜索-我们发现前者位于可能的新SNR附近，不太可能与之物理关联，但在后者附近没有SNR。我们回顾了所有声称的AXP和SNRs之间的配对，这三个令人信服的协会意味着AXP是年轻的（< 10 000年）中子星与低投影空间速度（< 500 km/s）。与以前的说法相反，我们没有发现任何证据表明AXP周围的环境介质的密度高于在附近的射电望远镜。此外，未检测到AXP的无线电发射并不意味着这些来源是无线电静默的。我们还审查了SGR和SNR之间的关联。我们发现这些关联都没有令人信服的，与SGR和AXP都是高场中子星（“磁星”）的种群的情况相一致，但SGR是一个年龄较大或寿命较长的对象组比AXP。如果SGR/SNR关联被证明是有效的，那么SGR必须是高速对象，并且最有可能代表与AXP不同的源类别。
2001-06-05 astro-ph
On the nature of soft Gamma-ray repeaters
软伽马射线中继星（SGR）和异常X射线源星（AXP）通常被认为是磁星。最近，Zhang，Xu & Qiao（2000，ApJ，545，L127）对SGRs（和AXP）的性质提出了另一种观点。在这张照片中，SGR爆发归因于一些彗星状物体与中央裸露的奇异星的撞击。在这里，我简要地回顾了这个模型，并与SGR/AXP的详细观察。与磁星模型的比较也被提出。一些理论问题的性质SGRs（和AXP）进行了讨论。
2001-02-06 astro-ph
A QED Model for the Origin of Bursts from SGRs and AXPs
我们提出了一个模型来解释软伽马中继站（SGR）和反常X射线源（AXP）的爆发，其中量子电动力学（QED）起着至关重要的作用。在我们的理论中，我们称之为"快模击穿"，在中子星表面附近产生并通过磁层向外传播的磁流体动力学（MHD）波将被真空的极化所改变。对于中子星磁场$B_\rmscr{NS} \gtrsim B_\rmscr{QED} \approx 4.4 \times 10^{13}$ G，波场与真空的相互作用在快速MHD波中产生非线性，其可以以类似于流体动力学冲击增长的方式变陡。在某些条件下，快模可以在与电子康普顿波长相当的尺度上发展场不连续性，在该点处，波能量将通过电子-正电子对的产生而耗散。我们表明，如果中子星的磁场是足够强的和快速模式的波长，其振幅的比率是足够小的，在这种情况下，波的能量将有效地转换成一个扩展的对等离子体火球。这个火球的辐射输出将由硬X射线和软$γ$射线组成，其光谱与SGR和AXP爆发中看到的光谱相似。
2004-08-31 astro-ph
AXPs/SGRs: Magnetars or Quark-stars?
本文讨论了反常X射线源/软γ射线中继源（AXP/SGR）的磁星模型和固体夸克星模型。脉冲星的不同表现被推测是由于它们的性质（例如，质量和应变）和它们的滋养（环境，因此吸积的类型）在固体夸克星的情况下。作者小组的有关争论，包括固体冷夸克物质的争论，也作了简要的总结。
2007-05-19 astro-ph hep-ph
Fossil Disks and Propellor Spindown of SGR/AXPs
我们已经表明，围绕SGR和AXP的祖先的星际介质与大多数年轻的射电望远镜周围的环境相比异常密集。这种环境相关性强烈反对目前SGR和AXP的磁星模型。相反，我们认为它们是具有亚临界磁场的中子星，并且通过超新星喷出物回落形成的化石盘的“螺旋桨”扭矩快速旋转。我们表明，这一假设是一致的，这些神秘的对象的观察到的属性，我们比较螺旋桨和磁星模型SGR和AXP。
2001-05-23 astro-ph
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。
2002-09-11 astro-ph
Magnetospheric Structure and Non-Thermal Emission of AXPs and SGRs
在软伽玛重复站和异常X射线脉冲星的磁星模型框架下，我们考虑了大尺度电流穿过的中子星磁层结构。在轴对称和磁场与半径的幂律关系${\bf B} \propto r^{-(2+p)}$的假设下，我们构造了自相似的无力平衡。场线的大尺度扭曲软化了对$p < 1$的径向依赖性，从而加速了相对于真空偶极子的自旋下降扭矩。一个强扭曲的磁层（赤道处的$B_ϕ/B_θ= O(1)$）有一个共振回旋散射的光学深度$\sim 1$，与频率（半径）、表面磁场强度或散射电荷的荷质比无关。我们研究了载流子（电子和离子）的共振康普顿散射对出射X射线谱和脉冲轮廓的影响。
2001-11-16 astro-ph
A QED Model for Non-thermal Emission from SGRs and AXPs
以前，我们表明，由于量子电动力学（QED）产生的影响，磁流体动力学的足够强度的快速模式将打破，形成电子-正电子对，而穿越强磁化中子星的磁层。快模的大部分能量促进了正负电子火球的发展。然而，一个小的，但潜在的可观察到的能量（$\sim 10^{33}$尔格）的一部分可以产生一个非热分布的电子和正电子远离恒星。在本文中，我们研究这些粒子的冷却和辐射输出。我们还研究了在没有火球的情况下非热发射的性质，以了解不产生光学厚对等离子体的快模式的击穿。这种静止的，非热辐射与快速模式击穿可能占最近观察到的非热辐射从几个异常的X射线望远镜和软伽马中继器。
2005-02-17 astro-ph
Anomalous X-ray pulsars and soft gamma-ray repeaters - the connection with supernova remnants
异常X射线源（AXP）和软伽马射线中继源（SGR）的许多性质仍然是一个有争议的问题，这两组源之间的联系（如果有的话）也是如此。在我们可以识别与AXP或SGR相关的超新星遗迹（SNR）的情况下，由此获得的额外信息可以为这些奇异物体的性质提供重要的约束。在本文中，我解释的标准，SNR和AXP/SGR之间的关联应被判断，审查一组协会的结果，并讨论这些协会提供的年龄，环境和进化途径的AXP和SGR的影响。AXP和SNRs之间有几个令人信服的联系，表明AXP是年轻的中子星，具有中等的空间速度。SGR和SNR之间缺乏关联意味着SGR要么代表比AXP更古老的中子星，要么起源于更大质量的祖先。
2002-12-03 astro-ph
Soft Gamma Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars: Together Forever
本文综述了软伽玛重复星（SGR）和反常X射线脉冲星（AXP）的观测特性，这两种异常的中子星。我总结了SGR是“磁星”的理由，中子星由一个非常大的磁场的衰变提供动力，现在令人信服的证据表明，SGR和AXP实际上是同一个源类的成员，唯一的磁星模型预测。我讨论了磁星模型中的一些开放性问题，以及对未来工作的展望。
2004-02-08 astro-ph
QED can explain the non-thermal emission from SGRs and AXPs : Variability
由于量子电动力学（QED）的影响，足够强度的磁流体动力学快模在穿过强磁化中子星的磁层时会发生击穿，形成电子-正电子对。快模的大部分能量促进了正负电子火球的发展。然而，一个小的，但潜在的可观察到的能量（$\sim 10^{33}$尔格）的一部分可以产生一个非热分布的电子和正电子远离恒星。本文研究了这些粒子的冷却和辐射输出。小尺度波可能只产生非热辐射。在没有火球的情况下，这种非热发射的性质与最近从几个异常X射线源和软伽马中继器中观察到的静态非热辐射的性质相匹配。对作为角度函数的发射的初步估计表明，应该发射非热发射，因此人们预计这种发射也会是脉冲式的。根据这个模型，非热辐射的脉动应该与恒星表面的热辐射相差90到180度。
2006-08-25 astro-ph
Genetic Connections of Anomalous X-ray Pulsars and Soft Gamma Repeaters with Supernova Remnants
异常X射线源（AXP）或软伽马射线重复源（SGR）与超新星遗迹（SNR）之间的遗传联系可以通过相关SNR的性质来提供这些物体性质的重要线索。我们共同检查各种标准，以评估可能的连接的可靠性。3个AXP和2个SGR最可能与SNRs遗传相关。距离和年龄进行了讨论，并指出其可能的范围。
2001-10-03 astro-ph
The Quiescent Counterpart of the Soft Gamma-ray Repeater SGR 0526-66
现在人们普遍认为，软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线中继器（AXP）是磁星-由其磁场驱动的中子星。然而，这两个看似不同的物体之间的区别目前尚不清楚。我们提出了RX J052600.3-660433的钱德拉观测，这是SGR 0526-66的静态X射线对应物。限制到8秒左右的周期范围内，在1979年3月5日爆发的余辉中注意到的周期，我们在相隔20个月获得的两个时期的数据中发现了类似周期性的证据，这意味着$6.6(5)e-11$ s/s的周期导数与磁星的周期导数相似。光谱最好由黑体和幂律的组合来拟合。然而，幂律成分的光子指数，$Γ\sim 3$ -中间的AXP和SGR。这种连续的$Γ$导致我们建议，潜在的物理参数，区分SGRs从AXP表现在幂律分量。20年前，SGR 0526-66是一个经典的SGR，而现在它的行为就像一个AXP。因此，同一对象可能在SGR和AXP状态之间循环。我们推测AXP和SGR之间的主要区别是$B$ -场的几何形状，并且这种几何形状是时间依赖的。[摘要截短]
2002-11-13 astro-ph
Formation Scenario of Magnetars: The Puzzle of Isolation
磁星（SGR和AXP）是中子星演化的重要途径之一。这些天体在其表面有一个超强磁场$B \sim 10^{15}$ G，并显示出持续的X射线脉动和瞬时爆发。到目前为止，已知有14颗磁星：5颗SGR（4颗确认，1颗候选）和9颗AXP（7颗确认，2颗候选）。这是一个开放的难题，所有这些对象是孤立的，没有发现在二进制。我们将讨论可能导致这种情况的形成方案。
2008-01-09 astro-ph
Magneto-rotational and thermal evolution of magnetars with crustal magnetic fields
软伽马射线重复星（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）被解释为年轻的高磁化中子星（NS）。它们在静止时的X射线亮度超过10^{35}尔格·秒^{-1}，这不能解释为是由于高磁化NS的冷却，而是需要其磁场（MF）的衰减作为额外的热源。我们研究数值的MF，温度和自旋周期的耦合演化的假设下，电流维持场被限制在地壳中的恒星。场的衰减取决于场强度本身（霍尔漂移），温度和向恒星注入热量，但由中微子发射控制。最后，我们考虑自旋从磁偶极子制动与这个衰减场跟踪长期的演变。我们找到了合理的MF强度和结构的初始条件，以解释它们的自转周期、自转周期的时间导数和AXP和SGR的X射线光度的当前观测值。
1999-11-02 astro-ph
Propeller vs. Magnetar Concepts for SGR/AXPs
关于软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）的性质，存在两种思路。一方面，我们有超临界磁场的中子星，它使恒星旋转并为伽马射线暴提供动力。另一方面，中子星具有典型的脉冲星磁场，除了磁偶极辐射外，脉冲星磁场还受到来自后备或化石盘的磁层"螺旋桨“扭矩的影响。许多观察事实可用于比较和对比这两个概念。事实的描述和是否每一个都与这些概念兼容。
2001-12-05 astro-ph
Nature vs. Nurture: The Origin of Soft Gamma-ray Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars
软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）是年轻且无线电安静的X射线脉冲星，它们已快速自旋至聚集在5-12 s范围内的缓慢自旋周期。大多数这些不寻常的超新星似乎也与超新星壳遗迹（SNRs）有关，典型的年龄<30 kyr。通过研究这些残骸的大小与它们的年龄，我们证明了围绕SGR和AXP祖先及其SNR的星际介质与大多数年轻的射电望远镜和SNR周围的环境相比异常密集。我们探讨了这一证据的影响磁星和螺旋桨为基础的模型的快速自旋下降的SGRs和AXP。我们发现，密集的环境的证据是不一致的磁星模型，除非磁星的发展和外部ISM之间的因果关系可以显示。螺旋桨驱动的自旋下降的化石吸积盘的SGR和AXP似乎是一致的密集的环境，因为环境可以促进这种磁盘的形成。这可能以两种方式发生：1）由超新星遗迹与停滞在周围致密气体中的大质量祖先风物质相互作用产生的快速反向冲击推回的最里面的喷出物形成“推回”盘，或2）高速中子星获得盘，其能够捕获足够量的由密集环境中的迅速反向冲击减慢的共同移动的流出喷出物。
2000-11-17 astro-ph
3-Dimensional Simulations of the Reorganization of a Quark Star's Magnetic Field as Induced by the Meissner Effect
在以前的论文（Ouyed et al. 2004）中，我们提出了一个新的软伽马射线中继器（SGR）模型，基于夸克星中色超导的开始。在这个模型中，爆发是由于在形成限制内部磁场的涡旋之后外部磁场的重组（\mz效应）。在这里，我们扩展了模型，提出了完整的三维模拟的演变的倾斜外部磁场紧接着涡流形成。这些模拟捕捉到了纠缠表面磁场中的剧烈重联事件，因为它演变成一个平滑、更稳定的配置，该配置由与恒星旋转轴对齐的偶极场组成。在这个过程中耗散的总磁能被发现是$10^{44} \mathrm{erg}$的顺序，如果它是作为同步辐射发射，峰值通常在$280 \mathrm{keV}$。强度随时间衰减的方式类似于SGR和AXP（反常X射线双星），其尾部持续的时间是恒星自转周期的几倍到几百倍，这取决于自转轴和偶极轴之间的初始倾角。我们的模型的最终状态（对齐的旋转体）的一个明显的后果是抑制SGR和AXP的爆发时代之后的无线电发射。我们认为类磁星的磁场强度不能单独决定SGR和AXP的性质，而夸克星进入"迈斯纳相“与观测事实是一致的。我们将我们的模型与观察结果进行比较，并突出显示我们的预测。
2005-10-24 astro-ph
Photon Attenuation and Pair Creation in Highly-Magnetized Pulsars
过去几年的发展支持了这样的解释，即异常X射线源星（AXP）和软伽马中继星（SGR）具有异常高的磁场，而且可能代表一类或几类不同于常规射电源星的中子星。我们最近提出，这种脉冲星人口的二分法可能会自然出现，由于亚临界和超临界磁场的固有不同的条件。在本文中，我们总结了，在极隙模型，可观察到的高度磁化的恒星，传统的或异常的属性的期望。这包括一个讨论的潜在抑制对生产和级联产生在非常强的领域，由光子分裂和阈值对创建，这可能会解释在AXP和SGRs的无线电静止。X射线和硬伽马射线的光谱特性和趋势的确定，以建立未来的高能实验计划的目标。
1999-10-07 astro-ph
Magnetic Field Decay and Period Evolution of Anomalous X-Ray Pulsars in the Context of Quark Stars
我们讨论了一个模型，其中软γ射线中继器（SGR），异常X射线辐射源（AXP），和无线电宁静孤立中子星（RQINS）都是紧凑的对象，表现出超导性，即色味锁夸克星。特别是，我们计算的磁场衰减由于驱逐的自旋诱导的旋涡从恒星的超流超导内部，以及由此产生的自旋下降率。我们发现，对于AXP/SGR（$10^{13}<B<10^{14}~\rm{G}$ ; $3<P<12~\rm{s}$）的初始参数特性，磁场强度和周期保持不变的一个因素内的时间尺度的顺序为$5\times 10^{5} - 5\times 10^{7}~\rm{yrs}$给定的夸克星的半径$10~\rm{km}$。在这些时间尺度内，我们表明，所观察到的周期聚类RQINS可以解释的紧凑性，以及计算如何的磁场和周期演变的方式与RQINS观测并发。
2006-06-13 astro-ph
Proton Cyclotron Features in Thermal Spectra of Ultra-magnetized Neutron Stars
最近，人们对软$γ$射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）中可能含有{ \em磁星}（具有磁场$\gtrsim 10^{14}$ G的年轻中子星）的可能性产生了极大的兴趣。在本文中，我们计算的亮度和磁场的值被认为是相关的SGR和AXP的超磁化中子星的热谱。出现的光谱被发现是非常接近的黑体在恒星的有效温度和质子回旋能量$E_{c,p}\simeq 0.63 (B/10^{14} {\rm G})$ keV表现出独特的吸收功能。质子回旋特征（PCF）是显著的（高达数百eV的等效宽度）和相对宽的（$ΔE/E \sim 0.05-0.2$）。PCF的检测完全在现有X射线光谱仪的能力范围内，如钱德拉上的HETGS和METGS。他们的观测可能为磁星的存在提供决定性的证据。
2001-05-21 astro-ph
Jetted GRBs, Afterglows and SGRs from the Birth of Quark Stars
最近的研究表明，当冷的核物质被压缩到高的核密度时，具有自旋零和反对称色波函数玻色的双夸克凝聚成密度是其数倍的超流/超导态。各种天体物理现象可以用中子星（NS）到（双）夸克星（QS）的引力坍缩来解释，这是中子星在超新星爆炸中诞生后$\sim 10^{4}$年内，当它们充分冷却和自旋时（通过磁制动？），一级相变的结果。引力能的释放驱动了一场爆炸，它可能会喷射出高度相对论性的窄准直喷流和一个温和的相对论性的"球形“壳。残余量子点的缓慢收缩/冷却可以为软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）提供动力，而不会调用巨大的磁能存储。当喷流碰巧指向我们的方向时，它们可以在遥远的星系中产生观测到的伽马射线暴（GRB），而GRB则会发出余辉。爆炸产生的膨胀壳层也可能产生伽玛射线暴的余辉。喷流扭曲了原始的SNR，沿着它们的轨迹扫过周围的物质，将其加速到宇宙射线（CR）能量，并将其分散在它们停在星系晕时形成的热点中。我们银河系中的这类事件可能是银河系所有能量的宇宙射线的主要来源。
1999-02-01 astro-ph
Anomalous X-ray Pulsars and Soft gamma-ray Repeaters: Spectral Fits and the Magnetar Model
异常X射线源（AXP）和软γ射线中继器（SGR）的X射线发射能量来源仍然不确定。在一种情况下，一个超磁化的中子星，或"磁星“的存在，与B在10^{14} - 10^{15} G的数量级被调用。为了研究这一假设，我们分析了几个已知的AXP和SGR的档案ASCA数据，并将它们与一个模型拟合，其中全部或部分X射线通量起源于磁星的热发射。我们的磁星光谱模型包括通过超磁化中子星包层的热流的各向异性的影响，由轻元素大气的再处理，以及对观测到的光谱的广义相对论修正。我们得到很好的拟合的数据与半径的发射区，这是一般与预期的中子星，在对比黑体（BB）的拟合，这意味着小得多的半径。此外，包括大气影响的结果推断的温度低于BB拟合所暗示的温度，但是仍然太高而不能单独用热冷却来解释。需要额外的热源（可能是由于磁场衰减）。尽管对穿过大气层的出射通量进行再处理所产生的光谱中的尾部更硬，但光谱拟合仍然需要相当大一部分通量处于幂律分量中。
2001-03-22 astro-ph
On Young Neutron Stars as Propellers and Accretors with Conventional Magnetic Fields
反常X射线星（AXP）、软伽马射线重复星（SGR）和暗热中子星（DTNs）自转周期的相似性表明，它们的自转周期存在一个共同的机制，即通过推进器和早期吸积阶段的渐近自旋下降阶段。DTN正处于推进阶段。它们的光度来自于中子星的摩擦加热。如果DTN RXJ 0720.4-3125的8.4 s旋转周期接近其旋转平衡周期，则螺旋桨扭矩指示10 $^{12}$高斯范围内的磁场。螺旋桨上的质量流入速率与AXP吸积速率相当。旋转周期的有限范围（接近平衡周期）和5 E11- 5 E12高斯范围内的磁场对应于质量流入速率3.2 E14 gm/s < \dot{M} < 4.2 E17 gm/s。观测到的AXP和SGR的自旋下降速率也与这些场而不是磁星场的周期相吻合。质量流入的来源是超新星爆炸期间回落过程中形成的残余吸积盘。因此，这类源代表了那些没有成为射电巨星的中子星的替代路径。对于最高的质量流入率，螺旋桨的作用可能会支持足够的拱星材料，使光学厚度电子散射破坏X射线束，旋转周期是不可观察的。这些是位于超新星遗迹Cas A、船尾座A、RCW 103和296.5+10中心的射电宁静中子星（RQNS）。
2000-05-10 astro-ph
Supernova remnant energetics and magnetars: no evidence in favour of millisecond proto-neutron stars
一般认为异常X射线脉冲星（AXP）和软伽马射线重复星（SGR）是磁星，即表面磁场极强的中子星（$B > 10^{14}$ G）。这些高磁场的起源尚不确定，但一个流行的假设是磁星出生时的初始自旋周期不会超过对流翻转时间（约3毫秒），这导致了强大的发电机作用，将种子磁场放大到$> ~10^{15}$ G。预计部分旋转能量将通过快速的磁制动为超新星提供动力。因此，磁星的产生可能伴随着超新星，这些超新星的能量比正常超新星高一个数量级，只要它们的初始自旋周期是~1 ms。然而，我们在这里列出的证据表明，这些超新星遗迹的爆炸能量与AXP和SGRs-Kes 73有关。（AXP 1E 1841 - 045）、CTB 109（AXP 1E2259 + 586）和N49（SGR 0526 - 66）--接近于标准超新星爆炸能量$10^{51}$~erg，表明初始自旋周期>~5ms。因此，我们没有发现磁星是由快速旋转的原中子星形成的证据，考虑到它们可能是由具有高磁场核心的恒星祖先形成的，我们讨论了这两种形成方案的优点。在附录中，我们描述了XMM-牛顿观测Kes 73和N49的分析，用于推导这些残骸的爆炸能量。
2006-05-15 astro-ph
Bumpy Spin-Down of Anomalous X-Ray Pulsars: The Link with Magnetars
两个异常X射线双星（AXP）具有良好的采样时间历史，1 E 1048.1-5937和1 E 2259+586，已知不规则地自旋下降，在总体线性趋势上叠加了“颠簸”。在这里，我们表明，如果AXP是非吸积磁星，即孤立的中子星与表面磁场B_0 > 10^{10} T，然后他们自旋电磁的方式完全观察到的，由于一种效应称为“辐射岁差”。内部磁流体应力使恒星变形，在主惯性矩I_1和I_3之间产生分数差<$=（I_3-I_1）/I_1 ~ 10^{-8};所得到的欧拉进动耦合到与近区辐射场相关联的电磁转矩的振荡分量，该恒星执行周期为τ_pr ~ 2 π/π ω（t）~ 10 yr的非谐摆动，其中ω（t）是作为时间t的函数的旋转频率。我们求解了真空中双轴磁体旋转的欧拉方程，计算出的Omega（t）与1 E 1048.1-5937和1 E 2259+586的实测时间历程相匹配，预测了这两个天体未来20年的Omega（t），预测了<d（Omega）/dt>和τ_pr之间的统计关系，并随着已知AXP数量的增长进行了检验;并假设在未来软伽马射线中继器（SGR）的X射线定时中将观察到辐射旋进。
1999-04-29 astro-ph
Where are the young pulsars?
我们发现，具有正常磁场的年轻超新星，在II/Ib型超新星爆炸中作为快速旋转的中子星（NS）诞生，可以通过沿其磁轴的相对论粒子发射而迅速减速。当它们足够慢下来时，它们可以经历相变，并在爆炸中坍缩成奇异星、夸克星或黑洞，这些爆炸会消除它们初始角动量的很大一部分。新诞生的奇异星或夸克星继续冷却并迅速自旋，成为软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP），成为缓慢旋转、无线电安静、暗淡的X射线脉冲星或恒星。黑洞，具体取决于它们的初始质量。这可以解释为什么在SNR和银河系中明显缺乏年轻的射电望远镜。
1999-11-28 astro-ph
Studies of Neutron Stars at Optical/IR Wavelengths
近年来，对孤立中子星（INS）的光学研究已从经典的旋转驱动星扩展到其他类别，如构成磁星类别的异常X射线脉冲星（AXP）和软伽马射线中继星（SGR），具有X射线热发射的无线电宁静INS，以及最近超新星遗迹中神秘的致密中心天体（CCO）。除了10个旋转动力的双星外，到目前为止，已经为5个磁星和4个INS找到了光学/红外对应物。在这项工作中，我们提出了一些最新的观测结果，从光学/红外观测不同类型的INS。
2006-08-01 astro-ph
Physical Processes in Strong Magnetic Fields of Neutron Stars
中子星的表面磁场，在射电望远镜的情况下可达10^{14}高斯，在软伽马射线中继器和异常X射线脉冲星的情况下可能达10^{15}高斯。在如此高的磁场中，QED效应将深刻地改变连续辐射过程的特性，如同步辐射和康普顿散射，也将允许额外的物理过程，如单光子对产生，真空偏振和光子分裂。强场的存在也将显著影响原子线过程。我将回顾在强磁场中辐射过程的一些性质，这些性质与磁共振、SGR和AXP最相关，以及它们在这些源的模型中所起的作用。
2003-04-07 astro-ph
Magnetars and pulsars: a missing link
越来越多的证据表明，软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线中继器（AXP）是具有超强磁场的孤立中子星，即，磁星，标志着它们与传统的自旋下降动力孤立的中子星，即，无线电广播目前的论点有利于磁星解释SGR/AXP现象将被概述，磁星的两个能源，即磁耗散能和自旋能，将被审查。然后，我将讨论磁星和磁星之间缺失的一个环节，即，缺乏已知磁星自旋下降动力行为的观测证据。一些最近的理论研究这种行为的努力将审查与一些预测在不久的将来测试。
2002-12-02 astro-ph
Triggers of magnetar outbursts
来自软伽马重复星（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）的明亮爆发被认为是由超磁化中子星的不稳定性引起的，由衰减的磁场提供动力。最初认为这些爆发是由于磁层的重联不稳定性，通过锚定在地壳中的磁足点的缓慢演变而达到。后来的模型考虑了地壳结构的突然变化。最近对磁星的观测证明，至少有一些爆发事件涉及恒星内部的重排和/或能量释放。我们认为，磁星的爆发事件是地壳中快速塑性屈服的事件，它触发了磁层中重联不稳定性的“群”。磁能总是占主导地位;地壳内释放的弹性能量不会产生足够强的阿尔芬波来驱动爆发。我们讨论了SGR巨型耀斑的物理，并描述了最近的观测，提供了有用的约束和线索。
2004-01-21 astro-ph
Anomalous Pulsars
许多天体物理学家认为，异常X射线脉冲星（AXP）、软伽马射线中继器（SGR）、旋转射电瞬变（RRAT）、致密中心物体（CCO）和X射线暗淡孤立中子星（XDINS）属于不同类别的异常物体，其中以中子星为中心体，导致其所有可观察到的特征。我们在前面已经展示过（I.F.Malov和G.Z.Machabeli，Astron. Astrophys。Trans. 25，7，2006），AXP和SGR可以在中心中子星的通常性质（旋转周期P ~ 0.1 - 1秒，表面磁场B ~ 10^11 - 10^13 G）的命题框架内用漂移模型来描述。在这里，我们将试图表明，所考虑的源的某些差异将由它们的几何形状（特别是由它们的旋转轴和磁轴之间的角度β）来解释。如果BETA < 10 deg. (the对准的旋转器），在中子星磁层外层的漂移波应该在可观测的周期性中起关键作用。对于大的BETA值（近似正交旋转体的情况），来自周围介质（例如，来自遗迹盘）的吸积可以在接收到的辐射中引起一些调制和瞬态事件。
2007-11-04 astro-ph
Constraining the Birth Events of Neutron Stars
巴德和兹威基关于超新星产生中子星的预言，并没有让我们对这些天体所显示的各种各样的观测现象有所准备。事实上，在对中子星进行实证研究的头30年里，只有少数中子星被发现与爆炸恒星的残余物有关。但是最近的X射线和射电观测已经大大证明了超新星和中子星之间的理论联系，并揭示了新生的致密残余物所具有的广泛性质。我们在这里回顾我们目前的知识状态有关中子星超新星遗迹协会，指出的陷阱和这样的联系举行的承诺。我们讨论中子星速度的范围，初始自旋周期，和磁场强度，以及脉冲星风星云的流行的工作。在中子星人口学的插槽举行的AXP，SGR，无线电安静中子星，和其他居民的动物园被认为是。我们还提出了一个全面普查的中子星遗迹协会的尝试，并讨论了选择的影响，不利于找到更多这样的关系。我们的结论是，没有迫切需要调用大型黑洞或沉默的中子星人口，并在未来几年举行了巨大的希望，产生一个更完整的理解中子星出生参数和随后的演变。
2002-02-06 astro-ph
Physical Mechanisms for the Variable Spin-down of SGR 1900+14
我们考虑了软伽马中继站1900+14的快速自旋下降以及与8月27日的大耀斑同时发生的明显的“制动故障”（ΔP/P = 1 x 10^-4）的物理意义。与耀斑相关的辐射流体动力外流可以产生所需的扭矩，但前提是偶极磁场大于~ 10^14 G，并且外流持续时间更长和/或能量比观测到的X射线耀斑更高。正的周期增量也是中子星地壳在强磁场作用下逐渐塑性形变的自然结果，强磁场迫使中子超流体比地壳旋转得更慢。在8月27日的事件中，中子涡旋线的突然松脱将导致一个与年轻恒星相反的信号，但由于旋转较慢，其幅度要大得多。8月27日事件发生后持续的X射线光变曲线的变化归因于该爆发活动区的持续粒子加热。增强的X射线输出可以由流经磁层的恒定电流提供动力，该电流由地壳的扭曲运动引起。相对于一个简单的磁偶极矩，自旋下降的长期速率似乎是加速的。当一颗地震活跃的磁星持续输出的阿尔芬波和粒子超过它的自旋光度时，它的加速自旋就会发生。我们认为SGRs经历了一些相对不活跃的事件，自旋下降率降低，这种不活跃的磁星被观察到异常X射线脉冲星（AXP）。8月27日耀斑后持续的X射线辐射的快速重现为反对吸积动力模型提供了证据。
1999-08-08 astro-ph
Electrodynamics of Magnetars: Implications for the Persistent X-ray Emission and Spindown of the Soft Gamma Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars
我们考虑了中子星磁层被大尺度电流穿过的结构，以及电荷载流子（电子和离子）的共振康普顿散射对出射X射线谱和脉冲轮廓的影响。在SGR和AXP的磁星模型中，这些电流是由作用在恒星内部深处的磁应力维持的。我们构造了载流磁层的自相似无力平衡，磁场与半径B ~ r^（-2-p）呈幂律关系，并表明大尺度扭曲使径向依赖性软化到p < 1。因此，作用在恒星上的自旋下降扭矩与真空偶极子相比有所增加。我们评论的SGR和AXP源的表面磁场的强度，以及该模型的影响，为狭窄的测量分布的自旋周期。在赤道处具有强扭转的磁层，B_θ/B_θ= O（1），其共振回旋散射的光学深度约为1，与频率（半径）、表面磁场强度或散射电荷的荷质比无关。当电子和离子提供电流时，恒星表面也被撞击电荷加热，其速率与SGR和AXP源观测到的X射线输出相当，如果B_{dipole} ~ 10^{14} G。在离子和电子回旋共振处出现的X射线通量的重新分布将显著地修改出现的脉冲轮廓，并且通过多普勒效应，对X射线光谱产生非热尾。SGR 1900+14在1998年8月27日大耀斑后脉冲轮廓的突然变化与电子回旋散射的光学深度增强有关，这是由于外部磁场突然扭曲造成的。
2002-03-01 astro-ph
