A Search for New Galactic Magnetars in Archival Chandra and XMM-Newton Observations
我们提出了限制银河系磁星的数量，我们已经建立了搜索源的周期性变化，在506档案钱德拉观测和441档案XMM-牛顿观测银河系平面（|b| <5度）。我们的搜索发现了四个在200-5000秒的时间尺度上具有周期性变化的源，它们都可能是吸积的白矮星。我们确定了12个已知的银河系磁星中的7个，但没有发现周期在5到20秒之间的新例子。我们通过计算我们调查中包含的年轻银河系恒星星族的比例，将这种未探测到的情况转换为对银河系磁星总数的限制。我们发现，容易检测到的磁星，持续异常X射线磁星的模型，可以被确定在银河系螺旋臂的5%的质量。如果我们假设在我们的随机调查中有3个已知的例子，那么银河系中有59个（+92，-32）。静止的瞬变磁星可能在0.4%的旋臂中被发现，缺乏新的例子意味着银河系中存在<540颗（90%置信度）。通过考虑目前和过去的X射线任务在爆发中的瞬变磁星的可探测性，发现了类似的限制。假设寿命为1 e4年，我们发现磁星的出生率可以在每年0.003和0.06之间。因此，磁星的诞生率至少是正常射电星的10%。磁星的诞生率可能超过射电磁星，除非瞬变磁星的寿命大于1 e5年。为了获得更好的约束，需要对类似于XTE J1810--197、AX J1845.0--0250、CXC J164710.2--455216和1 E 1547.0-5408的瞬态X射线源进行宽场X射线或无线电搜索。
2007-11-07 astro-ph
X-ray Bursts from the Transient Magnetar Candidate XTE J1810-197
我们发现了四个X射线爆发，记录与罗西X射线定时探测器正比计数器阵列之间的2003年9月和2004年4月，我们表明，起源于瞬态磁星候选人XTE J1810-197。爆发形态包括一个短尖峰或多个尖峰，每个尖峰持续约1 s，随后是延长的发射尾部，其中XTE J1810-197的脉冲通量明显较高。突发尖峰可能与脉冲最大值相关，具有0.4%的随机相位分布的机会概率。爆发谱最适合于温度为4-8 keV的黑体，比持续X射线发射硬得多。在这些爆发之后的X射线拖尾期间，温度随着通量下降而迅速冷却，在最初的爆发峰值之后保持恒定的发射半径。在最亮的X射线尾部，我们探测到一条12.6 keV的窄发射线，其等效宽度为1.4 keV，偶然出现的概率小于4 x 10^-6。这些爆发的时间和光谱特征与1 E 1048.1-5937观测到的爆发和1 E 2259+586观测到的爆发子集非常相似，因此XTE J1810-197被确定为候选磁星。从这三个对象检测到的爆发是足够相似的彼此，但显着不同，从软伽马中继器看到的，他们可能代表了一个新的类别的爆发从候选人的磁星独家（迄今为止）的异常X射线脉冲星样源。
2005-05-02 astro-ph
Magnetars' Giant Flares: the case of SGR 1806-20
本文首先综述了软γ射线重复源和异常X射线脉冲星的爆发和耀斑活动的特殊性。然后，我们报告的性质SGR 1806-20的巨型耀斑发生在2004年12月27日，特别感兴趣的前和后耀斑强度/硬度相关的变化。我们表明，这些发现是一致的图片扭曲的内部磁场，强调恒星固体地壳，最终导致巨大的耀斑（和观察到的扭转振荡）。这种地壳破裂伴随着外部磁场的简化和磁层的（部分）解旋。
2006-04-18 astro-ph
An Unusual Burst from Soft Gamma Repeater SGR 1900+14: Comparisons with Giant Flares and Implications for the Magnetar Model
软伽马重复器SGR 1900+14在1998年夏天进入了一个引人注目的活动阶段。这一活动在1998年8月27日达到顶峰，当时记录到一个巨大的周期性伽马射线耀斑，类似于1979年3月5日发生在SGR 0526-66的著名事件。两天后（8月29日），RXTE和BATSE探测到了一个强烈明亮的爆发。这一事件揭示了与8月27日和3月5日的巨型耀斑的一些相似之处，并显示了许多以前在SGR爆发中没有看到的独特特征。与典型的短SGR爆发不同，这一事件的特点是一个3.5 s的爆发峰值，之前是一个扩展的（~ 1 s）复杂的前体，然后是一个长（~ 1000 s）的周期性尾巴调制在5.16 s的恒星旋转周期。光谱分析表明，前兆，爆发峰和扩展尾部的光谱行为之间的显着区别。虽然在峰值期间的光谱是均匀的，但在前体和尾部发射中检测到显著的光谱演变。时间行为显示在事件开始时急剧上升（~ 9.8 ms），在爆发峰结束时快速截止（~ 17 ms）。尾部脉动显示了一个简单的脉冲轮廓，由一个5.16秒的峰值，不随时间而演变。这一事件的光谱和时间特征表明，前兆，主峰，和延长尾巴是由不同的物理机制产生的。我们讨论这些功能及其影响的背景下的磁星模型。8月29日事件的能量，以及它与8月27日耀斑的接近程度，表明它是前一次巨大耀斑的“余震”。“附注：这是原摘要的缩写本。"
2000-07-07 astro-ph
The infrared counterpart to the magnetar 1RXS J170849.0-400910
我们分析了异常X射线脉冲星1 RXS J170849.0-400910的档案和新的红外成像观测，以寻找红外对应物。这个领域以前已经调查过，和一个来源一致的立场AXP建议作为对应物。然而，我们发现这个物体更有可能是一颗背景恒星，而位置误差圈内的另一个物体具有非恒星的颜色，并显示出变化的证据。这两个证据，以及X射线与红外线通量比的一致性论证，指出第二个来源更可能是AXP的红外对应物。
2006-05-12 astro-ph
X-ray spectra from magnetar candidates. II Resonant cross sections for electron-photon scattering in the relativistic regime
磁星光谱形成的最新模型重新引起了人们对超强磁场中电子-光子散射的关注。到目前为止，研究主要集中在轻度相对论性粒子上，磁散射在非相对论性（汤姆森）极限下进行处理。这使得一致的光谱计算高达几十keV，但在模拟硬尾（<200 keV）从磁星源的INTEGRAL检测到的不足。在本文中，第二个系列致力于模型的X-/软伽玛射线持续谱的磁星候选人，我们提出了明确的，相对简单的表达式磁康普顿截面共振朗道拉曼散射的第二朗道水平。未对磁场强度进行假设。我们发现在B ~ 5E 12 G处已经存在对Thomson区的明显偏离。磁截面的形式，我们推导出可以很容易地实现在Monte Carlo转移代码和直接应用到磁星光谱计算将在即将进行的研究。
2008-06-23 astro-ph
Relativistic Jets and Long-Duration Gamma-ray Bursts from the Birth of Magnetars
我们提出了时间依赖的轴对称磁流体动力学模拟的相对论磁化风产生的原磁星与周围的恒星信封的相互作用，在第一个$\sim 10$秒核心崩溃后。我们将含有$\dot E = 10^{51}$ ergs $^{-1}$的超磁声波风注入由超新星激波产生的空腔中。一个强大的环形磁场建立在等离子体和磁场的气泡，在第一次惯性约束的祖星。这就驱使一股喷流沿着恒星的极轴向外喷射，尽管恒星和磁星风都是球对称的。喷流具有产生长时间伽马射线暴（GRB）所需的特性。在核心反弹后的$\sim 5$ s，喷流已经逃离了宿主星，并且在大半径$\sim 10^{11}$ cm处的喷流中的物质的洛伦兹因子与源附近的磁星风中的物质的洛伦兹因子相似。中心磁星的大部分自旋下降动力通过相对论性喷流逃逸。在$\sim 0.01-0.1$第二时间尺度上，射流中的洛仑兹因子和能流存在着起伏。这些可能会导致伽玛射线暴发射的变化（例如，通过内部冲击）。
2007-09-26 astro-ph
X-ray spectra from magnetar candidates. I. Monte Carlo simulations in the non-relativistic regime
异常X射线源和软伽马重复源是一种特殊的高能源，被认为是磁星（即超磁化的中子星）的宿主。它们持续的软X射线发射（~1-10 keV）通常由黑体和幂律尾的叠加来模拟。有人认为，这种光谱是恒星表面发射的热光子穿过磁层时形成的。磁星的磁层可能与普通射电望远镜的磁层不同，因为外部磁场可能由于超强内部磁场引起的星壳变形而获得环形分量。反过来，磁层将被电流所渗透，这些电流可以通过重复的散射来增强初级光子。在这里，我们提出了三维蒙特卡罗模拟光子在扭曲磁层中的传播。我们的模型是基于一个简化的处理的载流子的速度分布，然而，占粒子集体运动，除了热的。目前的治疗仅限于保守（汤姆逊）散射的电子休息框架。尽管如此，该代码是完全通用的，包括相对论QED共振截面，这是需要在模拟的硬（~20-200千电子伏）的光谱尾巴观察到的候选磁星，正在进行中。新兴的光谱的属性已被评估在不同的条件下，通过探索模型参数空间，包括所产生的效果从观看的几何形状。蒙特卡罗运行已被收集到一个光谱档案。两个列表XSPEC光谱模型，有和没有视角，已被生产和应用到0.1-10千电子伏的XMM-牛顿EPIC-PN光谱的AXP CXEST-J1647 -4552。
2008-02-20 astro-ph
The SGR 1806-20 magnetar signature on the Earth's magnetic field
SGR表示"软$γ$ -射线中继器“，一小类具有强磁场的缓慢旋转的中子星。2004年12月27日，在磁星SGR 1806-20上探测到一个巨大的耀斑。初始尖峰之后是持续380 s的硬X射线尾，调制周期为7.56 s。这一事件引起了相当大的关注，特别是在天体物理学领域。它与地球物理学界的相关性在于调查这种事件对近地电磁环境的影响的重要性。然而，磁星耀斑在地磁场上的特征以前没有被研究过。本文通过对CHAMP卫星提供的高分辨率磁测数据进行小波分析，发现在观测数据中出现了一个周期为7.5s的调制信号。此外，DEMETER卫星上的高能离子计数器也探测到了这一事件。
2007-10-15 astro-ph
Gamma-Ray Bursts from Extragalactic Magnetar Flares
我们称之为MF的事件的原型-“3月5日”事件或“磁星耀斑”-在1979年3月5日被观察到。有证据表明，磁场是由超磁化中子星中灾难性的磁不稳定性驱动的。这些事件开始于短暂的（~ 0.1 - 1 s），强烈的，硬的伽马射线尖峰，然后是长的（~ 100 s）硬X射线的软尾巴，在恒星旋转周期上调制。BATSE探测到的原型MF可能达到13 Mpc，几乎到达室女星系团。BATSE实验检测到的各向同性标准烛光MF的可能数量约为12。贝叶斯定理意味着，在BAT目录中至少有1个MF的可能性为99%，超过20个MF的可能性为16%。原则上，这些持续时间短、上升速度快的伽马射线暴可以通过它们与附近星系的位置重合来识别。对于比M31更远的源，BATSE不会探测到随之而来的软尾辐射。在初始尖峰阶段，MF也可能发射强烈的、硬的、波束分量。如果这个波束源的张角约为8度，峰值亮度与各向同性分量的功率相当，那么BATSE将以约100年^-1的全天速率探测到红移z约为0. 1的波束源。我们推测，这样的波束MF可以解释短，硬II类伽马射线暴在BATSE目录，或其中一些重要的子集。如果这是真的，那么II类伽玛暴的位置将与350 Mpc以内的星系和星系团的位置相关。
2001-03-15 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
Are There Magnetars in High Mass X-ray Binaries? The Case of SuperGiant Fast X-Ray Transients
本文综述了一颗磁性中子星和一颗超巨星伴星的高质量X射线双星的风吸积理论。我们集中在不同类型的流入风的物质和中子星磁层之间的相互作用是相关的物质吸积到中子星表面在很大程度上被抑制时，这些包括通过离心和磁屏障的抑制。扩展早期的工作，我们计算出预期的亮度为每个政权，并得出从一个政权过渡到另一个可以发生的条件。我们发现，非常大的光度波动（在短至小时的时间尺度上约为10^4或更大）可以由不同区域的跃迁引起。超巨星快速X射线瞬变是最近在银河系中发现的一类高质量X射线双星，它所表现出的活动常常被解释为直接吸积到一颗浸没在极其稠密的恒星风中的中子星上。我们在这里表明，跨越磁和/或离心屏障的过渡可以解释这些来源的变化特性的结果，相对温和的恒星风的速度和/或密度的变化。根据这种解释，我们预计，超巨星快速X射线瞬变，显示非常大的光度摆动和主机的缓慢旋转中子星的特点是类磁星的领域，无论是磁或离心障碍适用。因此，超巨星快速X射线瞬变可能为探测和研究双星系统中的磁星提供新的机会。
2008-05-13 astro-ph
Long term hard X-ray variability of the anomalous X-ray pulsar 1RXS J170849.0-400910 discovered with INTEGRAL
本文报道了一个多波段高能观测活动，目的是研究磁星候选者之一的异常X射线脉冲星（AXP）1 RXS J170849.0-400910的长期光谱变化。我们在2006年秋季和2007年春季同时用Swift/XRT在0.1-10 keV能量范围内和INTEGRAL/IBIS在20-200 keV能量范围内观测到1 RXS J170849.0-400910。此外，我们还重新分析，使用最新的校准和软件，自2002年以来，所有公开可用的INTEGRAL数据，和软X射线数据从1999年开始使用BeppoSAX，钱德拉，XMM，和Swift/XRT，以研究软和硬X射线光谱的变化1 RXS J170849.0-400910。我们发现一个长期的变化硬X射线通量，延长硬度强度相关性提出了这个源超过2个数量级的能量。
2007-09-24 astro-ph
Mid-infrared VISIR and Spitzer observations of the surroundings of the magnetar SGR 1806-20
我们报告了SGR 1806-20及其环境的中红外观测-迄今为止在这一领域的最高空间分辨率-在2005年和2006年使用ESO/VISIR，我们检索了斯皮策/IRAC-MIPS档案数据相同的领域。我们的目标是研究与SGR 1806-20相同的星团相关的恒星的中红外发射，以检测可能由于磁星通过与尘埃相互作用的高能活动而引起的变化。我们还旨在研究靠近星团中心的云的形态。我们对三颗恒星- LBV 1806-20，一颗WC 9和一颗O/B超巨星-在我们的VISIR图像上以及IRAC数据上进行了宽带测光。然后，我们构建并拟合了它们的宽带光谱能量分布，其中包含两个吸收的黑体，代表它们的恒星成分，以及可能的中红外过量，以获得它们的物理参数。我们发现，LBV 1806-20和WC 9恒星表现出中红外过量，可能是因为存在与其风有关的星周尘埃。我们还表明，只有LBV 1806-20在两年的时间内有一个可变的流量，可变性是由于其LBV的性质，而不是加热的气体和尘埃云的高能量排放的SGR 1806-20。最后，三颗恒星的内禀折射率的差异显示了大质量星团中气体和尘埃云密度的不均匀结构。
2008-10-28 astro-ph
On the nature of QPO in the tail of SGR giant flares
本文提出了一个巨耀斑尾相磁星辐射准周期分量的模型。该模型调用调制的粒子数密度的磁层。磁层电流受表面扭转运动的调制，计算出中子星表面振荡的振幅应在NS半径的1%左右，才能在功率谱中产生观测到的特征。本文利用振荡NS磁层结构的轴对称解析模型，计算了共振康普顿散射的光学厚度角分布。光学深度的各向异性可能是为什么QPO只在特定的旋转相位被观察到。
2007-06-25 astro-ph
Optical and Infrared Observations of Anomalous X-ray Pulsars
异常X射线脉冲星（AXP）的光学/红外对应物的探测极大地增加了我们对这些系统的理解。AXP现象的模型是基于它们的X射线发射，除了磁星模型之外，所有的模型都对光学/红外线做出了预测，现在已经被证伪了。随着探测的进行，对光学/红外线与X射线通量比、可变性和光谱能量分布的详细研究已经成为可能。我们提出了两个AXP采取凯克和麦哲伦的新数据，并比较结果与预测的背景下的磁星模型，其中的排放是由于离子电流流动的> 10 e14 G的年轻中子星的磁层。
2003-09-29 astro-ph
The variable radio-to-X-ray spectrum of the magnetar XTE J1810-197
我们对5.54 s反常X射线脉冲星XTE J1810-197进行了射电、毫米波和红外波段的观测，目的是了解它的宽波段光谱。在IRAM 30米望远镜上，我们探测到了88和144 GHz的磁星，这是脉冲星有史以来最高的射频发射。在88 GHz处，我们检测到许多单个脉冲，典型宽度约为2 ms，峰值通量密度高达45 Jy。结合帕克斯望远镜、南凯望远镜和格林班克望远镜几乎同时观测到的数据，我们发现在2006年7月下旬，脉冲星的光谱指数在1.4- 144 GHz范围内为-0.5<alpha<0。2006年5月至9月间，九个双频甚大阵列和澳大利亚望远镜紧凑阵列的观测结果与这一发现一致，同时显示出α随时间的变化。我们从IRAM观测中推断，XTE J1810-197在毫米波长处保持高度线性偏振。此外，朝向该脉冲星，星际介质中强散射和弱散射之间的跃迁频率可能接近50 GHz。在双子座，我们在2006年9月探测到了2.2um的脉冲星，在迄今为止观测到的最暗的水平，K_s=21.89+-0.15。我们还分析了四个存档的红外甚大望远镜观测（两个未发表），发现亮度在3年的时间跨度内波动在2-3倍之内，不像X射线通量的单调衰减。因此，红外线和X射线通量之间没有相关性，并且仍然不确定红外线和无线电通量之间是否存在任何相关性。
2007-07-09 astro-ph
A Burst and Simultaneous Short-Term Pulsed Flux Enhancement from the Magnetar Candidate 1E 1048.1-5937
我们报告了2004年6月29日从异常X射线脉冲星（AXP）1 E 1048.1-5937的方向使用罗西X射线定时探测器（RXTE）检测到的爆发。我们发现，在2-10 keV的脉冲通量1 E 1048.1-5937的同时增加的静态值的3.5倍，在尾部的突发确定的AXP作为突发的起源。这次爆发总体上与2001年从该来源方向报告的另外两次非常相似。1 E 1048.1-5937的明确识别确认了它也是2001年爆发的起源。爆发峰值的出现时间非常接近1 E 1048.1-5937的脉冲峰值的到达时间。爆发表现出显着的频谱演变的趋势，从硬到软。在爆发后的11天内，用RXTE、XMM-Newton和Chandra进一步观察了AXP。爆发前和爆发后的观测结果显示，静态发射的总通量或光谱没有变化。比较迄今为止从该源探测到的所有三个爆发，我们发现该事件是最流畅的（在2-20 keV波段> 3.3 × 10 ^-8 erg/cm ^2），具有最高的峰值通量（在2-20 keV波段为59+/-9 × 10 ^-10 erg/s/cm ^2）和最长的持续时间（>699 s）。爆发的长持续时间将其与软伽马重复（SGR）爆发区分开来，后者的典型持续时间为~0.1 s。优先发生在脉冲最大值的爆发，具有快速上升和包含大部分总爆发能量的长X尾，这是AXP独有的。AXP和SGRs爆发之间的显着差异可能会提供新的线索，以…
2005-07-02 astro-ph
A Magnetic Flux Tube Oscillation Model for QPOs in SGR Giant Flares
软γ射线中继站（SGR）产生的巨耀斑是中子星中最剧烈的现象之一。在两个SGR的巨型耀斑尾部发现了频率为18 - 1840 Hz的准周期振荡（QPO），并将其归因于磁星的地震振动或扭转振动。在这里，我们根据磁星日冕中通量管的固定香肠模式振荡对QPO提出了另一种解释。我们发现，除了那些非常高的频率（625和1840赫兹），大多数的类星体在SGR巨型耀斑观察到可以很好地解释。
2008-07-04 astro-ph
High-frequency X-ray variability as a mass estimator of stellar and supermassive black holes
越来越多的证据表明，活动星系核（AGN）中的超大质量黑洞是银河系黑洞的放大版本。我们发现，在硬谱态的高频X射线变化的幅度是成反比的黑洞质量超过8个数量级。我们已经分析了来自银河系七个黑洞的RXTE的所有可用的硬态数据。它们的功率密度谱在不同的观测中变化很大，除了高频（>10 Hz）的尾部，它似乎有一个通用的形状，大致由指数-2的幂律表示。对于一个给定的源，尾的振幅CM（外推到1Hz）几乎保持不变，而与亮度无关，这与通常与亮度强相关的破裂或QPO频率不同。与活动星系核中等亮度样品的比较表明，尾振幅是黑洞质量的简单函数，C_M = C/M，其中C = 1.25 M_Sol / Hz。这使得C_M成为一个可靠的黑洞质量估计器，它很容易应用于低到中等亮度的超大质量黑洞。具有普遍形状的高频尾部是黑洞不变的特征，也可能是最后一个稳定轨道的印记。
2007-10-08 astro-ph
Years of RXTE Monitoring of Anomalous X-ray Pulsar 4U 0142+61: Long-Term Variability
本文报道了用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对8.7秒异常X射线脉冲星4U 0142+61进行10年的监测。这颗脉冲星从2000年3月到2006年2月表现出稳定的自转：包括nu，nudot和nudot的自旋下降模型的RMS相位残差为2.3%。我们报告了一个可能的相位相干的时间解决方案，有效期超过10年的跨度延伸到1996年3月。在1998年至2000年期间可能发生过故障，但现有的时序数据并不要求出现故障。自2000年以来，脉冲曲线一直在发展。特别是，在2002年至2006年期间，其两个峰值之间的排放下降变得更浅，好像在更早的事件之后，该轮廓正在演变回2000年前的形态，这可能也包括定时数据所暗示的故障。在2- 4keV频带中看到这些轮廓变化，但在6-8 keV中没有。我们还发现，在2002年5月和2004年12月之间的脉冲通量的缓慢增加，这样，它已经上升了36+/-3%，在2.6年的2-10千电子伏波段。脉冲通量变化和窄带脉冲轮廓变化对磁星模型的各个方面提出了有趣的挑战。
2007-05-14 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
Variability of the High-Magnetic Field X-ray Pulsar PSR J1846-0258 Associated with the Supernova Remnant Kes 75 as Revealed by the Chandra X-ray Observatory
我们目前的结果从档案钱德拉观测的0.3秒X射线脉冲星PSR J1846-0258与超新星遗迹（SNR）Kes 75。该脉冲星在所有高磁场脉冲星（HBP）中具有最高的下旋光度（Edot = 8.3e36 erg/s），尽管其磁场（5e 13 G）高于量子临界场，但仍被归类为类蟹状脉冲星。它是唯一一个被描述为非热的类克拉布光谱的HBP，为明亮的脉冲星风星云（PWN）提供动力。我们的光谱研究显示，从2000年到2006年，脉冲星的光谱软化（光子指数= 1.32到1.97）和时间增亮（未吸收通量= 4.3e-12到2.7e-11 erg/cm^2/s）的证据约为6倍。在修正后的6 kpc距离处，脉冲星的0.5-10 keV亮度也从1.85 e34增加到1.16 e35 erg/s，X射线效率从0.2%增加到1.4%。观测到的脉冲星的X射线变亮和变软首次表明，这颗HBP是一颗磁星。
2008-03-17 astro-ph
The Variable X-ray and Near-IR Behavior of the Particularly Anomaloux X-ray Pulsar 1E 1048.1-5937
本文介绍了对被认为是磁星的异常X射线脉冲星1 E 1048.1-5937的X射线和近红外观测结果。在2001-2004年期间，AXP经历了一段极端的变化，但随后在2004-2006年进入了一个延长的和意想不到的平静，在此期间，我们用RXTE，CXO和HST监测它。在整个静止期，其定时特性稳定>3年。1 E 1048.1-5937于2007年3月再次爆发，其总X射线通量增加了7倍以上，这与脉冲分数减少反相关，并与光谱硬化相关。近红外对应物在2007年事件后也变亮。我们讨论我们的研究结果的背景下，磁星和其他模型。
2007-12-18 astro-ph
10 Years of RXTE Monitoring of Anomalous X-ray Pulsar 4U 0142+61: Long-Term Variability
本文报道了用Rossi X射线定时探测器（RXTE）对8.7秒异常X射线脉冲星4U 0142+61进行的10年监测。这颗脉冲星从2000年到2006年2月表现出稳定的自转：包括nu，nudot和nudot在内的自旋下降模型的RMS相位残差为2.3%。我们报告了一个可能的相位相干的时间解决方案，有效期超过10年的跨度延伸到1996年3月。1998年至2000年期间可能发生过故障，但现有数据不需要。我们还报告说，在过去的6年中，源的脉冲轮廓一直在发展，使得自2000年以来，其两个峰值之间的发射倾角越来越浅，几乎就像轮廓正在恢复到2000年前的形态，其中峰值之间没有明显的区别。在2- 4keV频带中看到这些轮廓变化，但在6-8 keV中没有。最后，我们提出了脉冲通量的时间序列的源在2-10 keV。有证据表明，自2000年以来，源的脉冲通量缓慢但稳定地增加。脉冲通量的变化和窄带脉冲轮廓的变化提出了有趣的挑战方面的磁星模型。
2006-10-31 astro-ph
The evolution of the high energy tail in the quiescent spectrum of the soft X-ray transient Aql X-1
在几个中子星软X射线瞬变的静态光度中已经检测到中等水平的变化。在2000年X射线爆发后的四个月里，钱德拉对Aql X-1的观测首次揭示了光谱的变化。Rutledge等人（2002 a）采用软X射线瞬变静态谱的正则模型，即吸收中子星大气模型加上幂律尾，得出观测到的谱变化可以归因于中子星大气的温度变化。这些结果很难与预期在爆发之间发生的中子星冷却（在吸积阶段的深地壳加热之后）相一致。在这里，我们重新分析了Aql X-1的钱德拉光谱，以及在同一时期进行的BeppoSAX长时间观测，并对光谱变化提出了不同的解释：这是由于幂律分量和柱密度（>5，其中一部分可能是源固有的）的相关变化，而中子星大气成分的温度和通量保持不变。这支持了这样一种观点，即幂律分量来自于射电脉冲星风和伴星流入物质之间的激波发射。
2003-07-10 astro-ph
Discovery of Rapid X-ray Oscillations in the Tail of the SGR 1806-20 Hyperflare
在对2004年12月27日SGR 1806-20大耀斑脉动尾的RXTE/PCA测量中，我们发现了快速准周期振荡（QPO）。在大耀斑爆发后170 s开始的50 s内检测到约92.5Hz的QPO。这些QPO似乎是与增加发射的一个相对较硬的非脉冲分量，只看到7.56秒的自旋周期脉动远离主峰的阶段。在大耀斑爆发后200- 300 s，还观测到了18和30 Hz的准周期振荡。这是第一次在软伽马射线中继站或任何其他候选磁星的通量中明确检测到QPO。我们解释了最高的QPO的环形地震模式与阿尔芬波沿磁层磁力线传播的耦合。最低频率的QPO可能会提供中子星内部磁场强度的间接证据。
2005-05-12 astro-ph
Post-glitch variability in the Anomalous X-ray Pulsar 1RXS J170849.0-400910
本文报道了对异常X射线脉冲星1 RXS J170849.0-400910的首次XMM-牛顿观测。2003年8月观测到该源，发现其通量水平比以前的观测低约2倍。此外，一个显着的光谱演变似乎是目前，源表现出一个软得多的频谱比过去。将1 RXS J170849.0-400910的当前属性与档案数据中的属性进行比较，结果表明X射线通量与光谱硬度之间存在明确的相关性。特别是，通量和光谱硬度达到了最高水平，接近源在1999年和2001年经历的两次故障，并相继下降。虽然优秀的XMM-牛顿光谱分辨率原则上应该允许我们检测到的吸收线的相位分辨光谱与BeppoSAX和解释为回旋特征，我们发现没有吸收功能，无论是在相位平均光谱，也不是在相位分辨光谱。我们将详细讨论BeppoSAX号卫星数据中的特征可能是由虚假探测造成的，或者是真实的和内在可变的。然后，我们讨论了一个可能的解释的毛刺和软化的源排放的磁通量减少，在框架内的磁星模型。
2005-05-19 astro-ph
X-Ray Spectral Variability in Cygnus X-1
利用RXTE观测和时域方法研究了天鹅座X-1不同状态X射线在不同能带的光谱变化。在$\sim 10$ keV以上能谱的硬尾区，平均峰值对准发射比平均稳态发射更软，并且在所有状态下，当发射期间通量增加时，硬度比减小。对于较低$\sim 10$ keV的软带，软状态下的硬度以相反的方式变化：当弹丸的通量达到峰值时，硬度达到峰值。对于硬态和过渡态，在压射过程中相对于软带的硬度比通常低于稳定组分的硬度比，并且在压射峰附近观察到急剧上升。对于软态，在硬尾的强度和硬度比之间的相关系数是负的，并随着时间尺度从0.01 s到50 s的增加而单调减小，这与软带相反。对于硬态和过渡态，相关系数一般为负，并有随时间增加而减小的趋势。
2004-05-13 astro-ph
INTEGRAL spectral variability study of the atoll 4U 1820-30: first detection of hard X-ray emission
在2003-2005年期间，我们用INTEGRAL方法研究了低质量X射线双星4U 1820-30的4-200 keV的光谱和时间行为。在软（香蕉）和硬（岛）光谱状态下都观察到了这个源。在硬态中首次观察到高于50 keV的高能尾。这将源置于显示高能量发射的X射线爆发的类别中。尾部可以被建模为软幂律分量，光子指数为~2.4，在来自等离子体的热康普顿化发射的顶部，电子温度为kT_e~6 keV，光学深度为τ~4。或者，但在较低的拟合优度，硬态宽带光谱可以占从一个混合的，热非热，等离子体的发射。在监测过程中，该源大部分时间处于软态，这是该源的常见状态，而>~ 4keV的谱由kT_e~3 keV和τ~6-7的热康普顿化表示。
2006-08-28 astro-ph
RXTE Monitoring of the Anomalous X-ray Pulsar 1E 1048.1-5937: Long-Term Variability and the 2007 March Event
经过三年没有异常活动，异常X射线脉冲星1 E 1048.1-5937于2007年3月重新激活。我们报告了在2007年3月26日（MJD 54185.9）探测到的一个大故障（Delta（nu）/nu =1.63（2）X~10^{-5}），与脉冲通量耀斑的爆发同时发生，这是Rossi X射线定时探测器在10年的监测中从该源观测到的第三次耀斑。此外，我们报告的时间属性的演变，脉冲通量，和脉冲轮廓的RXTE测量从1996年7月至2008年1月，这个源的详细研究。在我们的定时研究中，我们尝试对所有可用的观测进行相位相干定时。我们发现，在2001年，在第一个脉冲通量耀斑的上升附近发生了一个不确定性质的定时异常;我们发现，在2002年，在第二个耀斑的上升附近发生了一个可能的故障（Delta（nu）/nu =2.91（9）× 10 ^{-6}），我们给出了自旋下降变化的详细描述。在我们的脉冲通量研究中，我们比较了三个耀斑的衰变，并讨论了硬度比的变化。在我们的脉冲轮廓的研究中，我们发现，轮廓表现出大的变化附近的前两个耀斑的峰值，和几个小的短期轮廓变化在最近的耀斑。最后，我们报告发现一个小爆发27天后，最后一个耀斑的高峰，第四次爆发发现从这个来源。在磁星模型的框架下讨论了观测到的性质之间的关系。
2009-07-25 astro-ph
Deep infrared observations of the puzzling central X-ray source in RCW103
1 E 161348-5055（1 E 1613）是一个点状的软X射线源，最初被认为是一颗无线电安静的孤立中子星，在2000年前的超新星遗迹RCW 103的中心闪耀。1 E 1613具有令人困惑的6.67小时周期性以及在几年的时间尺度上的戏剧性变化。这样的时间行为，加上年轻的年龄和缺乏明显的光学对应物，使1 E 1613成为与SNR相关的所有紧凑物体中的唯一来源。它可能是在SNR中发现的第一个低质量X射线双星系统，或者是一个具有极慢自旋周期的特殊孤立磁星。2001年用VLT/ISAAC仪器和2002年用HST上的NICMOS相机对档案红外观测进行了分析，揭示了一个非常拥挤的领域。一些源的位置与我们从13个钱德拉观测的分析中得出的精确X射线误差区域一致。为了阐明1 E 1613的性质，我们在ESO/VLT使用NACO仪器对该区域进行了深红外观测，寻找变化。我们找不到令人信服的理由将任何候选人与1 E 1613联系起来。一方面，在X射线源的双星系统模型的框架内，其中一个候选者是1 E 1613的低质量伴星的可能性很小。另一方面，如果X射线源是一个孤立的磁星周围的后备磁盘，我们不能排除红外对应隐藏在候选人。如果没有一个潜在的对应物与X射线源相连接，则1 E 1613将在IR中保持未检测到，直到Ks>22.1。这样的上限只与位于1 E 1613位置的极低质量恒星（M6-M8矮星）相一致，并…
2008-03-19 astro-ph
X Ray Precursors in GRBs and SGRs: outer X tails around a Precessing Gamma Jet
在主要的伽马射线暴（GRB）和罕见的软伽玛重复源（SGR）事件之前的弱孤立X射线前兆事件与任何火球或磁星的情况都不一致。这些模型起源于一个独特的爆炸事件导致，由内部-外部冲击波，软次级列车后的主要伽马信号。事实上，最早的GRB 980519，GRB 981226事件以及最新和最遥远的GRB 000131事件都显示出罕见但识别良好和独特的X射线前兆，发生在主要GRB爆发前几十秒甚至一分钟。这些微弱的X射线前体爆发对应着不可忽略的能量，高达百万颗超新星。它们是罕见的，约占所有伽玛暴的（3-6）%，但不是唯一的。类似的巨大爆炸前兆与连续的主火球GRB爆发完全不一致。在最罕见和最详细的SGR事件中也发现了类似的短暂X射线前兆闪光，如1999年8月27日和29日从SGR 1900+14观测到的那些。它们与磁星火球爆炸不一致。我们将它们解释为早期边缘闪耀的外围X锥形射流尾部周围的一个较窄的伽玛旋进，旋转光束喷向地球燃烧模式;后来重新交叉和更好地击中目标-卫星探测器-是主要的GRB（和SGR）观察到的结构事件的来源。X射线前兆的存在是γ暴和SGR进动相对论性喷流性质的又一显著证据。
2000-11-27 astro-ph hep-ex hep-ph
X Ray Precursors in SGRs: Precessing Gamma Jet Tails
在主要的伽马射线暴（GRB）和罕见的软伽玛重复源（SGR）事件之前的弱孤立X射线前兆事件与任何火球或磁星的单发爆炸情景完全不一致。近两年来，火球模型被进一步修改为喷泉束射流与外壳的相互作用和爆炸，以解释伽玛暴的精细时间结构。与此相反，我们提出了一个统一的情况下，GRBs-SGRs的进动伽玛射流（不同强度）和几何光束的源GRB和SGRs宽的形态。伽玛暴是沿喷流细轴观测到的尖形超新星喷流自旋和进动。它们神秘的弱X射线前体爆发，对应于不可忽略的能量功率，对于GRB高达百万颗超新星，是在X射线尾处观察到的离轴γ射流尾。它们是罕见的，约占所有伽玛暴的（3-6）%，但根本不是唯一的。在最罕见和最详细的SGR事件中发生了类似的短暂X射线前兆闪光，如SGR 1900+14的1998年8月27日和29日事件。同一个源在最近的2001年4月18日一直处于非常强有力的活动中，再一次在X射线前兆之前。这些事件与任何Fireball或Magnetar-Mini-Fireball模型不一致。我们自然地将它们解释为外围X锥形旋进喷流的早期边缘闪耀，即围绕着较窄的伽马旋进喷流的离轴尾。只有当灯塔喷流在轴向燃烧模式对地球，我们观察到更硬的功率全SGR事件。我们预测在软伽马中继器峰值活动期间会有如此丰富的X射线前兆信号（比伽马信号更多）;它们应该是丰富的，并且在峰值活动时由Beppo-Sax WFC或Chandra …
2001-05-18 astro-ph cond-mat gr-qc
