The Distance of the SNR Kes 75 and PWN PSR J1846-0258 System
超新星遗迹Kes 75/PSR J1846-0258的关联可以被认为是确定的，因为年轻的PSR J1846-0258在Kes 75中心的准确位置和在脉冲星周围检测到的明亮的射电/X射线同步加速器星云。通过分析Kes 75的HI和$^{13}$ CO图、HI发射光谱和吸收光谱以及$^{13}$ CO发射光谱，我们提出了一种新的SNR/脉冲星系统距离估计方法。Kes 75在负速度下没有吸收特征，这强烈反对广泛使用的19至21 kpc的大距离，并表明Kes 75在太阳圈内，即距离$d<$ 13.2 kpc。Kes 75可能在5.1至7.5 kpc的距离，因为最高的HI吸收速度为95 km/s，并且没有吸收与Kes 75方向上附近102 km/s的HI发射峰值相关。这一距离给出了PSR J1846-0258及其PWN的合理光度，也导致Kes 75的半径小得多。因此，SNR的年龄与PSR J1846-0258的自旋下降年龄一致，确认这颗脉冲星是银河系中第二年轻的脉冲星。
2008-02-08 astro-ph
Deep Chandra Observation of the Pulsar Wind Nebula Powered by the Pulsar J1846-0258 in the Supernova Remnant Kes 75
利用钱德拉X射线天文台的深曝光观测资料，对Kes 75（G29.7-0.3）超新星遗迹中的脉冲星风星云（PWN）进行了详细的空间和光谱分析。PWN具有复杂的形貌和清晰的轴对称结构。我们确定了一个单侧喷流和两个明亮的团块与整个星云的伸长对齐，以及垂直于喷流方向的弧形特征。利用环面和射流模型的进一步空间建模指示PWN对称轴的位置角$207\arcdeg\pm8 \arcdeg$。我们将弧解释为赤道环面或赤道环，而团块可能是射流与周围介质之间的激波相互作用。没有任何可观察到的反向射流意味着流速大于0.4c。与6年前的档案观测相比，PWN中的一些小尺度特征表现出强烈的变化：内部急流的通量增加了一倍，北部团块的峰值变宽并向外移动2”。此外，脉冲星通量增加了6倍，表现出从$Γ$ =1.1到1.9的大量光谱软化，以及在第一个历元中没有观察到的新兴热分量。脉冲星光谱的变化可能与Chandra观测前7天发生的脉冲星类磁星爆发有关，正如RXTE观测最近报道的那样。
2008-09-16 astro-ph
On the Spin History of the X-ray Pulsar in Kes 73: Further Evidence For an Utramagnetized Neutron Star
在以前的论文中，我们介绍了在超新星遗迹Kes 73中发现的12 s X射线脉冲星，这为超磁化中子星（磁星）提供了第一个直接证据，其等效偶极场几乎是量子临界磁场的20倍。我们的结论是基于两个时期的自旋测量，以及对宿主超新星遗迹的年龄估计。在这里，我们提出了一个自旋年表的脉冲星使用额外的GINGA，ASCA，XTE，和SAX数据集跨越十年。时间和光谱分析证实了我们的初步结果，并严重限制了所观察到的流量的吸积起源。在10年的基线，脉冲星被发现经历了一个快速的，不断的自旋下降，同时保持稳定的流量和不变的脉冲轮廓。在测量不确定度内，没有发现与线性降速的系统偏离-如在脉冲到达时间中的毛刺或简单随机波动（例如红色定时噪声）的情况下的偏离。我们认为这颗脉冲星类似于软伽马射线中继器，然而，它非常稳定，尚未显示出类似的爆发;未来可能会有来自该物体的伽马射线活动。
1999-06-08 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
Soft Gamma Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars: Magnetar Candidates
本文是对软γ重复站和反常X射线脉冲星的综述。它包含了这些类别的中子星出现的简要历史记录，观测数据的全面概述，磁星模型的简明摘要，并建议在这一领域的未来研究方向。
2004-11-04 astro-ph
BeppoSAX observations of the young pulsar in the Kes 75 Supernova Remnant
我们提出的年轻的X射线脉冲星PSR J1846-0258，最近在复合超新星遗迹Kes 75的中心发现的BeppoSAX观测的结果。脉冲星（加上星云）的光谱可以用吸收功率定律拟合，其光子指数α_ph=2.16+/-0.15，N_H=（4.7+/-0.8）x 10^22 cm^-2，未吸收通量为3.9x10^-11 erg cm^-2 s^-1（2-10 keV）。通过将间隔两周的两次观察结果结合起来，我们已经能够获得自旋周期的精确测量值（P=324.818968+/-0.000006 ms）。当与先前的测量值结合时，该值不能通过具有规范制动指数n=3的平滑频率演变来拟合。假设没有毛刺和/或明显的计时噪声，制动指数将是n=1.86+/-0.08，假设初始周期较短，脉冲星的年龄将是1700年，比简单估计的τ=P/2 \pdot =723年更接近超新星遗迹。其他可能的可能性包括小故障的存在，并导致广泛的可接受的年龄范围。例如，如果故障发生在MJD 51500附近，我们得到的n在1.8-2.5的范围内，而对于1993年10月至1999年3月之间的故障，我们只能得到n>1.89的下限。
2002-04-03 astro-ph
Chandra X-ray Imaging Spectroscopy of the Young Supernova Remnant Kesteven 75
我们提出了一个空间分辨光谱分析的年轻的银河系超新星遗迹Kes 75（SNR G29.7-0.3）使用钱德拉X射线天文台。Kes 75是越来越多的壳型残骸的例子之一，它的中心脉冲星为扩展的无线电/X射线核心提供动力。我们能够确定最近发现的脉冲星PSR J1846-0258的位置，并确认来自残骸核心组件的X射线与脉冲星及其周围风星云的非热幂律发射一致。我们发现脉冲星的光谱比风星云的光谱硬得多。在射电壳所描绘的整个体积中探测到较弱的漫射辐射，其表面亮度分布与射电辐射惊人地相似。归因于电离的Mg、Si和S的强线的存在表明，这种发射中的至少一部分本质上是热的。然而，当我们使用非太阳元素丰度的欠电离等离子体模型来表征发射时，我们发现我们需要一个额外的扩散高能成分。我们发现，这种发射的一个显着的部分是一个X射线散射晕从脉冲星和它的风星云，虽然非热的贡献，在冲击加速的电子不能被排除在外。
2002-09-18 astro-ph
Period clustering of the Anomalous X-ray Pulsars and magnetic field decay in magnetars
我们面对的旋转，磁性和热演化的超磁化中子星，或磁星的理论模型，与现有的数据异常X射线脉冲星（AXP）。我们认为，如果将AXP解释为磁星，那么只有当磁星中的磁场在10^4年量级的时间尺度上显著衰减时，才能从全球范围内理解它们的自旋周期在6秒到12秒之间的聚集（目前在这类天体中观察到的）、它们的周期导数、它们的热X射线光度以及它们中的两个与年轻超新星遗迹的关联。
1999-12-03 astro-ph
High magnetic field pulsars and magnetars: a unified picture
我们提出了一个统一的图像，高磁场射电恒星和磁星，认为他们都是旋转的高场中子星，但有不同的方向，其磁轴相对于各自的旋转轴。在强磁场中，光子分裂抑制了表面附近的电子对产生，高场电子对可以有活跃的内部加速器，而异常X射线电子对则不能。这可以解释异常X射线脉冲星1 E 2259+586和高场射电脉冲星PSR J1814-1744观测到的非常不同的发射特性。这幅图的预测结果是，表面磁场大于约$2\times 10^{14}$ G的射电望远镜不应该存在。
2000-04-05 astro-ph
Pulsar Physics without Magnetars
在发现脉冲星近40年后，尽管有大量关于它们的安全数据，脉冲星理论仍然受到一些基本不一致的困扰。在这篇简短的文章中，我将论证（i）磁星不存在，（ii）（普通）汽车熄火（或“死亡”）当它们的风压低于保持CSM在一个安全的距离，超过10^15厘米，因此他们可以模仿磁星，（iii）毫秒磁星出生快（在核心坍缩SNe），并且在球状星团内部比它们外部老得多，（iv）中子星共转磁层几乎可以与它们的自旋频率共振振荡，引起脉冲漂移，（v）垂死双星是宇宙射线和伽玛暴的主要来源。
2006-12-29 astro-ph
Radio-quiet X-ray pulsars in Supernova Remnants and the ``Missing'' Pulsar Problem
年轻的中子星（NS）演化为快速旋转的蟹状脉冲星的范式需要重新审视。越来越多的证据表明，事实上，许多年轻的NS是缓慢旋转（P ~ 10-s）的X射线辐射源，缺乏可检测的无线电发射。我们提出了三个无线电安静的NS候选人与超新星遗迹，这表明，替代的进化路径存在年轻的超新星。其中包括Kes 73中的12秒脉冲星，Kes 75附近的7秒脉冲星，以及RCW 103中神秘的X射线源。我们假设，这样的对象解释了超新星遗迹中射电暴的明显缺乏。
1998-09-10 astro-ph
Two Radio Pulsars with Magnetar Fields
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。
2003-10-16 astro-ph
Emission From Rotation-Powered Pulsars and Magnetars
我将回顾在理解旋转驱动的脉冲星和磁驱动的异常X射线脉冲星（AXP）和软伽马射线中继器（SGR）的高能量发射方面的最新进展。在过去的几年里，这些领域在观测和理论上都非常活跃，部分原因是来自钱德拉，XMM-Newton和RXTE的新X射线数据。与此同时，帕克斯多波束巡天发现了700多个新的射电望远镜，其中一些是年轻的，与EGRET源重合，另一些则具有磁强度磁场。这些新的观测结果提出了关于中子星诞生和演化的重要问题，以及它们的高能发射特性。
2005-10-05 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
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。
1999-04-09 astro-ph
Wave Modes in the Magnetospheres of Pulsars and Magnetars
本文研究了磁星和磁星磁层相对论性流对等离子体中的波传播模式，着重讨论了真空极化效应。我们表明，结合等离子体和真空极化效应引起真空共振，其中“避免模式交叉”之间发生的非凡模式和（超发光）普通模式。当光子从小半径处的真空偏振主导区域传播到大半径处的等离子体主导区域时，其偏振态可能会在真空共振期间发生显著变化。我们绘制出参数区域（例如，场强度、等离子体密度和洛伦兹因子）下发生真空谐振，并检查波传播如何受到谐振的影响。我们的研究结果的一些可能的应用进行了讨论，包括高频无线电发射的恒星和可能的磁星，和光学/红外辐射的中子星表面和内部磁层。
2007-01-22 astro-ph
Neutron star magnetospheres: the binary pulsar, Crab and magnetars
许多不同的观测和理论证据表明，与传统观点相反，中子星的闭合场线由密集的热等离子体组成，可能是产生一些无线电和高能辐射的原因。这一结论是基于双星脉冲星系统PSR J 0737 - 3039 A/B的日食模型（Lyutikov & Thompson 2005），蟹状星云巨脉冲的定量理论（Lyutikov 2007）和一些与磁星通过共振散射产生非热光谱相关的理论工作。在磁星中，密集的等离子体对是通过扭曲磁场线和相关的电场产生的，这些磁场线和电场是将粒子从磁星表面提起所必需的。在长周期磁共振器中，闭合场线上的热粒子可以通过磁镜有效地捕获，使得例如由于从开放场线的漂移而导致的相对低的供应速率可以导致高密度。在短周期类星体中，磁镜不起作用;在Y点附近的磁赤道仍然可能有大的密度。
2007-08-07 astro-ph
Low Frequency Radio Emission of Pulsar PSR J1907+0919 Associated with the Magnetar SGR 1900+14
自1988年12月以来，在普希奇诺天文台使用BSA射电望远镜以111 MHz的频率观测了软伽马中继器SGR 1900+14。我们已经检测到了脉冲无线电发射（Shitov 1999）与相同的5.16秒的周期，这是早期报告的对象。时序分析表明，这颗与SGR 1900+14相关的新射电脉冲星PSR J 1907 +0919具有超强磁场，为8.1 * 10^14 G，从而证实它是一颗“磁星”。PSR J1907+0919的色散测量值为281.4（9）pc * cm^（-3），这给出了脉冲星距离的估计值约为5.8 kpc。
2000-03-03 astro-ph
Could 2S 0114+650 be a magnetar?
研究了X射线脉冲双星2S0114 +650的自旋演化，该双星具有已知最慢的自旋周期$\sim 2.7$小时。我们认为，要解释如此长的自旋周期，这颗脉冲星的磁场强度必须是最初的$\gsim 10^{14}$ G，也就是说，它是作为磁星诞生的。由于脉冲星目前有一个正常的磁场$\sim 10^{12}$ G，我们的研究结果目前的磁场衰减磁星模型预测的支持。
1999-01-10 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
The Chandra X-ray Spectrum of the 10.6 s Pulsar in Westerlund 1: Testing the Magnetar Hypothesis
2005年5月和6月，钱德拉天文台两次对严重变红的星系星爆星团韦斯特伦德1号进行了灵敏的X射线观测，发现了一颗以前未知的X射线脉冲星（CXO J164710.20-455217）。它缓慢的10.6秒脉动，中等的X射线温度kT $\approx$ 0.5 keV，以及明显缺乏大质量伴星，初步表明它是一颗异常X射线脉冲星（AXP）。一个等温黑体模型产生一个可接受的光谱拟合，但推断的源半径是远远小于一个中子星，结果也被发现为其他AXP。我们分析的X射线光谱与更复杂的模型，包括一个模型，假设脉冲星是一个强磁化的中子星（"磁星“）与轻元素的气氛。我们的结论是，所观察到的X射线发射不能解释为全球表面发射所产生的冷却中子星或磁星的表面。发射可能出现在覆盖表面一小部分的一个或多个局部区域（"热点“）。我们讨论了这些新的结果的背景下吸积和磁星解释的X射线发射。
2006-07-23 astro-ph
PSR J1847-0130: A Radio Pulsar with Magnetar Spin Characteristics
我们报告的发现PSR J1847-0130，一个无线电脉冲星与6.7秒的自旋周期，在银河平面的帕克斯多波束调查。脉冲星的减速率为1.3 × 10 ^{-12} s/s，这是很高的，意味着表面偶极磁场强度为9.4 × 10 ^{13} G。这个推断出的偶极磁场强度是迄今为止所有已知射电望远镜中最高的，是“量子临界场”的两倍多，一些模型预测在量子临界场以上不应该发生射电发射。这颗脉冲星的偶极磁场强度和周期与异常X射线双星的范围相同，后者已被确定为“磁星”，其发光的X射线发射是由其巨大的磁场驱动的。我们检查了ASCA的存档数据，并对J1847-0130的X射线光度设定了上限，该上限低于除一个AXP外的所有其他AXP的光度。这颗脉冲星的性质证明，推断的偶极磁场强度和周期不能单独负责磁星的不寻常的高能量特性，并为理解年轻中子星的这两种表现形式之间的可能关系带来了新的挑战。
2003-06-03 astro-ph
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。
2005-01-26 astro-ph
Transient pulsed radio emission from a magnetar
异常X射线双星（AXP）是缓慢旋转的中子星，具有非常明亮和高度可变的X射线发射，根据“磁星”模型，这些中子星被认为是由> 1 e14 G的超强磁场提供动力的。从1,700多颗磁场较弱的中子星上观测到的无线电脉动，从未在十几颗已知的磁星上探测到。X射线脉冲星XTE J1810-197在2003年被发现是第一颗具有瞬时发射的AXP，当时它的亮度从静止水平增加了100倍;一年后发现了一个未知来源的同步射电源。在这里，我们展示了XTE J1810-197发射明亮，狭窄，高度线性偏振的无线电脉冲，在每次旋转时都可以观察到，从而确定磁星可以是无线电脉冲星。在2003年的X射线爆发之前，没有任何无线电发射的证据（不像普通的超新星，它一直在发射无线电脉冲），流量每天都在变化。在所有射频下的通量大致相等--在>20 GHz时，XTE J1810-197是目前已知的最亮的中子星。这些观测结果将磁星与普通射电望远镜联系起来，排除了AXP的其他吸积模型，并为磁星的日冕提供了一个新的窗口。
2006-08-22 astro-ph
A model for double notches and bifurcated components in radio profiles of pulsars and magnetars - Evidence for the parallel acceleration maser in pulsar magnetosphere
三颗邻近的恒星B1929+10、J 0437 -4715和B 0950 +08的平均脉冲轮廓显示出不寻常的“双凹口”。这些类似W的外观特征由两个相邻的V形凹陷组成，这两个凹陷大致以sep \propto nuobs^{-1/2}的速率以增加的观察频率nuobs彼此接近，其中sep是凹口最小值之间的间隔。我们表明，基本属性的缺口，即他们的W-样的外观和他们的收敛率可以理解内的一个狭窄的类的相干无线电发射的模型从恒星：基于环境电场的平行振荡的相干逆康普顿散射的自由电子脉泽模型。观察到的特性的类摇摆器振荡的傅立叶频谱是窄的，无线电发射的宽带特性反映了电子能量分布的宽度。这种模型为B 0950 +08的主脉冲和间脉冲之间的频率无关分离以及J 0437 -4715的锥状发射中缺乏半径到频率映射提供了自然的解释。在第一颗射电磁星XTE J1810-197的轮廓中，主脉冲的频率行为也可以在这个模型中得到解释。
2007-02-05 astro-ph
Kes 73: A Young Supernova Remnant with an X-ray Bright, Radio-quiet Central Source
我们澄清的性质，小直径超新星遗迹（SNR）Kes 73和它的中央紧凑的源，1 E 1841-045，使用X射线数据获得的ASCA天文台。我们介绍了一个空间光谱分解技术，必要的解开紧凑的源ASCA光谱勉强解决壳型残留。源光谱（1 - 8 keV）的特征是吸收的幂律，光子指数约为3.4，NH约为3.0 E22 cm^-2，可能是非热性质的。这个明亮的X射线源很可能是一颗缓慢旋转的脉冲星，我们的同伴论文（Vasisht & Gotthelf 1997）报道了它的发现。SNR光谱是热等离子体的特征，kT ~ 0.7 keV，并且发射线是典型的年轻残骸。元素Mg和可能的O和Ne被发现是过度丰富的，定性地表明起源于一个巨大的祖先。我们发现，Kes 73是一个年轻的（~ 2000年）II/Ib型SNR包含一个中子星脉冲星旋转非常缓慢的年龄。Kes 73是另一个不断增长的SNR类别的成员，其中包含具有硬光谱特征的无线电安静紧凑源。
1997-06-05 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
The Magnetar Nature and the Outburst Mechanism of a Transient Anomalous X-ray Pulsar
异常X射线脉冲星（AXP）属于一类中子星，据信拥有宇宙中最强的磁场，如它们的能量爆发和快速自旋所示。然而，一个明确的测量其表面场强度尚未作出日期。也不知道AXP爆发是否是由于中子星磁场或地壳性质的变化。在这里，我们报告的光谱测量的表面磁场强度的AXP，XTE J1810 $-$ 197，并巩固其磁星的性质。从详细的频谱分析和建模，B =（2.72 $\pm$ 0.03）$\times10^{14}$ G，获得的场强是非常接近的值推断，从该源的自旋下降的速度，并保持几乎恒定在许多观测跨越一个数量级的源通量。另一方面，地表温度在2003年爆发后稳步大幅下降。我们的研究结果表明，加热发生在上中子星地壳爆发期间，揭示了AXP的瞬态行为。
2007-08-03 astro-ph
Coherent Emission from Magnetars
提出磁星表面上方的磁层电流辐射类似于磁星的相干辐射。按比例换算磁层参数表明，磁星的相干发射将出现在红外或光学波段。
2002-06-20 astro-ph
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。
2001-12-02 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
Protoneutron star dynamos: pulsars, magnetars, and radio-silent X-ray emitting neutron stars
我们讨论的平均场发电机行动的质子中子星的不稳定性，在早期的演化阶段。平均场产生于Rossby数为$\sim 1$且平均场发电机有效的中子指不稳定区。根据旋转速率的不同，平均场发电机可以导致三种不同类型的恒星的形成。如果质子中子星的初始周期很短，那么产生的大尺度场非常强（$> 3 \times 10^{13}$ G），并且超过了中子星表面的小尺度场。如果旋转是中等的，那么这些恒星或多或少都是由标准的偶极场（$< 3 \times 10^{13}$ G）形成的，但表面的小尺度磁场比偶极场强。如果自转非常慢，那么平均场发电机就不工作，中子星就没有全局场。然而，在这样的恒星中产生了强的小尺度场，它们可以表现为具有非常低的自旋下降速率但具有从光谱特征推断的强磁场的物体。
2006-03-01 astro-ph
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
Vacuum nonlinear electrodynamic effects in hard emission of pulsars and magnetars
本文讨论了用X射线和γ射线天文学方法观测X射线、γ射线双星和磁星硬发射中某些非线性电动力学效应的可能性。现代空间天文台的角分辨率和灵敏度为研究非线性电动效应提供了机会，这种效应可能发生在极强磁场的类星体（$B\sim 10^{12}$ G）和磁星（$B\sim 10^{15}$ G）中。这种磁场大小与真空中电动力学非线性表现所需的磁场感应的典型值相当。因此，在强磁场中，磁中子星附近的电磁辐射会发生非线性电动力学效应（如射线弯曲、通量色散、光谱和偏振态变化）。在真空中麦克斯韦方程的非线性推广的基础上，讨论了这些效应在磁中子星硬辐射探测中的表现。在这些理论的框架下，得到了电磁波在磁偶极场中传播的色散方程，分析了在中子星磁场中观测射线弯曲和γ射线通量色散的可能性。唯一可以测量的非线性电动力学效应是中子星磁场对γ射线通量的色散效应。研究这种效应，我们也可以获得信息的非线性电动力学弯曲的射线源。不同的非线性电动力学理论的预测的主要定性差异进行了讨论。
2003-05-29 astro-ph
Is SGR 1900+14 a Magnetar?
我们目前的软伽马射线中继站SGR 1900+14的RXTE观测9月4日至18日，1996年，近2年前的1998年活跃期的源。在为期2周的观测中测得的脉冲星周期（P）为5.1558199 +/- 0.0000029 s，周期导数（Pdot）为（6.0 +/- 1.0）× 10^-11 s/s，与活动期开始前的平均Pdot（6.126 +/- 0.006）× 10^-11 s/s相一致。这个Pdot比活跃期内和之后观测到的（12.77 +/- 0.01）× 10^-11 s/s的一半还小。如果磁偶极辐射是脉冲星自旋下降的主要原因，那么隐含的脉冲星磁场将超过4.4 × 10^13 G的临界磁场一个数量级以上，并且对这个和其他SGR的磁场估计已经被提供作为SGR是磁星的证据，其中中子星的磁能超过旋转能。然而，观测到的Pdot的加倍表明，脉冲星磁场能量在源进入活跃阶段时增加了100%以上，这似乎很难与SGR爆发由磁能释放提供动力的模型相一致。正因为如此，我们认为SGR双星的自旋下降不是由磁偶极子辐射驱动的，而是由一些其他过程驱动的，最有可能是相对论风。因此，Pdot并没有提供脉冲星磁场强度的测量，也没有提供磁星存在的证据。
1999-06-03 astro-ph
Modelling of isolated radio pulsars and magnetars on the fossil field hypothesis
我们探讨了中子星的磁场是化石起源的假说。对于主序上磁通量分布和中子星出生自旋周期的参数化模型，我们以初始质量函数和恒星形成率作为银河系中心半径的函数为出发点，计算了银河系中孤立射电星的预期性质。然后，我们使用1374 MHz的Parkes多波束调查的孤立的无线电卫星，以约束我们的模型中的参数，并推导出所需的分布的磁场的主要序列。我们发现一个模型与观测结果一致，该模型的恒星形成率对应于银河系中质量在8 ~ 45太阳质量范围内的恒星每百年发生2次超新星的速率，并预测银河系中有447，000颗光度大于0.19 mJy kpc ^[2]的活跃超新星。OB恒星的磁场分布在46高斯附近达到峰值，其中约8%的恒星磁场超过1,000高斯。更高场的祖先产生了24颗中子星，它们的场超过10^14高斯，周期从5秒到12秒不等，年龄高达10万年，我们认为它们是磁星的主要组成部分。我们还预测，高场中子星（log B>13.5）优先起源于更高质量的祖星，平均质量为1.6太阳质量，这是显着高于平均质量的1.4太阳质量的总人口的射电恒星计算。
2006-01-12 astro-ph
The Distance and Age of the SNR Kes 73 and AXP 1E 1841-045
我们提供了一个新的距离估计超新星遗迹（SNR）Kes 73及其相关的异常X射线脉冲星（AXP）1 E 1841-045。本文分析了新的VLA观测的21 cm HI图象和HI吸收/发射谱，以及Kes 73和两个相邻的致密HII区（G27.276+0.148和G27.491+0.189）的13 CO发射谱。HI图像显示与Kes 73和HII区域相关的突出吸收特征。吸收出现到切点速度，给出到Kes 73的7.5 kpc的距离下限，这在以前被给出为上限。另外，G27.276+0.148和G27.491+0.189处于它们的射电复合线速度的远运动学距离处。所有三个物体在80- 90公里/秒范围内都有显著的HI发射。两个HII区在~ 84 km/s处显示出HI吸收，但在Kes 73吸收光谱中没有吸收。这意味着到Kes 73的距离上限约为9.8 kpc。这一修正后的Kes 73/ AXP 1 E 1841-045系统的较大距离导致SNR的精确年龄为500至1000年，AXP X射线光度增加了约50%。
2008-02-15 astro-ph
The Birthrate of Magnetars
磁星是具有超强磁场的中子星（$B\sim 10^{14} - 10^{15}$ G），以软伽马射线中继器和异常X射线中继星的形式表现出其奇异的性质。这项研究估计磁星的出生率为每世纪$\sim$ 0.22，银河系人口包括$\sim$ 17个对象。根据ROSAT全天巡天探测到的五颗异常X射线双星，通过将它们的数量与一个明确定义的体积中的大质量OB星的数量进行比较，进行了星族合成。此外，在同一次巡天中发现的7颗X射线昏暗孤立中子星的诞生率为每世纪$\sim$ 2颗，银河系中有$\sim$ 22，000颗天体。
2007-09-07 astro-ph
The Distances of SNRs Kes 69 and G21.5-0.9 from HI and 13CO Spectra
我们获得了新的HI和$^{13}$ CO图像周围的超新星遗迹（SNR）Kes 69和G21.5-0.9。通过比较HI谱和$^{13}$ CO发射谱，我们将Kes 69的运动学距离修正为$\sim$ 5.5 kpc，即11.2 kpc，并将G21.5-0.9的运动学距离修正为~4.8 kpc。对于Kes 69，最高吸收速度为~86 km/s，在~ 112 km/s处的显著HI发射特征没有相应的吸收。这些新的结果表明，Kes 69与一个新探测到的扩展的1720 MHz OH脉泽有关，其速度约为85 km/s，起源于Kes 69明亮的南部射电壳层内。对于G21.5-0.9，最高吸收速度约为67 km/s。附近亮源PMN J1832-1035和Kes 69的HI吸收光谱在~69 km/s的速度下显示出共同的吸收特征，这在G21.5-0.9中没有看到。由此得到的速度约为68 km/s，给出了G21.5-0.9和相关年轻脉冲星J1833-1034的最佳距离估计约为4.8 kpc。
2008-09-26 astro-ph
The strongest cosmic magnets: Soft Gamma-ray Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars
两类X射线脉冲星，异常X射线脉冲星和软伽马射线中继星，在过去十年中被认为是最有希望成为磁星的候选者：由磁能驱动的孤立中子星。我回顾这些对象的观测特性，集中在最近的结果，并在磁星模型的解释。替代的解释，特别是那些基于吸积从残留盘，也被认为是。文中还讨论了这些源与其它类型的中子星和天体之间的可能关系。
2008-04-01 astro-ph
CCO Pulsars as Anti-Magnetars: Evidence of Neutron Stars Weakly Magnetized at Birth
我们对两个中心致密天体的新研究，PSR J1210-5226（P = 424 ms）和PSR J1852+0040（P = 105 ms），使我们得出结论，弱的出生磁场塑造了它们独特的观测特性。在偶极自旋下降形式中，它们的周期导数的2-σ上限<2 E-16，这意味着表面磁场强度B_s <3E-11 G，并且它们出生时的自旋周期等于它们现在的周期的三位有效数字。它们的X射线光度超过各自的自旋下降光度，这意味着它们的热光谱来自剩余冷却，可能部分来自超新星碎片的吸积。对于足够弱的磁场，一个吸积盘可以穿透光圆柱体并与磁层相互作用，同时对中子星产生的扭矩保持在观测范围内。我们提出以下无线电安静CCO的起源：磁场，来自一个湍流发电机，是较弱的，如果NS形成旋转缓慢，这使得它能够吸积SN碎片。吸积不包括射电脉冲星巡天中出生时B_s均为0.1的中子星< 1E11 G and P >，在射电脉冲星巡天中，除了非常古老（> 4000万年）或回收的中子星外，不会遇到这种弱场。我们预测，这些出生属性是常见的，并可能是最年轻的检测到的中子星，CCO仙后座A，以及一个未被发现的婴儿中子星在SN 1987 A残余的属性。鉴于在Cas A周围发现的远红外线回波，并归因于类似SGR的爆发，通过计时来确定Cas A是否拥有磁星尤为重要。如果不是磁星，Cas A NS可能经历了一次相变（corequake），为光…
2007-11-10 astro-ph
Magnetars and fossil-field model of origin of magnetic field
研究了异常X射线脉冲星和软γ射线中继站的演化和成因。发现了有利于磁星模型的新论据，表明这些天体是由质量较大的恒星形成的，它们的高磁场是化石场模型造成的。
2008-10-29 astro-ph
The magnetar 1E 1547.0-5408: radio spectrum, polarimetry, and timing
利用Parkes望远镜和澳大利亚望远镜紧凑阵研究了异常X射线脉冲星1E1547.0 -5408（PSR J1550-5418）的射电辐射。脉冲星的通量密度在1.4和45 GHz之间大致相同，但显示出时间变化。辐射在45和3.2 GHz之间几乎100%线性偏振，但从2.3到1.4 GHz，它变得越来越去偏振。-1860 rad/m^2的旋转测量值是已知脉冲星中最大的，这意味着沿视线的平均磁场强度为2.7 microG。脉冲轮廓在所有观察到的频率下都是圆偏振的，在较低的频率下更是如此，在~15%的水平上。观测到的线偏振位置角随脉冲相位的摆动表明，在这颗中子星中，自转轴和磁轴几乎是一致的，而且它的射电辐射只能在很小的立体角内被探测到。定时测量表明，这颗2秒脉冲星的周期导数在6个月内增加了近40%。平坦的光谱以及通量密度和脉冲轮廓的变化让人想起XTE J1810-197的特性，XTE J1810-197是唯一已知的其他无线电发射磁星，与普通的无线电磁星相比是异常的。
2008-02-04 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<$=（I_3-I_1）/I_1 ~ 10^{-8};所得到的欧拉进动耦合到与近区辐射场相关联的电磁转矩的振荡分量，该恒星执行周期为τ_pr ~ 2 π/π ω（t）~ 10 yr的非谐摆动，其中ω（t）是作为时间t的函数的旋转频率。我们求解了真空中双轴磁体旋转的欧拉方程，计算出的Omega（t）与1 E 1048.1-5937和1 E 2259+586的实测时间历程相匹配，预测了这两个天体未来20年的Omega（t），预测了<d（Omega）/dt>和τ_pr之间的统计关系，并随着已知AXP数量的增长进行了检验;并假设在未来软伽马射线中继器（SGR）的X射线定时中将观察到辐射旋进。
1999-04-29 astro-ph
The Anatomy of a Magnetar: XMM Monitoring of the Transient Anomalous X-ray Pulsar XTE J1810-197
我们介绍了对瞬时异常X射线脉冲星XTE J 1810 -197进行多历元计时和光谱研究的最新结果。在两年半的时间里，我们已经用牛顿X射线多镜任务（XMM-牛顿）获得了对这颗脉冲星的七次观测，以跟踪源从爆发中消失时的光谱演化。光谱可以说是最好的特点是一个两个温度的黑体，其光度呈指数下降与tau_1 = 870天和tau_2 = 280天，分别。这些组件的温度目前正在以每年22%的速度冷却，从一个几乎恒定的值记录在较早的时代kT_1 = 0.25 keV和kT_2 = 0.67 keV，分别。新的数据表明，该成分的温度T_1和亮度已接近其历史静止水平，其脉动部分随时间稳步下降，与以前在静止时没有探测到脉动相一致。我们还总结了XTE J1810-197的无线电发射的检测，这是第一次确认任何AXP。我们认为可能的模型XTE J1810-197的排放几何和机制。
2006-08-22 astro-ph
Observations of X-rays and Thermal Dust Emission from the Supernova Remnant Kes 75
我们介绍了斯皮策太空望远镜和钱德拉X射线天文台观测的复合银河系超新星遗迹Kes 75（G29.7-0.3）。我们使用在24微米处检测到的通量和来自新的深X射线观测的拟合光谱的热气参数来约束尘埃排放模型，获得尘埃与气体的质量比M_dust/M_gas ~0.001。我们发现，一个两个组件的热模型，名义上表示冲击扫星际或拱星材料和反向冲击喷出物，充分适合的X射线光谱，虽然有点高的隐含密度的两个组件。我们推测，这个模型意味着一个沃尔夫-拉叶祖残体。我们还提出了中央脉冲星风星云的红外通量上限。
2007-06-13 astro-ph
Magnetars versus Radio Pulsars: MHD Stability in Newborn Highly Magnetized Neutron Stars
本文研究了新生中子星偶极静磁平衡位形的稳定性和建立与自转速度$Ω$和自转与磁轴初始夹角$α$的关系。NS被建模为一个球体的高度磁化（$B \sim 10^{15}$ G）不可压缩流体的均匀密度，刚性旋转。对于定义磁轴的初始偶极背景磁场，假设两种不同的配置。我们用谱程序求解了三维非线性MHD方程组。在无量纲形式的问题是完全定义的初始磁场强度（对于一个固定的场几何形状），磁普朗特数$\Pm$，和归一化的旋转速率。的磁场和速度场的演变被认为是由欧姆扩散和初始\Alf{}旅行时间$\ttOhm/\ttAO \approx 1000$，$\Pm = 0.1, 1, 10$，和旋转周期和初始\Alf{}旅行时间，$P/\ttAO = 0.012, 0.12, 1.2, 12$的比率的初始磁场强度。我们发现线索存在一个独特的稳定的偶极静磁配置的任何特定的$α$，独立的初始场的几何形状。比较在原始NS相末期具有相同场结构的NS，结果表明，具有$α\la 45^0$的足够快的旋转NS（$P\la6 $ ms）保留了它们的磁星场，而其他NS通过将其转化为相对小尺度场的磁能和动能而几乎失去了它们的所有初始磁能，并以$10^{12...13}$ G的偶极表面场作为射电望远镜继续它们的生命。
2006-06-06 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
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
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。
2005-11-29 astro-ph gr-qc hep-lat
The nonlinear-electrodynamic bending of the x-ray and gamma-ray in the magnetic field of pulsars and magnetars
结果表明，根据真空的非线性电动力学，电磁射线在磁偶极子场中会发生弯曲。得到了双星和磁星在引力场和磁场中的射线弯曲角。对于$b\sim R\sim $ 100 km的车辆，在Heisenberg-Euler理论中，射线的非线性电动弯曲的角度值将达到$δψ_{NED}\sim 30'',$的值，并且在具有$B_0\sim 10^{15} G$的磁星的情况下，角度$δψ_{NED}$将增加到$δψ_{NED}\sim 1 rad\sim 60^\circ .$。在相同条件下，3公里将等于$δψ_g\sim 0.06$ rad $\sim 4^\circ >.$观测只能在X射线和伽马射线中进行，因为磁层是相当不透明的。因为从地球到著名的脉冲星和磁星的距离太大，无法观察到纯粹的射线弯曲效应。在透镜效应中，光线的非线性电动弯曲和引力弯曲将被揭示出来。
2001-10-31 astro-ph gr-qc hep-ex
Magnetars
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。
2005-04-01 astro-ph gr-qc hep-ph
