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
Resonant Cyclotron Scattering and Comptonization in Neutron Star Magnetospheres
在中子星磁层中，表面辐射的共振回旋散射可能会显著地改变出射光谱，并阻碍限制中子星性质的努力。非均匀磁场中非相对论性热等离子体的共振回旋散射具有一些不寻常的特征：（1）在高共振光学厚度的极限下，回旋共振层是半透明的，与非共振散射的情况形成鲜明对比。(ii)透射通量平均为康普顿上散射的~ $1+ 2 beta_T$，其中$β_T$是以光速为单位的典型热速度;反射通量平均具有初始频率。(iii)对于透射通量和反射通量，强度的色散随光学深度的增加而减小。(iv)出射光谱是明显的非浮游生物，而在表面产生的窄光谱特征可能会被擦除。本文导出了共振层间多重散射引起的表面普朗克辐射的半解析修正，并将此模型应用于反常X射线脉冲星1E1048.1 - 5937。我们的简单模型与黑体加幂律的“正则”磁星光谱模型一样适合。
2006-02-10 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
Discovery of Cyclotron Resonance Features in the Soft Gamma Repeater SGR 1806-20
我们报告的回旋共振功能的证据，从软伽玛中继站SGR 1806-20的爆发，检测与罗西X射线定时探测器在一个长期的，复杂的前体，之前的一个强大的爆发的频谱。的功能包括一个狭窄的5.0 keV的吸收线附近的第二和第三谐波调制（分别在11.2 keV和17.5 keV）。线特征是瞬态的，并且在前体的较硬部分中被检测到。5.0 keV的特征是强的，具有约500 eV的等效宽度和小于0.4 keV的窄宽度。在吸积模型的背景下，将这些特征解释为电子回旋加速线，会导致大的质量半径比（M/R > 0.3 M_sun/km），这与中子星不一致，或者需要低（5-7）x 10 ^{11} G的磁场，而这对SGR来说是不可能的。与迄今在X射线衍射仪中观察到的电子回旋共振相比，线宽也很窄。在磁星图片中，这些特征可以解释为最近从磁星候选者预测的超强磁场中的离子回旋共振。在这种观点中，5.0千电子伏的功能是一致的质子回旋基本的能量和宽度接近模型的预测。对于SGR 1806-20，线能量对应于1.0 × 10 ^{15} G的表面磁场，这与从源中的自旋下降测量中推断的结果非常一致。
2002-10-23 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
Resonant Conversion of Photon Modes Due to Vacuum Polarization in a Magnetized Plasma: Implications for X-Ray Emission from Magnetars
真空极化可以改变强磁化中子星大气等离子体中光子的传播模式。当真空极化对光子模的影响与等离子体的影响平衡时，就会发生共振。我们表明，光子（能量$E\go$几千电子伏）在大气中向外传播可以从一个偏振模式转换成另一个，因为它穿过共振密度，$ρ_{res}\simeq Y_e^{-1}η^{-2}(B/10^{14} G)^2(E/1 keV)^2$克厘米$^{-3}$，其中$Y_e$是电子分数，和$η\sim 1$是一个缓慢变化的磁场$B$的功能。这种模式转换的物理过程类似于中微子振荡的Mikheyev-Smirnov-Wolfenstein机制。由于这两种光子模式在大气中的不透明度有很大的不同，这种真空诱导的模式转换可以显著影响强磁化中子星的辐射输运和表面发射。
2001-10-18 astro-ph
XMM-Newton observations of CXOU J010043.1-721134: the first deep look at the soft X-ray emission of a magnetar
本文分析了异常X射线脉冲星CXO10043.1 -721134的六个XMM-牛顿观测结果，CXO10043.1 -721134是一颗具有最低星际吸收的候选磁星。与所有其他候选磁星相比，它的X射线光谱无法用吸收幂律加黑体模型来拟合。kT 1 =0.30 keV和kT 2 =0.7 keV的两个（吸收）黑体分量的和给出了可接受的拟合，并且相应的黑体发射区域的半径为R1=12.1 km和R2=1.7 km。前一个值与来自中子星表面的大部分的发射一致，并且考虑到位于小麦哲伦云中的CX10043.1 -721134的众所周知的距离，它提供了有史以来获得的磁星半径的最具约束力的下限。一个更物理的模型，其中考虑到磁星磁层中的共振回旋散射，也已成功地应用到这个源。
2008-05-15 astro-ph
Discovery of a Cyclotron Resonant Scattering Feature in the RXTE Spectrum of 4U 0352+309 (X Per)
利用Rossi X射线定时探测器的观测结果，在4U 0352+309（X Per）的X射线谱中发现了一个~29 keV的回旋共振散射特征（CRSF）。4U 0352+309是一颗周期为837 s的持续低光度X射线脉冲星（L_x = 4.2 × 10^34尔格/s），它吸积了Be星X Per的物质。X射线光谱与较亮的吸积双星相比是不寻常的，可能是由于低质量吸积率，并且可能是新一类持续低光度Be/X射线双星的典型特征。我们尝试用历史上用于4U 0352+309的连续模型进行光谱拟合，发现通过在~29 keV处添加CRSF，所有模型都得到了改善。最适合观测结果的模型是一个能量为1.45 ± 0.02 keV、面积为5.4 × 10^8 cm ^2的黑体和一个经CRSF修正的光子指数为1.83 ± 0.03的幂律模型的组合。在这些拟合中，CRSF能量为28.6+1.5-1.7 keV，这意味着散射区的磁场强度为2.5（1+z）x10 ^12 G（其中z是引力红移）。相位分辨分析表明，黑体和回旋加速线能量在整个脉冲过程中保持恒定。
2001-01-08 astro-ph
Radiation spectra and polarization in magnetar bursts
本文用蒙特卡罗模拟方法模拟了磁星大气中的辐射转移。我们包括真空极化，电子和质子散射，和自由-自由吸收的影响。模拟结果表明，在大气模型中，磁场垂直于中子星表面，同时磁场也相对于中子星表面倾斜，平均谱并不强烈依赖于磁场的方向.我们研究了光谱中出现类似真空吸收特征的参数空间区域，并分析了质子回旋加速器线的形状。结果表明，只要能量释放发生在足够密集的区域，大气尺度高度足够大，真空极化特征的存在应该是软γ射线中继站爆发谱的一个普遍属性。我们讨论存在这样的功能，在最近的观测数据对这些来源。
2005-02-21 astro-ph
Effects of the Geometry of the Line-Forming Region on the Properties of Cyclotron Resonant Scattering Lines
我们使用蒙特卡罗辐射转移代码检查回旋共振散射线的空间几何形状和线形成区域的光学深度的属性的依赖性。我们把大部分注意力集中在一个线形成区域，这是一个平面平行板。我们还考虑了一个圆柱形的线形成区域。在这两种情况下，线形成区域包含在平衡康普顿温度下的电子-质子等离子体，$T_c$，并且被强度为$\sim 10^{12}$高斯的均匀磁场穿过。我们考虑的几何形状，其中光子源从下面照亮的线形成区域，并且其中的光子源被嵌入在线形成区域。我们的发现对吸积动力的恒星和伽马射线爆发有影响。特别是，在吸积驱动的中子星的光谱中，回旋加速器第一谐波线两侧没有明显的肩部，这表明线形成区域要么是从下面和外面照射的，就像它是悬浮在中子星磁层中的等离子体一样，要么它有一个大的（$τ_{To} \gtrsim 10$）光学深度。此外，磁场平行于板片的板片线形成区域产生具有大$W_E$的窄线的能力表明，在某些伽马射线暴的X射线谱中观察到的线可能能够在中子星的磁赤道处捕获的等离子体中形成。
1997-03-11 astro-ph
Resonant Cyclotron Radiation Transfer Model Fits to Spectra from Gamma-Ray Burst GRB870303
我们证明，在强场（即回旋散射）的共振回旋辐射转移模型可以占谱线看到在两个时代，表示为S1和S2，GRB 870303的Ginga数据。利用Wang等人（1988，1989 b）的蒙特卡罗程序的一个广义版本，我们模拟了线的形成，方法是将连续谱光子注入一个静态的平面平行的电子板，该电子板被一个强中子星磁场（~ 10 ^12 G）穿过，该磁场可以相对于板的法线以任意角度取向。我们检查两个源的几何形状，我们表示为“1-0”和“1-1”，与数字表示的相对电子柱密度以上和以下的连续体光子源平面。我们比较方位对称的模型，即模型中的磁场是平行于板正常的，与模型具有更一般的磁场方向。如果爆发源有一个简单的偶极场，这两个模型类表示线形成的磁极，或其他地方的恒星表面。我们发现，S1和S2的数据，单独考虑，是一致的两种几何形状，并与所有的磁场方向，除了S1的数据显然有利于线形成远离极帽的1-1几何形状，与最佳拟合模型放置在磁赤道线形成区域。在这两种几何形状，适合合并（S1+S2）的数据稍微有利于赤道线形成的功能模型，并在其中观察者的方向相对于板的变化之间的两个时代。我们解释这种变化是由于中子星旋转，我们把旋转周期的限制。
1999-06-24 astro-ph
Electrodynamics of Magnetars IV: Self-Consistent Model of the Inner Accelerator, with Implications for Pulsed Radio Emission
我们考虑磁星的开路磁场电路和外磁层中的电压结构。当极磁场超过1.8 × 10 ^{14} G时，射电望远镜的标准极冠模型被显著修正。对是由加速粒子通过热X射线的共振散射产生的，随后是散射光子几乎瞬间转换为对。然后，表面间隙被e+-产生有效地屏蔽，它将电路内部的电压调节到~10^9 V。我们还研究了当磁场稍微弱一些时可能形成的静电间隙结构，并推导出在表面温度范围内10-30倍的电压。我们仔细研究如何流回恒星以上的差距取决于电流的大小，是从恒星表面提取的，对曲率的磁场线，和共振阻力。对创建的不同通道的速率自洽地确定，包括X射线的非共振散射，以及伽马射线和X射线之间的碰撞。我们发现，静电间隙的解决方案具有太小的电压，以维持观测到的脉冲无线电输出的磁星，除非i）磁轴是几乎对齐的旋转轴和视线;或ii）的间隙是目前的封闭以及开放的磁场线。无线电磁星的几个特性--它们的快速变化、宽脉冲和异常坚硬的无线电频谱--与第三种可能性一致，即外磁层中的电流变化很大，湍流级联维持了非常高的成对产生率。
2008-02-19 astro-ph
Magnetic fields of neutron stars: very low and very high
本文讨论了作为射电和X射线天体观测的中子星的磁场的估算。结果表明，不同类型的无线电脉冲星的理论值和观测值具有良好的对应关系。本文从回旋加速器线能量估算了X射线源的磁场。在Her X-1的情况下，这一估计大大超过了它的磁场的值从长期观测数据获得的有关束流结构的演变。另一种基于相对论偶极辐射机制的对回旋加速器特征的解释可以消除这种差异。分析了软伽玛重复星的观测资料及其磁星解释。
1999-11-15 astro-ph
Spectral modelling of the high energy emission of the magnetar 4U 0142+614
本文基于同步的Swift和INTEGRAL观测，对异常X射线脉冲星4U 0142+614的高能辐射进行了经验谱模拟。我们采用了XSPEC分析包中包含的模型，以及基于最近理论研究的模型，并将自己限制在最多三个组件的组合中，这些组件可以产生良好的拟合，同时需要最少数量的自由参数。只有三个模型能满意地拟合4U 0142+614的0.5- 250 keV谱：i）一个~0.4keV黑体和两个幂律，ii）一个共振回旋散射模型加一个幂律，iii）两个对数抛物函数。我们发现，只有后两个模型不过度预测同时观察到的红外/光学发射从这个AXP，只有对数抛物线函数可以自然地占COMPTEL在伽马射线范围内设置的上限。讨论了高能粒子对软X射线光子逆康普顿散射的两个对数抛物线的可能解释。
2007-03-06 astro-ph
A BeppoSAX study of the pulsating transient X0115+63: the first X-ray spectrum with four cyclotron harmonic features
3月19日，当源处于$\sim$ 310 mCrab的2- 10 keV通量水平时，用\B观察到了反复出现的硬脉动X射线瞬变。我们报告的高能量谱的源，集中在回旋共振散射功能。光谱是强烈的脉冲相位依赖性和吸收功能，几乎在所有阶段检测。特别是，在12.74 keV，24.16 keV，35.74 keV，和49.5 keV的四个吸收样的功能中观察到的脉冲轮廓的主峰的下降沿。这些谱线的质心能量与第一谱线的质心能量之比为1：（1.9）：（2.8）：（3.9）。当考虑相对论效应时，这些值接近于强磁场中回旋共振散射的谐波关系。第二，第三和第四谐波的等效宽度被发现是大于第一谐波，证实了双光子过程中的光谱形成的关键作用。这些结果提供了吸积X射线脉冲星光谱中{ \it四条谐波间隔线}的第一个证据，产生了迄今为止最清晰的磁起源确认。
1999-07-13 astro-ph
A phase-resolved spectroscopic study of the X-ray binary system 4U0115+63 based on Beppo-Sax observations
本文利用Beppo-Sax卫星观测资料对X射线双星4U 0115 +63进行了相位分辨光谱分析。三个强吸收线已被检测到在所有阶段。我们将其解释为回旋共振散射。第四回旋加速线的存在已被证实在某些阶段。回旋特征被发现是强烈依赖于源的相位，而光谱的连续部分依赖于相位相对较弱。回旋加速器的线被证明是非常不等距的。第二行几乎总是比第一行深。我们讨论了在源的活动区域的物理条件下，一个回旋特征类似于所观察到的一个可以出现。
2008-04-25 astro-ph
First evidence of a cyclotron feature in an anomalous X-ray pulsar
我们报告了2001年8月用BeppoSAX卫星对反常X射线脉冲星1 RXS J 1708 -4009进行的最长时间不间断观测的结果。在对应于脉冲上升部分的相位分辨光谱中，我们发现8.1 keV处存在类似吸收的特征（显著性水平为4 sigma），这很可能是由于回旋共振散射造成的。在电子和质子的情况下，质心能量分别转换为9 × 10 ^{11} G和1.6 × 10 ^{15} G的磁场。如果得到证实，这将是第一次在异常X射线脉冲星的光谱中检测到回旋特征。我们在这里讨论的结果也在最近的理论模型为这些类源。
2003-09-15 astro-ph
Activity from Magnetar Candidate 4U 0142+61: Bursts and Emission Lines
经过6年的沉寂，异常X射线脉冲星（AXP）4U 0142+61在2006年3月进入了持续数月的活跃期。在活动阶段，探测到了几次爆发，X射线发射的许多方面都发生了变化。我们报告了六个X射线爆发的发现，这是在罗西X射线定时探测器（RXTE）监测的10年中首次从AXP中看到的。所有爆发都发生在2006年4月6日至2007年2月7日之间。这些爆发具有典型的SGR/AXP爆发的快升慢衰特征。爆发持续时间范围为8-3x10^3 s（以T90为特征），即使与SGR和AXP的其他爆发的广泛T90分布相比，这些持续时间也非常长。前五个爆发光谱很好地模拟了简单的黑体，温度kT ~2-6 keV。然而，第六次爆发有一个复杂的光谱，包括至少三条发射线，可能还有额外的发射线和吸收线。最显著的特征是在~14 keV。在AXP 1 E 1048.1-5937和XTE J1810-197的爆发中观察到了类似的14 keV光谱特征。如果这个功能被解释为质子回旋线，那么它支持这些AXP的磁场强度场的存在。几个爆发伴随着短期脉冲通量增强。我们讨论这些事件的背景下的磁星模型。
2007-12-27 astro-ph
Evidence of a cyclotron feature in the spectrum of the anomalous X-ray pulsar 1RXS J170849-400910
我们报告了2001年8月用BeppoSAX卫星对异常X射线脉冲星1 RXS J170849-400910进行长期观测的结果。最佳拟合的相位平均光谱是吸收幂律加黑体模型，光子指数γ ~2.4，黑体温度kT_bb~0.4 keV。我们确认存在显着的光谱变化与脉冲星的旋转相位。在对应于脉冲的上升部分的光谱中，我们发现在~8.1 keV（4 sigma的显著性）处的吸收样特征，最有可能是由于回旋共振散射。在电子和质子的情况下，质心能量分别转化为9 × 10^11 G和1.6 × 10^15 G的磁场。如果得到证实，这将是第一次在异常X射线脉冲星的光谱中检测到回旋特征。
2003-02-24 astro-ph
High Energy Emission from Magnetars
最近发现的异常X射线脉冲星1E1841 - 045的软γ射线辐射具有亮度L_g~10 ^{36} ergs/s。这种亮度超过自旋下降功率三个数量级，必须由另一种能量源（如超强磁场）提供能量。如果恒星磁层被扭曲，闭合磁力线上会感应出强电流，那么恒星磁层中的能量将逐渐释放。我们研究两种机制的γ射线发射与逐渐消散的电流。(1)恒星的薄表面层被向下的载流电荷束加热，这激发了层中的朗缪尔湍流。因此，它可以达到kT~100 keV的温度，并发射高达该特征能量的韧致辐射光子。(2)磁层也是距离恒星约100公里的软伽马射线源，那里的电子回旋能量在keV范围内。一个大的电场发展在这个区域中的反应向外拖曳力的电流携带电子感到从流量的千电子伏光子离开恒星。种子正电子注入在这个区域经历了失控的加速和upscatters千电子伏以上的阈值对创建的光子。所产生的对发射与所观察到的20 - 100 keV发射一致的同步加速器光谱。预计该光谱将扩展到更高的能量，并在~1 MeV处达到峰值。
2005-11-30 astro-ph
Discovery of X-ray cyclotron absorption lines measures the magnetic field of an isolated neutron star
孤立的中子星是恒星演化的高磁化、快速旋转的终点。由于它们的表面温度很高，现在可以通过X射线天文学直接观测到它们。特别是，它们的X射线光谱特征可以揭示大气层的存在，或者通过回旋过程测量它们未知的磁场，就像X射线双星的经典案例一样。然而，迄今为止观察到的所有孤立的中子星光谱都表现为无特征的热连续体。唯一例外是1 E 1207.4-5209。在它的光谱中，先前的观测已经检测到两个深吸收特征，仍然太不确定，无法做出任何明确的解释。在这里，我们报告了一个更长的X射线观测，其中恒星的光谱显示出三个不同的特征，有规律地间隔在0.7，1.4和2.1千电子伏，加上第四个，较低的意义，在2.8千电子伏。这些特征随恒星自转的相位而变化。回旋共振吸收是它们的逻辑解释，在电子的情况下产生8 × 10^10高斯的磁场强度。这是对孤立中子星磁场的第一次直接测量。
2003-06-10 astro-ph
Cyclotron Line Formation in a Relativistic Outflow
越来越多的证据表明，如果伽马射线爆发起源于银河系，那么它们位于距离超过100千秒差距的银河系日冕中。这就需要探索回旋加速器谱线形成的新模型。在大多数以前的计算中，线形成区域被建模为等离子体的静态板，光学薄到连续散射，并通过$10^{12}$高斯定向垂直于板的磁场。例如，这样的模型适用于具有偶极场的中子星的磁极帽。然而，如果爆发点的距离超过几百秒差距，爆发的光度就会超过磁爱丁顿光度，而在磁极帽的磁力线形成区域中的等离子体就会沿着磁力线相对论性地喷射出来。Mitrofanov和Tsygan对这种外流的动力学进行了建模，Miller { \it et al.}已经计算了回旋加速器的第二和第三谐波的属性，近似它们由于回旋吸收。在这里，我们描述的回旋共振散射在前三个谐波的相对论流出的磁极帽的Monte Carlo计算，并表明，这种散射可以产生窄线像Ginga观察到的。
1996-01-09 astro-ph
Confirmation of Two Cyclotron Lines in Vela X-1
我们提出了脉冲相位分辨的X射线光谱的高质量X射线双星船帆座X-1使用罗西X射线定时探测器。我们在1998年和2000年观测了船帆座X-1，总观测时间约为90千秒。我们发现在主脉冲中在23.3 ± 1.3 - 0.6keV处有一个吸收特征，我们将其解释为基本的回旋共振散射特征（CRSF）。该特征在主脉冲的上升中最深，其中其具有7.6 ± 4.4 - 2.2 kev的宽度和0.33 ± 0.06 - 0.13的光学深度。该CRSF在次级脉冲中也被清楚地检测到，但在脉冲最小值期间其远不那么显著或未被检测到。我们的结论是，众所周知的CRSF在50.9 + 0.6 - 0.7千电子伏，这是清楚可见的，即使在相位平均光谱，是第一谐波，而不是基本的。因此，我们推断磁场强度为B=2.6 x 10 ^12 G。
2002-10-08 astro-ph
