Nature of the Soft Gamma Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars
我总结了最近的事态发展，磁星模型的软伽马中继器和异常X射线脉冲星，给出了一个关键的库存替代模型的AXP，并概述了改进的诊断预计从目前的观测工作。
2001-10-30 astro-ph
Do Soft Gamma Repeaters Emit Gravitational Waves?
软伽马中继星被认为是高磁化（B $\approx 10^{14}$高斯）中子星。磁应力诱发构造活动，断层中的场湮灭是观测到的$γ$射线发射的最终能量来源。作为地壳破裂的结果，储存的弹性能量被转换成高频（kHz）剪切波，其激发由引力波发射衰减的非径向振荡模式。这类物体当然应该被认为是潜在的引力波源，可以被目前计划中的干涉天线（如VIRGO或LIGO）探测到。
1998-05-26 astro-ph
On the persistent X-ray emission from the soft gamma-ray repeaters
认为软γ射线中继站的持续X射线辐射是中子星的热辐射，由于强磁场对中子星包层热结构的影响，中子星的热辐射增强了10倍以上。为了使热光度与持久X射线光度一致，中子星表面的场强必须达到$10^{15}$ G的量级。如果确认软伽马射线中继星是吸积可以忽略的中子星，那么这种强磁场的存在是不可避免的。
1996-12-10 astro-ph
Discovery of a magnetar associated with the Soft Gamma Repeater SGR 1900+14
软伽马中继站SGR 1900+14在经过长时间的沉寂后，于1998年6月再次活跃起来;它一直处于低活动状态，直到1998年8月才发出一系列异常强烈的爆发。在每次活动发作期间，我们用RXTE观察了两次源。我们证实了早先报道的来自SGR 1900+14的5.16 s周期的脉动（Hurley et al. 1998 b，Hurley et al. 1998 e）。在这里，我们报告的长期自旋下降的脉冲周期的平均速率为1.1*10^{-10} s/s的检测。鉴于SGR之间的强烈相似性，我们将SGR 1900+14的自旋下降归因于磁偶极辐射，可能是由静态通量加速的，就像SGR 1806-20的情况一样（Kouveliotou等人，1998 a）。这样就可以估算出脉冲星的偶极磁场为2-8*10^{14} G。我们的研究结果证实SGR是磁星。
1998-11-25 astro-ph
Energy Sources of Soft Gamma-Ray Repeaters
软γ射线中继器（SGR）的静止和爆发发射以及相对论粒子风被广泛认为是由超强磁化中子星引起的。在这个磁星模型中，中子星的磁能和引力能被认为是所有辐射和风的能量来源。然而，Harding、Contopoulos和Kazanas（1999年）已经表明，磁场应该仅为~ 3 x 10^{13} G，以匹配SGR 1806-20的特征自旋下降时间尺度及其SNR年龄。在这里，我们认为，如果磁场确实如此微弱，以前建议的能源似乎有问题。我们进一步提出了一个合理的模型，其中SGR双星是具有超导核心和极向磁场约为3 x 10^{13} G的年轻奇异星。在这个模型中，通量管的运动不仅会导致恒星的地壳破裂，导致地壳物质向奇异物质的解禁闭，而且还会导致内部磁环随通量管运动。前一个过程将导致爆发和静止辐射，后一个过程将产生稳定的相对论风，这将为周围的超新星遗迹提供动力。
1999-11-30 astro-ph
The Type Ib/c Supernova, Gamma-Ray Burst, Soft Gamma-Ray Repeater, Magnetar Connection
核心坍缩超新星的极化表明，即使不是全部，也有许多爆炸必须是强双极的。产生这种轴对称性的最明显的方法是把射流作为爆炸过程的固有部分。这些喷流可能是在磁星形成过程中的MHD过程中产生的，在磁星的情况下尤其强烈。喷射流将沿着轴线吹出铁峰物质，沿着赤道吹出祖先的其他元素，这是一种与简单的球形“洋葱皮”模型中所描绘的非常不同的组成结构。在极端情况下，这些过程可能导致产生由强坡印廷通量驱动的伽马射线暴。
1999-12-05 astro-ph
On Radio Quiescence of Anomalous X-ray Pulsars and Soft Gamma-Ray Repeaters
在异常X射线中继器和软伽马射线中继器的热环境中，如由它们的发光、脉冲、静态X射线发射所指示的，从内部间隙产生的$γ$-射线通过双光子对产生的衰减长度比通过磁光子分裂产生的衰减长度短。AXP/SGR环境可能不是无对的，即使在超强磁场中光子分裂可以完全抑制一个光子对的产生，正如Baring & Harding所解释的那样。双光子对的产生更有可能发生在阈值附近，这往往会产生低能量对，这些对的能量不足以为观察到的波段中的无线电发射提供能量。然而，如果这些物体确实是磁星，则原则上可能不禁止发射较长波长的辐射。如果具有两种偏振模式的$γ$-射线分裂，那么所谓的"光子分裂死亡线"对于X射线中暗得多的高磁场光子仍然有效。
2001-10-10 astro-ph
The Highest Magnetic Fields in the Universe: Anomalous X-Ray Pulsars and Soft Gamma-ray Repeaters
在过去的几年里，人们已经认识到，两类明显不同的特殊高能源实际上是相关的，可以解释为具有高达10 e14 - 10 e15高斯磁场的年轻中子星。其中一颗磁星SGR 1806-20最近发出了有史以来最强大的巨型耀斑。在过去的两年里，用XMM-牛顿和INTEGRAL对SGR 1806-20进行的高能观测表明，在2004年12月27日事件之前，活动有长期增加的趋势。这个巨大耀斑的积分数据提供了独特的证据，硬X射线发射持续约一个小时后爆发开始，可能是由于温和的相对论喷出物与星周介质的相互作用。
2005-05-24 astro-ph
Super-Eddington Radiation Transfer in Soft Gamma Repeaters
来自软伽马中继器的爆发已经被证明是超级爱丁顿的1000倍，并且已经令人信服地与紧凑的物体相关联。本文研究了强磁（$\geq 10^{13}$高斯）中子星表面的超爱丁顿辐射传输模型，并将其与软γ中继站的观测约束联系起来。在强磁场中，电子散射的截面在一个极化状态下被强烈抑制，因此可以在等离子体保持流体静力平衡的同时辐射超爱丁顿通量。该模型为观察到不同强度爆发光谱之间的相似性提供了某种自然的解释。在模型中产生的辐射被发现是线性极化的约1千分之一的方向所确定的本地磁场，和爆发之间的大强度变化被理解为在源上的辐射面积的变化。因此，极化可以作为脉冲串强度的函数而变化，因为磁场的复杂结构对于较大的辐射面积可能更明显。结果表明，在这种极限的超强磁场的辐射传输计算，它是足够的，以解决辐射传输方程的低不透明度状态，而不是耦合方程两者。在这种近似下，利用标准恒星大气技术计算模型能谱。
1994-08-16 astro-ph
The Eddington Limit and Soft Gamma Repeaters
观测到的强度和推断的软伽玛重复星的距离意味着亮度超过标称（电子散射不透明度）爱丁顿限制的四到六个数量级。我回顾了这一限制的物理基础。如果能量从吸积物质流体动力学耦合到闭合场线，在那里它形成一对气体，吸积光度可能超过它。这种磁约束对气体辐射大致与$k_B T_e \approx 23$千电子伏的黑体光谱，与观察一致，在亮度高达$\sim 3 \times 10^{44}$尔格的$^{-1}$为$10^{13}$高斯的表面场。不需要磁性透明度。我讨论分钟长的持续发射1979年3月5日，稳定的SGR，他们的自旋周期和反冲问题。
1994-12-21 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
Similarities in the temporal properties of gamma-ray bursts and soft gamma-ray repeaters
磁星被建模为从大大超过其旋转能量的磁能获得其输出的源。最近对GRB 021206的极化测量结果表明，其发射机制可能是由起源于中央引擎的磁场主导的。SGRs和GRB的时间特性的相似性被认为是在光的事实，即在GRB的中央引擎可能是磁性为主。结果表明：1）SRG 1806-20爆发与GRB脉冲之间的时间间隔符合对数正态分布; 2）SGR和GRB的累积输出随时间线性增加。这种行为可以成功地模拟一个松弛系统，保持稳定状态的情况。
2003-12-16 astro-ph
Spectral Effects of the Vacuum Resonance in Soft Gamma-Ray Repeaters
所有三个软伽马射线中继器（SGR）与超新星遗迹的关联已经确定SGR是年轻的中子星，并为我们提供了详细建模的起点。最流行的一类模型涉及强磁化的中子星，其表面偶极场为B~ 10^{14}-10 ^<$15}高斯。在如此强的磁场中，许多原本可以忽略不计的过程可以发挥重要作用。在这里，我们考虑真空极化对康普顿散射的影响。真空极化引入了一个特征密度依赖的光子频率，在该频率下，正常的极化模式变得非正交，光子的平均自由程急剧减小。我们对光子在磁化等离子体中传播的解析结果和蒙特卡罗模拟表明，在很宽的物理条件下，这种效应在~5 keV-40 keV的能量范围内都能导致宽的类吸收特性。我们根据SGR 1806-20的光谱讨论了这种效应。
1996-11-04 astro-ph
Meissner Effect and Vortex Dynamics in Quark Stars -- A Model for Soft Gamma-Ray Repeaters
We present a new model for soft gamma-ray repeaters based on a quark star born with temperatures above the critical value (T_c) for the onset of the colour-flavor locked superconductivity. The quark star then quickly cools below T_c, expelling a fraction of the surface magnetic field via the Meissner effect . We show that if a small fraction ( \leq 10%) of the surface magnetic field (10^{14} - 10^{15} { \rm G}) is expelled, it quickly decays via magnetic reconnection and heats up the quark star surface to temperatures > 10^9 { \rm K}. Created (e^{+},e^{-}) pairs annihilate into gamma rays emit…
2004-03-24 astro-ph
XMM-Newton observations of Soft Gamma-ray Repeaters
所有确认的软伽马射线中继器都是用XMM-牛顿卫星上的EPIC仪器观测到的。我们回顾了这些观测结果，提供了最准确的光谱在1-10千电子伏范围内的持续X射线发射的这些对象，并讨论它们的背景下的磁星解释。
2006-08-17 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
The Effects of Burst Activity on Soft Gamma Repeater Pulse Properties and Persistent Emission
软伽马重复源（SGR）在强烈的爆发活动期间经历脉冲特性和持续发射的变化。在最近的爆发活动之后，SGR 1900+14的通量大幅增加。SGR 1900+14和SGR 1806-20在过去几年中的脉冲轮廓和自旋下降率都发生了显著变化。脉冲轮廓变化与爆发活动相关，而扭矩变化与爆发不直接相关。在这里，我们回顾了观测到的动态脉冲和持续发射的SGR 1900+14和SGR 1806-20在突发活动的插曲，并讨论这些结果有什么影响的突发发射机制，磁场动态的磁星，扭矩的变化的性质，和SGRs一般。
2002-04-22 astro-ph
A New Model for Soft Gamma-Ray Repeaters
我们考虑一个模型中的软伽马射线中继器（SGRs）的结果，从年轻的，磁化的奇怪的恒星超导核心。当这样一颗奇怪的恒星向下旋转时，由于它们之间的强耦合，量子化的涡旋线向外移动并拖动磁场管。由于管道的终端与恒星地壳相互作用，拖曳的管道可以产生足够的张力来破裂地壳。部分破碎的血小板会被拖进夸克核心，距离表面只有$10^4$厘米，导致地壳物质解禁闭为奇异夸克物质，从而释放能量。我们将证明，我们的模型的爆发能量，持续时间，时间间隔和频谱与观测结果一致。我们的模型可以很好地解释SGR的持续X射线辐射。
1997-04-12 astro-ph
Astrophysics of the Soft Gamma Repeaters and Anomalous X-Ray Pulsars
我总结了最近的进展，我们了解的软伽玛重复：特别是他们的自旋行为，持续发射和超爱丁顿爆发。1979年3月5日和1998年8月27日的巨大耀斑提供了强于10 B_{QED} = 4.4 x 10^{14} G的磁场的令人信服的物理证据，与在其中两个源中检测到的快速自旋下降相一致。本文将6-12 s反常X射线脉冲星的持续X射线发射和可变自旋降与SGR进行了比较和对比，说明这两类源之间有着密切的联系。它们的集体性质指向{ \it磁星}的存在：中子星中的衰减磁场（而不是吸积或旋转）是辐射和粒子发射的主要能量来源。磁星模型的观测测试概述，随着当前的想法触发SGR爆发，新的证据被困火球模型，以及QED过程的影响X射线光谱和光变曲线。本文对爆发强场中子星的相干射电辐射作了严格的检验。最后，我概述了中子星的磁性与坍缩的超新星核心中剧烈的流体运动之间的遗传联系。
2000-10-02 astro-ph
Soft Gamma Repeaters and Short Gamma Ray Bursts: making magnetars from WD-WD mergers
对短持续时间伽马射线暴（GRB）性质的研究表明，它们中的一小部分起源于局部宇宙。这些系统很可能是来自软伽马中继站（SGR）的巨大耀斑的结果，SGR被认为是磁星（具有极大磁场≥ 10 ^14 G的中子星）。如果这些磁星是通过大质量恒星的核心坍缩形成的，那么可以预期这些爆发应该主要来自年轻的恒星星族。然而，将BATSE短爆发的位置与局部宇宙的结构相关联，揭示了与所有星系类型的相关性，包括那些很少或没有正在形成恒星的星系。这是一个自然的结果，如果磁星除了通过大质量恒星的核心坍缩形成外，它们还通过两颗白矮星合并后的吸积诱导坍缩形成，其中一颗是磁性的。我们调查了这种可能性，发现在银河系中通过WD-WD合并的磁星生产率与通过核心坍塌的生产率相当。然而，虽然核心坍缩产生磁星的速率与恒星形成速率成正比，但WD-WD合并（具有长寿命）的产生速率与恒星质量密度成正比，这集中在早期类型系统中。因此，通过WD-WD合并产生的磁星可能产生SGR巨耀斑，这可以与早期类型的星系相鉴别。我们还评论的可能性，这种机制可以产生一小部分的观测到的短持续时间的伽玛暴人口在低红移。
2006-10-03 astro-ph
A Photon Splitting Cascade Model of Soft Gamma-Ray Repeaters
除了1979年3月5日的主爆发外，软伽马射线中继器（SGR）的光谱的特征是在30 keV左右的高能截止点和比维恩光谱陡得多的低能转换。Baring（1995）发现，在非常强的均匀磁场中，由于光子分裂而产生的级联光谱可以软化光谱，并与SGR的软光谱产生良好的拟合。磁场强度略高于QED临界磁场强度$B_{\rm cr}$，其中需要$B_{\rm cr} = 4.413 \times 10^{13}$ G在30-40 keV产生截止。我们通过计算中子星偶极磁场中的Monte Carlo光子分裂级联谱改进了这个模型，包括了史瓦西度规中弯曲时空的影响。我们研究了在不同位置和观察者角度发射的光子产生的光谱。我们发现，一般结果的巴林举行的表面发射在整个大部分的磁层，但在赤道地区的发射可以最好地再现从不同的爆发观测到的SGR光谱的恒定性。
1996-03-18 astro-ph
Shear Waves and Giant Flare Oscillations from Soft Gamma-Ray Repeaters
最近从软伽马射线中继站观测到的巨型耀斑显示出多次25-150 Hz的振荡。在这个范围内的频率预计环形剪切波在中子星（NS）地壳，贷款支持邓肯的建议，这种模式可能会激发在这些事件。这激发了对这些波如何反映NS结构以及磁场在设置其频率中起什么作用的重新评估。我们计算的本征频率和本征函数的环形振荡的一个现实的NS地壳，包括垂直磁场在磁星强度（$B\sim10^{14}-10^{15} {\rm G}$）。最低径向阶模态的红移频率为$\approx28 {\rm Hz}[l(l+1)/6]^{1/2}$，前因子取决于NS的质量和半径，以及其地壳的深度和成分。这种模式与$B\lesssim4\times10^{15} {\rm G}$的磁场无关，其极限远大于这些物体的推断偶极磁场。虽然这是一个很好的拟合所观察到的振荡，只有相当宽松的约束可以为NS的属性，因为所有可以拟合的是这个前因子（一个单一的参数）。具有较短径向波长的模式对从$B\sim2\times10^{14} {\rm G}$开始的磁场更敏感，并且具有较高的频率（600-2000 Hz）。这些模式的发现，再加上迄今观察到的振荡，将提供一个强大的探测NS地壳结构。
2005-10-19 astro-ph
The Dynamic Behavior of Soft Gamma Repeaters
软伽马重复源（SGR）在强烈的爆发活动期间经历脉冲特性和持续发射的变化。SGR 1900+14和SGR 1806-20在过去几年中的自旋下降率都显示出显著的变化，但这种变化的大部分与爆发活动无关。SGR 1900+14在1998年爆发活动后经历了通量的巨大变化和剧烈的脉冲轮廓变化。SGR 1627 $-$ 41的通量水平自其唯一记录的爆发活动以来一直在下降。在这里，我们回顾了全球性的SGR的特性，以及观察到的动态的脉冲和持续发射性能的SGR 1900+14，SGR 1806-20和SGR 1627-41期间和之后的突发活动事件，并讨论这些结果有什么影响的突发发射机制，磁星的磁场动态，扭矩的变化性的性质，和SGR一般。
2003-04-21 astro-ph
Compton scattering effects in the spectra of soft gamma-ray repeaters
所有三个软伽马射线中继器（SGR）与超新星遗迹的关联使得对SGR源的距离和光度的估计成为可能，这为详细建模提供了一个起点。最流行的一类模型涉及强磁化的中子星，其表面偶极场为$B\sim 10^{14}-10^{15}$ G。在这些“磁星”模型中，许多可以忽略的过程可以发挥重要作用。在这里，我们考虑的光谱效应的强场修改康普顿散射，特别是那些有关的贡献真空极化的介电张量。真空偏振引入了一个密度依赖的光子频率，称为第二真空频率，在该频率下，正常的偏振模式变得非正交，光子的平均自由程急剧减小。通过磁化等离子体光子传播的蒙特卡罗模拟表明，这种效应导致，在广泛的物理条件下，在能量范围$\sim$ 5 keV--40 keV的宽吸收的功能。
1995-12-18 astro-ph
The 4.5 +/- 0.5 Soft Gamma Repeaters in Review
现在已经确定了四个软伽马重复器（SGR），并且可能已经检测到第五个。我将回顾它们在爆发和静止时的X射线和伽马射线性质。磁星模型对SGR 1806 -20和SGR 1900 +14的观测结果解释得相当好，但SGR 1627 -41和SGR 0525 -66的数据仍然缺乏。SGR相对于超新星遗迹的位置表明它们是高速物体。
1999-12-03 astro-ph
Magnetic Deformation of Magnetars for the Giant Flares of the Soft Gamma-Ray Repeaters
本文提出了磁星框架内软γ射线中继站（SGR）巨耀斑的一种可能机制，即：超强磁化中子星模型，其动机是与SGR 1900+14的8月27日事件相关的正周期增加。从磁多面体平衡的二阶微扰分析中发现，存在着不同的平衡态，它们被巨耀斑的能量和转动惯量的移动所分隔，从而导致周期增大。这表明，如果我们假设$H\simg 10^{16}$ G的内部磁场突然发生了全局重构，那么$ΔP_t/P_t \sim 10^{-4}$的正周期增加以及巨型耀斑的能量$\simg 10^{44}$尔格都是可以解释的。转动惯量可以随着能量的释放而增加，因为被磁场变形的恒星形状可以是扁长的而不是扁圆的。在这种机制中，由于中子星的振荡将被激发，因此在爆发轮廓中预期$\sim$ ms周期的脉动和引力波的发射。引力波可以被计划中的干涉仪如LIGO、VIRGO和LCGT探测到。
2001-06-16 astro-ph gr-qc
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
Global Seismic Oscillations in Soft Gamma Repeaters
有证据表明，软伽马中继星（SGR）是经历频繁星震的中子星，可能是由不断发展的超强磁场驱动的。SGR爆发能量的经验幂律分布类似于地震的古腾堡-里克特定律，在高能量下表现出与地壳断裂尺寸的全球极限一致的翻转。随着如此大的星震的发生，全球地震振荡（GSO）的显着激发似乎是可能的。此外，地球静止轨道在受到许多随机方向的应力的恒星地壳中可能是自激的。我们解释了为什么低阶的环形模式，保持恒星的形状和可观察到的频率低至30赫兹，可能是特别容易受到激励。我们估计作为恒星质量和半径的函数的本征频率，以及它们的磁和旋转位移/分裂。我们还描述了这些模式可能被检测和阻尼的方式。1979年3月5日事件的硬初始脉冲中存在23 ms振荡的边缘证据。这可能是由于B ~ 10^{14} G或更小的中子星中的$_3t_0$模式;或者，如果SGR 0526-66地壳深处的磁场为~ 4 X 10^{15} G，则它可能是基本的环形模式，这与其他证据一致。如果得到证实，地球静止轨道将为地球静止轨道的地壳断裂磁场提供确凿证据：B >~ 10^{14} G。
1998-03-06 astro-ph
A Relativistic Particle Outburst From The Soft Gamma-Ray Repeater SGR1900+14
软伽马射线中继器（SGR）是一类高能瞬变现象，其短暂的辐射被认为是由年轻的高磁化中子星产生的。这些爆发的确切原因和能量损失的性质仍然未知。在这里，我们报告发现一个衰落的无线电源相对研究不足的SGR 1900+14的本地化。我们认为这个射电源是一个短暂的星云，由1998年8月下旬强烈的高能活动中喷射出的粒子提供动力，其中包括8月27日壮观的伽马射线暴。无线电观测使我们能够限制在爆发期间以粒子喷射形式释放的能量，不受光束效应的影响。此外，由于射电观测的天体测量精度，我们最终将该中继器定位到亚弧秒精度。
1998-12-28 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
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
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
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 Nature of Plerions Surrounding Soft Gamma-Ray Repeaters
在至少两个软γ射线中继站（SGR）的位置上探测到了紧凑的稳定X射线发射源。这些辐射源被解释为同步加速器星云，由导致爆发的中子星提供能量。我们探讨了一个plerion模型的源周围SGR稳定观测到的排放供电的SGR爆发，而不是由自旋下降的脉冲星。在这种情况下，中子星的磁场没有极限。我们发现，注入到plerion周围SGR 1806 -20的粒子的同步辐射寿命是足够长的涂抹从个别爆发的星云发射。因此，在SGR爆发之后，不会检测到瞬态星云发射。来自多个爆发注入的组合无线电发射预计将具有比典型的plerion更陡峭的频谱。
1995-06-28 astro-ph
Discovery of a New Soft Gamma Repeater, SGR 1627-41
我们报告发现了一个新的软伽马中继器（SGR），SGR 1627 - 41，目前BATSE观测的爆发发射和BeppoSAX NFI观测的可能持久的X射线对应这个SGR。所有，但一个突发光谱拟合良好的光学薄的热韧致辐射（OTTB）模型与kT值之间的25和35千电子伏。X射线对应物SAX J1635.8 - 4736的光谱与其他持久SGR X射线对应物的光谱相似。我们发现弱的证据表明，在6.41秒的光变曲线的周期性信号，这个源。像其他SGR一样，这个源似乎与年轻的超新星遗迹G337.0 - 0.1有关。根据从该SGR观测到的爆发的峰值亮度，我们发现中子星B_偶极子的偶极子磁场的下限> 5 * 10 ^14高斯。
1999-03-17 astro-ph
A giant, periodic flare from the soft gamma repeater SGR1900+14
软伽马重复源是与年轻超新星遗迹中的中子星有关的高能瞬变源。在强烈活动期间，它们发出零星的短（~ 0.1秒）爆发，具有软能谱。1979年3月5日的事件是迄今为止最强烈的，也是唯一明显的周期性事件。在这里，我们报告了1998年8月27日一个更强烈的爆发，来自一个不同的软伽马中继站，它在峰值处显示了一个硬能谱，然后是一个约300 s的长尾巴，软能谱和一个戏剧性的5.16 s周期。它在地球上的峰值和时间积分能量通量是迄今为止从任何宇宙源观测到的最大的。这一事件可能是由中子星地壳的大规模破裂引发的，随后是随着恒星周期旋转的高能粒子流出。这两次爆发的比较支持了这样一种观点，即磁能起着重要的作用，这种巨大的耀斑虽然罕见，但并不是唯一的，可能发生在中子星活动周期的任何时候。
1998-11-27 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
A model for giant flares in soft gamma repeaters
我们认为，巨大的耀斑在SGRs可以与核心转换的一个孤立的中子星有一个亚临界磁场$\sim 10^{12}$ G和一个后备磁盘周围it. We表明，在一个时间尺度的$\lesssim 10^5$ yrs，吸积从后备磁盘可以增加中心对象的质量到临界质量的转换成夸克物质的核心。一小部分来自刚转换的夸克物质热核的中微子-反中微子发射湮灭成$e^+e^-$对，在中子星表面上方产生尖峰的伽马发射，而加热的中子星包层的进一步冷却产生爆发的尾部。我们发现，几个特点的巨大耀斑的SGR 1806-20的2004年12月27日（尖峰和尾巴的能量，时间尺度和光谱）可以解释这个机制。
2007-10-22 astro-ph
TeV photons and Neutrinos from giant soft-gamma repeaters flares
在过去的35年里，从所谓的软伽马中继站（SGR）观测到了三次巨大的耀斑。它们被认为与恒星的星震有关，恒星在巨大的磁场中加速电子，可能还有质子，使其达到高能量，这是从观测中推断出来的。由于这一点以及对非热辐射的观测，人们推测它们可能是宇宙射线加速器，产生高达TeV能量的伽马射线。中微子望远镜，如目前正在建造的AMANDA和ANTARES，可以作为TeV-伽马探测器，通过测量$γ$簇射产生的地下μ子来探测非常短的辐射。我们估计信号和背景速率TeV光子从SGR的巨型耀斑在AMANDA，我们提供了一个估计的伽玛淋浴事件，米拉格罗可以检测到。此外，我们认为，如果强子在这些源中加速，高能中微子将与光子一起产生。这些可以在中微子望远镜中使用中微子诱导的级联和上行μ子检测到。我们认为，南极μ子和中微子探测器阵列AMANDA可能已经观察到2004年12月27日从软伽马射线中继器SGR 1806 - 20的巨大耀斑，如果光谱的非热成分扩展到TeV的能量（目前的实际数据是盲目的分析）。在km 3探测器中，如IceCube，速率应按两个数量级缩放，使SGR耀斑成为主要感兴趣的源。
2005-03-16 astro-ph
Photon Splitting in Soft Gamma Repeaters
奇异的量子过程的光子分裂有很大的潜力来解释软伽马中继器（SGR）的发射的软，如果它们起源于中子星的表面场以上的量子临界场$B_{\rm cr}=4.413\times 10^{13}$高斯。在这样的场强下，分裂变得频繁：它的主要作用是降低光子能量，引发级联，软化伽马射线光谱。均匀场级联计算表明，对于超过约$10^{14}$高斯的场，发射可以软化到所观察到的SGR能量。最近，我们已经确定了中子星环境中光子逃逸的分裂衰减长度和最大能量，包括磁层偶极场几何形状的影响。这样的逃逸能量$\erg_{esc}$适当地近似的出射光谱的峰值能量，在本文中，我们提出的结果$\erg_{esc}$作为一个函数的光子发射角的极帽和赤道发射区。逃逸能量是非常不敏感的视角赤道发射，主张这样一个网站的起源SGR活动。
1995-07-14 astro-ph
New Evidence for Proton Cyclotron Resonance in a Magnetar Strength Field from SGR 1806-20
最近收集到的大量证据支持这样一种观点，即软伽马中继站和异常X射线脉冲星是由超强磁场（B > 10^{14} G;即磁星）提供动力的。然而，目前对这类候选磁星的磁场的测定是间接的，并且依赖于模型。关于磁星的一个关键预测是检测离子回旋共振特征，这将提供对场强的决定性诊断。在这里，我们提出了一个5千电子伏的吸收功能，在各种突发的软伽玛中继SGR 1806-20的检测，证实了我们最初的发现（易卜拉欣等2002年），并建立在源的突发光谱的功能的存在。该谱线特征被很好地解释为超强磁场中的质子回旋共振，提供了SGR 1806-20的磁场（B ~ 10^{15} G）的直接测量和磁星的明确证据。与源的自旋下降率一起，该功能还提供了对磁星的引力红移，质量和半径的首次测量。
2002-10-23 astro-ph
Magnetars as persistent hard X-ray sources: INTEGRAL discovery of a hard tail in SGR 1900+14
利用INTEGRAL卫星在2003-2004年获得的2.5兆数据，我们发现了软伽马射线中继器SGR 1900+14的持续硬X射线发射。它的20-100 keV光谱很好地描述了一个陡峭的功率定律与光子指数γ =3.1+/-0.5和1.5E-11 erg/cmsq/s的流量。与SGR 1806-20相反，SGR 1900+14是唯一一个持续发射超过20 keV的软伽马射线中继器，它在静止状态下在硬X射线范围内被探测到（该源的最后一次爆发是在2002年观测到的）。通过比较INTEGRAL探测到的所有磁星（两个SGR和三个异常X射线源）的宽带光谱（1-100 keV），我们发现这两类源具有不同光谱行为的证据。
2006-02-16 astro-ph
Two years of INTEGRAL monitoring of the Soft Gamma-Ray Repeater SGR 1806-20: from quiescence to frenzy
SGR 1806-20已经用INTEGRAL卫星观测了两年多。在此期间，源从静止状态进入一个非常活跃的一个最终在2004年12月27日的巨大耀斑。在这里，我们报告的性质，所有的短爆发检测与积分前的巨大耀斑。我们推导出了它们的数量-强度分布，并证实了Gotz等人（2004 a）发现的爆发的硬度-强度相关性。我们的样本包括一个非常明亮的爆发，发生在2004年10月5日，在此期间，超过100个突发发射在10分钟内，涉及3 x 1 E42 erg的能量释放。我们提出了一个详细的分析，并讨论我们的结果的框架下的磁星模型。
2005-08-29 astro-ph
Hard Burst Emission from the Soft Gamma Repeater SGR 1900+14
我们提出的证据表明，从SGR 1900+14的爆发发射的幂律高能谱延伸超过500千电子伏。与先前在SGR爆发期间探测到的高能光子不同，这些发射与高亮度爆发间隔无关。不仅是发射硬，但光谱更好地符合带的伽玛射线暴函数，而不是传统的光学薄热韧致辐射模型。我们发现，这些硬事件的光谱演化服从硬度/强度反相关。在时间上，这些事件与典型的SGR爆发发射不同，因为它们更长（~ 1 s），并且具有相对平滑的轮廓。尽管来自SGR 1900+14和宇宙学伽玛暴的爆发在峰值亮度上有> 1 E +11的差异，但除了光谱演化之外，这两种爆发在时间和光谱上都有惊人的相似性。我们概述了磁星模型的背景下，这些事件的解释。
1999-09-29 astro-ph
Temporal and Spectral Characteristics of Short Bursts from the Soft Gamma Repeaters 1806-20 and 1900+14
我们研究了来自SGR 1806-20的268个爆发和来自SGR 1900+14的679个爆发的时间和粗略的光谱特性，所有这些都是用罗西X射线定时探测器/正比计数器阵列观测的。硬度比和时间参数，如T_90持续时间和tau_90发射时间确定这些突发。我们发现爆发持续时间呈对数正态分布，范围超过两个数量级：T_90 ~ 10^-2到>~ 1 s，峰值在~ 0.1 s。爆发光变曲线往往是不对称的，超过一半的事件显示上升时间t_r < 0.3 T_90。我们发现，存在的持续时间和流量的爆发从两个来源之间的相关性。我们还发现SGR 1806-20爆发的硬度比和注量之间存在显著的反相关，而SGR 1900+14事件的硬度比和注量之间存在边缘反相关。最后，我们讨论了可能的物理影响，这些结果的框架内的磁星模型。
2001-05-07 astro-ph
Unveiling Soft Gamma-Ray Repeaters with INTEGRAL
由于INTEGRAL对银道面的长时间曝光，两个最亮的软伽马射线中继站SGR 1806-20和SGR 1900+14首次在硬X/软伽马射线下得到了详细的监测和研究。这产生了大量新的科学成果，我们将在这里进行审查。由于SGR 1806-20在过去两年中特别活跃，INTEGRAL已经观测到300多个短爆发。并且它们的特性已经在15-200 keV范围内以前所未有的灵敏度进行了研究。发现了爆发内部的硬度-强度关系，并确定了爆发的总体数量-强度分布。此外，在2004年10月5日观测到一个特别活跃的状态，在此期间，在10分钟内发射了100个爆发，这表明源活动正在迅速增加。这最终导致了2004年12月27日的巨型耀斑，其中可能的软伽马射线（>80 keV）早期余辉已被检测到。深度观测使我们能够发现1806-20和1900+14的硬X射线（20-150 keV）的持续发射，后者处于静止状态，并直接比较INTEGRAL探测到的所有磁星（两个SGR和三个异常X射线脉冲星）的光谱特征。
2006-09-14 astro-ph
Optical and infrared flares from a transient Galactic soft gamma-ray repeater
软伽玛射线中继源（SGR）是一种罕见的伽玛射线瞬变源，在高能天空中偶尔被发现为爆发。它们被认为是由磁星产生的，磁星是年轻的中子星，具有10^（14-15）G量级的非常强的磁场。在我们的银河系中只有三个这样的天体，第四个与大麦云星云中的超新星遗迹N49有关。在这些情况下，没有一个光学对应的伽马射线耀斑或静态源被确定。在这里，我们提出了一个令人费解的源，SWIFT J195509+261406，我们检测到超过40个耀斑发作的光学波段在3天的时间跨度，加上一个微弱的红外耀斑11天后，之后它返回到平静的多波长观测。我们建议，SWIFT J195509+261406是一个小组的SGR的长期X射线发射是瞬态的性质。此外，它是第一个在光学和近红外波段探测到爆发的SGR，可能是“持久”SGR和暗淡孤立的中子星之间的联系。
2008-09-24 astro-ph
Unusual Burst Emission from the New Soft Gamma Repeater SGR1627-41
In June-July,1998 the Konus-Wind burst spectrometer observed a series of bursts from the new soft gamma repeater SGR1627-41. Time histories and energy spectra of the bursts have been studied, revealing fluences and peak fluxes in the ranges of 3x10^{-7} - 7.5x10^{-6} erg cm^{-2} and 10^{-5} - 10^{-4}erg cm^{-2}/s respectively. One event, 18 June 6153.5sUT stands out dramatically from this series. Its fluence is ~7x10^{-4} erg cm^{-2} and peak flux ~2x10^{-2} erg cm^{-2}/s. These values from a source at a distance of 5.8 kpc yield an energy output of ~3x10^{42}erg and maximum luminosity of ~8x1…
1999-02-19 astro-ph
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
Large Torque Variations in Two Soft Gamma Repeaters
2001年初，我们主要利用罗西X射线定时探测器正比计数器阵列观测，监测了SGR 1806 - 20和SGR 1900 + 14两个软伽马中继站的脉冲频率。在这两个来源中，我们观察到大的变化的自旋扭矩高达~4的一个因素，持续数月。使用长基线相位连接的定时解决方案以及整体频率的历史，我们构建扭矩噪声功率谱为每个SGR。每个源的功率谱都非常红（幂律斜率~-3.5）。扭矩噪声功率级是一致的一些吸积系统的时间尺度为1年，但全功率谱是陡峭的频率比任何已知的吸积源。据我们所知，具有陡峭频率依赖性的扭矩噪声功率谱仅见于年轻的、有毛刺的射电望远镜（例如船帆座）。观察到的自旋下降速率的变化与爆发活动无关，因此，每种现象背后的物理机制也可能无关。在磁星模型的背景下，地震活动不能解释爆发和长期扭矩变化，除非地震活跃区彼此解耦。
2002-05-01 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
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
Anomalous X-ray Pulsars: Long-Term Monitoring and Soft-Gamma Repeater like X-ray Bursts
我们报告使用罗西X射线定时探测器（RXTE）对异常X射线谱（AXP）进行长期监测。使用相位相干定时，我们发现各种各样的行为之间的来源，从高稳定性（在1 E 2259.1+586在静止和4U 0142+61），不稳定性如此严重，相位相干定时是不可能的（在1 E 1048.1-5937）。我们注意到一个相关性，其中在AXP的定时稳定性随着$\dotν$的增加而降低。软伽马中继站（SGR）在静止时的定时稳定性与这种趋势是一致的，这与射电望远镜中看到的情况类似。我们没有发现任何AXP在平静的显着脉冲形态的变化。我们考虑了每个AXP的高信噪比平均脉冲轮廓作为能量的函数。我们表明，在定时属性，有各种不同的行为的能量依赖性。我们还使用了监测和存档数据，以获得脉冲通量的时间序列为每个源。我们已经发现，在静止状态下，任何源的脉冲通量都没有大的变化，并根据源的不同，将$1σ$的变化上限设定为~20-30%。我们最近发现了来自两个AXP方向的爆发：1 E 1048.1-5937是最像SGR的AXP，1 E 2259.1+586是最旋转稳定的AXP。我们比较了这些事件的时间，光谱和通量的性质SGR爆发，并表明这两种现象是非常相似的。这些结果意味着AXP和SGR之间的密切关系，两者都是磁星。
2003-01-06 astro-ph
Very fast optical flaring from a possible new Galactic magnetar
高度明亮的快速耀斑是白矮星、中子星或黑洞等致密天体周围过程的特征。在X射线和伽马射线的高能区域，通常可以观察到具有秒级或更快变化时间尺度的爆发，例如伽马射线暴或软伽马重复源。在光学上，在这样的时间尺度上的耀斑活动从来没有被观察到的即时相以外的伽玛暴。这主要是由于这样一个事实，即强烈的爆发，快速耀斑通常是在高能区发现的。大多数光学后续观察这样的瞬变采用仪器的积分时间超过几十秒，因此无法解决快速变化。在这里，我们展示了在银河系瞬变SWIFT J195509.6+261406中观测到的极其明亮和快速的光学耀斑。这种燃烧以前从未报道过。我们的光学光变曲线在现象学上类似于软伽马中继站和异常X射线脉冲星的高能光变曲线，它们被认为是具有极高磁场的中子星（磁星）。这表明类似的发射过程可能在起作用，但与其他已知的磁星相比，它们在光学上具有强烈的发射。
2008-09-23 astro-ph
