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
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
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
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
Gamma-Ray Observations of a Giant Flare from The Magnetar SGR 1806-20
磁星包括两类旋转中子星（软伽马重复星（SGR）和异常X射线脉冲星），它们的X射线发射由超强磁场（B ~ 10 ^15 G）提供动力。偶尔SGR会进入活跃期，产生许多短X射线爆发;极少数情况下（每个源大约每50年一次），SGR会发出巨大的耀斑，总能量至少是其典型爆发的1000倍。在2004年12月27日，SGR 1806-20发出了有史以来最明亮的太阳系外瞬变事件，甚至超过了满月的亮度0.2秒。总（各向同性）耀斑能量为2x10^46 erg，比前两次事件高出100倍，使这次耀斑成为百年一遇的事件。这种巨大的能量释放可能发生在磁星磁场灾难性的重新配置过程中。这样的事件如果发生在40百万秒差距内，将类似于一个短而硬的伽马射线暴（GRB），这表明河外SGR耀斑确实可能形成GRB的一个子类。
2005-03-02 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
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
An expanding radio nebula produced by a giant flare from the magnetar SGR 1806-20
软伽马中继器（SGR）是“磁星”，一小类缓慢旋转的中子星，具有极端的表面磁场，~10^15高斯。2004年12月27日，在磁星SGR 1806-20上发现了一个巨大的耀斑，这是有记录以来的第三次这样的事件。这种能量爆发被各种仪器探测到，甚至在地球高层大气中引起了电离层扰动，全球各地都有记录。在这里，我们报告检测到一个衰落的无线电余辉产生的爆发，与光度500倍以上，只有其他检测类似的来源。在SGR 1806-20的耀斑爆发后的第6天到第19天，观测到了一个分辨的线性偏振射电星云，其膨胀速度约为光速的四分之一。为了形成这个星云，巨大的耀斑必须以磁场和相对论性粒子的形式发射出至少4 × 10^43尔格的能量。空间分辨结构和快速时间演化的结合，使得我们能够对附近类似超新星和伽马射线暴的物质进行前所未有的详细研究。
2005-05-22 astro-ph
Comparative study of the inial spikes of SGR giant flares in 1998 and 2004 observed with GEOTAIL: Do magnetospheric instabilities trigger large scale fracturing of magnetar's crust?
本文给出了1998年8月27日SGR 1900+14大耀斑的不饱和峰形.这是由GEOTAIL航天器上低能粒子仪器的粒子计数器获得的。所观察到的峰形揭示了四个特征结构：初始陡峭的上升，中间上升到峰值，指数衰减和小驼峰在衰减阶段。从该光变曲线，我们发现各向同性峰值亮度为$2.3\times10^{46}$ erg s $^{-1}$，总能量为$4.3 \times 10^{44}$ erg s $^{-1}$（$E\gtrsim$ 50 keV），假设到SGR 1900+14的距离为15 kpc，光谱为光学薄的热韧致辐射，$kT =$ 240 keV。这些都是一致的，与以前报道的下限来自于ESTA和Konus-Wind观测。对1998年SGR 1900+14和2004年SGR 1806-20的初始尖峰进行了对比研究。初始急剧上升的时间尺度表明其起源于磁层，而中间上升到峰值的时间尺度表明其起源于地壳破裂。最后，我们认为，这四个结构和相应的时间尺度提供了一个线索，以确定河外SGR巨型耀斑之间的短伽玛暴。
2007-06-21 astro-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
TeV-PeV Neutrinos from Giant Flares of Magnetars and the Case of SGR 1806-20
我们估计了2004年12月27日SGR 1806-20的巨大耀斑产生的高能中微子通量，该耀斑以比迄今为止探测到的最明亮的伽马射线暴（GRB）大10^4倍的伽玛射线通量照射地球。南极切伦科夫中微子探测器AMANDA在耀斑期间在线，可能首次从宇宙点源探测到高能中微子，或者限制了磁星的耀斑机制。如果探测到TeV的中微子，人们就可以预期同时也会探测到EeV的宇宙射线和TeV的伽马射线。
2005-07-18 astro-ph hep-ph
High frequency oscillations during magnetar flares
最近在软伽马中继站SGR 1806-20和SGR 1900+14的巨大耀斑期间发现的高频振荡可能是第一次直接探测到中子星地壳的振动。如果这种解释是正确的，它提供了一个新的手段来测试中子星状态方程，地壳破裂应变，和磁场配置。我们回顾了磁星振荡的观测数据，包括使用Ramaty高能太阳光谱成像仪（RHESSI）和Rossi X射线计时探测器（RXTE）的数据对SGR 1806-20巨型耀斑进行的新计时分析。我们讨论了中子星结构和地壳厚度的研究的意义，并概述了未来的调查领域。
2006-08-23 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
Nuclear Equation of State and Internal Structure of Magnetars
最近，具有非常强的表面磁场的中子星被认为是观测到的软伽马中继源（SGR）的起源地。我们研究了强磁场对这种强磁化中子星（磁星）的性质和内部结构的影响。足够强的磁场的存在改变了质子与中子的比率以及中子出现密度。我们还研究了强磁场中的π介子产生和π介子凝聚。我们讨论了磁星内部的π凝聚作为SGR的可能来源。
1999-12-16 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
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
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
QPOs during magnetar flares are not driven by mechanical normal modes of the crust
在SGR 0526 -66、SGR 1806 -20和SGR 1900 +14三次强磁星耀斑期间观测到了准周期振荡（QPO）。这些QPO通常被解释为是由磁星固体地壳的机械模式驱动的，这些模式在耀斑期间被激发。在这里，我们表明，这种解释是在尖锐的矛盾与传统的磁星模型。首先，我们表明，磁星地壳模式衰减的时间尺度上最多一秒，由于发射到中子星内部的阿尔芬波。一个可能的修改是假设QPO与磁星的全局模式相关联。然而，我们认为，在所观察到的QPO的频率，中子星的核心很可能支持磁流体动力学（MHD）正常模式的连续。我们证明了这一点，一个完全可解的玩具模型，捕捉系统的基本物理。然后，我们表明，整个恒星的全球模式的频率很可能有一个显着的虚部，其振幅很可能在很短的时间尺度上衰减。这是没有观察到的。因此，我们得出结论：（i）QPO的起源是在磁星的磁层，或（ii）的磁场有一个特殊的配置：要么它是从磁星的核心驱逐耀斑之前，或其极向分量具有非常小的相干长度。
2006-01-24 astro-ph
INTEGRAL and Magnetars
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。SGR 1806-20位于银河系中心附近，在过去的两年中非常活跃，提供了丰富的新的INTEGRAL结果，我们将在这里总结：从这个源观察到300多个短爆发，并且在15-200 keV范围内以前所未有的灵敏度研究了它们的特性。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。它爆发活动的增加最终导致了2004年12月的巨型耀斑，其中可能有一个软伽马射线（>80 keV）的早期余辉已经被INTEGRAL探测到。深空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。
2007-02-07 astro-ph
Magnetar Spin-Down
我们研究了相对论风对中子星自旋下降的影响，并将我们的结果应用于软伽马重复器（SGR）的研究，软伽马重复器被认为是磁场> 10^{14} G的中子星。我们推导出一个自旋下降公式，包括扭矩从偶极辐射和情节或连续粒子风。我们发现，如果SGR 1806 -20发出10^{37} { \rm erg} { \rm s}^{-1}的连续粒子风，那么脉冲星的年龄与周围超新星遗迹的年龄是一致的，但导出的表面偶极磁场只有3 \times 10^{13} G，在正常射电超新星的范围内。如果相反，粒子风流动是小占空比的偶发事件，那么观察到的周期导数意味着磁场强度场，同时仍然允许特征年龄在估计的超新星遗迹年龄的两倍之内。对SGR周期的密切监测将能够建立或限制风的占空比，从而确定磁场和中子星的年龄。
1999-09-20 astro-ph
An exceptionally bright flare from SGR1806-20 and the origins of short-duration gamma-ray bursts
软伽马射线中继星（英语：Soft gamma ray repeater，SGR）是银河系中的X射线星，在零星的活动期间会发出大量短持续时间（约0.1秒）的硬X射线爆发。它们被认为是磁星：强烈磁化的中子星，其发射是由磁能的耗散提供动力的。在这里，我们报告了SGR 1806-20的长（380秒）巨型耀斑的探测，它比我们银河系中以前观测到的任何瞬态事件都要明亮得多。(In在最初的0.2秒，耀斑释放的能量相当于太阳在25万年内辐射的能量。）它的力量可以用一种灾难性的不稳定性来解释，这种不稳定性涉及全球地壳破裂和磁星上的磁重联，以及恒星外部磁场线可能发生的大规模解扭。从很远的距离看，这一事件似乎是一个持续时间短、光谱硬的宇宙伽马射线暴。因此，至少有相当一部分神秘的短时间伽马射线暴可能来自河外磁星。
2005-05-11 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
Hard X-ray variability of Magnetar's Tails observed with INTEGRAL
由于INTEGRAL卫星上IBIS编码掩模望远镜的成像能力，最近发现了磁星10千电子伏以上的持续发射。显示出一定程度的长期变异性的仅有两个来源是SGR 1806-20和1 RXS J170849.0-400910。我们发现一些迹象表明，这些硬尾的变化可能是在这些源低于10千电子伏的光谱变化的驱动程序。此外，我们报告的第一次检测在2.8西格玛水平的脉动在硬X射线尾巴的SGR 1806-20。
2007-10-31 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
Constraining the Proper Motions of Two Magnetars
我们试图测量两个磁星的自行-软伽马射线中继SGR 1900+14和异常X射线脉冲星1 E 2259+586 -使用钱德拉观测的两个时代，间隔约5年。我们使用这些数据、存档数据和模拟进行广泛的测试，以验证我们测量的准确性并了解其局限性。我们发现90%的上限自行54 mas/yr（SGR 1900+14）和65 mas/yr（1 E 2259+586），与限制在很大程度上取决于我们可以注册的两个时代的数据的准确性和两点自行的固有不确定性。我们用距离将自行极限转化为横向速度极限，发现v_perp < 1300 km/s（SGR 1900+14，距离5 kpc）和v_perp < 930 km/s（1 E 2259+586，距离为3 kpc），置信度为90%;这些物体可能的距离范围使得速度范围很广，但磁星似乎并不具有大于3000 km/s的均匀高空间速度。不幸的是，我们的自行也不能显著地约束先前提出的这些物体在附近超新星遗迹或星团中的起源，这既受到我们对年龄的无知的限制，也受到我们自行的限制。
2008-10-22 astro-ph
Ultrahigh Energy Activity in Giant Magnetar Outbursts
2004年12月27日发生在磁星SGR 1806-20上的超级耀斑是现代有记录以来最明亮的太阳系外闪光。从能量的角度来看，从它那里看到奇异的高能辐射（UHE）--中子、中微子、伽马射线和带电宇宙射线--的机会要比从宇宙学的伽马射线暴（GRB）那里看到的好得多。根据12月27日事件的最新数据，讨论了探测各种成分的机会。
2005-04-20 astro-ph
The Prelude to and Aftermath of the Giant Flare of 2004 December 27: Persistent and Pulsed X-ray Properties of SGR 1806-20 from 1993 to 2005
2004年12月27日，在磁星候选者SGR 1806-20上记录到一个高能量的巨型耀斑。在这次耀斑之前的几个月里，这个物体持续发射的X射线开始发生重大变化。在这里，我们报告的关键光谱和时间参数的演变之前和之后，这个巨大的耀斑。利用Rossi X射线定时探测器，我们跟踪了SGR 1806-20的脉冲频率，发现该SGR的自旋下降速率在耀斑前后的几个月内变化不稳定。与SGR 1900+14中的巨大耀斑相反，我们没有发现12月27日耀斑时自旋频率离散跳跃的证据（|德努|< 5 X 10^-6）。在耀斑发生前后的几个月里，我们发现脉冲通量和扭矩之间存在很强的相关性，这与Thompson，Lyutikov和Kulkarni（2002）提出的磁星磁层电动力学模型一致。与SGR 1900+14的耀斑一样，SGR 1806-20的脉冲形态在耀斑之后发生了剧烈的变化。利用钱德拉X射线天文台和其他公开的成像X射线探测器观测，我们构建了SGR 1806-20从1993年到2005年的光谱历史。通常的磁星持续发射光谱模型的幂律加上黑体提供了一个很好的适合的数据。我们证实了Mereghetti等人（2005）在1993年至2004年期间SGR 1806-20光谱硬度增加的早期发现。与Mereghetti等人提出的扭矩和光谱硬度之间的直接相关性相反，我们发现了一个突然的扭矩变化的证据，它触发了能量谱在几年的时间…
2006-08-23 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
