Oscillation: The Key For Understanding Strange Radio Behaviors Of AXP/SGRs
在固体夸克星模型和磁星模型的框架下，我们认为恒星振荡是异常X射线源星和软γ射线中继器（AXP/SGR）奇异射电行为的原因。在固体夸克星模型中，振荡提供的额外电压将恒星从死亡线以下激活到死亡线以上。在磁星模型中，振荡放大了射电波束，从而增加了探测到射电波束的可能性。
2015-12-14 astro-ph.HE
An internal mechanism for the anti-glitch observed in AXP 1E 2259+586
磁星是一种迷人的天体，被认为是中子星，由其强大的内部磁场提供动力。在异常X射线脉冲星AXP 1E 2259+586中发现了突然自旋下降的明确证据，该天体被编目为磁星。这个事件被命名为“反毛刺”。在这项工作中，我们提出了一个简单的内部机制，可以解释所观察到的恒星突然自旋下降。
2015-03-12 astro-ph.HE
X-ray spectra from magnetar candidates - III. Fitting SGRs/AXPs soft X-ray emission with non-relativistic Monte Carlo models
在磁星的情况下，“扭曲的磁层”模型似乎很有希望解释持续的X射线发射的软伽玛中继站和异常X射线脉冲星（SGR和AXP）。在该系列的前两篇论文中，我们提出了一个三维蒙特卡罗代码，用于解决辐射输运的软，热光子发射的恒星表面的磁层粒子共振向上散射。一个光谱模型存档已生成并在XSPEC中实现。在这里，我们报告我们的光谱模型的不同XMM牛顿和积分观测SGR和AXP的系统应用。我们发现，合成光谱提供了一个非常好的适合的数据，几乎所有的源（和源状态），我们已经分析。
2009-06-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Recent results on magnetars
近几年的观测表明，软伽马射线中继星（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）基本上是一类孤立的中子星。它们的性质可以用磁星模型很好地解释，磁星模型是基于中子星由高达10^14 - 10^15 G的磁场提供能量。在这里，我报告了一些最近获得的结果，为瞬态软伽马射线中继站SGR 1627-41，开始了一个新的爆发后约10年，从上一个，和异常X射线脉冲星1 E 1547.0-5408。后一个来源最近显示出显着的爆发活动，加强了AXP和SGRs之间的相似性。
2009-04-30 astro-ph.HE
Fitting XMM-Newton Observations of the AXP 1RXS J170849.0-400910 with four magnetar surface emission models, and predictions for X-ray polarization observations with IXPE
相位分辨光谱和分光偏振X射线观测磁星给我们提供了机会来测试这些物体的X射线发射源模型，并限制中子星表面和大气的性质。我们提出了一个新的X射线拟合模型的磁星，占四个不同的发射模型，包括黑体发射模型，磁化大气模型，固定离子和自由离子表面发射模型。我们使用新的模型相解决适合档案XMM牛顿观测磁星1 RXS J170849.0-400910。我们发现，固定离子凝聚表面模型给出的相位分辨XMM牛顿光谱的最佳描述，其次是黑体和自由离子凝聚表面模型。磁化大气模型对数据的描述很差，似乎在很大程度上被排除在外。我们使用新的拟合模型来评估1 RXS J170849.0-400910的未来分光偏振观测的科学潜力，该分光偏振观测计划于2021年12月发射的成像X射线偏振探测器（IXPE）。我们的模拟表明，对1 RXS J170849.0-400910等源的IXPE观测将使我们能够清楚地区分高偏振（黑体，磁化大气）和低偏振（凝聚表面）模型。如果更高的偏振黑体或磁化大气模型适用，IXPE可以很容易地证明QED效应的基础上，200千秒的观测研究在这里。在较低偏振的凝聚表面模型的情况下，需要更长的IXPE观测时间才能进行清晰的探测。
2021-11-16 astro-ph.HE
Pulsed γ-ray emission from magnetar 1E 2259+586
反常X射线双星（AXP）被认为是磁星，它们是年轻的孤立中子星，具有> 10^14高斯的极强磁场。从自旋参数推断出的它们巨大的磁场为观测到的x射线发射提供了巨大的能量储备。尽管进行了密集的搜索，但从未探测到0.3 MeV以上的高能发射。本文介绍了费米大视场望远镜（LAT）对AXP 1E 2259+586上200 MeV以上γ射线脉动的探测，这对目前关于磁星γ射线发射机制的理论模型提出了挑战。我们推测高能γ射线来源于磁星的外磁层。
2012-10-19 astro-ph.HE
Subaru constraint on circular polarization in I-band emission from the Magnetar 4U 0142+61
本文首次对反常X射线脉冲星（AXP）4U 0142+61在可见光波段进行了成像圆偏振测量。AXP是唯一一颗在光学和红外波长下得到充分研究的磁星，并且已知在波长范围内具有复杂的宽带光谱。用8.2米斯巴鲁望远镜在I波段进行了光学偏振观测。根据观察，圆偏振度V被测量为V=1.1+/-2.0%，或|V| <4.3%（90%置信度）。相对较大的不确定性是由于源的模糊（I=23.4-24.0）。考虑到目前建议的模型，从磁星的光发射，我们的结果是不够的结论性判别模型。我们建议，因为线性极化预计将在模型中很强，线性极化的磁星应该进行。
2012-01-25 astro-ph.HE
Magnetars: fact or fiction?
异常X射线源（AXP）和软伽马射线中继源（SGR）是一种神秘的脉冲星类天体。能量收支是其研究的基本问题。在磁星模型中，它们被认为是由中子星的极强磁场（>~ 10^14 G）提供动力的。观测和反对磁星模型都进行了总结。考虑到磁星模型难以理解越来越多的观测结果，人们可能会怀疑AXP和SGR是否真的是磁星。如果它们不是候选磁星（包括基于磁星的模型），那么它们一定是“夸克星/后备盘”系统。
2011-11-14 astro-ph.HE hep-ph
Magnetar Broadband X-ray Spectra Correlated with Magnetic Fields: Suzaku Archive of SGRs and AXPs Combined with NuSTAR, Swift, and RXTE
对2006年至2013年朱雀号观测到的15颗磁星的1-70 keV持续谱进行了研究。结合早期NuSTAR对4个硬X射线发射体的观测，9个天体显示出以$\gtrsim$ 10 keV为主的硬幂律发射，$\sim$ 1- $11\times 10^{-11}$ ergs $^{-1}$ cm $^{-2}$的通量为15- 60 keV。硬X射线亮度$L_{\rm h}$，相对于一个软热表面辐射$L_{\rm s}$，往往变得更高的年轻和强磁化的对象。从以前的研究更新，他们的硬度比，定义为$ξ=L_{\rm h}/L_{\rm s}$，与测得的自旋下降率$\dot{P}$为$ξ=0.62 \times (\dot{P}/10^{-11}\,{\rm s}\,{\rm s}^{-1})^{0.72}$，对应的偶极场强$B_{\rm d}$（$ξ\propto B_{\rm d}^{1.41}$）和特征年龄$τ_{\rm c}$（$ξ\propto τ_{\rm c}^{-0.68}$）的正相关性和负相关性，分别。在我们的样品中，在X射线爆发期间观察到五个瞬态，并将结果与Swift/XRT和RXTE/PCA监测的长期1-10 keV通量衰变进行比较。用地震学中的经验公式近似计算了三次明亮爆发的衰减曲线，表明$\sim$存在10-40 d的平台相。瞬变显示出$L_{\rm s}$ $\sim$…
2017-04-24 astro-ph.HE
Is magnetar a fact or fiction to us?
研究AXP/SGR（反常X射线源/软γ射线中继源）的关键是能量收支。在X射线双星中发现吸积能之前，自转一直被认为是脉冲星唯一的自由能。如果AXP/SGR是由磁力驱动的，那么它们可能是磁星，但如果在磁星的情况下越来越多的观测结果很难被理解，那么它们也可能是夸克星/备用盘系统。
2012-10-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Is SGR 0418+5729 indeed a waning magnetar ?
SGR 0418+5729是一个瞬变的软伽马射线中继站，它在2009年6月经历了一次大爆发，在此期间观测到了短爆发的发射。它的性质似乎相当典型的其他来源的同一类，直到长期的X射线监测未能检测到任何周期导数。$\dot P$的当前上限意味着表面偶极场为$B_p\lesssim 7.5\times 10^{12}\ {\rm G}$（Rea等人，2010年），远低于在其他软伽马射线中继站（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）（一组类似源）中测量的偶极场。SGR和AXP目前都被认为是由超磁化中子星（磁星，$B_p\approx 10^{14}$ - $10^{15}\ {\rm G}$）提供动力的。SGR 0418+5729似乎不适合这样的画面。我们表明，SGR 0418+5729的磁旋转特性可以再现，如果这是一个老化的磁星，$\approx 1\ {\rm Myr}$老，经历了大量的场衰减。与SGR 0418+5729的观测特性相匹配所需的内部场的大的初始环向分量确保了地壳断裂，因此爆发活动在目前仍然可能发生。在爆发衰变过程中观察到的热谱与共振康普顿散射模型（如在其他SGR/AXP）的预测是兼容的，如果该领域是低的，磁层扭曲温和。
2011-07-27 astro-ph.HE
AXPs/SGRs: strange stars with crusts?
针对磁星模型解释AXPs/SGRs辐射存在的争议与观测矛盾，研究提出带壳奇异星模型作为替代，可解释更多相关观测事实。
2024-08-19 astro-ph.HE hep-ph
On the possible wind nebula of magnetar Swift J1834.9-0846: a magnetism-powered synchrotron nebula
最近，有报道称磁星Swift J1834.9 $-$ 0846可能存在风星云。结果表明，磁星和它的风星云在风制动的情况下是可以理解的。磁星的旋转能量损失率不足以为粒子亮度提供动力。所需的粒子发光度应约为$10^{36} \,\rm erg \,s^{-1}$至$10^{38} \,\rm erg \,s^{-1}$。它是通过三种不同的方法得到的：考虑斯威夫特J1834.9 $-$ 0846的风制动;风星云的光谱和空间观测;风星云X射线光度的经验上限。星云的磁场大约是$10^{-4} \,\rm G$。雨燕J1834.9 $-$ 0846可能的风星云应该是磁星风星云。它由磁星释放的磁能提供动力。
2016-05-18 astro-ph.HE
Magnetic Domains in Magnetar Matter as an Engine for Soft Gamma-ray Repeaters and Anomalous X-ray Pulsars
磁星被认为是观测到的软γ射线重复源（SGR）和异常X射线源（AXP）最有希望的起源地。在这项工作中，我们调查的可能性，SGRs和AXP可能是观测证据的磁星磁相分离。我们研究了磁畴的形成作为一种新的机制SGR和AXP中，磁性物质分为两个阶段，包含不同的磁通密度。我们确定的参数空间中的物质密度和磁场强度，在那里是一个不稳定的磁畴形成。我们的结论是，这样的不稳定性将可能发生在深外地壳的磁性贝姆，Pethick和萨瑟兰（BPS）模型和相对论哈特里理论中描述的磁星的内地壳和核心。此外，我们估计，这种不稳定性的发作释放的能量是可比的SGRs发出的能量。
2010-05-12 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Two Magnetar Candidates in HESS Supernova Remnants
我们确定了两个候选磁星在档案X射线观测HESS检测壳型信噪比。CTB 37 B中与HESS J1713-381重合的X射线点源和G353.6-0.7中与HESS J1731-347重合的X射线点源都具有类似AXP的光谱，比普通的旋转动力源的光谱软得多，并且没有光学/IR对应物。CTB 37 B中CXCRJ 171405.7 -381031的光谱具有高于6 keV的硬过量，这可能与在一些AXP中看到的此类组分相似。一个新的钱德拉观察这个对象揭示了一个非常重要的脉冲信号在P = 3.82秒与脉冲分数f_p = 0.31。对第二个候选天体（G353.6-0.7中的XMMU J173203.3-344518）的XMM-Newton观测结果的分析，只产生了1 s周期的边缘证据。如果它不是磁星，那么它可能是一个弱磁化的中心致密天体（CCO）。考虑到这些HESS源以前归因于SNR壳可能是中央峰值，我们假设，他们的ESTA可能有助于扩散TeV的排放。这些鉴定可能使银河系中磁星/SNR协会的数量增加一倍，并可用于调查产生磁星的超新星的能量学和不对称性。
2009-12-25 astro-ph.HE
An observational argument against accretion in magnetars
异常X射线中子星的现象学通常被解释为非常高磁化的中子星，也被称为磁星。根据这种范式，反常X射线辐射源（AXP）的持续发射是由磁场的衰减提供动力的。然而，文献中也讨论了另一种情况，即通过吸积来解释持续发射。特别是AXP 4U 0142+ 61被认为是一颗吸积的中子星或白矮星。在这里，我们根据观察到的源的X射线变异性特性排除了这种情况。我们直接比较观测到的功率谱的4U 0142+61和其他两个磁星，1 RXS J170849.0 $-$ 400910和1 E 1841-045的X射线脉冲星1A 0535+262，和中间极性的GK英仙座。此外，我们还包括一颗明亮的年轻射电脉冲星PSR B1509-58。我们发现，与吸积源，没有非周期性的变化在预期的频率范围内观察到的磁星和射电脉冲星的功率密度谱。考虑到强变率是所有吸积系统从年轻的恒星物体到超大质量黑洞的既定特征，并且没有来自其他磁星的变率报告，我们得出结论，我们的结果表明磁星一般不受吸积的影响。
2020-09-29 astro-ph.HE
Variation of Spectral and Timing Properties in the Extended Burst Tails from the Magnetar 4U 0142+61
在磁星爆发之后，从一些软伽马中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）观测到强度高于爆发前水平的扩展发射事件。在从AXP 4U 0142+61中检测到两个事件之后，观察到这种延长的尾部发射。我们详细研究了光谱和时间特性的演变，在这两个尾巴段使用RXTE/PCA观测，并报告在整个尾巴的光谱和时间行为的不同变化。特别是，在这两种情况下，都观察到脉动振幅的突然增强与爆发，以及尾部X射线发射（冷却）的平稳下降。我们认为，在爆发过程中形成的一个低效辐射的被困火球，它可以加热恒星表面，能够解释尾巴的性质和它的能量学。我们还提出了在尾巴的吸收和发射功能的情景检测。已经提出的一种可能的机制，产生这样的谱线是质子/离子回旋共振过程，已被建议提供一个有价值的工具，在探测复杂的磁场的磁星。
2016-02-05 astro-ph.HE
Magnetars and White Dwarf Pulsars
异常X射线脉冲星（AXP）和软伽马射线中继星（SGR）是一类被理解为具有超强表面磁场的中子星（NS），即$B\gtrsim10^{14}$ G，因此被称为磁星。然而，在过去的几年中，一些SGR/AXP与低表面磁场$B\sim(10^{12}-10^{13})$ G已被检测到，挑战磁星的描述。此外，还观测到了一些快速和强磁性的白矮星（WD），至少有一颗白矮星像普通脉冲星一样发射X射线能量。根据这一事实，一个基于白矮星类星体的替代模型被提出来解释这类特殊的类星体。在这个模型中，AXP和SGR作为致密和磁化的白矮星可以具有表面磁场$B\sim 10^{7}-10^{10}$ G，并且以频率$Ω\sim 1$ rad/s非常快地旋转，与观测到的旋转周期$P\sim (2-12)$ s一致。
2016-03-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
A unified model of the magnetar and radio pulsar bursting phenomenology
异常X射线脉冲星（AXP）和软伽马射线重复星（SGR）是年轻的中子星（NS），其特征是高X射线静态亮度，爆发，以及在SGR的情况下，零星的巨大耀斑。它们被认为是由超强磁场（因此被称为磁星）提供动力的。然而，它们所观测到的行为的多样性还不为人所知，而从“低场”恒星中发现的类磁星爆发更是令人费解。在这里，我们进行长期的二维模拟，遵循地壳中的磁应力的演变，这些，再加上最近计算的破裂应力的中子星地壳，使我们能够建立时发生星震。对于第一次，我们提供了一个定量估计的爆发能量，事件率，并在中子星表面的位置，这承担了直接相关的整体磁星现象的解释。一般来说，“类SGR”天体往往比“类AXP”天体或“高- $B$射电脉冲星”更活跃，但构成明显不同类别的物质之间没有根本的区别。在产生各种观测现象的关键因素中，年龄比磁场强度的微小变化更重要。我们发现，爆发也可以在老的低场磁星（B ~几× 10^{12} G）中产生，但这些事件的频率远低于年轻的高场磁星。
2011-01-05 astro-ph.HE
Spectral Analysis of the 13 keV Feature in XTE J1810-197: Implications for AXP Models
在2003年和2004年期间，异常X射线脉冲星XTE J1810-197经历了一系列的四次爆发。其中一个爆发的尾部的光谱显示出强烈的，显著的发射特征~13 keV，从而编码了关于该物体周围环境的丰富信息。在本文中，我们分析了这种发射特性，同时考虑回旋加速器和原子发射过程，并权衡我们的研究结果对三个领先的AXP模型：磁星模型，回落盘模型和夸克新星模型。我们发现，原子发射的铷在开普勒环（$\sim$ 15公里的紧凑对象的$\sim 2M_\odot$）是最一致的情况下的观察，支持夸克新星模型。几百米厚的大气层的回旋辐射也很符合这一特征，但由于它在三个独立的AXP源中的位置重合而被排除在外。
2012-05-19 astro-ph.HE
X-ray Perspective of the Twisted Magnetospheres of Magnetars
异常X射线源星（AXP）和软γ射线中继星（SGR）因其高能爆发和快速自旋下降而被认为是最有希望的磁星候选者。预计强磁场通过影响磁星大气中的辐射过程和通过在上层磁层中的散射，在出射辐射上留下独特的印记。我们构建了一个自洽的物理模型，采用Monte Carlo技术，结合从磁星表面的发射和其在三维（3D）扭曲磁层的再处理。合成谱的特征在于四个参数：表面温度kT，表面磁场强度$B$，磁层扭曲角$Δϕ$，和归一化电子速度$β$。我们还创建了一个表格模型（STEMS 3D），并将其应用到一个大样本的XMM-牛顿光谱的磁星。该模型成功地拟合了几乎所有的光谱，并获得了磁场的11个源中的7个是一致的值推断的自旋下降率。我们的结论是，连续拟合我们的模型是一个强大的方法来测量的磁场强度和磁层配置的AXP和SGR。通过对变源多次观测的研究，我们还研究了变源的光谱演化机制。我们的结果表明，这些源的磁层是高度扭曲的（$Δϕ> 1$），并揭示了磁层扭曲和解扭曲的行为在2002年爆发的1 E 2259+586。
2015-05-22 astro-ph.HE
Probing magnetars magnetosphere through X-ray polarization measurements
对磁星的研究具有特别重要的意义，因为这些天体是唯一可以直接测试超强磁场中的物理现象的实验室。到目前为止，软伽马中继器（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）中X射线能量的光谱和定时测量一直是有关磁星及其磁层物理特性的主要信息来源。在~ 0.5-10 keV范围内的频谱拟合可以验证“扭曲磁层”模型，探测外部场的结构并估计磁层电流的密度和速度。然而，单独的光谱学可能无法消除磁层散射的两个关键参数（电荷速度和扭转角）的歧义，并且对源的几何形状非常不敏感。另一方面，X射线偏振测量可以通过增加两个额外的可观测量，即线偏振度和偏振角，来提供场的量子飞跃。使用明亮的AXP 1 RXS J170849.0-400910作为模板，我们表明，相位分辨偏振测量可以明确地确定模型参数，即使是一个小的X射线偏振任务进行现代光电探测器和现有的X射线光学。我们还表明，极化测量可以精确定位真空极化效应，从而提供了一个间接的证据，为超强磁场。
2013-11-29 astro-ph.HE
Searching for X-ray Variability in the Glitching Anomalous X-ray Pulsar 1E 1841-045 in Kes 73
反常X射线脉冲星（AXP）目前已被证实表现出显著的X射线变化性，并且是多产的毛刺，其中一些毛刺伴随着大的辐射变化。一个悬而未决的问题是，AXP故障是否通常伴随着辐射变化，与理解磁星的物理特性有关。在这里，我们报告的档案X射线数据的分析，从AXP 1 E ~1841 $-$ 045，在1993年和2007年之间获得的。该AXP位于SNR Kes~73的中心，自1999年以来通过{ \it RXTE}监测确定，在2002年至2007年期间出现了三次故障。我们已经寻找了相平均通量变化的证据，如果AXP中的小故障通常伴随着辐射变化，则可能存在这种变化。我们没有发现任何证据，毛刺相关的通量变化从这个来源，认为这种行为是不通用的AXP。
2010-03-09 astro-ph.HE
A variable absorption feature in the X-ray spectrum of a magnetar
软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线星（AXP）是缓慢旋转的孤立中子星，偶尔经历长期通量增强（爆发）的事件，通常伴随着硬X射线的短爆发。这种行为可以在磁星模型中理解，根据该模型，这些源主要由其自身的磁能提供动力。这是由以下事实支持的：从AXP和SGR的几个观察到的特性推断出的磁场大于-或处于-射电望远镜的范围的高端。在SGR 0418+5729的特殊情况下，弱的偶极子磁矩是从它的定时参数导出的，而一个强场已被提出驻留在恒星内部和表面的多极组件。在这里，我们表明，SGR 0418+5729的X射线光谱具有吸收线，其性质强烈依赖于恒星的旋转相位。这条线被解释为质子回旋特征，其能量意味着磁场的范围从2 E14高斯到超过1 E15高斯。
2013-08-22 astro-ph.HE
A Broadband Emission Model of Magnetar Wind Nebulae
等离子体风引起的角动量损失被认为是孤立中子星（包括磁星）的普遍特征。由磁星提供动力的风星云使我们能够比较磁星与旋转动力磁星（RPPs）的风特性和自旋演化。本文建立了一个磁星风星云的宽带辐射模型。该模型是类似于过去的研究年轻的脉冲星风星云（PWNe）周围的RPP，但修改的应用程序MWNe的观测信息远远少于年轻的PWNe。我们应用该模型的MWN周围的最年轻的（$\sim$ 1 kyr）磁星1 E 1547.0-5408，具有最大的自旋功率$L_{\rm spin}$在所有的磁星。然而，与年轻的RPP相比，MWN是微弱的，因为1 E 1547.0-5408的低$L_{\rm spin}$。由于大多数参数仅受MWN的X射线通量上限的约束，因此我们采用PSR J1846-0258附近的年轻PWN Kes 75的模型参数，这是一个特殊的RPP，表现出类似磁星的行为。该模型预测了$γ$射线通量，该通量将在未来的TeV $γ$射线观测中被{ \it CTA}探测到。MWN光谱不允许我们检验1 E 1547.0-5408在其诞生时具有毫秒周期的假设，因为注入演化早期阶段的粒子遭受严重的绝热和同步加速器损失。进一步的观测和理论研究磁星周围的风星云需要约束磁星的风和自旋的属性。
2016-06-04 astro-ph.HE
A rotationally-powered magnetar nebula around Swift J1834.9-0846
最近在雨燕J1834.9-0846周围发现了一个产生扩展X射线的风星云。这是第一个磁星，这样的风星云被发现。在这里，我们调查是否有一个合理的情况下，脉冲星风星云（PWN）可以持续，而不需要倡导额外的能源以外的旋转。我们通过使用详细的辐射和动力学代码来研究星云的演化及其粒子数量。我们发现这种情况确实存在：斯威夫特J1834.9-0846的星云可以解释为旋转动力，就像所有其他已知的PWNe一样，如果它目前正在被环境压缩。后者介绍了几种效果，其中最重要的是绝热加热的外观，越来越多的占主导地位的逃逸粒子的混响。反射的需要自然解释了为什么这是唯一被探测到的磁星星云，并提供了斯威夫特1834.9-0846的年龄估计。
2016-12-08 astro-ph.HE
Pulsar-wind nebulae and magnetar outflows: observations at radio, X-ray, and gamma-ray wavelengths
我们回顾了几类中子星动力外流的观测：壳层超新星遗迹（SNRs）内的脉冲星风星云（PWNe），PWNe直接与星际介质（ISM）相互作用，以及磁星动力外流。我们描述了无线电，X射线，和伽马射线观测PWNe，集中在第一个集成的光谱能量分布（SED）和全球光谱特性。PWNe的高分辨率X射线成像显示了一系列令人困惑的形态，包括喷流、尾迹和其他结构。到目前为止，23个已确认的磁星中有几个显示出连续或零星的物质发射的证据，有时与巨大的耀斑有关，最近还发现了一些可能的“磁星风星云”。
2017-05-24 astro-ph.HE
Learning About the Magnetar Swift J1834.9-0846 from its Wind Nebula
最近在Swift~J1834.9 $-$ 0846周围的X射线中发现了磁星周围的第一个风星云。我们研究这颗磁星的整体能量学及其粒子风或外流的性质。Swift~J1834.9 $-$ 0846位于超新星遗迹（SNR）W 41的中心，距离$\sim4\;$ kpc，其半径为$\sim 19\;$ pc，比X射线星云（$\sim2\;$ pc）大一个数量级。与SNR W 41的相关性表明$\sim5-100\;$ kyr是常见的年龄，而其自旋下降年龄为$4.9$ ~kyr。一个小的出生踢速度可能部分解释了为什么风星云被检测到围绕这个磁星，但没有围绕其他磁星，其中大多数似乎有较大的踢速度，可能已经退出了他们的出生SNR。我们发现Fermi/LAT和H.E.S.S.探测到的GeV和TeV源，半径为$\sim11\;$ pc的粒子最有可能是强子起源的。星云的动力学和内部结构的分析检查，以解释星云的当前属性。其尺寸可以自然地对应于X射线发射$e^+e^-$对的扩散主导冷却长度。这也可能解释了X射线从星云内部到外部发射的光谱软化。对X射线同步加速器星云的分析表明：（i）星云的磁场是$\gtrsim 11\;μ$ G（很可能是$\lesssim30\;μ$ G），（ii）星云的主要动力不是磁星静止时的自旋下降的MHD风，而是其他的外流，贡献了星云的大部分能量。后者最有可能与磁星的爆发活动有关，并可能…
2016-10-01 astro-ph.HE
Magnetar nebulae can be rotationally powered
最近在雨燕1834.9-0846周围发现了一个产生扩展X射线发射的风星云。这是第一个磁星，这种（脉冲星）风星云（PWN）被发现。我证明，斯威夫特1834.9-0846的星云可以旋转供电，如果它是由环境压缩。这背后的物理原因是绝热加热在所有其他冷却和逃逸过程中占主导地位。这种效应只会发生在相对低自旋功率的恒星上，可以形成非常有效的星云。本文基于ApJ 835，文章id。54，13页中发表的先前工作。（2017年）。
2017-10-19 astro-ph.HE
Exploring the effects of magnetar bursts in pulsar wind nebulae
我们探讨磁星爆发对脉冲星风星云（PWN）的射电、X射线和伽马射线通量的可能影响。我们假设爆发注入电子-正电子对或为磁场供电，并探索注入时的总能量和所需的光谱指数，以便将X射线通量增加约一个数量级，以及其衰减时间，直到达到静止。我们还探讨了磁动力现象，可以解释暂时增加的PWN同步辐射通量，也许是相对常见的缺乏PWNe周围的磁星。这种现象学的研究是感兴趣的快速射电暴（FRB），以及磁星和这种系统之间的连接，最近已经建立了观测。
2020-09-16 astro-ph.HE
SWIFT study of the first SGR-like burst from AXP 1E 1841-045 in SNR Kes 73
我们报告的研究短期（32毫秒）和第一次SGR样爆发观察到的异常X射线脉冲星（AXP）1 E 1841-045与超新星遗迹（SNR）Kes 73，发现于2010年5月6日由突发警报望远镜（BAT）板载斯威夫特伽马射线天文台。15-100 keV的时间平均爆发谱由光子指数γ =3.2 $^{+1.8}_{-1.0}$的单次幂律（PL）模型化，通量为1.1 $^{+0.4}_{-0.6}$ $\times$ 10 $^{-8}$尔格cm $^{-2}$，光度为2.9 $^{+1.1}_{-1.6}$ $\times$ 10 $^{39}$尔格s $^{-1}$，能量为7.2 $^{+0.4}_{-0.6}$ $\times$ 10 $^{36}$尔格。用Swift X射线望远镜（XRT）获得的0.5-10 keV瞬发后爆静态光谱与吸收PL模型最佳拟合，其中Gamma=2.6 $\pm$ 0.2，未吸收通量为9.1 $^{+1.2}_{-1.4}$ $\times$ 10 $^{-11}$ ergs cm $^{-2}$ s $^{-1}$。为了研究爆发前0.5-10 keV的持续发射，我们分析了档案XMM-牛顿观测和光谱很好地拟合的两个组件的黑体（BB）加PL模型的温度kT=0.45 $\pm$ 0.03 keV，伽马=1.9 $\pm$ 0.2，和4.3 $^{+0.9}_{-1.2}…
2010-11-15 astro-ph.HE
A concordance picture of FRB 121102 as a flaring magnetar embedded in a magnetized ion-electron wind nebula
FRB 121102的快速射电暴重复了多次，使得能够识别其宿主星系和空间重合的，紧凑的，稳定的（“静止”）无线电同步加速器源。有人提出FRB 121102是由一颗年轻的耀斑磁星驱动的，它嵌在一颗几十年前的超新星遗迹中。使用一个随时间变化的单区模型，我们表明，一个单一的膨胀磁化电子离子星云（由相同的爆发可能负责FRB）可以解释所有的基本属性的静态源（大小，通量，自吸收约束）和大，但减少旋转措施（RM）的爆发。静态发射是由磁星风的终端激波加热的相对论热电子提供动力，而RM则来自星云演化早期注入的非相对论电子，并通过膨胀和辐射损失冷却。该模型包含几个自由参数，这是严格约束的观测：注入到星云的总能量在其历史上，$\sim 10^{50}-10^{51}$尔格，同意与毫秒磁星的磁能;磁星流出的重子负载（间歇性耀斑驱动）是接近中子星逃逸速度;预测的源年龄$\sim 10-40$年是一致的星云大小的其他限制。对于一个能量输入率$\dot{E} \propto t^{-α}$以下的磁星活动的发病，我们预测长期的RM和静态源通量，这大约遵循${\rm RM} \propto t^{-(6+α)/2}$和$F_ν \propto t^{-(α^2+7α-2)/4}$，分别衰减。
2018-11-15 astro-ph.HE
A flaring magnetar in FRB 121102?
FRB 121102的持久射电对应物估计有$N\sim 10^{52}$粒子，能量为$E_N\sim 10^{48}$ erg，大小为$R\sim 10^{17}$ cm。它可以是一个星云，由磁星（一颗中子星，由其磁能（而不是旋转能）提供能量）间歇性流出而膨胀和加热。该天体还很年轻，经常在中子星核心加速的双极扩散驱动下释放出磁耀斑能量，为星云提供能量，并产生明亮的毫秒级爆发。星云中的粒子数量与巨大耀斑的离子喷出物一致。星云中还可能含有中子星诞生数月后冻结出来的电子-正电子对$N_\pm\sim 10^{51}$;同样的机制也解释了蟹状星云中的$N_\pm$。FRB 121102周围的持续源可能是由磁星喷出物激发的磁耗散和内波加热的。由波产生的体积加热解释了星云在产生无线电辐射方面的巨大效率。重复的无线电爆发被认为发生在离磁星更近的地方，磁星闪耀的磁层将超相对论性的内部冲击驱动到磁星风中。的冲击介导的拉莫尔旋转，形成一个GHz的微波激射器所观察到的毫秒的持续时间。此外，耀斑喷出物会变得缺乏电荷，然后转化为电磁波。
2017-06-07 astro-ph.HE
The spectacular X-ray echo of a magnetar burst
异常X射线脉冲星（AXP）1 E 1547.0-5408在2009年1月重新激活，发射了数十个短爆发。Swift/XRT和XMM-Newton的后续观测显示，AXP周围存在多个膨胀环。这些环是由于1 E 1547.0-5408在2009年1月22日发出的一个非常高通量的爆发被不同的星际尘埃层散射而形成的。由于X射线环的异常亮度，我们可以对它们的空间和光谱时间演化进行详细的研究，直到2009年2月4日。这个分析给出了估计1 E 1547.0-5408距离的可能性。我们还推导出约束的属性的灰尘和负责这种罕见的现象的爆发。
2010-01-08 astro-ph.GA astro-ph.HE
Topology of magnetars external field. I. Axially symmetric fields
越来越多的理论和观测证据表明，磁星的外部磁场可能包含一个环向分量，可能与极向分量的量级相同。这种“扭曲的磁层”被沿着闭合场线流动的电流穿过，该闭合场线可以通过共振回旋散射（RCS）与软热光子有效地相互作用。实际上，RCS谱模型在解释候选磁星、软γ射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）的持续~1-10 keV辐射方面是相当成功的。此外，有人提出，在存在高度相对论性电子的情况下，相同的过程可以引起所观察到的硬X射线谱尾延伸到~200 keV。到目前为止，光谱计算一直局限于全球扭曲的偶极磁层的情况下，虽然有迹象表明，扭曲可能只限于磁层的一部分，和/或大规模的领域是更复杂的比一个简单的偶极子。本文研究了超磁化中子星的多极无力磁层。本文首先讨论了Grad-Schluter-Shafranov方程多极解的一般生成方法，并详细分析了偶极、四极和八极场。这些多极，全球扭曲领域的光谱和光变曲线，然后使用蒙特卡罗代码计算和比较与那些一个纯粹的偶极配置。最后，相位分辨光谱和能量依赖的光变曲线得到了一个简单的模型的局部剪切场面临的积分观测的AXP 1 RXS J1708-4009和4U 0142+61。结果支持的图片，在这两个来源的领域是不是全球扭曲。
2009-02-04 astro-ph.HE
Beyond Spin: QCD Magnetars
University of Calgary（卡尔加里大学）
该研究提出统一框架，认为AXP、SGR等天体源于大质量中子星核心夸克解禁闭。通过两个参数控制模型，贝叶斯蒙特卡罗群体合成再现相关天体速率，还预测了多种现象及特征，为强子 - 夸克相变和铁磁有序提供直接观测检验。
2026-07-21 astro-ph.HE
Gamma-ray Thermalization and Leakage from Millisecond Magnetar Nebulae: Towards a Self-Consistent Model for Superluminous Supernovae
超亮超新星（英语：Superluminous supernovae，SLSNe）是一种巨大的恒星爆炸，其亮度太高，无法由传统的能源（如放射性56 Ni）提供动力。这些瞬变可能是由一个中央引擎提供动力，例如毫秒脉冲星或磁星，它们的相对论风膨胀了一个由高能粒子和辐射组成的星云，位于膨胀的喷出物后面。我们提出了三维蒙特卡罗辐射转移计算遵循的生产和热能的高能量辐射从星云到光辐射，相反，确定的伽马射线发射逃逸的喷出物没有热化。我们跟踪的光子和物质的演化耦合两区（“风/星云”和“喷出物”）模型，占辐射过程的范围。我们确定了一种新的机制，通过这种机制，上游脉冲星风中的伽马-伽马对产生调节了爆炸后最初几年内进入星云的粒子的平均能量，使我们的结果在这个时间尺度上对（不确定的）内在风对多重性不敏感。为了解释观测到的SLSNe光学光变曲线的后期变陡是伽马射线泄漏的结果，星云的磁化强度必须非常低，epsB <~ 1 e-6- 1 e-4。对于较高的epsB，同步辐射很快开始主导热化星云辐射，并且由于其较低的光子能量而容易被吸收，导致SN光学光变曲线跟踪自旋下降功率，甚至晚到>~ 1年，与观测不一致。要使磁星仍然是SLSNe的有力竞争者，我们可以得出结论，要么磁星风/星云中的磁耗散非常有效，要么自旋下降的光度衰减速度明显快于正则偶极速率~1/t^2，这恰好模拟了伽马射线逃逸。
2021-01-13 astro-ph.HE
Multi-wavelength Emission for a Post-merger Magnetar: The Magnetar-Driven Poynting Jet and Its Associated Pulsar Wind Nebula
Guangxi University（广西大学）
研究探讨了并合后磁星驱动的庞蒂نج喷流及其关联的脉冲星风云的多波长辐射特性，揭示了喷流与风云相互作用的动力学过程，以及不同波段辐射特征的演化机制。
2026-05-20 astro-ph.HE
The wind nebula around magnetar Swift J1834.9-0846
我们报告了对磁星Swift J1834.9-0846及其周围扩展发射的两次深度XMM-牛顿观测的分析，这两次观测是在2014年3月和2014年10月，即源爆发后的2.5年和3.1年。磁星在第一次观测中仅被微弱地探测到，其吸收校正通量为$F_{\rm 0.5-10 keV}\approx4\times10^{-14}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$，而在第二次观测中的$3σ$上限约为$3\times10^{-14}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$。这一通量水平比2011年9月爆发开始时测量的通量低3个数量级以上。在两次观测中都可以清楚地看到以磁星位置为中心并向西南方向延伸的扩展发射;它最适合于高度吸收的幂律（PL），氢柱密度为$N_{\rm H}=8.0\times10^{22}$ cm $^{-2}$，PL光子指数为$Γ=2.2\pm0.2$。它的通量在两次观测之间是恒定的，为$F_{\rm 0.5-10 keV}=1.3\times10^{-12}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$。我们发现，从2005年到2014年的9年间，这种扩展发射的光谱形状或通量没有统计学上的显著变化。这些新的结果有力地支持了作为风星云的扩展发射性质，并坚定地确立了雨燕J1834.9-0846是第一个显示周围有风星云的磁星。此外，我们的研究结果意味…
2016-04-21 astro-ph.HE
To understand the X-ray spectrum of anomalous X-ray pulsars and soft gamma-ray repeaters
从几个异常X射线源（AXP）和软γ射线中继器（SGR）中探测到了10 keV以上的硬X射线，并在磁星模型和后备盘系统框架内提出了不同的模型来解释其物理起源。利用$\it Suzaku$和INTEGRAL的数据，我们研究了四个AXP/SGR，1RXS J170849 - 400910，1E 1547.0 - 5408，SGR 1806 - 20和SGR 0501 + 4516的软、硬X射线谱。结果表明，由Tr $ü$ mper等首先提出的体运动康普顿化（BMC）过程可以很好地再现光谱，表明吸积的情况下，可以兼容的X射线发射的AXP/SGRs。BMC模型的HXMT模拟结果表明，在能量为$\sim$ 200 keV时，能谱会偏离幂律，特别是截止值。因此，未来的观察有希望区分不同的模型的硬尾，并可能帮助我们了解的AXP/SGRs的性质。
2014-03-26 astro-ph.HE
The spectral and beaming characteristics of the anomalous X-ray pulsar 4U 0142+61
AXP和SGR构成了年轻中子星的特殊群体，它们被认为是磁星，即，具有超强磁场（10^14 - 10^15 G）的中子星。假设AXP和SGR从回退盘吸积物质，我们试图解释AXP 4U 0142+61的能量依赖的脉冲轮廓，以及它的相位依赖的能谱。在回退盘模型中，沿吸积漏斗的汤姆逊光学厚度是显着的和整体运动康普顿有效地运作。这是增强了共振回旋散射。这样散射的光子主要侧向逃逸并产生扇形束，其被检测为能量高达~160 keV的主脉冲。来自恒星表面的近似各向同性的辐射（软热光子和反射的硬X射线）被检测为次级脉冲。这个次级脉冲在能量约为60 keV时出现了一个突起，这可以解释为中子星表面扇形束光子的共振回旋散射，意味着偶极磁场强度B ~7 x 10^12（1+z）G，其中z是引力红移。我们的模型解释了4U 0142+61的软、硬X射线谱及其与能量相关的静态发射脉冲轮廓，而短爆发是由于在超强多重场中发生的磁星型过程。
2010-11-07 astro-ph.HE
FRB 190520B embedded in a magnetar wind nebula and supernova remnant: luminous persistent radio source, decreasing dispersion measure and large rotation measure
最近，FRB 190520 B被500米口径球面射电望远镜（FAST）发现，具有最大的河外色散测量（DM）。DM超过星系际介质和银河系的贡献估计为$\sim 900$ pc cm $^{-3}$，这是近十倍高于其他快速射电暴（FRB）的主机星系。DM以每天$\sim0.1$ pc cm $^{-3}$的速率降低。它是第二个与紧凑持续射电源（PRS）相关的FRB。发现旋转度量（RM）大于$1.8 \times 10^{5} \mathrm{rad} ~\mathrm{m}^{-2}$。在这封信中，我们认为FRB 190520 B是由大质量恒星的核心坍缩形成的年轻magentar提供动力，嵌入在磁星风星云（MWN）和超新星遗迹（SNR）的复合物中。磁星的能量注入驱动MWN和SN喷出物一起演化，PRS由MWN的同步辐射产生。磁星的内部磁场为$B_{\text{int}}\sim (2-4)\times 10^{16}$ G，年龄为$t_{\text{age}}\sim 14-22$ yr。致密的SN喷出物和冲击壳贡献了所观察到的DM和RM的很大一部分。我们的模型可以很自然地同时解释FRB 190520 B的发光PRS、下降DM和极端RM。
2021-12-07 astro-ph.HE
PSR J1119-6127 and its pulsar wind nebula following the magnetar-like bursts
我们介绍了2016年10月27日获得的PSR J1119-6127及其紧凑X射线脉冲星风星云（PWN）的钱德拉主任自由支配时间观测，这是费米和斯威夫特探测到硬X射线毫秒爆发的三个月后，伴随着超过160倍的通量增加。这种类似磁星的活动是第一次从旋转动力的射电脉冲星上观察到的，它为区分射电脉冲星和磁星的物理过程提供了重要的探测。脉冲星爆发后的X射线谱可用单次幂律模型描述，在0.5-7.0 keV能量范围内，光子指数为2.0 \pm 0.2，未吸收通量为5.7 e-12 ergs/cm^2/s。在钱德拉观测的时候，这颗脉冲星仍然比它的静止期亮22倍。X射线图像显示了一个比大爆发前的钱德拉观测（2002年和2004年）更亮的星云，其未吸收通量为2.2 e-13 ergs/cm^-2/s。这意味着在8.4 kpc的距离处，当前X射线效率约为0.001。此外，在东南-西北方向可以看到一个微弱的环形结构，在西南方向可以看到一个垂直于环形的喷流状特征。PWN最适合于光子指数为2.2 \pm 0.5（爆发后）的吸收幂律。虽然脉冲星仍然可以通过旋转提供能量，但观测到的PSR~J1119-6127及其PWN在类磁星爆发后的变化表明，它的高磁场提供了额外的能量来源。
2017-12-12 astro-ph.HE
Coherent radio emission from a twisted magnetosphere after magnetar-quake
磁星是一类高度磁化、缓慢旋转的中子星，其中只有一小部分显示出射电辐射。我们提出相干射电曲率辐射是由磁震情形下的扭电流传输束（j束）的净电荷涨落产生的。双光子对的产生被触发，这需要在载流束中不太高于$10^9$ V的阈值电压，并且可以被视为磁星的“开放场线”。磁层持续的解旋维持着变化的波动，因此在逐渐缩小的j束中保持着相干的无线电发射，这种情况会持续数年，直到无线电波束太小而无法被探测到。模拟得到的射电辐射峰值通量和平坦谱与观测结果基本一致。我们表明，这种依赖于时间的，锥束，辐射模型可以解释变量无线电脉动行为和无线电瞬变磁星XTE J1810 $-$ 197和高$B$脉冲星/AXP PSR J1622 $-$ 4950的X射线热点的演化。磁星在X射线爆发后，预计会探测到亮度为$\lesssim10^{31}\,{\rm erg\,s^{-1}}$的射电辐射和高频振荡。讨论了磁星和普通磁星射电辐射的差异。
2019-03-08 astro-ph.HE
Multipolar Electromagnetic Emission of Newborn Magnetar
本文通过解析求解中子星多极电磁场，发现新生毫秒磁星的高阶多极辐射光度可超过偶极辐射，并能解释伽马射线暴余辉从平台期到正常衰减的观测特征，支持伽马射线暴起源于毫秒周期磁星诞生的假说。
2024-07-29 astro-ph.HE
What can Fermi tell us about magnetars?
我们分析了费米观测磁星的物理意义。在费米观测中，所有磁星都没有显著的探测报告。在磁星的情况下，外隙模型与费米观测之间存在矛盾。一个可能的解释是磁星是风制动而不是磁偶极制动。在风制动情况下，磁星是具有强多极场的中子星。不再需要强偶极场。磁星风制动的两个预言是磁星风制动的两个预言，一个是磁动力脉冲星风星云，另一个是制动指数小于3。未来更深入的费米观测将帮助我们弄清楚它们是风制动还是磁偶极制动。这也将有助于我们区分磁星模型和吸积模型的AXP和SGRs。
2012-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
VLT/NACO near-infrared observations of the transient radio magnetar 1E 1547.0-5408
尽管经过了大约十年的观测，人们对软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）的光学和红外（IR）发射特性以及驱动它们在这些波长发射的物理过程知之甚少。这主要是由于到目前为止所实现的识别数量有限，总共五个，以及从多波段光学/红外测光获得的稀疏光谱覆盖范围。这项工作的目的是寻找一个可能的候选对手，最近发现的瞬态无线电AXP 1 E 1547.0-5408。我们进行了第一次深近红外（NIR）观测（Ks波段）的1 E 1547.0-5408与VLT在三个晚上（7月8日，12日和8月17日），在X射线源重新亮化后，并在随后的衰变报告在2007年6月左右。我们在1 E 1547.0-5408的3sigma射电位置内或附近探测到四个天体。其中最暗的天体（天体1）亮度K = 20.27 +/- 0.05，这将产生1 E 1547.0-5408的未吸收X射线与近红外线通量比FX/FK ~ 800，即平均低于其他磁星得出的值。在7月8日和8月17日的夜晚没有检测到物体1，这只允许我们将其NIR变化的上限设置为Delta Ks ~ 0.2，这阻止了我们搜索与无线电或X射线通量的相关性。我们在射电位置没有检测到其他物体，在我们最深的VLT图像（7月12日）中计算出的极限Ks ~ 21.7（在5sigma）。根据我们的观察，我们不能自信地提出1 E 1547.0-5408的近红外对应物。对物体1进…
2009-01-22 astro-ph.HE
Resolving the decades-long transient FIRST J141918.9+394036: an orphan long gamma-ray burst or a young magnetar nebula?
Ofek（2017）将FIRST J141918.9+394036（以下简称FIRST J1419+3940）确定为与第一个已知重复快速射电暴FRB 121102相关的致密持久射电源具有相似属性和宿主星系类型的射电源。Law等人（2018年）表明，FIRST J1419+3940是一个在过去几十年中亮度衰减的瞬态源。一种可能的解释是，FIRST J1419+3940是FRB 121102附近的类似物，并且无线电发射代表了一个年轻的磁星星云（就像FRB 121102的几种假设一样）。另一种解释是FIRST J1419+3940是一个“孤儿”长伽马射线暴（GRB）的余辉。环境与大多数此类事件发生的环境相似。为了区分这些假设，我们进行了无线电观测，使用欧洲VLBI网络在1.6 GHz的空间解决的排放和搜索毫秒持续时间的无线电爆发。我们探测到FIRST J1419+3940是一个紧凑的射电源，其通量密度为$620 \pm 20\ \mathrm{μJy}$（2018年9月18日），源大小为$3.9 \pm 0.7\ \mathrm{mas}$（即给定角直径距离为$83\ \mathrm{Mpc}$的$1.6 \pm 0.3\ \mathrm{pc}$）。这些结果证实，无线电发射是非热的，并意味着$(0.10 \pm 0.02)c$的平均膨胀速度。使用100米Effelsberg望远镜进行的…
2019-04-18 astro-ph.HE
On the X-ray Spectra of Anomalous X-ray Pulsars and Soft Gamma Repeaters
我们重新审视了Marsden & White（2001）先前报道的异常X射线脉冲星（AXP）和软γ重复星（SGR）的软X射线带光子指数和自旋下降速率之间的明显相关性。我们的分析，改进由于新的源的发现，更好的光谱参数测量在以前已知的来源，和要求的源静止参数列入，显示了证据，以前指出的趋势，虽然更大的分散。这一趋势支持磁星的扭曲磁层模型，尽管散射表明，除了努多特之外，其他因素也很重要。我们还注意到可能的相关性，涉及光谱的AXP和SGR在硬X射线带。具体而言，硬带光子指数显示了可能的相关性与推断的nudot和B，因为光谱营业额的程度。如果前一种趋势是正确的，那么AXP 1 E 1048.1-5937的硬带光子指数应该是~0--1。这可以通过INTEGRAL或即将到来的聚焦硬X射线任务NuSTAR的长时间积分来测试。
2010-01-21 astro-ph.HE
Towards Nebular Spectral Modeling of Magnetar-Powered Supernovae
本研究通过光电离模型模拟磁星供能超新星星云光谱，发现无单一模型能全程匹配SN 2012au，并预测其磁星周期约15毫秒且为强射电源。
2023-03-29 astro-ph.HE
Magnetars: the physics behind observations
磁星是目前宇宙中最强的磁体，极端磁场，重力和密度的组合使它们成为在强场极限下探索当前物理理论（从量子电动力学到广义相对论）的独特实验室。磁星被观测为特殊的爆发活跃的X射线双星、异常X射线脉冲星（AXP）和软伽马重复星（SGR）;后者还发射了三个“巨型耀斑”，这是一种极其强大的事件，在此期间，亮度可高达10^47 erg/s，持续约一秒。过去五年见证了磁星研究的爆炸性发展，除其他外，这导致了瞬态或“爆发”和“低场”磁星的发现。在理论方面也取得了重大进展。解释磁星的持续X射线辐射、爆发的性质、瞬变源中的通量演化的相当详细的模型已经被开发出来，并面临着观测。通过改进磁星振荡模型，对中子星星震学有了新的认识。中子星中磁场衰减这一长期争论的问题已经得到解决，并且认识到它与磁星演化以及磁星与其他孤立中子星族之间联系的重要性。本文的目的是提出一个全面的概述，其中的观测结果进行了讨论，根据最新的理论模型及其影响。这不仅解决了磁星源的特殊情况，而且解决了更基本的问题，即强磁场中的物理如何受到这些独特源的观测的约束。
2015-07-10 astro-ph.HE
Quasi-steady emission from repeating fast radio bursts can be explained by magnetar wind nebulae
University of Wisconsin, Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Indian Institute of Technology Indore（印度理工学院印多尔分校）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；Kyoto University（京都大学）；Tohoku University（东北大学）
该研究通过磁星风星云模型解释了重复快速射电暴的准稳态发射，确定了中子星年龄、磁场和自转周期等参数。
2026-03-07 astro-ph.HE
Understanding recent observations of isolated magnetars and accreting magnetars from the magnetospheric point of view
讨论了磁星风制动模型及其应用。磁星在爆发期间的扭矩减小，抗干扰以及辐射和时间之间的反相关性在风制动模型中是可以理解的。最近对磁星的定时观测也与以前的模型一致。一个磁力驱动的风星云和一个制动指数小于3的是两个预测。除了孤立的磁星外，在双星系统中也可能有吸积磁星和从回退盘吸积的磁星。从观测上看，超亮X射线磁星可能是吸积磁星，而超慢磁星可能是过去具有回退盘的磁星。无论是孤立磁星还是吸积磁星，都需要做大量的工作。
2017-05-27 astro-ph.HE
Long-term timing evolution of four Anomalous X-Ray Pulsars
Nanjing Normal University（南京师范大学）；Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；China West Normal University（西华师范大学）；Qingdao Binhai University（青岛滨海学院）；Institut für Astronomie und Astrophysik, Universität Tübingen（蒂宾根大学天文与天体物理研究所）
本研究通过NICER观测四颗AXPs，发现其长期定时演变特征，包括 glitches、anti-glitches 和状态转换事件，揭示磁星脉冲轮廓演变的普遍性。
2026-02-03 astro-ph.HE
