Constraining the long-lived magnetar remnants in short gamma-ray bursts from late-time radio observations
GW 170817和GRB 170817 A的联合探测表明，至少有一部分短伽马射线暴（SGRB）起源于双星中子星（BNS）合并。BNS合并的一个可能的残留物是一个快速旋转的强磁化中子星，它被认为是伽玛暴的一个可能的中心引擎。对于一个快速旋转的磁星中心引擎，旋转能量沉积到合并发射的喷出物中可能导致明亮的无线电发射。SGRB后几年的无线电发射亮度将提供一个估计的动能的喷出物，因此，一个可能的约束BNS合并产品。我们进行了更详细的计算合并喷出物和环暴介质之间的相互作用的磁星的情况下，无线电发射的亮度，调用几个重要的物理过程，如通用流体力学，相对论效应，和深牛顿相。我们使用该模型来约束允许的参数空间为15个SGRB有晚无线电观测。我们的研究结果表明，注入的能量$E_{\rm inj} \sim 10^{52}$ erg是允许的所有情况下，这表明，超大质量或超大质量中子星遗迹的可能性是不是不利的可用的无线电数据。
2020-01-10 astro-ph.HE
Unveiling the nature of the unidentified gamma-ray sources 4FGL J1908.6+0915e, HESS J1907+089/HOTS J1907+091, and 3HWC J1907+085 in the sky region of the magnetar SGR 1900+14
超新星遗迹（SNRs），恒星形成区（SFR）和脉冲星风星云（PWNe）是银河系PeVatron的主要候选者。从这些源发射的非热高能（HE，$\varepsilon>100 \textrm{ MeV}$）和极高能（VHE，$\varepsilon>100 \textrm{ GeV}$）$γ$射线应该是加速过程的一个有希望的表现。我们研究了从磁星SGR 1900+14的天空区域发射的HE和VHE PDMATHAMO射线作为宇宙射线在上述源中加速的特征的可能性。为此，我们模拟了来自扩展的费米-LAT HE源4FGL J1908.6+ 0915 e、扩展的VHE H.E.S.S.候选源HOTS J1907+091和点状HAWC TeV源3 HWC J1907+085，它们在空间上与SNR G42.8+0.6，磁星SGR 1900+14和恒星形成区W 49 A重合。模拟在强子和轻子模型内进行。我们发现，从磁星SGR 1900+14区域观测到的$γ$射线发射，原则上可以包括来自所有三种类型（可能混淆）源的不同强度的贡献。详细考虑的情况下，一个磁铁连接，但仍然未检测到的SNR和PWN是最有前途的，但有一个严重的要求辐射CR粒子的能量储备-的顺序为$10^{51}d_{\textrm{10kpc}}^{2}$ erg的源在距离$d\sim 10$ kpc。这种能量储备可以由磁星相关的超新星和/或磁…
2022-06-01 astro-ph.HE
Expansion of Kes 73, a Shell Supernova Remnant Containing a Magnetar
在30个左右的银河系磁星中，大约有8个是超新星遗迹（SNRs）。最极端的磁星之一，1 E 1841-045，位于SNR Kes 73（G27.4+0.0）的中心，其年龄不确定。我们使用三个钱德拉观测超过15年来测量其扩张，获得的平均速率为0.023% +/- 0.002%每年。对于8.5千秒差距的距离，我们得到壳层速度为1100公里/秒，并推断爆炸波速度为1400公里/秒。对于Sedov膨胀到均匀介质中，这给出了1800年的年龄。导出的排放量的措施意味着约2厘米的$^{-3}$的环境密度和上扫质量的上限约70个太阳质量，与几十个太阳质量的下限，确认Kes 73是在一个先进的进化阶段。我们的光谱分析显示，没有证据表明，将从一个巨大的祖先预期的丰度增加。我们推导出的总能量是$1.9 \times 10^{51}$ erg，给出了磁星初始周期的一个非常保守的下限，大约为3 ms，除非它的能量是通过非电磁方式损失的。我们没有看到任何证据表明一个巨大的前身星会产生一个风吹气泡，也没有任何证据表明Kes 73/1 E 1841-045的前身星不是一个产生IIP型超新星的正常红超巨星，尽管不能绝对排除一个短寿命的剥离包层前身星。因此，Kes 73的磁星与SGR 1900+14一样，是由相对低质量的祖先产生的磁星。
2017-08-04 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
No Sign of a Magnetar Remnant Following the Kilonova-Producing Long GRB 211211A $\sim 1.7~$Years Later
Cornell University（康奈尔大学）；University of Minnesota（明尼苏达大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Northwestern University（西北大学）；University of Birmingham（伯明翰大学）；University of Arizona（亚利桑那大学）；Center for Astrophysics — Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森天体物理中心）；University of Utah（犹他大学）
研究通过观测GRB 211211A在1.7年后未发现磁星残骸的无线电信号，限制了残骸能量沉积到喷射物中的上限，并探讨了千新星余晖的可能抑制时间。
2026-01-05 astro-ph.HE
Probing The Local Environment of the Supernova Remnant HESS J1731-347 with CO and CS Observations
壳型超新星遗迹HESS J1731 $-$ 347发射TeV的伽马射线，是研究超新星遗迹宇宙射线加速潜力的关键对象。我们使用0.5-1弧分的Mopra CO/CS（1-0）数据结合HI数据来计算HESS J1731 $-$ 347区域的柱密度。我们在至少四个银河臂内追踪气体，通常追踪总的（原子+分子）视线H柱密度为2-3 $\times$ 10 $^{22}$ cm $^{-2}$。假设X因子值是标准的，并且HESS J1731 $-$ 347的大部分HI/CO辐射都在银河系的近端，那么X射线吸收柱密度与由HI+ CO导出的柱密度是一致的，它们位于盾牌座-十字座星系臂的前方，但并不超出盾牌座-十字座星系臂，这表明HESS J1731 $-$ 347的运动学距离为$\sim$ 3.2 kpc。在这个运动学距离上，我们还发现了由CS（1-0）辐射追踪的致密的红外暗气体，与HESS J1731 $-$ 347的北部、附近的HII区G353.43 $-$ 0.37和附近的未识别伽马射线源HESS J1729 $-$ 345相一致。这种稠密的气体支持了HESS J1729 $-$ 345和HESS J1731-347可能通过逃逸的宇宙射线相连的想法。
2017-10-26 astro-ph.HE
A Study of Fermi-LAT GeV gamma-ray Emission towards the Magnetar-harboring Supernova Remnant Kesteven 73 and Its Molecular Environment
我们报告了我们独立的GeV伽马射线研究的年轻壳型超新星遗迹（SNR）Kes 73，其中窝藏一个中央磁星，和CO线毫米观测到的SNR。利用7.6年的费米-LAT观测数据，我们探测到一个扩展的伽马射线源（“源A”），其质心位于SNR的西侧，在0.1-300 GeV范围内的显著性为21.6 sigma，角半径的误差圆为5.4弧分。伽马射线谱不能由纯轻子辐射或磁星的纯辐射重现，因此需要强子辐射分量。CO线观测显示，在VLSR ~90 km/s处有一分子云（MC），其形态与SNR西边界的多波长增亮相对应。左翼（蓝色）85-88 km/s的12 CO（J=2-1）/12 CO（J=1-0）比值沿西北边界显著升高至~1.1，为SNR-MC相互作用提供了运动学证据。这种SNR-MC组合产生了到Kes 73的运动学距离9 kpc。MC被证明是能够占强子γ射线发射分量。γ射线谱可以用纯强子发射或磁星+强子混合发射来解释。在纯强子发射的情况下，质子的光谱指数为2.4，与射电发射电子的光谱指数非常相似，基本上与扩散激波加速理论一致。在磁星+强子混合辐射的情况下，需要磁场衰减率>= 10^36 erg/s来驱动磁星的曲率辐射。
2017-12-11 astro-ph.HE
Resolving the 2024 Outburst of Magnetar 1E 1841-045 from its host Supernova Remnant with EP-FXT
Institute for Frontiers in Astronomy and Astrophysics, Beijing Normal University（北京师范大学天文与前沿科学研究院）；School of Physics and Astronomy, Beijing Normal University（北京师范大学物理与天文学院）；School of Physics and Technology, Nanjing Normal University（南京师范大学物理科学与技术学院）；State Key Laboratory of Particle Astrophysics, Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所粒子天体物理国家重点实验室）；University of Chinese Academy of Sciences, Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Institute of Space Sciences (ICE, CSIC)（空间科学研究所（加泰罗尼亚高级研究中心））
研究利用EP-FXT数据解析磁星2024年爆发，发现脉冲轮廓多峰结构及能量分辨分析显示高能峰变化，X射线光谱由黑体加幂律模型拟合，爆发后通量增加20%，揭示磁星爆发与脉冲轮廓演化及光谱特征的复杂关系。
2026-04-09 astro-ph.HE
Comparing supernova remnants around strongly magnetized and canonical pulsars
磁星中强磁场的来源是中子星磁场的主要不确定性之一。另一方面，最近发现了大量这样的强磁化中子星，这就要求对它们的形成进行更多的研究。第一个提出的磁星形成如此强磁场的模型是通过大质量恒星快速旋转的核心上的α发电机效应。其他的情况包括高磁性的大质量祖先，在爆炸后将它们的强磁矩保存到核心，或者是大质量双星系统的共同包络相。在这项工作中，我们做了一个完整的重新分析的档案X射线发射的超新星遗迹（SNR）周围的磁星，并比较我们的结果与所有其他明亮的X射线发射的SNR，这是与紧凑的中心对象（CCO;这是建议有类似磁星的B-场埋在地壳中的强烈吸积后不久，他们的形成），高B磁星和正常的磁星。我们发现，高磁性中子星的SNRs中的发射线在元素或电离状态上与其他SNRs中观察到的发射线没有显着差异，既没有对整个残余物进行平均，也没有研究其总空间范围的不同部分。此外，我们没有发现明显的证据表明，总的X射线光度的SNRs托管磁星，平均大于典型的年轻的X射线SNRs。虽然偏于少数对象，我们发现，对于一个类似的年龄，有相同的百分比的磁星显示出可检测的SNR比正常的脉冲星人口。
2014-09-03 astro-ph.HE
XMM-Newton observations of the non-thermal supernova remnant HESS J1731-347 (G353.6-0.7)
我们报告了对非热壳型超新星遗迹HESS J1731-347（G353.6-0.7）的XMM-牛顿观测的分析。这是第一次完整的残余壳层被X射线覆盖，这使得可以直接与射电和TeV观测进行比较。我们进行了XMM-牛顿数据的空间分辨光谱分析，并证实了先前报道的非热幂律X射线光谱的源与整个壳的光谱指数的变化可以忽略不计。另一方面，X射线吸收柱是强烈可变的，并且与CO排放相关，从而证实吸收材料必须在前景中，并且加强了先前建议的距离下限。最后，我们发现，X射线发射的残骸被抑制朝向银河系平面，这表明在这一地区较低的冲击波速度，可能是由于与附近的分子云的冲击波的相互作用。
2017-08-14 astro-ph.HE
The TeV supernova remnant shell HESS J1731-347 and its surroundings
HESS J1731-347是一个壳型超新星遗迹，同时发射TeV伽马射线和非热X射线光子，在空间上与射电SNR G353.6-0.7重合。强子和轻子的情况下（或两者的混合）在文献中讨论，以解释TeV发射的对象。2011年，在源附近也发现了$γ$射线过剩（HESS J1729-345）。在此，我们提供了使用同时可用的额外H.E.S.S.获得的更新分析结果。数据在HESS J1731-347之外，分析更详细地揭示了相邻TeV源HESS J1729-345的发射形态和两个源之间的发射。这些结果使我们能够将SNR外的TeV发射与分子气体示踪剂相关联，并将数据与SNR外的TeV发射是由逃逸的宇宙射线产生的情况相对抗。
2016-12-01 astro-ph.HE
The remnant of neutron star-white dwarf merger and the repeating fast radio bursts
宇宙学距离上的快速射电暴（FRB）仍然有着隐藏的物理起源。此前，Liu（2018）提出了一种场景，即中子星（NS）和白矮星（WD）之间的碰撞可能是非重复FRB的祖先之一，并注意到如果在这种NS-WD合并后形成磁星，则也可以解释重复FRB。在本文中，我们调查这个通道的磁星形成更详细。我们认为，NS-WD合并后，冷却和角动量重新分配后，可能会崩溃为一个黑洞或一个新的NS，甚至仍然是一个混合WDNS，这取决于总质量的NS和WD。特别地，如果WD的核心坍缩到NS中，而WD的大量简并电子被压缩到新NS的外层，则新形成的NS可以是磁星。新生磁星的差速旋转可以使电子和正电荷产生不同的角速度，从而形成强磁场。这样的磁星可以通过地壳运动或星震引起的磁重联为重复的FRB提供动力。
2020-02-10 astro-ph.HE
Impact of a mean field dynamo on neutron star mergers leading to magnetar remnants
本文研究了双中子星并合后平均场$αΩ$-发电机的影响，推导了兼容数值相对论的GRMHD方程并提出启发式发电机闭合关系，发现该机制能显著放大磁场并驱动产生前兆耀斑及高电磁能通量，为短伽马射线暴提供能量。
2023-11-06 astro-ph.HE
Propagation of a realistic magnetar jet through binary neutron star merger medium and implications for short gamma-ray bursts
本文通过两组RMHD模拟研究磁星准直喷流在双中子星并合遗迹介质中的传播，发现喷流虽能准直穿透介质但仅达亚相对论速度，不适合作为短伽马射线暴源，但可能贡献蓝色千新星成分并利于后续相对论喷流传播。
2023-06-29 astro-ph.HE
Multi-wavelength Observations of the Radio Magnetar PSR J1622-4950 and Discovery of its Possibly Associated Supernova Remnant
我们提出了无线电磁星PSR J1622-4950及其环境的多波长观测。利用钱德拉（2007年和2009年）和XMM（2011年）对PSR J1622 -4950进行的观测表明，PSR J1622-4950的X射线通量在3.7年内减少了约50倍，呈指数衰减，特征时间为360 +/- 11天。这种行为将PSR J1622-4950确定为小类瞬态磁星的可能补充。X射线衰变可能表明PSR J1622-4950正在从2007年早些时候发生的X射线爆发中恢复，在2007年钱德拉观测之前。澳大利亚望远镜紧凑阵列的观测显示出强烈的射电变异性，包括在2007年X射线爆发至少一年半后可能发生的射电耀斑事件，这可能是这次X射线事件的直接结果。莫隆格洛天文台合成望远镜的射电观测显示PSR J1622-4950位于一个弥散射电弧G333.9+0.0的东南8'处，该弧在性质上似乎是非热的，可能是以前未发现的超新星遗迹。如果G333.9+0.0是超新星遗迹，那么对它的大小和年龄的估计，结合PSR J1622-4950的近距离和合理的隐含速度，表明这两个物体可能在物理上相关。
2012-03-13 astro-ph.HE
Detection of two TeV shell-type remnants at GeV energies with Fermi-LAT: HESS J1731-347 and SN 1006
我们报告了超新星遗迹HESS J1731-347和SN 1006的第一个高意义的GeV伽马射线探测，这两个都是以前通过1 TeV以上的成像大气切伦科夫望远镜探测到的。利用8年的费米通道8数据，在1 GeV和2 TeV之间的能量，我们检测到的位置HESS J1731-347的$\sim 5σ$的显着性和$Γ= 1.66 \pm 0.16_{\rm stat} \pm 0.12_{\rm syst}$的光谱指数的排放。该指数的硬度和与HESS J1731-347的TeV谱的良好联系支持两个源之间的关联。我们还确认在$\sim 6σ$探测到SN 1006，光谱指数为$Γ= 1.79 \pm 0.17_{\rm stat} \pm 0.27_{\rm syst}$。SN 1006的东北（NE）和西南（SW）分支也分别拟合，导致NE区域（$Γ= 1.47 \pm 0.26_{\rm stat}$）的检测和SW区域的未检测。两个分支的不同光谱分量的意义是$3.6σ$，提供了GeV $γ$射线发射不对称的第一个迹象。
2017-11-15 astro-ph.HE
A short gamma-ray burst from a proto-magnetar remnant
同时探测到的引力波和伽马射线来自GW 170817/GRB 170817 A，随后一天的千诺瓦发射，证实了紧凑的双中子星合并作为短持续时间伽马射线暴（GRB）的祖先，以及重r过程核的宇宙源。然而，合并残余物的性质（和寿命）以及为这些明亮的伽马射线闪光提供动力的能量库仍然存在争议，而合并后的最初几分钟在光学波长上尚未探索。在这里，我们报告了最早发现的明亮的热光发射与短GRB 180618 A与扩展的伽马射线发射，紫外和光学多色观测开始尽快1.4分钟后爆发。光谱与快速衰减的余辉和爆发后15分钟出现的热光发射一致，在GRB发生后35分钟，余辉和热光发射突然和彩色地衰减（通量密度$F_ν \propto t^{-α}$，$α=4.6 \pm 0.3$）。我们从伽马射线到光学波长的观测结果与一个以相对论速度膨胀的热星云相一致，该星云由新生的、快速旋转的和高度磁化的中子星（即毫秒磁星）的等离子体风提供动力，其旋转能量以$L_{\rm th} \propto t^{-(2.22\pm 0.14)}$的速率释放，以重新加热未结合的合并残余物质。这些结果表明，这样的中子星可以在坍缩成黑洞的时间尺度上生存下来，而不是在合并后的几百毫秒内，并通过吸积为GRB本身提供动力。明亮的热光学双星合并引力波源的对应物可能在未来的宽场快节奏巡天中很常见。
2022-11-10 astro-ph.HE
A Supernova Remnant Counterpart for HESS J1832-085
我们研究新的银河系超新星遗迹（SNR）候选者，G23.11+0.18，由默奇森宽场阵列（MWA）射电望远镜。我们描述了候选者的形态，并在70- 170 MHz域中找到-0.63+/-0.05的谱指数。高能立体系统（HESS）数据中的TeV伽马射线探测支持G23.11+0.18的SNR性质，并表明G23.11+0.18正在加速超过TeV能量的粒子，从而使该物体成为一个有前途的新宇宙线强子源候选者。在目前的光学、红外线和X射线数据集中无法看到残留物。然而，我们确实发现了CO示踪分子气体在视线速度为~85 km/s时的下降，这表明存在G23.11+0.18祖先风吹气泡。此外，发现的分子气体团块以邻近的速度朝向HESS J1832-085，这一发现坚持了强子伽马射线产生机制在残骸北部似乎是合理的这一观点。基于这些形态学的论点，我们提出了一个星际介质协会G23.11+0.18在4.6+/-0.8千秒差距的运动学距离。
2019-08-25 astro-ph.HE
X-ray Decay Lines from Heavy Nuclei in Supernova Remnants as a Probe of the r-Process Origin and the Birth Periods of Magnetars
快速中子俘获（r-过程）核的起源仍然是核天体物理学中存在时间最长的谜团之一。核心坍缩超新星（SNe）和中子星双星合并可能是r-过程的网站，但很少有证据表明他们在这样的环境中原位形成。受灵敏的新的或计划的X射线望远镜，如核光谱望远镜阵列（NuSTAR）和大型天文台的X射线定时（LOFT）的出现，我们重新审视的年轻或附近的超新星遗迹的r-过程核的X射线衰变线检测的前景。对于NuSTAR计划观测的所有残留物（以及其他几个），我们得出结论，只有当残留物相对于每个SN的平均产额具有大于1 e3的大丰度O时，r过程核才是可检测的。下一个银河SN（假设年龄为3年，距离为10 kpc）的前景更好，其中平均r过程产额可以通过LOFT在6 sigma（5 sigma）置信度下的Os 194的10.7（9.2）keV线复合体检测到;对于O > 2，NuSTAR在2 sigma下可以检测到Sb 125的27.3 keV线复合体。我们还考虑X射线线从银河系磁星的残余物，动机是更高的r-过程产量的磁旋转驱动的SNe预测出生磁星。对于最近模拟预测的假定r过程产额，通过LOFT，在磁星1E1547.0-5408和1 E2259 +586的残余中可能检测到Sn 126的~ 3.6-3.9 keV线。因此，对这些谱线的（非）探测可以探测磁星是否确实以毫秒周期诞生。最后，我们认为一个盲目的调查银河平面与LOFT的r-过…
2013-10-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Modelling the Gamma-Ray Morphology of HESS J1804-216 from Two Supernova Remnants in a Hadronic Scenario
HESS J1804-216是迄今为止发现的最明亮但最神秘的TeV伽马射线源之一。先前对这个TeV伽马射线源周围的星际介质（ISM）进行的弧分尺度研究表明，HESS J1804-216可能是由成熟的超新星遗迹（SNR）或脉冲星提供动力的，因此它的起源仍然不确定。在本文中，我们专注于扩散逃逸宇宙射线质子从潜在的SNR加速器。这些宇宙射线与ISM相互作用产生TeV伽马射线。我们利用从壳层逸出的粒子的各向同性扩散方程解来模拟质子进入ISM的能量依赖性逸出和传播。这项工作是第一次尝试模拟HESS J1804-216的伽马射线的空间形态，使用了Mopra和南银河平面巡天的弧分ISM观测。给出了附近两个潜在SNR对应物SNR G8.7-0.1和PSR J1803-2137的原始SNR的伽马射线光谱和空间分布。我们改变扩散参数和粒子谱，并使用网格搜索方法来找到模型参数的最佳组合。我们的结论是，适度缓慢的扩散是必要的两个候选人。最有希望的候选人是供电的TeV伽马射线从HESS J1804-216在强子的情况下是祖SNR的PSR J1803-213。
2022-01-27 astro-ph.HE
Polarised radio emission associated with HESS J1912+101
壳型TeV源HESS J1912+101暂时被确定为一个古老的超新星遗迹，但在无线电和其他频率上缺少对应物。我们分析了中德乌鲁木齐$λ$ 6 cm巡天和Effelsberg $λ$ 11 cm和$λ$ 21 cm巡天，以确定HESS J1912+101的无线电发射，从而澄清超新星起源的问题。我们发现在HESS J1912+101外围的$λ$ 6 cm处有一个过度极化的部分壳层。在$λ$ 11 cm处，其偏振发射是微弱的，并且受到去偏振的影响，而在$λ$ 21 cm处，没有看到相关的偏振。我们无法将壳层的总强度信号与银河内层令人困惑的强烈弥散辐射分开。然而，一个高百分比的极化壳的同步辐射表示。我们的研究结果支持早期的建议，HESS J1912+101是一个古老的超新星遗迹。同步辐射是高度偏振的，这是典型的低表面亮度的演化超新星遗迹。
2018-10-17 astro-ph.HE
Bright "merger-nova" from the remnant of a neutron star binary merger: A signature of a newly born, massive, millisecond magnetar
一个巨大的毫秒磁星可能在一个中子星（NS）双星合并后幸存下来，这将持续为合并喷出物提供动力。我们开发了一个通用的动力学模型的合并喷出物的能量注入从中央磁星。喷出物发射（“合并新星”）由磁星在紫外波段的峰值和光曲线的峰值提供动力，随着频率的增加逐渐转移到更早的时代。一颗磁星驱动的合并新星可能具有与超新星相当的光学峰值亮度，比放射性驱动的合并新星（所谓的宏新星或千新星）亮几十倍或几百倍。另一方面，这样的合并新星会比超新星更早达到峰值，持续时间也短得多。磁星的早期坍缩可能会抑制光发射的亮度并缩短其持续时间。这种毫秒磁星驱动的合并新星可能在没有观测到短伽马射线暴的NS-NS合并事件中被探测到，并且可能是NS-NS合并引起的引力波爆发的明亮电磁对应物。如果检测到，它表明合并后留下了一个巨大的NS，这对核物质的状态方程有重要的影响。
2013-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fermi Large Area Telescope observations of the supernova remnant HESS J1731-347
HESS J1731-347被认为是为数不多的TeV亮壳型超新星遗迹之一。这些残留物主要是由非热发射，和TeV发射的性质一直争论了近十年。目的：我们对HESS J1731-347的射电-伽马能谱进行了详细的模拟，以约束磁场和高能粒子源，并与以前探索的其他TeV亮壳型信噪比进行了比较。研究方法：四年的数据费米大面积望远镜（LAT）的观察这个遗迹周围的地区进行了分析，导致没有检测到与TeV波段发现的源。马尔可夫链蒙特卡罗方法被用来约束参数的一个区域模型的整体发射光谱。结果如下：基于99.9%的通量上限在GeV范围内，可以排除高能质子光谱斜率大于1.8的单区强子模型，这有利于γ射线发射的轻子起源，使这个残留物成为最亮TeV SNR RX J1713.7-3946，Vela Junior SNR RX J0852.0-4622和RCW 86的兄弟。最佳拟合轻子模型具有1.8的电子谱斜率和约30 μ G的磁场，这比RX J1713.7-3946和RX J0852.0-4622的那些高至少2倍，对距离估计和/或高能电子与该源的磁场之间的能量均分提出了挑战。冲击速度的测量将解决这一挑战，并对磁场演变和电子加速驱动的冲击信噪比的影响。
2014-05-19 astro-ph.HE
Suzaku Observations of the Non-thermal Supernova Remnant HESS J1731-347
本文详细分析了超新星遗迹HESS J1731 \it 347的西北部和南部的非热X射线辐射。观测所覆盖的外壳部分发射出硬的、无谱线的X射线。该光谱可以用一个简单的吸收幂律模型来再现，其光子指数$Γ$为1.8-2.7，吸收柱密度$N_{\rm H}$为（1.0-2.1）$\times 10^{22}$ cm $^{-2}$。这些数量在不同地区之间变化很大; SNR的西北部具有最硬和最吸收的光谱。X射线壳的西部比西北部和南部的曲率小。进行了X射线形态与甚高能（VHE）伽马射线和放射性图像的比较。讨论了壳层各部分的电子加速效率和发射机制。搜索SNR的热X射线发射，但无法检测到显著水平。
2012-07-17 astro-ph.HE
Supernova Light Curves Powered by Young Magnetars
我们发现，高磁性（B ~ 5 x 10^14 G）中子星以P ~ 2-20 ms的初始周期旋转，将能量沉积到膨胀的超新星遗迹中，可以大大增亮光变曲线。对于参数在这个范围内的磁星，旋转能量在几天到几周的时间尺度上释放，这与超新星遗迹的有效扩散时间相当。然后，可以辐射后期能量注入，而不会遭受压倒性的绝热膨胀损失。磁星的输入还产生了一个中央气泡，它将喷出物扫入内部致密的壳层，导致观测光谱中光球速度几乎恒定的时间延长。我们推导出的光变曲线上升时间和峰值亮度的函数的B，P和超新星喷出物的属性，允许直接推断有关的明亮的超新星的潜在磁星的解析表达式。我们进行数值辐射流体动力学计算的几个特定的情况下，并比较所得到的光变曲线观察到的事件。磁星活动可能会影响所有核心坍缩超新星的百分之几以上，并可能自然地解释一些有史以来最明亮的事件（例如，SN 2005 ap和SN 2008 es），L > 10^44尔格/秒。
2009-11-04 astro-ph.HE
Progenitor constraint with circumstellar material for the magnetar-hosting supernova remnant RCW 103
本研究利用 XMM-Newton 对磁星宿主超新星遗迹 RCW 103 进行高分辨率光谱观测，首次探测到 N 谱线，通过 N/O 丰度比约束了其低质量、中等自转的前身星属性，并排除了大质量恒星发电机效应形成该磁星的可能性。
2023-04-24 astro-ph.HE
Probing millisecond magnetar formation in binary neutron star mergers through X-ray follow-up of gravitational wave alerts
Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））；CNRS/IN2P3, IJCLab（法国国家科学研究中心/法国国家核物理与粒子物理研究所，IJCLab实验室）；Institut d’Astrophysique de Paris（巴黎天文物理研究所）；Sorbonne Université（索邦大学）；Università di Torino（都灵大学）
研究通过X射线观测引力波探测警报，探讨双中子星合并后遗物的性质，评估当前和未来检测毫秒磁星的能力，利用模拟数据和数值方法分析磁星自转减速和喷流动力学，确定最佳观测策略和探测率。
2026-06-04 astro-ph.HE
Spatially resolved X-ray study of supernova remnants that host magnetars: Implication of their fossil field origin
磁星被认为是宇宙中磁化最强的中子星。为了揭示什么样的恒星和超新星可以产生磁星，我们对超新星遗迹（SNRs）Kes 73，RCW 103和N49进行了最先进的空间分辨光谱X射线研究，这些超新星遗迹分别拥有磁星1 E 1841-045，1 E 161348-5055和SGR 0526-66。这三个SNR是O和Ne增强的，并且在密度>1- 2 cm $^{-3}$的星际介质中演化。金属成分和稠密的环境表明，祖星的质量不是很大。这三颗磁星的原始质量被限制在小于20 Msun（Kes 73为11- 15 Msun，RCW 103小于13 Msun，N49约为13 - 17 Msun）。我们的研究表明，磁星不一定是由质量非常大的恒星形成的，而是起源于跨越大质量范围的恒星。这三个超新星的爆炸能量从$10^{50}$尔格到~2 $\times 10^{51}$尔格不等，进一步反驳了超新星是由快速旋转的毫秒级恒星激发的观点。我们报告说，RCW 103是由一个微弱的超新星爆炸产生的，具有显著的回落，这样的爆炸解释了低爆炸能量（~ $10^{50}$ erg），小观测到的金属质量（$M_{\rm O}\sim 4\times 10^{-2}$ Msun和$M_{\rm Ne}\sim 6\times 10^{-3}$ Msun），以及太阳下更重元素的丰度，如Si和S。我们的研究支持化石场起源作为一个重要…
2019-09-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of the transient magnetar 3XMM J185246.6+003317 near supernova remnant Kesteven 79 with XMM-Newton
我们报告了XMM-牛顿的偶然发现，3XMM J185246.6+003317是一个11.56秒的X射线脉冲星，距离超新星遗迹Kes 79的南边界1'。3XMM J 185246.6 +003317的自旋下降速率为$<1.1\times 10^{-13}$ s s $^{-1}$，它与长周期P=11.558714（2）s一起表明，其偶极表面磁场为$<3.6\times 10^{-13}$ G，$>1.7$ Myr的特征年龄和自旋下降光度为$<2.8\times 10^{30}$ erg s $^{-1}$。源的X射线光谱与共振康普顿散射模型最佳拟合，并且也可以由黑体模型充分描述。从2008年到2009年的7个月观测显示了源的光谱特性的变化，亮度从$2.7\times 10^{34}$ erg s $^{-1}$降低到$4.6 \times 10^{33}$ erg s $^{-1}$，黑体温度从$kT\approx 0.8$ keV降低到$\approx0.6$ keV。该源的X射线光度高于其自旋下降的光度，排除了旋转作为动力源的可能性。结合时间和光谱特性，没有检测到任何光学或红外对应物，加上在2008年XMM-牛顿观测之前的档案X射线数据中没有检测到该源，表明该源是一个新发现的瞬态低B磁星，在XMM-牛顿观测期间经历了爆发衰变。钱德拉在2001年未探测到这颗恒星，将静态光度的上限$…
2014-01-07 astro-ph.HE
Chandra and XMM-Newton imaging and spectroscopic study of the supernova remnant Kes 73 hosting the magnetar 1E 1841-045
我们提出了一个钱德拉和XMM牛顿研究的超新星遗迹（SNR）Kes 73托管异常X射线脉冲星1 E 1841-045。钱德拉的图像显示了残骸上的星团结构，沿着西部边缘发射增强。X射线辐射充满了射电壳层，并在空间上与红外图像相关。X射线谱用双分量热模型描述，柱密度N_H ~ 2.6e22cm ^{-2}，总光度L_X ~ 3.3e37ergs/s（0.5-10 keV，假设距离8.5kpc）。软组分的特征在于温度kT_s ~ 0.5 keV，高电离时间尺度，和增强的Si和S丰度，这表明发射是由冲击喷出物为主。硬组分的温度kT_h ~ 1.6 keV，电离时间尺度相对较低，大部分是太阳丰度，表明发射主要由星际/星周冲击物质组成。空间分辨光谱研究表明，光谱特性没有显着变化。我们推断SNR年龄范围在750年和2100年之间，爆炸能量为~0.3e51尔格，冲击波速度为1200 km/s（根据Sedov相位假设）。我们还讨论了Kes 73扩展到其大质量祖先的红超巨星风阶段的可能情况。将推断的金属丰度与核心坍缩核合成模型的产量进行比较，我们估计祖星质量>20个太阳质量，将候选者添加到越来越多的高磁化中子星名单中，这些中子星被认为与非常大质量的祖星有关。
2013-11-25 astro-ph.HE
X-ray and radio studies of SNR CTB 37B hosting the magnetar CXOU J171405.7-381031
我们提出了一个钱德拉和XMM牛顿的SNR CTB 37 B的研究，随着档案无线电观测。在无线电波的波长上，CTB 37 B是一个不完整的壳层，显示出从东侧发出的明亮辐射，而X射线形态显示出从磁星CXYJ 171405.7 -381031周围区域发出的漫射辐射。我们使用存档的HI吸收测量来限制到残留物的距离为9.8+/-1.5 kpc。残余物的X射线光谱由1-5 keV能量范围内的热模型描述，温度为1.3+/-0.1 keV。从光谱拟合的丰度是一致的，是太阳或太阳下。在残骸的南侧可以看到一个小的漫射发射区域，最适合的是非热光谱，其异常的硬光子指数为1.3+/-0.3。假设到SNR的距离为9.8 kpc，我们推断冲击波速度为915+/-70 km/s，爆炸能量为（1.8+/-0.6 e50 ergs）。CTB 37 B的整体成像和光谱特性有利于解释一个年轻的SNR（6200年）在低密度介质中传播，假设的Sedov进化阶段。
2019-06-17 astro-ph.HE
GeV Gamma-ray Emission and Molecular Clouds towards Supernova Remnant G35.6$-$0.4 and the TeV Source HESS J1858+020
在$γ$射线观测中，很难区分强子过程和轻子过程，而这对揭示宇宙线的起源至关重要。作为这方面的努力，我们专注于这项工作的复杂的$γ$射线发射区，其中部分重叠的身份不明的TeV源HESS~J1858+020，并包括超新星遗迹（SNR）G35.6 $-$ 0.4和HII区G35.6 $-$ 0.5。我们重新分析了CO线，HI，和费米-LAT的GeV $γ$射线发射数据的这个区域。分子和HI数据的分析表明SNR G35.6 $-$ 0.4和HII区域G35.6 $-$ 0.5位于不同的距离。对GeV $γ$射线的分析表明，GeV辐射来自两个点源：一个（SrcA）与SNR一致，另一个（SrcB）与HESS J1858+020和HII区域G35.6 $-$ 0.5一致。SrcA的GeV辐射可以用SNR-MC缔合的强子过程来解释。SrcB的GeV波段光谱和HESS J1858+020的TeV波段光谱可以通过指数为$\sim$ 2.2的幂律函数平滑地连接。连接的光谱很好地解释了强子发射，质子的截止能量超过1 PeV。因此，它表明在HII区域存在潜在的PeVatron，并且应该通过超高能量观测进一步验证，例如，拉阿索
2022-04-26 astro-ph.HE
EP241021a: A catastrophic collapse/merger of compact star binary leading to the formation of a remnant millisecond magnetar?
EP241021a的光学与X射线隆起疑似爆炸型瞬变，由磁星供能的抛射物及相对论性喷流解释，可能源于致密星并合形成毫秒磁星。
2025-08-14 astro-ph.HE
Gamma-ray upper limits on magnetars with 6 years of Fermi-LAT observations
我们报告的搜索伽玛射线发射从20个磁星使用6年的费米，大面积望远镜（LAT）的观测。我们推导出了迄今为止银河系磁星0.1- 10 GeV辐射的最严格上限，估计值在$\sim10^{-12}-10^{-11}$ erg s $^{-1}$ cm $^{-2}$之间。在观测期间，对具有可靠星历表的四颗磁星进行了伽马射线脉动搜索，但没有探测到。另一方面，我们还研究了与磁星相关或相邻的七颗超新星遗迹的γ射线形貌和光谱。
2016-07-13 astro-ph.HE
Gamma-ray Emission of the Kes 73/1E 1841-045 Region Observed with the Fermi Large Area Telescope
超新星遗迹Kes 73和/或其中心的磁星1 E 1841-045可以向周围环境沉积大量能量，并可能导致粒子加速。使用费米大面积望远镜（LAT）的数据，我们证实了一个扩展源的存在，其质心位置与这个磁星/超新星遗迹对高度一致。它的辐射强度从100 MeV到$>$ 100 GeV。它的LAT谱可以解耦成两个分量，分别由两种不同的机制。根据这个系统的年轻年龄，磁星似乎是10 GeV以下向下弯曲光谱的必要和充分来源，因为观测到的$<$ 10 GeV通量太高，超新星遗迹无法解释。另一方面，超新星遗迹对10 GeV以上的硬谱有合理的解释。在TeV制度，这一地区的进一步研究是必要的，这样我们就可以进行物理上有意义的比较$>$ 10 GeV的频谱和TeV的频谱。
2017-02-21 astro-ph.HE
Radio continuum and polarization study of SNR G57.2+0.8 associated with magnetar SGR1935+2154
我们提出了银河系超新星遗迹G57.2+0.8，这可能是最近发现的磁星SGR1935+2154的无线电连续谱和线性偏振研究。射电信噪比显示了一个成熟超新星遗迹的典型射电连续谱，谱指数为$α= -0.55 \pm 0.02$，偏振强度适中。磁场向量指示在SNR的一部分中的切向磁场（预期用于演进的SNR）和在另一部分中的径向磁场。后者可以用一个重叠的弧形特征来解释，也许是一个脉冲星风星云，从磁星发出。脉冲星风星云的存在是由1.2的低平均制动指数支持的，我们推断磁星，以及它周围弥漫X射线发射的检测。我们发现SNR的距离为12.5 kpc，这表明G57.2+0.8是银河系外旋臂的居民。SNR的半径约为20 pc，可能有41，000年的历史。信噪比已经进入了其演变的辐射或压力驱动的雪犁阶段。我们比较了SNR和SGR1935+2154的年龄和距离等独立确定的特征，并得出结论，它们在物理上是相关的。
2017-11-29 astro-ph.HE
New composite supernova remnant toward HESS J1844-030?
目标：HESS J1844-030是一个新确认的TeV源，位于X射线脉冲星风星云（PWN）候选者G29.4+0.1和复合射电源G29.37+0.1的方向，后者可能是由背景射电星系和银河系超新星遗迹（SNR）叠加而成。我们研究SNR，PWN G29.4+0.1和HESS J1844-030之间的可能联系，以揭示TeV发射的天体物理起源。方法：我们使用钱德拉和XMM-牛顿望远镜获得的档案观测数据对PWN G29.4+0.1的X射线发射进行了成像和光谱研究。公共无线电连续谱和HI数据被用于推导与G29.37+0.1相关的SNR的距离约束，并用于调查其正在膨胀的星际介质。我们应用SNR内PWN演化的简单模型来分析G29.4+0.1与G29.37+0.1的无线电发射之间的关联。我们比较了该系统的光谱特性与TeV PWNe的布居，以研究HESS J1844-030是否是X射线PWN G29.4+0.1的非常高的能量对应物。结果：我们得出结论，G29.4+0.1是一个PWN和嵌入其上的点源是供电脉冲星。HI数据显示，与G29.37+0.1相关的SNR是一个6.5 kpc的银河系源，并在不均匀的介质中膨胀。通过对脉冲星运动和X射线辐射边界压力平衡的分析，我们认为G29.4+0.1可能是一个位于其宿主残骸内部的PWN，形成了一个新的复合SNR。由X射线亮度得到的PWN磁场，我们发现产生keV波段同步…
2019-05-09 astro-ph.HE
On the environments and progenitors of supernova remnants associated with highly magnetized neutron stars
最近，随着超新星遗迹（SNR）Kes 75中HBP J 1846 -0258的类磁星活动的发现，高磁场磁星（HBP，被认为主要是旋转驱动的）和磁星（通常被认为是由其超强磁场驱动的）之间的区别已经变得模糊。是什么决定了中子星在诞生时的自旋特性，以及它作为类磁星或更经典的脉冲星的表现，目前还不清楚。此外，虽然一些研究表明磁星的祖先非常巨大，但目前对这些物体的祖先没有达成共识。为了解决这些问题，我们通过研究或重新访问它们的安全关联SNR来检查它们的环境。我们的方法是：1）通过对热发射超新星喷出物的X射线光谱研究推断其祖先恒星的质量，2）调查其宿主SNR的物理性质和环境条件。我们在这里强调我们的两个SNR的详细研究：G292.2-0.5与HBP J1119-6127和Kes 73与AXP 1 E 1841-045，并总结了其他（少数）HBP/磁星-SNR协会的当前观点。
2012-10-18 astro-ph.GA astro-ph.HE
Neutron Star Merger Remnants: Braking Indices, Gravitational Waves, and the Equation Of State
中子星合并双星GW 170817/GRB 170817 A证实了至少有一些中子星合并是短伽马射线暴的前身。许多短的伽马射线暴都有长期的x射线余辉，这些余辉被解释为合并后的毫秒磁星-快速旋转、高度磁化的大质量中子星。我们回顾我们目前的理解毫秒磁星诞生于短伽马射线暴，特别是集中在三个主要议题。首先，毫秒磁星是否真的为x射线平台提供了最合理的解释。第二，确定和观测这些遗迹的引力波发射。第三，从当前和未来的x射线和引力波测量中确定核物质的状态方程。
2019-05-03 astro-ph.HE gr-qc
Discovery of new TeV supernova remnant shells in the Galactic plane with H.E.S.S
超新星遗迹（SNRs）是宇宙射线粒子谱中有效粒子加速到膝盖的主要候选者。在这项工作中，我们提出了一种新的方法，系统搜索新的TeV发射SNR壳在2864小时的H.E.S.S.用于H.E.S.S.的第一阶段数据。银河平面测量。这种新的方法，正确地识别了已知的壳形态的TeV信噪比涵盖的调查，HESS J1731-347，RX 1713.7-3946，RCW 86，Vela Junior，也揭示了存在三个新的SNR候选人。所有三个候选人进行了广泛的研究，其形态，光谱和多波长（MWL）的属性。HESS J1534-571与无线电SNR候选G323.7-1.0相关联，因此被分类为SNR。另一方面，HESS J1912+101和HESS J1614-518没有无线电或X射线对应物，可以将它们确定为SNR，因此它们仍然是SNR候选者，首先在TeV能量下发现。需要进一步的MWL后续观测来确认这些新发现的SNR候选者确实是SNR。
2016-12-01 astro-ph.HE
XMM-Newton observations of the TeV-discovered supernova remnant HESS J1534-571
本研究利用XMM-Newton观测TeV超新星遗迹HESS J1534-571，未探测到X射线同步辐射，测得2-10 keV能段X射线流量上限，发现6.4 keV线辐射，为其γ射线辐射的强子起源提供了潜在证据。
2023-07-17 astro-ph.HE
Discovery of a spatially extended GeV source in the vicinity of the TeV halo candidate 2HWC J1912+099: a TeV halo or supernova remnant ?
HAWC和Milagro的观测已经探测到围绕中年（$t\sim100-400 \,{\rm kyr}$）恒星（如Geminga和PSR B 0656 +14）的空间扩展TeV源，它们被命名为“TeV晕”，代表由相对较老的恒星提供动力的非常扩展的TeV脉冲星风星云（PWNe）。还有一些HAWC探测到的源被认为是TeV晕的候选者。在本文中，我们寻找可能的GeV对应物的三个TeV晕候选人与费米大面积望远镜。我们在TeV晕候选者2HWC J1912+099附近探测到一个新的空间扩展GeV源，HESS（HESS J1912+101）也探测到了该源。我们发现，GeV源的大小是显着大于HESS测量的TeV的排放，和PWN的空间模板特性可以拟合的GeV数据。我们认为，GeV源是由中央中年脉冲星PSR J1913+1011供电的扩展PWN。这一发现有利于TeV源2HWC J1912+099（HESS J1912+101）的TeV晕场景，尽管HESS测量的可能的壳状形态挑战了这种解释。或者，TeV的发射可以通过强子过程由超新星遗迹（SNR）主导。未来的多波长观测源和更精确的测量TeV发射的空间分布将有助于区分这两种情况。
2019-11-22 astro-ph.HE
Near Infrared Counterpart of 2E 1613.5-5053, the Central Source in Supernova Remnant RCW 103
在2016年6月22日，2 E 1613.5-5053，超新星遗迹RCW 103中令人困惑的中央致密物体发出了类似磁星的爆发。使用主任的自由裁量时间，我们观察到2 E 1613.5-5053与哈勃太空望远镜（WFC 3/IR），我们在这里报告的检测以前看不见的红外对应物。在2016年7月4日和8月11日进行的观测中，我们在钱德拉位置2 E 1613.5-5053探测到一个新的源（$m_\mathrm{F110W} = 26.3$ AB等和$m_\mathrm{F160W} = 24.2$ AB等），这在2002年8月15日和10月8日的HST/NICMOS图像中没有探测到，深度为24.5 AB等（F110 W）和25.5 AB等（F160 W）。我们表明，这些深红外观测排除了吸积双星的可能性，但模仿磁星和孤立的中子星的红外发射特性。低质量后备盘的存在或不存在无法从我们的观测中得到证实。
2016-10-07 astro-ph.HE
Searching for the radio remnants of short duration gamma-ray bursts
中子星合并产生大量快速移动的喷出物，并在合并后数年向外扩张。这些喷出物与周围介质的相互作用可能会产生一个弱的各向同性的无线电残余，在相对较近的事件中可以检测到。我们使用短持续时间的伽马射线暴（sGRB）的晚期射电观测来约束这个模型。研究了两个事件样本：选择了可能在局部（<200 Mpc）宇宙中的四个sGRB来限制亚相对论性喷出物的残余非热发射，而宇宙学距离上的17个sGRB用于限制原磁星中央引擎的存在，可能重新激活合并喷出物。我们考虑了GRB~ 170817 A/GW ~ 170817的情况，发现在这种情况下，早期的射电辐射可能被喷流冲击波猝灭。在所有情况下，对于M_ej \lesssim 10^{-2}（5 * 10^{-2}）M_sun的喷出物质量范围，我们可以排除能量非常高的合并喷出物E_ej \gtrsim 5 * 10^{52}（10^{53}）erg，从而排除作为合并残余物的强大磁星的存在。
2020-10-21 astro-ph.HE
Radio and infrared study of the supernova remnant candidate HESS J1912+101
本研究结合 VLA 射电观测与 CO、HI、红外巡天，考察 HESS J1912+101 的遗迹壳层、脉冲星风云及周边气体，认为其 TeV 辐射不能仅由强子机制解释。
2023-03-20 astro-ph.HE
A light strange star in the remnant HESS J1731-347: minimal consistency checks
本研究用广义相对论奇异星与冷却模型检验 HESS J1731-347 中的低质量致密天体，发现其质量、半径和温度可与夸克星情景一致。
2023-03-17 astro-ph.HE
Investigation of the non-thermal X-ray emission from the supernova remnant CTB 37B hosting the magnetar CXOU J171405.7$-$381031
本文详细研究了宿主磁星CXOU J171405.7$-$381031的超新星遗迹CTB 37B内非热X射线区域S1，发现其光谱更符合折断幂律模型，提出演化非热轫致辐射模型解释了亚相对论电子的存在，并探讨了其他可能性及未来观测方向。
2024-11-15 astro-ph.HE
Timing behavior of the Magnetically Active Rotation-Powered Pulsar in the Supernova Remnant Kestevan 75
我们在PSR J1846-0258中报告了一个大的自旋向上故障，与2006年5月31日的类磁星行为相吻合。我们表明，脉冲星经历了异常大的毛刺恢复，与Q=8.7+/- 2.5的恢复分数，导致脉冲频率的净减少。这种毛刺恢复以前从未在旋转动力脉冲星中观察到，然而，最近在磁星AXP 4U~0142+61中报道了类似但较小的毛刺过度恢复，并且可能发生在SGR 1900+14中。我们还报告了一个很大的增加，在源的定时噪声。我们讨论了PSR J1846-0258中不寻常的计时行为对它作为第一颗被确定为磁活动旋转动力脉冲星的地位的影响。
2010-01-08 astro-ph.HE
Detection of Diffuse Radio Emission inside the Supernova Remnant G338.3-0.0 associated with the Gamma-ray Source HESS J1640-465
该研究利用MeerKAT新观测数据，在SNR G338.3-0.0内发现与X射线PWN及伽马射线源重叠的弥漫射电辐射，通过模型表明其源于PSR驱动的PWN且正与反向激波相互作用，或为银河系PeV电子源。
2025-08-26 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
Fermi LAT Observations of the Supernova Remnant W28 (G6.4-0.1)
本文详细分析了费米伽玛射线空间望远镜（Fermi Gamma Ray Space Telescope，LAT）在超新星遗迹（SNR）W28附近发现的两个伽玛射线源1FGL J1801.3- 2322 c和1FGL J1800.5- 2359 c，发现1FGL J1801.3- 2322 c是SNR W28边界内的扩展源，在0.2- 100 GeV范围内用LAT测得的γ能谱可用一个破缺的幂律函数来描述，其破缺的能量约为1GeV，在破裂点以下的光子指数为2.09 $\pm$ 0.08（stat），$\pm$ 0.28（sys），在破裂点以上的光子指数为2.74 $\pm$ 0.06（stat），$\pm$ 0.09（sys）。考虑到HESS J1801-233与冲击分子云之间的明确关联以及GeV-TeV波段的平滑连接光谱，我们认为GeV和TeV的γ射线辐射起源于SNR中加速粒子与分子云的相互作用，加速强子与稠密分子气体相互作用产生的中性π介子衰变为宽谱γ射线谱提供了合理的解释。1FGL J1800.5- 2359 c位于SNR W28的南部边界之外，无法解析。在假设表面亮度均匀的圆形形状下，使用~2GeV以上的事件，伽马射线发射大小的上限估计为~16 $'$。它似乎与TeV源HESS J1800- 240 B相吻合，它被认为与包含超致密HII区W28 A2的致密分子云有关（G5.89-…
2010-05-25 astro-ph.HE
Cosmic Rays from Pulsars and Magnetars
我们比较了来自磁星和磁星的宇宙射线电子和正电子的预期丰度。我们假设，在银河系中的婴儿恒星和磁星的分布遵循高质量恒星的分布，并且宇宙射线的产生率分别与恒星和磁星的自旋下降和磁衰变功率成正比。结合其他来源（特别是超新星遗迹）的初级和次级宇宙射线轻子，我们发现磁星和磁星都可以很容易地解释观测到的宇宙射线谱，特别是HESS在几TeV处看到的下降和PAMELA发现的正电子分数的增加。
2010-05-06 astro-ph.HE hep-ph
Applying models of pulsar wind nebulae to explain X-ray plateaux following short gamma-ray bursts
许多短伽马射线暴（sGRB）在X射线余辉中有一个延长的平台期，持续时间长达数万秒。一个中央发动机将能量注入残骸，可能会为高原提供燃料。描述快速旋转磁星的磁化相对论风与周围环境相互作用的简单解析模型可以再现X射线谱平台和瞬时谱。该模型类似于经典的，成熟的年轻超新星遗迹模型，并将基础物理应用于sGRB遗迹。光变曲线和光谱产生的模型进行了比较GRB 130603 B的观测。谱也被用来估计磁星的参数，包括它的极向场强度和角频率。如果与引力波信号相结合，这个模型可以提供对多信使天文学和中子星物理学的深入了解。
2021-11-24 astro-ph.HE
On the properties of a newborn magnetar powering the X-ray transient CDF-S XT2
最近\citet{XueYQ2019}报告了一个重要的X射线瞬变探测，CDF-S XT 2，其光变曲线类似于伽马射线暴余辉的X射线平台特征。他们认为，这种瞬变是由一个双中子星合并的残余稳定磁星提供动力的，因为几个证据（宿主星系，位置和事件发生率）都指向这样一个假设。在本文中，我们重新审视这一情况，并确认，这种X射线发射可以很好地解释了内部逐渐磁耗散过程中的超相对论风的新生磁星。我们发现，CDF-S XT 2的光变曲线和光谱演化都可以很好地拟合这样的模型。此外，我们还可以探测到中心磁星的一些关键性质，如它的初始自旋周期、表面磁场强度和风饱和洛伦兹因子。
2019-06-12 astro-ph.HE
