A NuSTAR confirmation of the 36 ks hard X-ray pulse-phase modulation in the magnetar 1E 1547.0$-$5408
本文描述了对旋转最快的磁星1 E 1547 $-$ 5408的NuSTAR数据的分析，该数据于2016年4月获得，时间间隔为151 ks。用1-60 keV的$1.7 \times 10^{-11}$ ergs s $^{-1}$ cm $^{-2}$通量和周期为$2.086710(5)$ sec的脉动检测该源。在8-25 keV，脉冲被相位调制，周期为$T=36.0 \pm 2.3$ ks，幅度为$\sim 0.2$ sec。这再次证实了朱雀在2009年爆发时在$T=36.0 ^{+4.5}_{-2.5} $ ks上发现的相同效应。这些结果加强了从朱雀星数据得出的观点，即磁星由于$\sim 0.6 \times 10^{-4}$的轴向变形而进行自由进动，这可能是由内部环形磁场达到$\sim 10^{16}$ G引起的。与朱雀的情况一样，在低于$\sim 8$ keV的能量中没有检测到调制。在10 keV以上，脉冲相位行为，包括36 ks调制参数，表现出复杂的能量依赖性：在$\sim 22$ keV，调制幅度增加到$\sim 0.5$秒，和调制相位改变$\sim 65^\circ$超过10- 27 keV，随后由相位反转。虽然脉冲的意义和脉冲的分数最初是非常低的$>10$千电子伏，他们都显着增加，当个别光子的到达时间被纠正这些系统的脉冲相位变化。这些复杂现象的可能起源进行了讨论，在…
2021-01-30 astro-ph.HE
Search for gamma-ray emission from magnetars with the Fermi Large Area Telescope
我们报告了费米大天区望远镜（LAT）在17个月的观测中寻找0.1-10 GeV的磁星发射。目前没有发现任何已知磁星有γ射线发射的重要证据，它们在费米-LAT能量范围内持续发射的最严格上限估计在~10^{-12}-10 ^{-10} erg/s/cm 2之间，取决于来源。我们还搜索了伽马射线脉动和可能的爆发，也没有明显的检测。得出的上限支持存在一个截止在低于几兆电子伏的持续发射的磁星的能量。他们还表明，可能需要修订目前的模型，从强磁化的磁星，其中，在某些实现中，预测可检测的GeV发射磁星的通量水平超过上限确定这里使用费米-LAT观测外隙发射。
2010-10-30 astro-ph.GA astro-ph.HE
The 2009 outburst of magnetar 1E 1547-5408: Persistent radiative and burst properties
磁星1 E ~1547 $-$ 5408最近出现了两次爆发，分别从2008年10月3日和2009年1月22日开始。在这里，我们提出了一个持续的辐射演变的分析和统计研究的爆发属性在2009年爆发期间使用{ \em斯威夫特} X射线望远镜（XRT）。我们发现，1- 10千电子伏的通量增加了一个因子的$\sim500$和硬化显着，峰值$\sim6$小时后爆发的发病。所观察到的脉冲分数表现出与相位平均通量的反相关。确定了2009年爆发期间数百次X射线爆发的性质，并与其他磁星爆发事件的性质进行了比较。我们发现，突发的峰值随机发生的相位，但构成突发的折叠计数表现出与持续脉冲相位不一致的脉冲。我们还报告了爆裂硬度和通量之间的相关性。我们比较的硬度通量演变的持久性发射的爆发，从其他磁星，并发现，虽然确实存在一个整体的趋势，硬化的程度为一个给定的增加通量是不均匀的从源到源。这些结果进行了讨论的背景下，以前的结果和磁星模型。
2011-10-24 astro-ph.HE
Modeling the broadband persistent emission of magnetars
在本文中，我们讨论了我们的第一次尝试，在一个自洽的，物理的情况下模拟宽带持续发射的磁星。我们提出了一个合成模型，我们计算了一个新的蒙特卡罗3-D辐射代码的预测。其基本思想是，软热光子（例如由恒星表面发射的）可以经历由扭曲磁层中的相对论电子群引起的共振回旋上散射。我们的代码是专门为工作在超磁化制度;极化和QED效应始终占，以及不同的配置磁层。我们讨论了在0.1-1000 keV范围内的预测光谱特性，偏振特性，我们提出的模型应用到一个样本的磁星软X射线光谱。
2010-08-09 astro-ph.HE
The Suzaku Discovery of A Hard Power-Law Component in the Spectra of Short Bursts from SGR 0501+4516
利用朱雀XIS和HXD的数据，对软伽马中继站SGR 0501+4516的短暴进行了光谱研究。在2008年8月的活动中，在约60千公里的观测期间总共检测到32个爆发。除去最强的一个，其余31个爆发的平均能量为2- 40 keV，注量为1.0（-0.5，+0.3）*10^-9 erg cm^-2。将1- 40 keV的谱叠加在它们上面，在HXD-PIN带中留下了显著的正残差，其值为chi ^2/d.o.f.。= 74/50，当与双黑体函数拟合时。通过添加幂律模型，拟合变得可以接受，卡方面积/d.o.f. = 56/48，产生伽马=1.0（-0.3，+0.4）的光子指数。该光子指数与使用朱雀获得的同一物体的持续发射的伽马=1.33（-0.16，+0.23）（Enoto等人，2010 a）相当。两个黑体组件表现出非常相似的比例，无论是在温度和发射半径，那些包括持久性发射。然而，在2.6西格玛水平上，幂律与双黑体通量的比值可能高于持续发射的比值。在此基础上，将这些相对较弱的爆发的平均宽带特性与持续辐射的平均宽带特性进行了比较。
2011-06-24 astro-ph.HE
Suzaku Observation of the Anomalous X-ray Pulsar 1E 1841-045
我们报告了朱雀观测的异常X射线脉冲星（AXP）1 E 1841-045的超新星遗迹Kes 73的中心的结果。我们证实，由以前的单独观测得到的能量依赖的光谱模型也满足在宽的能量范围从0.4到~70 keV，同时。这里，低于~10 keV的模型是黑体（BB）和幂律（PL）函数的组合，或者是在0.6 - 7.0 keV具有不同温度的两个BB的组合（Morii等人，2003），而高于~20 keV的模型是PL函数（Kuiper Hermsen Mendez，2004）。BB + PL + PL的组合被发现最好地代表相位平均光谱。相位分辨光谱表明存在两个发射区域，一个具有热性质，另一个具有非热性质。BB + BB + PL的组合也被发现很好地代表了相位平均光谱。然而，我们发现，这个模型是物理上不可接受的，由于一个过大的面积的黑体发射区。尽管如此，我们发现，温度和半径的两个黑体组件显示出适度的相关性的相位分辨光谱。在各种磁星的相位平均光谱之间观察到相同的相关性这一事实（Nakagawa等人，2009年）表明，自相似函数可以近似低于10 keV的磁星的固有能量谱。
2010-09-02 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
Multiwavelength Radiation from the Interaction between Magnetar Bursts and Companion Star in a Binary System
本研究分析双星系统中磁星爆发与伴星相互作用的多波段电磁信号，发现新生磁星爆发前强风的光学紫外持续辐射占主导，年老磁星的爆发相互作用再辐射更强，近邻星系中该现象可被光学望远镜探测。
2024-08-17 astro-ph.HE
Discovery of a 36 ks Phase Modulation in the Hard X-ray Pulses from the Magnetar 1E 1547.0$-$5408
重新分析了2009年1月活动期间获得的高度可变磁星1 E 1547.0 $-$ 5408的朱雀数据。发现用HXD探测到的15- 40 keV发射的2.07 s脉动是相位调制的，周期为$36.0^{+4.5}_{-2.5}$ ks，幅度为$0.52 \pm 0.14$ s。建议调制波形更像方波而不是正弦。虽然用10- 14 keV XIS数据证实了这种效应，但调制幅度朝较低能量减小，在4 keV以下与0一致。在4U 0142+61的情况下，这是从磁星中检测到这种行为的第二个例子。这种效应可以解释为该磁星自由进动的一种表现，并认为该磁星在$\sim 10^{16}$ G强环向场的作用下发生了扁圆形变。
2016-02-10 astro-ph.HE
Modeling magnetar outbursts: Flux enhancements and the connection with short bursts and glitches
最近从磁星爆发中收集到的大量观测数据的可用性要求对爆发特征进行完整的理论研究。在这封信（一系列致力于模型磁星爆发的第一封）中，我们解决了长期存在的公开问题，即短爆发和故障是否总是与长期辐射爆发有关。我们表明，最近检测到的短爆发和故障似乎无关的爆发只是误导我们对这些事件的理解。我们表明，在星震模型的框架内，中微子发射过程中的磁星地壳限制的温度，因此光度。这种对最大亮度的自然限制使得与明亮的持久磁星相关的爆发几乎无法检测到。这些事件被简单地看作是在已经明亮的静止状态上的一个小的光度增加，然后快速返回到静止状态。特别是1 RXS J1708-4009，1 E 1841-045，SGR 1806-20和其他明亮的持久磁星。另一方面，在较暗的源中，类似的事件（具有相同的能量）将导致更极端的光度变化和更长的冷却时间，如XTE J1810-197，1 E 1547-5408和SGR 1627-41。我们的结论是，没有检测到大的辐射爆发与故障和爆发从明亮的持久磁星本身并不奇怪，也不需要任何修改的故障和爆发机制解释目前的理论模型。
2012-03-20 astro-ph.HE
Constraining the age of a magnetar possibly associated with FRB 121102
FRB 121102的宿主星系与长伽马射线暴和I型超亮超新星的相似性表明，这个FRB可能与年轻的磁星有关。通过假设FRB发射产生的磁层内，我们得出的磁星的年龄下限，GHz的发射后，能够自由地逃离稠密的相对论风的磁星。另一个下限是通过要求由电子/正电子对风贡献的色散测量与宿主星系的观测结果一致来获得的。此外，我们还讨论了FRB辐射的可能能量来源和最近发现的持续射电对应物，从而得出了磁星年龄的上限。其结果是，一些模型参数的约束，解决了调和的下限与可能的上限，得出与旋转能源的假设。
2017-04-04 astro-ph.GA astro-ph.HE
Possible Evidence for Free Precession of a Strongly Magnetized Neutron Star in the Magnetar 4U 0142+61
磁星是一种特殊类型的中子星，被认为具有极偶极磁场，达到~ 1 e +11 T。磁星4U 0142+61是这一类别的原型之一，在朱雀天文台的宽带X射线（0.5-70 keV）中进行了研究。在硬X射线（15-40 keV）中，其8.69秒的脉动遭受了+/-0.7秒的缓慢相位调制，周期约为15小时。当这种效应被解释为中子星的自由进动时，可以推断该天体的转动惯量偏离球对称约1.6e-4。这种变形，当归因于磁压力时，表明存在于物体内部的强环形磁场，约1 e +12 T。这提供了对磁星的环形磁场的第一个观测方法之一。
2014-04-20 astro-ph.HE
The 2006 Outburst of the Magnetar CXOU J164710.2-455216
我们的钱德拉，XMM-牛顿，朱雀和斯威夫特X射线天文台获得的数据报告，在2006年爆发的异常X射线脉冲星CXO J164710.2-455216。我们没有发现非常大的毛刺和快速指数衰减的证据，如以前报道的这个来源。我们对Delta nu/nu < 1.5 x 10^{-5}爆发时的任何分数频率增加设置了3 sigma上限。我们的时间分析，基于最长的时间基线，产生了一个自旋下降率的脉冲星，这意味着一个表面偶极磁场~9 x 10^{13} G，虽然这可能是偏高的可能恢复未检测到的毛刺。我们还提出了一个源通量和光谱演化的分析，并没有发现长期的光谱弛豫后爆发的证据，如以前报道的。
2010-06-29 astro-ph.HE
X-Ray Observations of Magnetar SGR 0501+4516 from Outburst to Quiescence
磁星是具有极强磁场强度的中子星。研究它们在静止状态下的发射特性有助于理解强磁场对中子星的影响。SGR 0501+4516是一颗磁星，在2008年的一次爆发中被发现，最近又恢复了平静。我们报告它的光谱和定时性能测量与新的和档案观测钱德拉X射线天文台，XMM-牛顿，朱雀。我们发现静态光谱最适合于幂律加双黑体模型，温度kT_low~0.26 keV和kT_high~0.62 keV。我们将这两个黑体分量解释为来自热点和整个表面的发射。爆发后热点半径从1.4 km缩小到0.49 km，热点面积与X射线光度之间存在显著的相关性，这与扭曲磁层模型的预测相一致。我们将双温度谱模型应用于所有处于静止状态的磁星，发现这可能是磁星群体的一个共同特征。此外，较冷黑体的温度随磁星场强度呈现出一般趋势，这支持了由磁场衰减加热的简单情景。
2018-01-03 astro-ph.HE
Discovery of 40.5 ks Hard X-ray Pulse-Phase Modulations from SGR 1900+14
利用2009年朱雀和2016年NuSTAR拍摄的数据，研究了磁星SGR 1900+14的X射线定时特性，时间间隔分别为114 ks和242 ks。在这两种情况下，该物体都显示出特有的双组分光谱。在$\sim 5$ keV以下的能量中占主导地位的软成分显示出有规律的脉动，如用朱雀XIS测定的周期为$P=5.21006$ s，用NuSTAR测定的周期为$P=5.22669$。然而，在硬成分占主导地位的$\gtrsim 6$ keV中，只有在对数据进行周期脉冲相位调制校正后，才能用朱雀HXD和NuSTAR检测到脉动，周期为$T=40-44$ ks，幅度为$\approx 1$ s。进一步校正相位调制参数中的复能量依赖性的两个数据集，硬X射线脉动变得完全可检测，在12-50 keV中使用HXD，在6-60 keV中使用NuSTAR，使用$T=40.5 \pm 0.8$ ks的公共值。因此，SGR 1900+14成为继4U 0142+61和1 E 1547 $-$ 5408之后的第三个示例，以显示硬X射线脉冲相位调制，以及调制参数中能量依赖性的第二种情况。在这个系统中的中子星被推断为执行自由进动，因为它是轴向变形的$\approx P/T =1.3 \times 10^{-4}$大概是由于$\sim 10^{16}$ G环向磁场。作为反例，我们分析了脉冲双星4U 1626-67的朱雀星数据，…
2021-09-23 astro-ph.HE
Suzaku and BeppoSAX X-ray Spectra of the Persistently Accreting Neutron-Star Binary 4U 1705-44
对2006- 2008年用{ \it Suzaku}和2000年用{\it BeppoSAX}获得的~ 4U~（1705- 44）的宽带谱进行了分析。该源表现出两种不同的状态：硬态显示从1到150 keV的发射，而软态主要限于$<40$ keV。我们用两个热分量来模拟软态连续谱，其中一个是一个吸积吸积盘，另一个是一个单温黑体来描述边界层，用简单幂律或Steiner等人的SIMPL模型来表示弱康普顿化。硬态连续谱由一个单温黑体来模拟边界层加上强康普顿化。由截止功率定律建模。虽然我们无法对硬态吸积盘的物理性质得出确切的结论，但软态吸积盘似乎近似遵循$L\propto T^{3.2}$。从$L\propto T^4$的偏差，如预期从一个恒定的内部磁盘半径，可能是由亮度相关的光谱硬化因子和/或内部磁盘半径的实际变化，在软状态的某些部分。边界层表观发射面积从硬态到软态大致恒定，其值约为中子星表面的1/11。在4U~1705--44中，NS盘表面的磁场估计小于$1.9\times 10^8$ G，并假定NS盘被ISCO或中子星表面截断。宽相对论Fe线在大多数光谱中检测到，并与盘线模型建模。Fe线的强度与软态下的边界层发射有很好的相关性。在硬态下，Fe线可能是由于强康普顿化辐射对吸积盘的照射。
2010-06-26 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
Broad-band spectral analysis of LMXB XTE J1710-281 with Suzaku
本文利用朱雀星档案数据对中子星低质量X射线双星XTE J1710-281进行了宽带时均谱分析。在这次观测中，源处于硬光谱或中间光谱状态。这是第一次，详细的光谱分析的持久性发射光谱的XTE J1710-281已完成了高达30千电子伏的改进约束其光谱参数。通过同时拟合的XIS（0.6-9.0 keV）和HXD-PIN（15.0-30.0 keV）的数据，我们已经模拟了持久的源与模型，包括一个软组件从吸积盘和/或中子星表面/边界层和硬康普顿化组件的频谱。具有中性吸收体的0.6-30 keV连续谱可以由具有$kT_{\rm disc} = 0.28$ keV的内部盘温度的多色盘黑体来描述，其被具有$kT_{\rm e} \approx 5$ keV的电子温度的热电子云显著地康普顿化并且由光子指数$Γ= 1.86$来描述。一个更复杂的三组分模型，包括一个多色光盘黑体$\approx 0.30$千电子伏，单温黑体$\approx 0.65$千电子伏和康普顿从光盘，部分吸收（约38%）的电离吸收剂（日志（$ξ$）$\approx$ 4）描述的宽带光谱同样好。
2020-06-05 astro-ph.HE
The magnetar candidate AX J1818.8-1559
2007年10月，INTEGRAL卫星从与AX J1818.8-1559位置一致的方向探测到一个硬X射线爆发，AX J1818.8-1559是ASCA卫星在1996-1999年发现的低银河纬度X射线源。在20-100 keV范围内爆发的短持续时间（0.8 s）和软光谱（幂律光子指数为3.0+/-0.2）是软伽马射线中继器和异常X射线脉冲星的典型特征。我们报告了2011年10月朱雀卫星对AX J1818.8-1559的观测结果。源光谱符合幂律，光子指数为1.5，通量为2 × 10 ^{-12} erg cm^-2 s^-1（2-10 keV），与从1993年至2011年获得的各种卫星（ROSAT、XMM-Newton、Chandra、Swift）的档案数据得出的值相比，没有显示出显著的变化。我们讨论了可能的解释AX J1818.8-1559，并根据其与整数爆发的关联，我们提出它作为一个小类的候选磁星的新成员。
2012-08-01 astro-ph.HE
A new low magnetic field magnetar: the 2011 outburst of Swift J1822.3-1606
本文报道了用Swift、RXTE、Suzaku、Chandra和XMM-Newton对新发现的磁星Swift J1822.3-1606爆发的长期X射线监测（SGR 1822-1606），从探测到导致其发现的短X射线爆发后不久的第一次观测，到其爆发衰变的第一阶段，（涵盖时间跨度为2011年7月至2012年4月底）。我们还报告档案ROSAT观测，见证了源在其可能的静止状态，并在雨燕J1822.3-1606的无线电脉冲和光发射爆发期间的上限，与绿岸望远镜（GBT）和大加那利望远镜（GTC），分别。我们的X射线时间分析发现，源旋转的周期为P=8.43772016（2）s，周期导数\dot{P} =8.3（2）x10^{-14} s^{-1}，这意味着在赤道处的推断偶极表面磁场为B~ 2.7 x10 ^{13} G。这一测量结果使斯威夫特J1822.3-1606成为第二低的磁场磁星（仅次于SGR 0418+5729; Rea等人，2010年）。从爆发开始的通量和光谱演化之后，我们发现通量减少了大约一个数量级，光谱有微妙的软化，这是磁星爆发衰变的典型特征。通过模拟雨燕J1822.3-1606的长期热演化，我们发现，如果它出生时的极向场和地壳环向场分别为B_{p} ~1.5x10^{14} G和B_{tor} ~ 7 x10 ^{14} G，并且如果它的当前年龄为~550 kyr，则可以再现观测…
2012-05-15 astro-ph.GA astro-ph.HE
Spectral Comparison of Weak Short Bursts to the Persistent X-rays from the Magnetar 1E 1547.0-5408 in its 2009 Outburst
2009年1月，2.1秒的异常X射线脉冲星1 E 1547.0-5408引发了强烈的爆发活动。1月28日的后续朱雀观测记录了软X射线和硬X射线的增强持续发射（Enoto等人，2010 b）。通过重新分析相同的朱雀数据，在硬X射线探测器（HXD）和X射线成像光谱仪（XIS）记录的X射线事件中识别出18个短爆发。它们的光谱峰出现在HXD-PIN带，它们的10-70 keV X射线通量范围为~ 2 e-9 erg cm-2至1 e-7 erg cm-2。因此，18个事件定义了一个比以往获得的更弱的爆发样本，约1 e-8- 1 e-4 erg cm-2。在~0.8 ~300 keV波段，三个最亮的爆发的光谱可以成功地用双黑体模型或几个替代模型来表示。由13个能量密度在（0.2-2）e-8 erg s-1范围内的较弱短爆发叠加而成的光谱弯曲较小，它与持续发射光谱的比值在~8 keV以上变为~170。结果表明，双黑体模型只有在加入幂律模型后才能再现叠加的弱爆发谱，其中光子指数固定为1.54，测量的是持久谱。这些结果意味着一种可能性，即采用光学厚的组件和硬幂律组件的光谱组合物可以描述宽带光谱的持久性和弱爆发的排放，尽管他们的通量由两个数量级的差异。基于光谱相似性，讨论了未分辨短爆发与持续辐射之间的可能联系。
2012-09-08 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
Deep NuSTAR and Swift Monitoring Observations of the Magnetar 1E 1841-045
我们报告了2013年9月对磁星1 E 1841-045进行的350-ks NuSTAR观测。在观测期间，NuSTAR探测到6个短持续时间的爆发，带有$T_{90}<1$。在最亮的爆发之后检测到发射尾的升高水平，持续$\sim$ 1 ks。在返回到持久性排放水平之前，排放呈幂律衰减，时间指数为0.5。长时间的观测还提供了源持续X射线发射的详细相位分辨光谱。通过与先前报道的持续光谱进行比较，我们发现源硬带发射在大约10年内一直是稳定的。持续的硬X射线发射很好地拟合了日冕外流模型，其中磁层中的$e^{+/-}$对向上散射热X射线。我们拟合的相位分辨光谱使我们能够估计磁星的旋转轴和磁偶极子轴之间的角度，$α_{mag}=0.25$，扭曲的磁通量，$2.5\times10^{26}\rm \ G\ cm^2$，以及扭曲的磁层中释放的功率，$L_j=6\times10^{36}\rm \ erg\ s^{-1}$。假设硬X射线光谱是这个模型，那么软X射线成分就可以很好地用双黑体模型来拟合，其中较热的黑体与恒星上扭曲的磁场线的足迹相一致。我们还报告了自2011年7月以来获得的3年Swift监测观察结果。在此期间，软X射线光谱保持稳定，并且定时行为是有噪声的，具有大的定时残差。
2015-05-20 astro-ph.HE
Progenitors of Magnetars and Hyperaccreting Magnetized Disks
我们认为，磁星可能是在大质量恒星的核塌缩或两颗正常中子星的合并过程中，通过收集和继承超吸积盘放大的磁场而形成的。磁星诞生后，它的偶极磁场又对随后的吸积产生重大影响。其环向场的衰减可以为SGR或AXP的持续X射线亮度提供燃料;然而，仅极向场的衰减不足以做到这一点。
2012-10-29 astro-ph.HE
Hard X-ray Quiescent Emission in Magnetars via Resonant Compton Upscattering
RXTE、INTEGRAL、Suzaku、NuSTAR和Fermi-GBM在大约10颗磁星中观测到了能量在10 keV到150 keV之间的非热静态X射线发射。对于这种硬X射线信号的内磁层模型，逆康普顿散射被认为是产生连续辐射的最有效的过程，因为散射截面在回旋频率处共振。本文给出了注入脉冲星磁层内区的单能相对论电子的硬X射线上散射谱。这些模型的光谱被集成在封闭的场线束，并获得不同的观察角度。光谱翻转能与观察者的视角和电子洛伦兹因子密切相关。我们发现，能量小于15兆电子伏的电子将发出大部分低于250千电子伏的辐射，与磁星硬X射线尾推断的周转率一致。较高能量的电子仍然会发出低于1 MeV的大部分辐射，除了选择脉冲相位的准赤道发射区域。我们的光谱计算使用了一种新的国家的最先进的，自旋相关的形式主义的QED康普顿散射截面在强磁场。
2017-10-24 astro-ph.HE
Probing Magnetars Using Spectral Lines with Future Telescopes
我们提出了我们的研究结果磁星谱线分析的背景下，即将到来的高分辨率，高有效面积，高通量的X射线望远镜的两种情况下：持续磁星发射和磁星爆发。对于静止的磁星，我们提出了我们的初步工作的相位分辨发射建模。我们的研究结果揭示了约束线的深度和宽度，同时线能量，最终确定热点发射和相应的磁场几何形状的必要性。然后，我们提出了我们的模拟结果，使用有效面积和响应的各种电流和即将到来的X射线望远镜的磁星谱线探测和扩展的令人兴奋的机会即将到来的望远镜提供探测静态和突发发射区的几何形状和传播的极端磁场的磁星
2022-02-18 astro-ph.HE
X-ray spectra and polarization from magnetar candidates
磁星被认为是目前宇宙中磁场最强的天体（$B\gtrsim10^{14}$ G），研究其在X射线波段的持续辐射为深入了解超强磁场存在下的物理过程提供了前所未有的机会。到目前为止，我们对磁星源的大部分了解都来自光谱分析，这使得我们可以测试共振康普顿散射的情况，并探测恒星磁层的结构。另一方面，从磁星表面发射的辐射预计将被强烈极化，其观察到的偏振图案承担的印记，这两个散射到磁层电荷和QED效应，因为它在周围的磁化真空中传播的恒星。计划在未来几年内发射的X射线偏振仪将最终允许利用存储在偏振观测中的丰富信息。在这里，我们重新评估磁星持续发射的光谱偏振特性的问题。与以前的调查不同，适当考虑更多的物理表面发射模型，考虑凝聚表面或磁化大气。结果被用来模拟偏振观测与即将到来的成像X射线偏振探测器（IXPE）。我们发现，X射线偏振测量将允许检测QED真空效应，我们认为所有的排放模型，并区分它们。
2020-01-21 astro-ph.HE
A note on the anti-glitch of magnetar SGR 1935+2154
据报道，磁星SGR 1935+2154具有抗干扰，伴随着快速射电暴和瞬态脉冲射电发射。在风制动模型中，这个三重事件告诉人们：（1）SGR 1935+2154没有强粒子风，可以近似为持续状态下的磁偶极子制动;（2）它的抗毛刺是由于增强的粒子风，类似于磁星中的第一次抗毛刺;（3）脉冲射电辐射可能是由于爆发时辐射束的衰减引起的，（4）粒子加速势和脉冲星死亡线的增强可能不是决定脉冲射电辐射的主要因素。
2022-12-20 astro-ph.HE
A giant glitch from the magnetar SGR J1935+2154 before FRB 200428
快速射电暴（FRB）是在无线电频率中观察到的短脉冲，通常起源于宇宙学距离。FRB 200428和银河系磁星SGR J1935+2154的X射线对应物的发现表明，至少有一些FRB可以由磁星产生。然而，大多数来自磁星的X射线爆发与无线电发射无关。只有在极少数情况下才能产生FRB，这一事实提出了关于FRB特殊触发机制的问题。在此，我们报告了SGR J1935+2154的一个巨大故障，该故障发生在FRB 200428的前一天，大约为$3.1\pm2.5$ \，$Δν=19.8\pm1.4$ { \rm $μ$ Hz}和$Δ\dotν=6.3\pm1.1$ \，pHz s $^{-1}$。相应的自旋下降功率变化率$Δ\dotν/\dotν$是所有检测到的脉冲星故障中最大的。该故障包含一个延迟的自旋上升过程，这是只在螃蟹脉冲星和磁星1 E 2259+586，一个大的持续偏移的自旋下降率，和一个恢复组件，这是约一个数量级小于持续的。故障和FRB 200428之间的时间重合表明两者之间存在物理联系。磁星内部触发的巨大故障可能极大地改变了磁层结构，有利于FRB的产生，随后引发了许多X射线爆发，最终通过额外的地壳破裂和阿尔文波激发和传播引发了FRB 200428。
2022-11-07 astro-ph.HE
A Suzaku Observation of the Low-Mass X-Ray Binary GS 1826-238 in the Hard State
中子星低质量X射线双星GS 1826-238在2009年10月21日被朱雀观测到，总曝光量为103千秒。除I型爆发外，源强度恒定在~ 10%以内。结合朱雀XIS、HXD-PIN和HXD-GSO的数据，在0.8-100 keV范围内检测到猝发消除的持续发射，未吸收通量为2.6e-9 erg/s/cm/cm。虽然0.8-100 keV的亮度，1.5e37 erg/s（假设距离为7 kpc）相对较高，但观测到的硬光谱证实了源处于硬态。该光谱成功地解释了从一个软标准吸积盘的发射部分康普顿热电子云。这些结果与之前的研究结果进行了比较，包括Thompson et al.（2005）和Cocchi et al.（2011）对同一来源的研究结果，以及使用Suzaku获得的Aql X-1硬态研究结果（Sakurai et al. 2014）。
2016-01-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Modelling magnetars' high energy emission through Resonant Cyclotron Scattering
我们提出了一个系统的共振回旋散射（RCS）模型的X和软伽马射线数据的四个磁星，包括异常的X射线散射，和软伽马中继器。在这种情况下，在软X射线的非热磁星光谱的热磁层等离子体的热表面发射的共振回旋散射的结果。我们发现，这个模型可以成功地解释磁星的软X射线发射，而一个额外的组件仍然需要模拟最近发现的硬X射线持续磁星发射的INTEGRAL。后者是磁星亮度的重要组成部分，在对光谱的软X射线部分进行建模时不能忽视。
2009-02-27 astro-ph.HE
Rapid spin changes around a magnetar fast radio burst
本研究报告了磁星SGR 1935+2154在快速射电暴前后约9小时内发生的双自转突变，揭示了磁层风导致自转减慢并可能触发FRB的机制。
2024-02-14 astro-ph.HE
X-ray burst and persistent emission properties of the magnetar SGR 1830-0645 in outburst
我们报告了对磁星SGR 1830-0645的NICER X射线监测，涵盖了2020年10月爆发后的223天，以及钱德拉和无线电观测。我们提出了迄今为止最精确的源自旋星历：$ν=0.096008680(2)$ ~Hz，$\dotν=-6.2(1)\times10^{-14}$ ~Hz~s $^{-1}$，和一个显着的第二和第三频率导数项指示不可忽略的定时噪声。在整个实验过程中，0.8- 7 ~keV的相位平均能谱与双黑体（BB）模型很好地拟合。BB温度保持恒定在0.46和1.2 keV。每一个组成部分的面积和通量减少了6倍，最初通过一个陡峭的衰减趋势，持续约46天，然后是一个浅的长期。在相同的能量范围内的脉冲形状最初是复杂的，表现出三个不同的峰值，但在整个爆发过程中，朝着一个更简单的单脉冲形状有明显的连续演变。均方根脉冲分数很高，从约40%增加到50%。我们发现脉冲形状或分数对能量没有依赖性。这些结果表明，多个热点，可能具有温度梯度，出现在爆发开始，并缩小了爆发衰减。我们用\nicer检测到84个微弱的爆发，在这样一个大的爆发样本中第一次检测到这种现象时，在靠近表面发射脉冲最大值的地方发生强烈的偏好。这可能意味着爆发发射区的高度非常低，触发机制与表面活性区相连。最后，我们在几个时期和多个频率的射电观测没有发现脉冲或爆发式射电辐射的证据。
2022-01-14 astro-ph.HE
Continued radio observations of the persistent radio source associated with FRB20190520B provides insights into its origin
持续无线电观测揭示FRB20190520B相关源的起源，通过光谱断层和磁星风星云模型约束磁星年龄。
2025-12-04 astro-ph.HE
Persistent radio sources associated with fast radio bursts: Implications from magnetar progenitors
本文利用多区流体力学模型研究与重复快速射电暴成协的持续射电源，通过约束磁星风云演化推断其前身星具有较大初始自转周期（≥10 ms）、年龄约10-100年，并预测了射电谱的冷却拐折和自吸收特征。
2025-07-05 astro-ph.HE
Temporal and spectral evolution in X- and gamma-rays of magnetar 1E 1547.0-5408 since its October 2008 outburst: the discovery of a transient hard pulsed component after its January 2009 outburst
磁星1 E 1547.0-5408在2008年10月和2009年1月爆发。在本文中，我们详细介绍了从2008年10月3日开始到2011年1月结束的1 E 1547.0-5408在~1和300 keV之间持续总发射和脉冲发射的时间和光谱特征的演变。我们分析了罗西X射线计时探测器，国际伽马射线天体物理实验室和斯威夫特卫星收集的数据。
2012-01-26 astro-ph.HE
Magnetar activity mediated by plastic deformations of neutron star crust
我们提出了磁星活动的“太阳耀斑“模型，而在地壳上部的磁场的缓慢演变，由电子MHD（EMHD）流驱动，扭曲外部磁通量管，产生持续发射，爆发和耀斑。与此同时，中子星地壳塑性地释放了外加磁场应力，将应变$ ε_t $限制在远低于脆性断裂的临界应变$ ε_{crit}$ $ ε_t \sim 10^{-2}ε_{crit} $的值。类似磁星的行为发生在磁赤道附近，在所有的中子星中都有发生，只是程度不同。持续的光度与磁场的立方幂成正比（在给定的年龄），因此在大多数旋转动力的中子星中很难观测到。只有当磁场超过某个阈值时，才可能发生巨大的耀斑，而较小的爆发和耀斑可能发生在相对较小的磁场中。爆发和耀斑是磁层重联事件，发射阿尔芬冲击波，在撞击中子星表面时转换为高频哨声。由于电子密度的增加（以及由此产生的波的减慢），以及由于哨声脉冲随深度的增加的相干性，所产生的哨声脉冲引起随深度增加的应变。哨声脉冲在对应于$ρ\sim 10^{10} {\rm g cm}^{-3}$的浅深度以大约一天的时间尺度消散;这种能量被检测为增强的耀斑后表面发射。
2014-10-13 astro-ph.HE
INTEGRAL observations of magnetars
本研究利用INTEGRAL卫星IBIS/ISGRI仪器20余年的20 keV以上能段观测数据，开展磁星全面分析，报告了已探测磁星的硬X射线流量长期演化及SGR J1935+2154的短暴搜寻结果。
2024-10-30 astro-ph.HE
Spatial, Temporal and Spectral Properties of X-ray Emission from the Magnetar SGR~0501+4516
SGR~0501+4516于2008年8月22日被雨燕卫星发现，当时它发出了一系列非常高能的爆发。从那时起，该源被广泛监测与斯威夫特，罗西X射线定时探测器（RXTE）和观察钱德拉和XMM-牛顿，提供了丰富的信息，其爆发行为和爆发引起的变化，其持久的X射线发射。在这里，我们报告的最准确的位置SGR~0501+4516（精度为0.11“），由钱德拉。使用组合RXTE，斯威夫特/X射线望远镜，钱德拉和XMM-牛顿观测，我们构建了一个相位连接的时间解决方案，最长的时间基线（~240天）的源日期。我们发现该源的脉冲轮廓与能量有关，并表现出与SGR~0501+4516爆发活动有关的显著变化。我们还发现显着的光谱演化（硬化）的源持续发射与爆发。最后，我们讨论了SGR~0501+4516接近超新星遗迹SNR G160.9+2.6（HB 9）的后果。
2010-08-24 astro-ph.HE
A new low-B magnetar: Swift J1822.3-1606
我们报告了Swift，RXTE，朱雀，钱德拉和XMM-牛顿对新发现的磁星Swift J1822.3-1606（SGR 182-1606）爆发的长期X射线监测，从发现短X射线爆发后不久的第一次观测（2011年7月），通过其爆发衰变的第一阶段（2012年4月）。我们的X射线定时分析发现源以P = 8.43772016（2）s的周期旋转，周期导数Pdot = 8.3（2）x 10 e-14 s-1，这意味着赤道处的推断偶极表面磁场为2.7 x 10 e 13 G。这一测量结果使斯威夫特J1822.3-1606成为第二低的磁场磁星（仅次于SGR 0418+5729; Rea等人，2010年）。从爆发开始的通量和光谱演化之后，我们发现通量减少了大约一个数量级，光谱有微妙的软化，这是磁星爆发衰变的典型特征。通过对Swift J1822.3+1606的长期热演化进行建模，我们发现，如果该源出生时的极向场和地壳环向场分别为Bp ~ 1.5 x 10 e14 G和Btor ~ 7 x 10 e14 G，则可以再现该源的观测时间特性及其静态X射线亮度。如果它的当前年龄是~550 kyr（更多详情见Rea等人，2012年）。
2012-11-30 astro-ph.HE
Observational Clues to the Magnetic Evolution of Magnetars
利用Suzaku数据对三颗磁星进行计时研究，发现其脉冲相位调制现象源于中子星自由进动，推断其内部环形磁场强于且比偶极场更持久，解释了弱偶极场中子星的成因。
2024-07-22 astro-ph.HE
SGR 0418+5729: a low-magnetic-field magnetar
软伽马射线中继器和异常X射线源是一个小的（但正在增长）的X射线源，其特征是发射短爆发和其持续通量的大变化。它们被认为是磁星，即由极端磁场驱动的中子星（1 E14 - 1 E15 G）。我们发现了一颗低磁场磁星的证据，SGR 0418+5729，最近在它发出类似于软伽马射线中继器的爆发后被探测到。新的X射线观测表明，它的偶极磁场不可能大于8 E12 G，在普通射电望远镜的范围内，这意味着高表面偶极磁场不一定是类磁星活动所必需的。因此，磁星群可能包括比迄今观测到的更大范围的磁场强度、年龄和演化阶段的天体。
2011-01-12 astro-ph.HE
AXPs & SGRs: Magnetar or Quarctar?
之所以提出"磁星"的概念，主要是因为两个因素。首先，异常X射线脉冲星（AXP）和软γ射线重复星（SGR）的X射线光度大于转动能量损失率，其次，"正常方法"计算的磁场强度超强。提出磁星的辐射能量来源于它的磁场。本文指出，当X射线光度大于转动能量损失率时，用常规方法计算的磁场强度是不正确的，因为没有考虑风制动的影响。此外，“反磁星”和其他一些X射线和射电观测很难用磁星模型来理解。为了解释观测结果，我们提出了一种"夸克星"来代替磁星，夸克星是一种在吸积盘中的夸克星。在这个模型中，可以自然地理解AXP和SGR的持续X射线发射、爆发光度、光谱。对磁星提出挑战的射电AXP也可以用夸克模型来解释。
2012-11-14 astro-ph.HE
Burst and Persistent Emission Properties during the Recent Active Episode of the Anomalous X-ray Pulsar 1E 1841-045
Swift/BAT于2010年5月检测到来自1 E 1841-045的第一次爆发，并记录了至少到2011年7月的间歇性爆发活动。在这里，我们提出了斯威夫特和费米/GBM观测这种爆发活动，并寻找相关的变化，持续的X射线发射源。爆发的T90持续时间在18-140 ms之间，与其他磁星爆发持续时间相当，而每个爆发释放的能量在（0.8 - 25）E38 erg之间，这是SGR爆发的低端。我们发现爆发活动对源的持续通量水平没有显著影响。我们认为，在1 E 1841-045导致这种零星的爆发活动的机制可能不涉及大规模的重组（无论是地壳或磁层）在其他磁星源。
2011-09-05 astro-ph.HE
Suzaku Observation of the High-Inclination Binary EXO 0748-676 in the Hard State
利用2007年12月25日获得的46 k s朱雀星数据，研究了低质量X射线双星EXO 0748 $-$ 676的X射线光谱特性。在假定的7.1千秒差距的距离上，数据给出了0.6 $-$ 55千电子伏的持续未吸收光度为$3.4\times10^{36}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$。该源处于相对明亮的低/硬态，其中0.6 $-$ 55 keV谱可以通过"双种子"康普顿化模型成功地解释，该模型结合了具有$\sim13$ keV电子温度的共同电晕。种子光子被认为是由中子星表面和一个较冷的截断圆盘提供的。与处于低/硬态的非倾斜低质量X射线双星样品相比，光谱受到更强的康普顿化，具有相对较大的康普顿化$y$-参数$\sim1.4$和较大的日冕光学深度$\sim5$。当归因于EXO 0748 $-$ 676的高倾角时，这一结果表明康普顿化日冕可以沿着盘平面伸长，并且当从边缘倾斜角度观察时，为种子光子提供了更长的路径。
2016-03-18 astro-ph.HE
Phase-resolved NuSTAR and Swift-XRT Observations of Magnetar 4U 0142+61
我们提出的时间和光谱分析的同时0.5-79千电子伏的Swift-XRT和NuSTAR观测的磁星4U 0142+61。脉冲轮廓随3和35 keV之间的光子能量而显著变化。脉冲分数随能量增加而增加，达到约20%的值，与1 E 1841-045中观察到的相似，远低于1 E 2259+586中观察到的约80%脉冲分数。我们没有检测到在以前的Suzaku-HXD观测报告的55-ks相位调制。4U 0142+61在20 keV以上的相位平均光谱由光子指数为$Γ$ ~ 0.65的硬幂定律支配，而在20 keV以下的光谱可用两个黑体、黑体加软幂定律或康普顿化黑体模型描述。我们使用Beloborodov（2013）的电子-正电子流出模型研究了全相位分辨光谱。我们的结果与Hascoet等人（2014）从INTEGRAL数据中得出的活动j丛参数一致。我们发现，一个显着的简并出现在推断的参数，如果足迹的j-丛被允许是一个薄环，而不是一个极帽。当足迹被要求是从软X射线数据推断的热点时，简并被降低。
2015-06-09 astro-ph.HE
Suzaku Observation of the New Soft Gamma Repeater SGR 0501+4516 in Outburst
我们提出了新的软伽马重复站SGR 0501+4516的第一个朱雀观测，在2008年8月26日进行，四天后爆发活动的这个新成员的磁星家庭。用X射线成像光谱仪（XIS）在0.5-10 keV的通量为3.8E-11 erg/s/cm ~ 2的条件下探测到软X射线持续发射，其光谱符合吸收黑体加幂律模型。源脉冲的周期为5.762072+/-0.000002秒，XIS探测到32个X射线爆发，其中4个也被硬X射线探测器（HXD）探测到。最强的爆发发生在03：16：16.9（UTC），非常明亮，导致仪器饱和，但其前体阶段持续约200 ms，在0.5-200 keV范围内成功检测到，通量约为2.1 E-7 erg/cm 2，峰值强度约为89 Crab。整个爆发通量估计要高出约50倍。前兆光谱是非常困难的，并很好地模拟了两个黑体的组合。我们讨论的爆发活动和X/γ射线的性质，这个新发现的软γ重复相比，其他成员的类。
2009-01-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Determining the efficiency of converting magnetar spin-down energy into gamma-ray burst X-ray afterglow emission and its possible implications
在伽马射线暴的X射线余辉中，高原是常见的。在关于它们起源的几种情况中，最主要的一种是内部存在一颗磁星，并持续将其自旋向下的能量注入余辉。在以前的研究中，假设这个过程的辐射效率是一个常数$\gtrsim0.1$，这是相当简单和强大的。在这项工作中，我们得到的效率从物理的角度来看，发现这个效率强烈依赖于注入的光度。这一结果的一个含义是，那些在平台期之后表现出比$t^{-2}$更陡的时间衰减的X射线余辉光变曲线现在可以自然地理解。此外，余辉拟合得到的制动指数比以往的研究结果要大，这对于新生磁星来说更合理。
2019-05-22 astro-ph.HE
The First Day in the Life of a Magnetar: Evolution of the Inclination Angle, Magnetic Dipole Moment and Braking Index of Millisecond Magnetars During Gamma-Ray Burst Afterglows
某些伽马射线暴（GRB）的余辉发射表现出一个浅衰减（平台）阶段，意味着能量的连续注入。这种能量的来源通常归因于新生毫秒磁星的自旋下降能力。磁偶极辐射力矩被认为是导致中子星自旋下降的机制。该转矩具有用于旋转和磁轴之间的角度的对准的分量，即，倾斜角，这已被忽略在建模伽玛暴余辉光变曲线。在这里，我们展示了与伽玛暴相关的新生磁星的倾角和磁偶极矩的演化。我们约束的初始倾角，磁偶极矩和旋转周期的七个磁星的建模长伽玛暴余辉光变曲线。我们发现，磁星在诞生的第一天，倾角迅速减小。磁轴和旋转轴的快速对齐可能会解决成熟磁星缺乏持续无线电发射的问题。我们还发现，在三种情况下，磁星的磁偶极矩呈指数下降到一个值的几倍小于初始值。新生磁星的制动指数，作为对齐和磁偶极矩下降的结果，在余辉阶段是可变的，并且总是大于3。
2019-10-01 astro-ph.HE
X-ray Observations of a New Unusual Magnetar Swift J1834.9-0846
我们目前的X射线观测新的瞬态磁星斯威夫特J1834.9-0846，发现与斯威夫特BAT在2011年8月7日。数据是在爆发前后用Swift、RXTE、CXO和XMM-Newton获得的。时序分析显示，单峰脉动的周期为2.4823秒和异常高的脉冲分数，85+/-10%。利用RXTE和CXO资料，我们估计了周期导数dot{P}=8 \times 10^{-12} s/s，并证实了源的高磁场B=1.4 \times 10^{14} G。持续X射线通量的衰减，跨越48天，符合幂律，t^{-0.5}。在CXO/ACIS图像中，我们发现高度吸收的点源被扩展发射包围，这很可能是尘埃散射晕。雨燕J1834.9-0846位于射电超新星遗迹W 41和TeV源HESS J1834-087的中心附近。与W 41的关联意味着源距离约为4 kpc;然而，考虑到HESS源在该领域存在其他几个候选对应源，与HESS源的任何关系仍不清楚。我们对Swift J1834.9-0846的IR对应物的搜索显示，在0.6' CXO误差圆内，K_s=19.5以下没有源。
2012-01-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Persistent Radio Sources and Multi-wavelength Counterparts of Fast Radio Bursts in Massive Binary Systems
School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Key Laboratory of Modern Astronomy and Astrophysics (Nanjing University), Ministry of Education（教育部现代天文与天体物理重点实验室（南京大学））；Department of Astronomy, School of Physical Sciences, University of Science and Technology of China（中国科学技术大学物理学院天文学系）
研究快速射电暴在大质量双星系统中的持续无线电源及 bow shock 辐射，揭示其多波段电磁对应物及物理起源。
2026-09-03 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Mysterious Magnetospheres of Magnetars
磁星是银河系中观测到的恒星质量范围内最明亮的致密天体，在银河系附近的三个软伽马中继站探测到了硬X射线功率约为10^45 erg/sec的巨型耀斑。磁星持续发射的周期性，以及独特的“自旋下降”延长这一周期，推动了强磁化中子星构成这些迷人来源的范例。稳定的X射线辐射包括热大气成分和磁层贡献，表现为硬X射线“尾巴”。“本文论述了与磁星稳定硬X射线发射有关的观测和理论要素，重点是磁星磁层中的耗散过程以及康普顿化和极化要素。它还讨论了光子分裂和磁对创建的奇异和基本QED机制的行动和可能的签名，并寻求其观测辩护。
2020-12-19 astro-ph.HE
NuSTAR results and future plans for magnetar and rotation-powered pulsar observations
核光谱望远镜阵列（NuSTAR）是第一个在轨道上聚焦硬X射线的任务，在3-79 keV范围内运行。NuSTAR的灵敏度比以前在这个能量带的任务大约高出两个数量级，这要归功于它高超的角分辨率。自2012年6月发射以来，NuSTAR表现出色，并观察到许多有趣的来源，包括四颗磁星，两颗旋转动力的磁星和激变变星宝瓶座AE。NuSTAR还发现了3.76秒的脉动，来自Swift最近发现的非常靠近银河系中心的瞬态源SGR J1745-29，清楚地将该源确定为瞬态磁星。对于磁星1 E 1841-045，我们证明了光谱与吸收黑体加破幂律模型很好地拟合，硬幂律光子指数为~1.3。这与INTEGRAL和RXTE先前的结果一致。我们还发现了一个有趣的双峰脉冲轮廓在25-35 keV波段。对于AE宝瓶座，我们表明，频谱可以描述的多温度的热模型或热加非热模型;一个多温度的热模型没有非热组件不能排除。此外，我们没有看到硬X射线波段的尖峰脉冲轮廓，如先前根据朱雀观测报告的那样。对于用NuSTAR观测的其他磁星和旋转动力磁星，数据分析结果将很快公布。
2014-02-05 astro-ph.HE
NuSTAR observations of magnetar 1E 1841-045
我们报告新的光谱和时间观测的磁星1 E 1841-045在Kes 73超新星遗迹获得的核光谱望远镜阵列（NuSTAR）。结合新的Swift和存档的XMM-Newton和Chandra观测，相位平均光谱的特征在于黑体加双幂律模型，与以前的多任务X射线结果一致。然而，我们无法重现使用朱雀观测报告的光谱结果。脉冲部分的源被发现增加光子能量。在~20 keV和~50 keV下，测得的均方根脉冲分数分别为~12%和~17%。我们检测到一个新的功能，在24- 35 keV带脉冲轮廓，这是唯一的双峰。该特征可以与相位分辨光谱中可能的吸收或发射特征相关联。我们使用Beloborodov（2013）最近开发的电子-正电子流出模型拟合磁星硬X射线发射的X射线数据。这产生了令人满意的拟合，允许对中子星的旋转轴和磁轴之间的角度约20度以及旋转轴和视线之间的角度约50度的约束。在这个模型中，软X射线分量与单个黑体不一致;添加第二个黑体或幂律分量符合数据。双黑体解释表明，温度kT~0.9 keV的热点占据~1%的恒星表面。
2013-11-19 astro-ph.HE
