Search for cyclotron absorptions from magnetars in the quiescence with XMM-Newton
在这项工作中，我们执行的XMM-牛顿卫星观测到的候选磁星光谱的吸收特性的详细分析。没有发现明显的线状特征，这一否定的结果表明可能存在消除吸收特征的机制。
2010-09-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Accretion of a clumped wind from a red supergiant donor onto a magnetar is suggested by the analysis of the XMM-Newton and NuSTAR observations of the X-ray binary 3A 1954+319
3A 1954+319长期以来一直被归类为共生的X射线双星，拥有一颗缓慢旋转的中子星和一颗年老的M型红巨星。最近，由于发现施主星是M超巨星，这一分类得到了修订。这使得3A 1954+319成为罕见的高质量X射线双星，由一颗中子星和一颗红超巨星供体组成。在本文中，我们分析了两个档案和尚未公布的XMM-牛顿和NuSTAR观测的来源。我们进行了详细的硬度比分辨光谱分析，以寻找光谱的变化，可以帮助调查的结构的非均匀M超巨星风的中子星吸积。我们讨论了我们的研究结果的背景下，风馈超巨星X射线双星，并表明，最新的发现3A 1954+319加强了假设，在这个系统中的中子星被赋予一个磁星一样的磁场强度（$\gtrsim10^{14}$ G）。
2021-12-15 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
Long-term XMM-Newton view of magnetar CXOU J010043.1$-$721134: Comprehensive spectral and temporal results
我们对2000年至2016年的11个XMM-牛顿数据集进行了深入的分析和结果，这些数据集是关于被归类为磁星的异常X射线脉冲星CXOJ010043.1 $-$ 721134的。我们发现截至2016年12月的自旋周期为8.0275（1）s，并计算出周期导数为$(1.76\pm 0.02) \times 10^{-11}$ s s $^{-1}$，这转化为磁星的偶极磁场强度为$3.8\times 10^{14}$ G，特征年龄为$\sim 7200$ yr。它具有双峰脉冲轮廓，在软（$0.3-1.3$ keV）和硬（$1.3-8$ keV）能带中具有一个宽峰和一个窄峰。在两个能带的脉冲分数被发现是一致的恒定值。这些结果与以前发表的结果一致。虽然双组分模型产生可接受的适合其能谱，单组分模型要简单得多，并且能够解释在低和高能量带的脉冲轮廓的相似性。我们尝试拟合与四个不同的单组分模型，并发现最好的拟合光谱是通过拟合的热康普顿化模型与光子指数$(Γ)$之间的$2.0-2.7$和电子温度$(kT_e)$之间的$0.5-0.9$千电子伏，种子黑体光子分布为0.2千电子伏。最后，我们简要讨论我们的结果。
2021-05-19 astro-ph.HE
XMM-Newton spectroscopy of the accreting magnetar candidate 4U0114+65
4U 0114 $+$ 65是已知速度最慢的X射线望远镜之一。我们提出了一个由XMM-牛顿X射线望远镜的观察点的分析。分析了能量分辨光变曲线、船上EPIC照相机提供的时间分辨X射线光谱和反射光栅光谱仪提供的该源的第一个高分辨率光谱。测量了$9350\pm 160$ s的X射线脉冲，证实了该源的长期自旋。我们还适合脉冲相位分辨光谱与康普顿模型。这些模型意味着一个非常小的（$r\sim 3$公里）和热（$kT\sim 2-3$ keV）的发射区，因此指向一个热点的中子星（NS）表面作为最可靠的解释的X射线脉冲。长的NS自旋周期，上旋速率，和持续的X射线发射可以在准球形沉降吸积理论的范围内解释，这可能表明磁场是在磁星范围内。因此，4U 0114 $+$ 65可能是一颗风吸积磁星。我们还观察到两次低光度事件。第一个可以解释为在施主的风中过密结构的吸收。第二个插曲可能是由于暂时停止吸积到一个磁极所造成的非球形物质捕获的结构性恒星风。光变曲线显示了在高通量间隔期间看到的两种类型的下降。这种持续数十秒的短暂下降是由风团吸收而产生的。长的下降可能与稀薄的丛间介质有关。我们还发现了B1 Ia供体的X射线光电离风中发射线的证据。Fe K $α$线是高度可变的，比其他超巨星施主的X射线双星弱得多。风聚集的程度，通过覆盖分数测量，比超巨星捐助星的早期光谱类型低得多。
2017-06-15 astro-ph.HE
Temporal and spectral X-ray properties of magnetar SGR 1900+14 derived from observations with NuSTAR and XMM-Newton
X射线观测在理解磁星的发射机制和相关物理现象方面起着至关重要的作用。我们报告了2016年对一颗年轻磁星SGR 1900+14的X射线观测，该磁星因1998年8月的一次巨大耀斑而闻名。2016年10月20日，使用XMM-Newton和NuSTAR分别进行了23和123 ks曝光的同时观测。NuSTAR硬X射线覆盖范围使我们能够检测高达70 keV的源。1-10 keV和15-60 keV通量分别为$3.11(3)\times10^{-12}\;{\rm erg\;s^{-1}\;cm^{-2}}$和$6.8(3)\times10^{-12}\;{\rm erg\;s^{-1}\;cm^{-2}}$。1-70 keV的光谱很好地拟合了黑体加幂律模型，表面温度为$kT=0.52(2)\;{\rm keV}$，光子指数为$Γ=1.21(6)$的硬幂律，柱密度为$N_{\rm H}=1.96(11)\times10^{22}\;{\rm cm^{-2}}$。与2006年和2009年的观测结果相比，1-10 keV的通量下降了25- 40%，而光谱形状没有显示出任何显著的变化，$kT$和$N_{\rm H}$的差异在10%以内。通过时序分析，我们发现SGR 1900+14在2016年10月20日的自转周期为$5.22669(3)\;{\rm s}$。旋转周期的长期演变表明，$\dot{P}$的…
2019-07-11 astro-ph.HE
The Galactic population of magnetars : a simulation-based inference study
本研究通过基于模拟的推断方法，结合无力磁层演化与磁场衰减的磁星族合成模型，约束了银河系磁星的诞生参数与演化特征，并预测了未来X射线巡天的磁星探测前景。
2025-03-14 astro-ph.HE
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
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 Monitoring of the Magnetar CXOU J171405.7-381031 in SNR CTB 37B
本文介绍了我们对与暗超新星遗迹（SNR）CTB 37 B相关的磁星CX171405.7 -381031进行的8年X射线监测活动的结果。它是其中最年轻的推断自旋下降的年龄，最有活力的自旋下降的力量的磁星，并可能有助于，至少部分地，GeV和TeV的排放符合SNR。我们使用了一系列的钱德拉，XMM牛顿，和NuSTAR的观测来表征磁星的时间和光谱特性。脉冲星的自旋下降速率在不到1年的时间内几乎翻了一番，然后缓慢下降到一个更稳定的值。其X射线通量变化约50%，可能与自旋下降速率相关。1-79 keV的光谱通过平均温度为kT=0.62+/-0.04 keV和光子指数Gamma=0.92+/-0.16的吸收黑体加幂律模型或通过kT=0.55+/-0.04 keV的康普顿黑体和Gamma=0.70+/-0.20的附加硬幂律模型得到很好的表征。发现脉冲信号随着能量降低到6 keV，这显然是由于与脉冲相移约6 keV的硬光谱分量混合而引起的。0.43软X射线的循环。我们还分析了附近的光谱，漫非热源XMMU J171410.8-381442，其关系的SNR是不确定的。
2019-07-31 astro-ph.HE
XMM-Newton view of Swift J1834.9-0846 and its Magnetar Wind Nebula
我们报告的两个XMM-牛顿观测最近发现的软伽马中继雨燕J1834.9-0846，在2005年9月和一个月后的源进入爆发2011年8月7日的分析。我们进行了定时和光谱分析的点源，以及对扩展的排放。我们发现，源周期是一致的钱德拉星历表外推报告较早，光谱特性保持不变。随着$\propto t^{-0.5}$的衰减趋势，源的光度下降到1.6 x 10^34 erg s^-1。我们的源环境的空间分析显示，存在两个扩展的发射区域周围的源。第一个（区域A）是围绕点源的对称环，从25角秒开始，延伸到~ 50角秒。我们认为，A区是一个尘埃散射晕。第二个（区域B）具有在50 arcsec和150 arcsec之间延伸的不对称形状，并且在爆发前和爆发后的数据中都被检测到。我们认为，该地区是一个可能的磁星风星云（MWN）。相对于旋转能量损失，MWN的X射线效率显著高于旋转动力的X射线源：$η_{\rm X}\equiv L_{\rm MWN,0.5-8 keV}/\dot{E}_{\rm rot}\approx0.7$。更高的效率表明斯威夫特J1834.9-0846的MWN的能量来源不同，最有可能是磁星的爆发活动，由其高磁场提供动力，B=1.4x10^14 G。
2012-07-27 astro-ph.GA 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
Magnetar-like X-ray bursts suppress pulsar radio emission
旋转动力中子星和磁星是中子星的两种不同的观测表现：旋转动力中子星是快速旋转的天体，大多数被观测为脉动射电源，而磁星是已知磁场最高的中子星，经常发射短持续时间的X射线爆发。在这里，我们报告的同时观测的高磁场射电脉冲星PSR J 1119 -6127在X射线，与XMM-牛顿和NuSTAR，并在无线电能量与帕克斯射电望远镜，在一个时期的磁星般的爆发。旋转供电的无线电发射与多个X射线爆发的发生同时关闭，并在约70秒的时间尺度上恢复。这些相关的射电和X射线现象的观测进一步巩固了射电暴和磁星之间的联系，并表明爆发中产生的成对等离子体可以破坏射电发射粒子的加速机制。
2017-10-10 astro-ph.HE
The 11 years of low-activity of the magnetar XTE J1810-197
2003年，磁星XTE J1810-197开始爆发，一直持续到2007年初。在接下来的11年里，源一直处于静止/低活动阶段。XTE J1810-197是最接近的磁星之一，因此即使在静止状态下也可以详细研究其X射线特性，并进行了扩展监测以研究其长期时间和光谱演化。在这里，我们报告了2017年9月至2018年4月期间使用XMM-Newton，Chandra和Nicer进行的新X射线观测的结果。我们推导出了相位连接的时序解，其频率导数为-9.26（6）x10^-14 Hz s-1。这一数值与2009年至2011年之间的测量结果一致，表明脉冲星的自旋下降速率在长时间的静止期内保持相当稳定。对2009年至2018年期间进行的所有X射线观测的光谱分析没有显示出显着的光谱和/或通量变化。XTE J1810-197的光谱可以用两个热分量的和来描述，两个热分量的温度为0.15和0.3 keV，加上一个光子指数为0.6的幂律分量。我们还发现了在~1.2 keV和0.1 keV的宽度的吸收线的证据。由于XMM-牛顿观测的总曝光时间很长，我们也可以在静止时对这个源进行相位分辨光谱分析。这表明，通量调制可以主要归因于两个热分量中较暖的一个，其通量沿脉冲相位变化约45%。
2018-12-07 astro-ph.HE
On the X-ray variability of magnetar 1RXS J170849.0-400910
我们使用Swift/XRT对1 RXS J170849.0-400910进行了2005-2013年8年的长期X射线通量和光谱分析。我们还分析了Chandra和XMM在2003-2004年期间的两个观测结果。在这10年期间，1 RXS J170849.0-400910显示了几个旋转故障。先前的研究声称X射线发射的变化与一些小故障有关。从我们的分析中，我们发现没有证据表明显着的X射线通量的变化和证据，只有低水平的光谱变化。我们还提出了一个更新的定时解决方案1 RXS J170849.0-400910，从RXTE和雨燕观测，其中包括以前未报告的故障在MJD 56019。我们将讨论磁星中辐射平静毛刺的频率和影响。
2014-01-20 astro-ph.HE
Quiet but still bright: XMM-Newton observations of the soft gamma-ray repeater SGR 0526-66
SGR 0526-66是第一个在1979年3月探测到巨大耀斑的软伽马射线中继器（SGR），这表明磁星的存在，即中子星由其极强的磁场衰变提供动力。自那时以来，关于该天体的资料很少，主要是因为它自1983年以来一直没有爆发活动，而且由于它距离遥远，而且位于大麦云云中的一个X射线明亮的超新星遗迹中，因此对它的持续X射线发射的研究受到阻碍。在这里，我们报告了对SGR 0526-66的所有可用XMM-牛顿观测的全面分析。特别是，由于在2007年进行了深入的观察，我们测量了它的脉动周期（P = 8.0544 +/- 0.0002秒）6年后，它的最新检测钱德拉。这使我们能够第一次检测到其自旋下降速率的显着降低。通过与2000年和2001年进行的两次较短的XMM-牛顿观测进行比较，我们发现光谱没有显著变化，这可以用吸收幂律模型很好地模拟，nH = 4.6 E +21 cm^-2，光子指数= 3.27。在最近一次观测到爆发活动后的25年左右，SGR 0526-66仍然观测到高光度（约4 E +35 erg/s，在1-10 keV能量带），这使它成为明亮和持久的候选磁星。
2009-07-27 astro-ph.HE
Broadband X-ray Spectral Investigations of Magnetars, 4U 0142+61, 1E 1841-045, 1E 2259+586, and 1E 1048.1-5937
我们已经产生了一个扩展版本，而简化，但物理上面向三维磁星发射模型，STEMS 3D，允许光谱调查高达100千电子伏。然后，我们将其应用到四个磁星的宽带光谱：4U 0142+61，1 E 1841-045，1 E 2259+586和1 E 1048.1-5937，使用的数据在软X射线Swift/XRT或XMM-牛顿，和核光谱望远镜阵列在硬X射线波段。我们发现，4U 0142+61的硬X射线发射与早期的探测相比在光谱上是硬的，这表明该源可能处于向更硬的状态或从更硬的状态转变的过程中。我们发现，这四个磁星的表面性质是一致的，我们已经得到了只使用软X射线数据与STEMS 3D，这意味着我们的物理动机的磁星发射模型是一个强大的工具。基于我们的宽带光谱调查，我们得出结论，磁层中的表面光子的共振散射单独不能占硬X射线发射磁星，因此，一个额外的非热过程，或人口的相对论电子是必需的。我们还讨论了在1 E 1048.1-5937中未检测到持续硬X射线发射的含义。
2015-11-24 astro-ph.HE
The first 7 months of the 2020 X-ray outburst of the magnetar SGR J1935+2154
磁星SGR J1935+2154在2020年4月27日至28日经历了一个新的活跃插曲，当时检测到数百个X射线爆发和持续通量的大幅增强。这是第一次从这个源观测到一个射电爆发，其性质类似于快速射电爆发，并具有X射线对应物，表明磁星可以为至少一组快速射电暴提供动力。在本文中，我们报告的X射线光谱和定时特性的SGR J1935+2154的基础上，长期监测活动与钱德拉，XMM-Newton，NuSTAR，雨燕和NICER涵盖的时间跨度约7个月，因为爆发开始。宽带光谱显示出一个非热幂律分量（光子指数约1.2），在整个活动中延伸到约20-25 keV，以及一个黑体分量，温度从爆发峰值时的约1.5 keV下降到随后几个月的约0.45 keV。我们发现光度衰减可以用两个指数函数之和来描述，反映了爆发初期的快速衰减（~ 1d），随后是缓慢的衰减（~30 d）。爆发开始后约80天，源达到静止，在爆发期间释放约6 e40 erg的能量。我们在XMM-牛顿数据集中探测到X射线脉动，并利用本工作中得出的自旋周期测量值和以前在同一活动期报告的三个值得出平均自旋下降速率约为3.5 e-11 s/s。此外，我们报告同步无线电观测与撒丁岛射电望远镜。没有发现周期性或单脉冲无线电发射的证据。
2022-05-10 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
Revival of the magnetar PSR J1622-4950: observations with MeerKAT, Parkes, XMM-Newton, Swift, Chandra, and NuSTAR
PSR J1622-4950的新无线电（MeerKAT和Parkes）和X射线（XMM-Newton，Swift，Chandra和NuSTAR）观测表明，至少自2015年初以来处于静止状态的磁星在2017年3月19日至4月5日之间重新激活。无线电通量密度虽然是可变的，但大约是休眠状态的100倍。重新激活后一个月的X射线通量至少比静止时大800倍，并且在111+/-19天的时间尺度上呈指数衰减。这种高通量状态，加上无线电衍生的旋转星历，使第一次探测到X射线脉动的磁星。在5%时，0.3-6 keV脉冲部分与磁星观察到的最小值相当。从偏振射电辐射推断的脉冲星总体几何形状似乎与6-8年前确定的大致一致。然而，旋转矢量模型拟合表明，我们现在看到的无线电发射来自磁层中与以前不同的位置。这表明磁星的无线电发射可以不同于普通磁星的一种新方式。中子星上的扭矩变化迅速而不稳定，这在磁星爆发后很常见，在重新激活的六个月内变化了7倍。
2018-04-05 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
An Energetic Magnetar in HESS J1713-381/CTB 37B
我们在超新星遗迹（SNR）CTB 37 B中获得了3.82 s脉冲星CXEJ 171405.7 -381031的第二次钱德拉计时测量，这表明它正在迅速自旋。在1年的时间跨度内，（5.88+/-0.08）E-11的平均周期导数对应于偶极磁场强度B = 4.8E 14 G，正好进入磁星范围。下旋功率E-dot = 4.2E34 erg/s是最大的磁星之一，相应的特征年龄Tau = P/2 P-dot = 1030年与SNR的年龄估计相当。周期导数使我们能够在1996年ASCA观测中恢复可能的脉动，这在较长的13年时间跨度内产生了860年的平均特征年龄。源被很好地检测到高达10千电子伏，其复合光谱是典型的磁星。CTB 37 B拥有HESS J1713-381，这是第一个与磁星重合的TeV源。虽然TeV的排放已被归因于SNR壳，它可能是中央峰值，我们假设，这个特别年轻，充满活力的磁星可能有助于HESS源。我们还在HESS SNR中搜索了另一个源的脉动，HESS J1731-347/G353.6-0.7中的XMMU J173203.3-344518，但无法确认脉动或长期通量变化，因此该源更有可能是弱磁化的中心致密天体。
2010-10-15 astro-ph.HE
The first outburst of the new magnetar candidate SGR 0501+4516
我们在这里报告的爆发开始和新的软伽玛重复SGR 0501+4516的演变。我们从2008年8月23日（源变得爆发活跃的第二天）开始使用XMM-Newton对新SGR进行了监测，并继续进行了4次观测，最后一次观测是在2008年9月30日。结合Swift-XRT和朱雀的数据，我们模拟了160天的爆发衰减，我们发现，源通量呈指数下降的时间尺度t_c=23.8天。在第一次XMM-牛顿观测中，观测到了大量的短X射线爆发，其速度在接下来的观测中急剧衰减。我们发现在爆发过程中，源的光谱和定时行为发生了很大的变化，随着通量的衰减，发射变软，非热软X射线光谱分量的衰减速度比热的快。几乎与我们的XMM-牛顿观测同时（2008年8月29日和9月2日），我们用INTEGRAL观测了硬X射线范围内的源，它在第一次指向时清楚地检测到了~ 100 keV的源，而在第二次指向时只给出了上限，发现了一个可变的硬X射线分量在爆发激活后不到10天内衰落。从爆发激活开始，我们在大约160天内进行了相位相干X射线定时分析，发现了强二阶导数周期分量的证据（\ddot{P} = -1.6（4）x10^{-19} s/s^{-2}）。由于相位连接，我们能够非常详细地研究SGR 0501+4516的相位分辨光谱演化。我们还报告了ROSAT静止源数据，在1992年采取的源表现出的流量~80倍低于在爆发期间测量，和一个相当软，热谱。
2009-04-16 astro-ph.HE
Universal detection of high-temperature emission in X-ray Isolated Neutron Stars
强磁化孤立中子星（NS）主要根据它们的磁场强度分为两类。具有较高磁场的$10^{14}$ - $10^{15}$ G称为磁星，其特征是重复的短爆发，另一种是具有$10^{13}$ G的X射线孤立中子星（XINS）。磁星和XINS在X射线中都显示出热发射，但磁星的热谱被认为是用双温黑体（2BB）再现的，而XINS的热谱仅显示单温黑体（1BB），并且温度低于磁星。根据磁场和温度，人们经常推测XINS可能是古老而冷却的磁星。在这里，我们报告说，所有七个已知的XINS显示除了1BB模型的高能量组件。通过对统计量最高的XINS的XMM-牛顿数据的分析，发现它们的X射线谱都是用类似于磁星的2BB模型再现的。它们的发射半径和温度比也与磁星相似，除了两个XINS，它们的半径明显小于其他磁星。XINS和磁星之间的X射线光谱非常相似，这表明它们的发射源也是相同的。如果XINSs比磁星更老，那么XINSs的低温可以解释。因此，这些结果是支持高磁化NS分类的标准假设的观测指示。
2018-11-29 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
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
XMM-Newton reveals a candidate period for the spin of the "Magnificent Seven" neutron star RX J1605.3+3249
被称为“壮丽七星”（M7）的热发射孤立中子星（INS）群在各种中子星群中是独一无二的。通过磁场衰减和与磁星的进化联系产生的地壳加热可以解释为什么这些天体比类似年龄的标准磁星旋转得更慢，并且具有更高的热光度和磁场强度。第三明亮的INS，RX J1605.3+3249，是七个仍然缺乏检测到的周期性的对象中的唯一对象。为了揭示中子星的自转速率和详细研究中子星的光谱，我们利用XMM-牛顿天文台对该源进行了60 ks的观测。P=3.387864（16）s的周期信号，最有可能是中子星的自旋周期，在4-sigma置信水平下被检测到。新数据与过去XMM-牛顿EPIC-pn观测源的相干组合将脉冲星自旋下降速率限制在2-sigma置信水平，这意味着偶极磁场为B~7.4e13 G。如果得到证实，RX J1605.3+3249将是M7中偶极场最高的中子星。源的光谱显示了冷黑体成分的证据，以及两个广泛的吸收功能的存在。此外，高分辨率光谱与RGS相机确认存在一个狭窄的吸收功能，在能量为0.57千电子伏的共同添加的频谱的来源，也看到在其他热发射孤立的中子星。相位分辨光谱学以及旨在确定时间解决方案的专门观测活动将对中子星的几何形状提供宝贵的约束，并将允许人们确认自旋下降的高值，这将使源比任何其他M7 INS更接近磁星。
2014-01-29 astro-ph.HE
Flux Relaxation after two outbursts of the magnetar SGR 1627$-$41 and possible hard X-ray emission
我们报告了2008年爆发后磁星SGR 1627-41的长期通量弛豫，以及NuSTAR测量的硬X射线过量的证据。我们使用钱德拉和XMM-Newton的新观测结果，以及2008年爆发后在~2000天进入静止期的档案NuSTAR观测结果。我们发现，自2008年爆发后约1000天的2011年最后一次测量以来，源通量进一步下降。这一趋势与1998年爆发后的弛豫趋势相似。我们使用地壳冷却模型来再现通量弛豫;如果恒星的整个表面都在爆发中被加热，则模型表明2008年SGR 1627-41的爆发将能量沉积到内部地壳中，并且SGR 1627-41的核心温度很低（T_c<10^8 K）。另一方面，如果只有一小部分表面被加热，或者地壳的温度达到熔化温度，那么早期的弛豫需要另一种发射机制。最后，我们报告了SGR 1627-41中硬X射线发射的证据，它遵循了Kaspi和Boerstun（2010）在磁星中提出的观测相关性。
2018-04-01 astro-ph.HE
X-ray and Radio Bursts from the Magnetar 1E1547.0-5408
我们报告同时无线电和X射线观测的无线电发射磁星1E1547.0-5408 2009年1月25日和2月3日，与64米帕克斯射电望远镜和钱德拉和XMM-牛顿X射线天文台。磁星在一段强烈的X射线爆发活动和增强的X射线发射期间被观察到。我们在这里报告的两个无线电爆发的检测1E1547.0-5408，让人想起快速射电暴（FRB）。其中一个射电爆发被一个明亮的类SGR X射线爆发提前了约1秒（约为脉冲星自转周期的一半），导致F_radio/F_X ~ 10^-9。在观测期间没有检测到无线电脉动，显示FRB样无线电爆发，而在以前的无线电观测中检测到了它们。我们还发现，这两个无线电爆发既不与后者的无线电脉动，也不与X射线脉冲轮廓的峰值（相移~0.2）。比较这些FRB样爆发的光度和SGR 1935 +2154报道的那些，我们发现，在银河系中的磁星爆发的射电效率和/或光度的宽范围可能弥合“普通”脉冲星射电爆发和河外FRB现象之间的差距。
2020-11-12 astro-ph.HE
The peculiar isolated neutron star in the Carina Nebula - Deep XMM-Newton and ESO-VLT observations of 2XMM J104608.7-594306
虽然在数量上少于占主导地位的旋转动力射电脉冲星人口，特殊类别的孤立中子星（INS）-其中包括磁星，ROSAT发现的“壮丽七”（M7），旋转无线电瞬变（RRAT）和超新星遗迹（CCO）中的中心致密物体-代表了理解中子星现象的关键因素。我们报告了一项观测活动的结果，以研究源2XMM J104608.7-594306的属性。它的演化状态是通过XMM-牛顿，ESO甚大望远镜，以及费米和AGILE任务的公开可用的伽马射线数据获得的深度专用观测进行调查。观测结果证实了先前的预期，并揭示了一种独特的物体。该源可能位于船底座星云内，具有吸收特征的软光谱，没有磁层发射。光学对应物比V=27更暗，并且没有显著检测到伽马射线发射。非常有趣的是，虽然这些特征与M7或迄今为止在X射线中检测到的唯一RRAT的特征非常相似，它们都具有几秒钟的旋转周期，但我们发现了非常快速旋转的有趣证据，P=18.6 ms。回收物品和CCO。我们发现，这些情况都不能令人满意地解释2XMM J104608.7-594306的集体性质，尽管它可能与仍然鲜为人知的银河系反磁星有关。未来的XMM-牛顿数据，在下一个观测周期（AO 11）获得，将帮助我们改进我们目前对源的观测解释，使我们能够显着限制脉冲星自旋下降的速率。
2012-06-04 astro-ph.HE
Multi-Epoch X-Ray Detection of SLSN-I 2018bsz: Constraints on the Powering Mechanism and Ejecta Structure
KTH Royal Institute of Technology（皇家理工学院）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）
基于Chandra和XMM-Newton的四次观测，研究SLSN-I 2018bsz的X射线辐射，发现毫秒磁星模型低估光度且无法解释平坦光变曲线，而抛射物与星周介质早期相互作用更能解释观测结果。
2026-06-24 astro-ph.HE
Multi-instrument X-ray monitoring of the January 2009 outburst from the recurrent magnetar candidate 1E 1547.0-5408
1 E 1547.0-5408在四个月内连续两次爆发（2008年10月和2009年1月），并可能在2007年发生第三次爆发，是迄今为止已知的最活跃的瞬态异常X射线爆发之一。由于在静止和活动状态下获得的广泛的X射线观测，1 E 1547.0-5408代表了一个非常有前途的实验室，可以深入了解爆发特性和磁星发射机制。我们进行了详细的时间和光谱分析的四个钱德拉，三个积分，和一个XMM观测收集了两个星期的时间间隔后，爆发发生在2009年1月。几个雨燕点，涵盖了1.5年的时间间隔，也进行了分析，以监测衰减的X射线通量。我们比较了这两个爆发的特点，以及活跃和静止状态。我们还讨论了1 E 1547.0-5408自1980年首次探测以来的长期X射线通量历史，表明该源具有低、中和高三个通量水平。
2011-02-26 astro-ph.HE
Detailed X-ray spectroscopy of the magnetar 1E 2259+586
磁场的几何形状预计将在磁星活动中发挥基本作用。在SGR 0418+5729的X射线光谱中发现了相位可变吸收特征，解释为回旋共振散射，表明磁星的磁场中存在非常强的非偶极分量。我们对脉冲星1 E 2259+586进行了XMM-牛顿观测，以寻找强局部磁场的光谱特征。在相位平均的X射线光谱，我们发现了一个广泛的吸收功能在非常低的能量（0.7千电子伏）的证据。如果这一特征是源所固有的，则可能是由于靠近恒星表面的质子的共振散射/吸收。线能量意味着磁场约为10^14 G，大致类似于自旋下降的测量值，约为6 × 10^13 G。对X射线相-能图的检查显示了进一步吸收特征的证据，其能量强烈地依赖于旋转相（E >~ 1 keV）。与在其他磁星源（特别是SGR 0418+5729）中检测到的类似特征不同，它太浅，并且仅限于小的相位间隔，无法用窄的相位可变回旋吸收线进行建模。一个详细的相位分辨光谱分析揭示了显着的相位相关的连续变化，特别是在2千电子伏以上。我们的结论是，1 E 2259+586中的相位的所有变化都可以归因于连续谱性质的变化，这些变化与共振康普顿散射模型的预测一致。
2019-05-30 astro-ph.HE
Evolution of the X-ray Properties of the Transient Magnetar XTE J1810-197
我们报告了使用XMM-牛顿和钱德拉天文台对5.54 s瞬变磁星XTE J1810-197的X射线观测，分析了2008年至2014年的新数据，并重新分析了2003年至2007年的数据。从2003年XTE J1810-197爆发时被发现到2014年的最新观测，它的0.3-10 keV X射线通量下降了约50倍，从4.1 E-11下降到8.1 E-13 erg/cm^2/s。它的X射线光谱现在已经达到稳定状态。脉动继续检测到从0.3千电子伏的热热点，仍然在中子星表面。这个热点的光度超过了XTE J1810-197的自旋光度，表明磁星活动仍在继续。我们发现，XTE J1810-197的X射线光谱是最好的描述由多个组件的黑体模型，其中最冷的0.14 keV的组件可能来自整个中子星表面，和热热点，在不同的时代，以及由一个或两个组件的黑体模型描述。一个1.2千电子伏的吸收线，可能是由于共振质子散射，检测到在所有的时代。热点的X射线通量在2008年3月至2009年3月期间下降了约20%，在此期间XTE J1810-197变得无线电安静。
2016-01-05 astro-ph.HE
XMM-Newton X-ray Observation of the High-Magnetic-Field Radio Pulsar PSR J1734--3333
利用XMM-牛顿天文台的观测结果，我们报告了高磁场射电脉冲星PSR J 1734 -3333的可能的X射线探测。这颗脉冲星的表面偶极磁场B = 5.2e13 G，刚好低于一颗异常X射线脉冲星（AXP）。我们发现该脉冲星具有（5-15）e-15 erg/s/cm ^2的0.5-2.0 keV吸收通量，其X射线光度L_X远低于自旋下降光度E_dot，其中L_X <0.1E_dot。在这些数据中没有检测到脉动，尽管我们推导的上限是无约束的。像大多数其他的高B星一样，PSR J 1734 -3333的X射线很微弱，没有磁星活动的迹象。我们收集了这个和所有其他已知的高B射电天体的特性，并将它们与测量的X射线光度或光度上限一起制成表格，并绘制了它们的L_X与B的关系图。
2010-12-15 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
The X-ray Transient 2XMMi J003833.3+402133: A Candidate Magnetar at High Galactic Latitude
我们提出了详细的分析瞬态X射线源2XMMi J003833.3+402133探测到的XMM-牛顿在2008年1月期间的调查M 31。X射线谱可用陡幂律加黑体模型或双黑体模型拟合。XMM-Newton、Chandra、Swift和ROSAT在1991年至2007年的观测，以及2011年的一次额外的Swift观测，都未能探测到这个来源。没有对应的深光学成像与加拿大法国夏威夷望远镜下到3西格玛下限g = 26.5马格。这个来源以前已被确定为黑洞X射线二进制M 31。虽然这仍然是一种可能性，瞬态行为，X射线光谱，并缺乏一个光学对应物是同样一致的磁星解释为2XMMi J003833.3+402133。导出的光度和黑体发射半径在距离M 31反对河外的位置，这意味着如果它确实是一个磁星，它位于银河系内，但22度的平面。如果2XMMi J003833.3+402133是一颗古老的磁星，或者它的祖先是一颗在成为超新星之前远离平面的逃逸恒星，那么银河系的高纬度可以解释。
2012-08-15 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Accreting magnetars: a new type of high-mass X-ray binaries?
非常慢的脉动（Pspin= 5560 s）的发现解决了高质量X射线双星4U 2206+54中致密天体的性质的长期问题，但也提出了新的问题。根据密近双星系统中的自旋演化模型，这种缓慢的脉动需要一个大于量子临界值的中子星磁场强度，这表明磁星的存在。我们给出了4U 2206+54的第一个XMM-牛顿观测，并研究了它的自旋演化。我们发现，所观察到的自旋下降率同意磁星的情况。我们分析了4U 2206+54的ISGRI/INTEGRAL观测结果，以寻找先前提出的~30 keV回旋共振散射特征。我们没有发现一个明确的迹象表明存在的线，虽然某些光谱显示浅的倾角，并不总是在30千电子伏。这些下降与回旋加速器线的关联是非常可疑的，因为它明显的瞬态性质。我们还研究了4U 2206+54在0.3-10 keV能量范围内的能谱，并首次报告了非常弱的6.5 keV荧光铁线的检测。光电吸收与星际值一致，表明本地物质的数量非常少，这可以解释荧光线的弱点。在源的局部缺乏物质可能是双星的两个组成部分相对较大的轨道分离的结果。在中子星附近，风会太微弱。
2012-06-12 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
Spectral and timing properties of the magnetar CXOU~J164710.2-455216
我们报告的光谱和时间特性的磁星CX164710.2 -455216在大质量星团Westerlund 1。利用钱德拉和XMM-牛顿在2006年爆发后大约1000天内获得的11个档案观测数据，我们研究了该源的通量和光谱演化。我们发现，硬度的来源，量化的硬度比，黑体温度或幂律光子指数，显示出明确的相关性与2- 10 keV的吸收校正通量和幂律分量通量衰减速度比黑体组件的第一个~100天。我们还通过分析大约2500天的数据来测量源的时间属性。测得的周期和周期导数为10.610644（17）s（MJD 53999.06），<4 X 10^{-13} s^-1（90%置信度），这意味着源的自旋推断偶极磁场小于7 X 10^{13} G。这比以前提出的要小得多。我们发现了第二次流量增加的证据，这表明MJD 55068和55832之间的第二次爆发。最后，基于地壳冷却模型，我们发现，源的冷却曲线可以重现，如果我们假设的能量是沉积在外壳和2006年爆发后的恒星的温度分布是相对独立的密度。
2012-12-02 astro-ph.HE
Quiescent state and outburst evolution of SGR 0501+4516
我们报告的静止状态的软伽马重复SGR 0501+4516观测XMM-牛顿在2009年8月30日。该源的吸收通量比2008年爆发高峰时测量的吸收通量低约75倍，光谱相当柔和，与1992年ROSAT观测到的黑体温度值相同。这一新的观测结果被纳入了自2008年8月发现以来所有现有X射线数据的背景下，使我们能够完成对该源从爆发到静止状态的时间和光谱演变的研究。在其爆发的几年时间尺度内进行的一组深层XMM-牛顿观测使我们能够监测该磁星作为其旋转周期的函数的光谱特征，以及它们在这些年的演变。在最初的10天后，最初热而明亮的表面斑点在衰变过程中逐渐冷却。我们在模拟的长期演化背景下讨论了这颗磁星的行为，推断其诞生时的偶极场为3 × 10^14 G，目前的（磁热）年龄约为10 kyr。
2013-12-16 astro-ph.HE
X-ray and radio observations of the magnetar Swift J1834.9-0846 and its dust-scattering halo
我们提出了一个长期的研究2011年爆发的磁星斯威夫特J1834.9-0846进行使用新的钱德拉观测，以及所有可用的雨燕，RXTE和XMM-牛顿数据。最后一次观测是在2011年11月12日进行的，大约在爆发活动开始后100天，导致2011年8月7日发现源。如此长的时间跨度使我们能够精确地测量旋转星历表，并观察到X射线通量衰减的下降。假设长期光变曲线的幂律被打破，则在爆发开始后约46天，衰变指数从α ~ 0.4变为~4.5。在最初的约50天内，通量下降约2倍，然后下降约40倍，直到2011年11月（总体而言，约100天内下降约70倍）。与此同时，光谱，这是很好地描述了一个吸收黑体所有沿爆发，软化，温度下降从~1至~0.6千电子伏。在钱德拉的所有观测中，都清楚地检测到了从源延伸到20”的弥散X射线发射。它的空间和光谱特性，以及它的时间演变，是一致的尘埃散射晕，由于一个单一的云位于距离$\approx$ 200秒差距的斯威夫特J 1834.9 -0846，这应该反过来位于约5千秒差距的距离。考虑到散射光子的时间延迟，同样的尘埃云也可能是2011年9月XMM-牛顿数据中检测到的更长时间的发射的原因。我们使用绿岸射电望远镜和1998年至2003年在帕克斯收集的档案数据在射频上搜索斯威夫特J1834.9-0846的无线电特征。没有发现射电辐射的证据，在爆发期间的通量密度为0.05 mJy（2 G…
2012-12-05 astro-ph.HE
Deep X-ray and radio observations of the first outburst of the young magnetar Swift J1818.0-1607
Swift J1818.0-1607是一颗射电强磁星，自转周期为1.36 s，偶极磁场强度为B~ 3E 14 G，与银河系脉冲星相比非常年轻。我们在这里报告了从2020年3月第一次爆发到2021年10月使用XMM-牛顿，NuSTAR和Swift对这个年轻磁星的长期X射线监测活动，以及其硬X射线发射的积分上限。1-10 keV的磁星光谱很好地模拟了一个吸收黑体的温度为kT_BB~1.1 keV，和明显减少的半径的发射区从~0.6到~0.2公里。我们还证实了明亮的弥漫X射线发射源周围延伸之间的~ 50“和~ 110”。时序分析显示，转矩变化很大，平均自旋下降速率努度约为-2.3E-11 Hz ^[2]，并且随着时间的推移，其幅度似乎在减小。我们还用Karl G. Jansky甚大阵（VLA），2021年3月22日。我们探测到了与Swift J1818.0-1607对应的射电，在3GHz处测量到S_v = 4.38+/-0.05mJy，在磁星以西约90“处有一个半环状的明亮漫射射电发射结构。我们初步认为，弥漫的X射线发射是由于尘埃散射晕和无线电结构可能与这个年轻的脉冲星的超新星遗迹，根据其形态。
2022-11-22 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
STONKS first results: Long-term transients in the XMM-Newton Galactic plane survey
Institute for Research in Astrophysics and Planetology (IRAP), CNRS（天体物理学与行星学研究研究所 (IRAP)，法国国家科学研究中心）；European Space Agency (ESA), European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲空间局 (ESA)，欧洲空间天文中心）；INAF – Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所 - 布雷拉天文台）；Max-Planck Institut für extraterrestrische Physik（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；Como Lake Center for Astrophysics (CLAP), DiSAT, Università degli Studi dell’Insubria（科莫湖天体物理中心 (CLAP)，因苏布里亚大学）；Inter-University Centre for Astronomy and Astrophysics (IUCAA)（大学间天文与天体物理中心）；Columbia Astrophysics Laboratory, Columbia University（哥伦比亚大学天体物理实验室，哥伦比亚大学）；Department of Astronomy, University of Illinois（伊利诺伊大学天文学系）
STONKS通过XMM-牛顿观测发现银河平面中70个高变X射线源，其中32个被高置信度分类，23个首次被X射线检测到。
2026-01-27 astro-ph.HE
IXPE detection of highly polarized X-rays from the magnetar 1E 1841-045
IXPE首次观测到磁星1E 1841-045在爆发活跃期后的高偏振X射线，偏振度随能量从约15%增至55%，结合NuSTAR光谱分析揭示热成分、中间幂律和硬幂律的不同偏振特性与起源。
2025-02-28 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
The effect of X-ray dust-scattering on a bright burst from the magnetar 1E 1547.0-5408
在2009年2月3日对磁星1 E 1547.0-5408进行的XMM-牛顿观测期间，探测到了一个明亮的爆发，随后是一个持续约10 ks的X射线尾部。SWIFT/BAT也观测到了这一爆发，它的光谱与两个黑体的温度之和很好地拟合，这两个黑体的温度分别为~4 keV和10 keV，能量范围为0.3-150 keV，能量密度为~ 1 e-5 erg/cm 2。X射线尾部的能量密度约为4 e-8 erg/cm 2。由于我们和1 E 1547.0-5408之间的三个尘埃云的距离和相对光学深度的知识，我们表明，在尾部的大多数X射线可以解释的爆发发射的尘埃散射，除了前20-30秒。我们指出，其他X射线尾巴观察到强磁星爆发后，可能包含一个不可忽略的贡献，由于尘埃散射。
2017-02-07 astro-ph.GA astro-ph.HE
3XMM J185246.6+003317: another low magnetic field magnetar
我们研究了新发现的X射线瞬变3XMM J185246.6+003317的爆发，重新分析了所有可用的XMM-牛顿，对源的观测进行了相位相干时序分析，并得出了周期和周期导数的更新值。我们发现源旋转在P=11.55871346（6）s（90%置信水平;在历元MJD 54728.7），但没有证据表明在7个月的爆发衰减的观测跨越的周期导数。这转化为Pdot<1.4x10^{-13} s/s的周期导数的3 σ上限，假设经典磁偶极制动模型，这给出了B_dip<4.1x10^{13} G的偶极磁场的限制。3XMM J185246.6+003317的X射线爆发和光谱特征证实了它是一颗磁星，但我们推导出的磁场上限将其定义为过去三年中发现的第三颗“低B”磁星，仅次于SGR 0418+5729和Swift J1822.3-1606。我们还得到了静态光度的上限（<4x 10 ^{33} erg/s），与对老磁星的预期一致。这颗新的低磁场磁星的发现再次证实了关于隐藏的老年磁星每年爆发一次的预测。
2013-12-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
X-ray Spectroscopy of the Highly Magnetized Pulsar PSR J1846-0258, its Wind Nebula and Hosting Supernova Remnant Kes 75
我们提出了构成超新星遗迹（SNR）Kesteven 75的高能成分的宽带X射线光谱，使用2017年8月17日至20日的XMM-Newton和NuSTAR观测，在此期间发现脉冲星PSR J1846-0258处于静止状态。年轻的遗迹拥有一个明亮的脉冲星风星云，由高能量（Edot = 8.1E36 erg/s）的孤立旋转动力脉冲星提供动力，其自旋年龄仅为P/2 Pdot ~ 728 yr。它的磁场（Bs = 4.9E13 G）是这些天体中已知最大的，可能是耀斑和爆发活动间隔的原因，表明磁星状态之间的转变。PSR J1846-0258的脉冲发射在2-50 keV范围内通过幂律模型进行了良好表征，光子指数Gamma_PSR = 1.24+/-0.09，2-10 keV未吸收通量为（2.3+/-0.4）E-12 erg/s/cm^2）。我们没有发现任何证据表明，在目前的状态下，一个额外的非热组件10千电子伏以上，这将是典型的磁星。与Chandra脉冲星光谱相比，在2-10 keV波段，本征脉冲部分为71+/-16%。PWN的幂律谱在1-55 keV波段内得到γ_PWN = 2.03+/-0.03，在这个范围内没有曲率的证据，2-10 keV的未吸收通量为（2.13+/-0.02）E-11 erg/s/cm^2。NuSTAR的数据揭示了一个硬X射线组件占主导地位的SNR频谱超过10千电子伏，我们…
2020-09-14 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
Long-term study of the 2020 magnetar-like outburst of the young pulsar PSRJ1846-0258 in Kes 75
本研究利用NICER、XMM-Newton、NuSTAR和Swift的长期观测，分析PSR J1846-0258在2020年类磁星爆发后的计时、X射线光谱及射电活动，揭示其脉冲流量增强与磁层导致的自转变化。
2024-10-24 astro-ph.HE
The X-ray outburst of the Galactic Centre magnetar SGR J1745-2900 during the first 1.5 year
2013年4月，一颗新的磁星SGR 1745-2900在进入爆发时被发现，距离银河系中心人马座A* 的超大质量黑洞只有2.4角秒的角距离。SGR 1745-2900的表面偶极磁场约为2 × 10 ^{14} G，是迄今观测到的最接近黑洞的中子星。在射电和X射线波段都探测到了这个新的辐射源，其峰值X射线光度L_X ~ 5 × 10 ^{35} erg·s^{-1}。在这里，我们报告了从2013年4月爆发开始到2014年9月SGR 1745-2900的长期钱德拉（25次观测）和XMM-牛顿（8次观测）X射线监测活动。这个前所未有的数据集使我们能够细化的源的定时特性，以及研究作为时间和旋转相位的函数的爆发光谱演化。我们的时间分析证实了自旋周期导数在2013年6月左右增加了约2倍，并显示在2013年10月30日至2014年2月21日之间进一步增加。我们发现，在1.5年内，周期导数从6.6 × 10 ^{-12} s^{-1}变化到3.3 × 10 ^{-11} s^{-1}。另一方面，与其他磁星相比，这颗磁星显示出缓慢的通量衰减和相当低效的表面冷却。特别是，星震引起的地壳冷却模型很难单独解释其爆发的前200天的高亮度源，和额外的加热的恒星表面从电流流动在扭曲的磁束可能在爆发的演变中发挥了重要作用。
2015-03-04 astro-ph.HE
The long-term enhanced brightness of the magnetar 1E 1547.0-5408
我们提出了自2004年2月以来的磁星1 E 1547.0-5408的X射线发射特性的演变，在一段时间内，涵盖三个爆发。我们分析了Swift，NuSTAR，Chandra和XMM-Newton X射线卫星的新观测和档案观测。在过去的9年中，该源的软X射线通量相对稳定，为$\approx$ 10 $^{-11}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$（0.3-10 keV），比2009年最后一次爆发峰值时的通量弱一个数量级，但比2006年的水平大$\sim$ 30倍。从2016年4月和2019年2月最近的两次NuSTAR观测中提取的宽带光谱显示了高达$\sim$ 70 keV的微弱硬X射线发射。它的光谱可以用平坦的幂律分量来描述，它的通量是$\sim$ $7 \times 10^{-12}$ erg cm $^{-2}$ s $^{-1}$（10-70 keV），比2009年爆发的峰值小了$\sim$ 20倍。硬X射线光谱形状随时间显著变平，这与软X射线成分的整体冷却趋势不一致。从这些NuSTAR点提取的脉冲轮廓显示了形状和振幅随能量（高达$\approx$ 25 keV）的变化。我们的分析显示，1 E 1547.0-5408的通量还没有衰减到2006年的水平，并且源已经在稳定的高强度状态徘徊了几年。这可能表明，磁星可以在不同的持续状态之间跳跃，这些状态可能与爆发事件有关，…
2019-12-19 astro-ph.HE
