几种异常类型脉冲星参数的比较

用INTEGRAL/SPI反符合屏蔽观测到的异常X射线脉冲星1 E 1547.0-5408的强爆发

Strong bursts from the anomalous X-ray pulsar 1E 1547.0-5408 observed with the INTEGRAL/SPI Anti-Coincidence Shield

2009年1月，不同的卫星从异常X射线脉冲星1 E 1547.0-5408的方向探测到多次短时间的软伽马射线爆发。在这里，我们报告的观测结果与INTEGRAL SPI-ACS探测器在最强的爆发活动期间。1月22日，在几个小时内探测到200多个能量超过80 keV的爆发。其中，两个非常明亮的事件显示出持续数秒的脉动尾部，并在1 E 1547.0-5408的2.1秒自旋周期进行调制。在这些爆发中，最亮的爆发释放的能量只有几个10^43尔格，假设距离为10千秒差距。这比从软伽马射线中继站观测到的三个巨型耀斑要小，但比从软伽马射线中继站和异常X射线中继站观测到的典型爆发要高。

2009-03-11astro-ph.HE

瞬态反常X射线脉冲星的光变曲线和光谱模拟

Modelling lightcurves and spectra of transient Anomalous X-ray Pulsars

我们提出了第一个详细的联合建模的时间和光谱特性在爆发衰变的瞬态异常X射线恒星。我们考虑两个源XTE J1810-197和CXTEJ 164710.2 -455216，并描述源下降的扭曲磁层模型的框架中，使用磁层散射的蒙特卡罗模拟和模仿本地化的热沉积在NS表面的活动。我们的研究结果支持这样一种观点，即恒星表面靠近其中一个磁极的有限部分在爆发开始时被加热。随后的演变是由加热帽的冷却/变化大小和磁层的逐步解扭驱动的。

2011-03-04astro-ph.HE

异常X射线脉冲星1 E 1547.0-5408的扩展辐射

On the Extended Emission Around the Anomalous X-ray Pulsar 1E 1547.0-5408

我们提出了一个异常的X射线脉冲星1 E 1547.0-5408周围的扩展发射的分析，使用四个XMM-牛顿观测与源在不同状态的爆发以及在平静。我们发现，扩展的发射通量是高度可变的，并与磁星的通量强相关。基于这一结果，以及对光谱和能量的考虑，我们得出结论，扩展的发射主要是由尘埃散射晕，而不是脉冲星风星云（PWN），如先前所讨论的。我们获得了可能的PWN的2-10 keV通量上限为4.7 e-14 erg/s/cm^2，比之前声称的值小三倍，这意味着将下自旋能量转换为星云亮度的效率<9 e-4（假设距离为4 kpc）。然而，我们确实发现了强有力的证据，证明脉冲星周围的超新星遗迹壳层发射了X射线，正如先前报道的那样。

2011-11-14astro-ph.HE

寻找Kes 73中闪烁异常X射线脉冲星1 E 1841-045的X射线变率

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。

2010-03-09astro-ph.HE

向 Gum 神经区域的脉冲星异常散射

Anomalous scattering of pulsars towards the Gum Nebula

Radio Astronomy Centre, NCRA-TIFR（射电天文中心，NCRA-TIFR）；National Centre for Radio Astrophysics, Tata Institute of Fundamental Research（国家射电天体物理中心，塔塔基础研究所）；Heliophysics Science Division, NASA Goddard Space Flight Center（日球物理学科学部，NASA戈达德太空飞行中心）；The Catholic University of America（美国天主教大学）

研究通过 GMRT 观测发现 Gum 神经区域对脉冲星散射的影响，并指出 Vela 脉冲星的散射可能由超新星残骸引起。

2026-08-21astro-ph.HE

异常X射线脉冲星4U 0142+61高能Gamma-ray辐射的搜寻

Search for High-Energy Gamma-ray Emission from an Anomalous X-ray Pulsar, 4U 0142+61

直到2004年，异常X射线脉冲星（AXP）被认为是软X射线（< 10 keV）的强发射体。从AXP中发现的硬X射线组分为了解其发射特性提供了重要的信息，同时也对解释其来源提出了严峻的挑战。硬发射成分的物理机制至今尚未完全解决。我们研究了最亮的AXP，4U 0142+61的高能伽马射线特性，使用费米伽马射线空间望远镜上的大面积望远镜（LAT）收集的数据，以建立一个非常宽的能量跨度上的源的光谱行为，并寻找脉冲发射。在这里，我们提出了我们的结果，详细搜索的持续和脉冲高能γ射线发射从4U 0142+61，导致没有显着的检测。然而，我们得到的上限，持续的高能量伽马射线发射通量，这有助于我们约束现有的物理模型。

2010-11-10astro-ph.HE

异常X射线谱的周期聚类

Period clustering of the anomalous X-ray pulsars

本文讨论了反常X射线脉冲星（AXP）和软γ射线重复星（SGR）的观测周期为何集中在2-12 s范围内的问题。我们探索了回答这个问题的可能性，假设AXP和SGR是在核心坍缩超新星爆炸中解体的高质量X射线双星（HMXBs）的后代。HMXB中中子星的自旋周期向平衡周期演化，平均约为几秒。在它的大质量伴星爆炸后，中子星被嵌入到一个致密的气体包层中，从中吸积导致形成一个剩余的磁悬浮（ML）盘。我们证明，在这种情况下，盘的预期质量为10^-7 - 10^-8 M_sun，这足以在几千年的时间跨度内维持10^14 - 10^15 g/s的吸积过程。在此期间，恒星表现为一个孤立的X射线脉冲星，其参数与AXP和SGR相似。如果剩余盘的寿命不超过中子星的自旋下降时间尺度，就可以提供这种中子星的周期群集。

2015-01-29astro-ph.HE

异常X射线脉冲星1 E 1048.1-5937的光脉动

Optical pulsations from the anomalous X-ray pulsar 1E 1048.1-5937

本文介绍了2007年6月在8.2米甚大望远镜上利用ULTRACAM对异常X射线脉冲星1 E 1048.1-5937进行的高速光学测光。我们探测到1 E 1048.1-5937的星等为i '= 25.3+/-0.2，与Wang等人（2008）发现的值一致，因此证实了他们的结论，即由于2007年3月开始的持续X射线耀斑，该源比2003-2006年亮约1等。光源亮度的增加使我们能够探测到与X射线脉动周期相同（6.458 s）的光脉动。在我们的数据中，均方根脉冲分数为21+/-7%，与2-10 keV X射线均方根脉冲分数大致相同。光学和X射线脉冲轮廓显示出相似的形态，并且似乎彼此近似同相，后者仅滞后前者0.06+/-0.02个周期。1 E 1048.1-5937中的光脉动在性质上与4U 0142+61中观察到的光脉动非常相似。讨论了我们的观测结果对反常X射线天体模型的意义。

2009-01-12astro-ph.HE

异常X射线脉冲星1 E 1841-045中的一个毛刺和一个反毛刺

A glitch and an anti-glitch in the anomalous X-ray pulsar 1E 1841-045

通过对2006年9月至2011年12月期间约5.2年的RXTE观测资料进行时间分析，研究了异常X射线脉冲星（AXP）1 E 1841-045的长期自旋性质.我们发现了两个彼此相隔不到1年的特殊时序异常：MJD 54303附近的Delta（nu）/nu约为4.8 x 10^{-6}的毛刺;以及MJD 54656附近的Delta（nu）/nu约为-5.8 x 10^{-7}的反毛刺。我们发现的小故障是RXTE监测13年来在该源中发现的第四个小故障，与最后两个检测到的小故障相似。然而，来自1 E 1841-045的抗毛刺是第一个被识别的。抗毛刺的幅度与最近在AXP 1 E 2259+586中观察到的幅度相当。我们发现，无论是毛刺或抗毛刺的脉冲X射线输出的源没有显着的变化。我们讨论了我们的研究结果有关的标准脉冲星故障机制的故障，和合理的磁层场景的反故障。

2014-11-19astro-ph.HE

反常X射线脉冲星的新认识

A new look at Anomalous X-ray Pulsars

我们探讨了在年轻孤立中子星上的回退磁吸积的情况下解释异常X射线脉冲星（AXP）和软伽马射线中继星（SGR）现象的可能性。在这种情况下，脉冲星的X射线发射是由于物质从围绕其磁层的磁性板层吸积到中子星的表面上而产生的。用这种方法计算的中子星的自旋下降速率与观测值接近。我们表明，这些中子星是相对年轻的，正在经历一个过渡，从螺旋桨状态的吸积状态。伽马射线中的中子星活动与它们的相对年轻有关，并由储存在低质量中子星地壳中的非平衡层中的能量提供。由于中子星地壳中的物质与超重核的混合接近其表面并变得不稳定，因此可以释放这种能量。低密度区的核裂变引发链式反应，导致核爆炸。爆发很可能是由中子星吸积的物质在磁极区域积累的区域中发展的不稳定性引发的。

2014-07-25astro-ph.HE

反常X射线脉冲星和软γ重复源的X射线谱

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。

2010-01-21astro-ph.HE

了解异常X射线源和软gamma-ray中继器的X射线谱

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。

2014-03-26astro-ph.HE

关于脉冲星风星云HESS J1825-137的巨大扩展

On the anomalously large extension of the Pulsar Wind Nebula HESS J1825-137

从脉冲星风星云（PWNe）的一些报告的非常高的能量（VHE）的γ射线发射自然地解释了多TeV的电子的逆康普顿散射。然而，一些伽马射线发射PWNe的物理尺寸显着超过PWN形成的标准流体动力学范式所预期的尺度。在这方面，最“令人不安”的情况是HESS J1825-137，它延伸到距离中央脉冲星PSR J1826-1334 $r\approx70\rm\,pc$的距离。如果伽马射线发射确实是在PWN内部产生的，但不是由逃离星云并在星际介质（ISM）中扩散的电子产生的，那么在氢数密度为$n_{ism}\le10^{-2}\rm\,cm^{-3}$的稀释环境中，可以实现这种有害扩展的plerion的形成。在本文中，我们探讨了另一种情况，假设负责形成星云的脉冲星最初有一个非常短的旋转周期。在这种情况下，PWN和周围超新星遗迹的大小取决于初始脉冲星周期，制动指数和ISM密度。为了检查这种情况下的可行性，我们研究的参数空间，将再现HESS J1825-137的大小。我们表明，如果制动指数小，$n\leq2$和脉冲星诞生周期短，$P_{\rm b}\simeq1\rm\,ms$，这一要求可以实现。这种情况下可以重现风终止位置，这是预期在$R_{ts}\simeq0.03\rm\,pc$，只有在一个密集的环境与$n_{ism}\geq\rm1\,cm^{-3}$。在源附近发现的分子云的存在支持了对密集…

2018-06-05astro-ph.HE

长周期孤立X射线源的形成

A scenario of the formation of isolated X-ray pulsars with anomalously long period

孤立的X射线辐射源的形成的情况进行了讨论与应用程序的最好的研究对象之一，这类1 E 161348-5055。这颗中等亮度的脉冲星，亮度为10^33 - 10^35 erg/s，光谱相对较软，kT约为0.6-0.8 keV，与一颗孤立的中子星有关，中子星位于年轻（约2000年）致密超新星遗迹RCW 103的中心附近，并稳定旋转（|dν/dt| < 2.6 x 10^-18 Hz/s），周期为6.7 hr.我们表明，在当前的历元中，中子星处于吸积体状态.源辐射的参数可以用磁悬浮吸积的假设来解释，在这种假设中，表面磁场为10^12 G的恒星以10^14 g/s的速率从非开普勒磁性化石盘吸积物质到其表面。中子星可以在大质量X射线双星（HMXB）中演化到这种状态，HMXB在其大质量成分的核心坍缩提供动力的超新星爆炸中解体。以这种方式形成的孤立X射线脉冲星的寿命可以长达几千年。

2015-01-24astro-ph.HE

异常X射线脉冲星1 E 1547.0-5408的异常耀斑活动

Exceptional flaring activity of the anomalous X-ray pulsar 1E 1547.0-5408

2009年1月，我们研究了异常X射线脉冲星1 E 1547.0-5408的异常活动期，在此期间，INTEGRAL探测到约200次爆发。当源在所有INTEGRAL仪器的视野之外时，发生主要活动事件。但我们仍然能够研究光谱仪SPI的反符合屏蔽和成像仪ISGRI的探测器同时探测到的84个爆发的特性。我们发现2009年1月22日1 E 1547.0-5408爆发的亮度> 1 e42 erg/s。这个亮度是可比的软伽马中继（SGR）的爆发，至少是两个数量级以上的亮度比以前报道的爆发从AXP。与SGR爆发类似，1 E 1547.0-5408的最亮爆发由一个持续时间约为100 ms的短尖峰和一个硬光谱组成，随后是一个持续时间为1-10 s的较软的延伸尾部，偶尔会出现源自旋周期约为2 s的脉动。观测到AXP爆发的亮度与SGR爆发的亮度相当，这加强了AXP和SGR是同一源类型的不同代表的猜想。

2009-12-02astro-ph.HE

辐射激波中的谱形成：应用于反常X射线散射器和软gamma-ray中继器

Spectral formation in a radiative shock: application to anomalous X-ray pulsars and soft gamma-ray repeaters

在反常X射线源（AXP）和软γ射线中继源（SGR）持续发射的回退盘模型中，硬X射线发射来自于韧致辐射光子的体康普顿化和热康普顿化，这些光子是在吸积柱中产生的。这些源相对较低的X射线亮度意味着电子散射的横向光学深度适中，光子在侧向逃逸之前执行少量的激波交叉。我们探索的范围内的光谱形状，可以得到这个模型和最重要的参数依赖性的特征。我们用蒙特卡罗程序研究了吸积柱中辐射激波中光子的交叉，并计算了由此产生的光谱。正如预期的那样，高能幂律X射线谱产生于光子数谱指数大于或约为0.5的辐射冲击。我们发现，所需的横向光学深度是1和7之间。这样的光谱在低光度的X射线谱仪中观察到。我们在这里证明了一个简单的模型，康普顿上散射在吸积柱中的辐射激波可以产生硬X射线光谱类似于那些看到的持久和瞬态发射的AXP和SGR。特别是，可以获得高能幂律谱，光子数谱指数约为1，截止值为100 - 200 keV，横向汤姆逊光学深度约为5，这在AXP/SGR中是典型的。

2013-12-27astro-ph.HE

PSR B1937+21射电脉冲中的中性氢吸收线与反常色散

H I absorption line and anomalous dispersion in the radio pulses of PSR B1937+21

本研究利用FAST观测PSR B1937+21的1.0-1.5 GHz射电数据，测量中性氢谱线并推导运动学距离，发现吸收光谱可能存在变化对应微小尺度原子结构，同时验证了此前报道的视超光速反常色散现象。

2025-07-30astro-ph.HE

作为高磁化白矮星的软gamma-ray中继器和异常X射线散射

Soft gamma-ray repeaters and anomalous X-ray pulsars as highly magnetized white dwarfs

我们发现，软γ射线中继器（SGR）和异常X射线双星（AXP）可以解释为最近提出的高磁化白矮星（B-WD）。B-WD的半径和磁场完全足以将SGR/AXP中的能量解释为旋转供电能量。虽然高度磁化的中子星需要一个额外的，在观测上还没有很好地建立起来的能量来源，磁化的白矮星，但根据卡拉拉塞卡的理论（C-WD），表现出很大的紫外线光度，这是观测上严格的上限限制。

2016-03-01astro-ph.HEastro-ph.SR

异常X射线脉冲星4U 0142+61 2006-2007年活动相：辐射和时序变化、爆发和爆发光谱特征

The 2006-2007 Active Phase of Anomalous X-ray Pulsar 4U 0142+61: Radiative and Timing Changes, Bursts, and Burst Spectral Features

经过至少6年的沉寂，异常X射线脉冲星（AXP）4U 0142+61在2006年3月进入了一个持续数月的活跃阶段，包括6次X射线爆发以及持续X射线发射的许多变化。这些爆发是罗西X射线定时探测器监测11年来首次从AXP看到的，都发生在2006年4月6日至2007年2月7日之间。爆发持续时间范围为0.4-1.8 \times 103 s。前五个爆发光谱很好地模拟了黑体，温度kT ~ 2-9 keV。然而，第六次爆发有一个复杂的光谱，其特征是一个黑体加上两个发射特征，其幅度在整个爆发中变化。最突出的特征是在14.0 keV。在进入活跃期后，脉冲星的脉冲形态发生了重大变化，可能出现了定时故障。这个小故障的总频率跳变为（1.9 \pm 0.4）\times 10-7 Hz，恢复的衰减时间为17 \pm 2天，比初始跳变多，这意味着脉冲星的净自旋下降。在磁星模型的框架内，恒星的净自旋下降可以用超流体中旋转速度比其他区域慢的区域来解释。爆发，通量增强，脉冲形态的变化可以解释为由于高度扭曲的内部磁场施加的应力引起的地壳变形。然而，与其他AXP爆发不同的是，我们无法解释磁层中植入的主要扭曲。

2011-05-13astro-ph.HE

五颗异常X射线脉冲星的RXTE 16年监测

16 Years of RXTE Monitoring of Five Anomalous X-ray Pulsars

我们总结了1996年至2012年用RXTE定期监测的五颗非瞬态异常X射线脉冲星（AXP）1 E 1841-045、RXS J170849.0-400910、1 E 2259+586、4U 0142+61和1 E 1048.1-5937的各种性质的长期演变。我们专注于这些源的三个属性：时间的演变，脉冲通量，和脉冲轮廓。我们报告了几个新的时间异常和辐射事件，包括2009年在1 E 2259+586中看到的一个假定的反毛刺，以及在1 E 1048.1-5937中大通量爆发后的第二个非常大的自旋下降率波动时期。我们编译了1996年至2012年期间从这5个AXP中观察到的11个毛刺和4个毛刺候选者的属性。总的来说，这些监测观察揭示了AXP样品行为的几种明显模式：（包括长寿命的通量增强，短爆发和脉冲轮廓变化）是罕见的，通常每隔几年才发生一次;大的辐射变化几乎总是伴随着某种形式的定时异常，通常是自旋上升故障;只有20-30%的时间异常伴随着任何形式的辐射变化。我们发现，AXP的辐射行为的时候，辐射响亮的毛刺是足够相似的，建议共同的物理起源。当比较AXP中辐射大声和辐射无声的毛刺时，毛刺特性的相似性表明恒星内部有一个共同的物理起源。最后，AXP和射电脉冲星故障的总体相似性表明这两种现象有着共同的物理起源。

2014-01-14astro-ph.HE

异常X射线源和软伽马重复源的长期演化

Long-term evolution of anomalous X-ray pulsars and soft gamma repeaters

我们研究了具有相对较好的X射线光度和旋转特性的单个异常X射线源（AXP）和软伽马重复源（SGR）的长期演化。在回退圆盘模型的框架下，我们得到了能产生观测源特性的圆盘质量和偶极子场强的范围。我们已经比较了我们的结果与先前获得的昏暗孤立中子星（XDIN）。结果表明：（1）在回退盘模型中，各个AXP/SGR源的X射线光度、周期和周期导数都能自洽地产生，其基本盘参数与以前用于解释XDIN长期演化的基本盘参数非常相似;（2）除两个源外，AXP/SGR都是在吸积阶段演化的;这两个特殊的源，就像XDIN一样，在过去已经完成了它们的吸积阶段，现在正处于最后的推进器阶段，并且仍然随着圆盘扭矩而变慢，（3）偶极场强XDIN的（在极点处）在$10^{11}-10^{12}$ G范围内，而AXP/SGR在$1-6 \times 10^{12}$ G之间具有相对较强的偶极场，（4）源的性质可以用大范围的盘质量来获得，这不允许对整个AXP/SGR和XDIN总体的盘质量和磁偶极子场之间的相关性进行清楚的检验。

2016-01-28astro-ph.HE

用朱雀卫星观测异常X射线脉冲星4U 0142+61的软、硬X射线辐射

Soft and Hard X-Ray Emissions from the Anomalous X-ray Pulsar 4U 0142+61 Observed with Suzaku

2007年8月15日，朱雀号对异常X射线脉冲星4U 0142+61进行了观测，净曝光量为-100 ks，在0.4至~70 keV的能量带内被探测到。固有脉冲周期确定为8.68878 \pm 0.00005 s，与以前测量的外推法一致。宽带朱雀光谱使得第一次通过一颗卫星同时精确测量该物体的软硬成分成为可能。前者可以用两个黑体来再现，或者用共振回旋散射模型稍微好一点。当用共振回旋散射模型表示软分量时，硬分量可以用光子指数为Γh ~0.9的幂律近似，其高能截止被限制为>180 keV。假设在3.6 kpc的距离处的各向同性发射，软和硬分量的未吸收的1-10 keV和10-70 keV的亮度分别计算为2.8e+35 erg s^{-1}和6.8e+34 erg s^{-1}。它们的总和大约是估计的自旋下降光度的10^3倍。在30 ks的时间尺度上，硬组分表现出变化的证据，无论是在其正常化或脉冲形状。

2011-02-07astro-ph.HE

从爆发到平静：瞬态反常X射线脉冲星XTE J1810-197的衰变

From outburst to quiescence: the decay of the transient Anomalous X-ray Pulsar XTE J1810-197

XTE J 1810 -197是迄今发现的第一颗瞬变异常X射线脉冲星。它的高度可变的X射线通量使我们能够在大约两个数量级的通量范围内研究候选磁星的时间和光谱发射特性。我们分析了在四年基线（2003年9月至2007年9月）内收集的XTE J1810-197的9个XMM-牛顿观测。减少EPIC PN和MOS数据，并用于详细的定时和频谱分析。脉冲相位光谱的研究也进行了观测与足够高的信号噪声。我们发现：（一）三个黑体模型在统计上比文献中以前使用的两个黑体模型更好地再现了整个爆发期间源的光谱特性，（二）最冷的黑体与整个表面的热发射相一致，其温度和半径与爆发开始之前从ROSAT观测中推断的温度和半径相似，（iii）在六次连续观测（自2005年3月以来）期间，在1.1 keV附近有一个光谱特征;如果是由于质子共振回旋散射，则意味着磁场约为2 E14 G。这与自旋周期测量值非常一致。

2009-01-15astro-ph.HE

几种新类星体的脉冲展宽分析及反常散射

Pulse broadening analysis for several new pulsars and anomalous scattering

我们使用GMRT和Effelsberg射电望远镜收集的数据，在几个频率下对25颗恒星的脉冲展宽现象进行了分析。其中22颗卫星以前没有在这方面进行过研究，我们的工作使具有多频散射测量的卫星总数增加到近50颗，基本上是迄今为止可用数量的两倍。我们观察到的大多数恒星都具有高到非常高的色散测量值（DM>200），我们的结果证实了Loehmer等人的建议。(2001 2004年），高DM天体的散射时间谱指数偏离由一个单一的薄屏幕模型与柯尔莫哥洛夫分布的密度波动的预测值。在本文中，我们讨论了这种偏差的可能解释。

2013-06-04astro-ph.GAastro-ph.HEastro-ph.IM

异常X射线脉冲星1 E 1841-045的朱雀观测

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。

2010-09-02astro-ph.HE

双偶极子模型在具有反常制动指数的脉冲星PSR J1640-4631中的应用

Application of a two dipole model to PSR J1640-4631, a pulsar with an anomalous braking index

最近的定时观测提供了一个有趣的结果，X射线脉冲星PSR J 1640 -4631的制动指数，它有一个测量的制动指数$n=3.15\pm0.03$。自旋轴和磁轴之间的倾斜角的减小可能是这种高制动指数的原因。然而，引起磁倾角变化的物理机制尚未完全了解。在这封信中，我们应用Hamil等人（2016）给出的双偶极子模型来解释PSR J1640-4631的磁倾角减小。带电球体的旋转效应和铁磁有序材料的磁化分别产生磁矩$M_{1}$和$M_{2}$。在$M_{1}$的磁场中存在磁矩$M_{2}$的势能的最小值，因此$M_{2}$将围绕最小能量位置（即，$M_{2}$）自由旋转。e平衡位置），类似于单摆。计算结果表明，PSR J1640-4631的磁矩$M_{2}$将向与自旋轴一致的方向演化，并导致磁倾角减小。脉冲轮廓中的单峰有利于磁倾角的相对低的变化率。

2019-09-04astro-ph.HE

制约中心致密天体演化命运：超新星遗迹中的“老”射电脉冲星

Constraining the Evolutionary Fate of Central Compact Objects: "Old" Radio Pulsars in Supernova Remnants

中心致密天体（CCO）是由射电宁静、自转缓慢（$\ge$ 100 ms）的年轻中子星组成的，它们具有极高的热X射线光度。它们的自旋下降特性意味着弱偶极磁场（$\sim$ $10^{10-11}$ G）和特征年龄远大于其宿主超新星遗迹（SNR）的年龄。然而，CCO可能拥有强大的“隐藏”内部磁场，可能在$\gtrsim$ 10 kyr的时间尺度上重新出现，中子星可能在这个过程中作为射电脉冲星激活。这表明，CCO的直系后代可能伪装成缓慢旋转的“旧”无线电信标。我们提出了一个X射线调查的所有普通的射电星在6千秒差距内，是位置一致的银河系的SNR，以测试之间的可能联系，所谓的老，但可能非常年轻的射电星，和SNR。这些目标都没有表现出异常高的热X射线光度，这表明它们是与叠加的SNR无关的真正的老的普通恒星。这意味着CCO要么是潜在的无线电干扰，在它们的SNR消失后很久才激活，要么它们保持永久的无线电静默。CCO的真正后代仍然逍遥法外。

2014-08-19astro-ph.HE

异常X射线脉冲星1 E 1841-045近期活动事件的爆发和持续发射特性

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。

2011-09-05astro-ph.HE

从HAWC PWNe观测中得到的教训：扩散常数不是常数;脉冲星仍然是异常正电子分数最可能的来源;宇宙射线被长时间困在无效扩散的口袋中

Lessons from HAWC PWNe observations: the diffusion constant is not a constant; Pulsars remain the likeliest sources of the anomalous positron fraction; Cosmic rays are trapped for long periods of time in pockets of inefficient diffusion

最近用HAWC望远镜对附近的脉冲星进行的TeV观测被解释为脉冲星风星云内高能电子和正电子的扩散与星际介质的其他部分相比效率非常低的证据。如果星云外的扩散系数与星云内的扩散系数接近，那么这两颗观测到的双星产生的高能电子和正电子就不会对当地测量到的宇宙线通量有显著的贡献。因此，HAWC协作组的结论是，在各向同性和均匀扩散的假设下，这两个双星被排除为异常高能正电子通量的来源。在这里，我们认为，由于扩散系数可能不是空间均匀的，导致这一结论的假设是有缺陷的。我们解决了扩散方程与径向依赖的扩散系数，并表明HAWC观察到的电子束产生潜在的完美匹配所观察到的高能正电子通量。我们还研究了脉冲星风星云内的低效扩散对银河系尺度的影响，并表明宇宙射线很可能在低效扩散区域有很长的停留时间。我们描述了如何可以测试这个预测与弥漫的银河系发射的研究。

2018-06-20astro-ph.GAastro-ph.HEhep-ph

磁星物质中的磁畴作为软Gamma-ray中继器和反常X射线脉冲星的引擎

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。

2010-05-12astro-ph.HEhep-phnucl-th

脉冲星B1859 +07和B0919 +06异常发射事件的准周期性

Quasi-Periodicities in the Anomalous Emission Events in Pulsars B1859+07 and B0919+06

在脉冲星B1859+07和可能的B 0919 +06的奇异发射位移中发现了准周期性。这些事件最初是由Rankin，Rodriguez & Wright在2006年研究的，最初看起来是无序或随机的，但进一步的映射和傅立叶分析显示，它们在B1859+07中大约有150个旋转周期，在B 0919 +06中可能有700个旋转周期。我们现在称之为“旋风”的事件不是任何已知类型的模式改变的结果，而是我们发现它们是一种独特的不同效应，由某种机制产生，而不是任何已知的脉冲调制现象。鉴于我们还没有找到另一种解释的旋风，我们呼吁在天体物理学的周期性的最后手段：轨道动力学在一个双系统。这样的“伴星”的半长轴将与两颗双星的光圆柱半径相当。然而，为了抵抗潮汐的破坏，它们的密度必须至少是10 $^5$克/厘米$^3$ --因此，白矮星核心或密度更大的东西可能被指示出来。

2016-07-06astro-ph.HEastro-ph.SR

作为高磁化白矮星的软gamma-ray中继器和异常X射线散射

Soft gamma-ray repeaters and anomalous X-ray pulsars as highly magnetized white dwarfs

我们探讨了软伽马射线中继器（SGR）和异常X射线源（AXP）由高磁化白矮星（B-WD）提供能量的可能性。我们采取的SGRs和AXP的样本，并提供可能的参数空间的质量，半径和表面磁场的基础上观察到的属性（周期及其衍生物）和假设，这些来源服从的质量-半径关系推导出的B-WD。B-WD的半径和磁场足以将SGR/AXP中的能量解释为旋转供电能量。此外，B-WD也充分解释了令人困惑的无线电瞬变GCRT J1745-3009作为一个白矮星脉冲星。注意，B-WD的半径和磁场既不是极端的（不像高度磁化的中子星），也不是普通的（不像磁化的白矮星，但遵循阿布拉塞卡的质量半径关系（C-WD））。为了解释SGR/AXP，虽然高度磁化的中子星需要一个额外的，在观测上还没有很好地建立，能源，C-WD预测大的紫外线光度，这是从一个严格的上限观测限制。最后，我们提供了一套基本的差异之间的磁星和B-WD的SGRs/AXP的假设。

2016-04-19astro-ph.HEastro-ph.SR

双星和黑洞磁层中的手征反常过程

Chiral anomalous processes in magnetospheres of pulsars and black holes

我们提出在双星和黑洞的磁层间隙区可以产生手征非对称等离子体。我们表明，在活动星系核中的超大质量黑洞的情况下，手征电荷密度和手征化学势是非常小的，不太可能有任何可观察到的效果。相比之下，磁星的磁层中产生的手征不对称性可能很大。它可以触发手征等离子体的不稳定性，进而导致磁星中可观察到的现象。特别是，这种不稳定性应该会触发从无线电到近红外的宽频率窗口中的圆偏振电磁辐射。因此，产生的手征电荷有可能影响快速射电暴的某些特征。

2022-07-16astro-ph.HEhep-phnucl-th

INTEGRAL探测到的异常X射线脉冲星4U 0142+61的硬X射线发射截止

Hard X-ray emission cutoff in anomalous X-ray pulsar 4U 0142+61 detected by INTEGRAL

用积分观测方法研究了反常X射线脉冲星4U 0142+61。利用近9年的INTEGRAL/IBIS数据，导出了4U 0142+61的18 - 500 keV硬X射线能谱。利用已有的数据，得到了4U 0 14 2 + 6 1的平均硬X射线谱。4U 0142+61的能谱符合指数高能截止的幂律。该平均光谱与$Γ\sim 0.51\pm 0.11$加上$128.6\pm 17.2$ keV处的截止能量的幂律很好地拟合。从2003年到2011年，20 - 150 keV源的硬X射线通量没有显示出显著变化（在20 $\%$内）。在9年的光谱轮廓有一定的变化：光子指数从0.3 - 1.5变化，和截止能量为110 - 250千电子伏。对130 keV附近高能截止的探测表明了磁星辐射机制的某些限制，并可能探讨了这类特殊中子星的磁星与吸积模型之间的差异。未来的HXMT观测可能会对该源和其他候选磁星的硬X射线光谱特性提供更强的约束。

2013-12-24astro-ph.HEastro-ph.SR

用AMS-02和大气切伦科夫望远镜探测异常正电子分数的脉冲星起源

Probing the Pulsar Origin of the Anomalous Positron Fraction with AMS-02 and Atmospheric Cherenkov Telescopes

PAMELA、Fermi-LAT和AMS-02最近的观测结果已经明确表明，宇宙射线正电子分数上升到10 GeV以上，这一特征在自洽的银河系宇宙射线传播模型的次级正电子产生范式下是不可能模拟的。正电子比例上升的主要解释是电子-正电子对的额外来源，例如一个或多个成熟的，充满活力的，相对较近的恒星。我们指出，任何一个著名的附近的恒星，Geminga和Monogem，可以令人满意地提供足够的正电子再现AMS-02的观测。这种情况的一个确凿证据是宇宙射线电子和正电子到达方向的各向异性，这可能被现有或未来的望远镜探测到。目前，预测的各向异性水平与Fermi-LAT和AMS-02的限值一致。我们认为，大气切伦科夫望远镜（ACTs）的大收集面积，使它们成为检测这种各向异性的最佳工具。具体来说，我们表明，大部分的质子和伽马射线的背景，这会影响测量的宇宙射线电子-正电子光谱与ACT，可以控制在搜索各向异性。我们的结论是，使用档案ACT数据的观测已经可以约束或证实正电子异常的脉冲星起源，而即将到来的仪器（如切伦科夫望远镜阵列）将提供强有力的约束上升的正电子分数的来源。

2013-05-29astro-ph.HEhep-ph

反常X射线脉冲星的能谱和软Gamma-ray中继器

The Energy Spectrum of Anomalous X-ray Pulsars and Soft Gamma-ray Repeaters

假设AXP和SGRs从回退盘吸积物质，我们试图解释软和硬X射线发射的吸积过程的结果。我们还试图解释它们的射电辐射或缺乏它。我们测试的假设，幂律，硬X射线光谱产生的吸积流主要是由体运动康普顿软光子发射在中子星表面。备用磁盘模型调用$10^{12} - 10^{13}$ G的表面偶极磁场，这是我们在这里假设的。与吸积率为高度超爱丁顿的普通X射线类星体不同，AXP和SGR中的吸积率近似为爱丁顿，因此体运动康普顿化有效地运行。作为一个说明性的例子，我们使用XSPEC软件包compTB再现AXP 4U 0142+61井的硬和软X射线谱。我们的模型似乎解释了硬和软X射线光谱的AXP和SGR，以及他们的无线电发射或缺乏它，在一个自然的方式。这也可以解释在这些源中观察到的短爆发。另一方面，它不能解释在SGR中观察到的巨型X射线爆发，这可能是由于局部多极场的磁能转换。

2010-05-12astro-ph.HEastro-ph.SR

一个白矮星合并作为异常X射线脉冲星4U 0142+61的祖先？

A white dwarf merger as progenitor of the anomalous X-ray pulsar 4U 0142+61?

最近有人提出，大质量快速旋转的高磁化白矮星可以描述一些软伽马射线中继站（SGR）和异常X射线脉冲星（AXP）的观测特性。此外，它也已被证明，高场磁（HFMWD）可以是白矮星二进制合并的结果。这些合并的产物包括一个被快速旋转的圆盘包围的炽热中心白矮星。在这里，我们表明，一个双简并系统的合并可以解释奇特的AXP 4U 0142+61的特性。这种情况解释了观测到的红外过量。我们还表明，4U 0142+6的观测到的属性是一致的近似$1.2 M_{\sun}$白矮星，残留的合并的原始系统的质量$0.6\, M_{\sun}$和$1.0\, M_{\sun}$的两个白矮星。最后，我们推断了一个合并后的年龄$τ_{\rm WD}\approx 64$ kyr，和一个磁场$B\approx 2\times 10^8$ G。这种磁场的证据可能来自于在4U 0142+61的光谱中在$\approx 10^{15}$ Hz处的$B$和$V$带之间观察到的电子回旋吸收特征的可能检测。

2013-06-25astro-ph.HEastro-ph.SRgr-qc

异常X射线脉冲星的宽带噪声特性和软Gamma-ray中继器

The Broad-band Noise Characteristics of Selected Anomalous X-Ray Pulsars and Soft Gamma-ray Repeaters

本文给出了2-60 keV能区反常X射线脉冲星（AXP）和软γ重复源（SGR）的宽带噪声结构。我们已经分析了罗西X射线定时探测器正比计数器阵列档案光曲线的四个AXP和一个SGR。我们检测到，这些源的持续发射显示在0.005-0.05 Hz的范围内的低频带限噪声变化从2.5%到70%的综合均方根时间的长时间的静止和以下爆发。我们在1 E 2259+586中发现了仅在2002年大爆发后$\sim$ 2年的限带红噪声。除此之外，系统没有显示出宽带噪声。虽然1 E 2259+586中的噪声上升发生在包括旋转毛刺的爆发之后，但其他毛刺AXP显示宽带噪声没有明显变化，因此该噪声似乎与毛刺无关。唯一显示出宽带噪声显著变化的源是1 E 1048.1-5937，其中噪声以每年$\sim$ 3.6%的速率逐渐上升1.95年。对于这个源的宽带噪声的增加是不相关的持续性和脉冲流量的大幅增加，或其两个短SGR样的爆发。这种噪声的上升确实是在一个长脉冲群之后开始的，但是考虑到该事件的稀疏性，以及类似脉冲群未被注意到的可能性，1 E 1048.1-5937中的噪声上升触发因素不像1 E 2259+586那样明确。其他三个源表明，相比之下，持续的低电平带限噪声。

2009-03-02astro-ph.HEastro-ph.SR

反常X射线脉冲星4U 0142+61的磁白矮星吸积模型

A magnetic white-dwarf accretion model for the anomalous X-ray pulsar 4U 0142+61

异常X射线脉冲星（AXP）4U 0142+61的静态发射涵盖了从射电到硬X射线的广泛能量范围。特别是，该对象是唯一的软伽马射线中继器（SGR）和AXP中同时呈现中红外发射和脉冲光发射。尽管有许多命题来解释这种大范围的发射，但仍然缺乏一个再现所有观测结果的命题。填补这一空白，我们提出了一个模型来重现静态光谱能量分布的4U 0142+61从中红外到硬X射线使用合理的物理组件和参数。我们认为持续辐射来自于被碎片盘包围的磁吸积白矮星（WD）。该模型假设：（i）硬X射线是由吸积柱激波后区域的韧致辐射产生的;（ii）软X射线是由WD表面的热点产生的;（iii）光学和红外辐射是由光学厚尘埃盘、WD光球和激波后区域辐射的尾部引起的。在这种情况下，拟合的模型参数表明，4U 0142+61拥有一个快速旋转的磁性近rasekhar WD，这是非常热，因此年轻。这样一个WD可能是两个规模较小的WD合并的最新结果。在这种情况下，4U 0142+61可以演化为超新星Ia，因此可以提供这些重要天体物理事件起源的线索。此外，我们还提出了一个新的估计4U 0142+61的距离，3.78（误差：+0.12 / -0.18千秒差距），根据测量的氢柱密度和新的星际灭绝3D地图。

2020-04-16astro-ph.HEastro-ph.SR

15颗恒星的自行：贝叶斯算法与频率论算法的比较

Proper motions of 15 pulsars: a comparison between Bayesian and frequentist algorithms

本文给出了南山25米射电望远镜定期观测到的15颗恒星的自行。使用了两种方法，即频率论方法（Coles等人，2011年）和贝叶斯方法（Lentati等人，2014年），并对结果进行了比较。我们证明了这两种方法可以应用于年轻的脉冲星数据集，表现出大量的时间噪声与陡峭的谱指数，并给出一致的结果。测得的位置也与甚长基线干涉测量位置一致。首次得到了四颗双星的自行，并对五颗双星的自行进行了改进。

2016-05-27astro-ph.HEastro-ph.IMastro-ph.SR