Searching for magnetar powered merger-novae from short GRBs
双中子星（NS-NS）双星的合并可能导致快速旋转的大质量NS，具有极强的磁场（即，毫秒磁星）。在这种情况下，NS残留物的磁自旋下降提供了持续能量注入的额外来源，这将持续为合并喷出物提供动力。合并喷出物的热辐射将产生一个明亮的光学“磁星驱动的合并新星”。在这项工作中，我们进行了一个完整的搜索磁星供电的合并新星从斯威夫特短伽马射线暴（SGRB）的样品。我们专注于短伽玛暴与延长发射或内部平台，这可能意味着存在的磁星作为中央引擎。我们最终发现了三个候选的磁星动力的合并新星，从最近的观测GRB 050724，GRB 070714 B和GRB 061006。在标准参数值下，磁星残余情景可以很好地解释所有三个爆发的多波段数据，包括光学和X射线数据中的扩展发射及其后期色彩特征。这些并合新星的峰值亮度达到$10^{42}~{\rm erg~s^{-1}}$的数倍，比峰值亮度为$\sim 10^{41}~{\rm erg~s^{-1}}$的传统“千新星”亮一个数量级以上。强烈，多色短伽玛暴的后期观测鼓励在未来识别更多的合并新星。
2017-07-05 astro-ph.HE
Supernovae powered by magnetars that transform into black holes
快速旋转的强磁化中子星（磁星）可以通过磁自旋释放出巨大的旋转能量，为超亮超新星等明亮的瞬变提供能量来源。另一方面，特别大质量（所谓的超大质量）的中子星需要一个最小的旋转速率来支持它们的质量对抗引力坍缩，低于这个速率，中子星就会坍缩成一个黑洞。我们模拟了由磁星驱动的超新星的光变曲线，磁星转化为黑洞。虽然在超亮超新星的范围内，峰值亮度可以达到很高的值，但由于中心能量输入的突然损失，它们的后最大光变曲线可以非常迅速地下降。早期黑洞转化也增强了磁星驱动泡相对于主超新星峰的冲击爆发信号。我们合成的由磁星转化为黑洞的超新星的光变曲线与Arcavi等人（2016）最近报道的一些快速演变的明亮瞬变一致。
2016-09-15 astro-ph.HE
Properties of magnetars mimicking 56Ni-powered light curves in Type Ic superluminous supernovae
许多Ic型超亮超新星在其光度峰值后的光变曲线衰减率接近于56 Co的核衰变率，这与它们由56 Ni和可能的对不稳定超新星提供动力的解释一致。然而，它们的上升时间通常短于对不稳定超新星的预期，并且Ic型超亮超新星通常被认为是由磁星自旋下降提供动力。如果磁星自旋下降实际上是驱动Ic型超亮超新星的主要机制，那么它应该能够相当容易地产生类似于56 Co衰变率的下降率。在这项研究中，我们调查磁星的条件下，他们的自旋下降的能量输入可以表现得像56 Ni核衰变能量输入。我们发现，在一定范围内的初始磁场强度足以保持磁星的能量沉积在几个因素的56 Co衰变能量为几百天。磁星自旋下降需要通过几乎纯的偶极辐射，制动指数接近3，以在宽的参数范围内模拟56Ni。磁星不仅可以再现56 Co衰变光变曲线，而且可以再现大多数56 Ni动力光变曲线的上升时间和峰值亮度。需要超过700天的辐射热光变曲线来区分这两种能源。我们预计，如果它们主要由磁星自旋下降提供动力，那么应该会发现更多上升时间短的缓慢下降的超亮超新星。
2016-12-20 astro-ph.HE
Superluminous Supernovae Powered by Magnetars: Late-time Light Curves and Hard Emission Leakage
最近，两个研究小组的研究表明，完全能量捕获的磁星自旋向下能量注入模型可以解释SN 2010 gx，SN 2013 dg，LSQ 12 dlf，SSS 120810和CSS 121015的早期光变曲线，但不能拟合这些超亮超新星（SLSNe）的晚期光变曲线。这些结果意味着，原来的磁星供电模型在解释这些SLSNe的挑战。我们的论文旨在通过考虑硬排放的泄漏来同时解释早期和晚期数据/上限。我们将漏电流效应定量地纳入到原来的磁驱动模型中，并推导出一个新的半解析方程。将修正后的磁星动力模型再现的光变曲线与这5个SLSNe的观测数据和/或上限值进行比较，发现半解析方程再现的晚时光变曲线与SN 2010 gx、CSS 121015、SN 2013 dg和LSQ 12 dlf的晚时观测数据和/或上限值以及SSS 120810的晚时过剩值吻合较好，这表明磁星供电模型可能是造成这些SLSNe的原因，并且当硬光子被下康普顿化为较软光子时，伽马射线和X射线泄漏是不可避免的。为了确定泄漏效应的细节并揭示SLSNe的本质，需要更多高质量的SLSNe的辐射热光变曲线和光谱。
2014-11-19 astro-ph.HE
Magnetar Powered Ordinary Type IIP Supernovae
我们研究了由新生中子星的旋转动能提供动力的IIP型超新星的性质。虽然磁星的自旋下降先前已被提出作为一个可行的能源在超亮超新星的背景下，我们表明，一个类似的机制可以产生正常的和特殊的IIP型超新星光变曲线从红超巨星的祖先范围内的初始自旋周期和等效的偶极磁场强度。虽然在一个典型的红超巨星祖先中，这种磁星的形成通道是未知的，但这个概念验证模型能够产生普通的IIP型光变曲线特性，这可能意味着旋转速率和磁场强度可能在一些普通的IIP型超新星爆炸中发挥重要作用。
2017-04-21 astro-ph.HE
Solving the 56Ni puzzle of magnetar-powered broad-lined type Ic supernovae
宽线Ic型超新星（SNe Ic-BL）非常重要，因为它们与长持续时间伽马射线暴（LGRB）的关系是破译LGRB核心引擎的关键，尽管数十年的研究，但它一直没有被揭开。在两种普遍假设的中央引擎类型中，即，黑洞和强磁化中子星（磁星），越来越多的证据表明，与GRB相关的SNe（GRB-SNe）的中心引擎是快速旋转的磁星。理论分析还表明，磁星可能是SNe Ic-BL的中心引擎。令研究人员感到困惑的是，光变曲线模型表明，在SNe Ic-BL爆炸期间合成了多达0.2-0.5太阳质量的56 Ni，不幸的是，这与目前最先进的磁星动力56 Ni合成的理解直接冲突。在这里，我们提出了一个动态模型的磁星供电的SNe考虑到加速喷出物的磁星，以及热化的注入能量。假设SN的动能完全来自磁星的加速，我们发现，虽然磁星的旋转能量的主要部分是加速SNe喷出物，这种能量的一小部分沉积为喷出物的热能是足以减少所需的56 Ni到0.06太阳质量的SN 1997 EF和SN 2007 RU。因此，我们认为磁星可以在能量学和56 Ni合成方面为SNe Ic-BL提供动力。
2016-12-13 astro-ph.HE
A magnetar-powered jet-wind outflow in gamma-ray burst-associated supernovae: Application to the thermal components of GRB 060218-SN 2006aj
Guangxi University（广西大学）
本研究提出磁星驱动的喷流-风双成分模型，成功解释GRB 060218-SN 2006aj的软X射线黑体辐射与双峰紫外/光学光变曲线，揭示同一中心引擎通过不同能量注入通道产生多波段热辐射。
2026-09-24 astro-ph.HE
Can X-ray emission powered by a spinning-down magnetar explain some GRB light curve features?
长持续时间的伽马射线暴（GRB）被认为是由快速旋转的大质量恒星的核心坍缩产生的。这一事件产生了高度相对论性喷流和瞬发的伽马射线和X射线辐射，这些辐射来自喷流或磁化外流中的内部冲击。如果恒星核心没有立即坍缩成黑洞，它可能会形成一颗不稳定的、高度磁化的毫秒脉冲星或磁星。当它向下旋转时，磁星会向喷流注入能量，导致GRB光变曲线出现明显的凸起，在那里，发射变得相当恒定，然后在磁星坍缩时发生急剧衰减。我们假设大质量恒星坍缩成磁星可以发射最初的喷流。通过自动拟合雨燕卫星观测到的所有伽马射线暴的X射线光变曲线，我们确定了一个在其光变曲线中具有我们称之为内部平台的特征的爆发子集-异常恒定的发射，随后是陡峭的衰变-这可能是由磁星提供动力的。我们使用的持续时间和亮度的内部高原放置限制磁星的自旋周期和磁场强度，并发现它们是一致的最极端的预测值的磁星。
2009-08-26 astro-ph.HE
Magnetar nebulae can be rotationally powered
最近在雨燕1834.9-0846周围发现了一个产生扩展X射线发射的风星云。这是第一个磁星，这种（脉冲星）风星云（PWN）被发现。我证明，斯威夫特1834.9-0846的星云可以旋转供电，如果它是由环境压缩。这背后的物理原因是绝热加热在所有其他冷却和逃逸过程中占主导地位。这种效应只会发生在相对低自旋功率的恒星上，可以形成非常有效的星云。本文基于ApJ 835，文章id。54，13页中发表的先前工作。（2017年）。
2017-10-19 astro-ph.HE
Three-Dimensional Simulations of Magnetar-Powered Superluminous Supernovae
年轻超新星（SN）中快速旋转的磁星可以通过将其旋转能量的一部分转化为辐射来产生超亮瞬变。在这里，我们提出了有史以来第一个三维流体动力学模拟的磁星供电SN在拱星介质中形成的恒星外层喷射爆炸前。我们发现，流体动力学不稳定性的形式在两个尺度上的喷出物，而不仅仅是一个在普通的核心崩溃SNe：在热泡通电的磁星和在向前冲击的SN，因为它犁了周围的气体。来自气泡的压力也使得前向激波后面的不稳定性更加剧烈，并导致爆炸中比正常SNe中更多的混合，这对一维模型无法捕获的事件的光变曲线和光谱产生了重要影响。我们还发现磁星可以将Ca和Si加速到$\sim $ 12000 km/s的速度，并解释了它们在观测中加宽的发射线。我们的模拟还显示，即使是来自弱磁星的能量也可以将喷出物深处的铁族元素加速到$5000-7000$ km/s，并解释了在一些核心塌陷SNe（如SN 1987 A）早期观察到的高速Fe。
2020-04-20 astro-ph.HE
Optical Transients Powered by Magnetars: Dynamics, Light Curves, and Transition to the Nebular Phase
毫秒磁星可以通过几种途径形成：大质量恒星的核心坍缩、白矮星（WD）的吸积诱导坍缩、双WD合并、双中子星（NS）合并和WD-NS合并。由于这些通道喷出物的质量可能大不相同，因此它们的光变曲线也可能不同。我们评估了毫秒磁星供电的光学瞬态的动态演化。我们发现，自旋下降时间尺度较短的磁星，其转动能主要转化为瞬变的动能，而自旋下降时间尺度较长的磁星，其转动能主要转化为瞬变的辐射能.这使我们推测，超新星可能是由具有短自旋时间尺度的磁星提供动力的。在后期，由于光球衰退，光学瞬变将逐渐演变成星云相。由于光球层和星云的辐射机制不同，我们将它们分开处理。在某些情况下，喷出物可能足够轻，磁星可以将其加速到相对论速度。正如Arnett（1979）所指出的那样，超新星的峰值亮度出现在亮度等于瞬时能量输入率时。我们表明，光球衰退和相对论运动可以修改这一法律。光球衰退总是导致峰值时间$t_{\mathrm{pk}}$相对于SN光度等于瞬时能量输入率的时间$t_{\times }$的延迟。然而，相对论运动可能会显著改变这一结果。
2016-04-06 astro-ph.HE
A rotationally-powered magnetar nebula around Swift J1834.9-0846
最近在雨燕J1834.9-0846周围发现了一个产生扩展X射线的风星云。这是第一个磁星，这样的风星云被发现。在这里，我们调查是否有一个合理的情况下，脉冲星风星云（PWN）可以持续，而不需要倡导额外的能源以外的旋转。我们通过使用详细的辐射和动力学代码来研究星云的演化及其粒子数量。我们发现这种情况确实存在：斯威夫特J1834.9-0846的星云可以解释为旋转动力，就像所有其他已知的PWNe一样，如果它目前正在被环境压缩。后者介绍了几种效果，其中最重要的是绝热加热的外观，越来越多的占主导地位的逃逸粒子的混响。反射的需要自然解释了为什么这是唯一被探测到的磁星星云，并提供了斯威夫特1834.9-0846的年龄估计。
2016-12-08 astro-ph.HE
\texttt{TransFit-MAG}: Self-Consistent Modeling of Magnetar-Powered Transients from Shock Breakout to Spin-Down Heating
Central China Normal University（华中师范大学）；National Astronomical Data Center（国家天文数据中心）
提出TransFit-MAG框架，自洽耦合辐射扩散、磁星驱动的脉冲星风云动力学和激波传播，统一解释磁星驱动暂现源的双峰或单峰光变曲线，并拟合LSQ14bdq。
2026-06-18 astro-ph.HE
Magnetar-Powered Supernovae in Two Dimensions. II. Broad-Line Supernovae Ic
具有毫秒周期和超过$10^{16}$高斯磁场的新生中子星可以驱动高能量和不对称的爆炸，称为磁星动力超新星。这些奇异的爆炸是对超新星Ic-BL的一种理论解释，Ic-BL有时与长伽马射线暴有关。扭曲磁场提取中子星的旋转能量，并以盘风或喷流的形式释放，其能量大于10 $^{52}$ erg/$\sim 20$ sec。中央发动机的能量中有多少部分进入了风和喷气式飞机仍然不清楚。我们已经进行了二维流体动力学模拟磁星驱动的超新星（SNe）驱动的磁盘风和喷流与CASTRO代码的核合成产量，混合和光变曲线的中央引擎的影响进行了调查。我们发现，这些爆炸合成小于0.05 Msun的镍，这个质量是不是很敏感的中央引擎类型。爆炸的形态可以提供一个强大的诊断中央引擎的属性。在没有拱星介质的情况下，这些事件不是很明亮，由于镍产量低，峰值辐射热星等$M_b \sim -16.5 $。
2017-06-21 astro-ph.HE
An upper limit to the energy of gamma-ray bursts indicates that GRB/SNe are powered by magnetars
伴随着伽马射线暴（GRB）的超新星（SNe）的动能倾向于聚集在E52 erg附近，2.E52 erg是一个上限，没有发现令人信服的例外（假设有一定程度的非球面性），它总是明显大于GRB本身的固有能量（校正喷流准直）。这一能量与周期为1 ms的中子星的最大旋转能量惊人地相似。因此，提出所有与发光中子星相关的伽玛暴都是由磁星产生的。由黑洞形成而产生的伽马射线暴（伽马射线暴）可能不会产生发光的超新星。X射线闪光（XRFs）是由具有较弱磁场或较低自旋的中子星产生的，与较低能量的SNe有关。
2014-06-04 astro-ph.HE
The supernova remnant CTB 37B and its associated magnetar CXOU J171405.7-381031: evidence for a magnetar-driven remnant
在这封信中，我们讨论了候选磁星CX171405.7 -381031与超新星遗迹CTB 37 B的关联。最近检测到的对象的周期导数允许一个年轻的特征年龄的估计只有$\sim 1000 yr$。该值太小以至于甚至与残余$\geq 10 pc$的最小半径（对应于$10.2 \pm 3.5 kpc$的估计距离的{ \it下限}的值）不兼容，除非真实距离碰巧甚至小于下限。我们认为，一个一致的情况下，残留的起源，其中后者是由一个年轻的磁星注入的能量供电，确实是更准确地解释年轻的年龄，并指出其非标准（即磁星驱动）的性质。
2011-04-14 astro-ph.HE
Magnetar-Driven Shock Breakout Revisited and Implications for Double-Peaked Type I Superluminous Supernovae
在一些I型超亮超新星（SLSNe-I）中发现的主峰前的早期隆起为它们的能源机制提供了重要线索。在本文中，我们更新了一个分析的磁星供电模型拟合双峰SLSNe-I的多波段光变曲线：早期的凸块是由磁星驱动的冲击爆发热发射，和主峰是由辐射扩散通过SN喷出物在标准的磁星供电模型。一般来说，在早期，扩散光度大于冲击爆发光度，这使得冲击爆发隆起通常不能像观测到的那样清晰地看到。为了获得清晰的双峰光变曲线，需要在早期进行低效的磁星加热。该模型应用于三个观察良好的双峰SLSNe-I（即，SN 2006 oz、LSQ 14 bdq和DES 14 Xtaz）。我们发现需要相对大量的SN喷出物，其$M_{\mathrm{ej}} \simeq 10.2-18.1 M_{\odot}$和相对大的SN喷出物动能$E_{\mathrm{sn}} \simeq (3.8-6.5) \times 10^{51}$ erg，并且磁星加热的热化效率在$t_{\mathrm{delay}}$之前被抑制，这些都在$\simeq 15- 43$天的范围内。该模型能较好地再现光变曲线，早期凸点和主峰的物理参数设置合理且相似，为磁动力模型提供了有力的支持。在未来，双峰SLSNe-I的建模将变得更加可行，因为在早期撞击之前发现了更多的事件。
2021-03-18 astro-ph.HE
Multimessenger Implications of AT2018cow: High-Energy Cosmic Ray and Neutrino Emissions from Magnetar-Powered Super-Luminous Transients
新生的快速旋转磁星被认为是超亮瞬变的动力源，包括“快速发光光学瞬变”（FBOTs）。AT2018cow是第一个实时发现的FBOT，其广泛的多波长分析与磁星情景一致，并为理解这些来源的性质和评估其更广泛的影响提供了前所未有的机会。以AT2018cow为原型，我们研究了FBOTs和更一般的超亮超新星（SLSNe）的高能中微子和宇宙射线产生。通过计算宇宙射线与随时间演化的辐射场和重子背景的相互作用，我们发现在磁星风中加速的粒子可能以1000万的能量（UHE）逃逸出喷出物。来自AT 2018cow的预测高能中微子通量低于IceCube天文台的灵敏度，而来自FBOTs的宇宙积分中微子通量的估计与IceCube提出的极高能量上限一致。超过GeV能量的高能$γ$射线在最初的几个月到几年里会被磁星星云中的热光子所掩盖，但在以后的时间里可能会被观测到。考虑到与其他发动机驱动的瞬变（例如SLSNe和伽马射线暴）相比，FBOT可能具有更高的体积速率，我们得出结论，FBOT是当前和下一代多信使天文台的有利目标。
2019-06-14 astro-ph.HE
A self-consistent analytical magnetar model: The luminosity of $γ$-ray burst supernovae is powered by radioactivity
我们提出了一个分析模型，认为能源所产生的磁星中央引擎。将该模型拟合到五个长持续时间$γ$射线爆发（LGRB）和两个超长GRB（ULGRB）的光学和X射线光变曲线（LC），包括其相关的超新星（SNe）的结果表明，磁星中心发动机的发射不能单独负责为LGRB-SN提供动力。虽然我们的模型可以很好地描述早期的AG为主的阶段，预测的SN光度是欠亮的$3-17$的一个因素。我们将此作为令人信服的证据，证明必须存在额外的热源才能为LGRB-SN提供动力，我们认为这必须是放射性加热。我们的自洽建模方法能够成功地描述ULGRB 111209 A/ SN 2011 kl的所有阶段，从早期的余辉到后来的SN，在那里我们确定磁星中央发动机的磁场强度为$1.1-1.3\times10^{15}$ G，初始自旋周期为$11.5-13.0$ ms，自旋下降时间为$4.8-6.5$ d，初始能量为$1.2-1.6\times10^{50}$ erg。这些值与其他作者确定的值完全一致。磁星驱动的SN的亮度与中央引擎的活动时间直接相关，其中持续时间较长的中央引擎会产生更亮的SN。超亮超新星（SLSNe）的自旋下降时间尺度为数月至数年，这为SN 2011 kl为什么比同样由磁星中央引擎提供动力的SLSNe亮度低提供了一个自然的解释。
2016-01-11 astro-ph.HE
Suzaku Studies of the Supernova Remnant CTB~109 Hosting the Magnetar 1E~2259+586
本文研究了磁星1 E2259 +586和超新星遗迹CTB~109的年龄。通过对CTB~109的朱雀资料分析，估计其年龄为$\sim$ 14 kyr，比1 E 2259+586，230 kyr的特征年龄短得多。这再次证实了以前报道的磁星/遗迹协会的年龄差异，并表明磁星的特征年龄通常被高估，与其真实年龄相比。这种差异被认为是因为前者的计算没有考虑磁场的衰减。这一新颖的观点得到了银河平面上磁星浓度远高于其他恒星的独立支持。对磁星中磁场的衰减过程进行了数学模拟。这意味着磁星比以前认为的要年轻得多，并且可以支配新生的中子星。
2015-09-18 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
Are Superluminous Supernovae Powered By Collision Or By Millisecond Magnetars?
使用我们以前推导出的超新星的热光变曲线的简单解析表达式，我们证明了普通超新星爆炸的快速碎片与超新星爆发前相对缓慢移动的外壳的碰撞可以产生所观察到的所有类型的超亮超新星（SLSNe）的热光变曲线。这些包括两种，那些可以解释为由自旋下降的毫秒磁星提供动力的，以及那些不能解释的。这一点以及观测到的SLSNe和普通相互作用SNe的热光度曲线之间的密切相似性表明，SLSNe主要是由超新星爆发前相对缓慢移动的星周壳层碰撞提供动力，而不是由核心坍缩超新星爆炸中诞生的毫秒磁星的自旋下降提供动力。
2013-12-18 astro-ph.CO astro-ph.HE
Magnetar-like X-ray Bursts from a Rotation Powered Pulsar, PSR J1119-6127
两个高能硬X射线爆发最近触发了费米和斯威夫特空间天文台从旋转动力脉冲星，PSR J1119-6127。我们对这两个事件进行了深入的光谱和时间分析。我们在两个观测站的低光度爆发数据中进行了广泛的搜索，发现了10个来自源的额外事件。我们在这里报告了PSR J1119-6127在2016年7月26日和28日爆发活跃阶段的12次爆发的时间和能量。我们还发现了一个光谱较软的X射线通量增强后爆发插曲，这表明冷却的证据。我们在这里讨论这些结果对这种不寻常的高场射电脉冲星的性质的影响，这坚定地把它放在典型的磁星人口。
2016-09-15 astro-ph.HE
A Monte Carlo approach to magnetar-powered transients: II. Broad-lined type Ic supernovae not associated with GRBs
宽线Ic型超新星（SNe Ic-BL）是核坍缩超新星的一个子类，其能量来源在文献中存在争议。近年来，人们用磁星（+~（56）Ni）模型对SNe的Ic-BL进行了一系列研究。磁星形成的证据是在观测良好的SNe Ic-BL 1998 bw和2002 ap中发现的。本文系统地研究了一个与伽马射线暴无关的大样本SNe Ic-BL。我们使用的光球速度数据确定在一个均匀的方式。我们发现，磁星+56 Ni模型提供了一个很好的描述的光变曲线和速度演化的我们的样品的SNe Ic-BL，虽然一些SNe（不是全部）也可以描述的纯磁星模型或由两个组件的纯56 Ni模型（12个中的3个是不太可能解释的两个组件模型）。在磁星+56 Ni模型中，解释其光度所需的56 Ni量显著减少，并且导出的初始爆炸能量通常与中微子加热一致。不同的物理参数之间的一些相关性进行了评估，并讨论了它们对磁场放大和总能量库的影响。
2017-12-14 astro-ph.HE
The magnetar model of the superluminous supernova GAIA16apd and the explosion jet feedback mechanism (JFM)
假设喷流在负喷流反馈机制（JFM）中爆炸核塌缩超新星，我表明，快速旋转的中子星很可能形成时，爆炸是非常有活力的。假设在刚形成的中子星周围有一个吸积盘或吸积带，吸积气体使刚形成的中子星自旋，导出了自旋中子星中储存的能量与爆炸能量之间的一个粗略关系。这个关系式读作Espin/Eexp~（Eexp/1 e52 erg）。结果表明，在核塌缩超新星的JFM爆炸模型框架内，自旋中子星，如磁星，在超能爆炸中可能具有相当大的能量。磁星的存在，如果得到证实，例如在最近的超高能超新星GAIA 16 apd中，进一步支持了从中微子驱动到喷流驱动的核心坍缩超新星机制的范式转变的呼吁。
2017-03-29 astro-ph.HE
The effects of a magnetar engine on the gamma-ray burst-associated supernovae: Application to double-peaked SN 2006aj
由于毫秒磁星引擎对伽玛暴余辉的影响，人们普遍认为在伽马射线暴中存在毫秒磁星引擎。在本文中，我们研究磁星引擎的超新星（SN）的发射，这是与长伽玛暴的影响，具体来说，面对模型与观测数据的SN 2006 aj/GRB 060218。SN 2006 aj具有显著的双峰紫外光（UV-opt）光变曲线。通过拟合这些光变曲线，我们表明，第一个峰值可以很好地解释由磁星风驱动的冲击爆发发射，而主要的超新星发射也部分由磁星的能量注入。磁星的磁场强度被约束为$\sim 10^{15}$ G，这与从长伽玛暴余辉发射推断的一般结果是一致的。更详细地说，它进一步建议，在超新星的后期发射的紫外线过量也可能是由于泄漏的脉冲星风星云（PWN）的非热发射，如果可以满足一些特殊的条件。该模型与SN 2006 aj观测结果的一致性表明，磁星引擎可能在GRB现象中无处不在，甚至进一步加强了它们与超亮超新星现象的联系。
2022-04-23 astro-ph.HE
Gravitational radiation from magnetically funnelled supernova fallback onto a magnetar
被超新星回落旋转到毫秒旋转周期的原磁星，在可能坍缩形成黑洞之前，预计会通过流体动力学不稳定性辐射引力波约10^2秒。结果表明，吸积流的磁漏斗（i）创建一个磁约束的极山，这提高了引力波信号，和（ii）“埋葬”的磁偶极矩，延迟螺旋桨阶段，并协助黑洞的形成。
2014-09-04 astro-ph.HE
GRB 080503 late afterglow re-brightening: signature of a magnetar powered merger-nova
GRB 080503是一个由\emph{Swift}探测到的短伽马射线暴（GRB），被归类为致密恒星合并源GRB。在X射线和光学余辉光变曲线中的软扩展发射和同时的后期再增亮引起了关于其物理起源的有趣问题。我们发现，GRB 080503的宽带数据可以很好地解释在双中子星合并模型的框架内，提供的合并残余物是一个快速旋转的大质量中子星具有极高的磁场（即毫秒磁星）。我们表明，后期的光学再增亮是一致的发射从磁星供电的“合并新星”。这为与短伽玛暴相关的并合新星的不断增长的样本又增加了一个案例。软扩展发射和晚期X射线过量发射通过磁星偶极自旋下降光度演化函数很好地联系在一起，表明直接磁耗散是产生这些X射线的机制。X射线辐射最初是从被短伽玛射线暴喷流刺穿的合并喷出物中的一个洞泄漏出来的。在磁星向下旋转并且磁压力下降到冲压压力以下之后，孔随后关闭。然后X射线光子被捕获在合并新星喷出物的后面，直到喷出物在稍后的时间变得光学薄。这解释了光学和X射线光变曲线中基本上同时发生的再增亮。在这个模型中，未来的引力波源可能与一个明亮的X射线对应物以及合并新星相关联，即使短的伽马射线暴喷流远离地球。
2015-06-22 astro-ph.HE
The color evolution of magnetar-powered kilonova emission in merging neutron star-neutron star systems
本文提出通过千新星辐射颜色演化识别双中子星并合遗迹的方法，区分黑洞、磁星或稳定中子星等不同中心引擎的供能特征。
2025-08-21 astro-ph.HE
Magnetar Driven Shock Breakout and Double Peaked Supernova Light Curves
一些发光超新星的光变曲线被怀疑是由快速旋转的磁星的自旋能量提供动力的。在这里，我们描述了一个可能的中央引擎的签名：爆发的冲击爆发发射发生在超新星爆炸后几天。磁星输入的能量使一个高压气泡膨胀，驱动一股冲击波穿过超新星爆炸前的喷出物。如果磁星足够强大，冲击波将靠近喷出物表面并产生辐射。在冲击爆发时，喷出物将扩展到一个大半径（~10^{14} cm），因此释放的辐射是光学/紫外波长（T ~ 20，000 K），并持续数天。这次磁星驱动的冲击爆发的光度和时间尺度与最近在SNLSQ 14 BDQ的双峰光变曲线中观察到的第一个峰值相似。然而，对于模型参数空间的一个大区域，预测爆发发射比直接磁星加热的扩散光度要暗。一个明显的双峰光变曲线因此可能只有在磁星的热加热在早期被抑制的情况下才会明显。我们描述了如何这样的延迟加热可能会自然导致低效的耗散和热化的脉冲星风磁能。如果没有这样的抑制，爆发可能只会在早期的光度或颜色演化中作为一个小的隆起或扭结而被注意到，或者作为光球速度的一个小而突然的上升。类似的爆发特征可能伴随着超新星的其他中心引擎，例如黑洞吸积的后备物质。
2015-12-17 astro-ph.HE
The INTEGRAL view of the pulsating hard X-ray sky: from accreting and transitional millisecond pulsars to rotation-powered pulsars and magnetars
在过去的25年里，新一代的X射线卫星使我们对X射线的认识有了重大的飞跃。吸积和过渡毫秒星的发现证明了吸积盘可以使中子星旋转到很高的转速。从几百个旋转动力的恒星上探测到MeV-GeV的脉冲发射，可以探测外磁层甚至更远的磁层中的粒子加速。此外，已经出现了20多颗磁星。INTEGRAL为实现这些结果发挥了核心作用，它提供了具有高时间分辨率的仪器，可达硬X射线/软伽马射线波段，以及具有良好角分辨率的大视场成像仪，可发现硬X射线瞬变。本文回顾了INTEGRAL对我们理解脉动硬X射线天空的主要贡献，如发现和表征了几个吸积和过渡毫秒双星，产生了第一个硬X射线/软γ射线旋转动力双星目录，探测了蟹状星云脉冲星硬X射线发射的偏振，以及从几颗磁星中发现了持续的硬X射线发射。
2020-12-02 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
Reverse Shock Emission and Ionization Break Out Powered by Post-merger Millisecond Magnetars
越来越多的证据表明，至少有一小部分双中子星合并会导致快速旋转的磁星，其中富含中子的次相对论性喷出物的质量相当于太阳质量的一小部分。喷出物可以被中心磁星发出的坡印廷通量持续加热。这样的坡印亭通量可能变成轻子主导的，从而形成反向激波。已经证明，这样的图片能够解释光学瞬态PTF 11 agg（Wang & Dai 2013 b）。在本文中，我们研究了X射线和紫外（UV）辐射以及Wang & Dai（2013 b）研究的光学和无线电辐射。紫外线发射是特别重要的，因为它有正确的能量，使热喷出物在时间$t\lesssim 600$ s上发光。人们认为，双中子星合并的喷出物是一个非常纯的r过程材料的样本，我们对它的理解仍然是不完整的。在本文中，我们评估的可能性，通过定时的X射线，紫外线和光辐射的观测确定的约束约束和约束自由的不透明度的r-过程材料。结果发现，这些时间依赖于不透明度弱，因此只有松散的约束的不透明度可以得到。
2015-01-06 astro-ph.HE
A magnetar-powered X-ray transient as the aftermath of a binary neutron-star merger
已知中子星-中子星合并与短伽马射线暴有关。如果中子星状态方程足够刚性，至少一些这样的合并将留下超大质量甚至稳定的中子星，其在强磁场下快速旋转（即，磁星）。这样的磁星特征可能已经被观察到，作为短伽马射线暴的一个很好的分数（高达50%）后的X射线平台，它已被预期，人们可能会观察到短伽马射线暴-少X射线瞬变供电的双中子星合并。最近发现一个快X射线瞬变（CDF-S XT 1）与一个红移未知的微弱宿主星系有关。它的X射线和宿主星系特性允许几种可能的解释，包括离轴观察到的短伽马射线暴，高红移时的低光度伽马射线暴，或涉及中等质量黑洞和白矮星的潮汐破裂事件。在这里，我们报告了第二个X射线瞬变，CDF-S XT 2，这是与一个星系在红移z = 0.738。光变曲线完全符合毫秒磁星的动力。更有趣的是，CDF-S XT 2位于其恒星形成宿主星系的外围，与星系中心有适度的偏移，就像短爆发经常发生的那样。估算的相似X射线瞬变事件率密度，当校正到本地值时，是一致的双中子星合并率密度推断从GW 170817的检测。
2019-04-10 astro-ph.HE
A Magnetar Engine and Circumstellar Medium Interaction: Synergistic Effects in Producing Superluminous Supernovae
Central China Normal University（华中师范大学）；National Astronomical Data Center（国家天文数据中心）
研究磁星引擎与星际介质相互作用对超亮超新星的影响，开发半解析混合模型跟踪系统耦合动力学等，该模型能产生多样光变曲线形态，为降低相关解释中的能量要求提供合理方法。
2026-07-10 astro-ph.HE
Lense-Thirring precessing magnetar engine drives a superluminous supernova
通过观测具有啁啾光变曲线隆起的超亮超新星，提出倾斜吸积盘绕磁星进行 Lense-Thirring 进动的模型，首次提供该效应观测证据，并确认磁星自转减慢解释极端光度。
2025-09-09 astro-ph.HE
The early evolution of magnetar rotation -- II. Rapidly rotating magnetars: Implications for Gamma-Ray Bursts and Super Luminous Supernovae
本研究通过2D磁流体动力学模拟和解析估计，证明自转周期极短且强磁场的磁星可在冷却早期释放足够能量驱动伽马射线暴，而中等磁场磁星则可能在数天至数周内通过磁偶极辐射增亮超亮超新星光变曲线。
2023-10-21 astro-ph.HE
A Monte Carlo Approach to Magnetar-powered Transients: I. Hydrogen-deficient Superluminous Supernovae
本文收集了19颗贫氢超亮超新星（SLSNe），基于磁星动力模型拟合了它们的光变曲线、温度演化和速度演化。为了获得最佳拟合参数，我们采用马尔可夫链蒙特卡罗方法。其中7个事件的拟合效果较好（$χ^2$ /d.o.f = $0.24-0.96$），另外7个事件的拟合效果较好（$χ^2$ /d.o.f = $1.37-3.13$）。我们发现，初始周期（$P_{0}$）和磁场强度（$B_{p}$）的磁星应该为这些SLSNe供电的范围内的$\sim 1.2-8.3$ ms和$\sim (0.2-8.8)\times 10^{14}\,$ G，分别;这些SLSNe的喷出物的推断质量在1和27.6 $M_{\odot }$之间，和伽马射线不透明度值$κ_{γ}$在0.01和0.82厘米$^2$ ~g $^{-1}$之间。我们还计算了在这些SLSNe的残余物的中心窝藏的磁星的初始旋转能量被转换为喷出物的动能的分数，并发现该分数是$\sim 19-97$为不同的值的$P_{0}$和$B_{p}$，表明加速效应不能忽略。此外，我们发现，大多数这些SLSNe的初始动能是如此之小（$\lesssim 2\times 10^{51}$ erg），它们可以很容易地解释中微子驱动的机制。这些结果有助于澄清与SLSNe的能源机制和爆炸机制相关的一些重要问题，并揭示SLSNe的本质。
2017-05-17 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
On the braking index of the unusual high-B rotation-powered pulsar PSR J1846-0258
PSR J1846-0258是一个跨越磁星和旋转动力磁星之间边界的天体。虽然多年来一直表现为旋转动力的脉冲星，但在2006年，它表现出明显的类似磁铁的行为-发射几个短的硬X射线爆发，通量增加。在这里，我们报告7年后爆发时序观测PSR J1846-0258使用罗西X射线定时探测器和雨燕X射线望远镜。我们测量的制动指数超过后磁星爆发期间是$n=2.19\pm0.03$。这代表了$Δn=-0.46\pm0.03$的变化，或与爆发前制动指数$n=2.65\pm0.01$相差14.5 $\;σ$，后者本身是在6.5年的跨度内测量的。脉冲星制动指数的变化如此之大且持续时间如此之长，是前所未有的，对脉冲星自旋下降模型构成了重大挑战。
2015-08-14 astro-ph.HE
Evidence for magnetar formation in broad-lined type Ic supernovae 1998bw and 2002ap
宽线Ic型超新星（SNe Ic-BL）是一种特殊的恒星爆炸，区别于普通的SNe。某些SNe的Ic-BL与长持续时间（\gtrsim 2 s）的伽马射线暴（GRB）有关。黑洞和磁星是两种被假设为伽玛暴核心引擎的致密天体。尽管进行了几十年的研究，但到目前为止，还没有发现伽马射线暴形成黑洞或磁星的直接证据。在这里，我们报告的发现，（t \lesssim> 50天）和晚期（t \gtrsim 300天）在SNe 1998 bw的光变曲线中显示缓慢衰减（与GRB 980425有关）和2002 ap（与GRB无关）可以归因于磁星自旋下降，初始旋转周期P0 \sim 20 ms，而中期（50 \lesssim t \lesssim 300天）线性下降是由56 Ni的放射性衰变引起的。光变曲线的早期峰值和后期缓慢下降之间的联系在替代模型中是意想不到的。因此，我们认为GRB 980425和SN 2002 ap是由磁星提供动力的。
2017-02-09 astro-ph.HE
Magnetar fraction in Core-Collapse Supernovae
Institute of Space Sciences (ICE), CSIC（空间科学研究所，西班牙国家研究委员会）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究院）；ASTRON, the Netherlands Institute for Radio Astronomy（荷兰射电天文研究所）；Department of Physics, Royal Holloway, University of London（伦敦大学皇家霍洛威学院物理系）
研究通过脉冲星人口合成确定核心坍缩超新星中磁星的比例，发现磁星占中子星人口约50%。
2026-01-22 astro-ph.HE
GRB 211024B: an ultra-long GRB powered by magnetar
针对超长伽马射线暴GRB 211024B的X射线内部平台与陡降及早期光学辐射异常，提出磁星中心引擎模型，通过余辉拟合揭示能量注入来源随介质密度假设而变化。
2024-10-23 astro-ph.HE
Gravitational wave radiation from magnetar-driven supernovae
本文研究了引力波和磁偶极辐射主导自旋减能下磁星驱动超新星的光变曲线，通过马尔可夫链蒙特卡罗方法限制参数，发现 SNe Ic-BL 2007ru 和 2009bb 的热光度曲线可能指示引力波辐射，未来探测到相关连续引力波将成为磁星引擎驱动超新星的铁证。
2024-04-28 astro-ph.HE
Variable thermal energy injection from magnetar spin down as a possible cause of stripped-envelope supernova light-curve bumps
一些剥层超新星如I型超亮超新星的亮度演化很难用正则56 Ni核衰变加热来解释。另一种流行的热源是强磁化的快速旋转的中子星（磁星）的快速自旋。最近的观测表明，I型超亮超新星的光变曲线通常是凹凸不平的，有多个光度峰值。光变曲线不平坦的原因尚不清楚。在这项研究中，我们调查的可能性，光变曲线的隆起所造成的变化的热能注入磁星自旋下降。我们发现，在热能注入的时间增加，可以导致多个光度峰。由可变的热能注入引起的多个光度峰被发现伴随着光球温度的显著增加，而光球半径没有显著变化。我们发现，SN 2015bn和SN 2019stc的凹凸不平的光变曲线可以通过暂时增加磁星自旋下降能量输入的2 - 3倍，持续5 - 20天来重现。然而，并不是所有的光变曲线颠簸都伴随着我们的合成模型所预测的光球温度的明显增加。特别是，SN 2019stc的二次光变曲线凸起伴随着光球半径的时间增加，而不是温度，这在我们的合成模型中没有看到。因此，我们的结论是，并不是所有的光变曲线凸点观察到的发光超新星是由可变的热能注入磁星自旋下降和一些凸点可能是由不同的机制。
2022-05-11 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
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
NICER Observation of the Temporal and Spectral Evolution of Swift J1818.0-1607: a Missing Link between Magnetars and Rotation Powered Pulsars
我们报告了新发现的磁星Swift J1818.0-1607的硬X射线爆发和前100天NICER监测的软X射线时间和光谱演化。爆发特性是持续时间为$T_{90}=10\pm4$ ms、温度为$kT=8.4\pm0.7$ keV的磁星的典型特性。2- 8 keV脉冲显示出宽的单峰轮廓，脉冲分数随时间从30%增加到43%。NICER观测结果表明，$\dotν$的时间噪声很强，其变化不稳定性为10倍，平均长期自旋下降速率为$\dotν=(-2.48\pm0.03)\times10^{-11}$ ~s $^{-2}$，这意味着赤道表面磁场为$2.5\times10^{14}$ G，$\sim$的特征年龄为470年。我们在MJD 58928.56处检测到一个大的自旋向上故障，然后在MJD 58934.81处检测到一个候选自旋向下故障，没有伴随的通量增强。Swift~J1818.0-1607的持久软X射线谱可以模拟为一个温度约为1 keV的吸收黑体。在NICER观测活动中，其通量衰减了约60%，而模拟的发射面积减少了约30%。这种减少，加上脉冲分数的增加，指向中子星表面上的收缩热点。假设距离为6.5千秒差距，我们测量到的X射线峰值亮度为$1.9\times10^{35}$ erg/s，低于它的自旋下降亮度$7.2\times10^{35}$ erg/s。它的静态热光度为$\lesssim 1.7…
2020-09-01 astro-ph.HE
Magnetic field decay of magnetars in supernova remnants
本文对我们以前的研究进行了修正，导出了一个新的电子在超强磁场中的能量密度表达式。基于我们的改进模型，我们重新计算了磁星的电子俘获率和磁场演化时标$t$。计算结果表明，普通磁星的超强磁场可以在时间尺度$\sim (10^{6}-10^{7})$ yrs上演化，磁场衰减的最大时间尺度$t\approx 2.9507 \times 10^{6}$ yrs对应于初始内部磁场$B_{\rm 0}= 3.0 \times 10^ {15}$ G和初始内部温度$T_{\rm 0}= 2.6 \times 10^ {8}$ K。受Zhang $\&$ Xie（2011）的中子星-超新星遗迹（SNR）成协结果的启发，我们计算了当$T_{\rm 0}= 2.6 \times 10^ {8}$ K时磁星祖星的最大$B_{\rm 0}$，$B_{\rm max}\sim (2.0\times 10^{14}-2.93 \times 10^{15})$ G.当$T_{\rm 0}\sim 2.75 \times 10^ {8}-~1.75 \times 10^ {8}$ K时，最大$B_{\rm 0}$也将在$\sim 10^{14}-10^{15}$ G的范围内，不超过我们的磁星模型下磁星磁场的上限。我们还调查了磁星的自旋下降年龄和它们的SNRs年龄之间的关系，并解释了为什么所有与SNRs相关的AXP看起…
2013-12-10 astro-ph.HE
A concordance picture of FRB 121102 as a flaring magnetar embedded in a magnetized ion-electron wind nebula
FRB 121102的快速射电暴重复了多次，使得能够识别其宿主星系和空间重合的，紧凑的，稳定的（“静止”）无线电同步加速器源。有人提出FRB 121102是由一颗年轻的耀斑磁星驱动的，它嵌在一颗几十年前的超新星遗迹中。使用一个随时间变化的单区模型，我们表明，一个单一的膨胀磁化电子离子星云（由相同的爆发可能负责FRB）可以解释所有的基本属性的静态源（大小，通量，自吸收约束）和大，但减少旋转措施（RM）的爆发。静态发射是由磁星风的终端激波加热的相对论热电子提供动力，而RM则来自星云演化早期注入的非相对论电子，并通过膨胀和辐射损失冷却。该模型包含几个自由参数，这是严格约束的观测：注入到星云的总能量在其历史上，$\sim 10^{50}-10^{51}$尔格，同意与毫秒磁星的磁能;磁星流出的重子负载（间歇性耀斑驱动）是接近中子星逃逸速度;预测的源年龄$\sim 10-40$年是一致的星云大小的其他限制。对于一个能量输入率$\dot{E} \propto t^{-α}$以下的磁星活动的发病，我们预测长期的RM和静态源通量，这大约遵循${\rm RM} \propto t^{-(6+α)/2}$和$F_ν \propto t^{-(α^2+7α-2)/4}$，分别衰减。
2018-11-15 astro-ph.HE
Magnetars in Ultra-Long Gamma-Ray Bursts
与超长伽马射线暴（ULGRB）111209 A相关的超新星2011 kl表现出高于正常的峰值亮度，将其置于常规超新星和超亮超新星之间的参数空间中。它的光变曲线只能与异常高的$^{56}$ Ni部分相匹配，这与观测到的光谱不一致，因此有人认为超新星以及扩展的伽马射线暴是由一颗高度磁化的毫秒脉冲星（称为磁星）的自旋下降提供动力的。我们调查的宽带观测ULGRB 111209A，并找到两个独立的措施，建议高密度环暴环境。然而，伽玛射线暴余辉的光变曲线显示，在触发后三周内，没有喷流中断的证据（由于外部介质的阻力，喷流减速时预期的急剧下降），这意味着一个广泛的喷流。结合爆发的高各向同性能量，这意味着只有自旋周期为1 ms或更快的磁星才能提供足够的能量来驱动ULGRB 111209A和超新星2011kl。
2017-03-07 astro-ph.HE
GRB~250704B/EP250704a a Short Gamma-Ray Burst Powered by a Magnetar
Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文学研究所）；Instituto de Fśica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学物理研究所）；Division of Science, National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台科学部）；The Graduate University for Advanced Studies (SOKENDAI)（高等研究院（SOKENDAI））；Cosmology, Gravity, and Astroparticle Physics Group, Center for Theoretical Physics of the Universe, Institute for Basic Science (IBS)（基础科学研究院宇宙理论物理中心宇宙学、引力与天体粒子物理学组）
研究GRB~250704B/EP250704a这一短伽马射线暴，通过多个观测期从射电到伽马射线频率的时域和能谱分析，发现其与正在吸积的毫秒磁星相符，揭示了相关发射机制，表明致密天体残骸可能是长寿磁星。
2026-07-09 astro-ph.HE
Proto-Magnetars as GRB Central Engines: Uncertainties, Limitations, and Particulars
简要回顾了长持续时间伽马射线暴中心引擎的毫秒原磁星模型。模型的局限性和不确定性突出。最大能量，最大持续时间，辐射效率，喷流形成机制，后期的能量注入，和（非）与超新星的毫秒磁星供电的伽玛暴提供了一个简短的讨论。
2010-08-30 astro-ph.HE
Multi-Peaked Non-Thermal Light Curves from Magnetar-Powered Gamma-Ray Bursts
本研究探讨磁星驱动伽马射线暴的多峰非热光变曲线，推导各成分峰值时标，发现脉冲星风云在射电频段可探测并主导不同类型伽马射线暴的发射，还提出了探测该风云的最优射电观测策略。
2025-04-14 astro-ph.HE
