Magnetar wind-driven shock breakout emission after double neutron star mergers: The effect of the anisotropy of the merger ejecta
一个快速旋转和高度磁化的残留中子星（NS;磁星）可以从两个NS的合并中幸存下来，并驱动强大的相对论风。这股风与前一次合并喷出物的早期相互作用可以导致主要在紫外和软X射线波段的激波爆发（SBO）发射，这为剩余磁星的存在提供了观测信号。在这里，我们调查的各向异性结构的合并喷出物上的SBO排放的效果。研究发现，由于SBO可以发生在不同的时间，不同的方向，SBO辐射的辐射热光变曲线可以加宽。更详细地说，SBO光变曲线的轮廓可以高度依赖于喷出物结构，因此，我们原则上可以使用SBO光变曲线来探测未来合并喷出物的结构。
2022-11-13 astro-ph.HE
Explaining radio emission of magnetars via rotating and oscillating magnetospheres of neutron stars
我们研究了旋转和振荡磁星的无线电发射条件，主要的物理过程决定了它们在P- \dot{P}图中死亡线的位置，也就是区分中子星可能是无线电强或无线电静的区域的那些线。利用广义相对论的磁星磁层电磁标量位表达式，我们发现，当磁星的致密性参数较大，自转轴与磁矩的倾角较大时，磁星的死亡线远高于大多数已知磁星的死亡线。这与观测证据一致，即在普通磁星的典型频率范围内，磁星没有规则的无线电发射。相反，当考虑磁星的振荡时，死亡线向下移动，满足了在磁层中产生无线电发射的必要条件。目前的观测结果表明，磁星的爆发活动和磁星磁层中无线电发射的产生之间存在密切联系，这一点自然在我们的解释中得到了解释。
2011-09-26 astro-ph.HE gr-qc
Neutron Star Merger Remnants: Braking Indices, Gravitational Waves, and the Equation Of State
中子星合并双星GW 170817/GRB 170817 A证实了至少有一些中子星合并是短伽马射线暴的前身。许多短的伽马射线暴都有长期的x射线余辉，这些余辉被解释为合并后的毫秒磁星-快速旋转、高度磁化的大质量中子星。我们回顾我们目前的理解毫秒磁星诞生于短伽马射线暴，特别是集中在三个主要议题。首先，毫秒磁星是否真的为x射线平台提供了最合理的解释。第二，确定和观测这些遗迹的引力波发射。第三，从当前和未来的x射线和引力波测量中确定核物质的状态方程。
2019-05-03 astro-ph.HE gr-qc
Reverse Shock Emission Driven By Post-Merger Millisecond Magnetar Winds: Effects of the Magnetization Parameter
对短持续时间伽马射线暴的研究提供了越来越多的证据，证明很大一部分双中子星合并导致了稳定的毫秒磁星的形成。毫秒磁星发射的坡印廷通量可以留下独特的电磁特征，揭示磁星风中的能量耗散过程。在以前的研究中（Wang & Dai 2013 b; Wang et al. 2015），我们假设磁星风完全由轻子主导，因此磁星风中的电子/正电子被扩散激波加速。然而，对脉冲星风星云的理论模拟表明，在许多情况下，脉冲星风中的磁场能量可能足够强，足以抑制扩散激波加速。本文研究了磁星风在任意磁化参数$σ$下的反向激波发射和正向激波发射。我们发现，反向冲击辐射强烈地依赖于$σ$，特别是，$σ\sim 0.3$导致最强的反向冲击辐射。未来的观测将有助于诊断磁星风的组成。
2016-04-11 astro-ph.HE
A magnetar formation in binary neutron star merger
Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（阿尔伯特·爱因斯坦研究所））；Yukawa Institute for Theoretical Physics, Kyoto University（京都大学汤川理论物理研究所）；Department of Physics, Toho University（东海大学物理学系）
通过全球相对论中微子辐射转移磁流体动力学模拟，发现并合后3毫秒内磁场被放大至电磁饱和能量~10^50 erg，表明磁星可能在数毫秒内形成。
2026-06-11 astro-ph.HE gr-qc
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
Stellar Core-Merger-Induced Collapse: New Formation Pathways for Black Holes, Thorne-$\dot{\rm Z}$ytkow objects, Magnetars and Superluminous Supernovae
大多数中子星（NS）和黑洞（BH）被认为是大质量恒星演化过程中的最后残余。在这项研究中，我们提出了一个新的形成通道的形成BH和特殊的NS（特别是磁星和索恩- $\dot{\rm Z}$ ytkow对象[T $\dot{\rm Z}$ Os]），我们称之为核心合并诱导崩溃（CMIC）模型。这个模型涉及到氧/氖/镁组成的白矮星和富氢或富氦的非简并恒星的核心在共同包层阶段结束时的合并，导致产生特殊的新型物体。模拟结果表明，CMIC通道对（毫秒）类星体、T $\dot{\rm Z}$ Os、磁星和BH的布居有重要贡献.此外，还在研究通过CMIC模型形成的T $\dot{\rm Z}$ Os、磁星和BH驱动的超亮超新星的可能性。在CMIC之后形成的具有直接物质环境的磁星可能是快速射电暴的良好源。
2022-03-08 astro-ph.HE
Multi-wavelength Emission for a Post-merger Magnetar: The Magnetar-Driven Poynting Jet and Its Associated Pulsar Wind Nebula
Guangxi University（广西大学）
研究探讨了并合后磁星驱动的庞蒂نج喷流及其关联的脉冲星风云的多波长辐射特性，揭示了喷流与风云相互作用的动力学过程，以及不同波段辐射特征的演化机制。
2026-05-20 astro-ph.HE
Fast Radio Bursts from Magnetars Born in Binary Neutron Star Mergers and Accretion Induced Collapse
新近诞生的磁星是推动快速射电暴（FRB）的最有希望的候选者。到目前为止，焦点一直放在罕见的核心坍缩爆炸中产生的毫秒磁星上，其动机是重复的FRB 121102的恒星形成矮宿主星系，它与超亮超新星（SLSNe）和长伽马射线暴（LGRB）的宿主非常相似。然而，长寿磁星也可能在双中子星（BNS）合并中产生，在一小部分情况下，残留物的总质量足够低，以避免坍缩成黑洞，或者在白矮星的吸积诱导坍缩（AIC）中。一个BNS FRB通道的特点是不同的主机星系和空间偏移分布比SLSNe/LGRB通道，我们预计一个类似的主机人口，虽然可能不同的AIC事件的偏移分布。我们发现，无论是BNS和AIC通道是一致的，最近报道的FRB 180924，本地化ASKAP到一个巨大的静止的宿主星系的偏移量约1.4有效半径。使用校准到FRB 121102的模型，我们对BNS合并或AIC中出生的磁星FRB源的色散测量，旋转测量和持续无线电发射进行了预测，并显示这些与FRB 180924的合理参数上限一致。根据AIC的速率，以及BNS合并留下长寿命稳定磁星的比例，与较老的恒星星族相关的重复FRB源的出生率可以与核心坍缩通道的出生率相媲美。我们还讨论了电势差在这些通道的重复性能，作为一个结果的差异，在特征质量和磁场的磁星。
2019-06-28 astro-ph.HE
Gravitational waves from massive magnetars formed in binary neutron star mergers
双中子星（NS）合并是最有希望的引力波（GW）源之一，也是短伽马射线暴（SGRB）的候选祖先。根据系统的初始总质量和NS状态方程（EOS），合并后的阶段可以看到迅速坍缩成黑洞，或者形成超大质量NS，甚至是稳定的NS。在合并后NS（PMNS）形成的情况下，合并期间的磁场放大将产生具有大的感应质量四极矩和毫秒自旋的磁星。如果磁对称轴与自旋轴正交化的时间尺度足够短，NS将主要通过GW辐射其自旋下降能量。在这里，我们研究这种情况下，NS形成的各种结果：我们概括了一组的平衡态的扭曲环面磁配置，包括解决方案，在一个固定的外部偶极场，携带一个更大的磁能水库，因此，我们计算他们的磁椭圆率和强度的预期GW信号的偶极和环向场的大小的函数。从PMNS和从二进制NS的GW检测的相对数量是NS状态方程（EOS）的强函数，对于最硬的EOS较高（~ 1%），对于最软的EOS可以忽略不计。对于中等刚度的EOS，例如Giacomazzo \& Perna最近使用的n=4/7多面体或Lasky等人使用的GM 1，相对分数约为0.3%;相应地，我们估计用先进探测器从~（0.1-1）年$^{-1}$的稳定PMNS中探测到GW，用第三代探测器如爱因斯坦望远镜从~（100-1000）年$^{-1}$的稳定PMNS中探测到GW。这种GW信号的测量将对NS EOS和产生SGRB的二元祖先的性质提供强约束。
2014-07-31 astro-ph.HE gr-qc
A hyper flare of a weeks-old magnetar born from a binary-neutron-star merger
磁星是一群孤立的中子星，具有$\sim 10^{14}-10^{15}$ G的超强磁场，已被越来越多地接受来解释各种天体物理瞬变。一颗初生的毫秒周期磁星可以释放其自旋下降的能量，并为明亮的光源提供动力，如伽马射线暴（GRB）及其随后的X射线平台，超级发光超新星（SLSNe）和快速X射线瞬变，如CDF-S XT-2。在银河系内观测到年龄为$10^3-10^4$年的磁星，它们被发现以巨大耀斑和重复的软$γ$射线或硬X射线爆发以及偶尔的快速射电暴（FRB）的形式为各种瞬变提供能量。磁星巨耀斑也被探测到是来自附近星系的伪装的短伽马射线暴。在这里，我们报告的识别伽玛射线暴作为超耀斑的磁星在附近的星系。超耀斑的亮度大约是典型的磁星巨星耀斑的一千倍。在衰减光变曲线中检测到显著的$\sim 80$毫秒周期。将这一时期解释为旋转周期，并考虑到年轻磁星典型的磁场强度，磁星的年龄被限制为只有几周。在事件发生前几周，既没有探测到（超亮）超新星，也没有探测到伽马射线暴，这进一步限制了磁星可能是由两颗中子星的离轴合并事件产生的。我们的发现弥合了假设的毫秒磁星和观测到的银河系磁星之间的差距，并指向一个更广泛的磁星供电的伽马射线瞬变通道。
2022-05-16 astro-ph.HE
Probing millisecond magnetar formation in binary neutron star mergers through X-ray follow-up of gravitational wave alerts
Université Paris-Saclay（巴黎萨克雷大学）；Université Paris Cité（巴黎西岱大学）；CEA（法国原子能和替代能源委员会）；CNRS（法国国家科学研究中心）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））；CNRS/IN2P3, IJCLab（法国国家科学研究中心/法国国家核物理与粒子物理研究所，IJCLab实验室）；Institut d’Astrophysique de Paris（巴黎天文物理研究所）；Sorbonne Université（索邦大学）；Università di Torino（都灵大学）
研究通过X射线观测引力波探测警报，探讨双中子星合并后遗物的性质，评估当前和未来检测毫秒磁星的能力，利用模拟数据和数值方法分析磁星自转减速和喷流动力学，确定最佳观测策略和探测率。
2026-06-04 astro-ph.HE
Comparison of the Characteristics of Magnetars Born in Death of Massive Stars and Merger of Compact Objects With {\em Swift} Gamma-Ray Burst Data
假设伽玛射线暴（GRB）的早期X射线光变曲线中的浅衰减相归因于新生磁星的偶极辐射（DRs），我们利用{ \em Swift}任务观测到的长和短GRB（lGRB和sGRB）数据，对大质量恒星死亡和致密双星合并时产生的磁星进行了比较分析。结果表明，sGRB样品中磁星的典型制动指数（$n$）为$\sim 3$，IGRB样品中磁星的典型制动指数（$n$）为$\sim 4$.选取自旋降速受DR控制的磁星子样（$n\lesssim 3$），采用普适的$0.3$辐射效率，发现典型的磁场强度（$B_p$）为$10^{16}$ G { \em vs.} $10^{15}$ G和典型的初始周期（$P_0$）是$\sim 20$ ms { \em vs.} sGRB中磁星的$2$ ms { \em vs.}伽玛射线暴它们遵循与$ P_0\propto E_{\rm jet}^{-0.4}$相同的$P_0$和各向同性GRB能量之间的关系。我们还将我们的比较分析扩展到超亮超新星（SLSNe）和稳定超新星。结果表明，在致密星合并过程中产生的磁星，其$B_p$和PDMATHAMV比大质量星坍缩过程中产生的磁星的$B_p$和PDMATHAMV都要大一个数量级。由于其强磁场强度，它的自旋下降是由旧恒星的磁DR所主导的，而在大质量恒星坍缩中诞生的磁星的早期自旋下降是由DR和引力波（GW）发射所控制的。旋转速度更快的磁…
2021-10-14 astro-ph.HE
High-Energy Neutrinos from Millisecond Magnetars formed from the Merger of Binary Neutron Stars
中子星（NS）双星的合并可能会导致形成一个长寿命的，或无限期稳定的毫秒级磁星遗迹，周围环绕着一个低质量的喷出物壳。磁星巨大的旋转能量的一部分沉积在喷射物后面的脉冲星风星云中，在合并后的几个小时到几天内为发光的光学/X射线发射提供动力。脉冲星风中的离子也可能被加速到超高能量，提供了一个同时发生的高能宇宙射线和中微子源。在早期，宇宙射线经历了强烈的同步辐射损失;然而，大约一天后，通过光介子与星云中的热光子相互作用产生的π介子开始占主导地位，导致高能中微子的有效产生。大约一周后，背景光子的密度下降到足以使宇宙射线逸出光源而不产生二次产物。这些相互竞争的效应导致中微子光变曲线在几天的时间尺度上达到峰值，接近$\sim10^{18}$ eV的能量。这个信号可以通过当前（下一代）中微子望远镜检测到$\sim$ 10（100）Mpc的单个合并，为长期存在的NS残留物提供了明确的证据，否则仅从引力波识别其存在可能具有挑战性。在一个乐观的假设下，即相当大一部分的NS合并产生长寿命的磁星，累积的宇宙学中微子背景估计为$\sim 10^{-9}-10^{-8}\,\rm GeV\,cm^{-2}\,s^{-1}\,sr^{-1}$的NS合并率为$10^{-7}\,\rm Mpc^{-3}\,yr^{-1}$，与冰立方目前的灵敏度重叠，并在下一代中微子望远镜的范围内。
2017-09-06 astro-ph.HE
High magnetic field neutron stars and magnetars in binary systems
双星系统中高磁化中子星的情况还不确定。一方面，所有研究得最好的磁星似乎都是孤立的物体。另一方面，有许多主张基于依赖于模型的X射线双星中中子星的自旋性质或/和光度的分析，支持大场。此外，还有一些结果表明，在密近双星系统中，中子星的活动类似于磁星。大部分理论研究都不支持年龄大于$\sim10^6$ ~ yrs的中子星中磁星尺度场的存在，更不用说活跃衰变了。我提供了一个简短的回顾理论和观测结果与大磁场的中子星在双星的存在，并讨论了未来的研究前景。
2022-01-19 astro-ph.HE
A unified binary neutron star merger magnetar model for the Chandra X-ray transients CDF-S XT1 and XT2
两个明亮的X射线瞬变是从钱德拉深场南档案数据，即CDF-S XT 1和XT 2。虽然前者的性质尚未确定，后者被认为是一个很好的候选者，快速旋转的磁星诞生于一个双中子星（BNS）合并。在这里，我们提出了一个统一的模型来解释BNS合并磁星模型的框架内的瞬态。根据我们的图片，CDF-S XT 2是从“自由区”观察到的，在那里磁星自旋向下驱动的X射线发射可以自由逃逸，而CDF-S XT 1则来自“捕获区”，在那里X射线发射最初被动态喷出物阻挡，在喷出物被推到汤姆逊光学深度低于1的距离后变得透明。我们拟合的磁星模型的光变曲线的瞬态和推导出一致的参数为两个事件，磁场，初始自旋周期和X射线发射效率分别为（$B_p=10^{16}\,G$，$P=1.2\,\rm ms$，$η= 0.001$）和（$B_p=10^{15.8}\,G$，$P=4.4\, \rm ms$，$η= 0.001$）为XT 1和XT 2，分别。XT 1的“各向同性等效”喷出物质量为$M_{\rm ej} \sim 10^{-3}$ $M_{\odot}$，而XT 2的喷出物质量不受限制。我们的研究结果表明，更极端的磁星参数需要有XT 1检测到的陷阱区。这两个事件的模型参数一般是一致的，来自SGRB X射线平台观测。这两个瞬变的宿主星系的属性也是一致的SGRB。XT 1和XT 2的事件率密度与BNS合并的事件率密度一致。
2019-12-02 astro-ph.HE
Detectability of the gravitational-wave background produced by magnetar giant flares
本研究通过解析公式和模拟，评估了磁星巨耀发产生的引力波背景，发现其可能无法被第三代探测器探测到，并计算了可探测所需的最小磁场和耀发率。
2023-12-29 astro-ph.HE gr-qc
Ambipolar decay of magnetic field in magnetars and the observed magnetar activities
磁星是相对年轻的中子星，具有$10^{14-16}$ G范围内的超强表面磁场。老中子星的表面磁场比$\sim 10^8$ G小一些，这清楚地表明磁场随时间衰减。磁场衰减的一种可能方式是通过双极扩散。我们描述的一般程序来解决双极速度内的恒星核心没有任何近似。利用一个实际的中子星模型，确定了中子星核内的双极速度结构，从而得到了与磁星观测相一致的双极衰变率和时间尺度。
2021-06-21 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
On the Binary-Neutron-Star Post-Merger Magnetar Origin of XRT 210423
XRT 201423是一种X射线瞬态，具有持续4.1 ks的几乎平坦的平台，然后是陡峭的衰减。这一特征表明，它可能来自于一颗通过中子星合并形成的磁星，类似于CDF-S XT 2，并被预测为中子星合并的一种电磁对应物。我们测试的数据与此模型的合规性，并使用所观察到的持续时间和通量的X射线信号，以及光发射的上限，构成约束的参数的基本推定的磁星。自由区和捕获区的几何配置被认为是。我们发现，数据通常与这样的模型相一致。磁星的表面偶极磁场和椭圆率在自由区（俘获区）组态下应分别满足$B_p < 7\times 10^{14}{\rm G}$（$B_p < 4.9 \times 10^{14}{\rm G}$）和$ε< 1.5 \times 10^{-3}$（$ε< 1.1 \times 10^{-3}$）。距离的上限（例如，具有$η_x = 10^{-4}$的$z < 0.55$或具有$η_x = 10^{-2}$的$z < 3.5$）可以从X射线数据导出，其取决于自旋下降光度的X射线耗散效率$η_x$。光学对应物的未检测对源的距离（即，$z > 0.045$）设置了保守的下限，而与几何配置无关。
2021-06-10 astro-ph.HE
Emission of magnetar bursts and precursors of neutron star mergers
磁星爆发可以由外磁层中的阿尔文波增长到非线性振幅$δB/B\sim 1$并触发磁重联而发射。类似的磁闪应该准周期性地发生在一颗接近合并的磁化中子星双星中。在这两种情况下，磁耀斑的快速耗散产生了光学厚度的$e^\pm$等离子体，其热容量与产生的辐射能量相比可以忽略不计。磁耗散则涉及光子粘性，并通过康普顿阻力作用于重联区域中的等离子体体运动。由此产生的康普顿化过程的有效温度是自我调节到几十keV。所产生的X射线发射是使用时间相关的辐射转移模拟计算的，该模拟遵循$e^\pm$对的创建以及光子的产生、康普顿化和逃逸。模拟结果显示了耗散区如何被涂上$e^\pm$涂层，以及逃逸光谱如何通过涂层的辐射转移形成。结果与观测到的磁星爆发，包括最近的活动SGR 1935+2154伴随着快速射电暴。预测了磁化中子星合并的X射线前兆。
2021-07-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on the central engine of merger-driven long gamma-ray bursts
Università di Tor Vergata（托尔维加塔大学）；INAF–Istituto di Radioastronomia（意大利国家天体物理研究所射电天文研究所）；The Open University of Israel（以色列开放大学）；The University of Tokyo（东京大学）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）
通过射电观测和光变曲线建模，约束并合驱动长GRB的磁星中心引擎参数，发现射电未探测与低密度环境兼容，并限制其参数空间。
2026-09-16 astro-ph.HE
The remnant of neutron star-white dwarf merger and the repeating fast radio bursts
宇宙学距离上的快速射电暴（FRB）仍然有着隐藏的物理起源。此前，Liu（2018）提出了一种场景，即中子星（NS）和白矮星（WD）之间的碰撞可能是非重复FRB的祖先之一，并注意到如果在这种NS-WD合并后形成磁星，则也可以解释重复FRB。在本文中，我们调查这个通道的磁星形成更详细。我们认为，NS-WD合并后，冷却和角动量重新分配后，可能会崩溃为一个黑洞或一个新的NS，甚至仍然是一个混合WDNS，这取决于总质量的NS和WD。特别地，如果WD的核心坍缩到NS中，而WD的大量简并电子被压缩到新NS的外层，则新形成的NS可以是磁星。新生磁星的差速旋转可以使电子和正电荷产生不同的角速度，从而形成强磁场。这样的磁星可以通过地壳运动或星震引起的磁重联为重复的FRB提供动力。
2020-02-10 astro-ph.HE
Flares from merged magnetars: their prospects as a new population of gamma-ray counterparts of binary neutron star mergers
本文提出并合磁星在并合后数天内的毫秒周期自旋阶段会产生0.1-10 MeV耀发，估计Fermi/GBM可能已探测到约0.1-10例，并指出可通过搜索弱短GRB中的毫秒周期调制来识别。
2023-08-11 astro-ph.HE
Ultraluminous X-ray pulsar: accreting magnetar?
磁星是一种特殊的中子星。也可能有吸积磁星。从对孤立磁星的研究中可以看出，仅具有强偶极场的中子星不是磁星。超慢X射线星可能只是吸积高磁场中子星。超亮X射线脉冲星NuSTAR J095551+6940.8可能是一颗吸积磁星。它可能是一个吸积的低磁场磁星，多极场为10^14 G，偶极场为10^12 G。这一观点与孤立磁星的研究是一致的。双星演化过程中的超亮X射线脉冲星阶段可能会产生大质量的毫秒脉冲星。
2015-08-13 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
The rarity of repeating fast radio bursts from binary neutron star mergers
快速射电暴（FRB）是银河系外的，明亮的脉冲发射在射频与毫秒的持续时间。在观测上，FRB可以分为两类，重复FRB和非重复FRB。目前，已经发现了20个未知物理来源的重复FRB。第一个重复FRB 121102的定位和相关持久射电源的发现支持FRB是由年轻的毫秒磁星提供动力的，这些磁星可能是由大质量恒星或双星中子星合并的核心坍塌形成的。这两个形成通道可以通过双星中子星合并产生的引力波来区分。我们首先计算了加拿大氢强度测绘实验（CHIME）观测到的重复FRB的局部形成率的下限。然后，我们表明，只有一小部分（$6\%$）的重复FRB产生的年轻磁星从二中子星合并，基于引力波探测先进LIGO/室女座引力波探测器的第三次观测运行（O3）。因此，我们认为，重复的FRB更可能是由大质量恒星的核心坍缩而不是双星中子星合并产生的磁星。
2020-03-04 astro-ph.HE
Constraining the long-lived magnetar remnants in short gamma-ray bursts from late-time radio observations
GW 170817和GRB 170817 A的联合探测表明，至少有一部分短伽马射线暴（SGRB）起源于双星中子星（BNS）合并。BNS合并的一个可能的残留物是一个快速旋转的强磁化中子星，它被认为是伽玛暴的一个可能的中心引擎。对于一个快速旋转的磁星中心引擎，旋转能量沉积到合并发射的喷出物中可能导致明亮的无线电发射。SGRB后几年的无线电发射亮度将提供一个估计的动能的喷出物，因此，一个可能的约束BNS合并产品。我们进行了更详细的计算合并喷出物和环暴介质之间的相互作用的磁星的情况下，无线电发射的亮度，调用几个重要的物理过程，如通用流体力学，相对论效应，和深牛顿相。我们使用该模型来约束允许的参数空间为15个SGRB有晚无线电观测。我们的研究结果表明，注入的能量$E_{\rm inj} \sim 10^{52}$ erg是允许的所有情况下，这表明，超大质量或超大质量中子星遗迹的可能性是不是不利的可用的无线电数据。
2020-01-10 astro-ph.HE
Central compact objects, superslow X-ray pulsars, gamma-ray bursts: do they have anything to do with magnetars?
磁星和许多与磁星有关的天体被一起总结和讨论。分析表明，在“磁星”的使用中存在着语言的滥用。异常X射线源和软伽马射线中继源是众所周知的磁星候选者。目前所谓的反磁星（用于中心致密物体）、吸积磁星（用于高质量X射线双星中的超慢X射线脉冲星）和毫秒磁星（用于某些伽马射线暴的中心发动机），它们可能不是真正的磁星目前的理解。它们的观测行为不是由磁能引起的。它们中的许多只是具有强表面偶极场的中子星。中子星加上强偶极场就不是磁星。某些伽马射线暴中心引擎的中子星的特征参数不同于银河系中的中子星。讨论了吸积系统中可能的磁活动特征，包括重复爆发和硬X射线尾。中国未来的硬X射线调制望远镜可能有助于发现吸积中子星系统中的一些磁活动。
2014-06-25 astro-ph.HE
Magnetic-distortion-induced ellipticity and gravitational wave radiation of neutron stars: millisecond magnetars in short GRBs, Galactic pulsars, and magnetars
中子星由于磁畸变而可能产生非轴对称形变，是地基干涉测量探测器的连续引力波（GW）源。经过几十年的搜索，使用现有的GW探测器，没有证据表明GW信号来自任何脉冲星。椭圆率的上限越来越严格地限制在银河系的恒星上。在这项工作中，我们使用的椭圆率推断从假定的毫秒磁星在短伽马射线暴（SGRB），以估计其可探测性目前和未来的GW探测器。对于从SGRB数据推断的$\sim 1$ ms磁星，高级LIGO（aLIGO）和爱因斯坦望远镜（ET）的探测视界分别为$\sim 30$ Mpc和$\sim 600$ Mpc。利用SGRB毫秒磁星的椭圆率作为刻度，在假设椭圆率是磁畸变引起的情况下，我们估算了银河系中的毫秒磁星和磁星的椭圆率和引力波应变。我们发现，该结果与aLIGO O 1对银河系恒星和磁星的零探测结果是一致的。我们进一步预测，GW信号从这些恒星/磁星可能无法检测到目前设计的aLIGO探测器。ET检测器可能能够检测来自这些天线中的一些天线的一些相对低频的信号（$<50$ Hz）。受其设计灵敏度的限制，eLISA探测器似乎不适合探测来自银河系恒星和磁星的信号。
2017-07-05 astro-ph.HE
Origin of Strong Magnetic Fields of Magnetars
由于中子星内部存在3P2中子超流，因此可以将其看作是一个磁偶极子系统。在背景磁场的存在下，磁偶极子倾向于沿同一方向排列。当温度低于10**7K时，磁星的强磁场可能来源于各向异性中子超流体中3P2中子库珀对的感应磁矩。这给出了磁星强磁场的一个方便的解释。
2016-12-10 astro-ph.HE
Hyperaccreting Disks around Neutrons Stars and Magnetars for GRBs: Neutrino Annihilation and Strong Magnetic Fields
通过中微子辐射冷却的中子星或磁星周围的超吸积盘可能是伽玛暴的潜在中心引擎。在吸积率相同的情况下，中子星盘比对应的黑洞能更有效地冷却，产生更高的中微子光度和中微子湮灭光度。中子星表面的边界层也能增加湮灭光度。沿着恒星两极，中微子湮灭可以产生超相对论性喷流。此外，我们还研究了强磁场对磁星周围圆盘的影响。一般来说，较强的磁场会产生较高的盘密度、压力、温度和中微子光度;中微子湮灭机制和提取恒星旋转能量的磁驱动脉冲星风可以共同作用，沿着恒星的磁极产生和馈送更强的超相对论性喷流。
2010-09-08 astro-ph.HE
A magnetar engine for short GRBs and kilonovae
利用三维动力学-时空广义相对论磁流体动力学模拟研究了磁场对双星合并残留物演化的影响。我们发展一个合并后的残余物与初始极向磁场，解决磁湍流驱动的剪切流，并包括一个微物理有限温度状态方程（EOS）。一个中微子泄漏计划，捕捉整体的能量和轻子数交换也包括在内。我们发现，在超大质量中子星（HMNS）中由磁旋转不稳定性（MRI）引起的湍流将磁场放大到超过磁强度（$10^{15}\, \mathrm{G}$）。超强环向场能够从HMNS发射相对论性喷流。我们还发现了一种磁化风，它以$\dot{M}_{\mathrm{ej}} \simeq 1 \times10^{-1}\, \mathrm{M_{\odot}\, s^{-1}}$的速率蒸发富含中子的物质。在我们的模拟中，喷出物的总质量是$5\times 10^{-3}\, \mathrm{M_{\odot}}$。这使得HMNS的喷出物成为BNS合并的重要组成部分，也是$r$的有希望的来源，$r$是可以为kilonova提供动力的过程元素。在我们最高分辨率的模拟中，来自HMNS的射流达到了终端洛伦兹因子$\sim 5$。这种喷流的形成是由中微子冷却帮助防止吸积盘突出到极地地区。由于喷流中的中微子对湮灭和辐射过程（未包括在模拟中）将进一步提高喷流中的洛伦兹因子，我们的模拟表明，在BNS合并中形成的磁星是短伽马射线暴（sGRB）的可行引擎。
2020-10-28 astro-ph.HE gr-qc
Optical and X-ray emission from stable millisecond magnetars formed from the merger of binary neutron stars
双中子星（NS）的合并在某些情况下可能会产生一个稳定的大质量NS残留物，而不是一个黑洞。由于双星具有相当大的角动量，这样的残骸诞生时会迅速旋转，并可能获得强磁场（“毫秒磁星”）。磁星的旋转能量中有很大一部分来自磁星，而磁星的旋转能量是在合并过程中喷射出的少量物质的后面。这有可能产生一个明亮的瞬变，这可能有助于确定在合并中是否形成了NS或黑洞。我们调查了这样一个事件的预期签名，包括第一次的重要影响的电子/正电子对注入到周围的星云的毫秒磁星。这些对通过同步加速器和逆康普顿发射冷却，产生对级联和硬X射线光谱。这些X射线的一部分被喷出物壁吸收并作为热辐射重新发射，导致光学/紫外瞬态峰值在几小时到几天的时间尺度上达到~ 1 e43 - 1 e44 erg/s的光度。这比简单的分析模型预测的要暗，因为星云中电子/正电子对的光学深度很大，抑制了磁星自旋下降光度被热化的效率。然而，光学/紫外线发射比放射性供电的“千诺瓦”亮两个数量级以上。“在某些情况下，星云X射线的亮度足以使喷出物重新发光，在这种情况下，非热X射线以与光辐射相似的峰值亮度和时间尺度无衰减地逸出喷出物。我们讨论的影响，我们的结果的时间延长X射线发射，观察到一些短的伽马射线暴（GRB），包括kilonova候选人GRB 080503和GRB 130603 B。
2013-11-06 astro-ph.HE
A 4.5-s Quasiperiodic Spectral Oscillation in GRB 230307A: Evidence for Free Precession of a Post-Merger Magnetar?
Nanjing University（南京大学）；Zhengzhou University（郑州大学）；Institute of High Energy Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院高能物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；The University of Hong Kong（香港大学）
在GRB 230307A中探测到4.5秒准周期谱调制，支持合并后磁星作为中心引擎，并揭示其内部磁场强度及引力波辐射潜力。
2026-05-25 astro-ph.HE
From proto-neutron star dynamo to low-field magnetars
通过首次模拟发电机产生磁场后的磁热演化，研究提出低场磁星源于原中子星内的 Tayler–Spruit 发电机，并解释其弱偶极场、强小尺度场及 X 射线爆发。
2025-01-08 astro-ph.HE
Exploring the connection between Fast Radio Bursts and binary neutron star mergers
University of Pisa（比萨大学）；INFN - Pisa（意大利国家核物理研究所-比萨分部）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布里埃拉天文台）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie (ZAH), Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；Universität Heidelberg, Interdisziplinäres Zentrum für Wissenschaftliches Rechnen（海德堡大学跨学科科学计算中心）；University of Padova（帕多瓦大学）；INFN, Sezione di Padova（意大利国家核物理研究所帕多瓦分部）
本研究通过对比合成双中子星并合及相关快速射电暴群体的探测率与CHIME观测率，发现双中子星并合及其中产生的磁星可解释部分快速射电暴，为多信使天文学提供了支撑。
2026-10-23 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
Origin of magnetar-scale crustal field in PSR J1852+0040 and "frozen" magnetars
讨论了Kes 79超新星遗迹中的一颗中子星PSR J1852+0040--中心致密天体（CCO）中强地壳磁场的起源。考虑到其相对较长的现代自旋周期，我们得出结论，该领域不能通过发电机机制产生。如果这颗中子星确实是一颗磁星，其磁场在一次强回落事件中被淹没，那么它就反对磁星中的发电机场起源。除此之外，Kes 79不是正常磁星的近亲。发现一颗具有毫秒周期和强地壳场的反磁星，例如，由于大脉冲分数，将是发电机场起源的证据。这种源的存在与目前中子星统一的标准图象是一致的。然而，具有淹没场的磁星的比例可能很小--占CCO总数的百分之几。
2013-07-11 astro-ph.HE
R-process nucleosynthesis from magnetar giant flares in neutron star--white dwarf mergers: A unified picture for peculiar long gamma-ray bursts
Guangxi University of Science and Technology（广西科技大学）；Nanchang University（南昌大学）；Xiangtan University（湘潭大学）；Hunan University of Science and Technology（湖南科技大学）
研究奇特长伽马射线暴起源，基于中子星-白矮星合并及磁星巨型耀斑，提出统一图景。通过超吸积放大磁场触发耀斑，解释瞬时发射各阶段，火球冲击地壳合成重元素解决r过程亏损，还能解释千新星及X射线平台，提供自洽框架。
2026-07-28 astro-ph.HE
Magnetar emergence in a peculiar gamma-ray burst from a compact star merger
本文通过分析奇特亮暴GRB 230307A的宽波段瞬时辐射，发现延展X射线分量和高能波段无色差时间拐折，为致密星并合后磁星中心引擎的浮现提供了关键证据，并揭示其窄喷流结构。
2024-11-21 astro-ph.HE
Propagation of a realistic magnetar jet through binary neutron star merger medium and implications for short gamma-ray bursts
本文通过两组RMHD模拟研究磁星准直喷流在双中子星并合遗迹介质中的传播，发现喷流虽能准直穿透介质但仅达亚相对论速度，不适合作为短伽马射线暴源，但可能贡献蓝色千新星成分并利于后续相对论喷流传播。
2023-06-29 astro-ph.HE
Are there magnetars in high-mass X-ray binaries?
磁星形成一个特殊的中子星群体，具有强磁场和长自旋周期。目前已知的大约30颗磁星和候选磁星可能是孤立的。但是磁星是双星的可能性并没有被排除。在这项工作中，我们在风馈大质量X射线双星中进行了具有不同磁场的中子星的自旋演化，并将自旋周期分布与观测结果进行比较，旨在发现双星中的磁星。我们的模拟表明，一些中子星，具有长的自旋周期或在宽的分离系统，需要强磁场来解释它们的自旋演化。这意味着在高质量X射线双星中可能存在磁星。而且，这可以进一步为一些尚不清楚的天文现象提供理论依据，例如双星系统中磁星周期性快速射电暴的可能起源。
2021-10-20 astro-ph.HE
The Peculiar Precursor of a Gamma-Ray Burst from a Binary Merger Involving a Magnetar
该研究报道了与千新星相关的长时标伽马射线暴GRB 211211A中一个持续约0.2秒的特殊前兆，其光谱和准周期振荡特征表明它可能源于磁星在双星并合中的灾变性耀发，为并合前电磁辐射提供了证据。
2024-07-17 astro-ph.HE
How bright can old magnetars be? Assessing the impact of magnetized envelopes and field topology on neutron star cooling
中子星在其生命周期中通过内部中微子发射和表面光子冷却的结合而冷却。被称为磁星的强磁化中子星也不例外，但它们的强磁场效应进一步增加了冷却理论的复杂性。除了其他因素外，对最外层百米（包络）的建模在预测其表面温度方面起着至关重要的作用。在这封信中，我们将重新审视包层对中子星冷却特性的影响，特别关注磁场的临界效应。我们探讨我们的内部和表面温度之间的关系的理解已经演变在过去的二十年中，以及如何不同的假设中子星信封和字段拓扑结构导致从根本上不同的结论，表面温度和冷却年龄。特别是，我们发现，相对较老的磁星与核心线程磁场实际上是更冷比旋转动力脉冲星的相同年龄。这与地壳限制模型中通常观察到的情况不同。我们的研究结果对估计年老磁星的X射线光度以及随后的不同中子星类的人口研究具有重要意义。
2023-01-05 astro-ph.HE
An Anti-Glitch in a Magnetar
磁星是一种中子星，具有强烈的X射线和软$γ$射线爆发行为，被认为是由强烈的内部磁场提供动力。像传统的年轻中子星以射电望远镜的形式出现一样，磁星也会出现“毛刺”，在此期间，角动量被认为是在固态外壳和内部地壳的超流体成分之间转移的。最近，在射电恒星和磁星中观察到的几百个小故障都涉及到恒星的突然旋转，这可能是由于内部超流体旋转速度比地壳快。在这里，我们报告了磁星1 E 2259+586的X射线定时观测结果，我们发现它表现出明显的“抗毛刺”-突然自旋下降。我们发现，这一事件，像以前的一些磁星自旋故障，伴随着多个X射线辐射的变化和一个显着的自旋下降率的变化。这一事件，如果起源内部的恒星，是无法预测的模型中的中子星自旋下降，并暗示在中子星的差异旋转，进一步支持需要重新思考的毛刺理论的所有中子星。
2013-05-29 astro-ph.HE
Magnetically-induced outflows from binary neutron star merger remnants
雨燕卫星最近的观测显示，在绝大多数短伽马射线暴事件中，都存在持久的（$\sim 10^2-10^5\,\mathrm{s}$）“高原状”X射线余辉。这提出了一个长寿命的毫秒磁星中央发动机的想法，在一个双中子星（BNS）合并中产生，并负责在这些时间尺度上持续注入能量（“磁星模型”）。我们在这里详细介绍了最近的模拟，调查这样的合并残留物的早期演变的一般相对论磁流体动力学。这些模拟揭示了非常不同的条件比通常假设的磁星模型中的偶极自旋向下发射。特别是，周围的新形成的NS是由重子污染，由于从恒星表面的磁场放大在恒星内部引起的密集，高度磁化和各向同性风。这种风的时间尺度和光度与早期的X射线余辉相一致，例如“扩展发射”。这些各向同性的风是一个通用的功能BNS合并残留物，因此代表了一个有吸引力的替代目前的早期X射线余辉模型。进一步的影响，BNS合并和短伽马射线暴进行了讨论。
2015-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Impact of a mean field dynamo on neutron star mergers leading to magnetar remnants
本文研究了双中子星并合后平均场$αΩ$-发电机的影响，推导了兼容数值相对论的GRMHD方程并提出启发式发电机闭合关系，发现该机制能显著放大磁场并驱动产生前兆耀斑及高电磁能通量，为短伽马射线暴提供能量。
2023-11-06 astro-ph.HE
Testing the Magnetar Model via Late Time Radio Observations of Two Macronova Candidates
紧凑的双星合并可能已经被观察到，因为它们是短伽马射线暴（sGRB）的主要模型。这些合并产生的喷射物中的放射性衰变预计会产生一个红外线耀斑，被称为macronova（或kilonova），时间尺度为一周。最近，在对sGRB的后续观察中发现了两个这样的macronova候选者，这加强了它们确实来自合并的可能性。由于与周围ISM的相互作用，同一喷出物也会产生长期（数月至数年）的无线电发射。为了寻找这种发射，我们用Jansky甚大阵列（VLA）和澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）观测了两个macronova候选者GRB 130603B和GRB 060614。我们的观测结果是零检测，对喷出物的动能和质量施加了很大的上限。合并的一个可能结果是一个高度磁化的中子星（磁星），它被认为是伽马射线暴的中心引擎。这样的磁星会将其能量的很大一部分沉积到喷出物中，导致更明亮的射电耀斑。因此，我们的结果排除了这两个事件中的磁星。
2016-01-07 astro-ph.CO astro-ph.HE
Spin-polarization of the neutron ocean in magnetar crusts
Institute of Astronomy and Astrophysics, Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学天体物理与天文学研究所）；Brussels Laboratory of the Universe (BLU-ULB)（宇宙布鲁塞尔实验室）
本研究考虑自由中子自旋极化，发现强磁场会降低磁星内外壳边界处的压力和密度，使外壳变薄、抑制超重核形成并使中子海洋极化，影响磁星现象与r-过程核合成。
2026-09-14 astro-ph.HE nucl-th
Pulsars and magnetars
被称为异常X射线源（AXP）和软伽马射线中继器（SGR）的高能量源被很好地解释为磁星：由自身磁能驱动的孤立中子星。在解释了为什么人们普遍认为在其他中子星中工作的传统能源（吸积、自转、余热）不能为AXP/SGR的发射提供动力之后，我回顾了目前已知的20个AXP/SGR的观测特性，并描述了磁星模型的主要特征。在本文的最后一部分，我讨论了最近发现的低外部偶极场磁星和AXP/SGR与其他类型的孤立中子星之间的一些关系。
2013-04-17 astro-ph.HE
Coherent magneto-elastic oscillations in superfluid magnetars
我们研究了超流性对高磁化中子星（磁星）扭转振荡的影响，通过二维磁流体力学-弹性模拟的微物理状态方程。我们用参数化的方法处理了中子星核中中子的超流性质，有效地将部分核物质与振荡解耦。我们的模拟证实了两组振荡的存在，即连续振荡，仅限于中子星的核心和Alfvénic字符，和全球振荡与恒定的相位和混合磁弹性类型。后者可以解释在磁星巨耀斑中观察到的准周期振荡，因为它们不受相位混合引起的额外阻尼机制的影响，这与连续振荡相反。然而，我们不能严格地证明具有恒定相位的相干振荡是简正模。此外，我们没有发现地壳剪切模式的磁场强度典型的磁星。我们提供了适合我们的数值模拟，给出振荡频率的函数的磁场强度和质子分数的核心。
2016-05-24 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
Axions: From Magnetars and Neutron Star Mergers to Beam Dumps and BECs
我们回顾了搜索类轴子粒子（ALP）的主题，涵盖了与其他最近评论互补的材料。我们的评论的前半部分包括在中子星核心的极端环境中的ALP，高度磁化的中子星（磁星）的磁层，并在中子星合并。重点讨论了中子星光子谱中可能存在的ALP信号和中子星合并产生的引力波/电磁信号。然后，我们回顾了最近的发展，在实验室生产的ALP搜索，主要集中在基于加速器的设施，包括束流转储型实验和对撞机实验。我们提供了一个通用的讨论ALP搜索管道从生产到检测，在步骤中，我们的讨论是直截了当地适用于大多数束流转储类型和反应堆实验。最后，我们有选择地看看在超轻暗物质的快速发展领域，特别是玻色-爱因斯坦凝聚体（BEC）的形成。我们回顾了超轻暗物质的BEC的性质，并将这些性质与数值模拟的发展联系起来，最终对实验研究产生影响。
2021-02-24 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
