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
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
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
The ultra luminous X-ray source NuSTAR J095551+6940.8: A magnetar in a high mass X-ray binary
Bachetti等人最近在M82中探测到来自超亮X射线源（ULX）NuSTAR J095551+6940.8的脉动，表明该物体是高质量X射线双星（HMXB）系统中的吸积中子星。该天体的超爱丁顿光度意味着磁场足够强以抑制散射截面，除非它的光束是在一个有利的角度。我们证明了脉冲星的力矩平衡条件表明中子星的偶极磁场为$6.7 \times 10^{13}$ G，比Bachetti等人估计的高两个数量级，并进一步指出，更强的磁场很可能存在于更高的多极中。这支持了最近的观点，即如果在过渡过程中磁场衰减一个数量级，磁星就会从HMXB下降。
2014-12-12 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
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
The disk precession in a Be star-magnetar binary and its application to the rotation measure of FRB 20201124A
Huazhong University of Science and Technology（华中科技大学）；Nanjing University（南京大学）
研究贝星-磁星双星系统中盘进动对FRB 20201124A旋转测远变化的影响
2026-02-13 astro-ph.HE
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
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
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
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
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
The Physics of Magnetars II - The Electron Fermi Energy of and the Origin of High X-ray Luminosity of Magnetars
本文详细讨论了中子星中强磁化、完全简并的相对论电子气的朗道能级量子化。特别地，我们着重研究了磁星超强磁场中相对论电子气的磁场与费米能量的关系。指出统计物理教科书中关于强磁化电子气微观态数密度的某些结果是不正确的。在过去的五十年里，这些结果的重复使用可能严重影响了中子星和磁星的物理学。朗道能级的量子化用狄拉克（δ）函数精确地描述。相对简单的计算表明，在具有超强磁场（B > Bcr，这里Bcr是朗道临界磁场）的磁星中，相对论性电子气的费米能随磁场强度的增加而增加，其值为B**（1/4）.在这个简单但重要的新结果的基础上，我们自然地提出了一种从磁星产生高X射线亮度的新机制。
2016-12-10 astro-ph.HE
Bumpy Superluminous Supernovae Powered by a Magnetar-star Binary Engine
本文提出“磁星-恒星双星引擎”模型，指出新生磁星风蒸发伴星物质可加热加速超新星抛射物，从而在贫氢超亮超新星光变曲线中产生峰后凸起，该模型成功重现了多波段观测数据并解释了光谱特征与偏振演化。
2024-07-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Magnetars: Properties, Origin and Evolution
磁星是一种中子星，其中强磁场是主要的能量来源。在我们的银河系和麦哲伦星云中，目前已知大约有20多颗磁星，还有几颗候选磁星。它们表现为高度可变的X射线源，在某些情况下，也表现为无线电和/或光学辐射源。它们的自旋周期（2-12 s）和自旋下降速率（~10^{-13}-10 ^{-10} s/s）表明外部偶极磁场为~10^{13-15} G，有证据表明恒星内部和非偶极磁层组件中存在更强的磁场。本文综述了磁星持续辐射的观测特性，讨论了解释磁星磁场起源的主要模型，并介绍了磁星演化及其与其它类型中子星联系的研究进展。
2015-03-21 astro-ph.HE
Formation Channels of Magnetars
The Nevada Center for Astrophysics, University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校天体物理中心）；Department of Physics and Astronomy, University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校物理与天文系）；The Hong Kong Institute for Astronomy and Astrophysics, The University of Hong Kong（香港大学香港天体物理研究所）；Department of Physics, The University of Hong Kong（香港大学物理系）
本文通过人口合成模拟研究了磁星的形成机制，发现双星演化在磁星形成中起关键作用，大部分磁星为单星，但许多曾来自双星系统并经历喷射或并合。
2026-02-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Periodicity in recurrent fast radio bursts and the origin of ultra long period magnetars
最近的研究表明，周期性的快速射电暴FRB 180916在其爆发活动中表现出16天的周期（可能存在混叠）。鉴于磁星被广泛认为是FRB源，这一时期被归因于磁星自旋轴或联星伴星轨道的岁差。在这里，我们做了一个简单的连接到{ \it旋转周期}，一个想法的观测动机的6.7小时周期的银河系磁星候选人，1 E 161348- 5055。我们探讨了三种可能导致超长周期磁星产生的物理机制：（一）由于情节性的质量负载带电粒子风（例如，可能伴随着巨大的耀斑），（二）角动量踢从巨大的耀斑和（iii）回落导致长期持久的吸积盘。我们表明，粒子风和回退吸积可能会导致一个子集的磁星人口与超长周期，足够长，以适应FRB 180916或1 E 161348- 5055。如果得到证实，这些时期意味着磁星处于相对成熟的状态（年龄为$1-10$ kyr），并且在出生时拥有大的内部磁场$B_{\rm int}\gtrsim 10^{16}$ G。在FRB的低扭曲磁星模型中，这种长周期磁星可能在较低的各向同性等效能量下主导中继器的FRB产生，并使能量分布扩大到超出规范磁星群体的预期，这些磁星在较短的周期$P \lesssim 10$ s终止其磁活动。
2020-06-19 astro-ph.HE
Bright "merger-nova" from the remnant of a neutron star binary merger: A signature of a newly born, massive, millisecond magnetar
一个巨大的毫秒磁星可能在一个中子星（NS）双星合并后幸存下来，这将持续为合并喷出物提供动力。我们开发了一个通用的动力学模型的合并喷出物的能量注入从中央磁星。喷出物发射（“合并新星”）由磁星在紫外波段的峰值和光曲线的峰值提供动力，随着频率的增加逐渐转移到更早的时代。一颗磁星驱动的合并新星可能具有与超新星相当的光学峰值亮度，比放射性驱动的合并新星（所谓的宏新星或千新星）亮几十倍或几百倍。另一方面，这样的合并新星会比超新星更早达到峰值，持续时间也短得多。磁星的早期坍缩可能会抑制光发射的亮度并缩短其持续时间。这种毫秒磁星驱动的合并新星可能在没有观测到短伽马射线暴的NS-NS合并事件中被探测到，并且可能是NS-NS合并引起的引力波爆发的明亮电磁对应物。如果检测到，它表明合并后留下了一个巨大的NS，这对核物质的状态方程有重要的影响。
2013-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Could SXP 1062 be an Accreting Magnetar?
在这项工作中，我们探讨了新发现的Be/X射线双星SXP 1062中中子星的可能演化轨迹，这被认为是第一颗与超新星遗迹有关的X射线脉冲星。虽然没有检测到回旋特征来指示中子星磁场的强度，但我们表明它可能是$\ga 10^{14} $ G。如果是这样的话，SXP 1062可能属于双星系统中的吸积磁星。考虑到中子星的不同初始参数和自旋下降机制，我们试图调和脉冲星的短年龄和长自旋周期。我们的计算结果表明，自旋下降到一个周期$\sim 1000 $ s内$10-40 $ kyr需要有效的螺旋桨机构。特别是，能量守恒下的角动量损失模型似乎被排除了。
2012-08-22 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
Origin of sources of repeating fast radio bursts with periodicity in close binary systems
据建议，源的重复快速射电暴与检测到的周期性磁星具有极短的初始自旋周期的质子中子星阶段，形成的双星后潮汐同步的热核燃烧的后期阶段，在非常接近的系统，轨道周期约为几天。这条形成通道在几个方面不同于正常磁星的祖先演化，因此，它解释了FRB的重复和非重复源之间的一些差异。
2020-06-22 astro-ph.HE
On the Origin of Radio Emission from Magnetars
磁星是已知宇宙中磁化最强的物体。它们由磁能提供能量，而不是像射电中子星那样由转动能提供能量，因此长期以来一直被认为是完全不同的一类中子星。一些磁星脉冲射电辐射的发现削弱了磁星和普通磁星之间清晰分离的想法。我们用部分屏蔽能隙（PSG）模型来解释磁星的射电辐射。PSG模型要求极盖的温度等于所谓的临界值，即，从恒星表面流出的热离子屏蔽加速间隙的温度。我们表明，磁星必须满足温度，功率和能见度的条件，以发射无线电波。首先，为了形成PSG，表面的残余温度必须低于临界值。其次，由于无线电发射是由旋转能量提供动力的，它必须足够高，以使极盖能够通过回流粒子加热到临界温度。最后，磁场的结构必须被磁层电流改变，以扩大无线电波束，增加探测的可能性。我们的方法使我们能够预测磁星是否可以发射无线电波仅使用其旋转周期，周期导数和表面温度在静态模式。
2015-02-19 astro-ph.HE
Origin of Pulsed Radio Emission from Magnetars
University of Maryland（马里兰大学）；Princeton Plasma Physics Laboratory（普林斯顿等离子体物理实验室）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）
本研究提出磁星无线电发射源于磁极附近扭曲磁通束中的等离子体双流不稳定性，通过模拟揭示了辐射锁定状态下的持续发射机制。
2025-12-16 astro-ph.HE
A magnetar-like event from LS I +61 303 and its nature as a gamma-ray binary
我们报告的Swift-BAT检测短爆发的TeV二进制LS I +61 303的方向，类似于那些通常标记为类磁星。我们表明，这是可能的，短爆发确实起源于LS I +61 303（虽然我们不能完全排除不可能存在的遥远的视线磁星），这是一个不同的现象，相对于以前观察到的KS长耀斑从这个系统。作为一个假设，LS I +61 303是第一个在一个二元系统中检测到的磁星，我们研究的影响。我们发现，一个磁星组成的LS I +61 303-系统最有可能是（即，对于通常的磁星参数和质量损失率）受到触发器行为的影响，沿着LSI +61 303偏心轨道运动中的每一个从旋转动力状态（在近星中）到推进器状态（在近星中）。我们证明了，而近傍星风间冲击可以导致通常观察到的LS I +61 303行为，与TeV的排放，近星螺旋桨预计将有效地加速粒子只有亚TeV的能量。这种翻转的情况可以解释系统的行为，其中经常性的TeV发射只出现在Apastron附近，GeV和TeV发射的反相关性，以及长期TeV的变化（似乎与LS I +61 303的超轨道周期相关），包括低TeV状态的出现。最后，我们定性地把多波长现象的背景下，我们提出的模型，并作出一些预测，为进一步的测试。
2011-09-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
EP241021a: A catastrophic collapse/merger of compact star binary leading to the formation of a remnant millisecond magnetar?
EP241021a的光学与X射线隆起疑似爆炸型瞬变，由磁星供能的抛射物及相对论性喷流解释，可能源于致密星并合形成毫秒磁星。
2025-08-14 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
Formation of Stable Magnetars from Binary Neutron Star Mergers
通过对二元中子星合并进行完全广义相对论磁流体动力学模拟，我们研究了合并的最终结果是稳定磁星的可能性。特别地，我们证明了对于由两个等质量中子星（NS）组成的双星系统，在高密度下，当两个NS的引力质量为引力质量M~1.2 Msun，状态方程与Shen等人的相似时，合并产物是稳定的NS.我们发现这样的NS是差速旋转的，并且是超自旋的，自旋参数J/M^2约为0.86，其中J是它的总角动量，它被一个约为0.1兆太阳的圆盘所包围。虽然在我们的全球模拟中，磁场被放大了大约两个数量级，但局部模拟表明，流体动力学不稳定性和磁旋转不稳定性的开始可能进一步将磁场强度增加到磁星水平。这导致了一个有趣的可能性，对于某些NS合并，一个稳定的磁化NS周围的吸积盘可以形成。我们讨论了这些新的结果的电磁对应物的引力波信号的发射和短伽马射线暴的中央引擎的影响。
2013-06-25 astro-ph.HE gr-qc
On the Origin of Pulsar and Magnetar Magnetic Fields
为了解决中子星磁场的产生，特别是磁星和射电星之间的二分法，我们考虑从其他天体物理系统推断的发电机的属性。与足够低（修改）Rossby数，对流发电机被称为产生偶极占主导地位的领域，其强度与对流通量的规模，我们认为，这些预期应适用于对流原中子星在核心坍缩超新星的中心。我们分析了一套三维模拟核心崩溃，具有现实的状态方程和完整的中微子运输，在这种情况下。我们所有的祖先模型，从9个太阳质量到25个太阳质量，包括一个初始旋转的模型，都有足够强烈的原中子星对流，如果修正的罗斯比数在临界范围内，就能产生~10^15高斯量级的偶极场。因此，磁星/射电脉冲星的二分法可能部分是由于大质量恒星核心自转速率的分布而自然产生的。
2021-12-19 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
Proper Motions and Origins of SGR 1806-20 and SGR 1900+14
我们目前的结果，从高分辨率的红外观测磁星SGR 1806 -20和SGR 1900+14超过5年，使用激光支持的自适应光学在10米凯克天文台。我们对这些磁星自行的测量提供了磁星与其祖先之间的可靠联系，并提供了磁星的年龄估计。在它们假定的关联的测量距离上，我们测量到SGR 1806-20的线性横向速度为350 +/- 100 km/s，SGR 1900+14的线性横向速度为130 +/- 30 km/s。这两颗磁星的横向速度矢量都指向远离大质量恒星的星团，巩固了它们之间的联系。假设磁星是在星团中诞生的，我们可以估计SGR 1806-20的制动指数约为1.8，SGR 1900+14的制动指数约为1.2。这是显着低于规范值n = 3预测的磁偶极子自旋下降，这表明一个替代源的耗散，如扭曲的磁层或粒子风。
2012-10-30 astro-ph.HE
Repeating fast radio burst 20201124A originates from a magnetar/Be star binary
快速射电暴（FRB）是宇宙源发射毫秒持续时间的射电暴。尽管已经发现了数百个FRB，但它们的物理性质和中心引擎仍不清楚。法拉第旋转测度和色散测度随局域环境的变化是理解其物理本质的重要线索。最近对FRB 20201124 A自转测量的观测表明，在一天的时间尺度上有显著的变化。有趣的是，旋转测度的振荡支持局部贡献可以改变符号，这表明磁场沿视线反转。在这里，我们提出了一个物理模型，解释观察到的FRB 20201124 A的特性，并提出重复信号来自一个包含磁星和Be星与递减盘的双星系统。当磁星接近近星点时，无线电波通过Be星盘的传播自然会导致观察到的变化的旋转测量、去极化、大散射时标和法拉第转换。这项研究将促进从Be/X射线双星中寻找FRB信号。
2022-09-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bright broad-band afterglows of gravitational wave bursts from mergers of binary neutron stars
如果双中子星合并留下的是一个大质量的磁星而不是一个黑洞，那么即使没有短伽马射线暴（SGRB）- GWB关联，或者存在一个关联，但SGRB并不射向地球，引力波爆发（GWB）也会产生明亮的早期余辉。除了直接耗散张教授提出的原磁星风外，我们认为磁星风还可以推动合并过程中发射的喷出物，在一定条件下，磁星风会达到相对论速度。这样一个磁星驱动的喷射物，当与周围的介质相互作用时，会由于同步辐射而产生明亮的宽带余辉。我们详细研究了这一物理场景，并提出了预测的X射线，光学和无线电光变曲线的范围内的磁星和喷出物参数。我们发现，X射线和光学光变曲线通常在磁星自旋下降时间尺度（10^3- 10^5秒）附近达到峰值，达到宽视场X射线和光学望远镜容易检测到的亮度，并在很长一段时间内保持可检测。射电余辉的峰值较晚，但比没有磁星能量注入的情况要亮得多。因此，这种明亮的宽带余辉，如果在未来被发现并与GWB结合，将是对大质量毫秒磁星和核物质刚性状态方程的探索。
2013-05-16 astro-ph.HE gr-qc
The Five Year Fermi/GBM Magnetar Burst Catalog
自2008年发射以来，费米伽马射线暴监测器（GBM）已经探测到数百次来自磁星源的暴。虽然这些爆发中的绝大多数都归因于几个已知的磁星，但也有一小部分来源不明的类磁星爆发。在这里，我们提出了费米/GBM磁星目录，给出了440个磁星爆发的时间和光谱分析的结果，具有高的时间和光谱分辨率。该目录涵盖了GBM磁星观测的前五年，从2008年7月到2013年6月。我们提供了持续时间，光谱参数的各种模式，通量和峰值通量的所有爆发，以及详细的时间分析SGR J1550-5418爆发。最后，我们认为一些未知来源的爆发与新发现的磁星3XMM J185246.6+0033.7有关。
2015-04-13 astro-ph.HE
SGR 0755$-$2933: a new High Mass X-ray binary with the wrong name
软伽马射线中继站候选者SGR 0755 $-$ 2933于2016年由Swift/BAT发现，它探测到了磁星典型的短（$\sim$ 30 ms）强大爆发。为了了解源的性质，我们在这里提出了一个分析的后续观察的初步软X射线对应的源与斯威夫特/XRT，NuSTAR和钱德拉。从我们的分析中，我们得出结论，根据观测到的对应位置和性质，它实际上不是一个软伽马射线中继器，而是一个新的高质量X射线双星。我们建议将其称为2SXPS J075542.5 $-$ 293353。因此，我们得出结论，现有数据不允许我们确认存在并识别与爆裂事件对应的真正软X射线。一个软对应物的存在，但是，必不可少的明确关联的爆发与磁星耀斑，因此，我们得出结论，磁星起源的爆发和精确的爆发位置仍然不确定，需要进一步调查。
2021-01-26 astro-ph.HE
The termination shock of a magnetar wind: a possible origin of gamma-ray burst X-ray afterglow emission
内容：快速观测表明，某些伽马射线暴（GRB）的X射线余辉发射可能具有内部起源，常规外激波（ES）不可能是余辉发射的唯一来源。目的：如果某些伽玛暴的中心致密天体是毫秒级磁星体，磁星风可能在（内部）X射线余辉发射中起重要作用，这是我们在这里关注的重点。研究方法：本文研究了考虑磁星风磁化的磁星风的动力学和终端激波（TS）的同步辐射，以及同步GRB ES。结果：由于风TS和GRB ES之间的竞争，预测了两种基本类型的X射线余辉，TS主导型和ES主导型。此外，我们的结果还表明，这两种类型的余辉都有一个浅衰减阶段和正常衰减的一个，由\textit{Swift}卫星观测。这表明，一些观测到的X射线余辉可能是磁星风（内部）产生的，但不一定是GRB ES。
2010-08-29 astro-ph.HE
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 Comptonized Fireball Bubble: Physical Origin of Magnetar Giant Flares
长期以来，人们一直认为磁星巨耀斑（MGFs）至少是观测到的短伽马射线暴（GRB）的一个子样本。最近在附近星系NGC 253中发现的短GRB 200415 A在这两种现象之间建立了教科书版本的联系。与以往对银河系MGF的观测不同，GRB 200415 A的不饱和仪器光谱首次提供了一个用观测到的$γ$射线光子测试理论模型的机会。本文提出了一个新的适用于MGFs的模型，该模型引用了一个在光球半径处被相对论磁星风康普顿化的膨胀火球。在这个模型中，由于磁重联或恒星表面的星震，大量的能量从磁星壳释放出来，注入到封闭的磁力线中，形成一个被困的火球气泡。在突破束缚并扩展到光球半径后，火球的热光子最终被磁星风区的相对论性$e^{\pm}$对康普顿化，从而产生额外的高能伽马射线辐射。该模型预测了一个修改后的类热光谱，其特征在于在瑞利-金斯制度的低能量分量，在中间能量范围内的相干康普顿散射（CC）的影响，和高能量的尾巴由于逆康普顿过程的平滑组件。通过对GRB 200415 A的观测光谱进行Monte-Carlo拟合，我们发现观测到的爆发与我们的模型预测完全一致。
2023-02-27 astro-ph.HE
Producing Magnetar Magnetic Fields in the Merger of Binary Neutron Stars
双星合并会导致流体中湍流和不稳定性的发展，如开尔文-亥姆霍兹剪切不稳定性，从而导致磁场的大幅放大，从而驱动小尺度发电机活动。为了正确地解决这种不稳定性，并获得正确的磁场放大，需要采用的决议，目前是不可行的全球广义相对论磁流体动力学（GRMHD）模拟的BNS合并。在这里，我们提出了一个亚网格模型，允许全球模拟考虑到小规模的放大的磁场，这是由发展中国家合并的湍流。假设发电机饱和，我们表明，磁级场（$\sim 10^{16}\,{\rm G}$）可以很容易地达到，因此，预计从合并磁化BNS。总的磁能可以达到$\sim 10^{51}\,{\rm erg}$，因此合并后的残余物可以发出强烈的电磁信号，并可能产生短暂的伽马射线暴。
2015-09-08 astro-ph.HE gr-qc
Evidence of an Energetic Magnetar Powering 1LHAASO J0500$+$4454
New York University Abu Dhabi（阿布扎比纽约大学）；Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics（哈佛-史密森天体物理中心）
研究1LHAASO J0500$+$4454的未知TeV源起源，排除分子云和超新星残骸解释，提出磁星能量流可能为原因，推算磁星初始自转周期和自转减速时间尺度。
2026-03-18 astro-ph.HE
Exploring the connection between Fast Radio Bursts and binary neutron star mergers
University of Pisa（比萨大学）；INFN - Pisa（意大利国家核物理研究所-比萨分部）；INAF - Osservatorio Astronomico di Roma（意大利国家天体物理研究所罗马天文台）；INAF - Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所布里埃拉天文台）；Universität Heidelberg, Zentrum für Astronomie (ZAH), Institut für Theoretische Astrophysik（海德堡大学天文学中心理论天体物理研究所）；Universität Heidelberg, Interdisziplinäres Zentrum für Wissenschaftliches Rechnen（海德堡大学跨学科科学计算中心）；University of Padova（帕多瓦大学）；INFN, Sezione di Padova（意大利国家核物理研究所帕多瓦分部）
本研究通过对比合成双中子星并合及相关快速射电暴群体的探测率与CHIME观测率，发现双中子星并合及其中产生的磁星可解释部分快速射电暴，为多信使天文学提供了支撑。
2026-10-23 astro-ph.HE
Magnetars, Gamma-ray Bursts, and Very Close Binaries
我们认为可能存在一个共同的通道的演化的双星系统，这导致在一个黑洞的形成过程中的伽马射线暴或磁星的诞生在一个中子星的形成。我们假设坍缩恒星核心的快速旋转可以用非常接近的双星的潮汐同步来解释。计算出的快速旋转中子星的形成速率与磁星形成速率的估计在性质上是一致的。然而，我们对具有短旋转周期的新生致密天体的二进制性的分析表明，其中二进制的比例大大超过了观测估计。为了使这个比例与磁星的统计数据相一致，磁星在形成过程中获得的额外速度必须主要垂直于超新星爆炸前的轨道平面，并且很大。
2009-05-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Reverse Shock Emission and Ionization Break Out Powered by Post-merger Millisecond Magnetars
越来越多的证据表明，至少有一小部分双中子星合并会导致快速旋转的磁星，其中富含中子的次相对论性喷出物的质量相当于太阳质量的一小部分。喷出物可以被中心磁星发出的坡印廷通量持续加热。这样的坡印亭通量可能变成轻子主导的，从而形成反向激波。已经证明，这样的图片能够解释光学瞬态PTF 11 agg（Wang & Dai 2013 b）。在本文中，我们研究了X射线和紫外（UV）辐射以及Wang & Dai（2013 b）研究的光学和无线电辐射。紫外线发射是特别重要的，因为它有正确的能量，使热喷出物在时间$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
Super-Orbital Variations in Magnetar Rotation Measure Arising from the Precession of Companion Star: Implications for FRB 20220529
Central China Normal University（华中师范大学）；National Astronomical Data Center（国家天文数据中心）
该研究通过双星模型提出伴星进动导致磁星自转测量超轨道变化，应用于FRB 20220529，发现其RM演变可由182天进动周期和19度倾角解释，同时DM无显著变化反驳了赤道盘的存在。
2026-01-06 astro-ph.HE
Magnetar giant flare origin for GRB 200415A inferred from a new scaling relation and its implications
软伽马射线中继器（SGR）主要是银河系中的一种，起源于具有强（$B\simeq 10^{15}{\rm \ G}$）磁场（“磁星”）的中子星。偶尔，一个巨大的耀斑发生巨大的强度，显示一个短的硬尖峰，其次是一个较弱的，振荡阶段，表现出旋转周期的中子星。如果磁星巨星耀斑发生在邻近星系中，它们将表现为宇宙短硬伽马射线暴（GRB），而没有检测到微弱的振荡相位。最近，发现了一个名为GRB 200415 A的短硬GRB，其位置与玉夫座星系（NGC 253）重合，这引发了一个问题，即它是一个经典的短GRB还是一个岩浆巨星耀斑。在这里，我们表明，磁星巨星耀斑遵循的光谱峰值能量和各向同性能量之间的标度关系在$1\,{\rm keV} - 10\,{\rm MeV}$，即，$E_{\rm p}\propto E_{\rm iso}^{1/4}$，并位于一个独特的区域的$E_{\rm p}-E_{\rm iso}$平面从经典的短伽玛暴。在相对论膨胀火球的光球辐射产生巨型耀斑的模型中，这种关系可以得到很好的理解。GRB 200415 A以及另外两个候选的巨耀斑（GRB 051103和GRB 070201）都遵循这个关系，这强烈支持这些GRB的巨耀斑起源。\emph{Fermi} /LAT在$18-285 \,$ s观测到的GRB 200415 A的GeV辐射也可以用大耀斑情景来解释。在GRB 200415…
2020-10-19 astro-ph.HE
Identification of a Local Sample of Gamma-Ray Bursts Consistent with a Magnetar Giant Flare Origin
宇宙学上的伽马射线暴（GRB）是由不同的起源通道产生的：短的GRB主要来自中子星合并，长的GRB来自一种罕见的核心坍缩超新星（CCSN），被称为Gracsars。被称为磁星的高度磁化的中子星也会产生高能的、持续时间短的伽马射线瞬变，称为磁星巨耀斑（Magnetar Giant Flares，MGF）。在银河系及其卫星星系中观测到三个，它们长期以来一直被怀疑是第三类河外伽玛暴的贡献者。我们报告明确识别的一个独特的人口4个本地（$<$ 5兆秒差距）短伽玛暴，增加伽玛暴070222到以前讨论的事件。虽然仅根据与附近恒星形成星系的对齐来识别，但它们的上升时间和各向同性能量释放与$>$ 99.9%置信度下的较大短伽玛暴种群独立不一致。这些特性，宿主星系，以及在引力波中没有探测到，都指向河外MGF的起源。尽管样本小，推断的体积率以上的事件$4\times10^{44}$尔格的$R_{MGF}=3.8_{-3.1}^{+4.0}\times10^5$ Gpc $^{-3}$年$^{-1}$地方MGFs作为占主导地位的伽玛射线瞬变检测到河外源。如前所述，这些速率意味着一些磁星产生多个MGF，提供了重复GRB的来源。速率和宿主星系有利于共同的CCSN作为磁星的关键祖先。
2021-01-22 astro-ph.HE
On the magnetar origin of the GRBs presenting X-ray afterglow plateaus
在许多伽马射线暴（GRB）中观测到的X射线余辉平台发射被解释为是由落回新形成的黑洞或由超磁化毫秒中子星的自旋下降光度提供燃料的。如果采用后一种模型，伽玛暴X射线余辉光变曲线可以解析地再现。我们拟合了一个GRB X射线平台的样本，有趣的是，得到了与$B\propto P^{7/6}$一致的磁场-自旋周期（B-P）图中的分布。这是预期从完善的物理学的自旋线最小周期的银河系毫秒彗星。我们得到的关系的归一化完全匹配自旋线预测的预期质量（$\sim 1 M_{\odot}$）和半径（$\sim 10 {\rm ~km}$）的新诞生的磁星，和质量吸积率符合伽玛射线暴的预期$10^{-4} M_{\odot}/{\rm s} <\dot{M}< 10^{-1} M_{\odot}/{\rm s}$。扩展发射的短伽玛暴（SEE）出现在高周期的末端，而长伽玛暴（LGRB）出现在短周期的末端。这一结果与自旋上极限的预期是一致的，其中总的吸积质量决定了中子星在B-P图中的位置。LGRB和SEE的P-B分布在统计上是不同的，进一步支持基本平面关系\citep{dainotti16c,Dainotti2017}在这些群体之间是一个强大的判别式的想法。我们的结论是强大的对假设的伽玛射线暴准直角和磁星破碎指数，这将产生的磁星属性平行的自旋线，并强烈支持磁星起源的伽玛射线暴呈现X射线高原。
2018-10-23 astro-ph.HE
Magnetar as Central Engine of Gamma-Ray Bursts: Central Engine-Jet Connection, Wind-Jet Energy Partition, and Origin of Some Ultra-Long Bursts
伽玛射线暴（GRB）的中心引擎和喷流产生机制仍然是悬而未决的问题。假设{ \em Swift}伽玛暴的正则X射线余辉光变曲线的浅衰减段是由新诞生磁星的磁偶极辐射引起的，我们导出了磁星的参数，并探讨了它们与喷流和磁偶极风辐射的可能关系。结果表明，磁星初始自旋周期（$P_0$）与喷流能量（$E_{\rm jet}$）密切相关，喷流能量与风能量（$E_{\rm wind}$）几乎成正比。我们的最小二乘拟合产生$P_0\propto E^{-0.36\pm 0.03}_{\rm jet}$和$E_{\rm wind}\propto E^{0.91\pm 0.07}_{\rm jet}$。这些关系可能意味着具有更快旋转速度的磁星可以提供更高能量的GRB，并且喷流和风之间的能量分配可能是准普遍的。虽然$P_0-E_{\rm jet}$关系是由我们的样品中的几个亚高能GRB驱动的，但我们的蒙特卡罗模拟分析表明，来自仪器通量限制和明亮射流余辉污染的样品选择偏差不能使这种相关性。在这种喷气风的范例，我们建议，GRB 101225 A的超长GRB，其提示伽玛射线/X射线光变曲线的特点是一个持久的高原与急剧下降，可能是孤儿MD风排放是由于其射流轴的视线不对准。简要讨论了新生磁星的MD风辐射及其与引力波辐射的关系。
2019-04-10 astro-ph.HE
EP250108a/SN2025kg: A Magnetar-powered Gamma-Ray Burst Supernova Originating from a Close Helium-star Binary via Isolated Binary Evolution
The Hong Kong Institute for Astronomy and Astrophysics, The University of Hong Kong（香港大学天文及天体物理研究所）；Department of Physics, The University of Hong Kong（香港大学物理系）；School of Physics and Astronomy, Monash University（蒙纳士大学物理与天文学院）；OzGrav: The ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery（ARC引力波发现卓越中心）；School of Astronomy and Space Science, Nanjing University（南京大学天文与空间科学学院）；Departments of Astronomy and Theoretical Astrophysics Center, UC Berkeley（加州大学伯克利分校天文系和理论天体物理中心）；Nevada Center for Astrophysics and Department of Physics and Astronomy, University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校天体物理中心和物理与天文系）
EP250108a/SN2025kg的前身可能是一个低质量氦星，通过近距双星演化中伴星的潮汐作用获得角动量，由磁星驱动产生伽马射线暴。
2025-11-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the properties of a newborn magnetar powering the X-ray transient CDF-S XT2
最近\citet{XueYQ2019}报告了一个重要的X射线瞬变探测，CDF-S XT 2，其光变曲线类似于伽马射线暴余辉的X射线平台特征。他们认为，这种瞬变是由一个双中子星合并的残余稳定磁星提供动力的，因为几个证据（宿主星系，位置和事件发生率）都指向这样一个假设。在本文中，我们重新审视这一情况，并确认，这种X射线发射可以很好地解释了内部逐渐磁耗散过程中的超相对论风的新生磁星。我们发现，CDF-S XT 2的光变曲线和光谱演化都可以很好地拟合这样的模型。此外，我们还可以探测到中心磁星的一些关键性质，如它的初始自旋周期、表面磁场强度和风饱和洛伦兹因子。
2019-06-12 astro-ph.HE
Evolution of superhigh magnetic fields of magnetars
本文研究了朗道能级对磁星超强磁场衰减的影响。应用${}^3P_2$各向异性中子超流理论，得到了超强磁场$B$的二阶微分方程及其演化时标$t$ .对于普通磁星，超高磁场可能在$\sim (10^{6}-10^{7})$年的时间尺度上演化。根据我们的模型，磁星的活动可能源于高电子费米能引起的不稳定性。
2013-12-10 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
Hydrogen-poor Superluminous Supernovae with Bumpy Light Curves Powered by Precessing Magnetars
本研究将磁星进动效应纳入磁星供能模型，成功再现了6个具有峰后隆起的氢贫超亮超新星的多波段光变曲线，为峰后隆起起源和新生磁星早期进动提供了证据。
2025-04-22 astro-ph.HE
