PTF11agg as the First Evidence for Reverse Shock Emission from a Postmerger Millisecond Magnetar
基于中子星（NS）的刚性状态方程和高质量NS的发现，NS-NS合并将以很高的概率留下快速旋转的大质量磁星。中心磁星将通过注入坡印廷通量将其旋转能量耗散到外流中，这将成为轻子主导的，从而形成长期的反向激波（RS）。我们计算了前向激波（FS）的辐射和前向激波的辐射，发现在大多数情况下，前向激波的辐射比前向激波的辐射强。据发现，最近发现的瞬态，PTF 11 agg，可以整齐地占由毫秒磁星供电的RS发射。其他的替代模型也被考虑过，但不能很好地解释所观察到的光变曲线。因此，我们建议PTF 11 agg是合并后毫秒磁星RS发射的第一个证据。
2013-08-10 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
The initial evolution of millisecond magnetars: an analytical solution
毫秒磁星通常被认为是某些伽马射线暴（GRB）的中心引擎，特别是那些显示出平台阶段的GRB。我们认为，如果初生磁星的磁场处于一个短暂的快速衰减阶段，则可能无法实现明显的平台相。一些缺乏明显平台相的伽玛暴也可能是毫秒磁星的宿主。本文给出了描述同向旋转等离子体存在下中子星的角速度和自转与磁轴倾角演化的耦合方程组的近似解析解。我们还展示了如何解决方案可以推广到不断变化的磁场的情况下。通过贝叶斯分析，对GRB 091018、GRB 070318、GRB 080430、GRB 090618、GRB 110715A、GRB 140206A等6颗可能的磁星的自转周期、倾角、磁偶极矩和制动指数进行了拟合，通过使用我们最近的模型[Eschaummaz Muzen et al. 2019]获得X射线余辉光曲线。我们发现毫秒磁星形成后的第一天内，磁星倾角迅速对准，磁偶极场可能衰减几倍，制动指数变化一个数量级。
2020-05-30 astro-ph.HE
A test of the millisecond magnetar central engine model of GRBs with Swift data
一颗快速旋转的强磁化中子星（磁星）被认为是伽马射线暴（GRB）中心引擎的可能候选者。我们系统地分析了2013年8月之前探测到的长伽玛暴的Swift/XRT光变曲线，并根据它们可能拥有磁星中心引擎的可能性将它们分为四类：金，银，铝和非磁星。我们还独立地分析了短伽玛暴的数据与一个假定的磁星中央引擎。然后，我们对磁星样品和非磁星样品的各种性质进行了统计研究，并调查数据是否与存在两种类型的中央引擎的假设一致。通过对磁星物理参数的推导，我们发现金、银样品的观测结果与磁星模型的预测基本一致。对于合理的长伽玛暴聚束因子，推导出的磁星表面磁场$B_p$和初始自旋周期$P_0$落入合理范围。另一方面，短伽玛暴中的磁星风与各向同性一致。磁星样本中没有伽玛暴的束流修正总能量超过磁星初始自旋能量定义的最大能量预算，而一些非磁星伽玛暴确实违反了这样的限制。经过光束校正后，平均而言，非磁星样品比磁星样品更有活力和发光。我们的分析表明，毫秒磁星可能在一个很好的部分，但可能不是所有的伽玛射线暴。
2014-02-19 astro-ph.HE
Signature of a New-Born Black Hole from the Collapse of a Supra-massive Millisecond Magnetar
在长、短的伽马射线暴中都观察到X射线平台和陡峭的衰变（“内部平台”），这意味着在某些伽玛射线暴中存在毫秒磁星。磁星中心引擎的突然停止被认为是一个超大质量磁星在自旋下降时坍缩成一个黑洞的过程。如果“内部高原”确实是磁星中心引擎的证据，那么自然的预期是某些候选者中新生的BH的签名。在这项工作中，我们发现GRB 070110是一个特殊的情况下，它显示了一个小的X射线凸起后，其“内部平台”。我们解释了一个自旋下降的超大质量磁星和X射线碰撞与回落BH吸积的高原。这表明新生的BH可能在某些GRB中是活跃的。因此，类GRB 070110事件可以为磁星中心引擎模型提供进一步的支持，并使我们能够研究磁星以及新生BH的性质。
2017-09-25 astro-ph.HE
The Prompt Emission of Gamma-Ray Bursts from the Wind of Newborn Millisecond Magnetars: A Case Study of GRB 160804A
在本文中，我们重新审视的情况下，内部逐渐磁耗散发生在风从一个新生的毫秒磁星可以负责伽马射线暴的生产。我们表明，在这个模型中的两个排放分量的组合，即，风的光球辐射和磁重联区内的同步辐射能较好地拟合GRB 160804 A瞬发辐射相的观测光谱。我们通过蒙特卡罗方法得到了中心磁星的物理参数，并推导出了中心磁星的初始自旋周期和磁场。此外，独立的余辉拟合分析给出了一致的结果，增加了很大的可信度，这种情况下。此外，我们预测的伽玛暴的一个子类称为从这样的磁星风内部逐渐磁耗散（简称为“MIGMAD爆发”），有几个独特的属性爆发。
2018-09-28 astro-ph.HE
The First Day in the Life of a Magnetar: Evolution of the Inclination Angle, Magnetic Dipole Moment and Braking Index of Millisecond Magnetars During Gamma-Ray Burst Afterglows
某些伽马射线暴（GRB）的余辉发射表现出一个浅衰减（平台）阶段，意味着能量的连续注入。这种能量的来源通常归因于新生毫秒磁星的自旋下降能力。磁偶极辐射力矩被认为是导致中子星自旋下降的机制。该转矩具有用于旋转和磁轴之间的角度的对准的分量，即，倾斜角，这已被忽略在建模伽玛暴余辉光变曲线。在这里，我们展示了与伽玛暴相关的新生磁星的倾角和磁偶极矩的演化。我们约束的初始倾角，磁偶极矩和旋转周期的七个磁星的建模长伽玛暴余辉光变曲线。我们发现，磁星在诞生的第一天，倾角迅速减小。磁轴和旋转轴的快速对齐可能会解决成熟磁星缺乏持续无线电发射的问题。我们还发现，在三种情况下，磁星的磁偶极矩呈指数下降到一个值的几倍小于初始值。新生磁星的制动指数，作为对齐和磁偶极矩下降的结果，在余辉阶段是可变的，并且总是大于3。
2019-10-01 astro-ph.HE
Gravitational Waves from Newborn Accreting Millisecond Magnetars
两个吸积柱已经被认为是在新生毫秒磁星的表面形成的极高的吸积率$\gtrsim1.8\times10^{-2}M_\odot\ {\rm s^{-1}}$，可能发生在大质量恒星的核心坍缩。本文研究了这些吸积柱的特征及其引力波（GW）辐射。对于一个典型的毫秒磁星来说（表面磁场强度$B\sim10^{15}$ G和初始自旋周期$P\sim1$ ms），发现（1）它的吸积柱是由中微子冷却的，可以达到离恒星表面$\sim1$ km的高度，（2）它的吸积柱引起的特征GW应变在视界$\sim1$ Mpc内与下一代地面GW探测器的灵敏度相当;（3）磁星只能存活几十秒;（4）在存活时间尺度内，吸积柱的高度迅速增加到峰值，随后缓慢下降;（5）吸积柱质量、特征GW应变和最大GW光度在类似的升降演化中同时出现峰值。另外，我们还发现磁星的自旋演化受柱吸积力矩的控制。还讨论了与失败超新星的可能关联。
2019-11-26 astro-ph.HE
Evolution of fallback discs around millisecond magnetars: effect of supercritical accretion on GRB afterglows
本研究探讨毫秒磁星周围回落盘的演化，发现超临界吸积下辐射压导致盘内区球化并自调控吸积率，使回落盘数天内无法与磁层作用，质疑现有回落盘模型对GRB X射线余辉的解释。
2023-08-26 astro-ph.HE
X-ray afterglows of Short gamma-ray bursts: Magnetar or Fireball?
关于伽马射线暴的X射线余辉的起源，人们经常争论不休。我们用GRB 130603 B和140903 A的X射线数据拟合了伽马射线暴的火球激波模型和毫秒磁星模型。我们使用贝叶斯模型选择来回答哪个模型最好地解释数据的问题。这取决于允许的最大非旋转中子星质量$M_{\textrm{TOV}}$，它只取决于未知的核物质状态方程。我们发现，GRB 140903 A的数据有利于毫秒磁星模型的所有可能的状态方程，而GRB 130603 B的数据有利于毫秒磁星模型，如果$M_{\textrm{TOV}} \gtrsim 2.3 M_{\odot}$。如果是$M_{\textrm{TOV}} \lesssim 2.3 M_{\odot}$，则GRB 130603 B的数据支持火球冲击模型。我们讨论了这一结果的含义方面的核物质状态方程和引力波发射的新诞生的毫秒磁星的前景。
2018-12-19 astro-ph.HE
X-Ray Afterglow Plateaus of Long Gamma-Ray Bursts: Further Evidence for Millisecond Magnetars
许多长持续时间的伽马射线暴（GRB）被{ \it Swift}/XRT观测到，在它们的X射线余辉光变曲线中有平台。这个平台阶段被认为是磁星（超强磁化中子星）中心发动机长期活动的证据。然而，这种磁星在X射线中的发射效率仍然是未知的。在这里，我们收集了24个长的伽玛射线暴X射线余辉，显示平台，然后急剧衰减。我们将已知的磁星X射线光度${L_{\mathrm{X}}}$和自旋下降光度$L_{\mathrm{sd}}$之间的关系推广到磁星中心引擎，发现磁星的初始自转周期$P_{0}$在1 ~ 10 ms之间，偶极磁场$B$以$10^{15}$ G为中心.这些限制不仅支持了一些长伽玛暴的中心引擎很可能是快速旋转的磁星的建议，而且还表明磁星在X射线中的平台发射效率接近100%。
2014-01-08 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
Constraints on millisecond magnetars as the engines of prompt emission in gamma-ray bursts
我们研究毫秒磁星作为伽马射线暴瞬发辐射的中心引擎。使用Metzger等人的原磁星风模型。2011年，我们估计的时间演化的磁化和功率注入的伽玛暴喷流的基础上，并将其应用到不同的即时发射模型，使伽玛暴的能量，光谱和光变曲线的预测。我们调查了冲击和磁重联模型的粒子加速，以及能量耗散的影响，光学厚和薄区域的射流。在磁星模型中，喷流底部的磁化强度$σ_0$是驱动GRB演化的主要参数，并且发射通常是为$100\lesssim σ_0 \lesssim 3000$释放的。由于原磁星冷却和中微子驱动的质量损失减弱，$σ_0$迅速增加，GRB持续时间通常限于$\lesssim 100$ s。这种后期的低重子负载对超长GRB的磁星模型提出了挑战，尽管黑洞模型可能会遇到类似的困难，而不会从喷流壁中大量夹带。最大辐射伽马射线能量为$\lesssim 5 \times 10^{51}$ erg，明显小于磁星的总初始旋转能量，并与观测到的伽马射线暴能量分布的高端处于强张力中。然而，应用于磁星中央引擎的逐渐磁耗散模型（Beniamini & Giannios 2017）自然解释了典型GRB的几个关键观测值，包括能量，持续时间，稳定峰值能量，光谱斜率和爆发期间的软硬演变。
2017-10-11 astro-ph.HE
Spin Evolution of Millisecond Magnetars with Hyperaccreting Fallback Disks: Implications for Early Afterglows of Gamma-Ray Bursts
由斯威夫特发现的伽马射线暴（GRB）早期余辉的浅衰变阶段或平台阶段，目前被认为是由于能量注入相对论冲击波。一个自然的能量注入场景调用毫秒磁星作为伽玛暴的中心引擎，因为脉冲星的传统模型预测在自旋下降的时间尺度内几乎恒定的磁偶极辐射光度。然而，我们注意到在一些早期的余辉中出现了明显的增亮，这显然与上述情况相冲突。在这里，我们提出了一个新的模型来解释这个显着的增亮现象，考虑一个新生的毫秒磁星周围的超吸积回退盘。我们表明，对于典型的模型参数值，足够的角动量的吸积物质转移到磁星和自旋。正是这种上旋导致磁偶极辐射亮度随时间的急剧增加，从而使早期的余辉显着变亮。基于这个模型，我们进行了数值计算，并很好地拟合了12个伽玛暴的早期余辉假设足够强的回落吸积。如果吸积很弱，我们的模型结果是一个脉冲星的传统的能量注入方案。因此，我们的模型可以提供一个统一的解释浅衰减阶段，高原，并显着增亮的早期余辉。
2012-09-12 astro-ph.HE
The Millisecond Magnetar Central Engine in short GRBs
短持续时间伽马射线暴（SGRB）的一个受欢迎的祖星模型是两颗中子星（NS-NS）的合并。这种合并的一个可能结果是一个快速旋转的强磁化中子星（称为毫秒磁星）。这些磁星可能是“超大质量”的，这意味着它们会在失去离心力的支持后，由于磁偶极自旋下降而坍缩成黑洞。通过系统地分析{ \em swift}探测到的所有短暴的BAT-XRT光变曲线，我们检验了这些数据与短暴中心引擎模型的一致性。我们发现，所谓的“扩展发射”观察到的BAT在一些短的伽玛暴基本上是相同的组件作为“内部X射线平台”观察到许多短的伽玛暴，这是定义为一个平台的光变曲线，然后是一个非常迅速的下降。根据短GRB宿主磁星的可能性，我们将整个{ \em Swift}短GRB样本分为三类：“内部平台”样本、“外部平台”样本和“无平台”样本。导出的磁星表面磁场$B_{\rm p}$和初始自旋周期$P_0$都在合理的范围内。内部平台样本中没有伽玛暴的总能量超过毫秒磁星的最大能量预算。假设内部平台结束时的快速下降时间是超大质量磁星坍缩成黑洞的时间，并利用我们银河系中NS-NS系统的实测质量分布，我们约束了中子星的状态方程。数据表明NS状态方程接近GM 1模型，后者具有最大非旋转NS质量$M_{\rm TOV} \sim 2.37 M_\odot$。
2015-05-26 astro-ph.HE
Power-law Magnetic Field Decay and Constant Core Temperatures of Magnetars, Normal and Millisecond Pulsars
磁星、正常射电星和毫秒射电星的特征年龄与偶极表面磁场强度之间的相关性可以用磁场随核心温度的衰减来解释，磁星、正常射电星和毫秒射电星的中心温度分别为PDMATHAMM K、$\sim2\times10^{7}$ K和$\sim10^{5}$ K;假设它们的特征年龄比它们的真实年龄大约大两个数量级，所需的核心温度可以降低约10倍。磁衰减遵循幂律，并由双极扩散模式的螺线管分量占主导地位。在该模型中，假设所有NS具有相同的初始磁场强度，但不同的核心温度不随磁场衰减而改变。这表明磁星和正常磁星之间的主要区别是磁星出生时比正常磁星热得多，因此有更长的磁场衰减时间尺度，导致即使正常磁星的年龄相同，表面磁场强度也更高。上述结论与观测到的磁星与其他年轻中子星表面温度之间的相关性一致，但与中子星的冷却主导演化不一致.这表明一种可能的情况，即加热，也许是由于磁场衰减，平衡中子星冷却观察到的中子星。
2011-10-18 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
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 gravitational waves from central engines of gamma-ray bursts: neutrino-dominated accretion flows, Blandford-Znajek mechanisms, and millisecond magnetars
围绕旋转恒星质量黑洞的中微子主导吸积流是伽马射线暴的中心引擎之一。由于NDAF中微子发射的时变和各向异性导致GRB的变化，NDAF可以被看作是强引力波（GW）的源。我们计算了GW应变对BH自旋和吸积率的依赖关系。我们证明，对于典型的单脉冲或多脉冲GRB，在$\sim 10-100$ Hz的LIGO/Einstein望远镜上，在$\sim 100$ kpc/ $\sim 1$ Mpc的距离上都可以探测到NDAF产生的GWs。除了NDAF之外，另外两个有竞争力的伽玛暴中心引擎候选者是Blandford-Znajek（BZ）机制和毫秒磁星。我们还研究了这两种情况下的GW信号，并将相应的结果与NDAF的结果进行了比较。我们发现，对于一定的伽玛暴，NDAF的可能探测距离比BZ机制的可能探测距离高两个数量级，但比磁星的可能探测距离至少低两个数量级。BZ机制的典型GW频率与NDAF相同，为$\sim 10-100$ Hz，而磁星的典型频率为$\sim 2000$ Hz。因此，可以利用相邻伽玛暴中心发动机释放的GWs来判断伽玛暴中心是否存在N2、BZ喷流或磁星。
2017-10-10 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
Magnetars and Gamma Ray Bursts
近年来，伽马射线暴（GRB）中存在一个长寿命和持续存在的引擎的证据使得毫秒磁星模型作为标准GRB的替代方案受到越来越多的关注。我将在这里回顾的{ \it毫秒磁星}模型的长期伽马射线暴（LGRB）的关键方面。我将简要地描述什么约束，目前的观察放在任何引擎模型，无论是在条款的能量，外流性质，并与相关的超新星（SN）的关系。对于每一个，我将展示毫秒磁星模型如何满足要求，模型的局限性是什么，如何进一步测试，以及什么样的观察可能被用来歧视它。我还将讨论数值结果，显示的重要性，由祖星约束在解释形成的准直外流，如何建立一个详细的模型，为中央引擎的演变，并显示了各种各样的爆炸事件可以解释不同的磁星参数。最后，我将提出一个建议，磁星可能是在很大一部分短伽玛暴中观察到的扩展发射（EE）的起源。
2012-04-12 astro-ph.HE
Multipolar Electromagnetic Emission of Newborn Magnetar
本文通过解析求解中子星多极电磁场，发现新生毫秒磁星的高阶多极辐射光度可超过偶极辐射，并能解释伽马射线暴余辉从平台期到正常衰减的观测特征，支持伽马射线暴起源于毫秒周期磁星诞生的假说。
2024-07-29 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
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
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
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
The evolution of a newborn millisecond magnetar with a propeller-recycling disk
超亮超新星和伽马射线暴等爆炸现象可以形成高速旋转的高磁化中子星。这个新生的NS可以通过其自旋下降来显著影响这些爆炸瞬变的发射。NS的自旋下降演化有时会受到回退吸积的影响，尽管它通常受NS的磁偶极子辐射和引力波辐射的调节。在适当的条件下，吸积物质可以先被喷出，然后再被回收，从而使吸积盘能够长时间保持准稳态。在这里，我们描述的NS与这样一个螺旋桨回收盘的相互作用和它们的共同进化。我们的结果表明，NS的自旋下降最初可以由螺旋桨控制，这阻止了磁盘材料落在NS上，直到数百或数千秒后。这表明，突然下降的磁盘上的NS物质可以显着抑制磁偶极辐射，然后将NS从一个正常的磁星到一个低场磁星。新生NS的演化行为有助于理解NS对早期GRB余辉和晚期超新星/千新星辐射的不同影响。
2020-11-19 astro-ph.HE
Constraining properties of GRB magnetar central engines using the observed plateau luminosity and duration correlation
在伽马射线暴（GRB; Dainotti et al. 2008）的X射线余辉中，亮度和平台持续时间之间存在内在的相关性，这表明了一个中心引擎的起源。磁星中央引擎模型预测了一个可观测的平台阶段，平台的持续时间和亮度由新形成的磁星的磁场和自旋周期决定。本文分析表明，磁星中心引擎模型可以在1个$σ$不确定度范围内解释高原光度与持续时间的相关性。在相关性中观察到的分散最有可能起源于新形成的磁星的初始自旋周期的扩展，并提供了~35 ms的最大自旋周期的估计（假设伽马射线暴样品的质量、效率和光束恒定）。此外，通过结合观测数据和模拟，我们表明，磁星的发射是最有可能窄束，并有$\lesssim$ 20%的效率转换的旋转能量从磁星到观察到的高原光度。用这种方法得到的光束角和效率与预测值和观测值完全一致。我们发现短暴和扩展辐射短暴具有相同的相关性，但在统计上与长暴的分布不一致，这与它们具有比长暴更宽的光束角是一致的。
2014-07-03 astro-ph.HE
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
Ejector and propeller spin-down: How might a superluminous supernova millisecond magnetar become the 6.67 hr pulsar in RCW103
超新星遗迹RCW 103中的X射线源1 E 161348-5055最近表现出磁星的典型X射线活动，即磁场> 10 ^14 - 10 ^15 G的中子星。然而，1 E 161348-5055的观测周期为6.67小时，而磁星的自旋周期为秒。在这里，我们描述了一个简单的模型，它可以解释1 E 161348-5055的自旋演化，以及其他磁星，从一个初始的毫秒，将需要发电机产生的磁场强度磁场。我们认为，1 E 161348-5055与其他磁星的关键区别在于其残留盘的总质量较小。这个圆盘导致1 E 161348-5055在其生命中经历了喷射器和螺旋桨阶段，在此期间，强大的扭矩导致其自旋周期迅速增加。通过匹配观测到的自旋周期和1-3 kyr的年龄，我们发现1 E 161348-5055在所有已知的磁星中具有（略）最高的磁场，B~ 5 × 10^15 G，其盘的质量约为10^24 g，与小行星谷神星相当。
2016-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
A fast radio burst associated with a Galactic magnetar
自2007年发现以来，人们一直致力于揭示河外毫秒级快速射电暴（FRB）的来源。一类称为磁星的中子星是FRB的主要候选源。磁星的表面磁场超过了$10^{14}$ G，其衰减为一系列高能现象提供了动力。在这里，我们提出了一个毫秒持续时间的无线电爆发银河磁星SGR 1935+2154的发现，与$1.5\pm 0.3$兆Jansky毫秒的通量。这一事件被称为ST 200428 A（=FRB 200428），于2020年4月28日由STARE 2无线电阵列在1281- 1468 MHz频段检测到。ST 200428 A中释放的各向同性等效能量是以前在类似时间尺度上观测到的任何银河系射电爆发的$4\times10^{3}$倍。ST 200428 A的能量仅比迄今为止观测到的最弱的河外FRB低40倍，并且可以说是来自与观测到的FRB样本相同的种群。ST 200428 A与X射线爆发的巧合有利于为描述同步加速器脉泽或磁星爆发和巨型耀斑提供动力的电磁脉冲的FRB开发的发射模型。ST 200428 A的发现意味着像SGR 1935+2154这样的活动磁星可以在河外距离产生FRB。像ST 200428 A这样的事件的高体积率激发了对附近星系类似爆发的专门搜索。
2020-05-21 astro-ph.HE
Gamma-ray Thermalization and Leakage from Millisecond Magnetar Nebulae: Towards a Self-Consistent Model for Superluminous Supernovae
超亮超新星（英语：Superluminous supernovae，SLSNe）是一种巨大的恒星爆炸，其亮度太高，无法由传统的能源（如放射性56 Ni）提供动力。这些瞬变可能是由一个中央引擎提供动力，例如毫秒脉冲星或磁星，它们的相对论风膨胀了一个由高能粒子和辐射组成的星云，位于膨胀的喷出物后面。我们提出了三维蒙特卡罗辐射转移计算遵循的生产和热能的高能量辐射从星云到光辐射，相反，确定的伽马射线发射逃逸的喷出物没有热化。我们跟踪的光子和物质的演化耦合两区（“风/星云”和“喷出物”）模型，占辐射过程的范围。我们确定了一种新的机制，通过这种机制，上游脉冲星风中的伽马-伽马对产生调节了爆炸后最初几年内进入星云的粒子的平均能量，使我们的结果在这个时间尺度上对（不确定的）内在风对多重性不敏感。为了解释观测到的SLSNe光学光变曲线的后期变陡是伽马射线泄漏的结果，星云的磁化强度必须非常低，epsB <~ 1 e-6- 1 e-4。对于较高的epsB，同步辐射很快开始主导热化星云辐射，并且由于其较低的光子能量而容易被吸收，导致SN光学光变曲线跟踪自旋下降功率，甚至晚到>~ 1年，与观测不一致。要使磁星仍然是SLSNe的有力竞争者，我们可以得出结论，要么磁星风/星云中的磁耗散非常有效，要么自旋下降的光度衰减速度明显快于正则偶极速率~1/t^2，这恰好模拟了伽马射线逃逸。
2021-01-13 astro-ph.HE
Comparing the Space Densities of Millisecond-Spin Magnetars and Fast X-Ray Transients
本文比较毫秒磁星与快速X射线暂现源的空间密度，评估多种形成通道后发现毫秒磁星最多只能解释10%的FXT群体，不太可能是其主要前身天体。
2025-06-13 astro-ph.HE
Search for the Signatures of a New-Born Black Hole from the Collapse of a Supra-massive Millisecond Magnetar in Short GRB Light Curves
在短的伽马射线暴（GRB）光变曲线中，通常可以看到“内部平台”之后是急剧的衰变。平台分量通常被解释为来自超大质量磁星的偶极发射，急剧衰减可能意味着磁星坍缩成黑洞（BH）。通过Blandford-Znajek（BZ）过程，新生BH上的回落吸积可以产生持久的活动。在黑洞附近积累的磁通量将被吸积盘限制一段时间。当吸积速率降低时，磁通量会强到足以阻碍气体的进入，从而形成磁制动盘（MAD）。在这种情况下，我们表明，BZ过程可以产生两种类型的典型的X射线光变曲线：I型表现出一个持久的平台，其次是幂律衰减，斜率范围从5/3到40/9; II型大致显示一个单一的幂律衰减，斜率为5/3。前者需要低磁场强度，而后者对应于相对高的值。我们从一个具有内部平台的短伽玛暴样本中寻找这种新生BH的特征，并找到两个候选者：GRB 101219 A和GRB 160821 B，分别对应于II型和I型光变曲线。结果表明，我们的模型可以很好地解释数据。
2017-12-12 astro-ph.HE
Magnetic Burial in Millisecond Magnetars and Late GRB Afterglow Signatures
本文提出磁星磁场埋藏与重新浮现模型，用以解释GW170817/GRB 170817A暴后约三年的X射线超量，并定量约束了埋藏比例、重现时标和表面磁场。
2025-06-11 astro-ph.HE
Long-Duration GRB 211211A: Internal Energy Dissipation Driven by a Long-Lived Magnetar
Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文学研究所）
研究通过分析伽马和X射线观测，提出长寿命磁星内部能量耗散模型，以两种回吸吸积率解释GRB 211211A的长时间伽马射线辐射、前兆和延展发射，支持其源于致密双星合并产生磁星而非黑洞。
2026-05-28 astro-ph.HE
Energy Loss of Newborn Magnetars by Schwinger Process
Institute for Basic Science（基础科学研究所）；Gwangju Institute of Science and Technology（光州科学技术院）；Kunsan National University（群山国立大学）；ICRANet（国际相对论天体物理中心网络）；Sapienza Università di Roma（罗马智慧大学）；INAF（意大利国家天体物理研究所）
研究新生磁星中通过Schwinger过程的电子-正电子对产生，发现Schwinger通道在早期阶段主导电荷供应，导致初始旋转能快速释放，影响引力波损失，并关联新生毫秒磁星与成熟磁星群体。
2026-09-03 astro-ph.HE
Multi-Wavelength Constraints on the Outflow Properties of the Extremely Bright Millisecond Radio Bursts from the Galactic Magnetar SGR 1935+2154
持续时间为毫秒的非常明亮的相干射电爆发，让人想起宇宙学的快速射电爆发（FRB），与银河系磁星SGR 1935 $+$ 2154的硬X射线爆发一起被探测到。我们调查的可能性，该事件是由磁层内的磁能注入触发，从而产生磁捕获火球（FB）和相对论性流出的同时。X射线暴的热分量与平均温度为$\sim200$ - $300$ keV、大小为$\sim10^5$ cm的捕获FB一致。同时，X射线爆发和相干射电爆发的非热成分可能来自相对论外流。我们计算的流出，发射的能量预算$10^{39}$ - $10^{40}$ erg可比的捕获FB，不同的初始重子负载$η$和磁化$σ_0$的动力学演化。如果硬X射线和射电爆发都是由外流的能量耗散产生的，则外流特性通过结合光子逃逸的条件和射电和X射线爆发尖峰之间的固有定时偏移$\lesssim10$ ms来约束。我们表明，硬X射线爆发必须产生在$r_{\rm X}\gtrsim10^{8}$厘米从磁星，无论发射机制。此外，我们发现，流出迅速加速到一个洛伦兹因子$10^2\lesssimΓ\lesssim10^3$的时候，它到达磁层的边缘和耗散发生在$10^{12}$厘米$\lesssim r_{\rm radio,X}\lesssim10^{14}$厘米。我们的研究结果意味着无论是极干净的（$η\gtrsim10^4$）或高度磁化（$σ_0\gtrsim10^3…
2022-01-25 astro-ph.HE
Gravitational radiation by magnetic field: application to millisecond magnetars
我们研究了磁场对引力波产生的直接贡献。为此，我们研究了磁化流体的后牛顿能量动量张量和引力势在波动区的后牛顿展开。我们表明，磁场出现，甚至在第一后牛顿秩序的多极矩张量。然后，我们找到了一个明确的相对论修正包含磁场的贡献，众所周知的四极公式。作为这一推导的应用，我们发现毫秒磁星生命早期释放的引力波的B场部分可以是由于变形旋转的中子星产生的信号的百分之一。我们表明，虽然该系统的事件率是小的，信号将位于下一代探测器的灵敏度范围内。
2020-08-02 astro-ph.HE gr-qc
A unified accreting magnetar model for long-duration gamma-ray bursts and some stripped-envelope supernovae
长期的伽马射线暴（LGRB）和I型超亮超新星（SLSNe~I）都被认为是由中心磁星提供能量的。的相关性，提出了初始自旋周期（$P_0$）和表面磁场（$B$）的磁星供电的X射线平台在LGRB余辉之间，表明磁星已经达到了平衡自旋周期由于回落吸积的可能性。相应的吸积速率被推断为$\dot{M}\approx10^{-4}-10^{-1}$ M $_\odot$ s $^{-1}$，这一结果对各向同性磁星风和平行磁星风都成立。对于SLSNe~I和一部分发动机驱动的正常Ic型超新星（SNe~Ic）和宽线亚类（SNe~Ic-BL），磁星也可以达到吸积诱导的自旋平衡，但相应的$B-P_0$分布表明吸积速率范围不同，即，$\dot{M}\approx 10^{-7}-10^{-3}$ M $_\odot$ s $^{-1}$。考虑回退吸积效应，磁场相对较弱的磁星导致SLSNe~I，而磁场较强的磁星导致SNe~Ic/Ic-BL。在我们的样本中，一些SLSNe~I可能来自紧凑的祖星，而另一些需要较长时间吸积的可能来自具有更多扩展包层或星周介质的祖星。
2020-10-20 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
Long-duration Gamma-ray Burst Progenitors and Magnetar Formation
本文使用MESA代码演化227个单星模型，探究初始质量、自转、星风和金属丰度对GRB前身星及磁星形成的影响，发现低金属丰度大质量恒星更易孕育磁星，且其转动能足以驱动长持续时间GRBs。
2023-07-01 astro-ph.HE
Neutrino-heated winds from millisecond proto-magnetars as sources of the weak r-process
我们探讨重元素核合成中微子驱动的风从快速旋转，强磁化的原中子星的磁偶极子是与旋转轴对齐，和字段被假定为一个静态的力免费配置。我们处理了Vlasov等人2014年通过r-过程核反应网络SkyNet计算的原磁星风轨迹，使用了原中子星冷却阶段风电子分数演化的当代模型。虽然我们没有找到一个成功的第二个或第三个峰值r-过程的任何旋转周期P，我们表明，原磁星与P约1-5毫秒产生的重元素丰度分布，延伸到更高的核质量数比从其他等效的球形风（与质量分数的一些元素增强了100-1000的因素）。最重的元素是由沿着通量管出现的流出物合成的，通量管掠过封闭区并在轻圆柱体外的赤道面附近通过。由于核合成模式依赖于原中子星的磁场强度和旋转速率，核心坍缩事件之间这些量的自然变化可能有助于观察到的贫金属恒星中弱r过程核丰度的多样性。对于相对于旋转轴具有非零磁倾角的未对准旋转器，可以实现进一步的多样性，甚至可能包括成功的第三峰值r过程。如果原磁星是伽马射线暴的核心引擎，它们的相对论喷流应该包含高质量分数的特征平均质量数A为100量级的重核，这为超高能宇宙射线提供了一个可能的来源，该射线由能谱超过质子或铁核的标称GZK截止值的重核组成。
2017-01-11 astro-ph.HE
Millisecond Magnetar Birth Connects FRB 121102 to Superluminous Supernovae and Long Duration Gamma-ray Bursts
重复的快速射电暴FRB 121102的亚弧秒定位揭示了它与矮宿主星系和稳定（“静止”）非热射电源的重合。我们发现，宿主星系的性质与长持续时间的伽马射线暴（LGRB）和贫氢超亮超新星（SLSNe-I）的性质是一致的。LGRB和SLSNe-I都曾被假设是由新形成的强磁化中子星的电磁自旋提供动力，这些中子星具有毫秒级的诞生旋转周期（“毫秒磁星”）。这促使我们考虑这样一种情况，即FRB 121102的重复爆发源于一个年轻的磁星遗迹，它嵌入在一个年轻的贫氢超新星遗迹中。通过膨胀的超新星喷出物（占光电离的旋转供电的磁星星云）的GHz的自由-自由光学深度的要求，对爆发的能量约束，以及对静态源的大小的约束都指向一个年龄不到几十年到一个世纪。静止的射电源可以归因于超新星喷出物的快速外层与祖星周围的风之间的冲击相互作用或来自磁星风星云深处的同步加速器发射。或者，射电辐射可能是一个最初离轴的LGRB喷流的孤儿余辉，尽管这可能需要源太年轻。年轻的源的年龄可以通过搜索的时间导数的分散措施和预测的静态无线电源的衰落进行测试。我们建议未来的SLSNe-I/LGRB/FRB连接的测试，如搜索FRB从附近的SLSNe-I/LGRB的时间尺度上的几十年后，他们的爆炸。
2017-03-31 astro-ph.CO astro-ph.HE
Magnetized Relativistic Jets and Long-Duration GRBs from Magnetar Spindown during Core-Collapse Supernovae
利用理想轴对称相对论磁流体动力学模拟方法，计算了一颗新形成的毫秒级B ~ 10^{15} G磁星在核塌缩超新星爆发过程中的自旋降速及其与周围恒星包层的相互作用.中子星损失的质量、角动量和转动能是根据冷却的中子星大气层的热性质以及风与周围恒星的相互作用自洽地确定的。磁星驱动相对论磁化风进入由SN激波产生的空腔。对于高自旋功率（~ 10^{51}-10 ^{52} erg/s），磁星风在几乎所有纬度都是超快的，而对于低自旋功率（~ 10^{50} erg/s），风是亚快的，但仍然是超阿尔文风。在所有情况下，中子星损失质量、角动量和能量的速率与相应的自由风值非常相似（相差<~ 30%），尽管中子星与恒星包层之间存在因果联系。此外，在我们考虑的所有情况下，磁星驱动准直（~5-10度）。相对论性喷流沿着恒星的旋转轴向外喷射。几乎所有的中子星的自旋下降能量都通过这个极喷流逃逸，而不是转移到更球形的SN爆炸中。这种相对论性喷流的性质及其在磁星模型中预期的后期演化与长持续时间伽马射线暴（GRB）及其相关的宽线Ic型SN的观测结果大致一致。
2009-01-24 astro-ph.HE
Superflares from magnetars revealing the GRB central engine
长持续时间的伽马射线暴（GRB）可能是由毫秒磁星的旋转能量提供动力的。我认为GRB驱动磁星位于磁星磁场强度分布的高端。GRB磁星的磁场在数百年的时间尺度上衰减，并且可以为类似SGR的耀斑提供能量，其强度比2004年的SGR 1806- 20事件高出约100倍。每年有几次这样的耀斑可能已经被{ \it BATSE}观测到，并被归类为短持续时间的伽玛暴。其中一个超级耀斑与附近的d_L \simless 250 Mpc星系的关联，以及在太空中同时发现的100年前的伽马射线暴余辉（在射电中观测到的），将是伽马射线暴磁星模型的特征信号。
2010-08-16 astro-ph.HE
How to form a millisecond magnetar? Magnetic field amplification in protoneutron stars
要解释磁星（磁性最强的中子星）的性质，需要$10^{15}\,{\rm G}$量级的极强磁场。如此强大的磁场被认为对核心坍缩超新星的动力学起着重要作用，并且在快速旋转的情况下，可能为与长伽马射线暴相关的超亮超新星和超超新星提供动力。然而，这些强磁场的起源仍然不清楚，很可能需要在质子中子星中放大许多数量级。磁旋转不稳定性（MRI）是最有前途的代理之一，它可以在原则上指数快速放大一个弱的初始磁场的动态相关的强度。我们描述了我们目前的理解质子中子星的MRI，并显示其依赖于特定的质子中子星的物理条件，如中微子辐射，强浮力效应和大磁普朗特数的最新结果。
2017-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
The early life of millisecond magnetars
有些中子星可能诞生时自转速度很快，并具有强磁场-所谓的\emph{millisecond magnetars}。了解恒星的磁轴如何相对于恒星早期的自转轴移动是很重要的，因为这会影响电磁波和引力波的发射。先前的研究强调了恒星内部粘性耗散在这一过程中的重要性。我们通过额外考虑电磁转矩的影响来推进该程序。我们发现一个有趣的粘性耗散之间的相互作用，这使得相对于自旋的磁轴正交，与磁转矩，往往使磁轴与自旋轴对齐。我们提出了一些结果，并突出显示我们的模型需要更加逼真的地方。
2019-06-05 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-ex
Insights from Modeling Magnetar-driven Light Curves of Stripped-envelope Supernovae
本研究对11个包层剥离超新星开展磁陀星驱动的半解析光变曲线建模，约束关键物理参数，发现参数间的相关关系，并通过主成分分析揭示样本的多样性，为后续更大样本研究提供支撑。
2024-12-12 astro-ph.HE
Relativistic jets from millisecond proto-magnetars
University of Greifswald（格赖夫斯瓦尔德大学）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（基础物理研究所）；University of Guelph（圭尔夫大学）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）
研究显示毫秒原磁星能在形成后几秒内发射相对论喷流，通过多维模拟揭示其在短时标GRB中的关键作用。
2026-10-01 astro-ph.HE gr-qc
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
Empirical constraints on the origin of fast radio bursts: volumetric rates and host galaxy demographics as a test of millisecond magnetar connection
重复的FRB 121102定位于$z=0.193$的低金属丰度矮星系，以及它与静止射电源的联系，表明FRB可能起源于磁星，由这些星系中不寻常的超新星形成。我们通过比较磁星出生率、FRB体积率和宿主星系的人口统计来调查这一点。我们计算可能的毫秒磁星生产渠道，如超亮超新星（SLSNe），长和短的伽马射线暴（GRB），和一般磁星生产通过核心坍缩超新星的平均体积率。对于每个通道，我们还探索了预期的主机星系人口使用其已知的属性。我们第一次确定FRB发射器的数量密度（其体积出生率和寿命的乘积），$R_{\rm FRB}τ\approx 10^4$ Gpc $^{-3}$，假设FRB主要是从类似于FRB 121102的重复源发射，并采用0.1的聚束因子。通过比较率，我们发现，通过罕见的渠道（SLSNe，伽玛暴）的生产意味着一个典型的FRB寿命为$\approx$ 30-300年，在很好的协议与其他路线的论点。在这段时间内发射的总能量与存储在磁场中的可用能量一致。另一方面，任何与正常核心坍缩超新星产生的磁星的关系都会导致$\approx$的寿命非常短，只有0.5年，这与理论和观测都相矛盾。我们表明，由于不同的宿主星系分布的不同祖通道，许多可能的来源FRB出生可以排除与$\lesssim 10$宿主星系的标识。相反，有针对性地搜索先前拥有数十年历史的SLSNe和GRB的星系可能是发现新的FRB和相关…
2017-07-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Investigating the Recursive Short X-ray Burst Behavior of Magnetars Through Crustal Interactions
采用Lander（2023）磁星壳层元胞自动机模型模拟壳层相互作用，成功再现复发短X射线暴的成簇行为，且活跃期时长与能量特征符合观测。
2025-04-02 astro-ph.HE
Gravitational waves from mountains in newly born millisecond magnetars
在本文中，我们研究了一个新诞生的毫秒磁星的自旋演化和引力波光度，该磁星是在大质量恒星坍缩或两颗中子星合并后形成的。在这两种情况下，我们考虑的效果回落吸积，并考虑系统的演变，由于不同的扭矩作用于恒星，即自旋扭矩由于吸积和自旋扭矩由于磁偶极子辐射，中微子发射，和引力波发射连接到一个'山'的形成上的吸积极。最初的自旋周期主要受偶极辐射的影响，但在后来的时间吸积旋转的恒星迅速。我们发现大质量恒星坍缩后形成的磁星可以吸积到1 M_{\odot}，并在坍缩成黑洞之前存活50 s的数量级。对于位于1 Mpc的物体，引力波应变在kHz频率下为h_c \sim 10^{-23}，这使其成为下一代地基探测器的潜在目标。另一方面，中子星合并后形成的磁星，最多吸积0.2 M_{\odot}，并发射具有较低的最大应变h_c \sim 10^{-24}数量级的引力波，但也存在更长的时间，并且可能与在一些短的伽马射线暴的光变曲线中观察到的X射线平台有关。
2021-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
