磁陀星作为伽玛暴中心能源的证据
按照传统的伽玛暴爆发图景，无论前身天体是大质量坍缩星还是并合的双致密星，整个系统都以新生黑洞的吸积作为中心能源。不过随着观测数据的积累，出现了一些经典理论难以解决的问题，于是又有越来越多的研究者倾向认为相当一部分伽玛暴可能是由一颗刚刚形成的毫秒级磁陀星提供能量的（实际上本人所在的研究小组在这方面也进行过不少先驱性的工作）。在磁陀星模型下，除了吸积过程之外，星体的自转减慢也是为抛射物供能的重要机制。这一观点现在得到了越来越多的证据支持，于是逐一罗列之。
需要特别指明的是，磁陀星模型只提供了一种渠道，但并不排除黑洞驱动伽玛暴的可能性，实际的爆发中心天体或许是多样化的。另外就是本文提到的所有证据都属间接。且不论所有伽玛暴都发生在难以解析恒星级辐射源的宇宙学距离上，单单考虑远大于1的爆发中心能源光深，对其进行直接观测也是不可能的。只是说，这些间接证据都可以很好地纳入磁陀星中心能源的大框架之内，而且有些现象不借助磁陀星很难应付，所以磁陀星只是一种很好的理论假说而已。但话说回来，关于伽玛暴（尤其是短暴）中心能源性质的证据，又有多少是直接得出的呢？
余辉的平台期
之前在站里提到过很多次，伽玛暴的早期X射线余辉普遍具备衰减缓慢的平台期。具体说来，这一阶段的余辉流量衰减速率远较标准余辉模型更慢，个别暴甚至还出现了流量随时间推移而上升的现象。这一成分是雨燕卫星发射后大批浮出水面的，它暗示了爆发中心能源存在长时间活动，从而为外激波注入额外能量的可能性。为了解释平台期的成因，在中心能源的持续活动之外，又有不少研究者在喷流结构或内部物理参数上大做文章。
但是喷流相关的文章只能把平台期本身的行为说通，却无论如何也无法解释某些伽玛暴X射线余辉在平台期过后的演化。在大部分情况下，紧随平台期之后的是演化规律遵循标准模型的经典余辉，流量随时间的衰减指数应该在-1.2左右。而在个别余辉中，平台过后却是衰减指数高达-10的陡降，与基于相对论性球形激波导出的标准模型框架相去甚远，就连喷流拐折效应导致的光变曲线变陡也陡不到如此程度；更且这样的陡降与光学余辉的演化无关，而后者往往能够更好地勾勒出外激波的活动（作为比较，至少有相当一部分与标准余辉衔接的平台期，其拐折时间在X射线与光学波段是一致的）。
伽玛暴X射线余辉中平台期+陡降（左，GRB 070110）与平台期+标准余辉（右，GRB 050713B）的行为比较。（图片来源：Liang et al. 2007）
种种迹象表明，这些与陡降紧密相连的平台期余辉应该不是伽玛暴外激波的产物，而是源自中心能源本身的较长时标活动，甚至有人认为它应该被理解为叠加在常规余辉的5个成分之上的第6个成分。虽然有工作将其归结为诸多彼此叠加的X射线耀发，但对这种内因平台期最佳也是最直接的解释就是磁陀星的自转减慢供能。顺带一提，如果磁陀星作为中心能源的说法成立，那么在伽玛暴余辉中普遍存在的X射线耀发也可以得到解释，比如借助新生磁陀星的磁重联过程，而毋须借助吸积盘瓦解或星体碎块之类的外物。
不过要说明的是，拥有这种结构的伽玛暴数量并不多，比如Liang et al. (2007)系统分析了2007年2月之前雨燕卫星的平台期余辉观测，在53个伽玛暴中只发现了4个此类事例，后来这一比例也没有发生过太多的变化。也许这说明磁陀星相关的成分多半会淹没在外激波的演化之下，或者是伽玛暴的中心能源并不均一，磁陀星和黑洞兼有。
短暴的延展辐射
短暴的延展辐射是在主暴过后的长时标（100秒左右）低流量软光子辐射，但其累积流量并不亚于主暴本身。为了解释延展辐射的存在，研究者提出过多种可能的模型，包括双成分喷流，也包括原磁陀星的相关过程。在后一种情形下，短暴本身源自磁陀星的吸积，而延展辐射则由吸积盘瓦解后的原磁陀星相对论性星风提供。
自转减慢导致延展辐射的过程有些复杂。Bucciantini et al. (2012)对相关机制进行了模拟，假设存在自相似的抛射物结构，发现系统的演化受磁陀星星风功率与抛射物比例的支配。磁陀星的相对论性星风与抛射物之间的相互作用会在抛射物内部形成一个拥有轴向强磁场的磁化云，并由云团中的磁场应力形成长时标活动且张角较大的双极喷流。随后喷流顶开磁化云团外围的终端激波并被加速，在较大半径处形成长时标的延展辐射。总的来说，星风越强，则喷流越窄；喷流的各向同性光则决定于抛射物的质量，所以在条件合适的时候，产生GRB 060614这样兼具长短暴特性的爆发并非没有可能。
磁陀星产生短暴及其延展辐射的示意图。A：经由双中子星并合或旋转白矮星的吸积诱发坍缩形成磁陀星的吸积盘。B：磁陀星的吸积产生相对论性喷流，产生短暴。C：形成磁陀星期间抛出的抛射物与磁陀星星风相互作用，形成终端激波与磁化云团。D：新的双极喷流在磁云中形成。中央插图为各阶段对应的光变曲线。（图片来源：Bucciantini et al. 2012）
伽玛暴的磁化抛射物
伽玛暴的经典火球模型预言，爆发的瞬时辐射应该具备较强的光球热辐射成分。但在实际观测中，除了GRB 090902B等少数几个例外，人们并不能明确辨认出这一成分。相反，还存在GRB 080916C等反例，明确否决了较窄黑体谱的存在性。为了解决理论和实际的矛盾，一种观点是引入强磁化的物质，让重子物质主导的光球辐射被大大抑制。如果将这种观点套用到GRB 080916C上，不难发现为了不让该暴的黑体辐射露头，磁场能流与物质能流之比要达到20以上。
GRB 080916C的实测时间分辨能谱（彩色实线）与不同磁化因子预言的光球辐射成分（红色虚线）的比较。（图片来源：Zhang & Pe’er 2009）
磁陀星具有令电子朗道能级大于静止能量的超强的磁场，因此可以顺理成章地为喷射的外流体注入大量磁场能，满足观测到的非热辐射谱所需。当然，黑洞周围也不是不具备磁场（否则喷流的形成可能就要遇到麻烦了），因此比起前面两条证据，伽玛暴抛射物的磁化程度更为间接一些。但不管怎么说，黑洞抛出强磁化物质的过程总归不如磁陀星那般直接，所以也将这一点算上吧。
双中子星并合形成磁陀星
以上证据只是说明，磁陀星可以解释伽玛暴中观测到的诸多现象。但是这种天体要如何形成？其中一个渠道要求前身天体质量较小，如较小质量恒星的坍缩，或者是涉及白矮星的并合产物。对于短暴来说，涉及白矮星的过程尚存争议，主流依旧是双中子星或中子星与黑洞的并合。那么在双中子星系统合二为一之后，可否形成稳定的磁陀星？至少在并合之初星体转速尚高的时候，这样一颗磁陀星可否在自转的支撑下不至于快速坍缩成黑洞？
这一点其实是存在争议的。不过好歹Giacomazzo & Perna (2013)成功模拟出了两个1.2倍太阳质量的中子星并合，形成一颗较差高速自转的中子星的过程。更妙的是，这样的过程还为中子星周围留下了一个质量约合太阳0.1倍的盘面，而且系统中的磁场也在并合期间被放大了两个数量级。
双中子星并合形成单一磁陀星的模拟。（图片来源：Giacomazzo & Perna 2013）
虽说这项模拟中还有值得商榷的地方，而且这样的过程受中子星物态方程的影响很大，但它好歹算是开了个好头。根据模拟结果，磁场对并合后的引力波信号有明显影响，因此相关的探测可以证实或证伪磁陀星在伽玛暴中的作用。
