新生的毫秒磁星具有强大的磁场（B～1014-1015 G）和毫秒旋转周期（P～1-10 ms）,可以非常迅速地将其旋转能量转化为电磁辐射和/或引力波,为各种高能现象提供能量来源,如伽马射线暴、千新星/并合新星、超亮超新星。毫秒磁星形成的途径包括:瞬时通道和延迟通道。大质量恒星的坍缩被认为是磁星形成的瞬时通道,因此自然地将新生的毫秒磁星与长伽马射线暴和核坍缩型超新星联系在一起。延迟通道包含:双中子星并合、中子星与白矮星并合、双白矮星并合和白矮星吸积诱导的坍缩等,因此毫秒磁星被认为是短伽马射线暴、千新星/并合新星可能的中心能源。以毫秒磁星为中心能源的相关暂现源是当前时域天文研究的热门方向。在第一章我们简要概述了毫秒磁星与伽马射线暴、千新星/并合新星、超亮超新星的联系,其中包含:磁星基本的辐射理论,磁星驱动这些暂现源的主流模型,以及磁星作为这些暂现源中心引擎的间接证据。此外,我们介绍了触发磁星持续引力辐射的机制,例如,由弹性应力或磁场支撑的星体表面山脉、自由进动或不稳定的振荡模式（如r模式,f模式）。引力波天文学对验证宇宙中最神秘、最极端的物质—中子星及其理论和模型是至关重要的。第二章,我们在短伽马射线暴的电磁观测数据中搜寻了引力波辐射的信号。引力波事件GW170817及其电磁对应体GRB 170817A的联合探测,证实了至少部分短伽马暴与双中子星并合有关。双中子星合并后的残余物可能是一个长期存活、快速旋转且超强磁化的磁星,由于其非轴对称变形或流体振荡,可以辐射出持续的引力波。我们利用磁星模型模拟了短伽马暴样本光变曲线,结果表明在GRB 090426和GRB 150424A的晚期衰减光变中均存在引力波辐射信号特征。另外,通过比较磁偶极辐射特征时间尺度和引力波辐射特征时间尺度,我们给出了新生磁星的椭率限制:ε＜1.58 × 10-3（B/1015 G）（P/1 ms）。我们发现目前的先进激光干涉仪引力波天文台LIGO和室女座干涉仪Virgo不太可能探测到来自较远距离处磁星的引力波信号。对于快速旋转磁星（旋转周期为1ms）,LIGO O3、LIGO O5和ET探测器的探测视界分别为～60 Mpc,～210 Mpc和～900 Mpc。第三章,我们基于伽马暴的观测限制了毫秒磁星的椭率。伽马暴观测数据表明一部分伽马暴的X射线余辉存在至少千秒的平台特征,这通常被解释为毫秒磁星的自旋衰减光度。毫秒磁星可能会经历非轴对称形变或各种星体振荡,从而发出与X射线平台相成协的连续引力波辐射。在磁星模型的假设下,我们分析了30个长伽马暴的X射线光变曲线。通过对长伽马暴X射线平台光变曲线的模拟来限制新生磁星的性质,包括初始自旋周期、偶极磁场强度和椭率。我们发现磁星的参数之间存在一些紧密的关系,如ε ∝ Bp1.29和Bp∝P01.14。ε-P0和ε-Bp的相关性表明,磁场较强的磁星对应较大的椭率。logBp-log P0的关系表示磁星的磁偶极辐射与引力波辐射可能发生在磁螺旋桨阶段。大多数长伽马暴的椭率被限制在10-3左右,这意味着当磁星的椭率大于10-3时,磁星会因引力波辐射损失大量的旋转能量。此外,我们通过磁星的自旋衰减过程推导出引力波振幅演化。如果能探测到与伽马暴X射线平台相成协的引力波信号,那么将是磁星作为伽马暴中心引擎的确凿证据。第四章,我们扩展了现有的磁星驱动超新星模型,考虑了引力波辐射对超新星光度演化的影响。聚焦于引力波辐射损失磁星自转能的影响,我们研究了由此超新星产生的电磁辐射特征。磁星的磁偶极辐射主导自旋减慢和引力波辐射主导自旋减慢之间存在竞争。引力波能量损失导致可用于注入超新星的磁偶极辐射能量减少,这将影响了超新星热光度的演化,比如峰值光度及下降阶段的衰减速率。超新星SN1997ef,SN2009bb,SN2017ens的后期光变呈现缓慢衰减行为,这与56Ni衰变模型所预期的不一致。然而,我们的磁星模型（考虑引力波辐射）能够很好的重现SN 1997ef,SN 2009bb,SN 2017ens的热光度演化。基于采用马尔可夫链蒙特卡洛（MCMC）方法我们得到最优拟合模型和后验参数。基于磁星模型,我们发现磁星的椭率值限制在10-4左右,如果磁星的形变是由内部磁场的磁压力诱导,这意味着内部磁场强度需达到1016 G。第五章,我们简要的总结了上述工作,并对未来在磁星及其引力波方面的研究进行了展望。