Determining the equation of state of neutron stars with Einstein Telescope using tidal effects and r-mode excitations from a population of binary inspirals
第三代引力波天文台如爱因斯坦望远镜（ET）和宇宙探测器（CE）将是通过双星合并时产生的引力波探测中子星结构的理想仪器。在这项工作中，我们预测如何以及ET特别是将使我们能够重建中子星状态方程，通过观察几十个二元中子星合并与信噪比在数百。我们仅限于从inspiral中提取的信息，其中包括潮汐效应和可能的r模式共振。在处理后者时，我们超越了牛顿近似，引入并利用了新的普遍关系。我们发现，观察共振r模的能力将有一个显着的影响中子星状态方程的测量与ET。
2022-05-02 astro-ph.HE gr-qc
Evolution of inspiralling neutron star binaries: effects of tidal interactions and orbital eccentricities
动态形成的中子星双星在发射LIGO/VIRGO波段的引力波时可能具有显著的偏心率。我们使用一组混合方程研究了这种偏心吸气NS双星的潮汐效应。NS被建模为一个可压缩的椭球体，它可以非线性变形，由于潮汐力，而轨道演化处理与后牛顿（PN）理论高达2.5-PN阶。我们发现，在一般情况下，潮汐相互作用可以加速内旋，并导致轨道频率和相位的变化。对于圆形吸气，我们的计算再现以前的线性结果在大的二元分离，但纳入小分离的NS的动力学响应。对于偏心吸气，频率和相移在近心点通道附近有明显的振荡，并且振荡幅度随着偏心度的增加而增加。因此，GW相位也受到潮汐效应的显著影响。在合并时，GW的累积相移可以达到10弧度以上（对于典型的NS质量$1.4M_\odot$和半径11.6 km），远大于圆形螺旋的情况。虽然偏心NS合并的事件率可能很低，这种合并的检测可以提供一个有用的约束NS状态方程。
2020-09-17 astro-ph.HE gr-qc
Probing Crust Meltdown in Inspiraling Binary Neutron Stars
由于最近对潮汐形变和半径的测量，中子星的核物质状态方程和结构现在得到了更好的理解。在这里，我们表明，通过共振潮汐激发在一个双inspiral，中子地壳一般经历弹性到塑性的转变，这导致地壳加热，并最终熔化。这一过程可能导致引力波形中的$\sim \mathcal{O}(0.1)$相移。探测地壳熔化的时间和引起的相移将揭示地壳结构，如核壳过渡密度，以前的测量是不敏感的。使用GW 170817数据的直接搜索没有发现该信号，可能是由于有限的信噪比。我们预测这样的信号可能会被先进的LIGO Plus观测到，更有可能被第三代引力波探测器（如爱因斯坦望远镜和宇宙探测器）观测到。
2020-10-16 astro-ph.HE gr-qc
Inspiralling eccentric binary neutron stars: orbital motion and tidal resonance
我们研究了偏心双星中子星的轨道演化。该轨道被描述为一个准开普勒轨道的摄动，由于潮汐耦合。我们发现，除了后牛顿进动外，恒星之间的潮汐相互作用也对轨道进动有贡献。双星的角向运动和径向运动之间的耦合也激发了恒星振荡中的一系列谐波。在小的偏心率限制下，这种耦合主要引起附加的轨道共振，其中轨道频率是f模式频率的三分之一。对于初始偏心率为$\sim 0.2$、轨道频率为$50$ Hz的双星，由于中子星状态方程和双星质量分布的不确定性，这种潮汐共振的存在会在引力波形中引入$\sim 0.5$相移，直到合并。这种在螺旋后期阶段的相移很可能用第三代引力波探测器探测到。
2019-09-18 astro-ph.HE gr-qc
Systematic parameter errors in inspiraling neutron star binaries
两颗中子星的合并是LIGO等探测器的重要引力波源。许多研究已经考虑了二进制参数（质量，自旋，勒夫数）可以测量的精度。在这里，我考虑的精度，这些参数可以确定的系统误差，由于波形近似的存在。这些近似包括截断后牛顿（PN）级数和忽略中子星（NS）自旋，潮汐变形，或轨道偏心率。所有这些效应都可能产生超过合理参数值的统计误差的系统误差。特别是，忽略自旋，偏心率，或高阶PN条款的原因在NS勒夫数显着的偏差。如果不控制这些系统误差，则无法用PN螺旋波形测量潮汐效应。
2014-03-17 astro-ph.HE gr-qc
Role of dense matter in tidal deformations of inspiralling neutron stars and in gravitational waveform with unified equations of state
本文进一步研究了致密物质性质在冷非吸积中子星潮汐形变中的作用。本文用M-M统一状态方程组计算了重电Love数$k_\ell$和重磁Love数$j_\ell$ ~ $\ell=5$。它们的相对重要性和它们的灵敏度的对称性能量和中子物质的刚度进行了数值评估。本文还讨论了它们对双星中子星吸气辐射引力波信号相位的影响。
2021-02-03 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Tidal deformability of neutron stars with realistic equations of state and their gravitational wave signatures in binary inspiral
中子星吸入的引力波信号的早期部分可能产生关于核物质状态方程的可靠信息。恒星内部结构对波形的影响由一个参数表征：潮汐变形能力λ，它测量恒星对伴星扰动潮汐场的四极形变。我们计算了一个广泛的状态方程的lambda，并发现lambda的值跨越一个数量级的状态方程模型考虑的范围。中子星状态方程与引力波观测的早期部分的inspiral之间的区别的可行性分析表明，在λ的测量误差急剧增加的总质量的二进制。将误差与λ的预期范围进行比较，我们发现，在100 Mpc的距离上对双星进行的高级LIGO观测只能探测异常僵硬的状态方程，而拟议中的爱因斯坦望远镜可能会看到一个干净的潮汐信号。
2009-11-18 astro-ph.HE gr-qc
Impact and detectability of spin-tidal couplings in neutron star inspirals
来自双中子星合并的引力波信号带有合并体的变形性质的印记，然后是中子星的状态方程。在这些事件中发射的波形的当前模型中，潮汐变形的贡献被编码在一组参数中，潮汐Love数。更精细的模型包括潮汐旋转耦合，由一组额外的参数描述，旋转潮汐勒夫数，出现在波形中的$6.5$后牛顿顺序。对于自旋大$\sim0.1$的中子星，我们表明，忽略潮汐旋转耦合可能会导致第三代引力波探测器的参数估计的显着错误。通过执行Fisher矩阵分析，我们评估旋转潮汐Love数的可测量性，表明它们在波形中的贡献可以由第三代探测器测量。我们的研究结果表明，目前的潮汐变形模型在晚涡应改进，以避免波形系统和提取可靠的信息，从引力波信号观测到的下一代探测器。
2022-04-26 astro-ph.HE gr-qc
Effect of spin on the inspiral of binary neutron stars
我们进行长期的模拟自旋双星中子星，我们的最高无量纲自旋是$χ\sim 0.32$。为了评估自旋在内旋过程中的重要性，我们改变了自旋，并使用了两个状态方程，一个是由普通的核物质组成并产生致密恒星（SLy），另一个是包含核物质和夸克物质并产生更大恒星的混合状态方程（ALF 2）。使用高分辨率的网格间距$Δx\sim 98$ m的最精细的细化水平，我们发现，自旋的影响，在一个二元系统的相位演化可以大于一个来自潮汐力。我们的计算表明，虽然潮汐效应是占主导地位的小自旋（$\lesssim 0.1$），这不再是真的，当自旋较大，但仍然远远小于开普勒极限。
2019-05-31 astro-ph.HE gr-qc
Electromagnetic precursor flares from the late inspiral of neutron star binaries
两颗中子星的合并伴随着引力波的发射，也可以具有由质量喷出物提供动力的电磁对应物，以及合并后形成的相对论性喷流。由于中子星可以具有强磁场，因此中子星磁层之间的非平凡相互作用可能会在合并之前引发潜在的强大电磁瞬变。为这些前兆瞬变提供动力的一个关键过程是在两颗恒星之间形成的强电流片中的相对论重联。在这项工作中，我们提供了一个详细的分析如何扭曲的共同磁层的二进制导致电磁耀斑的发射，类似于在太阳日冕中产生的。通过相对论性无力电动力学模拟，我们澄清了不同的磁场拓扑结构在这个过程中的作用。我们的结论是，耀斑总是会发生适当的磁场的路线，除非其中一个中子星有一个磁场明显弱于其他。
2022-05-19 astro-ph.HE gr-qc
Probing internal dissipative processes of neutron stars with gravitational waves during the inspiral of neutron star binaries
本研究提出耗散潮汐形变参数，证明其会在4后牛顿阶修正双中子星旋进引力波相位且可通过引力波观测约束，为探测中子星内部耗散过程提供新方法。
2025-01-14 astro-ph.HE gr-qc
Accurate evolutions of inspiralling neutron-star binaries: assessment of the truncation error
最近，我们提出了一个完整的广义相对论的研究，研究了双中子星的动力学和引力波发射，它们盘旋并合并，产生一个被环面包围的黑洞（见arXiv：0804.0594）。在这里，我们更详细地讨论arXiv：0804.0594中提出的结果的收敛特性，特别是，在合并和合并对象的生存期间，当强冲击形成和湍流发展时，收敛速率的恶化。我们还表明，物理上合理的和数值收敛的结果在低分辨率下获得的，但遭受大的截断误差，因此是很少的物理用途。我们总结了我们的研究结果中的“错误预算”，其中包括可能的不准确性，我们已经调查的不同来源，并提供了第一个定量评估的精度在紧凑的流体二进制的建模。
2009-05-21 astro-ph.HE gr-qc
Binary neutron star inspiral, LIGO, and cosmology
总结了LIGO探测器中中子星螺旋信号的期望事件率的研究进展。观测到的信号将来自宇宙学距离的吸气，并讨论了重要的宇宙学效应的事件率和频谱。本文是对1994年12月12日至17日在慕尼黑举行的第17届得克萨斯州研讨会论文集的贡献。
1995-02-06 astro-ph gr-qc
Gravitational waves from neutron star excitations in binary inspirals
在混合中子星-黑洞系统的双星内旋背景下，研究了轨道运动对中子星振荡模的激发。我们研究了一般的偏心轨道，并表明潮汐相互作用可以激发的f-模式振荡的恒星通过计算的能量和角动量沉积到恒星的轨道运动潮汐力通过封闭形式的解析表达式。我们使用最近的微观核状态方程研究冷中子星的f-模式振荡，并计算它们对发射的引力波的影响。
2017-05-12 gr-qc
Searching for exotic cores with binary neutron star inspirals
我们研究了用地基引力波探测器探测合并中子星的奇异核的可行性。我们专注于一个尖锐的核/外来物质接口的模型，并假设一个均匀分布的中子星的质量范围$[1,2] M_\odot$。我们发现，外来核心的存在，可以确认在70%的置信水平，只要几十个检测。同样，有了这样的样本，我们发现，一些模型的异国情调的核心可以排除{高置信度}。
2020-04-07 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Hyperon bulk viscosity effects in neutron-star inspirals
Ioffe Institute（约费研究所）
本文研究中子星并合中超子体黏度的效应，发现其对引力波相位影响极小，却能显著加热中子星超子核心至约5×10⁸ K，现有及下一代探测器均难探测其相位偏移效应。
2026-08-31 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Joint LIGO and TAMA300 Search for Gravitational Waves from Inspiralling Neutron Star Binaries
我们使用LIGO和TAMA 300在2003年初的数据，从吸入中子星双星的重合引力波信号搜索。使用一个简单的触发交换方法，我们进行了一个相互合作的符合搜索的时候，TAMA 300和只有一个LIGO网站的操作。我们没有发现任何引力波信号的证据。在90%的置信水平下，我们对质量在1 ~ 3 M太阳之间的双星中子星合并速率的观测上限为每个银河系等效星系每年49颗中子星。在此搜索过程中开发的方法将在未来的网络螺旋分析中找到应用。
2006-10-06 gr-qc
GW170817: Observation of Gravitational Waves from a Binary Neutron Star Inspiral
2017年8月17日12：41：04 UTC，Advanced LIGO和Advanced Virgo引力波探测器首次观测到一颗螺旋状的中子星。GW 170817信号的综合信噪比为32.4，虚警率估计为每$8.0\times10^4$年不到一次。我们推断该双星的组成质量在0.86和2.26 $M_\odot$之间，与已知中子星的质量一致。限制组件自旋的范围内推断的双中子星，我们发现组件的质量是在1.17至1.60 $M_\odot$的范围内，与系统的总质量$2.74^{+0.04}_{-0.01}\,M_\odot$。该源位于28度$^2$（90%概率）的天空区域内，光度距离为$40^{+8}_{-14}$ Mpc，是迄今为止距离最近、定位最精确的引力波信号。与伽玛射线暴GRB 170817 A的关联，在合并后1.7秒被费米-GBM探测到，证实了中子星合并的假设，并提供了这些合并和短伽玛射线暴之间联系的第一个直接证据。随后在同一地点的电磁波谱上识别出的瞬态对应物进一步支持了将这一事件解释为中子星合并的解释。这一前所未有的引力和电磁联合观测提供了对天体物理学、致密物质、引力和宇宙学的深入了解。
2017-10-16 astro-ph.HE gr-qc
Inferring binary parameters with dual-line gravitational wave detection from tight inspiraling double neutron stars
本文提出利用LISA与Cosmic Explorer对紧密双中子星双线引力波的联合探测，在无电磁观测条件下推断自旋-轨道错位角和中子星转动惯量，分别达到亚百分比和5%的测量精度。
2024-01-20 astro-ph.HE gr-qc
Resolving phase transition properties of dense matter through tidal-excited g-mode from inspiralling neutron stars
本文通过首次广义相对论计算含一阶强相互作用相变中子星的潮汐g模，证明双中子星并合引力波可探测内部强子-夸克转变，为致密物质相变提供强约束。
2024-03-17 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Role of particle diffusion in shaping the gravitational wave signal from neutron star inspirals
针对超导中子星旋近阶段，本文研究粒子扩散耗散对引力波波形的影响，发现其可造成数十毫弧度相位变化并使星体升温至约 $10^7\ m K$。
2024-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Extracting equation of state parameters from black hole-neutron star mergers. I. Nonspinning black holes
黑洞-中子星（BHNS）系统的晚期螺旋、合并和衰荡可以提供有关中子星状态方程（EOS）的信息。候选EOS可以近似为一个参数化的分段多变EOS以上的核密度，匹配到一个固定的低密度EOS，我们报告的结果从一个大的BHNS螺旋模拟系统地改变两个参数。为了在模拟的准确性，我们发现，除了中子星质量，一个单一的物理参数λ，描述其变形性，可以提取从后期的螺旋，合并，和振铃波形。这个参数与中子星的半径、质量和l=2勒夫数k_2的关系为λ = 2 k_2 R^5/3 M_{NS} ^[5]，它也是决定在早期螺旋中偏离点粒子动力学的参数。因此，从BHNS螺旋观测到的引力波将状态方程限制在参数空间中常数λ的表面上，并因测量误差而变厚。使用单个高级LIGO探测器的各种配置，我们发现中子星可以与相同质量的黑洞区分开来，并且在距离为100 Mpc的质量比为Q=2和3的单个事件中可以以10-40%的精度提取λ ^{1/5}或等效R，而使用拟议的爱因斯坦望远镜，EOS参数的提取精度可以提高一个数量级。
2011-09-15 astro-ph.HE gr-qc
Accurate evolutions of inspiralling and magnetized neutron-stars: equal-mass binaries
通过执行新的，长期的和数值精确的广义相对论模拟磁化，等质量的中子星双星，我们调查的作用，现实的磁场可能在这些系统的演化。特别是，我们研究了磁场的演化，并表明它们可以通过加速坍缩成黑洞来影响合并时产生的超大质量中子星的生存。我们还提供了证据，即使纯粹的极向最初，磁场产生的环面周围的黑洞具有环形和极向分量的等效强度。当我们估计磁场对这些系统在螺旋过程中或合并后发出的引力波信号产生影响的可能性时，我们得出结论，对于现实的磁场强度B<~ 1 e12 G，这种影响可以被先进的LIGO或先进的Virgo等探测器探测到，但只是边缘。然而，在小质量双星的情况下，随着引力波探测器（如爱因斯坦望远镜）的发展，磁致变化可能会被检测到，在大于2 kHz的频率上具有更高的灵敏度。
2011-02-10 astro-ph.HE gr-qc
General Relativistic Decompression of Binary Neutron Stars During Dynamic Inspiral
通过对双中子星螺旋上升过程的多轨道数值相对论模拟，研究了螺旋上升中子星的动力学稳定性。通过在中子星的轨道中引入偏心率，在轨道时间尺度内获得轨道间隔的显著变化。我们发现，作为双星系统的发展从apastron到近星点（作为二进制分离减少），每个恒星的中心静止质量密度减少，从而稳定的恒星对个人的即时崩溃。随着双星系统从近星点向远星点的演化，中心静止质量密度增加;随着双星间距的增加，中子星重新压缩。
2007-01-03 astro-ph gr-qc
First eccentric inspiral-merger-ringdown analysis of neutron star-black hole mergers
Universitat de les Illes Balears（巴利阿里群岛大学）；Institut de Ciències de l’Espai (ICE, CSIC)（太空科学研究所（加泰罗尼亚高等研究委员会））
本文首次使用非圆周波形模型分析 GW200105 事件，验证了 NSBH 合并的偏心性证据，并发现其他 NSBH 事件与零偏心性一致。
2025-06-02 astro-ph.HE gr-qc
Comparing the inspiral of irrotational and corotational binary neutron stars
我们在准平衡（QE）近似下模拟了相对论性中子星的绝热螺旋，并从螺旋的晚期相位计算了引力波列。我们比较共旋和非旋序列，并发现一个显着的差异，在inspiral率，这几乎完全是由结合能的差异。我们还比较了我们的结果与一个点质量后牛顿计算。我们说明了如何晚inspiral波列计算与我们的QE数值方案可以匹配到随后的暴跌和合并波形计算与完全相对论流体动力学代码。
2001-09-30 astro-ph gr-qc
Coalescence of binary neutron stars in a scalar-tensor theory of gravity
我们在允许自发标量化的标量张量理论中对合并中的双星中子星进行了数值相对论模拟。我们用真实的状态方程来模拟中子星。我们选择的自由参数的理论考虑到所施加的约束的最新观测的中子星-白矮星双星脉冲星定时。我们发现，即使在这些严格的限制，标量化仍然可以影响的演变的双中子星不仅在后期的inspiral，但也在合并阶段。我们还证实，即使当这两个中子星有相当小的标量电荷在大的分离，他们可以强烈标度动态在最后阶段的inspiral。特别是，我们确定的二元参数标量化发生在后期inspiral或只有在发病后的合并时，一个残余的，超大质量或超大质量的中子星形成。我们还讨论了这些结果如何影响引力波一旦被检测到的物理信息的提取。
2013-10-04 astro-ph.HE gr-qc
Eccentricity-tide coupling: impact on binary neutron stars and extreme mass-ratio inspirals
本文研究了偏心轨道上两个致密天体之间的潮汐相互作用效应。我们假设潮汐场是静态的。因此，我们忽略了动力潮汐和共振激发。利用这些结果，我们找到了发射引力波相移的解析表达式。在这个过程中，我们发现，在领先的顺序，初始偏心率$e_0$和无量纲潮汐变形$Λ$耦合为$\sim e_0^nΛ$，其中$n$是一个正数。我们只关注占主导地位的贡献，即，$e_0^2Λ$。我们还计算了中子星双星系统的累积退相。我们发现，对于乐观的偏心率$e_0 \sim .05$和$Λ\sim 600$的值，累积的失相是$\mathcal{O}(10^{-4})$弧度，需要一个信号-噪声比$\sim 7000$是可观察的。因此，如果系统的信噪比也很大，这些效应可以在具有大偏心率的中子星双星系统中测量。因此，在第三代探测器中，如果系统具有大的偏心率，则可能会产生可观察到的影响。我们还探讨了这种效应对极端质量比吸气（EMRI）的影响。我们发现，即使是超大质量的机构与小值的$Λ\sim 10^{-3}$，这种效果有很大的失相EMRI $\sim \mathcal{O}(10)$弧度。因此，这种效应将有助于探索EMRI中超大质量天体的性质。
2023-03-02 astro-ph.HE gr-qc
Neutron star equation of state via gravitational wave observations
引力波观测可以通过测量中子星双星螺旋晚期产生的引力波对点粒子极限的偏离来测量中子星状态方程的性质。比较了用变刚度状态方程计算的吸气中子星双星的数值模拟结果。当恒星接近它们最后的俯冲和合并时，如果中子星更紧凑，引力波阶段积累得更快。这表明，频率在1 kHz左右的引力波观测将能够测量一个紧凑性参数，并对可能的中子星状态方程设定严格的界限。先进的激光干涉引力波观测站将能够调整其频带，以优化所需频率范围内的灵敏度，从而对合并的后期螺旋阶段进行灵敏的测量。
2011-10-18 astro-ph.HE gr-qc
Towards high-precision inspiral gravitational waveforms from binary neutron star mergers in numerical relativity
该研究在数值相对论代码SACRA-MPI中实现了四阶精度HLLC黎曼求解器，通过一维测试和双中子星并合模拟验证了其性能，实现了比二阶求解器更高的收敛阶和更小的相位误差，从而提高了吸气引力波波形的精度。
2025-09-11 astro-ph.HE gr-qc
Stochastic background from inspiralling double neutron stars
本文综述了银河系外的吸入双中子星对LISA天体物理引力波前景的贡献。使用最近拟合的恒星形成率，我们表明，超出$z_*=0.005$的源有助于一个真正连续的背景，这可能会主导LISA仪器的噪音范围$3 \simeq 10^{-4}$ - $1 \times 10^{-2}$赫兹和压倒银河WD WD混淆噪音的频率大于$ν_o \simeq 2\times 10^{-3}$。
2006-12-30 astro-ph gr-qc
Frequency-domain gravitational waveform models for inspiraling binary neutron stars
我们发展了一个螺旋上升中子星的频域引力波形模型。我们的波形模型通过与由我们最新的高精度数值相关性波形和在$10$ -$1000\,{\rm Hz}$频率范围内的SEOBNRv 2 T波形构造的混合波形进行比较来校准。我们发现，我们的波形模型和混合波形之间的相位差总是小于$0.1\, {\rm rad}$的二元潮汐变形性，${\tilde Λ}$，在范围$300\lesssim{\tilde Λ}\lesssim1900$和质量比在0.73和1之间。我们表明，$10$- $1000\,{\rm Hz}$，信噪比$\lesssim50$和我们的波形模型和混合波形之间的失配的可扩展性总是小于0.25和$1.1\times10^{-5}$，分别。对于$300\lesssim{\tilde Λ}\lesssim1900$的混合波形，我们的波形模型在${\tilde Λ}$测量中的系统误差总是小于$20$。在测量的二进制参数的统计误差计算采用我们的波形模型，我们得到的结果与以前的研究一致。我们表明，我们的波形模型的系统误差总是小于$20\%$（通常小于$10\%$）的事件的统计误差与$50$的信噪比。
2018-02-19 astro-ph.HE gr-qc
Astrophysical Implications of Neutron Star Inspiral and Coalescence
在引力波中观测到的两颗中子星的第一个螺旋非常接近，允许同时观测引力波和电磁波，这是几年来没有预料到的。他们的合并，随后是伽马射线暴和千诺瓦，在电磁望远镜的光谱波段被观察到。这些GW和电磁观测在理解短伽马射线暴、确定最重元素的起源和确定中子星的最大质量方面取得了巨大进展。从潮汐在引力波形上的印记和对X射线双星的观测中，人们可以提取出螺旋形中子星的半径和变形能力。半径、最大质量和因果关系一起约束了中子星状态方程，未来的约束可以来自合并后振荡的观测。我们有选择地回顾这些结果，用推导和估计来填充一些物理学。
2022-01-09 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Exploring tidal effects of coalescing binary neutron stars in numerical relativity
通过对数值相对论模拟得到的引力波波形的分析，研究了双中子星在螺旋上升阶段晚期发射的引力波。为了从数值结果中得到物理引力波形，分辨率外推对我们的模拟起着至关重要的作用。外推的引力波相位进行了比较，在后牛顿（PN）和有效的一体（EOB）形式主义，包括潮汐效应的校正计算。我们发现，外推的重力波的相位在数值相对论同意与PN和EOB计算的大部分的inspiral阶段，除了潮汐为主，最后inspiral阶段，其中PN和EOB结果低估了潮汐效应。然而，在过去的15个周期中，我们的外推结果和PN/EOB计算结果之间的累积相位差至多为1- 3弧度。
2013-03-07 astro-ph.HE gr-qc
Hunting for Gravitational Waves with Massive Gravitons from Inspiralling Double Neutron Star Systems with Pulsar Clocks
脉冲星，特别是毫秒脉冲星，是一种非常稳定的天体钟，其脉冲周期的稳定性为天文学研究提供了广阔的应用前景，例如可以作为探测超大质量黑洞双星中甚低频（$10^{-7}-10^{-9}$ Hz）引力波的天然探测器。双中子星（DNS）双星系统，包含一个或两个射电双星，在引力辐射作用下失去轨道能量，导致轨道收缩。结果，两颗中子星越来越近，在此期间，它有助于发射$1-10^4$ Hz的高频GW。本文研究了DNS系统中的射电天文台脉冲信号由于系统中的高斯辐射而引起的频移。我们指出，在这些系统中，无线电信号的脉冲频率偏移可以是一个潜在的工具，以寻找高频GWs，与大质量的引力子，从DNS系统，这诉诸于时间的引力常量$δG(t)/G$的移动。讨论了射电脉冲频移对DNS产生的高频GWs的敏感性。本文还考虑了双射电双星系统中脉冲星对定时残差的相关性，如PSR 0737-3039 A（B）系统。
2014-12-09 astro-ph.HE gr-qc
Tidal reconstruction of neutron star mergers from their late inspiral
Indian Institute of Science Education And Research Kolkata（印度科学教育研究所加尔各答分校）
通过分析双中子星并合晚期进动阶段的引力波信号，研究有效自转与潮汐变形性之间的相关性，并提出高效提取潮汐信息的方法以指导电磁观测
2026-02-08 gr-qc
Reconstructing the neutron-star equation of state with gravitational-wave detectors from a realistic population of inspiralling binary neutron stars
引力波观测的螺旋双星系统可以用来测量中子星状态方程（EOS）通过潮汐引起的波形相位的位移，取决于潮汐变形参数$λ$。以前的工作表明，$λ$，一个功能的中子星EOS和质量，是可测量的先进LIGO的一个单一的事件时，包括潮汐信息的合并频率。在这项工作中，我们描述了一种方法的叠加测量$λ$从多个inspiral事件来测量EOS。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗模拟来估计一个4参数分段多变的EOS，匹配理论EOS模型的几个百分点的参数。我们发现，“现实”的事件率（$\sim 40$二进制中子星inspiral事件，每年与信号-噪声比$> 8$在一个先进的LIGO探测器），结合一年的引力波数据从因果关系和最近的高质量中子星测量的限制，在大多数情况下，以上核密度的EOS可以测量到优于两个因素的压力。在$1M_\odot$ - $2M_\odot$质量范围内，测量的中子星半径优于$\pm 1$ km，测量的潮汐变形度优于$\pm 1 \times 10^{36}$ g cm $^2$ s $^2$（10%-50%，取决于物态方程和质量）。这些信息的绝大多数来自最响亮的$\sim 5$事件。然而，后牛顿波形模型中的当前不确定性导致EOS测量中的系统误差与统计误差一样大，并且需要更精确的波形模型来最小化该误差。
2014-10-31 gr-qc
Limitations in constraining neutron star radii and nuclear properties from inspiral gravitational wave detections
Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院）
本研究利用Fisher信息矩阵方法，在相对论平均场理论框架下评估第三代引力波探测器对中子星状态方程和核性质的约束能力，发现旋进引力波信号在亚饱和密度区域约束较弱，导致半径测量精度受限。
2026-05-27 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Innermost Stable Circular Orbit of Inspiraling Neutron-Star Binaries: Tidal Effects, Post-Newtonian Effects and the Neutron-Star Equation of State
我们研究了中子星状态方程如何影响合并附近的吸入中子星双星的运动方程的动力学不稳定性的发病。相对论效应和牛顿潮汐效应的结合导致恒星开始它们最后的、快速的、动力学不稳定的合并，此时恒星仍然很好地分离，轨道频率为$\approx$ 500周/秒（即引力波频率约为1000赫兹）。动力学不稳定性发生的轨道频率（即最内侧稳定圆轨道的轨道频率）对中子星状态方程（特别是恒星的质量半径比$M/R_o$）表现出适度的敏感性。这表明，关于核物质状态方程的信息被编码在合并前发射的引力波中。
1996-09-05 astro-ph gr-qc
A New Probe of Dark Matter-Induced Fifth Force with Neutron Star Inspirals
轻标量暗物质（DM）是允许在广泛的质量和相互作用类型。我们表明，光标量DM可能会探测到一种新的方式从最后几年的中子星（NS）的二进制inspirals。如果DM与中子相互作用，其在背景中的长波相干性可以引起时间振荡的质量漂移，这是双星螺旋固有的敏感性。但是，在宽带$f \simeq 0.01-1000$ Hz的长达一年的最高频率测量期间，发现大量的引力波（GW）周期显着增强了灵敏度。未来的宽带探测器网络包括LIGO波段探测器，可以探测光标量DM的无约束参数空间。
2019-01-06 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Towards a Realistic Neutron Star Binary Inspiral
基于共形平坦性和准平衡假设的广义相对论方法在研究螺旋动力学和为完全广义相对论数值模拟聚并致密双星提供初始数据方面发挥了重要作用。然而，这一方法的有效性制度从未确立。为此，我们开发了一个分析，确定违反CFQE近似的演化的二进制描述的完整的爱因斯坦理论。通过这种分析，我们表明，CFQE假设是显着违反，即使在相对较大的轨道间距的情况下，共转中子星双星。我们还证明了用CFQE方法确定的同转中子星双星的最内层稳定圆轨道（ISCO）可能没有天体物理意义。
2003-01-27 astro-ph gr-qc
Frequency domain model of $f$-mode dynamic tides in gravitational waveforms from compact binary inspirals
最近从中子星双星螺旋GW 170817中探测到的引力波（GWs）为探测物质和基本相互作用开辟了一条独特的途径。从观测到的GWs中提取关于中子星物质的信息需要稳健且计算效率高的理论波形模型。我们开发了一个近似的频域GW相位模型的主要GW签名的物质：动态潮汐与中子星的基本振荡模式（$f$模式）。我们专注于非旋转物体的圆形轨道上，并证明，尽管其数学简单，新的“$f$模式潮汐”（fmtidic）模型是在良好的协议与有效的一个机构的动力学潮汐模型高达GW频率的$\gtrsim 1$ kHz，并给出物理意义的潮汐模型调整到数值相对论捕捉到的现象的一部分。fmtidad模型的优点在于，它明确了GW定相对特征状态方程参数的依赖性，即，潮汐变形率和$f$模式频率;它是计算有效的;并且它可以容易地添加到任何频域基线波形。fmtidad模型很容易服从未来的改进，并提供了第一步的手段，独立测量额外的基本属性的中子星物质超出潮汐变形能力，以及执行新的测试广义相对论从GW的观测。
2019-10-04 astro-ph.HE gr-qc
Probing axions with neutron star inspirals and other stellar processes
在QCD轴子的某些模型中，对轴子势的有限密度修正可以导致轴子来源于大密度物体。有多种方法来测试这种现象，但也许最令人惊讶的效果是，轴子可以调解中子星之间的力量，可以像引力一样强大。这些力可以是吸引力或排斥力，它们的存在可以通过对中子星螺旋的高级LIGO观测来检测。由于数值上的巧合，具有引力强度的中子星之间的轴子力自然具有数十公里或更长的相关长度尺度，类似于中子星。未来在Advanced LIGO中对中子星合并的观测可以探测到许多数量级的轴子参数空间。由于轴子只来源于大的致密物体，轴子力避开了第五种力的约束。我们还概述了其他几种方法来探测这种现象，使用电磁信号与紧凑的对象。
2017-08-28 gr-qc hep-ph
Inspiraling Corrugation-Induced Quantum Effects on Neutron Star Binary Plane
利用路径积分公式，研究了轨道间距为$10^9$ m的引力束缚中子星（NS）双星中轨道平面的横向收缩引起的动力学量子效应.基于Dewitt的方法，我们计算了双星平面的引力Casimir能量损失，它包括静态引力效应和形变诱导效应。发现静态效应中包含了轨道面自引力项和双星系统牛顿引力势的贡献。而变形诱导效应也由两部分引起，即轨道结合能的不稳定性（标度为$\frac{1}{(R-r)^2}$）和轨道结合能的动态卡西米尔能量消耗（衰减为$\frac{1}{(R-r)^4}$）。动态引力Casimir现象和相应的能量消耗改变了双星的旋入轨道运动，从而改变了释放的引力波（GW）的频率。我们考虑了两个NS组件的机械响应，定性地研究了系统的轨道运动和GW频率的修正。结果表明，动力学Casimir效应在二元平面上施加了一个耗散力，该耗散力与引力波的频率有关。由此产生的耗散可能会随着分离的衰减和GW频率的增加而增强，这随后加速了双星的轨道衰减。然而，耗散率仅具有$10^{-70}$ eV/s的数量级。因此，考虑到NS双星系统的宽分离、宇宙学合并时间和低频GW，对NS双星动力学的修正是非常微小的。
2022-02-26 astro-ph.HE gr-qc
Gravitational waves from f-modes excited by the inspiral of highly eccentric neutron star binaries
随着引力波仪器变得越来越灵敏，推测可以使用下一代探测器分析的微妙效应是很有趣的。中子星的流体振荡就是这样一种效应，它对揭示高密度物质的性质具有巨大的潜力。在数值模拟双中子星合并和高偏心率中子星轨道的超大质量残余物时已经发现了这些。本文着重讨论后者，并对中子星振荡的产生、引力波探测和分析提出一些设想。这些事件将是罕见的（也许每年可以使用第三代探测器（如爱因斯坦望远镜或宇宙探测器）检测到数十次），但它们将具有独特的诊断能力，用于分析冷，催化，致密物质。此外，这些系统是不寻常的，在分析潮汐激发的f-模式的恒星可以产生同时测量其质量，转动惯量，和潮汐勒夫数，使用频率，阻尼时间，和振幅的模式。因此，它们将提供一个几乎独一无二的机会，从观测上检验I-Love-Q关系。这些事件的分析将需要在核物理和广义相对论非线性模式耦合显着的进一步工作，因此，我们讨论了进一步的方向，将需要追求。例如，我们注意到，对于近掠相遇，数值模拟表明，传递到f模的能量可能比线性理论中预测的大两个数量级。
2017-02-06 astro-ph.HE gr-qc
Gravitational waveforms of binary neutron star inspirals using post-Newtonian tidal splicing
在一个螺旋形的致密双星中，中子星的潮汐变形改变了轨道动力学，在引力波信号上留下了印记。可以通过数值相对论模拟来对这种信号进行建模，但对于许多应用来说，这些方法的计算成本太高。分析后牛顿的治疗是有限的未知高阶非潮汐条款。本文进一步建立在“潮汐拼接”模型中，后牛顿潮汐项“拼接”到黑洞双星的数值相对论模拟。我们改进了以前的治疗潮汐拼接包括球谐模式以外的（2，2）模式，扩大后牛顿的潮汐效应的表达式为2.5阶，包括动态潮汐校正，并增加了部分治疗的自旋潮汐动力学。此外，而不是数值相对论模拟，我们使用自旋对齐的二元黑洞（BBH）代理模型“NRHybSur 3dq 8”提供BBH波形输入到潮汐切片程序。这使我们能够构建自旋对齐的，螺旋式的TaylorT 2和TaylorT 4拼接波形模型，可以快速评估。这些模型与现有的双中子星和黑洞-中子星模拟进行了测试。我们实现了TaylorT 2剪接模型作为“NRHybSur 3dq 8”的扩展，创建了一个我们称之为“NRHybSur 3dq 8 Tidal”的模型。"
2020-07-09 gr-qc
Interface modes in inspiralling neutron stars: A gravitational-wave probe of first-order phase transitions
该研究提出旋近中子星中界面模式的共振潮汐激发是一阶相变的确凿引力波特征，通过相对论微扰理论及手征有效场论状态方程族，证明其可被下一代干涉仪探测，部分事件或可被LIGO A+捕捉。
2025-08-22 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Postmerger: a new and dominant contribution to the gravitational-wave background from binary neutron stars
本研究将双中子星并合后阶段的辐射纳入随机引力波背景建模，发现1-2 kHz频段存在显著谱功率，提升了第三代探测器的探测潜力，且未探测到高频信号也能约束核物质状态方程。
2025-06-18 astro-ph.HE gr-qc
Beyond the linear tide: impact of the non-linear tidal response of neutron stars on gravitational waveforms from binary inspirals
合并中的中子星中的潮汐相互作用改变了螺旋的动力学，因此以额外相移的形式在它们的引力波（GW）信号上留下了印记。我们需要准确的潮汐相移模型，以约束观测的超核状态方程。在以前的研究中，GW波形模型通常是通过将潮汐视为对扰动潮汐场的线性响应来构建的。在这项工作中，我们将非线性校正，由于流体动力学三，四模式的相互作用，并显示它们如何可以提高波形模型的准确性和解释能力。我们建立和数值求解耦合的轨道和模式的微分方程，并解析推导出系统的平衡配置的解决方案。我们的分析解决方案同意与数值的合并，只涉及代数关系，允许快速相移和波形评估不同的状态方程在一个大的参数空间。我们发现，在牛顿阶，非线性流体的影响，可以提高潮汐相移$\gtrsim 1\,{\rm radian}$在GW频率为1000 Hz，相应的$10-20\%$校正的线性理论。合并附近的附加相移的规模是一致的数值相对论和理论预测，只占线性潮汐之间的差异。因此，在解释数值相对论的结果以及为当前和未来的GW探测器构建波形模型时，非线性流体效应非常重要。
2023-01-06 astro-ph.HE gr-qc
Modeling the complete gravitational wave spectrum of neutron star mergers
在中子星合并的背景下，我们使用数值相对论模拟研究合并残余物的引力波谱。合并后的光谱的特点是主峰频率$f_2$有关的特定结构和动力学的残余热超大质量中子星。我们发现，$f_2$是相关的潮汐耦合常数$κ^T_2$的特点，在后期的inspiral合并的二元潮汐相互作用。关系式$f_2(κ^T_2)$对二元总质量、质量比、状态方程和热效应的依赖很弱。这一观测结果开启了建立一个模型的可能性，该模型可以用来描述每一次合并的引力谱，并将后螺旋和后合并的描述统一起来。
2015-08-17 astro-ph.HE gr-qc
Pre-Merger Detection and Characterization of Inspiraling Binary Neutron Stars Derived from Neural Posterior Estimation
本研究提出基于机器学习的双中子星并合前旋进阶段探测与分析框架，结合残差网络、分类器与归一化流网络实现神经后验估计，可随并合临近提升参数与天区定位精度，为多信使搜寻提供早期精确信息。
2024-07-14 astro-ph.HE astro-ph.IM gr-qc
Effects of the interaction of dark matter and neutron-star matter on extreme and intermediate mass-ratio inspirals
University of Virginia（弗吉尼亚大学）
本文研究暗物质与中子星物质的相互作用对极端和中等质量比旋进引力波的影响，发现其存在独特特征，或可被天基探测器观测区分，为暗物质研究提供新途径。
2026-08-28 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Testing Scalar-Tensor Gravity with Gravitational-Wave Observations of Inspiralling Compact Binaries
利用激光干涉仪探测器观测来自螺旋形致密双星的引力波，可以提供对源参数的精确测量。它们也可以限制其他引力理论。我们分析inspiralling紧凑%双星的标量张量理论的约旦，Fierz，Brans和Dicke的背景下，集中在影响上的inspiralling的能量损失偶极引力辐射，其来源是引力自结合能的inspiralling机构。利用匹配滤波器分析，我们得到了Brans-Dicke理论耦合常数$ω_{\rm BD}$的一个界。对于一个中子星/黑洞双星，我们发现，该边界可能超过目前的太阳系实验的$ω_{\rm BD}>500$的边界，足够低的质量系统。对于$0.7 M_\odot$中子星和$3 M_\odot$黑洞，我们发现一个束缚的$ω_{\rm BD} \approx 2000$是可以实现的。这个界限随着黑洞质量的增加而减小。对于由两颗中子星组成的双星，除非两颗恒星的质量相差超过$0.5 M_\odot$，否则边界小于500。对于两个黑洞，螺旋双星的行为在观测上与它在广义相对论中的行为是不可区分的。这些界限假设合理的中子星状态方程和探测器的信噪比为10。
1994-06-15 gr-qc
Stability analysis of the spin evolution fix points in inspiraling compact binaries with black hole, neutron star, gravastar, or boson star components
基于黑洞、中子星、引力星或玻色子星在偏心轨道上进动的致密双星的长期自旋演化，我们确定了自旋和轨道角动量的对齐和更一般的共面配置作为固定点。通过动力系统分析，我们研究了它们的线性稳定性作为质量四极参数的函数。对于两个自旋都与轨道角动量反对齐的双星配置，对于两个自旋都与轨道角动量对齐的双星配置（除了中子星和玻色子星的某些四极参数范围），以及对于极端质量比，边际稳定性都成立。对于相同的质量，配置的自旋之一对齐和其他的反对齐是稳定的重力双星，中子星双星在高四极参数范围内，玻色子星双星。对于一些质量不等的引力星双星、黑洞双星或中子星双星，当其中一个自旋与轨道角动量成一条直线，而另一个自旋与轨道角动量成反直线时，在内旋过程中会发生从稳定到不稳定的转变。我们发现在某些重力星、中子星或玻色子双星的反旋过程中存在一个过渡不稳定区。对于共面组态，我们只发现引力星-引力星、玻色子星-玻色子星和黑洞-玻色子星双星的不稳定性。对于一个给定的自旋组态，边缘稳定性强烈依赖于四极参数的值。中子星双星的稳定性区域比黑洞双星大，而混合系统的稳定性参数区域有限。
2022-10-01 gr-qc
