Non-radial oscillations of anisotropic neutron stars in the Cowling approximation
在研究中子星模型和它们的振荡时，最常见的假设之一是压力是同位素的，然而有争论认为这可能是不正确的。因此，本文对各向异性压力下中子星的非径向振荡进行了初步研究。我们采用所谓的考林近似的时空度规保持固定，并获得前几个流体模式的振荡谱。各向异性对频率的影响是明显的，尽管根据目前的结果，可能很难将其与由不同状态方程引起的频率变化区分开来。
2012-06-22 astro-ph.SR gr-qc
Breakdown of Hydrodynamic Universality in Neutron Star Oscillations
Universidade Federal Fluminense（弗鲁米嫩塞联邦大学）；CBPF – Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas（巴西物理研究中心）
该研究发现中子星振荡无法达到流体动力学普适性所需的渐近长波长区域，利用相对论纳维-斯托克斯与以色列-斯图尔特理论对比，证实真实体黏滞性可显著修正振荡谱，将中子星振荡作为探测微观非平衡动力学的直接探针。
2026-08-21 gr-qc nucl-th
Nonlinear radial oscillations of neutron stars
致密恒星中的非线性振荡效应引起了人们的广泛兴趣。为了在完全非线性的广义相对论框架内研究这种现象，需要高精度的数值研究。我们提出了一个专门为研究量身定制的数值方案，根据制定的时间演变的偏离一个固定的平衡配置。利用这一技术，我们研究了与中子星径向振荡相关的非线性效应。特别是，我们讨论了模式耦合由于非线性相互作用，共振现象的发生，激波形成附近的恒星表面以及能力的非线性稳定微扰不稳定的中子星模型。
2009-09-23 astro-ph.SR gr-qc
Excitation of Neutron Star Oscillations by an Orbiting Particle
中子星的激发被认为是引力辐射的一个重要来源。最重要的是研究中子星中触发振荡的机制，以便描述发射的辐射。本文给出了一个绕中子星运行的粒子产生的偶宇称引力辐射的数值研究结果。我们集中我们的调查有利于激发的$w$模式的轨道参数上的这些条件。我们发现，天体物理现实的条件下，几乎没有$w$模式的贡献，所发射的辐射。只有对于具有超相对论轨道速度$\ge 0.9c$的粒子，$w$ -模式才对总的辐射引力能有显著的贡献。我们还强调设置一致的初始配置的重要性。
2000-04-30 astro-ph gr-qc
Non-linear radial oscillations of neutron stars: Mode-coupling results
致密恒星中振荡模式的非线性行为是当前相当感兴趣的一个课题。对这种现象的精确数值研究可能需要强大的新方法来进行流体和时空计算。我们建议，这种方法的一个关键组成部分将是非线性演化的背景固定平衡星的偏差。我们研究了这种方法的可行性，将其应用到一个中子星的非线性径向振荡，并探讨了这个问题的各种数值非线性特征，为大范围的振幅。对二次模和高阶模的耦合和能量的非线性传递进行了详细的论证和分析。
2001-10-22 astro-ph gr-qc
Oscillations of relativistic axisymmetric tori and implications for modelling kHz-QPOs in neutron-star X-ray binaries
我们进行了一个整体的线性微扰分析，并研究了相对论性的，非自引力环面围绕中子星在慢旋转极限近似下的振荡性质。推广在Schwarzschild和Kerr背景下所做的工作，我们考虑Hartle-Thorne时空中垂直积分环面的轴对称振荡。平衡模型是通过选择一些不同的非开普勒分布的特定角动量，允许光盘大小$L \sim 0.5 - 600$引力半径。我们的结果，得到解决后的整体特征值问题计算的轴对称$p$模式，表明这种振荡模式可以解释大多数观察到的较低（$ν_L$）和较高（$ν_U$）的高频率准周期振荡的Sco X-1，和一些Z源和环礁源与$ν_L\ gtrsim 500$ Hz。然而，当$ν_L \lesssim 500$ Hz，$p$ -模振荡不能解释在中子星低质量X射线双星中观测到的上下高频准周期振荡之间的线性关系$ν_U = A ν_L + B$，$B \neq 0$。
2011-09-19 astro-ph.SR gr-qc
Radial oscillations in neutron stars from QCD
本文研究了由冷密QCD第一性原理计算得到的一组状态方程产生的中子星在观测数据约束下对无穷小径向振荡的稳定性。我们认为，在可能包含夸克物质核心的恒星中，共形边界$c_{s} = 1/\sqrt{3}$存在轻微和较大的违反。质量-半径图中的某些中子星族由于核附近的大振幅振荡而变得动力学不稳定。
2021-04-27 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
The Influence of Magnetic Field Geometry in Neutron Stars Crustal Oscillations
本文研究了中子星壳中的振荡，其中磁场既有偶极分量，也有环向分量，前者从恒星内部延伸到太空，后者局限于恒星半径内。我们的研究是基于我们已经得到的恒星流体扰动的解决方案，仅限于地壳厚度。我们的结果进行了比较，在软伽玛中继信号中观察到的频率。
2019-10-02 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Tight bound on neutron-star radius with quasiperiodic oscillations in short gamma-ray bursts
University of Virginia（弗吉尼亚大学）；The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of Maryland, College Park（马里兰大学帕克分校）；NASA/GSFC（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；Center for Research and Exploration in Space Science and Technology, NASA/GSFC（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心空间科学与技术研究探索中心）；UFABC（巴西联邦 ABC 大学）
通过分析短伽马射线暴中的准周期振荡，研究者利用贝叶斯框架推断中子星质量-半径关系，得出质量1.4倍太阳质量的中子星半径界限。
2025-03-17 astro-ph.HE gr-qc
Radial oscillations in neutron stars from unified hadronic and quarkyonic equation of states
利用支持2 M $_\odot$星判据的统一状态方程（EoS）研究了非旋转中子星的径向振荡.我们求解Sturm-Liouville问题，计算了中子星的20个最低径向振动模及其本征函数，这些振动模是由Skyrme-Hartree-Fock、相对论平均场和夸克模型中的8个统一Eos模型所模拟的.我们比较的行为计算的本征频率NS模型与强子的夸克EOS，而不同的中心密度。最低阶，f-模式频率之间的两个类的EoS在1.4 M $_\odot$，但消失在各自的最大质量，与稳定性标准$\partial M/\partialρ_c > 0$一致。此外，我们还计算了大的频率分离，并发现高阶模式的频率显着降低，将地壳中的EoS。
2022-11-28 gr-qc nucl-th
Non-radial oscillations and gravitational wave emission of hybrid neutron stars
该研究结合 Brueckner-Hartree-Fock 与 Dyson-Schwinger 状态方程及 Gibbs 混合相构造，比较纯中子星和混合中子星的 g1 模振荡、阻尼与引力波特征及观测前景。
2023-03-13 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Oscillations of rapidly rotating stratified neutron stars
我们利用线性微扰方程的时间演化来研究快速旋转中子星的振荡。我们的模型占由于成分梯度的浮力，我们研究，第一次，在快速旋转的恒星所产生的g模式的性质。我们提供了非分层和分层模型的详细比较。这导致一个非分层的明星和g-模式的分层系统的惯性模式之间的关系的理解得到了改善。特别是，我们证明，每个g-模式成为旋转为主，即接近一个特定的惯性模式，作为恒星的旋转速率的增加。我们还讨论了引力波驱动的不稳定性的各种类别的振荡模式有关的问题。
2009-03-26 astro-ph gr-qc
Torsional oscillations of neutron stars in scalar-tensor theory of gravity
本文在相对论Cowling近似下，用标量-张量引力理论研究了中子星的扭转振荡。我们采用真实的中子星核壳状态方程，计算了无扰动的中子星模型。对于允许自发标量化的标量-张量理论，地壳厚度可以比广义相对论小得多。我们推导了描述扭转振动的标量-张量理论的微扰方程，并求解了相应的本征值问题，得到了扭转振动的频率。对于标度化恒星模型，基模（泛音）频率变得比广义相对论中的小（大）。如果微物理效应不因标量化等强重力效应而退化，则扭振频率可提供地壳微物理的信息。为了解决这个问题，我们考虑两种不同的模型的状态方程的地壳，我们看看电子屏蔽的影响。扭转振荡频率的标量化的影响原来是小于微观物理的不确定性，所有的自发标量化模型允许的二元脉冲星观测。我们的研究表明，无论是否发生自发标度化，巨大耀斑后的准周期振荡（QPO）观测都可以用来约束中子星壳的微观物理。
2014-10-09 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Constraints on Pasta Structure of Neutron Stars from Oscillations in Giant Flares
我们发现，中子星地壳中的剪切模对非均匀原子核结构的存在相当敏感，即所谓的“面食”。由于pasta相的存在，剪切模的频率降低，其中基频的依赖性不同于泛音。由于扭转剪切频率强烈依赖于pasta相的结构，通过对恒星振荡的观测，人们可以探测地壳中的pasta结构，尽管通过其他观测是相当困难的。此外，考虑到面食阶段的影响，我们显示的可能性，解释所有观察到的频率在SGR 1806-20只使用地壳扭剪模式。
2011-06-14 astro-ph.HE gr-qc
The kilo Hertz quasi-periodic oscillations in neutron star low-mass X-ray binaries as tori oscillation modes. I
低质量X射线双星的X射线光变曲线表现出准周期振荡现象，人们一直在努力解释这种现象背后的动力学机制。到目前为止，没有一个模型能够成功地解释光变曲线功率密度谱中观察到的所有频率。在这里，我们进行了几个流体动力学模拟的非自引力相对论性轴对称厚环面适用于中子星在低质量X射线二进制4U 1636-53，并显示如何观察到的振荡模式触发不同的速度扰动引起的一组变化的功能类似于我们看到的观测X射线数据。当我们将来自恒定角动量（$l$）环面模拟的频率对与观测到的千赫兹QPO匹配时，我们发现某些频率组合位于观测关系的顶部，前提是我们假设中子星的质量比通常假设的要小。然而，由于圆环尺寸设置的物理约束，常数- $l$圆环不能匹配针对4U 1636-53观察到的整个频率范围。我们表明，我们的模型是一致的QPO频率，伴随着状态转换的吸积盘观察到的移位。
2017-09-22 astro-ph.HE gr-qc
Kaluza-Klein Spectroscopy from Neutron Oscillations into Hidden Dimensions
本文研究中子振荡进入额外维度费米子的现象，揭示其对卡鲁扎-克莱因塔的共振成像能力，并从超冷中子实验推导出额外维度的约束，为层级问题参数空间提供探测途径。
2023-12-20 gr-qc hep-ph hep-th
Electromagnetic extraction of energy from black hole-neutron star binaries
黑洞-中子星双星的合并有望成为下一代探测器Advanced LIGO和Advanced Virgo的主要引力波源。理想情况下，这些和其他引力波源将有一个不同的电磁对应物，因为通过两个单独的通道可以获得更多的信息。此外，由于这些探测器将探测具有不可忽略的红移的距离，因此对引力波信号的电磁对应物的同步观测将有助于对暗能量的新测量[1]。对于质量不比中子星大多少的黑洞，黑洞对中子星的潮汐破裂和随后的吸积提供了产生电磁对应物的一种途径[2]。然而，在这项工作中，我们证明，对于所有的黑洞，中子星双星观测先进的LIGO/处女座，黑洞与磁场的中子星的相互作用将驱动坡印亭通量。当中子星磁层中的电子-正电子等离子体加速时，这种坡印亭通量产生同步辐射/曲率辐射，当等离子体聚焦到中子星磁极上时，产生热辐射，在中子星表面上产生“热点”。这种新效应将产生丰富的亮度，与超新星和活动星系核相当，因此高级LIGO/Virgo用引力波探测到的黑洞-中子星合并也可能被电磁探测到。
2011-01-10 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Probing the equation of state of neutron stars using neutrino oscillations
Indian Institute of Science Education and Research Kolkata（印度科学教育研究所加尔各答分校）
通过弯曲时空中的狄拉克方程研究中微子振荡，发现中微子味转换概率依赖于内部时空度规，从而可通过表面中微子味组成区分中子星的不同状态方程。
2026-06-08 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
