Inferring neutron-star properties from gravitational-wave signals of binary mergers
两颗中子星合并后形成的合并残留物的振荡是高密度状态方程的特征。主振荡频率在引力波频谱的kHz范围内出现明显的峰值。我们描述了如何的主要振荡频率的残余物可以用来推断非旋转中子星的半径。
2015-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Realistic binary neutron star initial data with Elliptica
本文介绍Elliptica伪谱代码，用于生成支持表格状态方程和任意方向近极限自旋的双中子星初始数据。
2024-11-19 astro-ph.SR gr-qc physics.comp-ph
Constructing quasi-equilibrium initial data for binary neutron stars with arbitrary spins
一般来说，双星系统中的中子星都是自转的。最近，一个新的准平衡近似，其中包括一个旋转速度片的每一颗星已被提出来描述的双中子星在准圆轨道上的任意旋转状态。我们已经实现了这种近似数值计算的第一次，以产生初始数据的中子星双星的自旋。如果我们选择旋转速度块，使得它等于牛顿刚性旋转定律，我们得到具有流体4-速度的恒星，其膨胀和剪切近似为零，正如人们对准平衡配置所期望的那样。我们也使用新的方法来构造和研究初始数据序列的无旋，共旋和固定旋转的二进制文件。
2014-11-04 astro-ph.SR gr-qc
Binary evolution leading to the formation of the very massive neutron star in the J0740+6620 binary system
我们研究了近距离双星系统的演化，以解释最近观测到的包含有史以来最大质量的毫秒脉冲星PSR J0740+6620及其超冷氦白矮星伴星的双星系统的存在。为了找到这个天体的祖先，我们用我们的恒星程序计算了由一颗中子星和一颗正常施主星组成的几个双星系统的演化。我们假设质量传递是保守的。我们还探讨了辐射反馈对系统的影响。我们发现辐照模型也为毫秒脉冲星及其伴星提供了足够的模型，因此辐照和非辐照系统都是PSR J0740+6620的良好祖星。最后，我们得到了一个双星系统，演变和帐户的观测数据组成的PSR J 0740 +6620（即轨道周期，质量，有效温度和推断的金属丰度的同伴，和质量的中子星）在一个时间尺度小于宇宙的年龄。为了达到观测到的低有效温度，施主星应该有观测所需的氦包层。
2020-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Characterizing Astrophysical Binary Neutron Stars with Gravitational Waves
合并的双中子星被认为主要是通过孤立的双演化形成的。在这个标准的形成场景中，第一个出生的中子星经历了一个再循环过程，并且可能在最后的螺旋中快速旋转，而第二个出生的恒星预计在合并时实际上是零自旋。基于这一特点，我们提出了一个新的框架，从他们的引力波发射观测的天体物理特征的中子星。我们进一步提出了一个先验的回收中子星，形状参数为2和尺度参数为0.012的伽玛分布的无量纲自旋，外推从银河系双中子星的射电脉冲星观测。解释GW170817和GW190425的背景下，标准的形成方案，并采用伽玛分布先验，我们发现积极的支持（贝叶斯因子为6，在非自旋假设）旋转回收中子星GW190425，而自旋的回收中子星GW170817是小的，与我们的先验一致。我们测量了GW170817和GW190425中回收（慢）中子星的质量分别为$1.34_{-0.09}^{+0.12}$ $(1.38_{-0.11}^{+0.11})$ $M_{\odot}$和$1.64_{-0.11}^{+0.13}$ $(1.66_{-0.12}^{+0.12})$ $M_{\odot}$，具有$68\%$的可信度。我们讨论了这两个事件的天体物理起源的影响，并概述了未来的前景，研究二元中子星使用我们的框架。
2020-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Nucleosynthetic Yields from Neutron Stars Accreting in Binary Common Envelopes
大质量双星可能会经历这样一个阶段：两颗恒星中的一颗在其高级演化阶段膨胀为巨星，并将其伴星包围起来，喷射出氢包层并收紧其轨道。在许多观测到的X射线双星和合并致密双星系统的形成中，需要这样一个共同的包络相位来收紧双星轨道。在形成中子星双星的情况下，系统可能会经历一个阶段，其中一颗中子星螺旋进入它的巨星伴星的包层。这些阶段导致质量吸积到中子星上。在这些共包络相的中子星上的吸积可以喷射出在中子星表面附近经历过燃烧的物质。本文介绍了这种喷射物质的核合成产额，使用人口合成模型研究这些核合成产额在银河系化学演化背景下的重要性。根据在吸积材料中发现的温度和密度的极端条件，可以获得富质子和富中子核合成，在最极端的条件下有效地产生低Z材料的富中子同位素，以及在低Z下，在较低密度模型中的富质子同位素。最终产量被发现是非常敏感的物理建模的吸积阶段。我们发现，中子星在二进制公共信封吸积可能是一个新的相关网站的银河系化学演化，因此需要更全面的研究，以更好地约束核合成在这些对象。
2019-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational waves from remnant massive neutron stars of binary neutron star merger: Viscous hydrodynamics effects
采用广义相对论剪切粘性流体力学的Israel-Stewart形式的简化形式，我们探讨了双中子星合并的残余大质量中子星的演化，并特别注意由此产生的引力波形。我们发现，对于$10^{-2}$阶的所谓粘性α参数的合理值，残余大质量中子星中的微分旋转的程度在粘性时间尺度$\alt 5$ \，ms中显著降低。与此相关，非轴对称变形的程度也迅速降低，因此，发射的准周期性引力波的振幅也在粘性时间尺度中衰减。我们的研究结果表明，为模拟合并残留物的演变的双中子星，我们必须考虑磁流体力学效应，这在自然界中可以提供粘性效应。
2017-05-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Measuring neutron-star properties via gravitational waves from binary mergers
通过大量对称中子星（NS）的并合模拟，我们证明了并合后引力波（GW）发射的频率峰值与核物质状态方程（EoS）的物理性质（如最大质量的Tolman-Oppenheimer-Eohoff组态的半径）之间存在紧密的相关性.因此，合并后GW信号的峰值频率的单个测量将显著地约束NS EoS。对于合理乐观的合并率估计，Advanced LIGO的相应检测可能会在大约一年的操作时间内发生。
2011-11-23 astro-ph.SR gr-qc
Production of Heavy Elements During the Explosion of a Low-Mass Neutron Star in a Close Binary
考虑了质量相差很大的中子星密近双星演化过程中重元素的核合成。与文献中反复考虑的两颗质量相当的中子星合并的情况相反，这种双星在最后阶段的演化包括向质量更大的恒星的快速质量转移和低质量组分的爆炸性破坏。我们提供了爆炸的细节，并计算了在不同的初始条件下，在这个过程中产生的重元素的丰度。
2020-11-27 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Real-Time Detection of Gravitational Waves from Binary Neutron Stars using Artificial Neural Networks
双黑洞合并产生的引力波的突破性发现，以及最近的中子星合并，开启了多信使天体物理学的新时代，并彻底改变了我们对宇宙的理解。人工神经网络等机器学习技术已经改变了许多技术领域，并且在引力波天体物理学中也被证明是成功的，用于探测和表征来自双黑洞的引力波信号。在这里，我们使用深度学习方法来快速识别来自双中子星合并的瞬态引力波信号，这些信号在代表典型引力波探测器数据的噪声时间序列中。具体来说，我们证明了在10万个数据样本上训练的深度卷积神经网络可以快速识别二进制中子星引力波信号，并将它们与噪声和合并黑洞二进制信号区分开来。这些结果表明，人工神经网络的潜力，实时检测引力波信号的双中子星合并，这是至关重要的，及时跟进和详细观察的电磁和天体粒子对应伴随这些重要的瞬态。
2020-02-21 astro-ph.IM astro-ph.SR gr-qc
The lifetime of binary neutron star merger remnants
虽然双中子星系统演化的主要特征现在已经很好地建立，但许多细节仍然存在争议，特别是关于合并后的阶段。特别是，合并后形成的超大质量中子星的寿命很难预测。在这项工作中，我们提供了一个简单的解析关系的合并残余物的初始质量的函数的中子星的寿命。这种关系的结果从一个联合拟合的数据从观测证据和各种数值模拟。通过这种方式，涵盖了大范围的塌缩时间，物理效应和状态方程。最后，我们将该关系应用于引力波事件GW 170817，以约束稠密物质的物态方程。
2020-06-08 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Conformally flat, quasi-circular numerical simulations of the gravitational wave chirp from binary neutron star merger GW170817
Center for Astrophysics, Department of Physics, University of Notre Dame（圣母大学天体物理中心物理系）；Center for Research Computing, University of Notre Dame（圣母大学计算研究中心）
本文通过共形平坦、准圆轨道近似下的相对论数值模拟，校准了GW170817引力波啁啾信号，验证了近似有效性，并建立了约束核状态方程的新方法。
2021-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
One-arm Spiral Instability in Hypermassive Neutron Stars Formed by Dynamical-Capture Binary Neutron Star Mergers
利用广义相对论流体动力学模拟，我们发现合并的双中子星可以形成超大质量中子星，经历单臂螺旋不稳定性。我们研究的特殊情况下，动态捕获合并的恒星有一个小的自旋，可能会出现在球状星团，并专注于一个等质量的情况下，自旋与轨道角动量对齐。我们发现，这种不稳定性的发展时，合并后的流体涡导致产生的环形残留物-一种配置，其最大密度发生在一个环周围的质量中心-高涡沿其旋转轴。在$\sim 10$ ms的时间尺度上，不稳定性迅速饱和，其中$m=1$方位角密度多极模式在更高模式上占主导地位。这种不稳定性也在合并后的引力波信号上留下了一个特征印记，如果这种不稳定性在长期存在的残余物中持续存在，就可以检测到。
2015-10-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Global simulations of strongly magnetized remnant massive neutron stars formed in binary neutron star mergers
本文采用广义相对论磁流体力学方法，在最精细网格分辨率为$12.5$ m的高空间分辨率下，对一颗双星中子星合并为一颗大质量残余中子星（RMNS）后的$\approx 30$ ms进行了数值模拟。首先，我们估计合并时的开尔文-亥姆霍兹不稳定性可以将磁场能量放大到热能的$\sim 1\%$。第二，我们发现在带有$ρ< 10^{13}~{\rm g~cm^{-3}}$的RMNS包层和环面中的磁旋转不稳定性维持磁湍流状态，并且在这些区域中的有效粘性参数可能收敛到$\approx 0.01$ -$0.02$。第三，目前的网格分辨率仍然不够精细，以维持磁湍流状态的RMNS与$ρ\ge 10^{13}~{\rm g~cm^{-3}}$。
2018-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Revealing the high-density equation of state through binary neutron star mergers
提出了一种利用中子星双星系统并合后产生的引力波揭示高密度中子星物质状态方程的新方法。该方法依赖于少数检测的峰值频率在合并后阶段的二进制不同（相对较低）的群众，在最有可能的范围内预期的检测。从这样的观察，人们可以构建峰值频率对二元质量的导数，在这个质量范围内。通过详细研究大样本的状态方程的双星中子星合并，我们表明，可以外推上述信息的最高可能的质量（黑洞形成的阈值质量的双星中子星合并）。反过来，这使得冷的，非旋转的中子星的最大质量在0.1 M太阳内的经验确定，而相应的半径被确定在百分之几。结合这一点，确定冷的，非旋转的中子星的半径为1.6 M太阳（在百分之几，如Bauswein等人所证明的，PRD，86，063001，2012）允许在大量其他候选者中明确区分特定候选状态方程。我们的方法是特别有吸引力的，因为它同时揭示了中等和非常高的密度部分的状态方程，使质量半径关系的区别，即使他们是相似的，在典型的中子星质量。此外，我们的方法还允许推导出最大中心能量密度和最大中心静止质量密度的冷，非旋转的中子星的精度为百分之几。
2014-06-19 astro-ph.SR gr-qc nucl-th
High resolution numerical-relativity simulations for the merger of binary magnetized neutron stars
我们在日本超级计算机K。中子星和合并遗迹被70 μ m的网格覆盖，这是迄今为止得到的结果中分辨率最高的。通过深入的分辨率研究，首次阐明了中子星并合过程中磁场的几种放大机制。首先，在合并开始时剪切层中发展的开尔文-亥姆霍兹不稳定性显著地放大了磁场。合并后形成的超大质量中子星（HMNS）会受到非轴对称的磁旋转不稳定性的影响，这种不稳定性放大了HMNS中的磁场。这两种放大机制不能用非相干分辨率运行找到。我们还表明，HMNS最终崩溃的黑洞所包围的吸积环面，这是在出生时强烈磁化。
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Mapping Progenitors of Binary Black Holes and Neutron Stars with Binary Population Synthesis
第一个直接观测到的引力波事件，GW 150914，以两个大质量黑洞的合并为特征，突出了确定这些紧凑的残余双星系统是如何形成的必要性。我们使用二进制人口合成代码COSMIC（紧凑对象合成和蒙特卡罗调查代码）来预测大质量恒星的类型，将显示出显着的径向速度变化，表明一个潜在的紧凑对象（即黑洞或中子星）绕恒星运行。我们“观察”的人口中产生的二进制与类似数量的时代和RV的准确性计划为银河系映射。在这个分析中，我们特别感兴趣的系统，其中一个紧凑的残骸是围绕一个大质量的O或B星，因为这些系统幸存的第一个超新星和中子星踢。我们测试的银河映射观测策略，以区分不同的质量损失和踢处方的能力。我们发现，沃尔夫-拉叶星或热次矮星的双星可以检测（即发光，高三角洲RV最大值），可行的祖先这样的对象，而不同的处方主要影响的来源的数量。
2022-03-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Efficient magnetic-field amplification due to the Kelvin-Helmholtz instability in binary neutron star mergers
我们探讨了中子星合并过程中由于开尔文-亥姆霍兹不稳定性引起的磁场放大。通过在日本超级计算机“K”上进行高分辨率的广义相对论磁流体力学模拟，其分辨率为$17.5$ m，在合并开始后为$4$- $5$ ms，我们发现中等最大强度的初始磁场$10^{13}$ G至少被放大了$\approx 10^3$倍。我们还讨论了磁场能量的饱和问题，结果表明它很可能是$\gtrsim 4 \times 10^{50}$ erg，即合并中子星体动能的$\gtrsim 0.1\%$。
2015-11-13 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
