General Relativistic Magnetohydrodynamic Simulations of Accreting Tori: Resolution Study
本文通过二维广义相对论辐射磁流体动力学模拟，研究了非旋转恒星质量黑洞周围吸积盘在不同网格分辨率下的演化，确定了产生稳定湍流盘的合适分辨率，并分析了分辨率对吸积率、磁化、物理量通量及磁重联产生等离子体团的影响。
2024-03-24 astro-ph.HE
Retrograde versus prograde models of accreting black holes
人们普遍认为，磁场、吸积盘和旋转的黑洞是产生已知宇宙中最强大能量的工具。尽管如此，由于磁化吸积到旋转的黑洞上既涉及目前无法完全用数值处理的非线性磁流体力学的复杂性，又涉及目前作为输入的一部分的磁场起源的不确定性，因此可能的解决方案的空间仍然不那么受限制。因此，文献仍然见证了相当不同的黑洞引擎模型的扩散。但积累的大量观测数据现在足以有意义地区分它们。正是在这种情况下，这篇重要的论文比较了最近的逆行框架与标准的“自旋范式”的Brachde模型。
2013-04-11 astro-ph.CO astro-ph.HE
Oscillating shocks in the low angular momentum flows as a source of variability of accreting black holes
本文导出了准球形微旋转流中激波形成的条件。我们验证了半解析，固定计算的结果与时间演化研究的数值流体模拟，我们研究的振荡的冲击位置。我们还研究了流动的行为与不同的特定角动量，其中的“滞后”类型的环路时，发现通过多个音速点区域。我们的结果与在Sgr A* 中观测到的光度耀斑的时间尺度和形状一致。这些模型也可能适用于银河系恒星质量的黑洞，如GX 339-4或GRS 1915+105，其中X射线光度的周期性振荡被检测到。
2014-11-28 astro-ph.HE
Three Dimensional Simulations of Advective, Sub-Keplerian Accretion Flow onto Non-rotating Black Holes
利用三维无粘流体动力学模拟程序研究了非旋转黑洞的亚开普勒跨音速吸积流的时间演化。之前的二维模拟表明，吸积物质中的离心屏障可能会暂时阻止几乎自由落体的物质，并产生一个稳定的、几何厚的圆盘，其中可能包含湍流涡旋。我们在这项工作中的目标是调查是否磁盘发展任何不稳定性，因为这种动荡时，我们动态激活所有三个维度。我们发现，即使靠近中心黑洞，盘仍然保持稳定和轴对称。然而，如果我们明确地施加非轴对称的方位角扰动，盘的轴对称结构被破坏，不稳定性发展。
2022-12-16 astro-ph.HE
Spacetime constraints on accreting black holes
利用解析方法研究了旋转Kerr黑洞吸积对自旋的依赖性。在线性区，MHD湍流吸积流中的角动量输运涉及到差动旋转流中连接等离子体的径向磁场的产生。我们采取第一原理的方法，突出的约束，限制了径向磁场的产生和放大，源于能量从机械到磁的形式转移。由于以磁性形式转移的能量最终受到引力势能或Killing能量的约束，后者的自旋依赖性允许我们推导出吸积等离子体成功驱逐其角动量和吸积的自旋依赖性约束。我们发现这种能力和黑洞自旋之间存在反比关系。如果这种径向磁场的产生形成吸积流的角动量转移的基础上，涉及克尔黑洞的吸积率预计将较低的黑洞自旋增加的Ekde意义。
2009-06-12 astro-ph.HE gr-qc
Ultra-luminous X-ray sources as neutron stars propelling and accreting at super-critical rates in high-mass X-ray binaries
超亮X射线源（ULX）是位于附近星系中的非核点源，其亮度远远超过恒星质量天体的爱丁顿极限。脉动ULXs（PULXs）的发现使人们认识到，尽管大多数ULXs缺乏相干脉动，但其中一部分可能是在高质量X射线双星（HMXB）中吸积中子星。一些HMXB的最早阶段可能存在快速旋转的中子星，它们将大质量伴星转移的物质推出来。中子星磁层传递到吸积盘的自旋下降功率在这个阶段可以远远超过爱丁顿光度和系统出现作为一个非脉动ULX。在这张图片中，PULXs看起来像非脉动ULXs的超临界质量增长后代。我们提出了这种演化的情况下，自洽模型的磁层磁盘相互作用，并讨论了我们的结果的自旋和磁场的中子星的影响。
2018-12-13 astro-ph.HE
Discovery of a retrogradely rotating neutron star in the X-ray pulsar GX 301$-$2
利用Fermi/GBM对慢X射线脉冲星GX 301 $-$ 2的长期观测，分析了其自旋沿轨道的演化。基于观测证实的吸积方案和角动量吸积的分析模型，我们证明了在这个系统中，中子星的自旋逆行，即在相反的方向上的轨道运动。这一首次发现证明了在适当的吸积力矩下，吸积系统中逆行旋转的主要可能性，并可能对我们理解X射线星体的自旋演化、估计其初始自旋周期以及演化的最终结果产生深远的影响。
2020-03-31 astro-ph.HE
Magnetic fields generated by r-modes in accreting millisecond pulsars
在旋转的中子星中，科里奥利力的存在允许所谓的罗斯比振荡（r模）的存在，已知这种振荡对引力波的发射是不稳定的。本文首次在r模演化方程中引入了磁阻尼率。我们发现，r-模可以产生非常强的环形场的核心吸积毫秒星系通过诱导差异旋转。我们简要地讨论了产生的磁场的不稳定性及其长时间尺度的演变，以澄清产生的磁场如何能够稳定的恒星。
2009-11-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
General-relativistic instability in rapidly accreting supermassive stars: the impact of rotation
通过广义相对论（GR）不稳定性坍缩的超大质量恒星（SMS）被认为是超大质量黑洞的可能祖先。它们在不稳定开始时的质量和角动量在许多方面都是关键，特别是关于直接坍缩的观测特征的可能性。在这里，我们研究的稳定性旋转，快速吸积的SMSs对GR，并得出这些恒星在死亡的属性。的hylotropic结构的基础上，相关的快速吸积SMSs，我们定义的假设下，在辐射区域，允许差分旋转的局部角动量守恒的旋转配置文件。我们发现，旋转有利于稳定的快速吸积的SMSs的吸积角动量表示一个分数f > 0.1%的开普勒角动量。当f = 0.3%-0.5%时，与GR稳定性相一致的最大质量比非旋转情况增加了一个数量级。当f = 1%时，如果恒星质量不超过10^7-10^8 Msun，就不能达到GR不稳定性。这些结果意味着，像在非旋转的情况下一样，直接坍缩黑洞的祖先的最终质量在不同的区间内变化，这取决于所考虑的情况：对于原始原子冷却的晕，10^5 Msun < M < 10^6 Msun;对于富含金属的星系合并，10^6 Msun < M < 10^9 Msun。这些模型表明，离心屏障是无效的，以防止直接形成的超大质量黑洞在崩溃的SMS。此外，星系合并的条件似乎比原子冷却的晕更有利于在黑洞形成时可探测到的引力波发射和超长伽马射线暴。
2021-04-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
X-ray burst ignition location on the surface of accreting X-ray pulsars: Can bursts preferentially ignite at the hotspot?
通过X射线光变曲线的脉动，可以直接观测到吸积中子星表面的热点。它们被认为是由于中子星磁极的吸积燃料的磁性通道而发生的。一些X射线发生器在I型热核X射线爆发时会出现爆发振荡，这被认为是由燃烧的不对称性引起的。在快速旋转的中子星中，已经表明赤道处较低的重力可以导致X射线爆发在该位置的优先点火。然而，这些模型并不包括在中子星表面的吸积热点的影响。有两个吸积的中子星源，其中爆发振荡已被观察到跟踪准确的中子星自旋周期。我们分析这是否可能是由于X射线爆发点燃的磁极的中子星，因为在热点下的吸积层加热导致点火条件提前达到。我们调查的吸积层中的热传输使用的2D模型和研究的流行率加热到点火深度的X射线爆发为不同的热点温度和大小。我们进行计算的吸积在极点和赤道，并推断点火可能发生在远离赤道的磁极的热点温度大于$1\times10^8$ K。然而，目前的观测还没有发现这样的高温在吸积X射线天体。
2021-06-08 astro-ph.HE
Long-Term evolution of Discs around Magnetic Stars
我们研究了围绕磁星的薄粘性盘的演化，包括它施加在盘上的磁矩引起的恒星的自旋下降。从吸积状态到非吸积状态的转变，以及跨共转半径的磁力矩的变化都以一般的方式包括在内，转变的宽度在数值模拟建议的范围内。除了标准吸积态外，还发现了两种吸积态，一种吸积态可以发展成“死”盘态，其内缘位于共转之外。更常见的是，一个“被困”的状态发展，其中内盘边缘保持接近共转，即使在非常低的吸积率。这两种状态的长期演变是不同的。在死亡状态下，恒星的自旋不完全下降，保留了大部分初始自旋。在被困状态下，恒星可以渐近地自旋到任意低的速率，它的角动量转移到圆盘上。我们确定这些结果分别与快速旋转和非常缓慢旋转类的Ap星和磁性白矮星。
2011-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
Formation of a rapidly rotating classical Be-star in a massive close binary system
本文研究密近双星中吸积恒星在赫氏间隙经历首次物质交换时的自旋加速，发现当进入物质的角动量超过开普勒值一半时，吸积体获得的角动量与到达率无关，并可在物质交换结束后立即呈现Be星特征。
2023-10-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Thin accretion disk signatures of slowly rotating black holes in Hořava gravity
在目前的工作中，我们考虑的可能性，观测测试的Hoclavava引力通过使用周围的缓慢旋转的黑洞的Kehagias-Sfetsos解决方案在渐近平坦的时空中的吸积盘的性质。得到了该体系的能流、温度分布、发射光谱以及能量转换效率，并与标准慢转动广义相对论克尔解进行了比较。比较了在Hoelava引力中慢旋转Kehagias-Sfetsos几何与慢旋转Kerr黑洞中的质量吸积，证明了在几何质量和吸积率相同的情况下，慢旋转Kehagias-Sfetsos解比旋转黑洞的质量吸积更强.我们还提出了转换效率的吸积质量到辐射，并表明旋转Kehagias-Sfetsos解决方案提供了一个更有效的引擎的吸积质量到辐射的转换比克尔黑洞。因此，不同的签名出现在电磁波谱，从而导致直接测试Hoelava重力模型的可能性，通过使用天体物理观测的发射光谱从吸积盘。
2011-06-22 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Instability windows and evolution of rapidly rotating neutron stars
我们考虑了低质量X射线双星中快速旋转的中子星在r模激发下的不稳定性（类似于地球上由科里奥利力控制的Rossby波）。我们认为，有限的温度效应在超流核心的中子星导致共振耦合和增强阻尼（因此稳定性）的振荡模式在一定的恒星温度。使用一个简单的唯象模型，我们表明，高自旋频率的中子星可能会花费大量的时间在这些“共振”温度。这一发现使我们能够解释LMXB中令人困惑的热快速旋转中子星观测，并预测一类新的热，非吸积，快速旋转中子星，其中一些可能已经被观察到，并暂时确定为静止LMXB（qLMXB）候选者。我们还对中子星的自旋频率施加了一个新的理论极限，解释了吸积毫秒X射线双星统计分析得出的截止自旋频率~730 Hz。除了解释观测结果外，我们的模型还提供了一种新的工具来限制超致密物质的性质，将测量的共振温度与理论预测的共振温度进行比较。
2014-03-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Spin Distribution of Fast Spinning Neutron Stars in Low Mass X-Ray Binaries: Evidence for Two Sub-Populations
为了确定低质量X射线双星中吸积中子星的自旋分布是否与当前的吸积力矩模型相一致，我们研究了吸积双星和非吸积双星中快速旋转中子星的当前样本。我们进行了统计分析的自旋分布，并表明，有证据表明，在低质量的X射线双星，一个在相对较低的自旋频率，平均约300 Hz和广泛的传播，和一个峰值人口在较高的频率，平均自旋频率约575 Hz。我们发现，这两个子群体分离的切割点在~540 Hz的频率。我们还表明，射电毫秒双星的自旋频率不遵循对数正态分布，并没有证据表明存在不同的子种群。我们讨论了不同的吸积模型的不确定性，并推测，要么吸积中子星的分界点标志着引力波的开始作为一个有效的机制，以消除角动量或一些中子星在快速子种群不演化成射电毫秒恒星。
2017-05-22 astro-ph.HE
Quasi-spherical accretion in low-luminosity X-ray pulsars: Theory vs. observations
在X射线光度<4 10^{36} erg/s的低速旋转风馈X射线源（XPSR）中，可以实现准球形亚音速吸积。在这种情况下，吸积物质以亚音速的方式沉降到旋转的磁层上，形成一个扩展的准静态壳层。壳介导的角动量从旋转NS磁层的剪切湍流粘性在边界层或通过大规模的对流运动。在最后一种情况下，壳层中的微分转动定律接近等角动量转动。通过壳层的吸积率由等离子体进入磁层的能力决定，由于瑞利-泰勒不稳定性，同时考虑冷却。测量与已知轨道周期平衡的准球形风吸积XPSR（如GX 301-2和Vela X-1）的自旋上升/自旋下降速率，可以确定模型和NS磁场的主要无量纲参数。对于具有独立的磁场测量的平衡双星，来自伴星的恒星风速度可以在不使用复杂的光谱测量的情况下进行估计。对于非平衡的类星体，存在一个最大的可能的自旋下降扭矩施加在吸积NS。通过对这类天体（GX 1+4，SXP 1062，4U 2206+54等）的自旋下降率和X射线亮度的观测，发现它们的自旋下降率和X射线亮度都是由它们的自旋下降率和X射线亮度决定的。导出了NS磁场的下限，在所有情况下，该下限都接近标准值，并且与回旋加速器线测量结果一致。该模型解释了超慢旋转XPSR的存在，而不需要假设额外的吸积性质和类磁铁磁场吸积中子星。
2012-12-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Oblate Schwarzschild approximation for polarized radiation from rapidly rotating neutron stars
本文用扁圆史瓦西近似建立了一个完整的理论，用于计算从快速旋转的中子星（NS）表面辐射的观测Stokes参数。我们占的偏振面的旋转，由于相对论效应沿路径从恒星表面的观察者。计算结果与用\textsc{arcmancer}程序进行全数值广义相对论射线追踪所得结果一致。我们表明，所获得的偏振角（PA）的配置文件可能会有很大的不同，从一个球形的恒星。我们证明了，假设不正确的形状的恒星可能会导致偏置约束NS参数时，拟合偏振数据。使用一个简化的模型，我们还做了一个粗略的估计如何准确的吸积NS的几何参数可以确定使用即将到来的偏振仪，如成像X射线偏振仪探测器（IXPE）或增强的X射线定时和偏振（eXTP）任务的X射线偏振测量。
2020-09-18 astro-ph.HE
X-ray Spectra from MHD Simulations of Accreting Black Holes
我们提出了一个新的全球辐射输运代码耦合到一个吸积，非旋转黑洞的广义相对论磁流体动力学模拟的结果。这是第一次，我们能够用自洽的方式从第一性原理解释恒星质量黑洞的X射线光谱中的所有成分，包括热峰和与强硬X射线发射相关的所有特征：延伸到高能量的幂律、康普顿反射峰和宽铁谱线。仅改变质量吸积率，我们就能够再现在大多数星系黑洞源中看到的大范围的X射线态。日冕中的温度在盘附近的边界层中为T_e ~ 10 keV，在盘上方的低密度区中平稳地上升到T_e >~ 100 keV。即使随着吸积率的降低，盘的反射边缘从视界向外变化到~ 6 M，我们发现Fe Kα线的形状是非常恒定的。这是因为从俯冲区发射的光子强烈地射入视界，永远不会到达观测者。我们还进行了一个基本的时序分析的光谱，并发现分数的变化增加与光子能量和观众的倾斜角度，符合日冕热点模型的X射线波动。
2013-04-30 astro-ph.HE
Flame Propagation on the Surfaces of Rapidly Rotating Neutron Stars during Type I X-ray Bursts
本文首次对旋转吸积中子星薄氦海中横向传播的爆燃火焰进行了垂直分辨的流体动力学模拟。我们使用了一个新的流体动力学求解器，专门用于处理中子星海洋典型的水平和垂直长度尺度的巨大差异，并过滤掉声波，否则会限制我们的时间步长。我们发现，火焰水平移动的速度为$10^5$厘米秒$^{-1}$，在几秒钟内穿越海洋，大致符合上升时间的I型X射线爆发。我们解决了什么驱动火焰传播的开放性问题，并发现热量从燃烧到未燃烧的燃料由顶部到底部的传导和混合驱动的斜压不稳定的组合。因此，火焰传播的速度是一个敏感的函数的海洋电导率和自旋：我们探索这种依赖性的天体物理学相关的参数范围，并发现，在一般情况下，火焰传播速度更快，旋转速度较慢，电导率较高。
2013-07-26 astro-ph.HE
On the Terminal Spins of Accreting Stars and Planets: Boundary Layers
巨行星自转的起源在天体物理学中是一个悬而未决的问题。当行星和恒星从圆盘吸积时，如果吸积的特定角动量对应于物体表面的开普勒轨道，行星和恒星就有可能旋转到接近分裂的速度。然而，吸积不能像吸积通过圆盘那样在行星和恒星上进行。例如，由于角速度梯度的符号，磁旋转不稳定性不能在近开普勒盘和更慢旋转表面之间的区域中起作用。通过这个边界层的角速度急剧变化，质量和角动量传输被认为是由全球超声速剪切不稳定性和涡流产生的声波驱动。我们提出了第一个研究这种机制的角动量运输围绕旋转的恒星和行星使用二维垂直集成移动网格模拟的理想流体动力学。我们发现，上述旋转速率的$\sim0.4-0.6$倍开普勒速率在表面上，取决于气体的声速，角动量通过波向内传输通过边界层的速率减少了$\sim1-3$数量级。我们还发现，通过边界层的吸积率急剧下降，并成为更快的旋转对象的变量。我们的研究结果提供了一个纯粹的流体动力学机制，限制吸积行星和恒星的自旋的因素，几个小于分裂速度。
2021-08-17 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Relativistic rotating vector model for X-ray millisecond pulsars
在吸积的磁化中子星表面产生的X射线辐射被认为是强极化的。偏振矢量随脉冲星相位的摆动给出了源倾斜度和磁场强度的直接测量。在快速旋转的毫秒双星的情况下，发射区的相对论运动导致偏振平面的额外旋转。在这里，我们开发了一个相对论旋转矢量模型，我们推导出解析表达式的偏振角作为脉冲星相位占相对论像差和引力光弯曲的史瓦西度规的函数。我们表明，在快速的偏振面的旋转的情况下，可以达到几十度，强烈影响所观察到的偏振角的相位依赖的形状。旋转角随自旋速率近似线性增长，但对中子星半径的敏感性较低。总的来说，这个角度很大，即使对于大光斑也是如此。我们的研究结果有影响的建模X射线偏振吸积毫秒双星，即将到来的成像X射线偏振计探测器和增强的X射线定时和偏振测量任务进行观察。X射线偏振可以改善来自脉冲轮廓建模的对中子星质量和半径的约束。
2020-08-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radiation from rapidly rotating oblate neutron stars
本文详细介绍了快速旋转扁球形致密天体辐射的理论框架。通过使用Hamilton-Jacobi形式主义，我们展示了如何特殊的相对论旋转效应，如角像差，多普勒增强，和时间延缓自然出现从旋转的紧凑对象的广义相对论处理。我们使用的Butterfly-Ipser度量扩展到第二阶旋转，因此包括光弯曲，帧拖动，和四极偏差的影响，我们的测地线计算。我们还详细描述了所使用的数值算法，并提供了一个开源的实现的数值框架，称为本德。作为应用，我们研究了谱线轮廓（即，涂抹内核）从快速旋转的扁圆中子星。我们发现，在这个度量描述的二阶四极效应是不够强，几乎任何物理现实的参数组合，以产生狭窄的可观察到的功能，在光谱能量分布，因此，实际上检测到它们是不可能的。还针对所有视角报告了旋转拖尾核的十分之一最大值处的全宽和半最大值处的全宽。然后，这些可以被用来定量地估计旋转拖尾对所观察到的光谱的影响。我们还计算了准确的脉冲轮廓和观测者的天空图的快速旋转吸积毫秒恒星上的热点发射。这使我们能够量化人们期望从典型的快速旋转的毫秒脉冲星上观察到的脉冲部分的强度。
2018-03-20 astro-ph.HE
Outgoing electromagnetic flux from rotating wormholes
本文首次证明旋转虫洞在吸积磁化物质时可发射坡印廷通量，通过分析Damour-Solodukhin度规并计算电磁通量，发现高速旋转虫洞可产生类似Blandford-Znajek机制的电磁辐射，其通量量级与Kerr黑洞相当。
2024-11-20 astro-ph.HE gr-qc
Quasi-quantized Disk Structure around Rotating Neutron Stars
在吸积中子星（NS）的低质量X射线双星（LMXB）系统中，NS通过开普勒盘吸积来自其低质量伴星的物质。在一个粘性的吸积盘中，由于耗散过程，如粘性过程和元素碰撞，流入物围绕NS和螺旋运动。在吸积盘的内部区域，吸积流的动力学特性受到NS旋转的显著影响。旋转一方面使NS，即时空度规偏离了原来的球对称性，导致引力四极。另一方面，旋转的NS拖曳其附近的局部惯性系，这被称为旋转系拖曳效应。本文{ \bf}研究了吸积NS/LMXB吸积流的轨道运动，证明了NS的转动效应导致了吸积盘内部区域的准量子化结构带，这与由与周转运动和轨道运动相关的频率共振所引起的黑洞强引力的情形在本质上是不同的.我们还表明，这样的磁盘结构可以解释在X射线的变化，如准周期振荡的频率，并可以是一个潜在的有前途的工具，调查光子偏振。
2014-04-01 astro-ph.HE gr-qc
Effects of self-gravity of the accretion disk around rapidly rotating black hole in long GRBs
提出了一种在演化背景Kerr度规下研究与长伽马射线暴有关的黑洞周围吸积盘自引力效应的方法。这是我们以前工作的延伸，我们提出了这些天体物理黑洞的最终质量和自旋的可能约束。由于事件的瞬态性质，在该过程中，大量的质量被吸积并改变黑洞的基本参数，即其质量和自旋，因此消除黑洞周围的吸积云的自作用力是非常重要的方面。理解GRBs引擎很重要，因为它们可能是高能粒子和引力波的来源，因为动力学演化释放的大部分能量都是以引力辐射的形式存在的。在这里，我们描述了我们开发的分析框架，采用我们的数值模型。数值研究计划在未来的工作。
2020-05-15 astro-ph.HE
High energy signatures of quasi-spherical accretion onto rotating, magnetized neutron star in the ejector-accretor intermediate state
我们考虑一个简单的情况下吸积的物质到一个中子星，以了解在不同的吸积模式之间的过渡阶段，在脉冲星磁层内部的过程。分析了一个简单的准球形吸积过程到旋转的磁化致密物体上，以寻找在喷射和吸积模式之间的过渡过程中可能出现的辐射特征。研究表明，在表征脉冲星特征的参数（自转周期、表面磁场强度）和周围介质密度的特定范围内，单个中子星沿不同的磁力线存在不同的吸积模式。辐射过程的特点，即曲率和同步辐射产生的初级电子在脉冲星外间隙，预计将被修改的存在下，额外的热辐射从中子星表面。我们预言，在从纯喷射器模到纯吸积器模（或相反）的过渡过程中，可以区分出一个中间吸积态，其特征是由于脉冲星隙中产生的同步曲率谱的吸收，导致脉冲星的$γ$射线谱被截断到~ 1GeV以下.
2015-07-03 astro-ph.HE
Thermal convection in rotating spherical shells: temperature-dependent internal heat generation using the example of triple-$α$ burning in neutron stars
我们提出了一个广泛的研究Boussinesq热对流，包括温度依赖的内部热源，基于数值三维模拟。温度依赖性模拟三重$α$核反应和流体几何形状是一个旋转的球壳。这些都是对流吸积中子星海洋研究的关键成分。定义了衡量核加热相关性的无量纲参数${\rm Ra}_n$。我们探讨了流动特性如何随着${\rm Ra}_n$的增加而变化，并给出了天体物理学的动机。对流的发生进行了研究，相对于这个参数和周期性，准周期性，混沌流与相干结构，充分湍流表现为${\rm Ra}_n$是不同的。几个政权的转变，并与以前的结果进行比较，差异加热对流。最后，我们探索（试探性地）我们的结果的潜在适用性的热核爆发在吸积中子星海洋的演化。
2018-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR nlin.PS
Magnetospheric birefringence breaks the rotating-vector model and depolarises X-ray pulsars
University College London（伦敦大学学院）；University of Oxford（牛津大学）；University of Turku（图尔库大学）；University of Hertfordshire（赫特福德大学）；University of Padova（帕多瓦大学）
该研究发现吸积中子星磁层的双折射效应，会使X射线脉冲星的偏振角分布拓宽、线偏振度降低，打破旋转矢量模型预期，可解释观测到的低偏振分数与反常角摆动。
2026-08-31 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.space-ph
Relativistic ocean $r$-modes during type-I X-ray bursts
吸积中子星在热核X射线爆发时，其光变曲线会出现高频调制，称为爆发振荡。这些频率可以从NS自旋频率偏移几Hz（在独立已知的情况下），并且可以漂移1-3 Hz。一个合理的解释是，在爆发的海洋中存在一个波，其旋转的帧频率是偏移量。当爆发冷却时，波的频率应该降低（在旋转坐标系中），因此解释了漂移。一个强有力的候选者是浮力$r$模式。到目前为止，计算这种模式的频率的模型考虑到径向结构忽略了相对论效应，并预测旋转框架频率为$\sim$ 4 Hz和频率漂移> 5 Hz;太大，与观测结果不一致。我们提出了一个计算，包括框架拖曳和引力红移，减少旋转框架频率高达30%和频率漂移高达20%。更新以前的模型，在爆发后的海洋冷却的模型，更有代表性的热核X射线爆发的详细计算，进一步降低了模式的频率。该模型结合相对论效应，可将模式的旋转频率降到$\sim$ 2 Hz，频率漂移降到$\sim$ 2 Hz，更接近于观测值。
2019-12-11 astro-ph.HE
Compression of matter in the center of accreting neutron stars
为了估计稠密物质相变的可行性，我们研究了吸积过程中中子星的中心密度和重子化学势的演化。我们比较了薄盘吸积和没有磁场扭矩与自旋下降的情况下，选择最近的状态方程。我们比较了流行的（在脉冲星的背景下）开普勒薄盘模型，在该模型中的物质是从边缘稳定的圆形轨道吸积，与最近的磁矩模型，考虑到恒星磁场的影响，有效的磁盘内边界。在广义相对论的框架下，使用多域谱方法代码进行计算。我们考虑了与最近测量的PSR J1614-2230质量一致的三个状态方程，1.97 +-0.04 M_sun（其中一个由于超子的出现而软化）。如果没有磁力矩和有效的角动量从盘转移到恒星，实质性的中心压缩仅限于初始恒星质量接近最大质量的区域。在最大质量附近之外，吸积引起的中心压缩只有在角动量传递效率低下时才有意义。考虑到磁场，有效地降低了角动量传递的效率，并意味着显著的中心压缩。从薄圆盘到非磁化中子星的有效角动量转移并不能为中心压缩和可能的相变提供良好的机制。对于磁化中子星，大幅度的中心压缩对于质量范围很广的慢速旋转初始构型是可能的。对于具有高密度软化的刚性状态方程，吸积诱导中心压缩特别强。
2011-12-11 astro-ph.HE
GRMHD Simulations of Accreting Proto-Magnetars I. Implications for Gamma-Ray Burst Jets and Energetic Explosions
Columbia University（哥伦比亚大学）；Princeton Plasma Physics Laboratory（普林斯顿等离子体物理实验室）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（计算天体物理学中心，西蒙斯数据科学研究所）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（加拿大理论天体物理研究所，多伦多大学）
通过GRMHD模拟吸积原磁星，揭示其可产生对应长GRB等的喷流与外流，磁层-盘相互作用及偶极场强度会影响喷流特性与自旋演化。
2026-09-02 astro-ph.HE
Novae II. Model, multi-band outburst, bipolar ejecta, accretion disk, relativistic electrons, etc
新星的研究是继续和一个自洽的更新的物理模型，经典/复发新星来自多波长的观测。特别是，对新星的观测支持了爆发喷出物中光学连续发射的起源，喷出物中基于质量的分离和团块形成，猎户座的起源，团块中的弥散增强线和尘埃，在扫掠物质中迅速形成Fe II线，爆炸将电子激发到相对论速度，并在吸积的白矮星周围存在一个大的冷包层，安静热核能量的快速转移应该是绝热的，它使覆盖层中的所有粒子都能激发和蒸发。我们的研究得到了以下与新星和其他天体物理系统有关的结论：（1）电子在爆炸中与较重的原子和离子一起被瞬间激发到相对论速度。不需要调用弹射后冲击加速。(2)不可压缩球形吸积物体的旋转导致了一个与纬度相关的势，使得吸积速率在两极最大，在赤道最小。这将形成一个扁长形的信封。该包层的高能排出将导致双极喷出物/流出物。这样的外流不能从非旋转的球形物体中喷出。(3)旋转吸积物体的吸积率随纬度而变化，这也将导致物体外部的非极区的下落物质积累，从而形成一个吸积盘。入射物质的角动量在吸积盘的形成过程中不起作用。吸积盘不能在非旋转物体周围形成。
2017-09-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
How to tell an accreting boson star from a black hole
事件视界望远镜（EHT）能够以视界尺度分辨率对最近的超大质量黑洞候选者成像，这为研究最强区域的引力和测试这些物体的不同模型提供了一种新的手段。在这里，我们研究的观测外观在230 GHz的一个无表面的黑洞模仿者，即非旋转玻色子星，在一个场景中一致的吸积流到Sgr A* 的属性。为此，我们进行广义相对论磁流体动力学模拟，然后在玻色子星时空的广义相对论辐射转移计算。考虑到现实天文观测条件的合成重建图像显示，尽管质量相似，但黑洞的外观差异-无论旋转与否-以及这里考虑的玻色子星类型都足够大，可以检测到。这些差异源于动力学效应，这些动力学效应与没有事件视界直接相关，特别是玻色子星内部物质以小圆环或球状云的形式积累，以及极地地区没有真空高磁化漏斗。这些效应背后的机制足够普遍，可以应用于其他无地平线和无表面的黑洞模仿者，增强了对EHT通过无线电观测识别此类物体的能力的信心。
2020-08-06 astro-ph.HE gr-qc
Thin accretion disks in stationary axisymmetric wormhole spacetimes
本文研究了静止轴对称虫孔时空中形成薄吸积盘的物质的物理性质和平衡热辐射发射特性。通过选取不同的虫洞角速度值，建立了薄吸积盘模型，得到了吸积盘的时均能流、盘温度和辐射谱。通过比较旋转虫洞和Kerr黑洞中的质量吸积，证明了在相同的几何质量和吸积率下，虫洞的吸积通量大于旋转黑洞.我们还提出了转换效率的吸积质量到辐射，并表明，旋转虫洞提供了一个更有效的引擎的吸积质量到辐射的转换比克尔黑洞。因此，特定的签名出现在旋转虫洞周围的薄盘的电磁波谱，从而导致区分虫洞的几何形状，通过使用天体物理观测的发射光谱从吸积盘的可能性。
2009-03-02 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Continuous gravitational waves from thermal mountains on accreting neutron stars: effect of the nuclear pasta phase
本文研究核意面结构对吸积中子星热山脉四极矩的影响，发现连续引力波辐射四极矩可增大两个数量级，并表明已知源可能被未来探测器探测到。
2024-11-17 astro-ph.HE gr-qc
Mechanical model of a boundary layer for the parallel tracks of kilohertz quasi-periodic oscillations in accreting neutron stars
千赫尺度准周期振荡是中子星低质量X射线双星的一个显著特征。在所有的变异模式，他们是特别有趣的，作为一个探针的吸积流的最里面的部分，包括吸积边界层（BL）的表面上的中子星。所有现有的kHz QPO模型只能解释其丰富的现象学的一部分。在这里，我们表明，他们的一些属性可以解释一个非常简单的模型的BL，是自旋的吸积快速旋转的物质从磁盘和自旋下来的相互作用与中子星。特别是，如果从BL到恒星的质量和角动量转移的特征时间尺度是相同的数量级，我们的模型自然地再现了所谓的平行轨道效应，当QPO频率与光度在小时的时间尺度相关，但在天的时间尺度变得不相关。负责BL和恒星之间质量和角动量交换的两个时间尺度的接近是BL径向结构的预期结果。
2021-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Unbinned Likelihood Analysis for X-ray Polarization
我们提出了一个系统的研究，光子的光子似然技术，可作为一种替代方法来分析相位相关的，X射线光谱偏振观测与IXPE和其他光电偏振仪。我们应用unbinned技术的发光X射线脉冲星武仙座X-1的模型，我们产生的模拟观测使用ixpeobssim包。我们认为，负责从吸积脉冲星的偏振发射的实际物理过程的知识很少，并假设所观察到的相位相关的偏振角可以描述的旋转矢量模型。使用unbinned技术，探测器的调制因子，和偏振信息单独，我们发现，无论是旋转矢量模型和底层的光谱偏振模型可以重建同样好的吸积脉冲星的几何配置角。然而，所测量的偏振分数变得相对于底层模型偏置，除非能量色散和探测器的有效面积也被考虑在内。为此，我们提出了一个能量分散的似然估计，被证明是无偏的。对于不同的分析，我们获得后验分布从多个ixpeobssim实现，并表明，unbinned技术产生$\sim 10\%$较小的误差线比binned技术。我们还讨论了替代源，如磁星，在其中的unbinned技术和旋转矢量模型可能会被应用。
2023-01-19 astro-ph.HE astro-ph.IM
Incompressible Modes Excited by Supersonic Shear in Boundary Layers: Acoustic CFS Instability
我们提出了一个不稳定的激发不可压缩模式（如重力或Rossby模式）在表面的恒星吸积通过边界层。这种不稳定性通过在边界层的圆盘中发出声波来激发恒星模，该声波携带的能量和角动量通量与恒星模的能量和角动量密度的符号相反。我们称这种不稳定性为声学CFS不稳定性，因为它直接类似于旋转恒星上以引力波形式发射能量激发模式的欧拉-弗里德曼-舒茨不稳定性。然而，声学CFS不稳定性与其对应的引力波不同之处在于，声波传播的流体介质（即，吸积盘）通常比产生不可压缩模式的恒星旋转得更快。由于这个原因，不稳定性甚至可以对存在吸积盘的非旋转恒星起作用。我们讨论了我们的结果在吸积黑洞和中子星系统中的高频准周期振荡和激变变星中的矮新星振荡中的应用。
2016-10-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
MAXI J1957+032: a new accreting millisecond X-ray pulsar in an ultra-compact binary
探测到的相干X射线脉动在~314 Hz（3.2 ms）分类MAXI J1957+032作为一个快速旋转，吸积中子星。我们提出的时间和光谱分析使用NICER观测收集的最新爆发的源。多普勒调制的X射线脉动揭示了超紧凑的性质的二元系统的特点是一个轨道周期约1小时和一个投影的半长轴为14 lt-ms。的中子星二元质量函数建议的最小施主质量为1.7 e-2 Msun，假设一个中子星质量为1.4 Msun和一个二元倾角小于60度。这一假设得到了支持的缺乏日食或下降的X射线光曲线的来源。我们的特点是0.5-10千电子伏的能量谱的源在爆发的叠加一个相对冷的黑体一样的热发射兼容的发射从中子星表面和Comptonisation组件与光子指数符合一个典型的硬态。我们没有发现铁K-α线或反射成分的证据。
2022-08-11 astro-ph.HE astro-ph.IM
New possible class of neutron stars: hot and fast non-accreting rotators
提出了一类新的中子星--热快速旋转非吸积中子星，我们称之为HOFNARs（HOt and Fast Non-Accreting Rotators）或“热寡妇”（与“黑寡妇”中子星类似）。我们认为，这样的恒星应该起源于低质量的X射线双星（LMXB），提供他们是不稳定的相对于$r$ -模式的激发吸积时代结束时（当他们的低质量的同伴停止填充罗氏瓣）。“热窗”/HOFNAR的高温是通过$r$模耗散而不是吸积来维持的。我们分析了“热窗”/HOFNAR的观测特性，并证明这些对象形成了一个特定的单独的类中子星。特别是，在静止LMXB系统（qLMXB）的候选者中，一些最稳定的X射线源实际上可以属于这个新类别。我们制定的观测标准，允许区分“热窗”/HOFNAR从qLMXB系统，并认为，现有的X射线源47 Tuc X5和X7的观测满足（或至少不矛盾）这些标准。此外，我们讨论了支持“热寡妇”/HOFNAR存在的间接证据，以下的观察和预测的人口合成理论的分析。如果这类新的NS确实存在，它将证明通过质量流多极发射引力波的可能性。我们的结果的各种应用，如约束超致密物质的性质与热窗口/HOFNAR的前景进行了分析。
2014-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effect of spin on the dynamics of multi-component trans-relativistic accretion flows around Kerr black holes
本文研究了低角动量物质在伪牛顿Kerr势下向旋转黑洞的轴对称吸积，构建并求解了多组分相对论流的守恒方程，发现黑洞自旋和物质组分显著影响吸积流的多跨音速行为与驻激波形成。
2025-03-06 astro-ph.HE gr-qc
Supergiant Fast X-ray Transients uncovered by the EXTraS project: flares reveal the development of magnetospheric instability in accreting neutron stars
利用EXTraS项目公开提供的产品，利用XMM-牛顿公开观测，研究了被称为超巨星快速X射线瞬变的高质量X射线双星的子类的低光度、X射线耀斑活动。EXTraS的目标之一是从XMM-牛顿公共档案中提取EPIC（0.2-12 keV）软X射线范围内观察到的所有源的非周期性变化信息。采用贝叶斯分块法对SFXTs样品的X射线光变曲线进行分解，从中挑选出144个X射线耀斑，覆盖了软X射线的大范围光度（1 e32 - 1 e36 erg/s）。我们测量了时间量，如耀斑的上升时间和衰减时间，它们的持续时间和相邻耀斑之间的时间间隔。我们还估算了耀斑的峰值光度、平均吸积率和能量释放。观测到的软X射线的低光度耀斑活动的SFXTs的性质是在定性协议的应用程序的瑞利-泰勒不稳定性模型在吸积等离子体附近的中子星磁层的预期。在快速旋转的中子星的情况下，不能排除来自临时盘的零星吸积。
2019-05-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Universal relations for innermost stable circular orbits around rapidly rotating neutron stars
本文研究了快速旋转中子星中试验粒子的最内层稳定圆轨道。基于12种不同的核物质状态方程（EOS），我们在数值上找到了两个近似EOS不敏感的普适关系，它们将ISCO的半径和轨道频率与旋转中子星的自旋频率$f$和质量$M$联系起来.对于大范围的$Mf$，该关系对约2%水平的EOS不敏感。我们还发现，在$Mf=5000 M_\odot {\rm Hz}$范围内，ISCO半径的普适关系与Kerr黑洞的对应关系在6%以内是一致的.我们的关系可以应用到吸积中子星的低质量X射线双星。利用系统4U 0614+09的自旋频率$f=414$ Hz和在1220 Hz处观测到的最高千赫兹准周期振荡（kHz QPO），我们确定中子星的质量为$2.0 M_\odot$ .我们的结论只做了一个最小的假设，即最高kHz QPO频率是ISCO频率，绕过了文献中通常要求的慢旋转假设和与无量纲自旋参数相关的不确定性。
2018-07-17 astro-ph.HE gr-qc
Carbon Shell or Core Ignitions in White Dwarfs Accreting from Helium Stars
从氦星吸积而来的白矮星可以稳定地以吸积速率燃烧，避免了与不稳定的氦燃烧相关的质量损失的挑战，这是许多Ia型超新星场景的关注点。我们研究的质量为$1.25 M_\odot\le M_{\rm{He}} \le 1.8 M_\odot$，这已经失去了他们的富氢信封在较早的共同信封事件，现在的轨道周期（$P_{\rm orb}$）为几个小时的非旋转$0.84$和$1.0 M_\odot$ C/O WD的氦星的双星。氦星在中心氦耗尽后充满洛希叶（RL），并在其热时标（${\sim}10^5$ yr）上贡献氦。正如其他人所示，这些传质速率与WD的稳定氦燃烧范围相吻合，并使WD核心增长到接近Ketrasekhar质量（$M_{\rm Ch}$）和核心碳点火。然而，我们在这里表明，许多这些情况下导致点燃的热碳灰附近的外缘的WD和向内去碳火焰，不会导致爆炸性的结果。对于$P_{\rm orb} = 3$小时数，具有施主质量$M_{\rm He}\gtrsim1.8 M_\odot$的$1.0 M_\odot$ C/O WD经历壳碳点火，而$M_{\rm He}\lesssim1.3 M_\odot$将下降到稳定氦燃烧范围以下，并在达到堆芯C点火之前经历氦闪光。那些有$1.3 M_\odot \lesssim M_{\rm He} \lesssim 1.7 M_\odot$的将经历核心C点火。我们还…
2016-02-17 astro-ph.HE astro-ph.SR
Role of emission angular directionality in spin determination of accreting black holes with broad iron line
吸积黑洞的自旋可以通过吸积盘内部区域产生的发射和吸收特征的光谱学来确定。我们讨论的方法，采用相对论性线轮廓的铁在X射线域中，出射光谱是模糊的广义相对论效应。光谱拟合程序的精度可能会受到不适当的考虑的角度分布的光盘发射。通常假设一个独特的轮廓，在盘的整个半径范围和光谱带的能量范围内不变。我们研究如何敏感的自旋测定是关于发射光子的内在角分布的假设。我们发现，定向发射分布的不确定性转化为20%的不确定性，在确定的边缘稳定轨道。通过假设一个旋转的黑洞在吸积盘的中心，我们进行辐射传输计算的X射线照射盘的大气，以确定在2-10 keV的能量带的出射X射线的方向性。我们实现了模拟结果作为一个新的扩展KY软件包的X射线光谱拟合相对论吸积盘模型。虽然参数空间是相当复杂的，导致丰富的各种可能的结果，我们发现，平均各向同性的方向性再现我们的模型数据的最佳精度。我们的研究结果还表明，不适当的使用临边变暗可以部分模仿径向发射率的陡峭的配置文件。我们证明了这些结果的情况下，XMM牛顿观测的塞弗特星系MCG-6-30-15，我们构建的置信水平的卡方统计，并为未来的X射线IXO任务的模拟数据。
2010-07-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
Gravitational waves from r-mode oscillations of stochastically accreting neutron stars
本文研究随机吸积物质团块撞击中子星表面对 $r$-模的激发，推导其引力波均方根应变，并提出用信号时间自相关函数检验 CFS 不稳定性是否与撞击激发模共存。
2025-01-09 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
On the Maximum Mass of Accreting Primordial Supermassive Stars
超大质量原始恒星被认为是z~6类星体的祖先。以前对这类恒星的研究要么无法解决流体动力学时间尺度，要么孤立地考虑恒星，而不是在它们实际形成的极端吸积流中。因此，他们无法自洽地预测坍缩时的最终质量，或由此产生的超大质量黑洞种子的质量，而是与简单的多方模型进行比较。本文利用恒星演化程序KEPLER，系统地研究了吸积速率为0.01-10太阳质量/年的吸积非旋转超大质量恒星的诞生、演化和坍缩过程。我们的方法包括对恒星结构的后牛顿修正和自适应核网络，并可以过渡到超大质量恒星遇到广义相对论不稳定性后的流体动力学演化。我们发现，这种不稳定性触发了质量为150，000 - 330，000太阳质量的恒星坍缩，吸积速率为每年0.1-10个太阳质量，恒星的最终质量与速率大致成比例。恒星的结构，以及它对坍缩的稳定性，对对流的处理和外部吸积包层的热含量很敏感。与其他代码的比较表明，这里的差异可能会导致恒星演化状态随时间变化的小偏差，随着吸积率的增加而恶化。由于广义相对论不稳定性导致这些恒星立即死亡，我们的模型对第一批类星体的质量设定了上限。
2017-06-06 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Can accretion disk properties observationally distinguish black holes from naked singularities?
裸奇点是一种假想的天体物理学对象，其特征是没有事件视界的引力奇点。彭罗斯提出了一个猜想，根据这个猜想，存在着一个禁止裸奇点出现的宇宙审查官。区分天体物理学上的黑洞和裸奇点是当今观测天文学的一个主要挑战。区分裸奇点和黑洞的一个可能性是通过比较研究旋转裸奇点和克尔型黑洞周围的薄吸积盘的性质。本文考虑旋转裸奇点周围的吸积盘，它是爱因斯坦无质量标量场理论中场方程的解。旋转裸奇点和克尔黑洞的第一个主要区别在于坐标系拖曳效应，旋转裸奇点的角速度与其自旋参数成反比。由于外部几何的差异，这两类致密天体的盘的热力学和电磁学性质是不同的，因此给出了可以区分黑洞和裸奇点的清晰观测特征。对于自旋参数和标量荷的特定值，旋转裸奇点周围圆盘的能流可以超过克尔黑洞圆盘的能流几个数量级。通过旋转裸奇点将吸积质量转换成辐射的效率总是高于黑洞的转换效率。因此，这些观测特征可能提供必要的工具，从明确区分旋转裸奇点克尔型黑洞。
2010-12-06 astro-ph.HE gr-qc hep-th
The effect of pressure confinement on the maximum mass of rapidly accreting supermassive stars
Niels Bohr International Academy, The Niels Bohr Institute（尼尔斯·玻尔国际学院，尼尔斯·玻尔研究所）；Center of Gravity, Niels Bohr Institute（引力中心，尼尔斯·玻尔研究所）；Institute of Science and Technology Austria (ISTA)（奥地利科学与技术研究所）
本研究将钱德拉塞卡脉动稳定性判据推广至带表面压力边界条件的相对论恒星，应用于快速吸积超大质量恒星模型，发现压力约束可延迟广义相对论不稳定性并显著提高临界质量，最终可能导致超大质量黑洞形成。
2026-09-15 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
Of Mountains and Molehills : Gravitational Waves from Neutron Stars
研究了吸积中子星的质量四极矩含量引起的表面不对称性。虽然这种不对称性产生的引力波的振幅似乎超出了当前一代探测器的探测能力极限，但似乎存在于HMXB中的具有强磁场的快速旋转中子星值得考虑用于下一代仪器对连续引力波的有针对性搜索。
2016-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
