Effects of a New Triple-alpha Reaction on X-ray Bursts of a Helium Accreting Neutron Star
研究了一种新的三重$α$反应速率（OKK速率）对双星系统中吸积中子星氦闪的影响。由于点火点决定了I型X射线爆发的热核闪光的性质，我们研究了不同的吸积率的情况下，$dM/dt (\dot{M})$，氦从$3\times10^{-10} M_{\odot} \rm yr^{-1}$到$3\times10^{-8} M_{\odot} \rm yr^{-1}$，这可以覆盖所观察到的吸积率。我们发现，在低吸积率的情况下，核燃烧在相当低密度的氦层被点燃。因此，在吸积率低于$\dot{M}\simeq 3\times10^{-8} M_{\odot} \rm yr^{-1}$的所有情况下，氦爆燃都将被触发。我们发现OKK率可能与氦吸积中子星上的X射线爆发的观测结果几乎不一致。我们认为，在观测误差范围内，OKK率将对$10^8$ K降低$10^{2-3}$。
2012-01-09 astro-ph.HE
Short-range correlation effects on the neutron star cooling
短程关联（SRC）是原子核理论的一个重要方面。最近的工作重新点燃了对这个话题的兴趣，特别是由于最近已经证明SRC可能是负责打破核物质中的配对间隙的事实。在这项工作中，我们重新讨论的概念SRC的β平衡物质在中子星。我们构建了两个等效的模型，与SRC和不进行调查的热演化的恒星所描述的这种模型。我们发现SRC在中子星的热演化中起着重要的作用。它将被证明，虽然SRC在很大程度上留下了恒星的宏观性质不变，它显着改变质子分数，从而导致直接Urca（DU）过程的早期发作，这反过来又导致恒星表现出更快的冷却。
2020-04-21 astro-ph.HE nucl-th
Understanding superbursts
超级爆发是在本世纪初发现的。就像I型X射线爆发一样，它们被认为是由于中子星上的热核壳闪光，只是点燃得更深。相对于I型爆发，它们的持续时间长10 $^3$倍，10 $^3$为罕见，点燃深度为10 $^3$倍（柱深度），并且被认为是由碳而不是氢和氦作为燃料。在观测上，它们有时很难与中等持续时间的爆发区分开来，后者是由冷中子星上的纯氦闪光引起的。到目前为止，已经从15颗中子星中探测到了26次超级爆发，这些中子星也表现出I型爆发。它们很难捕捉，只有2个用高灵敏度仪器测量过。超暴是中子星壳和吸积盘的敏感探针。超级暴现象还没有被完全理解。关于燃料的性质、燃料的收集和点火条件的问题仍然存在。审查了目前的事态，并讨论了今后可能提出的解决办法。
2017-02-16 astro-ph.HE
Diffusive nuclear burning in cooling simulations and application to new temperature data of the Cassiopeia A neutron star
中子星冷却研究中的一个关键关系是表面温度和内部温度之间的关系。这种关系是由中子星包层的组成决定的，并且会受到扩散核燃烧（DNB）过程的影响，当元素扩散到密度和温度足够高的深度时，就会发生核燃烧。计算了包含DNB的H-He包线和He-C包线模型，得到了可用于中子星冷却模拟的解析温度关系。我们发现，DNB可以导致一个快速变化的信封组成，并防止建立热稳定的氢柱y $_H$ > 10 $^{7}$ g cm $^{-2}$，而DNB可以使氦信封更透明的表面温度$T_s$ > 2 $\times 10^6$ K的热流。我们进行中子星冷却模拟，我们进化的温度和信封组成，后者由于DNB和吸积从星际介质。我们发现，一个随时间变化的信封组成可以理解孤立的中子星的长期冷却行为有关。我们还报告了钱德拉对仙后座A超新星遗迹中年轻中子星的最新观测结果;在超过18年的时间里，对13颗中子星进行了温度测量，得出了$\approx$ 2%的十年冷却率。最后，我们拟合观测到的仙后座A中子星的冷却趋势与一个模型，包括在信封DNB。
2019-01-04 astro-ph.HE
Multi-Zone Models of Superbursts from Accreting Neutron Stars
超级爆发是一种罕见的高能热核碳闪光，发生在吸积的中子星上。我们使用恒星演化程序首次建立了一系列超暴的多区模型。我们自洽地建立了燃料层在不同的速度，跨越整个范围内观察到的质量吸积率的超级爆发。所有模型的光变曲线。它们通常表现出冲击爆发，由于冲击加热的前兆爆发，和两个组件的幂律衰减。冲击加热单独是足够的一个明亮的前体，下面的冲击爆发在一个短的动态时间尺度上，由于回落的膨胀层。模型在最高的吸积率，但是，缺乏一个冲击突破，前兆，和第一次幂律衰减组件。形成外壳的超级爆发的灰烬主要由铁组成，但超级爆发会留下一个富含硅的层，下一个会在其中点燃。比较模型的光变曲线观察到的超爆从4U 1636-53，我们发现我们的吸积组合物的最佳协议与模型在三倍的观测吸积率。我们研究的依赖地壳加热的观测，如复发时间和衰变时间尺度。然而，如果没有与观测到的吸积速率很好的匹配，就像我们在4U 1636-53中看到的那样，限制地壳加热仍然很困难。
2011-10-10 astro-ph.HE
What can be learned from a proto-neutron star's mass and radius?
我们对原中子星在核塌缩超新星事件中诞生后第一秒的质量和半径进行了广泛的数值研究。我们使用准静态的方法来计算原中子星的结构，建立在参数化的熵和电子分数的配置文件，然后演变与中微子冷却过程。我们改变了核物质的状态方程、原中子星的质量和初始轮廓的参数，以考虑到我们对超新星祖先性质的无知。我们表明，如果一个原中子星的质量和半径可以在出生后的第一秒确定，例如从引力波发射，没有信息可以获得相应的冷中子星，因此对冷核物质状态方程。类似地，原始中子星的状态方程（热的和非β平衡的）的任何性质似乎都不太可能被确定，主要是因为缺乏关于熵的信息，或者等价地说是温度，在这样的物体中的分布。
2021-02-11 astro-ph.HE
What will eROSITA reveal among X-ray faint isolated neutron stars?
自从50年前发现第一颗射电脉冲星以来，银河系中的中子星数量已超过2600颗。这些来源中的一小部分，只在X射线中看到，显示出在正常的X射线中观察不到的特性。尽管它们稀缺，但它们是理解中子星现象学和演化的关键。即将进行的eROSITA全天空巡天将以前所未有的灵敏度揭示中子星群体的X射线暗端;因此，它具有独特的潜力来约束进化模型，并促进我们对无线电和$γ$射线体系中特别沉默的来源的理解。在这篇文章中，我讨论了eROSITA的预期作用，以及它将面临的挑战，在探测银河系中子星人口。
2017-11-14 astro-ph.HE
Probing the effects of a thermonuclear X-ray burst on the neutron star accretion flow with NuSTAR
越来越多的观测证据表明，在中子星表面点燃的热核X射线爆发会影响周围的吸积流。在这里，我们利用NuSTAR高达79千电子伏的优异灵敏度来分析X射线爆发对中子星LMXB 4U 1608-52吸积发射的影响。这个约200秒长的X射线爆发发生在硬X射线光谱状态下，峰值强度约为爱丁顿极限的30- 50%，没有光球半径膨胀的迹象。光谱分析表明，在X射线爆发过程中，吸积辐射增强了约5倍。我们还应用了一种线性无监督分解方法，即非负矩阵分解（NMF），来研究这个X射线爆发。我们发现，NMF表现良好，在表征突发发射的演变，是一个很有前途的技术，研究的基础吸积发射的变化，更详细的比可能通过传统的光谱拟合。对于4U 1608-52的爆发，NMF表明在X射线爆发期间吸积谱可能软化，这可能归因于日冕的冷却。最后，我们报告了一个小的（~ 3%），但显着上升的吸积排放约0.5小时前的X射线爆发，虽然目前还不清楚这是否与X射线爆发点火。
2016-01-07 astro-ph.HE
A solution to the tension of burning on neutron stars and nuclear physics
Universitat Politècnica de Catalunya（加泰罗尼亚理工大学）；Center for Nuclear Astrophysics across Messengers (CeNAM)（跨信使核天体物理学中心）；Monash University（莫纳什大学）；Institute for Globally Distributed Open Research and Education (IGDORE)（全球分布式开放研究与教育学院）；Argelander-Institut für Astronomie（阿尔根德天文学研究所）；Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学）；Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）；Coventry University（考文垂大学）；INAF-Istituto di Astrofisica e Planetologia Spaziali（意大利国家天体物理研究所空间行星物理学院）
本文提出一个新模型，解释中子星爆发在低吸积率下消失及复发时间差异的现象，揭示吸积盘结构对爆发行为的驱动作用。
2026-02-20 astro-ph.HE
The cooling rate of neutron stars after thermonuclear shell flashes
中子星上的热核壳闪光被探测为明亮的X射线爆发。传统上，它们的衰减用指数函数建模。然而，这并不是理论所预测的。在没有明显的核燃烧时，在爱丁顿极限以下的光度的函数形式是幂律。我们测试了指数和幂律函数形式对最好的数据：突发测量与高通量正比计数器阵列（PCA）上的罗西X射线定时探测器。我们选择了35个“干净”和普通（即，短于几分钟）的爆发，这些爆发来自14颗不同的中子星，它们1）显示出大的光度动态范围，2）受吸积盘扰动的影响最小，3）缺乏通过rp过程的长时间核燃烧。我们确实发现，对于每一个突发的幂律是一个更好的描述比指数函数。我们还发现，衰减指数是陡峭的，平均为1.8，并为每个爆发不同。这可以通过简并电子和光子对点燃层的比热容的贡献以及由于密度和温度的不透明度变化而导致的Stefan-Boltzmann定律的偏差来解释。对这一解释的详细验证产生了不确定的结果。虽然衰变指数的值是一致的，但模型计算不支持它随爆炸时间尺度（作为点火深度的代表）和时间的变化。
2013-12-18 astro-ph.HE
Short Gamma-Ray Bursts from the Merger of Two Black Holes
短伽马射线暴（GRB）是宇宙起源的爆炸，被认为与两个致密物体的合并有关，两个中子星，或者一个中子星和一个黑洞。至少存在一颗中子星一直被认为是该模型的基本要素：它的潮汐破裂提供了所需的重子物质，这些物质在合并后的黑洞上的快速吸积为爆发提供了动力。费米卫星最近试探性地探测到一个短伽马射线暴，它与两个黑洞合并产生的引力波信号GW 150914有关，这对这一标准范式提出了挑战。在这里，我们表明，演化的两个高质量，低金属量的恒星与主序旋转速度的百分之几十的临界速度最终经历一个弱的超新星爆炸{ \em可以}产生一个短的伽马射线暴。最后一颗爆炸恒星的外层仍然被束缚着，并在大半径处形成圆形。随着时间的推移，圆盘冷却并变成中性，抑制了磁旋转不稳定性，从而抑制了粘性。这个盘保持“长期死亡”状态，直到合并前阶段的潮汐扭矩和冲击将其加热并重新点燃吸积，迅速消耗盘并为短伽马射线暴提供动力。
2016-03-22 astro-ph.HE
Fast Radio Bursts and their Possible Neutron Star Origins
十多年前，“洛里默爆发”的发现重新激发了人们对寻找短持续时间无线电瞬变的兴趣。这个事件现在被认为是第一个建立的快速射电暴（FRB），这是一类毫秒持续时间的无线电瞬变。在FRB中观察到的大色散延迟将它们与来自银河系恒星的单个明亮脉冲区分开来，并表明它们起源于河外空间深处。令人惊讶的是，FRB并不罕见：隐含的事件率范围高达每天每个天空数千个事件。事实上，迄今为止只发现了24个FRB，这是由于目前射电望远镜的灵敏度和视野有限。FRB 121102是第一个也是目前唯一一个被观测到重复的FRB，它的精确定位使得它的宿主星系得到了明确的识别，从而证明了它的河外起源和巨大的能量尺度。然而，目前尚不清楚是否所有的FRB都能够重复（许多似乎不太活跃），或者FRB 121102是否意味着有多个子类。无论如何，FRB 121102的重复性质及其在宿主星系恒星形成区域内的定位意味着爆发可能起源于一颗异常强大的中子星-一颗必然与我们在银河系中观察到的任何中子星都不同的中子星。在这些论文中，我对FRB现象做了一个非常简短的介绍，并主要关注FRB 121102迄今为止提供的见解。
2018-04-17 astro-ph.HE
How "free" are free neutrons in neutron-star crusts and what does it imply for pulsar glitches ?
渗透在成熟中子星内壳中的中子超流体预计在脉冲星故障等各种天体物理现象中发挥关键作用。尽管没有粘性阻力，中子超流仍然可以耦合到固体地壳由于非耗散卷吸效应。卷吸对脉冲星故障的解释提出了挑战，并表明可能有必要对其他观测到的中子星现象的解释进行修订。
2013-01-11 astro-ph.HE nucl-th
What constraints on the neutron star maximum mass can one pose from GW170817 observations?
引力波探测到的第一个双中子星合并事件的合并后产物GW 170817依赖于中子星状态方程（EoS），尚未得到很好的确定。本文基于对快速自旋中子星的观测和与地球自转无关的普适关系，讨论了对非自旋中子星最大质量$M_{\rm TOV}$的限制。如果合并产物是一个黑洞后，一个短暂的超大质量中子星（HMNS）阶段，我们推导出$M_{\rm TOV} < 2.09^{+0.11}_{-0.09}(^{+0.06}_{-0.04}) M_{\odot}$在2 $σ$（1 $σ$）水平。大质量中子星（MNS）的情况下，无论是超大质量中子星（SMNS），甚至是稳定的中子星（SNS），也是允许的数据。在$2σ$（$1σ$）置信水平下，我们推导了SMNS情况下的$2.09^{+0.11}_{-0.09}(^{+0.06}_{-0.04} M_{\odot}) \leq M_{\rm TOV}< 2.43^{+0.10}_{-0.08}(^{+0.06}_{-0.04}) M_{\odot}$和SNS情况下的$M_{\rm TOV} \geq 2.43^{+0.10}_{-0.08}(^{+0.06}_{-0.04})M_{\odot}$。在MNS的情况下，我们还讨论了中子星的参数（偶极磁场强度在表面$B_p$和椭圆率$ε$），影响自旋的历史上的约束，通过考虑不同的MNS的生存时间，例如300 s，1 d…
2020-03-18 astro-ph.HE
Accretion disks and coronae in the X-ray flashlight
中子星表面的等离子体会因不稳定的热核燃烧而点燃，并产生明亮的X射线发射闪光，称为I型X射线爆发。这样的事件非常常见，迄今为止，已经从一百多颗吸积的中子星中观测到了数千颗。在这些热核爆炸中产生的强烈的，通常是爱丁顿极限的辐射，可以对周围的吸积流产生明显的影响，吸积流由吸积盘和热电子日冕组成。因此，I型X射线爆发可以作为吸积过程内部动力学的直接重复探测器。在这项工作中，我们审查和解释的影响，I型X射线爆发的观测证据的吸积盘和日冕。我们还提供了一个展望，如何在这一研究领域取得进一步的进展与前瞻性的实验和分析技术，并利用新的和概念X射线任务ASTROSAT，NICER，HXMT，eXTP和STROBE-X的技术能力。
2017-11-16 astro-ph.HE
What can PSR J1640-4631 tell us about the internal physics of this neutron star?
双星的引力波辐射不仅使它们成为连续引力波搜索的有希望的目标，而且在它们的时间数据中留下印记。我们解释了PSR J1640-4631的实测制动指数与模型，涉及GWE和偶极磁场衰减。结合PSR J1640-4631的计时数据和磁场衰减理论，我们提出了一种新的岁差周期数约束方法$ξ$，它与中子星及其GWE的内部物理密切相关，但目前还不确定.我们认为，未来对PSR J 1640 -4631倾斜角$χ$的观测不仅有助于限制$ξ$，而且可能提供有关该脉冲星内部磁场结构的信息。我们发现，$ξ$将大于以前的估计，除非观察到一个微小的角度$χ\lesssim5^\circ$。此外，测得的角度$χ\gtrsim12^\circ$将指示$ξ\gtrsim 10^6$，其至少比先前建议的大十倍。
2019-04-13 astro-ph.HE
Measuring spin in coalescing binaries of neutron stars showing double precursors
本文提出利用双前兆伽马射线暴中准正则模式泛音的频率比和旋转频移，结合状态方程、质量比等参数约束中子星自转频率，并以GRB090510为例得到约2-20 Hz的自转范围。
2023-06-26 astro-ph.HE gr-qc
Dynamical phase transition in neutron stars
本文研究了中子星激波阵面的动力学演化。预计冲击波具有足够的强度来点燃核物质，从而将其转化为夸克物质。核物质向夸克物质的转化假定发生在激波不连续处。密度和压力的不连续性的空间和时间的研究，因为它开始附近的恒星的中心，并向表面移动。模拟真实原始核物质的多方状态方程和夸克物质状态方程被用来研究这种动力学相变。通过求解球对称恒星的相对论流体动力学方程，我们研究了在中心附近存在密度不连续的情况下的相变。我们发现，当冲击波向外传播时，其强度随时间减小，但冲击速度达到峰值并达到接近光的值。如此快的激波速度表明，中子星中的快速相变发生在几十微秒的时间尺度上。这样的结果是一个很有趣的结果，它不同于以前的计算，中子星的相变至少需要几十毫秒。快速的相变可能具有重要的观测意义，因为这种快速的相变意味着相当强的引力波信号，但非常短暂。这种短暂的引力波信号将伴随着短暂的伽马射线暴和中微子信号，这些信号来自于从核物质到夸克物质的相变产生的中微子和伽马射线。
2017-12-31 astro-ph.HE gr-qc
What We Have Learned from NICER About Neutron Star Radii
University of Maryland（马里兰大学）
本文综述了NICER对非吸积中子星半径的X射线测量结果，这些测量增进了对致密物质的理解，并表明现有系统误差对推断半径影响甚微。
2026-09-30 astro-ph.HE nucl-th
What if the neutron star maximum mass is beyond $\sim2.3 M_{\odot}$?
Shibata等人通过假设在GW170817合并事件后不久形成黑洞，更新了$\lesssim$ 2.3 $M_{\odot}$中对稳定中子星最大质量（$M_\textrm{max}$）的约束，但从微物理和天体物理的角度来看，都没有确凿的证据排除$M_\textrm{max}>2.3~M_{\odot}$。为了解释大质量的类星体，人们自然期望状态方程（EOS）在超过特定密度时会变得更硬。本文考虑了具有$M_\textrm{max}>2.3~M_{\odot}$的EOS的可能性，研究了多方模型中的刚度和跃迁密度。考虑了两种中子星，即，正常中子星（在引力束缚面上密度为零）和奇异星（在自束缚面上密度不连续）。多方模型在这两种情况下都只有两个参数输入：（$ρ_{\rm t}$，$γ$）用于引力约束物体，而（$ρ_{\rm s}$，$γ$）用于自约束物体，其中$ρ_{\rm t}$是跃迁密度，$ρ_{\rm s}$是表面密度，$γ$是多方指数。对于$M_\textrm{max}>2.3~M_{\odot}$，发现对于正常中子星，最小的$ρ_{\rm t}$和$γ$应分别为$\sim 0.50~ρ_0$和$\sim 2.65$，而对于奇异星，如果是$ρ_{\rm s} > 1.0~ρ_0$，则有$γ> 1.40$，如果是$γ<2.0$，则有$ρ_{\rm s} < 1.58~ρ_0$（$ρ_0$…
2020-06-20 astro-ph.HE
X-ray emission from black-hole and neutron-star binaries
在这一章中，我提出了黑洞双星和低磁场中子星双星的主要X射线观测特征，集中在什么可以被认为是相似之处或差异，特别强调他们的快速定时行为。
2018-03-09 astro-ph.HE
Nuclear fission reaction simulations in compact stars
Ia型超新星（SN Ia）是强大的恒星爆炸，在宇宙学中提供重要的距离指标。最近，我们提出了一个新的超新星Ia机制，涉及一个孤立的白矮星的核裂变链式反应[PRL 126，1311010]。在这里，我们执行新的反应网络模拟的锕系元素丰富的第一固体冷却白矮星。该网络包括一系列铀和钍同位素的中子俘获和裂变反应，这些同位素具有各种可能的铀-235富集值。我们发现，对于适度的U-235富集，在U-238和Th-232上的中子捕获可以产生额外的裂变核，使得所有U和Th核的显著部分可以在链式反应期间裂变。由此产生的巨大能量释放可能引发热核碳燃烧，并可能引发超新星Ia。
2022-09-27 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
X-ray bursts and superbursts - recent developments
在过去的15年里，X射线暴研究在观测和理论上都取得了许多有趣的新进展。新的现象被发现，如爆发振荡和超级爆发，并确定了热核燃烧的新机制。在未来几年里，利用现有和未来仪器进行研究的一个重要驱动力是对中子星基本参数的追求。然而，其他几个更直接的问题也迫切需要答案。例如，超级暴是如何被点燃的，为什么暴尾中存在暴振荡？我们简要回顾了最近的发展，并讨论了MAXI可以发挥的作用。得益于MAXI的大可见度窗口和大占空比，它特别适合研究罕见的长持续时间爆发（如超级爆发）的重现。简要介绍了MAXI数据的探索性研究。
2011-02-16 astro-ph.HE
Dynamics of Laterally Propagating Flames in X-ray Bursts. II. Realistic Burning & Rotation
我们继续研究二维横向传播的火焰在I型X射线爆发使用完全可压缩流体动力学模拟。在目前的研究中，我们放松了以前的近似，我们人为地提高了火焰。我们现在使用物理上更真实的反应速率、热导率和旋转速率，探索中子星旋转速率和热结构对火焰的影响。我们发现，在较低的旋转速率的火焰变得更难点燃，而在较高的旋转速率的核燃烧是加强从科里奥利力和火焰传播稳定的限制。在较高的地壳温度下，火焰移动得更快，并在大气中传播时加速。如果温度太高，整个大气层就会稳定燃烧，而不是火焰在表面传播。用于这些模拟的所有软件都是免费提供的。
2021-03-26 astro-ph.HE
Binary Neutron Star (BNS) merger: What we learned from relativistic ejecta of GW/GRB~170817A
中子星（BNS）并合产生的引力波及其伴随的短伽玛暴GW/GRB~ 170817 A证实了这些令人困惑的瞬变现象的起源，并为短伽玛暴与其祖星及其周围环境的性质的联系开辟了道路。在这里，我们回顾了这一事件的即时伽马射线和后期余辉的广泛分析。我们表明，合并的极地喷出物的一小部分已被加速到超相对论速度。这个结构化喷流在我们的方向上（从喷流的轴线到我们的方向是$\mathcal{O}(10^\circ)$）有一个大约为$260$的初始洛伦兹因子，并且比典型的短伽玛暴的密度小几个数量级。在到达环爆物质时，超相对论性喷流具有接近高斯的轮廓，并且在其核心中具有洛伦兹因子$\gtrsim 130$。它在某种程度上保留了内部的准直性和相干性，但向侧面延伸，形成了轻度相对论性的叶--一个{ \it茧}。在远离中心的不均匀的环爆物质和低密度的碰撞壳上的外部冲击产生了缓慢上升的余辉。环爆物质在某种程度上与合并有关，它可能包含最近从故障中喷出的物质，由于中子星外壳在螺旋的最后阶段被潮汐力变形，但在合并之前很久就恢复了。通过将这些发现与相对论MHD模拟结果和观测到的引力波进行比较，我们得出结论，中子星的祖先是古老的，有着接近的质量和高度减少的磁场。此外，由于与其他恒星的相遇和引力相互作用，它们可能具有相反方向的自旋。
2019-05-27 astro-ph.HE
What we can learn about compact binary mergers from their kilonova signals?
本文通过GR MHD模拟中微子驱动的盘风，研究致密双星并合的千新星信号特征，以区分黑洞-中子星与双中子星并合，并探讨其对短GRB前身星系统本质的理解。
2024-03-22 astro-ph.HE
The cooling phase of Type-I X-ray bursts in 4U 1636-53
低质量X射线双星（LMXB）热核X射线暴冷却阶段的时间分辨谱可以用来测量中子星的半径和质量。我们使用罗西X射线定时探测器的数据分析了LMXB 4U 1636-53的约300次爆发。根据爆发的性质和爆发时源的状态，我们将爆发分为三组，光球半径膨胀（PRE），硬非PRE和软非PRE爆发。对于这三种类型的爆发，我们发现，在冷却阶段的爆发的辐射热通量和温度之间的平均关系是显着不同的典型的$F \propto T^4$关系，预计如果在中子星的表面上的表观发射面积保持不变的流量减少在衰变的爆发。我们还发现，一个单一的幂律不能拟合的平均通量-温度关系的任何三种类型的爆发，和通量-温度关系的三种类型的爆发是显着不同的。最后，对于三种类型的爆发，在爆发的衰减过程中，在不同的流量水平的温度分布是显着不同的。从以上我们得出结论，硬非PRE爆发点燃在富氢的气氛中，而软非PRE和PRE爆发的燃料是富氦。我们进一步得出结论，中子星大气中的金属丰度随着爆发的衰减而减少，这可能是因为重元素在大气中的下沉速度比H和He快。
2010-10-12 astro-ph.HE
What causes long outbursts of neutron star low-mass X-ray binaries?
本文通过系统比较短轨道周期中子星低质量X射线双星的长、短爆发性质，发现长爆发源在吸积率、盘质量等参数空间中与短爆发源明显分离，表明热-粘滞不稳定性无法解释长期爆发，对理解暂现吸积过程具有重要意义。
2025-04-10 astro-ph.HE
Continued cooling of the accretion-heated neutron star crust in the X-ray transient IGR J17480-2446 located in the globular cluster Terzan 5
我们提出了一个新的钱德拉观测（2016年7月进行）的中子星X射线瞬态IGR J17480-2446，位于球状星团Terzan 5。我们研究了这个系统中中子星地壳的持续冷却，该系统在2010年爆发时被加热。在IGR J17480-2446的最后一次观察后两年进行了这项新观察，因此，显著延长了冷却基线。我们重新分析了源的所有可用的钱德拉观测（但不包括Terzan 5中已知瞬变之一处于爆发状态的观测），并用我们的冷却代码NSCool拟合了获得的冷却曲线，这使得建模比以前对源进行的建模有了很大的改进。数据和我们的拟合模型表明，地壳仍然冷却约5.5年后爆发结束。中子星的地壳可能还没有达到壳核热平衡，预计会进一步冷却（这可以通过钱德拉在>5年内的额外观测来证实）。有趣的是，我们发现的迹象表明，热导率可能是相对较低的部分地壳相比，已推断为其他地壳冷却源，并初步建议，这一层可能位于周围的中子滴。这种差异的原因尚不清楚，但可能与IGR J17480-2446拥有一颗旋转相对缓慢的中子星（自旋为11 Hz），与已知或通常假设的其他冷却源相比，它具有相对较强的表面磁场（$10^{9-10}$高斯）。
2019-05-21 astro-ph.HE
What Powered the Kilonova-Like Emission After GRB 230307A in the Framework of a Neutron Star-White Dwarf Merger?
该研究提出GRB 230307A源于中子星-白矮星并合，其晚期类千新星辐射由磁星自转减慢和$^{56}$Ni衰变供能，而非r过程元素，拟合观测数据支持这一结论。
2024-02-27 astro-ph.HE
What constraints can one pose on the maximum mass of neutron stars from multi-messenger observations?
本研究结合多信使观测约束，通过蒙特卡洛模拟推断中子星最大质量约为2.49-2.52倍太阳质量，并利用并合残骸类型进一步限制相关参数。
2023-10-11 astro-ph.HE
What are neutron stars made of? Gravitational waves may reveal the answer
本文探讨了如何通过探测快速自旋变形中子星的引力波来揭示极端密度下的物质物理，并描述了从信号中提取物理信息的初步研究，以推动新物理发现。
2023-05-11 astro-ph.HE gr-qc
Gravitational-Wave and X-ray Probes of the Neutron Star Equation of State
中子星是爱因斯坦的广义相对论与核物理学的一个非凡结合。它们的内部隐藏着实验室无法探测的极端物质。在如此高的密度和压力下，它们的核心可能主要由奇异物质组成，如自由夸克或超子。来自激光干涉仪引力波天文台（LIGO）和其他干涉仪的引力波观测，以及来自中子星内部成分探测器（NICER）的X射线观测，正开始穿透这层面纱。这些观测提供了关于中子星核心的信息，因此，也提供了使这种物体成为可能的物理学信息。在这篇综述中，我们讨论了我们从引力波和X射线观测中了解到的中子星物理。我们专注于已经确定观察到的东西，以及在不久的将来应该观察到的东西，并关注这些新观察将教给我们的物理学。
2022-02-08 astro-ph.HE gr-qc
Prospects for joint gravitational-wave and electromagnetic observations of neutron-star--black-hole coalescing binaries
合并中子星黑洞（NS-BH）双星是一个很有前途的引力波（GW）信号源，可以用大型激光干涉仪（如Advanced LIGO和Virgo）探测。它们也是短伽马射线暴（SGRB）的主要候选祖先之一。如果黑洞潮汐性地破坏了它的伴星，当一个足够大质量的吸积盘在黑洞残余物周围形成时，SGRB就可能被点燃。在GW和电磁（EM）频谱中检测NS-BH聚结提供了有关源性质的丰富信息。然而，从联合检测实际上可以推断出多少是不清楚的，因为质量/自旋简并可能降低GW测量精度。为了阐明这个问题和联合EM+GW观测的潜力，我们在这里结合了最近的半分析预测的残余磁盘质量的参数空间部分，是由GW检测选择的估计。我们确定的情况下，支持SGRB点火，在其他情况下，它可以被排除在外，最后在其他情况下，结果取决于所选择的模型，目前未知的NS状态方程。我们查明了一系列的系统，这将使我们能够把状态刚度方程的下限，如果GW的排放和EM对应观察。我们开发的方法可以扩大现有GW检测和参数估计算法的范围，并且可以允许我们在SGRB触发后忽略NS-BH搜索中大约一半的模板，从而提高其速度和灵敏度。
2014-07-24 astro-ph.HE gr-qc
What causes the absence of pulsations in Central Compact Objects in Supernova Remnants?
大多数年轻的中子星属于超新星遗迹（CCO）中的中心致密天体类，没有已知的周期性。我们调查了七个这样的CCO，以了解没有检测到脉动的常见原因。利用XMM-牛顿，钱德拉，和NICER观测，我们进行了系统的定时和光谱分析，以获得更新的灵敏度限制的周期性信号和多温度的光谱成分，可能与辐射的热点上的中子星表面。基于这些限制，我们研究了每个目标的允许观察几何形状，可以解释缺乏脉动。我们估计不太可能（$< 10^{-6}$）将我们没有看到脉动归因于五个考虑的源的不利观看几何。或者，碳大气模型，它假设均匀的温度分布在表面上，同样很好地描述了光谱，并提供了一个合理的解释，在目前的限制内没有检测到的周期性。相对于其他年轻的中子星，CCO的不寻常性质可能表明了一条不同的演化路径，就像超新星事件后经历显著回落吸积的源所提出的那样。
2021-09-13 astro-ph.HE
Short Gamma-Ray Bursts following mergers of an ONeMg with a CO white dwarf
讨论了大质量ONeMg白矮星（WD）与CO白矮星（WD）合并后产生短伽马射线暴（GRBs），以及由此产生的吸积诱导坍缩（AIC）的情况。初始系统的初级质量$M_1 \sim 6-10 \, M_\odot$和次级质量$M_2 \sim 3-6\, M_\odot$形成，通过两个不同的演化通道，双简并CO-ONeMg WD系统。对于足够大的质量比$q \equiv M_2/M_1 > q_{crit} \sim 0.25$，随后的引力波驱动的质量转移是不稳定的，由此质量较小的CO WD被破坏，并在几个轨道时间尺度上将其质量转移到主要的ONeMg WD。合并的产物点燃了外壳的CO燃烧，增加了简并核心的质量;同时，由于强风，质量和角动量损失了。当ONeMg WD足够接近于Ekrasekhar质量时，$\sim 10^4$数年后会发生电子俘获吸积引起的坍缩（AIC）。我们认为，在没有形成吸积盘的情况下，ONeMg WD直接坍缩成中子星，这是一种快速的短伽玛射线暴辐射。在坍缩之后，未燃烧的壳层部分在新形成的NS上的吸积为扩展发射（EE）提供了动力。在坍缩期间，中子星以毫秒周期旋转，并产生长时间的相对论性风，这些风冲击在壳燃烧阶段损失的物质，并从风终止冲击产生余辉辐射。
2017-09-07 astro-ph.HE
What's in the core of massive neutron stars?
当强子-夸克连续性用密度大于核物质密度$n_0$两倍时的拓扑变化来表述时，大质量致密星的核心可以用分数重子荷的准粒子来描述，其行为既不像纯重子，也不像非精细夸克。隐藏的对称性，局部规范和伪共形（或破标），出现并引起长期淬火$g_A$在核伽莫夫-泰勒跃迁在$\sim n_0$和伪共形声速$v_{pcs}^2/c^2\approx 1/3$在$\gsim 3n_0$。这些性质与最近在超允许Gamow-Teller跃迁和天体物理观测中的观测结果相矛盾。
2020-10-25 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
A misfired outburst in the neutron star X-ray binary Centaurus X-4
我们报告了在过去13.5年中对中子星X射线双星半人马座X-4进行的长期光学监测。这个源自1979年爆发以来一直处于平静状态。我们的监测揭示了吸积盘的整体演化;我们检测到短持续时间的耀斑，可能也起源于盘，叠加有来自伴星的小振幅（< 0.1等）椭球调制，由于几何效应。在光盘光变曲线中观察到一个长期（约2300天）的下降趋势，然后是一个较短的（约1000天）的上升趋势。这种上升的光学已观察到其他X射线双星爆发前，所预测的磁盘不稳定性模型。对于Cen X-4，光通量的上升持续了约3年，并在2020年底达到所有波长（光学-UV-X射线）的通量增加的高潮。这种增加在约2周后消退，没有引起完全爆发。我们认为，由内而外的加热前沿的传播点燃由于部分电离的氢在内部磁盘。传播可能在点火后不久就停止了，这是由于在向前传播时遇到的圆盘表面密度增加。失速可能是缓解的低水平照射的外部区域的大吸积盘，所示的光学/X射线相关性的斜率，这表明照射不发挥强大的作用，在光学，相比其他来源的排放。
2022-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling the structure of magnetic fields in Neutron Stars: from the interior to the magnetosphere
磁星和磁星的发射现象与其磁场的结构和性质密切相关。特别是，据信，在AXP和SRG中观察到的爆发和耀斑活动与它们的内部磁场密切相关。最近的观测还表明，它们的磁层中存在电荷，这支持了它们的磁场在恒星附近紧密扭曲的观点。原则上，这些物体提供了一个独特的机会来研究实验室无法获得的物理学。我们将讨论磁化中子星的平衡模型的性质，并说明内部电流和外部电流是如何联系在一起的。这些磁场配置将讨论也考虑到他们的稳定性，有关其起源，并可能连接到事件，如SNe和伽玛暴。我们还将展示它们在恒星中引起了什么样的变形，这可能导致引力波的发射。在扭曲的磁层的情况下，我们将展示如何扭曲的数量调节其一般拓扑结构。一个通用的形式主义的基础上，同时数值解的广义相对论性梯度-Shafranov方程和爱因斯坦方程。
2015-11-09 astro-ph.HE
What do we learn about vector interactions from GW170817?
我们分析了在双中子星合并GW 170817期间所作的新的测量中，在中子星内部存在的致密物质中矢量-等矢量介子相互作用所起的作用。这些涉及到从引力波和电磁观测中测量潮汐形变。我们的研究包括三个不同的状态方程，包含不同的物理假设和物质组成，即NL 3家族，MBF和CMF模型。其他相关的量/关系分析的中子物质压力，对称性能量斜率，恒星质量和半径，和Urca过程的恒星冷却阈值。
2019-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
What is the magnetic field distribution for the equation of state of magnetized neutron stars?
在这封信中，我们报告了强磁化中子星内部状态方程的磁场分布的实际计算。与文献中广泛使用的先前估计不同，我们发现磁场随着磁化物质的重子化学势（或重子密度）的增加而相对缓慢地增加。更准确地说，增长是多项式而不是指数，如先前所假设的。通过对几种不同的恒星物质微观描述现实模型的分析，（包括强子模型、混合模型和夸克模型）与通过自洽求解爱因斯坦-麦克斯韦场方程获得的赋予极向磁场的广义相对论解相结合，我们生成了在恒星极方向上的磁场分布的唯象拟合，以用作微观计算中的输入。
2017-09-19 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Scenario Machine: fast radio bursts, short gamma-ray burst, dark energy and Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory silence
在中子星-中子星（NS+NS）或中子星-黑洞（NS+BH）双星合并模型的框架下讨论了最近报道的快速射电暴（FRB）的发现.我们专注于我们认为是最重要的问题：什么是NS合并率给定的FRB率（1/1000年$^{-1}$每个星系）是不一致的伽马射线暴率所讨论的桑顿，应该显着更高。我们发现，NS合并率和观察到的FRB率之间没有差异的情况下，机器人口合成的框架-为100-150公里秒$^{-1}$踢速度的平均NS合并率是1/500-1/2000年$^{-1}$每个星系z = 0.5-1。基于场景机NS合并率估计，我们讨论了缺乏积极的探测地面干涉仪，考虑激光干涉仪引力波天文台。
2014-06-29 astro-ph.HE
Gravitational waves or deconfined quarks: what causes the premature collapse of neutron stars born in short gamma-ray bursts?
我们利用18个短伽马射线暴的X射线余辉推断了长寿命中子星坍缩成黑洞的时间。然后，我们应用层次推理来推断中子星状态方程和主导的自旋下降机制的属性。我们测量的最大非旋转中子星质量$M_\mathrm{TOV} = 2.31 ^{+0.36}_{-0.21} M_{\odot}$和约束的残余物自旋下降的部分主要通过引力波发射到$η= 0.69 ^{+0.21}_{-0.39}$与$68 \%$的不确定性。这种方法原则上可以确定强子态方程和夸克态方程的区别。然而，在实践中，这些数据还没有提供足够的信息，表明这些中子星在$1σ$水平上没有强子状态方程。这些推论都依赖于由中子星合并产生的短伽马射线暴的原始质量分布。最近宣布的对GW 190425的引力波探测表明，这种潜在的分布与当地测量的双中子星的分布不同。我们发现，$M_\mathrm{TOV}$和$η$的约束依赖于二进制合并，形成通过一个分布与当地测量的人口和分布，可以解释GW 190425的分数。从后一种分布形成的双星越多，需要的$M_\mathrm{TOV}$就越大，以满足X射线观测。我们上面的测量结果在这个未知的分数上被边缘化了。相反，如果我们假设GW190425不是一个双中子星合并，即双中子星的基本质量分布与当地观察到的相同，我们测量$M_\mathrm{TOV} = 2.26 ^{+0.31}_{-0.17} M_{\odot}$…
2020-03-20 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Ambipolar decay of magnetic field in magnetars and the observed magnetar activities
磁星是相对年轻的中子星，具有$10^{14-16}$ G范围内的超强表面磁场。老中子星的表面磁场比$\sim 10^8$ G小一些，这清楚地表明磁场随时间衰减。磁场衰减的一种可能方式是通过双极扩散。我们描述的一般程序来解决双极速度内的恒星核心没有任何近似。利用一个实际的中子星模型，确定了中子星核内的双极速度结构，从而得到了与磁星观测相一致的双极衰变率和时间尺度。
2021-06-21 astro-ph.HE
Binary neutron star and short gamma-ray burst simulations in light of GW170817
在包括引力波在内的多信使时代的黎明，这是有史以来第一次同时探测到引力波和电磁辐射，重要的是要躺下来思考既定的知识。为了更好地理解这种复杂的、现象丰富的爆炸，必须将中子星并合的数值模拟和短伽玛暴喷流的模拟结合起来。我们回顾了相对论数值模拟的现状，相对于合并后产生的任何喷流或磁化外流。我们比较什么是已知的，从这样的模拟，使用和获得短的伽玛射线暴射流模拟传播通过BNS喷出物。我们指出已经确定并可以被认为是已知的事实，以及需要进一步修改和/或澄清的事情。
2018-08-17 astro-ph.HE gr-qc
Constraining a neutron star merger origin for localized fast radio bursts
快速射电暴（FRB）的前身是什么，以及是否存在多种类型的前身是一个悬而未决的问题。具有宿主星系红移的局部FRB的出现允许首次直接测试各种发射模型。鉴于最近本地化的两个非重复FRB（FRB 180924和FRB 190523），我们讨论了选择FRB发射模型，并演示了我们如何可以把约束的关键模型参数，如磁场强度和年龄的推定FRB发射中子星。特别是，我们专注于紧凑的二元合并事件，涉及至少一个中子星，由FRB的宿主星系和主机之间的共性，这样的合并事件/短伽马射线暴（SGRB）的动机模型。我们排除的可能性，无论是FRB的合并双星系统的最后inspiral阶段期间产生。在可能的情况下，我们预测与给定模型相关的电磁发射的光变曲线，并使用它来推荐多波长后续策略，这些策略可能有助于确认或排除未来FRB的模型。此外，我们进行了有针对性的亚阈值搜索费米伽马射线暴监视器数据的潜在SGRB候选人与FRB，并显示什么是非检测手段相关的模型。在这项研究中提出的方法可以很容易地应用到未来本地化的FRB，并适应可能的核心坍缩超新星祖先的来源，以帮助限制FRB人口的潜在模型。
2020-08-19 astro-ph.HE
Black hole-neutron star binaries
本文综述了黑洞-中子星双星合并及合并后演化的数值相对论流体动力学和磁流体动力学建模，探讨了决定合并结果的因素、所需输入物理及先进模拟的发现。
2024-04-23 astro-ph.HE gr-qc
Understanding the Neutron Star Population with the SKAO Telescopes
The University of Manchester（曼彻斯特大学）；The Institute of Mathematical Sciences（数学科学研究所）；Homi Bhabha National Institute（霍米·巴巴国家研究所）；Swinburne University of Technology（斯威本科技大学）；Royal Holloway, University of London（伦敦大学皇家霍洛威学院）；Newcastle University（纽卡斯尔大学）；West Virginia University（西弗吉尼亚大学）；University of Oxford（牛津大学）；Raman Research Institute（拉曼研究所）；Institute of Space Sciences (ICE-CSIC)（空间科学研究所（ICE-CSIC））；Aalborg University（奥尔堡大学）
研究利用SKAO望远镜增加已知非吸积中子星数量，通过多方面优势助力中子星研究，增加脉冲星样本以促进对中星物理理解，还能开展多样科学研究。
2026-07-07 astro-ph.HE
The violent neutron star
中子星使我们能够研究已知宇宙中最高密度和最高磁场。在这篇文章中，我回顾了什么可以学到这样的基本物理学使用磁星爆发。触发爆发的不稳定机制以及随后恒星的动力学和辐射响应都可以用来探索恒星和磁层的结构和组成。
2012-06-24 astro-ph.HE astro-ph.SR
What can we learn about the unstable equation-of-state branch from neutron-star mergers?
本文通过25次覆盖多种EOS的双中子星并合数值相对论模拟，评估并合后引力波或电磁观测能否探测最大质量密度以上的不稳定EOS分支，结果表明当前及下一代探测器均难以实现。
2023-11-08 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
What is the Most Promising Electromagnetic Counterpart of a Neutron Star Binary Merger?
双中子星和中子星-黑洞双星的最后螺旋很可能被先进的地面引力波（GW）干涉仪网络探测到。最大限度地从这样的发现中获得科学回报将需要识别和定位电磁（EM）对应物。在这里，我们批判性地评估和比较了几种可能的对应物，包括短持续时间的伽马射线暴（SGRB）、“孤儿”光学和无线电余辉，以及由合并喷出物中合成的重核的放射性衰变驱动的~一天的光学瞬变（“千诺瓦”）。我们评估的承诺，每个对应的四个“基本美德”：可探测性，高分数，可识别性和位置精度。考虑到~ 10 ° sq.的典型误差区域的搜索策略，我们的结论是，SGRB是最有用的，以确认宇宙起源的几个GW事件，并测试与NS合并的关联。然而，对于更雄心勃勃的目标，本地化和获得大样本的GW事件的红移，千新星反而是首选。离轴光学余辉最多可以在所有事件的10%中被探测到，而射电余辉只有在高密度介质中高能相对论喷出物的独特组合中才有希望，即使这样，每个事件也需要数百小时的EVLA时间。我们的主要建议是：（i）全天伽马射线卫星对于时间符合探测和伽马射线触发事件的GW搜索是必不可少的;（ii）LSST应采用1天的节奏跟踪策略，理想情况下每次指向约0.5小时以覆盖GW错误区域（标准的4天节奏和深度将严重限制唯一识别的可能性）;及（iii）无线电搜寻只应集中于相对论的情况，因为这需要观察数个月。
2011-08-30 astro-ph.HE gr-qc
What neutron stars tell about the hadron-quark phase transition: a Bayesian study
本研究在贝叶斯框架下结合多种强子与夸克模型及平滑渡越相变，分析中子星观测约束对状态方程的影响，发现纯夸克核仅在最大质量低于约2.35太阳质量时可能存在，且声速峰值高度受青睐，同时强调了使用完整概率密度数据估计半径的必要性。
2023-07-20 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
High-energy emissions from neutron star mergers
2017年，LIGO-Virgo合作报告了第一个中子星合并事件GW 170817的探测，该事件伴随着从无线电到伽马射线的电磁对应物。虽然这次事件没有探测到高能中微子，但预计中子星的合并会产生这种高能粒子。当中子星合并时，相对论性喷流被发射出来。如果喷流中含有质子，它们可以通过光生子的产生发射出高能中微子。此外，中子星合并会产生大量快速的喷出物，这可能是膝盖以上的银河系高能宇宙射线的来源。我们简要回顾了我们从多信使事件GW 170817中学到的知识，并讨论了与中子星合并有关的多信使探测和强子宇宙线产生的前景。
2019-03-14 astro-ph.HE hep-ph
What can quasi-periodic oscillations tell us about the structure of the corresponding compact objects?
我们展示了如何可以估计的多极矩的时空，假设准周期调制的X射线通量（准周期振荡），观察到的吸积中子星或黑洞，是由于轨道和岁差频率（相对论性岁差模型）。进动频率$Ω_ρ$和$Ω_z$可以表示为轨道频率$Ω$的展开，其中力矩以规定的形式进入系数。因此，观测值可以拟合这些表达式，以评估的时刻。如果致密天体是一颗中子星，则可以对状态方程施加约束。同样的分析可以用于黑洞，作为无毛定理有效性的检验。或者，不是拟合矩，观测结果可以与从分析模型计算的频率相匹配，这些分析模型是为了对应于由各种状态方程描述的现实中子星而产生的。因此，观测可以用来约束状态方程和可能的其他物理参数（质量，旋转，四极等）。的频率，这变得明显，通过使用分析模型的一些独特的功能，进行了讨论。
2012-04-16 astro-ph.HE gr-qc
