GW170817 implications on the frequency and damping time of f-mode oscillations of neutron stars
在中子星的最小模型中，由处于$β$ -平衡的核子、电子和μ子组成，使用来自微观核多体理论的大约12个状态方程（EOSs）和在其当前已知的不确定性范围内使用高密度丰中子核子物质的显式同位旋相关参数EOS模型随机产生的40，000个EOSs，我们研究了f模频率之间的相关性，它的阻尼时间和潮汐变形性以及中子星的致密性。除夸克星外，正则中子星的f模频率和阻尼时间都与潮汐形变成比例，与所用的EOS无关。应用LIGO+VIRGO合作组对GW 170817事件的改进分析中提取的正则中子星$Λ_{1.4}=190^{+390}_{-120}$的潮汐变形性约束，正则中子星的f模频率和衰减时间分别被限制在1.67 kHz - 2.18 kHz和0.155 s - 0.255 s，为正在进行的从孤立中子星的f模振荡中寻找引力波提供了有用的指导。此外，假设一个或两个f-模式的频率和它的阻尼时间将在未来的观测与先进的引力波探测器精确测量，我们讨论如何有关的质量和/或半径的信息，以及仍然相当难以捉摸的核对称性能量在超饱和密度可能会被提取。
2019-04-11 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The properties of non-thermal X-ray filaments in young supernova remnants
上下文年轻的超新星遗迹（SNRs）表现出非热X射线发射的狭窄细丝，其宽度可以受到电子能量损失或磁场阻尼的限制。目标。我们想研究这些细丝的不同模型是否可以通过观测进行检验。方法.利用四个历史遗迹的观测参数，我们计算了暗条的轮廓，并将暗条的光谱与非热辐射的光谱进行了比较。为此，我们解决了一维稳态输运方程的各向同性微分数密度的电子。结果我们发现，之间的差异的光谱的细丝和总的非热辐射超过1千电子伏的阻尼模型比在能量损失模型更明显。结论.一个相当大的阻尼的磁场可以导致一个可观察到的差异之间的光谱的灯丝和总的非热发射，从而潜在地允许观察歧视之间的能量损失模型和阻尼模型的X射线灯丝。
2012-08-27 astro-ph.HE
Dissipation in relativistic superfluid neutron stars
我们分析了广义相对论超流中子星振荡的阻尼。为此，我们扩展了在[Gusakov & Kantor PRD 83，081304（R）（2011）]中首次提出的超流和正常振荡模式解耦的方法。所有的计算都是在有限温度超流流体动力学中自洽进行的。导出了剪切粘度和体积粘度对阻尼时间影响的一般解析公式。这些公式描述了正常和超流中子星，并适用于任意多极振荡模式。我们证明：（i）对于大多数恒星温度，如果对计算正常f-模式的阻尼时间感兴趣，则使用普通的单流体流体动力学是一个很好的近似;（ii）对于径向和p-模式，这种近似是差的;（iii）阻尼时间的温度依赖性经历与相邻振荡模式的共振耦合相关联的一组快速变化。后一种效应可以大大加速正常模式的粘性阻尼在中子星热演化的某些阶段。
2012-11-11 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Universal relations between the quasinormal modes of neutron star and tidal deformability
中子星物质的状态方程（EOS）无关的普适关系，如果它们存在的话，对于提取中子星的性质是有价值的，这通常取决于状态方程。在这项研究中，我们新推导出预测引力波频率的基本（$f$），第一压力（$p_1$），和第一时空（$w_1$）模式和阻尼率的$f$ -和$w_1$ -模式的函数的无量纲潮汐变形的普遍关系。特别地，对于正则中子星，利用$f$ -模的普适关系，可以以低于$1\%$的精度预测频率和阻尼率。
2021-11-22 astro-ph.HE gr-qc
The Role of the Electron Mass in Damping Chiral Magnetic Instability in Supernova and Neutron Stars
我们发现，非零电子质量起着决定性的作用，在确定中子星的磁性，使其不可能产生的手征电荷密度需要触发一个强大的手征磁不稳定性在核心的超新星坍缩。这种不稳定性被认为是在中子星诞生时产生极大螺旋磁场的合理机制;该机制依赖于通过电子捕获反应产生大的非平衡手性电荷密度，该反应在核心坍缩和质子中子星的早期演化过程中选择性地耗尽左手电子。我们的计算表明，卢瑟福散射诱导的电子手性破坏率，尽管被抑制的电子质量相对于电子化学势的小，仍然是快的相比，弱相互作用电子捕获率。因此，由此产生的左右手电子密度之间的不对称性永远无法达到天体物理学相关的量级。
2014-09-11 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Calculation of thermal conductivity coefficients for magnetized neutron star
在考虑简并度的玻尔兹曼方程解的基础上，计算了决定中子星壳中电子热传递和扩散的系数。
2013-04-23 astro-ph.HE
Atmospheric oscillations provide simultaneous measurement of neutron star mass and radius
在爱丁顿附近可观测到的光度的中子星被证明拥有悬浮的大气，悬浮在它们的表面之上。我们报道了一种新的方法，同时测量质量和半径的中子星的基础上振荡的这种气氛。在本文中，我们提出了一个家庭的相对论，振荡，球对称的光学和几何薄悬浮大气的本征模，包括辐射阻力引起的阻尼效应的解析推导。我们发现的阻尼振荡的频率的特征极大值，并表明，使用频率的最大值，可以估计质量和半径的中子星，给定的观测频率和相应的亮度的恒星在X射线爆发。因此，我们的模型提供了一个新的途径来探测恒星参数。我们还表明，任何两个无阻尼本征频率的比例只取决于大气的绝热指数，而阻尼本征频率，这个比例随光度。阻尼系数与振动的模态数无关。这些大气动力学的特征将反映在源的X射线光变曲线中。
2019-07-02 astro-ph.HE
Thermal luminosities of cooling neutron stars
中子星的年龄和热光度，从观测推断，可以解释与中子星冷却理论的帮助下，获得信息的超致密物质的性质在中子星内部。我们提出了一个调查的估计年龄，表面温度和热光度的中年中子星与相对较弱或中等强度的磁场，这可能是有用的，为这些目的。该目录包括从文献中选出的结果，并补充了一些冷却中子星光谱分析的新结果。并与理论计算结果进行了比较。我们表明，理论冷却曲线与观测的总体一致性大大提高了模型中的中子超流性在恒星核心是弱的。
2020-06-30 astro-ph.HE
Binary neutron star mergers with SPHINCS_BSSN: temperature-dependent equations of state and damping of constraint violations
Hamburger Sternwarte（汉堡天文台）；The Oskar Klein Centre, Department of Astronomy, Stockholm University（斯德哥尔摩大学奥斯卡·克莱因中心天文学系）；Center for Computation & Technology, Louisiana State University（路易斯安那州立大学计算与技术中心）；Department of Physics & Astronomy, Louisiana State University（路易斯安那州立大学物理与天文学系）
该研究通过SPHINCS_BSSN方法改进中子星并合模拟，引入温度依赖的方程状态和约束阻尼项，提升物理真实性和引力波频率预测精度。
2026-01-04 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Impact of the relativistic Cowling approximation on shear and interface modes of neutron stars
本文在完整广义相对论与 Cowling 近似下比较中子星弹性壳层的剪切模和界面模，发现后者频率显著受近似影响，并扩展振幅比相位方法以稳健估计阻尼时间。
2025-03-18 astro-ph.HE gr-qc
Viscous damping of r-modes: Small amplitude instability
研究了致密星r模的粘性阻尼，详细分析了小振幅模对引力辐射不稳定的区域。我们提出了一般表达式的粘性阻尼时间为任意形式的相互作用的致密物质，并得出一般的半解析结果的边界的不稳定区域。这些结果表明，许多方面，特别是像物理上重要的最小值的不稳定边界，是令人惊讶的不敏感的详细的微观性质的考虑形式的物质。我们的一般表达式适用于强子星，奇异星和混合星的情况下，我们专注于状态方程，是兼容的最近测量的一个沉重的紧凑的明星。我们发现，具有足够小的核心的混合星可以“伪装”成中子星，并且具有与中子星难以区分的不稳定区域，而具有足够高的核心密度以允许直接Urca反应的中子星在不稳定区域的右侧具有凹口。
2012-01-14 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Axial quasi-normal modes of neutron stars in $R^2$ gravity
本文用大量的状态方程研究了$f(R)$引力场中中子星的轴向准简正模。数值计算是使用两种不同的方法-执行时间演化的扰动方程和求解的时间无关的表示方程作为一个边值问题。结果表明，与纯广义相对论情形相比，该理论的模态频率和阻尼时间随自由参数的增大而减小。虽然频率明显偏离爱因斯坦理论的所有现实中子星质量（说以上$1M_\odot$），阻尼时间达到不可忽略的差异，只有更大的质量模型。我们还建立了包含频率和阻尼时间的普适（状态方程无关）引力波星震学关系。结果表明，使用与纯广义相对论相同的归一化，状态方程的独立性得以保持，并且对于$f(R)$引力中的自由参数的大值，与爱因斯坦引力理论的唯象关系的定性差异可能很大。
2018-04-11 astro-ph.HE gr-qc
Damping of density oscillations in neutrino-transparent nuclear matter
我们计算的体积粘性耗散时间绝热密度振荡的核物质在1-7倍核饱和密度的密度和温度范围从1兆电子伏，其中修正以前的低温计算变得重要，高达10兆电子伏，中微子透明度的假设不再有效。在这些条件下，预计会发生在中子星合并，阻尼密度振荡产生的β平衡通过弱相互作用。我们发现，对于1 kHz的振荡，最短的耗散时间是在5至20 ms的范围内，这取决于状态方程，这意味着体粘滞阻尼可能会影响一个中子星合并的动态。对于更高的频率，耗散时间甚至可以更短。
2019-09-27 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Asteroseismology of rapidly rotating neutron stars - an alternative approach
本文研究了快速旋转中子星f模的引力波星震学关系。采用了一种与以往研究不同的方法--首先，用转动惯量代替恒星半径，其次，振荡频率和阻尼时间的归一化是不同的。结果表明，在非旋转的情况下，这可能会导致一个更强的状态方程的独立性和我们的目标是推广的静态关系的快速旋转的情况下和值的球形模式数$l\ge2$。我们采用现实的状态方程，涵盖了非常大的范围内的刚度，以更好地检查的关系的普遍性。最后，我们探讨了反问题，即由观测到的引力频率和阻尼时间反演出中子星的参数。事实证明，通过这组新的关系，我们可以使用三个频率以非常好的精度解决逆问题，这在以前的研究中是不可能的，其中还需要阻尼时间。星震学的关系也是特别好的大规模快速旋转的模型，受到长期不稳定性。
2015-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Accuracy of one-dimensional approximation in neutron star quasi-normal modes
由于来自冷中子星的引力波的本征频率成为复数，其中实部和虚部分别对应于振荡频率和阻尼率，因此必须在二维参数空间中求解关于本征值的本征值问题。为了避免这种麻烦，有时采用近似，其中特征值在一维参数空间中。在这项研究中，首先，我们显示的零阻尼近似，这是一个一维近似，基本和第一压力模式的准确性。但是，这种近似不适用于时空模式，因为时空模式的阻尼率通常与振荡频率相当。然而，我们发现本征频率的虚部与实部之比的经验关系，它表示为与中子星物质的状态方程几乎无关的steller紧度的函数。采用这种经验关系，可以仅用实部来表示本征频率，即，要解决的问题变成具有一维本征值的本征值问题。然后，我们发现，频率估计具有良好的精度，甚至与这样的近似，甚至为第一时空模式。
2022-05-21 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Dark matter in neutron stars: two-fluid $f$-mode oscillations in full general relativity
Yonsei University（延世大学）；Goethe Universität（歌德大学）
本研究在全广义相对论下计算中子星与暗物质混合的f模振荡，发现核心暗物质主导阻尼时间随暗物质分数按F^-2规律急剧缩短，而晕暗物质则相反，为区分暗物质与软核方程提供新探针。
2026-10-06 astro-ph.HE hep-ph
Thermal states of neutron stars with a consistent model of interior
我们模拟了孤立的中子星和吸积的中子星在静止期X射线瞬态的热状态，并与观测结果进行了对比。我们使用状态方程和超流重子间隙，这是一贯计算。我们的结论是，直接Urca过程需要与低亮度吸积中子星一致。此外，质子超流性和足够弱的中子超流性对于解释中年中子星的冷却和获得真实的中子星质量分布是必要的。
2017-09-14 astro-ph.HE nucl-th
Statistical theory of thermal evolution of neutron stars - II. Limitations on direct Urca threshold
我们应用我们最近提出的统计方法来研究X射线瞬态中孤立中子星和吸积准定态中子星的热演化，以限制中子星核中强中微子发射的直接Urca阈值的位置和相对展宽α。我们指出，观测结果的最可能解释对应于α = 0.08 - 0.10和直接Urca过程开放的中子星质量M_D =（1.6 - 1.8）M_sun。
2015-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Bulk Viscosity of Relativistic $npeμ$ Matter in Neutron-Star Mergers
本文讨论了由弱相互作用直接Urca过程产生的热而致密的$npeμ$物质的体粘滞性。我们考虑两种感兴趣的制度：（a）中微子透明制度与$T\leq T_{\rm tr}$（$T_{\rm tr}\simeq 5÷10$ MeV是中微子捕获温度）;和（b）中微子捕获制度与$T\geq T_{\rm tr}$。核物质采用相对论密度泛函方法，密度依赖参数化DDME 2。在中微子透明区，体粘滞系数在温度$T \simeq 5÷6$ MeV时达到最大值，然后在较高温度下迅速下降，此时中微子被俘获。作为一个天体物理应用，我们估计阻尼时标的密度振荡的体积粘度在中子星合并，并发现，例如，在振荡频率$f=10$ kHz下，在体积粘度可能影响合并后物体的演变的温度$4\leq T\leq 7$ MeV下，阻尼将非常有效。
2022-09-10 astro-ph.HE nucl-th
Fundamental oscillation modes of neutron stars: validity of universal relations
在广义相对论（GR）中，通过求解线性化的微扰方程，研究了非旋转中子星（NS）的$f$模频率和阻尼时间，目的是建立仅弱依赖于物态方程（EOS）的“普适”关系.使用一套更全面的EOS，我们重新审视一些建议的线性化，描述的$f$模式参数的中子星（NS）的质量和半径，我们测试最近的建议表示的$f$模式参数作为有效的紧凑性的二次函数。我们对每个状态方程的广泛结果使我们能够研究每个建议的准确性。特别是，我们发现，阻尼时间偏离相当大的线性化建议。我们引入了一个新的普适关系的产品的$f$模式的频率和阻尼时间的函数（普通）的紧凑性，这被证明是更准确的。另一方面，使用有效紧性的关系也准确地拟合了我们的数据。我们的研究结果表明，最大振荡频率强烈依赖于EOS，这样的高振荡频率的测量将排除几个EOS。最后，我们比较准确的模式频率中得到的考林近似，也得到的结果与非线性演化代码，验证不同的方法的实施。
2015-03-16 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Quasi-normal modes of superfluid neutron stars
在广义相对论框架下，考虑有限温度效应，研究了含超流重子的中子星的非径向振荡。利用微扰方法，我们推导出描述恒星振荡的方程，我们解决了数值积分，采用不同的模型的核子超流性，并确定准正常模式的频率和引力阻尼时间。正如预期的结果，我们发现两类模式，分别与超流和非超流的自由度。我们研究的模式的温度依赖性，发现在特定的温度值，两类准正常模式的频率显示避免交叉，和他们的阻尼时间变得可比。我们还表明，当温度不接近避免的交叉点时，可以通过忽略正常和超流自由度之间的耦合来精确地计算模式的频率。我们的结果对中子星的引力波辐射有潜在的意义。
2014-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Dissipative processes in superfluid neutron stars
我们提出了一些关于一种新的阻尼机制的r-模式振荡的中子星由于过程中，改变质子，中子和电子的数量。偏离平衡的各种物种的数量密度导致的外观在欧拉方程的系统的耗散机制，所谓的火箭效应。旋转中子星的r模振荡的演化受到火箭效应的影响，我们提出了相应的阻尼时标的估计。在系统的描述中，我们采用双流体模型，其中一种流体由通过电磁相互作用锁定在一起的所有带电组分组成，而第二种流体由超流中子组成。两种成分都可以振荡，但是火箭效应只能有效地阻尼反向的r模式振荡，两种流体振荡异相。在我们的分析中，我们考虑了中子超流体与带电组分之间的相互摩擦耗散过程。我们忽略了两个r模振荡之间的相互作用以及与恒星地壳相关的影响。此外，我们还采用了一个简化的中子星模型，假定质量分布均匀。
2010-12-01 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
How long-range interactions tune the damping in compact stars
长程相互作用导致致密物质中的非费米液体效应。我们表明，在其他材料的性能相比，它们对夸克物质的体积粘度的影响是显着的，因为它们移动其共振最大值，从而可以改变粘度的许多数量级。这对于抑制致密恒星的振荡，特别是不稳定的r-模式，以及在天体物理观测中探测去限制物质的特征具有重要意义。我们发现，在对比中子星与标准的阻尼机制，紧凑的恒星，包含unapped夸克物质是一致的低质量x射线双星的观测数据。
2012-12-20 astro-ph.HE cond-mat.str-el hep-ph
