Effect of Shear viscosity on the nucleation of antikaon condensed matter in neutron stars
研究了质子中子星冷却阶段强子物质到反K介子凝聚物质的一级相变。相变通过反K介子凝聚态的热成核进行。在这方面，我们研究了剪切粘度对反K介子凝聚态液滴热成核速率的影响。在这里，我们采用相同的状态方程计算剪切粘度和热成核时间。利用相对论平均场模型计算了由中子、质子、电子和μ子组成的中子星物质的剪切粘性。成核速率中的前因子包括剪切粘度，与早期计算的$T^4$近似相比提高了几个数量级。因此，在$T^4$近似的热成核时间高估了我们的结果。此外，反K介子液滴的热成核可能在我们的情况下，表面张力小于20 MeV fm $^{-2}$。
2010-12-28 astro-ph.HE nucl-th
Periodic Fast Radio Bursts with Neutron Star Free/Radiative Precession
CHIME/FRB合作最近报告了从FRB 180916.J0158+65的无线电爆发到达时间中检测到16天的周期性。我们研究了观测到的周期性来自磁化中子星自由进动的可能性，并对中子星磁场的不同分量施加了约束。使用一个简单的几何模型，无线电爆发从旋转的中子星磁层发射，我们表明，作为时间的函数的发射模式可以匹配从FRB 180916.J0158+65观察到的。
2020-05-05 astro-ph.HE
Monster radiative shocks in the perturbed magnetospheres of neutron stars
本研究揭示中子星磁层扰动可产生宇宙中最强的辐射激波，引发X射线爆发，为磁星活动与快速射电暴的关联提供新机制。
2023-09-04 astro-ph.HE
Radiative GRMHD simulations of accretion and outflow in non-magnetized neutron stars and ultraluminous X-ray sources
我们运行两个GRRMHD模拟的超爱丁顿吸积盘周围的黑洞和非磁化，非旋转的中子星。中子星是用反射内边界条件模拟的。在中子星模拟中，我们观察到在盘的内部区域形成了一个过渡层，这导致了比黑洞情况更大的质量流出率和更低的辐射光度。当从各个方向观察中子星的情况时，流动的球形化导致在爱丁顿值附近的无穷远处可观察到的光度，与黑洞的情况形成对比，其中当沿着盘轴观察时，发射的准直导致可观察到的光度高出约一个数量级。我们发现外流是光学厚散射，这将导致任何中子星在相应的ULX观测到的脉动模糊。
2018-06-06 astro-ph.HE
Viscous-Dynamical Ejecta from Binary Neutron Star Merger
广义相对论模拟的二元中子星合并与粘度揭示了一个新的外流机制，在动力学时间尺度上不等质量的双星和湍流粘性启用。这些“粘性动力学”喷出物是在合并过程中由于次级和初级中子星之间的质量交换流的热化而发射的。它们的特点是渐近速度延伸到${\sim} 0.8\, c$，并有质量取决于粘性机制的效率。取决于合并过程中磁流体动力学不稳定性所产生的有效粘性的未知强度，动态喷出物的总质量可以提高几个因子，并且具有渐近速度$\geq 0.6\, c$的喷出物的快速尾部的质量可以提高到四个数量级。膨胀的粘性动力学喷出物的放射性衰变可以产生明亮的千诺瓦瞬变，在第一个小时内有自由中子衰变的特征，在几天的时间尺度上有增强的近红外通量。喷出物与星际介质相互作用产生的同步辐射残留物也可以被粘性显著增强。在GW170817的情况下，这种残留物可以在未来几个月到几年内作为无线电信号的再亮而被检测到。
2018-11-08 astro-ph.HE
Non-Newtonian corrections to radiative viscosity: Israel-Stewart theory as a viscosity limiter
本文为不可压缩流中的辐射粘性非牛顿修正建立了严格理论，通过解析计算 Chapman-Enskog 级数得出适用于任何流体和辐射类型的输运系数普适公式，并证明 Israel-Stewart 理论能正确描述辐射剪切应力的非牛顿特征。
2025-04-27 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Hyperon bulk viscosity effects in neutron-star inspirals
Ioffe Institute（约费研究所）
本文研究中子星并合中超子体黏度的效应，发现其对引力波相位影响极小，却能显著加热中子星超子核心至约5×10⁸ K，现有及下一代探测器均难探测其相位偏移效应。
2026-08-31 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
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
Two-Component Advective Flows around Neutron Stars
黑洞周围的吸积与中子星的根本区别在于内边界条件，它影响了非常接近致密物体的物质的行为。这导致了中子星的附加激波和边界层的形成。以前对这种边界层形成的研究主要集中在直接或通过过渡层形成到达恒星表面的开普勒流。然而，在中子星表面附近的亚开普勒物质的行为还没有被详细研究。在这里，我们研究的粘性，在冷却的存在下，对围绕中子星的亚开普勒流的影响，使用光滑粒子流体动力学。我们的时间相关研究表明，多个激波，过渡和边界层的形式在这种类型的吸积，当粘性是显着的，和一个或多个层时，粘度是中等的缺席。这些流动对于诸如Cir X-1的风主导系统特别有意义。我们还报告了形成一个广义的流动配置，双组分平流，为第一次。
2021-01-05 astro-ph.HE
Bulk viscosity from neutron decays to dark baryons in neutron star matter
Iowa State University（爱荷华州立大学）；Indiana University（印第安纳大学）
研究中子衰变至暗核子对中子星并合过程中输运的影响，发现暗核子使方程状态降低，从而减少 Urca bulk 黏性，但若衰变更快则可能增强黏性并抑制振荡。
2026-04-16 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Shear viscosity in superfluid neutron stars
通过假设$^1S_0$通道中存在中子配对，计算了声子对超流中子星中剪切粘滞系数$η$的贡献。剪切粘度是通过变分方法得到的碰撞项，考虑到声子的二元碰撞修正的玻尔兹曼方程的解决方案。利用有效场论方法从系统的状态方程中提取声子散射率。我们发现，$η\propto 1/T^5$，比例因子取决于系统的EoS。我们的结果表明，声子贡献的$η$可能有重要的影响，不同的振荡模式的恒星。
2012-06-18 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Bulk Viscosity in Dense Nuclear Matter
本章综述了致密核物质中的体粘滞性，重点计算了 Urca 过程在普通和含缪子物质中的体粘滞性，并探讨了其在中子星合并中的作用。
2024-07-23 astro-ph.HE nucl-th
Numerical modelling of bulk viscosity in neutron stars
本文实现了Müller-Israel-Stewart二阶耗散相对论流体力学方程，通过非旋转中子星密度振荡与粘性迁移测试验证了代码，并模拟了双中子星合并，发现高体粘性可将动力学抛射质量抑制约5倍。
2025-03-04 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Critical slowing down and bulk viscosity in binary neutron star mergers
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Indian Institute of Science（印度科学学院）
研究探讨中子星并合中临界减缓对总体粘性的影响，揭示QCD贡献可能与电弱贡献相媲美，为观测提供新视角。
2026-03-13 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Bulk viscosity coefficients due to phonons in superfluid neutron stars
计算了超流中子星中声子碰撞引起的三种体粘滞系数。我们使用有效场论技术来提取允许的声子碰撞过程，写为系统状态方程的函数。的声子数密度的动态演化的解决方案，使我们能够计算的声子碰撞率和声子色散定律，这取决于中子对间隙的函数的体粘滞系数。我们的计算方法是相当普遍的，可以用于不同的超流体系统，只要它们共享相同的基本对称性。我们发现，体粘滞系数随温度的变化主要是由$2\leftrightarrow3$声子过程的共线区域的贡献所决定的。对于典型的恒星径向脉动频率的$ω\sim 10^{4} s^{-1}$，我们得到的体积粘度系数密度$n \gtrsim 4n_0$是在10%以内，从其静态值为$T \lesssim 10^9 K$和强中子超流性的情况下，在核心的$^3P_2$间隙的最大值超过1兆电子伏，而，否则，静态解决方案是不是一个有效的近似的体积粘度系数。与Urca反应和改进的Urca反应的结果相比，我们得出结论：在$T\sim 10^9$中，除了Urca过程发生开启时的$n \sim 2n_0$外，K声子碰撞对中子星核的体粘滞系数贡献最大.
2013-07-02 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Simulating bulk viscosity in neutron stars. I. Formalism
本文提出了在中子星广义相对论流体力学模拟中实现体粘性的三种方法，推导了它们在球对称坐标下的动力学方程，并确定了流体状态方程、中微子发射率及非线性有效声速以供后续数值比较。
2023-05-19 astro-ph.HE gr-qc
R-process viable outflows are suppressed in global alpha-viscosity models of collapsar disks
坍缩星盘被认为是重元素的丰富工厂，但其流出物是否是富含中子的，因此可能代表快速中子捕获（r-）过程的重要场所，或主要由铁族元素主导的主要问题仍然没有解决。我们提出了第一个全球性的模型，从恒星的祖先和自洽描述的磁盘的演变，其组成，并在响应于恒星地幔的内爆，使用能量依赖的M1中微子运输和α粘度近似湍流角动量运输的外流。我们发现，一个富含中子的，中微子为主的吸积流（NH 4S）的建立只有轻微的-无论是短时间或相对较低的粘度-因为磁盘往往分裂成一个平流盘（ADAF）已经在相对较高的质量吸积率，发射强大的外流，但防止它发展一个热，密集，因此中子丰富的核心。粘性外流在100秒内破坏恒星，爆炸能量接近超新星。如果忽略粘性，一个稳定的星云会形成，其盘面质量约为1 Msun，但无法释放出富含中子的喷出物，而它会产生一个相对温和的爆炸，由中微子驱动的风从其表面吹走。随着喷出物的电子分数接近0.5，所有的模型可能会产生大量的镍56。我们的研究结果表明，基于α-粘度的Mesosar模型是低效的r-过程的网站，真正的磁流体动力学效应可能需要产生富含中子的外流。磁流体动力学湍流产生的相对较弱的有效粘性将改善获得富中子喷射物的前景。
2022-08-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Projecting the likely importance of weak-interaction-driven bulk viscosity in neutron star mergers
在这项工作中，我们估计有多少体积粘度驱动的Urca过程可能会影响引力波信号的中子星合并。在后期的inspiral，我们表明，体积粘度影响的结合能在第四后牛顿（PN）顺序。尽管这种效应被引力紧密度的平方所增强，但当只考虑轨道运动本身时，体粘滞系数可能太小而不能在螺旋后期的波形中产生可观察到的效应。然而，在合并后，特征的时间尺度和空间尺度是不同的，可能导致相反的结论。我们后处理的数据，从一个国家的最先进的等质量的双中子星合并模拟，以估计整体粘度的影响（这是不包括在模拟本身）。在这种情况下，我们发现，体积粘度可以达到高值的合并区域。我们计算了几个估计，它可能会直接影响所考虑的合并方案的全球动态，并发现它可能变得显着。在不同的合并设想或包括非线性影响的模拟中，可能会产生更大的影响。这种评估是加强与相对论性重离子碰撞，这种影响已被广泛探讨的定量比较。
2021-07-11 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Strangeness-changing Rates and Hyperonic Bulk Viscosity in Neutron Star Mergers
本文计算了在中子星合并的典型密度和温度下物质的奇异度变化过程的速率和由此产生的体粘滞系数。为了处理在这种环境中的高温，我们超越了费米面近似在我们的速率计算和数值计算的全相空间积分。我们包括夸克通过介子交换在重子之间移动的过程：这些过程在以前的分析中通常被忽略，但对奇异度变化过程和体粘滞率的贡献占主导地位。这些速率的计算是计算合并中超声波物质耗散机制的重要一步。作为一个应用程序，我们计算的耗散时间在合并模拟中看到的频率密度振荡。我们发现，超子体粘度的温度在兆电子伏制度可能可以忽略不计，在这种情况下，但成为高度相关的千电子伏范围内的温度。
2020-12-07 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Emergence of microphysical bulk viscosity in binary neutron star post-merger dynamics
本文研究双中子星并合过程中偏离β平衡的弱相互作用动力学，通过在广义相对论流体动力学模拟中引入Urca过程，揭示体粘滞性的涌现及其对并合后引力波谱的潜在影响。
2024-08-31 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Simulating bulk viscosity in neutron stars. II. Evolution in spherical symmetry
本研究数值比较了中子星体粘度的三种建模方法，发现Hiscock-Lindblom和Maxwell-Cattaneo模型在小扰动下是多组分流体的良好近似，并指出体粘度引起的能量损失对动力学影响显著，同时发布了新的一维广义相对论流体动力学代码hydro-bulk-1D。
2023-05-19 astro-ph.HE gr-qc
Bulk viscosity transport coefficients in neutron star mergers
该研究计算了中微子透明区$npe$物质弱相互作用产生的一阶、二阶体黏滞输运系数，发现其对核对称能$J$及其斜率$L$的变化敏感，为中子星并合相关研究提供了输运性质参考。
2023-12-14 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Impact of muons on the bulk viscosity of neutron star matter metamodels
Institute of Space Sciences (ICE-CSIC)（空间科学研究所）；Institut d’Estudis Espacials de Catalunya (IEEC)（加泰罗尼亚太空研究院）；Facultat de Física, Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学物理学院）
本文研究μ子对中子星物质bulk黏度的影响，分析了对称能量斜率L变化时的黏性 dissipation 变化，发现L增加对黏度有显著影响，并在某些密度下出现双峰结构。
2026-09-29 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Hyperon bulk viscosity and $r$-modes of neutron stars
在相对论平均场论框架下，提出并应用一种新的参数化的修正手征有效模型来研究具有超子核的旋转中子星。在模型中加入介子交叉耦合改善了对称能量斜率参数的密度含量，这与最近的地面实验结果一致。分析了超声波介质的体粘滞系数对引力驱动的$r$模的抑制作用。计算了由非轻子弱相互作用引起的超声波体粘滞系数和相应的阻尼时标，得到了$r$模不稳定性窗口。本模型预测由于更有效的阻尼振荡的不稳定区域的显着减少。我们发现，从$\sim 10^8$ K到$\sim 10^{9}$ K，超声波体粘度完全抑制了$r$ -模式，导致不稳定窗口之间的稳定区域。我们的分析表明，不稳定性可以使恒星的角速度降低到$\sim$ 0.3~ $Ω_K$，其中$Ω_K$是恒星的开普勒频率。
2022-08-30 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Cavitation from bulk viscosity in neutron stars and quark stars
在中子星和奇异星的密度扰动过程中，夸克物质的体粘滞系数足够高，可以将有效压力降低到相应的蒸汽压以下。这导致了夸克物质分裂成碎片的机械不稳定性，与讨论过的超相对论性重离子碰撞中的空化情况相当。类似的现象可能发生在K介子凝聚的恒星核心。可能的应用致密星现象学包括阻尼振荡和不稳定性的新机制，触发相变，在引力波签名的双星inspiral的变化，和天体物理形成的奇异。在一个更基本的水平上，它指出了在致密恒星中对这些过程的流体动力学处理的可能不足。
2009-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Formulating bulk viscosity for neutron star simulations
为了从强大的中子星合并事件中提取编码在引力和电磁信号中的精确物理信息，我们需要在数值模拟中包括尽可能多的相关物理。这提出了一个严峻的挑战，因为许多涉及的参数约束不足。在本文中，我们集中在核反应的作用。结合理论讨论与分析连接到国家的最先进的模拟，我们概述了多个参数，导致反应系统被描述的体积粘度。结果表明，为了正确地考虑核反应，未来的模拟必须能够处理不同的制度，而不同的假设/近似是适当的。我们还触及到的链接模型的基础上，大涡捕捉湍流所需的战略。
2022-05-18 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Constraints from GW170817 on the bulk viscosity of neutron star matter and the r-mode instability
本文系统地研究了正常流体脉冲中子星的r模现象与对称性能量斜率参数$L$的关系。在这项研究中的一个重要组成部分是体积粘度，这是一致的几个状态方程对应于不同的值的斜率参数$L$进行评估。直接Urca过程，这是允许从一个关键的$L$值向前，提高体积粘度和有很大的影响$r$模式的功能，如不稳定边界和自旋的新生中子星的属性。由直接Urca过程引起的$r$模式性质的变化幅度由状态方程的$L$值和脉冲星的质量驱动。利用有限程简单有效相互作用得到的$β$平衡中子星物质的物态方程族进行了研究，为核物质和有限核性质提供了符合实际的结果。这些状态方程预言了对称核物质的相同性质，并且具有相同的对称能量参数$E_s(ρ_0)$值，但斜率参数$L$不同。$L$的变化范围是根据从GW 170817事件中提取的潮汐变形数据和最大质量约束来确定的。
2020-06-27 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Impact of bulk viscosity on the post-merger gravitational-wave signal from merging neutron stars
本文首次在双中子星并合模拟中采用二阶相对论耗散流体方程，研究由 Urca 反应决定的体粘滞对并合后引力波的影响，发现体粘滞会抑制核心振荡、保持 m=2 形变并增强引力波辐射，能量增幅在小粘滞下约 2%、大粘滞下可达 30%。
2025-03-04 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Electron-neutron scattering and transport properties of neutron stars
我们发现电子可以耦合到中子星中的中子激发，并发现这可以限制它们对致密物质输运性质的贡献，特别是剪切粘度。电子和中子之间的耦合是由地核中的质子和地壳中的离子引起的。我们计算了与高密度简并电子散射有关的运动学的有效电子-中子相互作用。我们使用这种相互作用来计算电子的热导率，电导率和剪切粘度在中子星内地壳，并在核心，我们认为正常和超流相的中子丰富的物质。在某些情况下，特别是当质子是超导和中子是在其正常的相位，我们发现，电子-中子散射可能是更重要的比以前考虑的其他散射机制。
2014-09-27 astro-ph.HE nucl-th
Binary neutron star merger simulations with neutrino transport and turbulent viscosity: impact of different schemes and grid resolution
本文系统地研究了不同微物理处理和网格分辨率对双中子星合并的影响。我们考虑了一系列的模拟在多个分辨率比较流体力学，中微子泄漏计划，泄漏增强与M0计划和更一致的M1运输计划。此外，我们考虑了湍流粘性的子网格方案的影响。我们发现，粘度有助于稳定的残余物对引力坍缩，但网格分辨率有一个更大的影响比微观物理学的残余物的稳定性。引力波（GW）能量与最大残余密度相关，因此可以从GW观测中推断出来。M1模拟显示，与其他模拟系列相比，中微子捕获气体的出现局部降低了几个百分点的温度。这种出的热力学平衡效应不改变GW的排放量在典型的决议考虑合并。不同的微物理处理方法对残骸盘和喷出物的质量、几何形状和成分有显著影响。M1模拟显示系统较大的质子分数。不同的喷出物成分反映到核合成产量，这是强大的，只有当中微子发射和吸收模拟。合成kilonova光变曲线计算的球对称的辐射流体动力学演化的装置，最多15天后合并是最敏感的喷出物的质量和组成，它们可以可靠地预测，只包括各种喷出物的组成部分。我们的结论是，先进的微观物理学与分辨率高于目前的标准相结合，似乎是必不可少的强大的长期演变和天体物理预测。
2022-10-20 astro-ph.HE gr-qc
Uncertainties in radiative neutron-capture rates relevant to the $A\sim 80$ $r$-process peak
快速中子俘获过程（$r$ -process）首次被证实发生在中子星合并事件中。对快速中子俘获过程的详细了解是核天体物理学的圣杯之一。在这项工作中，我们调查的$r$过程建模的一个方面：辐射中子俘获截面和天体物理反应速率的元素Fe，Co，Ni，Cu，Zn，Ga，Ge，As和Se的同位素的不确定性。特别是，我们研究偏离用于天体物理学的标准库，和一个非常低的$γ$ -能量增强的平均，减少$γ$ -衰变概率（$n,γ$）率的影响。我们发现，在某些情况下，内在的不确定性是非常大的，和低能量的增强，如果存在于丰中子核，可能会增加中子捕获反应速率显着。
2018-01-23 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
Quaking neutron star deriving radiative power of oscillating magneto-dipole emission from energy of Alfvén seismic vibrations
研究表明，在洛伦兹力驱动下，中子星绕其偶极磁矩轴作扭转地震振动时，中子星的磁场压力随振动能量的损失而降低，导致中子星的振动周期以正比于磁场衰减速率的速率延长.突出显示的是磁场衰减引起的能量转换的差分旋转阿尔文振动的振荡磁偶极子辐射的能量。一组有代表性的例子，磁场衰减说明振动能量供电的发射与周期拉长产生的震动中子星被认为是和讨论的背景下的磁星理论。
2010-09-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Bulk viscosity of nuclear matter with pions in the neutrino-trapped regime
本文研究热π介子对中微子俘获区致密核物质体粘滞性的影响，发现π介子通过修改物态方程和提供新β平衡反应路径，可增强低温峰值数倍并在高温区将体粘滞性提高一个数量级以上。
2024-12-29 astro-ph.HE nucl-th
Bulk viscosity of two-color superconducting quark matter in neutron star mergers
本研究利用改进的Nambu--Jona-Lasinio模型，计算两色超导夸克物质中弱相互作用过程的弛豫率与体黏度，发现其1–10 kHz密度振荡的阻尼时间可低于10 ms，足以影响中子星并合后演化，且与核物质阻尼预测相近。
2024-09-07 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Thermal and Magnetic effects on Bulk Viscosity in Binary Neutron Star Mergers
Inter University Centre for Astronomy and Astrophysics（大学间天文学与天体物理中心）；Physics Department, Washington University（华盛顿大学物理系）；School of Mathematical Sciences and STAG research centre, University of Southampton（南安普顿大学数学科学学院及STAG研究中心）
本文研究了二元中子星并合过程中热和磁场对体积分黏性的影响，通过改进的相空间积分方法，考虑了碰撞展宽（修改Urca）贡献，并探讨了磁场对中微子透明区域中味平衡条件和并合后密度振荡的粘滞耗散的影响。
2026-05-21 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Detectability of bulk viscosity effects on post-merger gravitational wave signals from binary neutron star mergers
Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院）
本文研究双中子星并合后引力波中体粘滞效应的可探测性，发现仅对对称能量斜率大的状态方程模型可探测，且效应较弱，难以精确测量对称能量。
2026-09-09 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Nucleation of antikaon condensed matter in proto neutron stars
在原中子星（PNS）的早期演化过程中，通过反K介子凝聚态临界液滴的热成核，可能发生从核物质到反K介子凝聚态的一级相变。如果潜热从液滴表面传递到亚稳相，则半径大于临界半径的新相液滴将存活并生长。研究了剪切粘度对反K介子凝聚态液滴热成核时间的影响。在这方面，我们特别研究了中微子在PNS的剪切粘滞和成核中的贡献。
2011-08-09 astro-ph.HE nucl-th
Oscillations of hypermassive compact stars with gravitational radiation and viscosity
双中子星合并，如多信使GW 170817事件，可能会产生超大质量的致密物体，这些物体被恒星内部的流体循环所支撑，以防止坍缩。我们计算它们的不稳定模式的振荡驱动的引力波辐射和剪切粘度，建模为三轴黎曼椭球。我们的工作在微扰制度，其中的引力辐射反作用力被考虑在2.5后牛顿秩序，并找到不稳定的模式与耗散时间尺度$\gtrsim 1$ ms这是相关的合并的超大质量残留物的瞬态。结果表明，长期不稳定性主要是由引力波辐射引起的。如果考虑剪切粘度，它可以增加增长时间，甚至稳定不稳定的模式，但它必须有几个数量级大于预测的冷中子星。
2020-10-10 astro-ph.HE gr-qc
Unstable modes of hypermassive compact stars driven by viscosity and gravitational radiation
我们研究的振荡模式的差分旋转残余物的双中子星吸气通过建模不可压缩的黎曼椭球参数化的比率$f$的内部循环的旋转频率。粘性和引力波辐射的模式上的影响进行了研究，它表明，这些机构表现出对引力波辐射类似于均匀旋转的恒星的Krasekhar-Friedman-Schutz不稳定性的一般不稳定性。奇宇称模式是不稳定的所有值的$f$（除了球形模型）和变形，而偶宇称不稳定模式只出现在高偏心椭球。我们量化的修改模式与不同的质量的模型和粘度的大小。模式是弱依赖于相关的二元中子星合并的质量范围。大的湍流粘性可以抑制引力波不稳定性，而运动学粘性对模式及其阻尼时间尺度的影响可以忽略不计。
2021-12-15 astro-ph.HE gr-qc
Triaxial instabilities in rapidly rotating Neutron Stars
用LORENE/Nrotstar程序研究了快速旋转中子星的粘滞驱动棒模长期不稳定性。这些不稳定性为中子星的旋转频率设定了比开普勒频率/质量脱落极限更严格的极限。程序中采用的方法包括扰动一个中子星的轴对称稳态位形，并通过构造一系列三轴准平衡位形来研究其演化。从CompOSE数据库中找出了Polytropic以及10个现实状态方程（EOS）的对称性破缺点。分段多变的EOSs的概念已被用来理解现实EOSs的旋转不稳定性，并与19个不同的现实EOSCompOSE验证。文中还简要地讨论了用地基LIGO/VIRGO干涉仪探测粘性不稳定性引起的准周期引力波的可能性。
2018-04-26 astro-ph.HE gr-qc
Bulk Viscosity of Two-Flavor Color Superconducting Quark Matter in Neutron Star Mergers
本研究基于扩展的SU(3) NJL模型，探讨了中子星合并中两味色超导夸克物质的体粘滞性，发现矢量耦合强度的变化对体粘滞性和阻尼时标有显著影响，而双夸克耦合的影响较小，该机制可成为合并混合星中的主要耗散机制。
2025-09-12 astro-ph.HE nucl-th
Symmetry energy expansion and the peak value of the bulk viscosity
本文通过对称能展开计算npe物质体黏滞系数，发现其共振峰值强烈依赖L，并给出共形点公式及r模稳定旋转频率条件。
2025-09-24 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Symmetry energy dependence of the bulk viscosity of nuclear matter
本文研究了核物质体粘滞性对对称能的依赖关系，发现饱和密度下输运量完全由对称能S及其斜率L决定，L的变化可使体粘滞系数改变数个数量级，从而影响中子星潮汐响应，为利用引力波信号约束核对称能提供了新途径。
2025-11-10 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Dark matter transport properties and rapidly rotating neutron stars
中子星是寻找暗物质的好地方，因为它们的高密度允许重复的相互作用。大质量弱相互作用粒子（WIMP）可以在中子星的核或壳中有效地散射。在本文中，我们专注于WIMP的贡献，如剪切粘度或热导率的输运性质，因为这些可以大大提高长的平均自由程。我们推测WIMP增加了中子星物质的剪切粘度，并有助于稳定r模式振荡。这些是集体振荡，其中回复力是科里奥利力。目前，在许多观测到的快速旋转的恒星中，r模被认为是不稳定的。如果WIMP稳定了r模式，这将允许中子星快速自旋。这可能要求WIMP-核子截面接近目前的实验极限，并且中子星中WIMP的密度适当。
2012-05-16 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Bulk viscosity from Urca processes: $npeμ$ matter in the neutrino-trapped regime
在这项工作中，我们扩展了我们以前的研究热和密集的$npe$物质的体积粘度的Urca过程中的中微子捕获制度，$npeμ$物质通过添加的μ子Urca过程以及纯轻子电弱过程，涉及电子-μ子跃迁。核物质是在相对论密度泛函方法与两种不同的参数化预测中微子为主的物质（DDME 2模型）和反中微子为主的物质（NL 3模型）在中微子/反中微子被捕获的温度。在中微子占主导地位的物质中，主要的平衡机制是轻子俘获，而在反中微子占主导地位的物质中，这是由于中子衰变。我们发现Urca过程的平衡速率比纯轻子过程的平衡速率高，这意味着Urca过程驱动的体粘滞系数可以在轻子反应冻结的情况下计算.我们发现，体积粘度随温度的下降$ζ\sim T^{-2}$在中等温度。在高温下，这种标度分解的体积粘度的急剧下降接近的温度，其中质子分数是密度无关的，物质变得标度不变。当物质经历从反中微子为主的制度到中微子为主的制度的过渡时，也会发生这种情况，其中体积粘度达到局部最大值。我们还估计了大体积粘性耗散时标，发现这些都在$\gtrsim$ 1 s的温度以上的中微子捕获温度的范围内。这些时间尺度只适用于中子星合并形成的长寿天体和核心坍缩超新星形成的热原中子星。
2021-11-20 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Transport in neutron star mergers
在介绍了QCD相图、核状态方程和中子星并合之后，我讨论了与中子星并合中的输运和核物质有关的三个问题。第一个是在中微子可以透过的合并部分中β平衡的性质。我们计算了弱相互作用（Urca）速率，发现β平衡条件需要通过增加一个额外的化学势来修正，这将略微改变中微子透明β平衡中的粒子含量.其次，我们计算了中子星合并条件下中微子透明核物质的体粘滞系数。体粘滞性是由核物质中的压力和密度之间的相位滞后引起的，这是由于β平衡的有限速率。当体积粘度足够强时，这发生在平衡速率几乎匹配密度振荡的频率时，它可以显著地抑制振荡。我们发现，在某些热力学条件下可能遇到的合并，振荡的核物质可以阻尼的时间尺度上的顺序为10毫秒，所以我们得出结论，体积粘度应包括在合并模拟。最后，我们研究了中子星合并中由于轴子引起的热输运。我们的结论是，轴子从来没有被困在合并，而是逃脱，携带能量远离合并。我们计算了冷却时间，由于携带的能量由轴子和发现，在当前的约束下的轴子-核子耦合，轴子可以冷却合并的流体元素的时间尺度上，这可能会影响合并的动力学。
2020-05-19 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
