Rapid Spin Deceleration of Magnetized Proto-Neutron Stars via Asymmetric Neutrino Emission
在完全相对论平均场论的背景下，我们计算了原中子星的非对称中微子吸收自旋减速。本文首次计算了在环形磁场位形中由于中微子的不对称吸收而引起的中子星自旋减速。我们发现了一个令人惊讶的效应，即在环形磁场中，中微子的非对称吸收的减速比通常假设的磁偶极辐射引起的制动要大得多。这可能解释了磁星在过去似乎有一个更快的减速。
2014-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
How can newly born rapidly rotating neutron stars become magnetars?
在一个新诞生的（高温和开普勒旋转）中子星中，r模不稳定性可以导致恒星的差异旋转，这将使种子极向磁场（$\sim 10^{11}$ G）产生超高（$\sim 10^{17}$ G）的环向场分量。随后，屈服于泰勒不稳定性，环向场可以部分地转化为新的极向场。通过这样的发电机过程，新诞生的中子星以足够快的速度旋转，可以在$\sim 10^{2-3}$ s的时间尺度上变成磁星，表面偶极磁场为$\sim10^{15}$ G。伴随着场的放大，由于r模不稳定性，特别是环向场引起的非轴对称恒星形变，恒星可以通过引力波辐射自旋下降到$\sim5$ ms的周期。这种情况提供了一个可能的解释，为什么残留的中子星形成于伽马射线暴和超亮超新星可能是毫秒磁星。
2014-04-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Delayed Thermal Relaxation of Rapidly Cooling Neutron Stars: Nucleon Superfluidity and Non-nucleon Particles
本研究通过纳入核子超流和非核子粒子，发现快速冷却中子星在特定条件下出现延迟热弛豫，并利用仙后座A观测约束中子$^3P_2$临界温度上限。
2025-05-08 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Rapidly rotating neutron star progenitors
旋转的原中子星可能是现今和未来的干涉探测器寻找的重要引力波源。伊姆申尼克证明，在极端情况下，坍缩恒星核心的快速旋转可能导致裂变和形成二元原中子星，随后由于引力波发射而合并。在本文中，我们表明，这种动态不稳定的崩溃恒星核心可能是前合并过程中的两个恒星核心在一个共同的信封的产品。我们应用人口合成计算，以评估预期的比例，这种快速旋转的恒星核心，可能会导致裂变和形成一对原中子星。我们已经使用了BSE人口合成的代码补充了一个新的治疗过程中通过有效的核心-包络耦合，其特征在于耦合时间，$τ_c$的恒星核心旋转。这种方法的有效性检查的直接MESA计算的旋转15 $M_\odot$星的演变。通过比较Popov和Turolla报道的年轻中子星自旋分布的计算值和观测值，我们推断出$τ_c \simeq 5 \times 10^5$年的值。我们表明，合并的恒星核心在共同的信封可以导致崩溃的动力学不稳定的原中子星，其形成率是总核心崩溃的$\sim 0.1-1\%$，取决于共同的信封效率。
2016-08-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electron-positron energy deposition rate from neutrino pair annihilation in the equatorial plane of rapidly rotating neutron and quark stars
中微子-反中微子在致密广义相对论恒星表面附近湮灭成电子-正电子对，在超新星爆炸、中子星坍缩或近距离中子星双星在其最后稳定轨道附近的演化过程中可能起着重要作用。由于湮灭过程，广义相对论效应增加了能量沉积速率。我们分别研究了在快速旋转的中子星和夸克星的赤道面上，由于中微子和反中微子的湮灭而引起的能量和动量的沉积。我们分析了广义相对论效应的影响，并得到了对任意静止和轴对称时空的能量和动量沉积率的广义相对论修正。我们得到了几类快速旋转的中子星的能量和动量沉积率，不同的状态方程的中子物质，和夸克星，描述的MIT袋模型状态方程和CFL（色味锁）阶段，分别。与牛顿计算相比，旋转和广义相对论效应增加了观测者在无穷远处测量的总湮灭率。中子和夸克物质状态方程的差异也对中微子-反中微子湮灭能量沉积率的空间分布有重要影响。
2009-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Constraints on the mass and radius of the accreting neutron star in the Rapid Burster
快速爆发（MXB 1730-335）是一个独特的天体，显示了I型和II型X射线爆发。2009年3月5日，Swift/XRT观测到了快速爆发的I型爆发，首次显示了光球半径的膨胀。我们在这里报告的质量和半径的测定，从这个光球半径膨胀爆发使用贝叶斯方法。在对系统的可能距离（5.8-10 kpc）进行边缘化后，我们得到致密天体的M=1.1+/-0.3 M_sun和R=9.6+/-1.5 km（1-sigma不确定度），排除了中子星的最硬状态方程。我们研究了结果的灵敏度的距离，颜色校正因子，和氢的质量分数的信封。我们发现，只有距离起着至关重要的作用。
2012-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Nonlinear Decay of r modes in Rapidly Rotating Neutron Stars
利用多方状态方程研究了快速匀速旋转中子星在非线性区域中振幅r模的动力学。为此，我们进行三维相对论流体动力学模拟，使一个固定的时空简化的假设。我们发现，对于初始无量纲振幅约为3，r模式衰减的时间尺度约为10个振荡周期，而在振幅的顺序统一，他们是稳定的演化时间尺度。与衰变一起，发展出强烈的差动旋转，保持总角动量，角速度在0.5. 1.2最初的一个。通过比较两个模型，我们发现，增加旋转减慢的r-模式衰减。我们提出的r-模式的本征函数和频率，并将其与已知的分析结果进行比较，缓慢旋转的牛顿恒星。作为一种诊断工具，我们讨论了守恒能量和角动量的情况下，一个固定的轴对称背景度量，并介绍了非轴对称流体振荡模式的能量的措施。
2011-09-22 astro-ph.SR gr-qc
Possibility of rapid neutron star cooling with the realistic equation of state
快速冷却过程是否发生对中子星的热演化至关重要。特别是，直接Urca过程的阈值，这是一个快速冷却过程，是由内部质子分数$Y_p$，或核对称能。由于最近的观测表明中子星的半径很小，所以对称能的值最好是低的。在这项研究中，采用三种状态方程（EoS）模型：Togashi、Shen和LS 220 EoS对中子星冷却进行了模拟。Togashi EoS最近被构造成在有限温度下具有真实的核势，并被发现可以解释中子星的小半径。结果发现，由于直接Urca过程是禁止的，中子星的冷却是缓慢的使用Togashi EoS。这是因为Togashi EoS的对称能低于其他EoS。因此，为了解释使用Togashi EoS观测到的孤立中子星（INS）的年龄和表面温度，无论表面成分如何，都需要其他快速冷却过程。
2020-01-06 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
On the last stable orbit around rapidly rotating neutron stars
本文计算了在赤道平面上最后一个稳定圆轨道（LSO）上的试验粒子围绕广义相对论旋转中子星（NS）的结合能和角动量。我们提出了简单的，解析的，但准确的公式，这些量适合的数值结果，并可用于几个天体物理学的应用。我们证明了这些公式的三个不同的状态方程（EOS）的核相对论平均场论模型的基础上的准确性，并认为他们应该仍然有效的任何NS状态方程，满足当前的天体物理约束。我们比较和对比我们的数值结果与相应的克尔度规的特点是相同的质量和角动量。
2017-06-14 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Faint rapid red transients from Neutron star -- CO white-dwarf mergers
中子星（NS）和白矮星（WD）的合并可能会引起可观测到的爆炸瞬态事件。我们使用三维流体动力学（SPH）模拟，以及二维流体动力学热核模拟（使用FLASH AMR代码）来模拟CO-WD被NS破坏，产生微弱的瞬态事件。我们使用大型核网络对模拟进行后处理，并利用SuperNu辐射传输代码来预测这些瞬态的观测特征和详细特性。我们计算了五种NS -CO-WD合并模型的光变曲线和光谱。Ni 56的小产额（几个x 0.001Msun）导致了微弱的、快速发展的红化瞬变（RRT），B（R）峰的幅度为~ -12（-13）至~ -13（-15），比常规和微弱/特殊的Ia型SNe短得多。我们表明，RRT的光谱与快速演变的瞬态（如SN 2010 x）有一些相似之处，尽管RRT明显较暗，特别是在I/R带中，并显示出强得多的Si线。我们估计，通过对R/I波段的观测，即将到来的大型综合巡天望远镜能够以约10 ~ 70年^-1的速率探测到RRT。
2020-02-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Relativistic g-modes in rapidly rotating neutron stars
在广义相对论Cowling近似下，我们研究了快速旋转分层中子星的g-模，在这里我们忽略了度规扰动，背景模型考虑了由于组分梯度引起的浮力。这是第一篇在广义相对论框架下研究这一问题的论文。在Passamonti等人最近的一篇论文中，（2009），在牛顿框架内进行了类似的研究，其中作者提出了关于CFS不稳定g模式的开始以及足够高的旋转速率和小的成分梯度的惯性和重力模式之间的密切联系的结果。这种相关性源于浮力（g模式的回复力）和科里奥利力（惯性模式的存在是由科里奥利力引起的）之间的相互作用。在我们的相对论处理的问题，我们发现一个很好的定性协议方面的牛顿的结果。
2009-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Rapidly rotating neutron stars: Universal relations and EOS inference
本文提出从非旋转中子星性质估计均匀旋转中子星转动惯量和 $T/W$ 的普适关系，并将其部署到贝叶斯状态方程推断框架中，实现对旋转中子星观测的约百分之一精度稳健推断。
2024-01-15 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Gravitational waves from rapidly rotating neutron stars
低质量X射线双星中快速旋转的中子星被认为是一种有趣的引力波源。在本章中，我们提出了各种情况下的引力波发射的估计，给出了这些系统的（电磁）观测特性。首先，我们专注于r-模式的不稳定性，并表明，一个“最小的”中子星模型（不包括在核心的异国情调，动态重要的磁场或超流自由度），是不符合观测。然后，我们提出的估计都热致和磁维持在地壳中的山脉。一般来说，只有当恒星的埋藏磁场达到$B\approx 10^{12}$ G的量级时，磁山才可能被探测到。在热山的情况下，我们发现，引力波发射的持久系统可以检测到的地面干涉仪。最后，我们重新评估了引力波发射可能平衡吸积力矩的观点，并表明在大多数情况下，盘/磁层相互作用可以解释观测到的自旋周期。
2014-07-31 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Influence of the gravitational darkening effect on the spectrum of a hot, rapidly rotating neutron star
本文讨论了引力暗化效应对快速旋转扁平中子星出射光谱的影响。模式大气程序通常计算平行平面几何条件下恒星单位表面的出射光强度和通量谱。在这里，我们更进一步，计算了一个理论光谱的小样本网格，它是在一个样本旋转的中子星的扭曲表面上积分的，这个样本是由一个遥远的观测者在不同的倾角下看到的。我们假设了两个无量纲角速度$\barΩ^2=0.30$和0.60，非旋转恒星$T_{\rm eff}=2.20\times 10^7\,$的有效温度K，球形恒星$\log(g)=14.40$表面重力的对数（cgs），以及从$i=0^\circ$到$i=90^\circ$的倾斜角，步长为$Δi=10^\circ$。我们假设大气层由氢和氦的混合物组成，并带有$M_{\rm H}=0.70$和$M_{\rm He}=0.30$。在中子星表面的每一点上，我们计算了参数（$T_{\rm eff}$和$\log(g)$）的局部值的真实强度，然后将这些单色强度在整个表面上积分以获得出射光谱。本文首次计算了快速旋转中子星的理论能谱。我们的工作清楚地表明，引力暗化效应强烈影响的频谱，并应包括在现实的模型的旋转中子星的大气。
2022-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Hydrodynamics of rapidly rotating superfluid neutron stars with mutual friction
我们研究了超流中子星的时间演化，着重于振荡谱的性质、相互摩擦力对振荡的影响以及脉冲星毛刺的流体动力学自旋上升相。我们线性化的牛顿双流体模型的快速旋转的背景下的动力学方程。在轴对称平衡构型中，两个流体组分共转并且处于β平衡。我们使用分析状态方程生成分层和非分层恒星模型，这使我们能够研究系统的动力学自由度之间的耦合。通过线性化动力学方程的时间演化，我们确定了轴对称和非轴对称振荡模式的谱，考虑了引力位扰动的贡献，即不采用考林近似。我们研究了超流振荡的互摩擦阻尼，并考虑了互摩擦力的非耗散部分对模式频率的影响。我们还提供了Sidery，Passamonti和Andersson（2010）讨论的脉冲星毛刺的流体动力学模型的技术细节和相关测试。特别是，我们描述了用于生成模拟预毛刺状态的初始数据的方法，并推导出用于提取引力波信号的方程。
2010-04-26 astro-ph.SR gr-qc
Superfluid Neutrons in the Core of the Neutron Star in Cassiopeia A
超新星遗迹仙后座A包含已知最年轻的中子星，也是第一颗被观测到实时冷却的中子星。为了解释这颗中子星的快速冷却，我们首先介绍了控制其热演化的中子星的基本性质，重点是中微子发射过程和中子/质子超流/超导性。配备了这些结果，我们提出了一个方案，其中观测到的冷却的中子星仙后座A被解释为是由于最近开始的中子超流性的核心的恒星。质子超导性的早期发生的方式决定了观察到的这个中子星的冷却速度是突出的。这是第一个直接的证据表明，超流性和超导性发生在超核密度在中子星。
2011-10-24 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
r-modes and mutual friction in rapidly rotating superfluid neutron stars
我们发展了一个新的微扰框架来研究旋转超流中子星的r模。我们的分析帐户的离心变形的恒星，并认为两个流体动力学在线性顺序的扰动速度。我们的主要重点是在一个简单的模型系统中的总密度分布是一个$n=1$ polytrope。我们推导出一个部分解析解的超流模拟的经典r-模式。这个解决方案是用来分析的涡旋介导的相互摩擦阻尼的相关性，确认这种耗散机制是不可能抑制的引力波驱动的不稳定性在快速旋转的超流中子星。我们的计算的超流体r-模式是显着简单比以前的方法，因为它从所有其他惯性模式的系统的r-模式。这使得结果更加清晰，但也意味着我们不能评论可能发生的特定参数值的潜在避免交叉（和相关的“共振”）的相关性。我们的相互摩擦阻尼的分析不同于以前的研究在两个重要的方面。首先，我们将现实的配对差距，这意味着该地区的超流性在恒星的核心随温度而变化。其次，我们允许相互摩擦参数采取整个范围的允许值，而不是集中在一个特定的机制。因此，我们不仅考虑了弱阻力区，而且考虑了流体动力学显著不同的强阻力区。
2009-02-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
General Relativistic Simulations of High-Mass Binary Neutron Star Mergers: rapid formation of low-mass stellar black holes
本文用Einstein Toolkit与LORENE开展大质量双中子星完全广义相对论流体动力学模拟，分析快速黑洞形成的引力波标志及并合产物参数关系。
2023-12-08 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Glitch rises as a test for rapid superfluid coupling in neutron stars
脉冲星故障提供了一种独特的方式来研究中子星微观物理，因为短的故障后动力学直接联系到小尺度上的强摩擦过程。为了说明这种宏观观测值和微观物理之间的联系，我们审查的涡旋相互作用的计算集中在开尔文波激发，并确定相应的相互摩擦强度为现实的内部地壳微观参数。这些密度相关的地壳耦合配置文件相结合的核心耦合的简化处理和实施的三个组成部分的中子星模型，构建一个预测框架毛刺上升。由于密度依赖动力学的结果，我们发现超流体在不同的时间尺度上向地壳和地核的不同部分传递角动量。这可能导致自旋频率变化在时间上变得非单调，从而允许最大值远大于测量的毛刺大小，以及恢复延迟。计算出的毛刺上升的确切形状在很大程度上取决于地壳和内核之间相互摩擦的相对强度，这不仅提供了探测地壳超流的手段，也提供了探测更深的中子星内部的手段。为了证明这种方法的潜力，我们将我们的预测模型与2016年12月船帆座脉冲星故障期间记录的第一次脉冲到脉冲观测进行了比较。我们的分析表明，毛刺上升的行为是相对不敏感的地壳相互摩擦强度，只要$\mathcal{B} \gtrsim 10^{-3}$，而强烈依赖于核心的耦合强度，我们发现是在范围$3 \times 10^{-5} \lesssim \mathcal{B}_{\rm core} \lesssim 10^{-4}$。
2018-07-28 astro-ph.HE astro-ph.SR cond-mat.other
Rapidly rotating axisymmetric neutron stars with quark cores
本文系统地研究了纯强子和混合致密星的性质。利用密度相关的有效核子-核子相互作用，在满足重离子碰撞流场观测数据的约束条件下，得到了β平衡中子星物质的核物质状态方程.夸克物质的能量密度低于高密度时的核EoS，这意味着核内有可能发生向夸克物质的转变。我们用纯核物质和夸克核求解了旋转恒星的爱因斯坦方程。具有薄壳的β平衡中子星物质能够描述高质量的致密星，但发现中子星内部的核到夸克物质的解除禁闭跃迁导致它们的质量减少。J1614-2230毫秒脉冲双星的最新观测。Demorest等人[1]认为质量在1.97 \pm 0.04 M \odot范围内，其中M \odot是太阳质量。与最近的观测结果一致，纯核子EoS确定了以低于r模不稳定性的频率旋转的NS的最大质量为~1.95 M \odot，半径为~10 km。虽然具有以开普勒频率旋转的夸克核的致密恒星的质量高达~2 M \odot，但如果最大频率受到r模式不稳定性的限制，最大质量~1.7 M \odot将低于观测到的质量1.97 \pm 0.04 M \odot，这是迄今为止测量到的最高质量，这意味着这种大质量的夸克不包括夸克核。
2012-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Electromagnetic Signatures of Neutron Star Mergers in the Advanced LIGO Era
包含中子星和恒星质量黑洞的双星合并是未来几年内由干涉仪Advanced LIGO和Virgo直接探测引力波的最有希望的来源。同时探测到这些事件的电磁辐射将大大提高这些发现的科学回报。本文综述了中子星双星合并过程中不同阶段电磁信号和多波长电磁信号的模拟研究现状。我们专注于这些观测提供了最灵敏的诊断合并物理和贡献的快速中子捕获（$r$ -过程）在银河系中的元素的合成。我们还概述了这一快速发展的领域的观测和理论方面的预期未来发展。
2015-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Observational appearance of rapidly rotating neutron stars: X-ray bursts, cooling tail method, and radius determination
低质量X射线双星中的中子星（NS）以足够高的频率旋转，以显著偏离球形（$ν_* \sim$ 200- 600 Hz）。我们调查的影响，快速旋转的观测外观的NS。我们提出了解析公式的引力质量和赤道半径的快速旋转NS的质量$M$和半径$R$的非旋转NS相同的重子质量使用精确的完全相对论计算。我们计算光谱从一个扁圆旋转NS观察到在不同的倾角使用修改的扁圆史瓦西（MOS）近似，其中光弯曲计算史瓦西度规，但框架拖曳和四极矩的NS大约占光子红移计算。我们将冷却尾方法推广到快速旋转NS的情况，以获得具有相同重子质量的相应非旋转NS的$M$和$R$的最可能值。我们近似的本地光谱从NS表面的稀释黑体使用以前计算的NS大气模型。我们表明，NS半径可以高估3- 3.5公里的正面恒星的$R\approx 11$公里旋转在$ν_* =$ 700赫兹，如果版本的冷却尾方法用于非旋转NS。我们将该方法应用于在SAXJ1810.8PDMATHABMS 2609中以$ν_* \approx$ 532 Hz旋转的NS观察到的X射线爆发。如果在倾角i=60度时观察，非旋转NS（假设$M=1.5 M_\odot$）的最终半径变为$11.8\pm0.5$ km，正面观察时为$R=11.2\pm0.5$ km，这两个值比使用忽略旋转的标准冷却尾翼方法获得的半径小0.6和1.2 km。这些快速旋转NS的相应赤道半径为12.3 …
2020-05-19 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Explaining observations of rapidly rotating neutron stars in LMXBs
在以前的论文[M。E. Gusakov，A. I. Chugunov和E. M. Kantor，Phys. Rev. Lett. 112，151101（2014）]，我们介绍了一种新的方案，解释了在低质量X射线双星（LMXB）中观察到的快速旋转的温暖中子星（NS）的存在。在这里，它被更详细地描述。该方案考虑了超流惯性模式和正常（四极）$m=2$ $r$模式，可以驱动不稳定的Krasekhar-Friedman-Schutz（CFS）机制之间的相互作用。这种相互作用只能发生在某些固定的“共振”恒星温度下;它导致“稳定峰”的形成，使恒星在这些温度附近保持稳定。我们表明，在LMXB NS花费相当大的一部分时间的稳定性峰值，也就是说，在该地区的恒星温度和自旋频率，这已被认为是CFS不稳定的相对于$r$模式的激发。我们还发现NS的自旋频率是由正常（八极）$m=3$ $r$ -模的CFS不稳定性限制的，而不是由$m=2$ $r$ -模限制的.这一结果与吸积毫秒X射线双星自旋分布中截止自旋频率$\sim 730$ Hz的预测值一致。此外，我们分析了NS的吸积阶段结束后的演变，并证明了毫秒级恒星可以在我们的情况下出生在LMXB。除了毫秒级恒星，我们的方案还预测了一类新的LMXB后代-热和快速旋转的非吸积NS（“热寡妇”/HOFNAR）。进一步比较所提出的理论与旋转NS的观测结果，可以对超致密物质的…
2014-08-27 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
