Isolated Horizon structures in quasiequilibrium black hole initial data
孤立视界条件加强了（准局部）黑洞视界的内在和外在几何的时间不变性。非膨胀视界只要求内禀几何的不变性，已成功地应用于瞬时平衡黑洞的（切除）初始数据。在这里，我们建议使用的完全孤立的地平线结构时，解决椭圆系统所产生的完整的共形3+1爱因斯坦方程组下的拟平衡anerodynamic处方。我们认为，这一扩展的椭圆系统的一组几何内边界条件，然后遵循，确定切除表面的形状。
2009-04-28 gr-qc
Irrotational binary neutron stars in quasiequilibrium
本文报道了在广义相对论中描述非同步中子星准平衡结构的一种独立形式的数值结果。这是一个重要的独立测试有争议的数值流体动力学模拟表明，非同步中子星在一个紧密的二元可以经历压缩之前，最后一个稳定的圆形轨道。我们表明，足够紧凑的恒星的内部密度略有增加，无旋双星中子星接近他们的最后一个轨道。然而，这种影响的幅度远小于以前的流体动力学模拟报告的幅度。
1999-06-21 gr-qc
General Relativistic Models of Binary Neutron Stars in Quasiequilibrium
我们进行完全相对论计算的双中子星在共转，圆形轨道。虽然牛顿引力允许严格的平衡，但相对论性双星系统会发出引力辐射，导致系统失去能量并缓慢地向内螺旋。然而，由于螺旋上升发生的时间尺度比轨道周期长得多，我们可以将双星视为处于准平衡状态。在这种近似下，我们将爱因斯坦方程的一个子集耦合到流体静力平衡的相对论方程，以解决任意分离的二进制的初值问题。采用多方状态方程计算了多方指数n= 1，1.5和2时密近双星中中子星的结构和最大质量。我们构建序列的恒定静止质量和定位沿能量平衡曲线的转折点，以确定轨道不稳定性的发病。特别地，我们定位了最内层稳定圆轨道（ISCO）及其角速度。我们构造了完全广义相对论下的第一个接触双星系统。当物态方程足够软>= 1.5时，就会出现这种情况。径向稳定性分析表明，在合并之前，密近双星中的中子星没有坍缩成黑洞的趋势。
1997-09-11 astro-ph gr-qc
Irrotational Binary Neutron Stars in Quasiequilibrium in General Relativity
双星轨道上的中子星发射出引力波，并缓慢地螺旋在一起。在这个螺旋上升过程中，预计它们的涡度很小。事实上，将系统视为具有零涡度是一个很好的近似，即，是无旋的由于轨道周期比辐射反应时间尺度短得多，因此将系统视为通过一系列平衡态演化，这也是一个很好的近似，在每个平衡态中，引力辐射被忽略。在牛顿引力理论中，通过引入速度势，可以大大简化平衡无旋双星的流体动力学方程。该方程简化为一个泊松方程的潜力，和一个伯努利型积分的密度。我们表明，类似的简化可以在广义相对论中进行。由此产生的方程比问题的其他公式更容易求解。
1998-05-04 astro-ph gr-qc
Quasiequilibrium sequences of synchronized and irrotational binary neutron stars in general relativity. II. Newtonian limits
研究了在牛顿引力作用下全同多变星组成的密近双星系统的平衡序列。求解方法是我们最近发展起来的多域谱方法。本文对刚性状态方程二元系统的精确计算方法（$γ> 2$）作了改进。对绝热指数为$γ=3,~2.5,~2.25,~2$和1.8的同步和无旋双星系统进行了计算。发现沿等质量序列的总能量转折点只出现在同步双星系统的$γ\ge 1.8$和无旋双星系统的$γ\ge 2.3$中。在同步的情况下，平衡序列终止于两颗恒星之间的接触。另一方面，对于无旋双星，发现序列终止于对应于分离构型的质量脱落极限。
2001-06-12 astro-ph gr-qc
A post-Newtonian diagnosis of quasiequilibrium configurations of neutron star-neutron star and neutron star-black hole binaries
我们使用后牛顿诊断工具来检验数值生成的非自旋双中子星和中子星-黑洞双星系统的准平衡初始数据集。PN方程包括潮汐相互作用的影响，由中子星的紧凑性和适当的“拱点”常数值来参数化，拱点常数测量恒星受到潮汐力的扭曲程度。我们发现，后牛顿诊断同意与双中子星的初始数据，通常超过百分之零点五，除非潮汐扭曲变得极端。我们表明，差异可以解释为代表小的剩余偏心率在初始轨道。在将诊断结果与中子星-黑洞双星的初步数值数据进行比较时，我们发现不太一致。
2007-09-17 astro-ph gr-qc
Quasiequilibrium sequences of synchronized and irrotational binary neutron stars in general relativity. III. Identical and different mass stars with gamma=2
在广义相对论中，在Isenberg-Wilson-Mathews近似下，首次计算了不同质量组分的准平衡中子星。我们考虑两种情况下的同步旋转和无旋运动。使用多方状态方程，绝热指数γ =2。计算是针对以下恒星组合进行的：（M/R）_{star 1} vs.（M/R）_{star 2} = 0.12 vs.（0.12，0.13，0.14）、0.14对（0.14，0.15，0.16）、0.16对（0.16，0.17，0.18）和0.18对0.18，其中（M/R）表示相同重子数的无限分离恒星的紧致性参数。研究发现，对于相同质量的二元系统，在无旋情况下，在序列的终点（质量脱落点）之前没有结合能（ADM质量）的转折点，而在同步情况下，在序列的终点（接触点）之前有一个转折点.另一方面，在不同质量的情况下，序列以质量较小的恒星（质量脱落点）的潮汐破裂结束。因此，更难找到ADM质量的转折点。此外，我们发现每个恒星的形变主要取决于轨道间距和质量比，而对它的紧凑性很弱。另一方面，中心能量密度的减小取决于恒星的致密性，而不是伴星的致密性。
2002-10-01 astro-ph gr-qc
Quasiequilibrium sequences of black-hole--neutron-star binaries in general relativity
通过求解广义相对论的约束方程，采用共形薄三明治分解方法，构造了任意质量比的黑洞-中子星双星的准平衡序列.我们将中子星模拟为一个满足相对论流体力学方程的定常多变体，并通过在切离球表面（视视界）施加平衡边界条件来解释黑洞。在本文中，我们专注于无旋配置，这意味着中子星和黑洞都是近似非旋转的惯性系。本文给出了多方指数n=1，质量比M_{irr} ^{BH}/ M_{B} ^{NS}=5，中子星致密化M_{ADM,0} ^{NS}/R_0=0.0879的双星系统的结果，其中M_{irr} ^{BH}是黑洞的不可约质量，M_{B} ^{NS}是中子星的重子静止质量，M_{ADM,0} ^{NS}和R_0分别是孤立的中子星Arnowitt-Deser-Misner质量和面积半径。我们的模型代表了爱因斯坦约束方程的有效解，因此可以作为黑洞-中子星双星动力学模拟的初始数据。
2006-09-15 astro-ph gr-qc
Relativistic black hole-neutron star binaries in quasiequilibrium: effects of the black hole excision boundary condition
通过共形薄三明治分解求解Einstein约束方程和相对论流体定常平衡方程，构造了黑洞-中子星双星系统的新模型.我们采用最大切片，假设空间共形平坦，并在切除表面上施加平衡边界条件（即，视视界）来模拟黑洞。在我们以前的处理中，我们采用了一个“领先的顺序”近似的参数有关的黑洞自旋在这些边界条件，以建设约nonspinning黑洞。在这里，我们通过计算黑洞的准定域自旋角动量并将其设置为零来改进模型。与前面一样，我们采用多方状态方程，绝热指数γ =2，并假设中子星是无旋的。除了重新计算几个序列与我们以前的结果进行比较，我们研究了更广泛的中子星质量和二进制质量比。为了找到最里面的稳定的圆形轨道，我们搜索的转折点沿结合能和总角动量曲线为这些序列。与我们之前的近似边界条件不同，这两个最小值现在重合。我们还确定了尖点的形成在中子星表面，表明潮汐中断的开始。比较这两个关键的二元分离不同的质量比和中子星压缩，我们区分这些地区，将导致一个潮汐中断的中子星从那些将导致陷入黑洞的中子星或多或少完好无损，虽然由潮汐力扭曲。
2008-02-01 astro-ph gr-qc
Properties of general relativistic, irrotational binary neutron stars in close quasiequilibrium orbits : Polytropic equations of state
本文在广义相对论框架下研究了近距离中子星的准平衡态。我们假定中子星的空间度规和无旋速度场是共形平坦的。我们采用多方状态方程。计算了多方指数n（=0.5，0.66667，0.8，1，1.25）和中子星M/R（=0.03 - 0.3）的紧致度。本文的研究结果如下。(i)无旋双星的序列总是终止于最内侧的轨道，在那里，一个尖点（内拉格朗日点）出现在恒星表面的内边缘。当n=0.5时，具有尖点的双星是动态不稳定的，而当n > 0.8时，无论M/R < 0.2都是稳定的。对于n=0.66667，稳定性随M/R而变化。(ii)最内层轨道上的引力波频率在800到1500赫兹之间，而实际的致密度为0.14 < M/R < 0.2。(iii)n=0.5时的ISCO似乎由M/R < 0.2时的流体动力学不稳定性决定。推导出了轨道角速度与紧度之间关系的拟合公式。（iv）双星系统中中子星的最大密度随轨道间距的减小而略有减小，因此它们在反旋过程中是稳定的。(v)当M/R > 0.13时，q = J_tot/M_ADM^2在最内层轨道上总是小于1，这表明实际双星中子星在合并前满足形成黑洞的必要条件（q<1）. (vi)在最内层轨道的无旋双星中子星中，任何质量元素的特定角动量似乎都太小，无法在合并后形成的黑洞周围形成圆盘。
2000-08-16 astro-ph gr-qc
Great Impostors: Extremely Compact, Merging Binary Neutron Stars in the Mass Gap Posing as Binary Black Holes
如果单个致密伴星的质量落在所谓的$3-5\ M_\odot$的质量隙内，那么我们能区分正在合并的双黑洞和双中子星吗？对于中子星，实现这样的质量通常需要极端的紧凑性，在这项工作中，我们提出的初始数据和演化的二进制中子星最初在quasiequilibrium圆形轨道具有紧凑性$C=0.336$。它们是迄今为止构造和演化的最紧凑、非真空、准平衡的双星，包括玻色子星。所达到的紧凑性仅略小于由因果关系所强加的最大可能性$C_{\rm max}=0.355$，它要求声速小于光速。通过比较从螺旋晚期到合并和合并后阶段的引力波形，我们确定了用于区分它们的具体测量结果。在这样的致密程度下，双中子星直到合并之前都不会出现潮汐分裂，因此在共同的核心形成之前就开始了迅速的坍缩。在我们的模拟的准确性，从这两个双星的黑洞残余物表现出振铃辐射，是无法区分的扰动克尔时空。然而，它们的螺旋导致相位差的数量级$\sim 5$拉德超过$\sim 81$公里的分离（1.7轨道），而典型的中子星表现出相位差的$\geq 20$拉德。虽然$\sim 5$ rad的差可以通过当前的引力波激光干涉仪（例如，aLIGO/Virgo），单个质量和自旋的不确定性可能会阻止区分这种紧凑的大质量中子星和黑洞。
2020-02-26 astro-ph.HE gr-qc
Quasiequilibrium black hole-neutron star binaries in general relativity
在广义相对论中构造了黑洞-中子星双星的准平衡序列.我们解决爱因斯坦的约束方程的共形薄三明治形式主义，受黑洞边界条件施加在表面上的切除球，连同相对论方程的流体静力平衡。与我们以前的计算相反，我们采用了平坦的空间背景几何形状，并且没有假设极端的质量比。我们采用Gamma=2的多方状态方程，并重点研究无旋中子星构型以及近似无旋的黑洞。本文给出了黑洞的不可约质量与中子星的ADM质量之比的数值结果，其中M_{irr} ^{BH}/ M_{ADM,0} ^{NS} = 1，2，3，5和10。我们考虑了重子静止质量M_B^{NS}/M_B^{max} = 83%和56%的中子星，其中M_B^{max}是我们的状态方程所允许的孤立球形星的最大静止质量。对于这些序列，我们找到了潮汐破裂的开始，并在足够大的质量比和中子星压缩的情况下，最里面的稳定的圆形轨道。我们与以前的黑洞-中子星双星的结果进行了比较，发现与三阶后牛顿结果非常吻合，特别是对于大的双星分离。我们还使用我们的结果来估计这些双星的inspiral阶段期间发出的传出的引力辐射的能谱。
2007-10-24 astro-ph gr-qc
Binary neutron stars: Equilibrium models beyond spatial conformal flatness
本文用无波方法数值计算了近圆轨道上的中子星的平衡：在初始超曲面上求解完整的Einstein-relativistic-Euler方程组，得到4-度规的渐近平坦形式和时间导数在共动坐标系中为零的外曲率。开发了两个独立的数值代码，并成功地计算了在最后几个轨道上模拟螺旋式双星中子星的解序列。其最终轨道附近的系统的结合能偏离第三后牛顿和空间共形平坦计算的早期结果。新的解决方案可以作为合并模拟的初始数据，并作为准平衡序列的成员，以产生引力波模板，并可能提高最后的螺旋轨道设置的引力波截止频率的估计。
2006-10-21 astro-ph gr-qc
Black hole-neutron star binaries in general relativity: effects of neutron star spin
我们提出了广义相对论，准平衡黑洞-中子星双星的新序列。我们解决了引力场的共形薄三明治分解的爱因斯坦场方程，耦合到相对论流体静力平衡方程的理想流体。我们通过在史瓦西黑洞的背景度规中求解这些方程来解释黑洞，史瓦西黑洞的质量比中子星的质量大得多。背景度量在Kerr-Schild以及各向同性坐标中处理。对于中子星，我们假设多方状态方程的绝热指数γ =2，并求解无旋和共旋组态。通过比较相同背景度规下的无旋位形和同步位形的结果，我们得出旋转对潮汐破裂位置的影响仅为百分之几的量级。背景中的不同选择也导致了几个百分点的差异，这可能是这些配置近似准平衡的水平的指示。
2007-10-24 astro-ph gr-qc
Modeling differential rotations of compact stars in equilibriums
数值相对论模拟的结果表明，大质量的核心崩溃或中等质量的中子星合并的快速和差异旋转的中子星的形成。随后的回落吸积也可能放大差异旋转的程度。我们提出了新的配方，这些紧凑型恒星的差分旋转建模，并提出了选定的解决方案，差分旋转，静止，和轴对称紧凑型恒星的平衡。对于旋转恒星达到分裂速度的情况，得到了这种旋转模型的最大质量。
2017-11-28 astro-ph.HE gr-qc
Equilibriums of extremely magnetized compact stars with force-free magnetotunnels
University of the Ryukyus（琉球大学）；Tohoku University（东北大学）；Observatoire de Paris, Université PSL（巴黎天文台，巴黎文理研究大学）；University of Cambridge（剑桥大学）；National Center for Supercomputing Applications, University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校超级计算应用国家中心）；Queen Mary University of London（伦敦大学玛丽女王学院）；University of Tokyo（东京大学）；Tokyo University of Technology（东京工科大学）；University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）
本研究通过数值方法探讨了极端强磁场下致密星体的平衡态，发现强磁场可形成力自由环形磁隧道，并提出新的差分自转定律及无磁隧道的极端模型。
2023-03-31 astro-ph.HE gr-qc
Quasi-equilibrium models of magnetized compact objects
在螺旋对称和理想MHD近似下，我们报告了一个相对论性公式，用于模拟强磁化中子星，旋转或围绕另一个中子星或黑洞的闭合圆形轨道。螺旋对称系统的准稳态演化受热力学热力学第一定律控制，该定律被推广到包括磁场在内的系统。该公式涉及一个迭代方案数值求解爱因斯坦-麦克斯韦和相对论MHD-欧拉方程。由此得到的双星组态可以作为研究它们的螺旋和合并的自洽初始数据。
2011-11-06 astro-ph.HE gr-qc
Methods for relativistic self-gravitating fluids: From binary neutron stars to black hole-disks and magnetized rotating neutron stars
对事件GW 170817的灾难性观测，首先是沿着两颗中子星的螺旋运动的引力波，然后是短暂的$γ$射线爆发，后来是千新星，开启了多信使天文学的时代，并在促进我们对一些长期存在的问题的理解方面发挥了关键作用。这种多信使源的数值模拟是理解紧凑物体物理学的重要工具，更广泛地说，是理解极端条件下物质物理学的重要工具。在这篇评论中，我们提出了一个统一的观点，用于获得平衡和准平衡解决方案的三个天体物理相关的相对论，自引力流体系统：二元中子星，黑洞盘，磁化旋转中子星的各种技术。这些解决方案是必要的，不仅为这样的紧凑的对象建模，但同样重要的是，在数值相对论模拟提供自洽的初始数据。而不是提出的配方和数值算法的全部细节，我们专注于画的方法，以解决这些问题，并促进未来的工作在该地区。
2021-12-09 gr-qc
Constructing a boosted, spinning black hole in the damped harmonic gauge
阻尼谐波规范对于基于广义谐波爱因斯坦方程的数值相对论计算是非常重要的，并且被用来减少二元黑洞合并附近的坐标畸变。然而，目前还没有在该规范下构造准平衡二元黑洞初始数据的处方。相反，初始数据通常使用两个提升的解析单黑洞解的叠加作为约束方程的解中的自由数据来构造。然后，一个光滑的含时规范变换是在演化的早期完成的，以移动到阻尼谐波规范。使用这种策略来产生阻尼谐振规范中的初始数据需要在该规范中求解单个黑洞，这在解析上是未知的。在这项工作中，我们构建了一个单一的升压，自旋，平衡BH阻尼谐波坐标作为一个定期的时间无关的坐标变换从克尔-Schild坐标。为了做到这一点，我们推导并求解了一组4耦合，非线性，椭圆方程的这种转换，适当的边界条件。这个解现在可以用于构造二元黑洞的阻尼谐波初始数据。
2018-11-13 gr-qc
Neutron stars more compact than black holes in quasi-topological gravity: Equilibrium configurations and radial stability
Hunan Normal University（湖南师范大学）
本文研究了在准拓扑引力中中子星的平衡结构和径向稳定性，发现高中央密度下中子星的紧凑性可以超过黑洞极限，并且在广义相对论中不稳定配置在准拓扑引力中可能被稳定化。
2026-07-23 astro-ph.HE gr-qc hep-th
A Post-Newtonian diagnostic of quasi-equilibrium binary configurations of compact objects
利用精确到后牛顿（3 PN）阶的运动方程（超越牛顿引力的O（v/c）^6），我们导出了任意轨道偏心率下致密双星系统（黑洞或中子星）轨道的总能量E和角动量J的表达式。我们还将有限尺寸的贡献，如自旋-轨道和自旋-自旋耦合，旋转和潮汐扭曲，计算到最低阶近似，但我们排除了引力辐射阻尼的影响。我们描述了如何使用这些公式可以作为一个准确的诊断的物理内容的准平衡配置的紧凑的二元系统的黑洞和中子星使用数值相对论产生的。作为一个例子，我们表明，准平衡配置的共转中子星最近报道的米勒等人。可以通过我们的诊断拟合优于百分之一，一个圆形的轨道和物理上合理的潮汐系数。
2005-05-18 gr-qc
Relativistic equilibrium fluid configurations around rotating deformed compact objects
本研究针对静态q-度规定态推广形式描述的旋转变形致密天体，分析其周围非自引力厚盘平衡序列的物理性质，利用爱因斯坦场方程精确解研究任意参数下的有界轨迹与盘结构，可用于评估天体旋转和四极矩参数。
2022-05-08 gr-qc
Compact stars in Rastall gravity: hydrostatic equilibrium and radial pulsations
在Rastall引力中推导修正TOV方程与径向振荡方程，数值分析两种物态方程下致密星的稳定性，发现强子星在最大质量处失稳，而夸克星在负β值下可保持稳定，并证实结合能极小点对应基模频率为零。
2024-06-27 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Binary Neutron Stars with Generic Spin, Eccentricity, Mass ratio, and Compactness - Quasi-equilibrium Sequences and First Evolutions
从准平衡位形和动力学演化中可以提取出关于中子星涡卷最后阶段和最终合并的信息。在这篇文章中，我们构造了不同自旋、偏心率、质量比、紧度和状态方程的准平衡组态。为此，我们采用SGRID代码，它允许我们在以前无法访问的参数空间区域中构建这样的数据。特别是，我们考虑自旋中子星在隔离和二进制系统中，我们采用新的方法来产生高度偏心和偏心率减少的数据，我们提出了计算数据的可能性显着不等质量的二进制文件，我们创建等质量的二进制文件与个人的紧凑性高达0.23。作为一个原则的证明，我们探讨了三个新的配置的动力学演化。首先，我们模拟了一个$q=2.06$质量比，这是迄今为止在数值相对论中演化的二元中子星的最高质量比。我们发现，从伴星的质量转移集在合并前的几个革命和$\sim10^{-2}M_\odot$的静止质量之间转移的两颗星。在合并过程中，这种结构也会蒸发大量的物质，对残余物产生很大的反冲。其次，我们模拟了进动双星中子星的第一次合并。我们给出了用于进动模拟的引力波的主导模式，其中在（2，1）模式中可以看到明显的进动印记。最后，我们量化的偏心减少程序的重力波形的影响。该程序提高了波形质量，并应在未来的精度研究中使用，但也需要减少其他误差，特别是截断误差，以使偏心率降低所带来的改善有效。[删节]
2015-07-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Highly compact neutron stars and screening mechanisms. I. Equilibrium and stability
修正后的引力理论为暗能量提供了可行的模型，它们通常依赖于在高密度环境中屏蔽其影响的机制。从这个角度来看，似乎一旦满足太阳系的限制，这些理论将预测（密度更大的）中子星的一个微不足道的现象。在这项工作中，我们探索了这样一个事实：在纯量张量理论中，纯量自由度并不单独与质量密度耦合，而是与能量动量张量的踪迹耦合--随着密度和压力的增加，能量动量张量可以增加并最终改变符号。在中子星的核心，并调查是否可能存在对自然界中发现的最致密恒星内部的标量场的部分非屏蔽。为此，我们构造了具有屏蔽机制的中子星理论状态方程，并研究了它们在径向扰动下的稳定性。特别是，我们发现，稳定的解决方案，一个未屏蔽的核心可以存在于变色龙模型，而环境依赖的变色龙模型的一个新的，标量化的平衡解决方案的财富被发现，其中一些可以是稳定的。
2020-07-22 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Deformed Compact Objects in General Relativity and Modified Gravity
Universidade Cidade de São Paulo（圣保罗城市大学）
研究不同场景下致密星流体静力学平衡，结合相对论恒星结构等进行研究。推导方程并扩展框架到f(R,T)引力，计算多种状态方程描述的致密星平衡序列，发现变形参数和物质 - 几何耦合显著影响致密星平衡结构。
2026-07-10 gr-qc
Quasi-equilibrium models for triaxially deformed rotating compact stars
在广义相对论引力下计算了快速旋转三轴变形恒星的准平衡模型，假设空间几何为共形平坦（Isenberg-Wilson-Mathews公式）和多方状态方程。高度变形的解决方案计算的初始切片覆盖的球坐标网格，在源为中心，在所有的角方向上的一个大的截断半径。恒定的静止质量序列计算从近轴对称到最大变形的三轴配置。选定的参数是模拟（原）中子星;当多方指数n = 0.3时，紧致度为M/R = 0.001，0.1，0.14，0.2;当n = 0.5时，紧致度为M/R = 0.001，0.1，0.12，0.14。我们证实了三轴的解决方案存在这些参数的情况下，牛顿多面体。然而，它也被发现，三轴序列变得更短的紧性，并可能消失在某个大的紧性的情况下，n = 0.5。在原中子星的收缩受到强粘性和快速冷却的情况下，一旦在收缩过程中出现粘性驱动的长期不稳定性，原中子星总是最大变形的三轴构型，只要致密性和状态方程参数允许这样的三轴序列。探测来自这些源的引力波可以作为核物质状态方程的另一个探测器。
2008-09-03 astro-ph gr-qc
Stability of neutral and charged Dyson shells around Reissner-Nordstrom compact objects
Eastern Mediterranean University（东地中海大学）
研究揭示了在Reissner-Nordstrom时空描述的带电致密天体周围，中性Dyson壳体可达到稳定平衡配置，其稳定性条件、平衡半径及渐近能量最小值均被推导，且壳体微扰导致振荡运动，频率随壳体质量增加而增大，随中心电荷增加而减小，带电壳体稳定性取决于自身电荷符号。
2026-02-18 gr-qc
Gravity's Rainbow and Compact Stars
最近的一些研究集中在普朗克尺度的新物理学对白矮星和中子星等致密天体平衡的影响。在这里，我们分析了由所谓的引力彩虹引起的平衡位形的修改，它解释了时空的普朗克尺度变形。
2015-12-29 gr-qc physics.gen-ph
Gyromagnetic ratio of rapidly rotating compact stars in general relativity
本文数值计算了均匀旋转带电中子星的平衡位形，在绝缘材料的情况下，忽略了作用在流体平衡上的电磁力。这使我们能够研究这些物体的旋磁比的行为，当改变旋转速率和物质的状态方程时。在低电荷和不可压缩流体的假设下，我们发现旋磁比与恒星的压缩参数M/R成正比，而与恒星的角速度的关系很小。然而，对于这些具有低荷质比的模型，g=2似乎是不可能的，其中物质由完美流体组成，并且永远不会达到坍缩极限。
2003-06-03 gr-qc
Extra dimensions' influence on the equilibrium and radial stability of strange quark stars
我们分析了额外维度对静力平衡构型和径向扰动稳定性的影响。为此目的，我们解决恒星结构方程和径向扰动方程，都修改为$d$维时空（$d\geq4$）考虑到时空外的对象是由Schwarzschild-Tangherlini度规描述。考虑到MIT袋模型状态方程扩展为$d\geq4$，这些方程被集成。我们表明，时空维度的影响紧凑的对象的结构和稳定性。对于中心能量密度为$ρ_{cd}\,G_d$和总质量为$MG_d/(d-3)$的区间，我们证明了当维数增加时，恒星获得更大的稳定性。此外，发现$M{G_d}/(d-3)$的最大值和振荡的零本征频率具有相同的$ρ_{cd}\,G_d$值;即，$M{G_d}/(d-3)$的峰值标志着不稳定的开始。这表明，识别稳定和不稳定平衡位形对径向扰动所构成的区域的充要条件分别是$dM/dρ_{cd}>0$和$dM/dρ_{cd}<0$。我们得到了$d$维时空中紧致物体的一些物理参数，如半径和质量，依赖于归一化。最后，在牛顿框架内，结果表明，具有绝热指数$Γ_1\geq2(d-2)/(d-1)$的致密物体对小的径向扰动是稳定的。
2019-07-17 gr-qc
Stellar equilibrium configurations of compact stars in $f(R,T)$ gravity
本文研究了中子星和奇异星的流体静力平衡位形，其流体压力分别由状态方程$p=ωρ^{5/3}$和$p=0.28(ρ-4{\cal B})$计算，其中$ω$和${\cal B}$为常数，$ρ$为流体的能量密度。我们首先推导了重力$f(R,T)$理论的流体静力平衡方程，其中$R$和$T$分别代表Ricci标量和能量动量张量的迹。这样一个方程是广义相对论方程的推广，而后者可以在理论的一定限度内恢复。对于$f(R,T)=R+2λT$泛函形式，当$λ$为常数时，我们发现当$λ$改变时，恒星的一些物理性质，如压力、能量密度、质量和半径，都受到影响。我们发现，对于一个固定的中心恒星能量密度，中子和奇怪的恒星的质量可以增加与$λ$。在恒星半径方面，随着$λ$的增大，中子星的半径增大，奇异星的半径减小。因此，在引力的$f(R,T)$理论中，我们可以把最大质量推到观测极限之上。这意味着，如果广义相对论中的最大质量低于观测到的质量的极限，状态方程就不能被消除。
2016-05-30 astro-ph.SR gr-qc
Cracking and complexity of self-gravitating dissipative compact objects
本文建立共动坐标下耗散自引力流体的开裂形式体系，证明同源/准同源偏离平衡及复杂性因子消失可抑制开裂。
2024-04-07 gr-qc
Mass - radius ratio bounds for compact objects in Lorentz-violating dRGT Massive Gravity theory
本文考虑了de Rham-Gabadadze-Tolley（dRGT）大质量引力理论中球对称静态致密天体的质量半径边界，其中没有鬼。在这类引力理论中，引力子，引力的量子，可能有一个小的，但不为零的质量。在存在宇宙学常数和引力子质量不为零的情况下，导出了洛伦兹破坏的大质量引力中的流体静力平衡方程和质量连续性方程。通过数值求解平衡方程，研究了常密度星的情况。引力子质量的影响，这些恒星配置的整体参数（质量和半径）也被认为是。得到了给出质径比上、下界的广义Buchdahl关系，并进行了详细讨论。作为我们的研究结果的应用，我们得到的引力红移边界紧凑的恒星类型的物体在洛伦兹违反dRGT大规模引力，这可能（至少在原则上）被用于观测测试这个理论在天体物理学的背景下。
2018-11-18 gr-qc
Equilibrium models of Weyssenhoff spin fluid accretion tori around Kerr black holes
本文在Kerr时空中构建Weyssenhoff自旋流体吸积环的平衡模型，研究流体宏观自旋和黑洞自旋对环结构的影响，并给出自旋参数约束。
2025-06-24 gr-qc
Darwin-Riemann Problems in Newtonian Gravity
本文评述了在牛顿引力下紧致双星系统平衡位形理论的现状。由引力波辐射引起的致密双星系统的演化过程按时间尺度和构型可分为三个阶段。由于引力波发射引起的轨道变化的时间尺度比轨道周期长，因此在合并过程开始之前，演化是准静止的。在这一阶段，平衡序列可以应用于致密双星系统的演化。沿着平衡序列，出现了几个临界状态，其中一些不稳定性发生或构型发生急剧变化。我们讨论了这些临界点之间的关系，并强调了质量溢出以及轨道运动的动力学不稳定性的重要性。关于双星系统的平衡序列，我们总结了不可压缩椭球构形的经典结果。本文给出并讨论了用椭球近似和数值计算方法得到的可压缩双星系统的最新结果。值得注意的是，{ \it精确方程}的数值计算解表明，压缩性可能导致现实的中子星双星系统的质量溢出，而不是动力学破坏的参数范围很广。
1999-09-22 gr-qc
Relativistic Solutions of Anisotropic Compact Objects
提出了一类新的流体各向异性的致密星流体静力平衡相对论解。这里考虑的紧凑对象的内部时空几何参数，即，$λ$，$k$，$A$，$R$和$n$。这里确定的几何参数的值，以获得一类物理上可行的恒星模型。各向异性恒星内部的能量密度、径向压力和切向压力都是有限的正的。考虑一些已知质量的恒星，我们提出了恒星模型，描述紧凑的天体与核密度。
2016-03-24 gr-qc
Binary Neutron Stars Systems: Irrotational Quasi-Equilibrium Sequences
本文报道了在广义相对论中描述非同步中子星准平衡结构的一种独立形式的数值结果。这是一个重要的独立测试有争议的数值流体动力学模拟表明，非同步中子星在一个紧密的二进制可以经历压缩，甚至崩溃之前，最后一个稳定的圆形轨道。我们发现，内部密度确实增加无旋双星中子星接近他们的最后轨道的特定值的压缩比。然而，观察到的压缩处于显著降低的水平。
1999-03-30 gr-qc
Relativistic charged spheres: Compact stars, compactness and stable configurations
研究了一类由带电理想流体构成的相对论性带电球的静态恒星平衡位形。在求解Einstein-Maxwell场方程时，我们考虑一种特殊的度规势，Buchdahl势[Phys.Rev.116，1027（1959）]，然后利用一个简单的变换。该研究是通过匹配的内部区域与Riessner-Nordstr $\dot{\text{o}}$ m度量作为外部解决方案。带电球的物质含量满足所有的能量条件和流体静力学平衡方程，即带电情况下的修正的TOV方程。此外，我们还讨论了带电球的一些重要性质，如总电荷、质量-半径关系、表面红移和声速。得到的解决方案提出的图形表示，提供了一个更现实和可行的恒星结构的有力证据。将所得结果与具有类似质量和半径的类似天体进行比较，例如SAX J1808.4-3658、4U 1538-52、PSR J1903+327、船帆座X-1和4U 1608 -52。还应注意，对于给定的变换，Buchdahl近似仅为当$0 < K < 1$时的带电情况提供物理上可行的解，其中密度和压力在中心处最大，并且朝向边界单调减小。所得结果对于分析白矮星、中子星、玻色子星和夸克星等致密天体的理论和天体物理学意义也是十分重要的。
2019-08-04 gr-qc
Relativistic compact stars with charged anisotropic matter
本文从理论上详细分析了流体各向异性分布下流体静力平衡致密物体的一类新的精确解。为了实现这一点，我们称之为度量函数之间的关系，即嵌入类一条件。研究是通过概括球形星的性质来进行的，重点是流体静力平衡方程，即，广义的托尔曼-奥本海默方程，在我们理解这些紧凑的对象。我们匹配的内部解决方案的外部Reissner-Nordstrom解决方案，并研究这种模型的一些物理特性，如能量条件，声速，质量半径关系的恒星。我们还表明，所获得的解决方案是兼容的紧凑对象Her X-1的观测数据。
2018-04-17 astro-ph.CO gr-qc hep-ph
Rainbow's Stars
近年来，人们对白矮星和中子星等致密天体的平衡问题越来越感兴趣。特别是，由于普朗克尺度能量效应的各种修改已被考虑。本文分析了引力虹对TOV方程描述的平衡位形的修正。我们的目的是探索时空的彩虹普朗克尺度变形是否支持不同致密恒星的存在。
2016-07-27 gr-qc hep-th
