Gravitational waves from remnant massive neutron stars of binary neutron star merger: Viscous hydrodynamics effects
采用广义相对论剪切粘性流体力学的Israel-Stewart形式的简化形式，我们探讨了双中子星合并的残余大质量中子星的演化，并特别注意由此产生的引力波形。我们发现，对于$10^{-2}$阶的所谓粘性α参数的合理值，残余大质量中子星中的微分旋转的程度在粘性时间尺度$\alt 5$ \，ms中显著降低。与此相关，非轴对称变形的程度也迅速降低，因此，发射的准周期性引力波的振幅也在粘性时间尺度中衰减。我们的研究结果表明，为模拟合并残留物的演变的双中子星，我们必须考虑磁流体力学效应，这在自然界中可以提供粘性效应。
2017-05-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints for weakly interacting light bosons from existence of massive neutron stars
标准模型之外的理论包括许多新粒子，其中一些可能是轻的，与普通物质弱耦合。这些粒子影响核物质的状态方程，并能使中子星的容许质量向更高的值移动。当弱相互作用轻玻色子的耦合强度与质量平方之比大于$g^2/μ^2 \sim 25 ~\mathrm{GeV}^{-2}$时，中子星的内部结构将发生改变。我们提供的限制与奇怪的部门，这不能从实验室实验分析实现的耦合。当考虑到与第一夸克族的耦合时，中子星所施加的限制并不比现有的实验室限制更严格。对中子星的观测表明，$β$平衡的核物质的物态方程比原子核和核物质的多体理论所预期的更严格。一个弱相互作用的光矢量玻色子主要与第二族夸克耦合，可以产生所需的硬化。
2009-07-14 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
Massive Neutron Stars and White Dwarfs as Noncommutative Fuzzy Spheres
在过去的几十年里，有直接和间接的证据表明，大质量的紧凑型物体比传统的对应物。两个这样的例子是超级白矮星白矮星和大质量中子星。对十多颗异常发光的Ia型超新星的观测表明，它们的起源是超级白矮星白矮星的祖先。另一方面，最近的引力波探测和一些脉冲星观测则认为存在大质量的中子星，它位于最低天体物理质量的黑洞和最高质量的中子星之间著名的质量间隙中。我们表明，一个压扁的模糊球，这带来了非交换几何的想法，可以自洽地解释任何一个大规模的对象，如果他们实际上是模糊或压扁的模糊球。非对易几何是量子引力的一个分支。如果上述假设是正确的，将为非对易性提供观测证据。
2022-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Global simulations of strongly magnetized remnant massive neutron stars formed in binary neutron star mergers
本文采用广义相对论磁流体力学方法，在最精细网格分辨率为$12.5$ m的高空间分辨率下，对一颗双星中子星合并为一颗大质量残余中子星（RMNS）后的$\approx 30$ ms进行了数值模拟。首先，我们估计合并时的开尔文-亥姆霍兹不稳定性可以将磁场能量放大到热能的$\sim 1\%$。第二，我们发现在带有$ρ< 10^{13}~{\rm g~cm^{-3}}$的RMNS包层和环面中的磁旋转不稳定性维持磁湍流状态，并且在这些区域中的有效粘性参数可能收敛到$\approx 0.01$ -$0.02$。第三，目前的网格分辨率仍然不够精细，以维持磁湍流状态的RMNS与$ρ\ge 10^{13}~{\rm g~cm^{-3}}$。
2018-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Complex orbital dynamics of a double neutron star system revolving around a massive black hole
研究了包含双中子星系统的分层三体系统围绕大质量黑洞的轨道动力学。由于双中子星系统中的中子星轨道与双中子星系统围绕黑洞的轨道之间的相对论耦合，这些系统表现出复杂的动力学行为。中子星相互环绕的轨道运动驱动了一个环质量流，这就产生了重力磁。一般来说，重力磁性涉及旋转的黑洞。我们所考虑的等级三体系统是一种不寻常的情况，其中不需要黑洞旋转。利用引力电磁方程，计算了双中子星系统的轨道岁差和章动。这些岁差和章动效应是可观测的，因此提供了对黑洞周围时空的探测，以及在广义相对论框架内对引力电磁学的检验。
2013-01-14 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
First Results from the Swarms Survey. SDSS 1257+5428: A Nearby, Massive White Dwarf Binary with a Likely Neutron Star or Black Hole Companion
我们目前的第一个结果从SWARMS（斯隆白矮星径向速度数据挖掘调查），一个正在进行的项目，以确定紧凑的白矮星（WD）的光谱目录中的斯隆数字巡天。SWARMS发现的第一个天体SDSS 1257+5428是一个单线光谱双星，在圆形轨道上，周期为4.56小时，半振幅为322.7+-6.3公里/秒。根据光谱和光度学，我们估计WD的质量为0.92（+0.28，-0.32）Msun。结合双星的轨道参数，这意味着看不见的伴星的质量必须大于1.62（+0.20，-0.25）Msun，并且很可能是中子星或黑洞。在48（+10，-19）pc的距离估计，这将是已知的最近的超新星爆炸的恒星残骸。
2009-10-14 astro-ph.SR
New Neutron-Capture Site in Massive Pop III and Pop II Stars as a Source for Heavy Elements in the Early Galaxy
我们提出了一个新的中子捕获网站在早期的金属贫和无金属恒星的$\sim 20$- $30 \,\mathrm{M}_\odot$，结果从质子摄入的He壳在后期阶段的恒星的生命。大多数中子俘获发生在质子摄入后的第一个$\lesssim 10^6\,$中，此时$^{13}{\rm C}(α,\mathrm{n})^{16}\mathrm{O}$产生中间中子俘获过程的典型中子密度。这个阶段之后可能是另一个持久的$\gtrsim 10^7\,$ s，其中$^{17}\mathrm{O}(α,\mathrm{n})^{20}\mathrm{Ne}$产生低得多的中子密度，这是慢中子捕获过程的典型特征。我们探讨了建议的中子捕获核合成的质子摄入量和时间，初始金属丰度，以及随后的超新星冲击的依赖性。我们得到了一系列的重元素丰度模式，包括那些归因于慢中子捕获过程或组合的缓慢和快速的中子捕获过程。我们的研究结果可以解释所观察到的普遍存在的重元素，如Sr和Ba在早期银河系和解释令人困惑的丰度模式，这些元素在至少一些非常贫金属（VMP）的恒星，包括那些碳增强品种。在后一种情况下，这里提出的单一站点的解释不同于现有的范式，该范式将各种类别的VMP星归因于多个不同站点的富集。
2018-08-16 astro-ph.SR
Can very compact and very massive neutron stars both exist?
质量为$\sim 2\,M_{\odot}$的中子星的存在需要一个高密度的刚性状态方程。另一方面，在新的自由度，如超子和$Δ$共振的高密度的必要的外观，也可以导致一个强烈的软化状态方程的最大质量的$\sim 1.5\, M_{\odot}$和半径小于$\sim 10$公里。在最近对球状星团中静止低质量X射线双星的统计分析中，发现了半径非常小的致密恒星天体存在的线索。我们提出了一个解释这两个明显矛盾的测量，大质量和小半径，在两个独立的家庭的紧凑型恒星：强子星，其状态方程是软的，可以是非常紧凑的，而夸克星，其状态方程是刚性的，可以是非常巨大的。在这方面，$Δ$共振的早期出现对于保证强子星分支的稳定性至关重要。我们的建议可以通过测量半径来检验，误差为$\sim 1$公里，这是在计划的LOFT卫星的范围内，而且发现比$\sim 2\,M_{\odot}$重的致密星将进一步加强我们的建议。
2014-02-11 astro-ph.SR hep-ph nucl-th
On Isolated Millisecond Pulsars Formed by the Coalescence of Neutron Stars and Massive White Dwarfs
利用粒子数合成方法研究了孤立毫秒双星（IMSPs）的可能起源，IMSPs是由一颗中子星（NS）和一颗白矮星（WD）合并而成的。结果表明，IMSPs的星系出生率可能介于$5.8\times10^{-5}$ $\rm yr^{-1}$和$2.0\times10^{-4}$ $\rm yr^{-1}$之间，这取决于关键变量，如通过罗氏瓣的质量传递的稳定性和反冲速度的值。除此之外，本文估计IMSPs的太阳质量可以从$1.5$到2.0 $M_{\odot}$不等，使它们比其他“正常”的恒星质量更大。最后，在我们的模拟中，大多数IMSP的自旋周期从几毫秒到20毫秒不等，这与以前的观察结果一致。
2018-12-21 astro-ph.HE astro-ph.SR
Phenomenological QCD equation of state for massive neutron stars
基于量子色动力学唯象学，我们构造了大质量中子星的状态方程。我们的主要目的是描述状态方程的相关成分，同时具有所需的刚度，并满足热力学和因果关系的约束。这些成分是：（i）排斥性的密度-密度相互作用，对所有的味道都是普遍的;（ii）从低密度到高密度的色磁相互作用都是活跃的;（iii）限制效应，随着重子密度的降低，它变得越来越重要;（iv）非微扰胶子，它对夸克密度的变化不是很敏感。我们使用以下的“三窗口”描述：当重子密度低于正常核密度的两倍（2n_0）时，我们使用Akmal-Pandharipande-Ravenhall（APR）状态方程;当重子密度大于（4-7）n_0时，我们使用三味Nambu-Jona-Lasinio（NJL）模型，并辅以矢量和双夸克相互作用。在跃迁密度区域，我们将强子和夸克状态方程光滑地插值到化学势-压力平面上。在低密度下，我们发现非约束模型中的夸克压力可以大于强子压力，这与传统的状态方程不同。我们表明，一致的状态方程的刚度足以让大质量中子星是合理的严格约束，这表明胶子动力学保持非微扰，即使在重子密度~ 10 n_0。
2015-01-19 astro-ph.SR hep-ph hep-th
The s process in massive stars, a benchmark for neutron capture reaction rates
本研究通过对86个中子俘获率进行核敏感性分析，量化其在大质量恒星氦核燃烧与碳壳燃烧阶段对弱 s 过程丰度的影响，并评估 ASTRAL v0.2 库。
2025-10-20 astro-ph.SR
Numerical Studies of Accretion Flows onto a Neutron Star Engulfed in a Massive Star
Waseda University（早稻田大学）
研究中子星在大质量恒星包层中吸积时的流体动力学行为，发现嵌套的弓形激波结构显著增强拖力，挑战传统Bondi-Hoyle-Lyttleton公式预测。
2026-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the formation of PSR J1640+2224: a neutron star born massive?
PSR J1640+2224是一颗毫秒脉冲双星（BMSP），有一颗白矮星（WD）伴星。最近的观测表明，该WD很可能是一个$\sim 0.7\,M_{\odot}$ CO WD。因此，BMSP应该是从中等质量X射线双星（IMXB）演化而来。然而，先前对IMXB演化的研究预测，由此产生的BMSP的轨道周期通常为$<40$天，而PSR J1640+2224的轨道周期为175天。在本文中，我们探讨了中子星（NS）的质量和伴星的化学成分对BMSPs形成的影响。结果表明，NS质量越大，最终轨道周期越长; WD质量越小，最终轨道周期越长。特别是，为了重现PSR J1640+2224的性质，NS可能是大质量的（$>2.0\,M_{\odot}$）。
2020-02-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the Destabilization of High-Mass Neutron Stars by the Emergence of $d^*$-Hexaquarks
本文利用密度相关相对论平均场理论研究$d^*$(2380)六夸克对致密物质状态方程及中子星结构的影响，发现其仅在4–5倍核饱和密度下凝聚，并只少量存在于大质量中子星核心。
2023-12-06 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Formation of millisecond pulsars with CO white dwarf companions - I. PSR J1614-2230: Evidence for a neutron star born massive
最近发现的一颗2兆太阳的毫秒脉冲双星（Demorest et al. 2010）不仅对高密度核物质的状态方程有重要影响，而且提出了一个有趣的问题，即中子星PSR J1614-2230是否生来就有质量。这个答案对于理解核心坍缩超新星中中子星的形成至关重要。此外，这个系统提出了关于祖先双星的性质以及它在质量交换X射线阶段如何演变的有趣问题。在本文中，我们讨论了PSR J1614-2230的祖先进化。我们已经进行了详细的恒星演化建模的中等质量的X射线双星经历的情况下A Roche瓣溢出（RLO）和应用的分析参数化计算的结果，无论是一个共同的信封演变或高度超爱丁顿各向同性再发射模式。我们发现PSR J1614-2230系统的形成有两种可能性：一种可能是它包含一颗2.2-2.6 M太阳的巨施主星，并通过一个共同的包层和旋入相演化而来;另一种可能是它起源于一颗4.0-5.0 M太阳的主序施主星的密近双星系统，并通过事例A RLO演化而来。我们的结论是，中子星出生时的质量必须分别为~1.95 M_sun或1.7+-0.15 M_sun，这大大超过了以前发现的射电脉冲星系统中的中子星出生质量。根据恒星演化和爆炸模型对中子星诞生质量的估计，我们认为PSR J 1614 -2230的起源星可能大于20 M太阳。
2011-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Angular momentum transport in massive stars and natal neutron star rotation rates
大质量恒星的内部旋转动力学知之甚少。如果角动量（AM）的核心和包层之间的传输是无效的，大的核心AM核心坍缩时将产生快速旋转的中子星（NS）。然而，对低质量恒星的观测表明，一种有效的AM传输机制正在发挥作用，这可能会大大降低NS的自旋速率。在这里，我们研究的斜压不稳定性和磁泰勒不稳定性的差异旋转辐射区的影响。虽然斜压不稳定可能发生，泰勒不稳定可能是更有效的AM传输。我们将Fuller等人2019年规定的泰勒扭矩应用到大质量恒星的模型中，发现它们在演化的主序和氦燃烧阶段之间收缩时消除了绝大多数核心的AM。如果核心AM是保守的核心崩溃期间，我们预测出生NS旋转周期的$P_{\rm NS} \approx 50-200 \, {\rm ms}$，这表明这些扭矩有助于解释相对较慢的旋转速率的大多数年轻的NS，和罕见的快速旋转发动机驱动的超新星。在核心坍缩、不对称爆炸和各种双星演化情景之前通过波的随机自旋可能会增加许多NS的初始旋转速率。
2019-07-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
Strong Gravity Extruding Peaks in Speed of Sound Profiles of Massive Neutron Stars
本文用不依赖核EOS模型的双元微扰方法求解标度TOV方程，揭示大质量中子星声速平方峰由广义相对论压缩效应产生且具有普适性。
2024-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Binary evolution leading to the formation of the very massive neutron star in the J0740+6620 binary system
我们研究了近距离双星系统的演化，以解释最近观测到的包含有史以来最大质量的毫秒脉冲星PSR J0740+6620及其超冷氦白矮星伴星的双星系统的存在。为了找到这个天体的祖先，我们用我们的恒星程序计算了由一颗中子星和一颗正常施主星组成的几个双星系统的演化。我们假设质量传递是保守的。我们还探讨了辐射反馈对系统的影响。我们发现辐照模型也为毫秒脉冲星及其伴星提供了足够的模型，因此辐照和非辐照系统都是PSR J0740+6620的良好祖星。最后，我们得到了一个双星系统，演变和帐户的观测数据组成的PSR J 0740 +6620（即轨道周期，质量，有效温度和推断的金属丰度的同伴，和质量的中子星）在一个时间尺度小于宇宙的年龄。为了达到观测到的低有效温度，施主星应该有观测所需的氦包层。
2020-05-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Maximal Mass Neutron Star as a Key to Superdense Matter Physics
本文提出仅含中心压强和密度两参数的普适状态方程近似，结合最大质量中子星内外性质关联，为通过天体物理观测确定超密物质状态方程提供有效工具。
2024-02-26 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
A Massive-born Neutron Star with a Massive White Dwarf Companion
利用南塞、埃弗尔斯堡和洛弗尔射电望远镜对PSR~J2222 $-0137$进行了为期4年的计时活动。PSR ~J2222是一颗具有大质量白矮星伴星的2.44天脉冲双星。利用该系统的Shapiro延迟，我们找到了脉冲星质量$m_{p}=1.76,\pm\,0.06,M_\odot$和WD质量$m_{c}\,=\,1.293\,\pm\,0.025\, M_\odot$。我们还测量了该系统的近星点推进速率，这与GR对这些质量的预测略有一致。大质量的WD母星的短寿命导致了快速的X射线双星相，中子星（NS）上几乎没有（$< \, 10^{-2} \, M_\odot$）质量吸积;因此，在不确定性范围内，目前的脉冲星质量是它的诞生质量，是迄今为止测量到的最大质量。我们讨论了这个系统与以前的质量测量的差异，我们的结论是，这里提出的测量可能更准确。最后，我们强调了这个系统的有用性，严格限制偶极辐射的存在，以测试替代理论的重力。这对于强场引力的某些方面特别重要，比如自发标量化，因为PSR~J2222 $-0137$的质量使该系统处于测试不佳的参数范围内。
2017-07-18 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
GW190814 as a massive rapidly-rotating neutron star with exotic degrees of freedom
Kent State University（肯特州立大学）；Frankfurt Institute for Advanced Studies（法兰克福高等研究所）；California State University Long Beach（加州州立大学长滩分校）；University of California, Berkeley（加州大学伯克利分校）；Ohio University（俄亥俄大学）
研究包含超子和夸克的物态方程模型能否产生大质量中子星，发现引入夸克矢量相互作用和非标准自矢量相互作用后，快速旋转模型可达2.5倍太阳质量，解释GW190814事件。
2026-06-09 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Bright "merger-nova" from the remnant of a neutron star binary merger: A signature of a newly born, massive, millisecond magnetar
一个巨大的毫秒磁星可能在一个中子星（NS）双星合并后幸存下来，这将持续为合并喷出物提供动力。我们开发了一个通用的动力学模型的合并喷出物的能量注入从中央磁星。喷出物发射（“合并新星”）由磁星在紫外波段的峰值和光曲线的峰值提供动力，随着频率的增加逐渐转移到更早的时代。一颗磁星驱动的合并新星可能具有与超新星相当的光学峰值亮度，比放射性驱动的合并新星（所谓的宏新星或千新星）亮几十倍或几百倍。另一方面，这样的合并新星会比超新星更早达到峰值，持续时间也短得多。磁星的早期坍缩可能会抑制光发射的亮度并缩短其持续时间。这种毫秒磁星驱动的合并新星可能在没有观测到短伽马射线暴的NS-NS合并事件中被探测到，并且可能是NS-NS合并引起的引力波爆发的明亮电磁对应物。如果检测到，它表明合并后留下了一个巨大的NS，这对核物质的状态方程有重要的影响。
2013-10-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
The s-process nucleosynthesis in massive stars: current status and uncertainties due to convective overshooting
内容：众所周知，所谓的s-过程负责产生富含中子的反式铁元素，这些元素构成了太阳系组成中的大部分“重核素”（即比铁族核更重的核素），被认为是宇宙丰度的“参考标准”数据集。特别是，s-过程通过一系列的中子俘获反应和β衰变沿着“稳定谷”移动，产生了大约一半的反式铁同位素。为了解释观测到的太阳s核丰度分布，需要不止一个s过程“成分”（即具有一组物理条件（如中子暴露、初始丰度和中子密度）的核合成事件）。目前关于这个问题的观点认为，存在几个组成部分，在恒星环境方面，对应于不同演化阶段的不同类别的恒星。目的：本章的目的是回顾发生在大质量恒星的s-过程核合成（所谓的s-过程的弱分量），特别注意最近的研究，致力于分析如何的不确定性，由于恒星演化建模，特别是由于对流过冲影响这种核合成过程的效率。
2012-03-20 astro-ph.SR
A massive white dwarf or low-mass neutron star discovered by LAMOST
基于LAMOST和TESS数据发现密近双星J0606+2132中存在质量约1.34倍太阳质量的不可见致密天体（大质量白矮星或中子星），并探讨了其未来可能演化为Ia型超新星或X射线双星的路径。
2024-11-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
General relativistic viscous hydrodynamics of differentially rotating neutron stars
采用简化版本的Israel-Stewart形式主义的广义相对论剪切粘性流体动力学，我们进行轴对称的广义相对论模拟旋转的中子星周围的一个巨大的环面，它可以形成从差分旋转的恒星。我们表明，我们选择的剪切粘性流体动力学形式主义，模拟可以稳定地进行了很长一段时间。我们还表明，与一个可能的高剪切粘性系数，不仅粘性角动量输运工程，但也可以从一个热的信封周围的中子星的时间尺度$\gtrsim 100\,$ ms与喷出物质量$\gtrsim 10^{-2}M_\odot$，这是可比的典型质量的动态喷出物的二进制中子星合并。这表明，被大质量环面包围的大质量中子星，这是双中子星合并后形成的典型结果，可能是提供富含中子的喷出物的主要来源，如果有效剪切粘度足够高，即，如果粘性$α$参数为$\gtrsim 10^{-2}$。数值结果表明，高分辨率磁流体动力学模拟是用第一性原理方法研究中子星合并残留物中粘性效应的唯一途径。
2017-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Non-standard s process in low metallicity massive rotating stars
上下文已知旋转会影响大质量恒星中轻元素的核合成，主要是通过旋转引起的混合。特别是，轮作提高了初级氮的生产。旋转恒星的模型能够再现在低Z晕星中观察到的氮。目标。在这里，我们提出了第一个网格的恒星模型旋转大质量恒星在低Z，其中一个完整的S-过程网络被用来研究旋转引起的混合重元素的核合成的影响。方法.我们使用日内瓦恒星演化代码，其中包括一个扩大的反应网络与核物种铋计算25 M $_\odot$模型在三个不同的Z和不同的初始旋转速率。结果首先，我们确认，旋转引起的混合导致生产的主要$^{22}$ Ne，这是主要的中子源的s过程中的大质量恒星。因此，旋转增强了大质量恒星在所有Z处的s过程。第二，在包括旋转的模型中，中子与种子的比率随着Z的减小而增加，这导致在堆芯He燃烧结束时，Z <1 e-3处的所有铁种子被完全消耗。因此，在低Z下，铁晶种是这种增强的S过程的主要限制。第三，随着Z降低，直到Ba峰的元素的产生增加，而Sr峰的元素减少。我们研究了初始旋转速率和不确定的$^{17}$ O $(α,γ)$速率（强烈影响$^{16}$ O的中子毒性强度）对我们结果的影响。这项研究表明，旋转模型可以在很宽的Z范围内产生大量的元素，最高可达Ba。第四，与He核相比，He壳层中的初级$^{22}$ Ne产生甚至更高（在所有Z处的质量分数> 1%），这可以为具有初级中子源的He壳层中的爆炸中子捕获核合成打开…
2011-12-23 astro-ph.SR
Neutron Star Quantum Death by Small Black Holes
中子星可能会被中心的黑洞摧毁，黑洞吸积物质，最终吞噬整个恒星。在这里，我们注意到，在文献中采用的吸积模型，根据邦迪吸积或其变化，是不适合的小黑洞-黑洞的史瓦西半径相当，或小于中子的德布罗意波长。在这种情况下，吸积过程的量子力学方面不能被忽略，并产生完全不同的吸积速率。我们表明，对于玻色子暗物质的崩溃播种的黑洞的情况下，这是电弱尺度的暗物质粒子的情况。在费米子暗物质的情况下，通常在中子星中心形成的黑洞质量更大，除非暗物质粒子质量非常大，大于大约10 $^{10}$ GeV。我们计算了一个"小"黑洞的中子星的寿命，发现比$\sim 10^{11}$ kg轻的黑洞很快蒸发，不留任何痕迹。更大质量的黑洞通过量子吸积摧毁中子星，其时间尺度比观测到的中子星的年龄要短得多。我们发现，中子星内部的种子黑洞质量足够大，它们不会很快蒸发掉，但又没有大到足以保证流体吸积图像的范围仅限于$\sim10^{11}$和$10^{12}$ kg之间，但我们的结果是准确确定对应于中子星毁灭开始的实际临界黑洞质量的关键
2022-06-15 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Neutron Star with Dark Matter Admixture: A Candidate for Bridging the Mass Gap
本文提出由强子物质与自相互作用不湮灭的费米子暗物质组成的混合致密天体，用以解释并弥合中子星与黑洞之间的质量间隙，并探讨其形成与探测问题。
2025-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
EoS for massive neutron stars
利用相对论Hartree-Fock近似，我们详细研究了中子星物质的性质。在计算中，我们不仅考虑了矢量介子与八重态重子的张量耦合和相互作用顶点处的形状因子，而且考虑了重子内部（夸克）结构的变化。相对论Hartree-Fock计算有两种方法：一种是用SU（6）（夸克模型）对称性确定的耦合常数计算，另一种是用SU（3）（味）对称性确定的耦合常数计算。对于后一种情况，我们使用最新的奈梅亨（ESC 08）模型。然后，非常值得注意的是，在SU（3）对称性下的核心物质的粒子组成与SU（6）对称性下的完全不同。在SU（6）对称中，所有八重态重子都出现在$\sim 1.2$ fm $^{-3}$以下的密度区域，而在ESC 08模型中，只产生了π ^-超子。此外，内部重子结构的介质修改硬化了核心物质的状态方程。考虑到所有这些影响，我们可以得到中子星的最大质量，这与最近观测到的质量1.97 \pm 0.04 M_ \sun（PSR J1614-2230）是一致的。由此我们得出结论：介子-重子耦合中SU（6）对称性向SU（3）对称性的扩展以及物质内部重子结构的变化必然会增加中子星的质量。此外，顶点形状因子和Fock贡献（包括矢量介子引起的张量耦合）的影响对于描述核物质是不可缺少的。特别是，Fock项对于再现核物质中对称能a_4（\simeq 30 - 40 MeV）的较佳值是非常重要的。
2012-07-06 astro-ph.SR hep-ph nucl-ex
1FGL J1417.7-4407: A likely gamma-ray bright binary with a massive neutron star and a giant secondary
本文报道了对费米-LAT源1FGL J1417.7-4407的多波长观测结果，表明它可能与一个新发现的X射线双星有关，该双星包含一个大质量中子星（近2 M_sun）和一个周期为5.4天的~ 0.35 M_sun巨星伴星。SOAR光谱在一个范围内的轨道相位揭示了可变的双峰H-α发射，符合存在的吸积盘。缺乏射电辐射和盘的证据表明伽马射线辐射不太可能起源于脉冲星磁层，而是可能与脉冲星风、相对论性喷流有关，或者可能是由于盘-磁层边界的同步加速器自康普顿。假设有风或喷流，伽马射线与X射线的高光度比（~ 20）表明伽马射线的有效产生，可能是由于巨大的伴星。该系统似乎是一个低质量的X射线双星，尚未完成脉冲星再循环过程。这个系统是一个很好的候选人，以监测未来的过渡之间的吸积动力和旋转动力的状态，但在一个巨大的二次。
2015-04-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Demographics of neutron stars in young massive and open clusters
星团似乎是中子星-中子星（NS-NS）和黑洞-中子星（BH-NS）双星组合的理想环境。这些双星是最有趣的天体之一，是引力波（GW）和伽马射线爆发的潜在来源。我们第一次使用高精度的N-体模拟年轻的大质量和疏散星团研究的起源和动力学演化的NS，在集群内具有不同的初始质量，金属丰度，原始的二进制分数，并处方紧凑的对象出生时踢。我们发现，NS的径向轮廓是由BH含量的集群，这部分淬火NS偏析由于BH燃烧过程中形成的。这使得大多数的NS都在可能形成NS-NS和BH-NS双星的密集星团区域之外。由于它们在出生时受到的速度冲击很大，大部分的NS逃离了宿主星团，它们的大部分保留人口由来自电子捕获超新星过程的$\sim 1.3$ M $_\odot$的NS组成。原始二进制分数和配对的细节可以模糊这种趋势。最后，我们发现，我们的模型的一个子集产生NS-NS合并，导致$\sim 0.01$- $0.1$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$在本地宇宙的速率，并计算的上限$\sim 3\times 10^{-2}$ -$3\times 10^{-3}$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$的BH-NS合并率。我们的估计比LIGO/Virgo目前的经验合并率小几个数量级，与最近对旧球状星团的估计一致。
2020-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A web-tool for population synthesis of near-by cooling neutron stars: An on-line test for cooling curves
介绍了一个新的网络工具- Net-PSICoNS -用于孤立近冷中子星的粒子数合成。主要目的是提供一个简单的测试模型的NS热演化，可用于研究这一主题的团体。用户可以上传一组质量的冷却曲线，必要时修改质谱，更改半径以拟合用于冷却曲线计算的EoS，然后执行附近隔离冷却NS的总体合成。输出包括ROSAT观测和其他几组数据的对数N -对数S分布。在本文中，我们总结了波波夫等人（2006）提出的测试的想法，并提出了一个用户手册的网络工具。
2010-11-22 astro-ph.SR
New \textsl{s}-process Mechanism in Rapidly-Rotating Massive Pop II Stars
我们报告了旋转大质量贫金属恒星中\textsl{s}的一种新机制。我们的模型表明，在临界转速以上，这样的恒星以准化学均匀的方式演化，这引起了一个多产的\textsl{s}过程。旋转引起的混合导致$^{13}$ C的初级产生，其随后在堆芯He燃烧期间经由$^{13}\mathrm{C}(α,\mathrm{n})^{16}\mathrm{O}$产生中子。中子俘获可以持续到$\sim 10^{13}\,\mathrm{s}$（$\sim 3\times 10^{5}$ ~yr），峰值中心中子密度范围从$\sim10^7$到$10^{8}\,\mathrm{cm}^{-3}$。取决于旋转速度和质量损失率，对于初始金属丰度为\textsl{s}的祖细胞，可以产生高达Bi的元素。这一结果表明，快速旋转的大质量贫金属恒星可能是主\textsl{s}过程的第一个地点。我们发现，这些恒星可以潜在地解释早期开始的\textsl{s} -过程和一些碳增强的贫金属（CEMP-\textsl{s}和\textsl{r/s}）的恒星与强烈的富集归因于\textsl{s}或\textsl{r} -过程和\textsl{s} -过程的混合物。
2019-10-23 astro-ph.SR
Evidence for a Massive Neutron Star from a Radial-Velocity Study of the Companion to the Black Widow Pulsar PSR B1957+20
质量最大的中子星限制了超致密物质的行为，只有在越来越严格的状态方程下，质量才可能更大。在这里，我们提出的证据表明，黑寡妇脉冲星，PSR B1957+20，具有高质量。我们拍摄了它的强辐射伴星的光谱，发现观测到的径向速度振幅为K_obs=324+/-3 km/s。由于辐射的缘故，光的中心相对于质心向内，我们将这一事实加以修正，从而推断出真实的径向速度振幅为K_2=353+/-4 km/s，质量比q=M_PSR/M_2=69.2+/-0.8。结合从光变曲线模型推断的倾角i=65+/-2度，我们最适合的脉冲星质量是M_PSR=2.40+/-0.12 M_sun。我们讨论了可能的系统不确定性，特别是在光变曲线建模。根据高频无射电食的情况取i<85度的上限，结合质心运动的保守下限K_2>343 km/s（q>67.3），我们推断脉冲星质量的下限为M_PSR>1.66 M_sun。
2010-12-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Fallback supernova assembly of heavy binary neutron stars and light black hole-neutron star pairs and the common stellar ancestry of GW190425 and GW200115
异常重的中子星合并双星GW 190425的发现与已知的双中子星双星和引力波源GW 170817中的银河系双星的质量分布形成了鲜明的对比。我们建议在这里的形成通道重二进制中子星和轻黑洞-中子星二进制中，大质量的氦星，其中有他们的氢信封在一个共同的信封阶段，保持紧凑，避免质量转移到中子星的同伴，可能避免脉冲星回收。我们提出了三维模拟的超新星爆炸的大质量剥离氦星，并遵循质量回落的演变和随后的吸积到中子星的同伴。我们发现，回落导致显着的质量增长，在新形成的中子星。这可以解释像GW 190425这样的重双星中子星系统的形成，也可以预测像GW 200115这样的轻黑洞-中子星系统的组装。这种形成途径与观测到的银河系中双星中子星的质量-偏心率相关性是一致的。最后，避免质量转移表明我们银河系中脉冲星双星的自旋周期异常长。
2021-09-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Quasithermal Neutrinos from Rotating Protoneutron Stars Born during Core Collapse of Massive Stars
旋转和磁化的质子中子星（PNS）可能会驱动相对论性的磁离心加速风，因为它们在核心坍缩后立即冷却。恒星附近的风流体由中子和质子组成，中子在与离子碰撞耦合时变得相对论。在这里，我们认为流中的中子最终会在恒星物质内部的终止冲击周围发生非弹性碰撞，产生~0.1-1 GeV的中微子，而不依赖于宇宙线加速机制。甚至更高能量的中微子也可以通过粒子加速机制产生。我们表明，PINGU和Hyper-Kamiokande可以检测到这样的中微子从附近的核心坍缩超新星，通过减少大气中的中微子背景通过同时检测MeV中微子或引力波和光学观测。对这些GeV和/或更高能量中微子的探测将为磁加速、核合成、超新星与伽马射线暴之间的关系以及新生中子星的性质等物理学提供重要线索。
2014-01-07 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Stellar wind parameters of massive stars in accretion-powered High Mass X-ray Binary Pulsars
本文通过高质量X射线双星脉冲星的X射线光度约束星风参数，发现轨道面内星风速度上限比终末速度和极区星风速度低2–4倍，并为Be型星外流盘的质量转移过程提供了新约束。
2025-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Nature of donors in ultra-luminous X-ray binaries powered by neutron stars
在这项研究中，我们研究了最近发现的三个由旋转中子星驱动的超亮X射线源（ULX）的施主星的性质。为此，我们建立了一个适用于有中子星的超高速X射线的X射线光度（$L_{\rm{X}}$）和轨道周期（$P_{\rm{orb}}$）之间的理论关系。通过使用这个新的$L_{\rm{X}} - P_{\rm{orb}}$关系，我们试图确定目前未知的性质，施主星在ULX与中子星。特别是将观测到的性质与恒星演化轨迹相比较，我们认为NGC 5907 ULX-1系统中的施主星是一颗中等质量的恒星，具有$6 - 12 \rm{M}_{\odot}$，刚刚脱离主序星相。我们对另外两个ULX系统（M82 X-2和NGC 7793 P-13）的模型结果与以前的研究结果一致。虽然只有几个样品，但观察到的具有中子星的ULX系统似乎涉及相对大质量的供体。
2018-01-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Accretion spin-up of the massive component in the neutron star stripping model for short gamma-ray bursts
本文通过解析方法研究双中子星系统演化，考虑吸积自转加速，确定剥离与合并情景的质量边界，指出剥离情景在质量比小于0.8时主导，对短伽马射线暴有重要贡献。
2024-02-11 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The birth mass function of neutron stars
本研究通过对90颗中子星质量进行概率校正，发现其诞生质量服从在$1.1 M_{\odot}$开启、$1.27 M_{\odot}$达峰的幂律分布，该模型优于双高斯模型，并推断初始质量大于约$18 M_{\odot}$的单星不形成中子星。
2025-03-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Mapping Progenitors of Binary Black Holes and Neutron Stars with Binary Population Synthesis
第一个直接观测到的引力波事件，GW 150914，以两个大质量黑洞的合并为特征，突出了确定这些紧凑的残余双星系统是如何形成的必要性。我们使用二进制人口合成代码COSMIC（紧凑对象合成和蒙特卡罗调查代码）来预测大质量恒星的类型，将显示出显着的径向速度变化，表明一个潜在的紧凑对象（即黑洞或中子星）绕恒星运行。我们“观察”的人口中产生的二进制与类似数量的时代和RV的准确性计划为银河系映射。在这个分析中，我们特别感兴趣的系统，其中一个紧凑的残骸是围绕一个大质量的O或B星，因为这些系统幸存的第一个超新星和中子星踢。我们测试的银河映射观测策略，以区分不同的质量损失和踢处方的能力。我们发现，沃尔夫-拉叶星或热次矮星的双星可以检测（即发光，高三角洲RV最大值），可行的祖先这样的对象，而不同的处方主要影响的来源的数量。
2022-03-09 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
A partially stripped massive star in a Be binary at low metallicity: A missing link towards Be X-ray binaries and double neutron star mergers
本研究首次在小麦哲伦云中发现部分剥离大质量恒星与Be伴星组成的双星系统，填补了Be X射线双星和双中子星并合形成路径中的关键演化环节。
2023-06-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ultra-luminous X-ray sources and neutron-star-black-hole mergers from very massive close binaries at low metallicity
双星黑洞（BH）合并GW 150914产生的引力波可能会启发我们对超亮X射线源（ULX）的理解，因为大于30 Msun的BH可以在不超过爱丁顿极限的情况下达到大于4 × 10^39 erg·s^-1的光度。因此，重要的是研究合并黑洞的进化通道的变化，这可能会形成吸积黑洞并成为ULX。最近的研究表明，质量比接近于1和紧密轨道的大质量双星可以进行有效的旋转混合，并在化学上均匀地演化，从而形成紧凑的BH双星。我们研究了类似的系统，通过计算~120000详细的二进制模型与MESA代码涵盖了广泛的初始参数。当初始质量比M_2/M_1为0.1 ~ 0.4时，> 40 Msun的初生体可以化学均匀地演化，保持致密，形成BH，而不发生Roche瓣溢出。然后次级膨胀并将质量转移到BH，启动ULX阶段。我们预测，每10^4颗大质量恒星中，约有1颗是这样演化的，并且在局部宇宙中，每Msun/yr^-1的恒星形成速率中，可以观测到0.13个ULX，并且强烈倾向于低金属丰度。当金属丰度log Z>-3时，由于成对不稳定性超新星的出现没有留下任何残余，导致X射线光度截止，ULX中的BH质量被限制在60 Msun。在较低的金属丰度下，超大质量的恒星可以避免爆发成对不稳定的超新星，而是形成质量超过130 Msun的黑洞，在ULX光度分布中产生一个缺口。在ULX阶段之后，中子星-BH双星的形成速率小于0.2 Gpc…
2017-05-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
