Constraining the physics of the r-mode instability in neutron stars with X-ray and UV observations
低质量X射线双星中快速旋转的中子星可能是一个有趣的引力波源。特别是，几种恒星振荡模式可能会被GW辐射驱动不稳定，这可能会导致可检测的信号。在这里，我们说明如何电流X射线和紫外线（UV）的观测可以约束的物理的r-模式不稳定性。我们表明，从数据推断的核心温度将放置许多系统以及标准物理模型预测的不稳定区域内。然而，这与理论预期不符。我们讨论了不同的机制，可能在恒星内部的工作，我们展示了他们如何可以修改不稳定窗口，使其与推断的温度一致。
2012-01-10 astro-ph.SR gr-qc
One-arm Spiral Instability in Hypermassive Neutron Stars Formed by Dynamical-Capture Binary Neutron Star Mergers
利用广义相对论流体动力学模拟，我们发现合并的双中子星可以形成超大质量中子星，经历单臂螺旋不稳定性。我们研究的特殊情况下，动态捕获合并的恒星有一个小的自旋，可能会出现在球状星团，并专注于一个等质量的情况下，自旋与轨道角动量对齐。我们发现，这种不稳定性的发展时，合并后的流体涡导致产生的环形残留物-一种配置，其最大密度发生在一个环周围的质量中心-高涡沿其旋转轴。在$\sim 10$ ms的时间尺度上，不稳定性迅速饱和，其中$m=1$方位角密度多极模式在更高模式上占主导地位。这种不稳定性也在合并后的引力波信号上留下了一个特征印记，如果这种不稳定性在长期存在的残余物中持续存在，就可以检测到。
2015-10-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Gravitational-wave-driven tidal secular instability in neutron star binaries
我们报道了在中子星双星中存在引力波驱动的长期不稳定性，作用于平衡潮汐。这种不稳定性类似于经典的简正模不稳定性，当主星的自旋超过伴星的轨道频率时，这种不稳定性就会活跃。将中子星建模为牛顿n=1的多面体，我们计算了不稳定的时间尺度，在小的轨道间隔下可以低至几秒，但仍然大于螺旋时间尺度。对轨道和自旋演化的影响也进行了简要的探讨，发现不稳定性减缓了内旋，降低了恒星的自旋。
2019-09-06 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Of Mountains and Molehills : Gravitational Waves from Neutron Stars
研究了吸积中子星的质量四极矩含量引起的表面不对称性。虽然这种不对称性产生的引力波的振幅似乎超出了当前一代探测器的探测能力极限，但似乎存在于HMXB中的具有强磁场的快速旋转中子星值得考虑用于下一代仪器对连续引力波的有针对性搜索。
2016-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Magnetic field amplification in hypermassive neutron stars via the magnetorotational instability
双中子星的合并可能导致超大质量中子星（HMNS）的形成，它是亚稳态的，最终坍缩成黑洞。这种合并的情况被认为可以解释短伽马射线暴（SGRB）的现象。在SGRB中观察到的非常高的能量被认为是来自中微子-反中微子湮灭和/或来自合并过程中或合并后由磁旋转不稳定性（MRI）等机制产生的非常强的磁场。在这里，我们报告的结果表明，首次在三维，完全广义相对论磁流体动力学模拟HMNS的MRI的发展。这种不稳定性以指数方式放大了磁场，可能是解决SGRB难题的重要因素。
2014-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Equation of state effects and one-arm spiral instability in hypermassive neutron stars formed in eccentric neutron star mergers
我们继续研究动力俘获双星中子星合并形成的长寿命超大质量中子星（HMNSs）中单臂螺旋不稳定性的发展和重要性。采用完全广义相对论的流体动力学模拟，我们发现单臂不稳定性是通用的，它可以发展在HMNS合并后的几十毫秒在我们的调查中的所有状态方程。我们发现，合并与较硬的状态方程往往产生HMNS与较强的$m=2$方位角模式密度变形，和较弱的$m=1$组件，相对于较软的状态方程。我们还发现，对于状态方程，可以引起双核HMNS，大的$m=1$密度模式可以已经存在，由于在两个核心的不对称性。这导致$l=2$、$m=1$引力波模式的产生，甚至在两个核心合并后最终出现的单臂模式占主导地位之前。我们的研究结果进一步表明，更严格的状态方程引起HMNS产生较低的$m=1$引力波频率。因此，如果单臂不稳定性产生的引力波被探测到，它们原则上可以约束中子星的状态方程。我们估计，根据状态方程，单臂模式可能被第二代引力波探测器在$\sim 10$ Mpc和第三代在$\sim 100$ Mpc的。最后，我们提供的动态喷出物的属性，以及伴随的kilonovae签名的估计。
2016-09-02 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Magnetorotational instability in proto-neutron stars
磁旋转不稳定性（MRI）被认为会导致核心坍缩超新星中磁场的快速增长，并产生偏离球形对称性的结果，这对确定爆炸机制非常重要。我们解决的问题的稳定性差异旋转磁化原中子星在其演变的开始。原中子星中的磁共振成像判据是在不简化弱磁场假设的情况下导出的，与标准条件有很大不同。如果磁场很强，则MRI只能发生在磁场的球形径向分量消失的区域附近。MRI的增长率是相对较低的，除了非常小的尺度，通常是没有检测到的数值模拟的扰动。我们发现，原中子星中的磁共振成像的增长速度比类似于普通恒星中的Goldreich-Schubert-Schuberke不稳定性的双扩散不稳定性慢。
2009-11-02 astro-ph.SR
Effects of the nuclear equation of state on the r-mode instability and evolution of neutron stars
研究了核物质状态方程对旋转中子星r模不稳定性的影响。我考虑的情况下，地壳的中子星是完全刚性的，我采用的相关理论介绍的Lindblom { \it et al.} \cite{Lidblom-2000}。利用中子星物质的唯象核模型计算了引力和粘性时间尺度、临界角速度和临界温度。通过改变在$72.5 \ {\rm MeV} \leq L \leq 110 \ {\rm MeV}$区间上的饱和密度对称能的斜率$L$，可以参数化预测的$β$稳定核物质的状态方程。给出并分析了核对称能的密度依赖性对r模不稳定性和角速度随时间演化的影响。理论预测与观测到的中子星在低质量X射线双星（LMXB）和毫秒射电双星（MSRP）的比较也进行和分析。我估计，通过对已知中子星的旋转频率和自旋降速演化的观测和理论预测进行适当的处理，有可能对核物质状态方程施加约束。
2015-03-17 astro-ph.SR gr-qc nucl-th
Superfluid hyperon bulk viscosity and the r-mode instability of rotating neutron stars
为了确定旋转中子星中不稳定的r模是否提供了一个可探测的引力波源，我们需要了解许多倾向于抵消不稳定性的耗散过程的细节。已经确定的是，由于外来粒子，如超子的体积粘度，在这方面可能是特别重要的。然而，超子超流性的影响至今还没有被完全解释。虽然相关的抑制的反应速率，引起的体积粘度已被估计，超流体方面的流体动力学没有被考虑。在本文中，我们确定的r-模式不稳定窗口的中子星与$Σ^{-}$超子核心，使用适当的多流体形式主义，包括，第一次，“超流体”的整体粘度系数的影响。我们证明，即使额外的条款可能会增加体积粘度阻尼有点，他们的存在并不影响的r-模式不稳定窗口的定性特征。
2010-03-30 astro-ph.SR
Growth rate of the tidal p-mode g-mode instability in coalescing binary neutron stars
最近，我们描述了由于p模到g模的非线性耦合引起的不稳定性，作为应用，我们研究了合并中的中子星的潮汐稳定性。虽然我们发现潮汐在螺旋早期是p-g不稳定的，并迅速将模式驱动到大能量，但我们的分析只考虑了三模相互作用。Venumadhav、Zimmerman和Hirata表明，四模相互作用也必须考虑在内，因为它们以相同的顺序进入分析。他们发现了三模和四模相互作用之间近乎精确的抵消，并得出结论，虽然双中子星中的潮汐可能是p-g不稳定的，但增长速度还不足以影响引力波信号。他们的分析假设线性潮汐是不可压缩的，这对静态线性潮汐（m=0谐波）是正确的，但对非静态线性潮汐（m=+/- 2）不是。在这里，我们占的非静态线性潮汐的可压缩性，并发现，三，四模式的相互作用不再取消。结果，我们发现不稳定性可以迅速驱动模式到显著的能量（在二元合并之前有几十个e折叠的增长时间）。我们还表明，线性阻尼干扰的取消，并可能进一步提高p-g增长率。不稳定性的早期开始（在引力波频率接近50 Hz时），快速的增长率和大量的不稳定模式（> 10^3）表明不稳定性可能会影响来自双中子星的引力波的相位演化。评估其影响需要了解不稳定性如何饱和，并留待未来工作。
2016-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Magnetorotational instability in relativistic hypermassive neutron stars
差异旋转超大质量中子星（HMNS）是中子星双星合并过程中形成的亚稳态天体。HMNS最终坍缩成黑洞是产生预期伴随着短伽马射线暴发射的物理条件的关键因素。我们研究了磁场对HMNS的影响，通过在广义相对论磁流体力学中进行三维模拟。特别是，我们提供了直接的证据，在HMNS内部的磁旋转不稳定性（MRI）的发生。在这些系统的模拟中，首次观察到快速生长和空间周期性结构形成的特征与其他系统中MRI产生的通道流的特征相似。此外，增长最快的模式的增长时间和波长的提取和比较成功的分析预测。磁共振成像作为一种重要的机制出现，在HMNS的寿命期间放大磁场，加速其坍缩为黑洞。这里提供的证据表明，磁共振成像实际上可以在HMNS中发展，这可能对中子星双星合并的结果及其与短伽马射线暴的联系产生深远的影响。
2013-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The shear-Hall instability in newborn neutron stars
目标。在新生中子星生命的最初几分钟里，霍尔效应和差动旋转可能都很重要。我们证明，这两个成分是足够的产生一个“剪切霍尔不稳定性”，并研究其激发条件，增长率，和特征磁场模式。方法.我们数值求解球壳中的感应方程，具有运动学规定的微分旋转轮廓Ω（s），其中s是圆柱半径。霍尔项在均匀轴向磁场作用下线性化。然后研究了轴对称和非轴对称的各个方位角模式的线性稳定性。结果对于剪切霍尔不稳定性，如果Ω（s）向外减小，轴向场必须平行于旋转轴，而如果Ω（s）向外增加，轴向场必须反平行。不稳定性从差动旋转中汲取能量，并且发生在短的旋转时标上，而不是更长的霍尔时标上。如果霍尔时间与扩散时间相当，则其工作效率最高。根据精确的场强B0，轴对称或非轴对称模式可能是最不稳定的。结论.即使新生中子星的差速旋转在几分钟内就消失了，剪切霍尔不稳定性仍然可以将任何种子磁场放大许多数量级。
2011-10-18 astro-ph.SR
Instability of Superfluid Flow in the Neutron Star Inner Crust
超流涡旋被钉扎在中子星内部地壳的核晶格上，使得当中子星向下旋转时，超流和固体之间的速度差得以维持。在涡旋晶格上产生的马格努斯力作用下，涡旋通过热激活或量子隧穿经历{ \em涡旋蠕变}。我们研究这种情况下的流体动力学稳定性。涡蠕动引入了两个低频模式，其中之一是不稳定的临界波数以上的任何非零流速的超流体相对于固体。对于典型的钉扎参数的内地壳，超流体流是不稳定的长度尺度$\lap 10$米和时间尺度快到几个月。涡旋晶格可能退化为缠结，超流流动可能变成湍流。出乎意料的大耗散将抑制这种不稳定性。
2012-03-29 astro-ph.SR
Low-$T/|W|$ instabilities in differentially rotating proto-neutron stars with magnetic fields
最近的流体动力学模拟表明，即使在$T/|W|$（旋转动能$T$与引力势能$|W|$之比）相对较小（小于0.1）的情况下，在核心坍缩超新星中形成的差速旋转中子星也可能发展出全局非轴对称不稳定性。这种低的$T/|W|$不稳定性可以引起原中子星有效的引力波发射。我们研究这种不稳定性是如何影响磁场使用圆柱形恒星模型。在共转共振处的波吸收在促进流体动力学低$T/|W|$不稳定性中起重要作用。在存在环形磁场的情况下，共转共振被分裂成两个磁共振，其中发生波反射。我们表明，环形磁场抑制低$T/|W|$不稳定性时，总磁能$W_{\rm B}$的顺序$0.2\,T$或更大，对应于几个$\times 10^{16}$ G或更强的环形场。虽然极向磁场不直接影响不稳定性，但它们可以通过初始极向场的线性缠绕产生环向场和磁旋转不稳定性来影响不稳定性。我们发现，一个初始极向场强度小到$10^{14}$ G可以抑制低$T/|W|$不稳定性。
2010-11-22 astro-ph.SR
Efficient magnetic-field amplification due to the Kelvin-Helmholtz instability in binary neutron star mergers
我们探讨了中子星合并过程中由于开尔文-亥姆霍兹不稳定性引起的磁场放大。通过在日本超级计算机“K”上进行高分辨率的广义相对论磁流体力学模拟，其分辨率为$17.5$ m，在合并开始后为$4$- $5$ ms，我们发现中等最大强度的初始磁场$10^{13}$ G至少被放大了$\approx 10^3$倍。我们还讨论了磁场能量的饱和问题，结果表明它很可能是$\gtrsim 4 \times 10^{50}$ erg，即合并中子星体动能的$\gtrsim 0.1\%$。
2015-11-13 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Angular Momentum Loss and Gravitational wave amplitudes for X-ray Binaries with a Neutron Star Component
中子星双星系统和双简并系统是检验现有恒星演化模型和爱因斯坦广义相对论的重要对象。在这项研究中，我们提出的角动量损失机制，通过引力辐射和磁化恒星风的一些选定的系统与一个中子星。我们计算并绘制了它们角动量损失的时间尺度。还估算了含有中子星的双星系统的引力波振幅，并绘制了它们在引力波探测器（LISA）上的探测能力。
2016-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Shear viscosity and the r-mode instability window in superfluid neutron stars
我们分析了最近计算的剪切粘度$η$在超流中子星的核心影响的r-模式不稳定性窗口。我们首先分析了超流声子的贡献的粘度，无论是在其流体动力学和弹道制度。我们还考虑了Shternin和Yakovlev最近对电子与电子和质子碰撞产生的$η$的计算，并讨论了超流声子和电子之间的相互作用对剪切粘性的影响.为了评估的r-模式不稳定性窗口，我们比较由于声子的流体动力学制度的剪切粘度与由于电子碰撞的剪切粘度。只有在高温下的超流声子贡献$η$开始占主导地位的r模式阻尼的过程。虽然我们的不稳定窗口的结果是初步的，其他耗散过程也应该考虑在内，他们不同于以前的评价的r-模式阻尼由于剪切粘度在超流中子星。
2013-07-23 astro-ph.SR nucl-th
An instability due to the nonlinear coupling of p-modes to g-modes: Implications for coalescing neutron star binaries
在恒星内部传播的弱非线性流体波可能对三波相互作用不稳定。共振参数不稳定性是一种众所周知的三波相互作用形式，其中频率为$ω_a$的一次波激发频率为$ω_b+ω_c \simeq ω_a$的一对二次波。在这里我们考虑一种非共振形式的三波相互作用，其中一个低频初级波激发一个高频p模和一个低频g模，使得$ω_b+ω_c >>ω_a$。我们表明，p-模式可以耦合到一个g-模式的径向波长相似，这种类型的相互作用是不稳定的，即使主波振幅很小。作为应用，我们分析了聚并中子星双星p-g模耦合的潮汐稳定性。我们发现在引力波频率f_{gw} > 20 Hz时，平衡潮和动力潮都是p-g不稳定的，并且在很短的时间尺度（远小于轨道衰变时间）内驱动p-g对达到显著的能量。相反，与潮汐的共振参数耦合是稳定的，或者以小得多的速率驱动模式。我们没有解决饱和的不稳定性，因此不能准确地说，它如何影响中子星双星。然而，我们表明，即使是一个单一的子模饱和附近的波破碎振幅，平衡潮汐的p-g不稳定性：（i）诱导显着的轨道相位误差（$Δϕ$ > 1弧度），主要积累在低频率（f_{gw} < 50 Hz）和（ii）加热中子星核心T~10^{10} K。由于存在>100个不稳定子体，因此$Δϕ$和T可能比这些值大得多。因此，潮汐可能会显着影响引力波信号和电磁辐射的中子星双星在更大的轨道间隔比以前认为的。
2015-09-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Instability of Superfluid Flow in the Neutron Star Core
在中子星的外核中，超流涡旋被钉扎到磁通量管上，使得中子超流和质子-电子流体之间的速度差为$\sim 10^5$ \cms \。在涡旋阵列上产生的马格纳斯力的作用下，涡旋通过热激活或量子隧穿经历{ \em涡旋蠕变}。我们研究这种情况下的流体动力学稳定性。涡蠕动引入了两个低频模式，其中之一是不稳定的临界波数以上的任何非零流速的中子超流体相对于带电流体。对于外核的典型钉扎参数，超流在波长$λ\lap 10$ m和$\sim (λ/{1 m})^{1/2}$ yr到$\sim 1$ d的时间尺度上是不稳定的。涡旋晶格可能退化为缠结，超流流动将变成湍流。我们认为，超流体湍流可能是造成许多中子星中红色定时噪声的原因，并找到了与观测基本一致的预测光谱。
2012-03-29 astro-ph.SR
Dynamical Bar-Mode Instability in Differentially Rotating Magnetized Neutron Stars
本文在宽参数空间上数值研究了不同旋转磁化中子星动力学棒模不稳定性的可能性。本研究的创新之处在于将磁场纳入到这样的背景下，这在文献中的纯流体动力学模拟中迄今为止一直被忽视。调查使用Cosmos++代码，使我们能够在高分辨率的圆柱形网格上进行三维模拟。从一组模型出发，在没有磁场的情况下进行了牛顿磁流体动力学模拟，估计了磁场对旋转中子星动力学棒模形变的影响。总体而言，我们的结果表明，在现实配置中，磁场的影响不太可能非常显着。只有在最极端的情况下，磁场才能抑制条模式的增长。
2009-12-15 astro-ph.SR
Instability-driven evolution of poloidal magnetic fields in relativistic stars
恒星中磁场的稳定性问题有着悠久的历史，并在微扰论中得到了详细的研究。在广义相对论中，我们考虑了具有纯极向磁场的非旋转中子星的非线性演化。我们发现，一个不稳定的发展区域的封闭磁场线和阿尔芬时标，如微扰理论预测。经过初始的不稳定增长，我们的演变表明，一个环向磁场分量的产生，这增加，直到它是本地可比的强度与极向的。在较长的时间尺度上，系统松弛到一个新的非轴对称配置与重组的恒星结构和大振幅振荡，主要是在基本模式。我们讨论的能量参与的不稳定性和影响，它们可能对磁星耀斑的现象和它们的可探测性，通过引力波发射。
2011-06-12 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Gravitational waves from single neutron stars: an advanced detector era survey
随着新的引力波天文学的大门开始打开，这篇评论提供了一个最重要的物理机制，可能导致潜在的可检测的引力辐射从孤立和吸积中子星的排放最新的调查。特别是，我们讨论了引力波驱动的不稳定性和asteroseismology形式主义的f-和r-模式，不同的方式，中子星可以形成和维持非轴对称的四极“山”变形，激发振荡期间磁星耀斑和可能的引力波签名脉冲星故障。我们重点介绍了近年来在每个主题中取得的进展，对每个机制的引力波可探测性进行了新的评估，最后指出了未来工作的关键问题和需要解决的问题。
2018-03-14 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Spin evolution of a proto-neutron star
我们研究了一颗原中子星的自转速率的演化，它诞生于一颗核心坍缩的超新星，在它生命的最初几秒钟。在这个阶段，恒星演化可以描述为一系列的静态配置，我们通过求解中微子输运和恒星结构方程在广义相对论。在我们的模型中，我们包括角动量损失由于中微子发射。我们发现，在进化开始时旋转速率不超过质量脱落限制的要求意味着后期旋转速率有严格的限制。此外，假设原始中子星出生时具有有限的椭圆率，我们确定发射的引力波信号，并估计其可探测性由现在和未来的地基干涉探测器。
2016-07-12 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Sensitivity of the neutron star r-mode instability window to the density dependence of the nuclear symmetry energy
利用一个简单的中子星模型，构造了一个完全刚性的地壳和一组壳核状态方程，该方程涵盖了25 MeV对称能密度依赖性的核实验不确定度范围，（软EOS）至115 MeV（刚性EOS），计算了正则中子星r模振荡中CFS不稳定性的起始窗口（1.4 M_{\odot}）和大质量中子星（2.0 M_{\odot}）。在这些模型中，壳核过渡密度和地壳厚度的计算与地核状态方程（EOS）一致。对于正则中子星，r模式不稳定窗口的下限在频率上从最软对称能量到最硬对称能量减少了\approx 150 Hz，与质量和温度无关。当质量从1.4 M_{\odot}增加到2.0 M_{\odot}时，不稳定窗口也下降\approx 100 Hz，与EOS无关。在温度估计可用的地方，低质量X射线双星（LMXB）中观测到的中子星频率低于1.4 M_{\odot}模型的不稳定窗口，而一些LMXB落在2.0 M_{\odot}星的不稳定窗口内，如果对称能相对刚性，表明较软的对称能与该模型中的观测结果更一致。因此，我们得出结论，较小的L值有助于稳定中子星对失控的r模式振荡。在临界温度以下，任何恒星都不能在不超过开普勒频率的情况下达到不稳定窗口，从软对称能量到硬对称能量，临界温度的变化几乎是一个数量级。当地壳厚度与地核状态方程一致时，较厚的地壳对应较低的临界温度，这与以往研究中过渡密度与地核状态方程无关的结果相反。
2012-01-01 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Thermodynamic versus Dynamical Description of the Neutron-Star Crust-Core Instability: Implications for Crustal Observables
Florida State University（佛罗里达州立大学）
通过热力学和动力学方法研究中子星壳-核转变，发现动力学方法预测更低的转变密度和压力，导致更薄的壳层和更小的转动惯量壳层份额，影响脉冲星自转突变等观测。
2026-06-08 astro-ph.SR nucl-ex nucl-th
Merger-inspired rotation laws and the low-T/W instability in neutron stars
实施家庭的差分旋转法律的启发，二中子星合并残留物，我们认为低T/W不稳定性的旋转配置文件的影响。我们使用时间演化的线性化动力学方程，在牛顿引力，研究非轴对称振荡，并确定不稳定的模式。低T/W不稳定性的存在和演变与正则能和角动量监测，而增长时间是从演化的动能提取。新的旋转定律的结果突出了与通常认为的j常数定律的相似之处。当振荡模式与恒星共同旋转时（即，每当存在模式的模式速度与体角速度匹配的点时），不稳定性开始，并且在共同旋转区域的深处增长得更快。然而，新的配置文件增加了功能，如一个额外的共同旋转点的问题，这会影响不稳定的开始。在快转模型中，转动规律对l=m=2 f模的振荡频率影响较大，但对任意转速下的不稳定性增长时间影响较大。我们还确定了低T/W不稳定性似乎是由惯性模式触发的模型。我们讨论在何种程度上推断的定性行为可能是观察的相关性。
2021-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Instability windows and evolution of rapidly rotating neutron stars
我们考虑了低质量X射线双星中快速旋转的中子星在r模激发下的不稳定性（类似于地球上由科里奥利力控制的Rossby波）。我们认为，有限的温度效应在超流核心的中子星导致共振耦合和增强阻尼（因此稳定性）的振荡模式在一定的恒星温度。使用一个简单的唯象模型，我们表明，高自旋频率的中子星可能会花费大量的时间在这些“共振”温度。这一发现使我们能够解释LMXB中令人困惑的热快速旋转中子星观测，并预测一类新的热，非吸积，快速旋转中子星，其中一些可能已经被观察到，并暂时确定为静止LMXB（qLMXB）候选者。我们还对中子星的自旋频率施加了一个新的理论极限，解释了吸积毫秒X射线双星统计分析得出的截止自旋频率~730 Hz。除了解释观测结果外，我们的模型还提供了一种新的工具来限制超致密物质的性质，将测量的共振温度与理论预测的共振温度进行比较。
2014-03-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Detectability of Exoplanets in the Beta Pic Moving Group with the Gemini Planet Imager
我们使用双子座行星成像仪（GPI），一种旨在通过成像检测同伴的日冕仪，对Beta Pic移动群（BPMG）中恒星周围系外行星的可探测性进行了建模。BPMG的成员被认为是系外行星搜索的有希望的目标，因为他们的年轻（~12 MY）和接近（中位数距离~35 pc）。我们编写了一个建模程序来生成给定质量、年龄、偏心率和半长轴的假设同伴，并将它们放置在GPI V波段范围内的BPMG成员周围。我们计数作为可能的检测同伴躺在GPI的视野和H-波段通量，有一个主机伴侣通量比将它们放置在其灵敏度。能够被探测到的伴星的比例取决于它们在1200万年前的亮度，以及它们的形成机制，以及它们的半长轴分布。我们使用亮度模型形成磁盘不稳定性和核心吸积。我们考虑了半长轴分布的两种极端情况--附近F型和G型恒星的对数正态分布和径向速度技术探测到的系外行星的幂律分布。我们发现，GPI可以检测到所有的F和G光谱型恒星的系外行星的BPMG样本的概率取决于亮度模型和半长轴分布。在光谱类型K到M1，系外行星的可探测性取决于亮度和宿主恒星的距离。GPI将能够检测到比M1晚的M星的伴星，只有当它们比10 pc更接近时。在BPMG样本中的四颗A星中，只有一颗的V波段亮度在GPI范围内，其他的都太亮了。
2010-05-05 astro-ph.SR
Resistive Tearing Instability in Electron-MHD: Application to Neutron Star Crusts
我们研究了电阻性撕裂不稳定性的发展，在一个系统的发展，通过霍尔漂移的电子磁流体极限和欧姆耗散的综合作用。我们首先探讨线性情况下的指数增长的不稳定性，我们找到增长最快的模式，相应的本征值和色散关系。不稳定性增长率的比例为$γ\propto B^{2/3} σ^{-1/3}$，其中$B$是磁场，$σ$是电导率。我们确认的撕裂电阻不稳定性的发展，在完全非线性的情况下，在一个平面平行配置的磁场极性反转，通过模拟系统在霍尔平衡与一些叠加扰动。在瞬态阶段之后，在该瞬态阶段期间存在磁场的一些微小重排，扰动以指数方式增长。一旦不稳定性充分发展，磁场形成特征岛和X型重联点，其中欧姆衰减增强。我们讨论了这种不稳定性的影响，局部磁场演化中子星的地壳，提出它可以有助于加热附近的恒星表面，磁星后爆冷却模型所建议的。特别是，我们发现，一个电流片几米厚，覆盖少至$1\%$的总表面可以提供$10^{42}~$尔格的热能在几天内。我们简要地讨论了这种不稳定性在其他系统中的霍尔效应的运作，如原行星盘和空间等离子体的应用。
2016-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Instabilities in neutron stars with toroidal magnetic fields
通过线性扰动的数值时间演化，研究了磁化中子星的$m=1$振荡和不稳定性。背景恒星是具有纯环形磁场的静止平衡构型。我们发现，$m=1$不稳定性的环形磁场，已经知道从本地的分析，也可能被发现在我们的相对低分辨率的全球研究。我们提出了定量结果的不稳定增长率和旋转抑制。讨论了这种不稳定性作为软伽玛重复源耀斑可能的触发机制。虽然我们的主要重点是磁化星的演变，我们也考虑了非磁化背景恒星的扰动，以研究$m=1$惯性模式。我们跟踪这些模式的突破频率，扩展已知的慢旋转的结果。
2010-12-14 astro-ph.SR
Magnetorotational instability in neutron star mergers: impact of neutrinos
两颗中子星的合并可能会产生一颗长寿的超大质量中子星。如果它拥有一个磁星强度的强磁场，它的自旋下降可以解释短伽马射线暴余辉的几个特征。磁旋转不稳定性（MRI）被提出作为将磁场放大到所需强度的机制。然而，以前的研究忽略了中微子，中微子可能通过诱导粘性和阻力对MRI产生重要影响。我们调查的影响，这些中微子效应的线性增长的MRI应用局部稳定性分析快照的中子星合并模拟。我们发现中微子对超大质量中子星内部有显著的影响，但对围绕它的环面的影响最大。在超大质量中子星内部，磁共振成像随半径和初始磁场强度的不同而呈不同的区域增长。对于弱于$10^{13}-10^{14}\,{\rm G}$的磁场，由于中微子的存在，MRI的增长率显著降低。我们的结论是，中微子应考虑到从现实的初始磁场的MRI的增长研究时。目前的数值模拟，忽略中微子粘度，只有一致的，即在所采用的理想制度，如果他们开始从人为的强初始磁场以上$\sim10^{14}\,{\rm G}$。当将这些结果外推到较低的初始磁场时，应该小心，在那里，磁共振成像的增长受到中微子粘性或阻力的强烈影响。
2017-07-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
R-mode constraints from neutron star equation of state
很久以前就有人提出引力辐射，用来解释观测到的年轻中子星和低质量X射线双星中吸积的中子星的自旋频率相对较低。本文研究了中子星状态方程对旋转中子星r模不稳定性窗口的影响。首先，我们采用了一组解析解的Tolman-Oppemheimer-Escheroff方程，特别是在Tolman VII解决方案。特别是，我们试图澄清散装中子星属性（质量，半径，密度分布，地壳大小和弹性）的r-模式不稳定性窗口的影响。我们发现临界角速度$Ω_c$主要取决于中子星半径。引力质量和质量分布的影响几乎可以忽略不计。其次，我们研究了地壳弹性对滑移因子$S$的影响，以及核物质状态方程对斜率参数$L$的影响。我们发现，地壳的影响更明显，相比那些起源于状态方程。此外，我们提出了简单的解析表达式，宏观量$Ω_c$的半径，参数$L$和因子${\cal S}$。我们还研究了借助于精确的$Ω_c$和中子星温度测量来测量中子星半径和因子${\cal S}$的可能性。最后，我们研究了相互摩擦对不稳定窗口的影响，并与以前的类似研究结果进行了比较。
2017-05-09 astro-ph.SR nucl-th
Nuclear symmetry energy and the r-mode instability of neutron stars
分析了对称性能量斜率参数$L$对中子星{ \it r}模不稳定性的影响。我们的研究是使用微观和唯象方法的核状态方程。微观的包括Brueckner-Hartree-Fock近似，著名的变分状态方程的Akmal，Pandharipande和Ravenhall，和最近的辅助场扩散蒙特卡罗计算的参数化。对于唯象方法，我们使用几个Skyrme力和相对论平均场模型。我们的结果表明，{ \it r}模式的不稳定性区域较小的那些模型给出较大的值的$L$。原因是体粘度（$ξ$）和剪切粘度（$η$）都随着$L$的增加而增加，因此，对于具有较大$L$的模型，模式的阻尼更有效。我们还表明，这两种粘度对$L$的依赖性可以在每个密度下由简单的幂律类型$ξ=A_ξL^{B_ξ}$和$η=A_ηL^{B_η}$来描述。使用测量的自旋频率和估计的核心温度的脉冲星的低质量X射线双星4U 1608-52，我们得出的结论是，观测数据似乎有利于值$L$大于$\sim 50$ MeV，如果这个对象被假定为不稳定区之外，它的半径是在范围$11.5-12$（$11.5-13$）公里，其质量$1.4M_\odot$（$2M_\odot$）。在这个范围之外，就不可能从这颗脉冲星得出关于$L$的任何结论。
2012-04-24 astro-ph.SR nucl-th
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
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
Magnetorotational Instability in Core-Collapse Supernovae
我们讨论了核心坍缩超新星（CCSNe）的磁旋转不稳定性（MRI）的相关性。我们最近的数值研究表明，在CCSNe中，MRI是由开尔文-亥姆霍兹型的寄生不稳定性终止。为了确定MRI是否可以将初始弱磁场放大到CCSNe中的动态相关强度，我们使用两种不同的数值代码对非理想磁流体动力学中靠近差分旋转原中子星表面的区域进行了三维模拟。我们发现，在原中子星普遍存在的条件下，MRI可以将磁场放大（仅）一个数量级。这严重限制了MRI通道模式作为放大从小种子场开始的原中子星中的磁场的试剂的作用。
2017-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Does elasticity stabilise a magnetic neutron star?
中子星内部的磁场结构大多数情况下无法通过观测得知。内部磁场几何形状的理论模型倾向于被过度简化以避免数学复杂性，并且倾向于基于轴对称正压流体系统。这些静态磁平衡配置已被证明是不稳定的，在一个很短的时间尺度上对一个无穷小的扰动。考虑到这种不稳定性，考虑更现实的中子星物理学如何影响结果是相关的。特别是，它有意义的问，如果弹性，它提供了一个额外的回复力的扰动，可以稳定系统。众所周知，中子星壳中的物质形成离子晶体。结晶核之间的相互作用可以产生抵抗任何施加的应变的剪切应力。为了考虑地壳对扰动平衡结构动力学演化的影响，我们研究了弹性对轴对称磁星不稳定性的影响。特别是我们确定的临界剪切模量，以防止磁不稳定性，并考虑相应的天体物理后果。
2020-09-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Supergiant Fast X-ray Transients uncovered by the EXTraS project: flares reveal the development of magnetospheric instability in accreting neutron stars
利用EXTraS项目公开提供的产品，利用XMM-牛顿公开观测，研究了被称为超巨星快速X射线瞬变的高质量X射线双星的子类的低光度、X射线耀斑活动。EXTraS的目标之一是从XMM-牛顿公共档案中提取EPIC（0.2-12 keV）软X射线范围内观察到的所有源的非周期性变化信息。采用贝叶斯分块法对SFXTs样品的X射线光变曲线进行分解，从中挑选出144个X射线耀斑，覆盖了软X射线的大范围光度（1 e32 - 1 e36 erg/s）。我们测量了时间量，如耀斑的上升时间和衰减时间，它们的持续时间和相邻耀斑之间的时间间隔。我们还估算了耀斑的峰值光度、平均吸积率和能量释放。观测到的软X射线的低光度耀斑活动的SFXTs的性质是在定性协议的应用程序的瑞利-泰勒不稳定性模型在吸积等离子体附近的中子星磁层的预期。在快速旋转的中子星的情况下，不能排除来自临时盘的零星吸积。
2019-05-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rotating neutron stars with exotic cores: masses, radii, stability
回顾了在各种稠密物质理论中得到的一组具有奇异核的刚性旋转中子星的理论质量-半径关系。使用两个基本的观测约束：最大测量旋转频率（716 Hz）和最大测量质量（$2\;M_\odot$）。介绍了中子星半径测量的现状。回顾了广义相对论中的恒星刚性旋转理论，指出了慢转近似的局限性。用几种模型描述了具有超子和夸克核的旋转中子星的质量-半径关系。还提到了壳核匹配不唯一的问题。总结了质量脱落不稳定性和轴对称扰动不稳定性对刚体转动的限制。详细讨论了不稳定性和背弯现象的问题。本文综述了中子星核在一级相变（纯相和混合相）情况下的亚稳性和不稳定性。讨论了旋转中子星的两个不相交族（支）的情况，并考虑了中子星族和由不稳定性触发的核震的一般特征。
2016-03-29 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Neutrino Fast Flavor Instability in three dimensions for a Neutron Star Merger
本文提出用角矩方法模拟中子星并合中的中微子快味转化，能捕捉增长、饱和与退相干三阶段，并正确预测最快增长涨落尺度。
2023-12-26 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
