GRB Afterglow Blast Wave Encountering Sudden Circumburst Density Change Produces No Flares
观测到伽马射线暴的余辉产生的光变曲线的通量随时间服从幂律演化。然而，最近的观测显示，明亮的耀斑有时在几分钟到几天的数量级。对这些耀斑的一种解释是相对论性冲击波与环爆流密度跃迁的相互作用。在本文中，我们模拟这种类型的相互作用计算在一个和两个维度，使用相对论流体动力学代码与自适应网格细化称为RAM，并在一维分析。我们模拟了在恒星风环境中遇到密度突然变化的冲击波，然后是均匀介质，并使用同步加速器模型计算观测到的辐射。我们发现，耀斑是不可观察到的遭遇密度突然增加，如风终止冲击，也没有遇到密度突然下降。此外，通过将我们的分析扩展到二维，我们能够解决爆炸波的传播，准直和边缘效应，因为它遇到的环爆介质的变化。在本文考虑的所有情况下，我们发现，耀斑将不会被观察到的任何密度变化的研究。
2013-08-22 astro-ph.HE
No flares from Gamma-Ray Burst afterglow blast waves encountering sudden circumburst density change
观测到伽马射线暴的余辉产生的光变曲线的通量随时间服从幂律演化。然而，最近的观测显示，明亮的耀斑有时在几分钟到几天的数量级。对这些耀斑的一种解释是相对论性冲击波与环爆流密度跃迁的相互作用。在本文中，我们使用具有自适应网格细化的相对论流体力学代码（称为RAM），在一维和二维中对这种类型的相互作用进行了计算建模，并在一维中进行了分析。我们模拟了在恒星风环境中遇到密度突然变化的冲击波，然后是均匀介质，并使用同步加速器模型计算观测到的辐射。我们发现，耀斑是不可观察到的遭遇密度突然增加，如风终止冲击，也没有遇到密度突然下降。此外，通过将我们的分析扩展到二维，我们能够解决爆炸波的传播，准直和边缘效应，因为它遇到的环爆介质的变化。在本文考虑的所有情况下，我们发现，耀斑将不会被观察到的任何密度变化的研究。
2013-07-19 astro-ph.HE
Orphan γ-ray flares from relativistic blobs encountering luminous stars
我们提出耀变体中的γ射线可以在等离子体的相对论性团块与喷流内（或附近）的发光恒星产生的辐射场相遇时产生。这个团状物可能含有相对论性电子，这些电子可以将恒星辐射压缩到GeV-TeV的能量。产生的γ射线可以引发恒星辐射中的逆康普顿e+/-对级联。我们认为，这种情况可能是所谓的孤儿γ射线耀斑的出现。结果表明，相对论性团/亮星碰撞模型可以解释平谱射电类星体PKS 1222+21在GeV和亚TeV能量范围内观测到的极端孤儿γ射线耀斑的出现.
2016-07-26 astro-ph.HE
Repeating Partial Tidal Encounters of Sun-like Stars Leading to their Complete Disruption
本研究通过三维流体力学模拟发现，类太阳星在多次偏潮汐遭遇中因质量损失和潮汐加热导致结构改变，最终完全瓦解并产生周期性耀斑，挑战了TDE率的内禀限制。
2024-12-25 astro-ph.HE
Phase transitions and He-synthesis driven winds in neutrino cooled accretion disks: prospects for late flares in short gamma-ray bursts
我们考虑了短伽马射线暴（SGRB）背景下致密星潮汐破裂后碎片的长期演化。最初的相遇冲动地创造了一个热的，致密的，中微子冷却的盘，能够为即时发射提供动力。经过长时间的延迟，我们发现强大的风从磁盘的表面发射，由自由核子重组成α粒子驱动。相关的能量释放耗尽了质量供应，并最终关闭了中央引擎的活动。因此，光度和质量吸积率偏离了早期的自相似行为预期的一个孤立的环与有效的冷却。这就使得第二次延迟活动成为一个突出的可观测的签名，当物质在潮汐尾产生的初始遭遇返回到附近的中心对象。新的吸积事件的时间尺度可以达到几十秒到几分钟，这取决于系统的细节。相关的能量和时间尺度与X射线耀斑中发生的一致。
2009-06-01 astro-ph.HE
Stellar Revival and Repeated Flares in Deeply Plunging Tidal Disruption Events
具有潮汐半径$r_{\rm t}$和近心点距离$r_{\rm p}$的潮汐破裂事件由量$β= r_{\rm t}/r_{\rm p}$表征，并且“深度遭遇”具有$β\gg 1$。我们假设存在一个临界的$β\equiv β_{\rm c} \sim 1$来区分部分破坏和完全破坏：对于$β< β_{\rm c}$，恒星的一小部分在与黑洞的潮汐相互作用中幸存下来，而对于$β> β_{\rm c}$，恒星被完全摧毁，因此所有的深碰撞都应该是完全的。在这里，我们表明，这种假设是不正确的，通过提供一个例子，$β= 16$遇到之间的$γ= 5/3$，太阳般的多面体和$10^6 M_{\odot}$黑洞-以前的调查已经发现$β_{\rm c} \simeq 0.9$ -这导致在改造的恒星核心后，包括约25%的原始恒星质量的中断。我们建议，核心改革下的自我重力，这仍然是重要的，因为压缩的气体都在近中点附近，压缩发生在轨道平面外，并基本上在近中点后，压缩是在平面内。我们发现，核心形式的束缚轨道上的黑洞，我们讨论了相应的影响，我们的研究结果的背景下，最近观察到的，重复的核瞬变。
2022-01-31 astro-ph.HE
No sign of G2's encounter affecting Sgr A*'s X-ray flaring rate from $Chandra$ observations
2014年夏天，一个不寻常的物体G2在银河系中心的$4\times10^6$ M $_\odot$超大质量黑洞Sgr A* 周围通过。几个研究小组报告的证据表明，在G2的近心遭遇之后，Sgr A* 的明亮X射线耀斑的速率显着增加。我们的分析仔细处理了来自附近磁中子星的不同通量污染，并且没有使用来自具有不同空间分辨率的多个X射线天文台的数据而引起的复杂性。我们测试的情况下，增加明亮的X射线耀斑率使用大量的数据集从\textit{Chandra X-ray Observatory}，唯一的X射线仪器，可以在空间上区分Sgr A* 和附近的银河系中心磁星在整个延长期涵盖G2的遇到与Sgr A*。我们使用来自2012年\textit{Chandra} \textit{X-ray Visionary Program}（XVP）3 Ms观测的X射线数据以及截至2018年的额外1.5 Ms观测数据。我们使用检测到的耀斑，使耀斑性质的分布。使用X射线耀斑的模拟占重要因素，如不同的$Chandra$仪器模式，我们测试的零假设Sgr A* 的明亮（或任何耀斑类别）X射线耀斑率周围不同的电位变化点。与以前的研究相比，我们的结果与零假设是一致的;相同的模型参数产生的分布与观察到的任何合理的变化点周围的分布一致。
2019-09-05 astro-ph.GA astro-ph.HE
Exploring plasma evolution during Sagittarius A* flares
我们提出了一种新的方法来描述来自Sgr A* 的耀斑与粒子分布的自洽计算。所有相关的辐射过程中考虑到电子分布和所得光谱的演变。我们提出的光谱建模NuSTAR观测到的新的X射线耀斑，以及在不同波长的旧观测，并讨论了等离子体参数的变化，产生耀斑。我们表明，在某些条件下，真实的粒子分布可以显着不同的标准分布假设在大多数研究。我们的结论是耀斑可能产生的磁化等离子体与我们的理解一致的吸积流。包括非热加速，注入，逃逸和冷却损失产生了红外和X射线之间的光谱，允许更好地同时描述不同的波长。我们赞成非热同步加速器的解释，假设红外耀斑光谱使用的是有代表性的。我们还考虑了由于G2与Sgr A* 相遇而导致密度增加的情况下对Sgr A* 的静态光谱的影响。
2015-04-14 astro-ph.HE
Hydrodynamical Simulations to Determine the Feeding Rate of Black Holes by the Tidal Disruption of Stars: The Importance of the Impact Parameter and Stellar Structure
超大质量黑洞对恒星的破坏与星系核心的十几次耀斑有关，这些耀斑的红移超过了$z \sim 0.4$。正确地模拟这些耀斑需要预测质量在破裂后返回黑洞的速率。通过流体动力学模拟，我们表明，除了完全破坏的太阳质量的恒星在恒星被摧毁的确切限制，用于估计$\dot{M}(t)$，质量返回到黑洞的速率，常见的假设，在很大程度上是无效的。虽然潮汐破裂的分析近似预测，最少集中的恒星和最深的遭遇应该有更多的快速达到峰值的耀斑，我们发现，最集中的恒星有最快的峰值耀斑，和峰值的时间和碰撞参量之间的趋势，深穿透遇到反转超过临界距离，在该恒星被完全摧毁。我们还表明，最集中的恒星产生的特征下降$\dot{M}(t)$峰值后不久，当一个明星只是部分中断，与幂律指数$n$是极端的-4在几个月后的耀斑峰值。此外，我们发现，$n$渐近线$\simeq -2.2$的低质量和高质量的恒星约一半的恒星中断。这两个结果都明显比通常假设的$n = -5/3$更陡。由于这些陡峭的衰变率只在恒星核心在分裂中幸存的事件中才能看到，它们可以用来确定观测到的潮汐分裂耀斑是否产生了幸存的遗迹。这些结果应考虑到耀斑所产生的潮汐中断时，建模。[删节]
2015-04-06 astro-ph.HE
Ultra-Close Encounters of Stars With Massive Black Holes: Tidal Disruption Events With Prompt Hyperaccretion
银河系核心的明亮耀斑，随后是亮度的$t^{-5/3}$衰减，通常被认为是大质量黑洞对恒星的完全潮汐破坏的标志。耀斑和幂律衰变是在束缚碎片流返回黑洞、自相交并最终形成吸积盘或环面时产生的。在典型的太阳型恒星被$10^{6}\; M_\odot$黑洞破坏的情况下，恒星的破坏和吸积环的形成之间的时间可能是几年。我们提出了完全广义相对论模拟一类新的潮汐破裂事件，涉及超近距离接触的太阳型恒星与中等质量的黑洞。在这些遭遇中，一个厚厚的磁盘在破坏后迅速形成，以小时为单位。在短暂的初始耀斑之后，在$\sim 10^2\,M_\odot\,{\rm yr}^{-1}$的几天内，吸积率保持稳定和高度超爱丁顿。
2015-06-01 astro-ph.GA astro-ph.HE gr-qc
"Failed" tidal disruption events and X-ray flares from the Galactic Center
超大质量黑洞（SMBH）对恒星的潮汐破坏过程提供了明亮的紫外和软X射线耀斑，峰值亮度为$\approx 10^{46}$尔格/秒，持续时间为几个月。作为一个更广泛的探索恒星旋转的TDE的结果的影响的一部分，我们已经进行了流体动力学模拟的旋转恒星的自旋轴是相反的轨道轴的中断。这样的逆行旋转使恒星更能适应潮汐的破坏，因此，即使它的轨道达到正式的潮汐半径，它实际上在潮汐遭遇后保持完整。然而，恒星的外层最初从核心剥离，但随后又落回恒星本身，在恒星周围产生新形成的吸积盘。我们估计，到恒星的吸积率将强烈超爱丁顿（恒星），并会导致一个X射线耀斑的亮度的顺序为$\approx 10^{40}$尔格/秒和持续时间的几个月。我们推测，这些事件可能是负责已知的X射线耀斑从Sgr A* 在最近的过去。
2019-04-04 astro-ph.HE
Measuring spin in coalescing binaries of neutron stars showing double precursors
本文提出利用双前兆伽马射线暴中准正则模式泛音的频率比和旋转频移，结合状态方程、质量比等参数约束中子星自转频率，并以GRB090510为例得到约2-20 Hz的自转范围。
2023-06-26 astro-ph.HE gr-qc
Interaction of an outflow with surrounding gaseous clouds as the origin of the late-time radio flares in TDEs
本研究提出外流与核周气态云相互作用是TDE晚期射电耀斑的起源，通过计算射电特征成功解释观测，并具有解释长延迟、尖锐上升和多重性的优势。
2024-12-14 astro-ph.HE
Multi-messenger Emission from Tidal Waves in Neutron Star Oceans
天体物理学双星系统中的中子星是多信使天体物理学的重要来源。致密双星系统电磁瞬变的一个潜在来源是中子星海洋，即包裹中子星的外部流体层。我们对中子星海洋中的潮汐波及其后果进行了基础研究。具体来说，我们调查如何在中子星海洋振荡模式可以在紧凑的二进制inspirals和抛物面遇到潮汐激发。我们发现中子星海洋可以维持频率在$0.01-20$ Hz之间的潮汐波。我们的研究结果表明，潮汐共振中子星海浪可能作为一个从未被研究过的源前体电磁辐射中子星黑洞和中子星合并。如果伴随着电磁耀斑，潮汐共振中子星海浪，其能量预算可以达到$10^{46}$尔格，可以作为早期预警信号（合并前$\gtrsim 1$分钟）紧凑的双合并。类似地，激发的海洋潮汐波将与中子星抛物面相遇相吻合。根据中子星海洋模型和耀斑发射情景，费米和NuSTAR可以探测到潮汐共振海洋耀斑，探测率高达$\gtrsim 100$ Mpc，中子星双星的探测率高达$\sim 7$ yr $^{-1}$，中子星-黑洞双星的探测率高达$\sim0.6$ yr $^{-1}$。观测中子星海洋潮汐波和引力波的辐射，将有助于深入了解中子星表面的状态方程、中子星海洋和地壳的组成以及中子星微物理学。
2023-02-02 astro-ph.HE
A Disappearing Act: Constraints From "Missing" Flares of Repeating Partial TDE Candidates
University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；NSF-Simons AI Institute for the Sky (SkAI)（美国国家科学基金会西蒙斯天空人工智能研究所）；Northwestern University（西北大学）；Center for Interdisciplinary Exploration and Research in Astrophysics (CIERA)（天体物理学跨学科探索与研究中心）；Institute for Advanced Study in Physics, Zhejiang University（浙江大学高等物理研究院）；Institute for Astronomy, School of Physics, Zhejiang University（浙江大学物理学院天体物理研究所）
研究两个重复部分潮汐瓦解事件候选体（TDE 2022dbl和TDE 2020vdq）预期第三次耀斑缺失的原因，通过半解析建模表明它们很可能是重复部分TDE，且多数此类事件可能只产生两次可观测耀斑。
2026-06-04 astro-ph.HE
Micro - tidal disruption events by stellar compact objects and the production of ultra-long GRBs
我们探索恒星/行星的完整/部分潮汐破裂事件（TDEs）的恒星致密物体（黑洞; BH;或中子星; NS），我们称之为微TDEs。质量为$M_{\star}$的恒星/行星的破坏可能会导致BH/NS周围形成碎片盘。碎片中一小部分$(f_{acc}=0.1$的有效吸积可能会产生明亮的高能长X射线/伽马射线耀斑，总能量高达$10^{3}-10^{4}\,s$尔格，可能类似于超长伽玛暴/X射线荧光。这种耀斑的能量取决于约束不良的吸积过程。如果大部分的盘物质通过强烈的外流被吹走，则可能会产生明显较暗的耀斑。我们提出了三个动力学的起源这样的中断。在第一种情况下，一颗恒星/行星在密集星团中与BH/NS近距离随机相遇后被潮汐破坏。我们估计在这种情况下，每个银河系的BH（NS）微TDE率为几个$\times10^{-6}$（几个$\times10^{-7}$）${\rm yr}^{-1}$。另一种情况涉及由于场中恒星的扰动而引起的宽伴星的相互作用，可能产生可比但较低的速率。最后，第三种情况涉及一个BH/NS，它在出生时获得了出生时的速度反冲，导致与一个双星伴星的近距离相遇和该伴星的潮汐破坏。这些事件可能与超新星有关，甚至与之前的GRB/XRF事件有关，并且可能在瞬间爆炸后数小时至数天发生;这些事件的发生率可能比从其他场景中获得的更大，这取决于之前的复杂双星恒星演化。
2016-04-01 astro-ph.HE
Tidal disruption events from eccentric orbits and lessons learned from the noteworthy ASASSN-14ko
本研究解析并模拟了偏心轨道上的潮汐瓦解事件，发现高偏心率恒星的整体形变与抛物线轨道相似，从而可利用现有模拟库计算质量回落率。研究揭示了耀斑结构对黑洞质量和轨道周期的依赖，并将该理论应用于ASASSN-14ko，指出其周期性耀斑源于一颗在黑洞束缚轨道上运行的演化恒星。
2023-01-24 astro-ph.HE
The multi-messenger picture of compact object encounters: binary mergers versus dynamical collisions
我们探讨了两个中子星之间以及中子星和恒星质量黑洞之间的多信使信号。我们专注于引力波驱动的双星合并和动力学碰撞之间的差异，例如，在球状星团。对于这两种类型的遭遇，我们比较了引力波和中微子发射特性。我们还计算回退率和分析的动态喷射物质的属性。最后但并非最不重要的是，我们解决电磁瞬变，伴随着每种类型的遭遇。典型的nsns合并的情况下，超过1%的太阳质量的极富中子（$Y_e\sim 0.03$）的材料，这是符合双中子星合并是一个主要来源的r-过程中的星系。nsbh碰撞喷射出非常大量的物质（$\sim 0.15$ \msun），这严重限制了它们的容许出现率。因此，紧凑型天体的碰撞率一定要小于，很可能要小得多，小于nsns合并率的10%。放射性衰变的喷出物产生光紫外“macronova”，对于典型的合并情况，在$\sim 0.4$天后达到峰值，亮度为$\sim 10^{42}$ erg/s。NSNS（NSBH）碰撞达到高达3（7）倍大的峰值亮度。动态喷出物沉积的动能与周围介质中的超新星相当。典型的并合情形释放大约$2 \times 10^{50}$ erg，最极端（但可能很少）的情形沉积的动能高达$10^{52}$ erg。这种温和的相对论性物质被周围介质减速，产生了持久的射电耀斑。在先进的LIGO/Virgo的探测视界处，一个典型的ns $^2$合并产生了一个射电耀斑，在一年的时间尺度上达到…
2013-01-09 astro-ph.HE gr-qc
Repeating Nuclear Transients from Repeating Partial Tidal Disruption Events
Syracuse University（雪城大学）；University of Leeds（利兹大学）；MIT Kavli Institute for Astrophysics and Space Research（麻省理工学院卡弗里天体物理与空间研究所）
该研究探讨了重复部分潮汐破坏事件对恒星质量损失的影响，发现高质量恒星能承受多次质量剥离，而低质量恒星则易被摧毁。
2026-03-04 astro-ph.HE
The fine line between total and partial tidal disruption events
潮汐破裂事件产生的耀斑是星系中心静止黑洞的独特示踪物。这些耀斑的出现对恒星是否完全或部分被破坏非常敏感，在本文中，我们试图确定恒星与黑洞的临界距离（r_d），使我们能够区分这两种结果。我们在这里执行无网格有限质量，传统的，和现代的光滑粒子流体动力学模拟的恒星-黑洞紧密接触，目的是检查的值r_d取决于模拟技术。我们发现临界距离（或所谓的临界破裂参数β_d）仅弱地依赖于所采用的模拟方法，对于γ =5/3的多面体，β_d=0.92 \pm 0.02;对于γ =4/3的多面体，β_d=2.01 \pm 0.01。
2017-03-10 astro-ph.HE
Partial Tidal Disruption of Main-Sequence Stars by Intermediate-Mass Black Holes
本研究通过流体动力学模拟，探讨了主序恒星与中等质量黑洞的近距离遭遇，发现较强遭遇导致更多质量损失，且抛射前近心点通过次数随黑洞质量增加而减少，周期性耀发可指示部分潮汐瓦解事件。
2023-05-12 astro-ph.HE
Star-Disk Collisions II: Debris Stream Dynamics and Implications for QPEs and Other Transients Near SMBHs
Princeton University（普林斯顿大学）；Flatiron Institute（平顿研究所）；Columbia University（哥伦比亚大学）；New York University（纽约大学）
研究围绕超大质量黑洞的恒星-盘碰撞，通过三维模拟展示相互作用过程，包括碎片云形成、流-盘碰撞等，从模拟结果推断耀斑持续时间等，支持每个恒星轨道一个耀斑观点，并讨论对QPE定时等的影响。
2026-07-13 astro-ph.HE
Binary Stars Approaching Supermassive Black Holes: Tidal Break-up, Double Stellar Disruptions and Stellar Collision
本研究通过三体散射实验探讨了双星接近超大质量黑洞时的结果，发现轻度接触后碰撞合并产物被弹射，深度接触中碰撞产物被黑洞束缚，进而可能产生奇特恒星、吸积耀斑和重复部分潮汐瓦解事件。
2024-11-16 astro-ph.HE
Repeating nuclear transients from repeating partial tidal disruption events: reproducing ASASSN-14ko and AT2020vdq
本文通过解析估计和流体动力学模拟测试了重复部分潮汐撕裂事件（rpTDE）模型，发现高质量演化恒星能多次存活并产生均匀间隔的耀斑重现ASASSN-14ko，而低质量恒星则因后续更亮爆发符合AT2020vdq特征，揭示了光变曲线与恒星类型的紧密耦合。
2024-08-29 astro-ph.GA astro-ph.HE
QPEs from EMRI Debris Streams Impacting Accretion Disks in Galactic Nuclei
本文提出 EMRI 恒星碎片形成的稀薄流周期性撞击吸积盘并经反向激波产生 QPE，解析解释其持续时间、10^42–43 erg/s 光度及约100 eV软X射线辐射。
2025-09-26 astro-ph.HE
Onset of particle acceleration during the prompt phase in gamma-ray bursts as revealed by synchrotron emission in GRB160821A
伽玛暴瞬发相的γ射线发射和粒子加速的物理过程至今仍不清楚。为了对观测结果进行明确的物理建模，需要明确识别排放机制。GRB 160821 A中非常强的耀斑期间的同步辐射是一个明确的识别实例，它发生在135 s的瞬发阶段。在这里，我们表明，在这个耀斑的辐射电子的分布最初是非常狭窄的，但后来发展的幂律尾加速电子。因此，我们确定的第一次在伽玛射线暴射流粒子加速的发病。耀斑是一致的后期能量释放从中央引擎造成外部冲击，因为它遇到了一个预先存在的环星云的祖先沃尔夫-拉叶星。相对论正向和反向冲击的发展，导致两个不同的发射区具有相似的属性。粒子加速只发生在前向激波中，进入致密的星云物质。在这里，磁化强度也降低到临界值以下，这允许费米加速操作。利用这一事实，我们发现一个体积洛伦兹因子为$420 \simleq Γ\simleq 770$，和一个发射半径为$R \sim 10^{18}$厘米，表明一个稀薄的气体的直接环爆周围。因此，对粒子加速开始的观测给出了新的和独立的约束条件，这些约束条件对流的性质以及无碰撞天体物理冲击中粒子加速的理论都有约束。
2022-06-01 astro-ph.HE
Binary Stars Approaching Supermassive Black Holes: Hydrodynamics of Stellar Collisions, Mass Fallback and Partial TDEs
本研究针对双星注入超大质量黑洞低角动量轨道的情况，通过流体动力学模拟分析不同相遇条件下的恒星碰撞结果，揭示其质量损失、残骸特性及碎片回落规律，为理解相关电磁信号提供依据。
2025-09-03 astro-ph.HE
Plasmoid formation in global GRMHD simulations and AGN flares
在相对论喷流中，作用于所有尺度的主要耗散过程之一被认为是由磁重联控制的。这种耗散过程已经在理想化的环境中进行了研究，例如重连层，它在合并的岛屿中发展并导致等离子体团的产生，最终导致有效的粒子加速。在流向黑洞的吸积流中，在流的湍流演化过程中，重联层可以迅速发展和破坏。我们提出了一系列的二维广义相对论磁流体动力学模拟环面吸积到旋转黑洞集中我们的注意力在电流片的形成和演化。最初，环被赋予极向磁场，该极向磁场具有沿径向方向的多环结构和交替极性。在重联过程中，等离子体团和等离子体团链的发展导致耀斑活动，从而导致可变的电磁光度。我们描述的方法开发自动跟踪的等离子体团，在模拟过程中产生和弹出，对比的行为，多回路的初始数据中遇到的典型的模拟吸积黑洞具有初始偶极场组成的一个循环。最后，我们讨论的影响，我们的研究结果的可变性预期在吸积超大质量黑洞。
2020-02-05 astro-ph.HE gr-qc
Disc Novae: Thermodynamics of Gas Assisted Binary Black Hole Formation in AGN Discs
本文通过2D粘性流体动力学模拟研究了AGN盘中双黑洞形成的热力学，发现辐射小盘碰撞产生的“盘新星”爆发会显著影响周围环境并产生可达AGN光度4%的红外耀斑。
2024-09-23 astro-ph.GA astro-ph.HE
Constraints on the symmetry energy from observational probes of the neutron star crust
许多观测到的与单个中子星系统或中子星群体相关的现象都可以在模型中找到解释，其中中子星壳起着重要的作用。我们回顾了最近的工作，检查这种模型的对称性能量$L$的斜率的敏感性，和约束提取$L$面对他们的意见。我们重点关注六组观察结果和提出的解释：（i）仙后座A中中子星的冷却速率，面对冷却模型，其中包括内地壳核团区的增强冷却，（ii）年轻X射线星观测周期的上限，面对由核团层的高电阻率引起的地壳中磁场衰减的模型，（iii）船帆座脉冲星的故障，面对的范例是，它们是由于地壳中子超流体与地壳晶格在一段时间后突然重新耦合而产生的，在这段时间内，它们由于涡旋钉扎而解耦，（iv）软伽马射线中继器的巨型耀斑的X射线光变曲线尾部的准周期振荡频率，对抗地壳扭转振荡的模型，（v）由于来自双星伴星的吸积，毫秒级恒星可以旋转的频率上限，对抗r型不稳定性在阈值频率以上产生的模型，该阈值频率部分地由壳核边界处的粘性耗散时标确定，以及（vi）观测到短伽马射线暴前几秒钟的前兆电磁耀斑，面对一个地壳破碎模型，该模型是由一颗伴中子星在合并前的潮汐引力场共振激发地壳振荡模式造成的。
2015-06-07 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Close Encounters of Star - Black Hole Binaries with Single Stars
本文利用AREPO研究星-黑洞双星与单星的三体流体动力学交会，揭示五种结局，并重点分析潮汐瓦解、恒星碰撞及超爱丁顿吸积耀发等过程及其观测特征。
2023-07-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Measuring radii of merging neutron stars with interface-mode asteroseismology informed by nuclear theory and experiment
University of Bath（巴斯大学）；East Texas A&M University（东德克萨斯农工大学）；Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；Ohio University（俄亥俄大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）
提出利用中子星星震学中的壳-核界面模频率来推断中子星半径，精度可达5-10%，且对内核细节不敏感，可通过多信使共振耀斑或引力波观测实现。
2026-08-07 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
A misfired outburst in the neutron star X-ray binary Centaurus X-4
我们报告了在过去13.5年中对中子星X射线双星半人马座X-4进行的长期光学监测。这个源自1979年爆发以来一直处于平静状态。我们的监测揭示了吸积盘的整体演化;我们检测到短持续时间的耀斑，可能也起源于盘，叠加有来自伴星的小振幅（< 0.1等）椭球调制，由于几何效应。在光盘光变曲线中观察到一个长期（约2300天）的下降趋势，然后是一个较短的（约1000天）的上升趋势。这种上升的光学已观察到其他X射线双星爆发前，所预测的磁盘不稳定性模型。对于Cen X-4，光通量的上升持续了约3年，并在2020年底达到所有波长（光学-UV-X射线）的通量增加的高潮。这种增加在约2周后消退，没有引起完全爆发。我们认为，由内而外的加热前沿的传播点燃由于部分电离的氢在内部磁盘。传播可能在点火后不久就停止了，这是由于在向前传播时遇到的圆盘表面密度增加。失速可能是缓解的低水平照射的外部区域的大吸积盘，所示的光学/X射线相关性的斜率，这表明照射不发挥强大的作用，在光学，相比其他来源的排放。
2022-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
