Sinking of a magnetically confined mountain on an accreting neutron star
我们进行理想的磁流体动力学轴对称模拟磁约束山吸积中子星，质量小于0.12太阳质量。我们考虑了两种情况，一种是山位于坚硬的表面上，另一种是山沉入柔软的流体中。我们发现，恒星的椭圆率，由于山生长在坚硬的表面上，接近~ 2 e-4的吸积质量大于~1.2e-3太阳质量，下沉减少了25%和60%之间的椭圆率。讨论了低质量x射线双星引力辐射的后果。
2009-10-27 astro-ph.HE
Neutron star masses from hydrodynamical effects in obscured sgHMXBs
INTEGRAL发现了一群被遮蔽的超巨星高质量X射线双星（sgHMXB）。IGR J17252-3616的X射线风层析成像推断出一个缓慢的风速来解释增强的遮蔽。本研究的主要目的是了解在何种条件下会发生高遮蔽。我们用流体动力学程序模拟了中子星周围的星风流动。模拟网格被用来研究吸收柱密度和X射线光变曲线对模型参数的依赖性。模拟结果和IGR J17252-3616的观测结果之间的比较提供了对这些参数的估计。我们把风的终极速度限制在500-600 km/s，把中子星的质量限制在1.75-2.15太阳质量。我们已经证实，一个缓慢的风速与一个中等的质量损失率的初始假设是有效的。中子星的质量可以通过研究它对吸积流的影响来限制。
2012-10-10 astro-ph.HE
Proton superconductivity and the masses of neutron stars
仙后座A超新星遗迹（简称Cas A）中中子星的温度演化引起了人们对中子星冷却机制的极大兴趣。特别是在中子星核心深处形成超导质子和超流中子，成为讨论的焦点。这封信的目的是为这一讨论增加一个新的方面，它集中在质子超导性和中子星质量之间的联系上。假设（目前的情况下），Cas A的温度演化在很大程度上是由超导质子控制，我们研究了一系列的现象学质子配对模型，以确定如何深入到恒星核心超导质子实际渗透。这使我们能够在Cas A中的中子星的质量和超导质子相的穿透深度之间建立一个迄今未知的关系。这种关系可以用来预测超导质子相的深度，或者相反，从超致密中子星物质中质子超导相的大小的可靠计算中确定Cas A的质量。我们强调，本文概述的策略可以应用于任何其他类似年龄的中子星，其温度可能会在几年内得到可靠的监测。高质量的中子星，如最近发现的中子星J1614-2230（$1.97 \pm 0.04\, \msun$）和J 0348 +0432（$2.01 \pm 0.04 \, \msun$），似乎特别有吸引力，因为它们的核心中有很大一部分质子可能是超导的。
2013-05-28 astro-ph.HE
Impact of accretion on the statistics of neutron star masses
我们收集了38颗具有自旋周期和实测质量的双星系统中的中子星的参数。采用Boot-strap方法，再现了分别计算各体系质量的过程，以确定观测得到的NS的真实质量分布。我们还应用了蒙特卡罗模拟，并引入了特征自旋周期20 ms，以区分毫秒级的微扰（MSP）和更少回收的微扰。MSPs的质量分布和回收率较低的废弃物的质量分布可以分别用高斯函数$\rm 1.45\pm0.42 M_{\odot}$和$\rm 1.31\pm0.17 M_{\odot} (\rm with ~ 1σ)$拟合。因此，由于再循环过程中的吸积效应，MSP质量比再循环较少的系统中的质量重$\rm \sim 0.13M_{\odot}$倍。
2013-03-27 astro-ph.HE
Recurrent fast radio bursts from collisions of neutron stars in the evolved stellar clusters
提出了描述演化星系核中心星团中中子星近距离相遇和碰撞引起的多次快速射电暴的模型。中子星子系统可能起源于致密星系核，在恒星演化和动力学演化的共同作用下演化。致密星团中的中子星可以产生短寿命的、高偏心率的双星，并在几次轨道旋转后发生碰撞。快速射电暴可能产生于近星点接近和双星合并的最后阶段。在足够密集的星团中，中子星碰撞可能非常频繁。因此，这个模型可以在原则上解释所观察到的周期性（多次）快速射电暴，类似于从源FRB 121102所观察到的。在所提出的模型的可能的观测签名可能是登记的引力波爆发的激光干涉仪LIGO/VIRGO或下一代的引力波探测器。
2017-02-04 astro-ph.HE
Prospects for Measuring Neutron-Star Masses and Radii with X-Ray Pulse Profile Modeling
模拟从热的旋转中子星观测到的X射线脉动的振幅和形状，为测量中子星性质提供了一种直接的方法。这种技术构成了即将进行的NICER和拟议的LOFT X射线任务的科学案例的重要组成部分。在本文中，我们确定的数量不同的观测，可以从脉冲轮廓建模，并表明，仅使用测辐射热脉冲轮廓是不足以打破推断的中子星半径和质量之间的简并。然而，我们也表明，对于适度旋转（300-800 Hz）的中子星，在两个不同的能量带的脉冲轮廓的分析提供了额外的限制，允许一个独特的确定的中子星的属性。利用脉冲轮廓的基波和二次谐波的分数幅值以及光谱色振荡的幅值和相位差，我们量化了为实现中子星半径的指定测量精度所需的信噪比。我们发现，在一个脉冲轮廓中累积10^6个计数足以使中子星半径的不确定性小于5%，这是确定中子星物质状态方程所需的精度水平。最后，我们正式推导出的背景限制，可以容忍的各种脉动幅度的测量作为系统参数的函数。
2014-04-30 astro-ph.HE
Observational Constraints on Neutron Star Masses and Radii
精确可靠地测量各种质量的中子星的质量和半径，将为改进密度高于核物质饱和密度的冷物质性质的模型提供有价值的指导。人们尝试或提出了几种测量中子星质量和半径的方法，包括分析静止低质量X射线双星系统和热核爆发源中中子星的X射线通量和辐射谱，拟合旋转动力毫秒双星、毫秒周期爆发振荡和吸积动力毫秒双星的能量相关X射线波形，以及测量中子星质量和半径的方法。并模拟了并合双中子星和中子星-黑洞双星系统的引力辐射波形。我们描述了这些方法的优点和缺点，其中大多数目前有大量的系统误差，并讨论了减少系统误差在每种方法的前景。
2016-04-13 astro-ph.HE nucl-th
Neutron star atmosphere composition: the quiescent, low-mass X-ray binary in the globular cluster M28
利用对球状星团M28的深Chandra观测，研究了低质量X射线双星中中子星的静态X射线发射，以约束中子星大气的化学成分和致密物质的状态方程。我们用不同的氢、氦、碳组成的中子星大气模型拟合光谱。用碳模型获得的参数值是非物理的，可以排除这种模型。氢和氦模型给出了中子星的实际参数值，并且导出的质量和半径根据大气的组成而明显不同。氢模型给出的质量/半径与1.4兆太阳和10公里的规范值一致，并允许在中子星内存在奇异物质。另一方面，氦模型提供了具有更高质量/半径的解，与最刚性的状态方程一致。通过光谱拟合测量中子星的质量/半径时，应考虑重元素大气的可能性，因为对于相同的数据，重元素大气会产生更大的质量/半径，除非吸积体的成分是独立已知的。
2012-03-26 astro-ph.HE
The masses of neutron stars
本文对中子星质量问题作一综述。在对双星系统中中子星质量的测定方法作了简要的评价之后，介绍了现有的质量测定样品，并着重介绍了一些测定得很好的情况。我们将讨论为揭示潜在分布而进行的分析，以及从中脱颖而出的一些稳健结果。讨论了起源于不同恒星演化通道的某些特殊中子星群的有关问题。我们的结论是，上世纪的范式，有一个单一的，$1.4 M_{\odot}$规模过于简单。实际上存在双峰或甚至更复杂的分布。已经证实，某些中子星的质量为$\sim 2 M_{\odot}$，而且，虽然对于自然界中产生的最大值和最小值还没有确定的结论，但该领域已经进入了一个成熟阶段，所有这些问题和相关问题很快就会得到答案。
2016-07-23 astro-ph.HE astro-ph.SR
Discovery of the neutron stars merger GW170817/GRB170817A and Binary Stellar Evolution
2017年8月17日，两颗中子星合并的多信使发现，GW 170817/GRB 170817 A，伴随着伽马射线暴和光学千诺瓦，是关于宇宙中重子成分演化的想法的胜利。尽管这一观测目前是独一无二的，但所获得的各种实验数据使我们现在有可能得出关于双中子星起源、它们的合并以及随后的电磁辐射爆发的重要理论结论。我们认为，在40 Mpc距离处发现的合并与情景机的最初计算完全一致（Lipperson等，1987）。用现代术语来说，预测的速率约为10 000 Gpc-3。
2017-10-18 astro-ph.HE
Properties of neutron star crust with improved nuclear physics: Impact of chiral EFT interactions and experimental nuclear masses
基于手征EFT相互作用的均匀物质多体计算和实验核质量的可压缩液滴方法被用来研究中子星壳的性质。八个手征EFT哈密顿和一个有代表性的唯象力（SLy 4）面临。我们发现，地壳的一些性质，例如集群质量，电荷和不对称性，主要是由接近饱和密度的对称物质性质决定的，因此主要受实验核质量的约束，而其他性质，例如，每个粒子的能量、压力、声速主要受中子物质中的低密度预测的影响，其中手征EFT和唯象力基本上不同。
2021-09-24 astro-ph.HE nucl-th
Reconstructing Masses of Merging Neutron Stars from Stellar $R$-Process Abundance Signatures
中子星合并（NSMs）是快速中子俘获（“$r$ -”）过程的有希望的天体物理场所，但它们的综合产额能解释银河系中大多数重元素物质吗？解决这个问题的一种方法是利用一种向前的方法，传播NSM率和产量以及恒星形成率，最后将这些结果与观测到的$r$过程丰富，金属贫乏的恒星的化学丰度进行比较。在这项工作中，我们采取逆的方法，利用$r$ -过程元素丰度比的贫金属星作为输入，重建的属性-特别是质量--的中子星（NS）的双祖先的$r$ -过程的明星。这种新颖的分析提供了一个独立的途径，研究人口的原始中子星双星系统，合并和生产的$r$工艺材料纳入银河系贫金属晕星。我们使用通常与有限$r$过程和锕系元素区域相关的元素与镧系元素区域中的元素的比率（即，Zr/Dy和Th/Dy）以探测祖细胞合并物的NS质量。我们发现，NSMs可以占所有$r$过程中的金属贫星显示$r$过程签名的材料，同时再现当今的双NS（DNS）系统的分布。然而，大多数$r$过程增强的恒星（$r$ -II恒星）本身需要非常不对称系统的原始NSM，与银河系中的现有系统截然不同。由于这种分析是依赖于模型的，我们还探索了与未来预期有关的潜在理论和观测更新的变化，并评论了这些变化如何影响我们的结果。
2020-10-04 astro-ph.HE
Low-luminosity stellar wind accretion onto neutron stars in HMXBs
讨论了大质量X射线双星中旋转磁化中子星的类球形沉降吸积特征及其应用。当等离子体冷却时间大于从引力俘获半径开始的自由落体时间时，风吹HMXB中会发生沉降吸积，这在低光度$L_x\lesssim 4\times 10^{36}$ erg/s的HMXB中也会发生。我们简要回顾了沉降吸积的影响，重点是SFXT现象，这可能与中子星磁层上方的准球形对流壳层的不稳定性，由于磁重联快速暂时磁化风从OB超巨星。如果一个年轻的中子星在风馈HMXB中快速旋转，准球形热壳层中的螺旋桨状态就会发生。我们发现，神秘的$γ$ Cas Be星的X射线光谱和时间特性是一致的失败的解决吸积制度到一个推进中子星。$γ$ Cas及其类似物的后续演化阶段应该是由低光度慢旋转X射线双星组成的X Per-type双星。
2017-01-02 astro-ph.HE
Galactic Double Neutron Star total masses and Gaussian mixture model selection
Huang等人[arXiv：1804.03101]分析了15颗已知的银河系双中子星（DNS）的总质量。他们建议存在两个子群体，并报告基于似然性的偏好，一个单一的高斯分布的双组分高斯混合模型。本文对该数据集的模型选择提供了一个谨慎的观点：特别是对于这样一个小样本量，纯似然比检验可能会鼓励过度拟合。这可以通过惩罚具有更多自由参数的模型来避免。重新检查高斯混合模型类内的DNS总质量数据集，这可以通过几个简单且完善的统计测试来实现，包括信息标准（AICc，BIC），交叉验证，贝叶斯证据比和惩罚EM测试。虽然这种重新分析证实了基本的发现，即双组分混合物与数据一致，但模型选择标准始终表明，与单组分拟合相比，没有强烈的偏好。将需要更多的DNS发现来解决亚种群的问题。
2019-02-01 astro-ph.HE
The Relativistic Inverse Stellar Structure Problem
相对论性恒星（其状态方程是已知的）的可观测宏观性质可以通过求解爱因斯坦方程得出的恒星结构方程来预测。然而对于中子星，我们对状态方程的了解很少，因此如果不以某种方式对状态方程的最高密度部分进行建模，直接的恒星结构问题就不能得到解决。这次演讲将描述最近的工作，发展一个模型独立的方法来确定高密度中子星状态方程，通过解决恒星结构逆问题。这种方法利用了爱因斯坦方程提供了状态方程和由该材料组成的恒星的宏观观测值之间的确定性关系。这个演讲说明了这种方法将如何能够确定的中子星状态方程的高密度部分与百分之几的准确性时，只有两个或三个中子星的质量和半径的高质量测量变得可用。这个演讲还将表明，这种方法可以用于测量其他宏观观测，如质量和潮汐变形，这可以（原则上）测量的引力波观测的双中子星合并。
2014-02-01 astro-ph.HE
Systematic Uncertainties in the Spectroscopic Measurements of Neutron-Star Masses and Radii from Thermonuclear X-ray Bursts. I. Apparent Radii
低磁场中子星的质量和半径可以通过组合从热核X射线爆发期间的X射线光谱获得的不同可观测量来测量。其中一个量是每颗中子星的视半径，这是根据在爆发的冷却尾期间测量的X射线通量和光谱温度推断出来的，当时热核闪光被认为已经吞没了整个恒星。本文分析了从12个源观测到的446个X射线爆发的13，095个X射线谱，以评估中子星视半径测量中可能的系统效应。我们首先表明，绝大多数观察到的X射线光谱是一致的黑体函数在百分之几。我们发现大多数X射线爆发遵循X射线通量与温度之间的非常确定的相关性，这与整个中子星表面在冷却尾期间均匀发射是一致的。我们开发了一种贝叶斯高斯混合算法来测量这些源中中子星的表观半径，同时检测和排除少量的X射线爆发，表现出不规则的冷却行为。该算法还为我们提供了测量中的系统不确定度的定量测量。我们发现，这些误差的光谱测定中子星半径的X射线暴的冷却尾巴中的系统效应所引入的范围为$\simeq 3-8$ %。只要到每个源的距离的不确定性和X射线探测器的绝对校准不支配误差预算，这样的小误差就足以区分不同的状态方程。
2012-01-05 astro-ph.HE
The Nuclear Equation of State and Neutron Star Masses
中子星是研究致密物质的宝贵实验室。最近的观测发现了大质量和低质量的中子星，也对中子星的半径进行了限制。由于中子星最大质量的存在，最大质量的测量对高密度状态方程有很大的影响。最小质量的测量和质量的分布对中子星的祖先和形成机制有意义。质量和半径观测的集合可以现实地限制致密物质的性质，特别是核饱和密度附近的核对称能的行为。同时，各种核实验正在逐步限制描述核物质状态方程对称性的参数范围。此外，纯中子物质的新理论研究也提供了新的见解。这些对致密物质的观测、实验和理论限制，当结合在一起时，现在正揭示出一种显着的趋同。
2013-05-15 astro-ph.HE nucl-th
Hyperaccreting Disks around Neutrons Stars and Magnetars for GRBs: Neutrino Annihilation and Strong Magnetic Fields
通过中微子辐射冷却的中子星或磁星周围的超吸积盘可能是伽玛暴的潜在中心引擎。在吸积率相同的情况下，中子星盘比对应的黑洞能更有效地冷却，产生更高的中微子光度和中微子湮灭光度。中子星表面的边界层也能增加湮灭光度。沿着恒星两极，中微子湮灭可以产生超相对论性喷流。此外，我们还研究了强磁场对磁星周围圆盘的影响。一般来说，较强的磁场会产生较高的盘密度、压力、温度和中微子光度;中微子湮灭机制和提取恒星旋转能量的磁驱动脉冲星风可以共同作用，沿着恒星的磁极产生和馈送更强的超相对论性喷流。
2010-09-08 astro-ph.HE
On the Mass Distribution and Birth Masses of Neutron Stars
利用贝叶斯统计技术，我们研究了不同双星群体中中子星质量的分布。特别是，我们探讨的差异，中子星质量的来源，经历了不同的演化路径和吸积插曲。我们发现非循环食双星中中子星的质量分布和慢中子星的质量分布都接近于它们的诞生质量，它们的平均质量为1.28太阳质量，色散为0.24太阳质量。这些值与在核心坍缩超新星中形成中子星的预期是一致的。另一方面，双中子星，这也被认为是接近它们的出生质量，有一个更窄的质量分布，峰值为1.33 M太阳，但只有0.05 M太阳的色散。如此小的分散不容易理解，也许指向一个特殊和罕见的形成通道。已回收的中子星的质量分布的平均值为1.48 M_solar和0.2 M_solar的色散，与它们经历了扩展的质量吸积事件的预期一致。事实上，在推断的分布中，只有很小一部分回收的中子星的质量超过~2 M太阳能，这表明只有少数这些中子星越过质量阈值形成低质量黑洞。
2012-09-07 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Symmetry energy: nuclear masses and neutron stars
我们描述了我们最近的Hartree-Fock-Bogoliubov核质量模型的主要特点，基于16参数广义Skyrme力。它们已被拟合到2012年原子质量评估的数据中，并倾向于对称系数J的值为30 MeV，相应的均方根偏差为0.549 MeV。我们发现这一结论与中子皮厚度的测量是一致的。通过约束潜在的相互作用，以适应各种状态方程的中子物质计算{ \it从头算}我们的模型是很好地适应一个现实的和统一的治疗的所有地区的中子星。我们用我们的模型计算了组成、状态方程、质量半径关系和最大质量。与观测到的中子星相比，J = 30 MeV的值更合适。
2013-09-11 astro-ph.HE nucl-th
Masses of neutron stars and nuclei
我们基于广义Skyrme泛函计算了三种不同状态方程下中子星的最大质量，这些泛函同时拟合了2003年的所有核质量数据（在所有三种情况下的均方根偏差为0.58 MeV）和纯中子物质的三种不同状态方程中的一种或另一种，每一个由不同的多体计算确定，使用现实的两体和三体相互作用，但导致显着不同程度的刚度在高密度普遍在中子星内部。对质量为1.97 $\pm$ 0.04 $\mathcal{M}_{\odot}$的中子星的观测消除了我们模型中最软的（BSK 19），但不能区分BSK 20和BSK 21。然而，自从我们的模型构建以来，已经进行的核质量测量强烈支持我们最严格的泛函BSK 21。
2011-12-13 astro-ph.HE nucl-th
Stellar properties indicating the presence of hyperons in neutron stars
GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung（GSI亥姆霍兹重离子研究中心）；Helmholtz Forschungsakademie Hessen für FAIR (HFHF)（黑森FAIR亥姆霍兹研究院）；Department of Physics and Astronomy, Ruprecht-Karls-Universität Heidelberg（海德堡大学物理与天文系）；Heidelberger Institut für Theoretische Studien (HITS)（海德堡理论研究所）；Departament de Física Quàntica i Astrofísica and Institut de Ciències del Cosmos, Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学量子天体物理学系及宇宙科学研究所）；Departamento de Física Fundamental and IUFFyM, Universidad de Salamanca（萨拉曼卡大学基础物理系及理论与物质物理研究所）；Space Sciences, Technologies and Astrophysics Research (STAR) Institute, Université de Liège（列日大学空间科学与技术天体物理研究（STAR）研究所）；Institut d’Astronomie et d’Astrophysique, CP-226, Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学天文与天体物理研究所）；Observatoire astronomique de Strasbourg, CNRS, Université de Strasbourg（斯特拉斯堡天文台，法国国家科学研究中心，斯特拉斯堡大学）；LUX, CNRS, Observatoire de Paris, Université PSL, Université Paris Cité（卢克斯实验室，法国国家科学研究中心，巴黎天文台，巴黎文理研究大学，巴黎西岱大学）
研究通过中子星质量-半径关系和潮汐变形性特征，揭示超子存在对中子星物态方程的影响。
2026-01-27 astro-ph.HE nucl-th
Evolutionary Origins of Binary Neutron Star Mergers: Effects of Common Envelope Efficiency and Metallicity
该研究利用MESA代码模拟不同参数下的双星演化，探明双中子星并合的形成通道与效率，揭示了中子星质量、共包层效率、金属丰度及超新星初始反冲对其形成的影响规律。
2023-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Masses of Neutron Stars in High-Mass X-ray Binaries with Optical Astrometry
确定中子星（NS）内部物质的类型一直是天体物理学的长期目标。尽管如此，大多数预测最大质量在1.4-2.8太阳质量范围内的NS状态方程（EOS）仍然可行。迄今为止，大多数精确的NS质量测量显示接近1.4太阳质量的值，但对超大质量NS的可靠测量将限制EOS的可能性。在这里，我们研究如何在微弧秒水平的光学天体测量可以用来映射出的轨道的高质量X射线双星（HMXB），导致NS质量的严格限制。虽然Unwin及其同事和Tomsick及其同事以前的研究讨论了未来空间干涉测量任务应该能够进行这种测量的事实，但目前的工作描述了6个HMXB系统的详细模拟，包括对所有轨道参数的预测约束。我们发现，直接NS质量可以测量到的准确度为2.5%（1西格玛）在最好的情况下（X每），船帆座X-1的6.5%，和10%的其他两个HMXB。
2010-06-24 astro-ph.HE astro-ph.IM
Dynamical Formation of Scalarized Black Holes and Neutron Stars through Stellar Core Collapse
在一类标量-高斯-邦纳引力中，黑洞和中子星可以经历自发标量化--由标量场和时空曲率之间的非最小耦合引起的快子不稳定性触发的强引力相变。到目前为止，对这一现象的研究主要局限于对快子不稳定性和稳态标度黑洞和中子星的研究。到目前为止，还没有提出孤立标度黑洞和中子星形成的现实物理机制。我们研究，第一次，球对称的完全非线性恒星核坍缩到一个黑洞和一个中子星的标量高斯Bonnet理论允许一个自发标量化。我们发现，核心坍缩可以产生标度化黑洞和标度化中子星开始与非标度化的祖星。到达最终（非）标量化状态的可能路径相当丰富，导致观察表现的有趣可能性。
2021-10-15 astro-ph.HE gr-qc
Equation of state constraints from nuclear physics, neutron star masses, and future moment of inertia measurements
我们探索的约束条件的状态方程（EOS）的丰中子物质的基础上的微观计算核密度和观测的中子星。在以前的工作中，我们表明，预测的基础上，现代核相互作用的手征有效场论和两个太阳质量的中子星的观测结果在一个强大的不确定性范围内的中子星半径和EOS在很宽的密度范围。在这项工作中，我们扩展了这项研究，采用Hebeler等人的分段多面体扩展以及Greif等人的声速模型，表明中子星的转动惯量测量可以显著改善对物态方程和中子星半径的约束。
2020-10-07 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Nucleon Effective Masses in Neutron-Rich Matter
由于丰中子核物质中等矢量强相互作用的时空非定域性，文献中使用了各种等矢量核子有效质量来表征核子对称势或自能的动量/能量依赖性.核子等矢量有效质量的多方面研究具有多学科性质。除了原子核的结构、质量和低激发态以及核反应外，研究高能电子和质子在重核上的散射引起的原子核中短程关联的同位旋依赖性也有助于理解核子的有效质量，特别是富中子物质中的E质量。对各种核子有效质量的深入了解对核物理和天体物理中许多有趣的问题有着多重的影响。我们回顾了近年来核物理界在解决一些关于核子有效质量的激烈争论和长期存在的问题方面取得的一些重大进展，特别是在稠密的富中子物质中。
2018-01-04 astro-ph.HE hep-ex hep-ph
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
Mass and radius formulas for low-mass neutron stars
中子星是大质量恒星死亡时产生的，通常被认为是巨大的富中子核。这幅图与低质量（低于太阳质量）的中子星特别相关，在那里预计不会出现非核子成分。由于核子物质的饱和性质，原子核的经验质量和半径可以近似地表示为原子质量数的函数，从而形成著名的原子核液滴图。然而，即使在低质量范围内，也不能直接表示中子星的质量和半径，因为在低质量范围内，结构是由富中子核子物质的压力和重力之间的平衡决定的。如果能同时测量质量和半径，这样的表达式将非常有用。在这里，我们成功地构建了理论公式的质量和半径的低质量中子星从各种模型是一致的经验质量和半径的稳定核。在这个过程中，我们发现了一个新的状态方程参数，它表征了低质量中子星的结构。这一参数在将实验室原子核的质量-半径关系与天体的质量-半径关系联系起来方面起着关键作用，但在今后对低质量中子星的观测中可能会受到限制。
2014-03-31 astro-ph.HE nucl-th
Stellar wind accretion and accretion disk formation: applications to neutron star high mass X-ray binaries
最近的X射线观测揭示了高质量X射线双星的复杂性和多样性。这种多样性挑战了对致密物体吸积过程的经典理解。在这项研究中，我们加强了传统的概念，风馈吸积到中子星的性质考虑的几何效应的辐射加速风，并重新评估输送角动量通过使用一个简单的风模型。我们的结果表明，即使在由星风供给的OB型HMXB中，如果双星分离足够紧密和/或星风缓慢，由于星风的不均匀性，大量的角动量也可以被输送形成吸积盘.我们将我们的模型应用到实际的系统，如LMC X-4和OAO 1657-415，并讨论在这些系统中形成盘的可能性。
2019-03-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Ways to constrain neutron star equation of state models using relativistic disc lines
利用中子星低质量X射线双星吸积盘的相对论谱线可以模拟出吸积盘的内缘半径。这个半径的一个小的值暂时意味着盘终止于中子星的硬表面，或者终止于最内层的稳定圆轨道（ISCO）。因此，一个推断的光盘内边缘半径提供恒星半径，或可以直接约束恒星状态方程（EoS）模型使用理论计算的ISCO半径的快速旋转的中子星的时空。然而，这一过程需要数值计算的恒星和ISCO半径的各种EoS模型和中子星配置使用适当的快速旋转的恒星时空。我们用广义相对论方法计算了大约16000个稳定的中子星结构，以探索和建立上述过程，并指出Kerr时空不足以达到这一目的。我们的工作系统地研究了用相对论盘线约束EoS模型的方法，并将激励未来的X射线天文仪器。
2011-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
The Golden Era of Neutron Stars: from Hadrons to Quarks
中子星最早是在30年代初被提出的，60年代末被发现为中子星;然而，直到最近，我们才开始了解它们所包含的物质。本次演讲描述了中子星内部液体的一致性图像的持续发展，由四个进展驱动：两个重中子星的观测与质量$\simeq$ 2.0太阳质量;质量和半径的推断同时为越来越多的中子星在低质量X射线双星，未来的测定通过NICER天文台;通过引力波和电磁波谱观测到的中子星合并双星GW 170817，以及QCD中对核物质如何在内部转变为去限制夸克物质的新认识。我们描述了现代夸克-强子交叉状态方程QHC 18和相应的中子星，它们与目前的观测结果符合得很好。
2019-02-04 astro-ph.HE nucl-th
Testing dark decays of baryons in neutron stars
我们表明，观察质量大于一个太阳质量的中子星放置任何外来的中子衰变模式，可以解释之间的差异束和瓶测量的中子寿命的严格要求。如果中子可以衰变为稳定的、弱相互作用的暗费米子，那么中子星的最大可能质量是0.7个太阳质量，而所有测量良好的中子星质量都超过一个太阳质量。因此，$2 M_\odot$中子星的存在表明，任何超越标准模型的中子寿命之谜的解释都需要暗物质是具有高度约束相互作用的多粒子暗扇区的一部分。
2018-07-09 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Three-Dimensional General-Relativistic Hydrodynamic Simulations of Binary Neutron Star Coalescence and Stellar Collapse with Multipatch Grids
本文提出了一个新的三维广义相对论流体动力学演化方案，该方案能够有效地模拟恒星坍缩、孤立中子星、黑洞形成和双中子星合并等过程.我们利用一组自适应曲线线性网格（多面体）加上通量守恒的细胞为中心的自适应网格细化。这使我们能够显着扩大我们的计算域，同时仍然保持高分辨率的引力波提取区，恒星的外层，或合并中子星的质量喷射区域。流体演化与高分辨率的激波捕获有限体积计划，而时空的几何演变使用四阶有限差分。我们采用了多速率龙格-库塔时间积分方案的效率，发展的流体与二阶和时空几何与四阶积分，分别。我们验证了我们的代码的一些基准问题：旋转恒星坍缩模型，激发中子星，中子星坍缩成黑洞，和二元中子星合并。测试问题，特别是后者，极大地受益于更高的分辨率在重力波提取区，因果断开的外边界，和应用柯西特征重力波提取。我们表明，我们能够提取收敛的引力波模式（l，m）=（6，6）。这项研究铺平了道路，更现实和详细的研究紧凑的对象和恒星坍缩在全三维和大型计算域。本文讨论的多面体基础设施和网格细化和流体动力学代码的改进将作为开源爱因斯坦工具包的一部分提供。
2012-12-05 astro-ph.HE gr-qc
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
The Effect of Supernova Convection On Neutron Star and Black Hole Masses
我们对驱动核心坍缩超新星的对流引擎范例的理解已经被用于预测恒星坍缩的残余质量分布20年了。这些预测随着我们对这个引擎的了解的增加而改进。本文综述了恒星坍缩过程中对流（特别是对流增长率）的研究现状，并研究了其对恒星剩余质量分布的影响。我们展示了中子星和黑洞之间的质量间隙的深度如何有助于探测这种对流增长。我们包括恒星结构和恒星燃烧引起的对流种子的随机性的影响的研究。我们研究了旋转的作用及其对不稳定质量间隙的影响。在将恒星自转限制在紧双星中的情况下，我们确定了自转对残余质量分布的影响。
2022-04-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Solving the relativistic inverse stellar problem through gravitational waves observation of binary neutron stars
LIGO/Virgo合作最近宣布直接探测到中子星双星合并时发射的引力波。这一发现首次为物质在超核密度下的行为设定了新的约束，与电磁波段的天体物理观测结果相辅相成。本文论证了利用引力信号求解相对论性恒星反问题的可行性，即由恒星质量和勒夫数的测量值重建物态方程的参数。我们进行贝叶斯推断的模拟数据，根据不同的模型的恒星内部组成，通过分段多面体建模。我们的分析表明，少量的源的先进的干涉仪网络的检测将允许把准确的界限上的EoS参数，并在文献中提出的现实的状态方程进行模型选择。
2018-04-16 astro-ph.HE gr-qc
Cooling of neutron stars and hybrid stars with a stiff hadronic EoS
在中子星的“核介质冷却”方案中，所有可靠的已知温度-年龄数据，包括仙后座A和XMMU-J 1732超新星遗迹中的中心致密天体的数据，都可以用一组冷却曲线很好地解释，这些曲线是通过在典型观测质量范围内恒星质量的变化获得的。最近测量到的两颗中子星PSR J 1614 -2230和PSR J 0348 -0432的高质量，以及PSR J 0737 - 3039 B和PSR J 1756 -2251的伴星的低质量，为质量在$\sim 1.2$到2 $M_\odot$之间的中子星的存在提供了独立的证据。$M>2 M_{\odot}$值要求中子星物质有足够刚性的状态方程。我们调查的一组中子星冷却曲线的反应，以硬化的核物质状态方程，使最大质量约$2.4 M_\odot$将是可访问的，并解除限制相变，从这样的硬核物质在外核的彩色超导夸克物质在内核。在不重新调整冷却输入的情况下，覆盖刚性DD 2状态方程的所有冷却数据所需的质量范围应包括用于描述CasA快速冷却的$2.426 M_\odot$的质量，而夸克物质核的存在加速了冷却，因此CasA冷却数据用质量为$1.674 M_\odot$的混合星来描述。
2015-03-16 astro-ph.HE nucl-th
Neutron star masses in $R^{2}$-gravity
本文讨论了在$R^{2}$ -引力中存在引力质量的不等价定义的问题。本文提出了几种引力质量的定义，并讨论了它们之间的形式关系。然后，我们考虑一个静态和球对称的中子星的具体情况下，数值求解几个值的模型的自由参数的运动方程。我们比较的质量半径关系的特点得到的每一个定义的引力质量，我们评论他们的依赖于自由参数。然后，我们认为$R^{2}$ -引力是讨论一般修正引力理论中引力质量的不等价定义的存在性的一个有价值的代理，并对一般情况给出了一些评论。
2019-11-14 astro-ph.HE gr-qc
Mapping dynamical ejecta and disk masses from numerical relativity simulations of neutron star mergers
我们提出了拟合公式的动力学喷出物的性质和残余磁盘质量从最大的数值相对论模拟的样本。所考虑的数据包括一些最新的模拟与微物理核状态方程（EOS）和中微子输运以及其他结果与多方EOS在文献中。我们的分析表明，广泛的功能的动态喷出物和磁盘的属性可以捕获拟合表达式，依赖于质量比和约化潮汐参数。文献数据的对比分析表明，微物理和中微子吸收的动力学喷出物的性质有显着的影响。微物理核状态方程导致平均速度小于多方状态方程，而包括中微子吸收导致较大的平均喷出物质量和电子分数。因此，微物理和中微子输运是必要的，以获得定量模型的喷出物的二元参数。
2021-11-11 astro-ph.HE gr-qc
S-wave kaon condensation in neutron-star matter within a chiral model framework with dynamical meson masses
Center for Nuclear Research, Department of Physics, Kent State University（肯特州立大学核研究中心物理系）；Department of Physics, Kent State University（肯特州立大学物理系）；Department of Physics, MRPD Government College Talwara（塔尔瓦拉MRPD政府学院物理系）；Department of Physics, University of Houston（休斯顿大学物理系）；Department of Physics, Catholic Institute of Technology（天主教理工学院物理系）；Universidade Federal Fluminense（弗鲁米嫩塞联邦大学）；ICRANet（国际相对论天体物理中心网络）
本文基于改进的手征平均场模型研究了双星物质中S波K介子凝聚，分析了超子、μ子和K介子凝聚对方程状态、中子星质量和半径关系及热演化的影晌，探讨了介子质量与模型参数对凝聚起始密度的影响。
2026-03-23 astro-ph.HE nucl-th
Combining Electromagnetic and Gravitational-Wave Constraints on Neutron-Star Masses and Radii
我们执行联合贝叶斯推断的中子星质量和半径的约束条件的基础上GW 170817，静态低质量X射线双星（QLMXB），光球半径膨胀X射线爆发（PRE），和X射线定时观测J 0030 +0451的观测。使用该数据集，先验分布的形式仍然对后质量-半径（MR）曲线和状态方程（EOS）有影响，但这种影响小于最近单独考虑QLMXB时获得的影响。我们分析了电磁数据的一致性，包括“内在散射”的不确定性的贡献，并发现只有轻微的扩大后验。这表明，引力波和电磁观测的中子星结构提供了一个一致的图片的中子星质量半径曲线和状态方程。
2020-11-17 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Stellar neutron capture reactions at low and high temperature
天体物理学反应速率的确定需要根据流体静力学和爆炸燃烧的条件而采用不同的方法。这里的重点是辐射中子俘获反应的天体物理反应速率。相关的核合成过程不仅涉及s-过程，而且涉及i-、r-和$γ$ -过程，从核的角度来看，它们主要在中子和核的相对相互作用能以及所涉及的核的核能级密度方面有所不同。重点放在低温和高温反应之间的差异。在这些反应速率的预测和测量可能的并发症进行说明，并解决理论和实验之间的联系。
2022-11-06 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Neutron Star Masses and Radii from Quiescent Low-Mass X-ray Binaries
我们进行了系统的分析，中子星半径的限制，从五个静态的低质量X射线二进制文件，并检查他们如何依赖于测量他们的距离和数量的干预吸收材料，以及他们假设的大气成分。我们构建和校准发表的结果的半解析模型的中子星大气近似这些影响的预测质量和半径。从静止源的氢-大气光谱拟合建立的质量和半径概率分布开始，我们应用这个模型来计算交替的概率分布。我们进行贝叶斯分析，以估计中子星质量半径曲线和状态方程（EOS）参数，最适合每组分布，假设存在一个已知的低密度中子星地壳EOS，一个简单的模型，高密度EOS，因果关系，和观察到的中子星最大质量超过$2~M_\odot$。我们计算的后验概率为每组距离测量和假设的吸收和成分。我们发现，在我们的假设和我们的参数化EOS模型的背景下，一些吸收模型是不利的。我们发现，相对于那些具有强相变的奇异物质，由强子组成的中子星更受青睐。此外，所有五颗恒星都有氢大气的模型被发现不太受欢迎。我们最有可能的模型预测的中子星半径是一致的，与目前的实验结果，核子-核子相互作用的性质附近的核饱和密度。
2014-03-19 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
The Stellar Ages and Masses of Short GRB Host Galaxies: Investigating the Progenitor Delay Time Distribution and the Role of Mass and Star Formation in the Short GRB Rate
[摘要]我们提出了19个短伽玛暴宿主星系的光学和近红外观测，旨在测量它们的恒星质量和人口年龄。本研究的目的是评估短伽玛暴是否跟踪星系的恒星质量分布，调查祖延迟时间分布，并探讨长，短伽玛暴祖之间的任何连接。利用单颗恒星星族模型，我们推断质量log（M/M_sun）=8.8-11.6，星族年龄τ =0.03-4.4 Gyr。假设恒星星族的年龄等于宇宙的年龄，我们进一步推断出最大质量log（M/M_sun）=9.7-11.9。将恒星质量分布与一般星系质量函数进行比较，我们发现只有当晚型宿主通常具有最大质量时，短伽玛暴才能跟踪宇宙恒星质量分布。然而，与早期和晚期星系对宇宙恒星质量预算的同等贡献相比，早期型宿主明显缺乏。这些结果表明，恒星质量可能不是唯一的参数控制短伽玛暴率，并提高了质量和恒星形成两个组件模型的可能性发挥作用。如果晚型星系中的短伽玛暴确实跟踪了恒星形成活动，则产生的典型延迟时间为~0.2 Gyr，而早型宿主中的短伽玛暴典型延迟时间为~3 Gyr。使用相同的恒星星族模型，我们拟合了22个长伽玛暴宿主的数据，发现它们具有较低的质量和较年轻的星族年龄，分别为<log（M/M_sun）>=9.1和<tau>=0.06 Gyr;它们的最大质量也同样较低，<log（M/M_sun）>=9.6。最重要的是，即使我们只考虑短GRB的恒星形成宿主，这两个宿主群体仍然是不…
2010-09-06 astro-ph.CO astro-ph.HE
New Universal Relations for Magnetized Neutron Stars
Chulalongkorn University（朱拉隆功大学）；University of Virginia（弗吉尼亚大学）；Sapienza Università di Roma（罗马第一大学）；INFN, Sezione di Roma（意大利国家核物理研究所罗马分部）
本文针对磁化中子星，经二阶微扰处理磁场效应，发现磁偶极矩与恒星致密性的精确普适关系，及磁偶极矩、磁场诱导四极矩与椭率的近似普适关系，相关关系可用于磁化中子星双天体引力波信号分析。
2026-08-10 astro-ph.HE gr-qc
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
The Equation of State from Observed Masses and Radii of Neutron Stars
我们从六颗中子星的非均匀数据集确定了经验稠密物质状态方程：Ozel等人研究的三个I型X射线爆发，光球半径膨胀，和三颗短暂的低质量X射线双星我们严格评估的质量和半径的决定，从X射线爆发源，并明确显示系统的不确定性，如光球半径在着陆，影响最可能的质量和半径。我们引入了一个参数化的状态方程，并使用马尔可夫链蒙特卡罗算法在贝叶斯框架内，以确定核参数，如不可压缩性和密度依赖的体对称能量。使用这个框架，我们表明，第一次，这些参数，预测完全基于天体物理观测，都在预期的范围内从核系统学和实验室实验。我们发现中子星的质量-半径关系的重要限制，因此对致密物质的压力-密度关系。在饱和密度附近的对称能和状态方程是软的，因此当M=1.4 Msun时，中子星的半径相对较小，约为11-12 km.然而，预测的状态方程在更高的密度下变硬，我们首选的X射线爆发模型表明，中子星的最大质量相对较大，为1.9-2.2 Msun。我们的结果意味着几个常用的状态方程是不一致的观察。
2010-09-09 astro-ph.HE nucl-th
Relativistic Mean-Field Models with Scaled Hadron Masses and Couplings: Hyperons and Maximum Neutron Star Mass
本文用相对论平均场方法研究了任意同位素组成的冷核物质的状态方程，强子质量和耦合常数自洽地依赖于标量平均场。所有强子的质量都随标量场的增大而普遍减小，而介子-核子耦合常数则有不同的变化。更具体地说，我们专注于两个修改的KVOR模型研究以前。该模型的一个扩展（KVORcut）表明，如果标量场幅度随密度的增加从上面有界于饱和核密度以上的重子密度的某个值，则状态方程变硬。如果核子矢量-介子耦合常数作为标量场的函数而迅速变化，稍高于所需值，则可以实现这一点。另一个版本的模型（MKVOR）利用了在核饱和密度下较小的核子有效质量值和由核子等矢量-介子耦合常数的强烈变化引起的同位旋非对称物质中标量场的饱和，该耦合常数是标量场的函数。讨论了中子星内部物质超电离的可能性。我们的状态方程满足大多数已知的经验约束，包括压力-密度约束的重离子碰撞，直接Urca约束，引力重子质量的脉冲星J 0737 - 3039 B的约束，和中子星的最大质量的约束。
2016-03-16 astro-ph.HE nucl-th
Masses, Radii, and Equation of State of Neutron Stars
我们总结了我们目前对中子星质量和半径的认识。最近的仪器和计算的进步导致了快速增加的发现率和精确计时的射电双星在过去几年中，导致大量的质量测量。这些发现表明，中子星的质量分布比以前认为的要宽得多，现在有3颗已知的中子星的质量在1.9-2.0 Msun的范围内。就半径而言，X射线卫星提供的大量高质量数据集以及理论建模方面的重大进展导致测量取得了相当大的进展，使测量范围达到9.9-11.2公里，并由于对系统误差来源的更好理解而缩小了测量的不确定性。大质量中子星的发现，更严格的半径测量，以及对致密物质性质的改进的实验室限制，已经对我们理解密度高于原子核的冷核物质的组成和整体性质产生了重大影响，这是现代物理学中一个尚未解决的主要问题。
2016-03-08 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Cooling of neutron stars with stiff stellar matter
最近关于高质量（$\sim 2~ M_\odot$）中子星PSR J 1614 -2230和PSR J 0348 -0432的证据要求中子星物质具有刚性状态方程（EoS）。致密星（CS）与硬强子EoS的热演化需要应用的“核介质冷却”的情况下，选择适当的质子间隙配置文件连同介质中的影响（如π软化）的冷却机制，以实现满意的解释所有现有的观测数据的温度-年龄关系的CS。在这里，我们专注于两个例子，从\cite{Grigorian:2016leu}的刚性强子EoS没有（DD 2 EoS）和（DD 2 vex）排除体积校正。
2017-02-04 astro-ph.HE nucl-th
Phase transition and stiffer core fluid in neutron stars: Effects on stellar configurations, dynamical stability, and tidal deformability
在这项工作中，我们调查的相变和更硬的流体在中子星的核心上的静力平衡配置，动力稳定性和潮汐变形的影响。为此，考虑到在核心和信封中的流体遵循相对论多方状态方程。我们发现，相变和更硬的流体在核心将反映在总质量，半径，声速，核心半径，径向稳定性与缓慢和快速转换的界面，和潮汐变形。我们还研究了啁啾质量为GW $170817$的中子星系统的无量纲潮汐形变$Λ_1$和$Λ_2$。最后，我们将我们的结果与观测数据进行对比，以显示相变和更硬的核心流体在中子星研究中可能发挥的作用。
2023-02-22 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
Influence of stellar compactness on finite-temperature effects in neutron star merger simulations
本文通过全广义相对论并合模拟，研究状态方程有限温度部分的不确定性及其与冷状态方程刚度的相互作用，发现$M^*$参数选择影响残骸热性质和引力波峰值频率（差异达190赫兹），特定参数组合可显著增强动力学喷射物。
2023-06-22 astro-ph.HE gr-qc
