Modified TOV in gravity's rainbow: properties of neutron stars and dynamical stability conditions
本文考虑球对称度规，在宇宙学常数存在的情况下，在$(3+1)-$维引力彩虹中导出恒星的流体静力平衡方程。然后，我们将流体静力平衡方程推广到$d$维，得到了这种引力下的流体静力平衡方程。同时，利用微观计算得到的中子星物质的现代物态方程，得到了中子星的最大质量。值得注意的是，本文考虑了彩虹函数对中子星质心质量密度（$M$ - $ρ_{c}$）关系图和质量半径（$M$ - $R$）关系图的影响。我们还研究了彩虹函数对中子星的史瓦西半径、平均密度、引力强度和引力红移等性质的影响。然后，我们将宇宙学常数应用到这个理论中，得到了这些恒星的$M$ - $ρ_{c}$（或$M$ - $R$）图和其它性质。其次，我们研究了引力虹中这类恒星的动力学稳定性条件，证明了这类恒星具有动力学稳定性。我们还得到了中子星的质量与普朗克质量的关系。此外，我们还将理论结果与观测数据进行了比较。
2016-09-16 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Compact static stars in minimal dilatonic gravity
在本文的\cite{Fiziev14}版本中，我们首次给出了相对论静态球对称星在最小电子引力模型（MDG）下的基本方程和关系式。这个模型是{ \em局部}等价于f（R）引力理论，并使用$Φ$上的Branse-Dicke模型给出了暗物质和暗能量效应的另一种描述。为了概述SSSS的MDG模型的基本性质，并将它们与广义相对论的结果进行比较，在本文中，我们使用的相对论状态方程（EOS）的中子物质作为一个理想的费米中子气体在零温度下。我们克服了众所周知的困难的物理学的SSSS在f（R）理论的重力\cite{Felice10,Berti}应用新的高度非平凡的非线性边界条件，这取决于全球性的解决方案和EOS。我们还介绍了两对新的概念：宇宙能压密度和介子能压密度，以及它们的两个新的状态方程：宇宙学状态方程（CEOS）和介子状态方程（DEOS）。本文首次介绍了SSSS的电子球（简称disphere）。利用几种中子星的实际物态方程：SLy，BSK 19，BSK 20和BSK 21，以及目前观测到的两太阳质量极限，导出标量场质量$m_Φ\sim 10^{-13} eV/c^2 ÷4\times 10^{-11} eV/c^2$的估计.因此，本文件反映了本专题的一些最新发展。
2017-08-11 gr-qc hep-th math-ph
Neutron stars in $f(R,T)$ gravity with conserved energy-momentum tensor: Hydrostatic equilibrium and asteroseismology
在具有守恒能量动量张量的$f(R,T)$引力框架下，考虑多方状态方程，研究了球对称相对论性恒星的平衡和径向稳定性.修正的恒星结构方程和钱德拉塞卡脉动方程都是针对$f(R,T)= R+ h(T)$重力模型推导出来的，其中函数$h(T)$采取了特定的形式，以保证能量动量张量的守恒方程。详细研究了中子星的半径、质量、结合能和振荡谱等性质。我们的研究结果表明，一个尖点-这标志着不稳定的外观-形成时，结合能被绘制为紧凑的恒星固有质量的函数。我们发现，基本振动模式的平方频率通过零的中心密度值对应于这样一个尖点的结合能是一个最小值。
2021-08-25 astro-ph.HE gr-qc
Hydrostatic equilibrium configurations of neutron stars in the $f(R,\mathcal{L},T)$ gravity theory
本文在f(R, L, T)广义几何-物质耦合引力理论中推导类TOV方程，结合现实状态方程得到中子星稳定平衡构型，并证明特定参数取值可同时符合NICER和LIGO/Virgo观测约束。
2024-02-23 gr-qc
Properties of Neutron Stars with hyperon cores in parameterized hydrostatic conditions
在平均场近似下，利用有效手征模型构造了具有超子核的中子星模型。超子耦合是通过再现它们的实验确定的结合能来确定的。研究了这些耦合对不同粒子布居数和状态方程的影响。利用参数化的Tolman-Oppenheimer-Schmidoff方程（PTOV）计算了NS的引力质量、半径、重子质量和中心密度等全局性质，特别强调了压力对总质量密度和恒星自引力的两种影响.我们发现，在静态条件下的PTOV解决方案，较软的EoS（包括超子）也可以导致大质量的恒星配置的NS，这是在很好地符合观测到的最大质量界的$\approx 2 M_{\odot}$（PSR J 0348 -0432）。用PTOV方程得到的$R_{1.4}$和$R_{1.6}$的估计值与最近对引力波（GW 170817）观测资料数据分析的结果一致。关键词：中子星;超子;物态方程;参数化托尔曼-奥本海默方程
2018-12-09 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Compact statis stars with polytropic equation of state in minimal dilatonic gravity
利用多方状态方程，给出了相对论静态球对称星（SSSS）在最小粒子引力模型（MDG）下的方程解。采用了多方状态方程，该方程与实际方程拟合较好。在MDG模型中，得到了单个中子星的所有变量的结果。最大质量约为2个太阳质量，这与最近对双星的观测是一致的。在与电子对$Φ$和宇宙学常数$Λ$有关的变量中观察到了几种新的效应。还得到了质量-半径关系。特别注意的行为的数量描述类似的暗能量和暗物质在MDG的影响。本文的结果证实了光子$Φ$能够同时扮演暗能量和暗物质的角色。
2015-01-22 astro-ph.SR gr-qc
Stellar structure model in hydrostatic equilibrium in the context of $f(\mathcal{R})$-gravity
在这项工作中，我们提出了一个恒星结构模型从$f(\mathcal{R})$ -引力的角度来看，能够描述一些类的恒星（白矮星，棕矮星，中子星，红巨星和太阳）。该模型基于$f(\mathcal{R})= \mathcal{R}+ f_2 \mathcal{R}^2$-重力场方程、流体静力平衡方程和多方状态方程。我们将所得结果与牛顿理论的结果进行了比较。据观察，在这些系统中，高曲率制度出现，恒星结构方程进行修改。尽管该模型简单，但结果令人满意。恒星的压力、密度和温度的估计值在观测所确定的范围内。这个$f(\mathcal{R})$ -引力模型已经被证明是描述强场恒星如白矮星、中子星和棕矮星所必需的，而弱场恒星如红巨星和太阳则最好用牛顿理论来描述。
2017-08-26 astro-ph.SR gr-qc
Neutron Stars in Mimetic Gravity
本文对理想流体中基于拟重力的流体静力平衡方程进行了修正。在广义相对论和拟引力理论下，利用已知的不同状态方程，研究了中子星的结构性质。比较所得到的结果，我们表明，不同于广义相对论，我们可以找到适当的状态方程，支持在模拟重力的背景下观测数据。我们还发现，相对论平均场为基础的状态方程模型的结果更好地符合观测数据比非相对论模型。
2022-05-08 gr-qc hep-th
Effects of anisotropy on strongly magnetized neutron and strange quark stars in general relativity
我们研究了由强磁化物质组成的各向异性球对称致密星，特别是中子星和奇异夸克星的性质。中子星用SLy状态方程描述，奇异夸克星用基于MIT Bag模型的状态方程描述。恒星模型是基于一个先验假设的密度依赖的磁场，从而各向异性。我们的研究表明，不仅强磁场和各向异性的存在，而且磁场本身的方向，对恒星的物理性质有重要影响。考虑两种可能的磁场取向，径向取向，其中局部磁场指向径向方向，以及横向取向，其中局部磁场垂直于径向方向。有趣的是，我们发现，对于磁场的横向取向，随着各向异性和磁场强度的增加以及尺寸的增加，恒星变得更大，因为在这种情况下，排斥力，有效的各向异性力增加。然而，在径向磁场的情况下，恒星的质量和半径随着磁场强度的增加而减小，因为有效的各向异性力减小。重要的是，我们还表明，为了实现流体静力学平衡配置的磁化物质，它是必不可少的占当地的各向异性效应以及由强磁场引起的各向异性效应。否则，流体静力学平衡是没有达到磁化恒星模型。
2021-08-27 astro-ph.HE gr-qc
Stable, levitating, optically thin atmospheres of Eddington-luminosity neutron stars
在广义相对论中，静止的气体大气层在没有恒星表面支撑的情况下可能处于流体静力平衡，只要光度接近爱丁顿值。我们构建了解析模型的光学薄，球对称壳支持的发光中心体在史瓦西度规的辐射压力。假设不透明度主要由汤姆逊散射决定。大气层内部的光度局部具有超临界值，其特征在于密度和压力反转。大气是对流和瑞利-泰勒稳定的，没有气体外流。
2016-01-08 astro-ph.HE gr-qc
Reducing orbital eccentricity in initial data of binary neutron stars
我们发展了一种方法来计算低偏心率的初始数据的二进制中子星进行真实的模拟在数值相对论。通过调整双星的轨道角速度和引入中子星的接近相对速度来控制轨道偏心率。这些修改主要通过二元初始数据的流体静力平衡方程来改进解。通过在~3个轨道上进行时间演化，迭代更新初始数据的轨道角速度和接近速度。我们发现，离心率可以减少一个数量级相比，标准的准圆初始数据，特别是从~0.01到<~0.001，通过三个连续的迭代等质量的双星离开10个轨道合并前。
2014-09-03 astro-ph.HE gr-qc
Magnetized Accretion onto Neutron Stars: from Photon-trapped to Neutrino-cooled Flows
本文通过三维广义相对论磁流体动力学模拟，首次将中子星周围的延伸吸积盘与自洽流体静力学大气相连，研究了从光子捕获流到中微子冷却流的转变，并建立了一维解析模型，对超临界吸积中子星的自旋和质量演化具有启示意义。
2025-05-03 astro-ph.HE gr-qc
Combined Rastall and Rainbow theories of gravity with applications to neutron stars
研究了对广义相对论进行修正的可能性。我们提出了另一种引力理论与Rastall和Rainbow理论的结合。为了检验新理论，我们得到了中子星的流体静力平衡方程，并利用相对论平均场模型导出的现代核物质状态方程得到了中子星的质量-半径图，并与由Tolman-Oppenheimer-Schmidoff方程计算的结果进行了比较。我们的结论是，即使对两个自由参数进行很小的修改，也可以得到实质性的修改，从而使天体物理观测的再现成为一项容易的任务。
2019-05-03 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
A relativistic formalism for computation of irrotational binary stars in quasi equilibrium states
本文给出了3+1形式的准平衡态无旋中子星的相对论流体静力学方程。这里导出的方程不同于Bonazzola，Gourgoulhon和Marck以前给出的方程，并且在数值相对论中具有更简单和更易于处理的计算形式。我们还提出了流体静力学方程计算的平衡无旋双星在第一后牛顿秩序。
1998-04-23 gr-qc
Continuous gravitational wave emission from neutron stars with pinned superfluids in the core
研究了自旋中子星中钉扎超流分量对引力波辐射的影响。将超流涡旋钉扎到外核（质子可能形成II型超导体）的通量管是维持内部长寿命和非轴对称中子流的可能机制，这打破了未扰动流体静力学配置的轴对称性。我们认为钉扎引起的扰动一个固定的共转配置，并确定上限的强度引力波发射由于钉扎的涡旋与一个强大的环形磁场的那种预测最近的磁流体动力学模拟的中子星内部。我们估计了外核钉扎涡产生的质量多极子和电流多极子对引力波辐射的贡献，发现质量四极子可以大到足以使引力波提供毫秒双星的主导自旋下降力矩.
2022-11-28 astro-ph.HE gr-qc
Binary Neutron Stars in General Relativity: Quasi-Equilibrium Models
我们对准平衡圆轨道上的双星中子星进行了完全相对论计算。本文将爱因斯坦方程与相对论性流体静力平衡方程结合起来，求解任意间距等质量双星的初值问题。我们构造了定常静止质量序列，并确定了最内层的稳定圆轨道及其角速度。我们发现，一个中子星的准平衡最大允许质量在一个紧密的双星略大于孤立。
1997-04-08 astro-ph gr-qc
Neutron Star Structure in the Minimal Gravitational Standard-Model Extension and the Implication to Continuous Gravitational Waves
洛伦兹不变性的微小破坏一直是理论研究和实验验证的课题。我们利用标准模型扩展（SME）框架研究了最小洛伦兹破坏对中子星结构的影响。首先推导出一组流体静力学方程，并将其修正后的方程作为相对论系统的首阶Lorentz破坏修正项加入到TOV方程中.通过对首阶修正TOV方程的微扰解，计算了由中子星结构各向异性引起的四极矩，并利用该四极矩估算了具有相同形变的自旋中子星的四极辐射。计算结果为今后观测到连续引力波时强场区的洛伦兹不变性提供了新的检验。
2020-02-08 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Isotropic and anisotropic neutron star structure in 4D Einstein Gauss Bonnet Gravity
本文在4D EGB引力框架下研究耦合常数、强磁场和各向异性对中子星结构的影响，发现最大质量与半径随耦合常数增大而增大，但在各向异性磁化情形下并不总是随内部磁场增强而增大。
2024-02-21 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Dark-Matter Admixed Neutron Stars
利用广义相对论双流体理论研究了简并暗物质和正常核物质混合物的流体静力平衡位形。我们考虑质量为~ 1 GeV的非自湮灭暗物质粒子。研究了这些暗物质混合中子星的质量-半径关系和转动惯量，并通过径向微扰分析证明了这些星的稳定性。我们发现了一类新的致密星，它由一个半径为几公里的小的正常物质核心嵌入在一个10公里大小的暗物质晕中组成。这些恒星物体可能被观测为非常小的中子星，与现实的核物质模型不相容。
2011-11-08 astro-ph.CO gr-qc
A study of neutron stars in $D \ge 4$ dimensions
球对称恒星的流体静力平衡的相对论方程，或称为托尔曼-奥本海默-阿斯托夫方程，在更高的维度中是已知的。在本文中，这些方程已表示为4维时空的参数和数值求解的4，5，6，7维的中子星物质的标准状态方程推导出的4维时空。研究表明，随着维度的增加，中子星质量的最大值减小，恒星变得不那么紧凑。因此，虽然紧度极限随维度的增加而降低，但中子星永远不会违反这个极限。同时测量一颗中子星的质量、半径和引力红移，可能使我们能够得出关于恒星内部和周围时空的中心密度、状态方程和维数的结论。
2020-10-18 astro-ph.SR gr-qc
Threshold Temperature for Neutron-Star Emergence in a Gravitational Thermodynamic Framework
School of Physics and Materials Science, Guangzhou University（广州大学物理与材料科学学院）
本文在引力热力学框架中研究中子星出现的阈值温度，结合多种物理理论推导出四个特征温度尺度，并提供数学推导和热力学一致性关系。
2026-03-09 gr-qc
Universal Relations for the Increase in the Mass and Radius of a Rotating Neutron Star
自转导致中子星的质量和赤道半径增加。质量和半径敏感地依赖于冷的致密物质的未知状态方程（EOS）。然而，由于旋转引起的质量和半径的增加几乎与EOS无关。物态方程的独立性引出了中子星普适性的概念。本文计算了中心密度为常数的旋转中子星序列。我们使用一组随机生成的状态方程，构造简单的修正因子，对非旋转中子星的流体静力平衡方程计算出的质量和半径进行修正。修正因子仅取决于非自转恒星的质量和半径，几乎与状态方程无关。这使得在EOS推理代码中包含旋转中子星的观测在计算上是便宜的。我们还构建了一个映射从测量的质量和半径的旋转中子星到相应的非旋转的恒星。如果测量许多不同自旋的中子星的质量和半径，这种映射就有可能构造出零自旋质量-半径曲线。我们表明，在极地和赤道半径的变化是对称的，在极地半径收缩的速度相同，赤道半径的增长。这种对称性与赤道紧致度（质量与半径之比）在一个等密度序列上几乎是常数的观察有关。
2022-08-08 astro-ph.HE gr-qc
Moment of inertia of neutron star crust in alternative and modified theories of gravity
年轻恒星的毛刺活动是由地壳和恒星内部的角动量交换引起的。最近，有人推断，中子星地壳的转动惯量不足以解释观测到的故障。爱因斯坦的广义相对论在描述中子星的流体静力平衡时假定了这样的估计。这颗中子星的地壳的时空曲率比太阳系测试中探测到的要大14个数量级。这使得重力成为地壳相关过程中最弱的约束物理输入。在标量-张量引力理论和非微扰$f({\cal R})={\cal R}+ a {\cal R}^2$引力理论下，我们计算了地壳与中子星总转动惯量的比值。对于前者，我们发现壳核的转动惯量比与广义相对论中的推论相比没有显著变化。对于后者，我们发现，该比例显着增加，从什么是在广义相对论的情况下，大质量的物体推断。我们的研究结果表明，毛刺活动的卫星可以用来探测重力模型，虽然重力模型在这项工作中探索的是不合适的候选人。
2016-08-01 astro-ph.HE gr-qc
Binary Induced Neutron-Star Compression, Heating, and Collapse
我们分析了近距离双星系统中最近发现的中子星坍缩不稳定性的几个方面。我们利用（3+1）维和球面数值广义相对论流体动力学研究这种不稳定性的起源，演变和参数敏感性。本文导出了准静态轨道弯曲空间中恒星流体静力平衡的修正条件。我们研究了不稳定性对中子星质量和状态方程的敏感性。我们还估计了可能的内部加热和相关的中微子光度的限制，这可能是由于恒星逐渐压缩前崩溃。我们表明，从这种加热的中微子辐射损失可能会超过重力波辐射的功率数小时前崩溃。本文还讨论了辐射中微子产生γ射线（或其它电磁）爆发现象的可能性。
1998-05-21 astro-ph gr-qc
Neutron stars: compact objects with relativistic gravity
本文简要地回顾了中子星的一般性质，强调了广义相对论在我们理解这些迷人天体中的不可或缺性。在牛顿引力理论中，恒星内部的压力只起到与自引力相反的作用。在广义相对论中，所有的能量和动量都对引力有贡献。因此，压力不仅对抗重力，而且增强重力，压力的后一种作用随着致密性的增加而变得更加明显，即$M/R$，其中$M$和$R$是恒星的质量和半径，并设定了一个临界质量，超过这个临界质量，坍缩就不可避免。这个临界质量没有牛顿的类似物;它在概念上不同于牛顿引力中的Stoner-Landau-Escherasekhar极限，后者是对超相对论费米子渐近达到的。对于白矮星，广义相对论临界质量非常接近斯通-朗道-拉塞卡极限。对于中子星来说，最大质量-所谓的奥本海默极限-比斯通-朗道-拉塞卡极限要小得多。这是因为中子星内部流体静力平衡的广义相对论修正在整个恒星中都很重要，包括径向坐标$m(r)$中的质量和牛顿引力加速度$Gm(r)/r^2$都很小的中心部分。
2016-01-13 astro-ph.HE gr-qc
Constraining of Nuclear Matter Equations of State With Rotating Neutron Stars
Institute of Science Tokyo（东京科学大学）；University of Tsukuba（筑波大学）；RIKEN Nishina Center（理化学研究所西村中心）
本研究利用KEH方法，基于Gogny型相互作用计算快速旋转中子星的EoS，揭示旋转效应对方程 of State与观测数据对比的重要性。
2025-11-28 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Moment of inertia of slowly rotating anisotropic neutron stars in $f(R,T)$ gravity
在$f(R,T)$引力理论的框架下，利用径向压力的物理相关状态方程（EoS）研究了各向异性中子星的流体静力平衡。特别是，我们专注于$f(R,T) = R+ 2βT$模型，其中$β$是一个最小的耦合常数。在慢转近似下，我们导出了修正的TOV方程和相对论性转动惯量的表达式。详细研究了中子星的半径、质量和转动惯量等主要性质。我们的结果揭示了$2βT$项的主要结果是在足够低的中心密度下表面半径的显著增加。然而，这样一个项稍微修改了缓慢旋转恒星的总引力质量和转动惯量。此外，当各向异性被纳入恒星流体时，变化是明显的，并且有可能获得与当前观测数据一致的更高质量。
2023-01-07 gr-qc
Neutron stars in Einstein-$Λ$ gravity: the cosmological constant effects
在Einstein- $Λ$引力场的背景下，考虑$d-$维球对称线元，得到了恒星的流体静力平衡方程.然后，采用最低阶约束变分法（LOCV）和AV $18$势，结合现代状态方程中的微观多体计算，研究了中子星的结构性质。在不考虑宇宙学观点和考虑宇宙学常数的任意正值和负值的情况下，计算了中子星的最大质量及其相应的$4$ -维半径.结果表明，正宇宙学常数（$M_{\max }\leq 1.68M_{\odot }$）中子星的最大质量存在一个上限。另一方面，证明了爱因斯坦引力不能解释具有负$Λ$的中子星的结构。研究了中子星的其他性质，如史瓦西半径、平均密度、致密性和Buchdahl-Bondi束缚.此外，利用中子星的Buchdahl-Bondi束缚，研究了中子星的稳定性.最后，对动力学稳定性进行了研究，结果表明，在这种引力下，中子星遵循动力学稳定性。
2017-01-26 gr-qc
Neutron stars in $f(\mathcal{R,T})$ gravity using realistic equations of state in the light of massive pulsars and GW170817
本文研究了$f(\mathcal{R,T})$引力下的中子星（NS）：$R+2λ\mathcal{T}$，$\mathcal{R}$是Ricci标量，$\mathcal{T}$是能量动量张量的迹.流体静力平衡方程求解考虑现实状态方程（EsoS）。所得到的NS质量和半径受到大质量恒星和事件GW 170817的联合约束。在以前的NS研究中，参数$λ$需要为负，但是我们发现它的最小值。该值应该是$|λ|\lesssim0.02$，与以前用简单EsoS获得的值相比，如此小的值的原因是由于NS地壳的存在。重力理论中的压力取决于声速$v_s$的倒数。由于$v_s$在地壳中的位置很低，因此PDMATHAMT需要非常小。我们发现，恒星质量的增量小于$1\%$，远小于以往不考虑实际恒星结构的结果，并且恒星半径不能变大，其相对于GR的变化在所有情况下都小于$3.6\%$.用几种相对论和非相对论模型计算的结果表明，对于所有的EsoS，NS质量和半径的变化几乎相同，这表明我们的结果对EsoS的高密度部分不敏感。它证实了恒星质量和半径的变化只取决于地壳，其中EoS基本上是相同的所有模型。NS地壳效应意味着非常小的$|λ|$值并不依赖于所选择的理论函数，因为对于任何其他函数，流体静力平衡方程总是依赖于$1/v_s$。最后，我们强调，我们的研究结果表明，从NS研究中得到的结论，在修改后的引力理论，而不使用现实的…
2020-12-29 astro-ph.HE astro-ph.SR 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
Stability of neutron stars in Horndeski theories with Gauss-Bonnet couplings
在含有Gauss-Bonnet（GB）曲率不变量$R_{\rm GB}^2$的标量耦合的Horndeski理论中，研究了静态球对称背景下中子星（NS）解的存在性和线性稳定性.对于形式为$αξ(ϕ) R_{\rm GB}^2$的标量-GB耦合，其中$ξ$是标量场$ϕ$的函数，具有非平凡标量轮廓且不存在不稳定性的线性稳定恒星的存在对无量纲耦合常数$|α|$的强度提出了上限。为了实现线性（或电子）GB耦合$α_{\rm GB}ϕR_{\rm GB}^2$与典型核状态方程的最大质量，我们得到了理论上限$\sqrt{|α_{\rm GB}|}<0.7~{\rm km}$。这比观测含有NS的双星发射的引力波所得到的结果更严格。我们还将三阶标量导数的相互作用，四次导数耦合与非最小耦合的Ricci标量除了标量GB耦合，并表明NS解决方案与非平凡的标量配置文件满足所有的线性稳定性条件存在一定范围内的耦合常数。在从Kaluza-Klein约化得到的正则化四维Einstein-GB引力中，我们发现，在这个理论中的NS遭受强耦合问题以及偶宇称扰动的拉普拉斯不稳定性。我们还研究了幂律$F(R_{\rm GB}^2)$模型中具有非平凡标量轮廓的NS解，发现它们在恒星内部是病态的，在恒星外部受到鬼不稳定性和渐近强耦合问题的困扰.
2022-07-10 gr-qc hep-ph hep-th
Neutron stars in the context of $f$($\mathbb{T}$,$\mathcal{T}$) gravity
本文在$f$（$\mathbb{T}$，$\mathcal{T}$）引力框架下研究了中子星的存在性，其中$\mathbb{T}$是挠率张量，$\mathcal{T}$是能量动量张量的迹.流体静力学平衡方程是由有效量$\bar{p}$和$\barρ$传递$p$和$ρ$得到的，有效量的质量-半径图是由相对论平均场模型导出的核物质现代状态方程（EoS）得到的，并与TOV方程计算的结果进行了比较。NS的质量-半径分布的实质性变化，即使在这个修改后的理论的自由参数的小的变化。结果表明，$f$（$\mathbb{T}$，$\mathcal{T}$）重力场在NS研究中对一些重要天体的质量和半径提供了较好的结果，如低质量X射线双星（LMXB）NGC 6397和毫秒脉冲星PSR J 0740 +6620。此外，还可以针对某些参数值描述从引线半径实验（PREX-2）推断的半径结果。
2023-01-10 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Neutron stars in $f(\mathtt{R,L_m})$ gravity with realistic equations of state: joint-constrains with GW170817, massive pulsars, and the PSR J0030+0451 mass-radius from ${\it NICER}$ data
在这篇工作中，我们研究了中子星（NS）在$f(\mathtt{R,L_m})$引力理论的情况下$f(\mathtt{R,L_m}) = \mathtt{R} + \mathtt{L_m} + σ\mathtt{R}\mathtt{L_m}$，其中$\mathtt{R}$是里奇标量和$\mathtt{L_m}$拉格朗日物质密度。在术语$σ\mathtt{R}\mathtt{L_m}$中，$σ$表示引力场和粒子场之间的耦合。首次在理论上求解流体静力平衡方程，考虑到现实的状态方程和NS质量和半径得到的联合约束，从大质量的恒星，引力波事件GW 170817和PSR J0030+0451质量半径从美国宇航局的中子星内部成分探测器（${\it NICER}$）的数据。结果表明，在这个引力理论中，质量半径结果可以容纳质量极大的类星体，而广义相对论则很难做到这一点，并且该理论还可以解释在$1.4~M_{\odot}$附近质量的GW170817和PSR J0030+0451观测所限制的半径区域内观测到的NS。
2021-11-18 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
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
Weighing massive neutron star with screening gravity: A look on PSR J0740+6620 and GW190814 secondary component
中子星（NS）是在极端条件下将引力约束在强场区和核物质上的极好的天然实验室。最近在双星合并事件GW 190814中发现了一个含有$2.59^{+0.08}_{-0.09} M_\odot$的致密天体，如果这个天体是一个NS，它将成为NS状态方程（EoS）的一个强约束，排除了GW 170817事件所青睐的几个软EoS。在这项工作中，我们重新审视的NS考虑变色龙屏蔽（薄壳效应）的NS质量-半径关系的最大质量的问题，其中NS内部的微观物理是由现实的软EOS。我们发现，从适当和合理的组合修改的重力，旋转效应和现实的软EoS，这是可能的，以实现高质量和解释GW 190814的第二个组成部分，作为回报，也NS像PSR J 0740 +6620（最NS大规模确认日期）。结果表明，重力可以发挥重要的作用，在估计最大质量的NS，即使与软EOS，它是可能产生非常高的质量。因此，在这场关于重力和地球轨道之间流体静力平衡的竞争中，如果不首先考虑重力效应，原则上不能完全排除一些软地球轨道。
2020-12-04 astro-ph.HE gr-qc
Truncated post-Newtonian neutron star model
作为模拟双星中子星合并问题的初步步骤，我们通过构建单个中子星模型来测试后牛顿方法。本文将流体静力平衡的Tolman-Oppenheimer-Volkov方程展开为$c^{-2}$的幂，其中$c$为光速，并在不同的阶数下截断。我们使用多方状态方程与指数$Γ=5/3, 2$和3解决系统，并显示这种近似如何与质量半径关系一起收敛。接下来，我们用这些密度分布作为试函数求解哈密顿约束方程，并检查最终度量的差异。我们的结论是第二个'后牛顿'近似是足够接近描述广义相对论性的单星。本报告的结果将有助于进一步的二元研究。(Note这篇论文被《物理评论D》接受发表。[访问代码dsj 637]。然而，由于我强烈建议将这篇论文的内容作为我们小组未来论文的一个部分，我放弃了出版。
1998-07-28 gr-qc
Fundamental and higher-order excited modes of radial oscillation of neutron stars for various types of cold nucleonic and hyperonic matter
这篇研究论文补充了我们先前关于粘性和热导率对非旋转中子星径向振荡和弛豫影响的定性研究。在高核密度区计算了7个真实状态方程（EoS）的径向振动基频和前两个最低频率激发模随中心能量密度的变化。在内核中使用冷核子和混合核子-超子-夸克物质模型的各种类型的零温度EoS，以确定流体静力平衡态及其周围的内部结构，并研究每个EoS对非旋转中子星动力学行为的影响。我们确认的主要结果早期，相关的研究表明，基本振荡模式的频谱和绝热指数的变化在高核密度制度之间的潜在相关性。我们提供了有价值的信息，施加进一步的限制合理的一套现实的EoS模型，除了紧凑的物体的快速发展的领域的星震学的实际应用。
2020-10-01 gr-qc
Constraint on energy-momentum squared gravity from neutron stars and its cosmological implications
由于能量-动量平方引力（EMSG）的影响，广义相对论的预测偏离在中子星的高密度核中将变得明显。我们推导了EMSG中的流体静力学平衡方程，并对它们进行数值求解，得到了四种不同状态方程下的中子星质量-半径关系。我们使用现有的观测测量的质量和半径的中子星来约束的自由参数，$α,$，表征物质和时空之间的耦合EMSG。我们表明，$-10^{-38}\,\mathrm{cm^{3}/erg}<α<+10^{-37}\,\mathrm{cm^{3}/erg}$。在此约束下，我们讨论了EMSG对中子星物理学的贡献，特别是它们与中子星中所谓的\textit{hyperon puzzle}的相关性。我们还讨论了EMSG如何改变标准宇宙学模型预测的早期宇宙的动力学。我们表明，EMSG离开标准宇宙学安全不变回到$t\sim 10^{-4}$秒，在宇宙的能量密度是$\sim 10^{34}\,\mathrm{erg\,cm^{-3}}$。
2018-05-31 astro-ph.CO gr-qc
Interior Solutions for Non-singular Gravity and the Dark Star alternative to Black Holes
在非奇异重力场条件下，建立了描述流体静力平衡的一般方程。一种新型的天体物理结构，超致密天体（SDO）或“暗星”，被证明存在于中子星场强之外。这些结构对于引力坍缩来说本质上是稳定的，代表了广义相对论黑洞的非奇异替代方案。
1994-05-27 astro-ph gr-qc
Quasinormal modes of compact objects in alternative theories of gravity
我们在几种不同的引力理论中讨论了致密物体的准正规模。特别是，我们专注于黑洞和中子星与标量头发。我们考虑黑洞在爱因斯坦-高斯-邦纳理论，并在广义标量爱因斯坦-高斯-邦纳理论。在后一种情况下，标量化的黑洞出现，我们研究的稳定性的不同分支的解决方案。特别是，我们讨论了如何改变的频谱的准正规模式的存在下，一个非平凡的标量场以外的黑洞的地平线。我们讨论了在这些模型中存在一个（有效）最小质量，以及当存在一个标量场时，与广义相对论相比，模的谱是如何变得更丰富的。随后我们讨论了标量头发对真实中子星模型的影响。在这里，我们考虑$R^2$引力，标量张量理论，一个特殊的子部门Horndeski理论与非最小的导数耦合，并再次Einstein-Gaussian-Bonnet理论。由于目前缺乏知识的内部组成的中子星，我们专注于泛关系的准正规模式，这在很大程度上是独立的状态方程，从而恒星的物质含量。
2018-10-22 gr-qc
Dark Energy and Dark Matter in Stars Physic
本文给出了相对论静态球对称星（SSSS）在最小粒子引力（MDG）模型中的基本方程和关系，该模型与f（R）引力理论是{ \em局部}等价的，并给出了暗物质和暗能量效应的另一种描述。给出了中子物质相对论性物态方程最简形式的结果。我们的方法克服了众所周知的困难的物理学的SSSS在f（R）引力理论引入两个新的状态方程的宇宙能压密度和介子能压密度，以及适当的边界条件。
2014-11-02 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Structure of Neutron Stars in Tensor-Vector-Scalar Theory
贝肯斯坦的张量-矢量-标量（TeVeS）理论在解释各种现象方面取得了相当大的成功，而不需要暗物质。然而，很难从观测上辨别TeVeS和λ冷暗物质一致性模型中的预测之间的差异。这意味着需要独立验证哪个理论是正确的替代测试。为此，我们转向TeVeS的强场区。特别是，我们解决了球对称流体静力平衡方程的理想流体与现实的状态方程建立中子星在TeVeS模型。我们表明，只有对于标量场的某些宇宙学值，中子星内的因果关系才得以维持，这使我们能够独立于宇宙学观测对该值施加约束。我们还详细讨论了中子星的内部结构，以及理论中的每个自由参数如何影响中子星的整体大小和质量。特别是，TeVeS中中子星的半径可以显着不同于广义相对论中的某些值的矢量场耦合，这使我们也可以放置额外的约束这个参数。最后，我们讨论了未来的观测中子星使用电磁波和引力波频谱，将允许适当的引力理论的测试。
2008-11-12 astro-ph gr-qc
Do we need dense matter equation of state in curved spacetime for neutron stars?
中子星被认为是研究致密强相互作用物质的天然实验室。利用在平坦时空中计算的致密物质状态方程，通过求解TOV方程，预测了中子星的结构。最近，有报道称，弯曲时空效应或特别是引力时间膨胀效应对致密物质的EoS的影响导致中子星的最大质量极限显著增加[Phys. Rev. D \textbf{104}，123005（2021）和J. Cosmol.阿斯特罗帕特02（2021）026]。然而，在这项工作中，我们表明，在广义相对论和相对论流体动力学的框架内研究的致密物质的流体静力学平衡，巨正则EoS的致密物质，$p(T,μ)$，应该是相同的计算在平坦时空，否则它是不符合当地的热力学关系和能量动量守恒的流体。引力仅通过提高温度$T$和化学势$μ$来影响压力$p$，称为托尔曼定律和克莱因定律。我们重写的TOV方程作为一个替代版本，使巨正则EoS使用场论方法计算可以作为一个直接输入。这可以提供一种工具，通过深度学习来研究致密物质的巨正则EoS。
2022-10-26 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
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
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
Hamilton-Jacobi hydrodynamics of pulsating relativistic stars
自引力流体的动力学由欧拉-爱因斯坦偏微分方程系统描述。流体-真空界面上的适定性的破坏仍然是一个具有挑战性的开放问题，这表现在振荡或吸气双中子星的模拟。我们制定和实现了一个适定的正则流体动力学方案，适用于中子星模拟的数值广义相对论。该方案使用了由卡特-利奇内罗维奇提出的变分原理，即正压流体运动是共形测地线，以及亥姆霍兹第三定理，即初始无旋流保持无旋。我们将该格式应用于3+1数值广义相对论中，通过Hamilton-Jacobi方程来求解流体元的正则动量。我们探讨了一个正则化方案的欧拉方程，使用基准大气在流体静力学平衡，并允许压力消失，同时保持强双曲的真空边界。新的正则化方案解决了大量的径向振荡模式相比，标准的，非平衡的大气处理。
2020-07-16 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
Constraining a possible time-variation of the gravitational constant through "gravitochemical heating" of neutron stars
假设引力常量$G$随时间的变化会导致中子星物质由于流体静力平衡的变化而偏离β平衡。这迫使非平衡β过程发生，释放的能量部分用于中微子发射，部分用于加热恒星内部。最终，恒星到达一个温度几乎保持不变的静止状态，因为通过$G$变化的强迫被正在进行的反应所平衡。比较最近的毫秒脉冲星PSR J 0437 -4715的表面温度，从紫外线观测推断，与我们预测的稳定温度，我们估计这种变化的两个上限：（1）$|\dot G/G| < 2 \times 10^{-10}$ yr $^{-1}$，如果我们允许直接Urca反应在中子星核心运行，和（2）$|\dot G/G| < 4 \times 10^{-12}$ yr $^{-1}$，只考虑修改后的Urca反应。这两个结果都与其他方法得到的结果具有竞争力，其中（2）是最受限制的。
2006-09-11 astro-ph gr-qc nucl-th
Neutron Star Structure in the Presence of Nonminimally Coupled Scalar Fields
我们在标量张量理论中研究了$(1+κξϕ^{2})\cal R$形式的非最小耦合下中子星的结构。我们求解了两种不同类型的标量场势和三种不同的状态方程的流体静力平衡方程，代表不同程度的刚度。根据中子星质量的最大值和最近的引力波观测对半径的限制，我们得到了这些组态的质量-半径关系，并确定了$ξϕ^2$项在恒星中心和空间无穷远处的允许范围.因此，我们设法限制了该模型与广义相对论的偏差。我们检查可能的约束模型的参数，并比较所获得的限制与其他宇宙学探测器，给出了允许的范围内的耦合常数推断。在类希格斯势的情况下，我们还发现标量场的中心值不能任意选取，而是依赖于场的真空期望值。最后，我们讨论了标量场势对恒星质量和半径的影响，通过比较这里考虑的情况下得到的结果。
2019-04-01 astro-ph.CO gr-qc
Extended Tolman III and VII solutions in $f(\mathcal{R},T)$ gravity: Models for neutron stars and supermassive stars
在线性$f(\mathcal{R},T)=\mathcal{R}+χT$引力的背景下，其中$\mathcal{R}$是Ricci标量，$T$是能量动量张量的迹，$χ$是无量纲参数，我们得到了各向同性理想流体球在流体静力平衡下的精确解析解和数值解。我们的解决方案对应于托尔曼III（T-III）和托尔曼VII（T-VII）模型的双参数扩展，在紧凑性$β$和$χ$。通过要求配置，表现出单调递减的径向轮廓的能量密度和压力，符合能量条件，以及亚光速的声音，我们约束了我们的解决方案的参数空间。我们还得到了解析的T-VII的解决方案，不断插入之间的T-III和T-VII模型的任何$χ$的参数变形，并在适当的限制，提供了一个解析近似的线性$f(\mathcal{R},T)$重力的均匀密度配置。最后，通过数值积分的TOV方程，我们已经得到了一个数值解的均匀密度配置，随后，使用质量半径的关系，我们已经得到了最大的质量，可以支持这样的配置。我们发现，在适当的参数制度，我们的解决方案是在非常好的协议与观测界的质量和半径的中子星。
2023-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A conservative energy-momentum tensor in the $f(R,T)$ gravity and its implications for the phenomenology of neutron stars
TOV方程的解提供了有关致密天体（如中子星）宏观特征的重要信息。它们对核物质的状态方程和背景引力理论都很敏感。在这项工作中，我们构建了保守版本的$f(R,T)$重力的TOV方程。而$f(R,T)$能量-动量张量的协变导数的非零性，在宇宙学的观点中，产生了如T. Harko，在对致密天体的流体静力平衡的分析中，这一性质仍然缺乏令人信服的物理解释。$\nabla^μT_{μν}=0$的施加需要$f(R,T)=R+h(T)$中的函数$h(T)$的特定形式，其在此导出。因此，选择一个特定的状态方程的恒星物质需要一个独特的形式的$h(T)$，表现出强有力的联系之间的保守$f(R,T)$重力和恒星物质的构成。我们构造并求解了$p=kρ^Γ$通用状态方程的TOV方程，其中$k$为EoS参数，$ρ$ { \it能量密度}和$Γ$为绝热指数。我们还推导了中子星（$Γ=5/3$）的宏观性质在此方法。
2019-04-04 gr-qc
Relativistic Stars in dRGT Massive Gravity
我们在最简单的de Rham-Gabadadze-Tolley大质量引力模型中研究了相对论性恒星，该模型描述了没有鬼传播模的大质量引力子。考虑流体静力平衡，得到修正的Tolman-Oppenheimer-Schmidoff方程和由引力作用量中的势项导出的约束方程。我们给出了夸克星和中子星的解析和数值结果，并讨论了与广义相对论和$F(R)$引力的偏差。结果表明，在密度分布和质量-半径关系方面，所研究的理论与广义相对论的偏差很小。然而，这种偏差可能在未来的天体物理探测中观察到。
2016-05-24 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Neutron Stars in Scalar Torsion Theories with Nonminimal Coupling
本文在标量场非最小耦合的标量挠率理论中研究静态和缓慢旋转中子星，通过数值求解给出质量-半径关系及最大质量2.37倍太阳质量，并验证了归一化转动惯量的普适性关系仍成立。
2024-12-27 gr-qc
Relativistic Structure, Stability and Gravitational Collapse of Charged Neutron Stars
带电恒星有可能变成带电黑洞甚至裸奇点。本文给出了一组流体静力平衡下球形带电致密星的Tolman-Oppenheimer-Volkov方程的数值解。得到的恒星模型在时间上向前演化，积分Einstein-Maxwell场方程。假定零温中子气体的状态方程。电荷分布被认为与静止质量密度分布成比例。这组解呈现出一个不稳定的分支，即使荷质比任意接近极值情况。它是执行强扰动下的解决方案的稳定性的直接检查，并为不同的值的电荷质量比。处于稳定分支的恒星振荡而不坍缩，而处于不稳定分支的模型则直接坍缩形成黑洞。电荷大于或等于极值的恒星会爆炸。当一颗带电的恒星突然放电时，它不一定会坍缩形成一个黑洞。在目前的模拟中，导致物质外壳形成的非线性效应（参见Ghezzi和Letelier 2005）可以忽略不计。结果符合黑洞热力学第三定律和宇宙监督猜想。
2005-10-25 astro-ph gr-qc
