Dynamical tides in coalescing superfluid neutron star binaries with hyperon cores and their detectability with third generation gravitational-wave detectors
合并中的中子星双星中的动力学潮汐在轨道扫过与单个g模的共振时引起引力波形的相移。与平衡潮汐引起的相移不同，动力潮汐引起的相移对地核的分层、成分和超流状态很敏感。我们扩展了我们以前的研究动力学潮超流中子星的核心超子允许。超子梯度产生了一种新型的复合g模。与由μ子-电子梯度引起的g模相比，由超子梯度引起的g模在核心中集中得更深，因此探测更高密度的区域。我们发现，由于共振激发的超声波模式的相移是~ 10^{-3} rad，一个数量级小于由于μ子模式。我们表明，通过叠加事件，第三代引力波探测器应该能够检测到由于μ子模式的相移。然而，由于超声波模式的强度较小，很难探测到。
2017-06-28 astro-ph.HE gr-qc
Tidal Effects in Eccentric Coalescing Neutron Star Binaries
在LIGO/Virgo波段中，动态形成的致密天体双星可能仍然是偏心的。对于偏心双星中的中子星，其基模（f模）在近心处被激发，将轨道的能量转移到中子星的振荡中。我们这个系统的模型耦合的NS f-模式的演化的轨道演化的二进制，因为它循环和走向合并。NS f模式激发通常加速轨道衰减并提前来自系统的引力波信号的相位。我们计算了这种效应如何改变近心通道的时间，并研究了如何合并前的累积相移取决于系统的初始偏心率。这种相移可以是大得多的高偏心合并比圆形合并，并可用于探测NS状态方程。
2019-06-20 astro-ph.HE gr-qc
Exploring tidal effects of coalescing binary neutron stars in numerical relativity
通过对数值相对论模拟得到的引力波波形的分析，研究了双中子星在螺旋上升阶段晚期发射的引力波。为了从数值结果中得到物理引力波形，分辨率外推对我们的模拟起着至关重要的作用。外推的引力波相位进行了比较，在后牛顿（PN）和有效的一体（EOB）形式主义，包括潮汐效应的校正计算。我们发现，外推的重力波的相位在数值相对论同意与PN和EOB计算的大部分的inspiral阶段，除了潮汐为主，最后inspiral阶段，其中PN和EOB结果低估了潮汐效应。然而，在过去的15个周期中，我们的外推结果和PN/EOB计算结果之间的累积相位差至多为1- 3弧度。
2013-03-07 astro-ph.HE gr-qc
Reconnection-powered fast radio transients from coalescing neutron star binaries
本研究通过全局无力电动力学模拟证明，磁场远低于磁星水平的中子星双星并合可产生毫秒级快速射电暴样暂现源，其机制为磁重联增强导致电流片碎裂成等离子体团并碰撞发射相干辐射。
2023-04-17 astro-ph.HE gr-qc
Comment on a relativistic model for coalescing neutron star binaries
比较了Wilson近似动力学和Einstein动力学对二元系统的影响。在第二后牛顿近似下，发现真正的两体方面的差异高达114%。在正式的最内层稳定圆轨道（ISCO）的制度，这两个动力学相差高达7%。
1996-03-25 gr-qc
General-relativistic treatment of tidal $g$-mode resonances in coalescing binaries of neutron stars. II. As triggers for precursor flares of short gamma-ray bursts
在某些短的伽马射线暴中，观测到了在主事件发生前$\sim$秒出现的前兆耀斑。当轨道频率为几百赫兹时，这些耀斑可能与内旋的最后几个周期有关。在这些最后的周期中，潮汐力可以共振地激发吸气恒星中的准正常模式，导致其振幅迅速增加。已经表明，这些模式可以施加足够强的应变到中子星地壳煽动屈服。由于$g$ -模式的典型频率是$\sim 100\text{ Hz}$，它们与轨道频率的共振与前兆定时相匹配，因此需要进一步研究。采用现实的状态方程和解决的广义相对论脉动方程，我们研究了$g$模式的共振在合并准圆双星，在那里我们考虑不同的恒星自转速率，分层程度，和磁场结构。我们表明，对于某些恒星参数的组合，共振激发的$g_1$ -和$g_2$ -模式可能会导致地壳破裂和触发前兆耀斑。
2021-09-14 astro-ph.HE gr-qc
Gauge-Invariant Gravitational Wave Extraction from Coalescing Binary Neutron Stars
本文报道了一种提取引力波的方法在三维聚并中子星数值模拟中的应用。我们发现，提取的波形包括对应于四极部分的背景度规的牛顿势的分量，如果它是在离中心恒星不远的位置进行监测。我们提出如何消除它。
2004-04-12 astro-ph gr-qc
Equation of State Dependence of Nonlinear Mode-tide Coupling in Coalescing Binary Neutron Stars
最近，由于p模与g模的非线性耦合而引起的聚并双星中潮汐形变中子星的不稳定性已被详细研究。这一结果意义重大，因为它可能会影响螺旋，并在依赖于中子星状态方程（EOS）的引力波信号上留下印记。由于其潜在的重要性，不稳定性的细节应进一步阐明，其对EOS的敏感性应进行调查。为此，我们进行了数值分析与六个有代表性的EOS静态和非静态潮汐。我们确认，静态潮汐下的p-g不稳定性的情况下，以及它的回报在非静态潮汐下，是通用的整个EOS，并进一步揭示了一个新的贡献，它变得重要的中度高阶p-g对（以前的研究集中在非常高阶的模式），其相关的耦合强度可以变化的因素~10-100取决于EOS。我们发现，对于恒星与较硬的EOSs和较小的浮力频率，不稳定的起始较早的螺旋和不稳定的模式增长更快。这些结果表明，不稳定性对引力波信号的影响可能是敏感的中子星物态方程。为了充分评估这一前景，未来的研究将需要研究其饱和度作为EOS和二元参数的函数。
2018-01-27 astro-ph.HE gr-qc
The Black Hole Remnant of Black Hole-Neutron Star Coalescing Binaries
提出了一个确定具有平行轨道角动量和初始黑洞自旋的黑洞-中子星合并的黑洞残骸的无量纲自旋参数和质量的模型。这种方法是基于双黑洞的Buonanno，Kidder和Lehner方法，并成功地对数值相对论模拟的结果进行了测试：无量纲自旋参数的预测与绝对误差$\lesssim 0.02$，而最终质量的相对误差为$\lesssim 2$ %，其分布在测试中被发音峰值为$1$ %。因此，我们的方法和Foucart（2012）报告的环面残余质量的拟合构成了一个易于使用的分析模型，可以准确描述黑洞-中子星合并的残余。研究了由双星质量比、初始黑洞自旋、中子星质量和状态方程组成的参数空间。我们间接支持了黑洞-中子星合并的黑洞残余的宇宙监督猜想。我们发现中子星的存在影响了黑洞遗迹的准正规模频率，从而表明引力波信号的衰荡时期实际上可以用来（1）区分黑洞-黑洞和黑洞-中子星合并以及（2）约束中子星状态方程。
2013-11-22 astro-ph.HE gr-qc
Detecting resonant tidal excitations of Rossby modes in coalescing neutron-star binaries with third-generation gravitational-wave detectors
旋转中子星的Rossby模（r模）可以被合并双星系统中的重磁力激发。Flanagan和Racine [Phys. Rev. D 75，044001（2007）]的先前研究表明，这种动力学潮汐（DT）可以在引力波形上引起0.1 rad的相移，这可以通过第三代（3G）探测器检测到。在本文中，我们研究了在3G探测器时代，这种DT对测量中子星参数的影响。本文引入了两种不同状态方程预言的中子星性质之间的普遍关系：（i）惯性动量与（f-模）潮汐Love数之间的I-Love关系;（ii）r-模重叠与潮汐Love数之间的关系。我们发现，r模DT将提供丰富的信息，慢旋转中子星的频率范围从10到100赫兹。对于一个中子星双星系统（在宇宙探测器中的信噪比约为1500），在最好的情况下，每个单独的中子星的自旋频率可以被限制在6%（分数误差）。单个中子星的勒夫数之间的简并度被显著降低：每个勒夫数在最好的情况下可以被限制在20%左右，而对称和反对称勒夫数的分数误差都被降低了约300倍。此外，DT还允许我们测量中子星的自旋倾角，在最好的情况下为0.09 rad，从而对NS natal kicks和超新星爆炸模型施加限制。除了参数估计，我们还开发了一种半解析方法，准确地描述了由于DT而产生的二元演化的详细特征。
2021-03-15 astro-ph.HE gr-qc
Coalescing Binary Neutron Stars
与中子星或黑洞成分合并的致密双星提供了最有希望的引力辐射源，可供正在建设中的LIGO/VIRGO/GEO/TAMA激光干涉仪探测。这一事实激发了几个不同的理论研究的inspiral和流体动力学合并的致密双星。在后牛顿近似下对螺旋波形进行了解析分析。利用牛顿流体力学和四极辐射近似对双中子星的合并波形进行了解析和数值处理。在完全广义相对论中，黑洞和中子星双星合并的数值模拟也在进行中。这些方法的每一个最近的结果将被描述和总结他们的优点和局限性。
1999-02-05 astro-ph gr-qc
Linking electromagnetic and gravitational radiation in coalescing binary neutron stars
本文在文献\cite{Palenzuela:2013hu}中介绍的吸气中子星双星晚期的引力和电磁辐射的研究基础上进行了扩展。恒星磁层之间的相互作用，由合并的极端动力学驱动，可以产生相当大的外流。利用相对论、电阻性MHD演化程序研究了双中子星系统在螺旋和合并过程中产生的引力波和电磁波。我们发现，恒星磁层之间的相互作用提取系统的动能和功率辐射坡印亭通量和热耗散。这些特征强烈地依赖于初始恒星磁矩的配置。我们的研究结果表明，这种功率可以强烈地胜过双星中的双星，并具有独特的角度和时间依赖的模式。我们的讨论提供了比参考文献\cite{Palenzuela:2013hu}更多的细节，显示了在螺旋过程中发生的不同效应的明确证据。我们的模拟包括实际合并后的几毫秒，并研究超大质量中子星形成过程中磁场的动力学。我们还简要讨论了观察这种排放的可能性。
2013-08-19 astro-ph.HE gr-qc
Dissipation for Euler's Disk and a Desktop Demonstration of Coalescing Neutron Stars
我表明，最近的计算莫法特的关于粘性耗散的旋转硬币忽略了有限宽度的粘性边界层的重要性。我的新估计与观察到的情况更加一致。我还指出，特别设计的玩具“欧拉的啁啾”的频率类似于在两颗中子星合并的双星生命的最后几分钟预期的频率。因此，这个玩具是一个很好的桌面演示预期的现象。
2001-02-11 astro-ph gr-qc
Resonant tidal excitation of superfluid neutron stars in coalescing binaries
本文研究了超流中子星（NS）双星g模的共振潮汐激发，并探讨了这种潮汐驱动如何影响内旋引力波（GW）信号。以前的这种类型的研究处理NS核心作为一个正常的流体，因此没有考虑其预期的超流性。支持g模式的浮力来源在两种情况下有根本不同：在正常流体核中，浮力是由于质子到中子分数的梯度，而在超流体核中，浮力是由于μ子到μ子的梯度。电子分数。后者产生更强的分层，因此超流NS具有频率高于10 Hz的更密集的g模式谱。因此，当双星扫过GW探测器（如LIGO）的带宽时，更多的g模式经历共振潮汐激发。我们发现，大约10倍以上的轨道能量被转移到g模式振荡，如果NS有一个超流的核心，而不是一个正常的流体核心。然而，因为当轨道衰减更快时，这种能量在螺旋中稍后转移，所以对于超流体和正常流体NS（约0.001-0.01 rad），引力波形中的累积相位误差是相当的。这种幅度的相位误差太小，无法用当前一代GW探测器从单个事件中测量。
2016-12-04 astro-ph.HE gr-qc
The Final Fate of Coalescing Binary Neutron Stars: Collapse to a Black Hole?
与中子星（NS）或黑洞（BH）成分合并的致密双星是目前正在建造的激光干涉仪探测器的重要引力波源，也可能是宇宙学距离上的伽马射线暴源。本文着重研究NS-NS双星系统最终的流体动力学并合，并讨论了黑洞的形成是否是这些系统最终不可避免的命运。
1999-12-14 astro-ph gr-qc
Fully general relativistic simulation of coalescing binary neutron stars: Preparatory tests
我们提出了我们的第一个成功的三维广义相对论模拟的爱因斯坦方程以及流体动力学方程完全解决的数值结果。本文特别致力于球形尘埃坍缩、受扰球形星的稳定性检验以及快速旋转中子星和/或共转双星中子星的（近似）平衡态的保持等试验问题的模拟。这些测试模拟证实，合并的双中子星的模拟是可行的数值相对论代码。结果表明，使用我们的数值代码，模拟这些问题，特别是那些共转的双中子星，可以进行稳定和相当准确的一对夫妇的动力学时标。这些数值结果表明，我们的制定解决爱因斯坦场方程和流体动力学方程是强大的，并使之有可能进行一个现实的模拟合并的二元中子星从最里面的圆形轨道很长一段时间，形成一个黑洞或中子星。
1999-08-11 astro-ph gr-qc
Detectability of Mode Resonances in Coalescing Neutron Star Binaries
中子星-中子星双星的灵感是像LIGO这样的引力波探测器的一个有希望的引力波源。在螺旋过程中，其中一颗恒星的潮汐引力场可以共振地激发另一颗恒星的内部模式，导致引力波信号的相移。我们计算使用费舍尔矩阵分析的相移必须是多大，以被检测到。对于$1.4 M_\odot, 1.4 M_\odot$二进制，结果为$\sim 8.1, 2.9$和1.8弧度，谐振频率为$16, 32$和64 Hz。其他二进制参数的测量精度降低包括模式谐振效应。
2007-01-15 gr-qc
General Relativistic Numerical Simulation on Coalescing Binary Neutron Stars and Gauge-Invariant Gravitational Wave Extraction
我们正在开发合并双星中子星的三维模拟程序。利用极大切片条件得到了一个编码。为了评估引力辐射，我们实现了规范不变的波提取和比较的波形与度规张量在波区。波的能谱也进行了评估，调查的可能性，激发的准正常模式的黑洞，这可能是合并后形成的两颗恒星，可以观察到。
2003-06-24 astro-ph gr-qc
Measuring Mass Transfer Rates in Coalescing Neutron Star--White Dwarf Binaries with Deci-Hz Gravitational-wave Detectors
本文利用TaylorF2波形模型和MCMC模拟，研究了分赫兹引力波探测器对并合中子星-白矮星双星物质转移率的测量能力，给出了不同信噪比下的最小可探测转移率。
2024-02-26 astro-ph.HE gr-qc
A Way to 3D Numerical Relativity --- Coalescing Binary Neutron Stars ---
最有希望的引力辐射源之一是双星中子星或黑洞的合并。为了研究合并中的中子星合并阶段的引力辐射，需要进行全面的广义相对论模拟。由于双星并合是一个完全非轴对称的三维空间事件，需要计算机的强大运算能力，因此我们必须发展一种基于矢量并行超级计算机的三维数值相对论方法。作为最终目标的第一步，我们从1989年开始使用后牛顿流体力学进行模拟，包括引力波的辐射反应。他们对聚结事件及其引力辐射给出了很多观点。接下来，我们开始攻击3D，完全相对论性的模拟。首先，给出了爱因斯坦方程的（3+1）形式的基本方程。关于规范条件，目前我们采用共形时间切片和伪最小畸变条件。对于这些条件，除了求解初值方程外，还需要求解一些椭圆型偏微分方程。它消耗了CPU的大部分时间。我们展示了最近对合并中的双星中子星的模拟试验结果。
1998-12-16 astro-ph gr-qc
$f$-mode Imprints in Gravitational Waves from Coalescing Binaries involving Aligned Spinning Neutron Stars
在合并双星的中子星成员中，$f$模的激发加速了合并过程，从而在引力波形中引入了相移。强调潮汐相移对齐，旋转的恒星，我们提供了一个准确的，但经济的，方法来产生$f$模式参与，合并前波形使用现实的自旋调制$f$模式频率的一些可行的状态方程。我们发现，对于慢旋转的恒星，动力学潮汐的退相效应可以是唯一的，独立于地球观测系统的直接观测值（啁啾质量${\cal M}$，对称比$η$和相互潮汐变形${\tilde Λ}$），而这种普遍性逐渐失去增加自旋。对于具有快速旋转成员（$\gtrsim800\text{ Hz}$）的双星，由于$f$模式引起的相移将超过合理信噪比（$ρ=25$）和$\gtrsim400\text{ Hz}$截止频率下波形相位的不确定性。假设$10^3\text{ Hz}$和快（$\gtrsim800\text{ Hz}$）成员的截止频率很高，已经发现了$\gtrsim100$ rads的显著相移。对于涉及快速旋转恒星（可能是GW 190814的次级）的系统，忽略波形模板中的$f$模效应会导致相关分析中相当大的系统误差。特别是，由于$f$ -模式的失相大于由$\sim5$，这可能会导致一个相当高估的潮汐变形，如果动力潮汐的贡献不占平衡潮汐所造成的。本文还讨论了$f$模激发引起伴随前兆耀斑的可能性.
2022-09-07 astro-ph.HE gr-qc
An Efficient Method for Fully Relativistic Simulations of Coalescing Binary Neutron Stars
两颗中子星的合并被认为是伽马射线暴、r过程元素和可探测到的引力波的来源。从这些现象的观测中提取信息需要完全的相对论模拟。不幸的是，稳定演化中子星的唯一方法需要在每个时间步长求解椭圆方程，大大增加了所需的计算资源。在本文中，我们提出了一个更简单，更有效的方法。关键在于我们如何应用数值扩散。我们进行了大量的测试，以验证该方法和我们的实现。我们还进行了一个非常粗略的模拟聚结和提取的引力波，以表明该方法是可行的，如果现实的初始数据提供。
2000-05-31 gr-qc
3D General Relativistic Simulations of Coalescing Binary Neutron Stars
我们开发了一个三维计算机程序来研究一个合并的中子星双星。该代码目前可以跟踪两颗恒星开始合并的演化，这两颗恒星的质量为1太阳质量，半径为8.9公里，距离为35.4公里。对于坐标条件，我们使用保角切片和伪最小变形条件。度规的演化方程是使用CIP方法集成，而范里尔的计划是用来集成的问题的方程。我们提出了一些我们的模拟结果，包括引力辐射。
1999-12-06 astro-ph gr-qc
Prospects for joint gravitational-wave and electromagnetic observations of neutron-star--black-hole coalescing binaries
合并中子星黑洞（NS-BH）双星是一个很有前途的引力波（GW）信号源，可以用大型激光干涉仪（如Advanced LIGO和Virgo）探测。它们也是短伽马射线暴（SGRB）的主要候选祖先之一。如果黑洞潮汐性地破坏了它的伴星，当一个足够大质量的吸积盘在黑洞残余物周围形成时，SGRB就可能被点燃。在GW和电磁（EM）频谱中检测NS-BH聚结提供了有关源性质的丰富信息。然而，从联合检测实际上可以推断出多少是不清楚的，因为质量/自旋简并可能降低GW测量精度。为了阐明这个问题和联合EM+GW观测的潜力，我们在这里结合了最近的半分析预测的残余磁盘质量的参数空间部分，是由GW检测选择的估计。我们确定的情况下，支持SGRB点火，在其他情况下，它可以被排除在外，最后在其他情况下，结果取决于所选择的模型，目前未知的NS状态方程。我们查明了一系列的系统，这将使我们能够把状态刚度方程的下限，如果GW的排放和EM对应观察。我们开发的方法可以扩大现有GW检测和参数估计算法的范围，并且可以允许我们在SGRB触发后忽略NS-BH搜索中大约一半的模板，从而提高其速度和灵敏度。
2014-07-24 astro-ph.HE gr-qc
Black Hole Mass Function of Coalescing Neutron Star-Black Hole Binary Systems: The Prospect of Reconstruction with the Gravitational Wave Observations
致密天体聚并产生的引力波的发现，为观测宇宙打开了一扇崭新的窗口。随着未来探测到更多的事件，统计检查对于更好地了解潜在的天体物理过程至关重要。在这项工作中，我们调查的前景，测量质量函数的黑洞合并的中子星。对数百个模拟的中子星$-$黑洞（NSBH）合并事件进行贝叶斯参数估计，发现大多数注入事件的参数都能得到很好的恢复。我们还采用贝叶斯分层模型重建了黑洞质量的布居性质，在低质量隙的情况下，质量隙和黑洞质量函数的幂律指数（$α$）都可以得到很好的测量，从而揭示了二元黑洞（BBH）和NSBH系统的$α$的不同之处.在没有低质量间隙的情况下，引力波数据以及电磁数据可以用来确定合并事件的性质，然后测量这些非常轻的黑洞的质量。然而，由于将BBH错误分类为NSBH，因此$α$的测量更具挑战性，需要进一步的专门努力。
2020-03-27 astro-ph.HE gr-qc
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
Nonlinear mode-tide coupling in coalescing binary neutron stars with relativistic corrections
在广义相对论中计算了非自旋中子星的内模及其潮汐度规微扰，确定了相对论修正对模耦合的影响。有人声称，一个新的流体动力学不稳定性可能发生在一个双中子星系统中的一个中子星中，这是由伴星的潮汐场与其中的p模和g模对的非线性耦合触发的，因为双中子星正朝着合并的方向旋转。这种“PG”不稳定性可能是重要的，因为它可以通过提取轨道能量来影响双星的内旋相位，从而可能导致它们的引力波形与理论模型预测的引力波形有很大的偏差，这可能导致不正确的参数估计，最好的情况下，或者合并未被发现，最坏的情况下，由于使用缺陷的波形模型。另一方面，通过引力波观测，对这种不稳定性及其对双星轨道的影响进行更好的建模，可以揭示一种新的现象，并揭示恒星不稳定性。到目前为止，所有的模-潮耦合不稳定性研究都是在牛顿微扰理论中进行的。中子星是紧凑的物体，因此相对论修正可能很重要。我们提出并测试了一个新的代码来计算非旋转相对论恒星的相对论本征模。我们利用这些相对论潮汐和中子星本征模计算了几个选定的状态方程的模-潮汐耦合强度（MTCS）。因此计算的MTCS可以是最多百分之几十的不同，从它的纯牛顿值，但我们确认的依赖性轨道分离和状态方程的牛顿计算发现。对于某些物态方程，MTCS对中子星壳区非常敏感，这说明了精确处理这一区域的重要性。
2022-09-29 astro-ph.HE gr-qc
Short Gamma Ray Bursts as possible electromagnetic counterpart of coalescing binary systems
由两个坍缩物体组成的合并双星系统是最有希望的高频引力波信号源之一，原则上可以通过地面干涉仪检测到。中子星或黑洞/中子星合并的双星系统也会产生短伽马射线暴，这是伽马射线暴的一个子类。因此，短硬伽马射线暴可能提供一个强有力的方法来推断两个坍缩天体双星的合并率。在大多数短伽马射线暴起源于中子星或黑洞/中子星合并双星的假设下，我们在这里概述了将短伽马射线暴作为合并双星系统的电磁对应物的可能性。
2010-04-27 astro-ph.CO gr-qc hep-th
Innermost Stable Circular Orbit of Coalescing Neutron Star-Black Hole Binary --- Generalized Pseudo-Newtonian Potential Approach ---
研究了中子星-黑洞并合双星的最内层稳定圆轨道。我们采用广义伪牛顿势来模拟引力的广义相对论效应。结果表明，在ISCO下中子星与黑洞的分离度大于用牛顿势或质点的第二后牛顿运动方程得到的分离度.在等质量情况下，发现对于$\bar{a}/m_1 > 3.5$（$\bar{a}$和$m_1$分别为中子星的平均半径和质量），潮汐效应对双星系统的稳定性起主导作用，而对于$\bar{a}/m_1 < 3.5$，相对论效应，即相互作用势具有不稳定轨道的事实起主导作用.
1996-09-02 astro-ph gr-qc
Sub-radian-accuracy gravitational waveforms of coalescing binary neutron stars in numerical relativity
扩展我们以前的研究，我们进行高分辨率的数值相对论的螺旋双中子星的模拟。在中子星半径为10.9- 13.7公里的情况下，采用最小网格间距为$\approx 63$ -86米的计算资源，对中子星的收敛性进行了深入的研究.在最后的$\sim 15$-16个螺旋轨道中，对$\gtrsim 210$，rad的引力波相位估计的总误差为0.1~rad。然后，我们比较的波形（无分辨率外推）与最新的有效单体形式主义（潮汐SEOBv 2模型称为TEOB模型）计算的。我们发现，对于我们的任何一个双中子星的模型，由TEOB形式主义计算的波形符合数值相对论波形达到$\approx 3$ \，ms之前的引力波振幅的峰值达到：对于这个后期的螺旋阶段，总的相位误差是$\lesssim 0.1$ \，rad。虽然重力波形在最后一个$\sim 3$ \，ms有一个inspiral型的特征，但这个阶段不能很好地用目前的TEOB形式再现，特别是对于具有大潮汐变形能力的中子星（即，较大半径）。其原因是描述。
2017-08-29 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
A Semi-relativistic Model for Tidal Interactions in BH-NS Coalescing Binaries
本文用半解析方法研究了黑洞-中子星双星系统中Kerr黑洞对中子星的潮汐效应。采用由相对论恒星结构方程导出的标量势，考虑了相对论效应对中子星自引力的影响。我们计算了黑洞-中子星双星的准平衡序列，以及恒星被黑洞潮汐场破坏的临界轨道间距：后者的量特别令人感兴趣，因为当它大于最里面的稳定圆形轨道的半径时，可能会产生短的伽马射线暴。
2010-03-16 astro-ph gr-qc
Constraining Horndeski theory with gravitational waves from coalescing binaries
本文在光速引力波的 Horndeski 理论中推导含标量荷中子星双星的张量波形，并预测 Advanced LIGO 与 Einstein Telescope 可精确约束标量荷差异、排除部分标量化中子星解。
2023-08-18 astro-ph.CO gr-qc
Resonance Locking of Anharmonic $g$-Modes in Coalescing Neutron Star Binaries
本研究发现并合中子星双星中最低阶非简谐$g$模会发生共振锁定，使模能量远超线性理论预测，对引力波相位产生约3 rad的额外修正，可用于探测中子星内部结构细节。
2025-03-21 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Magnetic Interactions in Coalescing Neutron Star Binaries
从演化和经验的角度来看，许多合并中子星（NS）双星都是由轨道上的高磁化NS和相对较低的磁场NS组成的。我研究这些二进制使用单极电感模型的框架的磁相互作用。电磁场当它穿过磁层时，在非磁性NS上产生的磁场建立了一个连接两颗恒星的电路。该电路的确切特征取决于恒星之间的空间R_空间中的不确定电阻。然而，我表明，有有趣的观测和/或动力学效应，无论其确切值。当R_space很大时，磁层中的电耗散高达~10^{46} erg/s（对于磁场强度），这将在合并前的几秒钟内表现为硬X射线前兆。不太确定的是，也可能有一个相关的无线电瞬变，但这将被观察到过去的合并（~小时），因为星际色散。当R_space较小时，电耗散主要发生在磁性NS的表面层。在合并前的最后1秒，这一数值可以达到10^{49}尔格/秒，类似于短伽马射线暴的能量和时间尺度。此外，对于大于~10^{12} G的偶极场和小的R_空间，磁矩使磁化NS自旋向上。这会消耗双星的角动量，加速内旋。更快的合并导致合并前发生的轨道更少，这将影响地基激光干涉仪的匹配过滤引力波搜索，并可能为研究具有紧凑吸气的引力理论带来困难。
2012-05-29 astro-ph.HE gr-qc
Measurability of the tidal deformability by gravitational waves from coalescing binary neutron stars
结合新的引力波形的长期（14- 16轨道）的数值相对论模拟与波形的有效一体（EOB）的形式主义合并的双中子星，我们构建混合波形和估计的无量纲潮汐形变的中子星，$Λ$，先进的引力波探测器的可测量性。我们集中在总质量为$2.7M_\odot$的等质量病例。我们发现，在假设的有效距离为$D_{\rm eff}=200$ Mpc的事件，在1- $σ$，2- $σ$和3- $σ$水平，先进的LIGO的无量纲潮汐变形性的可区分的差异将分别为$\approx 100$，400和800。如果真实的状态方程是刚性的，典型的中子星半径是$R \gtrsim 13 $ km，我们的分析表明，对于$D_{\rm eff}=200$ Mpc的事件，在2- $σ$水平上，半径将被限制在$\approx 1$ km之内.另一方面，如果真实的状态方程是软的，并且典型的中子星半径是$R\lesssim 12$ km，则很难从许多软的状态方程中缩小状态方程，尽管仍然可以将真实的状态方程与具有$R\gtrsim 13$ km的刚性状态方程区分开来。我们还发现，对于$D_{\rm eff}=200$ Mpc的事件，来自双中子星的引力波与来自无自旋双黑洞的引力波在2- $σ$以上的水平上是可以区分的. EOB形式主义，泰勒-T4，泰勒-F2近似作为inspiral波形模型的有效性也进行了检查。
2016-03-03 gr-qc
Early warning of coalescing neutron-star and neutron-star-black-hole binaries from nonstationary noise background using neural networks
多信使天文学的成功依赖于像LIGO和Virgo这样的引力波天文台，以提供涉及中子星（包括中子星双星和中子星黑洞）的合并事件的及时警告，这进一步取决于LIGO的低频灵敏度，因为典型的双中子星会在这个波段停留几分钟。然而，目前LIGO的亚60 Hz灵敏度尚未达到其设计目标，并且多余的噪声可以在20 Hz以下超过一个数量级。它受到来自辅助控制回路的非线性耦合噪声的限制，这些噪声也是非平稳的，这对现实的预警管道提出了挑战。然而，基于机器学习的神经网络提供了同时提高低频灵敏度和减轻其非平稳性的方法，并以非常短的计算时间检测实时引力波信号。我们建议通过将主要的引力波读数和关键的辅助证人输入到复合神经网络来实现这一点。使用模拟数据与代表真正的LIGO探测器的特性，我们的机器学习为基础的神经网络可以减少非线性耦合噪声约5倍，并允许一个典型的双中子星（中子星-黑洞）被检测到合并前100秒（10秒）在40 Mpc（160 Mpc）的距离。如果能进一步将噪声降低到基本极限，我们的神经网络可以分别实现对双星中子星和中子星黑洞的80 Mpc和240 Mpc距离的探测。因此，它表明，利用基于机器学习的神经网络是一个很有前途的方向，及时检测的电磁明亮的LIGO/Virgo源的合并。
2021-04-19 astro-ph.HE astro-ph.IM gr-qc
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
Gravitational Radiation from Coalescing Binary Neutron Stars
利用三维数值模拟方法计算了吸入型双中子星合并和聚并产生的引力辐射。恒星被建模为多面体，并开始在点质量极限在广泛的分离。流体动力学积分采用光滑粒子流体动力学（SPH）和牛顿引力，引力辐射采用四极近似计算。我们已经进行了几次模拟，改变了中子星的半径和状态方程。由此产生的引力波能谱$dE/df$包含了关于合并和合并的流体动力学的丰富信息。特别是，我们的研究结果表明，详细的信息都$GM/Rc^2$和状态方程，原则上可以从光谱中提取。
1994-11-11 astro-ph gr-qc
Analytically improved and numerical-relativity informed effective-one-body model for coalescing binary neutron stars
本研究提出了用于双中子星合并的改进版有效单体模型TEOBResumS，通过引入高阶潮汐项、次准圆修正和受数值相对论启发的参数，提升了模型与数值模拟的一致性，并提供了闭式频域表示。
2023-07-27 astro-ph.HE gr-qc
Deci hertz Laser Interferometer can determine the position of the Coalescing Binary Neutron Stars within an arc minute a week before the final merging event to Black Hole
在$\sim 2020$的$ f\sim 0.1{\rm Hz}$，用$h_{rms}\sim 10^{-23}$在空间构造激光干涉仪引力波天线是可能的。这个十分之一赫兹天线可以被称为DECIGO/BBO，它们分别代表DECi赫兹干涉仪引力波观测台和大爆炸观测台。通过对$\sim$ 300 Mpc处的中子星或黑洞合并双星1-10年观测资料的分析，可以预先给出$\sim$在角分内的空间位置和$\sim 0.1$秒内的合并时刻。在知道最终合并事件的准确位置和时间后，利用高频（$ f\sim 100{\rm Hz}$）引力波天线和从无线电频率到超高能γ射线的电磁波天线进行后续同步观测，将揭示黑洞合并和形成这一神秘事件中的物理现象。
2003-08-19 astro-ph gr-qc
Inferring the neutron star equation of state simultaneously with the population of merging neutron stars
观测多颗合并的中子星的性质将同时提供对中子星质量和自旋分布、中子星合并速率以及核物质状态方程的深入了解。并不是所有包含中子星的合并双星都是相同的。这些合并双星的多样性可能来自广泛或多峰的NS质量分布;不同和极端的NS出生自旋的影响; NS-BH合并的可能性;甚至是相变的可能性，允许NS具有相似的质量，但强烈的发散半径。在这项工作中，我们提供了一个具体的算法来结合所有的信息，从GW测量到一个联合约束的NS合并率，NS属性的分布，和核物质状态方程。使用一个具体的例子，我们展示了如何偏置的质量分布推断可以显着影响恢复的状态方程，即使在小$N$限制。用同样的具体例子，我们展示了如何小的$N$观测可以确定一个双峰的质量和自旋分布合并NS同时与EOS。我们的一致性方法可以立即推广到其他观测约束。
2020-01-06 astro-ph.HE gr-qc
An instability due to the nonlinear coupling of p-modes to g-modes: Implications for coalescing neutron star binaries
在恒星内部传播的弱非线性流体波可能对三波相互作用不稳定。共振参数不稳定性是一种众所周知的三波相互作用形式，其中频率为$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
General-relativistic treatment of tidal $g$-mode resonances in coalescing binaries of neutron stars. I. Theoretical framework and crust breaking
在中子星双星合并的最后阶段，恒星的准正常模可以被潮汐场共振激发。如果由激发模式施加的应变超过地壳可以线性响应的程度，则可能发生局部地壳破坏。在这项工作中，我们重新研究相对论性中子星在最后$\sim$ 10秒内的共振$g$模式激发。我们采用现实的状态方程，通过限制从GW 170817，包括第三阶后牛顿项的守恒轨道运动，并采用2.5后牛顿计划的引力反作用。频率调制的模式，由于潮汐场，洛伦兹力，和（慢）旋转也被认为是调查共振激发$g$模式可实现的最大应变。根据状态方程，分层程度，和恒星磁场，我们发现，某些$g$模式的激发可能能够打破地壳合并前几秒钟。
2021-06-30 gr-qc hep-ph
Sub-radian-accuracy gravitational waves from coalescing binary neutron stars II: Systematic study on the equation of state, binary mass, and mass ratio
我们使用自适应网格细化数值相对论程序{\tt SACRA-MPI}，报告了{ \it new} 26个非自旋双星系统的数值相对论模拟结果。最小网格间距为$\approx 64$ -- $85$ m，具体取决于系统。首先，我们推导出长期高精度的螺旋引力波形，并表明，由于有限的网格分辨率的累积引力波相位误差小于$0.5$ rad在超过$200$ rad的相位演化，无论系统。我们还发现，一个二元系统的引力波相位误差与一个表列状态方程（EOS）是可比的分段多方状态方程。验证了SACRA螺旋形重力波形模板，并将其用于从重力波观测中提取潮汐形变，发现我们的波形建模精度在重力波相位上为$\lesssim 0.1$ rad，在重力波振幅上为$\lesssim 20 \%$，直到重力波频率$1000$ Hz。最后，我们校准了文献中提出的合并后引力波信号与潮汐变形能力/中子星半径之间的普适关系，并表明它们受到系统论的影响，许多被提出为普适的关系并不具有很强的普适性。提出了改进的拟合公式。
2020-03-12 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Constraining modified theories of gravity with gravitational wave stochastic background
引力波的直接发现终于为我们的宇宙打开了一扇新的观测窗口，这表明合并的双黑洞的数量比之前预期的要大。这些源产生了一个无法分辨的引力波背景，可能被地面干涉仪观测到。在本文中，我们调查如何修改后的重力理论，使用ppE形式主义建模，影响预期的信号，并分析所产生的随机背景的可探测性由当前和未来的地基干涉仪。我们发现AdLIGO将能够设置修改后的理论的约束，表明它们可能会显着提高目前的界限从天体物理观测的二进制brachiars。
2016-08-29 astro-ph.HE gr-qc
Gravitomagnetic resonant excitation of Rossby modes in coalescing neutron star binaries
在合并的中子星双星中，其中一颗星的r模可以被其伴星的重力磁潮汐场共振激发。这后牛顿重力磁驱动这些模式占主导地位的牛顿潮汐驱动以前计算的何和赖。在潮汐膨胀参数R/r（其中R是中子星的半径，r是轨道间距）中，只有l=2，|m| = 1和|m| = 2的r模被激发。通过这种驱动作用对恒星所做的潮汐功，会影响内旋的演化和所发射的引力波信号的相位。对于一颗质量为M、半径为R、自旋频率为f_spin的中子星，用Gamma =2的多面体模型来模拟，其伴星的质量也为M，m=2模的引力波相移为（0.1弧度）（R/10 km）^4（M/1.4 M_sun）^{-10/3}（f_spin/100 Hz）^{2/3}，以获得最佳的自旋方向。对于正则中子星参数，这种相移可能无法被引力波探测器（如LIGO）探测到，但如果中子星半径更大，则在信噪比适度大的情况下可能可以探测到。对于中子星-黑洞双星，这种影响较小;对于大质量的伴星，相移与伴星质量成-4/3次方。从轨道到恒星的净能量转移是负的，对应于内旋的减速。这是因为这种相互作用降低了恒星的自旋，并且只发生在满足欧拉塞卡-弗里德曼-舒茨不稳定性判据的模式中。
2007-02-02 astro-ph gr-qc
The Spatial Distribution of Coalescing Neutron Star Binaries: Implications for Gamma-Ray Bursts
我们发现的聚结时间，出生率，空间速度，以及随后的径向偏移的聚结中子星（NS）在各种星系的潜力占大的不对称踢期间引入的超新星的分布。结合NS-NS二进制的出生率是相当敏感的反冲速度的大小，但尽管如此，类似（~10每银河每百万年）以前的人口合成研究。然而，零年龄主层序以来的合并时间分布对井涌速度的选择相对不敏感。合并时间的中位数约为1亿年，我们发现致密双星应该密切跟踪宇宙中的恒星形成率。在一个合理的星系势范围内（M_galaxy> 3 x 10^10 M_solar），NS-NS合并的径向偏移中值小于10 kpc。在z = 1的红移下（H_0 = 65 km/s/Mpc，Omega = 0.2），这意味着一半的合并应该发生在距离宿主星系约1.3角秒的范围内。除了最浅的潜势外，90%的NS-NS双星在距离宿主30 kpc的范围内合并。我们发现，虽然合并的中子星双星的空间分布是一致的，与已知的光学余辉的伽马射线暴（GRB）与微弱的星系的密切空间关联，一个不可忽略的分数（~15%）的GRB应该发生在（> 30千秒差距）的矮星系主机。由于主机中的尘埃，偏移量的投影和星际介质密度的范围内的灭绝混淆了星系周围的NS-NS合并的真实分布与一组可观察到的光学瞬变/星系偏移。
1999-01-15 astro-ph gr-qc
Dirichlet Process Gaussian-mixture model: An application to localizing coalescing binary neutron stars with gravitational-wave observations
我们重建后验分布的位置（天空面积和距离）的一组模拟的二元中子星引力波信号观测先进LIGO和先进处女座。我们使用狄利克雷过程高斯混合模型，一个完全贝叶斯非参数方法，可用于估计概率密度函数与一组灵活的假设。可靠地重建源位置的能力对于多信使天文学是重要的，正如最近的GW 170817所证明的那样。我们表明，探测器网络的早期操作的先进LIGO和先进的处女座，典型的本地化卷$\sim10^4$- $10^5~\mathrm{Mpc^3}$对应于$\sim10^2$ - $10^3$潜在的宿主星系。定位体积是网络信噪比的强函数，大致按$\propto \varrho_{net}^{-6}$缩放。分数局部化随着向网络添加更多检测器而改善。我们的狄利克雷过程高斯混合模型可用于定位在未来的引力波观测运行中检测到的事件，并用于促进及时的多信使后续行动。
2018-06-04 astro-ph.IM gr-qc
Coalescing binary systems of compact objects: Dynamics of angular momenta
一个由致密天体组成的并合双星系统的终态强烈地依赖于最终的总质量M和角动量J。由于引力辐射辐射导致双星系统通过准圆形轨道缓慢地演化到最里面的稳定轨道，本文研究了J/M^2比值的相应行为，它必须小于1（G/c）或约为0.7（G/c）。黑洞或中子星的形成。结果表明，在螺旋相结束时，黑洞或中子星形成的条件不满足的情况下。自旋效应的列入导致我们的进动方程的研究也适用于重力波形的计算。
1998-12-15 astro-ph gr-qc
Gravitational waves from coalescing compact binaries
这篇文章的目的是提供一个教学帐户有关的问题，并在最近的工作，引力波从合并紧凑的双星（组成的中子星和/或黑洞）。这些波是最有希望的尺寸更大的干涉探测器，如LIGO和VIRGO。讨论的主题包括：这些问题包括：干涉测量探测器及其噪声;合并致密双星及其引力波形;信号探测和测量的匹配滤波技术;后牛顿理论和黑洞微扰方法中的波形计算;以及后牛顿展开式的准确性。
1995-08-07 gr-qc
Coalescing binary systems of compact objects to (post)$^{5/2}-Newtonian order. V. Spin Effects
本文研究了自旋轨道耦合和自旋自旋耦合对凝聚双星系统内旋的影响，以及它们对引力辐射的影响。使用由Blanchet，Damour和Iyer开发的形式主义，我们计算由于旋转的机构的对称无迹辐射多极矩，用于计算波形，能量损失和角动量损失的贡献从inspiralling二进制。使用运动方程，其中包括由于自旋轨道和自旋自旋耦合的条款，我们发展的轨道合并的二进制和使用的轨道来计算发射的引力波形。我们发现天体的自旋以几种方式影响波形：1）自旋项有助于双星的轨道衰变，从而有助于引力波形的累积相位。2)自旋导致轨道平面进动，这改变了轨道平面相对于观察者的取向，从而导致波形的形状被调制。3)自旋直接影响波形的幅度。我们讨论了自旋效应的大小和重要性的情况下，两个合并的中子星，和一个中子星的情况下，快速旋转的$10M_\odot$黑洞。
1995-06-08 gr-qc
Gravitational wave background from coalescing compact stars in eccentric orbits
本文计算了银河系中一个稳定聚并的中子星双星群体产生的随机引力波背景。这个背景被发现构成一个混乱的限制在LISA频带内的限制频率$\NUlim{}\sim 10^{-3}$ Hz，离开频率窗口$\sim 10^{-3}$ - $10^{-2}$ Hz开放的宇宙学随机引力波和信号涉及大规模黑洞宇宙学距离的潜在检测。
2001-06-18 astro-ph gr-qc
Effective-one-body model for coalescing binary neutron stars: Incorporating tidal spin and enhanced radiation from dynamical tides
本文提出纳入潮汐自旋及其轨道反作用和有限频率辐射修正的有效单体波形模型，揭示忽略潮汐自旋会导致0.3-4弧度相位误差，并扩展了高背景自旋区域的动力学描述。
2025-03-07 gr-qc
Constraining the neutron star equation of state using multi-band independent measurements of radii and tidal deformabilities
使用贝叶斯方法，我们结合天体物理和引力观测获得的中子星宏观观测值的测量，推导出联合约束的状态方程（EoS）的物质在超核密度。在我们的分析中，我们使用两组数据：（i）的质量和潮汐变形测量的二元中子星事件GW 170817，探测LIGO和处女座;（ii）的质量和恒星半径测量的核爆炸的观测吸积低质量X射线双星。利用状态方程的两种不同参数化方法，计算了EoS参数的后验概率分布，并由此推断了GW 170817的两颗中子星的半径和质量的后验分布.我们对半径设置的约束比以前的边界更严格。
2019-09-16 astro-ph.HE gr-qc
