Neutron Star Mergers and Nucleosynthesis of Heavy Elements
自从发现脉冲双星和观测到其轨道能量损失以来，中子星合并的存在就得到了支持，这与广义相对论是一致的。它们被认为是快速中子俘获过程（r-过程）的核合成位点，该过程负责产生除Fe之外的所有重元素的大约一半，并且是除Pb和Bi之外的元素的唯一来源。基于中子星物质减压的详细核合成计算与太阳重核r过程丰度是一致的。中子星合并也被确认为通过其红外余辉产生短持续时间的γ射线爆发。喷射物质中的高中子密度允许剧烈的r过程，导致远离（核）稳定区域的最重核的裂变循环。几种核性质的不一致性影响丰度分布。天体物理事件的模拟还取决于流体动力学处理、合并后和黑洞可能出现之前中微子风的发生以及黑洞吸积盘的性质。我们讨论了核和建模的不确定性的影响，并得出结论，二进制紧凑的合并可能是一个（或）在我们的银河系的r-过程核生产的主导网站。
2017-10-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Equation of state sensitivities when inferring neutron star and dense matter properties
极端条件下的稠密物质状态方程是一个重要的开放性问题。对中子星的天体物理观测有望解决这个问题，NICER准备使用波形建模技术对几颗恒星的质量和半径进行精确测量。然而，不太清楚的是，这些质量半径测量如何转化为状态方程约束，以及相关的状态方程灵敏度是什么。我们使用贝叶斯推断探索和对比的约束，将导致不同的选择状态方程参数化;比较良好的分段多方参数化的基础上的物理动机的假设，在致密物质的声速。我们还比较了从贝叶斯推断的约束，从简单的兼容性削减。我们发现，状态方程参数化的选择，特别是它的先验假设可以有一个显着的影响推断的全球质量半径关系和状态方程的约束。我们的研究结果指出，重要的敏感性时，推断中子星和致密物质的属性。这也适用于从引力波观测中得出的推论。
2019-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Can Neutron Star Mergers Alone Explain the R-process Enrichment of the Milky Way?
本文更新2014年关于双致密星并合对银河系r过程元素增丰影响的计算，以纳入LIGO新探测结果和新的r过程元素产率，检验仅靠中子星并合能否解释银河系r过程增丰。
2024-10-23 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Dynamics and gravitational-wave emission of neutron-star merger remnants
中子星双星的合并很可能导致大范围双星质量配置的中子星合并残余物的形成。大质量的合并残留物显示出强烈的振荡，这是由合并过程激发的，并发出引力波。本文讨论了通过探测并合后的引力波辐射来推断中子星的未知恒星性质的可能性和前景，从而导致高密度物质状态方程的约束。特别是，合并后残余物的主要振荡频率提供了严格的限制中子星半径。我们提到的第一个步骤，对合并后排放的未来引力波搜索的实际实施。此外，我们概述的可能性，估计未知的最大质量的非旋转中子星从这种类型的测量。最后，我们回顾了中子星合并的引力波谱中第二峰的起源和科学意义，以及合并后残余物动力学行为的差异取决于二元结构。这些考虑导致合并后的引力波排放和合并后的动态统一的图片。
2016-02-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The lifetime of binary neutron star merger remnants
虽然双中子星系统演化的主要特征现在已经很好地建立，但许多细节仍然存在争议，特别是关于合并后的阶段。特别是，合并后形成的超大质量中子星的寿命很难预测。在这项工作中，我们提供了一个简单的解析关系的合并残余物的初始质量的函数的中子星的寿命。这种关系的结果从一个联合拟合的数据从观测证据和各种数值模拟。通过这种方式，涵盖了大范围的塌缩时间，物理效应和状态方程。最后，我们将该关系应用于引力波事件GW 170817，以约束稠密物质的物态方程。
2020-06-08 astro-ph.HE 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
Actinide Production in Neutron-Rich Ejecta of a Neutron Star Merger
快速中子俘获（“r”）过程负责合成许多在太阳系和银河系贫金属晕星中观察到的重元素。对r-过程核合成的模拟可以重现从观测中获得的丰度，但到目前为止，还不能解释所观察到的锕系元素的过度增强，大约30%的r-过程增强恒星中存在这种现象。在这项工作中，我们调查的动态喷出物中的一个中子星合并的锕系元素的生产和探索，如果不同层次的中子丰富度可以重现的锕系元素的推动。我们还研究了锕系元素产生对核物理性质的敏感性：裂变分布，β衰变和质量模型。在大多数情况下，锕系元素是过量生产在我们的模型中，如果初始条件是足够的中子丰富的裂变循环。我们发现，锕系元素的生产可以是如此强大的动态喷出物，一个额外的镧系元素丰富，锕系元素贫乏的组件是必要的，以配合观测的锕系助推星。我们提出了一个简单的锕系元素稀释模型，在合并事件内的两个核合成位点的估计贡献折叠。我们的研究表明，虽然中子星合并的动态喷出物是形成锕系元素的可能生产场所，但另一个或多个场所（例如，中子星合并吸积盘风），以解释r过程增强的贫金属星的丰度。
2018-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
GW200115: a non-spinning black hole -- neutron star merger
GW 200115是第二次通过引力波探测到的黑洞和中子星的合并。对信号的推断允许一个大的黑洞自旋与轨道角动量不一致，但对对齐的自旋值几乎没有支持。我们表明，这是一个自然的结果，测量的参数的黑洞-中子星二进制与非自旋组件，同时假设先验的LIGO-Virgo-KAGRA分析。我们认为，一个先验的，非旋转的二进制更符合目前的天体物理学的理解。
2021-11-05 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Collimated outflows from long-lived binary neutron star merger remnants
最近，GRB 170817 A与双星合并事件GW 170817的关联证实了短伽马射线暴（SGRB）与双星合并事件中子星（BNS）之间的联系。然而，没有确凿的迹象表明，合并残余的动力SGRB喷流是一个吸积黑洞（BH）或长寿的大质量中子星（NS）。在这里，我们探讨后一种情况下，通过BNS合并后的模拟覆盖到250毫秒合并。我们首次在完整的合并模拟中报告了沿着NS残骸的自旋轴形成的磁驱动准直流出。对于手头的系统，这样的外流的属性被发现在很大程度上与SGRB射流不兼容。适当考虑到我们目前的调查的局限性和警告，我们的研究结果有利于BH起源的GRB 170817A和SGRB一般。尽管这一结论需要通过探索更大范围的物理条件来证实，但我们简要讨论了所有SGRB喷气机由吸积BH提供动力的可能后果。
2020-04-08 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Can neutron star mergers alone explain the r-process enrichment of the Milky Way?
比较银河系中观察到的元素丰度银河系的化学演化模型，我们表明，中子星合并可以是一个领先的r-过程网站，只有在低金属量，这种合并有很短的延迟时间和显着的喷出物质量，是由质量的紧凑的对象。也就是说，黑洞-中子星合并，取决于黑洞的自旋，可以发挥重要作用的早期化学富集的银河系。我们还表明，本文中使用的二进制人口合成模型，即，COMPAS、StarTrack、Brussels、ComBinE和BPASS目前可以重现元素丰度观测结果。这些预测不仅对中子星合并是有问题的，而且对Ia型超新星也是如此，这可能指出了双星演化模型的缺陷。
2022-12-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Conformally flat, quasi-circular numerical simulations of the gravitational wave chirp from binary neutron star merger GW170817
Center for Astrophysics, Department of Physics, University of Notre Dame（圣母大学天体物理中心物理系）；Center for Research Computing, University of Notre Dame（圣母大学计算研究中心）
本文通过共形平坦、准圆轨道近似下的相对论数值模拟，校准了GW170817引力波啁啾信号，验证了近似有效性，并建立了约束核状态方程的新方法。
2021-03-08 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A unified picture of the post-merger dynamics and gravitational wave emission in neutron-star mergers
在确定了引力波谱次级峰产生的新机制后，我们介绍了一个对中子星合并后动力学和引力波辐射的分类方案。它是由螺旋变形造成的，其模式相对于遗迹中心的双核结构旋转较慢。该次峰通常在频率上与由四极和准径向振荡之间的非线性相互作用产生的次峰很好地分离。新的机制可以解释在残骸的一些物理特征中看到的低频调制，例如中心延迟函数，最大密度和两个核心之间的分离。我们发现两种类型的次峰之间的引力波频率和非旋转的单个中子星，存在固定的总二进制质量的紧凑性的经验关系。这些发现是来自等质量的双星没有内在的中子星自旋分析流体动力学模拟没有磁场的影响。我们的分类方案可以形成合并后阶段的详细引力波模板的建设的基础。我们发现，准径向振荡频率的残余减少与总的二进制质量。对于一个给定的合并事件，我们的分类方案可以允许确定的接近测得的总二进制质量的阈值质量，及时黑洞的形成，这可以，反过来，产生一个估计的最大中子星质量。
2015-06-02 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
High resolution numerical-relativity simulations for the merger of binary magnetized neutron stars
我们在日本超级计算机K。中子星和合并遗迹被70 μ m的网格覆盖，这是迄今为止得到的结果中分辨率最高的。通过深入的分辨率研究，首次阐明了中子星并合过程中磁场的几种放大机制。首先，在合并开始时剪切层中发展的开尔文-亥姆霍兹不稳定性显著地放大了磁场。合并后形成的超大质量中子星（HMNS）会受到非轴对称的磁旋转不稳定性的影响，这种不稳定性放大了HMNS中的磁场。这两种放大机制不能用非相干分辨率运行找到。我们还表明，HMNS最终崩溃的黑洞所包围的吸积环面，这是在出生时强烈磁化。
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutron Star Mergers in AGN Accretion Disks: Cocoon and Ejecta Shock Breakouts
中子星合并被认为发生在超大质量黑洞周围的吸积盘中。在这里，我们表明，一个假定的喷流发射的合并的中子星（BNS）或中子星-黑洞（NSBH）合并发生在迁移陷阱在一个活动星系核（AGN）盘将被扼杀。喷射能量沉积在盘状材料内，为热茧提供动力。茧状体的能量足以从活动星系核盘中爆发出来，并在合并后产生明亮的X射线冲击爆发瞬变，峰值在$\sim0.15\,{\rm d}$。峰值亮度估计为$\sim 10^{46}\,{\rm erg}\,{\rm s}^{-1}$，它可以由爱因斯坦探测器从$z\lesssim 0.5$发现。后来，从合并中发射的非相对论性喷出物将打破磁盘，并在合并后为X射线/紫外线耀斑提供能量，峰值为$\sim 0.5\,{\rm d}$。该第二冲击爆发信号可以通过UV瞬态搜索来检测。茧层冷却辐射和千诺瓦辐射都被圆盘辐射所掩盖，难以检测。未来对BNS/NSBH并合产生的引力波和伴随的两个激波爆发特征的联合观测将为AGN盘中致密双星并合形成通道提供强有力的支持。
2020-12-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Nuclear Physics of Binary Neutron Star Mergers
Frankfurt Institute for Advanced Studies（法兰克福高级研究院）
本文综述了双中子星并合中核物理的作用，重点讨论致密物质状态方程如何影响并合动力学、多信使信号及重元素合成，并总结了当前约束与未来方向。
2026-09-29 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Binary neutron star mergers after GW170817
2017年8月首次联合探测到来自双中子星（BNS）合并的引力波和电磁信号（事件名为GW 170817），这是对这些非凡系统进行持续研究的一个重要里程碑。在这篇简短的评论中，我们介绍了BNS合并作为天体物理学和基础物理学的最重要的事件，并讨论了这第一个多信使观测，其中包括令人信服的证据，这种合并产生大量的重r-过程元素，并可以电源短伽马射线暴的主要发现。我们进一步讨论了这一事件和BNS合并留下的关键问题，重点关注理论模型和数值模拟的现状和局限性。
2020-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Modelling the formation of the first two neutron star-black hole mergers, GW200105 and GW200115: metallicity, chirp masses and merger remnant spins
这两颗中子星-黑洞合并（GW 200105和GW 200115）是由先进的LIGO和Virgo在引力波中观测到的，标志着自然界中首次发现此类双星。我们利用粒子数合成网格模型，通过孤立双星演化研究了这两个中子星-黑洞系统。利用双星的质量和自旋观测（啁啾质量、有效自旋和剩余自旋），我们探讨了它们在不同金属丰度环境中不同的可能形成通道。我们的模型仅在假设黑洞不旋转时支持LIGO数据。我们的研究结果表明，强烈的偏好，GW 200105和GW 200115形成的恒星与亚太阳金属丰度$Z\lesssim 0.005$。只有两个富金属（$Z=0.02$）模型与GW 200115一致。我们还发现，啁啾质量和剩余自旋共同帮助约束模型，而有效的自旋参数不添加任何进一步的信息。我们还提出了可观察到的（即后选择效应）的中位数值的自旋和质量分布从我们的所有模型，这可能会被用作参考，为未来的合并。此外，我们发现剩余自旋参数分布在不同的中子星-黑洞子群体中表现出不同的特征。我们发现，非旋转的，第一个出生的黑洞占主导地位的合并显着的中子星-黑洞人口，确保电磁同行这样的合并是罕见的事情。
2022-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Bulk Viscous Damping of Density Oscillations in Neutron Star Mergers
本文讨论了在与中子星合并有关的温度范围内致密核物质密度振荡的阻尼。这种阻尼是由于中子衰变和电子俘获的弱相互作用“Urca”过程引起的体积粘度。核物质是在相对论密度泛函方法建模。体粘滞系数在接近中微子捕获温度时达到共振最大值，然后随着温度上升到中微子被捕获在中子星中的范围内而迅速下降。我们调查的体积粘性耗散时标在合并后的对象，并确定制度，这些时标是短的特征时标$\sim$ 10毫秒，因此，可能会影响合并后的对象的演变。我们的分析表明，体积粘性阻尼将是重要的，在不太高的温度的顺序的几兆电子伏和密度的几倍饱和密度。
2020-06-22 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Gravitational waves from remnant massive neutron stars of binary neutron star merger: Viscous hydrodynamics effects
采用广义相对论剪切粘性流体力学的Israel-Stewart形式的简化形式，我们探讨了双中子星合并的残余大质量中子星的演化，并特别注意由此产生的引力波形。我们发现，对于$10^{-2}$阶的所谓粘性α参数的合理值，残余大质量中子星中的微分旋转的程度在粘性时间尺度$\alt 5$ \，ms中显著降低。与此相关，非轴对称变形的程度也迅速降低，因此，发射的准周期性引力波的振幅也在粘性时间尺度中衰减。我们的研究结果表明，为模拟合并残留物的演变的双中子星，我们必须考虑磁流体力学效应，这在自然界中可以提供粘性效应。
2017-05-16 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Electromagnetic Signatures of Neutron Star Mergers in the Advanced LIGO Era
包含中子星和恒星质量黑洞的双星合并是未来几年内由干涉仪Advanced LIGO和Virgo直接探测引力波的最有希望的来源。同时探测到这些事件的电磁辐射将大大提高这些发现的科学回报。本文综述了中子星双星合并过程中不同阶段电磁信号和多波长电磁信号的模拟研究现状。我们专注于这些观测提供了最灵敏的诊断合并物理和贡献的快速中子捕获（$r$ -过程）在银河系中的元素的合成。我们还概述了这一快速发展的领域的观测和理论方面的预期未来发展。
2015-12-17 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Global simulations of strongly magnetized remnant massive neutron stars formed in binary neutron star mergers
本文采用广义相对论磁流体力学方法，在最精细网格分辨率为$12.5$ m的高空间分辨率下，对一颗双星中子星合并为一颗大质量残余中子星（RMNS）后的$\approx 30$ ms进行了数值模拟。首先，我们估计合并时的开尔文-亥姆霍兹不稳定性可以将磁场能量放大到热能的$\sim 1\%$。第二，我们发现在带有$ρ< 10^{13}~{\rm g~cm^{-3}}$的RMNS包层和环面中的磁旋转不稳定性维持磁湍流状态，并且在这些区域中的有效粘性参数可能收敛到$\approx 0.01$ -$0.02$。第三，目前的网格分辨率仍然不够精细，以维持磁湍流状态的RMNS与$ρ\ge 10^{13}~{\rm g~cm^{-3}}$。
2018-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Inferring the Equation of State from Neutron Star Observables via Machine Learning
该研究借助符号回归方法，利用多种状态方程揭示中子星观测数据与状态方程参数的强关联，发现最大质量与特定能量密度下的压强、密度相关，且在1-2M⊙质量范围内EoS可由半径和潮汐形变表示，为解码致密物质EoS提供框架。
2025-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Neutrino Fast Flavor Conversions in Neutron-star Post-Merger Accretion Disks
两颗中子星或一颗中子星与一个恒星质量的黑洞合并时，可能会形成一个致密的吸积盘。从这样的吸积盘流出已被确定为一个主要网站的快速中子捕获（r-过程）核合成和作为源的“红色”千诺瓦排放后，第一次观察到的中子星合并GW 170817。本文采用广义相对论辐射磁流体动力学方法对一个典型的并合后吸积盘进行了长时程模拟，初始吸积速率为$\dot{M}\sim 1\,M_\odot\,\text{s}^{-1}$，并合后吸积时间超过400 ms。我们包括中微子辐射输运，占中微子快速风味转换动态的影响。我们发现无处不在的味道振荡，导致显着更多的中子丰富的流出，提供镧系元素和第三峰r-过程丰度类似于太阳丰度。这提供了强有力的证据，合并后的吸积盘是重r过程元素的主要生产场所。类似的风味效应可以允许增加的镧系元素生产的葡萄酒。这里提出的形式主义也可以用于核心坍缩超新星的模拟，以探索快速转换是加强还是削弱爆炸。
2021-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
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
Measuring neutron-star properties via gravitational waves from binary mergers
通过大量对称中子星（NS）的并合模拟，我们证明了并合后引力波（GW）发射的频率峰值与核物质状态方程（EoS）的物理性质（如最大质量的Tolman-Oppenheimer-Eohoff组态的半径）之间存在紧密的相关性.因此，合并后GW信号的峰值频率的单个测量将显著地约束NS EoS。对于合理乐观的合并率估计，Advanced LIGO的相应检测可能会在大约一年的操作时间内发生。
2011-11-23 astro-ph.SR gr-qc
Prompt merger collapse and the maximum mass of neutron stars
我们进行流体动力学模拟的中子星合并的大样本的温度依赖性，核状态方程，并确定阈值质量以上的合并残留物迅速崩溃，形成一个黑洞。我们发现，根据状态方程的不同，阈值质量比孤立的非旋转恒星的最大质量大30%到70%。我们的模拟还表明，阈值质量与最大质量之间的比率与非旋转最大质量配置的紧凑性密切相关。我们推测如何利用这种关系，从未来的观测中子星属性的约束。
2013-09-08 astro-ph.SR gr-qc nucl-th
