Modeling the Saturation of the Bell Instability Using Hybrid Simulations
Bell（2004）预测的非共振宇宙线不稳定性被认为在超新星遗迹附近的宇宙射线（CR）加速和禁闭中起着重要作用。尽管它的重要性，负责饱和的不稳定性的确切机制尚未确定，并没有第一原理预测的饱和磁场的幅度。使用调查的自洽动力学混合动力学模拟（与动力学离子和流体电子），我们研究了饱和的非共振流不稳定性的热背景等离子体和CR人口的参数的函数。饱和磁场的强度对超新星遗迹中的CR加速和银河系中的CR扩散都有重要意义。
2019-09-13 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Modeling the Saturation of the Bell Instability using Hybrid Simulations
该研究通过混合模拟考察 Bell 不稳定性的饱和机制，发现饱和磁压与初始宇宙射线各向异性压相当，并给出磁场放大的预测性处方。
2024-04-05 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Saturation of Magnetorotational Instability through Magnetic Field Generation
通过解析准线性理论和旋转圆盘中单模的非线性计算，研究了磁旋转不稳定性（MRI）的饱和机理。我们发现，大规模的磁场是通过阿尔法效应（速度和磁场波动的相关产品）产生的，并导致MRI模式饱和。如果允许大尺度等离子体流发展，则模式也可以通过其流松弛而饱和。在天体物理等离子体中，由于引力约束，流不能放松，模式仅通过场产生饱和。
2009-04-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Effect of nuclear saturation parameters on possible maximum mass of neutron stars
为了系统地研究表征高密度区物理的重要性质之一--中子星可能的最大质量，本文采用不同核饱和参数值的低密度区唯象状态方程，并将其与介质中可能的最大声速表征的高密度区状态方程相联系，建立了中子星模型。推导了中子星可能的最大质量的经验公式。如果观测到大质量中子星，就有可能得到高密度区可能的最大声速的约束。
2017-01-20 astro-ph.HE nucl-th
Magnetic Field Saturation of the Ion Weibel Instability in Interpenetrating Relativistic Plasmas
用从头算粒子模拟方法研究了离子Alfvén电流下的韦伯不稳定性随时间的演化和饱和。结果表明，当磁场能量维持在初始束流动能的1.5%时，三维空间中的离子韦伯电流可以演化为阿尔文电流.电流丝在饱和时不再是孤立的，而是相互连接形成网络结构。电子在细丝的聚结过程中被持续加热，这对于获得比2D模拟强得多的持续磁场至关重要。结果再次强调了在实验室、天体物理学和宇宙学的情况下，韦伯不稳定性在产生磁场方面的重要性。
2018-05-18 astro-ph.CO astro-ph.HE physics.ins-det
The One-Armed Spiral Instability in Neutron Star Mergers and its Detectability in Gravitational Waves
利用高分辨率长期数值相对论模拟方法研究了中子星合并后残留物中$m=1$单臂螺旋不稳定性的发展和饱和。我们的研究结果表明，这种不稳定性是一个通用的结果中子星合并在天体物理学相关的配置，包括“硬”和“软”核状态方程。我们发现，一旦种子在合并，$m=1$模式饱和内$\sim 10\ \mathrm{ms}$，并持续在长期的时间尺度。由$m=1$不稳定性发射的引力波在$1-2\ \mathrm{kHz}$附近有一个峰值频率，如果被探测到，可以用来约束中子星的状态方程。我们通过将我们的高分辨率数值数据与最先进的有效单体波形（包括潮汐效应）相结合，构建了跨越整个Advanced LIGO波段的混合波形。我们使用完整的混合波形来研究先进LIGO和爱因斯坦望远镜的单臂螺旋不稳定性的可探测性。我们的结论是单臂螺旋不稳定性不是一个有效的引力波发射器。目前这一代探测器不太可能观测到它，需要第三代干涉仪。
2016-09-22 astro-ph.HE gr-qc
The saturation of the Bell instability and its implications for cosmic ray acceleration and transport
本文提出Bell不稳定性饱和的协变理论，经动力学模拟验证，适用于任意宇宙射线分布，并探讨其对宇宙射线加速与输运的影响。
2023-10-10 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
Saturation Level of Ion Weibel Instability and Isotropization Length Scale in Electron-Ion Weibel-Mediated Shocks
本研究通过理论和粒子模拟，揭示电子物理决定离子韦伯不稳定性产生的磁场饱和水平，并建立各向同性化长度模型，发现电子加热对超相对论激波形成至关重要，而典型星际介质中的非相对论激波并非纯韦伯介导。
2024-05-01 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Impact of Cosmic Ray Distribution on the Growth and Saturation of Bell Instability
Indian Institute of Science（印度科学学院）；Princeton University（普林斯顿大学）
通过一维动理学模拟，研究单能及幂律宇宙线动量分布对非共振流不稳定性（贝尔不稳定性）线性增长与饱和的影响，发现线性增长仅由电流决定，而饱和强烈依赖于分布，并提出了修正的饱和判据及天体激波上游的分层约束模型。
2026-06-06 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Saturation of the asymmetric current filamentation instability under conditions relevant to relativistic shock precursors
通常在超音速等离子体流的逆流中出现的电流偏转不稳定性，以其将与各向异性动量分布相关的自由能转换成动力学尺度磁场的能力而闻名。这种不稳定性的饱和已被广泛研究的对称配置，其中相互渗透的等离子体共享相同的属性（速度，密度，温度）。然而，在许多物理环境中，最常见的配置是不对称等离子体流。例如，相对论性无碰撞冲击波的前身包括在冲击波前沿反射的热的、稀释的加速粒子束和冷的、密集的流入背景等离子体。为了确定适当的标准饱和在这种情况下，我们进行了大规模的二维粒子模拟逆流电子-正电子对和电子-离子等离子体。我们表明，在互穿对等离子体中，相关的标准是磁捕获的组件（光束或等离子体），进行较大的惯性的两个，即，不稳定增长突然放缓，一旦这些粒子的频率等于或超过不稳定的增长率。我们提出的饱和度的理论近似。这些发现仍然有效的电子-离子等离子体提供的电子和离子是接近均分的等离子体流的较大的惯性。我们的结果可以直接应用于相对论性弱磁化冲击波的物理，但它们也可以推广到其他情况下的研究。
2021-11-08 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Relativistic Simulations of Eccentric Binary Neutron Star Mergers: One-arm Spiral Instability and Effects of Neutron Star Spin
我们进行广义相对论流体动力学模拟的动态捕获双中子星合并，强调的作用所发挥的中子星自旋。动力学捕获合并可能发生在球状星团，以及其他致密的恒星系统，其中大多数中子星有大的自旋。我们发现合并的结果作为初始中子星自旋的函数的显着变化。对于自旋与轨道角动量一致的情况，剩余超大质量中子星中额外的离心支撑可以防止迅速坍缩成黑洞，而对于不一致的情况，减小的总角动量可以促进坍缩成黑洞。我们发现，即使是中等的自旋可以显着增加喷射物质的量，包括未绑定的速度大于光速的一半，导致更明亮的电磁签名与千新星和相互作用的喷出物与星际介质。此外，我们发现，初始中子星自旋可以强烈地影响已经丰富的现象，在合并后的引力波签名所产生的超大质量中子星的振荡模式。在我们的几个模拟中，由此产生的超大质量中子星发展出单臂（$m=1$）螺旋不稳定性，最明显的情况是那些小但不可忽略的中子星自旋。对于长寿的超大质量中子星，这种不稳定性的存在导致通过引力波探测这些事件的前景得到改善，从而可能提供有关中子星状态方程的信息。
2016-01-13 astro-ph.HE gr-qc
Impact of the tidal p-g instability on the gravitational wave signal from coalescing binary neutron stars
最近的研究表明，合并的中子星是受流体不稳定性，涉及的潮汐的非线性耦合到$p$ -模式和$g$ -模式。然而，它对螺旋动力学的影响以及对引力波信号的影响是不确定的，因为我们不知道不稳定性是如何饱和的。在这里，我们构建了一个简单的，物理动机的饱和模型，使我们能够探索不稳定的影响作为模型参数的函数。我们发现，对于合理的假设饱和，目前的引力波探测器可能会错过$> 70\%$的事件，如果只使用点粒子波形。参数，如啁啾质量，组件质量，和光度距离也可能显着偏差。另一方面，我们发现，相对简单的修改点粒子波形可以减轻这些问题，并提高科学出现的检测二元中子星。
2016-12-02 astro-ph.HE 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
On the Shear Instability in Relativistic Neutron Stars
我们提出了新的结果，在快速和差分旋转中子星的不稳定性。我们在完全的广义相对论中对恒星进行建模，并采用基于统一SLy处方的冷态现实状态方程描述恒星物质。我们提供的证据表明，快速和差分旋转的恒星，低于预期的阈值的动力学棒模不稳定性，β_c = T/ |W| ~ 0.25，但发展剪切不稳定性的动态时间尺度和广泛的β值。这类不稳定性，到目前为止只发现了小的β值和非常小的增长率，因此比以前发现的更普遍，可能更有效地产生强的引力波源。总体而言，我们的研究结果支持Watts，Andersson和Jones对低T/ |W|性质的现象学预测。
2010-05-31 astro-ph.HE gr-qc
Gravitational-wave-driven tidal secular instability in neutron star binaries
我们报道了在中子星双星中存在引力波驱动的长期不稳定性，作用于平衡潮汐。这种不稳定性类似于经典的简正模不稳定性，当主星的自旋超过伴星的轨道频率时，这种不稳定性就会活跃。将中子星建模为牛顿n=1的多面体，我们计算了不稳定的时间尺度，在小的轨道间隔下可以低至几秒，但仍然大于螺旋时间尺度。对轨道和自旋演化的影响也进行了简要的探讨，发现不稳定性减缓了内旋，降低了恒星的自旋。
2019-09-06 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Neutron star mass formula with nuclear saturation parameters for asymmetric nuclear matter
低质量中子星与核饱和参数直接相关，因为它们的中心密度肯定很低。我们已经找到了一个合适的核饱和参数组合来表示中子星质量和引力红移，即，具有对称核物质不可压缩性$K_0$和密度相关核对称能$L$的$η\equiv (K_0L^2)^{1/3}$。在这项研究中，我们新发现的另一个合适的组合，$η_τ\equiv (-K_τL^5)^{1/6}$与同位旋依赖的非对称核物质的不可压缩性，$K_τ$，导出的中子星质量和引力红移的经验关系作为$η_τ$和归一化的中心数密度的函数。利用这些经验关系式，可以在$\sim 10\%$精度范围内计算出中心数密度小于饱和密度3倍的中子星的质量和引力红移，在几个精度范围内计算出半径.此外，我们讨论了中子星质量和半径的限制，从地面实验，使用的经验关系，与那些从天文观测。此外，我们发现$η_τ$和$η$之间的紧密相关性。通过这种相关性，我们推导出对$K_τ$的约束为$-348\le K_τ\le -237$ MeV，假设$L=60\pm 20$和$K_0=240\pm 20$ MeV。
2022-10-21 astro-ph.HE nucl-th
Estimating the nuclear saturation parameter via low-mass neutron star asteroseismology
本文研究了由各种统一的现实状态方程构造的冷中子星引力波的基本（$f$ -）和第一压力（$p_1$ -）模频率。与计算的频率，我们推导出的$f$ -和$p_1$ -模式的频率，$f_f$和$f_{p_1}$，作为恒星平均密度的平方根和参数（$η$），这是一个组合的核饱和参数的函数的经验公式。我们的经验公式表明，通过同时观测$f$和$p_1$模引力波，当$1.5\lesssim f_{p_1}/f_f\lesssim 2.5$（相当于质量为$\lesssim 0.9M_\odot$的中子星模型）时，可以在$\sim 10\%$精度范围内估计$η$，这对中子星物质的物态方程有很强的约束作用.此外，我们还发现最大$f$模频率与中子星的最小半径密切相关。也就是说，如果观测到更大频率的$f$模，就可能限制最小中子星半径的上限。
2020-11-06 astro-ph.HE nucl-th
Saturation of the magnetorotational instability in the unstratified shearing box with zero net flux: convergence in taller boxes
以前的研究中的一个特定类型的剪切盒模型的非线性制度的磁旋转不稳定性-未分层，没有净磁通量-发现，没有明确的耗散（粘度和电阻率）的饱和振幅随数值分辨率的增加而减小。我们发现，这一结果是强烈依赖于计算域$L_z/L_x$的垂直纵横比。当$L_z/L_x\lesssim 1$，我们恢复以前的结果。然而，当垂直域扩展到$L_z/L_x \gtrsim 2.5$时，我们发现应力的饱和水平大大增加（给出应力与压力之比$α\gtrsim 0.1$），而且结果与数值分辨率无关。与以前的结果相一致，我们发现，饱和的MRI在这个制度是由一个循环发电机，产生补丁的强环向场，开关的符号在垂直方向上的尺度$L_x$。我们推测，当$L_z/L_x\lesssim 1$，发电机被抑制的垂直域的小尺寸，导致令人费解的饱和振幅分辨率的依赖性。我们表明，以前的玩具模型开发来解释MRI发电机与我们的研究结果是一致的，并且在分层剪切盒模拟（导致所谓的蝴蝶图）中观察到的环形场的循环模式也可能是相关的。在高框的饱和振幅是不敏感的显式耗散是否包括在计算中，至少对于大的磁雷诺数和普朗特数。最后，我们表明MRI湍流在高域有一个较小的临界$\rm{Pm}_c$，和延长的寿命相比，$L_z/L_x\lesssim 1$框。
2015-12-03 astro-ph.HE
Constraints on Nuclear Saturation Properties from Terrestrial Experiments and Astrophysical Observations of Neutron Stars
考虑到地球实验和最近的天体物理观测的中子星和引力波信号，我们施加的状态方程（EoS）的同位旋非对称核物质的限制。利用具有SU（3）味对称性的相对论平均场模型，研究了核子有效质量、核不可压缩性和核对称能斜率参数对核和中子星性质的影响.研究发现，大质量中子星的天体物理信息、潮汐形变以及核实验数据对制约中子星的EoS起着重要作用。特别是由于核中超子的存在，使得核的EoS变软，从而对这些物理量产生了严格的限制。此外，通过核物理和天体物理的计算，有可能对核对称能的曲率参数加以限制。
2020-11-30 astro-ph.HE nucl-th
Magnetic field amplification in hypermassive neutron stars via the magnetorotational instability
双中子星的合并可能导致超大质量中子星（HMNS）的形成，它是亚稳态的，最终坍缩成黑洞。这种合并的情况被认为可以解释短伽马射线暴（SGRB）的现象。在SGRB中观察到的非常高的能量被认为是来自中微子-反中微子湮灭和/或来自合并过程中或合并后由磁旋转不稳定性（MRI）等机制产生的非常强的磁场。在这里，我们报告的结果表明，首次在三维，完全广义相对论磁流体动力学模拟HMNS的MRI的发展。这种不稳定性以指数方式放大了磁场，可能是解决SGRB难题的重要因素。
2014-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Parametric instability in warped astrophysical discs: growth, saturation and feedback
试图理解扭曲的天体物理盘的动力学已经引起了极大的关注，主要是由于观测到的扭曲系统的目录不断增长。以往的研究表明，翘曲的演变是至关重要的内部流场所建立的起伏的几何形状调节。这些通常被模拟为层流水平剪切流，其以近似轨道频率来回振荡。然而，这种剪切运动是已知的，容易受到流体动力学，惯性波的参数不稳定性，这可能会修改翘曲的动力学。虽然线性增长阶段是很好的理解，随后的非线性饱和结合自洽反馈到翘曲还没有研究。在这项工作中，我们实现了一个新的数值设置使用最近的环模型框架的Fairbairn和Ogilvie，在拉格朗日代码GIZMO。我们正式确定几个本地增长模式的模拟，预测的三模式耦合分析的不稳定性，并找到体面的协议与理论增长率。我们理解的饱和机制作为一个破波的过程，首先抑制较短波长的参数耦合的增长，同时允许最长的模式占主导地位的最终准稳态，wavelike湍流。雷诺应力，运输能量从翘曲的小尺度，可以有效地建模使用时间依赖性，各向异性粘性α模型，密切捕捉振幅和相位的演变的翘曲。因此，该模型可能有助于为未来的全球研究提供信息，这些研究是常见的，但通常不会解决参数不稳定性。
2023-01-17 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Non-linear saturation of gravito-inertial modes excited by tidal resonances in binary neutron stars
Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））；University of Leeds（利兹大学）；Universitat d’Alacant（阿利坎特大学）；University of Tübingen（蒂宾根大学）
研究二元中子星中由潮汐共振激发的重力-惯性模的非线性饱和及其对合并的影响，包括磁场放大和恒星加速。
2025-03-31 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Strong correlations of neutron star radii with the slopes of nuclear matter incompressibility and symmetry energy at saturation
研究了中子星半径与非对称核物质物态方程的关键参数核物质不可压缩性、对称能及其斜率之间的关系。利用24个Skyrme型有效力和18个相对论平均场模型的代表性集合以及两个微观计算来评估中子星半径和EoS参数，所有计算都描述了2个$M_\odot$中子星。对于所有的唯象模型，无论是相对论的还是非相对论的，都建立了统一的内壳核区域的地球轨道。我们的研究表明，中子星半径与饱和密度下的核物质不可压缩性斜率和对称性能量系数的线性组合存在着很强的相关性。在$0.6\text{-}1.8M_{\odot}$范围内，这种相关性几乎与中子星的质量无关。这种相关性可以联系到恒星半径和压力之间存在的经验关系，核子密度在1倍和2倍饱和密度之间，和压力的依赖性的核物质不可压缩性，其斜率和对称性能量斜率。根据有限核数据估算的核物质不可压缩性和对称能系数的斜率，给出了$1.4M_{\odot}$中子星的半径在$11.09\text{-}12.86$ km范围内。
2016-10-20 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Black Hole Spindown by Light Bosons
在Kerr度规中，有质量标量场不稳定性增长最快的饱和机制被确定，假设场势的三次或四次非线性饱和。计算了黑洞的自旋降速率。的（而涉及）饱和的情况下，通过数值模拟证实。
2016-04-19 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Neutron star asteroseismology and nuclear saturation parameter
采用各种统一状态方程，研究了冷中子星引力波的准正规模。我们重点研究了基本（$f$ -）、第一压力（$p_1$ -）和第一时空（$w_1$ -）模式，并推导了这些模式的频率和阻尼率的经验公式。利用所得的经验公式，我们发现，如果能观测到质量已知的中子星的$f$模频率，或者同时观测到$f$模和$p_1$模频率，那么作为核饱和参数的特定组合的$η$的值可以在$\sim 30 \%$精度范围内估计.尽管这种估计仅适用于低质量中子星。此外，我们发现，规范中子星的质量和半径可以估计在百分之几的精度通过同时观测的$f$ -和$w_1$ -模式的频率。我们还发现，如果$f$ -，$p_1$ -，和$w_1$ -模式的频率将被同时观察到，规范中子星的质量可以估计在$2\%$精度，而半径可以估计在$1\%$内的中子星与$M\ge 1.6M_\odot$或$0.6\%$内的中子星与$M\ge 1.4M_\odot$构造的EOS约束通过GW 170817事件。此外，我们还发现最大$f$模频率与最大质量中子星的半径、最小$w_1$模频率与最大质量中子星的半径、最小$w_1$模阻尼率与最大质量中子星的致密性有很强的相关性.
2021-05-27 astro-ph.HE nucl-th
Equation of state effects and one-arm spiral instability in hypermassive neutron stars formed in eccentric neutron star mergers
我们继续研究动力俘获双星中子星合并形成的长寿命超大质量中子星（HMNSs）中单臂螺旋不稳定性的发展和重要性。采用完全广义相对论的流体动力学模拟，我们发现单臂不稳定性是通用的，它可以发展在HMNS合并后的几十毫秒在我们的调查中的所有状态方程。我们发现，合并与较硬的状态方程往往产生HMNS与较强的$m=2$方位角模式密度变形，和较弱的$m=1$组件，相对于较软的状态方程。我们还发现，对于状态方程，可以引起双核HMNS，大的$m=1$密度模式可以已经存在，由于在两个核心的不对称性。这导致$l=2$、$m=1$引力波模式的产生，甚至在两个核心合并后最终出现的单臂模式占主导地位之前。我们的研究结果进一步表明，更严格的状态方程引起HMNS产生较低的$m=1$引力波频率。因此，如果单臂不稳定性产生的引力波被探测到，它们原则上可以约束中子星的状态方程。我们估计，根据状态方程，单臂模式可能被第二代引力波探测器在$\sim 10$ Mpc和第三代在$\sim 100$ Mpc的。最后，我们提供的动态喷出物的属性，以及伴随的kilonovae签名的估计。
2016-09-02 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
On the Saturation of the Magnetorotational Instability via Parasitic Modes
我们研究了不可压缩的，精确的，非理想的磁旋转（MRI）模式对寄生不稳定性的稳定性。Kelvin-Helmholtz和撕裂模式寄生不稳定性都可能发生在当前数值模拟可访问的耗散制度。我们假设，一个主要的MRI模式饱和的幅度，使其最快的寄生虫具有与自己的增长率。预测的α参数，然后取决于最快的主模式和寄生模式是否适合在计算域内，以及是否允许非轴对称寄生模式。因此，即使是解决粘性和电阻尺度的模拟也可能不会适当地饱和，除非数值域足够大以允许MRI和寄生模式的自由演变。为了在具有垂直背景场的模拟中最低限度地满足这些要求，域的垂直范围应适应增长最快的MRI模式，而径向和方位角范围必须是其两倍大。最快的寄生虫的水平波长大约是主要的垂直波长的两倍。
2009-05-19 astro-ph.HE
The stochastic background of gravitational waves due to the f-mode instability in neutron stars
本文对宇宙中一群年轻、热的、快速旋转的中子星所发射的引力波的随机背景谱特性进行了估计，这些中子星经历了$f$模不稳定性，这些不稳定性是由核塌缩超新星爆炸或双星中子星系统合并而形成的。它们的形成率，从其中获得的引力波事件率，推导出基于观测的宇宙恒星形成率的测定。引力波发射发生在$f$模不稳定性的自旋下降阶段。对于低磁化中子星，假设10%的超新星事件导致$f$ -模式不稳定的中子星，来自超新星衍生的中子星的背景在$l=m=2$ $f$ -模式的$Ω_{\text{gw}} \sim 10^{-9}$处达到峰值，这应该可以通过交叉相关一对第二代干涉仪（例如Advanced LIGO/Virgo）来检测，信噪比的上限估计为$\approx$ 9.8。由双星合并形成的超大质量中子星的背景峰值在$Ω_{\text{gw}} \sim 10^{-10}$，即使用第三代干涉仪（如爱因斯坦望远镜）也无法探测到。
2015-12-08 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
R-mode instability of strange stars and observations of neutron stars in LMXBs
利用一个现实的奇异夸克物质状态方程，即修正的袋模型，考虑到中子星观测质量极限对状态方程参数的约束，研究了奇异星的r-模不稳定性窗口，得到了与Haskell的简要研究相同的结果。Degenaar和Ho在2012年指出，这些不稳定窗口与LMXB中中子星的自旋频率和温度观测结果不一致。
2014-09-22 astro-ph.HE nucl-th
Saturation of the filamentation instability and dispersion measure of Fast Radio Bursts
非线性效应是影响快速射电暴（FRB）在近源传播的重要因素。我们研究的相对论风的磁星，这是通常调用的最自然的FRB的祖先FRB的取向。由于磁致伸缩，粒子数密度和辐射强度沿着风磁场的方向形成强梯度。当等离子体压力与有质动力平衡时，就达到了稳定状态。在这种稳定状态下，粒子被限制在周期性间隔的薄片中，电磁波在它们之间传播，就像在波导中一样。我们证明：（i）色散关系类似于初始均匀等离子体中的色散关系，但有效等离子体频率由片的分离决定，而不是直接由平均粒子密度决定。(ii)相对论磁星风对FRB色散测量的贡献可能比以前认为的大几个数量级。风的色散测量取决于单个爆发的属性（例如光度），因此可以在重复FRB的不同爆发之间显着变化。(iii)由于大部分辐射在近真空区传播，感生康普顿散射被抑制。
2023-01-12 astro-ph.HE
The $g$-mode frequencies in cold neutron stars and nuclear saturation parameters
Kochi University（高知大学）；RIKEN Center for Interdisciplinary Theoretical and Mathematical Sciences (iTHEMS), RIKEN（理化学研究所跨学科理论与数学科学中心（iTHEMS））；Kochi University of Technology（高知工科大学）；University of Tübingen（蒂宾根大学）；Kyoto University（京都大学）
本研究系统探究冷中子星的$g$模频率，基于核子状态方程推导出一阶$g$模频率与恒星致密度、核饱和参数组合的经验关系，为探测中子星内部新自由度或新成分提供了观测判据。
2026-08-04 astro-ph.HE nucl-th
Investigating the role of nuclear parameters on oscillation modes in hot Neutron Stars
该研究在广义相对论框架下系统探究核参数与热效应对热中子星性质及振荡模式的影响，明确有效核子质量的核心调控作用，验证相关普适关系对核饱和性质不敏感的结论。
2025-01-15 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Nuclear and neutron-star matter from local chiral interactions
本文报道了一种基于手征有效场论的局域相互作用的对称核物质状态方程的量子Monte Carlo计算方法，该方法仅适用于几体观测。经验饱和密度和能量在统计和系统的不确定性范围内得到很好的再现。我们还推导出对称能作为密度的函数，找到良好的协议与现有的实验推导出的限制在饱和和两倍饱和密度。我们发现，相应的压力也是在最近的约束提取的中子星合并GW 170817的引力波的LIGO-Virgo探测非常好的协议。
2020-05-07 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
How strong are the Rossby vortices?
罗斯贝波不稳定性，与差异旋转盘中的密度隆起有关，可能出现在几个不同的天体物理背景下，如银河系或原行星盘。虽然线性阶段的不稳定性已经得到了很好的研究，非线性演化，特别是饱和阶段仍然知之甚少。在本文中，我们测试了类似于等离子体物理中波粒相互作用的非线性饱和机制。为此，我们进行全球数值模拟的不稳定性在一个二维光盘的演变。我们证实了不稳定饱和的物理机制，并表明涡度的最大振幅可以估计为不稳定线性增长率的两倍。我们提供了一个经验的拟合公式，这个增长率的密度凸块的各种参数。我们还研究了方位角模数对螺旋密度波不稳定性和能量泄漏的影响。最后，我们表明我们的结果可以外推到3D光盘。
2013-01-04 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Evaluating Approximate Flavor Instability Metrics in Neutron Star Mergers
本研究针对现有中子星并合模拟的中微子输运算法难以判断快味不稳定性的问题，测试了多种基于矩的不稳定性检验方法，提出了更精准的最大熵检验法，为相关天体物理过程研究提供了工具。
2024-09-12 astro-ph.HE
The footprint of nuclear saturation properties on the neutron star $f$ mode oscillation frequencies: a machine learning approach
本研究在相对论平均场框架下，采用机器学习、主成分分析、随机森林特征重要性分析及符号回归等方法，探究中子星$f$模振荡频率与核饱和性质的关联，为探测中子星核心特征提供新方法。
2025-02-20 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Nonlinear Evolution of the Radiation-Driven Magneto-Acoustic Instability (RMI)
我们研究了由背景辐射通量驱动的不稳定磁声波的非线性发展-辐射驱动的磁声不稳定性（RMI，a.k.a.）。“光子泡”不稳定性）。在稳定分层的光学厚介质中，RMI可以作为密度、辐射通量和磁场波动的持久源。不稳定的条件存在于各种天体物理环境中，并且不需要辐射压力占主导地位或磁场很强。在这里，我们数值研究的RMI的饱和特性，涵盖三个数量级的辐射，磁场，气体能量的相对强度。在光厚高导极限下，利用Zeus-MP对局部稳定分层畴进行了二维时变辐射磁流体动力学模拟。我们的研究结果证实了Blaes和Socrates（2003）的理论预期，即RMI甚至在弱磁化的气压主导环境中也能工作。饱和振幅是辐射与气体压力之比的单调递增函数。保持这个比例不变，我们发现，饱和振幅峰值时，磁压力是可比的辐射压力。我们讨论了磁化恒星信封，RMI应作为一个源的次光球扰动的动态我们的结果的影响。
2013-03-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
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
Saturation of the magnetorotational instability and the origin of magnetically elevated accretion discs
本文提出MRI通过自调节机制决定净垂直磁场吸积盘中角动量输运强度，再现α∝β_z^{-1/2}标度关系，并将其推广到强环向磁场情形，指出磁抬升盘需额外湍流源，推测撕裂模可能是候选机制。
2023-04-16 astro-ph.HE
Photoionization instability of the Fe K absorbing plasma in the neutron star transient AX J1745.6-2901
AX J1745.6-2901是一颗低质量X射线双星，有一颗吸积的中子星，显示出高度电离吸收的明显证据。强电离Fe K $α$和K $β$吸收线总是观察到在软态，而它们消失在硬态。我们计算了硬态和软态的光电离稳定性曲线，在不同的假设下采用的光谱能量分布和等离子体的物理参数。我们观察到，在软态下，电离吸收体总是位于光电离稳定性曲线的稳定分支上，而在硬态下，它变得不稳定。这表明，光电离不稳定性在定义电离吸收体的可观察性质中起着关键作用。同样的过程也可以解释其他吸积中子星和黑洞在硬态时高电离吸收体/风的消失。
2017-09-04 astro-ph.HE
The Saturation Limit of the Magnetorotational Instability
对均匀剪切盒中磁旋转不稳定性（MRI）的模拟表明，磁场的渐近强度随着分辨率的增加而急剧下降。在这里，我模型的MRI驱动发电机作为一个大规模的发电机驱动的垂直磁螺旋通量。这种增长是由二次不稳定性驱动的大规模混合平衡的。饱和磁能密度几乎与典型涡流的垂直高度成线性关系。MRI可以驱动具有任意大的垂直波数的涡流，因此涡流厚度由扩散效应、由大尺度垂直场分量的磁张力或由磁浮力效应设定。在均匀，零磁通量，模拟只有第一个效果适用和发电机的饱和极限是由显式或数值扩散。确切的结果取决于数值的细节，但与以前的工作是一致的，包括声称饱和场能量作为气体压力的四分之一功率（我们解释为数值耗散的伪影）。随着模拟分辨率的增加，均匀剪切盒中的磁能密度将趋于零，但这对发电机或真实吸积盘中的角动量输运没有影响。饱和状态取决于磁普朗特数的说法也可能是模拟的人工制品，其中微物理传输系数设置MRI涡流厚度。最后，MRI发电机的效率是阿尔文速度与压力标度高度和局部剪切力的乘积之比的函数。当从下方接近统一时，发电机达到最大效率。
2009-02-05 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gravitational wave asteroseismology for low-mass neutron stars
利用以核饱和参数为特征的物态方程系统地研究了冷低质量中子星的基本（$f$ -）模引力波，特别是着重研究了与第一压力（$p_1$ -）模的避免交叉现象.我们发现中子星在避开的交点处的$f$模频率和平均密度可以表示为参数$η$的函数，该参数是核饱和参数的特定组合。由于这些关系，我们可以推导出经验公式，表示低质量中子星的$f$模式频率，其中心密度大于在避免交叉处的中子星，作为$η$和恒星平均密度$x$的平方根的函数。另一方面，我们还导出了一个经验公式，表示的$f$模式的频率的中子星，其中心密度小于中子星在避免交叉，作为一个函数的$x$独立于所采用的状态方程。此外，采用$x$作为$η$和$u_c$（恒星中心密度与饱和密度之比）的函数的经验公式，我们也可以将我们的$f$模频率的经验公式改写为$η$和$u_c$的函数.因此，通过观测一个质量或引力红移已知的低质量中子星的$f$模引力波，可以估算出$η$和$u_c$的值，这使我们能够严格地约束中子星物质的物态方程。
2020-08-22 astro-ph.HE nucl-th
Influence of the nuclear matter equation of state on the r-mode instability using the finite-range simple effective interaction
利用有限程简单有效相互作用计算了旋转中子星在r模振荡下的特征物理性质。重点研究了核物质状态方程的对称部分和非对称部分的刚度对这些性质的影响。从“自旋平衡”和“热平衡“的角度考虑，利用特定中子星的数据计算了饱和时的r模振幅。发现r模饱和振幅的上限在10^{-8}-10 ^{-6}范围内，与早期工作的预测一致。
2017-12-20 astro-ph.HE nucl-th
On the Origin of Magnetar Fields: Chiral Magnetic Instability in Neutron Star Crusts
本文提出中子星壳层中的手征磁不稳定性可在数十年化学不平衡条件下放大磁场，自然产生磁螺旋度，为磁星强磁场起源提供基于微观物理的新机制。
2024-08-09 astro-ph.HE hep-ph hep-th
Particle-in-cell Simulation of the Neutrino Fast Flavor Instability
中微子驱动着核心坍缩的超新星，从中子星合并的吸积盘中喷出，并决定着这两个系统喷出物中质子和中子的比例，从而在宇宙中产生重元素。不同味道的中微子与物质的相互作用不同，最近的许多工作表明，快速味道不稳定性可能在两个系统中普遍存在，但不稳定性饱和后的最终味道含量尚未得到很好的理解。在这项工作中，我们提出了粒子在细胞的计算，遵循所有口味的中微子和反中微子通过饱和和运动学退相干的演变。我们进行一维的中微子量子动力学的三维模拟，以证明在几个例子的情况下，这种不稳定性的结果。我们展示了轴对称和非对称模式的增长，其波长和增长率与线性稳定性分析的预测相匹配。最后，我们改变中微子和反中微子的数密度，通量大小和通量方向，并证明这些因素修改的增长率和后饱和中微子味丰度。在这些模拟中，弱电子轻子数（ELN）交叉既产生缓慢增长的不稳定性，在初始和最终状态的味道丰度之间的差异很小。在所有这些计算中，相同数量的中微子和反中微子改变了味道，使得它们之间丰度最低的中微子成为饱和后味道变化的限制因素。需要更多的模拟和多维模拟来充分探测初始条件的参数空间。
2021-03-18 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Constraining compact star properties with nuclear saturation parameters
利用相对论密度泛函理论导出的一组强子状态方程（EoS），并结合地球实验、天体物理观测（特别是GW 170817事件）和中子物质手征手征有效场论（$χ$ EFT），探讨了EoS参数化对饱和密度下定义的几个核物质特征的敏感性.我们发现致密星的总体性质对饱和密度附近的等密度偏度系数$Q_{\text{sat}}$和等矢量斜率系数$L_{\text{sym}}$最为敏感，因为我们的模型中高阶系数如$K_{\text{sym}}$是固定的.更具体地说，（i）其中$Q_{\text{sat}}$是控制致密星最大质量和半径的主要参数，而$L_{\rm sym}$在一定程度上受到中子物质$χ$ EFT的限制;（ii）质量足够大，（如果$Q_{\text{sat}}$的值足够大，可以得到同时具有超子和$Δ$共振的$M\sim 2.0~M_{\odot})$致密星;（iii）$Δ$的出现减小了正则质量（$M\sim 1.4~M_{\odot})$）致密星的半径，从而缓和了相对论密度泛函的预言与从附近孤立中子星的X射线观测中得到的推论之间的紧张关系。
2019-07-16 astro-ph.HE nucl-th
Constraining the neutron star equation of state by including the isoscalar-vector and isovector-vector coupling using the Bayesian analysis
本文在相对论平均场模型中引入同位旋标量-矢量与同位旋矢量-矢量耦合，利用贝叶斯分析从约六千万组状态方程中筛选出约两万组满足核饱和性质且能产生质量大于2.5倍太阳质量中子星的状态方程，发现相关耦合参数非零值及σ介子自耦合负值会使状态方程变硬。
2025-05-05 astro-ph.HE hep-ph hep-th
Merger-inspired rotation laws and the low-T/W instability in neutron stars
实施家庭的差分旋转法律的启发，二中子星合并残留物，我们认为低T/W不稳定性的旋转配置文件的影响。我们使用时间演化的线性化动力学方程，在牛顿引力，研究非轴对称振荡，并确定不稳定的模式。低T/W不稳定性的存在和演变与正则能和角动量监测，而增长时间是从演化的动能提取。新的旋转定律的结果突出了与通常认为的j常数定律的相似之处。当振荡模式与恒星共同旋转时（即，每当存在模式的模式速度与体角速度匹配的点时），不稳定性开始，并且在共同旋转区域的深处增长得更快。然而，新的配置文件增加了功能，如一个额外的共同旋转点的问题，这会影响不稳定的开始。在快转模型中，转动规律对l=m=2 f模的振荡频率影响较大，但对任意转速下的不稳定性增长时间影响较大。我们还确定了低T/W不稳定性似乎是由惯性模式触发的模型。我们讨论在何种程度上推断的定性行为可能是观察的相关性。
2021-04-16 astro-ph.HE astro-ph.SR
Instability windows and evolution of rapidly rotating neutron stars
我们考虑了低质量X射线双星中快速旋转的中子星在r模激发下的不稳定性（类似于地球上由科里奥利力控制的Rossby波）。我们认为，有限的温度效应在超流核心的中子星导致共振耦合和增强阻尼（因此稳定性）的振荡模式在一定的恒星温度。使用一个简单的唯象模型，我们表明，高自旋频率的中子星可能会花费大量的时间在这些“共振”温度。这一发现使我们能够解释LMXB中令人困惑的热快速旋转中子星观测，并预测一类新的热，非吸积，快速旋转中子星，其中一些可能已经被观察到，并暂时确定为静止LMXB（qLMXB）候选者。我们还对中子星的自旋频率施加了一个新的理论极限，解释了吸积毫秒X射线双星统计分析得出的截止自旋频率~730 Hz。除了解释观测结果外，我们的模型还提供了一种新的工具来限制超致密物质的性质，将测量的共振温度与理论预测的共振温度进行比较。
2014-03-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Role of the Electron Mass in Damping Chiral Magnetic Instability in Supernova and Neutron Stars
我们发现，非零电子质量起着决定性的作用，在确定中子星的磁性，使其不可能产生的手征电荷密度需要触发一个强大的手征磁不稳定性在核心的超新星坍缩。这种不稳定性被认为是在中子星诞生时产生极大螺旋磁场的合理机制;该机制依赖于通过电子捕获反应产生大的非平衡手性电荷密度，该反应在核心坍缩和质子中子星的早期演化过程中选择性地耗尽左手电子。我们的计算表明，卢瑟福散射诱导的电子手性破坏率，尽管被抑制的电子质量相对于电子化学势的小，仍然是快的相比，弱相互作用电子捕获率。因此，由此产生的左右手电子密度之间的不对称性永远无法达到天体物理学相关的量级。
2014-09-11 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
r-mode instability of neutron stars in low-mass X-ray binaries: effects of Fermi surface depletion and superfluidity of dense matter
核子间的核子-核子关联导致了稠密核物质动量分布中的费米面亏损，用$Z$因子来度量。研究了费米表面耗尽效应（$Z$ -因子效应）及其淬灭的中子三重态超流性在中子星（NS）粘滞性和引力波驱动的$r$ -模不稳定性中的作用。这两种效应都降低了体相粘度，特别是低温下的超流效应，它也能够降低NS的推断核心温度。有趣的是，由于中子超流性的存在，已知低质量X射线双星（LMXB）的核温度明显分为高温和低温两组，分别对应于核动力爆发重现时间短和长的核温度。然而，这些LMXB中的大量NS仍然位于$r$模式不稳定区域中。如果密度相关的对称能足够刚性，直接Urca过程的发生将使推断的核心温度降低约一个数量级。相应地，预报与观测之间的矛盾在一定程度上得到了缓解，但仍有部分NS处于不稳定区域内。
2021-01-17 astro-ph.HE nucl-th
Scaling of Small-Scale Dynamo Properties in the Rayleigh-Taylor Instability
我们推导出缩放关系的基础上自由落体和各向同性假设的运动小尺度发电机的增长率和放大因子的过程中的混合，饱和和衰减阶段的瑞利-泰勒不稳定性（RTI）在完全电离等离子体。的标度关系进行测试，使用组的三维，粘阻MHD模拟的RTI，并发现保持在饱和阶段，但表现出的差异在混合和衰变阶段，这表明需要放松自由落体或各向同性的假设。应用的标度关系允许在运动发电机阶段的净放大的磁能的定量预测，因此，确定是否的磁能要么保持在所有的速度尺度或达到均分与至少一些尺度的湍流动能在实验室和天体物理的情况下。作为一个例子，我们认为在RTI不稳定区域的外层包络的二进制中子星合并的发电机和预测的小规模发电机的运动学制度结束的纳秒的时间尺度上，然后达到饱和的时间尺度为微秒，这都是快的毫秒弛豫时间的合并后。
2021-11-03 astro-ph.HE physics.flu-dyn physics.plasm-ph
Resistive Tearing Instability in Electron-MHD: Application to Neutron Star Crusts
我们研究了电阻性撕裂不稳定性的发展，在一个系统的发展，通过霍尔漂移的电子磁流体极限和欧姆耗散的综合作用。我们首先探讨线性情况下的指数增长的不稳定性，我们找到增长最快的模式，相应的本征值和色散关系。不稳定性增长率的比例为$γ\propto B^{2/3} σ^{-1/3}$，其中$B$是磁场，$σ$是电导率。我们确认的撕裂电阻不稳定性的发展，在完全非线性的情况下，在一个平面平行配置的磁场极性反转，通过模拟系统在霍尔平衡与一些叠加扰动。在瞬态阶段之后，在该瞬态阶段期间存在磁场的一些微小重排，扰动以指数方式增长。一旦不稳定性充分发展，磁场形成特征岛和X型重联点，其中欧姆衰减增强。我们讨论了这种不稳定性的影响，局部磁场演化中子星的地壳，提出它可以有助于加热附近的恒星表面，磁星后爆冷却模型所建议的。特别是，我们发现，一个电流片几米厚，覆盖少至$1\%$的总表面可以提供$10^{42}~$尔格的热能在几天内。我们简要地讨论了这种不稳定性在其他系统中的霍尔效应的运作，如原行星盘和空间等离子体的应用。
2016-09-08 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
