Gravitational waves from spinning neutron stars as not-quite-standard sirens
众所周知，对合并双星的引力波探测是标准的警报器，允许仅通过引力波手段测量源距离。在本文中，我们探讨了这种能力的模拟连续引力波发射从个别旋转的中子星，其自旋下降是纯粹由引力波发射。我们表明，在这种情况下，距离测量总是退化与另一个参数，这可以被认为是恒星的转动惯量。我们量化的准确性，这种退化的测量可以。我们还讨论了这种方法的实际应用的情况下，一个或其他的距离或转动惯量的约束，打破这种退化，并允许测量剩余的参数。我们考虑了广泛的可能的，未知的参数，以及我们目前的ALIGO和爱因斯坦望远镜的灵敏度的结果。我们的研究结果将有助于最终探测到通过这种引力波发射而自旋下降的中子星。
2021-12-14 astro-ph.HE gr-qc
Formation of Fast-spinning Neutron Stars in Close Binaries and Magnetar-driven Stripped-envelope Supernovae
通过双星演化模拟，本文证明密近双星中高效角动量传输的潮汐自转加速氦星可形成快速旋转磁星，统一解释多类磁星驱动剥离包层超新星。
2024-10-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Rapidly spinning dark matter-admixed neutron stars
本研究建模了暗物质独立自转的均匀自转中子星，考察共转与反转情景下暗物质对质量-半径关系、开普勒极限和转动惯量等宏观性质的影响，为自相互作用暗物质的天体物理意义提供新见解。
2025-06-26 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Hidden symmetry between rotational tidal Love numbers of spinning neutron stars
致密天体的角动量与外部潮汐场之间的耦合产生了“旋转”潮汐Love数，它影响了自旋自引力体的潮汐变形能力，并在高后牛顿阶进入双星内旋的引力波形。我们提供了一个令人惊讶的“隐藏”的对称性之间的旋转潮汐爱数与相反的奇偶校验，这是属于单独的部门的扰动的数值证据。这种对称性的存在是在二元系统中潮汐相互作用的拉格朗日描述的基础上提出的，它独立于恒星的状态方程而成立。
2021-04-19 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Mergers of Magnetized Neutron Stars with Spinning Black Holes: Disruption, Accretion and Fallback
在广义相对论中，我们研究了一颗质量比为$5:1$的中子星（压缩比为$0.1$）在旋转黑洞轨道上的合并，允许恒星的初始磁化强度为$10^{12} {\rm Gauss}$。我们提出了由此产生的引力波形和分析的回落吸积恒星被打乱。的演变表明没有显着的影响，从初始磁化。我们发现，只有一个微不足道的数量的物质成为未绑定的，$99%$的中子星材料有一个10秒或更短的时间到达中央引擎的区域和$99.99%$的明星将与中央磁盘和黑洞在3小时内相互作用。
2010-10-05 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
High-resolution numerical relativity simulations of spinning binary neutron star mergers
最近探测到两颗中子星碰撞期间和之后发射的引力波和电磁波，标志着多信使天文学领域的突破。数值相对论模拟是唯一的工具来描述的合并动力学的制度时，速度最大，引力最强。在这项工作中，我们报告了最先进的双中子星模拟无旋（非自旋）和自旋配置。这些模拟的主要用途是模拟引力波信号。关键的数值要求是了解数值数据的收敛特性和详细的误差预算。模拟已经在不同的HPC集群上进行，它们使用多种网格分辨率，并且基于偏心率减少的准圆形初始数据。我们得到收敛波形的相位误差为0.5-1.5拉德积累超过约12个轨道合并。波形已被用于构造一个唯象波形模型，该模型已被应用于分析最近的双星中子星的探测。此外，我们表明，数据也可以用来测试其他国家的最先进的半解析波形模型。
2018-03-21 astro-ph.HE gr-qc
High-accuracy simulations of highly spinning binary neutron star systems
随着对中子星并合双星的引力波探测越来越多，用于分析观测数据的引力波模型必须能够描述一般的致密双星系统。这包括单个中子星是毫秒级恒星的系统，在这种系统中，自旋效应变得至关重要。在这项工作中，我们进行数值相对论模拟的二元中子星对齐和反对齐的自旋范围内的无量纲自旋$χ\sim [-0.28,0.58]$。模拟进行了多个分辨率，显示了清晰的收敛顺序，因此，可以用来测试现有的波形近似。我们发现，对于非常高的自旋引力波模型，已用于解释的GW170817和GW190425是不能够描述我们的数值相对论数据集。我们通过一个完整的参数估计研究，其中明确的偏差，潮汐变形性和有效自旋的估计是目前验证。我们希望，在准备先进LIGO和先进处女座探测器的下一次引力波观测运行时，我们的一组新的数值相对论数据可以用于支持新引力波模型的未来发展。
2021-08-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A Channel to Form Fast-spinning Black Hole--Neutron Star Binary Mergers as Multi-messenger Sources
在成功探测到来自GW 170817的引力波（GW）信号及其相关的电磁（EM）信号之后，中子星-黑洞（NSBH）合并被高度期望成为下一种类型的多信使源。然而，尽管在GW第三次观察运行期间发现了几个NSBH合并候选者，但没有确定来自这些来源的EM对应方。最合理的解释是，这些NSBH合并的候选者是暴跌事件，主要是因为主要的黑洞有近零的预测对齐自旋的基础上GW的观测。鉴于NSs可以很容易地被具有高投影对齐自旋的BH潮汐破坏，我们研究了形成具有快速自旋BH的NSBH双星的演化通道，BH质量和自旋的性质，以及它们相关的潮汐破坏概率。我们发现，如果NS首先诞生，伴星氦将被有效地潮汐自旋，并最终形成快速旋转的BH。如果黑洞在出生时没有受到显著的出生踢，这些可以在哈勃时间内合并的NSBH双星将具有具有投影对齐自旋$χ_{z}\gtrsim0.8$的黑洞，因此，肯定可以允许潮汐破坏发生。即使对于一小部分NSBH双星考虑显著的BH反冲，BH的投影对准自旋也是$χ_z\gtrsim0.2$。这些系统仍然可能是破坏事件，除非NS非常大。因此，NS第一出生的NSBH合并将是有前途的多信使来源。我们将讨论与这些系统相关的各种潜在EM对应物及其在即将到来的第四次观测运行中的可探测性。
2022-04-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational constraints on spinning, relativistic Bose-Einstein condensate stars
玻色-爱因斯坦凝聚体（BEC）被认为是中子星内部物质的候选态。具体地说，Chavanis和Harko得到了BEC星的质量-半径关系，并提出最近发现的质量在2 $M_\odot$左右的中子星是BEC星。他们采用了由Colpi，Wasserman，and Shapiro（CSW）首先发现的带有一个自由参数的正压状态方程（EOS）来描述它们，并在广义相对论中推导出自旋BEC星的稳定平衡构型。在这项工作中，我们表明，虽然这是真的，BEC允许紧凑的物体质量一样重的最重的观测，这样的恒星不能同时有半径小到足以与最新的观测结果相一致，尽管在自由参数的形式在EOS可用的灵活性。事实上，我们的结论适用于任何服从CSW物态方程的旋转相对论玻色子星。
2015-04-03 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Eccentric mergers of black holes with spinning neutron stars
我们研究了动态捕获的黑洞-中子星（BH-NS）并合过程中中子星自旋的影响。这些事件可能发生在稠密的恒星区域，如球状星团，那里的大多数中子星预计将快速旋转。我们初始化的BH-NS系统的位置和速度对应于边际未绑定的牛顿轨道，并使用广义相对论流体动力学模拟发展它们。我们发现，即使是适度的自旋也可以显着增加未结合材料的质量。在一些更极端的情况下，可能有高达太阳质量的三分之一的非束缚物质。同样，大量潮汐剥离的物质可以保持束缚，并最终吸积到BH上-在某些情况下多达太阳质量的十分之一。这些模拟表明，为了对伴随这些源的引力波和电磁瞬态信号进行可靠的预测，处理中子星自旋是重要的。
2015-06-26 astro-ph.HE gr-qc
A lower bound on the maximum mass if the secondary in GW190814 was once a rapidly spinning neutron star
最近发现的GW 190814的特征是合并了一个二进制与一个主要的质量为$\sim 23\,M_{\odot}$和一个次要的质量为$\sim 2.6\,M_{\odot}$。虽然主恒星很可能是一个黑洞，但副恒星可以被解释为有史以来观测到的最轻的黑洞或质量最大的中子星，但也表明存在一类新颖的外来紧凑天体。我们在这里认为，在GW 190814中的次级不一定是一个从头算黑洞，也不一定是一个奇异的物体;相反，根据我们目前对核物质状态方程的理解，它可以是一个快速旋转的中子星，在合并前的某个时刻坍缩成一个旋转的黑洞。使用连接均匀旋转的中子星的质量和自旋的普遍关系，我们估计的自旋，$0.49 \lesssim χ\lesssim 0.68$，的二次-一个数量不受限制，到目前为止的检测-和一个新的严格的下限的最大质量，$M_{\rm TOV} > 2.08^{+0.04}_{-0.04}\, \,M_{\odot}$，非旋转的中子星，符合最近的观测一个非常大质量的脉冲星。即使在次级中子星从未坍缩成黑洞的可能性较小的情况下，新的下限也仍然有效。
2020-09-21 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
The Spin Distribution of Fast Spinning Neutron Stars in Low Mass X-Ray Binaries: Evidence for Two Sub-Populations
为了确定低质量X射线双星中吸积中子星的自旋分布是否与当前的吸积力矩模型相一致，我们研究了吸积双星和非吸积双星中快速旋转中子星的当前样本。我们进行了统计分析的自旋分布，并表明，有证据表明，在低质量的X射线双星，一个在相对较低的自旋频率，平均约300 Hz和广泛的传播，和一个峰值人口在较高的频率，平均自旋频率约575 Hz。我们发现，这两个子群体分离的切割点在~540 Hz的频率。我们还表明，射电毫秒双星的自旋频率不遵循对数正态分布，并没有证据表明存在不同的子种群。我们讨论了不同的吸积模型的不确定性，并推测，要么吸积中子星的分界点标志着引力波的开始作为一个有效的机制，以消除角动量或一些中子星在快速子种群不演化成射电毫秒恒星。
2017-05-22 astro-ph.HE
Tidal Love numbers of a slowly spinning neutron star
通过扩展我们最近的框架来描述自旋致密天体的潮汐形变，我们首次计算了自旋中子星的潮汐Love数到角动量的线性量级.物体的自旋引入了电磁扭曲之间的耦合，并出现了新的自旋诱导（“旋转”）潮汐洛夫数。我们专注于固定的潮汐场，诱导轴对称扰动。我们提出的扰动方程为电和磁为主导的旋转爱数的通用多极子，并明确解决他们的各种列表状态方程和潮汐场的电（偶宇称）和磁（奇宇称）组件与$\ell=2,3,4$。对于一个接近合并的双星系统，潮汐场的各种分量变得相关。在这种情况下，我们发现八极磁潮汐场可以显着改变中子星的质量四极矩。初步估计，假设自旋参数$χ\approx0.05$，显示修改$\gtrsim10\%$相对于静态的情况下，在五个恒星半径的轨道距离。此外，旋转勒夫数作为转动惯量的函数，比在静态情况下更敏感的状态方程，在静态情况下，在百分比水平上存在近似的普遍关系。对于一个接近合并的中子星双星，我们估计，诱导质量四极矩的近似普适性从静态情况下的$1\%$恶化到大约$6\%$时，$χ\approx0.05$。我们的研究结果表明，自旋潮汐耦合可以引入重要的修正引力波形的自旋中子星双星接近合并。
2015-12-02 astro-ph.HE gr-qc
Strong-field effects in massive scalar-tensor gravity for slowly spinning neutron stars and application to X-ray pulsar pulse profiles
标量-张量引力理论中的中子星（NS）通过自发标量化现象可以获得标量电荷，产生不同于广义相对论中的时空。采用含有标量场质量项的ST理论，通过研究线性化的标量场方程，确定了自发标量化的理论参数空间。在此基础上，得到了慢旋转NS方程的全数值解，并进行了详细的研究。由此产生的时空被用来计算测试粒子测地线。利用类光测地线构造了标量化NS表面一对热点的X射线辐射剖面，并与中子星内部成分探测器（NICER）的观测数据进行了比较，验证了ST理论。
2020-09-09 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Inspiral of a Spinning Black Hole--Magnetized Neutron Star Binary: Increasing Charge and Electromagnetic Emission
黑洞-中子星双星的并合一直是天体物理学研究的热点之一，因为这类事件可能产生包括引力波和宽带电磁波在内的多信使信号。在本文中，我们研究了自旋BH和磁化NS组成的双星螺旋的电磁辐射。在观测上，BH通常比$\sim7M_\odot$质量更大，NS的质量为$\simeq 1.4M_\odot$。在这样一个双星的螺旋过程中，BH将根据Wald的充电情况积累越来越多的电荷，尽管BH最终将不可避免地吞下NS。通过磁偶极辐射、电偶极辐射和磁重联三种能量耗散机制计算了辐射的亮度和能量。我们发现，磁偶极子辐射由于自旋的越来越多的充电BH和磁重联之间的BH和NS可能是最显着的最后inspiral阶段。我们发现，如果BH快速旋转，NS被强烈磁化，这些机制将导致可检测的EM信号（例如，短持续时间的X射线瞬变）。
2019-03-08 astro-ph.HE
Magnus mountains on spinning neutron stars
Mathematical Sciences and STAG Research Centre, University of Southampton（南安普顿大学数学科学与STAG研究中心）
该研究通过构建双组分可压缩恒星模型，发现旋转中子星上由马格努斯力产生的质量四极矩可达~10^-5，为连续引力波探测提供了新的研究方向。
2026-08-14 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Prospects for the observation of continuous gravitational waves from spinning neutron stars lensed by the galactic supermassive black hole
研究了在星系超大质量黑洞引力透镜作用下探测来自自旋中子星的连续引力波的前景。假设各种天体物理动机的星系NS的空间分布，我们发现CGW信号从几个（$\sim 0-6$）中子星应强烈透镜。透镜将产生两个信号副本（延迟时间为几秒到几分钟），它们将相互干扰。NS相对于透镜光轴的相对运动将改变干涉图案，这将帮助我们识别透镜信号。考虑到透镜信号的放大率和时间延迟，我们研究了地基探测器对透镜信号的探测能力。根据已知的恒星模型对NS的自旋分布进行建模，并假设$ε= 10^{-7}$的椭圆率，LIGO和Virgo在涉及$\mathcal{O}(10^{12})$模板的现实搜索中不太可能检测到透镜CGW。然而，第三代检测器具有检测至少一个透镜CGW信号的$\sim 2-51\%$概率。对于$ε= 10^{-8}$的椭圆率，检测概率降低到$\sim 0-18 \, \% $。虽然罕见，但这样的观测将使对超大质量黑洞及其环境的有趣探测成为可能。
2023-01-04 astro-ph.HE gr-qc
Spinning down neutron-star merger remnants with the Tayler-Spruit dynamo: Global simulations reveal the formation of massive disks and neutron-rich ejecta
California Institute of Technology（加州理工学院）；Walter Burke Institute for Theoretical Physics, California Institute of Technology（加州理工学院沃尔特·伯克理论物理研究所）
研究通过广义相对论磁流体动力学模拟，发现Tayler-Spruit发电机可重塑中子星并合遗迹的角动量分布，形成大质量富中子吸积盘与抛射物，影响其演化与多信使特征。
2026-09-29 astro-ph.HE
Multi-Messenger Tests for Fast-Spinning Newborn Pulsars Embedded in Stripped-Envelope Supernovae
快速旋转的强磁化新生中子星，包括新生磁星，通常被用作发光恒星爆炸的发动机。在这里，我们考虑的情况下，他们的权力各种剥离信封超新星，不仅是超亮超新星Ic，但也宽线超新星Ibc和可能的一些普通超新星Ibc。这种情况也是由银河系磁星主要来自快速旋转的中子星作为剥离包层超新星的残留物的假设激发的。通过一致地模拟磁化风和Ni衰变的能量注入，我们发现，在普通超新星Ibc中可以存在自转>~ 10 ms、B_dip >~ 5 x 10^14 G的原中子星。另一方面，毫秒级原中子星只有在极向磁场B_dip >~ 5 x 10^14 G时才能为宽线超新星Ibc提供能量，而B_dip >~ 10^13 G的超亮超新星Ic则只能提供能量。然后，我们研究了如何多信使发射可以用来区分脉冲星驱动的超新星模型从其他竞争的情况。首先，胚胎脉冲星风星云的高能x射线和伽马射线辐射是潜在的新生脉冲星风的一个有希望的吸烟枪。强烈鼓励在爆炸后约50-100天使用NuSTAR对剥离包层超新星进行后续观测，以寻找附近的物体。我们还讨论了引力波对原中子星自旋下降的可能影响。如果B_dip <~几× 10^13 G的毫秒级原中子星发射引力波，由于B_t >~ 10 ^16 G的内环场使超新星非轴对称旋转变形，因此可以用Advanced LIGO、Advanced Virgo和KAGRA从室女星系团的普通超新星Ibc中探测到引力波信号…
2016-01-24 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Outflows from accretion disks formed in neutron star mergers: effect of black hole spin
中子星合并后形成的吸积盘是富含中子的喷出物的来源。喷射出的物质有助于放射性供电的电磁瞬变，其性质敏感地取决于流出物的成分。在这里，我们调查如何旋转的黑洞残余物的影响质量喷射的热和粘性的时间尺度。我们进行了二维的，含时的流体动力学模拟合并残余吸积盘，包括粘性角动量输运和近似中微子自辐照。旋转的黑洞的引力通过一个伪牛顿势被包括在内。我们发现，相对于非旋转的情况，旋转的黑洞周围的圆盘会产生更大的质量，高达几倍。增强的质量损失是由于在引力势更深处发生的吸积所释放的能量，提高了盘的温度，从而提高了中微子冷却无效区域的粘性加热速率。流出的平均电子分数适度增加BH自旋由于高辐射（虽然不是中微子驱动）风分量。虽然喷出物的大部分仍然富含中子，从而产生重r过程元素，但风的前缘含有少量不含镧系元素的物质。该成分可在kilonova光变曲线中产生约1天的蓝色光学“凸起”，即使在迅速形成BH的情况下也是如此，这可能有助于其检测。
2014-10-09 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Electromagnetic Emission post Spinning Black Hole-Magnetized Neutron Star Mergers
对于由旋转的黑洞（BH）（质量为$\gtrsim 7M_\odot$）和强磁化中子星（NS）（表面磁场强度为$B_{\rm S,NS}\gtrsim10^{12}$ \，G和质量为$\sim 1.4M_\odot$）组成的双星，NS作为一个整体可能最终会陷入BH。在螺旋阶段，自旋BH可以充电到Wald电荷量$Q_{\rm W}$，直到合并在电真空近似。在合并过程中，如果旋转的带电BH由于足够强的电场而产生自己的磁层，使成对级联产生火花，则带电BH将从电真空过渡到无力情况，并且可以在一段时间内放电$\gtrsim1~{\rm ms}$。由于无力磁层充满了高导电等离子体，在冻结条件下，NS帽上的磁通量将保留在BH事件视界之外。基于这种情况，我们在这里研究了三种可能的能量耗散机制，这些机制可以在BH-NS合并引起的引力波事件后BH放电的时间间隔内产生电磁（EM）对应物：（1）在黑洞的两极会发生磁重联，导致毫秒级的明亮电磁信号，（2）由于整个BH磁场的分离和重连而导致的闭合磁力线区中的磁冲击可能会产生明亮的无线电发射，例如，一个快速的射电爆发，和（3）布兰德福德-Znajek机制将提取BH的旋转能量，产生一个毫秒持续时间的发光高能爆发。我们还计算了由于这些机制的亮度作为BH的自旋的函数为不同的值的$B_{\rm S,NS}$。
2019-09-02 astro-ph.HE
Nonlinear hydrodynamics in spinning neutron stars: Theoretical universal relations and equilibrium solutions
Montana State University（蒙大拿州立大学）；University of California, Santa Barbara（加州大学圣塔芭芭拉分校）；International Centre for Theoretical Sciences, Tata Institute of Fundamental Research（印度基础研究所国际理论科学中心）；University of Southampton（南安普顿大学）；Universidad de Alicante（阿利坎特大学）；Utrecht University（乌得勒支大学）；Nikhef（荷兰国家核与亚原子物理研究所）；Washington State University（华盛顿州立大学）
研究双中子星系统合并时的潮汐现象，通过仿射近似推导耦合系数，揭示通用关系，指出不考虑三波非线性潮汐会致引力波形有系统误差，还阐述了单星及双星的相移情况及四波相互作用对快慢旋转中子星的影响。
2026-08-17 astro-ph.HE gr-qc
High-accuracy waveforms for black hole-neutron star systems with spinning black holes
精确的数值波形是建立和标定引力波天体物理波形模型的重要条件。然而，对于黑洞-中子星双星，很少有精确的波形是公开的。最新的模型校准到大量的旧的模拟具有良好的参数空间覆盖率低自旋非旋进双星，但精度有限，和一个更长的时间少得多，更近的模拟仅限于非自旋黑洞。在本文中，我们提出了三个新的系统，包括快速旋转的黑洞，和一个旋进配置长，精确的数值波形。我们详细研究模拟的准确性，特别是在BHNS二进制文件的背景下，第一次执行波形外推方法的柯西特征提取的结果的详细比较。新波形在螺旋期间具有$<0.1\,{\rm rad}$相位误差，在合并时上升到$\sim (0.2-0.4)\,{\rm rad}$误差，并且在其幅度中具有$\lesssim 1\%$误差。我们计算最近的分析模型，这些数值结果的忠实性，并发现专门为BHNS二进制执行良好的模型（$F>0.99$）的二进制文件看到的face-on.For边缘上的意见，特别是进动系统，模型和模拟之间的分歧增加，和模型，包括进动和/或高阶模式开始比BHNS模型，目前缺乏这些功能。
2020-10-27 astro-ph.HE gr-qc
Rotational Corrections to Neutron-Star Radius Measurements from Thermal Spectra
在Hartle-Thorne近似下，计算了中等速率自旋中子星热谱中的转动展宽。这些计算准确地解释了二阶多普勒增强效应以及中子星的扁圆形状和四极矩。我们发现，拟合的光谱和推断的辐射热通量的假设下，恒星不旋转导致低估推断的通量，因此，半径。校正取决于恒星的自转、半径和观测者的倾角。对于一个10 km的中子星，旋转速度为600 Hz，旋转修正的流量为~1- 4%，而对于一个15 km的中子星，具有相同的旋转周期，修正范围从2%的极上源的12%的边缘上的源。我们计算的倾角平均修正推断的半径作为中子星半径和质量的函数，并提供了一个经验公式的校正。对于实际的中子星参数（1.4 M $_\odot$，12 km，600 Hz），恒星半径比假设恒星不旋转时推断的半径大4%。
2014-07-11 astro-ph.HE gr-qc
Applying the starquake model to study the formation of elastic mountains on spinning neutron stars
本文扩展基于能量最小化的星震模型以纳入非轴对称形变，证明中子星成山必伴随轴对称形状改变，并估计自旋加速过程中守恒律允许的最大山脉。
2024-07-05 astro-ph.HE gr-qc
Gravitational waves from spinning black hole-neutron star binaries: dependence on black hole spins and on neutron star equations of state
本文研究了黑洞（BH）-中子星（NS）双星的并合，其中BH自旋与轨道角动量成一直线或反直线，质量比在MBH/MNS = 2- 5之间，MBH和MNS分别为BH和NS的质量。我们用系统参数化的分段多方状态方程来模拟NS物质。初始条件是在穿刺框架中计算的，采用孤立层框架来估计BH自旋，并假设NS内部的流体为无旋速度场。动力学模拟是在完全广义相对论的自适应网格细化代码，SACRA。改进了流体动力学方程的处理方法和圆盘质量的估算方法。我们发现，当BH有一个中等大小的反旋时，无论质量比如何，NS都被潮汐扰动，而当BH为零或反旋时，只有质量比小于3或NS的紧致度小的双星才会引起潮汐扰动。因此，残留盘的质量大到>~ 0.1 Msun，这是短伽马射线暴的中心发动机所需要的，如果BH自旋被破坏的话。潮汐中断的信息反映在NS的紧凑性和适当定义的“截止频率”的引力波谱，在该频谱以上的指数衰减之间的明确关系。我们发现，潮汐中断的NS和激发的准正常模式的残留BH发生在一个兼容的方式在高质量比的二进制与BH自旋。在这种情况下，紧凑性和截止频率之间的相关性仍然成立。外推表明，极旋黑洞和无旋NS双星的合并不会导致超旋黑洞的形成。
2011-09-30 astro-ph.HE gr-qc
A Magnetar Strength Surface Magnetic Field for the Slowly Spinning Down SGR 0418+5729
观测到的典型软伽马射线中继站SGR 0418+5729的自旋下降速率上限对将该源解释为具有超强磁场的中子星提出了挑战。电流限值意味着偶极磁场强度小于7.5 x 10^{12} G（Rea等人，2010年），明显小于典型SGR。中子星的X射线光谱不依赖于从X射线计时推断出的性质，而允许测量它们的磁场强度，因为它们在辐射平衡大气中由于存在磁场而从纯黑体中失真。在本文中，我们模拟SGR 0418+5729的高信噪比XMM牛顿谱，以限制中子星表面的磁场强度。我们的分析表明，具有中等磁场强度（10^{12-13} G）的中子星大气模型不能拟合X射线谱，而具有较强磁场的模型能够解释观测结果。我们发现表面的磁场强度为1.0 x 10^{14} G。这个值虽然低于迄今为止分析的所有其他SGR，但仍然足够高，可以从源产生观测到的X射线爆发。关于自旋下降极限，它还意味着磁场的显著非偶极结构。我们讨论了我们的光谱建模的结果，并与其他SGRs进行比较。
2011-08-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-duration Gamma-ray Burst and Associated Kilonova Emission from Fast-spinning Black Hole--Neutron Star Mergers
本文收集了GRBs 060614、211211 A和211227 A这三个独特的爆发，它们都具有长持续时间的主发射（ME）相和再亮扩展发射（EE）相的特征，以研究它们的观测特性和作为中子星-黑洞（NSBH）合并的可能起源. NS-第一出生（BH-第一出生）NSBH合并倾向于包含快速旋转（非旋转）的BH，更容易（几乎不）允许潮汐破坏发生（不）形成电磁信号。我们发现，NS先生的NSBH并合能很好地解释这三个伽玛暴的起源，支持这一结论的是：（1）它们的X射线ME和EE具有明确的回退吸积特征，以$\propto{t}^{-5/3}$形式递减，这可能是它们持续时间长的原因。EEs可能是由于$r$过程加热材料的回退吸积，预计发生在NSBH合并后。(2)这种类型的合并起源的长持续时间伽玛暴的波束校正的本地事件率密度是$\mathcal{R}_0\sim2.4^{+2.3}_{-1.3}\,{\rm{Gpc}}^{-3}\,{\rm{yr}}^{-1}$，与NS-第一出生的NSBH合并。(3)通过对GRB\，211211 A的EE、余辉和kilonova的详细分析，揭示了它可能是一个$\sim1.23^{+0.06}_{-0.07}\,M_\odot$ NS和一个排列自旋为$χ_{\rm{BH}}\sim0.62^{+0.06}_{-0.07}$的$\sim8.21^{+0.77}_{-0.75}…
2022-07-30 astro-ph.HE
First results and future prospects for dual-harmonic searches for gravitational waves from spinning neutron stars
我们研究了一种方法，将信号模型，允许额外的频率谐波搜索引力波从旋转的中子星。我们假设发射是由琼斯的一般三轴非对准模型，其波形在一定条件下减少到双轴旋进星，或一个简单的刚性旋转三轴对准星。三轴非对准和双轴模型可以产生恒星旋转频率（$f$）和$2f$的辐射，而后者只发射$2f$。我们已经研究了使用一组物理源参数和一组去除退化的波形参数的信号模型的参数估计。我们已经评估了信号检测效率，并使用贝叶斯模型选择来研究我们如何区分这三种模型。我们发现，对于信噪比（SNR）$\gtrsim 6$，当源仅在$2f$处产生发射时，如果在$f$和$2f$处执行信号搜索，则效率没有显著损失。然而，对于在$f$和$2f$两者处都具有发射的源，仅在$2f$处进行搜索可能会错过信号。我们还发现，对于三轴对准源，正确的模型总是有利的，但对于三轴非对准源，即使在高信噪比下，也很难区分三轴非对准模型和双轴模型。最后，我们使用LIGO第五次科学运行的数据，将该方法应用于已知天体的选择。我们给出了在$f$和$2f$上引力波振幅的第一个上限，并将模型选择准则应用于实际数据。
2015-09-09 astro-ph.HE
$f$-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
Parameter estimation on gravitational waves from neutron-star binaries with spinning components
对于新一代先进的地面探测器来说，螺旋状的中子星双星有望成为最重要的引力波信号源之一。我们调查了我们希望使用2015年9月开始运行的高级LIGO探测器来测量这些双星的属性。我们研究了天体物理学动机人口的来源（二进制组件与群众$1.2~\mathrm{M}_\odot$ - $1.6~\mathrm{M}_\odot$和自旋小于$0.05$）使用完整的LIGO分析管道。虽然这个模拟的人口涵盖了潜在的二元中子星源的观测范围，我们不排除这些范围之外的参数源的可能性，鉴于现有的质量和自旋分布的不确定性，这是至关重要的分析占可能的质量和自旋配置的全部范围。我们发现，保守的先验假设中子星的质量和自旋导致平均分数的不确定性的组件质量的$\sim 16\%$，几乎没有限制的自旋（中位数$90\%$上限的自旋更大的组件是$\sim 0.7$）。对中子星自旋的更强的先验约束可以进一步约束质量估计，但只是轻微的。然而，我们发现这些源的天空位置和光度距离不受自旋的影响;因此，如果LIGO检测到BNS源的低自旋种群，忽略自旋计算的计算成本较低的结果将足以指导电磁跟踪。
2016-03-10 astro-ph.HE gr-qc
Properties of hypermassive neutron stars formed in mergers of spinning binaries
我们提出了数值模拟的二进制中子星合并，比较非旋转的二进制NS旋转对准轨道角动量。第一次，我们研究自旋BNS采用核物理状态方程，即拉蒂默和Swesty以及沉，霍洛维茨和泰格。我们主要研究等质量系统中的超大质量中子星，并详细分析了它的结构和动力学。为了排除测量伪影，我们引入了一种新的坐标系用于后处理。我们的等质量模型的结果表明，强烈的径向振荡的HMNS调制的瞬时频率的引力波（GW）信号的程度，导致在相应的傅立叶频谱中的单独的峰值。特别是，通常归因于组合频率的高频峰值也可以由合并阶段中m=2模式频率的调制引起。作为GW数据分析的结果，高频峰值的偏移不一定携带关于径向振荡频率的信息。此外，在我们的模拟中的低频峰值由暴跌和前1-2次反弹的贡献主导。径向振荡的幅度取决于初始NS自旋，因此对频谱有复杂的影响。另一个重要的结果是，HMNS可以由一个缓慢旋转的核心组成，其扩展的大质量包络旋转速度接近开普勒速度，这与快速旋转的核心是必要的以防止迅速坍缩的常见概念相反。最后，我们的估计未绑定的物质的量显示依赖于初始NS自旋，解释了后者的径向振荡，这反过来又会导致冲击波的振幅的影响。
2015-04-08 astro-ph.HE gr-qc
Galactic double neutron stars as dual-line gravitational-wave sources: Prospects with LISA and Cosmic Explorer
本文提出利用 LISA 与 Cosmic Explorer 对银河系双中子星开展高低频双线引力波探测，扩展自旋中子星波形并通过种群模拟评估可探测数量及转动惯量测量精度。
2025-07-22 astro-ph.HE gr-qc
Magnetosphere of a spinning string
在本文中，我们观察到，在背景度规的自旋弦的精确麦克斯韦-爱因斯坦方程可以解析求解。这使我们能够构建一个分析模型的磁层，这是近似力免费附近的旋转字符串。就像克尔黑洞在外部磁场存在的情况下一样，旋转的弦将获得一个电荷，这取决于旋转弦所携带的涡度。自生的磁场和电流非常类似于与活动星系相关的喷流从星系中心出现时的电流和磁场结构。
2012-01-02 astro-ph.HE gr-qc
Excitation of f-modes during mergers of spinning binary neutron star
潮汐效应对包含中子星（NS）的双星合并最后阶段发射的引力波（GW）有重要的影响。当NS振荡与轨道运动发生共振时，动力潮汐可能很重要;理解这一过程对于准确建模这些二元体的GW发射以及从GW数据中提取NS信息非常重要。本文系统地研究了聚并双星中自旋NS基模的潮汐激发，重点研究了NS自旋与轨道角动量反向排列的情况，在这种情况下，潮汐共振最有可能发生.我们首先扩展NS振荡到恒星本征模式，然后得到一个哈密顿量，支配潮汐耦合轨道模式的演变。接下来，我们找到了一个新的近似，可以导致潮汐激发的解析表达式的高精度，并在所有制度的二元演化：绝热，共振和后共振是有效的。使用密切轨道的方法，我们得到半解析近似的轨道演化和GW的排放量，他们的协议与数值结果给我们信心，在我们的理解系统的动力学。特别是，我们恢复的平均后共振演化，这不同于前共振点粒子轨道的轨道能量和角动量的变化，以及由潮汐运动驱动的瞬时扰动。最后，我们利用Fisher矩阵技术研究了动力潮汐对参数估计的影响。我们发现，动力潮汐可能会提供一个额外的渠道来研究的物理NS。本文提出的方法具有通用性，不局限于f模式，也可应用于其他类型的潮汐。
2020-06-04 astro-ph.HE gr-qc
General relativistic simulations of black hole-neutron star mergers: Effects of magnetic fields
当中子星（NS）被黑洞（BH）伴星在BH-NS双星螺旋末端的潮汐扰动时，其磁场将被拉伸和放大。如果足够强，这些磁场可能会影响引力波形，合并演化和残留盘的质量。在圆盘中形成高度准直的磁场线+旋转的BH残留物可能会发射相对论性喷流，为短硬GRB提供引擎。我们分析了这种情况下，通过完全广义相对论，磁流体动力学（GRMHD）BHNS模拟从螺旋通过合并和磁盘形成。不同的初始磁场配置和强度被选择为NS内部的nonspinning和适度自旋（a/M=0.75）BH与轨道角动量对齐。在NS中，只有强的内部（Bmax~ 10 ^17 G）初始磁场才能显著影响合并动力学，在不旋转和旋转BH的情况下，剩余盘质量分别增加了100%和40%。然而，探测即使是强磁场的印记对先进的LIGO来说也是一个挑战。虽然在我们进行的初步模拟中没有质量外流或磁场准直的证据，但可能需要更高的分辨率，加上更长的磁盘演变和不同的初始磁场配置，才能最终评估BHNS双星作为短硬GRB祖先的可能性。
2012-05-15 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Magnetic Eruption and Nucleosynthesis in GRνMHD Simulations of Spinning Neutron Star Mergers
Rochester Institute of Technology（罗切斯特理工学院）；University of Illinois Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；INAF, Osservatorio Astronomico di Padova（意大利国家天体物理研究所帕多瓦天文台）；INFN, Sezione di Padova（意大利国家核物理研究所帕多瓦分部）
通过三维广义相对论磁流体动力学模拟，研究不同自旋配置的中子星合并中自旋对动力学、磁场演化、外流及核合成的影响，发现对齐自旋产生更准直的极向外流并合成富质子物质，而反自旋则抑制磁驱动风。
2026-09-23 astro-ph.HE gr-qc
Broad iron line in the fast spinning neutron-star system 4U 1636-53
利用XMM-Newton和Rossi X射线定时探测器（RXTE）对中子星低质量X射线双星4U 1636-53进行了6次同步观测，分析了它们的X射线谱。观测涵盖了源的几个状态，因此推断出大范围的质量吸积率。这六个观测结果显示在6.5 keV左右的光谱中有一条宽的发射线，可能是由于铁。我们拟合这条线与一组现象学模型的相对论加宽线，加上一个模型，占相对论涂抹和电离反射的吸积盘。后一种模型包括来自中子星表面或边界层的入射辐射和负责这些系统中的高能辐射的日冕。从与反射模型的拟合中，我们发现在六次观测中的四次中，对反射光谱的主要贡献来自中子星表面或边界层，而在另外两次观测中，对反射光谱的主要贡献来自日冕。我们发现，这两个组件的相对贡献是不相关的源的状态。从现象学模型中，我们发现，更好地描述了一个对称的，虽然广泛的，配置文件的铁线。谱线的宽度不能仅仅用康普顿展宽来解释，因此我们研究了相对论展宽的情况。我们进一步发现，从光盘，边界层和日冕的直接发射一般演变的方式与标准吸积盘模型一致，光盘和边界层变得更热，光盘向内移动的源从硬到软的状态。然而，铁线似乎并没有遵循同样的趋势。
2013-03-25 astro-ph.HE
Targeted Search for Gravitational Waves from Highly Spinning Light Compact Binaries
针对高自旋轻致密双星，使用PyCBC对LIGO和Virgo数据进行目标搜索，仅探测到已知事件，未发现新并合，并限制了此类源的并合率。
2024-01-10 astro-ph.HE gr-qc
Fastest spinning millisecond pulsars: indicators for quark matter in neutron stars?
本研究通过含超核-色超导夸克相变的混合物态方程分析自转混合星，发现带夸克核的混合星可解释最快最重中子星J0952-0607，并修正了开普勒频率相关经验关系，给出致密星半径新约束。
2025-08-01 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Quasi periodic whispers from a transient ULX in M\,101: signatures of a fast-spinning neutron star?
利用Chandra和XMM-Newton资料，研究了M 101，4XMM J140314.2 $+$ 541806（以下简称J1403）超亮X射线源的异常时变。在过去的二十年中，J1403已经显示出X射线光度为$\sim1-3 \times 10^{39}$ erg s $^{-1}$的短持续时间爆发，以及光度为$\sim0.5-1 \times 10^{38}$ erg s $^{-1}$的较长间隔。双峰行为和快速爆发演化（有时只有几天）更符合一个中子星的吸积器/螺旋桨的情况下，比与恒星质量黑洞的规范爆发周期。如果这种情况是正确的，在吸积器和螺旋桨状态的光度表明一个快速的自旋（$P \approx$ 5毫秒）和低表面磁场（$B \sim 10^{10}$ G），尽管我们确定J1403作为一个高质量的X射线双星。J1403最引人注目的特性是存在强的$\sim$ 600-s准周期振荡（QPO），主要是在超铝状态期间的几个时期发现的$\approx 1.3-1.8$ mHz频率附近。我们说明了这样的QPO的属性，特别是它们的频率和振幅之间的变化和观察内，与各种技术（快速傅立叶变换，Lomb-Scargle periodograms，加权小波Z变换分析）。QPO频率范围$<$ 10 mHz是X射线双星和超亮X射线源中几乎未被探索的区域。我们比较我们的研究结果与其他吸积源中发现的（少数）非…
2022-01-18 astro-ph.HE
Echoes from the Abyss: A highly spinning black hole remnant for the binary neutron star merger GW170817
对双中子星（BNS）合并的首次直接观测是多信使天文学的分水岭。然而，来自GW 170817的引力波只在BNS合并之前被观测到，但电磁观测都在合并事件之后。虽然广义相对论中的合并后引力波信号太微弱（考虑到当前的探测器灵敏度），但在这里，我们首次尝试探测到来自高度旋转的“黑洞“残骸的合并后引力波“回波”。在用奇异的普朗克尺度结构取代事件视界的不同量子黑洞模型中，可以预料到这种回声，在二元黑洞合并事件中也发现了这种回声的初步证据。回波频率被$\log M$（普朗克单位）抑制的事实使其正好处于LIGO灵敏度窗口中，使我们能够通过在频率/时间上交叉相关两个探测器来建立最佳的模型无关搜索策略。我们发现在BNS合并后约1.0秒，在$f_{\rm echo} \simeq 72$ Hz处探测到一个试探性的回波，与2.6-2.7 $M_\odot$“黑洞“遗迹一致，具有无量纲自旋$0.84-0.87$。考虑到所有的“看别处”效应，我们发现$4.2 σ$的显著性，或$1.6\times 10^{-5}$的虚警概率，即在合并后的预期频率/时间窗口内的类似互相关在3天内不能发现超过4次。如果得到证实，这一发现将对量子黑洞物理学和双中子星合并的天体物理学产生重大影响[注：这一结果由arXiv：1901.04138独立证实，他们使用电磁观测来推断黑洞形成的$t_{\rm coll}=0.98^{+0.31}_…
2020-01-05 astro-ph.HE gr-qc hep-th
General relativistic simulations of binary black hole-neutron stars: Precursor electromagnetic signals
首次对自旋和非自旋黑洞轨道上的中子星磁层进行了广义相对论无力模拟。我们发现有希望的前体电磁发射：典型的坡印廷光度，例如，对于1.4太阳质量的NS和10^{13}G极向磁场，6.6倍NS半径的轨道间隔为L ~ 6 x 10^{42} erg/s。坡印廷通量在方位角方向上约40度的宽光束内以及距轨道平面约60度内达到峰值，建立了可能的灯塔效应。我们的计算虽然是初步的，但我们计划在未来对这些系统进行更详细的模拟。
2013-07-17 astro-ph.HE gr-qc
Searching for continuous gravitational waves from slowly spinning neutron stars with DECIGO, Big Bang Observer, Einstein Telescope and Cosmic Explorer
Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））；Leibniz Universität Hannover（汉诺威莱布尼茨大学）
该研究针对慢转强磁化中子星与周期突变脉冲星，评估下一代地面及空间引力波探测器在20Hz以下的连续波探测潜力，通过灵敏度估算验证了相关源的可探测性与科学价值。
2025-05-09 astro-ph.HE gr-qc
Ways to constrain neutron star equation of state models using relativistic disc lines
利用中子星低质量X射线双星吸积盘的相对论谱线可以模拟出吸积盘的内缘半径。这个半径的一个小的值暂时意味着盘终止于中子星的硬表面，或者终止于最内层的稳定圆轨道（ISCO）。因此，一个推断的光盘内边缘半径提供恒星半径，或可以直接约束恒星状态方程（EoS）模型使用理论计算的ISCO半径的快速旋转的中子星的时空。然而，这一过程需要数值计算的恒星和ISCO半径的各种EoS模型和中子星配置使用适当的快速旋转的恒星时空。我们用广义相对论方法计算了大约16000个稳定的中子星结构，以探索和建立上述过程，并指出Kerr时空不足以达到这一目的。我们的工作系统地研究了用相对论盘线约束EoS模型的方法，并将激励未来的X射线天文仪器。
2011-09-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
A Channel to Form Fast-spinning Black Hole-Neutron Star Binary Mergers as Multimessenger Sources. II. Accretion-induced Spin-up
本文通过MESA网格演化BH-He-rich星双星系统，研究超爱丁顿吸积对BHNS并合中黑洞自旋加速及电磁对应体的影响，发现高吸积极限下低质量黑洞更易获得高自旋，且整体电磁信号更亮。
2024-02-23 astro-ph.HE
Inferring the neutron star maximum mass and lower mass gap in neutron star-black hole systems with spin
引力波探测中子星-黑洞（NSBH）并合系统可以探测中子星（NS）和黑洞（BH）的质量分布，特别是在NS和BH质量之间的过渡处。特别感兴趣的是最大NS质量，最小BH质量，以及它们之间的潜在质量差。虽然以前的GW人口分析假设所有的NS服从相同的最大质量，如果快速旋转的NS存在，他们可以扩展到更大的最大质量比nonspinning NS。事实上，几位作者提出，事件GW 190814中的$\sim2.6\,M_\odot$物体--迄今为止观测到的质量最大的NS或质量最小的BH--是一个快速旋转的NS。因此，我们推断NSBH质量分布与NS自旋分布，NS最大质量作为自旋的函数建模。利用包括GW 190814在内的4个LIGO-Virgo NSBH事件，如果我们假设NS自旋分布均匀，直到最大自旋（破裂），我们推断最大非自旋NS质量为$2.7^{+0.5}_{-0.4}\,M_\odot$（90%可信度），而假设只有非自旋NS，NS最大质量必须为$>2.53 M_\odot$（90%可信度）。数据支持质量间隙的存在，最小BH质量在$5.4^{+0.7}_{-1.0} M_\odot$。随着未来的观测，在简化的假设下，150个NSBH事件可能会限制最大的非旋转NS质量$\pm0.02\,M_\odot$，我们甚至可以测量NS旋转和最大质量之间的关系完全从GW数据。如果存在快速旋转的NS，它们的自旋和…
2022-09-04 astro-ph.HE gr-qc
The magnetar model of the superluminous supernova GAIA16apd and the explosion jet feedback mechanism (JFM)
假设喷流在负喷流反馈机制（JFM）中爆炸核塌缩超新星，我表明，快速旋转的中子星很可能形成时，爆炸是非常有活力的。假设在刚形成的中子星周围有一个吸积盘或吸积带，吸积气体使刚形成的中子星自旋，导出了自旋中子星中储存的能量与爆炸能量之间的一个粗略关系。这个关系式读作Espin/Eexp~（Eexp/1 e52 erg）。结果表明，在核塌缩超新星的JFM爆炸模型框架内，自旋中子星，如磁星，在超能爆炸中可能具有相当大的能量。磁星的存在，如果得到证实，例如在最近的超高能超新星GAIA 16 apd中，进一步支持了从中微子驱动到喷流驱动的核心坍缩超新星机制的范式转变的呼吁。
2017-03-29 astro-ph.HE
Characterizing Astrophysical Binary Neutron Stars with Gravitational Waves
合并的双中子星被认为主要是通过孤立的双演化形成的。在这个标准的形成场景中，第一个出生的中子星经历了一个再循环过程，并且可能在最后的螺旋中快速旋转，而第二个出生的恒星预计在合并时实际上是零自旋。基于这一特点，我们提出了一个新的框架，从他们的引力波发射观测的天体物理特征的中子星。我们进一步提出了一个先验的回收中子星，形状参数为2和尺度参数为0.012的伽玛分布的无量纲自旋，外推从银河系双中子星的射电脉冲星观测。解释GW170817和GW190425的背景下，标准的形成方案，并采用伽玛分布先验，我们发现积极的支持（贝叶斯因子为6，在非自旋假设）旋转回收中子星GW190425，而自旋的回收中子星GW170817是小的，与我们的先验一致。我们测量了GW170817和GW190425中回收（慢）中子星的质量分别为$1.34_{-0.09}^{+0.12}$ $(1.38_{-0.11}^{+0.11})$ $M_{\odot}$和$1.64_{-0.11}^{+0.13}$ $(1.66_{-0.12}^{+0.12})$ $M_{\odot}$，具有$68\%$的可信度。我们讨论了这两个事件的天体物理起源的影响，并概述了未来的前景，研究二元中子星使用我们的框架。
2020-10-08 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Vortex pinning and dynamics in the neutron star crust
Anderson和Itoh在1975年指出，超流涡旋与中子星外壳之间相互作用的本质是涡旋蠕动的核心，也是故障的原因，这一直是天体物理学中一个长期存在的问题。使用一种定性的新方法，我们遵循的动力学作为超流漩涡移动响应的存在下的“核”（核缺陷的地壳）。产生的运动垂直于力，类似于推动旋转的陀螺的运动。我们表明，原子核排斥在中子星地壳的涡旋，并作为一个函数的涡旋核分离的力的特征。
2016-12-01 astro-ph.HE astro-ph.SR cond-mat.supr-con
Rapidly Evolving and Luminous Transients Driven by Newly Born Neutron Stars
我们提供了一个全面的分析，最近发现的泛星1中深调查的一些快速发展和发光瞬变的发射材料的属性。据发现，这些瞬变可能是由一个低质量的非相对论流出，是由一个新诞生的，快速旋转，高度磁化的中子星持续供电。这样的系统可能起源于白矮星的吸积引起的坍缩，或者是中子星-中子星双星的合并。因此，对这些瞬态的观测将有助于约束白矮星和中子星物理和/或搜索和识别合并的引力波信号。
2015-05-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic Field Decay Makes Neutron Stars Look Older Than They Are
人们普遍认为，当一颗大质量恒星耗尽其核燃料并以核心坍缩超新星爆炸结束其生命时，就会产生中子星。这一假设被在许多超新星遗迹的中心区域探测到的中子星所证实，这些中子星被认为是快速旋转的中子星。因此，中子星和与之相关的超新星遗迹应该具有相同的年龄。正如预期的那样，蟹状星云脉冲星是第一颗与超新星遗迹（蟹状星云）有关的脉冲星，它的年龄可以从它目前的旋转周期及其衍生物中推断出来，并且确实与超新星遗迹的年龄大致相同，后者是由1054年历史上记录的超新星爆炸产生的。然而，大多数中子星的年龄似乎要比它们的超新星遗迹的年龄大得多，这是一个尚未弄清楚的谜。另一个难题是，到目前为止，还没有令人信服的证据支持中子星的磁场衰减，这是在大多数中子星模型中预测的。在这里，我们展示了一些年轻中子星中磁场衰减的令人信服的证据，并且磁场衰减可以显著改变它们的自旋行为，使得这些中子星看起来比它们实际上要老得多。
2011-10-14 astro-ph.HE
Accretion from a Shock-Inflated Companion: Spinning Down Neutron Stars to Hour-Long Periods
本研究提出中子星在密近双星中通过捕获超新星激波伴星抛射物形成吸积盘的新通道，通过吸积盘与中子星磁层相互作用引发“螺旋桨”阶段使其快速自转减慢，为“死亡线”外的超长周期脉冲星提供了统一解释。
2025-07-14 astro-ph.HE astro-ph.SR
Two coexisting families of compact stars: observational implications for millisecond pulsars
通常认为一个单一的状态方程（EoS）模型“正确”地代表了所有致密恒星的核心。在这里，我们强调，两个家庭的紧凑型恒星，即，中子星和奇异星可以在自然界共存，中子星可以通过恒星中心夸克物质的成核过程转化为奇异星。从我们对快速旋转的致密恒星（称为毫秒恒星）结构的完全广义相对论数值计算中，我们发现这种恒星转换会导致这些恒星同时自旋和引力质量减少。这是一种新型的毫秒脉冲星演化，通过一种新的机制，产生相对较低质量的致密星，具有较高的自旋速率。这可能对观测到的毫秒双星的质量和自旋分布有影响。这样的恒星转换也可以拯救一些质量大、有自旋支撑的毫秒恒星，使其免于坍缩成黑洞。此外，我们还将中子星序列的临界质量$M_{\rm cr}$的概念（Berezhiani et al. 2003; Bombaci et al. 2004）推广到了快速自旋中子星的情况，并指出单凭恒星质量测量不能排除中子星EoS模型.最后，我们强调了约束EoS模型的额外复杂性，例如，如果两个致密恒星家族共存，则通过使用X射线观测进行恒星半径测量。
2017-09-07 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
