Gravitational Memory from Hairy Binary Black Hole Mergers
CERN（欧洲核子研究组织）；KU Leuven（荷语鲁汶大学）；Universitat de València（瓦伦西亚大学）；Eberhard Karls University of Tübingen（蒂宾根大学）；Sofia University “St. Kliment Ohridski”（索非亚大学）；Bulgarian Academy of Sciences（保加利亚科学院）
本文研究了超越广义相对论的标量-高斯-博内理论中二黑洞并合产生的引力记忆，发现非线性并合动力学间接改变了张量记忆，而直接标量贡献被显著抑制，记忆效应对第三代探测器测试引力具有补充意义。
2026-04-10 gr-qc
The bar-mode instability in differentially rotating neutron stars: Simulations in full general relativity
研究了具有差旋的快速自旋中子星对棒模形变的动力学稳定性。我们用$M/R \geq 0.1$对致密星进行了完全相对论性的三维模拟，其中$M$是总引力质量，$R$是赤道圆周半径。采用绝热指数为$Γ=2$的绝热状态方程。在牛顿理论中，我们发现，恒星以上的$β\equiv T/W$（其中$T$是旋转动能和$W$的引力结合能）的临界值是动态不稳定的酒吧形成。对于我们所采用的恒星压缩和旋转轮廓的选择，$β= β_{dGR}$的临界值是$\sim 0.24-0.25$，仅略小于不可压缩麦克劳林球体的众所周知的牛顿值$\sim 0.27$。临界值仅很弱地依赖于我们所调查的中等范围的微分旋转的程度。所有不稳定的恒星都在动力学时间尺度上形成条。具有足够大的$β$的模型随后形成螺旋臂和喷射质量，将残留物驱动到动态稳定状态。具有中等大小$β\gtrsim β_{dGR}$的模型不会形成旋臂或喷射质量，但会调整以形成动态稳定的椭球状构型。如果棒模不稳定性在超新星坍缩或中子星合并中被触发，它可能是一个强大的可观测的引力波源。我们确定特征波的振幅和频率。
2000-05-18 astro-ph gr-qc
Impact of ultralight bosonic dark matter on the dynamical bar-mode instability of rotating neutron stars
我们研究了超轻玻色子场暗物质对不稳定的、有棒模不稳定性倾向的差速旋转中子星动力学的影响。为此，我们在广义相对论中进行数值模拟的旋转中子星吸积初始球对称玻色子场云，解决爱因斯坦-（复杂的，大量的）克莱因-戈登-欧拉和爱因斯坦-（复杂的）Proca-Euler系统。我们发现，玻色子场的存在下，可以严重修改的中子星的条模不稳定性的发展，取决于玻色子场的总质量和玻色子粒子的质量。在某些情况下，吸积玻色子场甚至可以通过动态形成保留原始中子星部分角动量的混合（费米子-玻色子）星来抑制棒变形的主导$\ell=m=2$模式。然而，混合星经历了混合棒的发展，导致了显着的引力波发射，与孤立的中子星有很大的不同。我们的研究结果表明，中子星中的暗物质吸积可能会改变预期的棒模不稳定性发射的频率，这将对正在进行的连续引力波的搜索产生重要影响。
2022-07-18 gr-qc
Dynamical Scalarization during Neutron Star Mergers in scalar-Gauss-Bonnet Theory
在某些类别的标量高斯-博内特理论中，如果标量场与高斯-博内特不变量的耦合强度超过临界值，则中子星和黑洞附近的强时空曲率可以自发触发致密物体的标量化。在中子星上，这个阈值取决于质量和状态方程。伴星的存在将进一步影响标量化所需的耦合强度，因此，对于作为双星成员的中子星，可以在较低的耦合量级上安装稳定的头发。专注于二进制中子星合并，我们调查这后者的动态驱动的标量化，并发现阈值耦合强度的减少似乎是更深刻的对称双星，而阈值只是略有减少，而不对称的双星。并讨论了相关的标量辐射。此外，我们还发现了孤立中子星的临界耦合强度与致密性之间的普遍关系，并与动力学标量化阈值进行了详细的比较。在这种关系的协同作用下，人们可以，至少在原则上，约束的理论参数，而不管在状态方程的不确定性。
2023-02-22 gr-qc
Radial oscillations in neutron stars from QCD
本文研究了由冷密QCD第一性原理计算得到的一组状态方程产生的中子星在观测数据约束下对无穷小径向振荡的稳定性。我们认为，在可能包含夸克物质核心的恒星中，共形边界$c_{s} = 1/\sqrt{3}$存在轻微和较大的违反。质量-半径图中的某些中子星族由于核附近的大振幅振荡而变得动力学不稳定。
2021-04-27 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Dynamical ejecta and nucleosynthetic yields from eccentric binary neutron-star mergers
随着最近出现的多信使引力波天文学和更灵敏的，下一代的引力波探测器的预期，我们调查的动力学，引力波发射，和核合成产量的众多偏心双中子星合并具有不同的状态方程。对于每个状态方程，我们改变周围的立即合并的阈值，以及二进制质量比的轨道特性。除了研究引力波发射，包括$f$模式振荡之前和之后的合并，我们耦合的动态喷出物输出的模拟核反应网络代码\texttt{SkyNet}计算核合成产率和比较的情况下，准圆形合并的相应结果。我们发现，动态喷射的材料的量和速度总是远远大于在准圆形的情况下，达到最大值的$M_{\rm ej, max} \sim 0.1 \, M_{\odot}$和$v_{\rm max}/c \sim 0.75$。与此同时，这种材料的性质对轨道的细节，如近心点距离或遭遇后的远点距离，相当不敏感。此外，虽然喷射物质的组成取决于轨道参数和状态方程，相对核合成产率不，从而表明kilonova签名可以提供动态捕获的中子星双星的轨道特性的信息。
2018-12-05 astro-ph.HE gr-qc
Innermost Stable Circular Orbit of Inspiraling Neutron-Star Binaries: Tidal Effects, Post-Newtonian Effects and the Neutron-Star Equation of State
我们研究了中子星状态方程如何影响合并附近的吸入中子星双星的运动方程的动力学不稳定性的发病。相对论效应和牛顿潮汐效应的结合导致恒星开始它们最后的、快速的、动力学不稳定的合并，此时恒星仍然很好地分离，轨道频率为$\approx$ 500周/秒（即引力波频率约为1000赫兹）。动力学不稳定性发生的轨道频率（即最内侧稳定圆轨道的轨道频率）对中子星状态方程（特别是恒星的质量半径比$M/R_o$）表现出适度的敏感性。这表明，关于核物质状态方程的信息被编码在合并前发射的引力波中。
1996-09-05 astro-ph gr-qc
On r-process nucleosynthesis from matter ejected in binary neutron starmergers
当由中子星组成的双星系统合并时，它们静止质量的一小部分被喷射出来，无论是动态的还是长期的。这种物质富含中子，其核合成可以提供宇宙中产生重元素的天体物理学场所，加上kilonova信号，证实中子星合并是短伽马射线暴的起源。我们进行全面的广义相对论模拟的二进制中子星合并采用三种不同的核物理EOS，考虑等质量和不等质量的配置，并采用泄漏计划占中微子辐射损失。使用的技术相结合，我们进行了广泛而系统的研究的流体动力学，几何和几何性质的物质喷射动态，采用WinNet核反应网络恢复的相对丰度的重元素产生的每种配置。在所取得的成果中，有三项特别重要。首先，我们发现，这两个属性的动态喷出物和核合成产量是强大的对EOS和群众的变化，并匹配得很好，所观察到的化学丰度。第二，使用保守的，但强大的标准，为未绑定的物质，我们发现，喷射的质量的量是$\lesssim 10^{-3}\,M_{\odot}$，因此至少一个数量级小于通常假设在建模kilonova信号。最后，使用一个简化的灰色不透明模型，我们评估的可观测性的红外kilonova发射的发现，即对于所有的二进制的光度峰值周围$\sim1/2$天的$H$ -带，达到最大幅度的$-13$，并迅速减少后一天。这些相当低的光度使得探测千新星的前景不如迄今为止所假设的那么有希望。
2017-09-27 astro-ph.HE gr-qc
Magnetized Hypermassive Neutron Star Collapse: a candidate central engine for short-hard GRBs
超大质量中子星（HMNSs）是由快速的差速旋转支撑的平衡构型，可能是双中子星合并的瞬态残留物。虽然HMNS是动态稳定的，但诸如粘性或磁场的长期效应倾向于使HMNS均匀旋转，从而导致坍缩。我们模拟的演变磁化HMNS轴对称使用代码，解决了爱因斯坦-麦克斯韦-MHD方程组。我们发现，磁制动和磁旋转不稳定性（MRI）都有助于最终崩溃的HMNS旋转黑洞周围的大质量，热吸积环面和准直磁场。这样的热环面以中微子的形式强烈辐射，由此产生的中微子-反中微子湮灭可以为短硬伽马射线暴提供动力。
2007-02-02 astro-ph gr-qc
Collapse of differentially rotating neutron stars and cosmic censorship
我们提出了新的结果动力学和引力波辐射的崩溃的差异旋转中子星。我们已经考虑了许多具有不同无量纲角动量J/M^2值的多变恒星模型，其中J和M分别是恒星的渐近角动量和质量。对于J/M^2<1的中子星，“亚克尔”模型，我们能够找到模型，是动态不稳定的，并迅速崩溃到一个旋转的黑洞。坍缩的动力学和随之产生的引力波发射都类似于均匀旋转的恒星，尽管引力波发射的效率总体上有所下降。对于J/M^2>1的恒星模型，即另一方面，我们无法找到动态不稳定的模型，并且发现所有计算的超克尔模型都远离稳定阈值。对于这些模型，只有在非常严重的人为减压之后，才可能发生引力坍缩，然后导致环面发展非轴对称不稳定性，并最终收缩为稳定的轴对称恒星构型。虽然这并不排除裸奇点可以由差动旋转恒星的坍缩产生的可能性，但它也表明宇宙审查没有被违反，并且超克尔祖先的一般条件不会导致裸奇点。
2011-07-07 astro-ph.HE gr-qc
Coalescence of binary neutron stars in a scalar-tensor theory of gravity
我们在允许自发标量化的标量张量理论中对合并中的双星中子星进行了数值相对论模拟。我们用真实的状态方程来模拟中子星。我们选择的自由参数的理论考虑到所施加的约束的最新观测的中子星-白矮星双星脉冲星定时。我们发现，即使在这些严格的限制，标量化仍然可以影响的演变的双中子星不仅在后期的inspiral，但也在合并阶段。我们还证实，即使当这两个中子星有相当小的标量电荷在大的分离，他们可以强烈标度动态在最后阶段的inspiral。特别是，我们确定的二元参数标量化发生在后期inspiral或只有在发病后的合并时，一个残余的，超大质量或超大质量的中子星形成。我们还讨论了这些结果如何影响引力波一旦被检测到的物理信息的提取。
2013-10-04 astro-ph.HE gr-qc
Quintessence-Chameleon transitions in anisotropic Kiselev model of neutron stars
本研究提出变色龙标量场与Kiselev度规动态耦合模型，实现高密度屏蔽到低密度quintessence转变，产生各向异性并微调中子星最大质量与潮汐形变，为引力波观测提供可检验信号。
2025-08-06 gr-qc
Black hole-neutron star coalescence: effects of the neutron star spin on jet launching and dynamical ejecta mass
黑洞-中子星（BHNS）合并被认为是引力波（GW）的源，电磁波（EM）对应物重合。为了进一步探索这些系统是否是短伽马射线暴（sGRBs）和kilonovae的可行祖先，以及如何使用（缺乏）与LIGO/Virgo候选BHNS GW事件相关的EM对应物来锐化参数估计，我们研究了BHNS合并中中子星自旋的影响。使用动态时空磁流体动力学模拟的BHNS最初在准圆轨道上，我们调查的配置，不同的BH自旋（$a_{\rm BH}/M_{\rm BH}=0$和$0.75$），NS自旋（$a_{\rm NS}/M_{\rm NS}=-0.17,\,0,\,0.23$和$0.33$），和二进制质量比（$q\equiv M_{\rm BH}:M_{\rm NS}=3:1$和$5:1$）。我们发现，总的趋势是，增加NS的自旋增加的剩余黑洞上的吸积盘的静止质量，和静止质量的动态弹出的物质。在峰值引力波振幅之后的时间~ $Δt\sim 3500-5500M\sim 88-138(M_{\rm NS}/1.4M_\odot)\,\rm ms$，磁驱动喷流仅为$q=3:1$发射，而不管初始NS自旋如何。喷流的寿命[ $Δt\sim 0.5-0.8(M_{\rm NS}/1.4 M_\odot)\,\rm s$ ]和它们的出射坡印廷光度[ $L_{\rm Poyn}\sim 10^{51.5\pm 0.5}\,\rm…
2021-01-01 astro-ph.HE gr-qc
Inspiraling Corrugation-Induced Quantum Effects on Neutron Star Binary Plane
利用路径积分公式，研究了轨道间距为$10^9$ m的引力束缚中子星（NS）双星中轨道平面的横向收缩引起的动力学量子效应.基于Dewitt的方法，我们计算了双星平面的引力Casimir能量损失，它包括静态引力效应和形变诱导效应。发现静态效应中包含了轨道面自引力项和双星系统牛顿引力势的贡献。而变形诱导效应也由两部分引起，即轨道结合能的不稳定性（标度为$\frac{1}{(R-r)^2}$）和轨道结合能的动态卡西米尔能量消耗（衰减为$\frac{1}{(R-r)^4}$）。动态引力Casimir现象和相应的能量消耗改变了双星的旋入轨道运动，从而改变了释放的引力波（GW）的频率。我们考虑了两个NS组件的机械响应，定性地研究了系统的轨道运动和GW频率的修正。结果表明，动力学Casimir效应在二元平面上施加了一个耗散力，该耗散力与引力波的频率有关。由此产生的耗散可能会随着分离的衰减和GW频率的增加而增强，这随后加速了双星的轨道衰减。然而，耗散率仅具有$10^{-70}$ eV/s的数量级。因此，考虑到NS双星系统的宽分离、宇宙学合并时间和低频GW，对NS双星动力学的修正是非常微小的。
2022-02-26 astro-ph.HE gr-qc
Gravitational wave content and stability of uniformly, rotating, triaxial neutron stars in general relativity
地基引力波干涉仪的目标包括连续的准周期引力辐射源，如孤立的旋转中子星。在这项工作中，我们进行演化模拟均匀旋转，三轴变形的恒星，可压缩的类似物在广义相对论的不可压缩，牛顿雅可比椭球。我们研究了它们的稳定性和引力波发射。我们采用了五种模型，包括正常模型和超大质量模型，并使用不同的网格设置和分辨率以及两种不同的演化代码来跟踪它们的演化。我们发现，所有的模型是动态稳定的，并产生一个应变，约十分之一的合并二进制系统的平均值。我们跟踪它们的长期演化，发现我们所有的恒星都朝着轴对称的方向演化，保持它们的均匀旋转，动能和角动量分布，同时失去它们的三轴性。
2017-03-31 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
Evolution of neutron stars with toroidal magnetic fields: Axisymmetric simulation in full general relativity
在完全广义相对论中，在轴对称假设下，利用磁流体动力学模拟方法研究了具有环形磁场的中子星的稳定性。非旋转和刚性旋转的中子星准备了各种磁场位形。为了简化对中子星的模拟，采用了多方状态方程和绝热指数$Γ=2$。研究发现，当环向磁场强度$\propto \varpi^{2k-1}$随$k\geq 2$（这里$\varpi$是圆柱半径）变化时，不旋转的中子星是动力学不稳定的，而对于$k=1$，中子星是稳定的.在不稳定性开始后，不稳定模式近似在阿尔文时间尺度上增长，因此，对流运动被激发以改变磁场分布，直到达到一个新的状态，该状态对轴对称扰动是稳定的。我们还发现，旋转起着稳定的作用，虽然不稳定性仍然设置在阿尔文时间尺度时，磁能旋转动能的比率大于一个临界值$\sim 0.2$。磁化质子中子星的演化的含义进行了讨论。
2008-05-18 astro-ph gr-qc
Self-consistent neutron stars in a class of massive vector-tensor gravity
Hunan Normal University（湖南师范大学）
本文通过分析场方程，构建了不依赖全局零势假设的中子星配置，揭示了在强场区域势被违反但弱场区域通过渐近边界条件恢复，从而保持与黑洞解和观测约束的一致性。
2026-03-20 gr-qc
Gravitomagnetic tidal currents in rotating neutron stars
最近的研究表明，旋转的致密天体在重力磁场作用下，即使理想化为与时间无关的磁场，也会产生动态响应。动力响应的特点是随时间变化的内部电流，它被怀疑是源于零频率g模式和r模式的潮汐力驱动。在本文中，我们提供了额外的见解的现象，通过检查潮汐响应的旋转体的框架内的后牛顿引力。这种方法使我们能够为这种现象建立一个直观的图像，这依赖于后牛顿引力和麦克斯韦电磁理论之间的密切类比。在这幅图中，重力磁潮汐场和天体自转速度之间的耦合自然会在天体内部产生不平衡的类洛伦兹力，而正是这种力导致了潮汐流。简单的流体方程在后牛顿设置允许我们提供一个完整的零频率模式的描述，并证明其在建立潮流的精确作用。我们估计这些电流的振幅，并发现，对于与LIGO相关的中子星双星，当旋转周期相当于100毫秒时，速度扰动的尺度以每秒公里为单位测量。这一估计表明，潮流可能对合并附近的中子星的物理有重大影响。
2017-01-31 gr-qc
Gravitational waves from pulsating stars: Evolving the perturbation equations for a relativistic star
我们把相对论性恒星的扰动问题看作初值问题。在详细讨论了制定的问题（扰动方程和适当的边界条件的中心和表面的明星），我们发展的方程数值从几个不同的初始数据集。在所有考虑的情况下，我们发现，产生的引力波携带的几个恒星的脉动模式的签名。典型地，在信号中存在流体$f$模式、前两个$p$模式和最慢阻尼重力$w$模式。这表明，脉动模式可能是一个有趣的来源，可检测的引力波从碰撞中子星或超新星。我们还调查了文献，并发现几个迹象的模式存在的旋转核心崩溃和合并中子星的数值模拟。如果这种模式信号能被未来的引力波天线探测到，人们就有望推断出有关中子星的详细信息。由于扰动演化应充分描述的动态激发的中子星的后期行为，目前的工作也可以作为未来的完全非线性模拟的基准测试。
1997-04-08 gr-qc
Eccentric Black Hole-Neutron Star Mergers
在接下来的几年里，黑洞（BH）和中子星（NS）合并产生的引力波（GW）可能会被直接探测到，这使得对这些系统的深入理论理解成为一个高度优先事项。作为额外的动机，这些系统可以代表短持续时间伽马射线暴（sGRB）祖细胞的子集。BH-NS合并预计将导致原始的，准圆形的inspiral以及动态形成的捕获双星。后一种渠道允许高偏心率的合并，从而产生更丰富的结果。我们进行广义相对论模拟的BH-NS相互作用的范围内的碰撞参量，并发现这些事件的属性，有潜在的可观察到的后果，即GW签名，残留的吸积盘质量，和未绑定的材料量的显着变化。
2011-07-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Primordial black holes captured by neutron stars: simulations in general relativity
本研究开展广义相对论自洽数值模拟，开发新数值技术，探究不同质量原初黑洞被中子星捕获的过程，明确小质量黑洞下中子星的稳定性及大质量黑洞的吸积坍缩演化，补充了点质量近似下的相关研究。
2024-05-16 astro-ph.HE gr-qc
Rotating neutron stars with non-barotropic thermal profile
中子星为最极端条件下的物理学提供了极好的实验室。迄今为止，轴对称、定常、差速旋转的中子星模型都是在强正压假设下建立的，其中所有热力学量之间存在一一对应的关系。这意味着物质元素的特定角动量只取决于它的角速度。然而，中子星早期阶段的物理条件是由它们剧烈的诞生过程决定的，通常是超新星，或者在某些情况下是两颗中子星的合并，详细的数值模型表明，由此产生的恒星绝不是正压的。在这里，我们构建模型的固定，差分旋转，非正压中子星，状态方程和特定的角动量依赖于一个以上的独立变量。我们表明，相对论欧拉方程的潜在制定可以扩展到非正压的情况下，这是一个新的结果，即使是牛顿的情况下，据我们所知。我们将新方法应用到XNS程序中，构造了非正压状态方程的平衡构型。我们仔细研究所得到的配置，通过不断发展他们动态的数值相对论代码BAM，从而表明，新的方法确实产生固定的，差分旋转，非正压中子星配置。
2019-11-12 astro-ph.HE gr-qc
Stationary states of irrotational binary neutron star systems and their evolution due to gravitational wave emission
我们已经成功地获得精确的配置的无旋二元系统的可压缩（多方）状态方程。我们的模型对应于无粘性极限下的等质量中子星系统双星。利用所得到的定态序列，研究了无旋中子星双星系统在引力波辐射下的演化。对于无粘双星系统，在分离相中各组分的自旋角速度小于在接触相中各组分的轨道角速度。因此，在中子星演化过程中，由于引力波辐射的无旋近似是合理的。计算结果表明，由于引力波的发射，双星系统的分离度减小，即使对于指数N > 0.7的刚性多面体，双星系统在接触相之前也不会达到动力学不稳定状态.这一结论与Lai，Rasio & Shapiro关于多变二元系近似解的结论在数量上是不同的。
1997-12-29 astro-ph gr-qc
Collapse of magnetized hypermassive neutron stars in general relativity: Disk evolution and outflows
研究了磁化超大质量中子星坍缩成黑洞自洽形成的吸积盘的轴对称演化。这样的恒星可以在双星中子星合并后出现。它们是差动旋转的，动态稳定的，并且具有超过均匀旋转的质量限制的静止质量。然而，超大质量中子星由于磁流体驱动的角动量输运，是长期不稳定的坍缩。在这个过程中形成的旋转黑洞被一个热的、大质量的、磁化的环面和一个沿自旋轴准直的磁场所包围。该系统是短硬伽马射线暴（GRB）中心引擎的候选者。我们的代码集成耦合Einstein-Maxwell-MHD方程，并用于跟踪磁化超大质量中子星模型在完全广义相对论中的坍缩，直到时空稳定到准稳态。然后，我们采用考林近似，其中的时空是冻结的，以跟踪随后的演变的磁盘。这种近似使我们能够极大地扩展磁盘的演变和研究由此产生的外流，这可能是相关的伽玛暴的产生。我们发现，当一个刚性的状态方程假设为低密度磁盘材料，外流被抑制，是敏感的初始磁场配置。
2008-02-01 astro-ph gr-qc
Hierarchical Triples as Early Sources of $r$-process Elements
中子星合并被认为是宇宙中重$r$过程核合成的主要来源。然而，合并的显着预期延迟后，双形成是在张力与观察到的非常早期的$r$过程富集，例如，位于矮星系网室二号LIGO和室女座引力波观测站发现了两个伴星质量较轻的双星合并（$\sim 2.6$ M $_\odot$），其质量与银河系中许多中子星双星系统的总质量相似。这种合并的起源可能是围绕黑洞运行的中子星双星。在这里，我们表明，一个显着的分数的中子星双星在分层三元组合并迅速（$\gtrsim3\%$内$\lesssim10$百万年中子星形成后），并可以解释所观察到的非常早期的$r$过程富集。中子星双星可以通过冯·齐佩尔-科扎伊-利多夫振荡变得偏心，促进快速合并，随后是系统中低质量黑洞与高质量黑洞的合并。我们表明，这种情况下也是一致的整体中子星合并率密度$\sim100$ Gpc $^{-3}$年$^{-1}$在这样的三倍。使用流体动力学模拟，我们表明，高度偏心的中子星合并动态喷射几倍以上的质量比标准的合并，异常明亮的kilonovae与“早期的蓝色颠簸”作为独特的观测签名。
2023-02-20 astro-ph.HE gr-qc
Binary neutron star mergers: a jet engine for short gamma-ray bursts
我们进行磁流体动力学模拟在全广义相对论（GRMHD）的准圆形，等质量，双中子星进行合并。最初的恒星是无旋的，$n=1$多面体，并被磁化。我们探讨了两种类型的磁场几何形状：一种是每个恒星都被赋予了一个从内部延伸到外部的偶极磁场，就像脉冲星一样，另一种是偶极场最初被限制在内部。在这两种情况下，所采用的磁场最初在动态上是不重要的。合并的结果是一个超大质量的中子星，它经历了延迟坍缩，变成一个黑洞（自旋参数$a/M_{\rm BH} \sim 0.74$），沉浸在磁化的吸积盘中。合并后约$4000M \sim 60(M_{\rm NS}/1.625M_\odot)$ ms，黑洞两极上方的区域被强烈磁化，并产生一个平行的、温和的相对论性外流--一个初始喷流。吸积盘的寿命可能等于喷流的寿命，它是$Δt \sim 0.1 (M_{\rm NS}/1.625M_\odot)$ s。相反，黑洞-中子星合并，我们发现，即使初始的磁场被限制在内部的恒星，初期的射流发射。
2016-06-03 astro-ph.HE gr-qc
Properties of the remnant disk and the dynamical ejecta produced in low-mass black hole-neutron star mergers
我们系统地进行了数值相对论模拟的低质量黑洞-中子星合并的模型与7个质量比$Q=M_{\rm BH}/M_{\rm NS}$从1.5到4.4不等，和三个中子星状态方程，专注于在合并过程中的黑洞外的物质和动态弹出的属性。我们特别注意的依赖的质量比的双星。研究发现，对于低质量比的模型，合并后保留在视视界外的静止质量仅微弱地依赖于质量比。还澄清了喷出物的静止质量在$Q \sim 3$处具有峰值，并且对于低质量比的情况随着质量比的减小而急剧减小。我们提出了一种新的分析方法，在合并过程中的物质的行为，重点是在相空间中的物质分布的比能量和比角动量。然后，我们模拟合并期间和合并后的物质分布。利用分析的结果，我们讨论了喷出物的性质。
2020-10-06 astro-ph.HE gr-qc
Relativistic simulations of black hole-neutron star coalescence: the jet emerges
在完全广义相对论（GRMHD）下，我们对一个在准圆轨道上经历合并的黑洞-中子星双星系统进行了磁流体动力学模拟。双星质量比为3：1，黑洞初自旋参数$a/m=0.75$（$m$是黑洞Christodoulou质量）与轨道角动量一致，中子星是无旋的$Γ=2$多面体。大约两个轨道合并前（在时间$t=t_B$），我们种子中子星与动态弱内部偶极磁场延伸到恒星外部。在$t=t_B$，外部有一个低密度的大气，等离子体参数$β\equiv P_{\rm gas}/P_{\rm mag}$恒定。从$0.1$到$0.01$，我们发现在$\sim 4000{\rm M} \sim 100(M_{\rm NS}/1.4M_\odot)$ ms [M是总（ADM）质量]开始吸积潮汐破裂碎片后，剩余黑洞两极上方的磁绕组建立了足够的磁场，以发射一个温和的相对论性，准直流出-初期喷流。吸积的持续时间和喷流的寿命为$Δt\sim 0.5(M_{\rm NS}/1.4M_\odot)$ s。我们的模拟提供了GRMHD中的第一个明确的例子，表明黑洞-中子星合并后可以出现喷流。
2015-06-10 astro-ph.HE gr-qc
Neutron star transition to strong-scalar-field state in tensor scalar gravity
在引力张量-标量理论中研究了球形中子星模型。特别地，在一定的耦合函数二阶导数和恒星质量条件下，对于一个给定的恒星，除了通常的弱场解外，还存在两个强标量场解.最后一个解恰好是不稳定的，一颗恒星，变得足够大，允许所有三个解决方案，发展到一个强场配置。这种跃迁是动态计算的，看起来恒星辐射出两种状态之间的能量差（几个$10^{-3} M_\odot c^2$）作为引力辐射。由于部分能量（$\sim 10^{-5} M_\odot c^2$）以动能形式注入恒星，因此恒星表面的速度可达$10^{-2} c$。图中显示了这种单极辐射的波形以及恒星所经历的振荡。这些振荡也在缓慢旋转近似下进行了研究，以估计所产生的四极辐射的数量级。
1998-06-04 astro-ph 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
Gravitational Waves from the Dynamical Bar Instability in a Rapidly Rotating Star
一颗快速旋转的轴对称恒星可以动态地不稳定到m=2的“棒”模式，将恒星从盘状转变为细长的棒。这样一颗棒状恒星的命运是不确定的。一些以前的数值研究表明，酒吧是短暂的，持续只有几个酒吧旋转期间，而其他研究表明，酒吧是相对较长的寿命。本文介绍了一个快速旋转的伽玛=5/3流体星的数值模拟结果。模拟结果显示，棒的形状是长期存在的：一旦棒建立，恒星保持这种形状超过10个棒旋转周期，直到模拟结束。结果是一致的猜想，一个明星将保持其酒吧形状无限期的动态时间尺度上，只要其旋转速率超过长期酒吧不稳定的阈值。这些结果是以低密度中子星来描述的，但也可以按比例来表示，例如，一个被离心力阻止完全坍缩的烧毁的恒星核心。对引力波信号的估计表明，我们银河系中一颗动态不稳定的中子星可以很容易地被第一代地面引力波探测器探测到。室女星系团中一颗不稳定中子星的信号可能会被计划中的先进探测器发现。牛顿/四极近似在整个这项工作中使用。
2000-07-11 astro-ph gr-qc
Radial oscillations of neutron stars in Starobinsky gravity and its Gauss-Bonnet extension
本文研究Starobinsky引力及其Gauss-Bonnet扩展中中子星的绝热径向振荡，揭示高导数项使外部时空动态响应振荡，并比较Jordan与Einstein框架结果。
2025-07-25 astro-ph.HE gr-qc
Dynamical mass ejection from black hole-neutron star binaries
利用相对论数值模拟方法研究了黑洞-中子星双星并合过程中动态喷射物质的性质。系统地研究了双星质量比、黑洞自旋和中子星物质状态方程对喷出物性质的影响。动力学物质抛射主要由潮汐力矩驱动，并且抛射物比双中子星合并的抛射物具有更大的各向异性。特别是，动力喷射物集中在轨道平面周围，半张角为10- 20度，通常只扫过一半平面。典型情况下，喷出物质量可达~0.1M_sun，速度为亚相对论性，约为0.2- 0.3c。对于较大的二元质量比值，即，黑洞的质量越大。残留的黑洞-盘系统由于喷出物的线动量而获得O（100）km/s的反冲速度，并且这很容易支配由于引力辐射而产生的反冲速度。还研究了合并后物质的结构、动力学喷出物的速度分布、回落率和引力波。我们还讨论了喷出物各向异性对电磁同行的影响，特别是macronova/kilonova和同步辐射无线电发射，开发分析模型。
2015-08-19 astro-ph.HE gr-qc
Evolution of inspiralling neutron star binaries: effects of tidal interactions and orbital eccentricities
动态形成的中子星双星在发射LIGO/VIRGO波段的引力波时可能具有显著的偏心率。我们使用一组混合方程研究了这种偏心吸气NS双星的潮汐效应。NS被建模为一个可压缩的椭球体，它可以非线性变形，由于潮汐力，而轨道演化处理与后牛顿（PN）理论高达2.5-PN阶。我们发现，在一般情况下，潮汐相互作用可以加速内旋，并导致轨道频率和相位的变化。对于圆形吸气，我们的计算再现以前的线性结果在大的二元分离，但纳入小分离的NS的动力学响应。对于偏心吸气，频率和相移在近心点通道附近有明显的振荡，并且振荡幅度随着偏心度的增加而增加。因此，GW相位也受到潮汐效应的显著影响。在合并时，GW的累积相移可以达到10弧度以上（对于典型的NS质量$1.4M_\odot$和半径11.6 km），远大于圆形螺旋的情况。虽然偏心NS合并的事件率可能很低，这种合并的检测可以提供一个有用的约束NS状态方程。
2020-09-17 astro-ph.HE gr-qc
Nonlinear dynamics of oscillating neutron stars in scalar-tensor gravity
在其他引力理论中，振荡的致密物体的光谱可以有相当大的改变。特别是，它可以被广义相对论中没有对应物的模式所丰富，这些模式与这些理论中普遍存在的额外自由度的动力学联系在一起。这些模式的检测，例如在引力波信号从一个二进制紧凑的物体合并，可以提供一个强大的工具，以探测引力的基本理论。为了获得这种探测的潜力，关键是要了解动态形成的线性和非线性光谱特征，振荡紧凑的物体在替代理论的重力。作为实现这一目标的一步，在这项工作中，我们提出了一套1+1数值相对论模拟的中子星的标量张量理论，我们仔细分析了恒星脉动的频谱，我们比较结果与预期的线性微扰理论。这使我们能够建立双中子星合并的情况下的直觉。此外，在这项工作中研究的模型是两个广泛的类，其中的标量场耦合强或弱的流体的代表。我们为每一类模型确定的非线性动力学的独特现象学，也可以在其他引力理论中找到对应的。
2022-01-20 astro-ph.HE gr-qc
Inferring host environment properties and gravitational-wave decay time from the eccentricity measurement of dynamically captured binaries
Chennai Mathematical Institute（金奈数学研究所）；Cardiff University（卡迪夫大学）；Montclair State University（蒙克莱尔州立大学）；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）
通过分析偏心性测量推断宿主环境属性及引力波衰减时间，该方法适用于动态捕获双星的偏心性研究，对GW200105的宿主环境概率进行约束。
2026-05-12 astro-ph.HE gr-qc
Numerical modelling of bulk viscosity in neutron stars
本文实现了Müller-Israel-Stewart二阶耗散相对论流体力学方程，通过非旋转中子星密度振荡与粘性迁移测试验证了代码，并模拟了双中子星合并，发现高体粘性可将动力学抛射质量抑制约5倍。
2025-03-04 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
On the dynamical accessibility of twin stars
University of Arizona（亚利桑那大学）
本文通过引力束缚能分析和广义相对论流体动力学模拟，发现双星虽在能量上更有利，但需足够快的冷却才能动力学形成，否则中子星更受青睐。
2026-09-16 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Projected Constraints on Scalarization with Gravitational Waves from Neutron Star Binaries
某些标量-张量理论具有赋予恒星标量头发的性质，来源于恒星自身的紧密性（自发标量化），或者对于双星系统，来源于伴星的标量头发（诱导标量化）或轨道结合能（动力标量化）。双星系统中的标量化恒星呈现出不同于广义相对论的保守动力学，并且在度规微扰中也可以激发标量模式，带走偶极辐射。因此，双星轨道的收缩速度比广义相对论预测的要快，从而改变了轨道周期的衰减速度。尽管如此，标量-张量理论仍然可以通过现有的脉冲双星测试，因为观测到的脉冲双星可能不够紧凑，或者没有足够的轨道约束来激活标量化。因此，在致密双星吸气的最后阶段发射的引力波是标量化效应的理想探测器。对于先进的LIGO的标准投影灵敏度，我们在这里表明，如果中子星足够紧凑，进入探测器的灵敏度带已经标度化，然后引力波可以放置约束至少可比的二元双星。如果恒星在带内吸气时动态标量化，那么只要标量化在吸气中足够早地发生，大约低于50 Hz的轨道频率，限制仍然是可能的。在进行这些研究，我们得出一个易于计算的数据分析措施，一个综合的相位差之间的广义相对论和修改后的信号，直接映射到贝叶斯因子，以确定是否修改后的重力效应是可检测的。最后，我们发现，定制的模板是同样有效的模型无关，参数化后爱因斯坦波形在检测这种修改后的重力效应在现实的信噪比。
2014-11-28 gr-qc
Gravitational waves from rapidly rotating neutron stars
低质量X射线双星中快速旋转的中子星被认为是一种有趣的引力波源。在本章中，我们提出了各种情况下的引力波发射的估计，给出了这些系统的（电磁）观测特性。首先，我们专注于r-模式的不稳定性，并表明，一个“最小的”中子星模型（不包括在核心的异国情调，动态重要的磁场或超流自由度），是不符合观测。然后，我们提出的估计都热致和磁维持在地壳中的山脉。一般来说，只有当恒星的埋藏磁场达到$B\approx 10^{12}$ G的量级时，磁山才可能被探测到。在热山的情况下，我们发现，引力波发射的持久系统可以检测到的地面干涉仪。最后，我们重新评估了引力波发射可能平衡吸积力矩的观点，并表明在大多数情况下，盘/磁层相互作用可以解释观测到的自旋周期。
2014-07-31 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Magnetic field dynamics in isolated neutron stars with an external dipole field
Theoretisch-Physikalisches Institut, Friedrich-Schiller-Universität Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学理论物理研究所）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center of the Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；INFN, Sezione di Milano（意大利国家核物理研究所米兰分部）；Dipartimento di Fisica, Università di Milano（米兰大学物理系）；School of Natural Sciences, Institute for Advanced Study（高等研究院自然科学院）
通过数值相对论模拟，研究初始外部偶极场的中子星内部磁场向稳定混合极向-环向几何的演化，其中环向分量占比不超过10%，并受Tayler不稳定性饱和和引力波发射影响。
2026-07-08 astro-ph.HE gr-qc
Global features of fast neutrino-flavor conversion in binary neutron star merger
本研究通过广义相对论量子动理学模拟，发现双中子星并合中快速中微子味转换受全局平流主导，且ELN-XLN零表面（EXZS）动态演化并引发味交换，是表征该过程的关键要素。
2023-10-18 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Differential Rotation in Neutron Stars: Magnetic Braking and Viscous Damping
根据广义相对论，相对于不旋转或匀速旋转的恒星，发散旋转的恒星在平衡状态下可以支撑更多的质量。双星中子星合并的残余物可能会产生这样一个"超巨星“物体。虽然这样的恒星可能是动态稳定的引力坍缩和酒吧的形成，径向稳定由于差异旋转可能是暂时的。磁制动和粘性相结合，驱动恒星均匀旋转，即使种子磁场和粘性很小。这个过程不可避免地导致延迟坍缩，这将伴随着延迟的引力波爆发，并可能是伽马射线暴。我们提供了一个简单的，牛顿，磁流体动力学计算制动的差动旋转的磁场和粘度。恒星被理想化为一个差动旋转的无限圆柱体，由均匀的、不可压缩的传导气体组成。我们解析地解决了最简单的情况下，气体没有粘度和恒星居住在一个外部真空。我们对待数值的情况下，气体具有内部粘度和恒星是嵌入在一个外部，低密度，导电介质。我们的演化计算是为了在完整的3+1广义相对论中激发更真实的MHD模拟。它们用于确定一些关键的物理和数值参数，标度行为和竞争的时间尺度，表征这一重要过程。
2000-10-24 astro-ph gr-qc
Properties of general relativistic, irrotational binary neutron stars in close quasiequilibrium orbits : Polytropic equations of state
本文在广义相对论框架下研究了近距离中子星的准平衡态。我们假定中子星的空间度规和无旋速度场是共形平坦的。我们采用多方状态方程。计算了多方指数n（=0.5，0.66667，0.8，1，1.25）和中子星M/R（=0.03 - 0.3）的紧致度。本文的研究结果如下。(i)无旋双星的序列总是终止于最内侧的轨道，在那里，一个尖点（内拉格朗日点）出现在恒星表面的内边缘。当n=0.5时，具有尖点的双星是动态不稳定的，而当n > 0.8时，无论M/R < 0.2都是稳定的。对于n=0.66667，稳定性随M/R而变化。(ii)最内层轨道上的引力波频率在800到1500赫兹之间，而实际的致密度为0.14 < M/R < 0.2。(iii)n=0.5时的ISCO似乎由M/R < 0.2时的流体动力学不稳定性决定。推导出了轨道角速度与紧度之间关系的拟合公式。（iv）双星系统中中子星的最大密度随轨道间距的减小而略有减小，因此它们在反旋过程中是稳定的。(v)当M/R > 0.13时，q = J_tot/M_ADM^2在最内层轨道上总是小于1，这表明实际双星中子星在合并前满足形成黑洞的必要条件（q<1）. (vi)在最内层轨道的无旋双星中子星中，任何质量元素的特定角动量似乎都太小，无法在合并后形成的黑洞周围形成圆盘。
2000-08-16 astro-ph gr-qc
General relativistic moving-mesh hydrodynamics simulations with AREPO and applications to neutron star mergers
本文在移动网格代码AREPO中实现了广义相对论流体动力学并耦合了Einstein场方程求解器，通过中子星演化及首次中子星合并移动网格模拟验证，发现该方法数值耗散低且引力波特征吻合良好，为天体物理广义相对论模拟提供了新工具。
2024-01-09 astro-ph.HE gr-qc
Three-Dimensional General-Relativistic Simulations of Neutrino-Driven Winds from Magnetized Proto-Neutron Stars
本文利用三维GRMHD模拟研究强偶极磁场PNS的中微子驱动风，发现闭合区物质约60 ms后喷出，其高熵可使不少于1%的赤道喷出物实现第二峰$r$-过程。
2023-06-06 astro-ph.HE gr-qc
Mergers of Irrotational Neutron Star Binaries in Conformally Flat Gravity
我们提出的第一个结果，从我们的新的广义相对论，拉格朗日流体动力学代码，它对待重力共形平坦（CF）的限制。用光滑粒子流体动力学（SPH）描述流体位形的演化，用谱方法在球坐标系下求解CF形式的椭圆场方程。该代码进行了测试的模型，CF限制是准确的，找到了很好的协议与经典的奥本海默-Volkov解决方案的相对论静态球形恒星以及精确的半解析解坍缩球形尘埃云。通过计算在没有引力辐射反作用的情况下准平衡中子星双星组态的演化，我们证实了这些组态可以保持动态稳定，直到尖点的发展。本文用辐射反应的近似处理方法，计算了无旋双星组态从平衡序列的最内点开始，经过合并、余核形成和环减的完全合并过程，与以往的相对论计算结果符合得很好。特别是，我们发现，质量损失是高度抑制相对论效应，但对于一个合理的僵硬的中子星状态方程，残余物最初是稳定的引力坍缩，因为它的强大的微分旋转。从我们的数值计算导出的重力波信号具有与仅基于准平衡结果的估计非常好地匹配的能量谱，在低于1 kHz的频率处偏离牛顿幂律形式，即，在先进的干涉仪探测器的范围内。
2004-04-02 astro-ph gr-qc
Strangeness Transport in Binary Neutron Star Mergers
California Institute of Technology（加州理工学院）；KTH Royal Institute of Technology（皇家理工学院）；University of Southampton（南安普顿大学）；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）；Illinois Center for Advanced Studies of the Universe, Department of Physics, University of Illinois at Urbana-Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校物理系宇宙高级研究伊利诺伊中心）；Kent State University（肯特州立大学）
本研究构建含超子反应的自洽反应网络，发现双中子星并合时奇异粒子输运呈代数衰减，增强体粘滞并产生可探测的引力波相移，为探测中子星内部超子提供新手段。
2026-08-18 astro-ph.HE gr-qc
Low-$T/|W|$ instabilities in differentially rotating neutron stars resembling merger remnants
Heidelberger Institut für Theoretische Studien（海德堡理论研究所）；GSI Helmholtzzentrum für Schwerionenforschung（GSI亥姆霍兹重离子研究中心）；Department of Physics, University of Trieste（的里雅斯特大学物理系）；INFN, Sezione di Trieste（意大利国家核物理研究院的里雅斯特分部）；Helmholtz Research Academy Hesse for FAIR (HFHF)（黑森FAIR亥姆霍兹研究学院）；Department of Physics, Aristotle University of Thessaloniki（萨洛尼卡亚里士多德大学物理系）
研究不同自转中子星中低T/|W|不稳定性，探讨其与引力波发射的关系及方程状态的影响。
2026-03-02 astro-ph.HE gr-qc
Impact of eccentricity on the population properties of neutron star - black hole mergers
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））；Instituto de Física Teórica UAM/CSIC, Universidad Autónoma de Madrid（马德里自治大学理论物理研究所）；School of Physics and Astronomy and Institute for Gravitational Wave Astronomy, University of Birmingham（伯明翰大学物理与天文学学院及引力波天文研究所）
利用GWTC-4报告的低质量致密双星并合数据，研究轨道偏心率对中子星-黑洞并合人口特性的影响，发现GW200105是唯一表现出显著残余偏心率的系统，支持动态形成机制，首次联合约束了NSBH双星的质量、自旋和偏心率分布。
2026-03-23 astro-ph.HE gr-qc
Dynamical tides during the inspiral of rapidly spinning neutron stars: Solutions beyond mode resonance
本研究提出快速自旋中子星并合中f模式共振的动力学潮汐新解析解，超越模式共振频率，并引入Love数虚部修饰因子描述潮汐力矩，发现可激发显著偏心率，影响引力波波形。
2024-07-17 gr-qc
Three-Dimensional General-Relativistic Simulations of Neutrino-Driven Winds from Rotating Proto-Neutron Stars
利用三维广义相对论流体动力学模拟方法，研究了快速自转对核塌缩超新星或中子星合并过程中形成的原中子星（PNS）的中微子加热风性质的影响.我们专注于几秒钟的PNS冷却演化时的中微子光度服从$L_{ν_e} + L_{\barν_e} \approx 7\times 10^{51}$ erg s $^{-1}$的条件特性，并在其中大部分的风的质量损失将发生。经过初始的瞬态阶段，我们所有的模型达到近似稳态流出的解决方案，正能量和声波表面上捕获的计算网格。我们的非旋转和旋转速度较慢的模型（角速度相对于开普勒$Ω/Ω_{\rm K} \lesssim 0.4$ ;旋转周期$P \gtrsim 2$ ms）产生近似球对称的外流，与以前的PNS风研究的性能很好的协议。相比之下，我们最快速旋转的PNS解决方案（$Ω/Ω_{\rm K} \gtrsim 0.75$ ; $P \approx 1$ ms）产生的外流集中在旋转的赤道平面上，具有更高的质量损失率（超过一个数量级），更低的速度，更低的熵，更低的渐近电子分数，比其他类似的非旋转风的解决方案。虽然这种快速旋转的PNS在自然界中可能很罕见，但与更常见的缓慢旋转的PNS出生相比，它们的非典型核合成成分和超大质量产额可能使它们成为轻富中子核的重要贡献者。我们的计算铺平了道路，包括旋转和动态重要的大尺度磁场的风特性在一个三维GRMHD框架内的综合影响。
2022-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Kilohertz quasiperiodic oscillations in short gamma-ray bursts
短伽马射线暴与中子星合并有关，中子星合并是在引力波和多波段电磁波谱中都观测到的多信使天文事件。根据双星系统中恒星的质量和它们基本上未知的状态方程的细节，合并后可能会形成一个动态演化和短暂的中子星，在坍缩成黑洞之前存在大约10-300 ms。不同小组的数值相对论模拟一致显示合并后引力波信号在1-5 kHz范围内的宽功率谱特征，这是目前引力波探测器无法达到的，但可以在未来十年内被未来的第三代地基探测器看到。这意味着，在中子星最终坍缩成黑洞之前不久形成的一系列事件中，有可能准周期性地调制所发射的伽马射线。在这里，我们提出了两个这样的信号中确定的短暴GRB 910711和GRB 931101 B档案BATSE数据，这是兼容的数值相对论的预测。
2023-01-07 astro-ph.HE gr-qc
