Relating the Kick Velocities of Young Pulsars with Magnetic Field Growth Timescales Inferred From Braking Indices
一颗新生的中子星可能在原中子星阶段之后不久就暴露在回退吸积中。这一高吸积幕可使地壳深处的磁场减弱。磁场扩散回地表需要数亿年的时间，这取决于所吸积的质量和随之而来的磁场埋置的深度。具有大反冲速度的中子星将吸积较少的回退物质，导致其场的淹没较浅，并且其场的增长时间尺度较短。我们得到了中子星的空间速度与磁场增长的欧姆时间尺度之间的关系$τ_{\rm Ohm} \propto v^{-1}$。我们比较这与测得的横向速度，$v_{\perp}$和字段的增长时间尺度，$μ/\dotμ$，推断从测得的制动指数之间的关系。我们发现，观测数据与理论预测是一致的，虽然数据的数量少，排除了一个强有力的结论。测量脉冲星B1509 $-$ 58、J1846 $-$ 0258、J1119 $-$ 6127和J1734 $-$ 3333的横向速度将增加数据的数量，并对理解脉冲星场是否随回退吸积而增长有很大贡献。
2012-12-11 astro-ph.HE
Constraints to neutron-star kicks in High-Mass X-ray Binaries with Gaia EDR3
中子星大质量X射线双星（NS HMXB）中的所有中子星祖先都经历了一次超新星事件，这可能导致一次重大的出生反冲，影响整个双星系统的运动。盖亚空间天文台进行了一次具有精密天体测量精度的深度光学测量，包括位置和自行，可用于研究NS HMXB的出生踢。我们的目标是调查所观察到的银河系NS HMXB人口和量化的踢到他们的NS的幅度，并强调各种HMXB类型之间可能出现的任何差异。我们对银河系NS HMXB进行了普查，并将现有的X射线，光学和红外探测与盖亚早期数据发布3数据库进行了交叉匹配。我们检索它们的视差、自行和径向速度（如果可用），并根据视差测量的质量进行选择。然后，我们计算出它们相对于银河系旋转参考系的特有速度，包括它们各自的质量和周期，我们通过马尔可夫链蒙特卡罗模拟的轨道经历超新星事件估计它们的踢速度。我们推断了35个NS HMXB的后踢分布。在用麦克斯韦统计描述踢流分布的不确定性尝试之后，我们发现观察到的NS踢流最好由平均$116^{+18}_{-15}$ km.s $^{-1}$的Gamma分布再现。我们注意到，超巨星系统往往有更高的反冲速度比Be高质量X射线双星。奇异速度与非简并伴星质量平面的关系暗示了类似的趋势，超巨星系统具有独立于伴星质量的更高的奇异速度。
2022-06-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetorotational Instabilities and Pulsar Kick Velocities
在它们出生的最后阶段，中子星可能会受到磁旋转不稳定性的影响，在这种不稳定性中，预计在几毫秒的阿尔文时标上会发生差旋转动能到辐射和动能的转换。如果在这种不稳定性的演化过程中，周期是几毫秒，并且磁场达到$10^{16}$ G.
2015-07-16 astro-ph.HE
General relativistic shocks in connection with neutron stars
天体物理学上的冲击是非常常见的，而且很有趣，因为它们是超新星、开拓者和中子星中粒子加速的原因。在这项工作中，我们研究了广义相对论冲击波的框架前。我们推导出了类空激波和类时激波的跳跃条件和Taub方程。我们在一个中子星系统中求解这些方程，在这个系统中，激波之后是一个燃烧前沿，它将强子物质解压缩为夸克物质。子夸克星（由母中子星燃烧产生）的最大质量与EoS序列的最大质量极限一致。我们发现，在适当的条件下，GR冲击的物质速度可以突破光速极限，表明一个非常快的燃烧过程。此外，物质的速度意味着，对于类空冲击，燃烧过程最有可能是爆燃，而对于类时冲击，燃烧过程是爆炸，甚至可以以超亮的速度进行。
2021-11-29 astro-ph.HE
On Neutron Star Natal Kicks in High-Mass X-Ray Binaries: Insights from Population Synthesis
本研究通过收集36个中子星大质量X射线双星的观测数据推导本动速度，结合双星星族合成模拟，确定了匹配观测的双峰麦克斯韦型诞生速度分布，为中子星双星相关研究提供参考。
2025-04-28 astro-ph.HE
Heat transport and convective velocities in compositionally-driven convection in neutron star and white dwarf interiors
该研究通过混合长度理论与数值模拟，探究中子星和白矮星内部成分驱动对流的热输运特性，发现两种对流状态及转变规律，修正了对流速度等结果，对白矮星磁场的结晶驱动发电机解释提出质疑。
2023-04-07 astro-ph.EP astro-ph.HE astro-ph.SR
Natal Kicks of Stellar-Mass Black Holes by Asymmetric Mass Ejection in Fallback Supernovae
雷佩托、戴维斯和西古德森最近对银河势中包含黑洞的低质量X射线双星的轨道进行了积分，结果表明，只有当黑洞受到明显的出生踢时，才能解释银河平面上方某些系统的大距离。令人惊讶的是，他们发现黑洞反冲速度的分布（而不是动量的分布）应该与中子星相似。在这里，我认为，这个结果可以理解，如果中子星和黑洞踢是一个后果，大规模的不对称性创造的超新星喷出物的爆炸机制。非对称排出物质的各向异性引力不仅通过“引力拖船机制”加速新生中子星。它也可以导致延迟黑洞的形成，因为初始喷出物的最慢部分不对称地回落到瞬时存在的中子星上，在此过程中，黑洞的动量可以随着回落质量的增加而增加。因此，黑洞反冲速度不会像由新生中子星的各向异性中微子发射引起的反冲那样，因中子星与黑洞质量之比而减小。
2013-05-31 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetorotational neutron star kicks
本文研究了磁旋转超新星爆发模型中中子星踢出的起源，通过2D磁流体动力学模拟发现，不对称磁场构型下喷流中的不对称物质抛射可产生高达~500 km/s的原中子星踢出速度，解释了部分观测现象。
2024-10-12 astro-ph.HE
Binary Pulsar Distances and Velocities from Gaia Data Release 2
盖亚任务（盖亚DR2）的第二次数据发布包括，在其十亿条目中，一些已知双星的双星伴星的天文参数，包括毫秒双星的白矮星伴星和所谓的“黑寡妇”和“红背”系统的非简并成分。我们在DR2中找到了22个这样的对应物，其中12个具有统计学意义的视差测量。这些DR2光学自行和视差提供了新的测量的距离和横向速度的相关恒星。在大多数情况下，结果与现有的无线电干涉和脉冲星计时天体测量，以及其他距离估计的基础上测光或协会，并为一些天文学家提供了最知名的距离和速度估计。特别是，其中两个望远镜没有先前的距离测量：PSR J1227 $-$ 4853，Gaia测量的视差为$0.62\pm 0.16$ mas，PSR J1431 $-$ 4715，Gaia视差为$0.64\pm 0.16$ mas。使用盖亚距离测量，我们发现，使用NE2001和YMW16银河系电子密度模型计算的色散测量为基础的距离估计平均略被低估，这可能是一个选择效应，由于在目前的盖亚样本中银河系高纬度地区的恒星的过度代表性。虽然Gaia DR 2的结果与专用脉冲星计时或无线电干涉测量法所能达到的精度不太匹配，但它们共同构成了对脉冲星距离尺度的一个小但重要的改进，而Gaia测量距离的毫秒脉冲星子集可能有助于提高脉冲星计时阵列对纳赫兹引力波的灵敏度。
2018-08-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Kinematic constraints on the ages and kick velocities of Galactic neutron star binaries
本研究通过追踪银河系双中子星在银河系中的运动轨迹，结合蒙特卡洛方法估计运动学年龄，发现其轨道偏心率与初始踢出速度密切相关，并约束了其踢出速度分布峰值约为40-50 km/s。
2024-07-18 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Modeling the Spatial Distribution of Neutron Stars in the Galaxy
本文研究了银河系中年龄为109 - 1010年的老中子星的空间和速度分布。银河系的老中子星（NS）人口填充了一个环形区域，延伸到银河平面上方几十千秒差距。NS的初始速度分布不是很清楚，在这项工作中，我们采用了三个分量的初始分布，由反冲速度，圆周速度和麦克斯韦速度的贡献。对于空间初始分布，我们使用Gamma函数。然后，我们使用蒙特卡罗模拟跟踪的Paczy önski银河系引力势的影响下的NS的演变。计算结果表明，NS轨道具有很大的银河系径向膨胀，其径向分布峰值与其前身轨道的径向分布峰值相当接近。我们还研究了NS的垂直分布，发现它可以很好地描述了一个双指数低。最后，我们研究了垂直和径向分布的相关性，并研究了尺度高度的径向依赖性。
2012-05-19 astro-ph.HE
Neutron Star Kicks II: Revision and further testing of the conservation of momentum "kick" model
在Bray和Eldridge（2017）中，我们提出了一个简单的中子星反冲公式，v kick = alpha（M喷出物/ M残留物）+ beta来解释观测到的年轻单颗中子星的二维速度。使用这个踢，我们发现，有没有统计上显着的偏好踢的方向，也没有任何的三个初始质量函数（IMF）的斜率测试，人口，包括双星再现踢的分布比单星人口。然而，Janka（2017）最近的分析促使我们重新审视我们的基本假设，我们的新分析导致修改了最佳拟合的反冲值α =每秒100公里，β =每秒-170公里。β值减小到负值是由于使用了2D观测到的反冲速度分布，而不是中子星（NS）的模拟3D速度分布。为了进一步测试新的踢的有效性，我们已经创建了失控星和双中子星（DNS）双星在太阳金属丰度（Z=0.02）使用我们的最佳拟合踢的合成人口。我们发现，我们的新踢值创建失控的恒星速度和DNS周期分布与可比的观测分布一致，只有DNS偏心率与观测的张力。根据我们的DNS和BH-BH数据集，我们估计太阳金属丰度的预测DNS合并率为每年每立方Gpc 3，864（+1，570/-2，371），BH-BH合并率为每年每立方Gpc 5（+40/-1）。
2018-08-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Intermediate-Mass-Elements in Young Supernova Remnants Reveal Neutron Star Kicks by Asymmetric Explosions
中子星的诞生特性为引发爆炸的物理过程和中子星的内在物理学提供了重要的信息。这些性质包括年轻中子星的高空间速度，平均值为几百公里/秒，其潜在的“踢”机制尚未最终澄清。有两种相互竞争的可能性可以在它们的诞生过程中加速NS：恒星碎片或中微子的各向异性喷射。在这里，我们提出了新的证据，从X射线测量的化学元素之间的硅和钙在六个年轻的气态超新星遗迹优先驱逐相反的方向中子星运动。这些中子星的反冲速度和磁场强度之间没有相关性。我们的研究结果支持流体动力学起源的中子星踢连接到不对称的爆炸性物质喷射，他们与中子星加速的情况下，调用粒子和核物理结合非常强的中子星磁场引起的各向异性中微子发射相冲突。
2018-02-19 astro-ph.HE
Relativistic Mean-Field Treatment of Pulsar Kick from Neutrino Propagation in Magnetized Proto-Neutron
本文用微扰法计算了在强磁场作用下，热而致密的超声波中子星物质中中微子的散射和吸收。我们在完全相对论平均场论中计算了吸收截面。我们发现中微子的吸收强度存在显著的角度依赖性，即在平行于磁场的方向上减弱，而在相反的方向上增强。对于2 x 10^{17} G的内部磁场，中微子吸收的这种不对称性估计高达整个中微子动量的2.2%。与这种不对称性相关联的脉冲星反冲速度被证明是可比的观察到的速度。
2021-07-26 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Nucleosynthesis in the fast ejecta of a neutron star merger
University of Hamburg（汉堡大学）；Stockholm University（斯德哥尔摩大学）；Universitat de València（瓦伦西亚大学）；University of Basel（巴塞尔大学）；GSI Helmholtz Center for Heavy Ion Research（重离子研究所）
研究中子星合并快速抛射物中核合成的三个通道，发现自由中子在r过程冻结后仍能存活，其β衰变主导加热率，产生显著的蓝前导光变，可能被ULTRASAT观测到。
2026-05-15 astro-ph.HE
Light curves of a shock-breakout material and a relativistic off-axis jet from a Binary Neutron Star system
据信，双中子星合并会以不同的速度喷射出大量质量。一旦这些喷出的物质开始被均匀介质减速，相对论电子主要被同步辐射冷却，产生多波长的长寿命余辉。分析和数值方法表明，最外层的物质，合并冲击爆发的材料，可以参数化的幂律速度分布$\propto \left(β_{\rm c}Γ\right)^{-α_s}$。考虑激波爆发物质沿轴向向观测者运动，而相对论性喷流离轴运动，计算了相对论性和侧向膨胀阶段的光变曲线。作为一个特殊的情况下，我们成功地描述了X射线，光学和无线电光曲线以及最近发现的引力波瞬变GW170817的光谱能量分布，当合并冲击爆发的材料运动与温和的相对论速度接近牛顿相和相对论速度的射流。未来对这个双星系统的电磁对应观测可能能够评估这些光变曲线的不同性质。
2018-12-11 astro-ph.HE
Estimate for the neutrino magnetic moment from pulsar kick velocities induced at the birth of strange quark matter neutron stars
本文通过计算奇异夸克物质中子星诞生时核心内的中微子手征翻转率来估计电子中微子磁矩，该过程导致中微子各向异性逃逸并产生与观测一致的恒星反冲速度，得出比标准模型最小扩展更严格的中微子磁矩界限。
2024-07-24 astro-ph.HE hep-ph
Effect of magnetic field on the burning of a neutron star
本文研究了强磁场对中子星燃烧的影响。本文用相对论磁流体静力学（MHS）守恒方程研究了从核物质（NM）到夸克物质（QM）的PT。我们发现，如果恒星核心的密度大于核饱和密度（$ρ_s$）的三倍，则冲击诱导相变（PT）是可能的。从NS到夸克星（QS）的转换过程被发现是一个放热过程超过这样的密度。恒星中心的燃烧过程很可能是从爆燃过程开始的。然而，在较低密度下可能存在一个小窗口，其中该过程可能是爆炸过程。在足够小的物质下落速度下，QS的合成磁场低于NS。然而，对于更高的下落物质速度值，QM的磁场变得更大。因此，取决于初始密度波动和PT是否是剧烈的，QS可以是磁性更强或磁性更弱。PT对恒星磁轴的倾斜也有相当大的影响。当速度和密度较小时，磁轴倾角的变化不大，但当速度较高时，磁轴倾角突然发生变化。磁场强度和倾斜轴的变化可以对磁星的观测方面产生重大影响。
2019-02-26 astro-ph.HE
Nonlinear approach to the entrainment matrix of superfluid nucleon mixture at zero temperature
脉动中子星流体动力学中的超流拖曳效应，通常用系统中质量流与超流速度之间的夹带矩阵来描述。方程的夹带矩阵的超流混合物的中子和质子导出津贴的强烈依赖于超流流动的速度上的能隙。计算是在费米液体理论的框架下进行的。得到的方程是高度非线性的。对一些典型情况的数值解表明，卷吸矩阵的分量具有高度的非线性依赖于两个超流的速度同时。这种以前被忽略的效应，可以极大地影响中子星的动力学。
2017-06-25 astro-ph.HE nucl-th
Hypermassive Neutron Star Disk Outflows and Blue Kilonovae
本文研究了新形成的超大质量中子星（HMNS）周围吸积盘的物质抛射。符合GW 170817的标准kilonova模型至少需要贫镧系元素（“蓝色”）和富镧系元素（“红色”）组分。蓝色成分的存在已被用作HMNS剩余物有限寿命的证据，但现有长期HMNS模拟的平均磁盘流出速度低于推断值（$\sim 0.25c$）的一个因子$\sim 2$。在这里，我们使用时间相关的，轴对称流体动力学模拟HMNS磁盘探索模型的限制和它的能力，以占观察。对于物理上合理的参数选择兼容GW 170817，我们发现，流体动力学模型，使用剪切粘度传输角动量不能喷射物质的质量平均速度大于$\sim 0.15c$。虽然在我们的模拟流出速度可以超过稳态中微子驱动的风的渐近值，在平均速度的增加，由于粘性是不够的。因此，粘性HMNS盘风不能复制自己的喷出物的属性推断出多组件适合从GW 170817的kilonova光变曲线。三种可能的解决方案仍然是可行的标准合并喷出物通道：更复杂的辐射转移模型，允许喷出物组件之间的光子再处理，列入磁应力，或增强动态喷出物。我们提供适合我们的磁盘流出模型，一旦他们达到同源扩张。
2018-11-21 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The distance and internal composition of the neutron star in EXO 0748-676 with XMM-Newton
最近，中子星X射线双星EXO 0748-676经历了一个向宁静的转变。我们分析了XMM-牛顿在静止时对这个源的观测，在那里我们用两种不同的中子星大气模型拟合了光谱。根据拟合结果，我们在假定的系统距离范围内，限制了该源的质量-半径图中的允许参数空间。通过与不同中子星物态方程的比较，我们将距离限定为EXO 0748-676。我们发现，EOS模式SQM 1被大气模式拒绝，而AP 3和MS 1与已知距离完全一致。
2010-07-05 astro-ph.HE
Explosion of a Minimum-Mass Neutron Star within Relativistic Hydrodynamics
相对论流体力学方程适用于球对称的情况下，拉格朗日形式。它们被用来模拟最小质量中子星的爆炸破裂：这是短伽马射线暴剥离模型的关键组成部分。研究了伴随物质加速到超相对论速度的中子星表面激波爆发。与以前发表的非相对论计算的结果进行了比较。
2022-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The maximum offsets of binary neutron star mergers from host galaxies
Monash University（蒙纳士大学）；The ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery – OzGrav（ARC引力波发现卓越中心 – OzGrav）；INAF – Osservatorio Astronomico di Brera（意大利国家天体物理研究所 – 布雷拉天文台）；INFN – sezione di Milano-Bicocca（意大利国家核物理研究所 – 米兰-比可卡分部）；Department of Astrophysics/IMAPP, Radboud University（拉德堡德大学天体物理学系/IMAPP）；Department of Physics, University of Warwick（华威大学物理系）
研究通过人口合成模型推导了双中子星合并从宿主星系弹射的最大偏移量，并探讨了偏移量与系统质量及伽马射线暴持续时间的潜在关联。
2026-03-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Kick Velocities of Neutron Stars in Binary Systems
Monash University（莫纳什大学）；The ARC Centre of Excellence for Gravitational Wave Discovery---OzGrav（引力波发现卓越中心（ARC））
本研究通过 COMPAS 种群合成代码，结合 Gaia 等多类双星观测，发现大质量伴星双星中的中子星初始 kick 显著降低，可解释多数观测结果。
2026-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The impact of natal kicks on galactic r-process enrichment by neutron star mergers
我们研究银河系的快速中子捕获（r-过程）元素的宇宙学，磁流体动力学模拟银河系质量的星系富集。我们包括各种各样的富集模型，无论是中子星合并或一种罕见的核心崩溃超新星类作为唯一的r-过程的来源。在宇宙学模拟中，我们第一次实现了中子星的出生踢的飞行，以研究他们的影响。有了反冲，中子星合并更有可能发生在星系盘之外，但双星在合并之前的旅行距离也取决于反冲速度分布和中子星合并延迟时间分布的形状。在我们的基准模型中，中位r-过程丰度比略低，当包括踢时，金属丰度的趋势略陡。在一个“优化”的模型中，为了更好地匹配观测结果，早期中子星合并的速率更高，r过程丰度的中位数相当不受反冲的影响。在这两个模型中，r-过程丰度的分散与出生踢大得多，特别是在低金属丰度，从而产生更多的r-过程增强型恒星。我们实验了一系列的反冲速度，发现随着速度的降低，散射减少，但仍然大于没有natal踢。我们讨论的可能性，所观察到的分散在r-过程的丰度主要是由出生踢消除r-过程的来源远离其出生地，使富集更不均匀，而不是通常的解释，分散是由其生产源的稀有性。
2022-03-11 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Revisiting Pulsar Velocities Using Gaia Data Release 2
中子星（NS）速度的精确测量为超新星物理和双星系统的演化提供了重要线索。基于盖亚数据发布2（DR2），我们选择了24个具有精确视差测量的年轻（<300万年）恒星样本，并测量了它们的本地静止标准（LSR）的速度以及它们各自的本地恒星群之间的速度色散。由此计算的LSR和银河系自转模型之间的平均速度差为~7.6km/s，与典型的~27.5km/s的速度色散相比很小。对于远离银道面的恒星，这种差异会显著增加到~40 km/s。更重要的是，在本地组的低速恒星的速度色散可以与它们的横向速度，这表明，NS祖先的内在速度应该考虑到我们考虑他们的出生踢和二进制的演变。我们还检查了双NS系统J0737 - 3039A/B，并测量了它的横向速度为26（+18，-13）km/s，假设附近的盖亚源代表其出生环境。这项工作证明了利用盖亚数据研究单个系统速度和NS速度分布的可行性和重要性。
2021-04-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
The rocket effect mechanism in neutron stars in supernova remnants
本研究针对脉冲星高速起源问题，探究超新星遗迹中中子星的磁轴偏置电磁火箭效应，通过马尔可夫链蒙特卡洛分析验证其可解释典型横向速度，且对制动指数影响极小，并应用于两颗候选脉冲星。
2023-04-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Long-term Simulations of Multi-Dimensional Core-collapse Supernovae: Implications for Neutron Star Kicks
核心坍缩超新星（CCSNe）是大质量恒星演化的最后阶段，标志着中子星（NS）的诞生。非球面质量喷射驱动形成NS的出生踢。在这项工作中，我们基于长期流体动力学CCSN模拟研究了NS井涌的特性。我们进行二维（2D）模拟10个祖先从10.8到20 $\, M_{\odot}$星覆盖范围广泛的祖先的紧凑性参数，和两个三维（3D）模拟11.2 $\, M_{\odot}$星。我们的二维模型呈现了各种爆炸能量之间的$\sim 1.3 \times 10^{50}$ erg和$\sim 1.2 \times 10^{51}$ erg，和NS踢速度之间的$\sim 100$ km s $^{-1}$和$\sim 1500$ km s $^{-1}$。对于二维爆炸模型，我们发现冲击波的速度随着前驱体的致密性而增大。这是因为原中子星（PNS）的高致密性导致了高中微子光度，从而导致了更高能量的爆炸。由于高紧凑性的祖细胞产生大量的PNS，我们指出，NS质量和反冲速度可以相关，这是适度的观测支持。比较11.2 $\, M_{\odot}$星的2D和3D模型，如前所述，3D中的诊断爆炸能量高于2D中的诊断爆炸能量，而3D模型导致喷出物分布的不对称性小于2D中的不对称性，并且反冲速度小于2D中的。我们的研究结果证实了自洽CCSN建模的重要性，涵盖了长期的反弹后的演变在3D的定量预测的NS踢。
2019-08-05 astro-ph.HE
$^1$S$_0$ pairing gaps, chemical potential and entrainment matrix in superfluid neutron-star cores for the Brussels-Montreal functionals
Institute of Astronomy
该研究通过数值求解含时Hartree-Fock-Bogoliubov方程，自洽计算了中子星外核超流体的$^1$S$_0$对能隙等物理量，为中子星核心建模提供了自洽微观输入。
2022-03-16 astro-ph.HE nucl-th
Stationary, Axisymmetric Neutron Stars with Meridional Circulation in General Relativity
在广义相对论中首次提出了具有双旋环流的稳态轴对称中子星模型。为此，我们开发了GRNS，一种基于定点迭代的新代码。我们发现了一组二维的涡旋环流模式，不同的中子星流体的流线中的涡旋数。对于预期的最大纬向环流速度约为1000 km/s，涡旋导致表面变形约为1%。变形取决于靠近表面的涡的形状，并随着纬向环流速度的增加而增加。我们还计算了旋转的中子星模型，其中既没有表面旋转，也没有旋转速度超过环流速度。
2010-11-24 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Estimating outflow masses and velocities in merger simulations: impact of r-process heating and neutrino cooling
确定黑洞-中子星和中子星-中子星双星中物质流出的质量、成分和几何形状，对于目前建立千新星模型和理解中子星合并在r-过程核合成中的作用至关重要。在这篇手稿中，我们回顾了目前在合并模拟中使用的简单标准，以确定物质是否是未绑定的，以及喷射物质的渐近速度将是什么。然后，我们表明，适当占加热和冷却过程中的r-过程核合成是很重要的，准确地预测流出的质量和动能。这些过程也可能是至关重要的预测回落的时间尺度的任何绑定喷出物。我们推导出一个模型的渐近速度的束缚物质和束缚能的束缚物质，占这两个影响，可以很容易地实现合并模拟。然而，我们发现，详细的速度分布和几何形状的流出，目前只能捕获的流出的全三维流体模拟，作为非局部效应忽略合并模拟中使用的简单标准时，不能安全地忽略这些影响建模。最后，我们建议在流体方程中引入简单的源项，以近似地解释未来秒长的合并残余物3D模拟中r-过程核合成的加热/冷却，而不明确包括核外统计平衡反应的模拟。
2021-11-17 astro-ph.HE gr-qc
Gaia DR2 Distances and Peculiar Velocities for Galactic Black Hole Transients
我们报告银河系黑洞X射线二进制（BHXRB）属性的第一次普查与{ \em盖亚}的第二次数据发布（DR 2），重点是动态确认和强有力的候选黑洞瞬态。DR 2为24个系统中的11个系统提供了五参数天体测量解决方案，包括位置，视差和自行。距离估计进行了测试，视差反转以及贝叶斯推断。我们推导出一个经验激励的特征尺度长度$L$ =2.17 $\pm$ 0.12千秒差距，这个BHXRB人口推断距离的基础上呈指数下降的空间密度之前。几何DR 2松弛提供了新的，独立的距离估计，但这个人口在静止的结果在相对较大的分数距离不确定性的模糊。尽管如此，DR 2估计值通常与文献距离一致。最不一致的例子是BW Cir，对它的施主星的详细研究表明它的距离大于25 kpc。大的DR 2测量视差和相对高的自行反而更喜欢明显较小的距离，这表明源可能反而是最近的XRB之一。然而，这两种距离都给源的解释带来了问题，需要后续数据来确定其真实性质。DR 2还提供了到一个源MAXI J1820+070的第一距离估计，以及对7个源的新的自行估计。对于大部分样本，相对于银河系自转的特殊速度超过$\sim$ 50 km s $^{-1}$，特殊运动的中值系统动能为$\sim$ 5 $\times$ 10 $^{47}$ erg。如果BW Cir的天体测量得到证实，它可能是一个新的高速BHXRB。一个假定的反相关性之间的特殊速度和黑洞…
2019-02-05 astro-ph.HE
Viscous-Dynamical Ejecta from Binary Neutron Star Merger
广义相对论模拟的二元中子星合并与粘度揭示了一个新的外流机制，在动力学时间尺度上不等质量的双星和湍流粘性启用。这些“粘性动力学”喷出物是在合并过程中由于次级和初级中子星之间的质量交换流的热化而发射的。它们的特点是渐近速度延伸到${\sim} 0.8\, c$，并有质量取决于粘性机制的效率。取决于合并过程中磁流体动力学不稳定性所产生的有效粘性的未知强度，动态喷出物的总质量可以提高几个因子，并且具有渐近速度$\geq 0.6\, c$的喷出物的快速尾部的质量可以提高到四个数量级。膨胀的粘性动力学喷出物的放射性衰变可以产生明亮的千诺瓦瞬变，在第一个小时内有自由中子衰变的特征，在几天的时间尺度上有增强的近红外通量。喷出物与星际介质相互作用产生的同步辐射残留物也可以被粘性显著增强。在GW170817的情况下，这种残留物可以在未来几个月到几年内作为无线电信号的再亮而被检测到。
2018-11-08 astro-ph.HE
Neutron star kicks and implications for their rotation at birth
本文提出中子星可能因偏心原生踢动而获得自转，建立模型并用银河系脉冲星观测数据约束踢动位置，发现偏心距离约2.03 km，为超新星模拟提供参考。
2023-10-30 astro-ph.HE
Precession of triaxially deformed neutron stars
一颗变形的中子星（NS），如果瞬时自旋轴和角动量不对齐，就会进动。这样的进动可以产生连续的引力波，调制恒星的电磁脉冲信号。在这方面的贡献，我们扩展了我们以前的工作，更方便的参数化。我们把NS视为刚性三轴体，并给出了角速度和欧拉角的解析解。我们总结了自由旋进三轴NS的一般GW波形，并使用泰勒展开来获得具有小摆动角的波形。对于脉冲星信号，我们采用一个简单的圆锥模型来研究定时残差和脉冲轮廓调制。实际上，电磁转矩作用在转子上，影响转子的进动行为。因此，作为我们以前工作的一个额外的扩展，我们考虑了一个真空扭矩，并显示一个说明性的例子，身体框架角速度的残差。未来的研究将对三轴NS强迫进动产生的连续GWs和调制脉冲星信号进行详细的研究。
2020-11-09 astro-ph.HE gr-qc
Precise peculiar velocities from gravitational waves accompanied by electromagnetic signals and cosmological applications
奇异速度是研究局部宇宙中物质大尺度分布和检验宇宙学模型的宝贵工具。然而，目前的特殊速度的测量是基于经验的距离指标，这引入了大的误差条。在这里，我们提出了一种新的方法来测量奇特的速度，直接估计光度距离通过波形信号从inspiralling紧凑的双星和测量红移的电磁（EM）同行。未来，随着未来GW探测器将GW事件的距离不确定性降低到$0.1$ %，在100兆秒差距时，特殊速度的不确定性可以降低到$10$ km/s。我们发现，在第三代地基GW探测器中，几十个GW事件与EM对应物可以提供$0.5\%$的哈勃常数$H_0$不确定度和$0.6\%$精度的结构增长率，这可以调和$H_0$张力，确定宇宙加速膨胀的起源。
2018-08-26 astro-ph.CO astro-ph.HE
Beyond the Horizon Distance: LIGO-Virgo can Boost Gravitational Wave Detection Rates by Exploiting the Mass Distribution of Neutron Stars
中子星双星中中子星的质量被观测到落在$\sim 1.33$ M $_{\odot}$附近的一个狭窄的质量范围内。我们探讨了在引力波搜索中关注参数空间的这一区域的优势。我们发现，一个全天空（外部触发）搜索与最佳减少模板银行预计检测$14\%$（$61\%$）更多的二进制合并比没有减少。减少模板库也可以代表技术成本的显著改善。我们还开发了一个更详细的搜索方法，使用二进制质量分布，并发现类似的灵敏度增加，由于减少模板库。
2015-11-07 astro-ph.HE
The Kick Velocity Distribution of Isolated Neutron Stars
本文通过分析年轻孤立脉冲星的自行为和距离，推断中子星出生踢动速度遵循对数正态分布（峰值约150–200 km/s），并指出以往麦克斯韦分布因缺少雅可比校正而偏高，从而调和了文献中的矛盾。
2025-07-22 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Common envelope jets supernova (CEJSN) impostors resulting from a neutron star companion
我们提出了一种新的类型的重复瞬态爆发所引发的中子星（NS）进入信封的一个演化的大质量恒星，吸积信封材料，随后发射与周围环境相互作用的喷流。这种相互作用的结果要么是一个快速膨胀的主要恒星由于其核心的不稳定性接近年底的核演化，或由于一个动力学过程，迅速带来的NS到主要的恒星。尽管不是超新星，但喷出物的速度可以达到10，000 km/s，这可能解释了SN 2009 ip的发光蓝色变星祖先在2011年爆发的速度。典型的瞬态持续时间和动能分别为数周至数月，以及高达约1foe。NS与巨包层的相互作用可能是大多数NS-NS双星系统的祖先演化的一个阶段，后来经历了合并事件。如果NS一直螺旋到主恒星的核心，并使其完全分裂，我们称之为“共同包层喷流超新星”（CEJSN），这是对奇特超新星iPTF 14 hls的一种可能解释。对于NS与包络的有限相互作用，我们得到一个不太明亮的瞬态，我们称之为CEJSN冒名顶替者。
2018-11-06 astro-ph.HE
Recoil Velocity of Binary Neutron Star Merger Remnants
本文结合数值相对论模拟的引力辐射与动力学抛射物分布，准确估计双中子星并合遗迹的反冲速度，发现物质抛射引起的反冲占主导，并指出该速度对判断遗迹能否保留以参与层级并合及形成低质量间隙黑洞双星具有重要意义。
2023-08-09 astro-ph.HE gr-qc
A Possible Distance Bias for Type Ia Supernovae with Different Ejecta Velocities
在校正了它们的光变曲线形状和颜色之后，Ia型超新星（SNe Ia）是精确的宇宙学距离指示器。然而，在测量的距离和从宇宙学模型推断的距离之间的差异中仍然存在非零的固有散射（即，哈勃残差或HRs），表明SN Ia距离可以进一步改善。我们使用开源的关系数据库kaepora生成复合光谱所需的平均性能的相位，光变曲线的形状，和HR. At许多阶段，复合光谱从两个子样品的正负平均HRs显着不同。特别是，在峰值亮度前9天到峰值亮度后15天的所有光谱中，我们发现具有负HR的SNe平均比具有正HR的SNe具有更高的喷出物速度（几乎在所有光谱特征中都可以看出）。在相对于B波段最大值的+4天，使用62个超新星Ia样本，我们测量到超新星与Si II 6355线速度之间的0.091 +/- 0.035等HR阶跃高于/低于-11，000 km/s（中值速度）。经过光变曲线形状和颜色校正后，相对于宇宙学模型，具有较高速度的SNe往往会低估距离模量。在我们的样品中的本征散射在进行这种校正后从0.094 mag减小到0.082 mag。利用115 SNe Ia的Si II 6355速度演化，我们估计在99.4%的置信度下，正HR和负HR样本之间在每个历元存在> 500 km/s的速度差。最后，在晚于+37天的时期，我们观察到，负HR复合光谱往往具有较弱的光谱特征相比，正HR复合光谱。
2020-02-21 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Formation of Double Neutron Star systems as implied by observations
双中子星（DNS）必须在两颗超新星中幸存下来，并且仍然保持束缚。这对这些系统中第二次崩溃的性质设定了严格的限制。我们认为DNS人口的质量和轨道参数，并直接从观测约束质量喷射和反冲速度的两个分布，没有先验假设有关的演化模型和/或类型的超新星。我们发现，有两种不同类型的超新星在这些系统中，在大多数观察到的系统中的第二次崩溃涉及小质量喷射（$ΔM\lesssim 0.5M_{\odot}$）和相应的低反冲速度（$v_{k}\lesssim 30 $ km\，s $^{-1}$）的强有力的证据。这种形成的情况是兼容的，例如，与电子捕获超新星。只有少数系统是通过标准SN方案形成的，该方案涉及较大质量的$\sim 2.2 M_{\odot}$喷射和高达$400$ km\，s $^{-1}$的反冲速度。由于大多数DNS中通常较小的反冲（这反映在相当低的自行上），我们预测这些系统中的大多数都靠近银河系盘。特别是，这意味着更多的NS-NS合并发生在银道面附近。这可能对DNS的估计合并率和LIGO / VIRGO检测率有重要影响。
2016-01-10 astro-ph.HE
Uniformly rotating neutron stars
在这一章中，我们回顾了最近的结果静态和均匀旋转的中子星的平衡位形的Hartle形式主义。我们从Belvedere等人（2012，2014）制定和扩展的Einstein-Maxwell-Maxwell as-Fermi方程开始。我们演示了如何进行这些方程的数值积分不同的中心密度${\it ρ}_c$和角速度$Ω$和计算静态$M^{stat}$和旋转$M^{rot}$质量，极性$R_p$和赤道$R_{\rm eq}$半径，偏心率$ε$，转动惯量$I$，角动量$J$，以及四极矩$Q$的旋转配置。为了满足旋转中子星的稳定性判据，我们考虑了开普勒质量脱落极限和轴对称长期不稳定性。在此基础上，我们构造了新的质量-半径关系，计算了中子星的最大质量和最小自转周期（最大频率）。最后，我们比较和对比我们的结果的全球和本地的中子星模型。
2016-08-29 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Gravitational Waves from Neutron Stars: A Review
中子星是引力波的极好发射体。将物质挤压到核密度之外会引发奇异的物理过程，其中许多过程会以相对论速度剧烈地转移大量质量，破坏时空并产生大量的引力辐射。我回顾了中子星产生引力波的机制。这包括来自射电和毫秒恒星、磁星、吸积系统和新生中子星的引力波，其机制包括磁和热弹性变形、各种恒星振荡模式和核心超流体湍流。我还专注于从引力波探测中可以学到什么物理学，以及需要进行额外的研究才能充分理解起作用的主要物理过程。
2015-08-26 astro-ph.HE gr-qc
Comparing Neutron Star Kicks to Supernova Remnant Asymmetries
超新星爆炸本质上是不对称的，可以将新生的中子星（NS）加速到数百公里/秒。解释NS反冲的两种流行理论是喷出物不对称性（例如，NS和喷出物之间的动量守恒）和各向异性中微子发射。超新星遗迹（SNRs）的观测可以让我们深入了解产生这些NS踢的机制。在本文中，我们调查的关系，NS反冲速度和X射线形态的18个SNRs观测钱德拉X射线天文台和伦琴卫星（ROSAT）。我们使用功率比方法（多极展开技术）测量SNR不对称性，重点是偶极，四极和八极功率比。我们的研究结果表明，功率比和NS反冲速度的大小之间没有相关性，但我们发现，对于Cas A和G292.0+1.8，其发射跟踪喷出物的分布，其NS优先移动相反的大部分的X射线发射。此外，我们发现PKS 1209-51，CTB 109和船尾座A也有类似的结果，但它们的发射主要是由拱星/星际物质，所以它们的不对称性可能不能反映它们的喷出物分布。我们的研究结果是一致的理论，NS踢是一个后果的喷出物不对称，而不是各向异性中微子发射。在未来，额外的观测，以测量喷射物为主的信噪比内的NS自行是必要的，以约束强大的NS踢机制。
2017-06-23 astro-ph.HE
Measuring neutron-star distances and properties with gravitational-wave parallax
引力波天文学使我们能够研究电磁波看不见的物体和事件。到目前为止，只检测到合并二进制文件触发的信号。然而，随着干涉仪的灵敏度随着时间的推移而提高，我们希望在未来观察到更弱的信号，例如从旋转的孤立中子星发射连续的引力波。视差是一种众所周知的方法，广泛用于电磁天文观测，以估计到源的距离。在这项工作中，我们考虑应用视差方法的引力波搜索和探索可能的距离估计误差。我们发现，从一个自旋下降源的信号视差检测可以约束中子星的转动惯量。例如，我们发现，相对误差的转动惯量估计是小于$10\%$为所有来源接近300 pc，假设出生频率为700赫兹，椭圆率$\geq 10^{-7}$和两年的观测爱因斯坦望远镜，假设自旋下降纯粹是由于四极引力辐射。
2023-02-28 astro-ph.HE gr-qc
The Proper Motion of the Neutron Star in Cassiopeia A
钱德拉X射线天文台的高分辨率相机拍摄的图像被用来测量仙后座A中中子星在10年（1999-2009）基线内的自行。选择一个背景源和13个准静止的絮状物来配准两个图像。每个时期的特征之间的像素偏移使用四种不同的统计方法测量：高斯拟合，质心，互相关，和现金统计。在许多情况下，偏移测量在幅度和/或方向上相差多达1角秒，导致很大的不确定性。因此，对中子星运动的测量结果是东南方向390 +/- 400 km/s的边缘。这种运动是典型的年轻中子星的诞生速度，并且与基于中子星从光学喷出物的膨胀中心的偏移而推断的自行一致。
2013-07-12 astro-ph.HE
Evolution of isolated neutron stars till accretion. The role of initial magnetic field
本文研究了孤立中子星在长时间尺度上的演化，计算了它们在主要演化阶段（喷射器、推进器、吸积器和自转器）的分布。考虑到磁场衰减的可能性，我们比较了不同的初始磁场分布，并在我们的计算中包括亚音速螺旋桨的阶段。结果表明，虽然亚音速螺旋桨阶段可以是相对较长的，最初高度磁化的中子星（$B_0\ga 10^{13}$ G）达到吸积制度的银河系的寿命内，如果他们的踢速度不是太大。事实上，在$>$ 10年前进行的先前研究中，未考虑此类对象，导致与早期结论相比，吸积体分数略有增加。大多数类似于壮丽七星的中子星在经过几十亿年的演化后，预计将从星际介质中吸积出来。它们是吸积孤立中子星的主要吸积体。
2010-04-28 astro-ph.HE
Updates of the nuclear equation of state for core-collapse supernovae and neutron Stars: effects of 3-body forces, QCD, and magnetic fields
本文综述了核物质状态方程在超新星和中子星模拟中的几个新进展。我们讨论了一个更新和改进的Notre-Dame-Livermore状态方程（NDL EoS）用于超新星模拟。这个EOS包含了许多更新。其中包括在高密度下的三体核力效应和在密度下可能过渡到QCD手征色相和/或超导色相。我们还考虑了中子星状态方程和强磁场中的中微子输运。研究了强磁场作用下中子星（含超子和不含超子）的一个新的量子强子动力学（QHD）状态方程。参数由推导的质量和半径约束。计算得到的磁化中子星的绝热指数随密度变化迅速。这可能为磁星的星震和耀斑提供了一种机制。我们还研究了强磁场对中子星转动惯量和自旋降速的影响。与发射的磁耀斑相关的转动惯量的变化与在某些磁星中观察到的故障相匹配。我们还讨论了在强磁场存在下，中微子在热而致密的超声波中子星物质中的散射和吸收的微扰计算。吸收截面显示出显著的角度依赖性，中微子吸收强度在平行于磁场的方向上减小，在相反的方向上增强。与这种不对称性相关的脉冲星反冲速度与观测到的脉冲星速度相当，并可能影响具有环向场配置的原中子星磁星的早期自旋下降速率。
2013-03-01 astro-ph.HE nucl-th
Relativistic outflow from two thermonuclear shell flashes on neutron stars
利用RXTE研究了4U 0614+09和2S 0918-549中两颗中子星的两次中等持续时间热核X射线爆发的异常短（32-41 ms）前兆。它们的光子通量在爆发后期超过爱丁顿极限的2.6到3.1倍。我们可以用中子星上热核壳层闪光后的0.1 $c$到0.3 $c$的温和相对论流出速度来解释短持续时间和超爱丁顿通量。这是迄今为止测量到的热核闪光的最高速度。前体的上升时间也非常短：约1毫秒。这是不一致的预测，核火焰横向蔓延的爆燃，而不是建议爆炸。这是第一次建议在如此浅的点火柱深度（$y_{\rm ign}$ = 10 $^{10}$ g cm $^{-2}$）下发生爆震。爆炸可能需要更快的核反应链，例如用之前提出的更快的$^{12}$ C（p，$γ$）$^{13}$ N（$α$，p）$^{16}$ O过程绕过$^{12}$ C上的α-捕获。我们证实了爆炸的可能性，虽然只有在径向方向上，通过模拟的核燃烧与一个大的核网络，并在适当的点火深度，虽然它仍然有待观察是否符合泽尔多维奇标准。爆炸也会提供在中子星表面快速蔓延的火焰，以允许较短的上升时间。(...)作为爆炸方案的替代方案，我们推测整个中子星表面几乎立即在自燃状态下燃烧的可能性。这是由于在4U 1820-30的一些超膨胀爆发中，在~10 $^8$ g cm $^{-2}$的低点火柱深度下，存在150 ms的前体和30 ms的上升时间。
2014-07-01 astro-ph.HE
Measuring the Hubble constant with neutron star black hole mergers
对GW 170817的探测和对它的宿主星系的识别，使得人们能够对哈勃常数进行第一次标准的塞壬测量，其不确定度为$\sim 14\%$。随着更多的中子星探测和红移测量的进行，不确定性将缩小。联合探测的数量和每个事件的光度距离的不确定性将是主要因素。中子星黑洞合并也是先进的LIGO和Virgo的有希望的来源。如果黑洞自旋引起轨道平面的进动，光度距离和轨道倾角之间的简并性被打破，导致更好的距离测量。此外，由于质量较大，中子星黑洞源可以在更远的距离观察到。中子星黑洞也可以发射电磁辐射：根据黑洞的自旋和质量比，中子星可以被潮汐破坏，导致电磁辐射。我们量化的距离不确定性的黑洞的质量，自旋和方向的范围很广，并发现1- $σ$统计不确定性可以达到$\sim 10$的一个因素，优于一个非旋转的二进制中子星合并具有相同的信噪比。更好的距离测量，更大的引力波可探测体积，和潜在的明亮的电磁辐射，意味着旋转的黑洞中子星双星可以是最佳的标准警报源，只要它们的天体物理速率大于$O(10)$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$，一个值允许当前的天体物理约束。
2018-06-30 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Long-wavelength phonons in the crystalline and pasta phases of neutron-star crusts
我们研究了中子星内壳的长波激发，考虑了低密度的立方晶体、核壳过渡区附近的棒和板三种相。为了描述的声子，我们写一个有效的拉格朗日密度的粗粒相的中子超流间隙和平均位移场的集群。的动能，包括夹带的中子气体的集群，内得到的超流流体动力学方法。的势能是从一个模型，其中集群和中子气体被认为是在相共存，增加了由于库仑和表面效应的晶格的弹性。所有三相都显示出强的各向异性，即，声子速度的角度依赖性。讨论了低温比热的影响。
2020-05-19 astro-ph.HE nucl-th
Forward Modeling of Double Neutron Stars: Insights from Highly-Offset Short Gamma-Ray Bursts
本文详细分析了两个局部性好、高偏移距的短伽马射线暴--GRB~070809和GRB~090515-研究了它们的祖先从致密天体形成到合并的运动学演化。校准到他们最可能的宿主星系的观测，我们构建半解析星系模型，占恒星形成的历史和星系的增长随着时间的推移。我们对详细的运动学演化与紧凑的二进制人口建模，以推断可行的后超新星速度和螺旋时间。通过填充二进制示踪剂根据恒星形成的历史的主机和运动学发展的超新星后的轨迹，通过随时间变化的银河系的潜力，我们发现，系统相匹配的观测到的偏移量的爆发需要后超新星的系统速度每秒数百公里。在忽略恒星质量-晕质量关系的不确定性后，我们发现GRB~070809和GRB~090515祖星系统中的第二颗中子星分别在78%和91%的可信水平上受到了$\gtrsim 200~\mathrm{km\,s}^{-1}$的出生踢。将我们的分析应用于局部短伽马射线暴的完整目录，将提供对其祖先的独特约束，并有助于解开观察相对于其宿主高度偏移的瞬变所固有的选择效应。
2020-11-09 astro-ph.GA astro-ph.HE
The effect of kick velocities on the spatial distribution of millisecond pulsars and implications for the Galactic center excess
最近，人们发现，银河系中心过剩（GCE）与银河系核球中的恒星分布在空间上是相关的。这给了GCE的未解决的毫秒双星（MSP）解释的额外动机。然而，在“再循环”通道中，中子星是由一颗核心坍缩的超新星形成的，由于爆炸的不对称性，超新星经历了一次随机的“踢”。这将意味着平滑MSP的空间分布。我们使用N体模拟来模拟MSP空间分布的变化。我们估计的概率分布的出生踢速度使用解决伽马射线MSP自行，其中MSP有随机速度相对于圆周运动的尺度参数为77+/-6公里/秒。我们发现，由于出生踢，有一个大约10%的增加，在每个凸起MSP空间分布尺寸和凸起MSP分布变得不那么四四方方的，但仍然是远离球形。
2021-10-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
