Remnant massive neutron stars of binary neutron star mergers: Evolution process and gravitational waveform
大质量（超大质量和超大质量）中子星很可能经常在双中子星合并后形成。我们探索的演化过程中残留的大质量中子星和它们发出的引力波，基于数值相对论模拟的双中子星合并采用各种状态方程和选择一个合理的范围内的中子星的质量的双星。我们发现，剩余超大质量中子星的寿命强烈依赖于总的双星质量，也对状态方程。由大质量中子星产生的引力波普遍具有频率近似恒定的准周期性质，尽管其频率随时间变化。我们还发现，引力波的频率和时变特性强烈地依赖于状态方程。本文导出了一个拟周期引力波形的拟合公式，它可用于引力波信号的数据分析。
2013-07-22 astro-ph.HE
Nuclear Physics of the Outer Layers of Accreting Neutron Stars
在中子星壳被提出50年后，我们回顾了当前对吸积中子星外层核物理的理解。核燃烧过程中产生的原子核取代了中子星、海洋和地壳的新生成分。由压缩驱动的非平衡核反应改变了外层的热结构和化学成分，在天文现象上留下了可观察到的印记。随着对爆发的中子星和冷却的中子星的观测增加，最近大量的天文数据使人们对中子星内部的微观物理有了新的认识，并有可能在模型计算中测试核物理输入。尽管我们对中子星内部的理解和观测到的中子星现象取得了许多进展，但在吸积中子星的天体物理学理论、丰中子核的核理论以及地球核物理实验的范围和精度方面仍然存在许多挑战。
2018-07-03 astro-ph.HE
A FRB in a Globular Cluster: Why Is This Neutron Star Different From (Almost) All Other Neutron Stars?
大多数快速射电暴（FRB）模型都是从比较常见的天体建立的：中子星、黑洞和超新星遗迹。然而，FRB源是罕见的，在银河系中发现的大多数物体都不会产生FRB。这些常见物体可能需要特殊和罕见的情况才能成为FRB的来源。最近在属于星系M81的一个球状星团中发现了一个重复的FRB，这表明一个模型涉及一颗中子星和一颗近距离双星伴星，可能是一颗白矮星;在球状星团中，中子星和近距离双星都是过剩的。磁相互作用是一个看似合理的，但未经证实的相对论粒子加速机制，可能辐射相干FRB。双中子星双星不可能是观测到的长寿命重复FRB源，但可能是寿命短得多的源，甚至可能是非重复FRB源。
2021-08-18 astro-ph.HE
Constraints on physics of neutron stars from X-ray observations
我总结了中子星的物理学的一些限制所产生的X射线观测的表面的中子星，重点是使用模型的低磁场中子星大气解释其X射线光谱。我讨论的观测谱线，脉动配置文件，X射线爆发，半径测量瞬态吸积中子星在静止，地壳和核心冷却测量瞬态吸积中子星，冷却年轻的中子星。这些观测结果限制了中子星的质量和半径（以及内部成分和稠密物质状态方程）、核心的超流性和中微子发射率特性以及地壳的成分和超流状态。
2013-03-01 astro-ph.HE
Magnetic field inhibits the conversion of neutron stars to quark stars
中子星提供了一个天然的实验室来测试量子色动力学（QCD）的一些独特的含义-强相互作用的基础理论-在非常高的重子密度的极端条件下。有人认为QCD的真正基态是奇异夸克物质，因此，在适当的条件下，中子星应该转变为奇异夸克星。当局已作出重大努力，研究这项转变的细节，而当局亦正进行这项工作。在这封信中，我们表明，高磁场的存在，中子星的一个基本特征，强烈抑制转换的中子星裸夸克星。
2009-06-08 astro-ph.HE
The Role of Strong Gravity and the Nuclear Equation of State on Neutron-Star Common-Envelope Accretion
在孤立双星形成通道中，共包层演化对中子星双星的形成具有重要意义。当一颗中子星在一颗大质量恒星的包层内盘旋时，它会吸积并旋转起来。由于中子星处于强引力状态，它们具有相当大的相对论质量赤字，即，它们的引力质量小于重子质量。这种效应导致一部分被吸积的重子质量转化为中子星的结合能。相对论性质量亏损也取决于核物质状态方程，因为更致密的中子星将具有更大的结合能。我们模拟了中子星在共包层环境中的质量增长和自旋上升，并量化了不同的初始二元条件和强子状态方程如何影响后共包层中子星的质量和自旋。从这些模型中，我们发现中子星的质量增长被抑制的$\approx 15-30\%$。我们还发现，对于一个给定的吸积重子质量，更紧凑的中子星将自旋更快，而获得更少的引力质量，反之亦然。这项工作表明，中子星的强引力和核微物理除了包层的宏观天体物理外，还在中子星共同包层演化中起作用。因此，强引力和核物质状态方程可能会影响中子星双星的布居特性和宇宙双中子星合并率。
2021-03-25 astro-ph.HE
Modeling the Galactic Neutron Star Population for Use in Continuous Gravitational Wave Searches
对来自\textit{unknown}银河系中子星的连续引力波的观测提供了对中子星形状的限制。旋转的中子星如果其结构中存在以恒星椭圆率为特征的非对称变形，就会产生引力波。在这项研究中，我们使用一个简单的模型的空间和自旋分布的银河系中子星估计探测的中子星的总数，使用引力波，到一个给定的上限的椭圆。这可能有助于优化未来的搜索，提高灵敏度。第三代引力波探测器灵敏度的提高可能会使探测到的中子星的数量增加100到1000倍。
2021-08-09 astro-ph.HE
Spontaneous Scalarization in Proto-neutron Stars
本文基于标量-张量引力理论，采用手征西格玛模型和有限温度多体理论，研究原中子星在不同热物质状态下的自发标量场化，发现其受温度、熵及中微子俘获等条件显著影响。
2023-03-29 astro-ph.HE
Distinguishing double neutron star from neutron star-black hole binary populations with gravitational wave observations
两颗中子星合并产生的引力波，与质量相当的混合双星（其中一颗伴星是黑洞）产生的引力波，很难区分。低质量黑洞之所以有趣，是因为它们可能在两颗中子星合并后形成，也可能在大质量恒星坍缩后形成，可能在原始宇宙中物质密度过高时形成，也可能是中子星和暗物质相互作用的结果。引力波通过所谓的潮汐变形参数携带着中子星内部成分的印记，潮汐变形参数取决于恒星的状态方程，对于黑洞来说等于零。我们提出了一种新的数据分析策略，由贝叶斯推断和机器学习来识别混合二进制，因此低质量黑洞，使用从引力波观测推断的潮汐变形参数的分布。
2020-07-24 astro-ph.HE
Generalized equation of state for cold superfluid neutron stars
成熟的中子星内部可能含有各种超流体。模拟这样的恒星需要不同的凝聚体之间的相互夹带耦合的知识。本文提出了一个描述核内具有超流中子和超导质子的中子星不同区域的统一状态方程。
2010-10-06 astro-ph.HE
Magnetic effect on the rotational frequency of a neutron star
一颗中子星包含着一些区域，这些区域中的粒子呈现出磁矩，而这些磁矩又会产生各自的磁化。通过磁化和物质之间的磁弹性相互作用，产生磁致伸缩。磁致伸缩改变了中子星的质量密度，从而改变了它的惯性张量，结果它改变了恒星的旋转频率。我们还简要介绍了如何计算中子星不同内部区域的磁致伸缩，以及需要输入哪些参数。
2020-03-06 astro-ph.HE
The Dark Side of Neutron Stars
我们回顾了严格的限制，不对称玻色子暗物质的基础上观察老中子星。在一定条件下，暗物质粒子以非对称玻色子WIMP的形式可以有效地被捕获到附近的中子星上，在那里它们可以迅速热化并集中在恒星的核心。如果某些条件得到满足，WIMP粒子群可能会因引力而坍缩，形成一个黑洞，最终摧毁恒星。基于附近古老的中子星的存在，我们可以排除某些类别的暗物质候选者。
2013-08-14 astro-ph.HE
Supermassive Neutron Stars in Starobinsky Gravity with Causal Hybrid Stellar Matter
本文在Starobinsky引力框架下，采用MIT夸克与强子混合状态方程研究保持因果性的中子星结构，发现参数$α$能提升最大质量至$2.07 M_\odot$，旋转下可达$2.59 M_\odot$。
2025-08-13 astro-ph.HE gr-qc
On the maximum mass of neutron stars and GW190814
最近在双星合并GW 190814中发现了一个质量在$2.5{-}2.67\, \mathrm{M}_\odot$范围内的致密天体，我们重新讨论了中子星（NS）的最大质量问题。我们使用马尔可夫链蒙特卡罗方法产生约200万个现象学状态方程，有和没有一阶相变。我们修正了地壳状态方程，只假设在更高密度下存在因果关系。我们展示了如何严格的上限上的最大NS质量可以推断出即将到来的观察NS半径和群众。导出的上界仅依赖于相对论和因果关系，因此不受核物理不确定性的影响。我们展示了如何在NS的最大质量的下限，结合即将到来的测量NS半径LIGO/处女座和NICER，将约束状态方程的致密物质。最后，我们讨论了GW 190814的影响。
2020-12-22 astro-ph.HE gr-qc
Significance of lower energy density region of neutron star and universalities among neutron star properties
在Hartle框架下，我们建立了旋转中子星和奇异星的模型，并进行了比较。研究了中子星内部低能量密度区和地壳区的意义，以及能量密度300 MeV/fm 3以上的奇异物质的存在对中子星性质的影响。我们证实了中子星的无量纲转动惯量与无量纲四极矩、无量纲潮汐形变与无量纲转动惯量、转动惯量参数与R/2 M等性质之间的普遍性。
2022-03-08 astro-ph.HE hep-th
An Undergraduate Approach to the Quantum Hadrodynamics and the Physics of Neutron Stars Part II: Neutron Stars' Exotic Content
Centro Federal de Educacão Tecnológica de Minas Gerais（米纳斯吉拉斯联邦技术教育中心）
该研究为本科生提供量子强子动力学的学习方法，运用第一部分的形式体系探讨中子星核心非原子自由度的作用，聚焦中子星奇异成分。
2026-08-04 astro-ph.HE nucl-th
Fallback supernova assembly of heavy binary neutron stars and light black hole-neutron star pairs and the common stellar ancestry of GW190425 and GW200115
异常重的中子星合并双星GW 190425的发现与已知的双中子星双星和引力波源GW 170817中的银河系双星的质量分布形成了鲜明的对比。我们建议在这里的形成通道重二进制中子星和轻黑洞-中子星二进制中，大质量的氦星，其中有他们的氢信封在一个共同的信封阶段，保持紧凑，避免质量转移到中子星的同伴，可能避免脉冲星回收。我们提出了三维模拟的超新星爆炸的大质量剥离氦星，并遵循质量回落的演变和随后的吸积到中子星的同伴。我们发现，回落导致显着的质量增长，在新形成的中子星。这可以解释像GW 190425这样的重双星中子星系统的形成，也可以预测像GW 200115这样的轻黑洞-中子星系统的组装。这种形成途径与观测到的银河系中双星中子星的质量-偏心率相关性是一致的。最后，避免质量转移表明我们银河系中脉冲星双星的自旋周期异常长。
2021-09-22 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraining equation of state of neutron star using neutron star-black hole mergers
Indian Institute of Technology Bombay（印度理工学院孟买分校）
本研究利用Bilby框架分析NSBH并合引力波数据，发现未来探测器需至少20次并合事件，方可清晰区分中子星物态方程。
2026-09-01 astro-ph.HE gr-qc
Comment on "Three-dimensional hydrodynamic simulations of the combustion of a neutron star into a quark star"
如果奇异物质是绝对稳定的，那么普通的原子核就会衰变为奇异核，而中子星则会转化为奇异星。普通核的寿命在实验上被限制在$\sim 10^{33}$年以上，而亚稳态中子星的寿命取决于中子星的质量，可以超过宇宙的年龄。因此，中子星和奇异星可以在宇宙中共存。我们指出，M。Herzog和F. K. Roepke在Phys. Rev. D 84，083002（2011）[arXiv：1109.0539]中的研究集中在奇异物质参数空间中的一个区域，在该区域中，低质量中子星和奇异星共存，而大质量中子星在天文时间尺度上是不稳定的，寿命很短。
2015-03-04 astro-ph.HE nucl-th
Novel neutron decay mode inside neutron stars
我们探讨的建议，中子寿命之谜可能会解决的中子衰变到暗物质的过程，n \rightarrow χχ，其中χ的质量的三分之一的中子。特别是，我们检查这样的衰变模式的中子星的性质的后果。与先前提出的衰变模式不同，为了满足对中子星质量和潮汐形变的约束，暗物质粒子之间不需要强排斥力。这项研究表明，在中子星的核心有热的暗物质的可能性，并提出了一个可能的机制，暗物质冷却，并检查中子衰变的可能信号，以这种方式在中子星的诞生后。
2022-08-25 astro-ph.HE hep-ph
Neutron transfer reactions in accreting neutron stars
本文提出了一种新的吸积中子星核反应--中子转移，即弱束缚中子从一个核到另一个核的量子隧穿。我估计固定的原子核分离的速率，然后在实际的原子核分布上平均结果，得到天体物理条件下的速率值。中子转移可以改变吸积中子星中的反应链，从而影响它们的加热和冷却。特别是，它可以抑制URCA对核的冷却，这对最热的中子星来说是至关重要的。
2018-11-21 astro-ph.HE nucl-th
Overdamping of Neutron-Mirror-Neutron Transitions in Neutron Stars
Lebedev Physical Institute（列别捷夫物理研究所）；Moscow Institute of Physics and Technology（莫斯科物理技术学院）
研究表明中子星中中子-镜像中子转变因碰撞退相干呈指数弛豫而非振荡，镜像中子成分始终远小于普通中子。
2026-06-25 astro-ph.HE hep-ph
Radiation from Axion star-Neutron star binaries with a tilted rotation axis in the presence of plasma
利用轴子星的$f(r)=\text{sech(r/R)}$剖面研究了轴子星-中子星双星的辐射形式。我们的分析考虑了中子星的同向旋转等离子体。我们发现，如果中子星的自旋倾斜的轴子星-中子星轨道的平面，有显着的增强辐射功率相比，它是垂直的情况下。我们还研究了中子星的同向旋转等离子体是否可以在发射功率中发挥作用，我们发现，即使稀轴子星原则上比致密轴子星辐射更有效，它们也会被中子星的潮汐力拉开
2022-11-05 astro-ph.HE hep-ph
Thermal states of neutron stars with a consistent model of interior
我们模拟了孤立的中子星和吸积的中子星在静止期X射线瞬态的热状态，并与观测结果进行了对比。我们使用状态方程和超流重子间隙，这是一贯计算。我们的结论是，直接Urca过程需要与低亮度吸积中子星一致。此外，质子超流性和足够弱的中子超流性对于解释中年中子星的冷却和获得真实的中子星质量分布是必要的。
2017-09-14 astro-ph.HE nucl-th
Distinguishing binary neutron star from neutron star-black hole mergers with gravitational waves
两颗中子星合并产生的引力波信号，很难与质量相当的中子星和黑洞混合双星产生的信号区分开来。事实上，这两种双星类型都可以解释引力波信号GW 170817，即使考虑到它的电磁对应辐射。我们提出了一种方法，{既不需要从后inspiral阶段的二进制或电磁对应的信息}，以确定混合双星合并的中子星与低质量黑洞单独使用引力波。这种方法是基于这样一个事实，即可以用引力波测量的某些中子星性质对所有中子星来说是共同的或相似的。例如，所有的中子星共享相同的状态方程，如果后者是强子的，则中子星具有相似的半径。如果一个混合双星被误认为是一个中子星双星，那么推断出的中子星的性质将被错误估计，并在一个低质量双星群体中表现为异常值。我们表明，只要$\sim 5$低质量的事件将允许识别的类型的一个事件在$80\%$的置信水平。我们模拟人口的低质量的二进制与分层混合模型，并表明，我们可以限制混合二进制的存在或测量其丰度相对于中子星二进制$\sim 0.1$在$68\%$可信水平与100个事件。
2020-04-22 astro-ph.HE gr-qc
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
Gravitational waveforms from SpEC simulations : neutron star-neutron star and low-mass black hole-neutron star binaries
数值模拟得到的引力波形是测试和分析校准用于研究合并致密物体性质的波形模型的关键工具。在本文中，我们提出了一系列的高精度波形产生的SpEC代码系统涉及至少一个中子星。我们提供了第一次波形与亚弧度精度超过20个周期的低质量黑洞-中子星二进制文件，包括二进制文件与非旋转的对象，和二进制文件与快速旋转的中子星，最大限度地影响引力波信号的近共振增长的基本激发模式的中子星（f-模式）。我们还提供了第一次与SpEC高精度中子星-中子星波形。这些波形作为SxS目录的一部分公开提供。我们将我们的结果与目前在数据分析管道中实现的分析波形模型进行比较。对于大多数模拟，模型位于合并前最后几个轨道的预测数值误差之外，但没有显示出与数值结果的系统偏差：比较不同的模型似乎提供了合理的建模误差估计。唯一的例外是使用快速反向旋转的中子星的等质量模拟，以最大限度地提高f-模式的激发的影响，所有的模型表现不佳。然而，这是预期的，因为即使是考虑f-模式激发的单一模型也忽略了中子星自旋对f-模式激发频率的显著影响。
2018-12-17 astro-ph.HE gr-qc
On the PBF neutrino losses in superfluid cores of neutron stars
在模拟中子星演化过程中，由于中子三重态配对对中微子PBF损失的轴向异常贡献仍然被忽略。本文估计了反常轴向贡献对中子星冷却速率的影响。
2017-12-28 astro-ph.HE nucl-th
Topological neutron stars in tensor-multi-scalar theories of gravity
本文证明了在引力张量多标量理论中存在一种新的中子星。我们把这种新型的中子星称为拓扑中子星。拓扑中子星除了具有通常中子星的标准特征外，还具有拓扑荷的特征。我们在张量多标量理论中数值构造了拓扑中子星的显式例子，其目标空间为$\mathbb{S}^3$。除了拓扑荷外，拓扑中子星还表现出其他吸引人的特征，这些特征使它们成为自然界中可能存在的现实致密天体。例如，它们具有零标量电荷，从而避开了强脉冲双星对偶极标量辐射的约束。
2019-11-15 astro-ph.HE gr-qc
Effects of Neutron-Antineutron Transitions in Neutron Stars
本文分析中子星内中子-反中子跃迁对冷却、自转速率和双星脉冲星轨道周期的影响，发现这些效应均可忽略。
2024-08-26 astro-ph.HE hep-ph
How "free" are free neutrons in neutron-star crusts and what does it imply for pulsar glitches ?
渗透在成熟中子星内壳中的中子超流体预计在脉冲星故障等各种天体物理现象中发挥关键作用。尽管没有粘性阻力，中子超流仍然可以耦合到固体地壳由于非耗散卷吸效应。卷吸对脉冲星故障的解释提出了挑战，并表明可能有必要对其他观测到的中子星现象的解释进行修订。
2013-01-11 astro-ph.HE nucl-th
The Mass Distribution of Neutron Stars in Gravitational-wave Binaries
LIGO和Virgo发现的两个中子星-黑洞合并使在引力波中观察到的可能的中子星总数达到6个。我们执行的质量分布的银河系外人口的中子星的第一个推论。与主要作为射电双星被探测到的双峰星系群相反，引力波双星中中子星的质量迄今为止与均匀分布一致，高质量中子星更普遍。引力波群的最大质量与从银河系中的中子星推断出的结果一致，也与从致密物质推断出的结果一致。
2021-11-04 astro-ph.HE gr-qc
Bounds on Neutron- Mirror Neutron Mixing from Pulsar Timings and Gravitational Wave Detections
从假定的中子星到混合中子-镜像中子星跃迁的质量损失意味着轨道周期的显著变化。后者的精确恒定性可以限制最近提出的情况下，中子镜像中子混合发生在中子星，将它们转换成混合星，帮助解释窄质量分布观察双星系统中的中子星。对一颗质量为2个太阳质量的非常古老的毫秒脉冲星的观测是对上述跃迁的一个额外的强约束，我们还注意到观测到的来自中子-中子星合并的引力波信号约束了中子在中子星内部的镜像中子跃迁。这些考虑排除了中子镜中子混合和质量的$ε'$、$δm'$平面中的大区域
2019-02-04 astro-ph.HE hep-ph
Neutron star kicks plus rockets as a mechanism for forming wide low-eccentricity neutron star binaries
本文提出中子星诞生踢与持续火箭加速相结合的新机制，可解释宽轨道低偏心率中子星双星（如Gaia NS1）的形成，并可能诱发超新星后的延迟恒星并合及高能暂现源。
2024-09-02 astro-ph.HE astro-ph.SR
Radio Signals from Axion Star-Neutron Star Binaries
轴子星可以和中子星形成双星。考虑到单个中子星所表现出的极强的外部磁场，在这些双星系统中可能会有大量的轴子到光子的转换。由于中子星的旋转和轴子星的轨道，光子发射受到双重调制，产生了独特的发现信号。在中子星和轴子云黑洞之间的双星系统中也会产生类似的特征。令人鼓舞的是，这样的二进制文件被发现是在正在进行的和即将进行的实验的范围内（例如，500米孔径球面望远镜和未来的平方公里阵列）的某些参数区域。因此，它们为探测轴子和轴子暗物质提供了一个很有前途的天文实验室。
2022-02-22 astro-ph.HE hep-ph
Neutron drip transition in accreting and nonaccreting neutron star crusts
构成中子星内部的致密物质中的中子滴跃迁一般指的是当物质密度达到某个阈值密度$ρ_\textrm{drip}$时出现的未束缚中子。这种转变主要是在冷催化物质假说下研究的。然而，这种假设对于吸积中子星是不现实的。在研究了吸积和非吸积中子星中允许的物理过程后，导出了中子滴产生的条件，并得到了中子滴密度和压力的一般解析表达式。此外，我们表明，中子滴过渡发生在较低的密度和压力比平均核近似内预测。这种转变的数值研究不同的初始成分的灰烬从X射线爆发和超爆发使用微观核质量模型。
2015-04-17 astro-ph.HE nucl-th
Multi-Messenger Observability of Neutron Star Binary System
随着技术的进步，中子星双星系统被更频繁地观测到，事实上，第一个具有电磁对应物的引力波起源于两颗中子星的合并（GW 170817）。在合并之前探测这些系统可能有助于恢复开发中子星状态方程的基本数据。本文通过模拟光学中中子星系统的潜在可观测性，研究了分离食双星中子星在合并前的可观测性。据发现，它是不太可能考虑目前的仪器，由于低能见度和不足的时间分辨率，但是，在未来的改进或宽场X射线仪器可能提供一个可行的选择，用于检测这些系统。
2022-11-17 astro-ph.HE astro-ph.IM
Inferring the maximum and minimum mass of merging neutron stars with gravitational waves
我们发现，合并中子星的最大和最小质量可以估计与即将到来的引力波观测。我们模拟了双中子星信号的总体，并模拟了它们的质量分布，包括上截止点和下截止点。如果质量分布支持质量接近截止点的中子星，则可以用$50$探测器测量$\sim 0.2(0.1)\text{M}_{\odot}$的下限（上限）。质量上限说明了中子星状态方程的高密度特性，而质量下限则表明了中子星和白矮星之间的区别。
2020-09-25 astro-ph.HE gr-qc
Statistical theory of thermal evolution of neutron stars - II. Limitations on direct Urca threshold
我们应用我们最近提出的统计方法来研究X射线瞬态中孤立中子星和吸积准定态中子星的热演化，以限制中子星核中强中微子发射的直接Urca阈值的位置和相对展宽α。我们指出，观测结果的最可能解释对应于α = 0.08 - 0.10和直接Urca过程开放的中子星质量M_D =（1.6 - 1.8）M_sun。
2015-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Statistical theory of thermal evolution of neutron stars
众所周知，中子星的热演化取决于中子星核中超致密物质的性质。我们提出了一个统计分析孤立冷却中年中子星和老年瞬态吸积准静止中子星温暖的地壳深部加热低质量X射线双星。该方法是基于模拟不同质量的恒星的演化，并对各自的质量分布的结果进行平均。这给出了孤立的中子星在表面温度-年龄平面上的理论分布和吸积星在光子热光度-平均质量吸积率平面上的理论分布，并与观测结果进行了比较。这种方法不仅允许探索超密度物质，而且还可以探索孤立和吸积中子星的质量分布。我们发现，这些恒星的观测可以合理地解释假设存在的强大的直接Urca过程中的中微子发射的大质量恒星的内核，引入轻微扩大的直接Urca阈值（例如，质子超流），并通过调整孤立和吸积的中子星的质量分布。
2015-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Maximum mass cutoff in the neutron star mass distribution and the prospect of forming supramassive objects in the double neutron star mergers
具有测量质量的中子星样本正在迅速增长。利用最新的样本，我们采用了灵活的高斯混合模型和高斯加柯西-洛仑兹分量模型来推断中子星的质量分布，并使用贝叶斯模型选择来探索质量分布的多峰性和锐截止性的证据。这两个模型得出的结果相当相似。与以前的研究一致，我们发现的证据双峰分布连同截止在质量$M_{\rm max}=2.26_{-0.05}^{+0.12}M_\odot$（68%可信区间，高斯混合模型）。如果将这种截止解释为非旋转冷中子星的最大引力质量，则对于总引力质量小于或等于2.7 $M_\odot$的双中子星并合，形成超大质量残余物的前景被发现是相当有希望的，除非热π介子可以大大软化非常热的中子星物质的状态方程。这些超大质量残留物具有典型的动能旋转能量，大约为$1-2\times 10^{53}$尔格。与一个高的中子星合并率约$10^{3}~{\rm Gpc^{-3}~yr^{-3}}$，中子星合并预计是EeV（$10^{18}$ eV）的宇宙射线质子的重要来源。
2020-09-09 astro-ph.HE gr-qc
Role of the symmetry energy and the neutron-matter stiffness on the tidal deformability of a neutron star with unified equations of state
利用统一的状态方程研究了对称能和中子-物质刚度对冷非吸积中子星潮汐形变的影响。基于核能-密度泛函理论，这些状态方程提供了恒星所有区域的物理一致性处理，并使用精确拟合实验和理论核数据的泛函进行计算。预测进行比较，从最近探测到的引力波信号GW 170817从一个二进制中子星合并和电磁同行的观测推断的约束。
2019-10-29 astro-ph.HE nucl-th
Neutron star cooling with microscopic equations of state
我们基于不同的核子-核子相互作用和三体力，并与最近的GW 170817中子星合并事件兼容，使用几个微观核状态方程来模拟中子星冷却。它们都具有强烈的直接厄卡号进程。我们发现，所有的模型都能够很好地描述目前的一套冷却数据孤立的中子星，提供了大的和扩展的质子1 S 0间隙和没有中子3 PF 2间隙是活跃的恒星物质。然后，我们分析了不同模型预测的中子星质量分布，并挑选出首选的。
2018-12-18 astro-ph.HE nucl-th
Neutron conduction in the inner crust of a neutron star in the framework of the band theory of solids
即使中子星内壳中的“自由”中子是超流的，由于非耗散夹带效应，它们仍然与原子核强耦合。在固体能带理论的框架内，对内地壳所有区域的这些效应进行了系统的研究。使用固态物理学的概念，它表明，传导中子的密度，即有效地“自由”的中子，可以比未结合的中子的密度小得多（在某些层的数量级）由于布拉格散射。这些结果表明，可能有必要对各种可观测到的中子星现象的解释进行修订。
2012-03-01 astro-ph.HE nucl-th
Hyperons and massive neutron stars: vector repulsion and SU(3) symmetry
随着大质量中子星如PSR J 1614 -2230的发现，出现了一个问题，即在中子星的核心是否存在超子等奇异物质。我们研究了超子在大质量中子星中存在的条件。从SU（6）夸克模型到更广泛的SU（3）对称性，我们一直在研究矢量介子-超子耦合。我们提出了中子星最大质量随中子星核奇异含量fs线性减小的关系式：Mmax（fs）= Mmax（0）-0.6Msolar（fs/0.1），这似乎与核物质状态方程和矢量重子-介子耦合方案无关.因此，脉冲星质量的测量可以用来限制在中子星的超子分数。
2012-06-18 astro-ph.HE nucl-th
Measuring neutron-star ellipticity with measurements of the stochastic gravitational-wave background
在LIGO和Virgo等探测器的分析波段中，银河系中子星是一个很有前途的引力波源。以前对来自中子星的引力波的研究主要集中在探测单个中子星上，这些中子星要么是附近的，要么是高度非球形的。在这里，我们考虑的随机引力波信号所产生的星系中子星的合奏。使用人口合成模型，我们估计当前和计划的引力波观测站的平均中子星椭圆率$ε$作为带内银河系中子星$N_\text{tot}$的数量的函数的单西格玛灵敏度。对于$N_\text{tot}\approx 53000$的合理情况，假设初始LIGO探测器共定位一年的观测时间，我们发现它是$σ_ε=2.1\times10^{-7}$，这与附近一些中子星的当前边界相当。(The目前最好的$95\%$上限是$ε\lesssim7\times10^{-8}.$）目前还不清楚高级LIGO是否可以使用空间分离的探测器来显著提高这种灵敏度。对于建议的爱因斯坦望远镜，我们估计，$σε=5.6\times10^{-10}$。最后，我们表明，随机测量可以结合测量单个中子星，以估计带内银河系中子星的数量。这样，随机引力波的测量为研究银河系中子星提供了一个补充工具。
2014-06-12 astro-ph.HE gr-qc
Neutron tunneling: A new mechanism to power explosive phenomena in neutron stars, magnetars, and neutron star mergers
中子星壳中不均匀致密物质中的富中子核之间的中子隧穿可以在短时间内释放出巨大的能量，为中子星中的爆炸现象提供动力。在这项工作中，我们澄清这个过程中，可能会发生在中子星的外部区域时，振荡或灾难性的事件增加了周围的密度方面。我们使用一个随时间变化的Hartree-Fock-Bogoliubov形式主义来确定中子扩散的速率，并发现大量的能量可以迅速释放。研究了核束缚、两体相互作用和成对作用对中子扩散时间的影响。我们考虑一个一维的量子扩散模型，并扩展我们的分析，以研究在三维扩散的影响。我们发现，在适当的条件下，这些新的中子转移反应可以产生$\simeq 10^{40}-10^{44}$尔格数量的能量。
2021-03-23 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Superfluid Neutrons in the Core of the Neutron Star in Cassiopeia A
超新星遗迹仙后座A包含已知最年轻的中子星，也是第一颗被观测到实时冷却的中子星。为了解释这颗中子星的快速冷却，我们首先介绍了控制其热演化的中子星的基本性质，重点是中微子发射过程和中子/质子超流/超导性。配备了这些结果，我们提出了一个方案，其中观测到的冷却的中子星仙后座A被解释为是由于最近开始的中子超流性的核心的恒星。质子超导性的早期发生的方式决定了观察到的这个中子星的冷却速度是突出的。这是第一个直接的证据表明，超流性和超导性发生在超核密度在中子星。
2011-10-24 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Interpreting Binary Neutron Star Mergers: Describing the Binary Neutron Star Dynamics, Modelling Gravitational Waveforms, and Analyzing Detections
由中子星双星合并而发出的引力波为探索物质和未探索的极端状态下的基础物理打开了一扇新的窗口。为了提取关于中子星内部超核物质和致密双星系统性质的信息，需要可靠的理论处方。本文综述了中子星并合过程中的动力学和引力波信号的一般特征。我们简要介绍了现有的分析和数值方法来调查的高度动态，强场区合并过程中。我们回顾现有的波形近似，并讨论个别波形模型的属性和可能的优点和缺点，以及它们在实际引力波数据分析中的应用。
2020-04-06 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Neutron - mirror neutron mixing and neutron stars
中子$n$振荡成镜像中子$n'$，它们的质量简并伙伴来自暗镜像扇区，对中子星可能有有趣的意义：普通中子星可以逐渐转变成由部分镜像暗物质组成的混合星。混合星可以作为普通中子星的孪生伙伴被探测到：也就是说，可以存在质量相同但半径不同的致密星。对于一个给定的状态方程（普通分量和镜像分量相同），混合星的质量和半径取决于其内部普通分量和镜像分量的比例，而这又取决于其年龄。如果两部分的$50 \% - 50\%$比例在时间上渐近达到，那么这种“最大混合星”的最大质量应该是普通中子星的$\sqrt2$倍，而超过临界质量值$M^{\rm max}_{NS}/\sqrt2$的恒星在一定时间后应该坍缩到黑洞中.我们评估了演化时间，并讨论了$n-n'$跃迁对脉冲星观测以及对来自中子星合并的引力波和相关电磁信号的影响。
2021-04-22 astro-ph.GA astro-ph.HE hep-ph
Spin-polarized neutron matter, the maximum mass of neutron stars, and GW170817
研究了从中子星物质到自旋极化中子物质的相变对中子星物态方程和质量半径关系的影响。虽然一般的扩展计划的状态方程允许中子星内的高压，我们发现，一个相变自旋极化的中子物质排除极端制度。因此，这样的跃迁限制了中子星的最大质量低于2.6 $-$ $2.9 \, M_{\odot}$，这取决于所使用的微观核力，而没有这些限制可以达到更大的质量。这些限制与最近从中子星合并GW170817及其电磁对应物中提取的限制非常一致。假设自旋极化中子物质的描述在中子星的中心是有效的，我们发现，在其核心具有大的自旋极化域的恒星被GW 170817排除。
2020-03-24 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
The cooling of the Cassiopeia A neutron star as a probe of a triplet neutron pairing in the core
仙后座A中子星（Cas A NS）的快速冷却可以解释为在恒星的核心中中子超流的开始触发，导致中子库珀对破裂和形成（PBF）的中微子发射增强。这为探测堆芯中的中子凝聚物提供了独特的可能性。使用一致的中子星内核和地壳的状态方程和成分，我探讨了这种解释的敏感性的三重态超流凝析油的相态。通过在预期的中子星质量和包层组成范围内模拟冷却，发现Cas A NS的快速冷却不能用传统的含$m_{j}=0$的$^3$ P $_2$凝聚体中的PBF过程来解释。
2015-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Constraining the equation of state of neutron stars using multimessenger observations
中子星是我们可见宇宙中已知的致密天体。中子星内部物质的性质被编码在它的状态方程中，从理论的角度来看，它具有广泛的不确定性。以目前量子色动力学的理解，很难确定中子星物质在如此高密度下的相互作用。此外，执行许多身体计算在计算上是棘手的。此外，中子星核心的构成具有很强的推测性--不排除其中含有奇异重子、介子凝聚体、夸克物质等奇异物质。虽然中子星内部的物质密度极高，但该天体的温度在其生命周期的大部分时间里都非常寒冷。在我们的实验室里，我们无法制造出密度如此之大、温度却相当低的材料。由于探测中子星物质的物理学是我们地球上的实验无法达到的，我们寻找中子星的天体物理观测。本论文主要研究将天体物理观测中的中子星观测量转化为中子星状态方程的理论和计算方法。
2022-04-18 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Testing dark decays of baryons in neutron stars
我们表明，观察质量大于一个太阳质量的中子星放置任何外来的中子衰变模式，可以解释之间的差异束和瓶测量的中子寿命的严格要求。如果中子可以衰变为稳定的、弱相互作用的暗费米子，那么中子星的最大可能质量是0.7个太阳质量，而所有测量良好的中子星质量都超过一个太阳质量。因此，$2 M_\odot$中子星的存在表明，任何超越标准模型的中子寿命之谜的解释都需要暗物质是具有高度约束相互作用的多粒子暗扇区的一部分。
2018-07-09 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
