Astrophysical jets from boosted compact objects
我们进行完整的三维数值模拟的紧凑的对象，如黑洞或中子星，通过周围的力免费等离子体，增强均匀的磁化。我们研究射流的形成和能量提取从所得到的静态late time solutions.的实施适当的边界条件，使我们能够探索一个广泛的助推速度，发现射流功率尺度为$γv^2$（被$γ$的洛伦兹因子）。我们还探讨了问题的其他参数，如相对于渐近磁场的运动方向或包含黑洞自旋。此外，通过比较一个黑洞与一个完美的导电球在平坦的时空，我们设法解开曲率效应所产生的完美的导电表面。结果表明，当恒星的致密性增加时，这两种效应结合起来，进一步增强了中子星产生的光度。
2019-05-01 astro-ph.HE gr-qc
Rotating dark matter admixed neutron stars
研究旋转中子星中普通核物质与费米子暗物质的混合，推导两流体缓慢旋转系统方程，发现暗物质混合星的I-Love-Q关系显著偏离标准单流体关系。
2023-11-13 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Impact of dynamical dark energy on the neutron star equilibrium
研究了中子星内部最小耦合标量场暗能量的密度分布。暗能量在流体力学表示中被认为是具有三个参数（背景密度、状态方程和有效声速）的理想流体。中子星的物质是用三个统一的状态方程来模拟的，这三个方程是由Montreal小组开发的。利用计算得到的中子星内部暗能量的密度分布（及其与暗能量参数的依赖关系），我们研究了暗能量的存在如何影响中子星的宏观特征和质量极限值。从这种影响中，我们借助观测到的中子星的最大已知质量，推导出对暗能量有效声速的可能约束。在这种方法中，我们已经发现，以光速的平方为单位，声速的平方不能小于$\sim 10^{-2}$。
2020-09-29 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
The surface of rapidly-rotating neutron stars: implications to neutron star parameter estimation
中子星内部成分探测器（NICER）目前正在观测旋转中子星表面热点发射的X射线脉冲轮廓，从而能够以前所未有的精度推断其半径。脉冲轮廓模型中的一个关键要素是恒星扁圆形状的分析公式。这些公式需要在一个大的中子星的解决方案，其中涵盖了广泛的状态方程，恒星的紧凑性和旋转频率的合奏拟合。然而，这一过程引入了系统误差的来源，因为（i）拟合不能完美地描述系综中所有恒星的表面，以及（ii）中子星由单个状态方程描述，其对表面形状的影响在拟合过程中被平均。在这里，我们进行了第一次研究这个系统误差，发现证据表明，它是次显性相对于由NICER半径推断的统计误差。我们还发现，NICER目前使用的公式可以用于推断快速旋转的恒星的半径的证据，公式的有效性域之外。此外，我们采用了一种精确的基于几何的方法来定位快速旋转中子星的数值解的表面，并采用了一个新的高精度公式来描述它们的表面。这些结果可用于需要精确描述快速旋转中子星扁圆表面的应用。
2021-05-05 astro-ph.HE gr-qc
The reliability of the low-latency estimation of binary neutron star chirp mass
LIGO和Virgo合作目前正在实时搜索来自致密双星聚结的引力波。对于有希望的候选事件，以低延迟发布天空地图和距离估计，以促进其电磁跟踪。目前，没有关于致密物体质量的信息。最近，Margalit和Metzger（2019）提出，对探测到的双星中子星的啁啾质量的了解可能有助于优先考虑电磁后续工作，并敦促LIGO-Virgo合作以低延迟方式发布啁啾质量信息。人们可能会担心，对紧凑双星的低延迟搜索会简化假设，可能会在质量参数中引入偏差：中子星被视为无量纲自旋低于$0.05$的点粒子，并与轨道角动量完美对齐。此外，用于搜索它们的模板库具有有限分辨率。在本文中，我们表明，没有这些限制可以引入啁啾质量偏差大于$\sim 10^{-3}~M_\odot$。即使是总质量通常也能准确估计，偏差小于6%。另一方面，质量比和有效的内旋自旋可能会受到更严重的偏差。
2019-10-16 astro-ph.HE gr-qc
Extended I-Love relations for slowly rotating neutron stars
从螺旋中子星双星-如GW 170817-观测引力波，可以用来限制核物质状态方程的恒星潮汐变形的界限。对于慢转的中子星，对弱四极潮场的响应由四个内部结构相关的常数（称为“Love数”）表征。“潮汐勒夫数$k_2^\text{el}$和$k_2^\text{mag}$测量的是由外加场的引力电和引力磁分量引起的潮汐，而旋转潮汐勒夫数$\mathfrak{f}^\text{o}$和$\mathfrak{k}^\text{o}$测量的是由外加场和中子星自旋之间的耦合引起的潮汐。在这项工作中，我们计算这四个勒夫数的理想流体中子星与现实的状态方程。我们发现了旋潮勒夫数与转动惯量转动惯量之间（几乎）与状态方程无关的关系，从而扩展了I-Love-Q普适性的范围.我们发现，类似的关系之间的潮汐和旋转潮汐勒夫数。这些关系扩展了I-Love普适性在引力波天文学中的应用。由于我们的研究结果与文献中报道的结果不同，我们推导出后牛顿理论中旋转潮汐Love数的一般公式，并在数值上证实它们与我们在弱场极限下的广义相对论计算一致。
2018-04-02 astro-ph.HE gr-qc
Realistic neutron star models in $f(T)$ gravity
我们用$f(T)=T+α{T}^2$研究了在$f(T)$引力中的非旋转中子星，其中$T$是引力的遥平行形式中的挠率标量。特别地，我们利用SLy和BSk族理想流体状态方程来描述中子星物质，并研究了$f(T)$修正对中子星模型的影响。对于正的$α$，与广义相对论相比，这种修改会导致更小的恒星质量，而对于负的$α$，中子星将包含更多的物质。此外，似乎有一个上限的中心密度的中子星与$α>0$，超过这个有效的$f(T)$流体将有一个阶梯状相变的密度和压力的轮廓，崩溃的数值系统。我们得到了中子星实际模型的质量-半径关系，并将它们置于观测到的大质量中子星PSR J 0030 +0451、PSR J 0740 +6620和PSR J2215+5135以及引力波事件GW 170817和GW 190814的联合约束下。为了使$f(T)$引力下的中子星模型能够容纳所有提到的数据，模型参数$α$需要分别小于SLy、BSk 19、BSk 20和BSk 21状态方程的$-4.295$、$-6.476$、$-4.4$和$-2.12$（单位为${G}^2M_\odot^2/c^4$）。如果认为事件GW 190814中的未知致密天体不是中子星，因此排除该数据集，则约束可以分别放宽到$α<-0.594$、$-3.5$、$0.4$和$1.9$（以${G}^2M_\odot^2/c^4$为单位）。
2022-03-28 astro-ph.HE gr-qc
Frequency spectrum of toroidal Alfvén mode in a neutron star with Ferraro's form of nonhomogeneous poloidal magnetic field
利用理想导电弹性介质在磁场作用下的磁固体力学理论的能量变分法，本文研究了具有轴对称极向非均匀内振和偶极非均匀内振的中子星在洛仑兹力驱动下的整体扭转无节振动的频谱。在一个内部均匀、外部偶极的中子星中，得到了一个类外磁场，并与这种环形Alfvén模的磁场进行了比较磁场。讨论了SGR 1806-20和SGR 1900+14超强爆发期间所考虑的星震模型与X射线通量准周期振荡的相关性。
2009-07-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Improved Analytic Modeling of Neutron Star Interiors
鉴于引力波探测与NICER任务，研究通过引入额外参数改进了Tolman VII中子星解析模型，使其密度分布更贴合数值解，精度提升2-5倍，为构建旋转或潮汐形变中子星的解析解奠定基础。
2024-11-14 astro-ph.HE gr-qc
Magnetic frame-dragging correction to the electromagnetic solution of a compact neutron star
本文提出考虑磁参考系拖曳修正的慢旋转磁化中子星解析解，发现该修正导致磁场产生百分比量级变化，并通过二维粒子模拟验证了其能降低瞬态波幅度并提升模拟效率。
2024-01-07 astro-ph.HE gr-qc
Population properties of neutron stars in the coalescing compact binaries
我们进行了一个层次的贝叶斯推断，以调查合并的致密双星涉及至少一个中子星（NS）的人口性质。根据目前的观测数据，我们不能排除双高斯、单高斯和均匀NS质量分布模型中的任何一种，尽管银河系NS的质量分布略倾向于引力波（GW）观测。发现中子星-黑洞（NSBH）中黑洞的质量分布与银河系X射线双星中的黑洞质量分布相似。此外，NSBH和BNS之间的合并率密度之比估计约为3：7。双星的自旋性质，虽然约束相对较差，但在重建NS和BH的质量分布中起着重要的作用。我们发现，一个完美的对齐自旋分布可以排除，而一个纯粹的各向同性分布的自旋取向仍然是允许的。
2021-10-28 astro-ph.HE
Impact of rotation on magnetic field stability and orientation in isolated neutron stars
本文通过三维广义相对论数值模拟研究自转对孤立中子星磁场稳定性的影响，发现自转可显著推迟或减轻Tayler和Parker不稳定性，从而在较长时间内保留更多磁能，表明自转对磁场稳定起关键作用。
2025-08-27 astro-ph.HE gr-qc
Revisiting the $I$-Love-$Q$ relations for superfluid neutron stars
本文在 Hartle-Thorne 形式体系下研究了旋转超流中子星的潮汐问题，通过修正双流体微扰匹配理论考虑边界非零能量密度，提出了包含二阶质量贡献的扩展 $I$-Love-$Q$ 普适关系。
2023-11-22 astro-ph.HE gr-qc
Superfluid fraction in the crystalline crust of a neutron star: role of quantum zero-point motion of ions
研究中子星内层结晶外层中超流分数的抑制作用，以及量子零点运动对离子波动的影响，评估完美刚性晶格假设的有效性。
2026-05-20 astro-ph.HE nucl-th
Evidence of vacuum birefringence from the polarisation of the optical emission from an Isolated Neutron Star
孤立中子星是天文学家已知的最令人兴奋的恒星天体之一：它们具有最极端的磁场，其值高达$10^{15}$ G，并且除了恒星质量的黑洞之外，它们是密度最大的恒星，其密度为$\approx 10^{14}$ g cm $^{-3}$。因此，它们是在地球上无法达到的磁场和密度条件下测试电磁学和核物理理论的完美实验室。特别是，辐射与强磁场的相互作用是{ \em真空双折射}的原因，这是1936年量子电动力学预测的一种效应，但直到现在还缺乏观测证据。在这里，我们展示了如何从一个孤立的中子星的表面的光辐射的偏振的研究产生了这样的观测证据，在其他波长的类似研究打开令人兴奋的前景。
2018-02-14 astro-ph.HE
High Frequency Gravitational Wave Bounds from Galactic Neutron Stars
本文利用银河系中子星群体模型，首次计算了随机引力波背景在其磁层中转化为光子的预期通量，并在$10^8$-$10^{25}$ Hz频段内得出引力波背景上限，发现在$10^8$-$10^{15}$ Hz范围内具有竞争力。
2025-01-27 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Probing Strong Field $f(R)$ Gravity and Ultra-Dense Matter with the Structure and Thermal Evolution of Neutron Stars
本文在 $f(R)=R+αR^{2}$ 理论中模拟中子星结构与冷却，发现物质状态方程及超流等微观不确定性远大于引力修正的影响。
2022-06-10 astro-ph.HE gr-qc
Neutron Stars and the Cosmological Constant Problem
引力以太理论是广义相对论的修正，它将真空能量从引力中分离出来，因此可以潜在地解决宇宙学常数问题。经典理论与广义相对论的区别仅在于存在相对论压力（或涡量）。由于中子星的内部压力很高，而且它们的质量和半径可以通过观测测量，它们是检验以太理论有效性的完美实验室。本文用两种不同的核物质物态方程的现实方案，求解引力以太理论的恒星结构方程，得到了非旋转中子星的质量-半径关系。在这两种状态方程下，我们发现用以太理论预言的中子星最大质量比用广义相对论预言的中子星最大质量小12% - 16%。我们还证明了以太的作用类似于修改广义相对论中的状态方程。在一个基准密度下，以太理论给出的中子星的有效压力与两个核状态方程给出的值不同，其差异程度可以通过未来对紧凑系统中中子星的引力波观测来限制。如果在将核物质的密度限制在核饱和密度以上方面取得进一步进展，这将是检验以太理论的一个有希望的方法。
2011-09-26 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Modeling Neutron Star Oscillations in a Fixed General Relativistic Background Including Solid Crust Dynamics
对中子星合并产生的引力波信号的测量使科学家能够了解中子星的内部以及致密核物质的性质。中子星合并的研究通常是用计算流体动力学程序进行的，大多数是欧拉的，但也有拉格朗日公式，如光滑粒子流体动力学（SPH）。代码包括我们最好的知识，核物质的形式，状态方程以及影响的广义相对论（GR）。然而，中子星的一个重要方面通常被忽视：其地壳的固体性质。地壳中的固体物质是自然界中已知的最坚固的物质，可能会导致许多尚未在动力学模拟中研究的可能观测效果。地壳可以改变中子星在合并过程中的变形方式，在引力波信号中留下印记。它甚至可能在螺旋上升过程中破碎，产生潜在的可观测电磁信号。在这里，我们提出了第一个研究中子星的动力学行为与固体地壳和固定GR背景与FleCSPH。FleCSPH是洛斯阿拉莫斯国家实验室开发的通用SPH代码。它通过快速多极方法提供了一种有效的引力相互作用算法，与已实现的核物质状态方程一起，使其适合于天体物理学应用。固体材料动力学通过具有最大应变断裂的理想弹塑性模型来描述。尽管它的简单，该模型再现的应力-应变曲线的地壳物质提取的微观物理模拟非常好。我们目前的第一个测试，我们的实施通过模拟中子星振荡，并给出了我们的研究固体地壳的动力学行为的展望中子星合并事件。
2021-07-15 astro-ph.HE astro-ph.IM gr-qc
Driven neutron star collapse: Type~I critical phenomena and the initial black hole mass distribution
研究了球对称中子星（NS）模型的广义相对论坍缩。我们最初稳定的模型被两种东西中的一种所驱动而坍缩：一种是最初进入的速度分布，另一种是落在恒星上的最小耦合、无质量的标量场壳。Tolman-Oppenheimer-Schmidoff（TOV）的解决方案与初始等熵，伽马定律状态方程作为我们的NS模型。初始值的速度剖面的振幅和恒星的中心密度跨度的参数空间，我们已经广泛调查，我们发现提供了一个丰富的图片可能的NS崩溃的最终状态。这个参数空间调查阐明了在理想流体中的I型和II型临界行为之间的边界，在亚临界侧，与分散和束缚端态之间的边界相吻合。对于我们的特定模型，需要大于0.3c的初始速度振幅来探测任意小的黑洞可以形成的区域。此外，我们通过改变初始坍缩标量场的初始振幅来研究系统的I型行为。在这种情况下，我们发现第一类临界解类似于TOV解的1-模不稳定平衡分支，临界解的频率与不稳定平衡的基模频率吻合得很好。此外，临界解的标度指数被证明是很好的近似由初始恒星的中心密度的线性函数。
2015-12-09 astro-ph.HE gr-qc
Slowly Rotating Two-Fluid Neutron Stars: Coupled Frame-Dragging, Inertia Splitting, and Universal Relations
Kochi University（高知大学）；Indian Institute of Science（印度科学学院）；RIKEN Center for Interdisciplinary Theoretical and Mathematical Sciences (iTHEMS), RIKEN（理化学研究所交叉理论数学科学中心（iTHEMS））；University of Tübingen（蒂宾根大学）
本文提出一个全相对论框架，研究引力耦合双流体中子星的旋转响应。通过推导耦合平衡和框架拖拽方程，发现双流体系统存在两种固有旋转本征模，且有效总转动惯量仅依赖平衡背景。
2026-03-13 astro-ph.HE gr-qc hep-th
Neutron star cooling and GW170817 constraint within quark-meson coupling models
在目前的工作中，我们使用了五种不同版本的夸克介子耦合（QMC）模型来计算与GW 170817事件和中子星冷却过程相关的天体物理量。两个模型是基于原来的袋势结构和三个版本考虑谐振子势限制夸克。袋状模型也包含了用来描述中子星内壳的pasta相。我们表明，面食阶段总是发挥次要或可忽略不计的作用，在所有的研究。此外，虽然在满足GW 170817约束的模型和对称能的斜率之间没有发现明显的相关性，但在斜率和冷却是快还是慢的事实之间观察到明显的相关性，即，快速（缓慢）冷却与斜率的较高（较低）值有关。我们没有找到一个唯一的模型，可以描述，在同一时间，GW 170817的限制，并给出一个完美的描述可能的冷却过程。
2019-05-17 astro-ph.HE nucl-th
Superfluid fraction in the crystalline crust of a neutron star: role of BCS pairing
Université Libre de Bruxelles（布鲁塞尔自由大学）
研究中子星内核晶态外壳中超流分数的形成机制，通过自洽时依赖HFB理论分析BCS配对对超流分数的影响，发现超流分数对配对能隙不敏感，且在内核中间区域仅有8%的自由中子参与超流。
2025-03-29 astro-ph.HE nucl-th
Upper limit set by causality on the tidal deformability of a neutron star
引力波天文学的一个主要目标是通过测量中子星的潮汐形变来约束中子星的物态方程。潮汐引起的波形偏离点粒子（或无自旋二元黑洞（BBH））的波形随状态方程刚度的增加而增加。我们表明，因果关系（要求的声速小于光速的一个完美的流体满足一个参数的状态方程）的地方作为质量的函数的潮汐变形的上限。与质量上限一样，通过使用具有$v_{sound} = c$的高密度状态方程并在匹配密度为核饱和密度的低密度（候选）状态方程来获得变形性极限。我们使用这些结果和[B.D. Lackey等人，Phys. Rev. D 89，043009（2014）]来估计黑洞-中子星（BHNS）双星相对于BBH的引力波相移的上限。即使假设足够弱，允许最大质量为$4\ M_\odot$（核饱和密度与异常坚硬的低密度候选状态方程相匹配），无量纲潮汐变形的上限也是严格的。它导致更严格的估计上限的最大潮汐引起的相移合并之前。我们在附录中评论了因果关系、条件$v_{sound} < c$和条件$dp/dε< 1$之间的关系。
2017-05-03 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Towards high-precision inspiral gravitational waveforms from binary neutron star mergers in numerical relativity
该研究在数值相对论代码SACRA-MPI中实现了四阶精度HLLC黎曼求解器，通过一维测试和双中子星并合模拟验证了其性能，实现了比二阶求解器更高的收敛阶和更小的相位误差，从而提高了吸气引力波波形的精度。
2025-09-11 astro-ph.HE gr-qc
The Effects of Superhigh Magnetic Fields on Equations of States of Neutron Stars
通过介绍狄拉克？函数，导出了适用于超强磁场的简并相对论电子压强Pe的一般公式，讨论了电子朗道能级的量子化，并考虑了量子电动力学（QED）对不同物质系统状态方程的影响.主要结论如下：磁场强度越强，电子压力越高;与普通射电脉冲星相比，由于总压各向异性，磁星可能是一颗更致密的扁球状变形中子星;由于磁场能量对恒星物态方程的正贡献，磁星的最大质量有望增加。由于这是一个具有开创性的工作，可能存在一些不确定性，因此，在今后的研究中应考虑进一步修改和完善我们的理论模型。
2015-11-13 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Long term evolution of CFS-unstable neutron stars and role of differential rotation on short time-scales
我认为差异旋转，与辐射驱动的不稳定性及其可能的观测证据。我重点关注表观自旋频率的演变，它通常与恒星表面特定点的运动相关（例如，极冠）。我从长期演化开始（在不稳定性显著改变自旋频率的时间尺度上）。对于这种情况，我把演化方程简化为一个微分方程，并证明它可以直接从能量守恒定律导出。该方程通过一系列热平衡态来控制演化速率，并提供了冷却功率和旋转能量通过引力波发射损失的线性耦合。特别是，它表明，差异旋转不影响长期的自旋下降。相反，在短时间尺度上，如果一个人检查一个非常小的初始振幅的不稳定模式的强不稳定星，差分旋转可以显着修改的表观自旋下降。这一说法得到了牛顿非磁化理想流体和耗散恒星模型以及磁化恒星模型的证实。例如，尽管广泛应用的演化方程预测有效自旋在没有耗散的情况下是恒定的，但CFS不稳定星应该被观察为自旋下降。然而，对于中子星再循环的现实模型，差旋对表观自旋下降的影响可以忽略不计，除非：（1）中子星没有被磁化，（2）r模振幅的调制速度快于剪切粘度耗散时标，大到足以在调制时标上测量自旋下降。
2018-10-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Plasticity of Neutron Star Crusts
Illinois State University（伊利诺伊州立大学）；University of Illinois Urbana–Champaign（伊利诺伊大学厄巴纳-香槟分校）；Princeton University（普林斯顿大学）；Indiana University（印第安纳大学）
通过第一性原理分子动力学模拟，发现中子星地壳在断裂后存在稳态塑性流动的新机制，与初始晶体结构无关，对磁星爆发有启示。
2026-06-04 astro-ph.HE astro-ph.SR cond-mat.mtrl-sci
I-Love-Q, Spontaneously: Slowly Rotating Neutron Stars in Scalar-Tensor Theories
我们通过将经典的Hartle-Thorne形式主义扩展到一般的标量张量引力理论，构建了缓慢旋转的理想流体中子星模型。在无量纲角动量的二阶下，我们计算了质量M，半径R，标量电荷q，转动惯量I和自旋诱导四极矩Q，以及潮汐和旋转Love数。我们的形式主义适用于一般的标量张量理论，但我们特别关注的理论，允许自发标量化。最近发现，转动惯量、四极矩和勒夫数通过近似万有（即，状态方程独立）“I-Love-Q”关系。我们发现，类似的关系也适用于自发标度化的恒星。更有趣的是，标量张量理论中的I-Love-Q关系与广义相对论的I-Love-Q关系在不到百分之几的范围内重合，即使是对于当前脉冲双星约束所允许的最大耦合的自发标量化恒星。这意味着这些参数的天体物理测量不能用来区分广义相对论和标量张量理论，即使自发标量化发生在自然界中。由于f（R）理论与标量张量理论之间的等价性，本文所建立的理论框架可以用来构造f（R）引力下的旋转致密恒星模型。我们的慢旋转膨胀也可以作为一个基准的快速旋转的中子星的一般标量张量理论的数值计算。
2014-07-13 astro-ph.HE gr-qc hep-th
$I-$Love$-C$ relation for an anisotropic neutron star
最常见的假设之一是恒星内部的压力本质上是各向同性的。然而，压力在本质上是局部各向异性的，这是更现实的情况。在这项研究中，我们研究了各向异性中子星的标量压力各向异性模型的某些性质。用相对论平均场模型状态方程（EOSs）测试了恒星内部不同的理想流体条件。计算了各向异性中子星的质量（$M$）、半径（$R$）、紧致度（$C$）、勒夫数（$k_2$）、无因次潮汐形变（$Λ$）和转动惯量（$I$）等性质。除了$k_2$和$Λ$之外，上述量的大小随着各向异性的正（负）值而增加（减小）。普适关系$I-$ Love $-C$用从相对论到非相对论的几乎58个EOS跨度计算。我们观察到，当我们包括各向异性时，它们之间的关系变得更弱。利用GW 170817潮汐变形极限和不同方法的半径约束，我们发现，如果使用BL模型，各向异性参数小于1.0。利用GW 170817给出的普适关系和潮汐变形性的界限，我们给出了各向同性星的正则半径$R_{1.4}=10.74_{-1.36}^{+1.84}$ km和转动惯量$I_{1.4} = 1.77_{-0.09}^{+0.17}\times10^{45}$ g cm $^2$的理论极限，置信限为90%.类似地，对于具有$λ_{\rm BL}=1.0$的各向异性星，其值分别为$R_{1.4}=11.74_{-1.54}^{+2.11}$ km，$I_{1.4} = 2.40…
2022-11-17 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Extended Tolman III and VII solutions in $f(\mathcal{R},T)$ gravity: Models for neutron stars and supermassive stars
在线性$f(\mathcal{R},T)=\mathcal{R}+χT$引力的背景下，其中$\mathcal{R}$是Ricci标量，$T$是能量动量张量的迹，$χ$是无量纲参数，我们得到了各向同性理想流体球在流体静力平衡下的精确解析解和数值解。我们的解决方案对应于托尔曼III（T-III）和托尔曼VII（T-VII）模型的双参数扩展，在紧凑性$β$和$χ$。通过要求配置，表现出单调递减的径向轮廓的能量密度和压力，符合能量条件，以及亚光速的声音，我们约束了我们的解决方案的参数空间。我们还得到了解析的T-VII的解决方案，不断插入之间的T-III和T-VII模型的任何$χ$的参数变形，并在适当的限制，提供了一个解析近似的线性$f(\mathcal{R},T)$重力的均匀密度配置。最后，通过数值积分的TOV方程，我们已经得到了一个数值解的均匀密度配置，随后，使用质量半径的关系，我们已经得到了最大的质量，可以支持这样的配置。我们发现，在适当的参数制度，我们的解决方案是在非常好的协议与观测界的质量和半径的中子星。
2023-01-27 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Universal behavior of compact star based upon gravitational binding energy
引力结合能（GBE）与致密性参数（$β=M/R$）一样，也是反映中子星内部结构的特征参数，可以用来表达宇宙间的普遍关系。在恒星质量尺度下，证明了GBE与转动惯量之间存在完美的普适关系，其中正常中子星和夸克星都满足相同的普适关系。此外，还提出了GBE与潮汐形变率之间的一个良好的经验关系，如果恒星质量和潮汐形变率能被较准确地观测或估计，则可以利用GBE与潮汐形变率之间关系的差异来区分脉冲星是正常的中子星还是夸克星。这些普适关系为精确测量恒星质量和转动惯量/潮汐变形能力提供了一种可能的方法来估算GBE。
2019-11-22 astro-ph.HE nucl-th
Dark matter admixed neutron stars with a realistic nuclear equation of state from chiral nuclear interactions
本研究基于手征核相互作用的真实核状态方程与相对论费米气体模型，探讨了暗物质对中子星结构的影响，发现暗物质粒子质量的不同会使恒星最大质量增加或减小，并影响直接 URCA 过程的阈值质量与稳定性。
2025-05-28 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Magnetic angle evolution in accreting neutron stars
在双星系统中，磁化吸积中子星（NS）的自转可以用它的自转周期和两个角来描述：自转相对于轨道动量的倾角$α$和自转与磁矩之间的磁角$χ$.磁层吸积使NS旋转并调整其旋转轴，使$α$减小到几乎完美的对齐。它对磁角的影响更为微妙，也相对未被研究。在这项工作中，我们模拟了刚性球吸积NS的磁角演化。我们发现，当$α$和$χ$都显著偏离零时，上旋力矩会影响磁角，并且上旋力矩随自旋周期的相位而变化.当NS的旋转轴与起旋扭矩对准时，磁轴变得与旋转轴不对准。在有利条件下，磁角可增加$Δχ\sim 15^\circ-20^\circ$。这种正交化可能是毫秒脉冲星演化的一个重要因素，因为它部分补偿了脉冲星扭矩可能导致的$χ$下降。如果自旋扭矩的方向随时间随机变化，就像在风馈的高质量X射线双星中一样，NS的旋转轴和磁轴都参与了非线性随机行走演化。该过程的最终吸引子是$χ$中的双峰分布，在$χ=0^\circ$和$χ= 90^\circ$处达到峰值。
2021-05-03 astro-ph.HE
The imprint of the crustal magnetic field on the thermal spectra and pulse profiles of isolated neutron stars
孤立的中子星（NS）表现出令人困惑的各种天体物理学表现，可能是由出生时的磁场强度和拓扑结构塑造的。在这里，使用国家的最先进的计算耦合的磁性和热演化的NS，我们计算的热谱和脉冲轮廓预期的各种初始磁场配置。特别是，我们对比模型与纯极向磁场占主导地位的强大的内部环形组件的模型。我们发现，虽然前者显示双峰轮廓和非常低的脉冲分数，但在后者中，环向场产生的表面温度的各向异性通常会导致单脉冲轮廓，即使对于完全各向同性的局部发射，脉冲分数也可以超过50-60%的水平。我们进一步使用我们的理论结果来生成模拟的“观察到的”光谱，并表明黑体（BB）拟合导致推断的半径，可以显着小于实际的NS半径，甚至低至1-2公里的旧NS具有较强的内部环形场和高吸收柱密度沿其视线。我们计算的大小推断BB半径的几个代表性的磁场配置，NS年龄，和大小的列密度。我们的理论结果是直接相关的X射线观测孤立的NS的解释，以及通过半径测量致密物质的状态方程的约束。
2013-06-25 astro-ph.HE
Breaking properties of neutron star crust
中子星壳的强度对于模拟磁星耀斑、脉冲星故障和引力波发射至关重要。我们的目标是通过分析完美的体心立方库仑晶体的单轴拉伸变形（伸长和收缩），特别注意这个过程中固有的各向异性，来阐明这个问题。我们的分析基于Baiko和Kozhberov（2017）的半分析方法，对于任何均匀变形，该方法允许在完全非线性状态下计算临界变形参数，超过该参数，晶格将失去其动态稳定性。我们确定临界应变，压力各向异性和变形能的任何拉伸方向相对于晶轴。这些数量被证明是强烈的各向异性：它们变化的因素几乎10取决于变形轴的方向。对于多晶地壳，我们认为，拉伸变形弹性可持续的最大应变为0.04。它低于Horowitz和Kadau（2009）在剪切变形的分子动力学模拟中获得的0.1的断裂应变。多晶物质的最大压力各向异性估计在0.005至0.014 $nZ^2e^2/a$的范围内，其中$n$是离子数密度，$Ze$是离子电荷，$a$是离子球半径。讨论了中子星壳中大晶粒的塑性运动和形成的可能机制，并结合磁场演化和磁星耀斑活动分析了大晶粒破裂所释放的能量。
2018-08-20 astro-ph.HE astro-ph.SR
Validating and improving two-fluid simulations of the magnetic field evolution in neutron star cores
本文验证并改进了中子星核心磁场演化的双流体模拟，通过比较虚构摩擦方法、采用现实状态方程，确认整体速度主导演化，并发现长期达到Grad-Shafranov平衡，时间尺度与B^-2成正比。
2025-03-14 astro-ph.HE
Unified description of superconductivity in neutron stars
本文基于BCPM EoS和TOV方程研究中子星超导质子的位置与对称性，发现液态核心及核壳界面部分区域超导，通过ChEFT等方法确定pasta相平板区域为离散对称系统。
2023-08-17 astro-ph.HE cond-mat.supr-con nucl-th
Certified Uncertainty for Surrogate Models of Neutron Star Equations of State via Mondrian Conformal Prediction
Instituto Tecnológico de Aeronáutica（航空技术学院）
本文提出了一种通过Mondrian置信预测方法，为中子星方程of状态代理模型提供认证不确定性的多任务模型，实现了高判别能力和高精度的回归性能。
2026-03-07 astro-ph.HE physics.comp-ph
Macroscopic approaches to rotating neutron stars
Institute for Nuclear Research, National Academy of Sciences of Ukraine（乌克兰国家科学院核物理研究所）；Institute of Modern Physics, Chinese Academy of Sciences（中国科学院现代物理研究所）；Cyclotron Institute, Texas A&M University（德克萨斯农工大学回旋加速器研究所）；School of Physics and Information Technology, Shaanxi Normal University（陕西师范大学物理与信息工程学院）
将中子星平衡时的宏观模型扩展到小频率旋转系统，考虑状态方程中能量密度梯度表面项等，用宏观角动量计算绝热转动惯量，得出转动惯量与有效半径相关及对半径的旋转约束等贡献。
2026-07-07 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Neutron star mergers and rare core-collapse supernovae as sources of r-process enrichment in simulated galaxies
我们使用宇宙学，磁流体动力学模拟银河系质量的星系从御夫座项目研究其富集与快速中子捕获（r-过程）元素。我们实现了各种富集模型从两个二元中子星合并和罕见的核心坍缩超新星。我们关注的是（极度）贫金属恒星的丰度，其中大多数是在宇宙的第一次~Gyr期间在外部星系中形成的，后来吸积到主星系上。我们发现，大多数贫金属星的r-过程富集在我们的所有富集模型。中子星合并模型的结果在一个中位数r-过程丰度比增加金属丰度，而在罕见的核心塌陷超新星模型的中位数趋势是近似平坦的。对于延迟时间较长或r-过程产生事件的速率较低的模型，r-过程丰度的分散性增加。我们的结果几乎完全收敛，部分原因是模拟中网格单元之间的气体混合。此外，不同的银河系质量的星系在各自的r-过程丰度比中只有很小的变化。目前（稀疏和潜在的偏见）在银河系中的贫金属恒星的观测似乎更喜欢罕见的核心坍缩超新星超过中子星合并的r-过程元素在低金属丰度的主要来源，但我们讨论可能的警告我们的模型。矮星系经历了一个单一的r-过程事件在其历史的早期表现出高度增强的r-过程丰度在低金属丰度，这是在观测和我们的模拟。我们还发现，单个事件中产生的元素相对较快地与~10^8兆太阳能的气体混合，使r过程元素分布在一个大的区域。
2020-03-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
