A tight universal relation between the shape eccentricity and the moment of inertia for rotating neutron stars
本文提出旋转中子星偏心率、半径与转动惯量之间的新普适关系，验证其在普通中子星和裸夸克星上的高精度，并可用于快速旋转情形及未来X射线观测推断。
2023-07-12 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Moment of inertia - mass universal relations for neutron stars in scalar-tensor theory with self-interacting massive scalar field
我们研究了慢转近似下转动惯量的不同归一化与中子星的紧致性之间的普遍关系。我们研究的关系在特定类别的大规模标量传感器理论与自相互作用，为显着偏离广义相对论允许的参数值，是在协议的意见。转动惯量-紧度关系的检查不同的规范化的转动惯量。结果表明，对于所有研究的情况下，从EOS普适性的偏差是小的检查状态方程。另一方面，标量化可能导致与当前观测一致的参数值与广义相对论普适关系的大偏差，这些参数值可能用于进一步测试标量张量理论。
2018-12-02 astro-ph.HE gr-qc
Relativistic Measurements from Timing the Binary Pulsar PSR B1913+16
我们提出了9257测量的到达时间从第一个脉冲双星，PSR B1913+16，在过去的35年中获得的相对论分析。开普勒轨道根数加上两个相对论项的测定完全表征了双星系统，除了一个关于视线的未知旋转;导致确定脉冲星及其伴星的质量：1.438 $\pm$ 0.001太阳质量和1.390 $\pm$ 0.001太阳质量，分别。此外，完整的系统表征允许通过比较各种相对论现象的测量和预测大小来创建相对论引力的测试。我们发现观测到的由于引力波阻尼（用运动学项修正）而引起的轨道周期减小与广义相对论预言的比值为0.9983 pm 0.0016，从而证实了广义相对论预言的引力辐射的存在和强度。在该系统中，我们还首次成功地测量了表征Shapiro引力传播延迟的两个参数，并发现它们的值与广义相对论预测一致。我们还测量了第一次在任何系统的相对论形状修正椭圆轨道，$δ_θ$，虽然其内在价值是模糊的，目前未量化的脉冲星发射光束像差。我们还略微测量了投影半长轴的时间导数，当结合测地岁差观测的光束像差模型进行改进时，最终应该限制脉冲星的转动惯量。
2016-06-03 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Kepler frequency and moment of inertia of rotating neutron stars with chaotic magnetic field
本研究计算了混沌磁场下旋转中子星的开普勒频率和转动惯量，发现磁场增强会提高开普勒频率，并在高质量端增大转动惯量，结果与脉冲星及引力波观测约束相符。
2024-11-18 astro-ph.HE gr-qc
A Two Component Model of the Vela Pulsars with Large Fractional Moment of Inertia of the Crust
我们构造了船帆座脉冲星的二分量分析模型，它能再现质量范围为$M/M_\odot \geq 1.0 - 1.96$的部分地壳转动惯量$I_{\rm crust}/I_{\rm total} \geq 0.074$（其中$I_{\rm crust}$表示地壳转动惯量，$ I_{\rm total}$是恒星的总转动惯量）。模型假定在表面密度$E_a = 2\times 10^{14}\rm g{cm}^{-3}$（如Brecher和Caporaso的\cite{Ref1}）处是自约束的，这产生了核壳边界处的过渡密度$E_b \geq 2.105 \times 10^{14}\rm g{cm}^{-3}$和压力/能量密度比$P_b/E_b \geq 0.00589$。模型的中心密度$E_0$的范围为1.263 - 1.600 $\times 10^{15}\rm g{cm}^{-3}$。总转动惯量$I_{\rm total}$和地壳成分的转动惯量$ I_{\rm crust}$分别在$I_{\rm 45} = $ 0.076 - 2.460和0.0056 - 0.8622的范围内（其中$I_{45}=I/10^{45}\rm g{cm}^2$ .模型的总半径$a$为9.252 - 11.578km，地壳厚度$a_{\rm crust}$为0.234 - 1.551km。模型的地壳质量$M_…
2021-06-04 astro-ph.HE gr-qc
Frame Dragging Effect on Moment of Inertia and Radius of Gyration of Neutron Star
在相对论$σ-ω$模型中，计算了两类中子星转动惯量和回转半径的广义相对论标架拖曳效应，在匀速角速度下精确到一阶.计算表明，拖曳效应将减小转动惯量和回转半径。
2005-04-06 gr-qc
Moment of inertia of neutron star crust in alternative and modified theories of gravity
年轻恒星的毛刺活动是由地壳和恒星内部的角动量交换引起的。最近，有人推断，中子星地壳的转动惯量不足以解释观测到的故障。爱因斯坦的广义相对论在描述中子星的流体静力平衡时假定了这样的估计。这颗中子星的地壳的时空曲率比太阳系测试中探测到的要大14个数量级。这使得重力成为地壳相关过程中最弱的约束物理输入。在标量-张量引力理论和非微扰$f({\cal R})={\cal R}+ a {\cal R}^2$引力理论下，我们计算了地壳与中子星总转动惯量的比值。对于前者，我们发现壳核的转动惯量比与广义相对论中的推论相比没有显著变化。对于后者，我们发现，该比例显着增加，从什么是在广义相对论的情况下，大质量的物体推断。我们的研究结果表明，毛刺活动的卫星可以用来探测重力模型，虽然重力模型在这项工作中探索的是不合适的候选人。
2016-08-01 astro-ph.HE gr-qc
Moments of inertia of relativistic magnetized stars
我们考虑主惯性矩的轴对称，磁变形的恒星在广义相对论的背景下。得到了关于对称轴的转动惯量的一般表达式。对几种多变恒星模型给出了数值估计。我们发现，主惯性矩的值被修改的因素，最多从牛顿估计。
2001-05-03 astro-ph gr-qc
The Moment of Inertia of the Binary Pulsar J0737-3039A: Constraining the Nuclear Equation of State
我们构建了新发现的二进制脉冲星J 0737 - 3039 A的数值模型，无论是完全相对论，均匀旋转，平衡代码，处理任意自旋和相对论，慢旋转近似。我们比较了一个有代表性的样本的可行的核状态方程（EOS），跨越三个，定性不同，类模型的描述核物质的结果。未来从脉冲星计时数据动态测量中子星的转动惯量将对核状态方程施加重要的约束。即使是一个中等准确的测量（<~ 10%）也可能能够排除这些竞争类中的一些。利用测量到的质量、自旋和转动惯量来识别从不同EOS计算的最佳模型，可以确定脉冲星的半径。
2004-11-12 astro-ph gr-qc nucl-th
Pulsar PSR B0943+10 as an isotropic Vaidya-Tikekar type compact star : A comprehensive study
本文在Schwarzschild正则坐标系中考虑静态球对称度规，建立了一个带电理想流体存在下的各向同性致密星模型.为了将所得的微分方程放入封闭系统中，我们采用了Vaidya & Tikekar（J. Astrophys.宇航员3：325，1982）的形式的公制位grr。由此产生的能量动量分量，即，能量密度和压力包含六个常数;其中两个是通过连接条件（匹配内部与外部史瓦西解）和边界上压力消失的性质确定的。其余的常数受到实致密星的要求的限制。利用脉冲星PSR B 0943 +10的数据对模型的物理可接受性进行了检验。使用图形分析和表格信息，我们已经表明，我们的模型遵守所有的物理要求。利用Tolman-Oppenheimer-Escheroff方程、绝热指数和Harrison-Zeldovich-Novikov判据对该模型的稳定性进行了评价，并通过了评价。
2021-09-22 astro-ph.HE gr-qc
On the 2PN periastron precession of the Double Pulsar PSR J0737-3039A/B
在对几颗双星的计时分析中确定的后开普勒（PK）参数之一是每轨道近星点推进分数$k^\mathrm{PK}$。一旦它被转换成近星点进动$\dotω^\mathrm{PK}$，它就和其他PK参数一起被用于检验广义相对论。最近有人指出，PSR J 0737 - 3039 A/B的近星点$ω$可以通过从实验测定的近星点速率$\dotω_\mathrm{obs}$中提取广义相对论性Lense-Thirring进动$\dotω^\mathrm{LT,\,A}\simeq -0.00060^\circ\,\mathrm{yr}^{-1}$来测量/约束A的转动惯量，只要对$\dotω_\mathrm{exp}$的其它后牛顿（PN）贡献能够精确地模拟。其中，2 PN的一个似乎是相同的数量级的$\dotω^\mathrm{LT,\,A}$。本文给出了用密切开普勒轨道根数表示的2 PN近星点进动$\dotω^\mathrm{2PN}$的解析表达式，不仅适用于双星，而且阐明了用$k^\mathrm{1PN}+k^\mathrm{2PN}$正确计算2 PN近星点进动$\dotω^\mathrm{2PN}$的微妙之处，并纠正了作者过去的一些错误。$\dotω^\mathrm{2PN}$的公式被证明是等效的，从$k^\mathrm{1PN}+k^\mathrm{2PN}$由Damour和Schäfer表示的Da…
2021-07-15 gr-qc physics.space-ph
Moment of inertia of slowly rotating anisotropic neutron stars in $f(R,T)$ gravity
在$f(R,T)$引力理论的框架下，利用径向压力的物理相关状态方程（EoS）研究了各向异性中子星的流体静力平衡。特别是，我们专注于$f(R,T) = R+ 2βT$模型，其中$β$是一个最小的耦合常数。在慢转近似下，我们导出了修正的TOV方程和相对论性转动惯量的表达式。详细研究了中子星的半径、质量和转动惯量等主要性质。我们的结果揭示了$2βT$项的主要结果是在足够低的中心密度下表面半径的显著增加。然而，这样一个项稍微修改了缓慢旋转恒星的总引力质量和转动惯量。此外，当各向异性被纳入恒星流体时，变化是明显的，并且有可能获得与当前观测数据一致的更高质量。
2023-01-07 gr-qc
Slowly Rotating and Tidal Deformation of Nonlocal Modified Tolman VII Star
本文在非局域引力下采用NEMTVII模型研究中子星的转动与潮汐性质，给出Love数和I-Love-Q关系，并说明β对半径及关系普适性的影响。
2025-08-29 gr-qc hep-ph
A family of well behaved charge analogues of Durgapal's perfect fluid exact solution in general relativity
本文给出了广义相对论中具有特殊电荷分布的静态球对称带电理想流体的Einstein-Maxwell场方程的一族新的内部解。这个解决方案给了我们很宽的参数范围，K，解决方案表现良好，因此，适用于超致密星的建模。对于这个解，恒星的引力质量在所有适用程度下都是最大的，假设表面密度等于正常的核密度，2.5E17 kg/m3。利用这个模型，我们得到了蟹状星云的质量，MCrab为1.3679太阳质量，半径为13.21 km，蟹状星云的转动惯量大于1.61 E38 kg/m ~ 2。并且MCrab = 1.9645太阳质量，半径14.38 km，限制了蟹状星云质量的最新估计，4.6太阳质量的转动惯量> 3.04 E38 kg m2。这些结果与蟹状星云脉冲星的质量和半径的可能值相当一致。此外，还得到了PSR J 0737 - 3039 A和PSR J 0737 - 3039 B的转动惯量，分别为I_A = 1.4285E38 kg m2和I_B=1.3647E38 kg m2。在良好的条件下，这类解给出了超致密天体的总最大引力质量Mmax，半径R（Mmax）= 15.24 km时的太阳质量为4.7487，表面红移为0.9878，电荷为7.91E20 C，中心密度为核密度的4.31倍。
2012-10-02 gr-qc physics.gen-ph
Constraining Parity Violation in Gravity with Measurements of Neutron-Star Moments of Inertia
中子星是检验广义相对论的敏感实验室，特别是当考虑速度相对论性和引力场很强的偏差时。一个这样的偏差是由动力学的陈-西蒙斯修正引力描述的，其中爱因斯坦-希尔伯特作用量通过增加耦合到场的违反引力宇称的庞特里亚金密度来修正。这个四维有效理论在微扰和非微扰弦论、圈量子引力和一般有效场论展开中都自然出现。本文计算了慢自旋中子星的性质和引力场的陈-西蒙斯修正。我们发现，陈-西蒙斯修正只影响引力磁部门的度规领先的顺序，从而引入修改的转动惯量，但不对质量半径关系。我们表明，如从双脉冲星的近期观测中所预期的那样，转动惯量的观测确定精度为10%，将对Chern-Simons耦合常数施加限制，使其< 5 km，这比以前的最强限制至少强三个数量级。
2010-04-13 astro-ph.CO astro-ph.SR gr-qc
