Cooling rates of neutron stars and the young neutron star in the Cassiopeia A supernova remnant
我们利用Ho & Heinke（Nature，462，71（2009））的最新研究结果探讨仙后座A超新星遗迹中中子星的热状态，该恒星的热辐射可以用碳大气模型很好地描述，并且辐射来自整个恒星表面。从中子星冷却理论出发，提出了一种利用热表面辐射观测数据提取热弛豫星中微子冷却速率的方法。我们展示了如何将这些速率与标准蜡烛的速率进行比较-具有非超流核子核心的恒星通过修改后的Urca过程缓慢冷却。我们发现，标准蜡烛的内部温度是恒星的紧凑性参数$x=r_g/R$的一个定义良好的函数，无论状态方程的中子星物质（$R$和$r_g$分别是圆周半径和引力半径）。我们证明了仙后座A中子星的数据可以用三个参数来解释：$f_\ell$，中微子冷却效率相对于标准蜡烛;紧凑性$x$ ;和热覆盖信封中的轻元素的量。对于普通（铁）隔热包层或低质量（$\lesssim 10^{-13}\,M_\odot$）碳包层，我们发现$x \lesssim 0.5$和$f_\ell \sim 0.02$（较慢冷却）的$f_\ell \sim 1$（标准冷却）效率可实现最大紧凑性$x\approx 0.7$。包含轻元素的最大质量（$\sim 10^{-8}\,M_\odot$）的热毯使$f_\ell$增加50倍。我们还研究了（不太可能）的可能性，恒星仍然是热非放松。
2010-10-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
A non-pulsating neutron star in the supernova remnant HESS J1731-347 / G353.6-0.7 with a carbon atmosphere
内容：位于超新星遗迹壳HESS J1731-347 / G353.6-0.7中心的CCO候选者没有显示出脉动，并显示出类似黑体的X射线光谱。如果没有脉动被解释为发射表面区域是整个中子星表面的证据，那么测量到的通量是由于黑体发射的假设转化为源距离，这与目前对遗迹距离的估计不一致。目的：利用现有的最佳观测数据，我们将脉冲周期搜索扩展到亚毫秒时间尺度，并使用碳大气模型来描述CCO的X射线光谱，并估计中子星的几何参数。方法：为了寻找脉动，我们使用了XMM-牛顿在定时模式下进行的源观测数据。对于光谱分析，我们使用早期的XMM-牛顿观测在成像模式下进行，这允许更准确地处理背景。用于拟合CCO光谱的碳大气模型是在假设流体静力学和辐射平衡的情况下计算的，并考虑了压力电离和谱线的存在。结果如下：我们的时序分析没有发现任何脉动的脉冲分数以上~8%下降到0.2毫秒。这一发现进一步支持了假设，即发射表面区域是整个中子星表面。碳大气模型提供了一个很好的适合CCO光谱，并导致与可用的距离估计的残余物一致的归一化。导出的质量和半径的源的约束是一致的中子星的质量和半径的合理值。在Cas A中的CCO之后，HESS J1731-347 / G353.6-0.7中的CCO是此类中的第二个对象，其中碳大气模型提供了X射线发射的一致描述。
2013-07-04 astro-ph.HE astro-ph.SR
Inferring neutron-star properties from gravitational-wave signals of binary mergers
两颗中子星合并后形成的合并残留物的振荡是高密度状态方程的特征。主振荡频率在引力波频谱的kHz范围内出现明显的峰值。我们描述了如何的主要振荡频率的残余物可以用来推断非旋转中子星的半径。
2015-03-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Global simulations of strongly magnetized remnant massive neutron stars formed in binary neutron star mergers
本文采用广义相对论磁流体力学方法，在最精细网格分辨率为$12.5$ m的高空间分辨率下，对一颗双星中子星合并为一颗大质量残余中子星（RMNS）后的$\approx 30$ ms进行了数值模拟。首先，我们估计合并时的开尔文-亥姆霍兹不稳定性可以将磁场能量放大到热能的$\sim 1\%$。第二，我们发现在带有$ρ< 10^{13}~{\rm g~cm^{-3}}$的RMNS包层和环面中的磁旋转不稳定性维持磁湍流状态，并且在这些区域中的有效粘性参数可能收敛到$\approx 0.01$ -$0.02$。第三，目前的网格分辨率仍然不够精细，以维持磁湍流状态的RMNS与$ρ\ge 10^{13}~{\rm g~cm^{-3}}$。
2018-05-09 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Collimated outflows from long-lived binary neutron star merger remnants
最近，GRB 170817 A与双星合并事件GW 170817的关联证实了短伽马射线暴（SGRB）与双星合并事件中子星（BNS）之间的联系。然而，没有确凿的迹象表明，合并残余的动力SGRB喷流是一个吸积黑洞（BH）或长寿的大质量中子星（NS）。在这里，我们探讨后一种情况下，通过BNS合并后的模拟覆盖到250毫秒合并。我们首次在完整的合并模拟中报告了沿着NS残骸的自旋轴形成的磁驱动准直流出。对于手头的系统，这样的外流的属性被发现在很大程度上与SGRB射流不兼容。适当考虑到我们目前的调查的局限性和警告，我们的研究结果有利于BH起源的GRB 170817A和SGRB一般。尽管这一结论需要通过探索更大范围的物理条件来证实，但我们简要讨论了所有SGRB喷气机由吸积BH提供动力的可能后果。
2020-04-08 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
A remnant planetary core in the hot-Neptune desert
巨行星的内部仍然知之甚少。即使对于太阳系中的行星，观测的困难也导致行星核心的性质存在很大的不确定性。经历了罕见进化过程的系外行星为了解行星内部提供了一条途径。在典型的贫瘠的热海王星“沙漠”（质量半径空间中包含很少行星的区域）及其附近发现的行星已被证明在这方面特别有价值。这些行星包括HD 149026 b，它被认为有一个异常巨大的核心，以及最近发现的LTT 9779 b和NGTS-4 b，在这些行星上，光蒸发已经去除了它们大部分的外层大气。在这里，我们报告了对行星TOI-849 b的观测结果，它的半径小于海王星，但质量非常大，相当于$39.1^{+2.7}_{-2.6}$地球质量，密度为每立方厘米$5.2^{+0.7}_{-0.8}$克，与地球相似。内部结构模型表明，任何由纯氢和氦组成的气体包层都不超过行星总质量的$3.9^{+0.8}_{-0.9}$ %。这颗行星可能是一个巨大的气体，然后通过热自破裂或巨行星碰撞经历极端的质量损失，或者它可能避免了大量的气体吸积，也许是通过间隙打开或后期形成。虽然光蒸发率不能解释减少一个类似于木星的气体巨星所需的质量损失，但它们可以在数十亿年的时间尺度上去除一小部分（几个地球质量）的氢和氦，这意味着TOI-849 b上任何剩余的大气都可能被行星内部的水或其他挥发物所富集。我们得出结论，TOI-849 b是一颗巨行星的残余核心。
2020-07-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Binary population synthesis with probabilistic remnant mass and kick prescriptions
我们报告的影响，紧凑的残余质量和踢大规模的二进制人口合成的概率处方。我们发现，这个处方填充之间的中子星和黑洞与低质量的黑洞假定的质量差距。然而，进化效应减少了具有低质量黑洞的X射线双星候选者的数量，这与观察到的样本中缺乏此类系统一致。我们进一步发现，这个处方是符合形成较重的双中子星，如GW 190425，但过度预测银河系双中子星的质量。修正后的出生踢，特别是增加超剥离超新星踢，不能直接解释所观察到的银河系双中子星轨道周期-偏心率分布。最后，这一处方允许形成类似于最近发现的极端质量比二进制GW 190814的系统，但只有当我们允许生存的二进制文件中的共同信封是由捐助者开始穿越赫兹斯普林间隙，相反，我们的标准模型。
2020-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Numerical relativity simulations of neutron star merger remnants using conservative mesh refinement
我们研究相等和不等质量的中子星合并通过新的数值相对论模拟，其中广义相对论流体动力学求解器采用的算法，保证质量守恒的计算网格的细化水平。我们考虑了八个具有总质量$M=2.7\,M_\odot$、质量比$q=1$和$q=1.16$、四个不同状态方程的二元组态，以及一个具有刚性状态方程的组态，$M=2.5M_\odot$和$q=1.5$ .我们着重于并合后的动力学，研究了并合残余物、动力学喷出物和并合后引力波谱。虽然大多数合并的残余物形成一个超大质量的中子星坍缩成一个黑洞+磁盘系统的动力学时标，刚性的EOS最终可以产生一个稳定的大质量中子星。喷出物主要在轨道平面周围发射;受到大质量比和较软EOS的青睐。合并后波谱的主要特征是残余物的非轴对称振荡。由$1.5M_\odot$和$1.0M_\odot$中子星组成的刚性物态方程组态显示出相当奇特的动力学。在合并过程中，伴星变形很大，约~ $\sim0.03M_\odot$的静止质量由于力矩而脱离潮汐尾，合并残余物形成稳定的中子星，周围是一个巨大的吸积盘$\sim0.3M_\odot$。类似的配置可能对电磁对应物特别感兴趣。比较有和没有保守的网格细化算法得到的结果，我们发现，合并后的模拟可能会受到系统误差的影响，如果没有强制执行的网格细化策略中的质量守恒。然而，质量守恒还取决于网格细节和人工大气设置。[删节]
2015-04-06 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Modelling the formation of the first two neutron star-black hole mergers, GW200105 and GW200115: metallicity, chirp masses and merger remnant spins
这两颗中子星-黑洞合并（GW 200105和GW 200115）是由先进的LIGO和Virgo在引力波中观测到的，标志着自然界中首次发现此类双星。我们利用粒子数合成网格模型，通过孤立双星演化研究了这两个中子星-黑洞系统。利用双星的质量和自旋观测（啁啾质量、有效自旋和剩余自旋），我们探讨了它们在不同金属丰度环境中不同的可能形成通道。我们的模型仅在假设黑洞不旋转时支持LIGO数据。我们的研究结果表明，强烈的偏好，GW 200105和GW 200115形成的恒星与亚太阳金属丰度$Z\lesssim 0.005$。只有两个富金属（$Z=0.02$）模型与GW 200115一致。我们还发现，啁啾质量和剩余自旋共同帮助约束模型，而有效的自旋参数不添加任何进一步的信息。我们还提出了可观察到的（即后选择效应）的中位数值的自旋和质量分布从我们的所有模型，这可能会被用作参考，为未来的合并。此外，我们发现剩余自旋参数分布在不同的中子星-黑洞子群体中表现出不同的特征。我们发现，非旋转的，第一个出生的黑洞占主导地位的合并显着的中子星-黑洞人口，确保电磁同行这样的合并是罕见的事情。
2022-05-05 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Shock breakout driven by the remnant of a neutron star binary merger: An X-ray precursor of mergernova emission
一颗旋转速度极快的超大质量中子星（NS）可以从NS-NS双星的合并中幸存下来。这是高度磁化的残余NS的自旋下降将为各向同性合并喷出物提供动力，以产生紫外/光学波段的明亮的合并新星发射。在合并新星之前，NS风和喷出物之间的早期相互作用可以驱动前向激波向外传播到喷出物中。结果，大量的热量可以在激波阵面后面积累，这些热量的最终逃逸可以产生激波爆发发射。我们用半解析模型描述了这种冲击的动力学和热辐射。研究发现，在软X射线中，由于以合并新星发射为先导，在合并后几小时内出现了亮度为$\sim10^{45}~\rm erg~s^{-1}$的尖锐而明亮的爆发发射。因此，这种X射线前体的探测将为识别NS动力的合并新星并将其与放射性动力的合并新星区分开提供确凿的证据（即，kilonovae或macronovae）。NS驱动的合并新星的发现将最终有助于确认由于合并和超大质量NS的存在而产生的引力波信号。
2016-01-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
The slow X-ray pulsar SXP 1062 and associated supernova remnant in the Wing of the Small Magellanic Cloud
SXP 1062是一颗年轻中子星的特例，它位于与超新星遗迹相关的风馈高质量X射线双星系统中。一个独特的组合测量自旋周期，其衍生物，光度和年轻的年龄，使这个来源的吸积和中子星演化的物理学的关键探针。应使用新数据测试为解释SXP 1062特性而提出的理论模型。
2012-10-18 astro-ph.HE astro-ph.SR
On the minimum mass of neutron stars
我们调查残余中子星的质量（特别是，最小允许质量）进行先进的恒星演化计算和中微子辐射流体动力学模拟核心坍缩超新星爆炸。我们发现，根据标准的天体物理学方案，低质量的碳氧核可以有足够大的铁核，最终崩溃，爆炸为超新星，并产生残留的中子星，其最小质量为1.17 M $_\odot$ --与PSR J 0453 +1559双星系统中精确测量的中子星的最低质量兼容。
2019-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
The Effect of Supernova Convection On Neutron Star and Black Hole Masses
我们对驱动核心坍缩超新星的对流引擎范例的理解已经被用于预测恒星坍缩的残余质量分布20年了。这些预测随着我们对这个引擎的了解的增加而改进。本文综述了恒星坍缩过程中对流（特别是对流增长率）的研究现状，并研究了其对恒星剩余质量分布的影响。我们展示了中子星和黑洞之间的质量间隙的深度如何有助于探测这种对流增长。我们包括恒星结构和恒星燃烧引起的对流种子的随机性的影响的研究。我们研究了旋转的作用及其对不稳定质量间隙的影响。在将恒星自转限制在紧双星中的情况下，我们确定了自转对残余质量分布的影响。
2022-04-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Remnant masses from 1D+ core-collapse supernovae simulations: bimodal neutron star mass distribution and black holes in the low-mass gap
本文通过包含混合长度理论中微子驱动对流的1D+球对称模拟，改进了核心坍缩超新星爆发判据，发现中子星诞生质量呈双峰分布，并自然解释了低质量间隙黑洞的观测结果。
2024-12-27 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetically-induced outflows from binary neutron star merger remnants
雨燕卫星最近的观测显示，在绝大多数短伽马射线暴事件中，都存在持久的（$\sim 10^2-10^5\,\mathrm{s}$）“高原状”X射线余辉。这提出了一个长寿命的毫秒磁星中央发动机的想法，在一个双中子星（BNS）合并中产生，并负责在这些时间尺度上持续注入能量（“磁星模型”）。我们在这里详细介绍了最近的模拟，调查这样的合并残留物的早期演变的一般相对论磁流体动力学。这些模拟揭示了非常不同的条件比通常假设的磁星模型中的偶极自旋向下发射。特别是，周围的新形成的NS是由重子污染，由于从恒星表面的磁场放大在恒星内部引起的密集，高度磁化和各向同性风。这种风的时间尺度和光度与早期的X射线余辉相一致，例如“扩展发射”。这些各向同性的风是一个通用的功能BNS合并残留物，因此代表了一个有吸引力的替代目前的早期X射线余辉模型。进一步的影响，BNS合并和短伽马射线暴进行了讨论。
2015-05-06 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Measuring the mass function of isolated stellar remnants with gravitational microlensing. I. Revisiting the OGLE-III dark lens candidates
引力微透镜可以探测到黑暗的恒星残骸--黑洞或中子星--即使它们是孤立的。然而，这是具有挑战性的估计质量孤立的暗恒星遗迹，仅使用光度数据的微透镜事件。最近对OGLE-III长时间尺度微透镜事件的分析显示了年度视差效应，声称许多明亮的事件是由于“质量间隙”物体（质量介于中子星和黑洞之间）。在这里，我们提出了一个更新和校正的方法，可用于估计质量的黑暗恒星残留物中检测到的微透镜事件给定的光变曲线数据和源的自行车的详细描述。我们使用这种更新的方法，结合来自盖亚EDR 3的新自行，来修改之前在OGLE-III数据中发现的暗遗迹候选者的质量。我们证明，在以前的工作中确定的“质量差距”和黑洞事件的质量被高估，因此，这些对象是最有可能的主序星，白矮星，或中子星。
2021-07-29 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetically driven baryon winds from binary neutron star merger remnants and the blue kilonova of August 2017
在引力波中探测到的与第一个双星中子星（BNS）合并有关的放射性动力kilonova的观测证明，这些事件是产生重r过程元素的理想场所。然而，这个千诺瓦早期（“蓝色”）和晚期（“红色”）成分的喷射物质的物理来源仍然存在争议。在这里，我们调查的可能性，早期/蓝色kilonova起源于磁驱动的重子风合并后发射的亚稳中子星残余。利用磁化的BNS合并模拟超过250毫秒的合并后的演变，我们可以第一次遵循完整的质量喷射过程，直到它的最后下降。我们发现，重子风携带$\simeq\!0.010\!-\!0.028\,M_\odot$的未结合的材料，证明了高质量估计的蓝色kilonova可以实现。我们还发现膨胀速度高达$\sim\!0.2\,c$，与观测估计的低端一致，我们讨论了这里忽略的可能影响，可能会进一步增加最终喷出物的速度。总的来说，我们的结果表明，磁驱动的重子风代表了一个可行的渠道来解释蓝千诺瓦。
2020-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Double Neutron Star Mergers and Short Gamma-Ray Bursts: Long-Lasting High-Energy Signatures and Remnant Dichotomy
最近从双中子星合并事件GW+ EM 170817中探测到的引力波和电磁波，支持短伽马射线暴（SGRB）和千新星/macronovae的标准范式。重要的是要揭示合并后留下的致密残余物的性质，无论是黑洞还是中子星，以及它们与SGRB中观察到的持久发射起源的物理联系。合并残留物的多样性也可能导致未来可以检测到的不同种类的瞬变。在这里，我们研究的高能量排放的持久的中央引擎后，聚结，在一定的假设。特别是，我们认为X射线辐射从残留盘和非热星云辐射从磁盘驱动的外流或脉冲星风。我们表明，晚时间的X射线和高频无线电发射可以提供有用的约束的隐藏的紧凑的残余物的属性和它们的连接，以持久的SGRB发射，我们讨论了附近的合并事件的可探测性，通过晚时间的观测在合并后的$\sim30-100$ d。我们还调查了GeV-TeV的伽马射线发射，发生在持久的中央引擎的存在下，并显示外部逆康普顿辐射的重要性，由于向上散射的X射线光子的相对论电子在射流。我们还寻找高能γ射线从GW 170817的费米LAT数据，并报告上限，这种持久的排放。最后，我们考虑GW+ EM 170817的影响，并讨论X射线和高频射电观测的限制。
2018-01-01 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Exploring properties of high-density matter through remnants of neutron-star mergers
中子星合并的残余物基本上是大质量的、热的、差速旋转的中子星，它们最初是强烈振荡的。它们代表了对高密度物质的独特探测，因为振荡可以通过引力波测量来检测，并且强烈依赖于状态方程。状态方程的影响在残余物的主导振荡模式的频率中是明显的。对于一个固定的总质量的双星，合并后的主要频率和非旋转中子星的半径之间存在着紧密的关系。因此，从观测上推断出合并后的主要频率，就可以确定中子星的半径，精确度可达几百米。通过考虑对称和非对称的二进制相同的啁啾质量，我们表明，知识的二进制质量比是不是关键的这种半径测量。总结了推导非自转中子星最大质量的各种可能性。我们澄清了合并后的引力波谱的三个最突出的特点的性质，并认为合并残留物可以被认为是一个单一的，孤立的，自引力的对象，可以描述的概念，asteroseismology。对形成引力波信号的不同机制的理解产生了引力波发射的物理动机分析模型，这可能构成基于模板的引力波数据分析的基础。我们探讨了两个家庭的紧凑型恒星，包括强子和夸克星的情况下观测的后果。我们发现，这种情况下留下了独特的印记合并后的引力波信号。特别是，一个强大的不连续性的占主导地位的合并后的频率作为总质量的函数将是一个强有力的指示两个家庭的紧凑型恒星。（节略）
2015-12-15 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Cooling neutron star in the Cassiopeia~A supernova remnant: Evidence for superfluidity in the core
根据Ho & Heinke（2009）和Heinke & Ho（2010）的最新结果，仙后座A超新星遗迹包含一颗年轻的中子星，它有碳气氛，有效表面温度明显下降。我们报告了一个新的（2010年11月）钱德拉观察，证实了以前报道的下降率。如果中子最近在NS核心变成超流体（处于三重态），由于库珀对形成（CPF）过程目前加速冷却而产生中微子发射飞溅，那么这种下降自然可以解释。这种情况对NS内核的未知属性提出了严格的限制：关于中子超流性起始的温度$T_\mathrm{cn}(ρ)$的密度依赖性[ $T_\mathrm{cn}(ρ)$应该有一个宽峰，具有最大的$\approx (7-9)\times 10^8$ K]，关于超流物质集体效应CPF过程的减少因子$q$（$q > 0.4$），并在中子超流性（30- 100倍弱于标准的修改Urca过程）开始前的中微子发射的强度。这是来自冷却NS的观测的NS核心中核子超流性的重要证据。
2011-01-21 astro-ph.SR
Shedding light on the angular momentum evolution of binary neutron star merger remnants: a semi-analytic model
双中子星系统的引力动力学的主要特征现在已经很好地确定了。虽然在后牛顿近似中可以精确地描述螺旋，但需要完全相对论性的磁流体动力学模拟来模拟合并和合并后阶段的演变。然而，数值结果的解释往往是不平凡的，所以玩具模型成为一个非常强大的工具。它们不仅简化了对合并后动力学的解释，而且还允许深入了解其背后的物理学。在这项工作中，我们构建了一个简单的玩具模型，能够再现合并后残余物从合并到崩溃的整个角动量演化。我们验证模型对几个完全广义相对论的数值模拟采用遗传算法，并对来自引力辐射的光谱特性的额外的约束。因此，在合并后的第一毫秒内，模型预测和参考模拟之间的重叠非常接近，我们能够系统地阐明目前关于引力波功率谱密度低频峰值来源的公开辩论。此外，我们还提出了两个原始的关系连接的合并后残留物的角动量合并和崩溃的初始系统的属性。
2020-10-21 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Measuring the mass function of isolated stellar remnants with gravitational microlensing. II. Analysis of the OGLE-III data
我们对中子星和黑洞的出生质量函数的了解是基于对双星系统的观测，但双星系统的演化可能会影响致密天体的最终质量。引力微透镜使我们能够探测和测量孤立恒星残骸的质量，这几乎是不可能用其他技术获得的。在这里，我们分析了OGLE调查的第三阶段期间检测到的4360个引力微透镜事件的样本。我们选择了一个子样本的87个长时间尺度的低融合事件。我们估计透镜对象的质量结合OGLE的光度数据和自行信息OGLE和盖亚EDR 3。我们发现了35个高概率的暗透镜-白矮星，中子星，和黑洞-我们用来约束孤立的恒星残骸的质量函数。在1-100 M_Sun的范围内，中子星和黑洞占据的剩余质量函数是连续的，可以近似为斜率为$0.83^{+0.16}_{-0.18}$的幂律，初步证明中子星和黑洞之间存在很大的差距。这个斜率比引力波探测器LIGO和Virgo探测到的黑洞质量函数的斜率略平坦，尽管两个值在引用的误差条内相互一致。剩余质量函数的斜率与一些黑洞形成的粒子数合成模型的预测一致。
2021-07-29 astro-ph.SR
A long-lived remnant neutron star after GW170817 inferred from its associated kilonova
对引力波事件GW 170817及其多波长电磁波事件的成功联合观测，首次使人们看到了两颗中子星的合并事件。这一历史事件证实了短持续时间伽马射线暴（GRB）的起源，特别是确定了理论上预测的千诺瓦现象，该现象由$r$过程重元素的放射性衰变提供动力。然而，在这次合并事件中是否会形成一个长寿命的残余NS仍然是未知的，尽管这样一个中心引擎已经被一些短持续时间的伽马射线暴的余辉观测所建议。通过调用这个长寿命的残余NS，我们在这里提出了一个模型的混合能源的kilonova AT 2017 gfo与GW 170817。虽然AT 2017 gfo的早期发射仍然像通常建议的那样具有放射性，但其晚期发射主要是由残余NS的延迟能量注入引起的。在我们的模型中，只需要一个单一的不透明度和$κ\simeq0.97\,\rm cm^2g^{-1}$的中间值被揭示，这可能是自然提供的镧系元素丰富的喷出物，是深电离的排放从风的NS。这些自洽结果表明，在GW 170817的合并事件中，形成了一个长寿命的残余NS，它必须具有非常刚性的状态方程。这对核-夸克物质中的强相互作用提供了非常严格的约束。这进一步暗示，这样的GW事件可以提供对NS早期自旋和磁性演化的探测，例如，表面磁场的埋藏。
2018-05-21 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Designing a cross-correlation search for continuous-wave gravitational radiation from a neutron star in the supernova remnant SNR 1987A
利用来自Initial LIGO和Virgo探测器的科学数据，设计了一种在超新星遗迹SNR 1987 A中寻找年轻中子星的半相干互相关搜索策略。介绍了一个引力波相位的天体物理模型，该模型用磁场强度$B$和椭圆率$ε$代替频率导数来描述恒星的自旋下降。该模型准确地跟踪引力波相位从一个快速减速的中子星下的限制性，但计算不可避免的假设恒定制动指数，一个问题，阻碍了以前的搜索这样的年轻物体。理论灵敏度计算和比较间接的，基于年龄的波应变上限。基于年龄的限制高于频带75\，Hz $\lesssim ν\lesssim 450$ \，Hz中的检测阈值。半相干相位度量也被计算并用于估计用于搜索的最佳搜索模板间隔。我们的计算资源（$\sim 10^9$模板），可以覆盖的搜索参数的范围也估计。对于初始LIGO灵敏度，在50 Hz和500 Hz之间的频带中，在没有检测到信号的情况下，我们应该能够设置$B \gtrsim 10^{11}$ \，G和$ε\lesssim 10^{-4}$的限制。
2011-02-23 astro-ph.SR gr-qc
