Inferring the neutron star equation of state simultaneously with the population of merging neutron stars
观测多颗合并的中子星的性质将同时提供对中子星质量和自旋分布、中子星合并速率以及核物质状态方程的深入了解。并不是所有包含中子星的合并双星都是相同的。这些合并双星的多样性可能来自广泛或多峰的NS质量分布;不同和极端的NS出生自旋的影响; NS-BH合并的可能性;甚至是相变的可能性，允许NS具有相似的质量，但强烈的发散半径。在这项工作中，我们提供了一个具体的算法来结合所有的信息，从GW测量到一个联合约束的NS合并率，NS属性的分布，和核物质状态方程。使用一个具体的例子，我们展示了如何偏置的质量分布推断可以显着影响恢复的状态方程，即使在小$N$限制。用同样的具体例子，我们展示了如何小的$N$观测可以确定一个双峰的质量和自旋分布合并NS同时与EOS。我们的一致性方法可以立即推广到其他观测约束。
2020-01-06 astro-ph.HE gr-qc
The impact of electron-capture supernovae on merging double neutron stars
出生踢是关于双中子星（DNS）形成的最有争议的问题之一。几个观测和理论结果表明，一些DNS已经形成了低出生踢（$\lesssim{}50$ km s $^{-1}$），这可能是由于电子捕获超新星（ECSNe）。我们调查的影响ECSNe形成的DNS通过人口合成模拟。特别是，我们假设一个麦克斯韦速度分布的natal踢诱导ECSNe与一维均方根$σ_{\rm ECSN} = 0,7,15,26,265$公里s $^{-1}$。DNS的总数与$σ_{\rm ECSN}$成反比，并且DNS合并的数量对于相对较低的kick较高。如果我们假设共包线喷射的效率低（由参数$α=1$描述），则该效应特别强，而对于共包线喷射的效率高（$α=5$），该效应仅是温和的。在大多数模拟中，超过50%的合并DNS的祖先经历至少一个ECSN，并且ECSN几乎总是二元系统中发生的第一个SN。最后，我们考虑了所有中子星都受到低出生反冲（$\lesssim{}50$ ~km~s $^{-1}$）的极端情况。在这种情况下，DNS的数量增加了十倍，通过ECSN的合并DNS的百分比被显著抑制（$<40$ %）。
2018-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR
The cosmic merger rate of stellar black hole binaries from the Illustris simulation
黑洞双星的宇宙合并率密度可以为我们提供一个重要的线索，以限制BHB的形成渠道，根据目前和即将到来的引力波的检测。采用Monte Carlo方法，将新的BHB粒子数合成模型与Illustris宇宙学模拟相结合，研究BHB合并的宇宙历史。我们探讨六个人口合成模型，不同的处方超新星，共同的信封，和出生踢。在大多数模型中，宇宙BHB合并率与宇宙恒星形成率遵循相同的趋势。宇宙BHB合并率的正常化在很大程度上取决于共同包络的处理和出生踢的分布。我们发现，大多数BHB合并在LIGO的仪器视界来自相对贫金属的祖先（<0.2 Zsun）。合并BHB的总质量跨越了很大的范围，从~6到~82 Msun。在我们的基准模型中，与GW 150914、GW 151226和GW 170104一致的合并BHB分别占LIGO视界内合并的所有BHB的6%、3%和12%。重系统，如GW 150914，来自贫金属祖细胞（<0.15 Zsun）。大多数在本地宇宙中合并的类GW 150914系统似乎是在高红移时形成的，具有很长的延迟时间。相比之下，类似GW 151226的系统在整个宇宙历史中形成并融合，来自具有广泛金属丰度的祖先。未来的探测将是至关重要的，以限制共同的信封，对出生踢，并对BHB质量功能。
2017-08-18 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Radio precursors to neutron star binary mergings
我们讨论了可能产生的无线电爆发前的最后阶段的二进制中子星合并，可以伴随着短的伽马射线暴。由于无线电信号在电离的星系际介质中传播需要10到几百秒的时间延迟，因此在低频无线电波段探测这种爆发似乎是有利的。这种延迟使得有可能利用短伽马射线暴警报，通过低频无线电设施，特别是LOFAR，迅速监测天空中的特定区域。为了估计无线电信号的强度，我们假设无线电光度对磁主导外流中的总能量释放的幂律依赖性，如在毫秒射电星中所发现的那样。基于计划的LOFAR灵敏度在120 MHz，我们估计，LOFAR检测率的无线电瞬变可能是大约几个事件，每月从红移到$z\sim1.3$在最乐观的情况下。LOFAR探测这类事件的能力将主要取决于低频无线电发射机制的确切效率。
2010-04-28 astro-ph.CO astro-ph.HE
LISA and the Existence of a Fast-Merging Double Neutron Star Formation Channel
使用银河系双中子星（DNS）合并率为2.1亿年$^{-1}$，由激光干涉引力波天文台（LIGO）得出，我们证明，激光干涉空间天线（LISA）将检测平均240（330）DNSs在银河系内的4年（8年）的任务与信噪比大于7。即使采用由银河系DNS数量推导出的更悲观的42 Myr $^{-1}$速率，我们也发现了46（65）个银河系DNS的显着检测。这些DNS可以用来约束地层场景。特别地，使用射电望远镜的传统NS发现方法不能检测具有$P_{\rm orb}$ $\lesssim$ 1小时（合并时间$\lesssim$ 10Myr）的DNS。如果存在一个快速合并的通道，形成DNS在这些短的轨道周期，LISA提供，也许，唯一的机会，观察这些系统的特点，我们表明，玩具模型可能形成的情况下留下独特的印记DNS轨道偏心率，这可能是由LISA测量值小至$\sim$ 10 $^{-2}$。
2019-10-29 astro-ph.HE astro-ph.SR
Merging of Components in Close Binaries: Type Ia Supernovae, Massive White Dwarfs, and Ap stars
《Scenario Machine》（一种为研究密近双星演化而设计的计算机代码）被用来对各种各样的合并天体进行总体合成：主序星与主序星;白矮星与白矮星、中子星和黑洞;中子星与中子星和黑洞;我们计算了这类事件的发生率，并绘制了合并白矮星和主序星的质量分布图。结果表明，Ia型超新星只有经过大约10亿年的星系演化才能被用作标准烛光。在这一演化过程中，Ia型超新星的平均能量大约会降低10%; Ia型超新星的最大和最小能量可能相差不少于1.5倍。在估计宇宙加速的参数时应该考虑到这种情况。根据理论估计，最大质量的（通常是磁性的）白矮星可能是由质量较低的白矮星合并而成的。至少有一些磁性的Ap和Bp星可能形成于低质量主序星（小于太阳的1.5质量）与对流包层的合并中。
2009-01-30 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
The missing link: Merging neutron stars naturally produce jet-like structures and can power short Gamma-Ray Bursts
短伽马射线暴（SGRB）是宇宙中最明亮的爆炸之一，在不到一秒的时间内释放出我们银河系一年多所释放的能量。尽管经过几十年的观察，它们的“中央引擎”的性质仍然未知。考虑磁化中子星的双星系统，通过求解爱因斯坦方程，我们证明了它们的合并导致了一个被高温和高磁化环面包围的快速旋转的黑洞。持续时间超过35 ms，比以前的模拟时间长得多，我们的研究表明，磁流体动力学不稳定性放大了一个初始湍流磁场~ 10 ^{12} G，产生一个有序的极向场~ 10^{15} G沿黑洞的自旋轴，在一个半开角~ 30度，这可能会自然地推出一个相对论性喷流。我们的从头计算结果与SGRB观测结果的一致性表明磁化中子星的合并为SGRB的中心引擎提供了基本的物理条件。
2011-03-30 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
r-process enrichment of ultra-faint dwarf galaxies by fast merging double neutron stars
最近aLIGO/aVirgo对中子星合并（NSM）GW 170817的引力波的发现和后续的kilonova观测表明，NSM产生了大量的r过程物质。然而，这是很难调和的大出生踢和长的平均合并时间的双中子星（DNS），在超暗矮（UFD）星系，如网状II和杜鹃座III中看到的r-过程富集的水平。假设这样的矮系统通过潮汐剥离失去了相当大一部分的恒星质量，我们得出结论，与目前大多数模型相反，它是具有相当大的出生踢，但非常短的合并时间尺度，可以丰富UFD型星系的DNS。这些双星要么在高度偏心的轨道上，要么由于第一个出生的中子星和第二个出生的中子星的祖先裸氦星之间的额外质量转移而以非常短的间隔形成。这些DNS出生的频率，同意的r-过程UFD的统计数据，以及合并的维里半径内的主机晕，因此显着贡献的r-过程富集。
2019-01-12 astro-ph.GA astro-ph.HE
Mass Ratios of Merging Double Neutron Stars as Implied by the Milky Way Population
在银河系中已知的七颗具有精确测量质量的双中子星（DNS）中，除了一颗外，所有的质量比$q$都接近1。最近，在DNS J1913 $+$ 1102中的三个后开普勒参数的精确测量将该系统约束为具有0.78 $\pm$ 0.03的显著非单位质量比。人们可能会得出这样的结论，即引力波观测站检测到的DNS合并中，大约有七分之一（14%）的质量比与1明显不同。然而，J1913 $+$ 1102的合并时间相对较长，为4.7亿年。我们发现，当合并时间和观测偏差考虑在内，银河系DNS的人口意味着所有合并DNS的$\simeq98\%$将有$q>$ 0.9。然后，我们应用两个单独的拟合公式通知DNS合并的三维流体动力学模拟我们的结果银河系DNS质量，发现无论是$\simeq$ 0.004 ${M_{\odot}}$或$\simeq$ 0.010 ${M_{\odot}}$的材料将在合并时喷出，这取决于使用的公式。这些喷出物的质量都有影响的峰值辐射热光度的电磁对应物（我们发现这是$\sim$ 10 $^{41}$ erg s $^{-1}$），以及$r$的过程中丰富的银河系。
2020-07-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Simultaneous Inference of Neutron Star Equation of State and the Hubble Constant with a Population of Merging Neutron Stars
我们开发了一种方法来实现一个建议，利用知识的中子星（NS）的状态方程（EoS）推断的哈勃常数从人口的二进制中子星（BNS）合并。这种方法对于在没有红移的情况下利用BNS作为标准塞壬是有用的。来自致密天体双星的引力波（GW）信号提供了它们光度距离的直接测量，但不是它们的红移。与过去不同的是，在这里，我们采用了一个现实的EoS参数化的贝叶斯框架，同时测量的哈勃常数和细化的EoS参数的约束。红移的不确定性取决于EoS的不确定性和从GW数据估计的质量参数。结合BNS红移和相应的光度距离，建立了红移-距离关系，并由此推导出哈勃常数。在这里，我们证明了在宇宙探测器时代，人们可以测量哈勃常数到$\lesssim 5\%$的精度（有一个$90\%$可信区间），同时考虑到它们的EoS参数的不确定性。这样的测量可以潜在地解决当前对早期和晚期宇宙的哈勃常数测量中的紧张局势。在这项工作中实施的方法展示了一个全面的处方推断NS EoS和哈勃常数，同时结合GW的观测合并NS，同时采用一个简单的人口模型NS群众和保持合并率NS常数红移。这种方法可以立即扩展到合并率，人口属性，和其他宇宙学参数。
2022-12-30 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
MASTER optical detection of the first LIGO/Virgo neutron stars merging GW170817
在三个LIGO/Virgo天线报告发现引力波脉冲GW 170817/ G298048之后（Abbott等人，2017年a），MASTER全球机器人网络望远镜获得了NS+NS合并后NGC 4993星系的第一张图像。后来发现了光学瞬变MASTER OTJ 130948.10 -232253.3/SSS 17 a，它似乎是由两颗中子星合并产生的千诺瓦。本文报道了在白光和B、V、R滤光片中对基洛诺瓦的独立探测和光度测定。我们注意到，发现的kilonova NGC 4993的光度非常接近早期提出的另一个可能的kilonova GRB 130603和GRB 080503。
2017-10-18 astro-ph.HE
The diverse morphology of gravitational wave signals from merging neutron-star white-dwarf binaries
State Key Laboratory of Radio Astronomy and Technology, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台射电天文与技术重点实验室）；CAS Key Laboratory for Computational Astrophysics, National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台计算天体物理重点实验室）；School of Astronomy and Space Sciences, University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学天文与空间科学学院）；Armagh Observatory and Planetarium（阿马赫天文台和天文馆）；National Astronomical Observatories/Yunnan Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台/云南天文台）；School of Physical Science and Technology, Lanzhou University（兰州大学物理科学与技术学院）；School of Physics and Technology, Wuhan University（武汉大学物理科学与技术学院）
研究揭示了NSWD双星系统在不同参数下可能的多条演化路径，并展示了其多样的引力波信号特征。
2025-11-26 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Filling the Mass Gap: How Kilonova Observations can Unveil the Nature of the Compact Object Merging with the Neutron Star
在这封信中，我们集中在一个特殊的情况下，合并的紧凑对象的二进制的啁啾质量是兼容的中子星-中子星和黑洞-中子星系统，与黑洞在$\sim 3-5M_\odot$范围内定义为“质量间隙”。一些核心坍缩超新星的模型预测了这种低质量黑洞的形成，最近的观测似乎证实了它们的存在。在这里，我们表明，同伴的中子星的性质可以推断出的kilonova发射的属性，一旦我们知道啁啾质量，这是最好的约束参数推断出的引力信号在低延迟搜索。特别是，我们发现，在黑洞-中子星的情况下，kilonova远比在中子星-中子星的情况下，即使当黑洞是非旋转的发光。千新星的亮度差异主要来自于合并过程中喷射出的质量。事实上，在所考虑的啁啾质量的间隔，在双中子星合并的质量喷射是在其最坏的系统迅速形成一个黑洞。相反，黑洞-中子星情况下的质量喷射处于最佳状态，因为中子星具有低质量/大变形性。来自黑洞-中子星系统的千诺瓦可以相差两到三个量级。其结果仅在很小程度上取决于状态方程。区别在于模型的系统性之上。
2019-12-09 astro-ph.HE
Natal Kicks and Time Delays in Merging Neutron Star Binaries - Implications for r-process nucleosynthesis in Ultra Faint Dwarfs and in the Milky Way
合并的中子星双星是重r过程核合成的主要候选源。重r-过程物质的数量与物质抛射和合并率一致，遗迹放射性物质的丰度表明，重r-过程物质是在罕见的事件中产生的。对可能的macronovae的观测为这个模型提供了进一步的支持。不过，一些担忧依然存在。一个是在超暗矮星（UFD）星系中观测到重r过程元素。UFD的逃逸速度是如此之小，以至于在中子星诞生时发生的出生撞击可能会将这样的双星从UFD中弹射出来。此外，UFD的旧恒星星族要求r-过程核合成必须在很早的时候发生，而致密双星可能需要几个Gyr才能合并。这最后一个问题也出现在银河系内，在一些低金属丰度的恒星中观察到了重r过程物质。我们在这里表明，由于相当一部分中子星双星的形成与一个非常小的自行，这些将不会被弹出，甚至从UFD。此外，这些双星中有很大一部分在几百万年内合并，在某些情况下，合并时间甚至短于一百万年。这种“快速合并”的人口解释了UFD和银河系中重r过程材料的出现。
2016-09-02 astro-ph.HE
The Mass Density of Merging Binary Black Holes Over Cosmic Time
本研究利用 GWTC-3 数据建模推断双黑洞并合率，发现其前身优先形成于低金属丰度环境且延迟时间较短，并指出并合双黑洞质量密度随红移的演化及其与存活大质量恒星和超大质量黑洞质量的对比关系。
2024-03-25 astro-ph.CO astro-ph.HE
On the evolution of a fossil disk around neutron stars originating from merging white dwarfs
数值模拟表明，合并的双白矮星（WD）可能会产生一个新生的中子星周围的化石盘。我们研究了双WD合并后的化石盘的演化。我们证明，在给定初始盘质量$\sim 0.05-0.5\,M_{\sun}$和盘形成时间$10^{-3}-1$ s的条件下，演化主要可分为四个阶段：细长盘阶段（时间为$\lesssim$ 1 yr）、内部细长盘+外部薄盘阶段（$\sim 10-\DP{6}$ yr）、薄盘阶段（$\sim \DP{2}-\DP{7}$ yr）和内部平流吸积流+外部薄盘阶段.考虑到可能的风从磁盘的质量损失，我们提出的磁盘演化的解析公式和数值计算结果，这是敏感的条件，确定外盘半径的位置。该系统被证明是非常明亮的X射线在早期阶段，但很快成为瞬态内$\lesssim$ 100年，峰值亮度随时间而下降。我们认为它们可能解释了银河系中心区域周围非常微弱的X射线瞬变的一部分，这通常需要非常低的质量传递速率。
2015-10-26 astro-ph.HE
Free Neutron Ejection From Shock Breakout in Binary Neutron Star Mergers
合并的中子星会产生冲击波，将重原子核分裂成核子，特别是在外层。可以预期，即使在电子-正电子对消失之后，一些避免捕获正电子的中子仍然保持为自由中子。为了研究合并中子星能喷射出多少自由中子，我们用简化的球对称激波在流体静力学包层中传播并从表面出现的模型进行了特殊相对论拉格朗日流体力学计算。我们系统地研究了合并中子星的大小和冲击波能量的宽参数空间。结果发现，剩余的自由中子的质量是$10^{-7}$到$10^{-6}\ M_{\odot}$，这比先前预期的小两个数量级以上。对于大尺寸的包层，有一个优选的$10^{48}$ erg量级的能量，它产生最大量的自由中子。我们简要地讨论了自由中子层的辐射，并估计了在合并后$\sim 30$ min内光学带的光度约为$7\times 10^{41}$ erg s $^{-1}(M_{\rm n}/10^{-6}\ M_\odot)$。
2018-06-18 astro-ph.HE
A new delay time distribution for merging neutron stars tested against Galactic and cosmic data
两颗中子星（MNS）的合并被认为是短伽马射线暴（SGRB）和引力波瞬变的源，也是Eu等r过程元素的主要产生场所。我们从理论上推导出了MNS系统的一个新的延迟时间分布（DTD），并用（i）SGRB红移分布和（ii）Eu和Fe的星系演化，特别是[Eu/Fe]与[Fe/H]关系进行了检验。为了进行比较，我们还测试了文献中提出的其他DTD。为了解决第一个问题，我们将DTD与宇宙恒星形成率进行了卷积，而对于第二个问题，我们采用了银河系详细的化学演化模型。我们还改变了DTD的Ia型SNe（主要的Fe生产商），Eu生产的核心崩溃SNe的贡献，以及探索的影响依赖于MNS的发生概率的金属丰度。我们的主要结果可以概括如下：（i）对于产生3亿~ 5亿年平均时标的MNS，SGRB红移分布可以用DTDs拟合：（ii）如果MNS是唯一的银河系Eu的产生者，并且MNS的发生概率是常数，那么Eu的产生时标一定在<3亿年量级;（iii）允许Eu生产的核心崩溃SNe，或采用金属依赖的发生概率，使我们能够重现这两个观测约束，但许多不确定性仍然存在于这两个假设。
2019-01-07 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Distinguishing the nature of ''ambiguous'' merging systems hosting a neutron star: GW190425 in low-latency
GW 190425是新发现的引力波源，与中子星-中子星合并一致，啁啾质量为$1.44\pm0.02M_\odot.$。该值落在$ambiguous$间隔内，因为仅从GW信号我们不能排除双星中存在黑洞。在这种情况下，该系统将拥有一颗中子星和一个非常轻的恒星黑洞，质量接近中子星的最大值，充满了$mass$ $gap$。与GW/GRB 170817相比，由于天空定位信息不足和距离更远，因此没有电磁对应物与此事件密切相关。本文考虑两个状态方程，并考虑黑洞自旋效应和一个新的喷出物质量公式，建立了双中子星和黑洞-中子星系统的GW 190425的kilonova光变曲线模型.与双中子星的情况相比，GW 190425中假定存在的轻黑洞会产生更亮的千诺瓦辐射，让我们区分中子星的伴星的性质。关于GW 190425的候选对应物，后来被归类为超新星，我们的模型可能已经放弃了在其早期$r$带演化中检测到的两个瞬变。结合的啁啾质量和亮度距离信息GW信号与库的kilonova光变曲线有助于识别电磁对口早on. We备注，在低延迟释放的啁啾质量在此间隔的$ambiguous$值似乎是至关重要的成功的电磁后续行动。
2020-05-29 astro-ph.HE
The influence of the distribution of cosmic star formation at different metallicities on the properties of merging double compact objects
在本地宇宙中合并的双星起源于在不同时间和不同环境中形成的祖先系统。双致密天体的形成效率对恒星形成的金属丰度高度敏感。因此，面对理论预测与观测极限所造成的引力波观测，一个必须考虑的形成和演化的祖先恒星在化学演化的宇宙。特别是，这需要知道宇宙恒星形成率在不同金属丰度和时间的分布，通过红移（SFR（Z，z））探测。我们调查的影响，假设的SFR（Z，z）合并双紧凑对象的属性，特别是对他们的合并率密度。使用Chruslinska等人（2018）的一组二元演化模型，我们证明了在某些情况下，如果使用更接近于基于局部恒星形成星系观测的SFR（Z，z），则可以解决不同类型的双致密天体合并率与当前观测极限之间的紧张关系。而不需要改变关于不同质量的祖星演化的假设。这突出了找到对SFR（Z，z）的更严格约束和理解相关不确定性的重要性。
2018-11-08 astro-ph.HE
Host galaxies of merging compact objects: mass, star formation rate, metallicity and colours
描述合并致密天体的宿主星系的特性为解释当前和未来的引力波探测提供了重要线索。在这里，我们调查的恒星质量，恒星形成率（SFR），金属丰度和合并的紧凑对象在本地宇宙的宿主星系的颜色，通过结合MOBSE人口合成模型的结果与星系目录从EAGLE模拟。我们预言，宿主星系的恒星质量是双中子星（DNSs）、双黑洞（DBHs）和黑洞-中子星双星（BHNSs）合并率${\rm n}_{\rm GW}$的一个很好的示踪剂。我们发现${\rm n}_{\rm GW}$和SFR之间也存在显著相关性。因此，${\rm n}_{\rm GW}$也与$r-$带光度和宿主星系的$g-r$颜色相关。有趣的是，在本宇宙中所有的DNS、BHNS和DBH合并中，$\gtrsim{}60$ %、$\gtrsim{}64$ %和$\gtrsim{}73$ %都位于早型星系中，如NGC 4993。我们预测类银河系的局域DNS合并率密度为$\sim{}238~{\rm Gpc}^{-3}~{\rm yr}~^{-1}$，DNS合并率为$\sim{}16-121$ Myr $^{-1}$.因此，我们的结果与从GW 170817推断的DNS合并率和从银河系DNS推断的DNS合并率一致。
2019-05-16 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The locations of features in the mass distribution of merging binary black holes are robust against uncertainties in the metallicity-dependent cosmic star formation history
本文提出了一个金属丰度依赖的宇宙恒星形成历史解析函数，发现并合双黑洞质量分布的特征位置对该函数的不确定性具有鲁棒性，有助于约束相关形成物理。
2023-02-27 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The color evolution of magnetar-powered kilonova emission in merging neutron star-neutron star systems
本文提出通过千新星辐射颜色演化识别双中子星并合遗迹的方法，区分黑洞、磁星或稳定中子星等不同中心引擎的供能特征。
2025-08-21 astro-ph.HE
Cosmic ray neutrons in magnetized astrophysical structures
本研究指出，宇宙射线中子由高能强子作用产生，在超高能下衰变时间膨胀，可直线穿越磁结构，从而破坏限制，改变星系等结构间磁界面的超高能粒子交换。
2025-04-22 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
The interplay of astrophysics and nuclear physics in determining the properties of neutron stars
California Institute of Technology（加州理工学院）；LIGO Laboratory, California Institute of Technology（激光干涉引力波天文台，加州理工学院）；Canadian Institute for Theoretical Astrophysics, University of Toronto（加拿大理论天体物理研究所，多伦多大学）；Perimeter Institute for Theoretical Physics（基础理论物理研究所）
本研究联合电磁和引力波观测推断中子星状态方程及两个族群性质，确认质量分布差异，并发现观测最大质量与核物理上限一致，半径约束更紧。
2025-05-12 astro-ph.HE nucl-th
Prospects for joint observations of gravitational waves and gamma rays from merging neutron star binaries
事件GW 150914和GW 151226的发现，都与双黑洞系统（BBH）的合并一致，开启了引力波（GW）天文学的时代。除了BBH外，最有希望的GW源是由两颗中子星或一颗中子星和一个黑洞形成的双星系统的合并。这些合并被认为与短伽马射线暴（GRB）有关，因此GW和电磁（EM）信号的联合观测可以明确地探测这种关联。我们提出了一个详细的研究联合GW和高能量EM观测的中子星与先进的室女座和LIGO和\emph{Fermi}伽马射线望远镜的合并的二元系统的期望。在这个范围内，我们设计了一个专用的蒙特卡洛模拟管道的多信使发射和检测GW和伽马射线仪器，考虑到GW探测器灵敏度的演变。我们表明，在Advanced Virgo和Advanced LIGO 2016-2017运行期间，联合检测的预期速率较低;然而，随着干涉仪接近其最终设计灵敏度，该速率将增加$\sim$十倍。未来的联合观测将有助于限制短伽玛暴与双星系统之间的关联，并解决GWs的祖先之谜。联合检测率与本文预测的比较将有助于限制伽玛暴喷流的几何形状。
2016-11-27 astro-ph.HE gr-qc
Merging stellar-mass binary black holes
LIGO和Virgo探测器直接观测到了恒星质量黑洞对合并产生的引力波，以及少量涉及中子星的合并。这些观测结果带来了希望，紧凑的物体合并可以作为恒星和双星演化的探测器，也许还有恒星动力学。这篇研讨会风格的文章总结了现有的观测结果，描述了合并恒星质量黑洞双星的形成通道的理论预测以及它们的速率和可观测性质，并提出了引力波天文学的一些前景。
2022-01-19 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Great Impostors: Extremely Compact, Merging Binary Neutron Stars in the Mass Gap Posing as Binary Black Holes
如果单个致密伴星的质量落在所谓的$3-5\ M_\odot$的质量隙内，那么我们能区分正在合并的双黑洞和双中子星吗？对于中子星，实现这样的质量通常需要极端的紧凑性，在这项工作中，我们提出的初始数据和演化的二进制中子星最初在quasiequilibrium圆形轨道具有紧凑性$C=0.336$。它们是迄今为止构造和演化的最紧凑、非真空、准平衡的双星，包括玻色子星。所达到的紧凑性仅略小于由因果关系所强加的最大可能性$C_{\rm max}=0.355$，它要求声速小于光速。通过比较从螺旋晚期到合并和合并后阶段的引力波形，我们确定了用于区分它们的具体测量结果。在这样的致密程度下，双中子星直到合并之前都不会出现潮汐分裂，因此在共同的核心形成之前就开始了迅速的坍缩。在我们的模拟的准确性，从这两个双星的黑洞残余物表现出振铃辐射，是无法区分的扰动克尔时空。然而，它们的螺旋导致相位差的数量级$\sim 5$拉德超过$\sim 81$公里的分离（1.7轨道），而典型的中子星表现出相位差的$\geq 20$拉德。虽然$\sim 5$ rad的差可以通过当前的引力波激光干涉仪（例如，aLIGO/Virgo），单个质量和自旋的不确定性可能会阻止区分这种紧凑的大质量中子星和黑洞。
2020-02-26 astro-ph.HE gr-qc
Reconstructing Masses of Merging Neutron Stars from Stellar $R$-Process Abundance Signatures
中子星合并（NSMs）是快速中子俘获（“$r$ -”）过程的有希望的天体物理场所，但它们的综合产额能解释银河系中大多数重元素物质吗？解决这个问题的一种方法是利用一种向前的方法，传播NSM率和产量以及恒星形成率，最后将这些结果与观测到的$r$过程丰富，金属贫乏的恒星的化学丰度进行比较。在这项工作中，我们采取逆的方法，利用$r$ -过程元素丰度比的贫金属星作为输入，重建的属性-特别是质量--的中子星（NS）的双祖先的$r$ -过程的明星。这种新颖的分析提供了一个独立的途径，研究人口的原始中子星双星系统，合并和生产的$r$工艺材料纳入银河系贫金属晕星。我们使用通常与有限$r$过程和锕系元素区域相关的元素与镧系元素区域中的元素的比率（即，Zr/Dy和Th/Dy）以探测祖细胞合并物的NS质量。我们发现，NSMs可以占所有$r$过程中的金属贫星显示$r$过程签名的材料，同时再现当今的双NS（DNS）系统的分布。然而，大多数$r$过程增强的恒星（$r$ -II恒星）本身需要非常不对称系统的原始NSM，与银河系中的现有系统截然不同。由于这种分析是依赖于模型的，我们还探索了与未来预期有关的潜在理论和观测更新的变化，并评论了这些变化如何影响我们的结果。
2020-10-04 astro-ph.HE
Effects of the Cosmic Neutrino Background Capture on Astrophysical Objects
本文提出中子星和行星可俘获宇宙中微子背景中的低能中微子并释放MeV电子，且中子星温度随红移的演化可作为未来引力波天文台探测宇宙中微子背景的新途径。
2025-03-10 astro-ph.CO astro-ph.EP astro-ph.HE
On the Testability of the Quark-Hadron Transition Using Gravitational Waves From Merging Binary Neutron Stars
针对强子–夸克相变机制不明的问题，本文对两类转变情景进行贝叶斯模型选择，表明未来第三代或高频专用探测器有望识别双中子星并合波形所对应的正确相变模型。
2023-10-20 astro-ph.HE gr-qc
Measuring radii of merging neutron stars with interface-mode asteroseismology informed by nuclear theory and experiment
University of Bath（巴斯大学）；East Texas A&M University（东德克萨斯农工大学）；Texas A&M University（德克萨斯农工大学）；Ohio University（俄亥俄大学）；Michigan State University（密歇根州立大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）
提出利用中子星星震学中的壳-核界面模频率来推断中子星半径，精度可达5-10%，且对内核细节不敏感，可通过多信使共振耀斑或引力波观测实现。
2026-08-07 astro-ph.HE nucl-ex nucl-th
A gravitational wave afterglow in binary neutron star mergers
我们详细研究了快速旋转中子星的f-模长期不稳定性，重点放在没有稳定的非旋转对应物的超大质量模型。这样的中子星被认为是两颗标准质量的中子星合并的一般结果。此外，我们考虑到强磁场和r模式的不稳定性，可以消耗大量的角动量的影响。我们发现超大质量中子星发射的引力波信号在20 Mpc的距离上可以达到Advance LIGO的灵敏度以上，大大提高了爱因斯坦望远镜的探测能力。事件发生率将与合并率处于同一量级，而对信号的分析将携带合并后中子星的状态方程和磁场强度的信息。
2015-10-02 astro-ph.HE gr-qc
Magnetic energy production by turbulence in binary neutron star mergers
同时探测并合中子星双星的电磁波和引力波辐射将大大有助于它们的发现和解释。通过研究中子星合并条件下局部高分辨率模拟中磁场的湍流放大，我们证明了在整个合并过程中存在磁能级（~10^16）G场。我们发现，小尺度的湍流发电机转换成磁场的合并时间尺度上的随机动能的60%。由于湍流磁能通过加速相对论电子的重联事件而消散，因此湍流可以促进轨道动能到辐射的转换。如果10^53尔格的轨道动能中有10^-4通过重联得到处理，并产生15-150 keV波段的辐射，那么200 Mpc时的注量将为10^-7尔格/cm ^2，这就有可能使大多数在先进的LIGO和室女座探测体积中合并的中子星被雨燕BAT探测到。
2013-03-06 astro-ph.HE
Searching for Gamma-Ray counterparts to Gravitational Waves from merging binary neutron stars with the Cherenkov Telescope Array
双星中子星（BNS）系统的合并被预测为短伽马射线暴（GRB）的祖先;这种关联的决定性探测来自于最近由Advanced LIGO和Advanced Virgo（GW 170817）从BNS合并中探测到的引力波（GW），与Fermi-GBM和INTEGRAL观测到的短GRB 170817 A一致。短伽马射线暴预计也会发射极高能量（VHE，> 100 GeV）的光子，VHE电磁（EM）上限已经通过地面伽马射线探测器进行的观测以及与GW 170817/GRB 170817 A相关的强烈EM后续活动设定。在接下来的几年里，由于切伦科夫望远镜阵列（CTA），对VHE EM对应物的搜索将变得更加有效：由于其前所未有的灵敏度，快速响应（几十秒）和通过调查模式操作监测大天空区域的能力，该仪器将成为VHE瞬态GW事件的EM后续工作的基础。我们提出了一个全面的研究的前景，联合GW和VHE EM观测合并BNS与先进的LIGO，先进的处女座和CTA的基础上，详细模拟的多信使发射和检测。我们提出了一个新的观测策略优化的EM发射的先验假设。该方法可以进一步推广到包括其他电磁辐射模型。根据这项研究，CTA将覆盖大部分地区的GW天际图的中间和最有活力的轴上伽玛暴与GW事件。我们估计了GW和VHE EM的预期联合检测率，我们发现对于能量最高的EM源，该检测率从每年0.08起事件到0.5起事件不等。
2018-04-09 astro-ph.HE
The cosmic merger rate of neutron stars and black holes
到目前为止，已经报道了六次引力波探测，为双紧凑物体的合并率提供了重要的见解。利用粒子群合成模拟和Illustris宇宙学模拟研究了双中子星（DNS）、中子星-黑洞双星（NSBH）和黑洞双星（BHB）的宇宙合并率。我们已经进行了六个不同的模拟，考虑不同的假设的效率的共同信封（CE）喷射和探索两个分布的超新星（SN）踢。从我们的模拟中得出的当前BHB合并率范围从$\sim{}150$到$\sim{}240$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$，仅轻度依赖于CE效率。相比之下，目前的域名合并率（从$\sim{}20$到$\sim{}600$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$）和NSBH合并率（从$\sim{}10$到$\sim{}100$ Gpc $^{-3}$ yr $^{-1}$）在很大程度上取决于CE和出生踢的假设。DNS的合并率与从GW 170817的检测推断的合并率一致，只有假设CE喷射的高效率和低SN反冲（从具有一维均方根$σ=15$ km s $^{-1}$的麦克斯韦分布得出）。
2018-06-13 astro-ph.CO astro-ph.GA astro-ph.HE
Double Neutron Star Formation: Merger Times, Systemic Velocities, and Travel Distances
双中子星（DNS）的形成和演化传统上是用双星布居合成来研究的。在这项工作中，我们采取了另一种方法，只专注于第二个超新星（SN）形成的DNS和随后的轨道衰变和合并，由于引力波辐射。使用分析和数值方法，我们探讨如何不同的NS出生踢速度分布，前SN轨道分离，和祖氦星质量的影响后SN轨道周期，偏心率，合并时间，系统速度，并通过合并前的系统所走过的距离。与银河系中17个已知DNS的比较表明，DNS的前SN轨道间距在1到44 $R_{\odot}$之间。具有SN前分离$\sim$ 1 $R_{\odot}$的那些DNS具有合并时间分布，其在形成后达到峰值$\sim$ 10-100 Myr，而不管NS接收的反冲速度。这些DNS通常以系统速度$\sim$ 10 $^2$ km s $^{-1}$形成，并且在合并之前可以行进$\sim$ 1-10 kpc。根据第二个出生的NS的祖质量，短的合并时间可以解释在紧凑的恒星系统，如超微弱的矮星系中观察到的$r$ -过程富集。对于银河系质量的星系，只有具有最紧密的前SN轨道和大的反冲速度（$\gtrsim$ 10 $^2$ km s $^{-1}$）的DNS可以逃脱。然而，那些确实逃逸的DNS在合并之前可能会旅行到$\sim$ Mpc，正如以前的研究所指出的那样，这对识别短伽马射线暴和引力波事件的宿主星系有影响。
2019-04-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Illuminating Gravitational Waves: A Concordant Picture of Photons from a Neutron Star Merger
合并的中子星为同时研究强场引力和极端环境中的物质提供了一个精致的实验室。我们建立了电磁对应物EM 170817与合并中子星探测到的引力波（GW 170817）的物理关联。通过合成全色数据集，我们证明了合并中子星是一个长期寻求的生产基地锻造重元素的r-过程核合成。在EM 170817中看到的弱伽马射线与具有超相对论喷流的经典短伽马射线暴不同。相反，我们认为，爆发的广角，温和的相对论茧吞没喷流优雅地解释了低光度的伽马射线，高光度的紫外-光学-红外和延迟的无线电/X射线发射。我们认为，所有的合并中子星可能导致一个广角茧突破，有时伴随着一个成功的喷流，有时一个窒息喷流。
2017-10-16 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
The unreasonable weakness of r-process cosmic rays in the neutron-star-merger nucleosynthesis scenario
结合观测到的r过程元素的宇宙射线和中子星合并喷出物的速度远高于超新星喷出物的速度这一事实，我们得出了一个强有力的结论，或者（1）在中子星合并喷出物中的反向激波是一个非常低效的加速器，它将不到0.003%的喷出物动能转化为宇宙射线能量，或者（2）中子星合并不是银河r过程元素的起源。我们还发现，对于观测到的比铁轻的宇宙射线，超新星喷出物的反向激波，加速效率应小于0.1%。
2016-08-31 astro-ph.HE nucl-th
Black hole spectroscopy of collapsing and merging neutron stars
Universität Potsdam（波茨坦大学）；Max Planck Institute for Gravitational Physics (Albert Einstein Institute)（马克斯·普朗克引力物理研究所（爱因斯坦研究所））
研究通过数值相对论模拟中子星塌缩和合并，探讨物质对黑洞环状衰变信号的影响，发现物质存在可能主导环状衰变建模误差，多模态 quasi-normal 模式可减少质量估计误差。
2026-01-08 astro-ph.HE gr-qc
The host galaxies of double compact objects merging in the local Universe
我们调查的主机星系的紧凑的对象合并在本地宇宙中，通过结合的结果的二进制人口合成模拟与Illustris宇宙学盒。双中子星（DNS）在本机宇宙中的合并倾向于在大质量星系（恒星质量为$>10^{9}$ M $_\odot$）中形成，并在它们形成的同一星系中合并，在祖星形成和DNS合并之间有很短的延迟时间。相比之下，双黑洞（DBH）和黑洞$-$中子星双星（BHNS）优先在小星系（恒星质量为$<10^{10}$ M $_\odot$）中形成，并在较小或较大的星系中合并，延迟时间较长。这一结果是金属丰度的影响：合并的DBH和BHNS优先形成于贫金属的祖先（$Z\leq{}0.1$ Z $_\odot$），这在高红移星系和本地矮星系中更常见，而合并的DNS对祖先的金属丰度只有轻微的敏感性，因此在现在的大质量星系中更丰富。我们预测的DNS主机的质量范围与短伽马射线暴主机的质量范围是一致的。
2018-09-10 astro-ph.GA astro-ph.HE
Large amplitude bidirectional anisotropy of cosmic-ray intensity observed with world-wide networks of ground-based neutron monitors and muon detectors in November, 2021
我们分析了在2021年11月3日至5日期间使用全球地面中子监测器和μ子探测器网络观察到的显著福布什减少期间的宇宙射线变化。利用由中子监测器和μ子探测器监测的初级宇宙线刚性之间的差异，我们推导出宇宙线密度（或全向强度）的刚性谱和一阶和二阶各向异性分别为每小时的数据。在宇宙射线密度中可以看到一个明显的两步下降，在行星际激波到达后第一次$\sim2\%$下降，然后是15 GV时磁通量绳（MFR）内的第二次$\sim5\%$下降。最引人注目的是，在MFR中观察到沿着磁场的大的双向流，其峰值振幅为$\sim5\%$，在15 GV处，这与MFR内部的总密度降低相当。双向流动可以通过绝热减速和/或在膨胀的MFR中聚焦来解释，这对于接近90 $^\circ$的俯仰角具有更强的影响，或者通过GCR沿着MFR的腿的选择性进入来解释。磁绳中的峰值各向异性和密度凹陷都随着刚度的增加而减小。谱的动态变化表明，密度和各向异性的时间变化出现不同的中子监测器和μ子探测器的数据。
2022-09-13 astro-ph.HE astro-ph.SR
Evolutionary tracks of binary neutron star progenitors across cosmic times
本研究利用星族合成代码 COSMIC 探索双中子星前身演化，确定了三条主要演化轨迹，并发现合并时间延迟分布呈复杂结构，吸积诱导塌缩情景在高红移占主导，对星系化学富集和短伽马射线暴研究具重要意义。
2024-11-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Do high-spin high-mass X-ray binaries contribute to the population of merging binary black holes?
双黑洞（BBH）系统的引力波观测表明，黑洞的自旋幅度相对较低。这些测量出现在张力与高质量X射线双星（HMXB）的高自旋测量。我们使用网格的MESA模拟结合快速人口合成代码COSMIC检查这两个二进制人口的起源。有人认为，当两颗恒星都在主序星上时，Case-A的质量转移可以在HMXB中形成高自旋BH。假设这个形成通道，我们表明，根据临界质量比的质量转移的稳定性，48-100%的这些情况下，A HMXB合并在共同的包络相和高达42%的结果在二进制太宽，合并在哈勃时间。MESA和COSMIC都表明，通过Case-A质量转移形成的高自旋HMXB只能在一个小的参数空间内形成合并的BBH，其中质量转移可以导致足够的轨道收缩，以便在哈勃时间内合并。我们发现，只有高达11%的这些案例A HMXB的结果BBH合并，最多20%的BBH合并来自案例A HMXB。因此，观察到这两种自旋分布不同并不奇怪。
2022-10-19 astro-ph.HE astro-ph.SR
Asymmetric mass ratios for bright double neutron-star mergers
与双星合并的中子星GW 170817有关的放射性能量千诺瓦的发现是第一个--也是唯一一个--被证实的引力波事件的电磁对应物。然而，对晚期电磁辐射的观测与标准中子星合并模型的预期存在矛盾。虽然测量到的大量喷出物质量可能是由恒星组成质量不对称的祖先系统解释的，即质量比$q$为0.7-0.8，但已知的合并双中子星（DNS）系统的银河系人口（即那些将在数十亿年或更短的时间内合并的），到目前为止，只包括几乎相等质量的（$q > 0.9$）双星。PSR J1913+1102是一个DNS系统，在一个5小时的低偏心率（$e = 0.09$）轨道上，意味着轨道间隔为1.8个太阳半径，两颗中子星预计在4.7亿年后因引力波发射而合并。在这里，我们报告的质量的两个中子星，测量一个专门的脉冲星计时活动，$1.62 \pm 0.03$和$1.27 \pm 0.03$太阳质量的脉冲星和伴星中子星，分别与测量的质量比$q = 0.78 \pm 0.03$，它是最不对称的DNS在已知的合并系统。基于这种检测，我们的人口合成分析意味着，这种不对称的二进制文件表示合并DNS二进制文件的总人口的2和30%（90%的置信度）之间。这个群体中的一个成员的合并为GW 170817的异常特性提供了一个可能的解释，包括从该事件中观察到的kilonova发射。
2020-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Cosmic-ray production from neutron escape in microquasar jets
银河系宇宙射线的起源仍然是一个有争议的问题，但超新星遗迹通常被认为是高能宇宙射线加速的主要场所。然而，目前的模型预测的宇宙射线光谱与观测结果不符，加速机制的效率仍然无法确定。另一方面，其他类型的源对银河系宇宙射线总数的贡献仍然不清楚，值得研究。在这项工作中，我们探索了一种新的机制，通过这种机制，微类星体可能产生宇宙射线。在这种情况下，微类星体喷流产生相对论中子，这些中子逃逸到系统外并衰变;当这些中子衰变时产生的质子和电子作为宇宙射线逃逸到星际介质。最有希望的情况出现在极亮系统（$L_\mathrm{jet} \sim 10^{40}\,\mathrm{erg \, s}^{-1}$）中，其中宇宙射线中沉积的喷流功率部分可以达到$\sim 0.001$。慢喷流（$Γ\lesssim 2$，其中$Γ$是体洛伦兹因子）有利于中子的产生。由此产生的宇宙射线谱对于质子和电子来说是相似的，它们以中子衰变给出的比率共享功率。光谱的峰值大约在喷流中相对论质子最小能量的一半处;在这个能量以上是软的（光谱指数$\sim 3$），在这个能量以下几乎是平的。在我们的模型中，宇宙射线的谱指数值可能比$2$陡，这些值确实与解释银河系宇宙射线的谱特征所需的值一致，尽管只有最极端的微类星体才能提供与典型超新星遗迹相当的能量。这项工作中探索的机制可能在早期宇宙中提供更强和更软的宇宙射线源，因此有助于星系际介质的加热…
2021-04-24 astro-ph.HE
Alfven-winged pulsar
Purdue University（普渡大学）
通过3D粒子-网格模拟，研究了中子星穿过合并伴星磁层时产生的耗散电流，揭示了其可能产生类似脉冲星的射电和高能辐射。
2026-04-26 astro-ph.HE physics.plasm-ph
Mobile neutron monitor for latitude cosmic ray monitoring
The Pushkov Institute of Terrestrial Magnetism, Ionosphere and Radiowave Propagation of the Russian Academy of Sciences (IZMIRAN)（俄罗斯科学院普尔科沃地磁、电离层和无线电波传播研究所）
本文开发了一种便携式中子监测器，用于在远征条件下监测纬度宇宙射线变化。
2026-02-06 astro-ph.HE astro-ph.IM
Exploding neutron stars in close binaries
2017年8月17日，LIGO发现了合并中子星的GW信号，随后FERMI和INTEGRAL在GW信号丢失后1.7秒发现了一个短暂的GRB 170817 A，当时它刚刚达到最大值。本文是我们在1984年发表的第一篇预言合并中子星的GW信号后短GRB的论文的复制。我们的论文遵循Clark和Eardley（1977）的设想，他们预测了GW信号峰值后1.7秒内中子星的灾难性破坏。我们在1990年的下一篇论文以相当合理的精度预言了短伽玛暴的所有主要性质。英文译文中的错别字已作了更正，并在本出版物中添加了一些评论，作为编号脚注（原文唯一的脚注用星号标出）。
2018-08-22 astro-ph.HE
Tracing Cosmic accelerators with Decaying Neutrons
超高能中子和π介子可能在宇宙射线源内部的粒子相互作用中产生，随后衰变为中微子和其他次级粒子（$π^\pm \rightarrow μ^\pmν_μ(\bar ν_μ),μ^\pm \rightarrow e^\pm \barν_μ(ν_μ) ν_e(\barν_e)$）。在宇宙加速场的强磁场中，高能带电粒子在衰变前会由于同步辐射而损失大量能量。我们表明，对于内激波模型中的伽马射线暴，衰变的高能中子产生的极高能反中微子（$\bar ν_e$）的通量可能大于π介子衰变产生的总中微子通量，这取决于它们的洛伦兹因子、光度和变率的值.
2010-07-15 astro-ph.HE hep-ph
Merging Strangeon Stars
致密星中超核物质的状态仍然令人费解，有人认为致密星可能是奇异星。如果奇异联星合并会怎样？这种合并可能会导致超大质量奇异子星的形成，伴随着引力波和电磁辐射的爆发（甚至是论文中解释的奇异子千诺瓦）。奇异子星和中子星的潮汐极化率是不同的，这是由于奇异子星是在基本强作用力的作用下自束缚在表面，而中子星是在引力的作用下自束缚在表面，它们的状态方程不同。计算结果表明，合并奇异子双星的潮汐极化率受GW170817的影响。三种kilonovae（即，讨论了中子、夸克和奇异子的衰变过程，并从奇异子核的衰变和残余恒星自旋下降的角度解释了Kilonova AT 2017gfo在GW 170817之后的光变曲线。此外，还计算了以伽马射线暴（GRB）形式出现的向初生奇异子星周围火球发射的能量。发现在启动子爆发后，X射线平台可以在$10^{2-3}$ s的时间尺度内跟随。当然，这些结果也可以通过引力波探测器之间的进一步观测协同作用来检验（例如，alIGO）和X射线望远镜（例如，中国HXMT和eXTP），特别是如果探测到的引力波形式由数值相对论模拟提供的特殊状态方程检验的话。
2018-03-13 astro-ph.HE
Modeling high-energy cosmic ray induced terrestrial and atmospheric neutron flux: A lookup table
在目前的条件下，入射到地球上的宇宙射线谱主要是能量小于1 GeV的粒子。包括高能太阳耀斑、超新星和伽马射线暴在内的天体物理源产生能量极高的高能宇宙射线（HECR）。地球很可能间歇性地暴露在这些事件中大大增加的HECR通量中，其中一些事件持续数千年至数百万年。HECR产生的空气簇射会破坏大气层，并产生有害的次级粒子，如μ子和中子。目前，中子在商用客机高度上贡献了显著的辐射剂量。随着宇宙射线能量的增加，这些影响将传播到地面。这项工作显示了蒙特卡罗模拟的结果量化的中子通量由于高能宇宙射线在不同的初级能量和高度。我们在这里提供查找表，可用于确定总能量为1 GeV - 1 PeV的初级中子通量。通过卷积，可以计算任意CR谱的中子通量。我们的研究结果表明，从地面水平中子增强推断原色的性质将是非常困难的。
2013-06-05 astro-ph.EP astro-ph.HE hep-ph
Multi-Messenger Constraints on Magnetic Fields in Merging Black Hole-Neutron Star Binaries
LIGO-Virgo-KAGRA合作组最近探测到来自黑洞-中子星（BHNS）双星系统GW 200105和GW 200115合并的引力波（GW）。未检测到符合的电磁（EM）对应物。虽然在这两个系统的质量比和BH自旋不足以潮汐中断的BH事件视界外的NS，其他的，电磁辐射的磁层机制存在于这个制度，并敏感地依赖于NS的磁场强度。结合GW的测量与EM通量上限，我们把上限的NS表面磁场强度以上的磁层发射模型会产生一个可观察到的EM对应。我们考虑由黑洞电池机制供电的火球模型，其中能量以伽马射线的形式输出超过$\lesssim1$ ~秒。Fermi-GBM或INTEGRAL SPI-ACS未检测到的一致性将NS表面磁场限制为$\lesssim10^{15}$ ~G。因此，联合GW检测和EM上限排除了理论上的可能性，即GW 200105和GW 200115中的NS以及GW 190814中的假定NS保留$\gtrsim10^{15}$ ~G偶极磁场直到合并。他们还排除了强磁化磁星快速与BH合并的形成场景。我们也可以排除BH电池供电的火球机制在这些系统中的操作。这是BHNS系统中NS磁场的第一个多信使约束，也是NS演化中探测场的一种新方法。这表明了约束力，BHNS合并的多信使分析BHNS形成的情况下，在NS的磁场演化，和BHNS磁层相互作用的物理。
2021-12-03 astro-ph.HE gr-qc
Jet Launching from Merging Magnetized Binary Neutron Stars with Realistic Equations of State
我们进行广义相对论，磁流体动力学（GRMHD）模拟的准圆形轨道上的双中子星合并，并进行延迟或即时崩溃的黑洞（BH）。恒星是无旋的，并使用SLy或H4核物质状态方程建模。为了评估初始磁场配置对喷气发动机的影响，我们赋予恒星一个纯粹的极向磁场，最初是不重要的动态，要么局限于恒星内部或从内部延伸到外部，在典型的恒星。与我们以前的结果相一致，我们发现，只有BH +盘残留物起源于形成超大质量中子星（HMNS）的双星，并经历延迟崩溃可以驱动磁动力射流。我们发现，双星的总质量越接近瞬发坍缩的阈值，从引力波峰值到喷流发射的时间延迟越短。该时间延迟还强烈地依赖于初始磁场配置。我们还发现，种子磁场局限于恒星内部可以推出一个喷流在$\sim 25\,\rm ms$晚于那些脉冲星一样的磁场。喷流的寿命[ $Δt\lesssim 150\,\rm ms$ ]和它的出射坡印廷光度[ $L_{\rm EM}\sim 10^{52\pm 1}\rm erg/s$ ]与典型的短伽马射线暴中心发动机寿命一致，也与用于发射喷流的Blandford-Znajek机制及其相关的坡印廷光度一致。我们的数值结果还表明，物质的动力学喷射可以通过磁场增强。因此，需要GRMHD研究来充分理解来自GW 170818样事件的kilonova信号。
2021-12-17 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
