Equation of state effects and one-arm spiral instability in hypermassive neutron stars formed in eccentric neutron star mergers
我们继续研究动力俘获双星中子星合并形成的长寿命超大质量中子星（HMNSs）中单臂螺旋不稳定性的发展和重要性。采用完全广义相对论的流体动力学模拟，我们发现单臂不稳定性是通用的，它可以发展在HMNS合并后的几十毫秒在我们的调查中的所有状态方程。我们发现，合并与较硬的状态方程往往产生HMNS与较强的$m=2$方位角模式密度变形，和较弱的$m=1$组件，相对于较软的状态方程。我们还发现，对于状态方程，可以引起双核HMNS，大的$m=1$密度模式可以已经存在，由于在两个核心的不对称性。这导致$l=2$、$m=1$引力波模式的产生，甚至在两个核心合并后最终出现的单臂模式占主导地位之前。我们的研究结果进一步表明，更严格的状态方程引起HMNS产生较低的$m=1$引力波频率。因此，如果单臂不稳定性产生的引力波被探测到，它们原则上可以约束中子星的状态方程。我们估计，根据状态方程，单臂模式可能被第二代引力波探测器在$\sim 10$ Mpc和第三代在$\sim 100$ Mpc的。最后，我们提供的动态喷出物的属性，以及伴随的kilonovae签名的估计。
2016-09-02 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Merger rate density of Population III binary black holes below, above, and in the pair-instability mass gap
我们提出了人口合并率密度（Pop.）III二元黑洞（BH）的广泛使用的二元人口合成代码BSE扩展到非常大质量和极端贫金属的恒星。我们不仅考虑了低质量的BH（lBH：$5-50 M_\odot$），而且考虑了高质量的BH（hBH：$130-200 M_\odot$），其中lBH和hBH分别低于和高于对不稳定质量间隙（$50-130 M_\odot$）。人群III BH-BH可分为三个亚群：无hBH的BH-BH（hBH 0 s：$m_{\rm tot} \lesssim 100 M_\odot$）、有1个hBH的BH-BH（hBH 1 s：$m_{\rm tot} \sim 130-260 M_\odot$）和有2个hBH的BH-BH（hBH 2 s：$m_{\rm tot} \sim 270-400 M_\odot$），其中$m_{\rm tot}$是BH-BH的总质量。它们在当前宇宙中的合并率密度对于hBH 0是$\sim 0.1$ yr $^{-1}$ Gpc $^{-3}$，对于hBH 1 s和hBH 2 s之和是$\sim 0.01$ yr $^{-1}$ Gpc $^{-3}$，前提是Pop. III恒星的质量密度是$\sim 10^{13} M_\odot$ Gpc $^{-3}$。这些速率对初始条件和单星模型不太敏感。hBH 1和hBH 2合并可能在不久的将来发现的hB…
2021-03-28 astro-ph.HE astro-ph.SR
Efficient magnetic-field amplification due to the Kelvin-Helmholtz instability in binary neutron star mergers
我们探讨了中子星合并过程中由于开尔文-亥姆霍兹不稳定性引起的磁场放大。通过在日本超级计算机“K”上进行高分辨率的广义相对论磁流体力学模拟，其分辨率为$17.5$ m，在合并开始后为$4$- $5$ ms，我们发现中等最大强度的初始磁场$10^{13}$ G至少被放大了$\approx 10^3$倍。我们还讨论了磁场能量的饱和问题，结果表明它很可能是$\gtrsim 4 \times 10^{50}$ erg，即合并中子星体动能的$\gtrsim 0.1\%$。
2015-11-13 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetorotational instability in neutron star mergers: impact of neutrinos
两颗中子星的合并可能会产生一颗长寿的超大质量中子星。如果它拥有一个磁星强度的强磁场，它的自旋下降可以解释短伽马射线暴余辉的几个特征。磁旋转不稳定性（MRI）被提出作为将磁场放大到所需强度的机制。然而，以前的研究忽略了中微子，中微子可能通过诱导粘性和阻力对MRI产生重要影响。我们调查的影响，这些中微子效应的线性增长的MRI应用局部稳定性分析快照的中子星合并模拟。我们发现中微子对超大质量中子星内部有显著的影响，但对围绕它的环面的影响最大。在超大质量中子星内部，磁共振成像随半径和初始磁场强度的不同而呈不同的区域增长。对于弱于$10^{13}-10^{14}\,{\rm G}$的磁场，由于中微子的存在，MRI的增长率显著降低。我们的结论是，中微子应考虑到从现实的初始磁场的MRI的增长研究时。目前的数值模拟，忽略中微子粘度，只有一致的，即在所采用的理想制度，如果他们开始从人为的强初始磁场以上$\sim10^{14}\,{\rm G}$。当将这些结果外推到较低的初始磁场时，应该小心，在那里，磁共振成像的增长受到中微子粘性或阻力的强烈影响。
2017-07-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary black hole mergers from young massive clusters in the pair-instability supernova mass gap
最近发现的$\approx100M_\odot$的两个黑洞（BH）之间的双黑洞（BBH）合并事件GW 190521，以及其他涉及对不稳定性超新星（PSN）质量间隙中的BH的大质量BBH合并事件，引发了关于这种极端引力波（GW）事件起源的广泛争论。在这项研究中，我调查是否在年轻的大质量集群（YMCs）的动力学相互作用作为一个可行的方案组装PSN间隙BBH合并。为此，我探索了一个网格的40个新的演化模型的代表性YMC的初始质量$M_{\rm cl}=7.5\times10^4M_\odot$（$N\approx1.28\times10^5$）和大小$r_h=2$ PC，与所有BH祖星最初在原始双星。所有的集群模型的发展与直接的，相对论的N-体代码NBODY 7纳入最新的残余物的形成，BH出生自旋，和广义相对论（GR）合并反冲计划。从这些模型集群计算的BBH合并同意的质量和有效自旋参数的GW事件在最新的GW瞬态目录（GWTC）。特别地，GW 190521样，即，$\approx200M_\odot$，低排列自旋事件是通过来自星-星合并产物的BH之间的动力学合并产生的。GW 190403样，即，PSN-间隙，高度不对称和对齐的事件导致合并涉及BH旋转通过物质吸积或二元相互作用。目前的YMC模型产生了一个目前的固有合并率密度$0-3.8\times10^{-2}{{\rm~yr}^{-1}{…
2022-06-14 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetic field amplification in hypermassive neutron stars via the magnetorotational instability
双中子星的合并可能导致超大质量中子星（HMNS）的形成，它是亚稳态的，最终坍缩成黑洞。这种合并的情况被认为可以解释短伽马射线暴（SGRB）的现象。在SGRB中观察到的非常高的能量被认为是来自中微子-反中微子湮灭和/或来自合并过程中或合并后由磁旋转不稳定性（MRI）等机制产生的非常强的磁场。在这里，我们报告的结果表明，首次在三维，完全广义相对论磁流体动力学模拟HMNS的MRI的发展。这种不稳定性以指数方式放大了磁场，可能是解决SGRB难题的重要因素。
2014-01-21 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Cosmic Rates of Black Hole Mergers and Pair-Instability Supernovae from Chemically Homogeneous Binary Evolution
在高级引力波探测器网络的前三次观测中，LIGO/Virgo合作探测到了几个黑洞双星（BHBH）合并。随着检测到的BHBH合并数量的增加，将有可能限制其形成的不同渠道。在这里，我们认为化学均匀演化（CHE）通道在紧密的二进制文件，通过执行人口合成模拟，结合现实的二进制模型与详细的宇宙学计算的化学和恒星形成历史的宇宙。这使我们能够限制人口属性，以及宇宙学和aLIGO/aVirgo通过这一途径形成的BHBH合并的检测率。我们通过CHE通道预测了$5.8 \, \textrm{Gpc}^{-3} \textrm{yr}^{-1}$红移为零时的BHBH合并率，并与aLIGO/aVirgo测量的${53.2}_{-28.2}^{+55.8} \, \text{Gpc}^{-3} \text{yr}^{-1}$合并率进行比较，发现最终合并系统的BH质量在PISN间隙以下的$17 - 43 \, \textrm{M}_{\odot}$范围内，而在PISN间隙以上的$>124 \, \textrm{M}_{\odot}$范围内。我们研究了黑洞形成过程中动量反冲的影响，并计算了宇宙学和星等限制的PISN率。我们还研究了高红移偏差对恒星形成率的影响。我们发现，动量踢往往会增加延迟时间的BHBH系统，我们的幅度有限的PISN率估计表明，目前的深调查应该能够检测到这样的事件。最后，我们发现，我们的宇宙学合并…
2020-11-08 astro-ph.GA astro-ph.HE astro-ph.SR
Binary Evolution Can Mimic the Pair-Instability Mass Gap in Black Hole Mergers
Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文中心）
本文研究二元系统中的质量转移是否能产生类似双子质量间隙的质量分布。通过StarTrack和半分析框架，发现高效质量转移可限制首生黑洞质量并产生质量间隙。
2026-09-09 astro-ph.HE astro-ph.SR
Neutrino Fast Flavor Instability in three dimensions for a Neutron Star Merger
本文提出用角矩方法模拟中子星并合中的中微子快味转化，能捕捉增长、饱和与退相干三阶段，并正确预测最快增长涨落尺度。
2023-12-26 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-ph
Binary black holes in the pair-instability mass gap
对不稳定性（PI）和脉动PI阻止了质量为$\gtrsim{}60$ M $_\odot$的黑洞（BH）的形成。在这里，我们调查的可能性，BH的质量在PI差距形式通过恒星合并和多个恒星合并，促进年轻星团的动力学相遇。我们分析了$10^4$模拟，运行直接N体代码nbody 6 ++gpu加上人口合成代码MOBSE。我们发现，高达$\sim{}6$ ~%的所有模拟的BH有质量的PI差距，这取决于祖的金属丰度。由于恒星风的影响，这种形成通道在富含金属（Z = 0.02）的星团中受到强烈抑制。质量在PI间隙中的BH最初是单个BH，但可以通过动力学交换有效地获得同伴。我们发现，$\sim{}$ 21%，10%和0.5%的所有二元BH中至少有一个组分在PI质量间隙中的金属丰度Z = 0.0002，0.002和0.02，分别。基于宇宙恒星形成速率和金属丰度的演化，并假设所有恒星都形成于年轻星团，我们预测，在先进的LIGO和Virgo探测到的所有BH合并双星中，至少有$\sim{}5$ ~%的双星在PI质量隙中存在.
2020-07-06 astro-ph.HE astro-ph.SR
The two faces of tides: gravitational instability during galaxy mergers
CHRIST (Deemed to be University)（克里斯特（视为大学））；Indian Institute of Astrophysics（印度天体物理研究所）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）
本研究开发分析框架，探究星系并合中伴星系潮汐场对金斯不稳定性的修正机制，发现临界角θ_c≈54.7°，揭示潮汐效应对气体密度的依赖及峰值出现时机，明确其对弥散气体坍缩的调控作用。
2026-08-06 astro-ph.GA astro-ph.SR
ZZ Piscis Austrinus (ZZ PsA): A bright red nova progenitor and the instability mass ratio of contact binary stars
ZZ PsA是一个被忽略的亮南接触双星系统，最大V星等为9.26等。我们提出了第一个多波段光度分析，并发现该系统是在深度接触（>95%），具有极低的质量比0.078。主要有一个质量为1.213 M？与其报道的光谱类别F6保持一致。为了确定如果ZZ PsA是合并的候选人，我们概述了目前的状态，关于不稳定的质量比，并开发新的关系连接的质量的主要不稳定的质量比的系统和程度的接触。我们发现，ZZ PsA以及其他两个例子，从文献中合并的候选人，而另外三个需要进一步的观察，以确认为潜在的合并候选人。
2020-11-18 astro-ph.SR
High resolution numerical-relativity simulations for the merger of binary magnetized neutron stars
我们在日本超级计算机K。中子星和合并遗迹被70 μ m的网格覆盖，这是迄今为止得到的结果中分辨率最高的。通过深入的分辨率研究，首次阐明了中子星并合过程中磁场的几种放大机制。首先，在合并开始时剪切层中发展的开尔文-亥姆霍兹不稳定性显著地放大了磁场。合并后形成的超大质量中子星（HMNS）会受到非轴对称的磁旋转不稳定性的影响，这种不稳定性放大了HMNS中的磁场。这两种放大机制不能用非相干分辨率运行找到。我们还表明，HMNS最终崩溃的黑洞所包围的吸积环面，这是在出生时强烈磁化。
2014-07-14 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
A Study of Twelve Potential Merger Candidate Contact Binary Systems
本文分析了十二个相接双星系统的测光观测，发现它们均具有极低质量比并处于理论轨道不稳定范围内，且多数存在磁场活动增强指标，是潜在的并合候选系统。
2023-06-27 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
Gravitational-wave constraints on the pair-instability mass gap and nuclear burning in massive stars
Cardiff University（卡迪夫大学）；H. H. Wills Physics Laboratory, Tyndall Avenue, Bristol（布里斯托 H.H. 威尔斯物理实验室）；The University of Chicago（芝加哥大学）；Northwestern University（西北大学）；University of Oxford（牛津大学）；ICREA（加泰罗尼亚高级研究院）；Institut de Ciències del Cosmos (ICCUB), Universitat de Barcelona（巴塞罗那大学宇宙科学研究所）；Universität Heidelberg（海德堡大学）
研究通过引力波观测数据发现双星不稳定性质量间隙，并测量了碳-氧核反应速率，揭示了黑洞形成与恒星演化的关系。
2026-05-07 astro-ph.HE astro-ph.SR
Is GW190521 the merger of black holes from the first stellar generations?
GW 190521挑战了我们对大质量恒星后期演化的理解，特别是对不稳定性的影响。我们讨论的可能性，在低或零金属丰度的恒星可以保留大部分的氢信封，直到前超新星阶段，避免脉动对不稳定的制度，并产生一个黑洞的质量在质量间隙的回落。我们提出了一系列新的恒星演化模型在零和低金属计算与日内瓦和MESA恒星演化代码和比较现有的网格模型。金属丰度在0-0.0004范围内的模型具有三个属性，与更高金属丰度的模型相比，这些属性有利于更高的BH质量。这些是（i）较低的质量损失率在后MS阶段，（ii）一个更紧凑的恒星不利于二进制的相互作用和（iii）可能的氢氦壳相互作用，降低CO核心质量。我们的结论是，这是可能的，GW 190521可能是合并的黑洞直接产生的大质量恒星从第一代恒星。我们的模型表明BH质量高达70-75 Msun。与对流混合、质量损失、H-He壳层相互作用和对不稳定脉动有关的不稳定性可能会使这一极限增加到~85 Msun。
2021-01-06 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Contribution of Population III Stars to Merging Binary Black Holes
本研究通过快速双星种群合成模拟，发现孤立双星（包括Pop III恒星）形成的双黑洞可解释GWTC-3观测到的并合率密度与质量分布，并预测未来几年将发现几颗对不稳定性超新星。
2024-03-15 astro-ph.HE astro-ph.SR
Plasmoid Instability in Forming Current Sheets
等离子体团不稳定性的出现彻底改变了我们对天体物理环境中磁重联的认识。通过防止高度拉长的重连层的形成，这对于实现许多天体物理现象所特有的快速能量转换率至关重要。以前的研究大多集中在Sweet-Parker电流片上，然而，这在典型的天体物理系统中是无法实现的。在这里，我们推导出一套一般的标度律的等离子体团不稳定性的电阻和粘阻电流片，随着时间的推移而演变。我们的方法依赖于一个原则，最少的时间，使我们能够确定的属性的重连电流片（纵横比和经过的时间）和等离子体团不稳定性（增长率，波数，内层宽度）在结束时的线性阶段。在这个阶段之后，重新连接的电流片被中断，并且可以发生快速重新连接。等离子体团不稳定性的标度律是\emph{not}简单的幂律，并依赖于Lundquist数（$S$）、磁Prandt数（$P_m$）、系统噪声（$ψ_0$）、电流片演化的特征速率（$1/τ$）以及减薄过程.我们还表明，以前的标度是不适用于绝大多数的天体物理系统。我们探讨了在天体物理系统，如太阳日冕和星际介质的新的标度关系的影响。在这两个系统中，我们表明，我们的标度律产生的值的增长率，波数和纵横比，是远远小于甜帕克的缩放。
2017-07-06 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Luminous Fast Blue Optical Transients as "Failed" Gravitational-wave Sources: Helium Core$-$Black Hole Mergers Following Delayed Dynamical Instability
Max Planck Institute for Astrophysics（马克斯·普朗克天体物理学研究所）；Columbia University（哥伦比亚大学）；Center for Computational Astrophysics, Flatiron Institute（Flatiron研究所计算天体物理中心）
研究黑洞与供体恒星质量传输中延迟动力学不稳定产生的瞬变体，结合多种模型预测其种群，认为是LFBOTs来源，阐述了相关物质抛射、能量产生等过程及特性，估计了本地速率，支持LFBOTs为“失败”引力波源标志。
2026-07-10 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
On the Darwin instability effect in binary systems
基于类Regge定律，在模型中分析了双星系统（行星、恒星和星系）中的达尔文不稳定性效应。本文给出了双星各分量间相对距离和双星轨道自转周期的新的解析公式。
2019-07-03 astro-ph.SR
Blue large-amplitude pulsators formed from the merger of low-mass white dwarfs
本文通过MESA模拟和COSMIC种群合成研究低质量白矮星并合形成蓝色大振幅脉动变星的可行性，发现总质量在0.32至0.7太阳质量间的并合可产生BLAPs，并可能解释磁性BLAPs的起源。
2024-09-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Electrodynamics and dissipation in the binary magnetosphere of pre-merger neutron stars
通过三维无力电动力学模拟，研究双中子星并合前磁层能量释放，发现KH不稳定性与磁重联驱动耗散，可产生压缩波并可能解释快速射电暴前兆。
2025-02-28 astro-ph.HE astro-ph.SR physics.plasm-ph
A Possible Triple Formation Scenario of Binary Black Hole Merge With One In Pair-instability Supernova Mass Gap
Xinjiang University（新疆大学）；Yili Normal University（伊犁师范大学）；Xiamen University（厦门大学）；Al-Farabi Kazakh National University（哈萨克斯坦国立大学）
研究针对双黑洞合并落入PISN质量间隙挑战标准理论的问题，提出孤立分层三体恒星演化通道，通过潮汐同步和三体共同包层演化使内BBH合并，能重现引力波特性并预测合并率，证明原始三体相互作用可填充该质量间隙。
2026-07-08 astro-ph.HE astro-ph.SR
Pulsation-driven mass loss from massive stars behind stellar mergers in metal-poor dense clusters
最近发现的高红移（z > 6）超大质量黑洞（SMBH）有利于原星系中大质量种子黑洞的形成。一种可能的情况是在致密的星团中通过失控的恒星碰撞形成~ 1 e3 - 1 e4 Msun的大质量恒星，留下大质量的BH而没有显著的质量损失。我们研究了零龄主序星（ZAMS）质量Mzams/Msun = 300-3000和金属丰度Z/Zsun = 0-0.1的大质量恒星的脉动不稳定性，并讨论了脉动驱动的质量损失是否阻止了大质量BH的形成。在MS阶段，由ε机制激发的脉动不稳定性在~ 1 e3 yr内增长。随着恒星质量和金属丰度的增加，质量损失率增加到<1 e-3 Msun/yr。在红超巨星（RSG）阶段，不稳定性主要由氢电离区的κ机制激发，在10年内增长较快，其质量损失率几乎与金属丰度无关，分布在1 e-3- 1 e-2 Msun/yr之间。进行恒星结构的计算，包括由于脉冲驱动的风的反馈，我们发现，恒星模型的Mzams/Msun = 300-3000可以留下残余BH大于~ 200-1200 Msun。我们的结论是，大规模合并产品可以在z > 6时观察到巨大的SMBH。
2020-08-31 astro-ph.GA astro-ph.SR
High-resolution magnetohydrodynamics simulation of black hole-neutron star merger: Mass ejection and short gamma-ray burst
本文报道了在日本超级计算机“K”上对黑洞-磁化中子星双星并合的高分辨率数值相对论模拟结果。我们专注于一个二进制的潮汐中断和随后形成的一个巨大的吸积环。我们发现发射热驱动的环面风，随后形成的漏斗壁以上的环面和磁层与准直极向磁场，和高Blandford-Znajek光度。我们第一次在自洽模拟中展示了这张照片。吸积环内部的非轴对称磁旋转不稳定性和Kelvin-Helmholtz不稳定性所引起的类顺磁运动是驱动质量吸积的媒介，并将吸积能转化为热能，从而导致强风的产生。通过深入的分辨率研究，我们发现，高分辨率是必不可少的，以绘制这样的图片。我们还讨论了r-过程核合成，放射性供电的瞬态发射，短伽马射线暴的含义。
2015-09-03 astro-ph.CO astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetorotational instability in relativistic hypermassive neutron stars
差异旋转超大质量中子星（HMNS）是中子星双星合并过程中形成的亚稳态天体。HMNS最终坍缩成黑洞是产生预期伴随着短伽马射线暴发射的物理条件的关键因素。我们研究了磁场对HMNS的影响，通过在广义相对论磁流体力学中进行三维模拟。特别是，我们提供了直接的证据，在HMNS内部的磁旋转不稳定性（MRI）的发生。在这些系统的模拟中，首次观察到快速生长和空间周期性结构形成的特征与其他系统中MRI产生的通道流的特征相似。此外，增长最快的模式的增长时间和波长的提取和比较成功的分析预测。磁共振成像作为一种重要的机制出现，在HMNS的寿命期间放大磁场，加速其坍缩为黑洞。这里提供的证据表明，磁共振成像实际上可以在HMNS中发展，这可能对中子星双星合并的结果及其与短伽马射线暴的联系产生深远的影响。
2013-07-17 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Local simulations of the magnetized Kelvin-Helmholtz instability in neutron-star mergers
上下文全球磁流体动力学模拟表明，在两颗合并的中子星的接触面存在开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性。该区域已被确定为磁场有效放大的部位。然而，由于数值限制，这些全局模拟无法确定场强的饱和水平，因此无法确定磁场对流动的可能反作用。目标。我们研究了KH不稳定剪切流中初始弱场的放大，以及场对流的反作用。方法.我们使用一个高分辨率的理想MHD代码进行二维和三维局部模拟的剪切流。结果在2D中，磁场在小于0.01ms内被放大，直到其与动能达到局部均分。随后，它饱和，由于电阻的不稳定性，扰乱KH涡和减速的剪切流在长期的时间尺度上。我们确定了场放大率与初始场强和网格分辨率的标度律。在3D中，这种磁流体机制可能由限制放大的纯流体动力学不稳定性主导。我们发现局部最大磁场为10^16 G，均方根值为10.16 G。最大值在10^15 G的框内。然而，这种强磁场只存在很短的时间。在饱和状态下，磁场的取向主要平行于剪切流的强初始场，而较弱的初始场往往导致更平衡的场能量分布。在所有模型中，流动都表现出小尺度特征。磁场至多与衰减剪切流均分。（节略）
2010-03-31 astro-ph.SR
Homing in on Polaris: A 7 M$_\odot$ first-overtone Cepheid entering the instability strip for the first time
最近提出的HST/FGS视差测量的北极星系统已被解释为证据造父变星北极星Aa是脉动的第二泛音。在恒星合并方面，注意到和讨论了A和B成分之间的年龄差异。在这里，我表明，新的视差的北极星是一致的一个简单的解释北极星作为一个$7 \rm{M}_\odot,$第一泛音，经典造父变星附近的热边界的第一个不稳定带交叉。这张照片是锚定的周期变化率，周期光度关系，在颜色星等空间的位置，干涉确定的半径，光谱N/C和N/O的增强，和一个动态的质量测量。模型和数据之间的详细协议证实了造父变星和它的视觉同伴之间的物理联系以及HST视差的准确性。成分A和B之间的年龄差异得到证实，需要进一步分析，例如研究在一个蒸发的诞生星团中恒星合并的可能性，北极星三重系统将是剩余的核心。
2018-03-20 astro-ph.SR
General-relativistic instability in rapidly accreting supermassive stars: the impact of rotation
通过广义相对论（GR）不稳定性坍缩的超大质量恒星（SMS）被认为是超大质量黑洞的可能祖先。它们在不稳定开始时的质量和角动量在许多方面都是关键，特别是关于直接坍缩的观测特征的可能性。在这里，我们研究的稳定性旋转，快速吸积的SMSs对GR，并得出这些恒星在死亡的属性。的hylotropic结构的基础上，相关的快速吸积SMSs，我们定义的假设下，在辐射区域，允许差分旋转的局部角动量守恒的旋转配置文件。我们发现，旋转有利于稳定的快速吸积的SMSs的吸积角动量表示一个分数f > 0.1%的开普勒角动量。当f = 0.3%-0.5%时，与GR稳定性相一致的最大质量比非旋转情况增加了一个数量级。当f = 1%时，如果恒星质量不超过10^7-10^8 Msun，就不能达到GR不稳定性。这些结果意味着，像在非旋转的情况下一样，直接坍缩黑洞的祖先的最终质量在不同的区间内变化，这取决于所考虑的情况：对于原始原子冷却的晕，10^5 Msun < M < 10^6 Msun;对于富含金属的星系合并，10^6 Msun < M < 10^9 Msun。这些模型表明，离心屏障是无效的，以防止直接形成的超大质量黑洞在崩溃的SMS。此外，星系合并的条件似乎比原子冷却的晕更有利于在黑洞形成时可探测到的引力波发射和超长伽马射线暴。
2021-04-23 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
Magnetized Moving Mesh Merger of a Carbon-Oxygen White Dwarf Binary
白矮星（WD）双星合并可能是一些不寻常的恒星和瞬态现象的祖先，包括Ia型超新星。到目前为止，合并的模拟还没有包括磁场，即使他们被认为在合并残留物的演变中发挥了重要作用。我们在磁流体动力学移动网格程序Arepo中模拟了0.625 - 0.65 $M_{\odot}$碳氧WD双星合并。每个WD被赋予表面值为$\sim10^3$ G的初始偶极场。在合并双中子星双星的模拟中，我们发现在两颗恒星合并过程中，开尔文-亥姆霍兹不稳定性产生的漩涡内的场呈指数增长。最后一个磁场具有复杂的几何形状，在合并残余物的中心有一个强度为$>10^{10}$ G的磁场。其能量为$\sim2\times10^{47}$尔格，占残骸总能量的$\sim0.2$ %。强磁场可能通过提供角动量转移和额外加热的机制来影响合并残余物的进一步演化，可能有助于点燃碳聚变。
2015-06-05 astro-ph.SR
Effects of Metallicity on the Instability Mass Ratio of Low Mass Contact Binary Systems
本研究通过模拟不同金属丰度下主星的回转半径，发现低金属丰度相接双星系统具有更低的不稳定质量比，从而更稳定，并通过光变曲线分析验证了这一效应。
2023-10-10 astro-ph.SR
Subcritical excitation of the current-driven Tayler instability by super-rotation
众所周知，在流体动力学泰勒-库埃特系统中，均匀旋转或具有正剪切的旋转定律（“超旋转”）是线性稳定的。人们还知道，在足够强的轴向电流的存在下，导电流体对非轴对称扰动变得不稳定。这表明均匀轴向电流形成的圆柱形箍缩是由具有$dΩ/dR \geq 0$的转动定律稳定的。然而，对于磁普朗特数Pm $\neq 1$和慢旋转也刚性旋转和超旋转支持的不稳定性，降低其临界哈特曼数。对于窄隙中的超旋转和适度的旋转速率，这种双扩散不稳定性甚至存在于具有相当任意径向轮廓的环形磁场中，包括无电流轮廓$B_ϕ\propto 1/R$。对于刚性旋转和超旋转的符号的方位角漂移的非轴对称磁流体不稳定性模式强烈依赖于磁普朗特数。对于Pm $\ll 1$，不稳定图形随流动反向旋转，而对于Pm $\gg 1$，不稳定图形随流动同向旋转，而对于具有负剪切的旋转规律，不稳定图形沿所有Pm的基本旋转方向迁移。在使用液体钠作为旋转圆柱之间的传导流体的实验中，最小3.6kS的轴向电流在内圆柱内部或外部流动足以实现超旋转的双扩散不稳定性。如果使用镓合金，则极限为11 kWh。
2015-11-18 astro-ph.SR physics.flu-dyn
