Deconfinement of neutron star matter within the Nambu-Jona-Lasinio model
我们研究了中子星条件下强子物质到夸克物质的退禁闭跃迁，假设跃迁过程中色味守恒。我们使用两阶段描述。对于强子相，我们使用不同的参数化的非线性Walecka模型，其中包括整个重子八重态。对于夸克物质相，我们采用包含色超导的SU（3）_f Nambu-Jona-Lasinio有效模型。脱限制被认为是一个一级相变，保存颜色和味道。它给出了一个短暂的瞬态无色夸克相，它不处于β平衡，并衰变到τ ~ tau_{weak} ~ 10^{-8} s的稳定组态。然而，尽管是非常短暂的，过渡到这个中间阶段决定了转变的开始内部的中子星。我们找到了中子星内部典型温度下的跃迁自由能量密度.我们还发现了临界质量以上的紧凑型恒星应该包含一个夸克核心，并在其下，他们是安全的，相对于突然过渡到夸克物质。而独立于强子状态方程（EOS）的刚度，我们发现强子星（没有被捕获的中微子）的临界质量在1.5 - 1.8太阳质量的范围内。这与MIT Bag模型中获得的结果一致。
2009-06-30 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Quark deconfinement in high-mass neutron stars
在本文中，我们探讨了在高质量中子星如J1614-2230（1.97 \pm 0.04 M_Sun）和J 0348 +0432（2.01 \pm 0.04 M_Sun）中是否可能发生夸克解除禁闭。我们的研究是基于SU（3）Nambu Jona-Lasinio（n3 NJL）模型的非定域扩展，该模型中夸克之间存在排斥矢量相互作用.这个模型超越了Nambu Jona-Lasinio（NJL）模型的常用局部版本，因为它考虑了QCD的几个关键特征，而这些特征不是局部模型的一部分。本文在非线性相对论平均场论的框架下研究了束缚强子物质。我们发现无论是局域的还是非局域的NJL模型都预言了在质量为2.1 ~ 2.4 M_Sun的高质量中子星中存在扩展的夸克-强子混合物质区。通过对强子拉格朗日量的参数化和夸克间矢量排斥的选择，得到了中子星核中的纯夸克物质。中心有夸克混合物质和/或纯夸克物质核的大质量中子星的半径在12 ~ 13 km的正则范围内。
2014-01-15 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Sexaquark dilemma in neutron stars and its solution by quark deconfinement
根据一个稳定的含有夸克的六夸克态（uuddss）到目前为止还没有被实验注意到的想法，这样的粒子将是一个很好的暗物质候选者，我们研究了稳定的六夸克在致密星物理学中的可能作用，给出了对状态方程的严格约束，这些约束来自于对高质量夸克的观测和GW 170817对致密性的限制。中等质量恒星我们发现，有一个“sexaquark困境”（类似于超子困境）的sexaquark在夸克物质的解离是一个可行的解决方案，满足所有目前的限制，从多信使天文学。混合星模型所需的参数，包括sexaquarks是符合预先存在的夸克和强子物质模型的参数。我们发现，当前的约束--符合GW 170817的潮汐变形性和高于PSR J 0740 +6620下限的最大质量--可以通过两种方式得到满足：早期的夸克去禁闭，使得任何NS内部都不存在六夸克和超子，或者后来的去禁闭，使得中子-六夸克壳包围内部夸克物质核心。
2022-02-11 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Studying the onset of deconfinement with multi-messenger astronomy of neutron stars
随着对中子星合并双星（GW 170817）的首次多信使观测，中子星的质量和半径有了新的限制。我们介绍了一类混合EoS，满足所有这些约束条件，并预测在质量半径图中的区域，可以填充只有混合中子星与夸克物质的核心。当对高质量脉冲星PSR J 0740 +6620的NICER半径测量产生小于11 km的半径时，将提供对这一猜想的确认。如果这种半径测量产生的结果超过12公里，这将允许这颗恒星的纯强子和混合性质。在后一种情况下，最大质量可能达到$2.6~M_\odot$，因此不对称双星合并中较轻的物体GW 190814可能是一颗混合星。我们证明，这种高质量可以兼容的早期发病的恒星质量低于$1~M_\odot$和低质量双星的出现解除禁闭。在这种情况下，GW170817的残骸可能是一颗长寿的超大质量脉冲星。
2021-01-07 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Early deconfinement of asymptotically conformal color-superconducting quark matter in neutron stars
本文提出相对论密度泛函方法模拟夸克禁闭，并通过介质依赖的矢量和双夸克耦合恢复渐近共形行为，发现色超导夸克物质的退禁闭可能发生在质量低于1.0倍太阳质量的中子星中。
2022-11-23 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Deconfinement of quark content in neutron stars due to cosmic external agents
我们在这篇论文中总结了“QCD相图III（CSQCD III）中的紧凑型恒星"，2012年12月12日至15日，Guaruja，SP，巴西的可能性，涉及宇宙外部代理的存在，能够通过（共）或自湮灭在中子星中沉积能量。反过来，这可能会驱动中子星的内部相变，以一种特洛伊机制破坏原始配置。通过改变物体的EoS和发射多信使信号，该事件将产生宏观后果，该信号在光子范围内可以用$\sim10-100$ keV的伽马射线检测到。
2013-06-01 astro-ph.HE
Novel Signals from Neutron Star Mergers at 511 keV
对合并中子星的多波段符合信号的协同观测明确地标志着多信使天文学的重要性。我们提出了一个新的通用签名的中子星合并，正电子发射和相关的511千电子伏的辐射，产生的喷射富中子放射性合并材料。考虑到历史上银河系内的中子星合并，可以很容易地解释长期观察到的银河系中心511千电子伏发射线的起源。此外，我们绘制了重元素生产（$r$ -过程核合成）和511千电子伏的排放，这意味着令人惊讶的最近观察到的网囊II超微弱矮球状星系作为我们的建议吸烟枪之间的直接联系。这种新的中子星合并的示踪剂为探索双星合并历史提供了一个独特的方法。
2019-08-03 astro-ph.HE hep-ph
Signal of quark deconfinement and thermal evolution of hybrid stars
众所周知，中子星由于磁偶极辐射而自旋下降。强子物质到夸克物质的去禁闭相变预计将发生在恒星的致密核心中。连续发生的相变不仅引起结构变化，而且在一阶相变的情况下还引起能量释放。能量的产生增加了恒星的内能，这被称为去禁闭加热。恒星的温度上升时，解除禁闭加热出现在核心。我们通过研究中子星热演化过程中表面温度的变化来探索解禁闭的特征。
2010-06-01 astro-ph.HE
High-energy emissions from neutron star mergers
2017年，LIGO-Virgo合作报告了第一个中子星合并事件GW 170817的探测，该事件伴随着从无线电到伽马射线的电磁对应物。虽然这次事件没有探测到高能中微子，但预计中子星的合并会产生这种高能粒子。当中子星合并时，相对论性喷流被发射出来。如果喷流中含有质子，它们可以通过光生子的产生发射出高能中微子。此外，中子星合并会产生大量快速的喷出物，这可能是膝盖以上的银河系高能宇宙射线的来源。我们简要回顾了我们从多信使事件GW 170817中学到的知识，并讨论了与中子星合并有关的多信使探测和强子宇宙线产生的前景。
2019-03-14 astro-ph.HE hep-ph
Chirally improved quark Pauli blocking in nuclear matter and applications to quark deconfinement in neutron stars
本文对核物质状态方程的相对论平均场模型进行了修正，加入了重子间夸克交换引起的保利阻塞效应。根据所采用的动力学夸克质量的密度依赖性，提出了不同的夸克泡利阻塞手征增强方案。将所得的压力状态方程与排除体积校正的RMF模型DD 2进行比较。在此比较的基础上，一个依赖于密度的核子体积提取参数的夸克泡利阻塞效应在各自的手征增强计划。在唯象约束条件下，研究了同位旋不对称性对密度相关核对称能的影响。退禁闭相变是由一个更高的阶NJL模型内描述的夸克物质的相位麦克斯韦建设。旋转和非旋转（混合）紧凑型恒星序列的解决方案，得到了高质量的孪生紧凑型恒星解决方案的旋转情况下的效果。
2020-06-14 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Deconfinement of non-strange hadronic matter with nucleons and $Δ$ baryons to quark matter in neutron stars
本文在相对论平均场框架下，在有效手征模型下，探讨了中子星物质中形成1232 MeV $Δ$重子的可能性。随着δ-介子耦合的变化，与施加在它们上的约束一致，得到的状态方程和中子星的性质计算静态和球形配置。在我们的模型框架内，$Δ$ s的临界形成密度和中子星的性质被发现是非常敏感的等矢量耦合相比，标量或矢量耦合。本文基于QCD理论，重新讨论了$Δ$之谜，并寻找了从非奇异强子物质（包括核子和$Δ$）到非奇异夸克物质相变的可能性。由此得到的混合星构型满足质量最大的恒星PSR J1614-2230和PSR J 0348 +0432在静态条件下的观测质量约束。我们的半径估计值完全在QLMBX观测分析的限制范围内。计算得到的$R_{1.4}$值与最近观测到的中子星合并产生的引力波（GW 170817）的边界值一致。我们的混合状态方程也满足了PSR J 0737 -3039研究中对重子质量的约束。\noindent{Keywords: Delta baryons, Quark matter, Phase transition, Equation of State, Neutron Stars, Hybrid Stars}
2018-11-17 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Deconfinement to Quark Matter in Neutron Stars - The Influence of Strong Magnetic Fields
我们使用扩展版本的强子SU（3）非线性实现的西格玛模型，也包括夸克来研究混合星。在这种方法中，自由度随着温度/密度的增加而自然变化。测试了局部和全局电荷中性的不同规定，讨论了强磁场和反常磁矩对粒子布居的影响。
2017-07-19 astro-ph.HE astro-ph.SR nucl-th
Energetic emissions from deconfinement in compact stars and their relation to the critical end point in the QCD phase diagram
在这项工作中，我们研究的情况下，在紧凑的恒星内部的强一阶相变的QCD相图中的临界端点相关联的存在下，解除禁闭。满足这些条件的中子星在质量-半径图中显示出第三个分支，第一个和第二个分支是白矮星和中子星配置。纯强子中子星可以通过诱导坍缩释放出相当于第二和第三分支构型之间质能差的能量，实现向第三分支的跃迁。这种现象的物理结果，可以潜在地解释已经检测到的天体物理信号进行了讨论。特别是，我们提出的能量估计的情况下，快速射电暴，被视为一个双峰结构的对象的光变曲线。
2016-02-03 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Quark deconfinement and the duration of short Gamma Ray Bursts
基于两颗中子星合并后夸克星的形成，我们提出了一个短持续时间伽马射线暴（sGRB）的模型。我们假设sGRB的中央引擎是一个原磁星，它以前被用来解释长和短GRB后观察到的高原状X射线发射。在这里，我们表明：i）在合并后的几毫秒内，有可能形成一个稳定的、大质量的恒星，其中一部分是由夸克构成的; ii）在未完全形成的夸克星的早期冷却阶段，中微子从表面烧蚀的重子通量很大，它不允许流出物达到足够高的体积洛伦兹因子以产生GRB; iii）在夸克燃烧锋到达恒星表面后，重子烧蚀停止，喷流变得太贫重子而不能产生GRB; iv）然而，在这两个阶段之间，GRB可以在重子污染停止所需的有限时间尺度内产生; $\sim 0.1 $ s量级的特征时间尺度自然地由转换波前需要覆盖旋转极和最后闭合磁场线的纬度之间的距离的时间产生; v）我们预测sGRB的亮度和其持续时间之间的相关性，与数据一致; vi）我们的模型还预测了合并事件和sGRB之间的时间延迟约为10秒，允许前体发射的可能性，并意味着射流将遇到合并后立即形成的致密茧。
2015-10-19 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Searching for Dark Matter with Neutron Star Mergers and Quiet Kilonovae
我们确定了新的天体物理学特征的暗物质，内爆中子星（NS），这可以决定性地测试是否NS内爆暗物质是负责失踪的恒星在银河系中心，一些$r$过程元素的来源，和快速射电暴的起源。首先，NS坍缩的暗物质在中子星内部形成$\sim 10^{-10}$太阳质量或更小的黑洞，这些黑洞将中子星转化为$\sim$ 1.5太阳质量的黑洞。这减少了LIGO/Virgo（LV）所看到的中子星合并的数量，以及DES，BlackGEM和ZTF等望远镜所看到的相关合并千新星的数量，而是产生了包含$\sim$ 1.5太阳质量黑洞的“黑色合并”。第二，由暗物质引发的中子星内爆可能会产生一种新的千诺瓦，这种千诺瓦缺乏可探测的、伴随的引力信号，我们称之为“安静的千诺瓦”。“使用DES数据和银河系的r过程丰度，我们限制了安静的千新星。第三，星系中中子星并合kilonovae和宁静kilonovae的空间分布可用于探测暗物质。NS坍缩的暗物质摧毁了盘状星系中心的大多数中子星，因此中子星合并千新星在大半径处大多会出现在一个甜甜圈中。我们发现，只有10个中子星合并kilonova事件，位于$\sim$ 1千秒差距的精度可以验证或排除暗物质引起的中子星内爆在$2 σ$信心，探索暗物质-核子截面4-10个数量级低于目前的直接检测实验极限。同样，NS坍缩的暗物质作为快速射电暴的来源，可以在$2 σ$置信度下进行测试，一旦20个爆发被C…
2018-03-20 astro-ph.HE hep-ph
Neutrino Flavor Evolution in Binary Neutron Star Merger Remnants
研究了由一颗大质量中子星和一个吸积盘组成的中子星合并残留物在中微子驱动风中的中微子味演化。与中微子发射特性和流体动力学轮廓的残留物一致提取的三维模拟，我们计算的味道演变考虑到中微子相干前向散射普通物质和中微子本身。我们采用“单轨道”的方法来研究中微子发射位置和角度对味演化的依赖性。我们还表明，味转换合并残留物可以影响（反）中微子吸收率的自由核子，从而可能影响$r$过程核合成风。我们讨论了这种结果对中微子发射特性变化的敏感性，也从不同的中子星合并模拟。
2017-01-12 astro-ph.HE hep-ph
Energy bursts from deconfinement in high-mass twin stars
我们估计的能量库可在解除禁闭相变诱导的中子星的“第三家族”分支上的混合星质量的孪生子的崩溃，使用最近的状态方程的致密物质。对应于配置之间的质能差的可用能量与最猛烈的天体物理爆发过程的能量相当。这种动力学转变的观测结果可能是快速射电暴，特别是最近的一个例子，在其光变曲线中具有双峰结构的FRB。
2015-06-29 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Constraining the competition between the deconfinement and chiral phase transitions in light of the multimessenger era
Peking University（北京大学）；Nagoya University（名古屋大学）；Osaka University（大阪大学）；Changzhou University（常州大学）；University of Shanghai for Science and Technology（上海理工大学）
本文通过结合宇称双重态模型和NJL模型，研究中子星核心中夸克物质的存在，并发现满足观测的稳定中子星及混合星的最大质量。
2025-12-08 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Correlation between the symmetry energy slope and the deconfinement phase transition
本文研究核对称能斜率对强子-夸克相变和中子星性质的影响，发现临界化学势与压强受其强烈调制，极端情况下解禁闭夸克质量占比可达99%。
2024-04-01 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Hybrid neutron stars among mass gap objects are excluded by twin stars at $1.4\,M_\odot$
University of Wroclaw（弗罗茨瓦夫大学）；A. Alikhanyan National Science Laboratory（阿利哈尼扬国家科学实验室）；Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf (HZDR)（德累斯顿-罗斯多夫亥姆霍兹中心）；Center for Advanced Systems Understanding (CASUS)（高级系统理解中心）；Institute of Independent Studies（独立研究学院）；Institute of Experimental Physics, University of Wroclaw（弗罗茨瓦夫大学实验物理研究所）
通过通用混合状态方程和贝叶斯分析，研究质量间隙（$2.5 < M_{\rm max}/M_\odot < 5.0$）中的致密天体是否为混合星，发现质量间隙混合星需要极早的解禁闭和极硬的夸克物质，但贝叶斯分析倾向于在典型中子星质量 $1.4\,M_\odot$ 附近出现解禁闭和质量双胞胎星，若证实则排除混合星作为观测到的质量间隙致密天体的候选者。
2026-10-12 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Axions in neutron star mergers
超新星和冷却中子星长期以来一直被用来限制轴子的性质，例如它们的质量以及与核子和其他标准模型粒子的相互作用。我们调查的前景，使用中子星合并作为一个类似的位置，在那里的轴子可以探测在未来。我们研究轴子对合并的影响，考虑到它们自由流过致密核物质的可能性和它们被捕获的情况。计算了轴子在并合条件下的平均自由程，发现在所有热力学条件下，轴子都能自由流通过并合。与以前的计算相比，我们整合了整个相空间，同时使用核子的相对论处理，假设矩阵元素是动量无关的。特别地，我们使用相对论平均场论来描述核子，考虑到核子的有效质量随着密度增加到核饱和密度以上而急剧减少。我们发现，在目前的约束下的轴子-中子耦合，轴子可以冷却核物质的时间尺度相关的中子星合并。我们的研究结果可能被视为第一步，旨在了解轴子如何影响合并模拟和潜在的接口与观察。
2020-06-19 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Matter Neutrino Resonance Transitions above a Neutron Star Merger Remnant
物质-中微子共振（MNR）现象有可能显著改变从紧凑物体合并中发射的中微子的味道含量。本文首次用三维中子星合并动力学模型中自洽产生的中微子自相互作用势和物质势计算了MNR跃迁。在单角度近似的情况下，我们发现，对称和标准的MNR过渡发生在正常和倒置的层次结构的情况下。我们研究的空间区域以上的合并残留物，传播中微子将遇到物质中微子共振，并发现，一个显着的一部分中微子可能会经历MNR过渡。
2016-07-15 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Simultaneous chiral symmetry restoration and deconfinement - Consequences for the QCD phase diagram
在研究天体物理学中的夸克物质时，通常采用热力学袋模型（tdBag）。虽然成功的，它不占动力学手征对称性破缺（D $χ$ SB）和排斥由于矢量相互作用是至关重要的解释最近的观测大质量，两个太阳质量的中子星。在Klähn & Fischer（2015）中，我们开发了一种新的vBag夸克物质模型，该模型考虑了这些效应。本文将vBag扩展到有限温度和同位旋不对称性。vBag的另一个特殊功能是从给定的强子状态方程（EoS）中确定解禁闭袋常数$B_{\rm dc}$，以确保手征跃迁和解禁闭跃迁一致。我们讨论的后果，这种新的方法的相变建设，相图，和质子中子星的影响。
2017-05-09 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Signatures of strangeness in neutron star merger remnants
中子星（NS）合并为我们提供了丰富的物理信息，使用多信使天体物理观测。这种合并的可能残余之一是一个差异旋转的热超大质量中子星。合并残留物的稳定性关键取决于基本的状态方程（EoS），从而提供了一种方法来探测致密物质的性质在NS。在这项工作中，我们寻找可能的签名的奇异性包含在NS内部的长期稳定的合并残余物的物质。我们还使用最近提出的方法，使合并残留物的崩溃时间和阈值质量以上的合并迅速崩溃到一个黑洞的粗略估计。
2020-02-18 astro-ph.HE
Search for Dark Matter Effects on Gravitational Signals from Neutron Star Mergers
基于最近探测到的中子星合并产生的引力波信号，我们分析了暗物质对这种信号的可能影响。我们发现，合并中子星的暗物质核心可能会产生一个可观察到的补充峰的引力波功率谱密度合并后，这可以从中子组件所产生的功能区分。
2018-05-15 astro-ph.CO astro-ph.HE gr-qc
Beta equilibrium in neutron star mergers
我们表明，通常使用的标准β平衡中微子透明的致密核物质变得无效，温度上升超过1兆电子伏。这样的温度是在中子星合并中达到的。通过数值计算相关的弱相互作用率，我们发现β平衡的正确标准需要一个可以高达10-20 MeV的同位旋化学势，这取决于中微子被捕获的温度。
2018-12-22 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
FIRST J1419+3940 as the First Observed Radio Flare from a Neutron Star Merger
在剧烈的合并过程中，两颗中子星可以减少百分之几的质量。随着喷出物的膨胀，它与周围的星际气体相撞，产生了持续数年的缓慢衰落的无线电耀斑。射电耀斑独特地探测了中子星合并的人口，因为过去几十年的许多事件仍然可以探测到。然而，迄今没有报告观测到无线电耀斑。在这里，我们表明，无线电瞬变FIRST J1419+3940，在1993年首次观察到，仍然可以检测到，可能起源于一个中子星合并。我们对中子星合并喷出物进行了数值模拟，证明了具有天体物理预期参数的合并模型能很好地再现观测到的射电光变曲线。我们检查观测到的无线电数据，以及宿主星系，找到线索，可以区分瞬变的中子星合并的起源从另一种解释-一个离轴长伽马射线暴的余辉。在不久的将来，观测可能会发现第一个J1419+3940无线电瞬变起源的进一步证据。我们表明，现有的无线电调查可能已经记录了多个无线电耀斑，告诉我们的起源和性质的中子星合并及其在宇宙中最重的元素的核合成中的作用。
2020-09-27 astro-ph.HE
Neutron Star-Black Hole Mergers from Gravitational Wave Captures
LIGO的第三次观测运行（O3）报告了几个中子星-黑洞（NSBH）合并候选者。从理论的角度来看，NSBH合并在社区中受到的关注比二元黑洞（BBH）或二元中子星（BNS）少。在这里，我们研究单单（sin-sin）引力波（GW）捕获在不同类型的星团-星系核（GN），球状星团（GC），和年轻的星团（YSC）-并比较合并率从这个通道在文献中提出的其他合并渠道。目前有很大的不确定性与每一个合并渠道，使一个明确的结论的起源NSBH合并是不可能的。然而，考虑到这些不确定性，我们发现，sin-sin GW捕获不太可能对整体NSBH合并率做出重大贡献。一般来说，孤立的双星在磁场或星团中演化，以及动态相互作用的双星在三重配置中，可能会导致更高的合并率。
2020-09-08 astro-ph.HE
Positrons and 511 keV radiation as tracers of recent binary neutron star mergers
从中子星-中子星（NS-NS）和中子星-黑洞（NS-BH）双星合并中喷射出的富中子物质被核过程加热到几百keV的温度，导致电子-正电子对的种群。一些正电子从喷出物的外层逃逸出来。我们发现，在银河系中的NS-NS和NS-BH合并产生的低能正电子的人口可以解释所观察到的511 keV线从银河系中心（GC）。此外，我们建议如何正电子和相关的511千电子伏的排放可以被用来作为示踪剂最近的合并。最近发现的511千电子伏的发射从超微弱的矮星系网状II，符合一个罕见的NS-NS合并事件，我们的建议提供了一个吸烟枪签名。
2019-03-31 astro-ph.HE
Effects of hyperons in binary neutron star mergers
首次在完全广义相对论下，采用核子和超音速有限温度状态方程（EOS）和中微子冷却对中子星并合进行了数值模拟.研究发现，即使在超子状态方程下，在典型的总质量为\bigodot $\approx$ 2.7M的合并后，也会先形成超大质量中子星，然后坍缩成黑洞（BH）.结果表明超子在黑洞合并后的动力学、黑洞周围环面的形成以及引力波的发射中起着重要的作用。特别地，超子的存在被印刻在GWs中。因此，GW观测将为探索中子星物质的组成提供潜在的机会。
2011-10-20 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Universal Relations for Binary Neutron Star Mergers with Long-lived Remnants
我们提出了一种新的通用关系的二进制中子星合并与长寿的中子星残余物：最近的工作的启发基于数值相对论模拟，我们提出了一种新的方法，使用微扰计算，使我们能够与合并前的中子星二进制潮汐变形合并后残余物的有效紧凑性。我们的研究结果允许预测的恒星参数的长寿残留中子星的研究期间发出的引力波合并前阶段。
2021-06-15 astro-ph.HE gr-qc
General relativistic magnetohydrodynamics simulations for binary neutron star mergers
本文综述2008至2024年间约四十次广义相对论磁化双中子星并合模拟，全面审视磁流体动力学效应，以预测和解释并合现象。
2024-05-27 astro-ph.HE gr-qc
Numerical Relativity Simulations of Magnetized Black Hole-Neutron Star Mergers
我们提出了新的数值技术，我们开发的发射的第一个参数的研究{\it磁化}黑洞-中子星（BHNS）合并，不同的磁场种子在最初的中子星。我们发现，磁场有一个可以忽略不计的引力波形和系统的整体动力学在合并过程中，无论磁场强度或BH自旋。在最近的一次模拟中，我们用大规模的纯极向磁场对未磁化的BHNS合并模拟的残留盘进行了播种，否则在完整的模拟中就不存在了。结果似乎是一个可行的sGRB中央引擎。
2013-03-04 astro-ph.HE
Remnant massive neutron stars of binary neutron star mergers: Evolution process and gravitational waveform
大质量（超大质量和超大质量）中子星很可能经常在双中子星合并后形成。我们探索的演化过程中残留的大质量中子星和它们发出的引力波，基于数值相对论模拟的双中子星合并采用各种状态方程和选择一个合理的范围内的中子星的质量的双星。我们发现，剩余超大质量中子星的寿命强烈依赖于总的双星质量，也对状态方程。由大质量中子星产生的引力波普遍具有频率近似恒定的准周期性质，尽管其频率随时间变化。我们还发现，引力波的频率和时变特性强烈地依赖于状态方程。本文导出了一个拟周期引力波形的拟合公式，它可用于引力波信号的数据分析。
2013-07-22 astro-ph.HE
Pulsar revival in neutron star mergers: multi-messenger prospects for the discovery of pre-merger coherent radio emission
研究了由致密天体间磁层相互作用引起的中子星合并前相干射电辐射。我们考虑两个合理的辐射机制，并表明，如果一个中子星有一个表面磁场$B_{\rm s} \ge 10^{12}$ G，相干毫秒射电爆发的特征时间形态和倾角的依赖性是可观察到的Gpc距离与下一代无线电设施。我们探索多信使和多波长的方法来识别NS合并起源的无线电爆发，如在快速无线电爆发调查，伽马射线暴和引力波事件的触发观测，以及在寻找kilonova和无线电余辉发射的快速射电暴的光学/无线电跟踪。我们目前和未来的观测设施，我们的研究结果，并提出建议，验证或约束模型。
2022-12-02 astro-ph.HE
Neutrino trapping and out-of-equilibrium effects in binary neutron star merger remnants
本文通过三维广义相对论中微子辐射大涡模拟，揭示双中子星并合后约2-3毫秒内物质与中微子达到热力学平衡，表明体粘滞等耗散效应仅在并合后极短时间窗口内活跃。
2023-10-31 astro-ph.HE
FRB 181112 as a Rapidly-Rotating Massive Neutron Star just after a Binary Neutron Star Merger?: Implications for Future Constraints on Neutron Star Equations of State
快速射电暴（FRB）181112的光变曲线被分解为四个连续的脉冲，第一和第三脉冲之间的时间间隔（$\sim0.8$ ms）与第二和第四脉冲之间的时间间隔一致，这可以解释为中子星（NS）以大约$0.8$ ms的周期旋转。尽管这个周期比目前已知的最快速旋转的脉冲星要短（$1.4$ ms），这是典型的模拟大质量NS后立即形成的双星合并（BNS）。因此，BNS合并是一个很好的候选人，这个FRB的起源，如果周期性是真实的。我们讨论了未来的影响，可以得到，如果这样的周期性是从FRB同时检测到引力波（GW）。从FRB观测中推断出的剩余自旋周期$P_{\rm rem}$是唯一的信息，它不容易通过合并后阶段的当前GW观测获得。如果与从GW数据推断的合并残余物$M_{\rm rem}$的质量结合起来，它将对核物质状态方程设定新的约束。此外，合并后的量$P_{\rm rem}/M_{\rm rem}$，或合并残余物的潮汐变形性，是密切相关的二元潮汐变形性参数$Λ$的NS合并前，和一个联合FRB GW的观测将建立一个新的限制$Λ$。因此，如果$Λ$也很好地测量GW数据，这两个之间的比较将提供进一步的见解核物质和BNS合并的性质。
2020-10-15 astro-ph.HE
Did Binary Neutron Star Merger GW170817 Leave Behind A Long-lived Neutron Star?
研究双中子星并合GW170817留下快速旋转大质量中子星并抛射赤道外流与喷流的观测意义，提出隐藏赤道环减速后导致光变曲线重新增亮的半解析模型，与现有观测相符并预测了余辉。
2024-05-30 astro-ph.HE
Probing binary neutron star mergers in dense environments using afterglow counterparts
迄今为止，唯一一个有电磁波对应记录的双中子星合并引力波事件是GRB 170817 A。这种合并发生在密度小于$10^{-3}-10^{-2}~{\rm cm}^{-3}$的稀薄介质中。由于中子星双星在形成时会产生反冲，而且在合并前会有很长的延迟时间，因此这种低密度的环并介质通常是可以预期的。然而，有一些间接的证据表明，快速合并或低反冲双星，这将在密集的环境中合并。尽管如此，目前的天文数据在很大程度上对这些高密度合并的可能性没有定论。我们描述了一种方法来直接探测这个假设的人口的高密度合并通过多信使观测的二进制中子星合并余辉，利用这些信号的高灵敏度的合并环境的密度。这种方法是基于尚未收集的合并余辉样本。它的约束力很大，即使是在一个小的事件样本。我们讨论了该方法的局限性和适用性。在即将到来的第三代引力波探测器时代，这种方法的潜力将得到充分实现，因为它将使我们能够探测宇宙恒星形成高峰后不久发生的合并，前提是后续活动能够定位源。
2021-02-18 astro-ph.HE
The origin of the first neutron star -- neutron star merger
第一颗中子星-中子星（NS-NS）合并于2017年8月17日通过引力波（GW 170817）和电磁观测发现。这次合并是在一个没有新恒星形成的古老椭圆星系中发现的。我们进行了一系列的数值计算，以了解这种合并的形成机制。我们探讨了经典孤立双星演化、球状星团动力学演化和核团簇形成三种主要的双致密天体形成机制，以检验它们是否可能在老的宿主星系中产生NS-NS合并。我们在乐观的假设下进行的模拟显示，对于所有的局域椭圆星系（100 Mpc ^3以内），双星的NS-NS合并速率为10^-2 yr^-1，球状星团的合并速率为5 x 10^-5 yr ^-1，核星团的合并速率为10^-5 yr^-1。因此，这些模型与GW 170817的观测速率为1.5年^-1（每100 Mpc ^3; LIGO/Virgo估计值）的探测之间存在矛盾。我们的研究结果意味着：（i）LIGO/Virgo在椭圆星系中以当前的灵敏度检测到GW 170817是一个统计巧合;或者（ii）在我们的三个模型中，至少有一个模型的物理在可以形成NS-NS合并的恒星演化的背景下是不完整的;或者（iii）另一个在恒星形成和合并之间具有长延迟时间的非常有效（未知）的形成通道正在起作用。
2018-03-28 astro-ph.HE
High-energy emission as signature of magnetic field amplification in Neutron Star Mergers
中子中子星系统的合并被认为是短伽马射线暴（sGRB）的中心引擎。对于合并过程，模拟预测，磁场被放大超过磁场强度的开尔文-亥姆霍兹不稳定性。大面积望远镜（LAT），爆发已被检测到，显示出一个时间上的扩展组件与一个短暂的峰值在提示阶段结束时一致。我们表明，这些LAT组件的sGRB的存在下，可以提供磁场放大的证据，在中子星合并。
2017-01-05 astro-ph.HE
Investigating the Impact of Higher-Order Phase Transitions in Binary Neutron-Star Mergers
The Pennsylvania State University（宾夕法尼亚州立大学）；University of New Hampshire（新罕布什尔大学）；Kent State University（肯特州立大学）；University of Coimbra（科英布拉大学）；Friedrich-Schiller-Universität Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）
本文通过模拟二元中子星并合，探讨高阶相变对引力波观测和致密物质研究的影响。
2025-08-14 astro-ph.HE gr-qc nucl-th
Transport in neutron star mergers
在介绍了QCD相图、核状态方程和中子星并合之后，我讨论了与中子星并合中的输运和核物质有关的三个问题。第一个是在中微子可以透过的合并部分中β平衡的性质。我们计算了弱相互作用（Urca）速率，发现β平衡条件需要通过增加一个额外的化学势来修正，这将略微改变中微子透明β平衡中的粒子含量.其次，我们计算了中子星合并条件下中微子透明核物质的体粘滞系数。体粘滞性是由核物质中的压力和密度之间的相位滞后引起的，这是由于β平衡的有限速率。当体积粘度足够强时，这发生在平衡速率几乎匹配密度振荡的频率时，它可以显著地抑制振荡。我们发现，在某些热力学条件下可能遇到的合并，振荡的核物质可以阻尼的时间尺度上的顺序为10毫秒，所以我们得出结论，体积粘度应包括在合并模拟。最后，我们研究了中子星合并中由于轴子引起的热输运。我们的结论是，轴子从来没有被困在合并，而是逃脱，携带能量远离合并。我们计算了冷却时间，由于携带的能量由轴子和发现，在当前的约束下的轴子-核子耦合，轴子可以冷却合并的流体元素的时间尺度上，这可能会影响合并的动力学。
2020-05-19 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
Binary neutron star mergers in massive scalar-tensor theory: Properties of post-merger remnants
本文通过数值相对论模拟研究大质量标量-张量引力理论下双中子星并合后遗迹的性质，发现激发标量场会提高即时坍缩阈值质量，并揭示超重中子星中存在长寿命ϕ-模式及去标量化在引力波中的独特特征。
2024-06-07 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
Magnetar wind-driven shock breakout emission after double neutron star mergers: The effect of the anisotropy of the merger ejecta
一个快速旋转和高度磁化的残留中子星（NS;磁星）可以从两个NS的合并中幸存下来，并驱动强大的相对论风。这股风与前一次合并喷出物的早期相互作用可以导致主要在紫外和软X射线波段的激波爆发（SBO）发射，这为剩余磁星的存在提供了观测信号。在这里，我们调查的各向异性结构的合并喷出物上的SBO排放的效果。研究发现，由于SBO可以发生在不同的时间，不同的方向，SBO辐射的辐射热光变曲线可以加宽。更详细地说，SBO光变曲线的轮廓可以高度依赖于喷出物结构，因此，我们原则上可以使用SBO光变曲线来探测未来合并喷出物的结构。
2022-11-13 astro-ph.HE
Merger of two neutron stars: predictions from the two-families scenario
如果只有一族“中子星“存在，它们的最大质量必须等于或大于$2 M_\odot$，那么只有在小于$18\%$的情况下，两颗中子星合并的结果才是直接坍缩成黑洞，因为新形成的系统至少在出现差动旋转之前可以避免坍缩。在所谓的两族理论中，由强子组成的恒星只有在$1.5-1.6 M_\odot$附近才是稳定的，而质量最大的致密恒星完全由奇异夸克物质组成。我们表明，在这种情况下，合并的两个中子星的结果是在至少$34\%$的情况下迅速崩溃。因此，一旦探测到合并时发出的引力波，就很容易区分这两种情况。
2017-12-25 astro-ph.HE
Survival times of supramassive neutron stars resulting from binary neutron star mergers
双星中子星（BNS）合并可能导致各种结果，从无限稳定的中子星，到超大质量（SMNS）或超大质量（HMNS）中子星，只是暂时对抗重力，到合并后迅速形成的黑洞。对BNS总质量和中子星状态方程的最新约束表明，在BNS合并的$\sim 0.45-0.9$中可能形成长寿命的SMNS。一个最大旋转的SMNS需要在它坍缩之前失去它的旋转能量的$\sim 3-6\times 10^{52}$ erg，在自旋下降时间尺度的一小部分上。一个SMNS编队印记在电磁对应的BNS合并。然而，与观察结果的比较揭示了紧张局势。首先，坍缩时间的分布太宽，释放的能量太窄（能量本身太大），无法解释观察到的内部X射线平台的分布，作为SMNS能量注入的证据。其次，巨大的能量注入冲击波应该会导致非常明亮的无线电瞬变，以前的研究发现这与短伽马射线暴的深层无线电观测不一致。此外，我们表明，即将到来的全天空无线电调查将限制提取的能量分布，独立的伽玛射线暴喷流形成。我们的结果可以自我一致地理解，只要大多数BNS合并残留物在形成后不久崩溃（即使它们的质量足够低，允许SMNS形成）。如果残余物在进入固体旋转时保持其初始能量的一半或更少，这自然会发生。
2021-07-20 astro-ph.HE
Deconfinement Phase Transition under Chemical Equilibrium
在这项工作中，我们研究如何与轻子化学平衡的假设影响解除禁闭的相变夸克物质。这是在手征平均场模型（CMF）的框架内完成的，允许非零净奇异性，对应于天体物理学场景中发现的条件。我们用温度、重子化学势、电荷或同位旋分数或化学势建立了三维QCD相图，以显示在化学平衡的特殊情况下，例如在冷催化中子星内部建立的情况下，退禁闭区域如何坍缩成一条线。
2020-11-23 astro-ph.HE astro-ph.SR hep-th
Evolutionary Origins of Binary Neutron Star Mergers: Effects of Common Envelope Efficiency and Metallicity
该研究利用MESA代码模拟不同参数下的双星演化，探明双中子星并合的形成通道与效率，揭示了中子星质量、共包层效率、金属丰度及超新星初始反冲对其形成的影响规律。
2023-08-25 astro-ph.HE astro-ph.SR
Observational consequences of structured jets from neutron star mergers in the local Universe
最近发现的中子星（BNS）并合双星GW 170817的多信使发现表明，短暴中的$γ$射线辐射比中央高能窄锥更宽，并向外弱膨胀数十度。在这里，我们探讨这种结构的发射的观测结果，以重建的角发射轮廓的伽马射线暴GRB 170817 A是典型的。我们计算了BNS合并中引力波观测的预期比例，这些引力波观测将有一个观测到的GRB对应物是$\sim30\%$，这意味着联合引力波和GRB观测将是常见的。此外，我们发现观测到的短伽玛暴的$\sim10\%$发生在200 Mpc。最后，我们估计BNS合并率为$\sim500$ Gpc $^{-3}$/年$^{-1}$。
2018-08-19 astro-ph.HE
The Influence of Muons, Pions, and Trapped Neutrinos on Neutron Star Mergers
本研究通过广义相对论流体动力学模拟，系统评估了缪子、π介子及被困中微子对中子星并合的影响，发现其导致并合后引力波频率偏移100-200赫兹。
2025-06-20 astro-ph.HE
Constraining equation of state of neutron star using neutron star-black hole mergers
Indian Institute of Technology Bombay（印度理工学院孟买分校）
本研究利用Bilby框架分析NSBH并合引力波数据，发现未来探测器需至少20次并合事件，方可清晰区分中子星物态方程。
2026-09-01 astro-ph.HE gr-qc
Finite-temperature effects in dynamical-spacetime binary neutron star merger simulations: Validation of the parametric approach
参量状态方程是系统研究中子星合并模拟中EoS效应的重要工具。在这项工作中，我们进行了数值验证的M*-框架参数计算有限温度EoS表。Raithel等人（2019）介绍的框架提供了一个模型，用于将任何冷的β平衡EoS扩展到有限温度和任意电子分数。在这项工作中，我们进行数值演化的一个二元中子星合并SFHo有限温度EoS，以及与M*-近似这个相同的EoS，其中的近似使用零温度，β-平衡切片SFHo和取代有限温度和成分依赖的部分与M*-模型。我们发现，近似版本的EoS是能够准确地重建的温度和热的压力分布的二进制中子星遗迹相比，发现使用完整版本的SFHO的结果。我们还发现，合并动力学和引力波信号在两种情况下都很好地吻合，通过EoS的近似，合并后的引力波峰值频率相差约1-2%。我们的结论是，M*-框架可以可靠地用于探测中子星合并的数值模拟性质。
2022-08-25 astro-ph.HE
