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
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
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
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
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
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
Electromagnetic signal of the QCD phase transition in neutron star mergers
中子星的合并创造了超核密度$n\gtrsim n_{\rm nuc}\simeq 0.17 {\rm fm}^{-3}$和中等温度$50\lesssim T \lesssim 90 {\rm MeV}$的条件。因此，这些事件探测QCD物质的密度-温度相图的敏感区域。我们研究光子生产的QCD共形异常的信号可能过渡到夸克自由度在合并。我们讨论的能量损失由于光子辐射作为一种冷却机制，是敏感的夸克物质的体积粘度和热导率。
2013-11-27 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
Critical slowing down and bulk viscosity in binary neutron star mergers
Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；Indian Institute of Science（印度科学学院）
研究探讨中子星并合中临界减缓对总体粘性的影响，揭示QCD贡献可能与电弱贡献相媲美，为观测提供新视角。
2026-03-13 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
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
Binary Neutron Star Mergers with Missing Electromagnetic Counterparts as Manifestations of Mirror World
我们认为，大部分的二进制合并，这可能会提供引力波信号可检测的LIGO/室女座，从隐藏的镜像部门出现。除了引力作用，镜像粒子不会与普通观测者发生相互作用，这就是为什么与镜像物质组成的成分合并时，预期不会有伴随引力波的电磁信号。因此，如果宇宙的暗物质预算主要是由镜像粒子贡献的，我们预测，只有大约一个双中子星（中子星-黑洞）合并的10个，可观察到的LIGO/处女座，特别是在相对于视线有利的条件下，可能伴随着提示伽马射线暴和其他电磁信号适合后续观测。LIGO/Virgo在第三次观测运行期间记录的候选事件列表似乎支持我们的预测。
2020-04-02 astro-ph.HE gr-qc hep-ph
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
Equation of state constraints from the threshold binary mass for prompt collapse of neutron star mergers
利用流体动力学方法对一组高密度物质状态方程（EoS）进行模拟，系统地确定了等质量非对称中子星（NS）合并中瞬发黑洞形成的阈值质量M_thres.我们设计了迄今为止最直接、最一般、最精确的方法，从揭示M_thres的合并观测中确定未知的非旋转NS的最大质量。考虑到强子-夸克相变的混合EOS，我们在NS合并中发现了一个新的、可观察到的夸克物质的特征。此外，我们的研究结果有直接的应用在引力波搜索，kilonova解释和多信使约束NS属性。
2020-10-06 astro-ph.HE hep-ph nucl-th
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
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
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
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
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
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
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
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
Neutron Star Mergers and the Quark Matter Equation of State
当中子星合并时，它们可以达到非常高的核密度。在这里，我们总结了最近的结果的演化和引力波发射的双中子星合并使用各种核状态方程有和没有交叉过渡到夸克物质。讨论了中子星并合的晚期引力波辐射如何可能揭示了向夸克物质的交叉跃迁的存在。
2023-02-24 astro-ph.HE gr-qc
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
Dynamical Capture Binary Neutron Star Mergers
我们研究动态捕获中子星合并可能出现在致密的恒星区域，如球状星团。利用广义相对论流体力学，我们发现这些合并可以导致迅速坍缩成黑洞或形成超大质量中子星，不仅取决于中子星状态方程，而且还取决于碰撞参量。我们还发现，这些合并可以产生高达太阳质量的十分之一的吸积盘和高达太阳质量的百分之几的未束缚喷射物质。我们评论的引力辐射和电磁瞬变，这些来源可能产生的。
2012-10-31 astro-ph.HE gr-qc
Black Hole - Neutron Star Binary Mergers: The Imprint of Tidal Deformations and Debris
引力波干涉仪灵敏度的提高将带来对双黑洞和双中子星合并的额外探测。它也很可能增加许多黑洞-中子星双星的合并事件。区分高质量比的混合双星和双星黑洞合并可能是具有挑战性的，因为在这种情况下，中子星与黑洞合并而没有经历重大的破坏。为了研究混合二进制合并到那些行为更像二进制黑洞合并的过渡，我们提出了不同的质量比合并模拟的结果。我们展示了中子星的变形和破裂程度如何影响螺旋和合并动力学，最终黑洞的性质，由潮汐碎片的圆形化形成的吸积盘，引力波，以及应变谱和失配。计算结果还表明了将黑洞击穿的Bowen-York初始数据推广到有中子星伴星的双星的初始数据方法的有效性。
2021-09-03 astro-ph.HE gr-qc
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
Comprehensive study of mass ejection and nucleosynthesis in binary neutron star mergers leaving short-lived massive neutron stars
利用广义相对论流体力学模拟方法，在近似中微子辐射输运的条件下，研究了大质量中子星在合并开始后$\lesssim 20$ ms内坍缩成黑洞的情况下，在动力学阶段和合并后阶段喷出物的性质.在三维模拟中的动态质量喷射进行了研究。以三维并合后系统为初始条件，采用二维轴对称粘性数值模拟方法研究了并合后物质抛射。我们发现，典型的中子丰富度的动态喷出物是更高的合并更不对称的二进制文件，因此，较重的$r$过程核占主导地位的合成。合并后的喷出物被证明只有一个温和的中子丰富度，这导致在生产较轻的$r$过程的核，无论二进制的质量比。由于较大的磁盘质量，合并后喷出物的质量是更大的不对称的二进制合并。因此，合并后的喷出物可以补偿生产不足的较轻的$r$ -过程核的不对称合并的情况下。因此，通过总结两个喷出物的成分，太阳残留的$r$ -过程的图案是复制的平均偏差的一个因素为三，无论二进制的质量比。我们的研究结果还表明，在$r$过程增强的恒星中观察到的（大约是几个因子）轻重丰度散射可以归因于双星质量比和总质量的变化。我们的结果与致密中子星双星的质量分布和磁星的短伽马射线暴的情况下的影响进行了讨论。
2022-10-18 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
Remnant baryon mass outside of the black hole after a neutron star-black hole merger
中子星（NS）和黑洞（BH）合并产生的引力波（GW）和电磁波（EM）信号是极端引力、核物理和天体物理学中备受期待的发现。我们开发了一个简单的公式，区分合并的结果，并预测合并后的残余质量，验证了75模拟。我们的公式改进了现有的结果，通过描述关键的未探索的制度：可比的质量和更高的BH自旋。这些是重要的区分NSNS从NSBH合并，并从EM信号推断源物理。
2018-06-29 astro-ph.HE gr-qc
Neutrino Fast Flavor Conversions in Neutron-star Post-Merger Accretion Disks
两颗中子星或一颗中子星与一个恒星质量的黑洞合并时，可能会形成一个致密的吸积盘。从这样的吸积盘流出已被确定为一个主要网站的快速中子捕获（r-过程）核合成和作为源的“红色”千诺瓦排放后，第一次观察到的中子星合并GW 170817。本文采用广义相对论辐射磁流体动力学方法对一个典型的并合后吸积盘进行了长时程模拟，初始吸积速率为$\dot{M}\sim 1\,M_\odot\,\text{s}^{-1}$，并合后吸积时间超过400 ms。我们包括中微子辐射输运，占中微子快速风味转换动态的影响。我们发现无处不在的味道振荡，导致显着更多的中子丰富的流出，提供镧系元素和第三峰r-过程丰度类似于太阳丰度。这提供了强有力的证据，合并后的吸积盘是重r过程元素的主要生产场所。类似的风味效应可以允许增加的镧系元素生产的葡萄酒。这里提出的形式主义也可以用于核心坍缩超新星的模拟，以探索快速转换是加强还是削弱爆炸。
2021-05-27 astro-ph.HE astro-ph.SR gr-qc
The rarity of repeating fast radio bursts from binary neutron star mergers
快速射电暴（FRB）是银河系外的，明亮的脉冲发射在射频与毫秒的持续时间。在观测上，FRB可以分为两类，重复FRB和非重复FRB。目前，已经发现了20个未知物理来源的重复FRB。第一个重复FRB 121102的定位和相关持久射电源的发现支持FRB是由年轻的毫秒磁星提供动力的，这些磁星可能是由大质量恒星或双星中子星合并的核心坍塌形成的。这两个形成通道可以通过双星中子星合并产生的引力波来区分。我们首先计算了加拿大氢强度测绘实验（CHIME）观测到的重复FRB的局部形成率的下限。然后，我们表明，只有一小部分（$6\%$）的重复FRB产生的年轻磁星从二中子星合并，基于引力波探测先进LIGO/室女座引力波探测器的第三次观测运行（O3）。因此，我们认为，重复的FRB更可能是由大质量恒星的核心坍缩而不是双星中子星合并产生的磁星。
2020-03-04 astro-ph.HE
A Summary of Multimessenger Science with Neutron Star Mergers
中子星并合是典型的多信使事件，包括双星中子星并合和中子星黑洞并合。它们已在整个电磁波谱中被检测到，最近又在引力波中被检测到，并且很可能在几十年内产生能量的中微子。短伽马射线暴的非热瞬发和余辉发射以及来自放射性供能的千新星的准热发射提供了对中子星合并物理的独特见解。当与来自引力波和中微子的关于聚并的直接信息相结合时，这些源可能成为最好理解的天体物理瞬变。对这些灾难性事件的多信使观测将确定引力波和天体物理学中微子的来源，使精确的宇宙学成为可能，并对基础物理学、重元素的起源、相对论喷流的行为和超核物质的状态方程进行独特的测试。在本白皮书中，我们总结了中子星合并的多信使观测可能带来的科学发现，并提出了在时域多信使天文学新时代实现这些发现的建议。
2019-03-08 astro-ph.HE
Electromagnetic counterparts of binary neutron star mergers leading to a strongly magnetized long-lived remnant neutron star
我们探讨了在大质量中子星合并后残留的大质量中子星存在$\gtrsim 0.5\,$ s的情况下，与双中子星合并有关的电磁对应物。在这项研究中，我们采用了长期的广义相对论中微子辐射磁流体动力学模拟平均场发电机效应获得的外流轮廓。我们发现，如果残余中子星的磁场被发电机效应显著放大，则高光度的同步辐射余辉可以与合并事件相关联。我们还对Kilonovae进行了辐射传输计算，发现在磁场高度放大的情况下，Kilonovae在早期可以是明亮的，而在几天内光发射迅速下降，并且在近红外波长处的长持续（$\sim 10\,{\rm d}$）发射非常明亮。所有这些特征在GW 170817中都没有发现，这表明在GW 170817中形成的合并残余中子星可能在几百毫秒内坍缩成黑洞，或者磁场放大可能是一个微小的影响。
2022-08-30 astro-ph.HE gr-qc
Modeling the complete gravitational wave spectrum of neutron star mergers
在中子星合并的背景下，我们使用数值相对论模拟研究合并残余物的引力波谱。合并后的光谱的特点是主峰频率$f_2$有关的特定结构和动力学的残余热超大质量中子星。我们发现，$f_2$是相关的潮汐耦合常数$κ^T_2$的特点，在后期的inspiral合并的二元潮汐相互作用。关系式$f_2(κ^T_2)$对二元总质量、质量比、状态方程和热效应的依赖很弱。这一观测结果开启了建立一个模型的可能性，该模型可以用来描述每一次合并的引力谱，并将后螺旋和后合并的描述统一起来。
2015-08-17 astro-ph.HE gr-qc
FRB 171019: An event of binary neutron star merger?
快速射电暴FRB 171019在ASKAP首次发现时相对明亮，但后来被GBT和CHIME发现为三次微弱的重复爆发。这些观测结果引发了关于第一个亮爆发是否与随后的重复爆发具有相同机制的讨论。对FRB 171019提出了一个双中子星合并模型，其中第一次亮爆发发生在合并事件期间，而随后的重复爆发是由星震引起的，并且通常较弱，因为星震的能量释放率很难超过灾难性合并事件。这种情况与观测结果一致，即没有检测到的爆发像第一个一样明亮。
2019-12-15 astro-ph.HE
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
Merger and Mass Ejection of Neutron-Star Binaries
中子星双星和黑洞-中子星双星的合并是地基引力波探测器最有希望的观测源之一，也是一种高能天体物理现象，在GW 170817事件中观测到的引力波和电磁波就说明了这一点。这些中子星双星的合并也是r-过程核合成最有希望的地点。完全广义相对论（数值相对论）的数值模拟是一种独特的方法，理论预测的合并过程，GWs发射，质量喷射过程，并导致EM发射。本文基于最新的数值相对论模拟结果，总结了我们目前对中子星合并和随后的物质抛射过程的认识。我们强调，数值相对论模拟的预测与GW 170817的光学和红外观测基本一致。
2019-08-06 astro-ph.HE gr-qc
An Updated Galactic Double Neutron Star Merger Rate Based on Radio Pulsar Populations
按照Pol等人描述的程序，我们更新了银河系双中子星（DNS）合并率，包括新的，高度偏心的DNS系统J0509+3801（林奇等人）。这导致了一个新的银河系DNS合并率为$\mathcal{R}_{\rm MW} = 37^{+24}_{-11}$ Myr $^{-1}$，其中误差代表90%的置信区间。Advanced LIGO的相应DNS合并检测率为$\mathcal{R} = 1.9^{+1.2}_{-0.6} \times \left( D_{\rm r} / 100 \ \rm Mpc \right)^3 \rm yr^{-1},$，其中$D_{\rm r}$为范围距离。使用130 Mpc的LIGO O3距离（Abbott等人），我们预测LIGO在O3灵敏度下每年将探测到3到7次DNS合并。
2020-02-06 astro-ph.HE
Neutron Star Mergers as the Dominant Contributor to the Production of Heavy $r$-Process Elements
本研究通过分析银河系 $r$-过程元素总质量，证实双中子星合并是重 $r$-过程元素产生的主导贡献者，并指出中子星-白矮星合并因发生率高而不可能产生大量富中子抛射物。
2024-02-13 astro-ph.HE
Spinning down neutron-star merger remnants with the Tayler-Spruit dynamo: Global simulations reveal the formation of massive disks and neutron-rich ejecta
California Institute of Technology（加州理工学院）；Walter Burke Institute for Theoretical Physics, California Institute of Technology（加州理工学院沃尔特·伯克理论物理研究所）
研究通过广义相对论磁流体动力学模拟，发现Tayler-Spruit发电机可重塑中子星并合遗迹的角动量分布，形成大质量富中子吸积盘与抛射物，影响其演化与多信使特征。
2026-09-29 astro-ph.HE
The Production of Actinides in Neutron Star Mergers
虽然对中子星合并事件GW 170817的多信使探测证实，合并是通过快速中子俘获过程（$r$ -过程）产生自然界大多数重元素的有希望的地点，但与产生反铅核-锕系元素-有关的一些问题仍有待回答。在这篇简短的评论文章中，我们总结了在$r$ -过程中生产锕系元素的一般要求和核物理输入的影响。我们还讨论了最近的努力，从不同的角度来解决中子星合并的锕系元素的生产，包括签名，可能会被探测到未来的kilonova和$γ$射线观测，在贫金属恒星的丰度散射，并提出了在太阳系中存在的短寿命放射性锕系元素的限制。
2022-07-01 astro-ph.HE astro-ph.SR
Constraints on binary neutron star merger product from short GRB observations
双中子星合并是强引力波源，也是解释短持续伽玛射线暴的主要候选者。在SGRB是由双中子星合并产生的假设下，以及在SGRB X射线光变曲线中观察到的X射线平台之后的陡峭衰减标志着超大质量中子星坍缩为黑洞（BH），我们使用{ \em Swift}的统计观测特性SGRB和银河系双中子星系统的质量分布，对中子星状态方程（EoS）和合并后产物的性质施加约束。我们发现，目前的观测已经提出了以下有趣的限制：1）一个中子星EoS的最大质量接近$M_{\rm max} = 2.37\,M_\odot (1+1.58\times10^{-10} P^{-2.84})$的参数化是有利的; 2）NS-NS合并的几个结果的分数如下：$\sim40\%$提示BH，$\sim30\%$超大质量NS崩溃到BH在一个延迟时间尺度范围内，和$\sim30\%$稳定的NS，从来没有崩溃; 3）新生的超大质量NS的初自旋应接近破裂极限（$P_i\sim1 {\rm ms}$），这与合并方案一致; 4）合并产物的表面磁场典型地为$\sim 10^{15}$ G; 5）超大质量NS的椭圆率为$ε\sim (0.004 - 0.007)$，使得合并后释放强GW辐射; 6）尽管合并产物的初始自旋能量是相似的，但进入电磁通道的合并产物的最终能量输出在从几个$10^{49}$ erg到几个$10^{52}$ erg的范围内变化，因为大…
2016-02-04 astro-ph.HE
The dynamical mass ejection from binary neutron star mergers: Radiation-hydrodynamics study in general relativity
在日本“K”超级计算机上，首次采用更新的泄漏加传输方案，考虑中微子冷却和加热，对双中子星合并进行了数值相对论辐射流体动力学模拟。中子星是由亨普尔和他的合作者开发的三个现代有限温度状态方程（EOS）模拟的。我们发现，如总质量，平均电子分数，和热能的合并动力学喷出物的属性强烈依赖于状态方程。只有对于软EOS（所谓的SFHo），喷出物质量才超过$0.01M_{\odot}$。在这种情况下，由于合并过程中的冲击加热，喷出物的电子分数的分布变得很宽。这些性质非常适合于生产类似太阳能的$r$工艺丰度。对于另一个刚性状态方程（DD 2和TM 1），在合并后形成了一个长寿命的大质量中子星，喷出物质量小于$0.01M_{\odot}$，尽管正电子捕获和中微子加热实现了宽的电子分数分布。
2015-03-03 astro-ph.HE
Binary neutron star mergers: Effects of spin and post-merger dynamics
自旋对伴随双中子星合并的电磁瞬变有重要影响。自旋的测量可以提供有关双星形成通道的重要信息。在没有强中子星自旋先验的情况下，自旋与其他参数的简并性导致了它们的估计中的显著不确定性，特别是限制了引力波的功率，从而对核物质状态方程施加严格的约束。因此，对高速旋转的中子星合并的详细研究对于理解多信使观测这类事件的各个方面是必不可少的。我们进行了一个系统的调查中子星自旋的影响--考虑无量纲自旋值高达$a_{\rm NS}=0.33$ --对合并的等质量，准圆双星中子星使用完全广义相对论模拟。我们发现，合并后的引力波信号的峰值频率仅受中子星自旋的微弱影响，自旋与轨道角动量对齐（反对齐）的情况下，与无旋的情况相比，给出略低（高）的值。我们发现，单臂不稳定性出现在一些情况下，与一些依赖于自旋。自旋对动力学喷出物的质量、速度和角分布，以及留在合并残余物之外的盘的质量有明显的影响。我们讨论了这些研究结果对预期的电磁信号的影响，并已被放置在状态方程的基础上的多信使观测GW 170817的约束。
2019-12-12 astro-ph.HE gr-qc
